凌星法测系外行星：一条亮度曲线能读出什么

凌星法的思路很朴素：盯住一颗恒星，连续记录它的亮度，如果亮度周期性地下凹一小块，就可能有行星从视线方向上经过。凹陷的形状接近梯形，进入和退出各有一段斜坡，中间是平底。平底期间行星完全挡在恒星圆面内，斜坡则对应行星边缘扫过恒星边缘的过程。把这些细节拟合成模型，就能反推行星的大小和轨道。

凹陷的深度直接给出半径比。深度等于行星半径与恒星半径之比的平方，所以一颗木星大小的行星绕过一颗太阳大小的恒星，亮度会掉约1%；地球大小的行星只掉约0.008%，也就是万分之零点八。这个差别决定了探测难度：类地行星的凌星信号比仪器噪声还小，必须靠太空望远镜长时间连续测光，或者把许多次凌星叠加起来。

凹陷之间的间隔就是轨道周期，再配合恒星质量，可以用开普勒第三定律算出轨道半长轴。凹陷持续的时间与行星走过恒星圆面的弦长有关，据此能估计轨道倾角。若同时有多颗行星，还能看出周期之间的比例关系，有些系统锁在简单的整数比附近，这为研究轨道迁移提供了线索。这类周期比在热木星系统里尤其常见，被认为是轨道向内迁移留下的痕迹。

最难的一步是排除假阳性。一对相互绕转的食双星，如果其中一颗很暗，亮度曲线会和行星凌星非常像；背景里恰好有一颗食双星，也会造成同样的凹陷。常用的排除手段包括用视向速度法测恒星摆动、用高分辨率成像找邻近星、比对不同波段的深度差异。只有多条证据一致，才能确认那是一颗行星。确认之后还要做统计评估，估算候选体的假阳性率。

凌星法的局限也很明确。它给出的是行星半径，不是质量，质量要靠视向速度或凌星时刻变化间接推算，两者合起来才有密度。它要求轨道几乎侧对着观测者，所以绝大多数系统看不到凌星。常见误解是以为凌星法拍到了行星的照片，实际上连像素都谈不上，得到的只是一个百分比。要得到密度，两条路线缺一不可，这也是观测资源常被分成两组的原因。