【凌晨科普】第三帖：如何发现太阳系外的行星
Q：为什么是【凌晨】科普呢？
A:因为楼主人现在在美帝，时间是凌晨两点，东西写完睡觉。
Q：【第三帖】？
A：是的！为了普shui及shui知jing识yan，楼主每个周末发一个帖子，科普一个天文主题，这是第三次
第一个帖子的链接：http://tieba.baidu.com/p/4841429282?pn=1
第二个帖子的链接：http://tieba.baidu.com/p/4849935615?pid=99920027913&cid=0#99920027913
楼主在美国读的大学，专业是物理，minor是天文。因为我学的时候都是英文，个别术语可能翻译得不恰当，请多见谅
A:因为楼主人现在在美帝，时间是凌晨两点，东西写完睡觉。
Q：【第三帖】？
A：是的！为了普shui及shui知jing识yan，楼主每个周末发一个帖子，科普一个天文主题，这是第三次
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第二个帖子的链接：http://tieba.baidu.com/p/4849935615?pid=99920027913&cid=0#99920027913
楼主在美国读的大学，专业是物理，minor是天文。因为我学的时候都是英文，个别术语可能翻译得不恰当，请多见谅
在本帖里，我不详细介绍某个太阳系外的行星，而是介绍三种发现太阳系外行星的方法。
系外行星（extrasolar planet或者exoplanet），对于宇宙探索的重要性不言而喻，也是人类未来科学研究的重要方向。
那这一切是怎么开始的呢？
系外行星（extrasolar planet或者exoplanet），对于宇宙探索的重要性不言而喻，也是人类未来科学研究的重要方向。
那这一切是怎么开始的呢？
早在数个世纪前，人们意识到【太阳系不是独一无二的】的时候，就意识到了应该还有其他的行星围绕其它的恒星运转。但是由于科技局限，那时的学者们获取恒星的详细信息都尚且困难，更别说比恒星小那么多黯淡那么多的行星了，所以一直以来，系外行星都只是一个人们比较确定的假设。
直到1992年，美国科学家Aleksander Wolszczan 和 Dale Frail由于检测到了一颗脉冲星的脉冲规律性变化，第一次确认了围绕该脉冲星的行星的存在。
不过，这种方法很有局限性，因为这只能检测脉冲星的行星，并没有很强的适用性，所以我在后文不再介绍。
有趣的是，Aleksander Wolszczan后来承认自己八十年代曾是波兰GCdang安插在美国的有偿线人，并因此辞去托伦哥白尼大学教授一职
不过，这种方法很有局限性，因为这只能检测脉冲星的行星，并没有很强的适用性，所以我在后文不再介绍。
有趣的是，Aleksander Wolszczan后来承认自己八十年代曾是波兰GCdang安插在美国的有偿线人，并因此辞去托伦哥白尼大学教授一职
比如说，2011年拍到的HR8799的行星：
这俩哥 都有【木星】的7-10倍质量，距离其恒星几十AU（即天文单位，地球与太阳的距离）。
而且HR8799离我们仅仅130光年，所以才能直接观察其行星。
中间那团就是HR8799，说实话我也不知道为什么是暗的。我猜是因为它太亮了，所以图里做了遮光才能看见其行星？
这俩哥 都有【木星】的7-10倍质量，距离其恒星几十AU（即天文单位，地球与太阳的距离）。
而且HR8799离我们仅仅130光年，所以才能直接观察其行星。
中间那团就是HR8799，说实话我也不知道为什么是暗的。我猜是因为它太亮了，所以图里做了遮光才能看见其行星？
但是当行星不能被直接观测到，怎么办呢？
我介绍第二种办法！
虽然行星比起恒星，质量很小，但是它的引力对其恒星也是有一定影响的！
如图（我又灵魂画师了）：
s大球是恒星，p小球是行星，S中间的小黑点是恒星的重心，X点是恒星+行星总质量的共同重心。
行星p绕着X点公转，而恒星S其实也围绕X点在转，只是轨道小得多而已。
我介绍第二种办法！
虽然行星比起恒星，质量很小，但是它的引力对其恒星也是有一定影响的！
如图（我又灵魂画师了
）：s大球是恒星，p小球是行星，S中间的小黑点是恒星的重心，X点是恒星+行星总质量的共同重心。
行星p绕着X点公转，而恒星S其实也围绕X点在转，只是轨道小得多而已。
由于这个小轨道的存在，这个恒星相对于地球的速度会发生周期性的改变！
虽然这个幅度大约只有几米到几十米每秒，但是依然会形成可测量的光谱红移/蓝移周期。
如图：
速度的变化可以制成这个sin/cos图像。
行星质量越大，图像幅度越大；行星距离恒星越远，图像周期越长……
因此我们就可以得出关于该行星的信息了！
虽然这个幅度大约只有几米到几十米每秒，但是依然会形成可测量的光谱红移/蓝移周期。
如图：
速度的变化可以制成这个sin/cos图像。
行星质量越大，图像幅度越大；行星距离恒星越远，图像周期越长……
因此我们就可以得出关于该行星的信息了！
这样，就应该推出第三种方法了：
凌日法！简单来说，就是行星运行到它的恒星和地球之间时，会遮住一小部分该恒星的光。
就像金星凌日那样：
当然，对于那么远的恒星，我们是无法看到这个小黑点的。
但是！我们能探测到它的光度/亮度发生了微弱的减小！
凌日法！简单来说，就是行星运行到它的恒星和地球之间时，会遮住一小部分该恒星的光。
就像金星凌日那样：
当然，对于那么远的恒星，我们是无法看到这个小黑点的。
但是！我们能探测到它的光度/亮度发生了微弱的减小！
如图：
行星经过恒星与我们之间，造成了短暂的光度减小。
行星体积越大，光度减小幅度就越大；行星距离恒星越远，光度减小时间则越长。
因此我们就能得到该行星的信息了！
行星经过恒星与我们之间，造成了短暂的光度减小。
行星体积越大，光度减小幅度就越大；行星距离恒星越远，光度减小时间则越长。
因此我们就能得到该行星的信息了！
先前用第二种，恒星速度变化，基本上只能发现质量很大的行星。
如图，截止到2013年发现的系外行星：
Y轴是质量，单位是【...倍木星质量】
X轴是行星与恒星距离。
我们可以看到，大部分质量都大于等于木星
如图，截止到2013年发现的系外行星：
Y轴是质量，单位是【...倍木星质量】
X轴是行星与恒星距离。
我们可以看到，大部分质量都大于等于木星
而凌日法能测到小得多的行星！
开普勒太空望远镜高精度仔细测量了超过十万颗恒星的光度，直到它2013年下半年 反应轮 报废。
科学家整合了它牺牲前的数据，并发现了大量的小系外行星！
开普勒太空望远镜高精度仔细测量了超过十万颗恒星的光度，直到它2013年下半年 反应轮 报废。
科学家整合了它牺牲前的数据，并发现了大量的小系外行星！