尋找“另一個(gè)世界”的途徑

自從1992年第一顆圍繞恒星運(yùn)轉(zhuǎn)的系外行星被發(fā)現(xiàn)后，天文學(xué)家們已陸續(xù)確認(rèn)了超過(guò)800個(gè)地球的“同類”。那么，他們是如何取得這些成果的呢？現(xiàn)有的技術(shù)手段可謂各有利弊，針對(duì)科學(xué)家找尋系外行星時(shí)主要采用的7種技術(shù)方法，現(xiàn)逐一予以解讀。

方法一：天體測(cè)量學(xué)

天體測(cè)量學(xué)，主要通過(guò)精密追蹤一顆恒星在天空中運(yùn)行軌跡的變化，來(lái)確定受其引力拖曳的行星所在。這與徑向速度法的原理很類似，只不過(guò)天體測(cè)量學(xué)并不涉及恒星光芒中的多普勒頻移。

天體測(cè)量學(xué)可不是從1992年才開始為人所用的。它其實(shí)是搜尋系外行星最古老，并且起初也是最常用的方法——早期都是以肉眼和手寫來(lái)記錄的。但在近幾十年歷史中，科學(xué)家們?cè)趹?yīng)用該方法發(fā)現(xiàn)行星的過(guò)程中取得的成果寥寥，且常富有爭(zhēng)議。2010年10月發(fā)現(xiàn)的HD 176051b，是目前唯一一顆已經(jīng)確認(rèn)的、借由天體測(cè)量方法發(fā)現(xiàn)的系外行星。

不過(guò)，即將于2013年10月發(fā)射升空的歐洲空間局（ESO）“蓋亞”項(xiàng)目（Gaia，即第二個(gè)天體測(cè)量衛(wèi)星），或許可以令這種古老的方式告別自己寒酸的過(guò)往。該衛(wèi)星將在5年任務(wù)期間將測(cè)繪銀河系之內(nèi)以及附近區(qū)域的10億顆恒星，確定它們的亮度、光譜特征以及三維位置和運(yùn)動(dòng)情況。除此之外，三維星圖還將幫助人們揭開銀河系組分、起源與演化的秘密。

而據(jù)研究人員估計(jì)，“新”的天體測(cè)量學(xué)有望幫助他們找到數(shù)萬(wàn)顆新的系外行星。

方法二：利用狹義相對(duì)論

這是人類宇宙探索“技術(shù)庫(kù)”里增添的一個(gè)新手段。作為新的研究方法，它指導(dǎo)天文學(xué)家們?nèi)リP(guān)注恒星的亮度因行星運(yùn)動(dòng)而發(fā)生的變化——后者的引力作用引發(fā)相對(duì)論效應(yīng)，導(dǎo)致組成光的光子以能量的形式“堆積”，并集中于恒星運(yùn)動(dòng)的方向。

其實(shí)，運(yùn)用該方法來(lái)尋找行星，在理論上提出已逾10年。但直到最近，開普勒-76b（Kepler-76b）行星的發(fā)現(xiàn)，才算正式應(yīng)用了這種方法。開普勒-76b是距離地球2 000光年外天鵝座一顆質(zhì)量大約是木星兩倍的太陽(yáng)系外行星，作為第一顆應(yīng)用愛(ài)因斯坦的狹義相對(duì)論發(fā)現(xiàn)的系外行星，它得到一個(gè)別名：“愛(ài)因斯坦的行星”，這也使它變得聲名遠(yuǎn)揚(yáng)。

這一成果的真實(shí)性，隨后已被徑向速度法所證實(shí)。與其他已有的行星定位方法相比，“狹義相對(duì)論”法既有著自己的優(yōu)勢(shì)也存在一些不足，但它讓人們相信，隨著科學(xué)家對(duì)這一理論掌握得日臻成熟，會(huì)有更多此類發(fā)現(xiàn)不斷出現(xiàn)。

方法三：脈沖星計(jì)時(shí)法

這種方法特別適用于發(fā)現(xiàn)圍繞脈沖星運(yùn)動(dòng)的行星。所謂脈沖星，是由恒星衰亡后的殘余形成的密度極高的星體。它在高速自轉(zhuǎn)的同時(shí)，會(huì)發(fā)射出強(qiáng)烈脈沖——且由于一顆脈沖星的自轉(zhuǎn)本質(zhì)上是非常穩(wěn)定的，所以這種輻射因?yàn)樽赞D(zhuǎn)而非常規(guī)律。

