系外行星任务设计与观测策略

21/25系外行星任务设计与观测策略第一部分系外行星探测任务的目标和科学问题 2第二部分行星发生率和宜居性评估 4第三部分系外行星光谱观测策略 7第四部分凌日和掩星系外行星的性质表征 11第五部分直接成像系外行星观测技术 13第六部分系外行星大气层探测 15第七部分系外行星宜居性评估 18第八部分系外行星任务设计与观测策略的趋势 21

第一部分系外行星探测任务的目标和科学问题关键词关键要点系外行星探测的目标

1.发现并表征围绕其他恒星运行的行星，包括它们的轨道参数、物理特性和大气成分。

2.寻找宜居行星，了解生命在其上的可能性。

3.研究系外行星形成和演化的过程，从而加深对太阳系行星形成的理解。

系外行星探测的科学问题

1.宇宙中系外行星的分布和多样性，包括它们的轨道、质量、大小和组成。

2.宜居系外行星的性质，例如它们的大气层、表面温度、液态水的存在以及生物标志物的证据。

3.系外行星形成和演化的机制，包括它们与原行星盘的相互作用、行星际迁徙和演化动力。系外行星任务设计与观测策略：系外行星探测任务的目标和科学问题

目标

系外行星探测任务的目标是发现、表征和研究太阳系外的行星。这些任务旨在：

*确定系外行星的丰度和分布

*表征系外行星的大气层、表面和内部结构

*寻找宜居环境和生命证据

*了解系外行星系统的形成和演化

科学问题

系外行星探测任务解决了一系列科学问题，包括：

系外行星的丰度和分布

*系外行星在银河系中有多常见？

*系外行星围绕何种类型的恒星运行？

*系外行星在恒星周围的轨道分布如何？

系外行星的性质和组成

*系外行星的质量、大小和密度是多少？

*系外行星由何种材料组成？

*系外行星的大气层是什么样的？

宜居环境和生命证据

*哪个系外行星系统可能存在宜居环境？

*哪个系外行星的大气层中有生命迹象？

*系外行星上是否存在液态水？

系外行星系统的形成和演化

*系外行星是如何形成的？

*系外行星系统如何演化？

*系外行星与恒星之间存在什么样的相互作用？

观测策略

系外行星探测任务使用各种观测策略来实现其科学目标，包括：

径向速度法

*通过测量恒星因围绕其运行的行星而产生的运动来检测系外行星。

凌星法

*当一颗系外行星从地球和其恒星之间经过时，它会遮挡恒星的光线。

微透镜法

*利用重力透镜效应来放大遥远恒星的光线，从而检测围绕该恒星运行的系外行星。

直接成像

*使用高对比度仪器直接成像系外行星。

光谱学

*分析系外行星的大气层中存在的化合物，以表征其组成和寻找生命迹象。

星震学

*研究恒星的振荡模式，以推断围绕其运行的系外行星的存在和性质。

任务设计

系外行星探测任务的设计旨在优化上述观测策略的性能。关键设计因素包括：

*望远镜口径和收集面积

*仪器灵敏度和精度

*观测时间和覆盖范围

*数据处理和分析方法

通过仔细设计和优化这些因素，系外行星探测任务可以最大限度地提高系外行星发现和表征的潜力，从而推进我们对系外行星系统的理解。第二部分行星发生率和宜居性评估关键词关键要点行星发生率

1.行星发生率是描述恒星系中行星存在的普遍性的统计量，用于预测系外行星的数量和分布。

2.观测技术的发展，如系外行星凌日法和径向速度法，提高了检测系外行星的能力，从而对行星发生率的估计变得更加准确。

3.对大样本恒星进行调查，如开普勒和苔丝任务，揭示了行星发生率随恒星质量、金属丰度和光谱类型等因素的变化。

行星宜居性

1.宜居性是指一颗行星表面条件能够支持液态水的存在，这是生命形成和维持的关键要求。

2.评估宜居性需要考虑行星的质量、大小、轨道距离、大气成分和表面温度等因素。

3.最新研究表明，宜居性区并不仅限于传统意义上的“金发姑娘地带”，在寒冷和热星周围也可能存在宜居条件，拓宽了系外行星宜居性的范围。行星发生率和宜居性评估

行星发生率是指在恒星周围发现系外行星的概率。宜居性评估则是指确定行星是否适合生命存在的条件。了解行星发生率和宜居性对于设计系外行星任务并制定观测策略至关重要。

#行星发生率

观测数据表明，系外行星非常普遍。研究表明，在主序星中，至少每两颗恒星就有一颗拥有行星。系外行星的分布存在多样性，从靠近恒星的轨道（热木星）到距离恒星非常远的轨道（冷木星）。

