皮布尔斯（左）、马约尔（中）、奎洛兹（右）的素描像，图片来源：Ill. Niklas Elmehed. © Nobel Media

撰文 | 陈学雷（中国科学院国家天文台）

责编 | 韩越扬 吕浩然

马约尔和奎洛兹都是瑞士人。马约尔生于1942年，1966年在洛桑大学获得物理硕士学位后，1971在日内瓦天文台获得了博士学位，此后便留在日内瓦天文台工作。奎洛兹生于1966年，1990年获得日内瓦大学硕士，1995年获得博士学位，是马约尔的学生。

哥白尼日心说提出之后，人们就开始猜想其它恒星可能也像我们的太阳一样被行星所环绕，例如布鲁诺就提出了这样的设想。这是一个很合理的假说，但要真正证实这一点却并不容易：行星不发光，虽然可以反射一点点中心恒星的光，但远比恒星暗的多；而恒星在望远镜里也不过是一个光点而已，因此要看到行星就更为困难了。

早在一百年多年前，天文学家们就开始努力探测太阳系外行星，也曾有很多人宣称探测到了系外行星，但最终都被进一步的观测否定了。比如，1960年代，天文学家彼得·范德坎普（Peter Van de Kamp）声称探测到了环绕离我们不太远的巴纳德星的行星，但后来发现这可能是他的观测仪器出了问题。直到上世纪90年代，人们在系外行星探测上才终于取得了突破。

系外行星的首次发现

首先取得的突破有点出人意料。1990年，波兰天文学家亚历山大·沃尔兹森（Aleksander Wolszczan）使用当时全世界最大的单天线射电望远镜阿雷西博（Arecibo）射电望远镜发现了脉冲星PSR 1257+12，这是一颗转动周期仅6.22毫秒的脉冲星。脉冲星是天文学家们在上世纪60年代开始发现的天体，它们发出的辐射是周期性的脉冲。脉冲星本质上是中子星，中子星密度很大，其半径只有十千米或几十千米量级，相当于地球上的一座大山，但其质量则达到1.4个太阳质量以上。中子星快速旋转，它像灯塔一样产生指向某个方向的辐射，当这个方向扫过我们所在的方向时，就会被我们看到。

通常脉冲星的转动如同最精密的钟表一样非常规则、稳定，然而观测表明这颗脉冲星的转动周期有一些反常的变化。经过分析，沃尔兹森和美国天文学家戴尔·弗雷欧（Dale Frail）发现，有两颗行星在围绕着这一脉冲星一起转动，他们在1992年公布了这一发现，这是人类首次发现的系外行星。后来，在1994年他们又发现了这一系统中第三颗质量更小的行星（这也是迄今为止发现的质量最小的系外行星）。这三颗行星的质量分别为0.02/4.3/3.9个地球质量，周期分别为22.262/66.5419/98.2114天。

沃尔兹森和弗雷欧的发现是人类历史上第一次得到证实的系外行星。不过，这种系统和我们所处的太阳系行星太不相同了。中子星往往是在超新星爆发时形成的，而且本身也产生大量高能辐射。如果这些行星上曾有过生命，它们也多半在超新星爆发时被摧毁了。实际上，天文学家怀疑这几颗行星很可能是超新星爆发后由超新星抛射出去的物质形成的。

而人们更加关心的是类似太阳这样的、相对普通的恒星周围有没有行星呢？

视向速度测量

系外行星的探测方法很多种，其中一种是通过精密测量恒星运动。我们的地球在万有引力作用下环绕太阳运动，但反之太阳也受到地球万有引力的作用，因此严格地说地球和太阳都会环绕二者的质心转动。如果能测到恒星的这种转动，就可以确认其行星的存在；再根据转动的周期，也可以推算出行星的转动周期和距离；而根据转动的幅度大小，还可以推断出行星的质量。

