1.径向速度法

系外行星会通过引力作用对主星的运动产生影响，天文学家可以通过测量这种效应来间接探测到系外行星。恒星与它的行星之间有引力相互作用。要理解行星和恒星之间的引力作用，我们可以想象一场拔河游戏，一边是恒星，具有强大引力场的庞然大物，另一边是小得多的行星，引力也要弱得多。我们知道谁赢得了这场比赛——肯定是恒星，这就是为什么行星绕恒星公转，而不是相反。但即使这颗行星很小，它仍然有一些引力，会对它的主星产生影响，虽然这种影响远不如恒星作用在行星上的那么明显。

实际上，这颗行星的引力会使得恒星发生“摆动”，恒星在行星的引力作用下会在一条较小的圆形轨道上运动（图5-7）。行星越大，它对恒星的影响就越大。像地球这样的比较小的行星，只能使它们的恒星产生些微的摇晃。如果是较大的行星，如木星那样的，恒星就会产生明显的摇摆。只要测出一颗恒星的“摆动”速度，就可以知道它有没有行星，有几颗，以及它们的质量有多大。

图5-7 恒星摆动

通过摇晃的恒星容易找到系外行星，但是我们如何发现摇晃的恒星呢？1842年物理学家克里斯蒂安·多普勒（Christian Doppler）发现了一种效应，后来这种效应被称为“多普勒频移”或“多普勒效应”。一个物体如果一边运动一边产生波，不管是声波、无线电波还是光波，这些波就会被拉伸或挤压。比如，在道路上有一辆车，司机长按着喇叭从你身边经过，车辆靠近你的时候，喇叭声的音调会变高，远离你的时候音调会降低。原因就是当一个发出波的物体靠近你时，波会聚集在一起，波的频率变高。当物体移开时，波会伸展，频率就会降低。当声波挤在一起时，它们的音调听起来更高。当声波伸展时，它们的音调听起来较低。对一颗发光的恒星而言，当光波挤在一起时，会使恒星看起来更蓝。当光波伸展时，会使恒星看起来更红。这种颜色的变化被称为“蓝移”“红移”，如图5-8所示。科学家就是通过观察恒星光谱的变化，推断它们是怎么摇摆的，是靠近我们还是远离我们。所谓光谱，你可以想象一个棱镜：一束白光透过它，它会把光分成彩虹光谱。科学家可以像阅读条形码一样阅读光谱的颜色带，揭示其中隐藏的各种信息。

图5-8 恒星光谱的蓝移和红移

行星导致恒星摆动，当恒星向着地球运动过来时，光波压缩在一起——蓝移；当恒星远离地球时，光波伸展——红移。根据光谱的移动推算出恒星的径向速度（地球—恒星连线方向上的速度），再由恒星摆动的速度大小和周期，推算出行星的质量和轨道周期，这种方法就是径向速度法（Radial Velocity），也叫多普勒法，是一种很有成效的行星搜寻方法。最早搜寻系外行星主要就用这种方法，因为天体光谱学早已经很成熟了。比如，观测到恒星飞马座51的光谱偏移，得到它的速度-时间图像（图5-9），通过这张图就可以推测它的旁边有一颗行星，并推算出它的质量。

图5-9 飞马座51的摆动曲线

用这种方法很容易找到距离恒星很近的大质量行星，但那些轨道半径较大的行星就需要多年的观测（因为轨道半径越大，行星公转周期越长），而且行星轨道面与地球方向的夹角越大，观测到的恒星晃动就越小，也就越难筛检出来。迄今为止，20%的系外行星是用径向速度法发现的。目前世界上最高分辨率的光谱仪精度可以达到1m/s，这种方法仍然是最有效的系外行星探测方法之一，不过这种方法现在更多用于确认以其他方法发现的行星。