王佳琪，王匯娟，王 煒，劉玉娟，鄭 捷，姜曉軍

(1.中國科學院 國家天文臺 光學天文重點實驗室，北京100101；2.中國科學院大學 天文與空間科學學院，北京100049；3.中國科學院 國家天文臺 南美天文中心，北京100101)

1 引 言

太陽系以外的行星被稱為太陽系外行星(以下簡稱系外行星)。早在17世紀人類就開始對太陽系內(nèi)的天體進行觀測，逐漸對太陽與太陽系行星之間的物理聯(lián)系有了更多了解。通過探測和研究太陽系內(nèi)的行星、彗星及小行星，我們可以得到太陽系的組成和演化形成過程。而我們身處的宇宙包含眾多星系與星系團，它們的基本組成單元是恒星。這些星系包含著千億顆類太陽恒星，它們也可能與太陽系一樣包含類似地球或木星的行星系統(tǒng)。利用現(xiàn)有的天文觀測手段，如測光觀測、光譜觀測等方法，發(fā)現(xiàn)和證認這些系外行星，并對它們的物理特性進行研究，不僅可以揭示系外行星的化學成分、演化形成過程和行星與主星的聯(lián)系，而且結合我們目前對太陽系的了解，可以進一步分析不同行星系統(tǒng)之間的共性與差異，進而了解行星與生命的起源，探索恒星、星系以及宇宙的起源。

20世紀中期，隨著天體力學與天體測量學的發(fā)展與完善，天文觀測獲得的天體位置精度逐漸提高。20世紀90年代，空間望遠鏡的出現(xiàn)很大程度推動了天體測量與天體物理觀測的精度。此時有關恒星與行星的天體測量精度已經(jīng)達到了0.001′′的量級[1]，天文學家對太陽系行星與其他恒星的探索與研究取得了長足的進展，技術、天文研究方法的進步提高了天體成像的精度、空間和時間分辨率[2–4]。通過對一些恒星進行觀測研究，發(fā)現(xiàn)了疑似系外行星的“伴星”，天文學家認為這些伴星可能是圍繞恒星公轉的太陽系外行星，于是人們將尋找行星的目光投向了太陽系以外的宇宙。

1992年，Wolszczan與Frail[5]探測到脈沖星PSR 1257+12脈沖到達時間存在周期性的變化，從而發(fā)現(xiàn)了圍繞著這顆毫秒脈沖星公轉的2顆質(zhì)量分別為4.3M⊕(M⊕表示地球質(zhì)量)和3.9M⊕的伴星PSR 1257+12 c,d；在后續(xù)的觀測中，Wolszczan[6]又發(fā)現(xiàn)了另外1顆質(zhì)量為0.02M⊕的行星PSR 1257+12 b。1995年，Mayor與Queloz[7]通過監(jiān)測一批K型和G型矮星的視向速度變化，發(fā)現(xiàn)了第一顆圍繞類太陽恒星公轉的系外行星飛馬座51 b；這項重大的發(fā)現(xiàn)意味著系外行星探索時代的開始。在2019年10月，Mayor和Queloz也因為這項發(fā)現(xiàn)獲得了諾貝爾物理學獎。此后系外行星的探測方法與技術也在不斷發(fā)展并日趨成熟，但由于系外行星距離地球太遠而且本身不發(fā)光，地基望遠鏡對系外行星的探測能力有限，自1992年發(fā)現(xiàn)首顆太陽系外行星，到2009年開普勒望遠鏡發(fā)射前，人類僅發(fā)現(xiàn)400余顆系外行星。

2000年，Henry等人[8]與Charbonneau等人[9]分別獨立發(fā)現(xiàn)了存在凌星現(xiàn)象的系外行星HD 209458 b，這顆與飛馬座51 b類似的系外行星，同樣也是圍繞一顆類太陽恒星公轉。在開普勒空間望遠鏡[10]發(fā)射之前，天體的測光精度已經(jīng)達到了足以探測系外行星發(fā)生凌星時其主星光變的量級，但由于影響地基望遠鏡觀測能力的環(huán)境因素，如視寧度等受到地球大氣的限制，在2000―2009年期間，使用凌星法發(fā)現(xiàn)的系外行星只有50余顆。2009年，開普勒望遠鏡發(fā)射升空，計劃服役4 a。在實際服役的9 a中，對約50萬顆恒星進行光度變化的監(jiān)測，搜尋可能存在系外行星的候選體目標。開普勒望遠鏡的發(fā)射使系外行星發(fā)現(xiàn)的數(shù)量提高了1個量級，擴充了系外行星的研究樣本。開普勒望遠鏡在2018年11月結束了探測系外行星的使命。利用開普勒望遠鏡開展大規(guī)模的系外行星搜尋，我們發(fā)現(xiàn)宇宙中存在的大量系外行星，還觀測到恒星周圍普遍存在行星[11]。為了開展更大規(guī)模的系外行星搜尋，2018年4月，作為開普勒望遠鏡繼任者的凌星法系外行星搜尋衛(wèi)星TESS(transiting exoplanet survey telescope)發(fā)射升空[12]，計劃對全天進行系外行星的搜尋與研究。截止到2020年11月10日，通過采用不同的探測儀器與方法，天文學家共發(fā)現(xiàn)并確認了4 301顆系外行星[13](如圖1所示)。

圖1 截止到2020年11月10日，每年發(fā)現(xiàn)并確認的系外行星數(shù)量分布[13]

2 系外行星探測方法

系外行星探測方法可分為直接探測法和間接探測法兩類。由于系外行星十分暗弱，使用直接探測法較難觀測到，目前凌星法與視向速度法是最主要的兩種間接探測法。聯(lián)合分析系外行星凌星光變曲線與其主星光譜視向速度周期性變化[14,15]，可以確定系外行星的許多參數(shù)，如質(zhì)量、半徑、軌道周期等，進一步推測行星的組成成分等性質(zhì)，從而為類地行星和宜居帶行星的研究提供基礎。

2.1 系外行星的間接探測法

系外行星因為半徑小，溫度低，因此總的輻射很弱，且通常淹沒在主星輻射中而難以分辨；而探測行星對主星的影響相較而言更容易。間接探測法是目前最高效、易行的系外行星探測手段，對于不同特性的系外行星也需要使用不同的探測方法。

2.1.1 天體測量法(astrometry method)

天體測量法是搜尋系外行星最古老的方法之一，它通過監(jiān)測系外行星的引力作用所造成主星位置的變化來探測系外行星。19世紀中葉前，天文學研究大多是圍繞天體力學和天體測量學開展，通過分析主星在圍繞整個系統(tǒng)的質(zhì)心公轉過程中相對背景恒星的周期性位置變化，得出行星質(zhì)量、軌道等基本參數(shù)。使用天體測量學的方法尋找伴星或系外行星的方法最早可以追溯到18世紀后期，William Herschel曾宣稱發(fā)現(xiàn)蛇夫座70有一顆“看不見的伴星”，正是這顆伴星使其位置發(fā)生周期性的改變。半個世紀后，Thomas Jefferson對這顆伴星的直徑和軌道進行了計算，并懷疑這是一顆系外行星。20世紀末通過采用光譜視向速度法進行分析，這顆“看不見的伴星”才被確認不是系外行星，而是一顆雙星[16]。2010年，Muterspaugh等人通過PHASES系統(tǒng)(Palomar high-precision astrometric search for exoplanet systems)對51個亞角秒雙星進行了較差位置監(jiān)測，從中發(fā)現(xiàn)并確認了第一顆天體測量法發(fā)現(xiàn)的系外行星HD 176051 b，其質(zhì)量為1.5MJ(MJ表示木星質(zhì)量)，軌道周期約1 016 d[17]。截止到2020年11月10日，使用天體測量法發(fā)現(xiàn)的系外行星共12顆[18]。隨著天體物理研究、天文觀測技術與方法不斷發(fā)展，人們嘗試使用一些其他效率較高的探測系外行星的方法，利用天體測量法可以更精確地測定系外行星的質(zhì)量與軌道參數(shù)，尤其是長周期行星[19,20]。目前正在運行的衛(wèi)星Gaia將在2020年12月3日釋放DR3數(shù)據(jù)，屆時我們有可能從中發(fā)現(xiàn)更多長周期的類木行星。位于行星系統(tǒng)外側的長周期類木行星，為內(nèi)側宜居帶軌道的類地行星的存在提供了保護作用，深入研究長周期類木行星所在的行星系統(tǒng)，將為我們提供更多研究宜居帶類地行星形成與演化的線索[21]。

2.1.2 視向速度法(radial velocity method)

隨著光譜觀測儀器與分析方法的不斷發(fā)展，20世紀90年代，人們發(fā)現(xiàn)了新的探測系外行星的方法：由于系外行星的引力作用，主星會圍繞系統(tǒng)質(zhì)心進行小幅度的公轉，當主星在視線方向朝地球運動時，主星光譜中的譜線會發(fā)生藍移；而主星向遠離地球的方向運動時，譜線會發(fā)生紅移。通過探測這種系外行星引起的多普勒效應的方法叫做視向速度法[22]。視向速度法探測的基本原理與天體測量法類似，都是間接地探測系外行星引起主星運動或位置的變化[7]。通過天體測量法監(jiān)測主星由于行星引力造成的微小位置變化，效率遠低于光譜視向速度監(jiān)測，因此視向速度法在系外行星探測方面的應用更普遍。通常行星的質(zhì)量遠小于其主星質(zhì)量，系外行星引起主星視向速度變化的振幅與行星-主星質(zhì)量比的2/3次冪近似成正比[23]，由于當時光譜儀的分辨率有限，探測到的系外行星大多是熱木星等大質(zhì)量的系外行星。與地球質(zhì)量相似的行星所引起太陽質(zhì)量恒星的視向速度變化的振幅約為9 cm/s，想要探測類地行星，光譜儀對于視向速度的測量精度至少要達到亞米級(即小于1 m/s)。

視向速度法探測系外行星受行星軌道傾角的限制，通過計算得到行星質(zhì)量下限m sini(m為行星質(zhì)量，i為行星軌道傾角)，并結合光變曲線計算m。軌道傾角越小，視向速度變化幅度越小，越難以被探測到。行星微弱的信號容易受到主星色球活動和分光雙星的干擾，通過對比主星光譜中Ca II H與K吸收線和Fe吸收線的視向速度變化，可以排除前兩者的干擾[24]；系外行星引起主星視向速度變化只會引起譜線波長都發(fā)生紅移或藍移，根據(jù)視向速度變化的量級與所有譜線都發(fā)生同樣的藍移或紅移，可以與分光雙星區(qū)分開來。與其他方法相比，視向速度法也更適合探測長周期系外行星和多行星系統(tǒng)。

