研究行星的方法

① 觀測星星有哪些方法

觀測星星的整體運動而不僅僅是一條光線。假如，一顆行星在一平面內運行，在引力周圍的中心恆星的移動將會引起星球在幾年之內向觀測者靠近或遠離。這將會使恆星的閃爍頻率有微小而可測的變化，但其作用甚微，木星引起太陽以每秒12米的徑向速度前進或後退，從而產生了小於千萬分之3的光線頻率的變化。盡管大多數研究星球徑向速度的方法只能精確到每秒幾百米，但是有些研究者已找到更精確的系統來觀測行星。

加拿大維多利亞大學的布魯斯?坎貝爾和他的同事最近使用莫納殼西死火山上的3.6米長的加拿大和法國聯合研製的夏威夷式的望遠鏡完成了一項歷時7年的研究工作。他們在望遠鏡信號束中用氰氟化物打開了一個洞，用以標定這顆恆星的光譜。包括德克薩斯大學的麥克唐納天文台在內的許多研究小組也使用了同樣的技術，不同的是，麥克唐納天文台使用碘胞作為標定光譜的標准。盡管這些研究進行了7年，但至今仍未發現任何行星，他們本應能夠在觀測的恆星周圍發現巨大的行星。

到現在為止這些計劃尚無一成功，這使人們認識到想要找到木星大小的一顆行星都是如此艱難，而要找到地球大小的行星更是難上加難。據安吉爾來看，甚至是用改良的光學儀器從地球上來探測地球大小的行星也是不大可能的。因此，大概需要把觀測點移到太空中，即使在太空中觀測也並非易事。就算可以成功地避開地球大氣層的影響，要找到地球大小的行星的清楚影像，需要有2倍於哈勃太空間望遠鏡大小和10倍光滑度的空間望遠鏡，這將耗資昂貴，並且在若干年內很難製成。

一個耗資較少的探測地球大小的行星的頻率的計劃，1994年由加利福尼亞國家航天和航空局埃姆斯研究中心的比爾?布魯克作為該局「探索」計劃的一部分提出。這個計劃主要是監測類太陽恆星的明亮度以便研究行星經過它們時引起的變化，效果同樣是很不明顯的。當地球在太陽前經過時，太陽的亮度只會減少0.01%，但這種變化會持續幾個小時，並在一個固定的時間內每年發生1次。這就使得研究小組有可能把這種情況與耀斑或恆星黑子引起的恆星亮度的隨意變化相區別。布魯克說3次這樣重復出現的情況就可以證明1個類似地球的行星的存在，並且研究者也可預測下次的通過時間。

只要觀測者大體上與恆星的行星運行軌道平面平行，小行星接近恆星就可探測到。但從幾何學角度來考慮這種可能性只有1%左右，既然沒有辦法事先知道從哪些星星著手研究，最好的辦法就是同時觀測大批的恆星，寄希望於能夠找到存在正確平面的行星和恆星，並捕捉到那些正要經過恆星的行星。這種觀測辦法需要連續不停的監測，並且最好在太空中進行，在那裡沒有陽光或壞天氣的干擾。

布魯克的研究小組將使用一個視角為10０的1米廣角的天文望遠鏡，並配備一組有極高靈敏度的探測儀。這個望遠鏡將被安置在衛星上與衛星一道進入運行軌道。研究小組選擇的觀測方向包括類似我們的太陽的5000顆星星。

1995年早些時候，一個由100多個重要人物組成的審查委員會評價說，布魯克研究小組的計劃是唯一可行的探尋類似地球行星的方法。但仍有人懷疑它的實施是否可把費用控制在「探索」計劃的財政預算之內，即每個小組不超過1.5億美元。兩個相對獨立的專門小組正在對研究小組進行評估，並決定1996年它是否可以歸入「探索」計劃。

由於類地的行星較小的質量以及對恆星較小的影響，用天體測量學的方法探尋類地的行星就需要精確到1/10微秒的儀器，只有用干涉儀才能達到此效果。從相隔一定距離的兩台望遠鏡發出的光束被混合在一起，去模擬一台帶有與兩台望遠鏡間距一樣大的鏡片的獨立望遠鏡擁有的解析度。

