最全解讀:因爲他們人類重新認識自身在宇宙中的位置

摘要：天文學家對宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）中溫度各向異性的測量越來越精確，對宇宙膨脹歷史的研究也更加深入，同時對宇宙大型結構的天文觀測也越來越詳細，這一切都使宇宙學發展成爲一門以精確性爲標誌的科學。1948年，伽莫夫提出，只有當輻射的密度大致等於物質的密度時，宇宙結構纔會開始形成，並發現這種情況應該在幾千度的溫度下才會發生。

左側是宇宙未知的起源點，逐漸向右側擴展，形成一個不斷變暗的宇宙。右側的曲線指示背景輻射

新浪科技訊北京時間10月8日晚間消息，瑞典皇家科學院剛剛宣佈，2019年度諾貝爾物理學獎將獎勵“在增進我們對宇宙演化，以及地球在宇宙中地位的理解方面所做出的貢獻”。其中一半獎金授予美國普林斯頓大學的James Peebles，獲獎理由是“對於物理宇宙學方面的理論發現。”另一半獎金授予瑞士日內瓦大學的Michel Mayor，以及瑞士日內瓦大學/英國劍橋大學的Didier Queloz，獲獎理由是“發現了圍繞其他類太陽恆星運行的系外行星”。

第一部分：物理宇宙學

現代宇宙學揭示了宇宙的歷史，以及宇宙中令人意想不到的物質和能量組成部分。與此同時，人們發現太陽遠不是銀河系中唯一具有行星的恆星。新的發現顯示，行星系統具有廣泛的多樣性。在過去的幾十年裏，我們對宇宙的理解發生了深刻的變化，也改變了我們對地球在宇宙中所處地位的看法。今年的諾貝爾物理學獎關注的正是這些突破性的發現。

天文學家對宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）中溫度各向異性的測量越來越精確，對宇宙膨脹歷史的研究也更加深入，同時對宇宙大型結構的天文觀測也越來越詳細，這一切都使宇宙學發展成爲一門以精確性爲標誌的科學。

如此令人興奮的發展之所以成爲可能，要感謝過去半個世紀以來，物理學家們在宇宙學理論框架中的突破性發現。今年的諾貝爾獎得主James Peebles在這個領域做出了開創性的貢獻。他通過詳細的建模，並利用分析和數值方法，對宇宙的基本屬性進行了探索，發現了意想不到的新物理學。現在，我們有了一個統一的模型，能夠描述宇宙從最初的幾分之一秒到現在以及遙遠未來的狀態變化。

現代宇宙學建立在愛因斯坦廣義相對論的基礎上，假設了最初的“大爆炸”時期，當時宇宙極其高溫和稠密。大爆炸後不到40萬年，宇宙溫度下降到3000K左右，電子與原子核得以結合成原子。由於沒有留下任何能輕易與光子相互作用的帶電粒子，當時的宇宙對光是透明的。這種輻射現在以宇宙微波背景（CMB）的形式出現。由於宇宙學上的紅移，CMB的溫度目前只有2.7K——自物質和輻射去耦（decoupling）以來，這一系數降低了約1100倍。在圖1中，CMB的來源可以看成一個屏幕，使我們無法輕易地回溯到大爆炸後幾百萬年以前的時間。

美國恐怖小說作家埃德加·愛倫·坡是最早提出宇宙始於大爆炸這類觀點的人之一，他在他的散文詩《尤里卡》（Eureka）中描述稱，宇宙是有開端的，以此來解釋爲什麼夜晚的天空是黑暗的。這一問題後來被稱爲奧伯斯佯謬，由德國天文學家海因裏希·威廉·奧伯斯（Heinrich Wilhelm Olbers）於1823年提出，指出若宇宙是穩恆態且無限的話，那晚上應該是光亮而不是黑暗的。在《尤里卡》中，愛倫·坡甚至提出宇宙最初是一個“原始粒子”，然後爆炸了。

1922年，俄羅斯數學家、宇宙學家亞歷山大·弗裏德曼（Alexander Friedman）利用愛因斯坦新提出的廣義相對論，首次提出了宇宙膨脹的數學理論。他在1924年進一步發展了自己的理論。1927年，這些觀點被比利時天主教神父和天文學家喬治·勒梅特（Georges Lemaitre）重新發現，他後來提出了“原始原子”的概念。勒梅特還認爲，星系之間正在相互遠離，這一點可以用宇宙膨脹來解釋。1924年，瑞典天文學家克努特·倫德馬克（Knut Lundmark）獲得了類似的觀測結果，儘管嚴密性和精確性有所不足。隨着美國天文學家埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）在1929年的觀測，人們普遍接受了宇宙實際上在膨脹的觀點。