2.1.3 凌星法(transit method)

凌星法是目前系外行星探測效率最高的方法。利用凌星法探測系外行星起源于食雙星的觀測，食雙星系統(tǒng)在一個周期內(nèi)一般可以觀測到兩個掩食：(1)主掩食，食雙星系統(tǒng)中的較暗恒星掩食較亮恒星，雙星系統(tǒng)總光度下降幅度較大；(2)次掩食，食雙星系統(tǒng)中較亮恒星掩食較暗恒星，雙星系統(tǒng)總光度下降幅度較小。系外行星凌星也與食雙星類似，當系外行星從地球與其主星之間的連線附近經(jīng)過時，地球上可以探測到主星因為行星掩食造成的光度下降，這種探測方法稱為凌星法。由于系外行星本身并不發(fā)光，體積和質(zhì)量比主星小很多，極其暗弱，在發(fā)生掩食時，造成光度下降的幅度與自身直徑相對于主星直徑的大小有關，行星相對主星的直徑越大，凌星時造成的光度變化就越明顯。對發(fā)生凌星的主星進行測光觀測，即可獲得“U”型或“V”型的光變曲線。這種方法簡單易行，對儀器的測光精度要求相對較低，非常適合機動性較強的米級望遠鏡進行測光觀測[25]。對可能發(fā)生系外行星凌星的目標源進行長時間的監(jiān)測，獲得相應的光變曲線后，如果可以解釋凌星導致的光度下降現(xiàn)象，即可得到系外行星的部分基本參數(shù)，如行星的半徑、軌道周期等[26]。但這種方法也存在以下局限性。

(1)探測類地行星等直徑較小的系外行星，對探測儀器的測光精度要求較高。系外行星凌星時的掩食深度直接決定了造成光度下降的幅度，與行星-主星視面積的比值近似成正比。儀器的測光精度決定了進行觀測時可以分辨的最小光變幅度，只有系外行星的掩食造成的光度下降大于儀器的測光精度才能保證觀測到系外行星候選體。對于地基望遠鏡，在有限的視寧度下使用凌星法觀測系外行星，觀測到的系外行星的最小體積受到了限制。

(2)系外行星的判斷結果容易受到食雙星的干擾。目前食雙星的主要探測方法與凌星法系外行星探測相同，通過監(jiān)測兩顆相互掩食的恒星的光變曲線，確認食雙星系統(tǒng)并分析基本參數(shù)。食雙星系統(tǒng)由兩顆恒星構成，伴星無論是質(zhì)量、體積與光度通常都大于系外行星，凌星時掩食深度大、每個周期的光變曲線大都存在明顯的主掩食與次掩食階段，而暗弱的系外行星往往沒有可以觀測到的次掩食，但某些食雙星系統(tǒng)也可能存在亮度極暗的伴星，從而被誤判為系外行星。凌星法篩選出的系外行星候選體，其誤判率較高[27–29]，最準確的辦法是結合視向速度觀測，確定伴星質(zhì)量，以篩除大部分食雙星以及主星磁活動的干擾。在系外行星測光觀測的數(shù)據(jù)處理中，需要分析以上干擾因素對觀測目標造成影響的程度，通常要對目標星周圍的近距離背景恒星和伴星的干擾進行分析[30]，如果背景恒星與目標視位置非常接近，背景恒星的光對目標星影響可能會淹沒系外行星掩食的光變，難以準確地分析出系外行星的信號。

2.1.4 計時法(timing variations method)

系外行星本身非常暗弱，對于地面上的望遠鏡來說，探測這些暗弱的目標十分困難。在望遠鏡探測精度和觀測手段有限的年代，人們總能通過探測行星繞轉對主星的影響來發(fā)現(xiàn)系外行星的蹤跡。1992年，人類通過脈沖星計時法(pulsar timing variations)發(fā)現(xiàn)了第一顆系外行星，并通過監(jiān)測PSR 1257+12這顆毫秒脈沖星的多個周期，發(fā)現(xiàn)行星系統(tǒng)引起主星脈沖中心發(fā)生了“搖擺”一樣的周期性變化[5]，這種方法稱為脈沖星計時法。但根據(jù)模擬行星系統(tǒng)參數(shù)，這顆脈沖星的前身星爆炸時，其行星系統(tǒng)并不能保持穩(wěn)定，這3顆行星可能是由前身星的伴星“汽化”形成[31]。使用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星目前只有7顆，其中所有的主星質(zhì)量都在1.35～1.4M⊙(M⊙表示太陽質(zhì)量)范圍內(nèi)[13]。

部分系外行星圍繞食雙星公轉，行星的引力會拖拽雙星系統(tǒng)，造成互相繞轉的兩顆子星掩食周期發(fā)生提前或推遲的周期性變化和掩食持續(xù)時間變化的現(xiàn)象[32]，這種方法稱為食雙星計時法(eclipse timing variations,ETV)。目前已發(fā)現(xiàn)圍繞食雙星公轉的系外行星共16顆[13]。圍繞食雙星公轉的系外行星大致分三類：(1)S型，圍繞雙星中的一顆恒星公轉；(2)P型，圍繞整個食雙星系統(tǒng)公轉；(3)T型，行星軌道接近雙星系統(tǒng)的L4與L5拉格朗日點(特洛伊行星)[33]。當行星與雙星系統(tǒng)之間由于潮汐力影響存在共振時，尤其是質(zhì)量較低的食雙星系統(tǒng)，掩食時間變化更明顯。開普勒望遠鏡與Corot衛(wèi)星的數(shù)據(jù)也驗證了這些觀點，但目前發(fā)現(xiàn)的這類系外行星都具有非常長的軌道周期，從幾百天到幾千天不等。如開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的第一顆圍繞雙星公轉的P型系外行星Kepler-16 b[34]，是一顆周期229 d的行星。對于不同類型的圍繞雙星公轉的系外行星，宜居帶位置也有很大差別：對于S型系外行星，標準的宜居帶理論是適用的；但對于P型系外行星，宜居帶的位置可能在土星軌道外[35]。

在多行星系統(tǒng)中，系外行星的引力除了會引起主星視向速度的變化，也會引起其他行星公轉周期的變化，這種現(xiàn)象被稱作凌星計時法(transit timing variation,TTV)[36,37]。以具有兩顆行星的行星系統(tǒng)為例，行星之間的引力攝動互相影響，圍繞主星公轉的速度變得不均勻，一顆行星的凌星時間比預計的時間提前，另一顆的凌星時間就會推遲，反之亦然。根據(jù)TTV現(xiàn)象我們可以獲得很多行星系統(tǒng)的參數(shù)，如偏心率[38]等。一些特殊的多行星系統(tǒng)中，行星之間存在軌道共振，研究這類行星的TTV現(xiàn)象將會有利于理解氣態(tài)巨行星從雪線外向內(nèi)遷移過程中行星-塵埃盤間的相互作用[39]。

行星的潮汐力會導致主星脈動周期發(fā)生變化[40]，通過探測這種變化進行研究系外行星的方法稱為脈動周期計時法(pulsation timing variations)。使用這種方法的前提是恒星的脈動周期穩(wěn)定，而且對A型星周圍的亞恒星伴星更敏感。2016年開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)了一顆周期為840 d左右且位于宜居帶內(nèi)的類木星KIC7917485 b[41]，其主星是一顆A型星，這是首次在A型星周圍通過主星脈動變化發(fā)現(xiàn)的系外行星。目前通過這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星共2顆[13]，均為繞主星寬軌道公轉的亞恒星級行星。

2.1.5 微引力透鏡法(gravitational microlensing method)

1936年，愛因斯坦[42]根據(jù)廣義相對論提出，引力場源后面的天體發(fā)出的電磁輻射會由于引力場的作用產(chǎn)生匯聚或多重成像效應。這種遙遠天體的光由于受到大質(zhì)量星系、恒星或黑洞的引力偏折，使成像發(fā)生畸變的現(xiàn)象，在1979年首次被觀測并證實[43]。1991年，Mao與Paczynski[44]提出了微引力透鏡探測雙星與系外行星系統(tǒng)的方法，在雙星互相繞轉或行星系統(tǒng)圍繞主星公轉的過程中，當兩者之間的距離與愛因斯坦環(huán)半徑相當時，雙星系統(tǒng)或行星系統(tǒng)作為引力透鏡，會使遙遠背景恒星的光發(fā)生偏折，形成強引力透鏡成像。行星系統(tǒng)質(zhì)量遠小于黑洞、星系，其產(chǎn)生的強引力透鏡成像與作為引力透鏡的前景恒星距離較小而難以區(qū)分，但兩者的總亮度亮于前景恒星自身，這種現(xiàn)象被稱為微引力透鏡。在遙遠星體透過雙星系統(tǒng)或行星系統(tǒng)發(fā)生微引力成像時，會觀測到前景雙星系統(tǒng)或恒星的光度發(fā)生了小幅度的上升，這種方法很適合探測一些質(zhì)量小、直徑小的雙星或系外行星，以及一些沒有固定軌道的“流浪行星”[45]。截止到2020年11月10日，通過微引力透鏡法發(fā)現(xiàn)的系外行星共105顆[13]。

2.1.6 軌道亮度調(diào)制法(orbital brightness modulations method)

距離主星極近軌道的系外行星接收的主星輻射更多，系外行星圍繞主星公轉時，由于視向速度的影響，有可能導致在非掩食的時刻主星亮度增加(或下降)的現(xiàn)象(也稱作多普勒增亮)，這種方法稱為軌道亮度調(diào)制法[46](見圖2)。目前通過這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星共6顆，均由開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)。這種相位變化引起的亮度變化通常很微弱，一般只有距離主星極近的行星才可能出現(xiàn)，需要靈敏度與測光精度很高的儀器才可能觀測到，因此這種方法更適合天基系外行星搜尋。

圖2 Kepler-76 b非掩食時刻的流量和殘差隨相位發(fā)生變化[46]

行星大氣層的維持依賴于行星引力對氣體分子的吸引，但絕大部分類地行星等巖質(zhì)行星質(zhì)量很小，這些類地行星的引力使它們很難具有厚大氣層，軌道亮度調(diào)制法可以對巨行星的大氣層動態(tài)進行深入的研究[47]。2021年計劃發(fā)射的JWST空間望遠鏡(James Webb Space Telescope)[48]也將觀測一些已知系外行星的大氣層，屆時JWST的觀測成果可能會開啟系外行星大氣研究的新時代。

2.1.7 行星盤運動法(disk kinematics method)