脈沖星計(jì)時(shí)法最初并不是設(shè)計(jì)來(lái)檢測(cè)行星的，但是因?yàn)樗撵`敏度很高，所以能比其他方法能檢測(cè)到更小的行星——但即使是最下限也要相當(dāng)于地球質(zhì)量的10倍。于是，人們開始借由在脈沖的電波輻射上觀察到的時(shí)間異常，嘗試追蹤脈沖星的運(yùn)動(dòng)。換句話說(shuō)，脈沖星具有的奇特秉性，讓科學(xué)家們可以通過(guò)尋找脈沖星本應(yīng)規(guī)律脈沖中的不規(guī)律現(xiàn)象，來(lái)發(fā)現(xiàn)行星的蹤跡。

而在1992年，脈沖星計(jì)時(shí)法就幫助人類建立了一個(gè)里程碑——亞歷山大·沃爾茲森和戴爾·弗雷使用這種方法發(fā)現(xiàn)了環(huán)繞著PSR 1257+12的行星。隨后他們的發(fā)現(xiàn)很快就獲得證實(shí)，現(xiàn)普遍認(rèn)為，這就是人類在太陽(yáng)系之外第一次確認(rèn)發(fā)現(xiàn)的行星。

方法四：直接成像法

這種方法最大的特點(diǎn)叫“不言自明”——用不著什么復(fù)雜的演算，只需使用功能強(qiáng)大的望遠(yuǎn)鏡，直接給距離遙遠(yuǎn)的行星拍攝個(gè)“證件照”，一并還能取得其“行星護(hù)照”——上面包含了這顆行星光度、溫度、大氣和軌道信息。

直接成像原則上就是觀察系外行星的最重要方式，但該方法要求行星的自身尺寸要足夠巨大，與母恒星的距離還不能近到被其光芒所掩蓋。這實(shí)際上也是對(duì)技術(shù)的巨大挑戰(zhàn)，實(shí)現(xiàn)非常不易。日本國(guó)立天文臺(tái)研究小組曾指出，所有人類迄今已在太陽(yáng)系外至少確認(rèn)的行星中，能直接確認(rèn)其形態(tài)的還不到10顆，其中更多數(shù)都是推測(cè)出來(lái)的。

因而，也只有足夠強(qiáng)大的望遠(yuǎn)鏡裝配的日冕儀，才能在觀測(cè)中有效屏蔽掉附近恒星母星的耀眼光芒，從而保證“主角”形象的清晰。目前，掌握直接成像法的幾位著名“攝影師”有：美國(guó)國(guó)家航空航天局的哈勃望遠(yuǎn)鏡、夏威夷的凱克天文臺(tái)以及歐洲南方天文臺(tái)位于智利等幾個(gè)地區(qū)的望遠(yuǎn)鏡陣列。

方法五：重力微透鏡法

重力微透鏡法，是指科學(xué)家們從地球上觀察巨大星體路經(jīng)一顆恒星正面時(shí)發(fā)生的現(xiàn)象，進(jìn)而尋找行星的方法。這是唯一有能力在普通的主序星周圍檢測(cè)出質(zhì)量類似地球大小行星的方法。

該方法的原理在于，當(dāng)這種現(xiàn)象發(fā)生時(shí)，附近星體的重力場(chǎng)會(huì)發(fā)生彎曲，并會(huì)如透鏡一樣放大目標(biāo)恒星發(fā)出的光。由此便會(huì)產(chǎn)生一個(gè)光變曲線，即遙遠(yuǎn)恒星的光線隨時(shí)間由亮漸衰。這一過(guò)程能夠告訴天文學(xué)家們關(guān)于目標(biāo)恒星的許多信息——如果該恒星擁有行星衛(wèi)星，那么將會(huì)產(chǎn)生二級(jí)光變曲線。因而，一旦發(fā)現(xiàn)了二級(jí)光曲線，就可以證明行星的存在。

科學(xué)家第一次提出利用重力微透鏡尋找系外行星的方法是在1991年，不過(guò)直到2002年，波蘭的天文學(xué)家在光學(xué)重力透鏡實(shí)驗(yàn)中發(fā)展出可行的方法后，其才獲得成功。隨后重力微透鏡法開始為人類貢獻(xiàn)出由它發(fā)現(xiàn)的行星。而這種方法在觀察地球與銀河中心之間的恒星時(shí)，最有可能獲得成效，因?yàn)殂y河中心可以提供大量的背景恒星。

