如何寻找与地球相似的行星？

“与地球相似”究竟是什么意思？

我们很难直接看清遥远系外行星的表面。天文学家会测量行星经过恒星前方时遮住的星光，也会观察恒星在行星引力作用下的运动。通过这些数据，可以分别求出行星的大小和质量，再逐项与地球比较。

“与地球相似”可能指大小、质量、接收到的星光或大气等不同方面。一颗行星即使和地球差不多大，表面环境也可能完全不同。位于宜居带并不代表那里一定有水或生命。只有逐项测量，才能看清它在哪些方面像地球，又有哪些不同。

行星经过恒星前方时，会挡住一部分星光。把恒星亮度随时间的变化记录下来，就会得到中间出现凹陷的光变曲线，这叫凌星观测。如果这种亮度下降按固定间隔重复，还能由此算出行星的公转周期。

凹陷的深度反映了行星与恒星的大小之比。行星越大，挡住的光越多，凹陷也越深。但只靠凌星还不能得到行星的实际大小；要计算行星半径，天文学家还必须知道恒星半径。

从地球看去，并非每颗行星都会经过恒星前方。凌星法只能找到轨道方向恰好能让行星挡住星光的天体。因此，用这种方法找到的行星并不能代表全部行星。

行星也会用引力轻轻拉动恒星。恒星朝我们运动时，光谱中的吸收线会稍微向蓝端移动；远离我们时，则会向红端移动。这叫视向速度观测。周期性的位移能显示行星拉动恒星的力度。

摆动幅度同时取决于行星质量和轨道倾角。对于不发生凌星的行星，轨道倾角很难精确确定，因此通常只能算出“最小质量”。恒星黑子和耀斑也会改变星光，所以还要把恒星活动与行星信号区分开。

凌星观测给出半径，视向速度观测给出质量；有多颗相邻行星时，也可以利用它们相互拉扯造成的凌星时刻变化来求质量。把半径与质量结合起来，就能算出行星的平均密度。密度是判断行星主要由固体构成，还是拥有厚重轻质气体层的第一条线索。

不过，不同的内部结构可能产生相同的平均密度。含铁较少的岩石行星，与富含水或其他轻物质的行星，密度可能很接近。要判断那里是否有海洋或大陆，核心有多大，还需要更多观测和模型。

宜居带是恒星周围的一段区域：如果行星拥有合适的大气，表面可能存在液态水。天文学家会把恒星能量、行星轨道和大气温室效应放入气候模型中计算。恒星是炽热明亮还是低温昏暗，都会改变宜居带的位置。

行星落在这个区域内，并不代表已经发现水、大气或生命。两颗行星即使接收到相近的星光，也可能因为大气厚度和成分不同而拥有截然不同的表面。大气性质、恒星耀斑和水的存在，都需要分别观测。

行星经过恒星前方时，一部分星光会穿过行星大气。大气中的物质会更强地吸收某些波长，使行星在这些波长上看起来稍大一点。天文学家把不同波长的凌星深度排成透射光谱，再与各种大气模型比较。

每次测量都有不确定范围，不同大气模型也可能同样符合一组数据。行星经过的恒星表面若有黑子或明亮区域，也会改变各波长的凌星深度。因此，仅凭光谱中的一个小弯曲，还不足以确认某种分子，更不能确认生命。

TRAPPIST-1 e

TRAPPIST-1 e会从恒星前方经过。它的半径约为地球的0.92倍；相邻行星相互拉扯会改变凌星时刻，科学家由此测出了它的质量。它的平均密度符合岩石行星的特征，但现有数据还无法确定唯一的内部组成。

2025年公布的詹姆斯·韦布空间望远镜观测结果，与以氢为主的厚重大气并不相符。但它仍无法区分完全没有大气和其他几种可能，其中包括富含氮的大气。现阶段，观测只能排除部分大气模型，还不能给出唯一答案。
Proxima Centauri b

Proxima Centauri b绕距离太阳系最近的恒星运行，公转一周约需11.2天。视向速度测量得到的最小质量约为地球的1.07倍；计算显示，它接收到的星光约为地球从太阳接收量的0.64倍。

目前尚未确认这颗行星发生凌星，因此它的实际半径和平均密度仍是未知数。计算结果显示它位于宜居带，但这本身不能说明表面有水或大气。研究人员还要了解活跃红矮星的耀斑会怎样影响行星环境。

凌星法更容易发现挡住较多星光的大行星，也偏向经常凌星、轨道靠近恒星的行星。视向速度法则对质量较大、公转周期较短、能更强地拉动恒星的行星更敏感。轨道遥远的小行星信号更弱，也需要更长时间才能确认。

因此，现有行星目录中容易观测的天体所占比例更高。要估算行星究竟有多常见，天文学家必须同时考虑发现概率，以及巡天观测漏掉的行星。

行星的半径、质量、接收到的星光和大气，来自不同的观测。数据越多，可能的解释就能缩小，但不能据此断言尚未观测到的表面环境或生命。