太陽系外行星探測技術概述

摘 要：自２０世紀９０年代首次發現太陽系外行星（以下簡稱系外行星）以來，系外行星探測技術取得了飛速發展。目前已探測到超過５５００顆系外行星，其中包括類地行星、超級地球、氣態巨行星及冰巨行星等多種類型。這些發現極大地拓展了人類對自身周圍環境和宇宙的認知，為理解行星形成和演化提供了寶貴的觀測依據，也為尋找宜居行星和地外生命提供了重要線索。通過介紹系外行星探測的多種核心技術，包括原理和應用特點，旨在對比和分析不同探測方法的技術特征。通過分析多種探測技術的優勢和局限性，為行星探測研究提供了實踐參考和發展趨勢展望。

關 鍵 詞：太陽系外行星；高分辨率光譜；多普勒方法；交叉相關技術；波長定標；釷氬燈同步定標；激光頻率梳；測光技術

中圖分類號：Ｐ１４１ 文獻標志碼：Ａ 文章編號：１０００－１６４６（２０２４）０５－０４８１－１５

在可觀測宇宙中有數以千億計的星系，像人類所在的銀河系包含著大約兩千億顆恒星。進入文明時代以來，人類一直都在思考，除了地球，其他的行星是否可能也存在生命。行星是宇宙中的基本天體之一，是生命產生和演化的搖籃，也是文明發生和發展的載體。在過去的近三十年里，得益于高分辨率光譜、高精度測光以及空間望遠鏡等觀測技術手段的飛速發展，人類已經發現了５５００多顆太陽系行星，這些行星有著豐富的種類、形態和物理特征，極大地擴展了人類對宇宙的認識。同時，隨著樣本數量的增加，統計研究顯示行星在恒星周圍的存在是非常普遍的，銀河系中約有５０％以上的恒星周圍可能都具有行星系統［１］。因此，在銀河系內可能就有千億顆系外行星等待著人類去發現和探索。

然而，如何探測系外行星，在技術上則是一項極其復雜和富有挑戰性的工作。行星在反射其宿主恒星的輻射時，一顆與地球大小相當的行星將比其宿主恒星暗淡約數十億倍。同時，根據軌道的結構，其角距離大約在毫角秒的量級，這使得直接探測系外行星變得異常艱難，特別是在恒星與行星輻射強度比很大的光學波段，由于受地球大氣層的干擾，使得從地面上進行探測顯得尤為困難。

基于行星軌道對恒星動力學擾動的間接方法，在１９９２年研究人員取得了第一個突破性的成果。利用脈沖星計時技術，ＷＯＬＳＺＣＺＡＮ等首次成功探測到太陽系以外的行星質量的天體［２］。基于光譜學的高精度多普勒視向速度測量技術，從２０世紀８０年代末期開始就間接證實了圍繞主序恒星周圍有行星質量天體的存在［２－５］。直到１９９５年，ＭＡＹＯＲ和ＱＵＥＬＯＺ在《自然》雜志上發表了一篇劃時代的論文，首次在類太陽恒星的周圍發現了一顆系外行星飛馬座５１ｂ［６］，這項工作拉開了對系外行星探測和研究的序幕，也促進了相關技術的快速發展。他們也由此獲得了２０１９年諾貝爾物理學獎。

目前，已經發展了多種系外行星探測技術，如多普勒測量、凌星觀測、微引力透鏡、直接成像和天體測量等。每種探測方法又衍生出了眾多新技術的應用和分支，在精度和廣度上，共同促進了人類對系外行星領域的探索。然而，每種探測方法也都有其獨特的參數空間以及固有的局限性。如多普勒和凌星技術更傾向于探測圍繞宿主恒星更近、質量或體積更大的行星；而微引力透鏡、天體測量和直接成像技術則更加敏感于更遠軌道上的行星。

圖１為目前系外行星幾種常用探測技術所發現的系外行星，橫坐標為行星的軌道半長軸（以日地距離為單位），縱坐標為行星的質量（以地球質量為單位），虛線為多普勒視向速度探測精度。

原則上，這些技術是互補的，通過綜合運用這些系外行星探測技術的優勢，開展對系外行星更為全面和深入的研究。本文將分４個部分具體討論多普勒探測技術、凌星測光技術、直接成像技術和微引力透鏡技術在系外行星探測中的應用，并通過分析其技術路線和方法特征，探討這些技術在系外行星探測中的應用現狀和發展趨勢。

１ 多普勒探測技術

多普勒探測技術也稱視向速度技術（ＲＶ），其為系外行星領域的研究奠定了實踐基礎。利用該項技術，人類發現了第一顆圍繞類太陽的主序星轉動的系外行星，開創了對系外行星這一前沿領域的研究。隨后通過該方法又獨立證認了１０００多顆圍繞恒星運行的系外行星，開辟了一條獨特的探索發現之路。多普勒探測技術可以精確地測得系外行星的最小質量，后續可以利用凌星方法提供的軌道傾角和行星半徑等數據，獲得系外行星的密度。因此，多普勒視向速度技術在凌星探測的隨后研究中也發揮著重要作用。

該技術的基本原理是基于多普勒效應。當恒星圍繞恒星－行星系統的共同質心繞轉時，恒星的某些可觀測量會產生周期性的變化，其中包括恒星沿觀測者視線（徑向）方向的速度分量。因此，行星對恒星的周期性擾動通過多普勒效應反映為恒星譜線波長的周期性變化［７］。根據軌道運動學公式和開普勒定律，可以得到恒星的視向速度半振幅Ｋ（ｍ／ｓ），即

式中：Ｍｓ為恒星的質量；Ｍｐ為行星的質量；Ｍ⊙為太陽的質量；ＭＪｕｐ為木星的質量；Ｐ為行星公轉周期（以年為單位）；ｅ為軌道偏心率；ｉ為軌道傾斜角。以太陽系中的行星數據作為參考，可以得到木星對太陽的擾動約為１３ｍ／ｓ，地球對太陽的擾動僅為９.６ｃｍ／ｓ。

多普勒探測技術在天文學中的應用，需要多種周邊技術的支撐，例如精確測量視向速度的高分辨率光譜儀技術、從ＲＶ數據中提取行星周期信號的交叉相關算法技術、用于高精度波長定標的新型激光頻率梳技術、計算開普勒軌道參數的Ｌｏｍｂ-Ｓｃａｒｇｌｅ周期圖分析技術等［８］。目前，在多項新技術的加持下，歐洲南方天文臺的ＥＳＰＲＥＳＳＯ光譜儀已實現０.２４ｍ／ｓ的ＲＶ精度［９］。未來，在使用更大口徑望遠鏡和更穩定的光譜儀及定標裝置的條件下，有望實現１０ｃｍ／ｓ的測量精度。多普勒視向速度的測量誤差主要為儀器噪聲和恒星噪聲所主導。因此，在１ｍ／ｓ的量級下進一步提高精度并從來自恒星的ＲＶ變化信號中精確地提取行星的真實信號，將面臨著巨大的技術挑戰。下列關鍵技術都將在其中起著重要作用。