通過天文觀測，我們瞭解到以核子形式存在於恆星、氣體雲等結構中的常規重子物質的數量，不超過目前總能量密度的5%。此外，暗物質佔宇宙臨界密度的26%。我們也可以稱暗物質爲看不見的物質，因爲它既不發光也不吸收光。到目前爲止，天文學家只能通過暗物質的引力效應來了解它。

宇宙中最重要的組成部分是宇宙學常數，它代表了不受膨脹影響的恆定能量密度。宇宙學常數是暗能量的兩種模型之一，“暗能量”一詞也說明了它隨時間和空間變化的可能性。也就是說，暗能量不一定是量子場論中引入的常數，也不一定與真空能量有關。觀測結果表明，暗能量約佔宇宙臨界密度的69%。隨着物質的其他成分被膨脹稀釋，暗能量將隨着時間變得越來越重要（除非它的能量密度開始下降）。

暗能量可以迫使星系加速遠離彼此，這一點似乎並不直觀，但卻是暗能量不尋常屬性的直接後果。圖1的右半部分顯示了宇宙加速膨脹的階段，星系的數量逐漸稀疏。在圖1中，圖中間橘紅色的“火焰”顯示的是大爆炸時期，這暗示着在大爆炸之前，可能還存在一個準備階段，如膨脹階段。天文學家假設存在一個快速加速的膨脹時期，這可以解釋宇宙的幾個特性，比如平坦性。

宇宙的基本組成部分，以及它們之間如何相互作用和演變的方程，構成了大爆炸宇宙學中的索引模型，有時稱爲ΛCDM（Λ-冷暗物質模型）。其中Λ爲宇宙學常數，是解釋當前宇宙觀測到的加速膨脹的暗能量項；CDM即冷暗物質的英文縮寫。這個模型是物理宇宙學的一次勝利，它系統地將物理定律應用於宇宙的演化。該模型最重要的創始人之一便是James Peebles，他出版的三本教科書《物理宇宙學》（1971）、《宇宙的大尺度結構》（1980）和《物理宇宙學原理》（1993）已經成爲該領域重要的參考文獻。

物理宇宙學的誕生

20世紀40年代末，拉爾夫·阿爾菲（Ralph Alpher）、羅伯特·赫爾曼（Robert Herman）和喬治·伽莫夫（George Gamow）建立了一個大爆炸的粗略模型。他們工作的一個主要目的是解釋元素的起源。葉夫根尼·利夫希茨（Evgeny Lifshitz）和伽莫夫也在早期嘗試瞭解星系的形成。伽莫夫使用了由英國物理學家詹姆斯·金斯（James Jeans）提出的“金斯長度”，這個長度決定了一個物體需要多大的半徑纔會在引力作用下坍縮。1948年，伽莫夫提出，只有當輻射的密度大致等於物質的密度時，宇宙結構纔會開始形成，並發現這種情況應該在幾千度的溫度下才會發生。同年，阿爾菲和赫爾曼提出，目前的宇宙溫度應該在5K左右。當時只有少數物理學家認爲由此產生的輻射可以被觀測到，安德烈·多羅什克維奇（Andrei Doroshkevich）和伊戈爾·諾維科夫（Igor Novikov）便是其中之二。

1965年春天，宇宙學發生了翻天覆地的變化。阿諾德·彭齊亞斯（Arnold Penzias）和羅伯特·威爾遜（Robert Wilson）在5月13日發表於《天體物理學快報》（Astrophysical Journal Letters）上的一篇論文中，描述了他們發現的宇宙背景輻射，後來他們因此獲得了1978年諾貝爾物理學獎。這一發現出乎很多人的意料。在與普林斯頓大學的團隊（由Robert Dicke、Peebles、Peter Roll和David Wilkinson組成）聯繫之後，彭齊亞斯和威爾遜才明白了其中的宇宙學解釋，並在同一卷雜誌的另一篇論文（日期是5月7日）進行了描述。史蒂文·溫伯格（Steven Weinberg）在《最初的三分鐘》（The First Three Minutes）一書中講述了彭齊亞斯和威爾遜在偶然間接觸到年輕的天體物理學家Peebles的過程。

雖然Robert Dicke的團隊沒有第一個提出宇宙微波背景輻射的存在，但他們的論文更進一步，討論了宇宙初始高溫狀態的原因，這可以解釋宇宙背景輻射。其中的關鍵在於溫度和物質密度之間的聯繫，這決定了氦的產量。物質密度很重要，尤其是在溫度下降到足以破壞產生的氘時，並防止其變成氦的時候。宇宙密度越大，氦就越多。Peebles對這些觀點進行了詳細闡述，並由其他作者跟進。這種原始核合成理論與過去幾十年的工作有很大不同，當時人們認爲大爆炸也可能產生較重的元素。

