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时至今日 ， 科学家们已经在宇宙中找到超过4000颗系外行星了 ， 另外还有许多疑似的系外行星等待着被确认 。
不得不感慨 ， 人类的科技真的很先进 ， 隔着几十甚至几百上千光年的距离 ， 就能够发现系外行星 。 要知道 ， 1光年就是9.46万亿公里 ， 换句话说 ， 我们竟然能够发现1亿亿公里以外的天体 ， 真的是很不可思议 。
（图片说明：系外行星艺术图）当然了 ， 有些人也就因此产生了疑问：这到底是怎么做到的呢？科学家到底是如何发现系外行星的呢？今天 ， 咱们就来介绍一下 。
说起来你可能不信 ， 但这项看似不可能的任务 ， 科学家如今已经找到了7种不同的方法来实现 。
脉冲星计时法脉冲星是一种致密星 ， 它的密度相当惊人 ， 每立方厘米就超过1亿吨！它还有一个特点 ， 那就是自转速度极快而且极其稳定 ， 并且会释放出两束相反的脉冲波 ， 所以又被称为宇宙中的灯塔 。
（图片说明：PSR B1257+12及其周围行星的假想图）我们说它自转稳定 ， 是在正常情况下 。 如果它的周围有行星 ， 那么行星的引力就会导致它的自转周期发生一点微弱的波动 。 所以 ， 当我们发现某颗脉冲星的几次自转周期之间有微弱的变化时 ， 就可以推测它周围有行星 。 比如脉冲星PSR B1257+12周围 ， 就有一颗系外行星 ， 是通过这个方法发现的 。
引力摆动法当行星围绕恒星公转时 ， 它所产生的引力会对恒星造成轻微的扰动 。 这种扰动就会导致恒星发出的光发生多普勒效应 ， 也就是出现稳定的红移和蓝移变化 。 通过这个方法 ， 也可以发现系外行星 。
（图片说明：飞马座 51b艺术图）飞马座 51b就是第一颗科学家通过这个方法发现的系外行星 ， 也是第一颗被发现的热木星和第一颗被发现围绕着类似太阳的恒星公转的系外行星 。
凌日法这是目前比较常用也比较有效的发现系外行星的手段之一 ， 当某颗行星运行到宿主恒星和地球之间时 ， 它的身躯就会将宿主恒星的一部分光遮住 ， 导致后者亮度发生微弱的变化 。 这种变化不太明显 ， 但是通过人类的先进设备还是可以发现的 。
（图片说明：美国宇航局的TESS卫星专门利用凌日法寻找系外行星的设备）虽然凌日法是一种非常有效的手段 ， 但它也有一些限制 ， 那就是地球必须位于这颗行星公转轨道所在的平面上 。 也就是说 ， 只有这种情况下 ， 系外行星才有机会运行到地球和宿主恒星之间 ， 给宿主恒星的亮度带来变化 。 如果我们发现某颗恒星有这样的变化 ， 并且变化具有规律性 ， 那就意味着它周围极有可能存在着围绕它公转的行星 。
天体测量法大致上来说 ， 天体测量法和引力摆动法类似 ， 都是观测系外行星的引力对宿主恒星造成拖曳效果 。 不同的是 ， 引力摆动法观测的是恒星摆动时的光谱变化 ， 而天体测量法则是单纯地看恒星的运行轨迹 。 这就好像两个人在走路 ， 一个人用手机APP统计步数 ， 另一个人自己数 ， 显然是前者更加简单 。
（图片说明：HD 17156 b和木星的对比图）正因如此 ， 目前利用天体测量法发现的系外行星可谓屈指可数 。 比如2010年发现的HD 17156 b ， 就是利用天体测量法发现的 ， 它的体积比太阳系最大的木星还要大 。
引力透镜法1915年 ， 爱因斯坦提出了著名的广义相对论 ， 向我们揭示了引力的本质：质量引起空间的扭曲 ， 周围空间的物质由于空间扭曲而发生运动规律的变化 ， 体现在我们眼中就是引力 。 通过广义相对论我们也可以知道：所谓沿直线传播的光 ， 也会因为空间的扭曲而看起来好像被大质量的天体所扭曲 。
（图片说明：引力透镜效应示意图）根据这个理论 ， 当一个大质量的天体运行到其他天体和地球之间时 ， 它的身躯原本可以遮挡住背景天体 。 但是 ， 背景天体发出的光会在它周围发生扭曲 ， “转个弯”传播到地球 。 由于这种光线的偏折规律很像凸透镜 ， 所以这个现象就被称为引力透镜效应 。
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