寻找“另一个世界”的途径

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自从1992年第一颗围绕恒星运转的系外行星被发现后，天文学家们已陆续确认了超过800个地球的“同类”。那么，他们是如何取得这些成果的呢？现有的技术手段可谓各有利弊，针对科学家找寻系外行星时主要采用的7种技术方法，现逐一予以解读。

方法一：天体测量学

天体测量学，主要通过精密追踪一颗恒星在天空中运行轨迹的变化，来确定受其引力拖曳的行星所在。这与径向速度法的原理很类似，只不过天体测量学并不涉及恒星光芒中的多普勒频移。

天体测量学可不是从1992年才开始为人所用的。它其实是搜寻系外行星最古老，并且起初也是最常用的方法――早期都是以肉眼和手写来记录的。但在近几十年历史中，科学家们在应用该方法发现行星的过程中取得的成果寥寥，且常富有争议。2010年10月发现的HD 176051b，是目前唯一一颗已经确认的、借由天体测量方法发现的系外行星。

不过，即将于2013年10月发射升空的欧洲空间局（ESO）“盖亚”项目（Gaia，即第二个天体测量卫星），或许可以令这种古老的方式告别自己寒酸的过往。该卫星将在5年任务期间将测绘银河系之内以及附近区域的10亿颗恒星，确定它们的亮度、光谱特征以及三维位置和运动情况。除此之外，三维星图还将帮助人们揭开银河系组分、起源与演化的秘密。

而据研究人员估计，“新”的天体测量学有望帮助他们找到数万颗新的系外行星。

方法二：利用狭义相对论

这是人类宇宙探索“技术库”里增添的一个新手段。作为新的研究方法，它指导天文学家们去关注恒星的亮度因行星运动而发生的变化――后者的引力作用引发相对论效应，导致组成光的光子以能量的形式“堆积”，并集中于恒星运动的方向。

其实，运用该方法来寻找行星，在理论上提出已逾10年。但直到最近，开普勒-76b（Kepler-76b）行星的发现，才算正式应用了这种方法。开普勒-76b是距离地球2 000光年外天鹅座一颗质量大约是木星两倍的太阳系外行星，作为第一颗应用爱因斯坦的狭义相对论发现的系外行星，它得到一个别名：“爱因斯坦的行星”，这也使它变得声名远扬。

这一成果的真实性，随后已被径向速度法所证实。与其他已有的行星定位方法相比，“狭义相对论”法既有着自己的优势也存在一些不足，但它让人们相信，随着科学家对这一理论掌握得日臻成熟，会有更多此类发现不断出现。

方法三：脉冲星计时法

这种方法特别适用于发现围绕脉冲星运动的行星。所谓脉冲星，是由恒星衰亡后的残余形成的密度极高的星体。它在高速自转的同时，会发射出强烈脉冲――且由于一颗脉冲星的自转本质上是非常稳定的，所以这种辐射因为自转而非常规律。

脉冲星计时法最初并不是设计来检测行星的，但是因为它的灵敏度很高，所以能比其他方法能检测到更小的行星――但即使是最下限也要相当于地球质量的10倍。于是，人们开始借由在脉冲的电波辐射上观察到的时间异常，尝试追踪脉冲星的运动。换句话说，脉冲星具有的奇特秉性，让科学家们可以通过寻找脉冲星本应规律脉冲中的不规律现象，来发现行星的踪迹。

而在1992年，脉冲星计时法就帮助人类建立了一个里程碑――亚历山大・沃尔兹森和戴尔・弗雷使用这种方法发现了环绕着PSR 1257+12的行星。随后他们的发现很快就获得证实，现普遍认为，这就是人类在太阳系之外第一次确认发现的行星。

方法四：直接成像法

这种方法最大的特点叫“不言自明”――用不着什么复杂的演算，只需使用功能强大的望远镜，直接给距离遥远的行星拍摄个“证件照”，一并还能取得其“行星护照”――上面包含了这颗行星光度、温度、大气和轨道信息。

直接成像原则上就是观察系外行星的最重要方式，但该方法要求行星的自身尺寸要足够巨大，与母恒星的距离还不能近到被其光芒所掩盖。这实际上也是对技术的巨大挑战，实现非常不易。日本国立天文台研究小组曾指出，所有人类迄今已在太阳系外至少确认的行星中，能直接确认其形态的还不到10颗，其中更多数都是推测出来的。