影响行星发生率的因素：

*恒星质量：质量较大的恒星更有可能拥有行星，因为它们具有更大的引力作用。

*金属丰度：金属丰度较高的恒星更有可能拥有行星，因为金属是行星形成的关键材料。

*年龄：较年轻的恒星更有可能拥有行星，因为行星需要时间形成。

#宜居性评估

宜居性评估涉及考虑各种因素，包括：

光区：

*行星轨道半径必须位于恒星光区的宜居带内，该区域允许行星表面温度维持在液态水存在的范围内。

*宜居带的大小取决于恒星的质量和亮度。

大气层：

*行星需要拥有足够厚的大气层以维持温度和压力条件，使液态水能够存在。

*大气层必须富含水蒸气和其他生命必需的化学物质，如二氧化碳和甲烷。

磁场：

*行星需要拥有磁场以保护其大气层免受有害的太阳风和宇宙辐射。

*磁场还可通过热液循环提供能量，这是生命起源于海洋过程中的一个关键因素。

其他因素：

*行星大小和质量：质量较大的行星更有可能拥有大气层和磁场。

*行星轨道偏心率和自转速度：这些因素会影响行星气候的稳定性。

*月亮的潮汐作用：潮汐作用可以加热行星内核，从而产生地质活动和宜居条件。

#系外行星任务设计和观测策略

了解行星发生率和宜居性有助于设计系外行星任务和制定观测策略：

观测方法：

*凌日法：当系外行星从恒星前面经过时，会遮挡恒星光线。通过测量光线下降的量，可以推断出行星的大小和轨道。

*径向速度法：行星的引力会引起其围绕恒星公转时恒星光谱的偏移。通过测量这种偏移，可以推断出行星的质量和轨道。

*直接成像：利用强大的望远镜直接观察系外行星。这种方法需要极高的分辨率和灵敏度。

目标选择：

*任务目标通常选择具有高行星发生率和宜居潜力的高优先级恒星。

*观测策略会根据目标恒星的类型和环境进行调整。

数据分析：

*数据分析涉及使用统计模型和机器学习算法来识别候选系外行星并评估其宜居性。

*需要考虑观测噪声、恒星活动和仪器系统误差等因素。

#结论

对行星发生率和宜居性评估是系外行星任务设计和观测策略的重要组成部分。它有助于优化观测方法、目标选择和数据分析，从而最大化发现和表征潜在宜居系外行星的机会。随着技术和观测能力的不断进步，我们对系外行星及其宜居条件的理解将不断深化，为寻找太阳系外的生命提供宝贵的见解。第三部分系外行星光谱观测策略关键词关键要点系外行星光谱观测策略

