研究行星的方法

① 观测星星有哪些方法

观测星星的整体运动而不仅仅是一条光线。假如，一颗行星在一平面内运行，在引力周围的中心恒星的移动将会引起星球在几年之内向观测者靠近或远离。这将会使恒星的闪烁频率有微小而可测的变化，但其作用甚微，木星引起太阳以每秒12米的径向速度前进或后退，从而产生了小于千万分之3的光线频率的变化。尽管大多数研究星球径向速度的方法只能精确到每秒几百米，但是有些研究者已找到更精确的系统来观测行星。

加拿大维多利亚大学的布鲁斯?坎贝尔和他的同事最近使用莫纳壳西死火山上的3.6米长的加拿大和法国联合研制的夏威夷式的望远镜完成了一项历时7年的研究工作。他们在望远镜信号束中用氰氟化物打开了一个洞，用以标定这颗恒星的光谱。包括德克萨斯大学的麦克唐纳天文台在内的许多研究小组也使用了同样的技术，不同的是，麦克唐纳天文台使用碘胞作为标定光谱的标准。尽管这些研究进行了7年，但至今仍未发现任何行星，他们本应能够在观测的恒星周围发现巨大的行星。

到现在为止这些计划尚无一成功，这使人们认识到想要找到木星大小的一颗行星都是如此艰难，而要找到地球大小的行星更是难上加难。据安吉尔来看，甚至是用改良的光学仪器从地球上来探测地球大小的行星也是不大可能的。因此，大概需要把观测点移到太空中，即使在太空中观测也并非易事。就算可以成功地避开地球大气层的影响，要找到地球大小的行星的清楚影像，需要有2倍于哈勃太空间望远镜大小和10倍光滑度的空间望远镜，这将耗资昂贵，并且在若干年内很难制成。

一个耗资较少的探测地球大小的行星的频率的计划，1994年由加利福尼亚国家航天和航空局埃姆斯研究中心的比尔?布鲁克作为该局“探索”计划的一部分提出。这个计划主要是监测类太阳恒星的明亮度以便研究行星经过它们时引起的变化，效果同样是很不明显的。当地球在太阳前经过时，太阳的亮度只会减少0.01%，但这种变化会持续几个小时，并在一个固定的时间内每年发生1次。这就使得研究小组有可能把这种情况与耀斑或恒星黑子引起的恒星亮度的随意变化相区别。布鲁克说3次这样重复出现的情况就可以证明1个类似地球的行星的存在，并且研究者也可预测下次的通过时间。

只要观测者大体上与恒星的行星运行轨道平面平行，小行星接近恒星就可探测到。但从几何学角度来考虑这种可能性只有1%左右，既然没有办法事先知道从哪些星星着手研究，最好的办法就是同时观测大批的恒星，寄希望于能够找到存在正确平面的行星和恒星，并捕捉到那些正要经过恒星的行星。这种观测办法需要连续不停的监测，并且最好在太空中进行，在那里没有阳光或坏天气的干扰。

布鲁克的研究小组将使用一个视角为10０的1米广角的天文望远镜，并配备一组有极高灵敏度的探测仪。这个望远镜将被安置在卫星上与卫星一道进入运行轨道。研究小组选择的观测方向包括类似我们的太阳的5000颗星星。

1995年早些时候，一个由100多个重要人物组成的审查委员会评价说，布鲁克研究小组的计划是唯一可行的探寻类似地球行星的方法。但仍有人怀疑它的实施是否可把费用控制在“探索”计划的财政预算之内，即每个小组不超过1.5亿美元。两个相对独立的专门小组正在对研究小组进行评估，并决定1996年它是否可以归入“探索”计划。

由于类地的行星较小的质量以及对恒星较小的影响，用天体测量学的方法探寻类地的行星就需要精确到1/10微秒的仪器，只有用干涉仪才能达到此效果。从相隔一定距离的两台望远镜发出的光束被混合在一起，去模拟一台带有与两台望远镜间距一样大的镜片的独立望远镜拥有的分辨率。

