尋找太陽系外的新行星，也稱為系外行星，是近年來天體物理學(xué)研究面臨的最引人入勝和最有趣的挑戰(zhàn)之一。傳統(tǒng)的探測技術(shù)，基于間接觀測和強(qiáng)大的太空望遠(yuǎn)鏡，如開普勒和苔絲，已經(jīng)證實(shí)在不同的行星系統(tǒng)中存在數(shù)千顆系外行星。

當(dāng)今最先進(jìn)的人工智能(AI)算法能夠?yàn)榭茖W(xué)做出巨大貢獻(xiàn)，擴(kuò)大對太陽系外行星的發(fā)現(xiàn)。盡管對位于太陽系外的行星的識別已經(jīng)產(chǎn)生了顯著的成果，尤其是在過去的二十年中，但這一研究領(lǐng)域的第一步可以追溯到 1960 年代，隨著 SETI(尋找地外智能)的推出. SETI 項(xiàng)目最初是在 NASA 的支持下誕生的，目的是在太空中尋找其他形式的智能生命，包括記錄和隨后分析來自太空的信號，這些信號是通過強(qiáng)大的射電望遠(yuǎn)鏡連續(xù)獲取的。其目的是檢測應(yīng)該不同于標(biāo)準(zhǔn)“背景噪聲”的信號，該信號具有明確的人工來源。除了尋找新的行星，SETI 科學(xué)家致力于監(jiān)測太陽活動并研究如何在最惡劣的條件下創(chuàng)造宜居環(huán)境。人工智能算法(例如機(jī)器學(xué)習(xí)和深度學(xué)習(xí)設(shè)備)的采用使 SETI 能夠加速和簡化對可能來自智能生命形式的信號的識別。

NASA 的開普勒任務(wù)極大地推動了對系外行星的搜索，該任務(wù)的太空望遠(yuǎn)鏡在 2009 年和 2018 年發(fā)射期間提供了重要的探測，當(dāng)時地面控制中心與地面控制中心斷開連接。觀測技術(shù)使得主要識別氣體行星以及在較小程度上識別巖石行星成為可能。世界各地的航天機(jī)構(gòu)的目標(biāo)是確認(rèn)系外行星的存在，這些行星的尺寸與地球相當(dāng)，并且繞著與太陽相當(dāng)?shù)暮阈沁\(yùn)行。太陽系外新行星的發(fā)現(xiàn)提出了重大的技術(shù)難題。如果相對容易接收距離地球相當(dāng)遠(yuǎn)的天體發(fā)出的輻射，對于位于光年的可能行星而言，它并不相同，它只發(fā)射反射光并且其質(zhì)量遠(yuǎn)低于恒星的質(zhì)量。此外，系外行星經(jīng)常被它們繞行的恒星的亮度所掩蓋，觀察它們的任務(wù)幾乎變得不可能。

可以使用兩種不同類型的檢測來識別新的系外行星：通過強(qiáng)大的望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行的直接觀察和間接觀察?；趯Λ@取的圖像的分析的直接觀察是一種非常難以實(shí)施的方法，并且具有一些局限性。潛在的系外行星必須相對靠近地球，但距離它所圍繞的恒星足夠遠(yuǎn)，以免與它的輝光混淆(為此，天文學(xué)家使用一種稱為日冕儀的特殊儀器)。間接方法包括三種技術(shù)，按發(fā)現(xiàn)的有效性排序：過境法、多普勒光譜法和微透鏡法。開普勒太空望遠(yuǎn)鏡成功使用的凌日法，當(dāng)它的系外行星進(jìn)入它和地球之間時，檢測來自恒星的光所經(jīng)歷的亮度變化。這種變化即使非常小(典型值小于正常亮度的 1%)，也足以檢測到系外行星在其軌道上的凌日。多普勒光譜法，也稱為徑向速度法，是第二種可用于推斷系外行星存在的間接技術(shù)。當(dāng)系外行星的質(zhì)量遠(yuǎn)大于它所圍繞旋轉(zhuǎn)的恒星的質(zhì)量時，由恒星和行星組成的系統(tǒng)的質(zhì)心會發(fā)生振蕩。實(shí)際上，就好像質(zhì)心不是保持固定，而是沿著圓形軌跡移動。這種振蕩可以在地球上檢測到，因?yàn)樘祗w發(fā)出的光會發(fā)生頻率變化(多普勒效應(yīng))。多普勒光譜只能探測到大型系外行星的存在;例如，用天體物理學(xué)家可用的儀器無法探測到像地球這樣的行星。微透鏡法恰恰相反，是愛因斯坦廣義相對論的一種效應(yīng)：放置在空間中的物體會引起時空彎曲，通過其附近的光也會發(fā)生彎曲。盡管用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量非常少(光所經(jīng)歷的曲率很小)，但即使系外行星離它旋轉(zhuǎn)的恒星很遠(yuǎn)，它也能工作。與前兩種方法相比，這是一個優(yōu)勢。

多普勒光譜只能探測到大型系外行星的存在;例如，用天體物理學(xué)家可用的儀器無法探測到像地球這樣的行星。微透鏡法恰恰相反，是愛因斯坦廣義相對論的一種效應(yīng)：放置在空間中的物體會引起時空彎曲，通過其附近的光也會發(fā)生彎曲。盡管用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量非常少(光所經(jīng)歷的曲率很小)，但即使系外行星離它旋轉(zhuǎn)的恒星很遠(yuǎn)，它也能工作。與前兩種方法相比，這是一個優(yōu)勢。多普勒光譜只能探測到大型系外行星的存在;例如，用天體物理學(xué)家可用的儀器無法探測到像地球這樣的行星。微透鏡法恰恰相反，是愛因斯坦廣義相對論的一種效應(yīng)：放置在空間中的物體會引起時空彎曲，通過其附近的光也會發(fā)生彎曲。盡管用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量非常少(光所經(jīng)歷的曲率很小)，但即使系外行星離它旋轉(zhuǎn)的恒星很遠(yuǎn)，它也能工作。與前兩種方法相比，這是一個優(yōu)勢。無法用天體物理學(xué)家可用的儀器檢測到。

微透鏡法恰恰相反，是愛因斯坦廣義相對論的一種效應(yīng)：放置在空間中的物體會引起時空彎曲，通過其附近的光也會發(fā)生彎曲。盡管用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量非常少(光所經(jīng)歷的曲率很小)，但即使系外行星離它旋轉(zhuǎn)的恒星很遠(yuǎn)，它也能工作。與前兩種方法相比，這是一個優(yōu)勢。無法用天體物理學(xué)家可用的儀器檢測到。微透鏡法恰恰相反，是愛因斯坦廣義相對論的一種效應(yīng)：放置在空間中的物體會引起時空彎曲，通過其附近的光也會發(fā)生彎曲。盡管用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量非常少(光所經(jīng)歷的曲率很小)，但即使系外行星離它旋轉(zhuǎn)的恒星很遠(yuǎn)，它也能工作。與前兩種方法相比，這是一個優(yōu)勢。盡管用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量非常少(光所經(jīng)歷的曲率很小)，但即使系外行星離它旋轉(zhuǎn)的恒星很遠(yuǎn)，它也能工作。與前兩種方法相比，這是一個優(yōu)勢。盡管用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量非常少(光所經(jīng)歷的曲率很小)，但即使系外行星離它旋轉(zhuǎn)的恒星很遠(yuǎn)，它也能工作。與前兩種方法相比，這是一個優(yōu)勢。