數(shù)字化巡天（DSS）拍攝的恒星HIP 65426所在的天空中的群星（上方大圖）與韋布拍攝的圍繞這顆恒星運(yùn)轉(zhuǎn)的系外行星的圖像（下方小圖）。4張小圖拍攝的是這顆行星平均波長分別為3.067微米、4.397微米、11.307微米與15.514微米的波段上的圖像。白色五角星表示恒星所在的位置，恒星自身發(fā)出的光被設(shè)備屏蔽了。圖中出現(xiàn)的棒狀圖像由儀器衍射效應(yīng)引起，并非真實(shí)圖像。圖片來源：DSS；NASA/ESA/CSA, A. Carter (UCSC), the ERS 1386 team, and A. Pagan (STScI)

上圖中的大圖顯示了被拍攝的行星所圍繞的恒星所在的位置。4張小圖分別是韋布的近紅外相機(jī)（NIRCam）與中紅外設(shè)備（MIRI）拍攝的HIP 65426 b的4個(gè)波段的圖像。

(資料圖)

有些讀者可能會說：“咦，今年7月份被公布的韋布的第一批圖片里不是有系外行星的圖片嗎？”沒錯(cuò)。但那兩張系外行星的圖片并不是“圖像”，而分別是“光變曲線”與“光譜”。而且，它們都是恒星在受行星影響之后顯示出的光變曲線與光譜，而不是行星自身的。

此外，哪怕直接測量了行星自身，測量光變曲線只是相當(dāng)于測量了一個(gè)人的手腕體溫隨著時(shí)間的變化，測量光譜也只是相當(dāng)于測量了它某一時(shí)刻全身不同部位的體溫，但卻沒有給這個(gè)人拍攝證件照。

這次，韋布拍攝的恰是一顆系外行星的“證件照”。這是韋布首次拍攝系外行星的圖像。雖然它并不是人類獲得的第一批系外行星的圖像，但卻是人類獲得的系外行星在超過5微米的波長上的第一批的圖像。

2022年9月8日被發(fā)布的韋布空間望遠(yuǎn)鏡的紀(jì)念郵票 圖片來源：U.S. Postal Service

一、系外行星“動物園”

我們太陽系內(nèi)的八大行星就是“太陽系內(nèi)行星”，我們可以將它們簡稱為“系內(nèi)行星”，但我們一般直接稱呼它們?yōu)椤靶行恰薄?strong>在太陽系外的行星自然就是“系外行星”。我們將系外行星圍繞的恒星稱為它們的“母恒星”。

系外行星一般以如下方式命名：如果母恒星只有1顆行星，就在母恒星的編號后面直接加b；如果有2顆或更多顆行星，就繼續(xù)使用c、d、e……

這次韋布拍攝的系外行星，母恒星為HIP 65426，因此其編號為“HIP 65426b”；此前韋布探測過的那顆系外行星的母恒星為WASP-96，因此它的編號為“WASP-96b”。

從1992年人類確認(rèn)第一顆系外行星，到2022年9月6日，人類共確認(rèn)至少5471顆系外行星，它們處于至少3811個(gè)類似于太陽系的系統(tǒng)中，其中擁有不少于2顆行星的系統(tǒng)至少有833個(gè)。[注1]

我們知道，太陽系內(nèi)雖然只有八大行星，但卻可以被分為三類：水星、金星、地球與火星屬于巖石行星，木星與土星屬于氣態(tài)巨行星，天王星與海王星屬于冰巨行星。

太陽與太陽系內(nèi)的八大行星的“全家福”。從左到右依次是：太陽（部分）、水星（Mercury）、金星（Venus）、地球（Earth）、火星（Mars）、木星（Jupiter）、土星（Saturn）、天王星（Uranus）與海王星（Neptune），各天體的大小與相互之間的距離未按照比例顯示。圖片來源：twinkl

系外行星的類型比太陽系內(nèi)的行星更多樣化。有的系外行星像地球，但質(zhì)量卻比地球大好幾倍，因此屬于“超級地球”；有的系外行星像木星，但因?yàn)榫嚯x母恒星太近，溫度比木星高得多，因此屬于“熱木星”。它們的質(zhì)量分布也很廣，有的質(zhì)量比木星大得多，因此屬于“超級木星”，有的質(zhì)量只是月球質(zhì)量的2倍。