在位于帕萨迪纳的国家航空和航天局的喷气推进器实验室，米歇尔?绍和他的同事们正在建造红外式干涉仪，可使其用于高精度的天体测量仪中。他们想要探测最多40光年远的天王星和海王星大小的太阳系外行星，正在建造的干涉仪是由两个相距100米的40厘米望远镜组成的。

国家航天和航空局同时正在夏威夷的莫纳克亚死火山上，安装使用了两个类似的10米直径的凯克天文望远镜用于行星研究。一种方法是在主体望远镜周围搭一些小的“分支”望远镜，并与主体部分中一个望远镜平行，构成多种组成部分的干涉仪，米歇尔相信依靠如此高精度的仪器的帮助，寻找大小介于地球与海王星之间的行星应该是可能的。

用天体测量学的方法探测类地行星的最后步骤是具有挑战性的。类似于来自恒星黑子的影响的复杂因素可能会造成很难排除的错误。即使一个天体测量计划最终成功了，我们依然无法知道所寻找的行星是否能够居住。一个由巴黎大学的艾伦?莱热领导进行的达尔文探测计划，将使用以太空为基地的干涉仪寻找生命存在的信号。这部干涉仪是由1～2米为直径、10～30米间距的两个或多个红外线望远镜组成的。

达尔文探测计划的仪器由于许多原因将会观察到红外光谱。首先，恒星与行星之间红外线的对比度比可视光线要大，这是因为类太阳恒星带有高达5100开尔芬的温度，主要在光谱的可视地区发射光线，而行星的温度只有100开尔芬或更少，散射的最大值都集中于红外线外侧，尽管恒星更大的体积和更高的温度使它在所有波长范围内都比行星亮，但在光谱红外线区，亮度的差别则小得多，故而行星更容易被辨别位置。在10微米的波长范围内，地球是太阳系内最亮的行星，尽管它比太阳要暗1000万倍。达尔文小组的干涉仪将会顺利安装好，这样不同的光束将会互相进行破坏性干扰甚至抵消，这使得探测类地行星发射出的微弱信号比较容易。

既然氧气在红外线区内存在易辨认的光谱线，行星的信号可在波长6～9微米的臭氧吸收带内探测到，在这个吸收带内类地行星与它的中心恒星相比较时显得相对明亮。臭氧层的出现预示着在下层的大气中含有大量的氧气，氧气具有很大电抗性，经常很快地移动出大气层中，它的出现预示氧气被生物放射物质所代替发生光能合成。

达尔文探测计划是欧洲航天局(ESA)考虑范围的两个行星探测计划之一。从现在开始到2000年，达尔文探测计划和其对手天体测量——GAIA计划将被进行更细致的研究和评估，最终其中之一会被选中作为欧洲航天局的“地平线2000长远太空”计划(GAIA)的中流砥柱。GAIA可以胜任探测行星的任务，而在技术上，富有挑战性的达尔文研究小组同样可以探测到生命的痕迹。

实际上，确定一颗遥远的行星的距离是所有任务中最艰巨的。甚至那些直接探测行星的方案，也只能看到一个光点。它需要以太空为基地的干涉仪，并配有间隔相当远的望远镜。这些工作用一架航天器是无法完成的，但米歇尔?绍相信不久就可能使用不同的航天器作为这架巨大的干涉仪的部件。他设想将3艘宇宙飞船发射进入太阳系轨道中，排列成边长为1000公里的等边三角形，两个是望远镜，第三个作为光束混合和分析的导航台。研究人员可利用激光对3艘宇宙飞船的距离进行极其精确的测量，这样光束可以正确地混合在一起。这个计划将构成太阳系外行星系统研究的最后一步，并将第一次具体描绘出太阳系外的行星世界。