在位於帕薩迪納的國家航空和航天局的噴氣推進器實驗室，米歇爾?紹和他的同事們正在建造紅外式干涉儀，可使其用於高精度的天體測量儀中。他們想要探測最多40光年遠的天王星和海王星大小的太陽系外行星，正在建造的干涉儀是由兩個相距100米的40厘米望遠鏡組成的。

國家航天和航空局同時正在夏威夷的莫納克亞死火山上，安裝使用了兩個類似的10米直徑的凱克天文望遠鏡用於行星研究。一種方法是在主體望遠鏡周圍搭一些小的「分支」望遠鏡，並與主體部分中一個望遠鏡平行，構成多種組成部分的干涉儀，米歇爾相信依靠如此高精度的儀器的幫助，尋找大小介於地球與海王星之間的行星應該是可能的。

用天體測量學的方法探測類地行星的最後步驟是具有挑戰性的。類似於來自恆星黑子的影響的復雜因素可能會造成很難排除的錯誤。即使一個天體測量計劃最終成功了，我們依然無法知道所尋找的行星是否能夠居住。一個由巴黎大學的艾倫?萊熱領導進行的達爾文探測計劃，將使用以太空為基地的干涉儀尋找生命存在的信號。這部干涉儀是由1～2米為直徑、10～30米間距的兩個或多個紅外線望遠鏡組成的。

達爾文探測計劃的儀器由於許多原因將會觀察到紅外光譜。首先，恆星與行星之間紅外線的對比度比可視光線要大，這是因為類太陽恆星帶有高達5100開爾芬的溫度，主要在光譜的可視地區發射光線，而行星的溫度只有100開爾芬或更少，散射的最大值都集中於紅外線外側，盡管恆星更大的體積和更高的溫度使它在所有波長范圍內都比行星亮，但在光譜紅外線區，亮度的差別則小得多，故而行星更容易被辨別位置。在10微米的波長范圍內，地球是太陽系內最亮的行星，盡管它比太陽要暗1000萬倍。達爾文小組的干涉儀將會順利安裝好，這樣不同的光束將會互相進行破壞性干擾甚至抵消，這使得探測類地行星發射出的微弱信號比較容易。

既然氧氣在紅外線區內存在易辨認的光譜線，行星的信號可在波長6～9微米的臭氧吸收帶內探測到，在這個吸收帶內類地行星與它的中心恆星相比較時顯得相對明亮。臭氧層的出現預示著在下層的大氣中含有大量的氧氣，氧氣具有很大電抗性，經常很快地移動出大氣層中，它的出現預示氧氣被生物放射物質所代替發生光能合成。

達爾文探測計劃是歐洲航天局(ESA)考慮范圍的兩個行星探測計劃之一。從現在開始到2000年，達爾文探測計劃和其對手天體測量——GAIA計劃將被進行更細致的研究和評估，最終其中之一會被選中作為歐洲航天局的「地平線2000長遠太空」計劃(GAIA)的中流砥柱。GAIA可以勝任探測行星的任務，而在技術上，富有挑戰性的達爾文研究小組同樣可以探測到生命的痕跡。

實際上，確定一顆遙遠的行星的距離是所有任務中最艱巨的。甚至那些直接探測行星的方案，也只能看到一個光點。它需要以太空為基地的干涉儀，並配有間隔相當遠的望遠鏡。這些工作用一架航天器是無法完成的，但米歇爾?紹相信不久就可能使用不同的航天器作為這架巨大的干涉儀的部件。他設想將3艘宇宙飛船發射進入太陽系軌道中，排列成邊長為1000公里的等邊三角形，兩個是望遠鏡，第三個作為光束混合和分析的導航台。研究人員可利用激光對3艘宇宙飛船的距離進行極其精確的測量，這樣光束可以正確地混合在一起。這個計劃將構成太陽系外行星系統研究的最後一步，並將第一次具體描繪出太陽系外的行星世界。