一些被確認(rèn)的“超級地球”的藝術(shù)想象圖合集以及它們與地球的大小比較。圖片來源：NASA/AMES/JPL-CALTECH

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（HST）觀測過的25顆熱木星的藝術(shù)想象圖合集。圖片來源：ESA/Hubble, N. Bartmann

雖然從科研的角度來看，每一種系外行星都有其獨(dú)特的價(jià)值。但在這個(gè)豐富的系外行星“動物園”中，人類最感興趣的還是那些溫度適宜、表面可以產(chǎn)生液態(tài)水，且大小類似于地球的“宜居行星”。

二、如何發(fā)現(xiàn)系外行星？

發(fā)現(xiàn)系外行星的難度非常大，因?yàn)楹阈亲陨淼牧炼瘸３＿h(yuǎn)超其行星的亮度。要想直接看到系外行星，難度相當(dāng)于在幾千千米之外看篝火旁邊的螢火蟲。

然而，隨著科技的發(fā)展，人類在1992年首次發(fā)現(xiàn)了系外行星。它們是兩顆圍繞中子星公轉(zhuǎn)的行星，發(fā)現(xiàn)者是沃爾茲森（Aleksander Wolszczan，1946-）與弗雷爾（Dale Frail，1961-）。

1995年，人類首次發(fā)現(xiàn)圍繞主序星公轉(zhuǎn)的系外行星，發(fā)現(xiàn)者麥耶（Michel Mayor，1942-）和奎洛茲（Didier Queloz，1966-）獲得了2019年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。主序星指的是內(nèi)部只發(fā)生氫聚變的恒星，我們的太陽就是一顆主序星。

從1991年到2022年3月間，人類發(fā)現(xiàn)的系外行星的累計(jì)數(shù)目與每年被發(fā)現(xiàn)的系外行星的位置（圖中小圓圈內(nèi)）的動圖。2022年的數(shù)據(jù)還在不斷被更新，因此當(dāng)前的總數(shù)已經(jīng)超過圖中顯示的5005。 圖片來源：NASA/JPL

到現(xiàn)在為止，天文學(xué)家已經(jīng)發(fā)展出多種發(fā)現(xiàn)系外行星的間接或直接的方法，最主要的有以下4種：凌星法、徑向速度法、微引力透鏡法與直接成像法。用這4種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星約占總數(shù)的97.88%。

1.凌星法

凌星法的原理和水星或金星凌日現(xiàn)象類似。我們知道，水星或金星凌日是因?yàn)樗鼈冊谀扯螘r(shí)間內(nèi)與太陽、地球成一線，從而擋住了太陽的少部分光。如果系外行星擋住母恒星發(fā)出的一部分光，就會產(chǎn)生“凌星”現(xiàn)象。對于這樣的系統(tǒng)，由于行星周期性地圍繞母恒星公轉(zhuǎn)，母恒星的亮度會周期性地降低、恢復(fù)、再降低、再恢復(fù)，循環(huán)往復(fù)。

韋布測出的WASP-96的光變曲線。根據(jù)其亮度的周期性降低，可以推斷出有一顆行星圍繞著它運(yùn)轉(zhuǎn)并遮擋了它的部分光，這顆系外行星就是WASP-96b。圖片來源：NASA, ESA, CSA, STScI

凌星導(dǎo)致的恒星亮度的降低比例非常小，因此對儀器的測量精度有非常高的要求。使用這種方法發(fā)現(xiàn)系外行星的代表是“開普勒太空望遠(yuǎn)鏡”（Kepler space telescope，以下簡稱“開普勒”）與其繼任者“凌星系外行星巡天衛(wèi)星”（Transiting Exoplanets Survey Satellite，TESS）。它們都具有非常廣的視野，可以同時(shí)監(jiān)測海量恒星的亮度變化，從而高效率地篩選出亮度發(fā)生周期性變化的恒星。天文學(xué)家根據(jù)數(shù)據(jù)來判斷這樣的變化是否由系外行星的凌星引起。