1.凌蚀光谱技术：

-利用系外行星凌日时遮挡恒星光线，分析行星大气层中气体成分和温度结构。

-适用于中小型岩石行星和大气层较厚的行星。

2.次凌蚀光谱技术：

-当系外行星从恒星背后经过时，观测其红外辐射，探测行星大气层中的分子和热量特征。

-适用于大型气体行星和大气层较薄的行星。

过境光谱技术

1.径向速度光谱法：

-测量恒星由于系外行星绕行而产生的径向速度变化，推断行星的质量和轨道参数。

-适用于任何类型的系外行星，但对大质量行星或长周期行星灵敏度较低。

2.凌星光变曲线：

-分析系外行星凌日导致的恒星光变曲线，获得行星的半径和轨道倾角。

-适用于各种大小的系外行星，但对大气层较厚的行星观测精度较低。

掩星光谱技术

1.从掩星到复现：

-观测系外行星掩食恒星时和复现后的光谱变化，分析行星大气层的成分和结构。

-适用于大气层较厚的热木星。

2.星冕发射观测：

-检测系外行星大气中延伸至恒星磁层(星冕)的气体，探测行星-恒星相互作用。

-适用于磁场强烈的恒星附近的系外行星。系外行星光谱观测策略

系外行星的光谱观测是一种强大的技术，用于揭示它们的组成、大气结构和动力学。观测策略的选择取决于科学目标、仪器性能和可观测性因素。

1.光谱范围和分辨率

光谱观测通常涵盖从紫外到近红外波段的宽范围。不同的波长范围提供对不同分子、原子的信息。

*紫外波段（<400nm）：检测重元素（如铁、钛）和分子（如一氧化碳）。

*可见光波段（400-700nm）：特征吸收带，如钠、钾和水蒸气。

*近红外波段（700-2500nm）：水蒸气、甲烷和一氧化碳等气体的旋转-振动谱线。

光谱分辨率（R=λ/Δλ）确定了可以解析的特征的精细度。更高的分辨率允许检测微弱的吸收线，并对行星大气进行更精细的分析。

2.观测模式

有三种主要的观测模式用于光谱观测：

*传输光谱：测量行星通过恒星时的阻挡光线。

*反射光谱：测量行星从恒星反射的光线。

*热辐射光谱：测量行星自身的热辐射。

传输光谱对大气成分高度敏感，而反射光谱可以揭示表面反射率。热辐射光谱提供有关行星温度和内部结构的信息。

3.时变观测

系外行星的光谱特征可能会随着时间的推移而变化。通过进行时变观测，可以研究大气动力学、云覆盖和季节性变化。

*凌星光谱：测量行星凌星期间的光谱变化。

*掩星光谱：测量行星被恒星掩盖期间的光谱变化。

*径向速度光谱：测量行星引起的恒星径向速度变化的光谱。

4.观测目标

光谱观测的目标包括：

*系外行星组成：确定大气中元素丰度、分子组成和云的存在。

*大气结构：测量温度、压力、密度分布和动力学特征。

*表面特性：研究行星表面的反射率、颜色和潜在的植被。

*大气逃逸：检测大气中逃逸气体的证据。

*磁层相互作用：研究行星磁层与恒星风之间的相互作用。

5.仪器选择

用于光谱观测的仪器包括：

*色散棱镜光谱仪：使用棱镜或光栅将光线分散成其波长组成。

*傅里叶变换光谱仪（FTS）：使用傅里叶变换将干涉图转换为光谱。

*埃歇尔光谱仪：同时测量多个波长范围内的光谱。

6.观测的可观测性

光谱观测受到以下可观测性因素的影响：

*行星亮度：较亮的行星更容易观测。

*行星与恒星的距离：行星离恒星越近，隔离其光线就越困难。

*观测时间：行星轨道周期和凌星事件决定了可观测的时间窗口。

*大气条件：地球大气吸收和湍流可以影响观测质量。

7.数据处理

光谱观测数据需要进行处理和分析，包括：

*去除噪声：去除仪器噪声、背景光和地球大气影响。

*校正径向速度：去除由于恒星运动或行星轨道引起的径向速度漂移。

*提取光谱特征：识别和测量光谱特征，如吸收线、发射线和连续谱。

*大气建模：使用物理模型来模拟行星大气并解释观测到的光谱。

结论

系外行星光谱观测是一种强大的工具，用于研究系外行星的组成、大气结构和动力学。观测策略的选择取决于科学目标、仪器性能和可观测性因素。通过小心计划和执行，光谱观测可以为天文学家提供有关系外行星的宝贵见解，并为我们了解宇宙的多样性做出贡献。第四部分凌日和掩星系外行星的性质表征凌日和掩星系外行星的性质表征