根據(jù)現(xiàn)有理論與觀測的相互驗證，目前我們基本認為系外行星是在原行星盤中不斷吸積其中的塵埃而形成。通過亞毫米波陣列探測或自適應光學觀測，可以探測到行星盤的亞結構，如行星盤中的環(huán)、空隙，螺旋結構，不共面的內(nèi)行星盤的陰影等。阿塔卡馬大型毫米/亞毫米波陣(Atacama large millimiter/submillimeter array,ALMA)正在開展長期的原行星盤及其演化的觀測。2015年，ALMA觀測HL Tau區(qū)域的原行星盤并獲得了高分辨率圖像，首次使用分子譜線觀測到原行星盤的運動。在清晰可辨的幾個AU大小的原行星盤中，顯示出明暗交替的環(huán)，暗環(huán)并不是完全的空隙，其中存在生長中的原行星。通過分析環(huán)的偏心率和共振，有充分的證據(jù)說明這些暗環(huán)就是行星形成過程中所產(chǎn)生的空隙[49]。后期通過模擬盤中氣體和塵埃的二維演化模型也驗證了HL Tau中的空隙很可能是由行星-盤之間的相互作用所產(chǎn)生[50]。在2019年，ALMA發(fā)現(xiàn)了一顆在原行星盤中“切割”出空隙的系外行星HD 97048 b[51]，通過觀測行星盤中CO吸收線的強度，ALMA在距離HD 97048這顆恒星130 AU的位置探測到了一個塵埃氣體帶的空隙，同時氣體按開普勒定律的流動方式受到了干擾，因此莫納什大學的Pinte等人判定這些現(xiàn)象是由一顆系外行星所導致，而且可以根據(jù)這些觀測證據(jù)發(fā)現(xiàn)系外行星的存在。這顆系外行星是一顆類木星，截止到2020年11月10日，這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星僅此一顆，但未來有更多行星盤中的系外行星可以在亞毫米波進行探測。

2.2 系外行星的直接探測法

在20世紀90年代，10 m級望遠鏡的落成與空間望遠鏡的發(fā)射極大地提高了天文光學觀測的深度與精度，許多大望遠鏡開始嘗試直接對系外行星進行搜尋與觀測。2008年，Keck望遠鏡對系外行星系統(tǒng)HR 8799進行了直接觀測(directly imaging)，發(fā)現(xiàn)了b,c,d共3顆行星并拍攝了圖像，這也是人類歷史上獲得的第一張多行星系統(tǒng)的圖像[52]；2010年，Keck發(fā)現(xiàn)了這個行星系統(tǒng)的第4顆行星e[53](見圖3)。系外行星直接成像觀測對于分辨率有很高的要求，通過自適應光學、星冕儀等高分辨率成像技術才能夠?qū)崿F(xiàn)：安裝在南雙子望遠鏡(Gemini South telescope)上的GPI終端(Gemini planet imager)使用近紅外波段對系外行星進行高精度直接成像觀測，極限星等H=20 mag，在自適應光學成像方面具有極高的成像對比度和低延遲；配備的Lyot星冕儀也可以深度觀測系外行星的更多特征[54]。在空間光學望遠鏡上安裝星冕儀對系外行星直接成像可以大幅降低對望遠鏡口徑的要求，未來中國空間站望遠鏡CSST(China Space Station Telescope)將配備星冕儀對已知雪線附近的系外行星進行研究。與間接探測方法相比，直接成像可以獲得更豐富、更準確的系外行星的特征，目前通過直接成像發(fā)現(xiàn)的系外行星共51顆[13]。

圖3 Keck望遠鏡對HR 8799行星系統(tǒng)的4顆行星b,c,d,e的直接成像[53]

3 系外行星研究

系外行星的探測是由恒星活動監(jiān)測衍生而來。在系外行星研究的近30年內(nèi)，盡管已發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量有限，通過利用這幾千顆系外行星的觀測數(shù)據(jù)，前人已經(jīng)開展了一些系外行星的理論研究、參數(shù)分析以及性質(zhì)研究等工作[55–57]。由于系外行星探測比較困難、樣本量有限，目前系外行星系統(tǒng)性的研究成果相對欠缺。隨著太陽系內(nèi)行星科學的進步與觀測精度提高，人們發(fā)現(xiàn)了越來越多的系外行星，系外行星的探測研究也從恒星科學的“副產(chǎn)品”，逐漸成為獨立的研究方向。

3.1 系外行星候選體的后隨觀測與證認

系外行星最初的探測手段主要是光譜視向速度法，在20世紀90年代，光譜觀測的視向速度精度只能探測類木行星，隨著光譜儀的穩(wěn)定性與探測精度不斷提升，通過地基高精度視向速度觀測，人們發(fā)現(xiàn)了更多的超級地球和類地行星。在2000年之后，人們則主要采用凌星法來發(fā)現(xiàn)系外行星。對于系外行星的地基后隨觀測，現(xiàn)在正處于一個由搜尋觀測向行星的精細觀測轉變的過渡階段：在天基望遠鏡發(fā)現(xiàn)系外行星候選體后，地基望遠鏡根據(jù)探測能力、精度、可觀測條件等選擇適合自身觀測的目標進行長期監(jiān)測。目前采用凌星法和視向速度法發(fā)現(xiàn)系外行星的效率最高，第2章已經(jīng)詳細介紹了這兩種方法。單獨通過一種方法探測系外行星都存在局限性，如不能完全確認其是系外行星，或者獲得的基本參數(shù)不夠全面。望遠鏡探測到類似系外行星凌星的信號，都存在受到變星、主星周期光變和儀器噪聲的干擾等情況，因此在分析數(shù)據(jù)之前需要判斷候選體是否為系外行星。隨著系外行星觀測數(shù)據(jù)的分析方法不斷改進，系外行星凌星信號的識別精度也逐漸提高，但仍然無法保證100%的準確性，在系外行星進行參數(shù)分析之前，證認候選體[15,24]是否為系外行星可以提高數(shù)據(jù)分析的效率。證認系外行星候選體可以通過傳統(tǒng)的光譜、測光數(shù)據(jù)聯(lián)合分析，從而排除干擾項。

目前主流的系外行星性質(zhì)研究方法中，聯(lián)合分析測光數(shù)據(jù)與光譜數(shù)據(jù)可以高效、精確地測定系外行星絕大部分基本參數(shù)，并排除單一觀測方法的不確定性。目前已有一些軟件可以實現(xiàn)測光數(shù)據(jù)與光譜數(shù)據(jù)的聯(lián)合分析，如Juliet[58]軟件可以分別分析和擬合來自多個設備的測光數(shù)據(jù)與光譜數(shù)據(jù)，也可以聯(lián)合分析測光數(shù)據(jù)與光譜數(shù)據(jù)；對于多行星系統(tǒng)，無論是否存在凌星，都可以使用Juliet進行分析。

開普勒、TESS等空間望遠鏡的觀測不受觀測環(huán)境的限制，便于探測更多未知的系外行星候選體，但地基小望遠鏡在后隨觀測的機動性，可以靈活調(diào)用的觀測時間和建造成本等方面優(yōu)于空間望遠鏡，因此地基望遠鏡對系外行星候選體的長期監(jiān)測與深度研究非常必要。根據(jù)這些系外行星候選體的相關研究成果，天文學家已經(jīng)發(fā)表了幾百篇論文，這些天文學家大多采用了后隨測光觀測、光譜觀測的方式來獲取更多系外行星的信息。TESS探測到的大部分系外行星候選體和其他地基系外行星巡天項目探測到的系外行星，亮度大多亮于12 mag，目前很多地基小口徑望遠鏡可以實現(xiàn)毫星等精度的測光觀測，因此口徑小于2 m的地基小望遠鏡也可以對這些目標進行高精度的后隨測光觀測。在TESS發(fā)射后的5～10 a內(nèi)，地基小口徑望遠鏡將成為系外行星測光后隨觀測的主力設備，小望遠鏡后隨測光觀測模式主要為以下3種：

(1)單臺小望遠鏡觀測，其特點為機動性強，可以隨時快速切換觀測目標，觀測的順序與策略也可以靈活調(diào)整；

(2)小望遠鏡陣列協(xié)同觀測，其特點為在單臺小望遠鏡觀測的基礎上，提高時間分辨率；

(3)多臺址小望遠鏡協(xié)同觀測，其特點為覆蓋多時區(qū)、多個臺址的小望遠鏡進行接力觀測，確保系外行星監(jiān)測的連貫性。

在以上三種觀測模式的基礎上，進行系外行星凌星的多波段測光觀測，研究不同波段凌星時光度下降程度的區(qū)別，可進一步確認是否為系外行星，通過近紅外波段觀測凌星或次掩食可以研究行星的大氣性質(zhì)。觀測系外行星不同相位的光譜，可對其進行證認與多方面的分析。

(1)觀測系外行星在不同相位時主星的中低分辨率光譜，分析吸收譜線的強度變化，研究系外行星大氣成分與性質(zhì)。

(2)觀測系外行星不同相位時主星的高分辨率光譜，分析計算系外行星引起的主星視向速度變化，得到系外行星的基本參數(shù)。

(3)主星高分辨率光譜還可能包含系外行星大氣的發(fā)射譜。對于一些具有厚大氣層而且距離主星很近的系外行星，如熱木星，在主星的強輻射下可能會激發(fā)行星大氣產(chǎn)生發(fā)射譜[59]。通過分析行星發(fā)出的熱輻射和反射主星的輻射，了解行星大氣層的成分與性質(zhì)，同時行星大氣發(fā)射譜線也會反映主星發(fā)生的活動，可進一步研究行星與主星間的相互影響。

除了對已知公轉周期的系外行星候選體進行證認之外，TESS的系外行星候選體中還有許多只觀測到一次掩食的目標[60]，它們的周期尚不明確，在這些目標中，有可能存在超長周期的系外行星，或者某些特殊的變星，如激變變星。這一類系外行星候選體的證認與周期明確的目標相比，需要更多的觀測時間，在目前已確認的系外行星中，周期較長的目標的研究還有很多空白，而且周期誤差較大，發(fā)現(xiàn)新的長周期系外行星目標對于研究長周期系外行星很有必要，長周期系外行星的主星可能還擁有其他系外行星。對于太陽系的起源我們尚無定論，如果能找到與太陽系類似的行星系統(tǒng)，對于行星的形成與演化會有新的發(fā)現(xiàn)。在證認、分析系外行星候選體的數(shù)據(jù)時，我們從中發(fā)現(xiàn)特殊變星的可能性更大。對于掩食深度較小、公轉周期較長的系外行星的證認觀測，通常需要望遠鏡長時間運行。對于TESS發(fā)現(xiàn)的系外行星候選體，75%的候選體亮度高于12 mag，使用口徑在50 cm以下的天文望遠鏡也可以實現(xiàn)TESS系外行星候選體的后隨觀測。與科研級別的天文望遠鏡相比，這些業(yè)余天文望遠鏡的觀測時間更充裕，機動性也更高，將這些觀測資源充分利用起來，可以提高系外行星證認的效率。

