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太陽系 我們該用什么方法才能在其他恒星周圍發(fā)現(xiàn)行星？

截至2016年2月，已經(jīng)有近2000顆系外行星被發(fā)現(xiàn)并確認，你可以在NASA官網(wǎng)中查詢到最新的數(shù)據(jù)。這個數(shù)字還在不斷變化，部分原因是我們目前的探索方法在不斷改進。
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下面是一些探測太陽系外行星的方法：
1）直接成像：這似乎是最明顯的選擇——看到行星本身。不幸的是，這是非常困難的，因為行星被來自其母星的光芒淹沒了。試圖從一顆太陽系外恒星發(fā)出的光中分辨出行星的光，就像試圖在霧天的夜晚用紐約市的望遠鏡辨認出一只螢火蟲在舊金山一盞探照燈旁盤旋發(fā)出的光一樣。盡管這種方法沒有像其他方法那樣探測到那么多行星，但由于我們技術(shù)的進步，它的潛力在過去幾年里急劇增加。

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圖片說明：2013年1月2日：天文學家估計銀河系可能包含多達4000億顆系外行星，這幾乎是每一顆恒星都有一顆行星。
2) 天體測量：研究恒星在天空中的精確位置稱為天體測量。我們總是認為一顆行星是繞著一顆恒星運行的，但實際上，行星和恒星都是繞著一個共同的質(zhì)心在運行。恒星總是比行星大得多，所以質(zhì)心離恒星更近，因此恒星的軌道非常小，而行星的軌道則明顯得多。盡管行星引力導致的恒星位置變化非常小，但通過對恒星實時位置的仔細研究，是可以發(fā)現(xiàn)這種微小變化的。由于這種測量方式過于困難，以至于使用這種方法至今還未能探測到系外行星。

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圖解：畫家筆下的系外行星OGLE-2005-BLG-390Lb。
【 太陽系|我們該用什么方法才能在其他恒星周圍發(fā)現(xiàn)行星？】3) 多普勒頻移（也稱為徑向速度法）：這種方法依賴于行星和恒星都圍繞一個共同的質(zhì)心運行。如果軌道是側(cè)向運行的，恒星就會在它的小軌道上先向我們靠近，再遠離我們。當一個物體向我們移動時，我們檢測到的光是藍移的（我們看到的光波長比正常情況下短），當一個物體遠離我們時，我們檢測到的光是紅移的（我們看到的光波長比正常情況下長）。光的多普勒頻移和聲音的多普勒頻移非常相似，如果你曾經(jīng)在救護車經(jīng)過的時候站在路邊，你可能已經(jīng)遇到過這種情況。救護車的警報聲在接近和遠離我們時并不相同，因為聲波先被壓縮，后被拉長了。由于多普勒頻移，恒星光譜（恒星的亮度與波長的關(guān)系圖）的這些變化可以被檢測到。已發(fā)現(xiàn)的很大一部分的太陽系外行星就是通過這種方法探測到的。

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圖解：畫家筆下的HD 188753 Ab的虛構(gòu)衛(wèi)星上的三重日落。
4) 脈沖星計時：1991年，在脈沖星周圍發(fā)現(xiàn)了第一顆太陽系外行星。脈沖星是一種非常古老的恒星，它發(fā)出的光束可以掃過我們的視野（有點像燈塔發(fā)出的光）。這些脈沖可以非常精確地計時（脈沖星可以制做非常精確的時鐘），但是如果一顆行星正在繞脈沖星運行，脈沖計時就會改變。由于脈沖星周圍的環(huán)境對生命來說非常不利，天文學家對于使用脈沖星計時技術(shù)來尋找太陽系外行星的方法并不積極。他們更感興趣的是尋找可能孕育生命的行星以及更像我們地球的行星。

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圖解：畫家筆下的脈沖星行星PSR B1620-26c。
5) 凌星法：如果行星從它的母星和觀測者之間穿過（這意味著在軌道邊緣），因為行星的遮擋，可以觀察到從母星發(fā)出的光會稍微傾斜。目前大多數(shù)太陽系外行星都是使用開普勒太空望遠鏡通過這種方法發(fā)現(xiàn)的。

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圖解：利用凌日法偵測系外行星，下方的線圖代表不同時間地球所接收到的光量。
6) 引力微透鏡：這種方法使用了愛因斯坦廣義相對論中的復雜數(shù)學。該技術(shù)的理論基礎是質(zhì)量大的物體會彎曲它們周圍的空間，所以當光經(jīng)過這個空間時，光可以被放大。天文學家使用這種方法觀察可能帶有行星的恒星，當它從一顆遙遠的背景恒星前面經(jīng)過時，背景恒星發(fā)出的光會被前景恒星的行星以一種非常特殊的方式放大（如果該行星存在的話）。如果我沒有很好地解釋這個方法，別擔心！引力微透鏡是一個非常有爭議的問題，因為它無法得到證實。前景恒星和背景恒星之間的特殊排列不會發(fā)生第二次，所以天文學家無法證明他們所看到的特殊放大是真實的，又或者特殊放大現(xiàn)象僅僅是普通舊式測量的誤差造成的。

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