TESS運(yùn)行效果圖。來源：NASA

撰文 | 喬舒亞·溫（Joshua Winn）

翻譯 | 梁恩思

審校 | 周濟(jì)林

獵鷹9號(hào)將TESS發(fā)射升空瞬間。來源：NASA TV

2017年8月21日的早上，在愛達(dá)荷州米德維爾的一片草地上，我和家人滿懷期待地等候著。很快，我們就將被月亮的陰影籠罩，在俄勒岡與南卡羅來納之間的這塊狹長地帶上，我們即將和眾多遠(yuǎn)道而來的人們一起，見證一次日全食。

在目睹這怪異的白晝黃昏，看到了難得一見的白熱日冕后，我很好奇到底有多少小孩子被這天文現(xiàn)象所吸引，在內(nèi)心種下了成為天文學(xué)家的志向?！笆场边@種天文現(xiàn)象在人類歷史上一直是靈感和知識(shí)的來源，即使在現(xiàn)代也一直啟發(fā)著我們。我自己的研究雖不依靠日食，但卻建立在另一種“食”現(xiàn)象之上：太陽系外行星的凌星現(xiàn)象。對(duì)于距離我們數(shù)光年的恒星來說，盡管望遠(yuǎn)鏡實(shí)際上并不能觀測到一顆行星經(jīng)過它表面時(shí)呈現(xiàn)出的剪影，但行星擋住一部分星光時(shí)導(dǎo)致的微弱亮度下降，足以告訴我們一個(gè)異星世界是存在的。

天文學(xué)家在1999年首次探測到行星的凌星現(xiàn)象，在這之后10年里，總共觀測到的凌星現(xiàn)象也才超過100次。但如今，憑借美國航空航天局（NASA）今年即將退役的開普勒望遠(yuǎn)鏡，我們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了將近4000顆凌星系外行星。盡管凌星探測法是目前我們搜尋遙遠(yuǎn)的系外行星最高效的方法，但是其他的行星探測技術(shù)也已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了超過700顆系外行星?？偟膩碚f，我們探測到的系外行星極為多樣，是任何已有的行星形成理論都沒有預(yù)測到的。而這，還可能只是冰山一角。

今年， NASA和歐洲空間局（ESA）都會(huì)發(fā)射致力于凌星系外行星搜索的新空間望遠(yuǎn)鏡。與此同時(shí)，地面天文臺(tái)的新型望遠(yuǎn)鏡將把搜尋目標(biāo)擴(kuò)展到空間望遠(yuǎn)鏡不會(huì)研究的恒星類型。而對(duì)于ESA預(yù)計(jì)于2026年發(fā)射的終極凌星現(xiàn)象探測飛船來說，這所有的一切，僅僅是盛宴之前的開胃小菜。

圍繞紅矮星旋轉(zhuǎn)：一顆自身擁有衛(wèi)星的行星，沐浴在恒星和耀斑的溫暖光輝中。

繪圖：羅恩·米勒

我們目前對(duì)系外行星的了解，有很大的一部分來源于開普勒望遠(yuǎn)鏡。2009年發(fā)射入軌之后，開普勒望遠(yuǎn)鏡在繞日軌道上目不轉(zhuǎn)睛地盯著天鵝座和天琴座之間的一塊區(qū)域，監(jiān)測著約150 000顆恒星的亮度。到了2013年，由于兩個(gè)用來穩(wěn)定望遠(yuǎn)鏡指向的反作用輪發(fā)生故障，開普勒望遠(yuǎn)鏡采用了新的觀測模式。令人驚奇的是，它在新模式下仍然有能力搜尋到新的系外行星。

實(shí)際上，凌星現(xiàn)象是很稀少的。開普勒只在很小一部分觀測目標(biāo)上找到了系外行星凌星的證據(jù)，即恒星短暫且周期性的亮度下降。這一連串亮度變化揭示了行星的存在，這類行星的軌道平面恰好與我們的視線方向近乎完美地重合，每次掠過恒星前面時(shí)，都會(huì)導(dǎo)致一次微小的恒星偏食。而亮度下降的比例則可以告訴我們行星與恒星橫截面積之比。因此，較大天體相對(duì)來說更容易被探測到。舉例來說，如果從很遠(yuǎn)的地方觀察太陽系，木星掠過太陽前面會(huì)造成1%的亮度下降；而地球掠過太陽前面時(shí)卻只會(huì)導(dǎo)致0.01%的亮度下降。由于地球大氣層對(duì)星光的擾動(dòng)過大，到目前為止，地基望遠(yuǎn)鏡還無法測量如此微弱的信號(hào)。所以，我們需要空間望遠(yuǎn)鏡。

