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2022年9月2日凌晨，韦布空间望远镜（James Webb Space Telescope，以下简称"韦布"）拍摄的第一张系外行星图像被公布，如下图。这颗系外行星的编号为"HIP 65426 b"，它围绕一颗编号为"HIP 65426"的恒星公转。
数字化巡天（DSS）拍摄的恒星HIP 65426所在的天空中的群星（上方大图）与韦布拍摄的围绕这颗恒星运转的系外行星的图像（下方小图）。4张小图拍摄的是这颗行星平均波长分别为3.067微米、4.397微米、11.307微米与15.514微米的波段上的图像。白色五角星表示恒星所在的位置，恒星自身发出的光被设备屏蔽了。图中出现的棒状图像由仪器衍射效应引起，并非真实图像。
图片来源：DSS；NASA/ESA/CSA, A. Carter (UCSC), the ERS 1386 team, and A. Pagan (STScI)
上图中的大图显示了被拍摄的行星所围绕的恒星所在的位置。4张小图分别是韦布的近红外相机（NIRCam）与中红外设备（MIRI）拍摄的HIP 65426 b的4个波段的图像。
有些读者可能会说："咦，今年7月份被公布的韦布的第一批图片里不是有系外行星的图片吗？"没错。但那两张系外行星的图片并不是"图像"，而分别是"光变曲线"与"光谱"。而且，它们都是恒星在受行星影响之后显示出的光变曲线与光谱，而不是行星自身的。
此外，哪怕直接测量了行星自身，测量光变曲线只是相当于测量了一个人的手腕体温随着时间的变化，测量光谱也只是相当于测量了它某一时刻全身不同部位的体温，但却没有给这个人拍摄证件照。
这次，韦布拍摄的恰是一颗系外行星的"证件照"。这是韦布首次拍摄系外行星的图像。虽然它并不是人类获得的第一批系外行星的图像，但却是人类获得的系外行星在超过5微米的波长上的第一批的图像。
2022年9月8日被发布的韦布空间望远镜的纪念邮票
图片来源：U.S. Postal Service
系外行星"动物园"
我们太阳系内的八大行星就是"太阳系内行星"，我们可以将它们简称为"系内行星"，但我们一般直接称呼它们为"行星"。在太阳系外的行星自然就是"系外行星"。我们将系外行星围绕的恒星称为它们的"母恒星"。
系外行星一般以如下方式命名：如果母恒星只有1颗行星，就在母恒星的编号后面直接加b；如果有2颗或更多颗行星，就继续使用c、d、e……
这次韦布拍摄的系外行星，母恒星为HIP 65426，因此其编号为"HIP 65426b"；此前韦布探测过的那颗系外行星的母恒星为WASP-96，因此它的编号为"WASP-96b"。
从1992年人类确认第一颗系外行星，到2022年9月6日，人类共确认至少5471颗系外行星，它们处于至少3811个类似于太阳系的系统中，其中拥有不少于2颗行星的系统至少有833个。[注1]
我们知道，太阳系内虽然只有八大行星，但却可以被分为三类：水星、金星、地球与火星属于岩石行星，木星与土星属于气态巨行星，天王星与海王星属于冰巨行星。
太阳与太阳系内的八大行星的"全家福"。从左到右依次是：太阳（部分）、水星（Mercury）、金星（Venus）、地球（Earth）、火星（Mars）、木星（Jupiter）、土星（Saturn）、天王星（Uranus）与海王星（Neptune），各天体的大小与相互之间的距离未按照比例显示。
图片来源：twinkl
系外行星的类型比太阳系内的行星更多样化。有的系外行星像地球，但质量却比地球大好几倍，因此属于"超级地球"；有的系外行星像木星，但因为距离母恒星太近，温度比木星高得多，因此属于"热木星"。它们的质量分布也很广，有的质量比木星大得多，因此属于"超级木星"，有的质量只是月球质量的2倍。
一些被确认的"超级地球"的艺术想象图合集以及它们与地球的大小比较。