早在1965年發表的里程碑論文中，Peebles 等人就基於觀測到的宇宙溫度，討論了宇宙中重子物質（即由能參與元素形成的核子組成的物質）數量的限制。這是大爆炸模型的支柱之一。作者們還指出，天文學家觀測到的實際物質量要比預測的大得多，需要大量的外來物質來填補這一空白。

其中一項重要貢獻是Peebles在同一年（1965）發表的另一篇論文。他於1965年3月8日將其提交給《天體物理學雜誌》（The Astrophysical Journal），於6月1日進行了修改，並於11月15日發表。論文摘要的第一句話寫道：“星系形成的一個關鍵因素可能是宇宙中黑體輻射的存在。”這項工作，連同已故俄羅斯宇宙學家雅可夫·澤爾多維奇（Yakov Zeldovich）所做的貢獻，可以被視爲物理宇宙學的起點。在這個新領域中，物理學定律適用於整個宇宙。從這一時刻開始，宇宙學成爲了一門精確科學，而且是發現新物理學的工具。

物理宇宙學逐漸完整

第一個預測背景輻射各向異性的研究人員是賴納·薩克斯（Rainer Sachs）和阿瑟·沃爾夫（Arthur Wolfe）。他們的概念很簡單：引力勢的變化會影響觀測到的宇宙微波背景輻射的溫度。首先，當光子爬出其引力勢時，密度過高的區域會使其降溫，從而導致溫度的相對下降。其次，當我們回溯一個更早、更熱的宇宙時，光子在最後一個散射表面去耦時，發生了時間膨脹，導致了溫度升高。薩克斯和沃爾夫未能提出一個關於這些溫度波動如何產生的理論，但他們的工作啓發了後來者開發出了新的觀測技術，發現了這些變化——稱爲薩克斯-沃爾夫效應。

薩克斯-沃爾夫效應決定了大尺度宇宙微波背景中各向異性的數量。在小尺度上，物理學變得更加複雜。密度的初始波動將導致“聲波”（重子物質的規則週期性密度漲落）在耦合光子和重子的熱等離子體中傳播，從而在CMB中留下印記。Andrei Sakharov第一個討論了聲波的重要性，但只是在沒有光子的冷模型中。早期有類似想法的人還有Peebles和Zeldovich。Joseph Silk在1968年提出了一個重要的大概結果，當時他意識到，CMB各向異性的振幅由於散射而在小尺度上受到了抑制。

通過Rashid Sunyaev和Yakov Zeldovich，以及Peebles和Jer Yu的研究，人們對聲波及其在微波背景輻射功率譜中產生的峯值有了突破性的認識。Sunyaev和Zeldovich解釋了聲波峯值背後的物理現象及其週期性。Peebles和Jer Yu則有不同的關注點，他們使用數值方法來計算和預測可測量的參數。他們在論文中計算出了不同宇宙學參數下密度波動的功率譜。特別是，他們提出的聲波峯值曲線（圖3）與普朗克衛星40多年後的實際測量（圖4）結果非常相似。

物理宇宙學漸趨成熟

研究人員很早就意識到宇宙中可能存在某種未知組成成分。最早的證據來自Lundmark對於星系中恆星運動的研究。基於他的觀測，他意識到有必要引入相當數量的“Dunkle Materie”，這是德文，意思是“暗物質”。數年後，Fritz Zwicky在研究后髮座星系團的運動時，也得到了相同的結論。

之後，Vera Rubin和Kent Ford以及其他人獲得了星系自轉運動曲線。對於這一領域的一項重要貢獻是由Jeremiah Ostriker 和 Peebles取得的，他們的研究發現，我們銀河系的銀暈內必須含有大量暗物質，纔有可能確保扁平的銀盤能夠穩定存在。這項發現對於後來的研究是一項重要啓迪。以中微子，或者其他弱相互作用粒子構成的暗物質幫助促進了物質的形成，使後者得以在連輻射都還沒有完全解耦的使其便開始聚集。

以光和快速移動中微子形式組成的熱暗物質使得結構最先在大尺度上開始形成。不幸的是，這一點與觀測結果並不吻合，這就導致物理學家們開始尋求探索其他更加奇異的可能性，並最終被歸類爲“溫暗物質”。在上世紀1980年代，宇宙學出現一次危機。基於開放宇宙假說，宇宙密度按照低於臨界密度計算，得到的各向異性數據與觀測不符。如果宇宙的確是開放的，那麼各向異性應該已經被發現了。但是卻並未看到任何這樣的跡象。另一方面，如果普通物質的密度接近臨界密度，那麼我們根本不可能觀測到我們今天所看到的那些星系，因爲它們根本不可能形成。