凌日和掩星技术是探测和表征系外行星的重要手段，可提供有关行星半径、轨道参数和大气层的信息。

凌日系外行星

*半径和密度：凌日深度与行星半径平方成正比，可直接测量行星半径。通过结合恒星视向速度，可计算行星质量和密度。

*轨道参数：凌日周期为行星绕恒星一周所需时间，可推断行星轨道半长轴。凌日时刻和持续时间可用来确定行星轨道倾角和偏心率。

*大气层：凌日光谱中特定波长的吸收或发射特征可揭示行星大气的成分和温度结构。

掩星系外行星

*半径和密度：掩星深度与行星半径平方成正比，可直接测量行星半径。通过结合恒星视向速度，可计算行星质量和密度。

*轨道参数：掩星周期为行星绕恒星一周所需时间，可推断行星轨道半长轴。掩星时刻和持续时间可用来确定行星轨道倾角和偏心率。

*大气层：掩星光谱中特定波长的吸收或发射特征可探测行星大气的组成和温度结构。

表征数据的质量

表征数据的质量主要受以下因素影响：

*光度精度：观测光度的精度决定了凌日或掩星深度的测量精度，从而影响行星半径的测量精度。

*恒星参数：恒星的温度、半径和质量是确定行星半径和密度的关键参数。这些参数的准确性影响最终结果的准确性。

*视向速度测量：视向速度测量精度决定了行星质量和密度的精度。

*光谱分析：光谱分析的分辨率和信噪比决定了探测和表征行星大气特征的能力。

表征能力

凌日和掩星技术联合使用可以提供全面的行星性质表征：

*半径：精度可达1-10公里

*质量：精度可达地球质量的10-100倍

*密度：精度可达10-20%

*轨道参数：精度可达1-10%

*大气层：可探测主要组分，如水蒸气、甲烷、氨和一氧化碳第五部分直接成像系外行星观测技术关键词关键要点【直接成像系外行星观测技术】

1.利用望远镜直接拍摄系外行星的图像，不受恒星光晕的影响。

2.采用自适应光学、遮挡技术、谱线分离等手段抑制恒星光，提高行星信噪比。

3.具备较高的角分辨率，可以观测到相对较大的系外行星，如气态巨行星和褐矮星。

【高对比度成像】

直接成像系外行星观测技术

直接成像系外行星观测技术是一种利用望远镜直接探测围绕其他恒星运行的系外行星的技术。与间接探测行星（例如径向速度法和凌日法）不同，直接成像技术能够直接观察行星发出的光。

原理

直接成像系外行星观测技术的原理是：

*恒星光晕抑制：

该技术利用专门的光学器件（例如遮光星冕仪或自适应光学系统）抑制来自中心恒星的强烈光线，形成暗区或空腔。

*行星光检测：

在恒星光晕被抑制的暗区中，可以探测到来自系外行星的微弱光线。由于行星发出的光远弱于恒星，因此必须使用极高的对比度仪器来分辨行星光。

仪器和技术

直接成像系外行星观测技术需要使用以下仪器和技术：

*大口径望远镜：

需要大口径望远镜以收集足够的光子进行行星成像。

*高对比度仪器：

包括遮光星冕仪、自适应光学系统、极高对比度成像仪（例如泰勒沃特森阵列）等，用于抑制恒星光晕并增强行星光对比度。

*自适应光学：

自适应光学系统可校正大气湍流的影响，提高行星成像的分辨率和对比度。

优势和劣势

直接成像系外行星观测技术具有以下优势：

*直接探测：该技术能够直接探测系外行星，无需依赖间接观测。

*行星表征：直接成像可以获得行星的表面特征、大气层和光谱信息，从而对行星进行详细表征。

*空间分辨率：直接成像技术提供较高的空间分辨率，能够分辨行星和恒星之间的角分离。

然而，该技术也存在以下劣势：

*低灵敏度：由于行星发出的光远弱于恒星，因此该技术对行星的灵敏度较低。

*观测条件：直接成像观测受到天气条件（例如云层、湍流）和夜空背景光的影响。

*技术复杂性：该技术需要先进的光学仪器和复杂的观测策略。

观测策略

直接成像系外行星观测的观测策略包括：

*波长选择：

选择最佳观测波长以最大化行星与恒星的对比度。例如，行星在红外或中红外波段往往比在可见光波段更亮。

*曝光时间：

使用足够长的曝光时间以积累足够的信号。然而，曝光时间也会受到大气湍流和其他因素的限制。

*差分成像：

通过将多个观测图像相减以去除恒星光晕，增强行星光对比度。

*运算法：

利用算法处理观测数据以降低噪声、校正失真和检测系外行星。

近期进展和未来展望

近年来，直接成像系外行星观测技术取得了重大进展，包括新仪器的开发和新行星的发现。未来，随着下一代大型望远镜的建成，如极大望远镜和三十米望远镜，该技术有望发现更多系外行星并对它们进行详细表征。第六部分系外行星大气层探测关键词关键要点主题名称：系外行星大气层成分探测