１.１ 階梯光柵與高分辨率光譜儀技術

高分辨率光譜儀是系外行星探測的重要儀器和研究工具之一，通過測量恒星光譜的細微變化來推斷系外行星的存在。階梯光柵光譜儀利用階梯光柵將恒星的輻射按不同波長色散成光譜，并通過狹縫和探測器測量不同波長的光譜強度。階梯光柵光譜儀的工作原理是把來自恒星的光線通過一個透鏡進行收集，并聚焦到光纖或狹縫上，光線通過一個準直器進行準直，使其變成平行光線，平行光線照射到階梯光柵上，階梯光柵將不同的波長進行衍射，獲得色散后的譜線分布。階梯狀光柵的特殊設計可以增強特定波段的光譜強度。每個階梯臺階的高度和間距都經過精心設計，使得目標波段的光線在特定級次上得到增強。通過優化Ｂｌａｚｅ閃耀函數，可以使特定波長的光譜得到進一步增強。Ｂｌａｚｅ閃耀函數描述了不同波長在各個衍射級次上的相對強度分布，經過光學成像系統，不同波長的光譜會落在電荷耦合器件（ＣＣＤ）感光元件的不同位置上，形成可供分析的二維光譜圖像。

設光柵上的溝槽間距為σ，每個凹槽或刻面都有一個相對于光柵法線的傾斜角，即閃耀角φ。該閃耀角可以將部分光衍射到更高的階數ｕ，以α角度射入光柵的光線會以βｂ角度發生衍射，并滿足光柵方程，即

ｕλ／σ ＝ｓｉｎα＋ｓｉｎβｂ （２）

式中，λ為波長。

在高階ｕ的情況下，光譜級次在空間上出現相互疊加，技術上需要使用干涉濾光片來隔離所選擇的光譜級次，并使用橫向色散元件（棱鏡或光柵）將不同級次的光色散到垂直于原光譜方向。這樣就能更好地分離不同光譜級次，以便在二維平面ＣＣＤ探測器上進行成像和儲存。因此，交叉色散的梯形光譜儀技術搭配ＣＣＤ探測器技術目前已普遍應用于尋找系外行星的觀測研究中。

１.２ 碘吸收盒技術

波長的高精度定標，以及多普勒譜移的高精度跟蹤是多普勒探測技術的核心環節。當星光經過望遠鏡的光路和光譜儀的色散過程到達ＣＣＤ探測器時，此時的探測器上其實并沒有記錄任何波長定標信息，只記錄了不同波長星光的強度與ＣＣＤ上像素位置的函數關系。要計算多普勒譜移，需要將譜線的像素位置轉換為實際的真空波長。這可以通過觀測校準燈（通常是釷氬空心陰極燈）來實現。通過比對已在實驗室測量過的釷發射線的標準譜線表［１０］并標出其像素位置，從而可以根據已識別的釷發射線確定像素與波長的關系，擬合出一系列函數，通常是高階多項式。

但是，此類校準觀測框架是在不同的時間（拍攝恒星光譜之前或之后）進行的，探測器在兩次校準曝光之間的機械位移差異可能相當大，通常可能在千米每秒的量級，難以達到探測系外行星的精度要求。因此，新一代波長定標技術應運而生，主要包括了本節討論的氣體吸收盒技術和下一節即將討論的同步定標技術。

氣體吸收盒技術通過在光路中加入一個穩定的氣體吸收盒，即把一種能產生在恒星光譜或地球大氣中沒有吸收線的化學氣體（例如ＨＦ或Ｉ２）放入一個密封的玻璃容器中，并使其溫度保持穩定。然后將玻璃容器置于望遠鏡的光路中，通常是在光譜儀的入口狹縫之前。由此可以獲得疊加在恒星光譜上的一段密集且穩定的參考線系，進而可以對波長和光譜儀的點擴散函數（儀器輪廓）進行校準，并計算出恒星光譜的實時發生的精確位移，即Ｉｏｂｓ（λ）∝［Ｉ★（λ＋Δλ★）ＴＩ２（λ＋ΔλＩ２）］?ＯＰＳＦ（３）式中：Ｉｏｂｓ（λ）為觀測光譜在波長λ處強度；ＴＩ２為碘的傳輸函數；Ｉ★ 為恒星光譜在各個波長的強度集合；ＯＰＳＦ為光譜儀的點擴散函數（ＰＳＦ）；Δλ★ 和ΔλＩ２分別為恒星光譜和碘光譜的位移量。式（３）中的正比關系可通過對復合光譜Ｉｏｂｓ進行最小二乘法擬合確定一組系數，從而變為等式。不帶碘線的模板光譜可通過切換掉光路中的碘吸收盒而觀測未被碘線污染的恒星光譜而預先獲得。最終校正后的多普勒頻移由Δλ★－ΔλＩ２得出。嚴格地說，此處的觀測波長表達式為

λｏｂｓ＝λ０（（１＋δｃｏｓθ）（１＋ρｇ）／ｑ（１－δ２）１／２） （４）

式中：：λ０為靜止波長；δ＝ｖ／ｃ，ｃ為真空光速，ｖ為相對觀測者速度；θ為視線與頂心速度矢量的夾角；ρｇ為恒星的引力紅移；ｑ為光譜儀處空氣的折射率。ＫＯＣＨ等在太陽觀測中使用了碘（Ｉ２）［１１］，后來ＭＡＲＣＹ等在利克天文臺３ｍ望遠鏡的視向速度觀測中也使用了碘盒［１２］。碘吸收盒技術的主要優點在于Ｉ２是一種相對無害的氣體，可以永久密封在玻璃盒中；同時，Ｉ２在５０００～６０００？的范圍內具有較寬的參考線覆蓋范圍，比ＨＦ大１０倍。此外，碘吸收盒技術所用實物的典型長度約為１０ｃｍ，因此可以很容易地安裝在大多數光譜儀的入口狹縫前。利用豐富的碘吸收線條數和足夠銳的線形對光譜儀的儀器輪廓進行建模。到２０世紀９０年代初，碘吸收盒技術的測量精度達到了２５ｍ／ｓ，幾年后達到３ｍ／ｓ［１３］。