这的确给我们描绘出一幅充满希望的未来的蓝图。

② 行星物理学的研究方法

十七世纪初。望远镜的诞生为行星及其卫星的物理研究提供了条件。虽然行星的视圆面很小，而且观测受地球大气抖动等因素的影响，但用望远镜通过目视观测还是发现了行星表面的许多特征。十九世纪中叶以后，照相术、测光术、分光术被广泛地应用到行星及其卫星的观测和研究中来。例如：用照相方法拍摄行星的照片；用测光方法测定行星和卫星的累积星等、明度星等、色指数、光度与位相的关系、反照率及表面的有效温度；用分光方法拍摄行星的光谱，并进而确定行星大气的成分，根据谱线位移量测定行星的自转周期等。随后，偏振测量也被广泛地应用到行星物理研究方面，对行星表面不同部分所反射的光的偏振测量，对于了解行星表面结构和特性有十分重要的价值。
二十世纪上半叶，射电天文学诞生后，开始对行星进行射电观测，扩大了对行星及其卫星观测的波段。这种观测通常分为两类，一类是直接接收行星和卫星表面发出的射电辐射，例如对行星而言，已经接收到的有水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星的射电辐射，其中木星、天王星、海王星还有射电爆发；另一类是雷达观测，用雷达方法可以测定和研究行星表面的特征，甚至可以测绘表面图。
五十年代末以来，相继向月球、金星、火星、水星、木星和土星发射了各种探测器，以逼近飞行、绕转飞行、硬着陆、软着陆、载人飞行等方式，通过照相、自动测量、采样分析以及宇航员的实地考察和取回样品，对月球和行星作了深入的研究。新的发现接踵而至。随着宇宙航行时代的到来，行星物理学已成为当代科学研究的活跃领域之一。

③ 凌日法是什么原理人类有哪些探索外星的方法

经常在这个频道里说起开普勒号（Kepler）进行的任务以及它通常使用凌日法（transit method）探索系外行星。也就是说，每当一颗行星位于恒星前，并与之排成一排，刚好挡住其光线，我们就可以用像开普勒号这样的光度计探测到光度的下降。

图解：开普勒号新发现的41颗凌日行星（图源：eoPortal）

最后，有件事要宣布。在这个月底，我和艾萨克·亚瑟（Isaac Arthur）会有一个分为两部分的合作作品，这也是很多人询问想看到的。我们商议并选择了“提升（uplifting）”这一主题，即你可以通过生物或技术上的增强，让一个物种变得更聪明。这个主题已在科幻小说中涉及，其中最明显的是大卫·布林（David Brin）和H.G.威尔斯（H.G. Wells）的作品，但这个概念还有很多其他方面没有得到很好的探讨，特别是在地外生物学方面。

④ 宇宙行星是如何测的

太阳系外行星（简称系外行星；英语：extrasolar planet或exoplanet）泛指在太阳系以外的行星。自1990年代首次证实系外行星存在，截至2006年10月3日，人类已发现了210个系外行星。 历史上天文学家一般相信在太阳系以外存在着其它行星，然而它们的普遍程度和性质则是一个谜。直至1990年代人类才首次确认系外行星的存在，而自2002年起每年都有超过20个新发现的系外行星。现时估计不少于10%类似太阳的恒星都有其行星 。随着系外行星的发现便令人引伸到它们当中是否存在外星生命的问题。 虽然已知的系外行星均附属不同的行星系统，但亦有一些报告显示可能存在一些不围绕任何星体公转，却具有行星质量的物体（行星质量体）。因为国际天文联会并未对这类天体是否属于行星有所定义，而至今亦未证实这类天体存在，所以本文不会论及这类天体。有关内容可参阅星际行星。

