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2022年9月2日凌晨，韋布空間望遠鏡（James Webb Space Telescope，以下簡稱"韋布"）拍攝的第一張系外行星圖像被公布，如下圖。這顆系外行星的編號為"HIP 65426 b"，它圍繞一顆編號為"HIP 65426"的恒星公轉。

數字化巡天（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轉的系外行星的圖像（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，恒星自身發出的光被設備屏蔽了。圖中出現的棒狀圖像由儀器衍射效應引起，并非真實圖像。

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（NIRCam）與中紅外設備（MIRI）拍攝的HIP 65426 b的4個波段的圖像。

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。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于測量了一個人的手腕體溫隨著時間的變化，測量光譜也只是相當于測量了它某一時刻全身不同部位的體溫，但卻沒有給這個人拍攝證件照。

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日被發布的韋布空間望遠鏡的紀念郵票

圖片來源：U.S. Postal Service

系外行星"動物園"

我們太陽系內的八大行星就是"太陽系內行星"，我們可以將它們簡稱為"系內行星"，但我們一般直接稱呼它們為"行星"。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年人類確認第一顆系外行星，到2022年9月6日，人類共確認至少5471顆系外行星，它們處于至少3811個類似于太陽系的系統中，其中擁有不少于2顆行星的系統至少有833個。[注1]

我們知道，太陽系內雖然只有八大行星，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巨行星，天王星與海王星屬于冰巨行星。

太陽與太陽系內的八大行星的"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的行星更多樣化。有的系外行星像地球，但質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，但因為距離母恒星太近，溫度比木星高得多，因此屬于"熱木星"。它們的質量分布也很廣，有的質量比木星大得多，因此屬于"超級木星"，有的質量只是月球質量的2倍。

一些被確認的"超級地球"的藝術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

哈勃空間望遠鏡（HST）觀測過的25顆熱木星的藝術想象圖合集。

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特的價值。但在這個豐富的系外行星"動物園"中，人類最感興趣的還是那些溫度適宜、表面可以產生液態水，且大小類似于地球的"宜居行星"。

如何發現系外行星？

發現系外行星的難度非常大，因為恒星自身的亮度常常遠超其行星的亮度。要想直接看到系外行星，難度相當于在幾千千米之外看篝火旁邊的螢火蟲。

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

1995年，人類首次發現圍繞主序星公轉的系外行星，發現者麥耶（Michel Mayor，1942-）和奎洛茲（Didier Queloz，1966-）獲得了2019年的諾貝爾物理學獎。主序星指的是內部只發生氫聚變的恒星，我們的太陽就是一顆主序星。

從1991年到2022年3月間，人類發現的系外行星的累計數目與每年被發現的系外行星的位置（圖中小圓圈內）的動圖。2022年的數據還在不斷被更新，因此當前的總數已經超過圖中顯示的5005。

圖片來源：NASA/JPL

到現在為止，天文學家已經發展出多種發現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種方法發現的系外行星約占總數的97.88%。

點擊展開

發現系外行星的方法

1.凌星法

凌星法的原理和水星或金星凌日現象類似。我們知道，水星或金星凌日是因為它們在某段時間內與太陽、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出的一部分光，就會產生"凌星"現象。對于這樣的系統，由于行星周期性地圍繞母恒星公轉，母恒星的亮度會周期性地降低、恢復、再降低、再恢復，循環往復。

韋布測出的WASP-96的光變曲線。根據其亮度的周期性降低，可以推斷出有一顆行星圍繞著它運轉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。使用這種方法發現系外行星的代表是"開普勒太空望遠鏡"（Kepler space telescope，以下簡稱"開普勒"）與其繼任者"凌星系外行星巡天衛星"（Transiting Exoplanets Survey Satellite，TESS）。它們都具有非常廣的視野，可以同時監測海量恒星的亮度變化，從而高效率地篩選出亮度發生周期性變化的恒星。天文學家根據數據來判斷這樣的變化是否由系外行星的凌星引起。

開普勒太空望遠鏡的藝術想象圖。

圖片來源：NASA

凌星法的優點是具有可重復性，因此可以被反復檢驗。至今為止，天文學家用凌星法發現了至少3925顆系外行星，約占總數的71.74%。這些被凌星法確認的系外行星中，從"開普勒"探測到的數據中確認出來的有2700多顆。

凌星法還衍生出凌星計時法。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，據此可以判斷出后者的存在。用這個方法，天文學家發現了23顆系外行星。

2.徑向速度法

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

徑向速度法的原理是：當恒星朝著地球運動時，它發出的光的波長會變短（藍移）；當恒星遠離地球運動時，它發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"質心"公轉（如下圖左），時而遠離我們，時而靠近我們，它的速度會出現周期性變化（如下圖右上），從而導致其光譜時而紅移，時而藍移（如下圖右下），循環往復。