這的確給我們描繪出一幅充滿希望的未來的藍圖。

② 行星物理學的研究方法

十七世紀初。望遠鏡的誕生為行星及其衛星的物理研究提供了條件。雖然行星的視圓面很小，而且觀測受地球大氣抖動等因素的影響，但用望遠鏡通過目視觀測還是發現了行星表面的許多特徵。十九世紀中葉以後，照相術、測光術、分光術被廣泛地應用到行星及其衛星的觀測和研究中來。例如：用照相方法拍攝行星的照片；用測光方法測定行星和衛星的累積星等、明度星等、色指數、光度與位相的關系、反照率及表面的有效溫度；用分光方法拍攝行星的光譜，並進而確定行星大氣的成分，根據譜線位移量測定行星的自轉周期等。隨後，偏振測量也被廣泛地應用到行星物理研究方面，對行星表面不同部分所反射的光的偏振測量，對於了解行星表面結構和特性有十分重要的價值。
二十世紀上半葉，射電天文學誕生後，開始對行星進行射電觀測，擴大了對行星及其衛星觀測的波段。這種觀測通常分為兩類，一類是直接接收行星和衛星表面發出的射電輻射，例如對行星而言，已經接收到的有水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星的射電輻射，其中木星、天王星、海王星還有射電爆發；另一類是雷達觀測，用雷達方法可以測定和研究行星表面的特徵，甚至可以測繪表面圖。
五十年代末以來，相繼向月球、金星、火星、水星、木星和土星發射了各種探測器，以逼近飛行、繞轉飛行、硬著陸、軟著陸、載人飛行等方式，通過照相、自動測量、采樣分析以及宇航員的實地考察和取回樣品，對月球和行星作了深入的研究。新的發現接踵而至。隨著宇宙航行時代的到來，行星物理學已成為當代科學研究的活躍領域之一。

③ 凌日法是什麼原理人類有哪些探索外星的方法

經常在這個頻道里說起開普勒號（Kepler）進行的任務以及它通常使用凌日法（transit method）探索系外行星。也就是說，每當一顆行星位於恆星前，並與之排成一排，剛好擋住其光線，我們就可以用像開普勒號這樣的光度計探測到光度的下降。

圖解：開普勒號新發現的41顆凌日行星（圖源：eoPortal）

最後，有件事要宣布。在這個月底，我和艾薩克·亞瑟（Isaac Arthur）會有一個分為兩部分的合作作品，這也是很多人詢問想看到的。我們商議並選擇了“提升（uplifting）”這一主題，即你可以通過生物或技術上的增強，讓一個物種變得更聰明。這個主題已在科幻小說中涉及，其中最明顯的是大衛·布林（David Brin）和H.G.威爾斯（H.G. Wells）的作品，但這個概念還有很多其他方面沒有得到很好的探討，特別是在地外生物學方面。

④ 宇宙行星是如何測的

太陽系外行星（簡稱系外行星；英語：extrasolar planet或exoplanet）泛指在太陽系以外的行星。自1990年代首次證實系外行星存在，截至2006年10月3日，人類已發現了210個系外行星。 歷史上天文學家一般相信在太陽系以外存在著其它行星，然而它們的普遍程度和性質則是一個謎。直至1990年代人類才首次確認系外行星的存在，而自2002年起每年都有超過20個新發現的系外行星。現時估計不少於10%類似太陽的恆星都有其行星 。隨著系外行星的發現便令人引伸到它們當中是否存在外星生命的問題。 雖然已知的系外行星均附屬不同的行星系統，但亦有一些報告顯示可能存在一些不圍繞任何星體公轉，卻具有行星質量的物體（行星質量體）。因為國際天文聯會並未對這類天體是否屬於行星有所定義，而至今亦未證實這類天體存在，所以本文不會論及這類天體。有關內容可參閱星際行星。