3.2 類地行星的探測與性質(zhì)研究

類地行星通常指質(zhì)量與地球接近，且半徑為0.8R⊕～1.25R⊕(R⊕表示地球半徑)的巖質(zhì)行星，而半徑在1.25R⊕～2R⊕范圍的系外行星被稱為“超級地球”，目前已發(fā)現(xiàn)的類地行星中，絕大多數(shù)行星的密度與地球相似(見圖4)。2011年Wordsworth等人采用視向速度法發(fā)現(xiàn)了第一顆位于宜居帶內(nèi)的系外行星Gliese 581 d，其質(zhì)量約為5.6M⊕～7.1M⊕，圍繞一顆M型矮星公轉，接收到來自主星的輻射低于火星的35%。通過模擬106Pa壓力CO2和其他背景氣體(如N2)的不同濃度，這顆行星的表面溫度都在0?C以上，即這顆行星位于宜居帶內(nèi)[61]。宜居帶意味著此處的恒星輻射強度適中，行星表面溫度可以存在液態(tài)水，這是生命存在的必要條件，人們對于宜居帶的認識也從單一考慮主星的距離變成考慮更多角度，如大氣成分等[62]，尋找這個區(qū)域內(nèi)的行星也是尋找人類第二家園與地外文明的第一步。搜尋類地行星對望遠鏡的探測精度提出了極高的要求，空間探測技術的成熟為類地行星研究帶來了新的機遇。在開普勒望遠鏡發(fā)射之后，從其發(fā)現(xiàn)的系外行星中發(fā)現(xiàn)了大量半徑小于4R⊕的系外行星，以開普勒發(fā)現(xiàn)的第一顆宜居帶類地行星Kepler-22 b為例，該行星的半徑約2.4R⊕，雖然沒有足夠的證據(jù)證明這是一顆巖質(zhì)行星，但其主星是一顆質(zhì)量為0.97M⊙的G5型矮星，在輻射平衡下的行星表面溫度約為262 K，與地球極其相似[63]。其后又發(fā)現(xiàn)了質(zhì)量為1.1M⊕的行星Kepler-186 f，位于一顆M1型星的宜居帶內(nèi)[64]。

圖4 系外行星質(zhì)量-半徑統(tǒng)計情況[13]

在TESS接替開普勒望遠鏡的系外行星搜尋任務后，同樣也發(fā)現(xiàn)了大量類地行星與超級地球。TESS發(fā)現(xiàn)的第一顆系外行星πMen b，其半徑約為2R⊕的超級地球[26,65]，其主星亮度V=5.9 mag，因此非常適合人們進一步研究它的大氣和動力學特性。后續(xù)發(fā)現(xiàn)的行星TOI-700 d位于宜居帶內(nèi)，與地球質(zhì)量相當，圍繞一顆M型矮星公轉[66]。隨著系外行星探測的開展與后續(xù)高效的后隨觀測研究，我們將有機會發(fā)現(xiàn)更多宜居帶內(nèi)的類地行星，從而深入了解地球的起源。

目前發(fā)現(xiàn)的系外行星很多都是多行星系統(tǒng)，通過參考太陽系本身，我們可以合理地推測，多行星系統(tǒng)的恒星是普遍存在的。參考目前的行星形成與演化理論，一個行星系統(tǒng)內(nèi)同時存在類木行星和類地行星，類木行星由于質(zhì)量、體積較大，因此更容易被探測到；而一個系統(tǒng)內(nèi)的行星之間存在引力相互影響，這種影響可能會造成行星掩食中心時刻的周期性變化，因此通過監(jiān)測凌星時間變化可以發(fā)現(xiàn)更多已知行星系統(tǒng)中的類地行星[36]。這種方法已經(jīng)得到了廣泛應用，以TOI-141為例，這是一個具有不同軌道傾角的多行星系統(tǒng)[67]，TESS觀測到TOI-141 b的凌星現(xiàn)象，通過地基進一步的光譜后隨觀測，發(fā)現(xiàn)這個行星系統(tǒng)還存在另一顆行星——TOI-141 c。通過光譜視向速度法得出了TOI-141 c的基本參數(shù)與軌道周期，在行星c對應的凌星時刻沒有觀測到凌星現(xiàn)象，表明b,c兩顆系外行星的軌道不共面。

3.3 巨行星及其大氣的研究

巨行星一般指質(zhì)量大于10M⊕的行星，主要由液態(tài)或固態(tài)氣體組成，根據(jù)質(zhì)量與半徑的大小分為類木行星與類海王行星兩類，其中類木行星的半徑通常在6R⊕以上，類海王星半徑在2R⊕～6R⊕之間。這兩類行星由于體積和質(zhì)量都很大，探測精度要求低于類地行星，在已探明質(zhì)量的系外行星中約占80%以上。這類行星最重要的特征是有厚大氣層，而且通常觀測結果表明熱木星的半徑大于通過模擬其內(nèi)部結構得出的半徑；其中還有相當大一部分熱木星的軌道偏心率遠大于太陽系行星的偏心率，這可能與熱木星在形成初期具有較高的軌道偏心率和軌道傾角有關，在引力攝動的影響下逐漸向內(nèi)部遷移，在距離主星極近的軌道上行星系統(tǒng)達到了穩(wěn)態(tài)[68]，同時這類熱木星也更多出現(xiàn)在溫度更高的主星附近[69]。對于類木行星的性質(zhì)分析有可能使我們避免太陽系先入為主的影響，得出更具有普適性的行星形成與演化理論。

目前已發(fā)現(xiàn)的類木行星、類海王行星中有很大一部分是距離主星距離很近、周期較短的熱木星和熱海王星。由于受到主星強烈的輻射，熱木星的溫度很高，某些溫度極高的熱木星甚至出現(xiàn)了與矮星相似的特性，處于同樣位置的熱木星出現(xiàn)的溫度差異來自不同的大氣層結構，溫度較高(大約2 000 K以上)的“pM類”行星(類似于恒星中的M型矮星——dM類恒星)大氣中存在TiO和VO等分子；而溫度較低的“pL類”行星(類似于極冷矮星中的dL類恒星)中Ti和V等元素只能存在于固體冷凝物中[70]。熱木星通過反射主星輻射，自身輻射強度也很大，通過觀測次掩食過程中紅外波段的亮度變化探測是否存在熱發(fā)射，再結合行星大氣模型和黑體輻射假設來估算其有效溫度，最后推斷其輻射的能量來源[71]。主星強烈的輻射也會造成近軌行星大氣膨脹并發(fā)生逃逸，對于行星的演化和其化學組成會產(chǎn)生顯著影響[72]；在經(jīng)歷潮汐耗散、光致蒸發(fā)等原因?qū)е挛镔|(zhì)損失，從而向內(nèi)遷移的熱木星、熱海王星也被認為是USP(ultra-short-period)行星的起源[73]。

除了離主星極近的熱木星，我們對于冷氣態(tài)巨行星的研究還相對較少，因為它們周期較長，觀測比較耗時而且難以獲得比較全面的參數(shù)。但具有長周期、寬軌的氣態(tài)巨行星的行星系統(tǒng)與太陽系十分類似，如HR 8799已發(fā)現(xiàn)的4顆行星，它們處在近似同心圓的軌道上，主星質(zhì)量為4.9M⊙，而且?guī)最w行星的性質(zhì)可用大質(zhì)量原行星盤演化模型很好地解釋，這個行星系統(tǒng)看上去更像一個“放大版”的太陽系[52]。

3.4 系外行星性質(zhì)統(tǒng)計與演化理論研究

隨著多個系外行星巡天項目的開展，在接下來的幾年內(nèi)系外行星和系外行星候選體數(shù)量有望呈現(xiàn)數(shù)量級的增長，與過去在樣本量非常有限、探測難度較大的情況下對少數(shù)確認的系外行星進行性質(zhì)分析相比，未來的系外行星研究將會建立在充足的研究樣本基礎之上。除了對大樣本系外行星進行證認與性質(zhì)研究，統(tǒng)計分析樣本的特性規(guī)律也值得重視。在系統(tǒng)分析這些系外行星候選體的性質(zhì)、結構組成、質(zhì)徑比等參數(shù)的前提下，我們會發(fā)現(xiàn)更多系外行星之間的關聯(lián)，從而改變目前參照太陽系行星的質(zhì)量和半徑對系外行星進行粗略定義的現(xiàn)狀。除了樣本數(shù)量的擴充之外，人工智能等日漸成熟的新技術也可以幫助我們更高效準確地分析和歸類系外行星。

現(xiàn)有觀測方法發(fā)現(xiàn)的系外行星大多數(shù)的周期小于30 d，其中周期小于1 d的行星約100余顆。USP行星因為觀測相對容易，現(xiàn)有研究成果比較豐富：它們大多距離主星非常近，溫度很高，同時受到巨大的潮汐力，對于氣態(tài)行星而言更容易膨脹和瓦解[74]。結合行星遷移理論，我們可以對行星系統(tǒng)的演化有更多了解。通過對開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的候選體進行統(tǒng)計研究，發(fā)現(xiàn)在靠近恒星的范圍內(nèi)缺少體積大或密度低的行星，而且行星半徑的統(tǒng)計規(guī)律呈現(xiàn)“雙峰”，在2R⊕處的數(shù)量較少。利用流體動力學模型進行模擬發(fā)現(xiàn)，只有含H包層的小質(zhì)量行星會受到光致蒸發(fā)的顯著影響，H包層的蒸發(fā)導致了半徑2R⊕的行星偏少，從而形成一個“半徑低谷”。而短周期和USP行星的形成很可能來源于主星X射線和EUV(extreme ultra-violet)輻照導致的小質(zhì)量行星物質(zhì)蒸發(fā)[75]。通過MESA的雙星演化模型對主星為類太陽恒星、接近洛希極限的熱木星進行模擬，在潮汐耗散的作用下完成軌道初始衰減后，剩下的行星由巖石內(nèi)核和一些包絡物組成，這些物質(zhì)也會在光致蒸發(fā)的作用下逐漸減少，其性質(zhì)與觀測到的許多超級地球和亞海王星類似[76]。但行星的質(zhì)量分布幾乎沒有受到蒸發(fā)的影響，半徑的雙峰分布也與行星樣本的初始特征有關，因為小質(zhì)量的行星內(nèi)核只能吸積較少的物質(zhì)[77]。USP行星也因受到主星磁場的影響而遷移至更靠內(nèi)的軌道，主序前恒星的自轉周期統(tǒng)計結果顯示，質(zhì)量越大的恒星自轉越快，磁場強度也更高。通過統(tǒng)計自旋周期在1～10 d內(nèi)的F,G,K,M矮星周圍的亞海王星數(shù)量，發(fā)現(xiàn)它們是均勻分布的；而在自轉周期較短的恒星周圍，行星的數(shù)量較少，這是主星的磁層隨主星自轉的過程中切割了原行星盤所導致，而主星上的非同步潮汐平衡能將處于盤邊緣的行星遷移至超短周期(小于1 d)的位置，這也同樣解釋了為什么USP行星距離它們的長周期前身行星軌道距離更遠，而且大多數(shù)具有USP行星的系統(tǒng)都是具有凌星的長周期行星[78,79]。