圖中淺綠色×就是恒星與行星構成的系統的質心。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移。

圖片來源：homepage.divms.uiowa.edu

根據這個原理，天文學家測量出光譜紅移與藍移的程度，計算出恒星的運動速度，從而計算出行星的質量。由于恒星一般并不直接朝著地球的方向運動，其速度可以被分解為兩個方向的分量：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名稱的由來），且測量值總是小于真實的速度，所以根據這個方法計算出來的系外行星的質量只是一個下限值。

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米的望遠鏡上面（望遠鏡的口徑指的是其采光鏡面的直徑）。

ESO的口徑為3.6米的望遠鏡（上）與HARPS的內部結構的一部分（下）。

圖片來源：S. Brunier/ESO（上）；https://www.eso.org/public/teles-instr/lasilla/36/harps/（下）

至今為止，天文學家用徑向速度法發現了1005顆系外行星，約占總數的18.37%。特別值得一提的是，天文學家使用這個方法，于2016年確認離太陽系最近恒星——比鄰星，擁有系外行星，即"比鄰星b"（Proxima b），它的質量下限略大于我們的地球。

圍繞比鄰星公轉的行星"比鄰星b"（Proxima b）的藝術想象圖（右），以及它與地球的大小比較。"比鄰星b"的質量僅略大于地球，它存在的證據于2013年被提出，并于2016年被確認。

圖片來源：PHL @ UPR Arecibo, NASA EPIC Team

3.微引力透鏡法

根據廣義相對論，有質量的物體會彎曲周圍的時空，光經過它們附近時，將走曲線。如果光源與地球之間存在一個質量較大的天體，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），甚至產生雙重像或多重像（強引力透鏡）。充當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，最接近三點一線或三點一線時，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為充當透鏡的恒星，Planet為充當微引力透鏡的行星，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行星，在恒星漂移的過程中，行星也對引力透鏡效應做出額外貢獻，導致本來光滑變化的光變曲線突然增加了一個非常窄的尖峰，這就是行星的微引力透鏡效應。這樣的尖峰是系外行星可能存在的信號。

至今為止，天文學家用微引力透鏡法發現了212顆系外行星，占總數的3.87%。微引力透鏡法的缺點是無法重復，因為恒星飄走后就不再回頭，但它的優點是信號清晰。

使用微引力透鏡法尋找系外行星的代表儀器是"光學引力透鏡實驗"（OGLE）與"韓國微引力透鏡望遠鏡網"（KMTNet）。前者先是由一臺口徑為1米的望遠鏡執行，然后由一臺口徑為1.3米的望遠鏡執行；后者由3臺口徑為1.6米的望遠鏡執行。

位于智利Las Campanas天文臺的口徑為1.3米望遠鏡的圓頂，它被用來執行OGLE任務。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確，有時候會有假信號。為了排除假信號，對于一部分系外行星的候選體，天文學家會盡量同時用其他方法交叉檢驗。

然而，即使人們用以上3種方法完全確認了系外行星的存在并推斷出它們的一些基本性質，也依然無法看到這些系外行星。直接成像法可以彌補"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，天文學家可以直接把兩者都拍攝進去，如低亮度的褐矮星2M1207與圍繞它運轉的行星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白色與紅色。2M1207是一顆低亮度的、質量僅為木星質量25倍的褐矮星，而2M1207b的質量是木星的3~10倍，恒星的光并不占據壓倒性的優勢，因此可以直接被同時拍攝到。

圖片來源：ESO

然而，由于選擇效應，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的行星。因此，天文學家必須用一種名為"星冕儀"的設備擋住恒星發出的光，從而拍攝到恒星附近行星的圖像。

星冕儀的技術源自日冕儀，后者用來遮擋太陽表面發出的光，從而可以讓天文學家觀測日冕。日冕是太陽外層的大氣，因為其形狀像帽子（"冕"）而得名。雖然日冕儀與星冕儀的設計目標不同，但它們本質上都是遮蔽恒星的光，讓天文學家可以拍攝到恒星周圍的物質或物體。

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出的強光，從而直接拍攝旁邊的行星。但韋布并不是第一個配備星冕儀的望遠鏡。

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

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）項目的設備于2017年7月6日發現的（如下圖），它也是SPHERE項目發現的第一顆系外行星。

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，它發出的光已經被星冕儀遮擋；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的海王星的軌道半徑。