图片来源：NASA/AMES/JPL-CALTECH
哈勃空间望远镜（HST）观测过的25颗热木星的艺术想象图合集。
图片来源：ESA/Hubble, N. Bartmann
虽然从科研的角度来看，每一种系外行星都有其独特的价值。但在这个丰富的系外行星"动物园"中，人类最感兴趣的还是那些温度适宜、表面可以产生液态水，且大小类似于地球的"宜居行星"。
如何发现系外行星？
发现系外行星的难度非常大，因为恒星自身的亮度常常远超其行星的亮度。要想直接看到系外行星，难度相当于在几千千米之外看篝火旁边的萤火虫。
然而，随着科技的发展，人类在1992年首次发现了系外行星。它们是两颗围绕中子星公转的行星，发现者是沃尔兹森（Aleksander Wolszczan，1946-）与弗雷尔（Dale Frail，1961-）。
1995年，人类首次发现围绕主序星公转的系外行星，发现者麦耶（Michel Mayor，1942-）和奎洛兹（Didier Queloz，1966-）获得了2019年的诺贝尔物理学奖。主序星指的是内部只发生氢聚变的恒星，我们的太阳就是一颗主序星。
从1991年到2022年3月间，人类发现的系外行星的累计数目与每年被发现的系外行星的位置（图中小圆圈内）的动图。2022年的数据还在不断被更新，因此当前的总数已经超过图中显示的5005。
图片来源：NASA/JPL
到现在为止，天文学家已经发展出多种发现系外行星的间接或直接的方法，最主要的有以下4种：凌星法、径向速度法、微引力透镜法与直接成像法。用这4种方法发现的系外行星约占总数的97.88%。
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发现系外行星的方法
1.凌星法
凌星法的原理和水星或金星凌日现象类似。我们知道，水星或金星凌日是因为它们在某段时间内与太阳、地球成一线，从而挡住了太阳的少部分光。如果系外行星挡住母恒星发出的一部分光，就会产生"凌星"现象。对于这样的系统，由于行星周期性地围绕母恒星公转，母恒星的亮度会周期性地降低、恢复、再降低、再恢复，循环往复。
韦布测出的WASP-96的光变曲线。根据其亮度的周期性降低，可以推断出有一颗行星围绕着它运转并遮挡了它的部分光，这颗系外行星就是WASP-96b。
图片来源：NASA, ESA, CSA, STScI
凌星导致的恒星亮度的降低比例非常小，因此对仪器的测量精度有非常高的要求。使用这种方法发现系外行星的代表是"开普勒太空望远镜"（Kepler space telescope，以下简称"开普勒"）与其继任者"凌星系外行星巡天卫星"（Transiting Exoplanets Survey Satellite，TESS）。它们都具有非常广的视野，可以同时监测海量恒星的亮度变化，从而高效率地筛选出亮度发生周期性变化的恒星。天文学家根据数据来判断这样的变化是否由系外行星的凌星引起。
开普勒太空望远镜的艺术想象图。
图片来源：NASA
凌星法的优点是具有可重复性，因此可以被反复检验。至今为止，天文学家用凌星法发现了至少3925颗系外行星，约占总数的71.74%。这些被凌星法确认的系外行星中，从"开普勒"探测到的数据中确认出来的有2700多颗。
凌星法还衍生出凌星计时法。它的原理是：行星凌星的周期固定而精确。如果某颗恒星被凌星的周期不精确，就可能是另外一颗行星干扰了它的轨道，据此可以判断出后者的存在。用这个方法，天文学家发现了23颗系外行星。
2.径向速度法
径向速度法根据恒星的光谱的变化来确定恒星的运动速度，从而判断出这颗恒星是否拥有系外行星。科学家用仪器将物体（包括恒星）发出的光分解成精细的彩虹带，这就是光谱。
径向速度法的原理是：当恒星朝着地球运动时，它发出的光的波长会变短（蓝移）；当恒星远离地球运动时，它发出的光的波长会变长（红移）。