現時的偵測方法
相比於母星，行星一般都是極為暗淡的，故此母星的光芒往往會掩蓋了系外行星的影象，故此天文學家一般都以間接方法尋找系外行星，現時有六種成功的間接方法。
1、天體測量法
天體測量法是搜尋系外行星最早期的方法。這個方法是精確地測量恆星在天空的位置及觀察那個位置如何隨著時間變動。如果恆星有一顆行星，則行星的重力將令恆星在一條微小的圓形軌道上移動。這樣一來，恆星和行星圍繞著它們共同的質心旋轉（二體問題）。由於恆星的質量比行星大得多，它的運行軌道比行星小得多。 太陽系外行星
在1950年代至1960年代，曾有超過十個聲稱用天體測量法找到的系外行星，現時一般都認為是錯誤發現，因為即使最佳的地面望遠鏡也難以准確分辨恆星極微小的移動。到了2002年，哈伯太空望遠鏡才首次成功以天體測量法發現Gliese 876的行星。未來的太空天文台，例如美國國家航空航天局的太空干涉任務（Space Interferometry Mission），可能會運用天體測量法發現更多系外行星；但目前為止這方法仍未普遍成功。 天體測量法的一項優勢是對大軌道的行星最為敏感，因此能和其它對小軌道行星敏感的方法互補不足。然而這方法需要數年以至數十年的觀測方能確認結果。
2、視向速度法
和天體測量法相似，視向速度法同樣利用了恆星在行星重力作用下在一條微小圓形軌道上移動這個事實，但是目標是測量恆星向著地球或離開地球的運動速度。根據多普勒效應，恆星的視向速度可以從恆星光譜線的移動推導出來。 因為恆星圍繞質心的軌道很微小，其運動速度相對於行星也是非常低的，然而現代的光譜儀可以偵測到少於1米每秒的速率變動。例子有歐洲南天天文台（European Southern Observatory）在智利拉息拉天文台（La Silla Observatory）的3.6米望遠鏡的高精度視向速度行星搜索器（HARPS，High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher），以及凱克天文台的高解析度階梯光柵光譜儀（HIRES）。 視向速度法是目前為止發現最多系外行星的方法，亦稱作「多普勒方法」或「擺動方法」。這方法不受距離影響，但需要高信噪比以達到高准確度，因此只適用於160光年以內相對離地球較近的恆星。此方法適合用來找尋質量大而軌道小的行星，大軌道的行星則需要多年觀測。軌道和地球視向垂直的行星只會造成恆星很小的視向擺動，亦更難發現。視向速度法的一個主要缺點是只能估計行星的最小質量，一般而言真正質量會在這個最小量的20%以內；但假若軌道接近垂直，最真實質量會更大。 視向速度法可以用作確認凌日法的結果，一同運用亦有助估計行星的真實質量。
3、脈沖星計時法
脈沖星是超新星爆炸後留下來超高密度的中子星。隨著自轉，脈沖星發出極為有規律的電磁波脈沖，因此脈沖的輕微異常能顯示脈沖星的移動。和其它星體一樣，脈沖星亦會受其行星影響而運動，故此計算其脈沖變動便可估計其行星的性質。 這方法最初並非設計來偵測系外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以偵測到質量只有地球十分之一的行星。脈沖星計時法亦可以偵測到行星系統內相互的重力擾動，故此可以得到更多有關行星及其軌道的資料。然而因為脈沖星比較罕有，所以亦難以用這方法發現大量行星；而且因為脈沖星附近有極強的高能量輻射，生命似乎難以生存。 1992年阿萊克桑德·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan）便是利用了這個方法發現了PSR 1257+12的行星，而且被迅速確認，成為首個被確認的系外行星系統。
4、凌日法