圖片來源：ESO

至今為止，天文學家用直接成像法發現了213顆系外行星，占總數的3.89%。

韋布的拍照對象——HIP 65426b

HIP 65426與其行星HIP 65426b構成的系統位于半人馬座方向。在人眼最敏感的V波段，HIP 65426是一顆7等星，無法被人類的肉眼看到，因為肉眼看星的極限是6等或6.5等。所以我們只能借助望遠鏡才可以看到它。

根據GAIA衛星在2020年的測量，HIP 65426距離地球約350.6光年。它表面的溫度約為8840 K，略高于太陽的表面溫度（5772 K）。它的質量約為太陽質量的1.96倍。它的半徑約為太陽半徑的1.77倍。它的年齡約為1400萬年，遠低于太陽的年齡（約46億年）。

HIP 65426b繞HIP 65426公轉一周需要631年（指地球上的年，下同）。作為對比，距離太陽最遠的行星海王星公轉一周的時間為164.8年，矮行星冥王星公轉一周的時間為247.94年。

HIP 65426的星圖，它位于黃色圓圈中心，在亮星南門二A星（半人馬座α星A星，Rigil Kent）與馬腹一（半人馬座β星，Hadar）附近

圖片來源：Tomruen

在VLT-3發現HIP 65426 b之后、韋布拍攝它之前，天文學家就已通過各種手段研究了它的性質。這些研究表明：（1）HIP 65426 b非常"年輕"，年齡約為1400萬年；相比之下，地球就比較"成熟"了，年齡約為46億年。（2）HIP 65426 b的大氣中的塵埃含量較高，缺乏碳，富含氧，存在水和二氧化碳，但甲烷和氨未被探測到。（3）HIP 65426 b的表面溫度約為1560 K。（4）HIP 65426 b的質量約為木星質量的10或11倍。

按照行星形成理論，恒星周圍的氣體與塵埃逐漸凝聚成行星時，周圍還會存在一些殘存的盤物質。令天文學家費解的是，HIP 65426 b還這么年輕，它周圍殘存的盤卻已經消失了。這與當前流行的理論模型矛盾。

韋布在中紅外波段（3微米以上）的拍攝，有利于人們更透徹地了解這顆行星的性質。加州大學圣克魯茲分校天文與天體物理系的Aarynn L. Carter主持了這項研究。他們利用韋布拍攝了7個波段的圖像（見下圖。為了使小圖被排列地更美觀，該團隊只向媒體公布了其中4個波段的圖像）。

韋布拍攝的HIP 65426b的圖像。7張小圖拍攝的分別是這顆行星在平均波長分別為2.523微米、3.067微米、3.580微米、4.084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，恒星自身發出的光被星冕儀屏蔽了。

圖片來源：A. Carter et al. arXiv:2208.14990v2

在拍攝的圖像中，HIP 65426與HIP 65426b的角距離約為0.82角秒，結合它們與地球的距離，Carter等人計算出HIP 65426b的平均軌道半徑約為87天文單位（1天文單位等于1.5億千米，即地球與太陽的平均距離），大約是海王星平均軌道半徑的3倍、冥王星平均軌道半徑的2倍。

Carter等人將韋布得到的數據與此前SPHERE得到的數據結合，得到了1~16微米范圍內的亮度值，這個波長范圍內的亮度占了HIP 65426 b總亮度的97%。

Carter等人將這些數據繪制成圖（見下圖）。

圖中，韋布得到的七個波段的點用橙色空心點表示；SPHERE的積分場光譜儀（IFS）得到近紅外光譜由密集的黑色空心三角形表示；SPHERE的紅外差分成像儀和光譜儀（IRDIS）獲得的測光點由黑色空心方塊表示；搭配在VLT-1上的Nasmyth自適應光學系統-CONICA近紅外相機（NACO）獲得的測光點由黑色空心菱形表示。

上圖：HIP 65426b的近紅外光譜（左邊密集三角空心點）、近紅外-中紅外測光數據（其他空心點，其中橙色空心圓點為韋布觀測的數據）、最佳模型擬合線（藍色粗線）與模型在一些波段得到的最佳值（藍色實心小圓點），穿過點的棒表示誤差范圍。下圖：各波段的殘差（Residuals），即觀測數據減去理論值之后得到的值。

圖片來源：A. Carter et al. arXiv:2208.14990v2

很顯然，韋布補上了5微米以上的測光數據，且其在4微米左右的測量值與VLT的NACO得到的值有肉眼可見的差異。Carter等人用大氣模型擬合這些數據（他們在擬合時未包括NACO的數據，因為它們與韋布得到的數據存在矛盾）。

