當(dāng)行星從其寄主星前面經(jīng)過時，它們可能會暴露自己的存在并遮擋部分恒星發(fā)出的光。行星在恒星和地球之間的移動被稱為“凌日”。如果這種恒星光芒的變暗現(xiàn)象被有規(guī)律地檢測到，并且持續(xù)一段固定的、重復(fù)的時間，那么很有可能是有一個更暗的物體正在繞著恒星運動。其中一些凌日物體可能是小而暗淡的恒星(在這種情況下，這一對被稱為食雙星)，但它們大多數(shù)是行星。
恒星在凌日過程中的變暗程度直接關(guān)系到恒星和行星的相對大小。一顆小行星經(jīng)過一顆大恒星只會使其亮度略微變暗，而一顆大行星經(jīng)過一顆小恒星會產(chǎn)生更明顯的效果。介于寄主星的大小可以相當(dāng)精確地從它的光譜中得知，天文學(xué)家可以通過測光法估計行星的直徑。但測光法無法預(yù)估它的質(zhì)量，這使得它和徑向速度法互為補足。徑向速度法可以估計行星的質(zhì)量下限，但無法提供關(guān)于行星直徑的信息。利用這兩種方法結(jié)合行星的質(zhì)量和直徑，科學(xué)家可以計算出行星的密度，這可以判斷一顆行星是巖態(tài)的，氣態(tài)的，或是介于兩者之間的形態(tài)。
行星凌日
這是一顆木星大小的系外行星從其寄主星前經(jīng)過的模擬圖像(NASA/JPL-Caltech/UMD/GSFC)
優(yōu)點
凌日測光法是目前探測太陽系外行星最有效和靈敏的方法，尤其是對于能夠連續(xù)數(shù)周或數(shù)月觀測恒星的空間觀測站來說。它對小型地基望遠(yuǎn)鏡也同樣適用（比如主鏡只有60厘米的TRAPPIST望遠(yuǎn)鏡）。
凌日測光法可以為科學(xué)家提供行星直徑的估計，這是一種無法用其他方法測量的物理性質(zhì)。由于能夠被凌日觀測到的系外行星的軌道平面必然是側(cè)對著地球上的觀測者的，因此使用凌日法和徑向速度法來觀測同一顆行星可以提供行星的質(zhì)量，密度和組成成分的猜測。凌日過程可以為科學(xué)家提供大量的信息，其中最重要的是恒星的變暗程度直接與行星大小有關(guān)。由于其寄主星的大小能夠被很準(zhǔn)確地測得，行星的大小可以從它在凌日過程中變暗的程度來推斷。
如果凌日行星有大氣層，那么來自寄主星入射光的部分波長在到達(dá)地球的途中會先被大氣層中的氣體所阻擋。通過研究一顆恒星在凌日期間和凌日之外的光譜，天文學(xué)家可以在寄主星光譜中發(fā)現(xiàn)可以判斷大氣氣體（比如水蒸氣）存在的跡象。
除了行星從恒星前面經(jīng)過時發(fā)生的“主要”凌日外，科學(xué)家們還對“次要”凌日感興趣，即從地球上看行星完全消失在寄主星后面時發(fā)生的凌日。通過計算行星隱藏時寄主星的光譜，科學(xué)家就能得到行星的光譜(顏色)，而這是提供行星溫度和組成成分的線索。
凌日測光法的搜索可以大規(guī)模進(jìn)行。凌日觀測(地面和天基)一次可以同時觀測多達(dá)10萬顆恒星。
行星凌日示意圖
當(dāng)行星經(jīng)過觀測者與其寄主星之間時，寄主星亮度減弱直至凌日過程結(jié)束。
缺點
凌日測光法的主要困難在于需要觀測凌日的難度：一顆遙遠(yuǎn)的行星必須直接從其寄主星和地球之間穿過。不幸的是，對于大多數(shù)太陽系外的行星來說，這種情況根本不會發(fā)生。如果想要觀測到凌日，其軌道平面必須幾乎完全側(cè)向朝著觀測者。而這個條件只對少數(shù)系外行星成立，其余的將永遠(yuǎn)無法被凌日測光法檢測到。
