10億顆類地行星，如何找到它們？

與地球相似的行星，也就是「圍繞著一顆G型主星公轉，處於宜居帶中，而且有著地球大小的行星」的數目，在銀河系中到底有多少呢？這裡，就從銀河系的恆星的數目出發，來計算一下「銀河系內有多少類地行星」。

據估計，銀河系內大約有1000億～2000億顆恆星，其中G型星佔8%。而對系外行星的觀測結果顯示，截至目前為止，行星「圍繞G型星公轉，且與地球尺寸相仿」的概率在20%以上。進一步假設，如果其中有50%左右處於可居住帶之中的話，那麼：存在於銀河系中，圍繞一顆G型主星在宜居帶內公轉的，地球大小的行星」的數目，大約是10億顆。

與地球類似的行星有10億顆，聽起來，這可是一個很大的數字。然而，歐洲南方天文台（ESO）曾聲稱：「根據觀測結果推斷，佔到恆星數量80%的『M型星』，其周圍的可居住帶內的岩石型行星，可能有幾百億顆。」

不久的將來，在開普勒衛星的觀測結果的基礎上，NASA將推算出「銀河系內圍繞G型主星在可居住帶內公轉的地球尺寸的行星」的數目。到目前為止，僅僅從銀河系的極小的一部分，開普勒衛星就發現了10顆直徑在地球兩倍以下的行星候選體，並且也都位於可居住帶內。那麼，在整個銀河系內「和地球相似的行星的數目」，也就可以根據開普勒衛星的觀測推算出來了。

探測類地行星，究竟用什麼方法？

到目前為止，對系外行星的探測，依託的是各種觀測技術的進步，而探測精度要提高到能夠發現類地行星的程度，現在其實也只差一步了。

能夠測量行星直徑的凌星法

開普勒衛星發現行星的方法就是「凌星法」，即觀測行星在恆星前面通過（凌星）的時候產生的現象（食）。

實際上，當恆星的光被行星遮擋的時候，並不會像右下圖中那樣觀測到一個行星的影子。因為太陽以外的恆星從地球上看來都是一個「點光源」。因此當發生「食」的時候，也只是看到恆星的光變弱了而已（消光）。只要知道了消光率，就知道了恆星被行星所遮擋的比例是多少，再根據恆星的大小，就能進一步求出行星直徑。

凌星法的好處是，利用寬場望遠鏡，一次就能夠觀測很多的恆星。發生食的頻次對不同的行星都是不一樣的，也可能兩天就發生一次，也可能100年只發生一次。開普勒衛星能夠同時觀測15萬顆恆星，所以就能在很短的時間裡觀測到大量的食現象。

這種方法最容易發現的行星，就是那些「在距離主星很近的軌道上公轉的行星」。由於公轉軌道離主星更近，能夠在地球上看到食現象的行星的概率也更高。公轉的時間越短，食的發生也越頻繁。另外，對大行星來說，它的消光率也相應更大，也就更容易被觀測到。

反之，對於距離主星較遠的行星，只有很少一部分行星所在的軌道位置有可能形成在地球上也能看到的掩食現象，所以很難觀測。

開普勒衛星有很強的探測性能，可以發現如同地球一樣小的岩石型行星所引起的微弱的消光現象。人們期待著今後會有更多的成果。

能夠測量行星質量的多普勒法

與能夠測量行星直徑的「凌星法」相對應的，還有用於測量行星質量的「多普勒法」。

為了確認天體是不是行星，必須要知道它的質量※。如果求出的質量在木星的10～20倍以下，就可以認為是「行星」，否則就將被認定為「恆星」。

只要知道了行星的質量和直徑，就能求出行星的密度，也就能夠知道行星的組成，並推斷出是否為岩石型行星，以及表面是否有稠密的大氣等信息。要想探測類地行星，知道質量是非常重要的。

多普勒法可以觀測恆星發出的光的波長的變化。在恆星中，恆星的光的顏色（光譜）會反覆地向著紅端和藍端移動。

這樣的顏色變化，實際上是由於恆星自身的一種類似於公轉的運動造成的。當恆星向遠離地球方向移動時，恆星光的波長變長，也就是向著紅端移動，而當恆星向接近地球的方向移動時，恆星光的波長變短，也就是向著藍端移動。這樣的現象就是「光的多普勒效應」，「多普勒法」的名字就是由此而來的。恆星相對於地球的運動速度越大，相應的顏色變化也就越大。

那麼，恆星為什麼會發生運動呢？這是由於恆星受到某種在望遠鏡中看不到的天體的引力影響而造成的。知道了恆星的質量和運動（速度和周期），也就能知道那個看不見的天體的質量和運動了。

隨著多普勒法的精度逐年上升，「相對較小的行星」被發現也開始變得可能。現在，即使恆星運動的速度僅有每秒1米，也一樣能觀測到。

探索系外行星的天文學家們認為，「類地行星的發現已經近在眼前了」。今天NASA公布的消息，就是證明。

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