研究多行星系統(tǒng)中的平運動共振[38,39]，可以探究行星之間的相互作用對于行星系統(tǒng)穩(wěn)態(tài)、行星軌道遷移和演化的影響。除了潮汐力的作用，巨行星的攝動也會引起系統(tǒng)內(nèi)其他小質(zhì)量行星發(fā)生軌道共振。通過對Kepler-68系統(tǒng)的3顆行星參數(shù)進行模擬，發(fā)現(xiàn)其中的巨行星如果以偏心軌道圍繞主星公轉，兩顆內(nèi)部的類地行星會形成5:3或7:4的共振系統(tǒng)，與實際觀測結果相符。而且當巨行星質(zhì)量大于5MJ時，靠近巨行星的軌道偏心率可能被激發(fā)至0.2，否則類地行星會保持近圓軌道公轉，巨行星的攝動最終會影響內(nèi)部行星軌道遷移和演化[80]。在開普勒望遠鏡釋放的約4 300顆系外行星候選體中，大約有652個雙行星系統(tǒng)和222個三行星系統(tǒng)。分別統(tǒng)計上述雙行星系統(tǒng)和三行星系統(tǒng)中的行星軌道周期比值，發(fā)現(xiàn)都存在1.5(3:2和3:2:1)和2.0(2:1和4:2:1)兩個共振比峰值。對于雙行星系統(tǒng)，主星在不同演化階段時吸積率存在差異，通過模擬不同吸積率情況下的雙行星系統(tǒng)軌道共振比發(fā)現(xiàn)，在吸積率˙M=2×10?8M⊙·a?1時，主星處于演化早期，主要形成3:2共振；在演化晚期吸積率 ˙M=0.1×10?8M⊙·a?1時，主要形成2:1共振。行星在發(fā)生I型遷移過程中會受到行星盤的阻尼作用，阻尼系數(shù)f1≥0.3時，有利于3:2形成；f1≥0.1時，有利于2:1形成[81]。

除了利用動力學分析行星與主星的關系，統(tǒng)計各項參數(shù)對研究行星形成的影響同樣重要。通過統(tǒng)計行星體積與主星金屬豐度的關系，發(fā)現(xiàn)金屬豐度高的恒星更可能存在氣態(tài)巨行星，隨著行星體積的減小，主星金屬豐度與行星體積間的相關性也更低，小體積行星的主星金屬豐度范圍更寬[82]。根據(jù)開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的系外行星的最新研究結果，與熱木星相近的“熱海王星”(周期短，大小接近海王星)通常出現(xiàn)在富金屬恒星附近，而且系統(tǒng)內(nèi)僅有一顆行星；熱木星與熱海王星的相似之處也表明兩者可能存在同樣的遷移或形成過程[83]。行星的形成效率一定程度上也依賴于主星的金屬豐度。通過統(tǒng)計不同金屬豐度的恒星是否存在行星系統(tǒng)，發(fā)現(xiàn)行星出現(xiàn)幾率隨著主星金屬豐度增加而增加；每顆恒星擁有的行星數(shù)量也可能與主星金屬豐度相關，在[Fe/H]≥0.1處單個系統(tǒng)內(nèi)行星數(shù)達到峰值，但這個結論可能受到寬軌富金屬巨行星的干擾(近軌小行星更傾向于和寬軌巨行星共存于一個系統(tǒng))[84]。通過統(tǒng)計開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的行星出現(xiàn)概率，發(fā)現(xiàn)其與主星有效溫度Teff在一定程度上有關聯(lián)[85]。根據(jù)統(tǒng)計開普勒望遠鏡樣本的主星有效溫度與行星形成率的關系，其中Teff低于5 000 K的晚型星約75%，Teff高于6 500 K的早型星約35%。晚型星平均每顆擁有約2.8顆行星，而早型星平均每顆擁有1.8顆行星；有效溫度高的恒星(大于6 000 K)行星軌道間傾角也比冷恒星的行星系統(tǒng)更大(高出10?～20?)。這兩條規(guī)律變化趨勢相似，表明兩者可能同源[86]。目前我們對行星系統(tǒng)結構的研究，一般都是以太陽系為參考，通過統(tǒng)計開普勒望遠鏡已發(fā)現(xiàn)的系外行星軌道偏心率發(fā)現(xiàn)，大多系外行星公轉軌道為近圓(偏心率約0.06，軌道面間傾角小于3?)，與太陽系相似[87]。通過其他方法模擬不同的軌道傾角情況下行星系統(tǒng)的凌星可觀測情況，結果發(fā)現(xiàn)傾角在幾度之內(nèi)的情況下與實際觀測最符合，即大部分多行星系統(tǒng)都與太陽系一樣平坦[88]。但在已發(fā)現(xiàn)的系外行星中還存在部分大偏心率、寬軌小質(zhì)量行星等相對于太陽系更獨特的系統(tǒng)[89]，它們可能處于向穩(wěn)態(tài)系統(tǒng)演化的過程中，在能夠分析它們的形成原理之前，我們?nèi)孕枰^續(xù)發(fā)現(xiàn)更多系外行星。

4 系外行星探測項目

目前系外行星探測項目眾多，如使用視向速度法探測系外行星的HARPS(high accuracy radial elocity planet searcher)[90]、ESPRESSO(Echelle SPectrograph for rocky exoplanets and stable spectroscopic observations)[91,92]與使用凌星法探測系外行星的HAT(Hungarian-made automated telescope)[93,94]和WASP(wide angle search for planets)[95]；安裝在CFHT(Canada-France-Hawaii Telescope)上的偏振高精度視向速度光譜儀SPIRou(SPectropolarimetre InfraROUge)[96]；位于夏威夷的Pan-STARRS(Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System)[97,98]。在類木星探測方面取得較多成果的地基探測項目主要是KELT(Kilodegree Extremely Little Telescope)[25]、TrES(Trans-Atlantic exoplanet survey)[99]、正在運行的地基凌星巡天NGTS(the next generation transit survey)[100]。另外，還有使用凌星法探測系外行星的開普勒望遠鏡[10,101]、TESS[12]望遠鏡等天基探測項目。本章將簡單介紹其中部分項目的情況。

4.1 地基探測項目

4.1.1 HARPS

HARPS高分辨率光纖光譜儀是為歐洲南方天文臺ESO(European Southern observatory)位于智利La Silla的3.6 m望遠鏡設計的專門用于系外行星搜尋與研究的終端，工作波段為380～690 nm，光譜分辨率R=115 000[90]。通過將光譜儀放置在恒溫的真空罐內(nèi)，實現(xiàn)高精度的視向速度觀測，探測系外行星并獲得其基本物理參數(shù)。經(jīng)過實測，HARPS可以在幾個小時之內(nèi)保持1 m/s的視向速度精度[102]。2011年，隨著激光技術的發(fā)展，HARPS配備了激光頻率梳，視向速度測量精度好于30 cm/s[103]。

對于可觀測的有限系外行星樣本，HARPS對它們進行了兩次篩選，確認新的熱木星與其他類型行星，在新增的熱木星系統(tǒng)尋找可能存在的其他行星。2003年，HARPS高分辨率光譜儀實現(xiàn)了初光，在短短9 d內(nèi)，展示了出色的光學效率和精度。結合高效的數(shù)據(jù)處理流程，發(fā)現(xiàn)了基于該設備的第一顆系外行星候選體HD 330075 b[104]，一顆0.8MJ的熱木星。HARPS在預先選定的非活動類太陽恒星樣本中進行小于土星質(zhì)量的系外行星搜尋，截止到2020年11月10日，HARPS已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了314顆系外行星，其中類地行星和超級地球的數(shù)量約70顆[13]。

為了對HARPS觀測系外行星獲得的光譜進行高精度的定標，HAPRS開發(fā)了復雜的數(shù)據(jù)處理軟件DRS(data reduction software)，可以實時處理不同模式下觀測的光譜數(shù)據(jù)。DAS軟件可以用來初步確定未知視向速度目標的視向速度量級，對于需要高精度視向速度定標的目標，定標前要確認目標的視向速度在2 km/s之內(nèi)。HARPS的數(shù)據(jù)可以在ESO的官網(wǎng)上獲取[105]。

2012年，在HARPS的基礎上，ESO在位于西班牙加那利群島的La Palma的TNG望遠鏡(Telescopio Nazionale Galileo)上配置了參數(shù)相同的光譜儀HARPS-N，同樣用來搜尋巖質(zhì)類地行星[106]。截止到2020年11月10日，HARPS-N已發(fā)現(xiàn)35顆系外行星，其中約8顆為超級地球[13]。

4.1.2 ESPRESSO

ESPRESSO是安裝在VLT望遠鏡(very large telescope array)[107]的4臺8.2 m口徑望遠鏡上的高分辨率階梯光柵光譜儀[91,92]，是專門用于尋找與研究巖質(zhì)類地行星的設備。ESPRESSO的工作波段為380～788 nm，可以觀測三種不同分辨率的光譜：中分辨率(MR)R=60 000、高分辨率(HR)R=134 000、極高分辨率(UHR)R=200 000。ESPRESSO在2017年11月實現(xiàn)初光。