１.３ 同步定標技術

雖然碘吸收盒技術在系外行星觀測中具備諸多優點，但隨著系外行星探測技術的發展，其自身缺點也逐漸顯現。首先碘的吸收線疊加在恒星的光譜上“污染”了恒星本身的吸收譜，觀測者只能拍攝不帶碘定標的混合光譜，把拍攝不帶碘的純凈恒星光譜作為數據處理的參照基礎，引入了更多的誤差源。另外，碘的波長覆蓋范圍為５０００～６０００？，相對于恒星的連續光譜范圍，顯得較窄，不足以覆蓋更廣的定標波長范圍。在２１世紀初期，隨著光纖技術的發展，出現一種全新的定標模式彌補了碘吸收盒技術的上述缺點，即基于光纖的同步定標技術。同步定標技術的基本原理是用一根光纖將星光送入光譜儀，同時另一根光纖用于將波長校準和跟蹤的參照燈光信號送入光譜儀。這樣校準光譜與恒星光譜就被記錄在ＣＣＤ探測器的相鄰位置，并且始終保持同步記錄。因此任何儀器偏移都會對兩者產生同等的影響，通過分析和扣除參考光纖中的儀器偏移信息，可以得到目標光纖中更高精度的恒星本身的視向速度信息。根據參考光纖中輸入的不同定標源類型，同步定標技術可分為釷氬燈同步定標技術和激光頻率梳技術等。圖２為恒星高分辨率光譜波長定標示意圖，此處以２５ＧＨｚ間隔的激光頻率梳譜線為例。

１.３.１ 釷氬燈同步定標技術

ＥＬＯＤＩＥ光譜儀［１４］及其后續升級版的高精度光譜儀ＨＡＲＰＳ［１５］，成功使用了釷氬發射燈作為波長參考光譜。在實際觀測中，同時使用兩根光纖將光信號傳輸到光譜儀，一根收集星光，另一根在每次曝光的同時記錄釷氬燈參考光譜。通過摻入一定含量的惰性氣體氬，防止釷與其他元素發生反應，使釷的發射線保持了長時間的穩定，并通過控制光路中的中性濾光片，獲得匹配不同曝光時間的定標通道信號。釷氬燈在波長校準方面具有優勢主要是因為從光學到紅外的較寬范圍內分布有大量的強發射線，可用于波長定標［１６－１７］，并且星光不會因受到定標光譜的混疊和干擾而損失。目標光纖中這些沒有受到污染的譜線使得譜線分析變得更加容易和高效，如譜線輪廓分析。值得注意的是，在采用釷氬燈同步定標技術觀測系外行星時，必須保持整個儀器系統的穩定，例如ＨＡＲＰＳ光譜儀被置于真空罐中，極大地減少了溫度和壓強變化對儀器的影響。置于高穩定性環境的原因在于釷氬燈同步定標技術不能記錄儀器輪廓的變化，因為釷的發射線通常較強，半高全寬（ＦＷＨＭ）在１０５量級上大于點擴散函數的寬度。因此，釷氬燈同步定標技術的工作原理是建立在假設儀器輪廓不變的前提下。此外，釷氬燈同步定標技術也面臨著釷氬燈壽命有限的問題，隨著衰減程度的增加，一般使用５～６年后需要及時更換新的釷氬燈。

１.３.２ 激光頻率梳技術

精確測量恒星視向速度的技術核心是波長的校準和定標。為了對波長進行精確校準，需要密集且均勻的校準發射線或吸收線作為參考。上文中提到的碘吸收盒與同步定標技術都存在固有缺陷，在一定程度上無法成為視向速度的理想定標源。隨著飛秒激光技術的發展，一項更強大的波長定標校準技術在天文領域中獲得應用，其具有獨立的、可被不同分辨率光譜儀分辨的大量定標譜線，這些定標譜線覆蓋整個光學／紅外范圍且間距均勻、強度可控，同時具有基礎物理學確定的精確已知波長。這種新一代的理想定標技術就是由鎖模飛秒脈沖激光器［１８－２０］發展起來的激光頻率梳技術，也稱為天文光梳技術。

激光頻率梳（ｌａｓｅｒｆｒｅｑｕｅｎｃｙｃｏｍｂ，ＬＦＣ）技術的基本原理起始于對單個激光脈沖的精準控制，并使該脈沖在重復路徑上作為載波在腔體（通常為法珀腔）內多次循環。每次循環后，被“復制”的脈沖通過特制的鏡面發射出去，從而形成一系列獨立的脈沖序列，并通過擴譜和倍頻等模塊在可見光范圍內形成大量穩定的定標梳齒。

模式鎖定激光器的輸出光譜是一個模式組合，由一個“基頻”和若干整數倍的重復頻率構成，其中，第ｌ個模式的頻率ｆｌ可表示為

ｆｌ＝ｆＣＥＯ ＋ｌｆｒｅｐ （５）

式中：ｌ為一個較大的正整數，通常在１０５數量級；重復頻率ｆｒｅｐ為梳齒的“齒”間模的頻率差異距離；載波包絡偏移（ＣＥＯ）頻率ｆＣＥＯ為每個模與重復頻率諧波之間的偏移，而在時域中，表示每個脈沖之間載波和脈沖包絡相對相位的變化率。其中，ｆＣＥＯ和ｆｒｅｐ都可以與原子鐘同步。由于單根梳齒的寬度遠窄于光譜儀可分辨的點擴散函數，因此，每根梳齒又可以看作是不同像素位置上的一系列儀器輪廓（ｉｎｓｔｒｕｍｅｎｔａｌｐｒｏｆｉｌｅ，ＩＰ）的組合，用Ｇ（ｘ）表示，梳齒表達式為

式中：Ｃ（ｘ）為像素位置為ｘ的梳齒；Ｅｋ為第ｋ個梳齒的強度；ｍ和ｎ分別為該梳齒的左右邊界范圍；Ｎ為每個階梯級次的梳狀線總數。

利用全球定位系統的時間基準測量，可得到具有長期穩定性的激光頻率梳頻率和精確度小于００１ｍ／ｓ的視向速度變化量。通過提供一個共同的絕對頻率標準，外部時間基準還可以與不同觀測站點的測量結果進行比較。

早期的激光頻率梳在天文觀測中的校準應用包括在真空塔望遠鏡（ｖａｃｕｕｍｔｏｗｅｒｔｅｌｅｓｃｏｐｅ，ＶＴＴ）的太陽攝譜儀上使用激光頻率梳，對太陽光譜模板進行定標［２１］。哈佛史密松天體物理中心開發的激光頻率梳被用于校準Ｗｈｉｐｐｌｅ天文臺的ＴＲＥＳ攝譜儀［２２－２３］。這里的原型機使用的是鎖模鈦寶石激光器。通過加入法珀腔進行濾波，將梳齒的間距提高到４０ＧＨｚ，波長定標的精度超過１ｍ／ｓ［２４］。隨后，這種基于鈦寶石激光器的天文光梳在ＨＡＲＰＳ-Ｎ高精度光譜儀上進行了安裝和觀測，以５５０ｎｍ為中心，在１００ｎｍ范圍內生成了６０００條０.０１５ｎｍ等距的高精度定標梳齒線［２４］。