现时的侦测方法
相比于母星，行星一般都是极为暗淡的，故此母星的光芒往往会掩盖了系外行星的影象，故此天文学家一般都以间接方法寻找系外行星，现时有六种成功的间接方法。
1、天体测量法
天体测量法是搜寻系外行星最早期的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间变动。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将令恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转（二体问题）。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。 太阳系外行星
在1950年代至1960年代，曾有超过十个声称用天体测量法找到的系外行星，现时一般都认为是错误发现，因为即使最佳的地面望远镜也难以准确分辨恒星极微小的移动。到了2002年，哈伯太空望远镜才首次成功以天体测量法发现Gliese 876的行星。未来的太空天文台，例如美国国家航空航天局的太空干涉任务（Space Interferometry Mission），可能会运用天体测量法发现更多系外行星；但目前为止这方法仍未普遍成功。 天体测量法的一项优势是对大轨道的行星最为敏感，因此能和其它对小轨道行星敏感的方法互补不足。然而这方法需要数年以至数十年的观测方能确认结果。
2、视向速度法
和天体测量法相似，视向速度法同样利用了恒星在行星重力作用下在一条微小圆形轨道上移动这个事实，但是目标是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。 因为恒星围绕质心的轨道很微小，其运动速度相对于行星也是非常低的，然而现代的光谱仪可以侦测到少于1米每秒的速率变动。例子有欧洲南天天文台（European Southern Observatory）在智利拉息拉天文台（La Silla Observatory）的3.6米望远镜的高精度视向速度行星搜索器（HARPS，High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher），以及凯克天文台的高分辨率阶梯光栅光谱仪（HIRES）。 视向速度法是目前为止发现最多系外行星的方法，亦称作“多普勒方法”或“摆动方法”。这方法不受距离影响，但需要高信噪比以达到高准确度，因此只适用于160光年以内相对离地球较近的恒星。此方法适合用来找寻质量大而轨道小的行星，大轨道的行星则需要多年观测。轨道和地球视向垂直的行星只会造成恒星很小的视向摆动，亦更难发现。视向速度法的一个主要缺点是只能估计行星的最小质量，一般而言真正质量会在这个最小量的20%以内；但假若轨道接近垂直，最真实质量会更大。 视向速度法可以用作确认凌日法的结果，一同运用亦有助估计行星的真实质量。
3、脉冲星计时法
脉冲星是超新星爆炸后留下来超高密度的中子星。随着自转，脉冲星发出极为有规律的电磁波脉冲，因此脉冲的轻微异常能显示脉冲星的移动。和其它星体一样，脉冲星亦会受其行星影响而运动，故此计算其脉冲变动便可估计其行星的性质。 这方法最初并非设计来侦测系外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以侦测到质量只有地球十分之一的行星。脉冲星计时法亦可以侦测到行星系统内相互的重力扰动，故此可以得到更多有关行星及其轨道的资料。然而因为脉冲星比较罕有，所以亦难以用这方法发现大量行星；而且因为脉冲星附近有极强的高能量辐射，生命似乎难以生存。 1992年阿莱克桑德·沃尔兹森（Aleksander Wolszczan）便是利用了这个方法发现了PSR 1257+12的行星，而且被迅速确认，成为首个被确认的系外行星系统。
4、凌日法
运用以上的方法可以估计系外行星的质量，而凌日法则可估计行星直径。当行星行经其母星和地球之间（即凌），则从地球可视的母星光度便会轻微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相关，例如在HD 209458光度便会下降1.7%。 太阳系外行星
这方法有两个主要缺点。首先，只有少数的情况系外行星会行经地球和母星之间，而且轨道愈大机率便愈小；另外，这方法亦很容易出现错误侦测。故此现时凌日法的发现必须经其它方法证实。而凌日法的主要优点是配合视向速度法能得知行星的密度，从而估计行星的物理结构。直至2006年9月一共有9个系外行星用了这两个方法测量，而它们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气结构。当行星行经其母星，母星光线便会经过行星的最外层大气。只要仔细分析母星的光谱，便能得知行星的大气成份。而把发生次蚀时（即行星被其母星掩着）的光谱和次蚀前后的光谱相减，便可直接得到行星的光谱性质，从而得知行星的温度，甚至能侦测到行星上云的形成。2005年3月，两组科学家（哈佛-史密松天文物理中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）的大卫·夏邦诺（David Charbonneau）队伍和高达德太空飞行中心（Goddard Space Flight Center）的德瑞克·戴明（L. D. Deming）队伍）便利用史匹哲太空望远镜以凌日法得知TrES-1温度为1,060K（摄氏790°），而HD 209458 b则为1,130K（摄氏860°）。
5、重力微透镜法