模型擬合表明：HIP 65426 b的溫度約為1673 K；HIP 65426 b的半徑約為木星半徑的0.92倍。Carter等人還將觀測結果與演化模型結合，得到的行星半徑約為木星半徑的1.45倍，得到的表面溫度約為1282 K。在此基礎上，Carter等人計算出的HIP 65426 b的熱亮度為太陽熱亮度的10萬分之4.5倍到10萬分之6.2倍，進而它的質量約為木星質量的7.1倍（誤差為木星質量的1.1倍）。

Carter等人的這個結果將此前得到的一些物理量的精度提高了3倍。

韋布的性能測試

在近紅外波段與中紅外波段，HIP 65426 b反射的母恒星的光分別僅為其母恒星發出的光的萬分之一與幾千分之一。韋布用星冕儀擋住恒星的光，拍下了這張照片。從直觀上看，韋布拍攝的圖沒有VLT-3拍攝的清晰，但韋布拍攝到的是更長波長的中紅外圖像。

由于系外行星的溫度比恒星低得多，其相當一部分輻射在中紅外波段，被觀測到的中紅外輻射可以被用來與短波數據結合，用以構建更完整的能譜，進而推導出其溫度、半徑等重要性質（見上節）。在此基礎上，人們還可以更精確地確定系外行星的熱亮度與質量。

此外，相比于地面望遠鏡，韋布拍攝系外行星時還有以下優點：地面上的望遠鏡觀測受到大氣干擾，因此常常要用"自適應光學"技術消除大氣的影響；韋布在太空中，不受大氣干擾，因此不需要這個技術的輔助，這使它可以獲得更精確的測量數據。

VLT-4（"Yepun"，意為"金星"）正在發射激光，制造激光導引星，用以執行"自適應光學"程序，消除大氣對觀測的影響。

圖片來源：G. Hüdepohl/ESO

Carter等人認為，韋布這次成功的拍攝表明它在拍攝系外行星方面的能力是預計中能力的10倍。

讓我們的"暗淡藍點"不再孤單

早在1584年，布魯諾（Giordano Bruno，1548-1600）就猜測天上的那些恒星可能都有圍繞著它們運轉的行星。然而，直到1992年前，人類才首次發現系外行星，此時距離布魯諾提出這個猜測已有400多年。

從那時到現在，人類發展出各種各樣高精度的技術，發現了5000多顆系外行星與至少8000多顆待確認的候選體。這些技術既是人類心智的結晶，也代表著人類在尋找地球遙遠的同類時的不懈努力。

韋布通過這次拍攝證明了它在觀測系外行星方面的卓越性能，使其正式成為系外行星研究的重要一員。

韋布在中紅外波段的觀測對于構造一個完整的能譜，進而推斷系外行星的溫度、半徑、熱亮度與質量等重要數值特別重要。此外，它攜帶的敏銳的光譜儀使人們可以更精確地推斷出一些處于母恒星的"宜居帶"內的類地行星的大氣與表面的化學成分，從而可以讓人類進一步判斷它們是否適合生命存活與演化。最后，韋布還同時擁有大口徑、高靈敏度、高精確度等優點。

這些優點的結合，使韋布在確定系外行星性質、尋找另外的"地球"方面具有特殊的優勢。

天文學家確認的可能適宜生命存活與演化的系外行星（"宜居行星"）。每顆行星下方給出了距離與名稱，"ly"代表光年。右側從上到下依次為太陽系內的地球（Earth）、火星（Mars）、木星（Jupiter）與海王星（Neptune）。

圖片來源：PHL @ UPR Arecibo (phl.upr.edu)

1990年2月14日，在太空中飛行了12年多的NASA的旅行者1號（Voyager 1）在距離地球60億千米的地方拍下了一張珍貴的照片。在這張圖中，只有0.12像素、看似微不足道的那個微小亮點就是地球，它幾乎被相機反射陽光后形成的彩色光帶淹沒。

旅行者1號在距離地球60億千米的太空中拍攝的地球，它在圖中只是一個非常小的點

圖片來源：NASA

1994年，著名天文學家與科普作家薩根（Carl Sagan，1934-1996）將圖中那個點稱為"暗淡藍點"（Pale Blue Dot），并以此作為一本書的名字，這顆暗淡藍點就是我們珍貴的家園。

當我們凝視著照片中的這個暗淡藍點時，我們不禁會問："我們的地球在宇宙中真的是孤單的嗎？"人類逐步發現的一些可能的宜居行星已經能夠讓我們越來越樂觀地給這個問題一個否定的答案。

雖然這些可能宜居的行星的各種性質依然與我們的地球存在差距，但我們可以樂觀地預期：在韋布與其他強大的望遠鏡的助力下，人類將很快尋找到性質更接近我們地球、更適宜生命存活與演化的宜居行星，直到找到真正的另一顆地球，從而讓我們所在的這顆暗淡藍點不再那么孤單。