除此之外，爲了讓理論得到的輕元素預測值準確，現存的普通物質的量不可以超過已經被發現的數量。Peebles在冷暗物質方面的開創性工作就在於，他最早設想了非相對論性，也因此是冷的暗物質，以及他在結構形成方面的作用。通過引入非相對論性粒子構成的冷暗物質模型，他成功將CMB中的各向異性應用於解釋宇宙中的大尺度結構。尤其，在他1982年發表的文章裏，Peebles對溫度各向異性做了預測，並在數年後得到了COBE衛星的觀測證實。在1980年代中期，這一理論由其他科學家做了進一步的發展和豐富。

1984年，Peebles採取了下一個關鍵步驟，他重新引入了此前已經被拋棄的宇宙常數。在過去的半個世紀裏，大多數理論學家都認爲這個參數是多餘的，但Peebles認爲它在宇宙結構形成方面是有意義的。當時Peebles是受到了宇宙暴漲理論，以及該理論導出的宇宙臨界密度，以及平直性等相關思想的啓發。

由於實際測量到的物質密度遠小於宇宙達到平直性所需的門檻，宇宙常數的引入或許可以些許彌補這一赤字。儘管也有其他一些研究簡單提到了宇宙常數問題，但是隻有當該理論與Peebles在1984年引入的冷暗物質理論相結合時，結構形成問題才能得到很好的解釋。宇宙常數的引入將起到幫助作用的問題還有其他，比如說所謂的“年齡問題”，簡單說就是宇宙中一些恆星的年齡估算值超過宇宙年齡的現象。如果宇宙是平直的，那麼它將會逐漸減速，幾乎是愛因斯坦靜態宇宙論的蒼白重複。

因此，假定將暗能量的問題忽略，那麼宇宙的估算年齡將會更大。到1984年時，宇宙標準模型中所需的所有組成部分都已經到齊了，其背後正是Peebles所發表的兩篇關鍵性論文的結合。他所取得的這些突破，比觀測宇宙學決定性地確認宇宙存在加速膨脹現象早了10年以上，也比溫伯格基於人擇原理闡述的相關論述要早5年左右。

利用星系的存在這一事實作爲約束條件，溫伯格認爲，宇宙常數的值最有可能和接近或小於來自其他物質成分的貢獻。在1990年代中期，有必要引入宇宙常數的證據變得越來越強烈。1995年，Jeremiah Ostriker 和Paul Steinhardt引入了“一致宇宙學”的概念，用於總結如何將宇宙學各部分的“拼版”組合到一起。當時，在觀測宇宙學領域取得了兩項重要發現。

1992年，CMB中難以察覺的各向異性終於被COBE衛星首次觀測到，也因此，John Mather 和George Smoot兩人被授予了2006年諾貝爾物理學獎。1998年，宇宙加速膨脹現象被發現，當時用的方法是利用亮熱核超新星作爲距離測量標定，也因此，Saul Perlmutter， Brian Schmidt 和 Adam Riess被授予了2011年的諾貝爾物理學獎。

更多觀測證據

大約是本世紀初，觀測宇宙學經歷了一場深刻變革。地基和搭載在氣球上實施的實驗，比如TOCO，以及BOOMERanG，以及Maxima等實驗，在角分辨率上實現了大的提升，從而在CMB能譜中辨認出首個聲學峯值，從而提供了宇宙平直性的首個觀測證據。

這些實驗觀測的僅僅是天空中的一小部分，直到2001年威爾金森各向異性探測器（WMAP）的發射，開始進行對全天CMB各向異性的觀測。這項爲期9年的觀測任務革命性的提升了對於早期宇宙的測量精度，也讓宇宙學標準模型經受了一次嚴苛的檢驗。溫度強度分佈圖和偏振測量被用於精確測算重子物質，暗物質以及暗能量各自所佔的比重，以及宇宙的整體幾何學形狀。

除此之外，這些數據對於限定中微子總質量，並且驗證了暴漲理論給出的，除了平直性之外的一項關鍵性預測，即大尺度上溫度震盪要比小尺度上的相應震盪要稍稍更明顯一些。2009年升空的普朗克衛星在太空持續運行了4.5年，它將觀測宇宙學的精度再次提升到了一個嶄新高度。普朗克衛星有9個工作頻率，其角分辨率可以達到10角分，而溫度分辨率更是可以高達100萬分之一。這顆衛星對宇宙標準模型中的所有參數都進行了精度前所未有的測定。

這些精準的數值是從圖4所示的能譜中提取出來的。比如說，我們現在知道宇宙的年齡大約是138億年，誤差小於1%。對於宇宙的成分密度，也進行了精度相近的測量。當將這些測量數據與超新星，以及大尺度結構觀測結果相互結合相互印證時，暗能量隨時間演變的估算誤差將會被大大限定，也因此，宇宙常數Λ的測定是具有非常堅實的觀測基礎的。相似的，暗物質的統計證據超過了100個標準差，這是物理宇宙學的一項重要勝利。