自從２０１０年１１月開始，歐洲南方天文臺（ＥＳＯ）開始在位于智利ＬａＳｉｌｌａ天文臺的ＨＡＲＰＳ光譜儀上使用了德國Ｍｅｎｌｏ公司生產的摻鐿光纖激光頻率梳，用于專門對系外行星的高精度視向速度測量，在４５０～５９０ｎｍ的光學波段內生成了穩定的１８ＧＨｚ間隔的參考梳齒［２５］。在應用此光梳對恒星ＨＤ７５２８９觀測時，獲得了０.０２５ｍ／ｓ的短期可重復精度。此后，摻鐿光纖激光頻率梳得到了廣泛的認可，國家天文臺也在位于興隆的光學觀測基地２.１６ｍ望遠鏡上安裝了Ｍｅｎｌｏ２５ＧＨｚ激光頻率梳，并已進入科學觀測階段如圖３所示。由２.１６ｍ望遠鏡觀測的飛馬座５１ｂ行星，可復現已證認的熱木星信號如圖４所示。圖４中紅色的點是使用激光頻率梳之后測得的數據，視向速度精度獲得了大幅提高，均方根（ＲＭＳ）達到了１.６ｍ／ｓ，在２ｍ級口徑的望遠鏡中處于領先地位。此外，在世界范圍內，少數其他天文臺的激光頻率梳也已投入了測試和使用，其中包括ＴＮＧ-ＧＩＡＮＯ［２６］、ＶＴＴ［２７］、ＡＡＴ-ＵＨＲＦ［２８］、Ｗｅｎｄｅｌｓｔｅｉｎ-ＦＯＣＥＳ［２９］以及ＳＡＬＴ-ＨＲＳ［３０］。

現階段激光頻率梳技術存在著造價高昂，維護成本較高的問題，還有核心部件壽命有限等問題有待解決。未來的研究將朝著輕量化、集成化和微型化的方向發展。

表１為目前世界上主要用于系外行星搜尋的光譜儀的波長定標裝置匯總。

１４ 交叉相關技術

通過上述的方法和技術獲得恒星光譜的高精度波長信息之后，下一個需要探討的關鍵技術就是如何從恒星的高分辨率光譜中的成千上萬條吸收線中提取出多普勒位移信息。假設在觀察者的參照系中，光源以相對于觀察者－光源方向以速度ｖ后退，則可測的波長變化量（λｏｂｓ－λ０）與視向速度的相對論性關系式為

λｏｂｓ＝λ０（１＋δ／（１－δ２）１／２） （７）

當滿足ｖ＜＜ｃ時，略去高階小量δ２，式（７）可化簡為非相對論性的多普勒位移公式，即

ｖ＝λｏｂｓ－λ０ λ０／ｃ （８）

計算多普勒位移量的標準工具是交叉相關函數（ｃｒｏｓｓ-ｃｏｒｒｅｌａｔｉｏｎｆｕｎｃｔｉｏｎ，ＣＣＦ）。設Ｓ（ｘ）為以像素為函數的恒星光譜，ｈ（ｘ）為恒星模板光譜，則交叉相關函數的定義為

式中，Δｘ為ＷＣＣＦ的滯后量。當取到適當的Δｘ，同時滿足兩個函數的重合分布時，ＷＣＣＦ將達到最大值。因此，ＣＣＦ技術通常又被稱為匹配或檢測濾波器。

這項技術最初是利用制作物理模板實現的，１９５５年由ＦＥＬＬＧＥＴＴ提出，１９７９年ＢＡＲＡＮＮＥ將其應用到了階梯光柵的光譜儀ＣＯＲＡＶＥＬ上。由于固定的物理模板在其制作精度和成本上不易控制，以及光譜類型適應性等方面的局限性，后來被數值化的ｂｏｘ-ｓｈａｐｅ模板［３１］所取代。圖５展示了利用中國科學院國家天文臺２.１６ｍ望遠鏡觀測的視向速度標準星的ＣＣＦ過程，其中就用到了數值化的Ｍａｓｋ譜線集作為交叉相關的模板，其中不同的灰色曲線代表了不同的階梯級次，紅色和藍色的粗實線為平均輪廓。

交叉相關函數的精確形狀取決于固有譜線的形狀和模板的線寬，總體上代表了模板中所有譜線的平均輪廓。因此，除了得到視向速度之外，從ＣＣＦ輪廓的寬度還可以得到恒星的旋轉速度等信息，而其等效寬度則可以在近似知道有效溫度的情況下估算出金屬豐度［３１－３２］。交叉相關函數的基本形狀可以用高斯函數、Ｖｏｉｇｔ函數或洛倫茲函數來近似表征，其不對稱反映了各譜線的系統結構。因此，交叉相關技術在系外行星和恒星物理等研究中有著廣泛的應用。

１.５ 基于高精度視向速度提取的光譜處理技術和軟件系統

從原始的觀測光譜中提取視向速度的信息是一項復雜且系統的工作。尤其是針對系外行星（特別是小質量行星）時，對視向速度的精度要求極高。在米每秒量級的精度上，需要在光譜處理的過程中對多普勒探測技術進行特殊的優化，并對相關的算法和軟件進行針對性的設計。

一般來說，可以將ＲＶ數據的處理過程分為３個階段。１）抽譜過程，有別于中低分辨率的光譜抽取，對高分辨率階梯光柵的二維光譜的抽取工作更注重降低平場修正和背景扣除中沿色散方向的誤差，使獲得的一維光譜具有更準確的流量和輪廓。２）波長的定標和修正，這是高精度多普勒探測技術獨有的過程，利用同步定標源和實驗室測得的高精度標準線表，通過迭代波長解，得出每個階梯級次的精確波長解，同時把儀器漂移的貢獻扣除，提高了視向速度測量的精度。３）模板的匹配和ＣＣＦ交叉相關函數的計算，其中也包括了太陽系質心改正等基礎性工作。

圖６為國家天文臺興隆觀測基地２.１６ｍ望遠鏡的全新數據處理軟件設計流程。針對多普勒視向速度優化后，引入了幾個新的關鍵技術，提高了光譜同步定標精度和最終ＲＶ精度：１）在光譜歸一化的過程中使用了精度更高的ａｌｐｈａｓｈａｐｅ多邊形平滑算法［３３］，使參與交叉相關的歸一化譜線的輪廓得到了優化，線翼部分的噪聲得到了一定程度的消除；２）在確定ＣＣＦ輪廓的中心時，采用了高階Ｈｅｒｍｉｔｅ-Ｇａｕｓｓｉａｎ擬合（對于ＦＷＨＭ 在２～４像素的輪廓采用８階），獲得了更精確的恒星多普勒位移量和誤差范圍；３）在波長定標過程中把目前國際上普遍使用的ＬＰ０７［１０］升級到了ＲＮＳ１４［３４］，顯著提高了每個階梯級次波長解的精度和最終的ＲＶ測量精度。同時，本軟件系統也實現了全自動化處理，為當代的小質量行星搜尋和掩食后隨觀測提供了快速、高效、高精度的解決方案。

１.６ 系外行星ＲＶ時間序列分析方法與Ｌｏｍｂ-Ｓｃａｒｇｌｅ周期圖分析技術

通過上述的各項關鍵技術和方法已獲得了足夠多的恒星高精度ＲＶ測量數據，此時的核心問題是如何在數據中找到可能來自行星的周期信號。一般來說，在ＲＶ數據中尋找行星包括４個主要步驟：１）在數據中尋找周期信號；２）確定信號是否顯著，即噪聲是否真正影響了信號；３）確定變化的性質和來源，是來自儀器效應還是恒星固有變化，或是來自行星信號；４）根據ＲＶ測量結果擬合開普勒軌道。