重力微透镜是重力透镜现象的一种，是星体引力场导致远处另一星体的光线路径改变而造成类似透镜的放大效应，这现象只会当两个星体和地球几乎成一直线才会出现。因为地球和星体的相对位置不断改变，这种透镜事件只会维持数天至数周。在过去十年，已观测到超过一千次重力微透镜现象。 假若作为透镜的星体拥有行星，则行星本身的引力场亦会对透镜现象造成可测量的影响。因为需要精确对准，天文学家需要监察大量背境星体方能发现行星造成的重力微透镜现象。这方法对于位处地球和星系中心之间的行星特别有效，因为星系中心可提供大量背景星体。 1991年，普林斯顿大学的波兰天文学家玻丹·帕琴斯基（Bohdan Paczyński）首先提议利用重力微透镜法寻找系外行星。直至2002年，帕琴斯基和安杰依·乌戴斯基（Andrzej Udalski）等人在光学重力透镜实验（OGLE，Optical Gravitational Lensing Experiment）发展出一套技术，在一个月内发现了数个疑似的行星，但未能证实。自此以后直至2006年，重力微透镜法确认了四个系外行星。这是目前唯一可以侦测到围绕主序星公转而质量和地球相约的行星的方法。 重力微透镜法的显着缺点是透镜效果不能重复观测，因为星体的直线排列几乎不能再重现。另外，因为这样发现的系外行星往往在数千秒差距之远，故此亦不可能以其它方法再次观测。然而若有足够的背景星体和测量的准确度，这方法有助展示类似地球的行星在星系间的普遍性。 现时的观测通常是应用机器人望远镜。除了设立OGLE的美国国家航空航天局和美国国家科学基金会（National Science Foundation）外，天文物理重力微透镜观测（MOA，Microlensing Observations in Astrophysics）也在改进这种技术。重力透镜探测网（PLANET，Probing Lensing Anomalies NETwork）及RoboNet计划则有更大雄心，借着分布全球的望远镜网络以求做到几乎全天候监察，以找出和地球质量相约的系外行星。这方法成功发现了首个低质量而大轨道的物体，名为OGLE-2005-BLG-390Lb。
6、恒星盘法
很多恒星都被尘埃组成的恒星盘包围，这些尘埃吸收了恒星的光再放出红外线，因此可以被观测。即使尘埃的总质量还不及地球，它们的总表面积仍足反映到可观测的红外线。哈伯太空望远镜可以通过其近红外线摄影机和多物体光谱仪观测这些尘埃，而史匹哲太空望远镜可以接收更广阔的红外线光谱以得到更佳的影象。在太阳系附近的恒星之中，已有超过15%被发现有尘埃盘。 一般相信这些尘埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恒星的辐射压力下，很快便会把尘埃推至星际空间。故此侦测到尘埃盘便代表恒星附近有不断的碰撞以补充失散的尘埃，是恒星拥有彗星或小行星的间接证据。例如鲸鱼座τ附近的尘埃盘便显示这恒星拥有比太阳系多出十倍以上，类似凯伯带中的物体。 在一些情况下尘埃盘可以显示有行星的存在。有些尘埃盘中间有空洞或形成团状，都可能表示有行星在“清理”其轨道或尘埃受到行星引力影响而结集。在波江座ε便发现了有这两种特质的尘埃盘，意味着当中可能有一个轨道半径达40天文单位的行星；通过视向速度法，亦发现了另一个轨道较细的行星。
7、直接摄影
因为行星相比于其母星都是非常暗淡的，所以一般都会被母星的光掩盖，故此要直接发现系外行星几乎是不可能的。但在一些特殊情况，现代的望远镜亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星体积特别大（明显地大于木星），与母星有一段较大距离，以及较为年轻（故此温度较高而放出强烈的红外线）。 在2004年七月，天文学家们利用欧洲南天文台的甚大望远镜（Very Large Telescope）阵列在智利拍摄到棕矮星2M1207及其行星2M1207b。[24]在2005年12月，2M1207b的行星身份被证实。估计这系外行星质量比木星高几倍，而且轨道半径大于40天文单位。直至2006年9月为止这是唯一被直接拍摄到而且被确认的系外行星。 现时还有另外三个疑似系外行星被拍摄到，包括GQ Lupi b、AB Pictoris b、及SCR 1845 b。截至2006年3月，当中未有任何一个被证实为行星；相反地，它们可能是小型的棕矮星。
编辑本段发展中的侦测方法
数项计划中的太空任务已配备一些上述的侦测方法。在太空进行侦测可以得到更高的敏感度，因为避免了地球大气层扰动影响，以及探测到不能穿透大气层的红外线。预期这些太空探测器可以侦测到和地球类似的行星。 欧洲航天局的对流旋转和行星横越计划（COROT，COnvection ROtation and planetary Transits）以及美国国家航空航天局的开普勒计划（Kepler Mission）均会使用凌日法。COROT可以侦测到略为大于地球的行星，而开普勒太空望远镜更有能力侦测到比地球更小的行星。预期开普勒太空望远镜亦有能力探测到小轨道大型行星的反光，但不足以构成影像；正如月球的月相一样，这些反光会随时间而增加或减少，分析这些数据甚至可以显示其大气内的物质分布。透过这方法Kepler可以找到更多未被发现的系外行星。 美国国家航空航天局计划在2014年发射的太空干涉任务将使用天体测量法在邻近恒星之中寻找类似地球的行星。欧洲航天局的达尔文计划（Darwin）探测器及美国国家航空航天局的类地行星发现者号（TPF，Terrestrial Planet Finder）则会尝试直接拍摄系外行星的照片。最近被提议的新世界成像系统（New Worlds Imager）更有遮光设备以阻挡恒星的光芒，容许天文学家直接观察到暗淡的系外行星。 2006年2月2日，美国国家航空航天局宣布因为财政理由要无限期搁置TPF计划；2006年6月，美国众议院的拨款委员会恢复部分拨款，让计划最少可进行至2007年。12月27日，COROT卫星升空。美国的开普勒太空望远镜则预计在2008年11月发射。