ESPRESSO能夠?qū)赡艽嬖谙低庑行堑哪繕诉M行高精度視向速度監(jiān)測，可以進行多種模式的觀測：單臺望遠鏡高分辨率光譜觀測(HR)、單臺望遠鏡極高分辨率光譜觀測(UHR)和多臺望遠鏡干涉中分辨率光譜觀測(MR)。在HR觀測模式下，視向速度探測精度可以達到10 cm/s(其他兩種分辨率精度為5 m/s)。在信噪比為10的情況下，曝光20 min的V波段極限星等為16.3 mag。ESPRESSO團隊開發(fā)了數(shù)據(jù)處理軟件[108]，可對其獲得的光譜進行精確的處理和分析。ESPRESSO主要搜尋類太陽恒星附近的巖質(zhì)行星，鑒于VLT可觀測天區(qū)較大，ESPRESSO也會對空間望遠鏡搜尋的候選體進行后隨觀測，并測定暗星附近的行星質(zhì)量(如開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的候選體)。此外，ESPRESSO正在對系外行星大氣層的透射光譜進行精細觀測，極高的光譜分辨率和觀測精度可以通過觀測一次或幾次凌星確定熱木星大氣中的水蒸氣含量和金屬元素含量，對熱木星大氣的觀測有助于揭示恒星活動與行星大氣加熱過程之間的關系[109,110]。未來ESPRESSO將結合VLT的高對比度成像儀SPHERE對系外行星開展更多深入觀測，如探測行星反射光、行星盤散射光，以及尋找存在適合生命存在條件的行星[111,112]。

4.1.3 WASP和HAT

WASP與HAT是目前最成功的兩個地基系外行星巡天項目。WASP系外行星搜尋項目通過測光觀測搜尋存在凌星現(xiàn)象的系外行星候選體，包括兩臺望遠鏡，分別坐落于西班牙La Palma島和Sutherland的南非天文臺[95]。巡天項目從2003年開始，在半年時間內(nèi)就獲得了670萬條天體的光變曲線，可以在好于1%的精度內(nèi)觀測V星等為7.0～11.5 mag的目標，V波段極限星等為15 mag。為了快速獲得大量觀測數(shù)據(jù)，WASP項目開發(fā)了觀測軟件Talon用來自動控制整個觀測系統(tǒng)進行觀測、控制CCD收集數(shù)據(jù)。2004年，在WASP望遠鏡最初投入使用的6個月時間里，該儀器獲得了包含129億個數(shù)據(jù)點的670萬顆恒星的光變曲線。WASP系外行星的搜尋工作一直持續(xù)到2013年，11年內(nèi)共發(fā)現(xiàn)約158顆系外行星。

HAT望遠鏡由位于北半球的HATNet與位于南半球的HATSouth組成。HATNet系外行星巡天由分布在美國亞利桑那基特峰(Kitt Peak)與夏威夷兩個站點的7臺小望遠鏡HAT組成，通過測光觀測發(fā)現(xiàn)凌星的系外行星，主要對北天區(qū)進行系外行星搜尋。兩個觀測站點間有3個時區(qū)的地理跨度，相比單一站點可以對更大范圍的天區(qū)進行監(jiān)測[93]。該系外行星巡天從2003年開始，目前共發(fā)現(xiàn)70顆系外行星，HATNet團隊也開發(fā)了復雜的算法用于識別出系外行星凌星的信號。HATSouth巡天是在HATNet北天巡天的基礎上，對南天區(qū)巡天的補充，共由分布在南美、澳大利亞與非洲的6臺HAT望遠鏡組成，每臺望遠鏡由口徑為0.18 m、焦比f/2.8的主鏡與4 000×4 000 CCD組成，視場為8.2?×8.2?[94]。從2009年初到現(xiàn)在共發(fā)現(xiàn)了73顆系外行星。

WASP與HAT的發(fā)現(xiàn)擴充了系外行星的觀測樣本，由于儀器測光精度的限制，其中發(fā)現(xiàn)的大部分行星都是短周期(小于10 d)的低密度氣態(tài)巨行星[13]。這些行星大多是距離主星極近的熱木星(如圖5)[114,115]，使我們對于這些不同于太陽系的行星系統(tǒng)有了全新的認識。這些行星通常具有厚大氣層，主星亮度一般低于12 mag，有利于地基長期觀測研究、測定參數(shù)。在主星強烈的輻射下，我們可以觀測它們的大氣透射譜或發(fā)射譜[116,117]，結合較為完備的物理參數(shù)擬合這些熱木星的演化模型，將有利于進一步研究該類行星的形成與演化機制。

4.1.4 中國南極系外行星搜尋項目(CHESPA)

自2005年中國首次抵達南極冰穹A(dome A)至今，已經(jīng)安裝了多臺天文觀測設備用于極地天文觀測，冰穹A極佳的視寧度(中值為0.31′′)對于系外行星的長期監(jiān)測非常有利[118]。中國科學院紫金山天文臺利用位于冰穹A的AST3望遠鏡(Antarctic survey telescopestimes 3)和CSTAR(Chinese small telescope array)牽頭開展了中國南極系外行星搜尋項目CHESPA(Chinese exoplanet searching program from Antarctica)[119–122]。CHESPA的主要科學目標是在各種光譜型的恒星周圍發(fā)現(xiàn)超級地球或海王星大小的凌星系外行星，這些恒星足夠亮，可以確認徑向速度并動態(tài)測量行星質(zhì)量。經(jīng)過2016―2017年間對TESS南天CVZ天區(qū)(southern continuous viewing zone)的搜索，CHESPA發(fā)現(xiàn)了約222顆系外行星候選體，其中116顆是TESS、Gaia星表中確認的候選體。CHESPA出色的觀測能力和南極特殊的觀測條件對于長周期系外行星的深入研究有重要的意義，發(fā)現(xiàn)的候選體也會為TESS后續(xù)的觀測目標提供參考。

圖5 系外行星搜尋項目發(fā)現(xiàn)的熱木星位置分布[113]

4.1.5 東亞系外行星搜尋合作(EAPSNet)

在晚型G巨星周圍搜尋太陽系外行星的東亞系外行星搜尋合作(East-Asian planet search network)[123]，由中國科學院國家天文臺與日本國立天文臺、韓國天文與空間科學研究所、澳大利亞新南威爾士大學聯(lián)合開展。此合作項目利用國家天文臺興隆觀測站2.16 m望遠鏡、日本昴星團8 m望遠鏡、日本岡山天體物理觀測站1.88 m望遠鏡、韓國1.8 m望遠鏡，澳大利亞AAT3.9 m望遠鏡，在1 000顆晚型G,K巨星周圍預計搜尋到50～100顆行星。這項合作項目對于加深理解行星演化理論、驗證中等質(zhì)量恒星的原恒星盤的穩(wěn)定性時標非常重要。目前中國科學院國家天文臺趙剛團隊利用中國自主設計建造的設備2.16 m望遠鏡，已探測到首顆褐矮星和太陽系外行星[124,125]。

4.2 空間探測項目

4.2.1 CoRoT衛(wèi)星

CoRoT(Convection,Rotation and Planetary Transits)衛(wèi)星發(fā)射于2006年，是由法國國家太空研究中心CNES(Centre National d’Etudes Spatiales)與歐洲太空總署ESA(European Space Agency)共同主導的空間探測衛(wèi)星項目，主要的科學目標是星震學研究與系外行星搜尋[127]。CoRoT衛(wèi)星配備了一架27 cm口徑的望遠鏡和廣角CCD，視場大小約9平方度，運行于低地球軌道(low-Earth orbit)，探測的系外行星公轉周期不超過180 d，計劃服役3 a[126]，在經(jīng)過兩次延期運行后，衛(wèi)星在2012年正式結束工作。

CoRoT開拓了系外行星發(fā)現(xiàn)的新局面，通過凌星法高效地觀測可能存在系外行星的目標，比地基望遠鏡觀測具有更高的探測效率和測光精度。CoRoT衛(wèi)星主要的研究內(nèi)容共三個部分：(1)研究長周期系外行星在存在凌星的系外行星中的比例；(2)探索距離主星極近的最小行星；(3)將系外行星的主星類型擴大(如年輕的大質(zhì)量恒星等)。

CoRoT衛(wèi)星一次可以觀測幾千顆恒星，觀測周期為20～150 d，每一次觀測中大約檢測到200個凌星事件，但大多數(shù)是雙星。在確認的系外行星中，人們有了突破性的發(fā)現(xiàn)[128]：發(fā)現(xiàn)的系外行星多數(shù)是周期小于4 d的熱木星，如CoRoT-1 b,CoRoT-2 b等[129,130]；首次探測到主星為褐矮星的行星CoRoT-3 b,CoRoT-15 b[131,132]；發(fā)現(xiàn)了第一顆超級地球CoRoT-7 b[133]；發(fā)現(xiàn)了致密、高溫的亞土星CoRoT-8 b[134]。CoRoT發(fā)現(xiàn)的系外行星大多是半徑約為1RJ(RJ表示木星半徑)的氣態(tài)行星，并在這些行星中發(fā)現(xiàn)了一些獨特的性質(zhì)：其中有5顆熱木星的主星金屬豐富極低，與通常視向速度發(fā)現(xiàn)的結果相反[135]；行星受主星輻照一面的溫度只有很少的一部分傳遞給了背向主星的一面[136]。根據(jù)CoRoT觀測的系外行星光變曲線，發(fā)現(xiàn)探測系外行星時的采樣點數(shù)量嚴重影響著光變曲線形狀，如果采樣點較少，光變曲線畸形嚴重，對行星參數(shù)的分析會產(chǎn)生較大誤差[137]。CoRoT衛(wèi)星在系外行星的探測研究方面開創(chuàng)了天基探測的先河，在服役的6 a中發(fā)現(xiàn)并確認系外行星共33顆。