關於聲學峯值的物理學總結

在仔細審閱圖4中的聲學峯，尤其是前三個峯值之後，現代宇宙學的所有關鍵元素都將顯現。正如我們所見的那樣，這些峯值的結構細節取決於組成宇宙的物理成分。這一結構的張角大小，尤其是第一個峯值出現的位置，是由宇宙的幾何形狀決定的。正如圖5中所顯示的那樣，如果宇宙擁有正曲率，則CMB中的“點”看上去將會更大一些，類似一個球體，而如果曲率爲負，那麼看上去則會顯得小一些，類似一個馬鞍。而實際的觀測結果顯示，我們所處的宇宙似乎相當平直，其密度參數接近臨界值。

第一個出現的峯值，以及所有異常峯值，都是重子物質向引力勢井中跌落所產生的。偶數數量的峯值對應於輻射被反彈回來時所產生的減壓效應。重子物質越多，其墜入引力勢井的深度就越深，相應的，第一個峯值相較於第二個也就要愈發明顯得多。而第一個和第二個峯值之間差異程度暗示，重子物質大約只佔到宇宙密度的5%左右。較高的峯值對應於更多的震盪，也相當於回溯到更早的時間，那時候輻射佔據有更加關鍵的作用。

尤其是，第三個峯值對應的是減壓之後的再次壓縮，緊隨其後的是另一次由光子-重子流體所導致的壓縮。暗物質在第一次壓縮之後不會反彈回來，因爲輻射不會對它產生影響。因此它可以爲重子物質的第二次墜落提供引力勢井。這就意味着暗物質加強了第三個峯值。對其測量結果顯示，暗物質大約佔到宇宙的26%。

我們現在可以進行一項簡單的計算來確定宇宙中暗能量的比重。第一個峯值告訴我們宇宙是接近平直的，因此計算的總和應該是1。因此：ΩΛ = 1 − 0.05 − 0.26 = 0.69，這就是說，宇宙中有69%的成分是暗能量，這與經由對宇宙膨脹的直接測量結果相吻合。

展望

除了在解釋宇宙結構和演化方面所取得的巨大成功，精確的宇宙學同時也是發現新的物理學的一種工具。我們仍然尚未理解宇宙常數背後的物理學。或許這一數值並非常數，也或許隨着時間而改變的暗能量在宇宙的演化過程中起到了關鍵性作用。Peebles已經考慮到了這種可能性。

除此之外，我們對於暗物質的本質也同樣是一無所知。比較流行的理論包括認爲它是由一種全新粒子所構成，比如某種已知粒子的超對稱粒子，或者乾脆是某種此前完全未知的，理論上存在的粒子，比如所謂“軸子”（axion），這種設想中的粒子可以用來很好的解釋強核力現象。但是直到這樣一種粒子真的被找到之前，我們還無法確認目前並存的幾種關於冷暗物質本質的理論中，究竟哪一種纔是正確的。

他的理論與觀測的吻合程度令人震驚，並且其所用到的參數數量非常少。但是，到目前爲止，仍然存在難以得到圓滿解釋的現象。比如對晚近宇宙中哈勃參數的測量結果，與根據宇宙微波背景輻射（CMB）理論給出的預測值之間並不完全吻合。這其中究竟存在什麼問題？目前我們並不知曉。或許這是測量中產生的系統性誤差，但也可能新的物理學中仍然有隱藏着的，我們目前尚未可知的部分。物理宇宙學，遊走於理論與觀測之間，構成了一個極爲成功的故事框架，在過去的50年間改變了我們對於宇宙的認識。

曾幾何時，宇宙學是一門充斥着沒有堅實依據的猜想，數據也少得可憐。但今天，宇宙學已經成長爲一門精確的數學科學，愈發精確的觀測數據正發揮關鍵性作用。發現的時代並未終結。隨着測量精度越來越高，我們將有可能發現全新的，此前未能預料到的現象。物理宇宙學將爲我們帶來更多驚喜，而Peebles正是那個將我們引向發現的領路人。

利用多普勒效應測量徑向速度的原理。恆星和繞軌道運行的行星圍繞其共同的質量中心移動，由於恆星擺動導致多普勒頻移。當來自內部的輻射經過恆星大氣層時產生的恆星吸收線將會紅移和藍移，這取決於恆星是離開還是朝向地球。這些多普勒頻移提供了行星圍繞恆星的軌道週期的信息，也設置了一個較低的質量極限。

第二部分：一顆圍繞類太陽恆星運行的系外行星

自古以來，人類就一直在推測是否存在一些類似於我們所處的太陽系這樣的世界，而且幾千年前就表達過一些極端的觀點。在現代，觀測圍繞太陽以外的恆星運行的行星的可能性早在50多年前就被提出，並且建立在恆星徑向速度的測量基礎上。然而，在1952年Otto Struve首次提出這個想法之後的幾十年裏，艱鉅的技術挑戰仍然是一個主要的障礙。

