系外行星调研总结报告.doc

系外行星调研总结报告曹宇摘要：通过对系外行星探索及研究方面文献的阅读调研，从三个方面总结了系外行星领域的研究即系外行星的搜寻、行星系统的性质关系统计及行星形成与演化理论研究和可居住性的研究介绍:人类对于系外行星的研究还处于初级阶段，现在已有多种方法用于探测系外行星，并且已取得了一些成果，但由于技术水平的限制，在观测中存在明显的选择效应，得到的样本还不完备，主要是一些主星为类太阳型星的大质量行星，后续在地面和空间都将有更强大的设备用于观测，这将进一步完善样本通过对已发现行星系统和主星的性质统计分析，已得到了行星与主星间的一些性质关系，但由于样本不完备，还有很多不确定因素，通过对这些行星的研究人们对行星形成与演化有了更深的认识，同样也带来了许多新问题系外行星研究的一个很重要方向就是搜寻适合人类居住行星，由于现在的技术水平限制，我们只能通过理论及观测推知行星中适合生命存在的可能性，后续的观测有望发现类地行星，这大大增加了地外生命存在的可能性研究意义：太阳系外行星：泛指在太阳系以外的行星对于系外行星的研究主要集中在以下三个方面：（一）：银河系内系外行星数量及特点 （二）：行星系统的形成与演化（三）：地外生命的搜寻和研究一：早在十九世纪便有天文学家声称发现系外行星。

但限于当时观测技术水平，这些发现并没有被天文学家所接受，直至 1992 年，美国天文学家 阿莱克桑德·沃尔兹森及 戴尔·弗雷宣布发现一个围绕脉冲星 PSR B1257+12 的行星这项发现迅速被确认，普遍认为这是首次对系外行星的确认 1995 年 10 月 6 日，日内瓦大学的 米歇尔·麦耶及 戴狄尔·魁若兹宣布首次发现一颗普通主序星（ 飞马座 51）的行星，这发现开展了当代的系外行星发现截止到 2010 年 7 月 29 日，共有 473 颗系外行星被发现从图中可以知道大多数系外行星都是在近几年发现的，随着技术水平的提高，每年新发现的系外行星数量呈增长趋势方法 行星数 行星系统数 多星系统数视向速度法 442 378 43凌日法 91 91 4微引力透镜法 10 9 1直接摄影法 13 11 1脉冲星计时法 8 5 2（注：有些重复计算，如有些是两种方法联合发现，有些方法可能只发现多星系统中一颗）这些行星都是围绕着恒星转动，有一类星际行星现在尚未发现以下是对所发现的系外行星及主星性质的统计：该图表明已发现的系外行星中质量大多数都与木星质量相当，缺少小质量行星该图表明已发现系外行星中，大多数轨道半长径都小于或稍大于一个天文单位。

现在发现行星的一些数据及性质统计：绝大多数系外行星是通过视向速度法发现的，主星一般为矮星，其他类型星因主序时间短，演化后期会膨胀，活动剧烈不选为观测目标矮星中选择KFG类型的，原因如下：1光度足以探测，表面稳定，有尖锐光谱线 2主序时间长，有3000百万年M矮星因为很暗在早期很少选为观测目标，现在已经被列为观测对象了，其主序时间13600百万年，数量占银河系恒星数2/3 以上绝大多数发现的系外行星都倾向于大质量，这是由观测的选择效应造成的，随着观测技术的提高，越来越多小质量行星被发现很多系外行星轨道都比太阳系要小，这同样是由于观测的选择效应带来的，因为视向速度法对小轨道行星最敏感现在已经弄清楚大部分系外行星（或大部分高质量行星）都有大轨道还有轨道倾角都比较大，这也与观测方法有关现有探测到的很多行星轨道都有很大的偏心率，这不是观测的选择效应造成的，这些应该跟行星形成有关主星0.95到1.4太阳质量区间的行星系统比较多，超过这个区域恒星喷流增加，用多普勒位移法难测到，晚型星质量小于0.95的也不常有行星现在行星样本不是很完备，很大程度上受观测选择效应影响，随着技术的发展，多种观测方法结合，更高精度和分辨率、更大口径望远镜以及空间项目的实施，由此带来的观测结果会增加样本数量、减少选择效应的影响以便获得较完备的样本，这样更利于行星形成与演化研究。