如果恒星具有一颗系外行星，它就会被行星的引力拽动，与后者绕着共同的"质心"公转（如下图左），时而远离我们，时而靠近我们，它的速度会出现周期性变化（如下图右上），从而导致其光谱时而红移，时而蓝移（如下图右下），循环往复。
图中浅绿色×就是恒星与行星构成的系统的质心。右上为恒星速度的变化，右下为恒星光谱的交替性的红移与蓝移。
图片来源：homepage.divms.uiowa.edu
根据这个原理，天文学家测量出光谱红移与蓝移的程度，计算出恒星的运动速度，从而计算出行星的质量。由于恒星一般并不直接朝着地球的方向运动，其速度可以被分解为两个方向的分量：朝向地球的速度（"径向速度"）与垂直于径向速度方向的速度。
只有径向速度是可以测量的（这也是径向速度法这个名称的由来），且测量值总是小于真实的速度，所以根据这个方法计算出来的系外行星的质量只是一个下限值。
使用径向速度法探测系外行星的代表仪器之一是"高精度径向速度行星搜索器"（High Accuracy Radial velocity Planet Searcher，HARPS），它被安装在欧洲南方天文台（ESO）的口径为3.6米的望远镜上面（望远镜的口径指的是其采光镜面的直径）。
ESO的口径为3.6米的望远镜（上）与HARPS的内部结构的一部分（下）。
图片来源：S. Brunier/ESO（上）；https://www.eso.org/public/teles-instr/lasilla/36/harps/（下）
至今为止，天文学家用径向速度法发现了1005颗系外行星，约占总数的18.37%。特别值得一提的是，天文学家使用这个方法，于2016年确认离太阳系最近恒星——比邻星，拥有系外行星，即"比邻星b"（Proxima b），它的质量下限略大于我们的地球。
围绕比邻星公转的行星"比邻星b"（Proxima b）的艺术想象图（右），以及它与地球的大小比较。"比邻星b"的质量仅略大于地球，它存在的证据于2013年被提出，并于2016年被确认。
图片来源：PHL @ UPR Arecibo, NASA EPIC Team
3.微引力透镜法
根据广义相对论，有质量的物体会弯曲周围的时空，光经过它们附近时，将走曲线。如果光源与地球之间存在一个质量较大的天体，且三者几乎成一直线，那么后者就会像透镜一样放大光源的亮度（弱引力透镜），甚至产生双重像或多重像（强引力透镜）。充当透镜的天体就是引力透镜。
作为弱引力透镜的天体在漂移的过程中，背景天体的亮度的放大比例会先变大、后变小，最接近三点一线或三点一线时，放大的比例最高。因此，漂移的弱引力透镜会使背景光源的亮度发生变化，使其亮度先变亮、再变暗。
微引力透镜法示意图。图中的Source star是作为光源的背景恒星，Lens star为充当透镜的恒星，Planet为充当微引力透镜的行星，Observer为观测者。
图片来源：NASA
漂移的恒星可以成为这样的弱引力透镜。如果恒星还带着一个行星，在恒星漂移的过程中，行星也对引力透镜效应做出额外贡献，导致本来光滑变化的光变曲线突然增加了一个非常窄的尖峰，这就是行星的微引力透镜效应。这样的尖峰是系外行星可能存在的信号。
至今为止，天文学家用微引力透镜法发现了212颗系外行星，占总数的3.87%。微引力透镜法的缺点是无法重复，因为恒星飘走后就不再回头，但它的优点是信号清晰。
使用微引力透镜法寻找系外行星的代表仪器是"光学引力透镜实验"（OGLE）与"韩国微引力透镜望远镜网"（KMTNet）。前者先是由一台口径为1米的望远镜执行，然后由一台口径为1.3米的望远镜执行；后者由3台口径为1.6米的望远镜执行。
位于智利Las Campanas天文台的口径为1.3米望远镜的圆顶，它被用来执行OGLE任务。图源：Krzysztof Ulaczyk
4.直接成像法
凌星法、径向速度法与微引力透镜法都是间接确定系外行星的方法。它们并不是百分百准确，有时候会有假信号。为了排除假信号，对于一部分系外行星的候选体，天文学家会尽量同时用其他方法交叉检验。
