天文学家是怎么发现其他星系的行星的？

从那以后，天文学家已编目超过6000颗系外行星。如果你觉得记住太阳系行星的名字就够难了，试试记这些行星的名字吧，比如HD 189733b（这是个有趣的地方，会下熔融玻璃雨，风速高达每小时9000公里）。

即便是最近的系外行星也远在4光年（36万亿英里）之外，这让人怀疑我们是否能抵达其中一颗——那为何还要费心呢？原因是，这有助于我们回答一个古老的问题：宇宙中我们是孤独的吗？据我们所知，生命需要依托行星存在，寻找具备类地特征行星的竞赛已然展开。

### 为何系外行星难以发现？
问题在于，你不能直接拿起最好的望远镜就开始扫视天空。望远镜的分辨率有限——即它们能“看到”的最小角尺寸。哈勃太空望远镜的分辨率为0.05角秒，这已经非常小了，约为1/72000度。哈勃能辨认出距离5900亿公里、木星大小的巨型行星。这很了不起，但这仅相当于0.06光年，而离我们最近的恒星比邻星则在4.25光年之外。

另一个问题是行星的昏暗。当然，木星在地球的夜空中很容易看到，因为阳光会反射其表面。但在白天根本看不到木星，因为这种反射光比直射阳光暗淡得多。系外行星也是如此。当我们观测恒星发出的光时，其周围的行星亮度不足以被分辨出来。

幸运的是，还有其他方法，我将解释如今发现大多数系外行星所使用的两种方法。这里涉及一些有趣的物理学知识，我们开始吧！

### 轨道、晃动的恒星与蓝移
当行星绕恒星运行时会发生什么？首先，存在引力相互作用，将行星拉向恒星方向。这种引力（FG）的大小取决于恒星质量（M）、行星质量（m）以及它们之间的距离（r）：（G是引力常数，此处可忽略）。这种力能使物体做圆周运动。回想牛顿第二定律，当力作用于物体时，物体产生加速度，而加速度定义为物体速度的变化。

不过，速度是有方向的速率，因此改变方向本身就是一种加速度。在轨道运动中，我们称之为向心加速度（指向中心），它取决于圆周运动的半径（r）和物体的速度（v）。将此与上述引力结合，可得到相关方程（此处省略具体推导，重点是轨道半径和行星速度有关联）。

哦！你发现了吗？恒星并非静止不动！如果恒星对行星有引力，行星也会对恒星产生反作用力（牛顿第三定律）。由于恒星受到引力牵引，它也会做微小的圆周运动，也就是“晃动”。我们看不到这种运动，但能通过多普勒效应探测到。

你其实早就接触过多普勒效应了。当飞驰的火车经过时，声音音调会从高变低，就像“呜——呜——”。原理是：声源移动时，前方声波被压缩，频率变高（音调高）；后方声波被拉伸，频率变低（音调低）。

多普勒效应适用于所有波现象，包括光。光源朝你移动时，光的频率增加，颜色向光谱蓝端偏移（蓝移）；远离时向红端偏移（红移）。天文学家通过分光镜观察恒星光谱的蓝移或红移，判断其是否因行星引力而晃动。结合恒星质量、晃动速度和周期，就能计算出行星的质量和轨道距离，助力寻找处于“宜居带”（水可液态存在）的类地行星。

### 凌日法
第二种方法是凌日法。就像日食时月球遮挡太阳使地球变暗，金星或水星运行到太阳和地球之间（“凌日”）会略微降低太阳亮度。系外行星也会发生“凌日”——当它运行到母星和地球之间时，恒星亮度会有微小下降，灵敏仪器能探测到这种变化（即“光变曲线”）。

从光变曲线中，凹陷深度可判断行星大小（越大遮挡光越多），凹陷时长能算出轨道周期，结合恒星质量等可确定轨道距离。若亮度下降规律出现，就能确认系外行星。开普勒-10b就是通过凌日法首次发现，后经恒星晃动和多普勒效应证实。

### 方法局限与宇宙之问
这两种方法都有局限：多普勒效应在远距离难探测，且需恒星晃动方向正对地球；凌日法要求行星轨道平面包含地球，仅极少数太阳系满足。它们还倾向于发现“热木星”（大且近恒星），类地行星需多年观测，冥王星级行星则难探测。

目前发现的6000多颗系外行星（除一颗外均在银河系），只是宇宙中的“冰山一角”。据推测，宇宙行星总数约100垓（1后23个零）。那么，宇宙中我们是孤独的吗？