现在探测系外行星有很多种方法：主要有天体测量法、视向速度法、凌日法、微引力透镜法及脉冲星计时法，还有如反射法、直接摄影法、恒星盘法等这张图集中展示了各种系外行星探测方法及相应的探测能力）下面是主要探测方法的介绍：天体测量法：精 确 地 测 量 恒 星 在 天 空 的 位 置 及 观 察 那 个 位 置 如 何 随 着 时 间 变 动 （ 二 体问 题 质 心 绕 转 ） 选 择 效 应 ： 适 用 大 质 量 轨 道 较 大 的 行 星 探 测精 度 ： 现 在 是 依 巴 谷 1毫 角 秒 ， 未 来 10微 角 秒 缺 点 ： 需 要 有 高 分 辨 率 探 测 仪 器 ， 现 在 的 精 度 不 能 超 过 依 巴 谷 卫 星 的 1毫 角 秒 ， 即 使是 以 后 发 展 的 窄 视 场 地 基 望 远 镜 精 度 达 到 10微 角 秒 也 只 能 在 10PC内 观 测 到 类 地 行 星 ，因 此 探 测 能 力 大 大 受 限 此 外 还 需 要 长 时 间 观 测 ， 精 度 受 限 优 点 ： 1用 这 种 方 法 可 以 得 到 行 星 轨 道 与 视 线 方 向 夹 角 ， 弥 补 了 视 向 速 度 法 的 不 足 ， 两方 法 联 合 可 以 得 到 行 星 质 量 。

2验 证 视 向 速 度 法 中 的 长 周 期 行 星3主星质量范围宽视向速度探测的主星要有很窄的谱线，质量小于1.2个太阳质量4探测到主序前巨行星，检验行星形成机制5多行星系统中质量随轨道半长径减小的容易探测，随轨道增大的用视向速度法6确定多行星系统行星轨道是否共面发展趋势：高精度，空间探测难度大，成本高视向速度法：和 天 体 测 量 法 相 似 ， 视 向 速 度 法 同 样 利 用 了 恒 星 在 行 星 重 力 作 用 下 在 一条 微 小 圆 形 轨 道 上 移 动 这 个 事 实 ， 但 是 目 标 是 测 量 恒 星 向 着 地 球 或 离 开 地 球 的 运 动 速度 根 据 多 普 勒 效 应 ， 恒 星 的 视 向 速 度 可 以 从 恒 星 光 谱 线 的 移 动 推 导 出 来 需 要 高 精 度光 谱选 择 效 应 ： 质 量 大 ， 轨 道 小 的 行 星 精 度 ： 现 在 为 ~ms-1， 能 探 测 到 0.01~0.1MJ， 探 测 类 地 行 星 需 要 ~0.1ms-1缺 点 ： 需 要 高 精 度 ， 高 信 噪 比 ， 而 且 只 能 知 道 行 星 最 小 质 量 ， 对 于 大 轨 道 行 星 需 要长 时 间 观 测 ， 更 高 精 度 后 会 受 恒 星 大 气 运 动 等 影 响 。

优 点 ： 易 于 观 测 ， 有 效 ， 用 于 验 证 其 他 方 法 发 现 系 外 行 星 发 展 趋 势 ： 高 精 度 高 分 辨 率 光 谱 ， 大 口 径 望 远 镜 观 测 更 暗 恒 星 ， 更 长 时 间 观 测 ， 发 展新 的 技 术 以 提 高 分 辨 率 如 干 涉 脉冲星计时法：随 着 自 转 ， 脉 冲 星 发 出 极 为 有 规 律 的 电 磁 波 脉 冲 ， 因 此 脉 冲 的 轻 微 异 常能 显 示 脉 冲 星 的 移 动 和 其 它 星 体 一 样 ， 脉 冲 星 亦 会 受 其 行 星 影 响 而 运 动 ， 故 此 计 算 其脉 冲 变 动 便 可 估 计 其 行 星 的 性 质 选 择 效 应 ： 基 本 没 有缺 点 ： 脉 冲 星 数 量 少 ， 能 发 现 系 外 行 星 数 量 少 ， 概 率 小 ， 而 且 发 现 的 行 星 不 适 合 生 命存 在优 点 ： 灵 敏 度 高 ， 可 以 探 测 到 地 球 质 量 十 分 之 一 的 行 星 ， 通 过 行 星 系 统 中 引 力 作 用 可以 获 知 更 多 行 星 及 其 轨 道 信 息发 展 趋 势 ： 广 泛 搜 索 ， 结 果 用 于 约 束 行 星 形 成 于 演 化 理 论凌日法：行星经过主星表面时遮挡住主星光使观测到的主星亮度发生变化选择效应：半径大轨道小行星，活动较剧烈恒星不适合精度：现在达到 1%光变精度，要类地行星的话则需 0.01%光变精度缺点：轨道与视线方向夹角有要求。

