1.3 观测方法

来源： 考纲 §1 — 观测方法 · 课堂笔记 §9.1

根本难题： 行星自己不发光，而且在它的恒星旁边又小又极其暗弱——就像要在探照灯旁边认出一只萤火虫。因此通常间接探测系外行星：观测的不是行星本身，而是它对恒星的影响。**詹姆斯·韦伯望远镜（James-Webb-Teleskop）**等带来了进展。

a) 凌日法（Transitmethode）

物理原理——为什么能测到。 行星正好从我们的视线方向绕恒星运行。当它从恒星前方经过（凌日，Transit）时，它的圆面遮住恒星圆面的一小部分——好比一次微型日食。行星挡住多少星光，就缺多少 → 测得的亮度短暂下降。由于行星周期性回来，这一亮度凹陷会按公转周期重复出现 → 由此读出行星的存在与公转周期。

✎ 亮度下降有多大？（为什么「小/大」是关键） 被遮住的比例是行星面积 ÷ 恒星面积。两者都是圆面，面积 $\propto r^2$，所以相对亮度下降为

$$\frac{\mathrm{\Delta }L}{L}=\frac{r_{\text{行星}}^2}{r_{\text{恒星}}^2}.$$

$\mathrm{\Delta }L\dots$ 缺失的光量；$L\dots$ 恒星全亮度；$r_{\text{行星}},r_{\text{恒星}}\dots$ 半径。由此一眼看出：行星越大、恒星越小，亮度凹陷就越深、越容易测到。（一颗木星挡在小恒星前，比一颗地球挡在太阳前要明显得多。）

主要仪器是空间望远镜 COROT（早期任务）以及尤其是 开普勒（Kepler）。

✎ 量级与「三次凌星规则」（➕）。 一颗热木星挡在类太阳恒星前，亮度下降约 $\mathrm{\Delta }L/L\approx 1\mathrm{\%}$；而一颗地球挡在太阳前只有约 1 : 10 000（${10}^{-4}$）——由此可见大行星容易测得多。要确认一个候选体，通常要求满足三次凌星规则（drei-Transite-Regel）：只有当亮度凹陷以相同节律重复出现三次，周期性（即公转周期）才算确凿——单独一次凹陷也可能是星斑波动或别的天体造成的。

图：凌日法——行星经过时恒星亮度短暂下降（亮度-时间曲线中的红色凹陷）。

b) 视向速度法 / 多普勒法（Radialgeschwindigkeits-Methode）

物理原理——恒星为什么会「泄露」行星。 严格来说并不是行星绕恒星转，而是**两者一起绕共同质心（Massenmittelpunkt）**转。原因：引力按「作用＝反作用」同时作用在两个天体上。由于恒星重得多，这个质心很靠近恒星（甚至在恒星内部）——于是恒星会沿一条微小的圆/椭圆轨道轻微地来回「晃动」。

这种晃动通过星光的多普勒效应测出。该效应来自运动时传到我们这里的光波被压缩或拉伸：

• 恒星朝我们运动 → 光波被压缩，波长变短 → 蓝移（Blauverschiebung）。
• 恒星远离我们 → 光波被拉伸，波长变长 → 红移（Rotverschiebung）。

✎ 位移有多大？ 它正比于沿视线方向的速度（视向速度 $v_r$）：

$$\frac{\mathrm{\Delta }\lambda }{\lambda }=\frac{v_r}{c}.$$

$\mathrm{\Delta }\lambda \dots$ 谱线位移；$\lambda \dots$ 静止波长；$v_r\dots$ 朝向／远离我们的速度；$c\dots$ 光速。作为基准谱线用的是精确已知的氢谱线——可见光波段的巴尔末系（Balmer-Serie）：$\text{H}\alpha ,\text{H}\beta ,\text{H}\gamma ,\text{H}\delta$（➕）。它们位于精确已知的 $\lambda$；这些谱线来回的周期性位移正是可测信号。行星越重，恒星「晃」得越厉害，$\mathrm{\Delta }\lambda$ 越大——由此可估算行星的公转周期和（至少是下限的）质量。

其他叠加的运动（如整颗恒星绕银河中心的运动）是恒定的，会通过计算扣除。

图：视向速度法——恒星与行星绕共同质心运行，星光交替发生蓝移和红移。

✎ 题外话——红移与宇宙膨胀（哈勃定律）。 这里讲的是恒星「晃动」造成的多普勒红移。但在更大尺度上还有另一种红移：几乎所有遥远星系的谱线都整体红移，而且越远的星系红移越大。哈勃（Edwin Hubble，1929）由此得出

$$v=H_0\cdot d$$

（$v\dots$ 星系退行速度；$d\dots$ 到我们的距离；$H_0\dots$ 哈勃常数）。结论：宇宙在膨胀——并非星系在静止空间里飞散，而是空间本身在拉伸（这种红移更准确叫宇宙学红移，是波长随空间一起被拉长，而非经典多普勒效应）。沿时间倒推，万物曾聚于一点 → 大爆炸。✎ 更意外的是：观测（Ia 型超新星）表明这膨胀还在加速，推动它的未知成分叫暗能量（占宇宙能量约 70%，见CERN 研究目标）。

c) 引力透镜法（Gravitationslinsen-Methode）

物理原理——恒星为什么能「聚光」。 按照广义相对论，质量会弯曲空间，光沿着这弯曲传播 → 质量使光线偏折（见引力场中的光偏折）。当一颗恒星（「透镜」）恰好挡在一颗更遥远的背景恒星前方时，背景恒星本应擦身而过的光线被偏向我们并汇聚 → 背景恒星短暂变亮（微引力透镜效应）。

