视向速度法

一颗行星看不见，它的恒星又比它亮上万亿倍，你怎么找到它？你去盯着恒星的摆动。行星并非绕着一颗纹丝不动的恒星转；两者其实都绕着它们共同的平衡点打转，就像链球运动员和链球，都绕着两者之间的某个中心摆动。恒星重得多，所以只画出一个极小的圈——但它确实在动，朝我们而来，又离我们而去，一次又一次。视向速度法，就是通过测量恒星沿我们视线方向这一来一回的小幅运动，来探测行星。

诀窍在多普勒频移：当恒星朝我们靠近时，它的光被略微压向蓝端；当它远离时，光被略微拉向红端，正如疾驰而过的警笛，音调先升后降。把恒星的光分解成光谱，盯着其中那些锐利的暗吸收线来回滑动，天文学家便能把恒星朝向和远离我们的速度测到惊人的精度——优于步行速度，约每秒一米，而那恒星远在数光年之外。摆动的幅度透露出行星的质量（严格说是最小质量，因为我们通常不知道轨道的倾角），摆动的节奏则透露出它的轨道周期。

正是这个方法，在 1995 年发现了第一颗绕类太阳恒星的行星——飞马座 51b，它至今仍是主力，尤其擅长称量行星、以及发现那些恰好不从恒星前面经过的世界。它的最大局限在于：除非倾角由别的方法测知，它给出的是最小质量而非真实质量——而且它偏爱大质量、近距离的行星，因为这类行星把恒星拽得最狠，至于又小又远的世界，激起的摆动则微弱到几乎测不出来。