然而，即使人们用以上3种方法完全确认了系外行星的存在并推断出它们的一些基本性质，也依然无法看到这些系外行星。直接成像法可以弥补"无法看到系外行星"的遗憾。
如果母恒星的亮度与行星的亮度的比值不是非常大，且二者距离足够远，天文学家可以直接把两者都拍摄进去，如低亮度的褐矮星2M1207与围绕它运转的行星2M1207b。
VLT-1（"Antu"，意为"太阳"）于2004年拍摄的褐矮星2M1207与其行星2M1207b的近红外伪色图像，它们分别被显示为蓝白色与红色。2M1207是一颗低亮度的、质量仅为木星质量25倍的褐矮星，而2M1207b的质量是木星的3~10倍，恒星的光并不占据压倒性的优势，因此可以直接被同时拍摄到。
图片来源：ESO
然而，由于选择效应，人类更容易看到明亮的恒星，它们的亮度大大高于绕着它们转的行星。因此，天文学家必须用一种名为"星冕仪"的设备挡住恒星发出的光，从而拍摄到恒星附近行星的图像。
星冕仪的技术源自日冕仪，后者用来遮挡太阳表面发出的光，从而可以让天文学家观测日冕。日冕是太阳外层的大气，因为其形状像帽子（"冕"）而得名。虽然日冕仪与星冕仪的设计目标不同，但它们本质上都是遮蔽恒星的光，让天文学家可以拍摄到恒星周围的物质或物体。
韦布上面的NIRCam和MIRI都安装了星冕仪，因此都可以遮挡恒星发出的强光，从而直接拍摄旁边的行星。但韦布并不是第一个配备星冕仪的望远镜。
此前地面上的一些望远镜已经或曾经配备星冕仪，并用直接成像法拍摄系外行星，如口径为5.08米的海耳（Hale）望远镜、口径为10米的凯克（Keck）望远镜、口径为8.2米的甚大望远镜（VLT），口径为8.4米的大双筒望远镜（LBT），等等。它们都是此前使用直接成像法的望远镜的代表。在韦布拍摄了这批照片后，它也成为此类望远镜的代表之一。
4台VLT的合影。它们中有两台安装了可以直接拍摄系外行星的装置。
图片来源：Iztok Boncina/ESO
这次韦布拍摄的系外行星HIP 65426 b就是VLT-3（"Melipal"，意为"南十字"）上面的"光谱偏振高对比度系外行星研究"（Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research，SPHERE）项目的设备于2017年7月6日发现的（如下图），它也是SPHERE项目发现的第一颗系外行星。
VLT-3（"Melipal"，"南十字"）拍摄的HIP 65426 b的图像。图中白色十字为母恒星所在的位置，它发出的光已经被星冕仪遮挡；红色天体为HIP 65426 b的短波近红外伪色图像，白色圈的半径等于太阳系内的海王星的轨道半径。
图片来源：ESO
至今为止，天文学家用直接成像法发现了213颗系外行星，占总数的3.89%。
韦布的拍照对象——HIP 65426b
HIP 65426与其行星HIP 65426b构成的系统位于半人马座方向。在人眼最敏感的V波段，HIP 65426是一颗7等星，无法被人类的肉眼看到，因为肉眼看星的极限是6等或6.5等。所以我们只能借助望远镜才可以看到它。
根据GAIA卫星在2020年的测量，HIP 65426距离地球约350.6光年。它表面的温度约为8840 K，略高于太阳的表面温度（5772 K）。它的质量约为太阳质量的1.96倍。它的半径约为太阳半径的1.77倍。它的年龄约为1400万年，远低于太阳的年龄（约46亿年）。
HIP 65426b绕HIP 65426公转一周需要631年（指地球上的年，下同）。作为对比，距离太阳最远的行星海王星公转一周的时间为164.8年，矮行星冥王星公转一周的时间为247.94年。
HIP 65426的星图，它位于黄色圆圈中心，在亮星南门二A星（半人马座α星A星，Rigil Kent）与马腹一（半人马座β星，Hadar）附近
图片来源：Tomruen