如果这颗前景恒星带有行星，行星那一小份额外质量充当第二个微小透镜 → 在凌过期间于主曲线之上再叠出一个短暂的额外亮度尖峰。由它的位置与高度便可推断出行星。

该方法极其灵敏（连暗弱、遥远的系统也适用），但只是一种边缘现象——因为这种前景—背景的完美对齐不会重演，事件无法再次测量，且测量必须极其精确。

✎ 这种对齐有多罕见？（➕） 两颗恒星近乎重合的概率极低——每监测一颗恒星，概率仅约 $P\approx \mathrm{0,001}$。因此要同时观测数百万颗恒星（例如朝银河系中心方向）。从物理上看，该方法直接建立在广义相对论（质量使光偏折）之上。标志天体是 OGLE-2005-BLG-390Lb：第一颗用此法发现的「寒冷超级地球」（约 5.5 倍地球质量、远离恒星、约 50 K）——这样的行星用其他任何方法都很难找到。

图：引力透镜法——前景恒星如透镜般增强背景恒星的光，行星产生额外的短暂亮度尖峰。

d) 直接观测（Direkte Beobachtung）

物理原理——以及为什么这么难。 这里直接测量行星自身的电磁辐射。根本难题是巨大的亮度反差：恒星比旁边的行星亮许多个数量级——就像要在探照灯旁拍一只萤火虫。恒星会盖过行星的光。

辅助手段：日冕仪（Koronograf，专门遮掉星光、保留周边），以及詹姆斯·韦伯望远镜这类大而稳定的望远镜。尤其适合年轻、炽热、离恒星较远的行星，原因正是这些物理条件：

• 年轻且炽热 → 行星仍带着形成时的余热而自身发光（尤其在红外）→ 行星与恒星之比更好；
• 离恒星远 → 在天上的视角间距大 → 能在空间上与恒星分开（不致淹没在星光里）。

✎ 间距要多大？（角分辨，➕） 关键是角分辨／角间距（Winkeltrennung）——恒星与行星在天上的视角夹角。只有它足够大，望远镜才能把两者分开成像，而不是糊成一个光斑。实践中行星因此需要很大的轨道半径，约 > 5 AE（天文单位）。标志天体是 GQ Lupi b：一颗直接成像的、质量很大的年轻伴星（处在行星/褐矮星边界），距一颗极年轻的恒星约 100 AE——「年轻、炽热、离得远」的典型范例。

✎ 为什么詹姆斯·韦伯望远镜（JWST）如此重要

JWST 被视为哈勃望远镜的后继者，是一台红外望远镜，主镜约 6.5 米；其仪器被冷却到绝对零点（absoluter Nullpunkt）以上约 7 K，以免自身的热辐射干扰测量。它在红外波段（约 0.6–28 µm）观测——正是许多分子留下「指纹」的地方。(NASA Webb FAQ) 该方法叫透射光谱法（Transmissionsspektroskopie）：在一次凌日期间，一部分星光会穿过行星的大气。大气中的分子吞掉特定波长 → 在这些波长上行星显得稍大。从这些微小差异就能读出大气成分（见光谱学）。所需精度极高——对类地行星量级约为 1 : 1 000 000。 ✎ 以地球作参照（➕）。 为了知道该找什么，人们用地球自身的红外光谱作对照：它显示出 H₂O、CO₂、O₃ 的特征吸收带。若某系外行星有类似光谱，就是热门候选——地球相当于那个「已知原件」，用来比对陌生行星的指纹。

各方法的成绩——哪种方法发现得最多？（➕）

四种方法的产出差别很大。粗略统计（截至约 2025 年，在 6000 多颗已确认行星中）：

方法	发现数	特点／标志天体
凌日	~4000+ （遥遥领先，>75%）	对大而近的行星灵敏 · 开普勒/COROT
视向速度	~1000+	可定质量 · 51 Pegasi b
微引力透镜	~200	能找遥远/寒冷行星 · OGLE-2005-BLG-390Lb
直接观测	~70	仅限年轻、炽热、远的行星 · GQ Lupi b

所有系外行星中超过 90% 来自凌日 + 视向速度两法之和；微引力透镜和直接观测产出虽少，却是特殊天体（恰好是两大主法看不到的那些——「每种方法都有自己的盲区」）。这些数据由 NASA 系外行星档案库（NASA Exoplanet Archive） 维护。