⑤ 星系天文学的研究方法和手段

用中等口径的光学望远镜，可对本星系群的一些成员(如大小麦哲伦云、仙女星系)的星系盘、旋臂、星系核、星系晕和星系冕进行分部观察，并对其成员天体(星团、电离氢区、行星状星云、超巨星、红巨星、新星、造父变星)作光度测量和光谱分析。然而，除少数近距星系外，绝大多数星系因距离遥远，呈现为暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近于点源。要取得它们的光学观测资料，必须用大口径望远镜和高效能辐射接收装置，而对百亿光年的深空探索还得配备强光力广角设备。要掌握河外天体的射电天图，则必须有大型的射电煜擤o并且还要具备能与光学成像相称的射电分辨技术。河外星系世界的非热辐射和高能过程，正吸引着全球的大型射电仪器和空间探测装置。当代威力强大的各个波段的望远镜都把河外天体作为重要的观察对象，以期在这方面获得更大的进展和突破。星系天文学的主要研究手段是天体物理方法和射电天文方法。此外，星系动力学和统计天文学也是重要的研究工具。

⑥ 研究行星的公转方向的东与西是如何决定的

太阳系中的行星按照一定的方向围绕太阳运转，地球饶日公转也是如此，在地球上看到太阳升起的方向为东方向，太阳落下地平线的方向为西方向，这只是约定俗成的方法，确定公转方向有助于进行天体系统运动的研究。