在VLT-3发现HIP 65426 b之后、韦布拍摄它之前，天文学家就已通过各种手段研究了它的性质。这些研究表明：（1）HIP 65426 b非常"年轻"，年龄约为1400万年；相比之下，地球就比较"成熟"了，年龄约为46亿年。（2）HIP 65426 b的大气中的尘埃含量较高，缺乏碳，富含氧，存在水和二氧化碳，但甲烷和氨未被探测到。（3）HIP 65426 b的表面温度约为1560 K。（4）HIP 65426 b的质量约为木星质量的10或11倍。
按照行星形成理论，恒星周围的气体与尘埃逐渐凝聚成行星时，周围还会存在一些残存的盘物质。令天文学家费解的是，HIP 65426 b还这么年轻，它周围残存的盘却已经消失了。这与当前流行的理论模型矛盾。
韦布在中红外波段（3微米以上）的拍摄，有利于人们更透彻地了解这颗行星的性质。加州大学圣克鲁兹分校天文与天体物理系的Aarynn L. Carter主持了这项研究。他们利用韦布拍摄了7个波段的图像（见下图。为了使小图被排列地更美观，该团队只向媒体公布了其中4个波段的图像）。
韦布拍摄的HIP 65426b的图像。7张小图拍摄的分别是这颗行星在平均波长分别为2.523微米、3.067微米、3.580微米、4.084微米、4.397微米、11.307微米与15.514微米的波段上的图像。白色五角星表示恒星所在的位置，恒星自身发出的光被星冕仪屏蔽了。
图片来源：A. Carter et al. arXiv:2208.14990v2
在拍摄的图像中，HIP 65426与HIP 65426b的角距离约为0.82角秒，结合它们与地球的距离，Carter等人计算出HIP 65426b的平均轨道半径约为87天文单位（1天文单位等于1.5亿千米，即地球与太阳的平均距离），大约是海王星平均轨道半径的3倍、冥王星平均轨道半径的2倍。
Carter等人将韦布得到的数据与此前SPHERE得到的数据结合，得到了1~16微米范围内的亮度值，这个波长范围内的亮度占了HIP 65426 b总亮度的97%。
Carter等人将这些数据绘制成图（见下图）。
图中，韦布得到的七个波段的点用橙色空心点表示；SPHERE的积分场光谱仪（IFS）得到近红外光谱由密集的黑色空心三角形表示；SPHERE的红外差分成像仪和光谱仪（IRDIS）获得的测光点由黑色空心方块表示；搭配在VLT-1上的Nasmyth自适应光学系统-CONICA近红外相机（NACO）获得的测光点由黑色空心菱形表示。
上图：HIP 65426b的近红外光谱（左边密集三角空心点）、近红外-中红外测光数据（其他空心点，其中橙色空心圆点为韦布观测的数据）、最佳模型拟合线（蓝色粗线）与模型在一些波段得到的最佳值（蓝色实心小圆点），穿过点的棒表示误差范围。下图：各波段的残差（Residuals），即观测数据减去理论值之后得到的值。
图片来源：A. Carter et al. arXiv:2208.14990v2
很显然，韦布补上了5微米以上的测光数据，且其在4微米左右的测量值与VLT的NACO得到的值有肉眼可见的差异。Carter等人用大气模型拟合这些数据（他们在拟合时未包括NACO的数据，因为它们与韦布得到的数据存在矛盾）。
模型拟合表明：HIP 65426 b的温度约为1673 K；HIP 65426 b的半径约为木星半径的0.92倍。Carter等人还将观测结果与演化模型结合，得到的行星半径约为木星半径的1.45倍，得到的表面温度约为1282 K。在此基础上，Carter等人计算出的HIP 65426 b的热亮度为太阳热亮度的10万分之4.5倍到10万分之6.2倍，进而它的质量约为木星质量的7.1倍（误差为木星质量的1.1倍）。
Carter等人的这个结果将此前得到的一些物理量的精度提高了3倍。
韦布的性能测试