開普勒太空望遠(yuǎn)鏡的藝術(shù)想象圖。圖片來源：NASA

凌星法的優(yōu)點(diǎn)是具有可重復(fù)性，因此可以被反復(fù)檢驗(yàn)。至今為止，天文學(xué)家用凌星法發(fā)現(xiàn)了至少3925顆系外行星，約占總數(shù)的71.74%。這些被凌星法確認(rèn)的系外行星中，從“開普勒”探測到的數(shù)據(jù)中確認(rèn)出來的有2700多顆。

凌星法還衍生出凌星計(jì)時(shí)法。它的原理是：行星凌星的周期固定而精確。如果某顆恒星被凌星的周期不精確，就可能是另外一顆行星干擾了它的軌道，據(jù)此可以判斷出后者的存在。用這個(gè)方法，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了23顆系外行星。

2.徑向速度法

徑向速度法根據(jù)恒星的光譜的變化來確定恒星的運(yùn)動速度，從而判斷出這顆恒星是否擁有系外行星。科學(xué)家用儀器將物體（包括恒星）發(fā)出的光分解成精細(xì)的彩虹帶，這就是光譜。

徑向速度法的原理是：當(dāng)恒星朝著地球運(yùn)動時(shí)，它發(fā)出的光的波長會變短（藍(lán)移）；當(dāng)恒星遠(yuǎn)離地球運(yùn)動時(shí)，它發(fā)出的光的波長會變長（紅移）。

如果恒星具有一顆系外行星，它就會被行星的引力拽動，與后者繞著共同的“質(zhì)心”公轉(zhuǎn)（如下圖左），時(shí)而遠(yuǎn)離我們，時(shí)而靠近我們，它的速度會出現(xiàn)周期性變化（如下圖右上），從而導(dǎo)致其光譜時(shí)而紅移，時(shí)而藍(lán)移（如下圖右下），循環(huán)往復(fù)。

圖中淺綠色×就是恒星與行星構(gòu)成的系統(tǒng)的質(zhì)心。右上為恒星速度的變化，右下為恒星光譜的交替性的紅移與藍(lán)移。圖片來源：homepage.divms.uiowa.edu

根據(jù)這個(gè)原理，天文學(xué)家測量出光譜紅移與藍(lán)移的程度，計(jì)算出恒星的運(yùn)動速度，從而計(jì)算出行星的質(zhì)量。由于恒星一般并不直接朝著地球的方向運(yùn)動，其速度可以被分解為兩個(gè)方向的分量：朝向地球的速度（“徑向速度”）與垂直于徑向速度方向的速度。

只有徑向速度是可以測量的（這也是徑向速度法這個(gè)名稱的由來），且測量值總是小于真實(shí)的速度，所以根據(jù)這個(gè)方法計(jì)算出來的系外行星的質(zhì)量只是一個(gè)下限值。

使用徑向速度法探測系外行星的代表儀器之一是“高精度徑向速度行星搜索器”（High Accuracy Radial velocity Planet Searcher，HARPS），它被安裝在歐洲南方天文臺（ESO）的口徑為3.6米的望遠(yuǎn)鏡上面（望遠(yuǎn)鏡的口徑指的是其采光鏡面的直徑）。

ESO的口徑為3.6米的望遠(yuǎn)鏡（上）與HARPS的內(nèi)部結(jié)構(gòu)的一部分（下）。圖片來源：S. Brunier/ESO（上）；https://www.eso.org/public/teles-instr/lasilla/36/harps/（下）

至今為止，天文學(xué)家用徑向速度法發(fā)現(xiàn)了1005顆系外行星，約占總數(shù)的18.37%。特別值得一提的是，天文學(xué)家使用這個(gè)方法，于2016年確認(rèn)離太陽系最近恒星——比鄰星，擁有系外行星，即“比鄰星b”（Proxima b），它的質(zhì)量下限略大于我們的地球。

圍繞比鄰星公轉(zhuǎn)的行星“比鄰星b”（Proxima b）的藝術(shù)想象圖（右），以及它與地球的大小比較。“比鄰星b”的質(zhì)量僅略大于地球，它存在的證據(jù)于2013年被提出，并于2016年被確認(rèn)。圖片來源：PHL @ UPR Arecibo, NASA EPIC Team