1.光谱观测方法：利用系外行星凌星或掩食时光谱的变化，识别大气层中存在的分子和元素。

2.行星次食光谱观测：当系外行星从母星背后经过时，其大气层会散射母星的光，分析这些散射光谱可以探测行星夜侧大气层成分。

3.直接成像技术：通过高分辨率直接成像技术，分离行星盘和母星光，获得行星盘的图像，可用于探测大气层中存在的云和尘埃。

主题名称：系外行星大气层结构探测

系外行星大气层探测

系外行星大气层探测是一项重要的科学研究领域，旨在增进我们对这些遥远世界性质和起源的理解。通过研究行星大气层，科学家可以推断其成分、结构、动力学和演化。

#观测方法

探测系外行星大气层的主要观测方法包括：

*凌日光谱学：当行星从其恒星前面经过时，恒星光会穿过行星大气层。大气层中不同分子和气体吸收光线的波长，从而在恒星光谱中产生特征吸收线。通过分析这些吸收线，可以识别和测量大气层中的成分。

*掩星光谱学：当行星经过其恒星后面时，恒星光会穿过行星大气层。恒星光在大气层中散射，形成围绕行星的环状光环。光环中的散射光谱也包含行星大气层的信息。

*热辐射光谱学：行星大气层会吸收恒星光并再辐射成热红外辐射。通过分析热红外光谱，可以推断大气层的温度结构和成分。

*凌日相位曲线：当行星凌日期间，从其表面反射的恒星光会在凌日曲线中产生变化。这种变化与大气层的高度相关，因此可以用来推断大气层的高度分布。

#探测目标

系外行星大气层探测的目标通常包括：

*成分分析：识别和测量大气层中不同分子和气体的丰度。这可以揭示行星形成和演化的过程。

*结构探测：推断大气层的垂直结构，包括温度、密度和压力廓线。这有助于理解大气层的动力学和演变。

*云层探测：探测行星大气层中云层的特征。云层可以影响行星的能量收支，并为生命提供潜在的宜居环境。

*大气动力学研究：研究行星大气层的运动和环流模式。这可以揭示行星的内部热量分布和气候条件。

#技术挑战

系外行星大气层探测面临着许多技术挑战，包括：

*信噪比低：系外行星在大气层探测中通常是微弱的信号，因此信噪比非常低。

*光谱分辨率要求高：识别大气层中的分子和气体需要高光谱分辨率，以分辨出细微的吸收线。

*稳定性要求高：观测需要长时间的稳定性，以避免由于恒星活动或仪器不稳定造成的误差。

*数据处理复杂：从观测数据中提取大气层信息需要复杂的算法和数据处理技术。

#最新进展

近年来，系外行星大气层探测领域取得了重大进展。哈勃空间望远镜、斯皮策空间望远镜和詹姆斯·韦伯空间望远镜等太空望远镜的大型光收集面积和高灵敏度，使科学家能够探测到更多系外行星大气层并获得更详细的信息。

例如，詹姆斯·韦伯空间望远镜最近观测了系外行星WASP-39b，发现了其大气层中存在二氧化碳、水蒸气和一氧化碳等分子。这些发现为研究该行星的大气演化和宜居性提供了宝贵的信息。第七部分系外行星宜居性评估关键词关键要点主题名称：大气成分与宜居性