那么，如何测量行星的运动呢？天体的运动可以分解为沿着我们看向它的视线方向的径向运动和垂直的切向运动。其中，切向速度较难测量，而径向速度的测量更加直截了当，因为根据多普勒效应，我们观测会发现趋近我们的天体其辐射的波长变短，而远离我们的天体其辐射波长变长。根据波长变化的程度，就可以测出天体沿着径向的运动速度。

尽管径向速度的观测原理很简单，但这只是理论上的简单，实际的观测难度还是相当大的。例如，地球引起的太阳环绕日地质心的运动速度只有9 cm/s， 即使是太阳系内质量最大的木星引起的太阳速度也只有10 m/s，而其对应的多普勒效应所引起的波长变化只有波长的大约三千万分之一，要测到这样的精确还是很困难的。

马约尔早年研究恒星的光谱测量[3,4]，最初的目标是为了了解银河系的结构。太阳以及其它大多数银河系恒星都分布在一个被称为银盘的盘状结构上，环绕着银河系中心旋转。不过，这些恒星的轨道参数各不相同，因此它们彼此还存在相对运动，可以从测量这些恒星的速度了解其分布情况，推断银河系的旋臂结构。这些恒星之间的相对速度从每秒几千米到每秒几十千米，相应的波长移动是几万分之一，比较容易测出来的。另外，许多恒星是双星，绕着共同的质心旋转，这也是马约尔的一个研究课题。上世纪70年代，马约尔与同事合作研制了精密的阶梯光栅摄谱仪用于这种测量。

光栅是一种将光分解为不同波长光谱的装置，它上面有密密麻麻的细槽，这些不同槽反射或透射的光相互之间可以干涉，在不同角度上，取决于波长，会形成相长或相消的干涉，相长干涉的波长就给出了对应的颜色。我们所熟悉的光盘反射光线时会出现一些彩虹般的光，就是因为光盘为了记录数据刻有这种细槽。此外，有些鸟类如孔雀的羽毛色彩鲜艳、非常漂亮，也来自这一效应。阶梯光栅摄谱仪能把光栅的不同阶光谱平行地投射形成二维图像，再拍摄下来就得到了光谱。为了便于校准微小的波长变化，使用具有丰富谱线的钍光源形成定标光谱，通过多条谱线的同时测量提高多普勒测量的精度。

光盘之所以五光十色正式得益于盘面上的，肉眼几乎不可见的细槽，图片来源：pixabay

1977年，马约尔与同事合作研制的CORAVEL光谱仪安装在位于法国东南部的上普罗旺斯天文台（Haute Province Observatory）的一台瑞士1米望远镜上，在巡天中其测速精度达到了250米/秒，配合计算机控制的自动光谱测量系统，可以在观测时就给出速度读数，其工作效率比之前的设备提高了三个数量级。

马约尔用此设备系统地研究双星，给出了银盘上的双星或多星系统的分布。马约尔团队并不是当时唯一开展这项研究的，与他们研究方向很接近的还有哈佛大学天文学家大卫·莱瑟姆（David Latham）。1988年，莱瑟姆发现了一颗恒星的光谱速度有84天的周期性变化，马约尔等人的观测证实了这一结果[5]。测量表明，引起这一变化的是一颗质量大于等于11个木星质量（百分之一太阳质量）的伴星。

那么这颗伴星是什么呢？我们知道恒星与行星的差别在于其核心内是否发生核反应，如果质量太低，核心的温度、压强不足，核反应就难以发生。十一个木星质量已接近最小质量恒星——褐矮星的下限，既可能是褐矮星，也可能是个质量很大的恒星。

图7. 1998年研制成功的CORALIE光谱仪二维光谱，每一长条来自光栅的一阶，其中的黑点来自同时曝光定标用的钍光源。

这一发现给了马约尔很大的启发，他意识到使用他所熟悉的径向速度测量技术有机会探测到系外行星。90年代初，马约尔进一步改进了设计，使用了电荷耦合器件（CCD）、光纤等新技术，研制出了ELODIE光谱仪，安装在了普罗旺斯天文台的1.93米望远镜上。其测速精度进一步大幅度提高，达到了13～15米/秒，已经比较接近探测类似太阳系木星的系外行星所需的精度了。

