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當(dāng)行星從其寄主星前面經(jīng)過時(shí)，它們可能會(huì)暴露自己的存在并遮擋部分恒星發(fā)出的光。行星在恒星和地球之間的移動(dòng)被稱為“凌日”。如果這種恒星光芒的變暗現(xiàn)象被有規(guī)律地檢測(cè)到，并且持續(xù)一段固定的、重復(fù)的時(shí)間，那么很有可能是有一個(gè)更暗的物體正在繞著恒星運(yùn)動(dòng)。其中一些凌日物體可能是小而暗淡的恒星(在這種情況下，這一對(duì)被稱為食雙星)，但它們大多數(shù)是行星。

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恒星在凌日過程中的變暗程度直接關(guān)系到恒星和行星的相對(duì)大小。一顆小行星經(jīng)過一顆大恒星只會(huì)使其亮度略微變暗，而一顆大行星經(jīng)過一顆小恒星會(huì)產(chǎn)生更明顯的效果。介于寄主星的大小可以相當(dāng)精確地從它的光譜中得知，天文學(xué)家可以通過測(cè)光法估計(jì)行星的直徑。但測(cè)光法無法預(yù)估它的質(zhì)量，這使得它和徑向速度法互為補(bǔ)足。徑向速度法可以估計(jì)行星的質(zhì)量下限，但無法提供關(guān)于行星直徑的信息。利用這兩種方法結(jié)合行星的質(zhì)量和直徑，科學(xué)家可以計(jì)算出行星的密度，這可以判斷一顆行星是巖態(tài)的，氣態(tài)的，或是介于兩者之間的形態(tài)。

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行星凌日

這是一顆木星大小的系外行星從其寄主星前經(jīng)過的模擬圖像(NASA/JPL-Caltech/UMD/GSFC)

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優(yōu)點(diǎn)

凌日測(cè)光法是目前探測(cè)太陽系外行星最有效和靈敏的方法，尤其是對(duì)于能夠連續(xù)數(shù)周或數(shù)月觀測(cè)恒星的空間觀測(cè)站來說。它對(duì)小型地基望遠(yuǎn)鏡也同樣適用（比如主鏡只有60厘米的TRAPPIST望遠(yuǎn)鏡）。

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凌日測(cè)光法可以為科學(xué)家提供行星直徑的估計(jì)，這是一種無法用其他方法測(cè)量的物理性質(zhì)。由于能夠被凌日觀測(cè)到的系外行星的軌道平面必然是側(cè)對(duì)著地球上的觀測(cè)者的，因此使用凌日法和徑向速度法來觀測(cè)同一顆行星可以提供行星的質(zhì)量，密度和組成成分的猜測(cè)。凌日過程可以為科學(xué)家提供大量的信息，其中最重要的是恒星的變暗程度直接與行星大小有關(guān)。由于其寄主星的大小能夠被很準(zhǔn)確地測(cè)得，行星的大小可以從它在凌日過程中變暗的程度來推斷。

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如果凌日行星有大氣層，那么來自寄主星入射光的部分波長在到達(dá)地球的途中會(huì)先被大氣層中的氣體所阻擋。通過研究一顆恒星在凌日期間和凌日之外的光譜，天文學(xué)家可以在寄主星光譜中發(fā)現(xiàn)可以判斷大氣氣體（比如水蒸氣）存在的跡象。

除了行星從恒星前面經(jīng)過時(shí)發(fā)生的“主要”凌日外，科學(xué)家們還對(duì)“次要”凌日感興趣，即從地球上看行星完全消失在寄主星后面時(shí)發(fā)生的凌日。通過計(jì)算行星隱藏時(shí)寄主星的光譜，科學(xué)家就能得到行星的光譜(顏色)，而這是提供行星溫度和組成成分的線索。

凌日測(cè)光法的搜索可以大規(guī)模進(jìn)行。凌日觀測(cè)(地面和天基)一次可以同時(shí)觀測(cè)多達(dá)10萬顆恒星。

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行星凌日示意圖

當(dāng)行星經(jīng)過觀測(cè)者與其寄主星之間時(shí)，寄主星亮度減弱直至凌日過程結(jié)束。

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缺點(diǎn)

凌日測(cè)光法的主要困難在于需要觀測(cè)凌日的難度：一顆遙遠(yuǎn)的行星必須直接從其寄主星和地球之間穿過。不幸的是，對(duì)于大多數(shù)太陽系外的行星來說，這種情況根本不會(huì)發(fā)生。如果想要觀測(cè)到凌日，其軌道平面必須幾乎完全側(cè)向朝著觀測(cè)者。而這個(gè)條件只對(duì)少數(shù)系外行星成立，其余的將永遠(yuǎn)無法被凌日測(cè)光法檢測(cè)到。