1.系外行星大气的组成和结构对于评估其宜居性至关重要。大气中存在的生物标志物，如氧气、水蒸气和甲烷，可以指示其可能有生命存在。

2.大气的压力和温度范围影响液态水是否存在，这是生命的基本要求。过高或过低的压力和温度会阻碍液态水形成，从而限制宜居性。

3.大气中的云层和气溶胶可以反射或散射恒星辐射，影响行星表面的温度和宜居性。云层可以屏蔽有害辐射，而气溶胶则可以增加行星的热容量。

主题名称：表面特性与宜居性

系外行星宜居性评估

宜居性评估是系外行星任务设计和观测策略中的关键元素，它涉及评估行星是否具有支持生命所需的条件。宜居性评估考虑了行星的大气、表面和地质特征，以及它们与恒星的关系。

大气特征

宜居的大气层应该具有以下特征：

*足够的压力（约0.1-10个地球大气压）以维持液态水。

*丰富的氧气或其他氧化剂，以支持生命所需的化学反应。

*保护层，例如臭氧层，以屏蔽有害的辐射。

*温室气体，例如二氧化碳，以调节行星的温度。

表面和地质特征

宜居的表面应该：

*存在液态水，无论是海洋、湖泊还是地下水。

*具有适宜的温度范围（0-100摄氏度），以维持液态水。

*拥有稳定的地壳，以防止剧烈的火山活动或地震。

*提供遮蔽，例如洞穴或植被，以保护生命免受辐射和极端温度的影响。

与恒星的关系

行星与恒星的关系对于其宜居性至关重要：

*恒星光圈：行星必须位于其恒星的宜居区内，该区域的温度范围允许液态水存在。

*恒星类型：恒星的光谱类型和年龄会影响宜居区的范围和稳定性。

*恒星活动：过度的恒星耀斑或日冕物质抛射会剥蚀行星的大气层，使其不适合生命。

宜居性评估方法

有几种方法可以评估系外行星的宜居性，包括：

*直接成像：使用望远镜直接观测行星的大气层和表面。

*光谱学：分析行星大气层中吸收或发射的光，以确定其成分和温度。

*凌星光度法：测量行星凌星时恒星亮度的下降，以推断行星的尺寸和大气层的折射率。

*无线电或雷达观测：使用无线电或雷达波探测行星表面，以研究其组成和结构。

*计算机模拟：利用计算机模型来模拟行星的演化和宜居性潜力。

宜居性指数

为了量化行星的宜居性，科学家们开发了宜居性指数，例如：

*地球相似性指数(ESI)：将行星的特征与地球进行比较，范围从0（不相似）到1（完全相似）。

*宜居性行星目录(HEC)：基于行星的大气和地质条件，将其分类为宜居、潜在宜居或不适合居住。

*宜居性评估(HAB)：考虑行星的恒星光圈、大气条件和地质稳定性，以评估其宜居性潜力。

挑战和未来方向

宜居性评估是一项复杂的任务，面临着许多挑战，包括：

*观测限制：当前的技术尚未能够详细观测大部分系外行星的大气。

*恒星背景噪声：恒星自身的亮度可能会掩盖行星发射的光，使观测变得困难。

*行星多样性：系外行星具有广泛的多样性，因此很难制定通用的宜居性标准。

未来的研究将集中于：

*开发更灵敏的观测技术。

*寻找和表征更接近地球相似度的行星。

*完善宜居性模型，以考虑行星演化和多样性的影响。第八部分系外行星任务设计与观测策略的趋势关键词关键要点综合观测策略

1.多波段观测：拓展探测范围，发现不同类型系外行星，如岩质行星、气态巨行星和超行星。

2.光谱表征：利用光谱仪获取行星大气信息，探究其宜居性、大气成分和云层分布。

3.时域天文学：监测行星凌星和掩星事件，测定行星半径、密度和轨道参数。

高精度光度测量技术

1.太空干涉仪：提高空间分辨率，直接成像系外行星并探测其大气层。

2.高精度光度曲线：利用高灵敏度光度计观测恒星亮度变化，提高凌星信号的检测概率和精度。

3.自适应光学系统：校正大气扰动，提高图像分辨率，增强系外行星凌星和掩星现象的观测质量。

新一代望远镜

1.大口径望远镜：收集更多的光线，提高行星探测灵敏度，扩展系外行星样品。

2.分段镜望远镜：突破口径限制，实现高角分辨率和探测能力的提升。

3.成像光谱仪：集光谱成像和光谱分析于一体，全面表征系外行星的大气和表面特征。

数据分析和建模

1.贝叶斯推理：应用贝叶斯理论，针对已知和未知模型，优化行星参数估计和模型选择。

2.机器学习算法：利用大规模系外行星数据集，开发机器学习模型，自动识别和分类系外行星。

3.行星动力学模拟：构建行星动力学模型，模拟行星轨道演化和相互作用，理解系外行星系统的动力学特性。

星系宜居性

1.系外行星母星宜居性：考察恒星的光度、温度、活动度和金属丰度，评估系外行星宜居环境的可能性。

2.行星系宜居带：确定行星系中的宜居带位置，搜索处于宜居带内的行星。

3.生物特征探测：寻找系外行星大气层中水、甲烷、氧气等生物特征，评估行星生物宜居性。

系外行星探测的拓展

1.系外卫星探测：探索系外行星周围的天然卫星，寻找宜居卫星和潜在生命载体。

2.系外行星际际介质：研究系外行星大气层外侧物质，探究行星际介质的性质和演化。

3.系外行星多信使观测：结合不同测量手段（如无线电、红外、光学等），多维度观测和表征系外行星。系外行星任务设计与观测策略的趋势

#1.大视场巡天任务

大视场巡天任务旨在通过对广阔的天区进行成像来探测大量系外行星。这些