在時間序列數據中尋找周期性信號是科學和工程學等許多領域都會遇到的普遍問題。在系外行星研究中使用的相關技術和方法需要對恒星和行星的運動關系及物理特征進行優化。最常用的技術主要是基于離散傅里葉變換（ＤＦＴ）。設有一個時間序列的測量值Ｘ（ｔｊ），其中ｔｊ是第ｊ次測量的時間，則ＤＦＴ表達式為

式中：ω為頻率；Ｑ為在ｔｊ時刻采樣的數據點個數。

通過ＤＦＴ和開普勒軌道的特性，利用正弦函數和余弦函數作為一對正交基，可以把任何函數都表示正弦與余弦的線性組合。通常，在系外行星時間序列分析中，把此時的功率分布稱為經典周期圖，即

理想情況下，希望獲得等間隔時間的數據，但在天文觀測中，尤其是在系外行星的ＲＶ觀測中，很難能嚴格做到這一點。在單行星或多行星擬合中，通常使用Ｌｏｍｂ-Ｓｃａｒｇｌｅ算法［３５－３６］。這種改進的周期圖分析技術相當于將ＤＦＴ算法應用于不等間隔分布的數據中，目的是在觀測時間間隔不均勻和存在噪聲的情況下，更高效、更可靠地探測周期信號。Ｌｏｍｂ-Ｓｃａｒｇｌｅ周期圖（ＬＳＰ）可由一個改進的表達式來定義，即

以這種方式定義的周期圖一般具有顯著的統計特性，可以通過后續分析來確定數據中周期信號的統計意義。系外行星研究中的時間序列分析技術面臨的主要問題之一是找到那些真實而非噪聲造成的行星周期信號，而ＬＳＰ則可以估算出這種信號的重要程度。在評估Ｌｏｍｂ-Ｓｃａｒｇｌｅ周期圖中峰值的統計意義時，通常需要考慮２種情況：１種情況是需要知道噪聲是否會產生比在數據中發現的峰值功率更大的峰值，即在較寬頻率范圍內的所謂誤報概率（ｆａｌｓｅａｌａｒｍｐｒｏｂａｂｉｌｉｔｙ，ＦＡＰ）；另１種情況是根據數據中已知存在的周期信號，需要推斷該頻率下的ＦＡＰ值。ＨＯＲＮＥ和ＢＡＬＩＵＮＡＳ給出了獨立頻率數與測量次數之間的經驗表達式，利用該表達式得到的ＦＡＰ值是一個粗略的估計值。更準確的ＦＡＰ值來自于使用如下２種方法。１種方法是創建隨機噪聲，使其標準差與數據的均方根相同，此時計算ＬＳＰ并找出周期圖中的最高峰。對不同的隨機數進行大量的試驗，隨機數據集中ＬＳＰ高于觀測數據中ＬＳＰ的部分即為ＦＡＰ。這里假設噪聲是高斯的，并且很好地消除了觀測過程中的誤差。如果噪聲是非高斯的，或者不確定真實誤差，則需要考慮另１種方法，即利用Ｂｏｏｔｓｔｒａｐ分析技術獲取原有數據并對數據重新進行隨機“洗牌”，同時保持數據的時間信息固定，由此計算ＬＳＰ并找到峰值，然后重新把數據“洗牌”。在刷新后的數據周期圖中，功率大于原始數據的部分即為ＦＡＰ。這種方法在一定程度上保留了數據中噪聲的統計特征。但是，如果原有數據中存在原有的周期信號，那么此方法將產生比預期更大的ＲＭＳ彌散，這是由測量的不確定性導致的，所以此方法會產生較高的ＦＡＰ值。

１.７ 開普勒軌道擬合技術

開普勒軌道模型的完全參數化流程需要用到以下７個參數：軌道半長軸、軌道偏心率、軌道周期、過近星點時刻、軌道傾角、升交點經度和近心點幅角。

除了升交點經度和軌道傾角這２個參數外，其他５個與恒星開普勒軌道有關的觀測值，可以根據視向速度測量的結果對每顆行星進行計算和分析。通常還要考慮２個附加項：１）系統速度γ，其描述了系統質心相對于太陽系質心的視向速度的恒定分量；２）理論上還需要一個與儀器有關的視向速度偏移線性趨勢參數ε，其可能包含儀器漂移以及來自大質量、長周期伴星的未知貢獻。

同時需要注意的是，ＲＶ技術并不直接測量行星的質量，而是通過主星運動的振幅來間接測量。作為觀測者只能測得恒星運動的一個分量，所以用ＲＶ技術得到的是行星質量的下限，即行星質量與軌道傾角的正弦值的乘積。

確定單個軌道行星的天體測量參數或視向速度參數通常使用ｘ２ 最小二乘法搜索參數空間。對于由ｙ個行星組成的系統，總的視向速度信號可表示為

νｒ（ｔ）＝Ｋ｛ｃｏｓ［ω＋ν（ｔ）］＋ｅｃｏｓω｝＋ γ＋ε（ｔ－ｔ０） （１４）

總共有５ｙ＋１個開普勒參數需要擬合，其中包括γ（以及可選的ε）。這種擬合多系統的一階近似方法認為每顆行星引起的恒星運動是獨立的，即忽略了行星間引力相互作用的影響。在這種運動學（或開普勒）擬合中，本項技術是先力圖找出主要的行星信號，再從觀測數據中減去其視向速度的貢獻，然后重復這一過程進行迭代，直到所有重要的行星信號都被考慮在內，再以這些結果為起始值，對原始數據進行更嚴格和全面的多行星ｘ２擬合。

此外，由于描述天體測量或徑向速度軌道的方程是非線性的，對多個行星的參數空間進行非結構化擬合等運算可能會導致計算量過大，且會產生許多錯誤的局部ｘ２ 最小值問題。因此需要更復雜的搜索方案。目前被廣泛使用的是基于Ｌｅｖｅｎｂｅｒｇ-Ｍａｒｑｕａｒｄｔ最小化算法和蒙特卡羅馬爾可夫鏈方法的數值解決方案。Ｌｅｖｅｎｂｅｒｇ-Ｍａｒｑｕａｒｄ算法是一種非線性模型尋找局部ｘ２ 最小值的高效算法，被廣泛用于視向速度和天體軌道擬合。蒙特卡羅馬爾可夫鏈技術（ＭＣＭＣ）已被廣泛用于視向速度觀測的軌道擬合，以及測光凌星光變曲線的擬合中。