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另一個(gè)問題是：行星凌日只會(huì)持續(xù)其軌道周期的一小部分。一顆行星可能需要幾個(gè)月或幾年的時(shí)間才能繞其寄主星一周，但它的凌日過程可能只持續(xù)幾個(gè)小時(shí)或幾天。因此，即使天文學(xué)家觀測(cè)到一顆有著凌日行星的恒星，他們也極不可能觀測(cè)到正在進(jìn)行中的凌日現(xiàn)象。這個(gè)問題較之前更為復(fù)雜，因?yàn)闉榱舜_定一顆行星的存在，天文學(xué)家需要觀測(cè)到數(shù)次間隔周期固定的凌日現(xiàn)象。因此，凌日測(cè)光法在很大程度上偏向于發(fā)現(xiàn)短軌道周期的行星(它們非常接近其寄主星的軌道)。許多這樣的短軌道周期行星都位于其寄主星的宜居帶，因此用凌日測(cè)光法可能可以發(fā)現(xiàn)圍繞其他恒星運(yùn)行的宜居行星。

凌日測(cè)光法往往會(huì)產(chǎn)生誤報(bào)，介于最小的恒星的直徑可能與巨行星的直徑相似。因此，在進(jìn)一步的測(cè)量來確認(rèn)它們的直徑和/或質(zhì)量足夠小到可以被認(rèn)為是行星之前，凌日的物體只能被認(rèn)為是候選行星。

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太空中的Kepler望遠(yuǎn)鏡

描繪環(huán)繞太陽的Kepler望遠(yuǎn)鏡的藝術(shù)概念圖

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為了有更大概率去觀測(cè)凌日行星，搜索必須長時(shí)間持續(xù)地覆蓋有著許多恒星的廣闊天空。這種搜索是由能夠盡可能長時(shí)間觀測(cè)恒星的自動(dòng)望遠(yuǎn)鏡所管理的(地基望遠(yuǎn)鏡一次持續(xù)數(shù)小時(shí)，天基望遠(yuǎn)鏡一次持續(xù)數(shù)月)。

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從2009年到2019年任務(wù)結(jié)束時(shí)，Kepler計(jì)劃利用測(cè)光法已經(jīng)從太空中尋找到了的數(shù)千項(xiàng)候選行星；當(dāng)這些行星被進(jìn)一步研究后，將會(huì)有更多被確認(rèn)的系外行星。CoRoT(對(duì)流旋轉(zhuǎn)和行星凌日。是由法國航天局(CNES)和歐洲航天局(ESA)主導(dǎo)的聯(lián)合太空任務(wù))緊隨Kepler計(jì)劃，從2006年到2013年，共發(fā)現(xiàn)了32顆系外行星。

繼Kepler和CoRoT計(jì)劃之后的是“凌日系外行星探測(cè)衛(wèi)星”(TESS)，這顆衛(wèi)星自2018年以來一直在探測(cè)新的行星；以及2019年12月發(fā)射的“調(diào)查系外行星衛(wèi)星”(CHEOPS)，它將對(duì)系外行星進(jìn)行后續(xù)觀測(cè)以測(cè)量其大氣成分。

有許多陸基天文臺(tái)在觀測(cè)凌日系外行星的大氣，包括TRAPPIST的2個(gè)望遠(yuǎn)鏡，HATNet的7個(gè)望遠(yuǎn)鏡，MEarth項(xiàng)目的2個(gè)望遠(yuǎn)鏡，以及即將到來的SPECULOOS 探測(cè)計(jì)劃的4個(gè)望遠(yuǎn)鏡。

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用凌日測(cè)光法發(fā)現(xiàn)一顆新行星需要最先進(jìn)的專業(yè)設(shè)備(或者非常幸運(yùn))，而觀測(cè)一顆已知行星的凌日就容易得多了。如果我們知道觀測(cè)的地點(diǎn)和時(shí)間，即使用一個(gè)相對(duì)較小的望遠(yuǎn)鏡，凌日導(dǎo)致的現(xiàn)象是相當(dāng)明顯的并且容易檢測(cè)到的。例如2001年5月，世界各地成千上萬的業(yè)余天文學(xué)家將他們的望遠(yuǎn)鏡對(duì)準(zhǔn)了太陽系附近一顆被稱為Gliese 876的紅矮星。這顆恒星被兩顆由徑向速度法發(fā)現(xiàn)的行星環(huán)繞。由于這顆恒星很小而環(huán)繞它的行星很大，當(dāng)其中較大的那顆行星的凌日時(shí)，其寄主星亮度變暗了許多。這使得世界各地的業(yè)余愛好者有觀察到太陽系外行星存在跡象的可能。美國恒星觀測(cè)者協(xié)會(huì)(AAVSO)的系外行星部組織協(xié)調(diào)了許多業(yè)余天文學(xué)家參與系外行星凌日的觀測(cè)。

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作者: planetary

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