凌星法

把一个小球举在一盏远处的灯前，球划过时，灯会暗一点点。现在把这件事放大到跨越光年的尺度。如果一颗行星的轨道恰好对我们是侧向的，那么它每绕一圈，就会从恒星正前方经过一次，挡住极细的一缕星光。恒星没有移动，没有变色——它只是非常轻微地变暗几个小时，然后又亮回来。凌星法，就是靠捕捉恒星亮度中这些微弱而重复的下凹，来发现行星。

这下凹很小。一颗木星大小的行星，会挡住类太阳恒星约百分之一的光；一颗地球大小的行星只挡住约万分之一——一万分之一，好比在一座坐满一万盏灯的体育场里，察觉其中一盏暗了下去。但这下凹蕴含着黄金：恒星变暗多深，就告诉你行星多大，因为行星的圆面越大，遮住的光越多（凌星深度等于行星面积与恒星面积之比）。两次下凹之间的间隔给出轨道周期，而同一个下凹一次次准时重现，则确认那是一颗行星，而非过路的偶然。

正是凌星法，让我们发现了数千颗已知系外行星中的大多数，靠的是开普勒、TESS 这类一次盯住大片恒星的任务。它的威力在于能测出行星的半径，再配合后续观测，更开启了研究其大气的大门。它天生的局限也实实在在：它只对那一小撮对我们恰好侧向倾斜的系统有效，而单独一个下凹可能被一颗过路恒星或仪器故障伪造，所以确认通常还得靠视向速度法、或一次次完全相同的重复凌星。