由于系外行星實際觀測中存在樣本分布稀疏、部分測量誤差不可控以及模型限制等因素，基本的開普勒模型參數（如周期和偏心率）可能沒有唯一解。此時，需要利用貝葉斯方法對參數不確定性進行估計［３７］。同時，對于高度偏心軌道上的系外行星，有時也難以獲得理想的軌道參數。對于這些行星，通常需要在軌道的極值處進行ＲＶ測量，這可能只需要幾天的時間。如果行星的軌道周期較長，或者因為惡劣天氣等不可控因素錯過了ＲＶ峰值的觀測時機，則可能要等上好幾年才能有機會進行下一次的測量，這也是系外行星探測領域的難點和挑戰之一。

圖７為綜合利用了上述多普勒探測技術，在我國２.１６ｍ望遠鏡上發現的系外行星候選體之一的探測圖。通過多年的后隨跟蹤觀測，在數據中擬合出了周期為１６.７１ｄ的信號（ＲＭＳ為１.６ｍ／ｓ），這與苔絲（ＴＥＳＳ）空間望遠鏡（下一章即將介紹的掩星技術）所探測到的周期為１６.７ｄ的測光信號相一致。圖７中藍色數據點來自２.１６ｍ望遠鏡高分辨率光譜儀（ｈｉｇｈ-ｒｅｓｏｌｕｔｉｏｎｓｐｅｃｔｒｏｇｒａｐｈ，ＨＲＳ），紅色數據點為國外相似規格的望遠鏡釋放的數據。通過多普勒探測技術得到該顆候選體的質量范圍約為１０～４２倍地球質量，處于超級地球到迷你海王星類型的范圍區間。未來隨著后續觀測中數據點的持續增加，以及激光頻率梳等關鍵技術的應用，該候選體的各項物理參數和多普勒軌道模型將獲得進一步的精確刻畫。

此外，通過進一步應用蒙特卡羅馬爾可夫鏈技術分析了這顆新發現的系外行星候選體的宜居特性如圖８所示。宜居帶是指圍繞恒星公轉的特定范圍，其中行星表面溫度適宜且存在液態水。水被認為是生命存在的必要條件之一，所以尋找宜居帶內的行星就成為了尋找外星生命的重要目標之一。根據新發現的該顆系外行星候選體和其宿主恒星的物理參數，綜合運用上述的探測技術得到保守宜居帶的范圍為（１.０９±０.０１７）～（１.９８±０.０３３）ＡＵ，優化宜居帶的范圍為（１.１１±０.０１６）～（１.９０±０.０３２）ＡＵ。同時，根據圖７中現有數據擬合得出的行星候選體的軌道參數，可得到該候選體的公轉軌道半長軸為０.１２７ＡＵ，其公轉軌道位于宜居帶模型內邊界的內側。隨著后續觀測數據點的增多，未來將可以收集到該顆候選體的更豐富的信息，在更為完善的功率譜上繼續尋找其他潛在的峰值信號，并利用１.６節和１.７節中提到的ＲＶ時間序列分析技術與Ｌｏｍｂ-Ｓｃａｒｇｌｅ周期圖分析技術來搜尋其他有可能位于宜居帶之中更多系外行星候選體。

綜上可知，利用多普勒探測技術搜尋系外行星需要綜合運用上述各種關鍵技術，還需要經過精確的測量和反復的迭代計算。未來隨著深度學習和ＡＩ大模型等新技術的引入，可使多普勒探測技術在探測效率方面迎來新的發展空間。

２ 凌星測光技術

當一顆系外行星的軌道平面足夠接近沿著觀測者的視線方向，那么這顆行星就會周期性地穿過并遮擋其宿主恒星的可見半球。由此產生的恒星輻射通量將產生周期性的驟減變化，可以揭示系外行星系統的一些關鍵參數，包括行星的尺寸、密度（需要結合視向速度技術）、組成結構、行星的表面重力加速度以及行星大氣的成分等。利用凌星測光技術（或掩星測光技術）對系統進行大規模巡天普查，是發現和研究系外行星的有效方法。

１９９９年，科學家首次利用凌星測光技術觀測到一顆太陽系外行星的凌星現象（熱木星ＨＤ２０９４５８ｂ）。隨后，眾多從地面以及從空間進行的專門凌星測光技術和項目得到了快速發展，與視向速度技術等其他探測技術形成了互補與相互促進。

截至當前，在已發現的５６２６顆系外行星中，有４２０２顆是由凌星測光技術發現的，占７４.７％，其中３３０９顆由開普勒（Ｋｅｐｌｅｒ）空間望遠鏡測得，４４０顆由ＴＥＳＳ空間望遠鏡測得。地面巡天凌星觀測主要集中在星等較為明亮的源，特別是ＨＡＴ和ＷＡＳＰ等項目，利用凌星測光技術發現了眾多近距離軌道多行星系統，顯示出各種不同的物理特性和條件特征，為研究系外行星提供了豐富的樣本。

２.１ 地基凌星測光技術

在一個理想的圓形軌道上，一顆行星發生凌星的概率［３８］可表示為

式中：Ｒ為宿主恒星的半徑；Ｒ⊙為太陽半徑；ａ為公轉軌道半長軸（以日地距離ＡＵ為單位）。在２１世紀初，對多種行星的視向速度測量技術已經相對成熟，已發現在其主星０.１ＡＵ范圍內存在氣態巨行星的出現率約為１％［３９］。這類行星的軌道離其宿主恒星足夠近，根據式（１５）可得其凌星概率約為２％ ～１０％。這類行星的凌星持續時間也較短，約為３ｈ，足以在一夜之間從地面上探測到完整的事件，非常適合利用地面望遠鏡進行凌星觀測。因此，地基凌星觀測變得非常重要，與之相關的凌星測光技術也得到了長足的發展。

光學波長的寬視場成像光度測量是使用天文ＣＣＤ探測器進行觀測的。要成功地探測到深度為１％或更小的凌星信號，就必須在圖像收集和處理的每個階段都達到高精度要求。每晚開始觀測時，相機都會記錄零幀曝光序列，以監控和繪制出讀取圖像時施加到放大器上的本底偏置信號，以及在像素空間上任何細小的變化。暗幀是在快門關閉、曝光時間與科學目標幀相等的情況下拍攝的，用于繪制ＣＣＤ的熱噪聲模式圖。在數據處理時，利用本底場可以把后續科學圖像中的本底進行扣除。

在凌星信號曲線的測量上，目前使用最廣泛的傳輸檢測方法是ＫＯＶAＣＳ等提出的ｂｏｘ最小二乘法（ＢＬＳ）［４０］。凌星信號的搜索是在頻率網格上進行的，其中頻率間距必須滿足每個觀測點的相位變化小于相鄰頻率之間的凌星持續時間這一要求。在每個頻率位置上，按照相位的變化對數據進行排序，并將其劃分為過境點和非過境點的不同區塊。通過按照上述相位排序數據序列上的一系列分區算法，可研究不同的凌星階段分布情況。