Struve無法找到令人信服的理由，爲什麼“基於假設的恆星行星”（hypothetical stellar planets）不能比太陽系中的情況更接近它們的母星。我們現在知道沒有這樣的原因，我們自己所處的太陽系可能根本不具典型性。

20世紀80年代初開始了幾次觀測活動，目的是觀測恆星伴星。在描述這一新的研究領域的出版物標題中使用諸如“亞恆星伴”或“低質量伴星”之類的詞語，反映了當時對搜索系外行星作爲高度優先的科學目標的某種懷疑。

利用多普勒效應（Doppler effect）測量徑向速度的原理如圖1所示。如果傾角i爲00，則軌道的平面與天空平行，“面對面”（face-on），這意味着地球上的觀測者看到的是面對面的軌道，而不會發生多普勒偏移。另一個極端是“邊緣”觀測（i=900），在這種情況下，行星質量可以直接確定。通常，由於傾斜角度未知，因此只能確定MPlanet×sin（I），從而爲行星的質量設置了一個下限。

51 Pegasi的軌道相位。兩個峯值之間的距離給出了軌道週期，對應於59m/s的半振幅給出了MJ/sin（I）信息。

由於木星圍繞太陽的軌道運動，從遠處監視太陽系的人會觀察到太陽在12年內的徑向速度變化爲±13m/s。這給任何觀測儀器帶來了嚴峻的挑戰，尤其是要確保它在幾年內非常穩定，比如說≤2m/s。

選擇不同的策略來測量多普勒偏移。Gordon Walker和他的團隊，包括加拿大溫哥華的不列顛哥倫比亞大學（UBC）的Bruce Campbell，諮詢了當時加拿大（和世界）傑出的分子光譜學家：1971年諾貝爾化學獎得主Gerhard Herzberg和他的同事Alexander Douglas。他們推薦使用氟化氫（HF）氣體作爲參考光譜的來源，以便與恆星光譜進行比較。作爲參考，HF是一個很好的選擇，但從實用的角度看就不那麼好了。這種化合物有毒，腐蝕性很強。UBC小組在加拿大-法國-夏威夷望遠鏡（CFHT）—一個3.6米的望遠鏡—上進行了星際伴侶的搜索。HF吸收池（absorption cell）被插入到Coudé光譜儀的狹縫前面，因此來自HF的吸收線可以疊加在恆星的光上。這種技術允許以13m/s的精度進行徑向速度測量。

圖爲已知系外行星的“軌道週期-質量”（左圖）和“軌道週期-半徑”（右圖）分佈情況。除徑向速度法和凌日法之外（大多數系外行星都是利用這兩種方法發現的），天文學家還採用了成像法和微引力透鏡法。利用徑向速度法發現的大多數系外行星都不會發生凌日現象，因此只知道它們的質量、不清楚它們的半徑，利用凌日法發現的行星則剛好相反。但有些系外行星則兩種方法均適用，因此半徑和質量都得以確定。位於左上角的系外行星被稱作“熱木星”，右上角的被稱作“溫木星”，下方的則是“超級地球”。

Geoffrey Marcy（加州大學伯克利分校）和Paul Butler（當時是馬里蘭大學的博士生）使用了與UBC組類似的方法，但使用的是分子碘（I2）而不是HF的吸收池。在這個案例中，研究人員還諮詢了格哈德·赫茲伯格（Gerhard Herzberg）。I2的光譜通常被激光光譜儀用作參考。Marcy和Butler在加利福尼亞大學Lick天文臺的3米反射望遠鏡上用梯級光譜儀進行了觀察，該天文臺位於聖何塞以東的漢密爾頓山上（Mount Hamilton）。

日內瓦大學的Michel Mayor和他的合作者一直在法國東南部的上普羅旺斯天文臺（Haute-Provence Observatory）研究恆星的多重性，當時他們設計了一臺新的梯形光譜儀。與馬賽天文臺的AndréBaranne和上普羅旺斯天文臺的同事合作，他們建造了Elodie光譜儀，這是CORAVEL的更新版，後者已經在上普羅旺斯天文臺使用了十多年。

爲了調查不僅僅是非常明亮的恆星，Mayor和合作者選擇了一種不包括吸收池和狹縫的解決方案。取而代之的是，他們有一臺光纖饋送的梯形光譜儀，其明確的意圖是避免電池的缺點，對於這種電池，合適的對象僅限於太陽系附近的明亮恆星。使用Elodie的目的是擴大可以應用精密多普勒光譜學的對象的數量。