4.2.2 開普勒空間望遠鏡

開普勒空間望遠鏡是美國國家航空航天局(National Aeronautics and Space Administration,NASA)設計并于2009年發(fā)射的空間望遠鏡，用來搜尋系外行星，并對宇宙中系外行星的存在數(shù)量進行探測，是目前最成功的空間系外行星探測項目。開普勒望遠鏡的主鏡口徑為1.4 m，視場約115平方度[10,101]。在第一期觀測任務中，開普勒對天鵝座附近的一個115平方度天區(qū)進行深度系外行星搜尋，監(jiān)測了其中的198 646顆恒星[138]。在2013年，由于航天器上兩個控制姿態(tài)的陀螺儀損壞，望遠鏡無法像以前一樣調(diào)整俯仰姿態(tài)。開普勒望遠鏡一期巡天結束后，接著開展了計劃外的巡天項目——K2[138]。與2013年以前的科學目標有所不同，K2除了對黃道上的幾個天區(qū)繼續(xù)進行深場系外行星搜尋，還開展了更多目標的觀測：星系、亮星、超新星、年輕的疏散星團與星震學研究。開普勒是目前最成功的系外行星搜尋項目，在2018年巡天結束時，開普勒一期巡天與K2巡天共發(fā)現(xiàn)了6 064顆系外行星候選體，其中確認了2 746顆系外行星。在開普勒一期巡天發(fā)現(xiàn)的候選體中，半徑小于2R⊕的巖質(zhì)行星約占50%[13]，人們首次發(fā)現(xiàn)了一些與地球相似的行星，如Kepler-186 f[64]等。開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的候選體補充了之前由于探測精度限制造成的小體積系外行星樣本的不足，通過統(tǒng)計分析開普勒望遠鏡的行星樣本的半徑、軌道傾角、軌道周期等參數(shù)，發(fā)現(xiàn)了許多重要的規(guī)律：大多數(shù)多行星系統(tǒng)都是共面的近圓軌道，與太陽系相似[87,88]；行星的形成率與主星的有效溫度、金屬豐度等有一定程度的關聯(lián)[84–86]；行星半徑的分布情況也揭示了USP等短周期行星的來源[75]。開普勒望遠鏡樣本中還存在許多位于類太陽恒星宜居帶內(nèi)的類地行星，說明與太陽系類似的行星系統(tǒng)在銀河系中可能是相對普遍的。多行星系統(tǒng)中軌道共振現(xiàn)象的存在也很普遍，主星在不同演化階段也會造成行星系統(tǒng)形成不同的共振比，這表明除了行星之間相互的引力影響之外，主星對于行星系統(tǒng)演化也起到了重要影響[80,81]。開普勒望遠鏡還發(fā)現(xiàn)了約14顆圍繞雙星公轉的P型行星[13]，這類行星通常由于雙星掩食的干擾難以探測到，而宇宙中存在大量雙星，已發(fā)現(xiàn)存在行星的雙星比例遠小于雙星在恒星中的占比。已發(fā)現(xiàn)的環(huán)雙星行星多為低密度的氣態(tài)巨行星，受到的主星輻射也會因為主星的軌道運動發(fā)生較大的多周期變化，根據(jù)觀測數(shù)據(jù)估計，銀河系中約有1%的密近雙星具有行星，但它們的軌道和物理參數(shù)范圍有待進一步研究[139]。開普勒望遠鏡向我們展示了銀河系中存在大量系外行星，甚至比恒星的數(shù)量還要多，其中大部分是類似地球一樣較小的行星[101]。

作為人類探索系外行星的路線中重要的一環(huán)，開普勒望遠鏡獲得了大量的系外行星觀測數(shù)據(jù)，這些數(shù)據(jù)也將作為2021年發(fā)射的JWST空間望遠鏡篩選觀測目標的重要依據(jù)。由于凌星法極易受到周期性變星的干擾，開普勒望遠鏡篩選的候選體的假陽性很高[27]。由于開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的候選體主星亮度大多在13～17 mag之間[13]，大部分系外行星候選體過于暗弱，從而不適合地面的后隨觀測。

4.2.3 TESS衛(wèi)星

凌星法系外行星搜尋衛(wèi)星TESS(transiting exoplanet survey telescope)是NASA于2018年4月發(fā)射的空間望遠鏡。望遠鏡主體由4臺10 cm口徑的望遠鏡組成，每臺望遠鏡視場為24?×24?，4臺望遠鏡垂直于黃道拼接為24?×96?的寬視場。TESS計劃開展全天范圍的系外行星搜尋，將全天分為26個天區(qū)，黃道南北各13個天區(qū)，每個天區(qū)以南黃極或北黃極為一端，從南黃極或北黃極覆蓋到黃道附近。TESS衛(wèi)星每27 d觀測一個天區(qū)，因此TESS提供的系外行星候選體軌道周期大多數(shù)在27 d之內(nèi)。由于每個天區(qū)以黃極為端點，相互之間存在重疊，在這些重疊的區(qū)域有機會發(fā)現(xiàn)周期大于27 d的長周期系外行星[12]。通過使用蒙特卡羅方法，根據(jù)太陽附近恒星類型分布和開普勒望遠鏡的觀測數(shù)據(jù)模擬行星的出現(xiàn)概率，TESS計劃對至少20萬顆F,G,K,M型星進行系外行星凌星信號的監(jiān)測，其中將重點監(jiān)測M型矮星的恒星活動與其行星，因為這些較冷暗的恒星周圍更有可能存在位于宜居帶內(nèi)的小質(zhì)量行星[29]。這些恒星組成了TESS的觀測目錄TIC(TESS input catalog)[140]。TESS探測到的系外行星候選體中，經(jīng)過TESS科學委員會的篩選，少部分適合地面后隨觀測或者TESS長期監(jiān)測，這些令人感興趣的候選體(部分為已知系外行星)組成了TOI(TESS objects of interest)星表[141]，這些特殊的系外行星候選體是接下來幾年內(nèi)系外行星研究的熱點目標。

TESS第一期巡天于2020年7月結束，已發(fā)現(xiàn)約2 000顆系外行星候選體，其中556顆半徑小于2R⊕[29]；通過分析曝光30 min的FFI(full-frame image)，TESS可能額外發(fā)現(xiàn)約3 100顆系外行星和約10 000圍繞暗星公轉的系外行星[142]。截止到2020年11月10日，TESS已完成觀測全天26個天區(qū)，發(fā)現(xiàn)系外行星候選體2 174顆，其中67顆已確認為系外行星、半徑小于4R⊕的候選體704顆[143]。在一期任務結束后，TESS還將開展3期后續(xù)的系外行星探測任務[144]，每年預計發(fā)現(xiàn)2 000顆新的系外行星。在TESS望遠鏡上，指向黃極的3號CCD將會發(fā)現(xiàn)更多圍繞F,G,K型星，并且受到來自主星輻照較為溫和的長周期系外行星。TESS作為高效巡天的空間望遠鏡，也正在開展除系外行星探測的其他研究，如：對望遠鏡發(fā)射前模擬的指向抖動引起的光子噪聲模型進行更新，在Gaia釋放的星表基礎上精確確定恒星參數(shù)，改良目前根據(jù)經(jīng)驗得來的多行星系統(tǒng)模型，確定一種篩選適合曝光2 min目標的實際方法和通過圖像幾何畸變確定目標所在天區(qū)的實際模型[145]。

4.2.4 Gaia衛(wèi)星

Gaia衛(wèi)星作為ESA最重要的兩個空間任務之一，旨在以最高的位置精度對銀河系和本星系群中約10億個恒星的位置、距離和運動進行“普查”。Gaia對每顆恒星平均觀測70次，利用獲得的高精度位置數(shù)據(jù)繪制整個銀河系天體的精確三維圖，并記錄它們的運動，從而揭示銀河系的起源和演化。Gaia觀測的樣本中有很多系外行星候選體，重復多次的觀測方式有助于凌星的搜尋和深入研究；利用Gaia的觀測數(shù)據(jù)可以較為精確地獲得它們的質(zhì)量，或者發(fā)現(xiàn)更多長周期的系外行星。Gaia的樣本是在銀河系中均勻抽取的，這意味著其中很多類木星樣本是距離主星較遠的長周期行星，多行星系統(tǒng)中的外部巨行星對內(nèi)部宜居帶行星有保護作用，因此他它們是未來尋找宜居帶類地行星的重要目標[21,146]。

5 總結與展望

5.1 總結

本文主要對系外行星的探測方法和研究現(xiàn)狀進行了介紹。從1992年發(fā)現(xiàn)第一顆系外行星到現(xiàn)在的近30年內(nèi)，探測與研究方法目前已經(jīng)發(fā)展較為成熟。已經(jīng)有兩類共計11種方法可用于探測不同種類的系外行星。通過凌星法與視向速度法，我們發(fā)現(xiàn)并確認了大量近鄰宇宙中的系外行星，通過結合多種探測方法獲得的信息與主星的參數(shù)和性質(zhì)，對這些系外行星的特性進行了初步研究。目前已發(fā)現(xiàn)的系外行星中，周期小于30 d的短周期行星約占75%[13]，其中一些為多行星系統(tǒng)，與太陽系十分相似，未來可以在這些樣本中尋找宜居帶內(nèi)的類地行星。目前發(fā)現(xiàn)的巨行星中，很大一部分是熱木星與熱海王星，對于它們的大氣組成與結構我們也有了初步的了解，但冷氣態(tài)巨行星還有待更多的發(fā)現(xiàn)與研究。通過對已發(fā)現(xiàn)的系外行星參數(shù)進行統(tǒng)計分析，我們初步揭示了USP行星的形成與演化過程、主星溫度和金屬豐度對行星形成率的影響等規(guī)律。

系外行星的探測項目主要分為地基與天基兩大部分，地基觀測歷史最久，但觀測精度有限，在天基項目出現(xiàn)前發(fā)現(xiàn)的大多是類木星；在天基觀測項目出現(xiàn)后，我們有機會發(fā)現(xiàn)質(zhì)量更小的行星，以開普勒望遠鏡為代表的一系列天基系外行星探測項目極大地擴充了系外行星的研究樣本，使我們對于系外行星的數(shù)量分布、性質(zhì)有了顛覆性的認知。在天基觀測提供大量觀測樣本的前提下聯(lián)合地基后隨觀測，可對候選體進行證認并確定行星的質(zhì)量、半徑、周期等基本參數(shù)。

已發(fā)現(xiàn)的行星大部分位于銀河系內(nèi)，在更深邃的宇宙中還存在大量未知的系外行星，未來我們將利用更先進的觀測技術，深入地探測這些系外行星。已發(fā)現(xiàn)的系外行星，還需要進一步補充觀測數(shù)據(jù)和基本參數(shù)，并對已測定的行星質(zhì)量、半徑和軌道參數(shù)進行修正與確認，為性質(zhì)研究和演化理論研究提供更準確的數(shù)據(jù)。得益于大口徑觀測儀器建造技術的成熟、儀器穩(wěn)定性與精度的提高和觀測分析方法的不斷改進，系外行星相關的研究成果日新月異，發(fā)展迅速。隨著越來越多的空間衛(wèi)星和空間望遠鏡的運行，系外行星的樣本也越來越大，對這些樣本進行更深入的觀測和特性研究，對于系外行星的形成與演化理論體系的完善十分重要。對于已獲取的數(shù)據(jù)，提高數(shù)據(jù)分析效率與準確性，或嘗試使用其他新的分析方法，對系外行星性質(zhì)研究也會有很大幫助。每一次觀測儀器的更新?lián)Q代與觀測方法的改進都會使系外行星相關的科研產(chǎn)出發(fā)生爆發(fā)式的增長。這些新的技術與研究都是為了進一步發(fā)現(xiàn)近鄰恒星的宜居行星，并完善行星系統(tǒng)參數(shù)，精細刻畫其特性[147]，是接下來幾年內(nèi)系外行星探測與研究的目標。