當凌星信號被檢測到時，所得的周期圖通常會在軌道周期處顯示出明顯的最小值，同時，軌道周期的諧波通常以真實周期的倍數和約數存在。對地基單個站點的觀測，凌星的相對強度通常取決于信噪比和窗口函數。然而，在實際應用中，ＢＬＳ等常規算法很容易出現誤報率，因此，要驗證是否存在真正的凌星現象，必須對主頻相位折疊后的光變曲線進行反復檢查。

２.２ 空間凌星測光技術

地基望遠鏡的凌星測量在探測小質量行星和長周期軌道的行星方面能力有限。大氣透明度的波動和不穩定性限制了地面測光精度的進一步提高。在地面理想的觀測臺址，通常也只能達到０.１％的測光精度，而地球的自轉又降低了單臺地基望遠鏡對持續掩食時間超過５ｈ或６ｈ的凌星觀測的可能性。而這些缺陷都可以通過發射空間望遠鏡進行空間凌星測光觀測而得到解決。

空間測光觀測中，ＣＣＤ光度測量可以將亞像素指向精度達到１０－５數量級的測光相對精度，在此精度下，足以發現地球大小的系外行星。地球大小的行星的半徑比木星小一個數量級，掩食深度的相對量級為１０－５，即

式中，Ｒ⊕為地球半徑。同時，探測長周期軌道上的系外行星所需的較長曝光指向時間，可以通過將航天器置于第２拉格朗日點的軌道上來實現。

２.２.１ 開普勒空間望遠鏡

２００９年３月６日，美國國家航天局（ＮＡＳＡ）將開普勒空間望遠鏡發射升空［４１］，用于系外行星的凌星搜尋發現和特征描述。開普勒衛星改變了系外行星研究現狀，不僅因為開普勒衛星發現了大量系外行星（３０００多顆），更是因為其數據揭示了系外行星世界具有豐富的結構特性。

開普勒空間望遠鏡包括一個０.９５ｍ口徑的改進型施密特望遠鏡和４２個２０４８像素×１０２４像素尺寸的ＣＣＤ探測器，覆蓋波長范圍為４３０～８９０ｎｍ，并且具有寬視場，每個像素的跨度為３.９８弧秒。像素響應函數是望遠鏡光學點擴散函數、ＣＣＤ像素響應和航天器指向抖動的組合，其９５％的環繞通量半徑為１６～２８弧秒（４～７像素），視場邊緣的響應呈現逐漸不對稱的特性［４２］。亞像素分辨率在亞像素網格上可表示為分段連續多項式，由此產生的各種時間尺度下的光度測量精度的包絡線與預期基本一致，在較大的動態范圍內保持極高的測光精度［４３］。

主要任務階段，開普勒空間望遠鏡以３０ｍｉｎ的間隔頻率對天鵝座的１５萬顆主序星進行了近４年的連續監測，主要監測任務于２０１３年５月結束。由于姿態控制系統的第二個反應輪發生故障，導致開普勒望遠鏡無法穩定地指向航天器軌道平面以外的地方，無法對其原始目標區域做進一步觀測。經修復升級后的開普勒階段任務（Ｋ２）于２０１４年５月３０日開始。Ｋ２以新的步進模式運行，再次對數千個天體進行長期的光學測光觀測。Ｋ２重點聚焦于周期小于３０ｄ的繞低質量恒星運行的行星，填補了開普勒空間望遠鏡和后面將要提到的ＴＥＳＳ空間望遠鏡在持續時間和靈敏度方面的空白，并為詹姆斯韋布空間望遠鏡（ＪＷＳＴ）的行星透射光譜分析提供了目標識別。Ｋ２的其他科學目標還包括了研究年輕的疏散星團、明亮的恒星、星系、超新星和星震學等。

２.２.２ ＴＥＳＳ空間望遠鏡

利用ＮＡＳＡ的凌星系外行星巡天衛星（ｔｒａｎｓｉｔｉｎｇｅｘｏｐｌａｎｅｔｓｕｒｖｅｙｓａｔｅｌｌｉｔｅ，ＴＥＳＳ或苔絲），美國麻省理工學院研究人員對整個天空進行為期數年的凌星搜索，目標是約５０００００顆星等Ｖ＜１２的恒星，這與開普勒空間望遠鏡的大部分目標形成鮮明對比，后者的視場要小得多，且多數恒星的星等Ｖ＞１２。

ＴＥＳＳ配備了４臺廣角望遠鏡，每臺望遠鏡都搭載一個低噪聲、低功耗的ＣＣＤ探測器，具有２４°×２４°的視場和０.１ｍ的有效口徑，波段覆蓋范圍在６００～１０００ｎｍ。ＴＥＳＳ巡天觀測分為２６個觀測扇區，每個扇區為２４°×９６°，在黃道兩極有扇區重疊，以提高對較小和較長周期系外行星的探測靈敏度。ＴＥＳＳ將用兩個周期為１３.７ｄ的軌道對每個區域進行觀測，第１年繪制北半球天區圖，第２年繪制南半球天區圖。在凌星搜尋時，每臺相機將對特定目標恒星進行２ｍｉｎ的短曝光和３０ｍｉｎ的全幅曝光，以搜索和記錄其他光度變化的現象［４４］。

ＴＥＳＳ搜尋的重點是太陽鄰域的Ｇ型星和Ｋ型星，包括最近的１０００～１００００顆Ｍ 矮星（Ｌａｔｈａｍ，２００８ｂ），預計將發現約１７００～３０００顆凌星候選體。截至當前，ＴＥＳＳ已在候選體中發現了４４０顆系外行星，其中有些位于宜居帶中［４４－４５］，具有重要的科學研究價值。

３ 直接成像技術

系外行星成像是一項相當大的技術挑戰，無論是從地面還是從空間都是如此，因為行星與其宿主恒星的角距離非常接近，而且行星與恒星亮度的比值非常小［４６］。然而，一些重要的科學目標持續推動著人們對系外行星成像技術進行挑戰性的探索。這些目標包括：１）通過成像，更直觀地確認系外行星的存在（眼見為實）；２）發現長軌道（ａ＞２０ＡＵ）的行星，這些行星不容易被其他搜尋技術探測到（因為其動力學時間尺度很長），而且這種樣本對行星形成和演化理論具有約束作用；３）確定軌道運動并描述其特征；４）研究行星正在形成的年輕原行星盤的形成機制和行星與盤的相互作用原理等。

在技術上進行行星的直接成像難度是巨大的，需要采取某些特殊的方法或設計，去除或減弱星光，以提高行星的信噪比。目前正在使用各種技術對系外行星進行高空間分辨率和高對比度成像探索［４７］。其中的關鍵技術包括了使用大口徑望遠鏡提高信噪比和分辨率；使用自適應光學技術將大氣湍流的影響降至最低，或利用空間成像以完全消除大氣湍流的影響；使用日冕儀進行遮蔽，以抑制宿主星光；使用后處理技術處理殘余像差；使用干涉儀提高空間分辨率；使用歸零干涉測量消除星光；以及使用較長波長進行觀測以提高行星／恒星對比度等。

