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1、館訊第 306 期 找尋太陽系外星的方法找尋太陽系外星的方法 文陳輝樺 摘要摘要 早在 16 世紀 ， 哥白尼的支持者義大哲學家布 (Giordano Bruno) 已提 出太陽系外存在似太陽系中星繞著固定的恆星運的點 ； 19 世紀就有天 文學家聲稱發現系外星系外星 (exoplanet)。但是近代天文學家認為這些早期觀測是 可疑的。直到 1988 加拿大天文學家布斯坎貝爾 (Bruce Campbell)等人 用視向速（徑向速）法，發現圍繞少衛增八（仙王座 ，Alrai）的星， 以及 1995 首次發現一顆主序星飛馬座 51 星 b (51 Pegasi b)，終於掀起 當代發現系外星快速
2、的序幕。 我們可用麼方法找尋太陽系外的星球呢？尤其是如何在一顆明的恆 星周圍分辨出那些非自發光的星體？在此介紹現今天文學家除直接攝影 及紅外光搜尋外，常用的幾種方法，包括有都卜效應都卜效應 (Doppler effect，或稱徑向速效應徑 向速效應)、日變光的觀測法、日變光的觀測法 (Transit method)、掩星觀測法掩星觀測法 (Occultation)、 恆星自天體測定法恆星自天體測定法 (Astrometry)、脈衝星計時法脈衝星計時法 (Pulsar timing)、重微透鏡 法重微透鏡 法 (Gravitational microlensing)、拱星盤法拱星盤法 (Circ
3、umstellar disks)等找尋系外星的 存在。 關鍵詞：系外星、都卜效應、日變光的觀測法、掩星觀測法、恆星自天 體測定法、脈衝星計時法、重微透鏡法、拱星盤法 1在 16 世紀 ， 哥白尼的支持者義大哲學家布 (Giordano Bruno) 提出太 陽系外存在著似太陽系中星繞著固定的恆星運的點 ；也早在 19 世紀就 有天文學家聲稱發現系外星系外星 (exoplanet)。但是近代天文學家認為這些早期的 觀測是可疑的。直到 1988 加拿大天文學家布斯坎貝爾 (Bruce Campbell) 等人用視向速法 (radialvelocity observations ) 發現圍繞少衛增八
4、 （紫微左垣 七，仙王座 ，Alrai）的星，但於 2003 才獲得確認。1992 波天文學家 亞山大沃爾茲森 (Aleksander Wolszczan ) 和美國天文學家戴爾弗 (Dale Frail) 宣布發現一個圍繞脈衝星 PSR 1257+12 的星且迅速被確認，這才掀起尋 找系外星的高潮。這些系外星被認為是由超新星的殘餘物所構成，或是由巨 型氣體星的固體核心被超新星拋出而形成。 當代的系外星的發現之所以能夠快速地展開，或許該從日內瓦大學的米歇 爾麥耶 (Michel Mayor) 和戴狄爾魁茲 (Didier Queloz ) 於 1995 首次發 現一顆主序星飛馬座 51 星 b
5、 (51 Pegasi b) 開始，是當代系外星發現的 觴。先進的高解析光譜學科技加速新的系外星的發現與證實。天文學家憑 藉著星對母恆星的重影響而間接偵測到系外星的存在，也有因星經過母 恆星前面導致母恆星光減弱而被發現。至今已確認約 2,000 顆系外星被發 現，其中 100 多顆極可能適合生物存活。經由紅外光太空望遠鏡的恆星盤觀測， 顯示在一些星系統中也存在著以百萬計的系外彗星。 我們可用麼方法找尋太陽系外的星球呢？尤其是如何在一顆明的恆 星周圍分辨出那些是自發光的星體？在此介紹現今天文學家除直接攝 影及紅外光搜尋外，幾種常用的方法。 一、都卜效應（都卜效應（Doppler effect，或
6、稱徑向速效應） ：，或稱徑向速效應） ： 我們從地球往外觀測，當某星體旋轉盤面平於我們的視線時，則在所觀 測到的恆星附近，又能觀測出環繞此恆星的物質（星體） ，其光譜有一側為紅 位移的現象，而另一側有位移的現象（圖 1） ，依據測到的光譜紅位移或 位移的程，可計算出星體的運速。 圖 1. 在恆星附近能觀測出環繞此恆 星的物質（星體） ，其光譜有 一側為紅位移的現象，而另一側 有位移的現象。 2二、日變光的觀測法日變光的觀測法 (Transit method)： 我們發現所觀測的星體有週期性的變化（圖 2） ，其非光譜上的變化， 也沒有恆星晚的膨脹現象，則天文學家解釋這種現象，是受到一個我們觀