1994年春，他和研究生奎洛兹从之前CORAVEL观测中未发现伴星的恒星中挑选出142颗开始系统观测。到了年底，他们已在飞马座51号星中看到了一个明显的4.2天周期变化。经过1995年春进一步的观测证实，并排除了其它的可能性后，第一个环绕类似太阳恒星的行星被发现了。按照国际天文联合会制订的命名规则，系外行星用主恒星名称后加小写字母命名，字母从b开始按发现顺序排列，同批发现的行星则按从内到外排序，因此这颗行星后来被命名为飞马座51 b（51 Peg b）。

马约尔和奎洛兹写成论文投递给《自然》杂志，并在一次学术会议上宣布了这一发现，但按照《自然》杂志的要求，在论文正式出版前他们不能发布新闻。在会上听了他们报告的美国加州伯克利大学的杰弗瑞·马西（Geoffrey Marcy）和保罗·巴特勒（Paul Butler）回去后立刻进行了观测。由于该星周期只有4.2天，他们很快就证实了这一发现，并抢先对外公布而引起了轰动。在此后的一段时间里，马西团队发现了很多系外行星，甚至一度成为系外行星研究领域最著名的人物。不过，2015年，马西因被曝光对多名他指导的女学生性骚扰而被迫辞职，终结了其学术生涯。

图8. 51 Peg的视线速度随时间（以周期为单位）的变化曲线

热木星

飞马座51与我们的太阳很类似，也是一颗被分类为G-矮星的普通恒星，质量约1.11太阳质量，距离我们大约50光年。不过，其行星却与太阳系行星颇为不同。飞马座51 b的质量大于等于0.47木星质量，但距离其中心恒星非常近，仅0.0527天文单位（地球到太阳的距离称为天文单位，1.5亿千米），也就790万千米左右，每4.23天就环绕其中心恒星一周。相比之下，太阳系里即使最内层的水星距离太阳也还有0.4天文单位，环绕太阳一周需要88天。

实际上，由于这颗行星质量相当大，却又离其主星特别近，其引起的速度变化幅度高达60 米/秒，如图8所示。由于这颗行星距离主星很近，它的温度应该相当高，据估计可达1300 K（约一千摄氏度），质量又相当大，类似太阳系中的木星，因此后来这类行星被称为热木星。

图9. 飞马座51b 艺术想象图。右侧为恒星，左侧为不发光的51b。

热木星的发现出乎很多天文学家的意料，因为在我们太阳系中，靠近太阳的行星如水星、金星、地球和火星都是质量较小的岩石行星，而木星、土星等大质量的气态巨行星和天王星、海王星等冰质巨行星都出现在离太阳较远的地方。

为什么太阳系行星有这样的分布？一种可能的解释是：在距离太阳较近、温度较高的地方，原始的星云中能够留存下来形成行星的只有比较稀少、不易挥发的成份，从而形成质量较小的岩石行星。而在距离太阳较远的地方，一些易挥发的成份如水等在低温下也能凝聚成液体或固体，一旦形成一个较小质量的核心之后就会吸引轨道上的气体，因此最终形成质量较大的气态巨行星或冰质巨行星。正因为如此，很多人一开始不太相信在距离恒星如此近的地方会发现大质量行星。

要解释热木星的存在，需要考虑行星的迁移。早在80年代，一些天文学家就提出，太阳星云在收缩形成气体盘后，一些行星在盘中形成，之后可以与盘相互作用交换角动量而发生迁移。取决于盘和行星的具体情况，这种迁移既可能是向内迁移，也可能是向外迁移。

热木星被发现后，加州大学圣克鲁兹分校的林潮等人（Lin, Bodenheimer, Richardson 1996）首先提出了热木星在距离中心恒星较远处形成，然后通过与气体盘的作用迁移到中心恒星附近。此后，又有人提出了一些其它的迁移机制，比如通过行星之间的散射导致行星进入大椭率轨道，然后在轨道的近日点通过与中心恒星的潮汐作用损失能量，使轨道逐渐圆化并靠近恒星等。热木星形成机制目前仍然是活跃的研究课题[6]。