在望遠鏡焦平面上將太陽成像圓面的光直接完全遮擋的技術被稱為日冕儀技術，其早期發展是為了觀測日冕。最初，Ｌｙｏｔ日冕儀上使用的是振幅遮擋模板，物理上阻擋了中心恒星的光線，而近代的日冕儀也使用了相位遮擋模板，通過自干涉來抵消光線。因此，日冕儀與自適應光學系統的結合旨在阻擋軸上點光源圖像的核心，抑制明亮的衍射環和光暈，消除會降低動態范圍的光線，并改善對微弱的軸外結構成像的前景。

４ 微引力透鏡技術

截至２０２４年５月，通過微引力透鏡共發現了２１７顆系外行星。微透鏡是一種在技術上異常困難且觀測上較為低效的系外行星搜尋手段。假設對一個固定天區年復一年地持續進行微透鏡探測，那么大體上需要一千萬年才能搜尋出所有可以發現的行星。

微引力透鏡技術的理論基礎源自愛因斯坦的廣義相對論。光沿直線傳播，但如果時空彎曲（這種情況通常發生在遇到恒星等大質量天體時），光就會沿著曲線傳播。每當兩顆恒星在觀測的位置緊密排列時，來自較遠恒星的光在穿過較近恒星周圍的扭曲時空時會發生彎曲。如果兩者的排列特別接近，較近的恒星就像天然的宇宙透鏡一樣，放大來自背景恒星的光。同理，圍繞較近的這顆“透鏡恒星”運行的行星也可以在較小的范圍內產生類似的效果。微引力透鏡技術就是在捕捉這顆前景恒星周圍的行星所帶來的擾動信號。

雖然在技術和觀測上都充滿著困難和挑戰，但微引力透鏡的科學目標卻極具吸引力且非常重要。微引力透鏡技術最適合尋找位于恒星宜居帶內或軌道更遠的系外行星，包括冰巨星，如太陽系中的天王星和海王星。雖然冰巨星在太陽系中只占少數，但２０１６年的一項研究［４８］表明，這些行星可能是整個銀河系中最常見的行星類型。其他的系外行星搜尋技術通常更偏向于發現那些與太陽系非常不同的行星。例如，多普勒視向速度技術對質量大、距離近的熱木星最為敏感；凌星測光技術最適合尋找那些軌道比水星還要小得多的短周期的類海王星行星。然而，對于搜尋類似太陽系中的８顆行星，凌星測光技術和視向速度技術可能會錯過大多數此類行星，而微引力透鏡技術則非常適合搜尋這種軌道遠、質量小的行星。

２００４年該項技術首次明確地探測到一顆４倍木星質量的行星，其軌道在４ＡＵ左右。２００６年又發現了一顆５倍地球質量的行星。２００８年觀測到一個雙行星系統，利用微引力透鏡測量了其軌道運動，２０１５年測量了微透鏡視差和透鏡質量。２０１８年初發現了流浪行星的證據，并測得了一顆流浪行星的候選體。這些都證實了微引力透鏡技術在質量和軌道半徑測量等重要領域是一個強大而獨立的系外行星探測利器。隨著世界范圍內微引力透鏡地面聯合觀測項目的開展，以及利用羅曼空間望遠鏡（原名大視場紅外巡天望遠鏡，ＷＦＩＲＳＴ）進行空間測量，都為微引力透鏡技術提供了廣闊的應用前景。

５ 結束語

系外行星探測是天文學中相對年輕并且正在飛速發展的前沿領域，其中許多關鍵技術起到了至關重要的推動作用。本文探討了多普勒視向速度技術、凌星測光技術和直接成像技術等幾大核心技術和方法，并闡述了這些關鍵技術的核心原理與具體應用。

當前，許多系外行星的新發現徹底改變了人們對行星系統形成和演化的認識，并為尋找地外生命提供了新的啟示。在此過程中，系外行星探測和搜尋技術的發展加深了人們對行星系統結構和演化的理解，同時也揭示了在理解行星形成過程方面仍存在許多未知領域。隨著新技術的應用和新數據的積累，有望在未來獲得更多關于宇宙中千姿百態的各類行星分布和特性的寶貴信息，加深人類對地外生命，甚至更高級智慧生命的認識與理解。

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［３０］ＭＣＣＲＡＣＫＥＮＲＡ，ＤＥＰＡＧＮＥ？，ＫＵＨＮ ＲＢ，ｅｔａｌ．Ｗａｖｅｌｅｎｇｔｈｃａｌｉｂｒａｔｉｏｎｏｆａｈｉｇｈｒｅｓｏｌｕｔｉｏｎｓｐｅｃｔｒｏｇｒａｐｈｗｉｔｈａｐａｒｔｉａｌｌｙｓｔａｂｉｌｉｚｅｄ１５ＧＨｚａｓｔｒｏｃｏｍｂｆｒｏｍ５５０ｔｏ８９０ｎｍ ［Ｊ］．ＯｐｔｉｃｓＥｘｐｒｅｓｓ，２０１７，２５（６）：６４５０－６４６０．

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［４８］ＳＵＺＵＫＩＤ，ＢＥＮＮＥＴＴＤＰ，ＳＵＭＩＴ，ｅｔａｌ．Ｔｈｅｅｘｏｐｌａｎｅｔｍａｓｓｒａｔｉｏｆｕｎｃｔｉｏｎｆｒｏｍ ｔｈｅＭＯＡＩＩｓｕｒｖｅｙ：ｄｉｓｃｏｖｅｒｙｏｆａｂｒｅａｋａｎｄｌｉｋｅｌｙｐｅａｋａｔａｎｅｐｔｕｎｅｍａｓｓ［Ｊ］．ＴｈｅＡｓｔｒｏｐｈｙｓｉｃａｌＪｏｕｒｎａｌ，２０１６，８３３（２）：１４５－１５４．

（責任編輯：楊 樹 英文審校：尹淑英）

基金項目：國家重點研發計劃項目（２０１９ＹＦＡ０４０５１０２）；國家自然科學基金項目（１１９８８１０１，１２０７３０４４，１２３７３１１２，Ｕ２０３１２０８）。

特邀專家 趙剛，中國科學院院士，１９８２年本科畢業于沈陽工業大學（原沈陽機電學院），現為中國科學院國家天文臺研究員，國家重大科技基礎設施郭守敬望遠鏡科學委員會主任，《中國科學·物理力學天文學》副主編，曾任中國天文學會理事長。

１９９７年獲國家杰出青年科學基金，曾主持國家自然科學基金委創新研究群體項目和重大項目等，目前擔任國家自然科學基金委基礎科學中心項目負責人和國家重點研發計劃項目首席科學家。曾獲國家自然科學二等獎（第一完成人）、何梁何利基金科學與技術進步獎、中國青年科學家獎、黃潤乾天體物理基礎研究獎、求是杰出科技成就集體獎等。利用強激光成功模擬太陽耀斑的環頂Ｘ射線源和重聯噴流的工作入選２０１１年度中國科學十大進展。