7、察到的小體積的發光星體遮蔽的影響，或稱為食變星 (eclipsing variable star)的掩星效應。依據測到恆星週期性減弱的程，可計算出星體的大 小和運速 ， 再加上者的距與環繞週期等二條件 ， 也可得出星質大小 。 2009 升空的刻卜太空任務號太空探測器刻卜太空任務號太空探測器 (Kepler Mission) 就是採用此方法 搜尋系外星。 圖 2. 恆星明週期性的減弱光的現象，是 受被我們觀察到的小體積發光星 體遮避所影響。 三、掩星觀測法掩星觀測法 (Occultation)： 我們用傳統直接觀測星體的方法，通常無法從高星體的周遭找尋出次 的星體。此時將這高星體的光予以遮掩，
8、我們就可以較清楚地觀察這高 星體的周圍景象。天文學家就是用這種掩星觀測法（掩星觀測法（或日冕儀）減弱太陽 光的直接照射，研究太陽的大氣表面上方的閃燄耀斑和太陽風。同樣的，我們 將一顆明星體的主要光遮掩，則可以用觀察它鄰近的反光物質或星體， 如圖 3 所示。 2006 升空的對旋轉和星掩星任務對旋轉和星掩星任務衛星(COROT)就是採用此 方法研究系外星。 3圖 3. 用掩星觀測法找尋太陽系外的星 四、恆星自天體測定法恆星自天體測定法 (Astrometry)： 恆星因為距我們很遙遠，無法實際測到它的運速，我們將觀測到 的恆星的運動分成與我們觀測線方向的徑向徑向運動和與徑向垂直的橫向橫向 運動，
9、我們仍可以用都卜效應都卜效應知道它的徑向運動速，但它的橫向運動速 ，僅能從星空中觀測角的改變推斷。所謂的恆星自自 (proper motion)，就 是恆星在天球上的橫向運動位移（角）。 我們發現一種高星體有週期性的位置變換，稱為搖擺現象搖擺現象。我們也就 可以想像這顆星體和它周圍另一顆我們尚未觀測到的星體，構成一個似的 雙星系統，都繞一個共同的質中心，所以我們才有機會觀測到這種搖擺現象。天文學家就是用這種恆星自觀測法恆星自觀測法 ， 尋找恆星周遭我們尚無法 視、會自發光的星體，如圖 4。 圖 4. 用恆星自天體測定法 找尋太陽系外的星 4五、脈衝星計時法脈衝星計時法 (Pulsar timi
10、ng)： 超新星爆炸之後殘餘的超高密脈衝星，具有非常高頻、高規的自轉週 期。因此當觀察到脈衝射電磁波常時，可以推斷可能是環繞在恆星周圍的 星所造成的影響，高速自轉的脈衝星如果有星也會造成脈衝時間微小的變。 這種方法因為敏很高，可以檢測到比其他方法所能檢測到的小的星，甚 至達到約僅 10 倍於地球質的大小。 、重微透鏡法重微透鏡法 (Gravitational microlensing)： 依據愛因斯坦廣義相對，當光經過有物質分布的彎曲時空時，會造成光的 偏折現象，使我們能藉由望遠鏡拍下為少壯的重透鏡成像照片。由 光源進到我們所在位置，之間的物質（星體）和它們運的情形藉由重透 鏡法解，可以幫助我
11、們瞭解一些仍未被發現的物質分布及其運。又因光 源、透鏡和觀測者三者間位置的同，可窺知種同的重透鏡效果。是 一較小的物體通過觀測者和光源之間時，則會呈現仿如透過酒瓶觀看單一街燈， 會有多重影像的現象，如圖 5 所呈現的微重透鏡的效果。 圖 5. 用重微透鏡法找尋太陽系外的星 七、拱星盤法拱星盤法 (Circumstellar disks)： 哈柏太空望遠鏡的近紅外多重物件光譜儀鏡頭能觀察到環繞恆星的塵埃 盤，天文學家認為這些環繞恆星的塵埃盤中存在著由彗星和小星相互碰撞所產 生許多小天體。如哈柏太空望遠鏡曾經在 1999 間，在天秤座中距我們約 320 光處發現恆星 HD 141569 塵埃環，環寬約 1,200 億公，環有一暗環 帶間隙將整個環分成內圈較明、外圈較昏暗的部分，如圖 6 推斷疑似有 星的存在。 5圖 6. 用拱星盤法找尋太陽系外的星 6
