寻找系外行星的新方法

截至2021年5月，天文学家已经找到了4719颗系外行星。

为了寻找系外行星，天文学家可谓使尽了招数。

最常见的是径向速度法和凌星法。

径向速度法利用了这样的原理：在一个拥有行星的恒星系中，恒星本身并非全然静止不动。

事实上，恒星和行星在绕着共同的质量中心运动，只是恒星的运动速度很小，几近轻微的摆动而已。

用敏感的探测手段，探测到恒星的摆动，我们就知道它拥有行星。

凌星法的原理甚至更简单。

我们知道，行星自身是不发光的。

当它运行到恒星前面时，会遮挡住恒星的部分光线，导致恒星亮度稍微变暗。

等它运行到恒星背后，恒星亮度又恢复正常了。

当然，由于行星相对于恒星块头是很小的，所以变化也是非常微小的。

但探测到恒星亮度的这种周期性变化，也能推断出那里有系外行星。

行星越大 意味着质量和体积都更大，其母恒星的摆动或亮度变化也就越大，所以径向速度法和凌星法适合用于探测气态巨行星。

但以我们太阳系的经验，气态巨行星并不是外星生命的理想家园。

今天，我们介绍两种不太常见的方法：引力微透镜法和无线电波法。

后者特别适合用于探测岩石质行星——这类行星目前被认为最有希望被外星生命栖居。

引力微透镜法

根据广义相对论，引力会导致时空弯曲。

所以，当光线从大质量天体旁边经过时，会走一条弯曲的路径。

两束平行光线从大质量天体旁边经过，会像穿过一块凸透镜一样，将汇集到一点。

这叫做引力透镜效应。

在引力透镜效应中，一般来说，起到透镜作用的大质量天体往往是整个星系，因为星系的质量大，效应更明显。

今天我们介绍的引力微透镜，其原理跟引力透镜基本相同，但起到透镜作用的天体要小一些，往往是一颗恒星甚至行星。

假设有一颗恒星A，由于离地球太远，它看起来太微弱，我们无法看清。

现在再假设在恒星A和我们之间，刚好有另一颗天体B穿过。

根据引力透镜效应的原理，恒星A的光在穿过天体B时，会被天体B汇聚。

这样一来，在天体B横穿期间，我们看到的恒星A的亮度就突然增强了，等到天体B穿过之后，又暗淡下去。

这种现象就叫引力微透镜效应。

引力微透镜效应持续的时间较短，往往只有几天甚至几小时。

假如穿越的天体是一颗带有行星b的恒星B，那么起到引力微透镜效应的天体，现在就不单是恒星B，还有行星b。

这相当于一块透镜有了两个焦点：恒星B和行星b。

这样，聚焦效果就跟单有一个焦点恒星B时有了差别。

由此，我们就可以判断恒星B是否拥有行星。

上述例子中，作为背景的是恒星A。

如果恒星B确实拥有行星b，多选几个背景恒星观察恒星系B+b的引力微透镜效应 因为恒星系B+b在运动，我们还可以选择其他恒星作背景，譬如恒星C，只要地球、恒星系B+b和恒星C刚好暂时在一条直线上即可，我们还可以计算出行星b具体的质量和轨道。

用引力微透镜法，天文学家迄今已经探测到了89颗系外行星。

这种方法相比径向速度法和凌星法，优点是质量较小的行星也容易探测。

缺点是观测没法重复，因为背景恒星、需要探测的恒星系和地球，三者排成一条直线的事件是一次性的。

无线电波法

2020年1月，天文学家利用荷兰的低频阵列射电望远镜探测到距离我们26光年外的红矮星GJ 1151拥有一颗5倍地球质量的岩石质行星。

这是天文学家首次利用无线电波探测到系外行星。

无线电波的原理是这样：我们知道，运动的导体在磁场中切割磁力线，会产生电流;如果导体切割的磁场不是均匀的，就会产生变化的电流，变化的电流又会发射无线电波。

在宇宙的环境中，许多恒星都拥有非均匀磁场，而拥有大气的行星，由于其大气层最外面是导电的电离层，所以可充当运动的导体。

这样的恒星系就具备了发射无线电波的条件。

太阳系虽然也具备拥有非均匀磁场和可充当导体的行星这两个条件，但遗憾的是，太阳的磁场不够强，而拥有大气层的行星又距离它太远 比如地球，由于离太阳太远了，远离太阳的磁场，所以这一效应效果不明显。

红矮星则不同。

这些暗淡的恒星拥有比太阳强得多的磁场，而且那里的行星可以跟它靠得更近，所以这样的恒星系发射的无线电波更强烈。

所以在红矮星系统用这种办法找岩石质系外行星确实是一个好的选择。