另一個問題是：行星凌日只會持續(xù)其軌道周期的一小部分。一顆行星可能需要幾個月或幾年的時間才能繞其寄主星一周，但它的凌日過程可能只持續(xù)幾個小時或幾天。因此，即使天文學(xué)家觀測到一顆有著凌日行星的恒星，他們也極不可能觀測到正在進(jìn)行中的凌日現(xiàn)象。這個問題較之前更為復(fù)雜，因為為了確定一顆行星的存在，天文學(xué)家需要觀測到數(shù)次間隔周期固定的凌日現(xiàn)象。因此，凌日測光法在很大程度上偏向于發(fā)現(xiàn)短軌道周期的行星(它們非常接近其寄主星的軌道)。許多這樣的短軌道周期行星都位于其寄主星的宜居帶，因此用凌日測光法可能可以發(fā)現(xiàn)圍繞其他恒星運行的宜居行星。
凌日測光法往往會產(chǎn)生誤報，介于最小的恒星的直徑可能與巨行星的直徑相似。因此，在進(jìn)一步的測量來確認(rèn)它們的直徑和/或質(zhì)量足夠小到可以被認(rèn)為是行星之前，凌日的物體只能被認(rèn)為是候選行星。
太空中的Kepler望遠(yuǎn)鏡
描繪環(huán)繞太陽的Kepler望遠(yuǎn)鏡的藝術(shù)概念圖
為了有更大概率去觀測凌日行星，搜索必須長時間持續(xù)地覆蓋有著許多恒星的廣闊天空。這種搜索是由能夠盡可能長時間觀測恒星的自動望遠(yuǎn)鏡所管理的(地基望遠(yuǎn)鏡一次持續(xù)數(shù)小時，天基望遠(yuǎn)鏡一次持續(xù)數(shù)月)。
從2009年到2019年任務(wù)結(jié)束時，Kepler計劃利用測光法已經(jīng)從太空中尋找到了的數(shù)千項候選行星；當(dāng)這些行星被進(jìn)一步研究后，將會有更多被確認(rèn)的系外行星。CoRoT(對流旋轉(zhuǎn)和行星凌日。是由法國航天局(CNES)和歐洲航天局(ESA)主導(dǎo)的聯(lián)合太空任務(wù))緊隨Kepler計劃，從2006年到2013年，共發(fā)現(xiàn)了32顆系外行星。
繼Kepler和CoRoT計劃之后的是“凌日系外行星探測衛(wèi)星”(TESS)，這顆衛(wèi)星自2018年以來一直在探測新的行星；以及2019年12月發(fā)射的“調(diào)查系外行星衛(wèi)星”(CHEOPS)，它將對系外行星進(jìn)行后續(xù)觀測以測量其大氣成分。
有許多陸基天文臺在觀測凌日系外行星的大氣，包括TRAPPIST的2個望遠(yuǎn)鏡，HATNet的7個望遠(yuǎn)鏡，MEarth項目的2個望遠(yuǎn)鏡，以及即將到來的SPECULOOS 探測計劃的4個望遠(yuǎn)鏡。
用凌日測光法發(fā)現(xiàn)一顆新行星需要最先進(jìn)的專業(yè)設(shè)備(或者非常幸運)，而觀測一顆已知行星的凌日就容易得多了。如果我們知道觀測的地點和時間，即使用一個相對較小的望遠(yuǎn)鏡，凌日導(dǎo)致的現(xiàn)象是相當(dāng)明顯的并且容易檢測到的。例如2001年5月，世界各地成千上萬的業(yè)余天文學(xué)家將他們的望遠(yuǎn)鏡對準(zhǔn)了太陽系附近一顆被稱為Gliese 876的紅矮星。這顆恒星被兩顆由徑向速度法發(fā)現(xiàn)的行星環(huán)繞。由于這顆恒星很小而環(huán)繞它的行星很大，當(dāng)其中較大的那顆行星的凌日時，其寄主星亮度變暗了許多。這使得世界各地的業(yè)余愛好者有觀察到太陽系外行星存在跡象的可能。美國恒星觀測者協(xié)會(AAVSO)的系外行星部組織協(xié)調(diào)了許多業(yè)余天文學(xué)家參與系外行星凌日的觀測。
作者: planetary