運用以上的方法可以估計系外行星的質量，而凌日法則可估計行星直徑。當行星行經其母星和地球之間（即凌），則從地球可視的母星光度便會輕微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相關，例如在HD 209458光度便會下降1.7%。 太陽系外行星
這方法有兩個主要缺點。首先，只有少數的情況系外行星會行經地球和母星之間，而且軌道愈大機率便愈小；另外，這方法亦很容易出現錯誤偵測。故此現時凌日法的發現必須經其它方法證實。而凌日法的主要優點是配合視向速度法能得知行星的密度，從而估計行星的物理結構。直至2006年9月一共有9個系外行星用了這兩個方法測量，而它們都是被了解得最深的系外行星。 凌日法亦有助了解行星的大氣結構。當行星行經其母星，母星光線便會經過行星的最外層大氣。只要仔細分析母星的光譜，便能得知行星的大氣成份。而把發生次蝕時（即行星被其母星掩著）的光譜和次蝕前後的光譜相減，便可直接得到行星的光譜性質，從而得知行星的溫度，甚至能偵測到行星上雲的形成。2005年3月，兩組科學家（哈佛-史密松天文物理中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）的大衛·夏邦諾（David Charbonneau）隊伍和高達德太空飛行中心（Goddard Space Flight Center）的德瑞克·戴明（L. D. Deming）隊伍）便利用史匹哲太空望遠鏡以凌日法得知TrES-1溫度為1,060K（攝氏790°），而HD 209458 b則為1,130K（攝氏860°）。
5、重力微透鏡法
重力微透鏡是重力透鏡現象的一種，是星體引力場導致遠處另一星體的光線路徑改變而造成類似透鏡的放大效應，這現象只會當兩個星體和地球幾乎成一直線才會出現。因為地球和星體的相對位置不斷改變，這種透鏡事件只會維持數天至數周。在過去十年，已觀測到超過一千次重力微透鏡現象。 假若作為透鏡的星體擁有行星，則行星本身的引力場亦會對透鏡現象造成可測量的影響。因為需要精確對准，天文學家需要監察大量背境星體方能發現行星造成的重力微透鏡現象。這方法對於位處地球和星系中心之間的行星特別有效，因為星系中心可提供大量背景星體。 1991年，普林斯頓大學的波蘭天文學家玻丹·帕琴斯基（Bohdan Paczyński）首先提議利用重力微透鏡法尋找系外行星。直至2002年，帕琴斯基和安傑依·烏戴斯基（Andrzej Udalski）等人在光學重力透鏡實驗（OGLE，Optical Gravitational Lensing Experiment）發展出一套技術，在一個月內發現了數個疑似的行星，但未能證實。自此以後直至2006年，重力微透鏡法確認了四個系外行星。這是目前唯一可以偵測到圍繞主序星公轉而質量和地球相約的行星的方法。 重力微透鏡法的顯著缺點是透鏡效果不能重復觀測，因為星體的直線排列幾乎不能再重現。另外，因為這樣發現的系外行星往往在數千秒差距之遠，故此亦不可能以其它方法再次觀測。然而若有足夠的背景星體和測量的准確度，這方法有助展示類似地球的行星在星系間的普遍性。 現時的觀測通常是應用機器人望遠鏡。除了設立OGLE的美國國家航空航天局和美國國家科學基金會（National Science Foundation）外，天文物理重力微透鏡觀測（MOA，Microlensing Observations in Astrophysics）也在改進這種技術。重力透鏡探測網（PLANET，Probing Lensing Anomalies NETwork）及RoboNet計劃則有更大雄心，藉著分布全球的望遠鏡網路以求做到幾乎全天候監察，以找出和地球質量相約的系外行星。這方法成功發現了首個低質量而大軌道的物體，名為OGLE-2005-BLG-390Lb。
6、恆星盤法