容易出现错误探测（其他因素干扰） ，需要用视向速度法检验干扰因素很多不能探测活动较剧烈恒星中的类地行星优点：大小望远镜均可以探测，可以大视场搜寻，效率较高与视向速度法联合可以得到行星密度，从而推知其物理结构通过光谱观测可以得到行星大气吸收线推出大气组成发展趋势：空间，大口径，长时间观测微引力透镜法：行星引力场对透镜现象造成可测量影响，这样的影响会导致背景星的光度发生变化由此推知行星系统的存在选择效应：基本没有缺点：行星系统需要处于地球与遥远恒星之间，观测得到的行星系统距离远光变持续时间短，不能重复观测，不能验证，且光变曲线多样，很难得到一定关系，得到的结果是行星与伴星质量比而不是行星质量优点：有大量背景星，较精确，提供较好的银河系行星统计数据对质量没有选择效应，地面观测较其他方法敏感能探测到的行星轨道半长径为 0.6 到 1.6 爱因斯坦半径，大概几个天文单位，与 HZ 有一定重叠部分可观测到多行星系统，并能观测到空间中单个行星恒星盘法：尘埃盘吸收恒星光再放出红外线，由此可以发现尘埃盘，并且能找到彗星或小行星碰撞形成的间接证据，如尘埃盘有空洞或成团状，说明有行星在清理轨道或尘埃受引力集结。

直接摄影：直接用望远镜拍摄行星系统照片进行分辨对行星体积较大，与母星距离较大的行星系统容易观测，主星需较为年轻，最好红外波段观测由于技术原因观测能力大大受限未来可以通过遮掩主星的方法拍摄行星 反射法：行星反射星光造成光变变化，通过观测光变变化推知行星系统的存在缺点：红外观测优点：轨道倾角受限比凌日法小，如果自转周期与公转一样，可以测行星正反面温差现在对于系外行星的探测受技术方面限制很大，探测的选择效应也很大，随着未来技术水平的提高，一系列功能更强大的望远镜的使用，系外行星的探测将进入一个新阶段注：蓝点代表视向速度法，红点代表凌日法，黄点代表微引力透镜）未来的探测项目多集中在用视向速度法、凌日法、直接摄影法等探测行星，探测精度将进一步提高比较重大的空间项目有：1）：欧洲对流旋转和行星横越计划(COROT)2）：美国开普勒计划(KEPLY)3）：欧洲达尔文计划(DARWIN)4）：美国类地行星搜寻者（TPF）5）：美国空间干涉测量飞行任务(SIM)6）：美国太阳系外行星追踪者(ET)7）：欧州GAIA 计划(GAIA)8）：高对比成像试验台(HCIT)9）：美国新世界观察者(NWO)很多地面望远镜也用于探测系外行星，主要从以下三点出发：1）：利用高精度阶梯光栅光谱仪使用高精度阶梯光栅光谱仪通过测量寄主恒星的视向速度多普勒移动来探测系外行星，是目前发现系外行星的主要手段，并且已在系外行星观测方面取得重大进展。

利用该方法，包括Keck、VLT、Subaru 和Magellan 等10 余架大口径望远镜均投入大量的观测时间搜寻太阳系外行星2):利用太阳系外行星追踪者（Exoplanet Tracker--ET）ET 的主体由一个麦克尔逊干涉仪和一个中色散光谱仪组成安装在美国基特峰国家天文台的2.1 米望远镜特殊的0.9 米折轴馈源系统上的ET，每次只能寻找一颗恒星的行星，但经过改良，它将可以同时观察多达100颗恒星ET 的发明使利用小望远镜通过测量视向速度进行系外行星深度巡天成为可能改进型的多目标ET（Keck-ET）应用于ApachePoint 天文台2.5 米斯隆数字化巡天望远镜（SDSS）进行全天区太阳系外行星巡天3):直接成像探测利用地面大望远镜，对目标进行拍。