這張藝術概念圖描繪了一顆年輕的恆星被一圈由氣體（主要爲氫氣和氦氣）和塵埃構成的原行星盤所包圍的情景。在原行星盤中，行星的形成分爲兩步：第一步，塵埃顆粒相互撞擊、形成微行星；第二步，最大的微行星通過礫石吸積逐漸增長，形成原行星。

1995年初的情況看起來並不是很有希望。十五年來的天空搜索一無所獲。只有一份關於圍繞脈衝星運行的行星的早期報告顯示出了希望，但這僅僅是因爲脈衝星使行星更容易被探測。毫秒射電脈衝星PSR1257+12提供了一個“內置”計時系統，用於推斷至少有兩個地球大小的天體正在圍繞中心天體運行。然而，這項技術不能用於類太陽恆星。

這次觀測是在波多黎各305米阿雷西博天文臺（Arecibo Observatory）射電望遠鏡的微波區域進行的。相比之下，研究人員一直在使用光學區域來搜索繞類太陽恆星運行的系外行星。圍繞脈衝星運行的行星可能是與快速旋轉的中子星（脈衝星）PSR1257+12的形成有關的超新星爆炸的結果，因此不能代表類太陽行星的形成。事實上，我們現在知道脈衝星周圍的行星形成可能是罕見的，因爲在2000多顆已知的脈衝星中只有幾顆有行星系統。

Gordon Walker和他的合作者，包括1988年論文的合著者Stephenson Yang，在1995年8月的Icarus雜誌上評論了這種情況。他們不僅回顧了過去12年中研究過的21顆明亮的類太陽恆星，還對木星質量伴星（ Jupiter-mass companion）進行了其他搜索。他們的結論是，沒有探測到木星質量或更大的行星圍繞類太陽恆星運行。他們在摘要中的最後一句話是，“這種缺失對行星形成的理論提出了一個有趣的挑戰。”

具有諷刺意味的是，由今年的獲獎者、Mayor和Didier Queloz撰寫的突破性論文於8月29日被《自然》雜誌收到，即Walker和他的同事在Icarus上發表其評論的同一個月。Mayor和Queloz於10月6日在佛羅倫薩舉行的第九屆劍橋冷星、恆星系統和太陽研討會（Cambridge Workshop of Cool Stars， Stellar Systems and the Sun）上報告了他們的發現，他們的論文於10月31日被接受發表，並於11月23日發表。他們的變革性發現永遠改變了我們對人類在宇宙中的地位的觀念。

發現

Elodie梯形光譜儀允許Mayor和Queloz策劃一個包括142顆恆星的觀測計劃，遠遠超過其他組織在早期活動中可能的觀測數量。早在1994年秋天，他們就發現飛馬座中51飛馬星（51 Pegasi）的徑向速度有大約四天的週期變化。

這是令人驚訝的，因爲根據當時唯一可用的數據點—我們自己的太陽系—木星質量的伴星應該有更長的時間。只需四天時間，意味着木星質量伴星到51 Pegasi的距離僅爲0.05天文單位（AU），是木星與太陽之間距離的百分之一。

另一方面，較短的週期給Mayor和Queloz提供了研究幾個完整週期的機會。具有非常短的時間的另一個優點是，它可以被其他徑向速度組非常快速地檢查和驗證。在突破性文件的修訂版中，獲獎成員感謝“一個在Lick天文臺工作的團隊，以及來自High Altitude天文臺和哈佛-史密森天體物理中心的聯合團隊”確認了這一發現，他們是Marcy、Butler、R.Noyes、T.Kennelly和T.Brown。

第二年，Marcy和Butler發表了兩個木星質量行星的發現，分別圍繞70 Virginis和47 Ursae Majoris軌道運行。對木星質量伴星51 Pegasi b的確認的完整描述在之後不久發表。

51 Pegasi b的軌道週期爲4.23天，近似圓形，質量爲0.47×MJ/sin（I），其中MJ爲木星的質量。表面溫度估計爲1300K（開爾文，熱力學溫度單位），而木星的溫度爲130K。

第一顆圍繞類太陽恆星運行的系外行星的發現最初遇到了一些保留意見。衆所周知，恆星脈動和恆星斑（star spot）結合旋轉可能會導致誤報。木星質量行星的軌道週期極短，也很難與我們太陽系的結構相協調。

但是，Mayor和Queloz在他們的突破性論文中令人信服地反對這種恆星效應，而其他小組的快速驗證也強化了他們的論據。其他研究人員很快意識到，51Pegasi b不可能是在0.05AU的距離上形成的，而是在距離宿主恆星更遠的地方形成的，比如5AU。而且，遷移使它靠近宿主恆星。由於原行星盤和行星的相互作用，理論上已經預測到了遷移，因此支持這一遷移的觀察結果並不完全令人驚訝。