很多恆星都被塵埃組成的恆星盤包圍，這些塵埃吸收了恆星的光再放出紅外線，因此可以被觀測。即使塵埃的總質量還不及地球，它們的總表面積仍足反映到可觀測的紅外線。哈伯太空望遠鏡可以通過其近紅外線攝影機和多物體光譜儀觀測這些塵埃，而史匹哲太空望遠鏡可以接收更廣闊的紅外線光譜以得到更佳的影象。在太陽系附近的恆星之中，已有超過15%被發現有塵埃盤。 一般相信這些塵埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恆星的輻射壓力下，很快便會把塵埃推至星際空間。故此偵測到塵埃盤便代表恆星附近有不斷的碰撞以補充失散的塵埃，是恆星擁有彗星或小行星的間接證據。例如鯨魚座τ附近的塵埃盤便顯示這恆星擁有比太陽系多出十倍以上，類似凱伯帶中的物體。 在一些情況下塵埃盤可以顯示有行星的存在。有些塵埃盤中間有空洞或形成團狀，都可能表示有行星在「清理」其軌道或塵埃受到行星引力影響而結集。在波江座ε便發現了有這兩種特質的塵埃盤，意味著當中可能有一個軌道半徑達40天文單位的行星；通過視向速度法，亦發現了另一個軌道較細的行星。
7、直接攝影
因為行星相比於其母星都是非常暗淡的，所以一般都會被母星的光掩蓋，故此要直接發現系外行星幾乎是不可能的。但在一些特殊情況，現代的望遠鏡亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星體積特別大（明顯地大於木星），與母星有一段較大距離，以及較為年輕（故此溫度較高而放出強烈的紅外線）。 在2004年七月，天文學家們利用歐洲南天文台的甚大望遠鏡（Very Large Telescope）陣列在智利拍攝到棕矮星2M1207及其行星2M1207b。[24]在2005年12月，2M1207b的行星身份被證實。估計這系外行星質量比木星高幾倍，而且軌道半徑大於40天文單位。直至2006年9月為止這是唯一被直接拍攝到而且被確認的系外行星。 現時還有另外三個疑似系外行星被拍攝到，包括GQ Lupi b、AB Pictoris b、及SCR 1845 b。截至2006年3月，當中未有任何一個被證實為行星；相反地，它們可能是小型的棕矮星。
編輯本段發展中的偵測方法
數項計劃中的太空任務已配備一些上述的偵測方法。在太空進行偵測可以得到更高的敏感度，因為避免了地球大氣層擾動影響，以及探測到不能穿透大氣層的紅外線。預期這些太空探測器可以偵測到和地球類似的行星。 歐洲航天局的對流旋轉和行星橫越計劃（COROT，COnvection ROtation and planetary Transits）以及美國國家航空航天局的開普勒計劃（Kepler Mission）均會使用凌日法。COROT可以偵測到略為大於地球的行星，而開普勒太空望遠鏡更有能力偵測到比地球更小的行星。預期開普勒太空望遠鏡亦有能力探測到小軌道大型行星的反光，但不足以構成影像；正如月球的月相一樣，這些反光會隨時間而增加或減少，分析這些數據甚至可以顯示其大氣內的物質分布。透過這方法Kepler可以找到更多未被發現的系外行星。 美國國家航空航天局計劃在2014年發射的太空干涉任務將使用天體測量法在鄰近恆星之中尋找類似地球的行星。歐洲航天局的達爾文計劃（Darwin）探測器及美國國家航空航天局的類地行星發現者號（TPF，Terrestrial Planet Finder）則會嘗試直接拍攝系外行星的照片。最近被提議的新世界成像系統（New Worlds Imager）更有遮光設備以阻擋恆星的光芒，容許天文學家直接觀察到暗淡的系外行星。 2006年2月2日，美國國家航空航天局宣布因為財政理由要無限期擱置TPF計劃；2006年6月，美國眾議院的撥款委員會恢復部分撥款，讓計劃最少可進行至2007年。12月27日，COROT衛星升空。美國的開普勒太空望遠鏡則預計在2008年11月發射。