在近红外波段与中红外波段，HIP 65426 b反射的母恒星的光分别仅为其母恒星发出的光的万分之一与几千分之一。韦布用星冕仪挡住恒星的光，拍下了这张照片。从直观上看，韦布拍摄的图没有VLT-3拍摄的清晰，但韦布拍摄到的是更长波长的中红外图像。
由于系外行星的温度比恒星低得多，其相当一部分辐射在中红外波段，被观测到的中红外辐射可以被用来与短波数据结合，用以构建更完整的能谱，进而推导出其温度、半径等重要性质（见上节）。在此基础上，人们还可以更精确地确定系外行星的热亮度与质量。
此外，相比于地面望远镜，韦布拍摄系外行星时还有以下优点：地面上的望远镜观测受到大气干扰，因此常常要用"自适应光学"技术消除大气的影响；韦布在太空中，不受大气干扰，因此不需要这个技术的辅助，这使它可以获得更精确的测量数据。
VLT-4（"Yepun"，意为"金星"）正在发射激光，制造激光导引星，用以执行"自适应光学"程序，消除大气对观测的影响。
图片来源：G. Hüdepohl/ESO
Carter等人认为，韦布这次成功的拍摄表明它在拍摄系外行星方面的能力是预计中能力的10倍。
让我们的"暗淡蓝点"不再孤单
早在1584年，布鲁诺（Giordano Bruno，1548-1600）就猜测天上的那些恒星可能都有围绕着它们运转的行星。然而，直到1992年前，人类才首次发现系外行星，此时距离布鲁诺提出这个猜测已有400多年。
从那时到现在，人类发展出各种各样高精度的技术，发现了5000多颗系外行星与至少8000多颗待确认的候选体。这些技术既是人类心智的结晶，也代表着人类在寻找地球遥远的同类时的不懈努力。
韦布通过这次拍摄证明了它在观测系外行星方面的卓越性能，使其正式成为系外行星研究的重要一员。
韦布在中红外波段的观测对于构造一个完整的能谱，进而推断系外行星的温度、半径、热亮度与质量等重要数值特别重要。此外，它携带的敏锐的光谱仪使人们可以更精确地推断出一些处于母恒星的"宜居带"内的类地行星的大气与表面的化学成分，从而可以让人类进一步判断它们是否适合生命存活与演化。最后，韦布还同时拥有大口径、高灵敏度、高精确度等优点。
这些优点的结合，使韦布在确定系外行星性质、寻找另外的"地球"方面具有特殊的优势。
天文学家确认的可能适宜生命存活与演化的系外行星（"宜居行星"）。每颗行星下方给出了距离与名称，"ly"代表光年。右侧从上到下依次为太阳系内的地球（Earth）、火星（Mars）、木星（Jupiter）与海王星（Neptune）。
图片来源：PHL @ UPR Arecibo (phl.upr.edu)
1990年2月14日，在太空中飞行了12年多的NASA的旅行者1号（Voyager 1）在距离地球60亿千米的地方拍下了一张珍贵的照片。在这张图中，只有0.12像素、看似微不足道的那个微小亮点就是地球，它几乎被相机反射阳光后形成的彩色光带淹没。
旅行者1号在距离地球60亿千米的太空中拍摄的地球，它在图中只是一个非常小的点
图片来源：NASA
1994年，著名天文学家与科普作家萨根（Carl Sagan，1934-1996）将图中那个点称为"暗淡蓝点"（Pale Blue Dot），并以此作为一本书的名字，这颗暗淡蓝点就是我们珍贵的家园。
当我们凝视着照片中的这个暗淡蓝点时，我们不禁会问："我们的地球在宇宙中真的是孤单的吗？"人类逐步发现的一些可能的宜居行星已经能够让我们越来越乐观地给这个问题一个否定的答案。
虽然这些可能宜居的行星的各种性质依然与我们的地球存在差距，但我们可以乐观地预期：在韦布与其他强大的望远镜的助力下，人类将很快寻找到性质更接近我们地球、更适宜生命存活与演化的宜居行星，直到找到真正的另一颗地球，从而让我们所在的这颗暗淡蓝点不再那么孤单。
原文地址：http://www.myzaker.com/article/631f50db8e9f097dbf71960e
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