更多系外行星的发现

在马约尔等人使用径向速度法的测量取得突破之后，一些其它的观测手段也相继取得突破。除了径向速度法之外，另一个取得大量发现的是凌星法：我们可以监视大量恒星，当一个行星经过恒星前方的时候，会遮蔽一部分恒星而导致恒星的亮度降低，直到掩星结束时亮度再恢复原样。

目前世界上共有三颗卫星进行了凌星法观测：法国的“对流旋转与行星凌星”卫星（CoRoT，2006-2014），共发现32颗系外行星；美国的开普勒卫星（2009-2018），发现5011个系外行星候选事例，其中2662个得到证实；美国的系外行星凌星巡天卫星（TESS，2018-2020），已给出了2100个候选事例，有66个已证实。更多的空间探测器也在计划中，例如2019年底刚刚发射的CHEOPS。此外，还有一些地面设备也开展了这方面的研究。

图10. 已发现的不同类型的系外行星，图片来源：Wikipedia

除了凌星法外，还有微引力透镜（眼见不为实——引力透镜效应）、直接成像、精确天体位置测量等方法，限于篇幅，这里不一一赘述了。截至2020年9月，已有4330个系外行星被发现并得到证实，其中许多系统有不只一个行星被发现。

这些观测大大拓展了人类的视野：在太阳系周边的恒星中，就存在着非常多种多样的行星系统，其行星周期从几小时到几年，其大小从小于地球到几十倍地球，有的是岩石类型，有的则是气态巨行星。

而且其中许多行星位于所谓的“宜居带”（离中心恒星的距离不远不近，使其温度恰好允许液态水的存在），且大小也接近地球，因此完全可能具备生命存在的条件。了解这些不同的行星世界，我们才能看清地球与其它行星的相同和不同之处，从而更好地了解地球的地位。

图11. 开普勒行星与宜居带：绿色为宜居带，这在一定程度上取决于中心恒星的表面温度。带左面的行星温度太高，右边则太低。图片来源：Wikipedia

总 结

皮布尔斯在物理宇宙学的理论发展中起了主要的作用，马约尔和奎洛兹则首次观测到了环绕类似太阳的恒星转动的行星。他们的研究方向又相当不同，把他们组合在一起授奖似乎略显奇怪。不过，诺贝尔奖的颁发受到很多条件的约束，而候选者有时也有各方面的争议，这可能也是该获奖组合奇怪的原因。但无疑的是，这三位获奖者在人类对宇宙的探索中都做出了巨大的贡献。

作者简介：1991年复旦大学物理系本科毕业，1994年北京大学物理系硕士毕业，1999年哥伦比亚大学博士。现为中国科学院国家天文台宇宙暗物质与暗能量研究团组首席研究员，中国科学院大学天文与空间学院岗位特聘教授。主要研究领域为宇宙学、射电天文学。

作者注：本文原发表于《自然杂志》41卷第6期，391-400（2019），本次的《赛先生》版本除修改了一些笔误外，还根据维基百科更新了TESS. Kepler 等航天器发现的系外行星数量和所有已发现系外行星总数，并附上了参考文献。

参考文献：

[3] D. QUELOZ, M. MAYOR et al., From CORALIE to HARPS, The Way Towards 1 m s–1 Precision Doppler Measurements, The Messinger, No. 105, September 2001

[4] M. Mayor & D. Queloz, From 51 Peg to Earth-type planets, New Astronomy Review 56, 19-24(2012)

[5] American Institute of Physics Oral History, OH 33561, interview with David Latham on October 8th,2006, by David H. DeVorkin, https://www.aip.org/history-programs/niels-bohr-library/oral-histories/33561 

[6] R. I. Dawson & J. A. Johnson, Origin of Hot Jupiters, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 56，175（2018）