在這一發現的五年後，當第一篇評論“後51Pegasi”出現時，已經發現了34顆圍繞類太陽恆星運行的系外行星—所有的懷疑都早已消失。

系外行星——充滿活力的天體物理學新領域

51 Pegasi擁有一顆質量與木星相當的伴星，1995年的這一發現標誌着一片全新的天體物理學領域就此開啓，即對系外行星與行星形成過程的研究。就對天文學界和新探索任務的影響而言，Mayor和Queloz做出的這一發現可以與Arno Penzias和Robert Wilson在1965年發現宇宙微波背景相媲美（該發現於1978年獲得了諾貝爾物理學獎）。

在系外行星研究開始的最初五年間，天文學家採用的主要方法爲利用多普勒光譜法測定徑向速度。不過其它方法很快便應運而生。從地球上看，當一顆行星從宿主恆星前穿過時，恆星的部分光線會受到遮擋，導致地球上測量到的光子通量有所減少。這就是觀測凌日行星的基本原理。2000年初，天文學家首次報告稱觀察到了這一現象。歐空局2006年發射的對流旋轉和行星橫越任務衛星（CoRoT）最早在太空中利用了這一方法，而2009年NASA發射開普勒衛星之後，該方法開始進入鼎盛時期。由於這兩顆衛星穩定性極高（這一點對凌日偵測法非常重要），在開普勒衛星服役的9年間，觀測到的系外行星光度學數據庫迅速增加到了數千顆之多。

天文學家觀察到的這顆伴星質量與木星相當，軌道週期卻極短，這大大挑戰了人們對行星形成過程的常規認知，並使行星早期遷移預測成爲了研究人員關注的重點。圖4顯示了已知系外行星和太陽系行星的質量、半徑、以及軌道週期分佈情況。

在過去20多年間，得益於系外行星的發現，天文學家對行星形成的物理過程的瞭解取得了巨大進展。但與此同時，該問題的複雜性也日益增加。

行星誕生於圍繞新生恆星旋轉的氣體（主要爲氫氣和氦氣）和塵埃顆粒（非晶硅、碳化合物和冰）之中（見圖5）。塵埃顆粒在靜電作用下逐漸凝聚成更大的塊狀物。這一過程很大程度上取決於參與其中的碰撞能量，而碰撞能量又取決於氣體和塵埃盤的動盪程度（天文學家對此還不甚瞭解）、以及在與氣體相互作用的過程中朝中央恆星發生的輻射遷移。體積更大的顆粒物形成後，它們會在引力作用下進一步聚集、增長，進而形成直徑從幾百米至100公里不等的“微行星”。微行星之間的相互碰撞可能會將其摧毀，也可能形成更大的微行星體。微行星增長到一定大小之後，“礫石吸積”（pebble accretion）便成了主導的增長機制，在此基礎上進一步形成原行星、最終形成行星。但這一過程中還有許多細節尚不清楚。

現在與未來

不久前的2018年4月18日，NASA的凌日系外行星巡天衛星（TESS）發射升空。在軌運行的兩年間，它將對85%的天空展開勘測，比開普勒衛星的探測區域大400倍。TESS衛星將着重尋找圍繞太陽系附近恆星運行的行星，而這些行星的特徵將藉由地面觀測手段予以確定。

如今，已經有約3000個行星系中的4000多顆系外行星得到了確認。凌日行星尤其適合開展大氣探測。早在2001年，天文學家就觀察到了證明大氣存在的首個“印記”：589.3納米的鈉共振雙線。自此之後，天文學家又相繼觀察到了以氣體形式存在的二氧化碳和水等分子。科學家觀測到的大氣層主要存在於氣態巨行星之上，但就在不久之前，研究人員在體積更小的非氣態行星上成功探測到了水的存在。

近年來，隨着天文學家觀測到了一些位於宜居帶中、表面能夠支持液態水存在的類地行星，自然有人提出疑問：這些行星上是否有生命存在？雖然目前尚未在系外行星上探測到生命，但未來的系外行星特徵探測衛星（CHEOPS）、詹姆斯·韋伯太空望遠鏡、行星凌日和恆星振動任務（PLATO）、以及極大望遠鏡（ELT）等地面任務都將配備先進儀器，在類地行星大氣中尋找生命存在的跡象，如臭氧和甲烷等等。

最後，近期研究還提出了利用系外行星大氣層研究不同氣候系統的可能性。就像行星形成所涉及的物理原理一樣，系外行星的多樣性也爲我們研究不同種類的大氣層、以及氣候的其它方面開拓了一片全新的疆域。觀測技術正在迅速推陳出新，將進一步擴展理論測試的參數空間。從長期來看，這片全新的研究領域將幫助我們更好地瞭解地球大氣。