5.2 系外行星探測研究發(fā)展趨勢展望

5.2.1 系外行星的精細觀測

目前系外行星地基后隨觀測大都使用凌星法和視向速度法。隨著地基天文觀測將建設更多大口徑望遠鏡，我們將觀測到更多系外行星的更多細節(jié)，獲得比前兩種間接探測系外行星的方法更高的觀測精度。目前探測系外行星的大氣、內(nèi)部結構等細節(jié)，都是使用模型來擬合間接觀測的結果，然后進行推測。由于探測方法的不足，已發(fā)現(xiàn)的系外行星還有很多基本參數(shù)是未知的，如周期、質(zhì)量和半徑等。我們希望對系外行星系統(tǒng)直接成像以獲得更多細節(jié)。NASA計劃在21世紀20年代中期發(fā)射的WFIRST(wide-field infrared survey telescope，2020年5月更名為Nancy Grace Roman Space Telescope)將會重點基于微引力透鏡法、直接成像法對系外行星進行深入觀測，研究行星系統(tǒng)的黃道塵埃和系外行星的多樣性。對系外行星進行直接成像將利用搭載的星冕儀AFTA(astrophysics focused telescope assets)(圖6展示了利用AFTA進行系外行星觀測的模擬圖像)遮擋主星的光，以更高的分辨率觀測類地行星與超級地球[148]。

圖6 WFIRST-AFTA日冕儀觀測Uma47的模擬圖像[148]

隨著光學成像技術的飛速發(fā)展，未來會有更多大口徑望遠鏡建成，我們可以更直接地觀測系外行星并獲得更多細節(jié)，如下一代30～40 m級望遠鏡E-ELT(European extremely large telescope)的EPICS(exoplanet imaging camera and spectrograph)終端[149]將專門用來對已發(fā)現(xiàn)的系外行星候選體進行直接成像觀測研究。直接成像法可以直接觀測原行星盤的細節(jié)，提供更多原行星盤演化的信息，還可以彌補目前探測方法限制導致的對于長周期系外行星研究的不足。除了發(fā)展高分辨率成像技術，未來天基高分辨率光譜觀測對于系外行星大氣層的探測也將帶來突破。目前對于巨行星的大氣成分、結構研究相對較多；小型的巖質(zhì)行星因為質(zhì)量小而不具備濃厚的大氣層，探測難度很大。對于地基光譜儀，探測行星大氣的吸收線比較困難。高分辨率天基光譜儀的出現(xiàn)將改變系外行星大氣研究的現(xiàn)狀。

5.2.2 系外行星的深度探測

未來，更深入的空間系外行星探測項目將繼續(xù)引導系外行星的發(fā)現(xiàn)與研究，而尋找宜居的類地行星將作為系外行星探測的重點。目前已經(jīng)計劃發(fā)射的空間系外行星探測項目主要有PLATO(PLAnetary Transits and Oscillation of stars)[150]和JWST[48]等。其中PLATO衛(wèi)星將致力于尋找位于類太陽恒星宜居帶內(nèi)的類地行星，并探明他們的密度與年齡。PLATO將系統(tǒng)性地探測和描述這些真正與地球相似的行星的許多性質(zhì)，這些特殊的“地球兄弟”會揭示地球在太陽系內(nèi)是如何形成與演化的，并且尋找最適合人類生存的“第二家園”。JWST望遠鏡將使用部分觀測時間對目前開普勒與TESS等望遠鏡探測到的系外行星進行大氣層的觀測與大氣成分研究。歐洲太空總署在2019年12月18日發(fā)射了CHEOPS(CHaracterizing ExoPlanet Satellite)[151]，它將重點研究超級地球和類海王星，通過高精度監(jiān)測近鄰已知存在系外行星的凌星現(xiàn)象，探明根據(jù)地基光譜視向速度觀測確定質(zhì)量的系外行星的半徑，并對地基探測到的系外行星的光變曲線進行修正。

歐洲航天局計劃在2022年發(fā)射Euclid望遠鏡，其將搭載一臺1.2 m口徑的望遠鏡和兩臺終端(一臺可見光波段相機和一臺近紅外低分辨率攝譜儀)。Euclid將開展系外行星探測項目ExELS(Exoplanet Euclid Legacy Survey)，分別對距離主星1 AU以外的寬軌小質(zhì)量冷行星、熱行星和亞恒星進行探測研究。我們將利用Euclid的觀測結果，對發(fā)生掩食(近距離)和造成微引力透鏡現(xiàn)象(遠距離)的類木星進行直觀的比較[152,153]。國內(nèi)也有多項正在計劃和推動中的天基探測項目，其中由紫金山天文臺牽頭的近鄰宜居系外行星搜尋計劃CHES(closeby habitable exoplanet survey，前身項目為系外行星探測衛(wèi)星search for terrestrial exoplanet,STEP)[154]，將搭載一臺1.2 m的望遠鏡，采用天體測量法對近鄰的類地行星與主星的相對角距離進行測量，通過消除傳統(tǒng)窄視場天體測量中參考星位置與自行精度對檢測系外行星的影響，預計探測的位置精度高于1μas，計劃發(fā)射到日地L2軌道。CHES將對太陽鄰域約100顆F,G,K型恒星開展高精度定位測量，對可能存在的行星和位于宜居帶的類地行星進行全面、精確的觀測[155,156]。目前CHES已經(jīng)完成了有效載荷原理樣機的研制。國家天文臺正在牽頭與多家單位共同籌備一個大型行星大氣空間專項項目“天鄰”(HABItable Terrestrial planetary ATmospheric Surveyor,HABITATS)，旨在通過長時間、多波段觀測，獲得各類系外行星尤其是巖石類行星的光譜，研究大氣溫度結構和組成，搜尋生命信號，尋找宇宙中新的綠洲和棲息地。初步考慮直徑大于4 m的單鏡面離軸三鏡系統(tǒng)輕量化望遠鏡，配備高穩(wěn)定度指向成像傳感器、紫外到光學波段的高分辨率光譜儀和近紅外波段的低分辨率光譜儀，發(fā)送到日地L2軌道，通過5～10 a的長時間觀測，獲得10個以上宜居帶類地行星的光譜，搜尋其中可能存在的生命信號，如水、臭氧、甲烷和葉綠素。

在NASA規(guī)劃的系外行星探測計劃中(見圖7)，還有更多的天基探測項目將開展更細致的系外行星研究，例如探測宜居帶類地行星的Starshade Rendezvous和HabEx(habitable exoplanet imaging mission)，探測圍繞M型矮星的系外行星宜居性與冷氣態(tài)行星的OST(origins space telescope)，探測類地行星宜居性的LUVOIR(large UV/Optical/IR)，確認系外行星生命是否有生命存在的空間干涉儀Exo-Earth Interferometer等，但這些項目的開展還需要完成許多新技術的突破[157]。

圖7 NASA計劃發(fā)射的系外行星探測路線圖[157]

除了計劃與新建中的巡天項目，利用現(xiàn)有的地基望遠鏡在系外行星探測與研究方面也將發(fā)揮長期的作用，例如LSST(large synoptic survey telescope)望遠鏡將在10 a內(nèi)對南天2/3以上的天區(qū)進行800次左右的高精度巡天，除了主巡天計劃外，LSST還將深度觀測WFIRST觀測的一些系外行星[158,159]。小望遠鏡可以對太陽系周圍的亮星進行充分的系外行星探測，通常觀測模式也較為靈活，在保證采樣點足夠多的情況下進行高效的觀測。目前國內(nèi)有很多通用型小望遠鏡正在長期參與系外行星的后隨觀測研究，例如興隆觀測站的2.16 m望遠鏡[160]和60 cm望遠鏡[161]等。在接下來5～10 a的觀測研究過程中，地基望遠鏡將更多地配合天基望遠鏡進行大量的后隨觀測，在重點目標的長期監(jiān)測與特殊機會目標的機動觀測方面發(fā)揮更重要的作用，未來期待有更多高效的系外行星地基探測項目涌現(xiàn)。

5.2.3 新方法、新技術的應用

系外行星的后隨觀測是一項需要大量時間的高精度觀測工作，在有限的觀測時間內(nèi)盡可能多觀測系外行星不同相位的數(shù)據(jù)，需要在傳統(tǒng)的觀測調(diào)度模式上進行改進，利用人工智能實時優(yōu)化觀測策略，將提高系外行星的觀測效率。首先需要提高系外行星及候選體的觀測效率，在地基望遠鏡后隨觀測計劃制定上可以更加靈活，如在望遠鏡觀測能力范圍內(nèi)的目標中選擇需要補充基本參數(shù)的系外行星和待確認的候選體作為備選觀測目標，根據(jù)觀測條件與重要性進行排序后，在可觀測時段進行后隨觀測，以保證有限的觀測時間內(nèi)盡可能多地獲得系外行星及候選體的數(shù)據(jù)。

對于長周期系外行星監(jiān)測和長期積累的觀測數(shù)據(jù)，由于觀測時序較長(1 a甚至幾年)，系統(tǒng)噪聲的積累造成的影響明顯高于隨機誤差的影響[162]，如何獲得較高精度的處理結果是一項挑戰(zhàn)?，F(xiàn)在人工智能在日常生活與科學研究中已經(jīng)得到了廣泛應用，如何更好地利用人工智能自動識別系外行星、規(guī)劃系外行星后隨觀測也是今后的研究熱點之一，這類高效的數(shù)據(jù)統(tǒng)計分析技術也將大量應用于天體物理實測的數(shù)據(jù)處理中，對于快速發(fā)掘系外行星觀測數(shù)據(jù)中的信息十分必要?，F(xiàn)有基于人工智能和機器學習算法已經(jīng)有了識別系外行星信號的程序[163]，但準確率有待提高。對系外行星候選體的信號進行分類，如系統(tǒng)噪聲、食雙星和系外行星，是目前系外行星識別的常用方法[164]。由于目前發(fā)現(xiàn)的短周期系外行星較多，導致系外行星樣本的類型與實際存在偏差，系外行星的快速識別與分類的準確性較低，未來還需要更大規(guī)模的系外行星樣本對這類程序和算法進行訓練優(yōu)化，隨著系外行星探測范圍的擴大，這種偏差將會得到一定的修正。

致謝

感謝審稿人對本文提出的寶貴意見。感謝興隆觀測站2.16 m,1 m,80 cm,60 cm望遠鏡全體工作人員的支持。本文部分工作得到中國科學院光學天文重點實驗室開放課題資助。