找系外行星有五种办法，每一种都只看到一半真相

体检套餐里，CT 看结构，血检看功能，谁也不能替代谁。医生不会拿一张片子下所有结论。更麻烦的是，天文观测里连「病人」都只有一个像素。找系外行星也是这样：没有一种方法能同时给出质量和半径，每一种都在自己的盲区里工作，靠叠加才能拼出一颗行星的真面目。

已确认的系外行星超过 5000 颗，其中约七成由凌星法发现。凌星给出半径，视向速度给出质量下限，微引力透镜擅长发现冷而远的行星，直接成像只能拍到大而年轻的，天体测量测的是恒星的位置摆动。只有两种方法叠加，才能得到密度，进而判断它是岩石还是气态。

凌星法数的是亮度台阶

行星从恒星前面经过，恒星亮度会出现一个方形凹陷。凹陷的深度等于两者截面积的比值：地球挡住太阳，亮度只下降约 84 ppm。

这个信号极浅，但极规律。开普勒望远镜靠长时间盯住同一片天区十几万颗星，把周期性凹陷筛了出来。凌星还顺带给出轨道周期与倾角。

行星绕恒星转，恒星也绕共同质心转，光谱线因此周期性红移、蓝移。热木星能把恒星拉动几十到上百米每秒，地球只能拉动约 0.1 m/s。

后一个数字接近当前仪器的极限。而且这个方法给出的是 m sin i，只有当轨道倾角已知时才能换算成真质量——这正好由凌星提供。

透镜法靠前景恒星被行星短暂增亮：行星的引力像一枚小透镜，让背景星亮上几小时到几天。它能发现几 au 之外的冷行星，缺点是事件一次性，不可重复。

直接成像则是把恒星光遮掉，直接拍旁边的暗点。它只能看到年轻、质量大、距离母星较远的行星——年轻的还热，红外足够亮。

质量加半径得到密度。密度大于约 5 g/cm³ 的多半是岩石行星，接近水的多是挥发性外壳，介于两者之间的成分最模糊。

这套组合也带来了选择偏差：既容易被凌星捕捉、又能被视向速度确认的，往往是靠近恒星的大行星。所以早期发现的「热木星」特别多，不是宇宙偏爱它们，是方法偏爱它们。

观测证实凌星的光度凹陷、光谱线的周期位移、透镜事件的增亮曲线、直接成像的点源位置。这些都是可重复的测量。

理论预言凌星深度等于面积比，视向速度振幅与行星质量成正比。两条都由开普勒定律与几何直接给出，不依赖行星形成理论。

尚未定论各种探测偏差如何合成为真实的行星分布；自由漂浮行星的数量；半径分布中「半径谷」的成因。

哪种方法最容易找到地球这样的行星？

目前没有一种高效。地球的凌星信号只有 84 ppm，视向速度只有 0.1 m/s，两者都贴在现有仪器的极限上。

为什么发现的行星都又大又近？

因为大而近的最容易被探测到。凌星深度与恒星摆动幅度都随行星质量上升，这是选择效应，不代表宇宙里的行星都长这样。

微引力透镜能对同一颗行星重复观测吗？

不能。透镜事件依赖背景星、前景星与行星三者的相对位置，是一次性的，过后无法复现。