太空探索－指定教材

第八章 探索太空的秘密

8.4  探索宇宙的奥秘（4）

8.4.4 太阳系外类地行星探测方法

1. 热辐射的直接探测

来自行星的热辐射可能是由行星表面反射的星光，也可能是行星被恒星辐射加热后再发射出的红外辐射。来自类地行星的信号用现在的仪器是可以探测到的，困难在于对比度，因为行星的辐射被恒星的辐射掩盖了。例如，太阳与地球或木星之间的对比在可见光大约是10亿分之一。观测恒星附近的行星，如同在明亮的探照灯下去寻找一个萤火虫。

在直接测量太阳系外类地行星的热辐射时，首选的谱段是红外。因为在此波段的辐射，恒星与行星的对比要比在可见光谱段小，如太阳与地球在10 μm的辐射之比大约是百万分之一。另外，类地行星上的三种化合物O3, CO2和H2O易于通过检查红外光谱被辨识。图8-26显示了CO2, O3和水蒸气(H2O)谱线有深和宽的吸收特征。在地球的光谱中，CH4在7 μm更弱。

目前有一种观点认为，O3的存在是O2存在的强的标记。如果O3的丰度变化了2～3倍，则O2丰度可变化100倍，因而探测O3可以指示浓度很小的O2的存在。臭氧丰度的变化意味着人们可以利用O3追踪地球200万年的O2历史。

大气层化学过程是复杂的，与生命无关的机制可能产生O3。一个例子是H2O的光解，接着是氢的逃逸，留下过量的氧产生臭氧。但在可居住区的行星大气层中，水、二氧化碳和臭氧的探测将是激动人心的发现，将进一步促进寻找稀少的但更确定的生命迹象。

美国计划在2012～2015年间发射类地行星发现者(TPF)。TPF采用高灵敏度的空间望远镜和革命性的成像技术，能够探测距离我们45光年远的150颗恒星周围的类地行星的大小、温度。TPF的光谱仪能确定二氧化碳、水蒸气、臭氧和甲烷的存在和含量，因此能使大气化学家和生物学家判别该类地行星是否存在生命。

为了区别行星及其母恒星的辐射，传统的望远镜很难担此重任，而光学干涉仪具有很大的优势。所谓干涉仪，就是将两个相隔一定距离的望远镜聚焦在同一个恒星上，并将一个望远镜的光波反向，将波峰变为波谷，波谷变为波峰，然后将反向的光与来自第二个望远镜的光相结合，这样，来自恒星的光就会被消除。在消除了来自该恒星的光后，一些额外的辐射源，就有可能是来自该恒星附近的行星。

美国NASA的起源探测计划中，包含空间干涉仪(Space Interferometry Mission， 简称SIM)(见图8-27), SIM计划在2009年发射，其分辨能力是目前最好望远镜的几百倍，能够探测恒星附近大小与地球相仿的行星。

2. 测量视向速度变化

当母星受到行星的动力学扰动时，恒星的光谱线会产生视向速度的周期性变化。例如，由于木星对太阳的影响，使得速度振幅为18.5 m/s；而考虑地球对太阳的影响，则为0.1 m/s。因此，通过测量恒星光谱线的视向速度变化特性，可辨别在其周围是否有行星存在。目前世界上最高测量精度大约为3 m/s。因此，几乎全部围绕主序星的行星系统都是用此方法发现的；而其质量均为木星量级，还不可能达到地球质量量级。并且，用这种方法仅能得到Mpsini(i是行星的轨道倾角)。

如果要在类太阳恒星附近探测到类地行星，要求有速度测量精度为0.1 m/s。目前，用大的望远镜进行径向速度测量可以达到好于1 m/s的精度。0.1 m/s的精度难以达到。最终的限制可能是由恒星表面短周期大气振荡的多普勒速度“噪声”决定的，长期效应与恒星的磁活动周期有联系。

3. 测量恒星的亮度变化

行星靠近母恒星通过时，以两种不同方式影响恒星的亮度。第一是行星在恒星前面简单地几何通过，行星凌星减小了恒星的视在亮度，减小量与两个天体的相对面积成正比。对日地系统，减小量粗略地说是10-4的数量级。第二是相对论微透镜效应， 可以使恒星的视在亮度在几小时内增加很多，有时超过100%。

行星通过母恒星时阻挡了一部分恒星的光，这种效应称为行星凌星。图 8-28 给出行星凌星产生的光变曲线。由于这种效应小，发生的机会是稀少的，持续时间短(对日地系统仅持续12 h)，不频繁(对日地系统每年一次)，因此测量比较困难。

微透镜事件发生在两个远距离的恒星排列变化时： 一个“源”恒星距太阳约 8 kpc，一个“透镜”恒星距太阳1～7 kpc，见图8-29(a)。透镜恒星聚焦了来自源恒星的光，产生了2～5倍的放大，见图8-29(b)。

轨道在透镜恒星的行星有时可产生持续1.5～50 h超过100%的放大，这取决于行星的质量和其他参数。

4. 天体测量技术

在恒星周围存在行星时，将引起母星相对于远方背景的星象摆动。例如，如果我们从10 pc的距离看太阳，木星引起的角振幅将为500微(角)秒，而地球引起的角振幅仅为0.3微(角)秒。这种方法需要精确测量恒星的位置，一般用空间干涉仪测量目标恒星相对于参考恒星的位置。

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