⑦ 研究行星运动轨迹的式子分别是什么

EIH只针对球对称天体，如果天体形状必须要考虑的话式子会比较复杂，如果要考虑形状的相对论效应的话，式子会更为复杂。

⑧ 研究其他行星如何能帮助我们了解地球环境

研究其他行星包括陨石是一门重要的学科，叫行星比较地质学。
由于地球在太阳系中处在恰到好处的位置，不远也不近，使地球地球上的水能以三种状态存在。液态水的存在彻底改变了地球大气圈、水圈及岩石圈。
请参考我在网络里的词条
http://ke..com/view/6327652.htm
正因为如此，地球表面的岩石已几经风化剥蚀搬运沉积，已抹去地球及太阳系诞生时的全部信息。
所以，只有研究其他行星包括陨石才能准确知道地球的年龄及其他信息。

⑨ 太阳系组成的研究方法

在进入太阳系组成的研究之前,先介绍一下地球化学中自然体系的概念。

自然体系:常称为地球化学体系。按照地球化学的观点,通常将所要研究的对象总体看做是一个地球化学体系。地球化学体系的特点是:①有一定的空间范围;②在一定的物理化学条件下(组分、温度、压力、pH、Eh等),处于特定的物理化学状态;③有一定的时间连续性。

地球化学体系有大有小,地壳、地球、太阳系,甚至整个宇宙都是一个地球化学体系,这类自然体系规模较大。一个区域或一个岩石单位甚至一个矿物也可以被看做是一个地球化学体系,这类体系相对较小。它们都可以独立地作为地球化学的研究对象。

地球化学体系通常具有复杂的结构,系统内部的化学组成不均一,属复杂系统(complex system)。估算复杂系统总体化学组成的方法有:①用主体代表整体(如用太阳的组成代表太阳系的组成);②若已知系统各部分的成分后,可用加权平均法求整体的化学组成(如用上中下地壳的组成求整体地壳的化学组成);③在拟定的模型基础上,求系统的化学组成(如用陨石对比法求地球的化学组成)。

获取宇宙元素丰度的途径有:①直接采样分析,如直接测定地壳岩石、各类陨石和月球岩石的样品;②光谱分析,如对太阳光谱进行定性和定量测定;③由物质的物理性质与成分的对应关系来进行推算,如对行星组成的研究;④利用宇宙飞行器对邻近地球的星体进行观察,直接测定或取样分析;⑤分析测定气体星云和星际间物质;⑥分析研究宇宙射线。由此可知,研究太阳系组成的物质对象包括太阳、行星、行星的卫星、陨石、气体星云和星际间物质以及宇宙射线等。

⑩ 科学家能通过哪种方式探测到系外行星上的外星生命

利用人类手头上的探索利器——光！

天文学家先是动用强大的望远镜，观测到这些行星的光谱，然后进行光谱分析。

比如说，如果检测到这颗行星存在很高的氧含量，又因为这是光合作用的产物，所以我们就有理由猜想，这颗行星很可能存在生命。

同样，这一推论对甲烷气体也成立。早在地球生命进化最初的1亿年，地球大气的标志性气体是甲烷，因为微生物通过代谢过程排出的是甲烷而不是氧气，植物大规模进行光合作用释放氧气，那时之后的事儿。所以，这就意味着——如果检测到一颗行星大气存在较高的甲烷，我们就有理由猜想，这颗行星很可能存在原始生命。我们不妨设想一下，在宇宙遥远的某个地方，只要通过足够大望远镜就会发现我们地球，并且测出地球反射光的光谱，也就可以发现地球上生命的存在。同理，我们也可以通过同样路径，探测其他行星是否存在着生命。也许未来某个时间点，天文学家通过光谱分析，有幸发现某个宜居星球上存在丰富的甲烷或者氧气，为人类创世纪地找到外星生命提供有力证据。