这是个全新的系列，虽然叫“俗说星球”但是我们不聊太阳系内的天体，而是把目光聚焦在系外行星这个领域，看一看太阳系以外那些千奇百怪的星球。
不像宇宙给人的感觉非常抽象，系外行星相较来说比较具象，想象起来更加友好。所以这个系列的内容应该不会有什么门槛，无论你是天文爱好者还是一点都不了解的小白，相信都很容易接受。
为了日后更轻松地观看该系列内容，作为第一期，我觉得有必要先介绍一些基础知识，比如那些遥远的星球动辄多少多少光年，那天文学家们是怎么观测的呢？在系外行星探索方面人类目前又走到了哪一步？
系外行星，也就是太阳系外围绕其他恒星公转的行星。由于距离和技术限制，目前发现的系外行星几乎都在银河系内。而银河系内的恒星数量目前估计在千亿级别，这意味着系外行星的数量可能也在这个规模。虽然数量庞大，但这只是理论上推测的总的数量，实际中现在已确认的只有五千多颗。
这些已确认的系外行星，大约有 1/3 是气态巨行星（也就是类似木星这样的气态行星），有 1/3 是类海王星天体（就是大小类似海王星这样的气态行星），还有 1/3 是超级地球（就是质量比地球大，但是又比海王星小的纯岩质或混合态行星）。除了这三种以外，剩下的基本都是和地球差不多的类地行星。
很久以前人们就认为太阳系外应该会存在其他行星，但是受限于技术，一直到上世纪末人们才真正意义上的发现了它们。
第一次发现系外行星的踪迹，最早要追溯到 1984 年。当时人们先是在一颗距离我们 63 光年外的恒星周围发现了一个巨大的气体尘埃盘。这意味着这颗恒星应该刚诞生没多久，周围很多物质都还没有来得及聚集成天体，那这个诞生行星的地方就被称为原行星盘。
后来欧洲南方天文台（ESO）通过直接成像法，真的在这里确认了两颗行星的存在。不过能够直接成像这显然已经是后来的事了，因为直接成像法是这些年才开始使用的。除了设备的精度要求外，这种观测方法难度非常高，只适用于非常特殊的场合。例如行星个头需要非常大，距离恒星要足够远。
个头大意味着它能反射更多的光，所以更容易被看到。距离恒星足够远是因为恒星的光非常亮，看起来就像个远光灯，所以要观测它周围的行星通常需要借助星冕仪来把恒星给遮挡住，这样才不至于“灯下黑”。
所以直接成像法并不是说拍到了非常清晰的行星图像，它只是通过观测恒星光中的红外线是否有被反射，从而判断这里有没有行星。这种方式不光对设备有要求，对行星所处的环境也有要求。直到今天，通过这种方式确认的系外行星仍然屈指可数。
早先观测系外行星的方法靠的是径向速度法，也叫视向速度法或多普勒频谱法，比如第一颗系外行星飞马座 51b 的发现用的就是这种方法。
这里顺带再提下系外行星的命名规则：我们经常看到 XXXb、XXXc、XXXd，这些行星的名字并不是按距离恒星的远近来编号的，而是发现的先后顺序。比如“飞马座 51b”，这个“b”说明它是我们在飞马座 51 这颗恒星周围发现的首颗行星。由于 a 通常指代恒星本身，所以第一颗行星就用 b，然后是 c、d、e，以此类推。
说回径向速度法，所谓径向速度法，它是通过观察恒星是否有受到周围行星引力影响来判断的。如果周围有行星，那恒星和行星实际上是在绕着它们共同的质心在旋转。对恒星来说，它会存在非常微弱的摆动。这么微弱的表象直接看是看不出来的，但它会因为多普勒效应而在恒星的光谱中反映出来。由于行星的质量远小于恒星，这种光谱的细微变化仍需要高精度的探测设备，所以如果行星质量太小的话就很难发现了。
上世纪末，天文学家研究系外行星普遍采用的就是径向速度法。而到了本世纪初，随着空间望远镜的发展，我们终于可以摆脱地球大气的干扰从太空中进行观测。于是人们开始尝试通过测量恒星亮度变化的方式来寻找系外行星。
当行星从恒星前面经过时，恒星由于被遮挡它的亮度会略微降低，类似日食。当然，它不像月亮挡住太阳那么多，而是类似水星凌日一样只是一个小点。由于行星对恒星的遮挡是周期性的，所以我们观测到恒星的亮度会出现周期性的变化，这种方法被称为凌日法或者叫凌星法。
相较于径向速度法，凌星法的好处在于它可以直接算出行星的大小，毕竟能挡住多少光和这颗行星的直径直接相关，所以越大的行星越容易发现。
比如去年我们曾提到过，通过凌星法天文学家疑似发现了一颗土星大小的“河外行星”。没错，不是太阳系外，是银河系外！平时观察到的那些系外行星大多不过几千光年，银河系直径那可是 10 万光年这个量级，而那颗河外行星所在的 M51 星系距离我们更是达到了 2800 万光年。是不是感觉离了个大谱？
不过凌星法也有它的缺点：首先它对观察角度有要求，作为观测者我们必须位于其轨道侧面。另外，恒星光度变化除了被行星遮挡外有很多其他原因，所以误报率比较高。这也是为什么确认系外行星一般都需要多种方式来交叉验证。
而且交叉验证还有个好处：凌星法能算出大小，径向速度法可以算出质量，这样两者一结合密度不就知道了吗，于是我们就能进一步推断其内部结构。
凌星法和径向速度法是现在寻找系外行星的主要方法，在目前已确认的五千多颗系外行星中，大约有 95% 是通过这两种方式发现的。剩下的则是通过其他方式，除了刚才提到的直接成像法，还有像是微引力透镜、脉冲星计时法等等。
甚至今年《天体物理学杂志快报》上还提到了一种全新的发现系外行星的方法，就是通过观测特洛伊小行星并结合拉格朗日点来预测系外行星所在的位置。
目前已知的系外行星除了地面望远镜的数据外，大部分都来自开普勒和苔丝（TESS）这两个太空望远镜的观测数据。开普勒望远镜发射于 2009 年，2018 年退役后搜寻工作由 TESS 望远镜接手。从这个图可以看到，通过凌星法发现的行星数量也是在那个时候开始猛增的。
你可能很好奇：为什么很多系外行星都集中在了这一小片天区（左侧紫色区域）？因为这里是开普勒望远镜的主要观测区域。为什么光怼着这儿拍呢？因为凌星法需要持续观测才有可能看到恒星周期性的光度变化，所以这种望远镜的观测策略就是观测区域尽量集中。即使是 TESS 这种比开普勒覆盖区域大 400 倍的巡天望远镜，它在某些区域上的观测时间也较为集中。
有人说为啥不用韦伯望远镜观测呢，红外线这块不正是它的强项吗？韦伯当然可以观测，而且对系外行星的观测本就是韦伯望远镜的主要任务之一。但是就像用显微镜观察微生物一样，你需要先用低倍镜寻找目标，然后再切换成高倍镜观察。韦伯就像是显微镜上的高倍镜，虽然看得更清，但是用它来寻找系外行星，效率远不如 TESS 这种巡天望远镜。所以先前韦伯的观测针对的都是已确认的系外行星，而且重点在对其大气成分的分析上。通过分析行星的大气成分，我们就能推测这颗星球的大致情况以及是否有生命存在的可能。
好了，下期我们就正式开始探寻那些千奇百怪的神奇星球。
本文来自微信公众号：Linvo 说宇宙 （ID：linvo001），作者：Linvo
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