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佈，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”的恆星公轉。

數字化巡天（DSS）拍攝的恆星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恆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。白色五角星表示恆星所在的位置，恆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，並非真實圖像。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恆星所在的位置。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月份被公佈的韋布的第一批圖片裡不是有系外行星的圖片嗎？”沒錯。但那兩張系外行星的圖片並不是“圖像”，而分別是“光變曲線”與“光譜”。而且，它們都是恆星在受行星影響之後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於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於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。雖然它並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：US Postal Service

一、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恆星稱為它們的“母恆星”。

系外行星一般以如下方式命名：如果母恆星只有1顆行星，就在母恆星的編號後面直接加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，母恆星為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恆星為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，它們處於至少3811個類似於太陽系的系統中，其中擁有不少於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、地球與火星屬於岩石行星，木星與土星屬於氣態巨行星，天王星與海王星屬於冰巨行星。

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，因此屬於“超級地球”；有的系外行星像木星，但因為距離母恆星太近，溫度比木星高得多，因此屬於“熱木星”。它們的質量分佈也很廣，有的質量比木星大得多，因此屬於“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”的藝術想像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顆熱木星的藝術想像圖合集。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，且大小類似於地球的“宜居行星”。

二、如何發現系外行星？

發現系外行星的難度非常大，因為恆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，難度相當於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恆星，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佔總數的97.88%。

1. 兩生法

凌星法的原理和水星或金星凌日現像類似。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恆星發出的一部分光，就會產生“凌星”現象。對於這樣的系統，由於行星周期性地圍繞母恆星公轉，母恆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並遮擋了它的部分光，這顆系外行星就是WASP-96b。圖片來源：NASA, ESA, CSA, STScI

凌星導致的恆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，可以同時監測海量恆星的亮度變化，從而高效率地篩選出亮度發生週期性變化的恆星。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像圖。圖片來源：NASA

凌星法的優點是具有可重複性，因此可以被反複檢驗。至今為止，天文學家用凌星法發現了至少3925顆系外行星，約佔總數的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。如果某顆恆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，據此可以判斷出後者的存在。用這個方法，天文學家發現了23顆系外行星。

2.徑向速度法

徑向速度法根據恆星的光譜的變化來確定恆星的運動速度，從而判斷出這顆恆星是否擁有系外行星。科學家用儀器將物體（包括恆星）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：當恆星朝著地球運動時，它發出的光的波長會變短（藍移）；當恆星遠離地球運動時，它發出的光的波長會變長（紅移）。

如果恆星具有一顆系外行星，它就會被行星的引力拽動，與後者繞著共同的“質心”公轉（如下圖左），時而遠離我們，時而靠近我們，它的速度會出現週期性變化（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×就是恆星與行星構成的系統的質心。右上為恆星速度的變化，右下為恆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，計算出恆星的運動速度，從而計算出行星的質量。由於恆星一般並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”）與垂直於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），且測量值總是小於真實的速度，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台（ESO）的口徑為3.6米的望遠鏡上面（望遠鏡的口徑指的是其採光鏡面的直徑）。

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，約佔總數的18.37%。特別值得一提的是，天文學家使用這個方法，於2016年確認離太陽系最近恆星——比鄰星，擁有系外行星，即“比鄰星b”（Proxima b），它的質量下限略大於我們的地球。

圍繞比鄰星公轉的行星“比鄰星b”（Proxima b）的藝術想像圖（右），以及它與地球的大小比較。“比鄰星b”的質量僅略大於地球，它存在的證據於2013年被提出，並於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，那麼後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、後變小，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是作為光源的背景恆星，Lens star為充當透鏡的恆星，Planet為充當微引力透鏡的行星，Observer為觀測者。圖片來源：NASA

漂移的恆星可以成為這樣的弱引力透鏡。如果恆星還帶著一個行星，在恆星漂移的過程中，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，佔總數的3.87%。微引力透鏡法的缺點是無法重複，因為恆星飄走後就不再回頭，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）。前者先是由一台口徑為1米的望遠鏡執行，然後由一台口徑為1.3米的望遠鏡執行；後者由3台口徑為1.6米的望遠鏡執行。

位於智利Las Campanas天文台的口徑為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係外行星的方法。它們並不是百分百準確，有時候會有假信號。為了排除假信號，對於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並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。

如果母恆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”）於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，恆星的光並不佔據壓倒性的優勢，因此可以直接被同時拍攝到。圖片來源：ESO

然而，由於選擇效應，人類更容易看到明亮的恆星，它們的亮度大大高於繞著它們轉的行星。因此，天文學家必須用一種名為“星冕儀”的設備擋住恆星發出的光，從而拍攝到恆星附近行星的圖像。

星冕儀的技術源自日冕儀，後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恆星的光，讓天文學家可以拍攝到恆星周圍的物質或物體。

韋布上面的NIRCam和MIRI都安裝了星冕儀，因此都可以遮擋恆星發出的強光，從而直接拍攝旁邊的行星。但韋布並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，並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後，它也成為此類望遠鏡的代表之一。

4台VLT的合影。它們中有兩台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）項目的設備於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。圖中白色十字為母恆星所在的位置，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，白色圈的半徑等於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，佔總數的3.89%。

彩蛋：問答時間

問題1：人類於1992年首次發現的兩顆系外行星是用文中介紹的哪一種方法發現的？

答：不是這4種中的任何一種。它們是被“脈衝星計時”的方法確認的。這個方法的原理是：脈衝星的輻射會定期掃過地球，週期非常精確。如果某顆脈衝星的輻射掃過的周期發生變化，就可能是因為它受到繞它公轉的行星的引力影響，據此可以判斷出行星的存在。這個方法至今只發現了7顆系外行星，所以正文中沒有單獨介紹。

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）變星計時法。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。恆星被行星引力輕微拽動，會使其位置發生週期性的變化，根據這種變化，可以判斷出系外行星存在。由於這種位置變化很難測出，這種方法至今最多確認了1顆系外行星。（3）橢球法。行星對恆星的引力導致恆星變形，使地球上測量出的恆星亮度隨時間變化。還有一些方法（如偏振法、行星盤方法，等）比較抽象且不那麼“有趣”，此處就不介紹了。