3.微引力透鏡法

根據(jù)廣義相對論，有質(zhì)量的物體會彎曲周圍的時(shí)空，光經(jīng)過它們附近時(shí)，將走曲線。如果光源與地球之間存在一個(gè)質(zhì)量較大的天體，且三者幾乎成一直線，那么后者就會像透鏡一樣放大光源的亮度（弱引力透鏡），甚至產(chǎn)生雙重像或多重像（強(qiáng)引力透鏡）。充當(dāng)透鏡的天體就是引力透鏡。

作為弱引力透鏡的天體在漂移的過程中，背景天體的亮度的放大比例會先變大、后變小，最接近三點(diǎn)一線或三點(diǎn)一線時(shí)，放大的比例最高。因此，漂移的弱引力透鏡會使背景光源的亮度發(fā)生變化，使其亮度先變亮、再變暗。

微引力透鏡法示意圖。圖中的Source star是作為光源的背景恒星，Lens star為充當(dāng)透鏡的恒星，Planet為充當(dāng)微引力透鏡的行星，Observer為觀測者。圖片來源：NASA

漂移的恒星可以成為這樣的弱引力透鏡。如果恒星還帶著一個(gè)行星，在恒星漂移的過程中，行星也對引力透鏡效應(yīng)做出額外貢獻(xiàn)，導(dǎo)致本來光滑變化的光變曲線突然增加了一個(gè)非常窄的尖峰，這就是行星的微引力透鏡效應(yīng)。這樣的尖峰是系外行星可能存在的信號。

至今為止，天文學(xué)家用微引力透鏡法發(fā)現(xiàn)了212顆系外行星，占總數(shù)的3.87%。微引力透鏡法的缺點(diǎn)是無法重復(fù)，因?yàn)楹阈秋h走后就不再回頭，但它的優(yōu)點(diǎn)是信號清晰。

使用微引力透鏡法尋找系外行星的代表儀器是“光學(xué)引力透鏡實(shí)驗(yàn)”（OGLE）與“韓國微引力透鏡望遠(yuǎn)鏡網(wǎng)”（KMTNet）。前者先是由一臺口徑為1米的望遠(yuǎn)鏡執(zhí)行，然后由一臺口徑為1.3米的望遠(yuǎn)鏡執(zhí)行；后者由3臺口徑為1.6米的望遠(yuǎn)鏡執(zhí)行。

位于智利Las Campanas天文臺的口徑為1.3米望遠(yuǎn)鏡的圓頂，它被用來執(zhí)行OGLE任務(wù)。圖源：Krzysztof Ulaczyk

4.直接成像法

凌星法、徑向速度法與微引力透鏡法都是間接確定系外行星的方法。它們并不是百分百準(zhǔn)確，有時(shí)候會有假信號。為了排除假信號，對于一部分系外行星的候選體，天文學(xué)家會盡量同時(shí)用其他方法交叉檢驗(yàn)。

然而，即使人們用以上3種方法完全確認(rèn)了系外行星的存在并推斷出它們的一些基本性質(zhì)，也依然無法看到這些系外行星。直接成像法可以彌補(bǔ)“無法看到系外行星”的遺憾。

如果母恒星的亮度與行星的亮度的比值不是非常大，且二者距離足夠遠(yuǎn)，天文學(xué)家可以直接把兩者都拍攝進(jìn)去，如低亮度的褐矮星2M1207與圍繞它運(yùn)轉(zhuǎn)的行星2M1207b。

VLT-1（“Antu”，意為“太陽”）于2004年拍攝的褐矮星2M1207與其行星2M1207b的近紅外偽色圖像，它們分別被顯示為藍(lán)白色與紅色。2M1207是一顆低亮度的、質(zhì)量僅為木星質(zhì)量25倍的褐矮星，而2M1207b的質(zhì)量是木星的3~10倍，恒星的光并不占據(jù)壓倒性的優(yōu)勢，因此可以直接被同時(shí)拍攝到。圖片來源：ESO