該方法自然也有它的缺陷——只有當(dāng)兩顆恒星幾乎完全對(duì)齊時(shí)，才會(huì)產(chǎn)生這種效果。而恒星對(duì)齊的情況永遠(yuǎn)不會(huì)再次發(fā)生，因此這種方法不能重復(fù)。不過(guò)，與徑向測(cè)速法等方法相比，重力微透鏡法并不局限于發(fā)現(xiàn)軌道距離母星較遠(yuǎn)的行星，科學(xué)家們甚至可以使用它去尋找所謂的“游俠行星”，即那些沒(méi)有歸依、自由流浪于宇宙深處的行星。

方法六：徑向速度法

這是到目前為止最具有成效的確認(rèn)行星的方法。

徑向速度法找尋的線索，是恒星母星相對(duì)地球發(fā)生遠(yuǎn)近運(yùn)動(dòng)時(shí)，衛(wèi)星行星受其影響所產(chǎn)生的微小波動(dòng)。變化雖然小，但使用現(xiàn)代的光譜儀已可以檢測(cè)出低至1米/秒的速度變化。這種方法通常也叫做“多普勒效應(yīng)法”，因?yàn)樗鼫y(cè)量的，就是恒星的光受引力拖曳而產(chǎn)生的變化。

這種方法的成功與否從原理上講與行星的距離無(wú)關(guān)，但由于需要高精度的高信噪比，因此通常適用于搜羅我們地球附近那些距離不超過(guò)160光年的恒星。而它的一個(gè)主要缺點(diǎn)，是不像其他方法那樣在發(fā)現(xiàn)的同時(shí)展示出行星的“身份信息”——該方法只能估計(jì)行星的最低質(zhì)量，其通常只是真實(shí)質(zhì)量的20%左右。

另外，僅僅有徑向速度法這一理論武器顯然是不夠的，科學(xué)家還需要利用到智利拉西拉天文臺(tái)（隸屬歐洲南方天文臺(tái)）3.6米望遠(yuǎn)鏡安裝的高精度徑向速度行星搜索器（HARPS），或是位于夏威夷的凱克天文臺(tái)高分辨率階梯光柵光譜儀（HIRES），再或是和前兩者一樣擁有非常復(fù)雜名字、卻能代表目前最先進(jìn)技術(shù)的天文設(shè)備們。時(shí)至今日，它們已幫助科學(xué)家發(fā)現(xiàn)了諸多系外行星。

方法七：凌日法

凌日法的基本原理，是觀察恒星亮度在有行星橫穿或路經(jīng)其表面時(shí)發(fā)生的細(xì)微變化。它的好處是可以從光變曲線測(cè)定行星的大小。

這種現(xiàn)象只有在行星的軌道與觀測(cè)的天文學(xué)家的觀測(cè)點(diǎn)對(duì)齊時(shí)才能觀測(cè)到，機(jī)會(huì)其實(shí)并不大。只不過(guò)當(dāng)技術(shù)手段若能同時(shí)掃描成千上萬(wàn)乃至數(shù)十萬(wàn)顆恒星時(shí)，在如此大面積范圍內(nèi)，發(fā)生該現(xiàn)象的系外行星數(shù)量，理論上應(yīng)該會(huì)超過(guò)徑向速度法所得。

而如果一個(gè)由徑向速度法發(fā)現(xiàn)的沒(méi)有完整質(zhì)量信息的行星，再用凌日法來(lái)加以佐證，那么天文學(xué)家就可以利用這種結(jié)合來(lái)評(píng)斷行星的真實(shí)質(zhì)量和密度，進(jìn)而對(duì)行星的物理結(jié)構(gòu)有更多的了解。但凌日法也并非占盡優(yōu)勢(shì)，這種檢測(cè)方法的虛假率其實(shí)也很高，由凌日法所檢測(cè)出來(lái)的“待定行星”，還通常需要通過(guò)徑向速度法來(lái)復(fù)查。

而除此之外，凌日法同樣也可以幫助天文學(xué)家“擴(kuò)大戰(zhàn)果”——發(fā)現(xiàn)行星已知衛(wèi)星外的其他潛在衛(wèi)星。