HyperAUV 2014-05-24

現在有許多方法可以間隔發現系外行星。

掩食法：當系外行星圍繞宿主恆星轉動的軌道平面恰好和我們的視線重合或有一個很小的角度時，行星會週期性的在恆星前後運動，這會導致該恆星系統的光度出現週期性的強弱變化。透過地面或太空中的高靈敏度望遠鏡長期觀測就可以發現有那些恆星的光度有周期性變化，進而可以判斷是否有行星存在，並且可以測量出行星的軌道週期，透過對宿主恆星的細緻觀測研判出該恆星的型別帶入恆星演化模型，並結合光度變化的強度，還可能估算出行星的尺寸。因為該恆星的引數我們可以透過觀測和理論模型推算，而多大的行星可以造成觀測上的光度變化，就能推算出來。開普勒望遠鏡發現系外行星的方法就是這樣。

多普勒位移法：當火車鳴笛並由遠而近駛向你時，聲音越來越尖，當火車遠離你時，聲音越來越低，這就是多普勒效應。聲波的頻率隨聲源的運動狀態而改變。光波也有類似效應，當一個天體向著地球運動時，它發出光波頻率增大波長減小但速度不變，反之它遠離地球運動光波頻率減小波長變大。恆星的光譜中有很多譜線，它們是不同元素在不同溫度下的吸收線，而每種元素的譜線有很多條，就像指紋一樣譜線間的距離條數都不盡相同，可以用來檢測恆星大氣中含有何種元素。把觀測到的某個恆星的譜線和實驗室中靜止的光譜做對比，看看恆星譜線的特定元素的譜線相對靜止的譜線在頻率上有沒有位移，向著紅外端移動叫紅移，說明恆星遠離我們，向紫外端移動叫藍移，說明恆星靠近我們。用精度極高的儀器可以觀測到遙遠恆星的光譜變化，如果恆星的光譜出現週期性的紅移和藍移，交替出現，說明恆星在週期性的靠近好遠離我們，這很可能是有其他天體圍繞它轉動造成。應為其他天體無論多小，只要圍繞恆星轉動都會或多或少地扯動恆星，讓恆星在空間中來回擺動。而且這種擺動的幅度大小，可以指示出圍繞恆星轉動的天體的質量，從而可以區分是伴星還是質量更小的行星。這種方法可以觀測軌道傾角很大的行星系統，因為傾角大了行星有可能就不會從恆星前面經過，也就探測不到恆星光度的週期變化，第一種方法就不適應了。但第二種方法可以推算出行星的質量，如果一個行星能用上述兩種方法探測到，那麼我們即可算出行星的大小有可算出行星的質量，那麼它的密度就有了，我們可以利用太陽系內行星的種類來估計系外行星的內部結構和組成物質，這樣對系外行星的瞭解就更深入。

微引力透鏡法：當一個天體和一個遙遠的背景天體恰好在同一視線方向時，中間天體（居間天體）的引力會扭曲放大背景天體的光線，這是廣義相對論的一個結論。引力透鏡效應被用來檢測廣義相對論並取得成功，通常用大型的星系團作為居間天體，因為它質量大引力強，用遙遠的類星體做背景天體，因為它距離遠光度強。微引力透鏡的原理一樣但規模更小，它用兩顆遠近不同的恆星來觀測，當居間恆星透過一個顆遙遠恆星前方時，它的引力會扭曲放大背景恆星的光線。透過觀測我們可以推算並預測哪顆恆星會透過另一顆恆星前面，什麼時間透過，是否完全遮擋背景恆星還是部分遮擋，這些資訊都能事前算出。另外事先要對兩顆恆星金星細緻觀測，記錄它們的光度及光譜，就是說要對掩星前各自的狀態瞭如指掌。當發生掩星時，我們觀測背景恆星的光度變化及背景恆星的成像被扭曲到什麼程度。當然掩星時兩顆恆星的光線混在一起，如何分辨呢？靠光譜，光譜中的譜線可以認證出不同元素及元素的丰度就是含量，可以把兩顆的光分開，憑藉的就是事前的光譜觀測。掩星時背景恆星的光線被扭曲多少放大多少透過觀測可以得到，另一方面理論可以預測背景恆星的光線如何被扭曲放大，兩者對比如果基本相同則居間恆星可能沒有行星圍繞或行星軌道太大。如果兩者明顯不同，則很可能居間恆星有行星圍繞，透過進一步的數值模擬可以推算出行星的質量或軌道引數。那理論會不會出錯呢？因為廣義相對論已經被諸多觀測所證實，所以應該不會出差錯。

直接觀測：用星冕儀擋住宿主恆星的強光來拍攝它周圍的闇弱天體，一段時間後再拍，有可能看到有闇弱的光電圍繞恆星移動，但這個很困難而且還要事先有十足把握知道有行星圍繞恆星。不可能盲目的隨便找恆星拍攝。

前三種方法探測系外行星，如何觀測的資料與理論預測的行星造成的影響有些許的不一致，那麼有可能暗示恆星系統中有不止一顆行星，其他行星的引力會改變觀測到的行星對恆星影響。不同行星對恆星的影響是疊加的，行星之間也會相互影響，比如另一顆行星會導致被觀測的行星的軌道週期出現微小變化從而導致掩食法、多普勒法等的觀測出現微小變化。透過對已發現行星的細緻觀測可以發現體系內的其他行星。