⑤ 星系天文學的研究方法和手段

用中等口徑的光學望遠鏡，可對本星系群的一些成員(如大小麥哲倫雲、仙女星系)的星系盤、旋臂、星系核、星系暈和星系冕進行分部觀察，並對其成員天體(星團、電離氫區、行星狀星雲、超巨星、紅巨星、新星、造父變星)作光度測量和光譜分析。然而，除少數近距星系外，絕大多數星系因距離遙遠，呈現為暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近於點源。要取得它們的光學觀測資料，必須用大口徑望遠鏡和高效能輻射接收裝置，而對百億光年的深空探索還得配備強光力廣角設備。要掌握河外天體的射電天圖，則必須有大型的射電煜擤o並且還要具備能與光學成像相稱的射電分辨技術。河外星繫世界的非熱輻射和高能過程，正吸引著全球的大型射電儀器和空間探測裝置。當代威力強大的各個波段的望遠鏡都把河外天體作為重要的觀察對象，以期在這方面獲得更大的進展和突破。星系天文學的主要研究手段是天體物理方法和射電天文方法。此外，星系動力學和統計天文學也是重要的研究工具。

⑥ 研究行星的公轉方向的東與西是如何決定的

太陽系中的行星按照一定的方向圍繞太陽運轉，地球饒日公轉也是如此，在地球上看到太陽升起的方向為東方向，太陽落下地平線的方向為西方向，這只是約定俗成的方法，確定公轉方向有助於進行天體系統運動的研究。

⑦ 研究行星運動軌跡的式子分別是什麼

EIH只針對球對稱天體，如果天體形狀必須要考慮的話式子會比較復雜，如果要考慮形狀的相對論效應的話，式子會更為復雜。

⑧ 研究其他行星如何能幫助我們了解地球環境

研究其他行星包括隕石是一門重要的學科，叫行星比較地質學。
由於地球在太陽系中處在恰到好處的位置，不遠也不近，使地球地球上的水能以三種狀態存在。液態水的存在徹底改變了地球大氣圈、水圈及岩石圈。
請參考我在網路里的詞條
http://ke..com/view/6327652.htm
正因為如此，地球表面的岩石已幾經風化剝蝕搬運沉積，已抹去地球及太陽系誕生時的全部信息。
所以，只有研究其他行星包括隕石才能准確知道地球的年齡及其他信息。

⑨ 太陽系組成的研究方法

在進入太陽系組成的研究之前,先介紹一下地球化學中自然體系的概念。

自然體系:常稱為地球化學體系。按照地球化學的觀點,通常將所要研究的對象總體看做是一個地球化學體系。地球化學體系的特點是:①有一定的空間范圍;②在一定的物理化學條件下(組分、溫度、壓力、pH、Eh等),處於特定的物理化學狀態;③有一定的時間連續性。

地球化學體系有大有小,地殼、地球、太陽系,甚至整個宇宙都是一個地球化學體系,這類自然體系規模較大。一個區域或一個岩石單位甚至一個礦物也可以被看做是一個地球化學體系,這類體系相對較小。它們都可以獨立地作為地球化學的研究對象。

地球化學體系通常具有復雜的結構,系統內部的化學組成不均一,屬復雜系統(complex system)。估算復雜系統總體化學組成的方法有:①用主體代表整體(如用太陽的組成代表太陽系的組成);②若已知系統各部分的成分後,可用加權平均法求整體的化學組成(如用上中下地殼的組成求整體地殼的化學組成);③在擬定的模型基礎上,求系統的化學組成(如用隕石對比法求地球的化學組成)。

獲取宇宙元素豐度的途徑有:①直接采樣分析,如直接測定地殼岩石、各類隕石和月球岩石的樣品;②光譜分析,如對太陽光譜進行定性和定量測定;③由物質的物理性質與成分的對應關系來進行推算,如對行星組成的研究;④利用宇宙飛行器對鄰近地球的星體進行觀察,直接測定或取樣分析;⑤分析測定氣體星雲和星際間物質;⑥分析研究宇宙射線。由此可知,研究太陽系組成的物質對象包括太陽、行星、行星的衛星、隕石、氣體星雲和星際間物質以及宇宙射線等。

⑩ 科學家能通過哪種方式探測到系外行星上的外星生命

利用人類手頭上的探索利器——光！

天文學家先是動用強大的望遠鏡，觀測到這些行星的光譜，然後進行光譜分析。

比如說，如果檢測到這顆行星存在很高的氧含量，又因為這是光合作用的產物，所以我們就有理由猜想，這顆行星很可能存在生命。

同樣，這一推論對甲烷氣體也成立。早在地球生命進化最初的1億年，地球大氣的標志性氣體是甲烷，因為微生物通過代謝過程排出的是甲烷而不是氧氣，植物大規模進行光合作用釋放氧氣，那時之後的事兒。所以，這就意味著——如果檢測到一顆行星大氣存在較高的甲烷，我們就有理由猜想，這顆行星很可能存在原始生命。我們不妨設想一下，在宇宙遙遠的某個地方，只要通過足夠大望遠鏡就會發現我們地球，並且測出地球反射光的光譜，也就可以發現地球上生命的存在。同理，我們也可以通過同樣路徑，探測其他行星是否存在著生命。也許未來某個時間點，天文學家通過光譜分析，有幸發現某個宜居星球上存在豐富的甲烷或者氧氣，為人類創世紀地找到外星生命提供有力證據。