然而，由于選擇效應(yīng)，人類更容易看到明亮的恒星，它們的亮度大大高于繞著它們轉(zhuǎn)的行星。因此，天文學(xué)家必須用一種名為“星冕儀”的設(shè)備擋住恒星發(fā)出的光，從而拍攝到恒星附近行星的圖像。

星冕儀的技術(shù)源自日冕儀，后者用來遮擋太陽表面發(fā)出的光，從而可以讓天文學(xué)家觀測日冕。日冕是太陽外層的大氣，因?yàn)槠湫螤钕衩弊樱ā懊帷保┒妹ｋm然日冕儀與星冕儀的設(shè)計(jì)目標(biāo)不同，但它們本質(zhì)上都是遮蔽恒星的光，讓天文學(xué)家可以拍攝到恒星周圍的物質(zhì)或物體。

韋布上面的NIRCam和MIRI都安裝了星冕儀，因此都可以遮擋恒星發(fā)出的強(qiáng)光，從而直接拍攝旁邊的行星。但韋布并不是第一個(gè)配備星冕儀的望遠(yuǎn)鏡。

此前地面上的一些望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)或曾經(jīng)配備星冕儀，并用直接成像法拍攝系外行星，如口徑為5.08米的海耳（Hale）望遠(yuǎn)鏡、口徑為10米的凱克（Keck）望遠(yuǎn)鏡、口徑為8.2米的甚大望遠(yuǎn)鏡（VLT），口徑為8.4米的大雙筒望遠(yuǎn)鏡（LBT），等等。它們都是此前使用直接成像法的望遠(yuǎn)鏡的代表。在韋布拍攝了這批照片后，它也成為此類望遠(yuǎn)鏡的代表之一。

4臺VLT的合影。它們中有兩臺安裝了可以直接拍攝系外行星的裝置。圖片來源：Iztok Boncina/ESO

這次韋布拍攝的系外行星HIP 65426 b就是VLT-3（“Melipal”，意為“南十字”）上面的“光譜偏振高對比度系外行星研究”（Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research，SPHERE）項(xiàng)目的設(shè)備于2017年7月6日發(fā)現(xiàn)的（如下圖），它也是SPHERE項(xiàng)目發(fā)現(xiàn)的第一顆系外行星。

VLT-3（“Melipal”，“南十字”）拍攝的HIP 65426 b的圖像。圖中白色十字為母恒星所在的位置，它發(fā)出的光已經(jīng)被星冕儀遮擋；紅色天體為HIP 65426 b的短波近紅外偽色圖像，白色圈的半徑等于太陽系內(nèi)的海王星的軌道半徑。圖片來源：ESO

至今為止，天文學(xué)家用直接成像法發(fā)現(xiàn)了213顆系外行星，占總數(shù)的3.89%。

彩蛋：問答時(shí)間

問題1：人類于1992年首次發(fā)現(xiàn)的兩顆系外行星是用文中介紹的哪一種方法發(fā)現(xiàn)的？

答：不是這4種中的任何一種。它們是被“脈沖星計(jì)時(shí)”的方法確認(rèn)的。這個(gè)方法的原理是：脈沖星的輻射會定期掃過地球，周期非常精確。如果某顆脈沖星的輻射掃過的周期發(fā)生變化，就可能是因?yàn)樗艿嚼@它公轉(zhuǎn)的行星的引力影響，據(jù)此可以判斷出行星的存在。這個(gè)方法至今只發(fā)現(xiàn)了7顆系外行星，所以正文中沒有單獨(dú)介紹。

問題2：除了最主流的4種方法之外，還有哪些尋找系外行星的有趣方法？

答：其他有趣的方法主要有：（1）變星計(jì)時(shí)法。變星的周期是固定的，如果某顆變星的周期不固定，那就可能是圍繞它的行星的引力干擾了它。（2）天體測量法。恒星被行星引力輕微拽動，會使其位置發(fā)生周期性的變化，根據(jù)這種變化，可以判斷出系外行星存在。由于這種位置變化很難測出，這種方法至今最多確認(rèn)了1顆系外行星。（3）橢球法。行星對恒星的引力導(dǎo)致恒星變形，使地球上測量出的恒星亮度隨時(shí)間變化。還有一些方法（如偏振法、行星盤方法，等）比較抽象且不那么“有趣”，此處就不介紹了。