因而，也只有足够强大的望远镜装配的日冕仪，才能在观测中有效屏蔽掉附近恒星母星的耀眼光芒，从而保证“主角”形象的清晰。目前，掌握直接成像法的几位著名“摄影师”有：美国国家航空航天局的哈勃望远镜、夏威夷的凯克天文台以及欧洲南方天文台位于智利等几个地区的望远镜阵列。

方法五：重力微透镜法

重力微透镜法，是指科学家们从地球上观察巨大星体路经一颗恒星正面时发生的现象，进而寻找行星的方法。这是唯一有能力在普通的主序星周围检测出质量类似地球大小行星的方法。

该方法的原理在于，当这种现象发生时，附近星体的重力场会发生弯曲，并会如透镜一样放大目标恒星发出的光。由此便会产生一个光变曲线，即遥远恒星的光线随时间由亮渐衰。这一过程能够告诉天文学家们关于目标恒星的许多信息――如果该恒星拥有行星卫星，那么将会产生二级光变曲线。因而，一旦发现了二级光曲线，就可以证明行星的存在。

科学家第一次提出利用重力微透镜寻找系外行星的方法是在1991年，不过直到2002年，波兰的天文学家在光学重力透镜实验中发展出可行的方法后，其才获得成功。随后重力微透镜法开始为人类贡献出由它发现的行星。而这种方法在观察地球与银河中心之间的恒星时，最有可能获得成效，因为银河中心可以提供大量的背景恒星。

该方法自然也有它的缺陷――只有当两颗恒星几乎完全对齐时，才会产生这种效果。而恒星对齐的情况永远不会再次发生，因此这种方法不能重复。不过，与径向测速法等方法相比，重力微透镜法并不局限于发现轨道距离母星较远的行星，科学家们甚至可以使用它去寻找所谓的“游侠行星”，即那些没有归依、自由流浪于宇宙深处的行星。

方法六：径向速度法

这是到目前为止最具有成效的确认行星的方法。

径向速度法找寻的线索，是恒星母星相对地球发生远近运动时，卫星行星受其影响所产生的微小波动。变化虽然小，但使用现代的光谱仪已可以检测出低至1米/秒的速度变化。这种方法通常也叫做“多普勒效应法”，因为它测量的，就是恒星的光受引力拖曳而产生的变化。

这种方法的成功与否从原理上讲与行星的距离无关，但由于需要高精度的高信噪比，因此通常适用于搜罗我们地球附近那些距离不超过160光年的恒星。而它的一个主要缺点，是不像其他方法那样在发现的同时展示出行星的“身份信息”――该方法只能估计行星的最低质量，其通常只是真实质量的20%左右。

另外，仅仅有径向速度法这一理论武器显然是不够的，科学家还需要利用到智利拉西拉天文台（隶属欧洲南方天文台）3.6米望远镜安装的高精度径向速度行星搜索器（HARPS），或是位于夏威夷的凯克天文台高分辨率阶梯光栅光谱仪（HIRES），再或是和前两者一样拥有非常复杂名字、却能代表目前最先进技术的天文设备们。时至今日，它们已帮助科学家发现了诸多系外行星。

方法七：凌日法

凌日法的基本原理，是观察恒星亮度在有行星横穿或路经其表面时发生的细微变化。它的好处是可以从光变曲线测定行星的大小。

这种现象只有在行星的轨道与观测的天文学家的观测点对齐时才能观测到，机会其实并不大。只不过当技术手段若能同时扫描成千上万乃至数十万颗恒星时，在如此大面积范围内，发生该现象的系外行星数量，理论上应该会超过径向速度法所得。

而如果一个由径向速度法发现的没有完整质量信息的行星，再用凌日法来加以佐证，那么天文学家就可以利用这种结合来评断行星的真实质量和密度，进而对行星的物理结构有更多的了解。但凌日法也并非占尽优势，这种检测方法的虚假率其实也很高，由凌日法所检测出来的“待定行星”，还通常需要通过径向速度法来复查。

而除此之外，凌日法同样也可以帮助天文学家“扩大战果”――发现行星已知卫星外的其他潜在卫星。