開普勒空間望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)了將近5000個(gè)行星候選者，經(jīng)過后續(xù)的分析，其中有超過3500個(gè)已經(jīng)被認(rèn)證為真正的行星。開普勒發(fā)現(xiàn)的行星主要分為兩大類：與地球大小類似或稍大點(diǎn)的（“超級(jí)地球”）、比太陽系的第八顆行星稍微小一點(diǎn)的（“迷你海王星”）。開普勒發(fā)現(xiàn)的絕大多數(shù)行星系統(tǒng)只有一個(gè)已知行星，但仍有幾百個(gè)行星系統(tǒng)擁有多顆行星。最近發(fā)現(xiàn)的一個(gè)行星系統(tǒng)擁有多達(dá)8顆行星，數(shù)量上與太陽系相當(dāng)。通過這些數(shù)字，我們可以知道開普勒自身存在觀測偏差——更容易探測到那些體積更大、軌道更靠近主星的行星，但同時(shí)我們也可以從中了解系外行星的整體狀況。

系外行星普查

（點(diǎn)擊查看大圖）僅僅在26年以前，第一顆系外行星才被發(fā)現(xiàn)。從那時(shí)開始到現(xiàn)在，天文學(xué)家已經(jīng)編制出了一個(gè)擁有超過3500顆行星的系外行星表。然而這只是茫茫宇宙中可能存在的系外行星中的一小部分。目前為止，大多數(shù)發(fā)現(xiàn)都來自于不久的將來就要結(jié)束任務(wù)的NASA開普勒空間望遠(yuǎn)鏡。接過觀測大旗的是NASA的凌星系外行星巡天望遠(yuǎn)鏡（TESS）和歐洲的系外行星表征衛(wèi)星（CHEOPS）。

開普勒空間望遠(yuǎn)鏡的一些發(fā)現(xiàn)著實(shí)激動(dòng)人心。舉例來說，在我看來，最不可思議的就是它發(fā)現(xiàn)了迷你太陽系的存在。在這些行星系統(tǒng)中，有可能多達(dá)6顆的行星簇?fù)韲@著一顆恒星旋轉(zhuǎn)，但就算最外一顆行星的軌道也要比水星繞太陽的公轉(zhuǎn)軌道更靠內(nèi)。這個(gè)發(fā)現(xiàn)的重要之處在于，迷你太陽系是一種普遍存在的行星系統(tǒng)構(gòu)型。如果你在夜空中隨機(jī)指向一個(gè)類太陽的恒星，有50%的可能，它至少擁有一個(gè)比地球大，且公轉(zhuǎn)軌道比水星更靠近太陽的行星。沒有人預(yù)料到這種行星會(huì)如此常見；事實(shí)上，某些非常詳盡的理論甚至曾預(yù)測這種構(gòu)型會(huì)非常罕見。由此可見，行星形成的標(biāo)準(zhǔn)理論遺漏了一些非常基礎(chǔ)的要素。

開普勒還發(fā)現(xiàn)了一些數(shù)量稀少卻奇特的行星。曾經(jīng)有人預(yù)言過這些行星的存在，只不過這些人是科幻小說的作者。在我最喜歡的行星中，有一顆被稱為KOI1843.03，這是一顆大小與地球相似，但離它的主星非常近的行星，以至于它白晝一側(cè)的溫度高達(dá)幾千度。它的表面很可能覆蓋著一層流動(dòng)的巖漿海，似乎與電影《星球大戰(zhàn)》中歐比旺和安納金那段經(jīng)典的光劍對(duì)決所在的地點(diǎn)——穆斯塔法星有些相似。KOI1843.03的公轉(zhuǎn)軌道非常之小，它繞主星旋轉(zhuǎn)一周僅僅需要4.25小時(shí)，與看完《星球大戰(zhàn)3》和其所有特別收錄所花的時(shí)間差不多。另一顆行星Kepler-16b和盧克·天行者的母星塔圖因也很相似：它的天空中也有兩個(gè)太陽。這是因?yàn)镵epler-16b環(huán)繞公轉(zhuǎn)的主星是一對(duì)相互繞轉(zhuǎn)的雙星。

然后就是Kepler-36 行星系統(tǒng)，它的兩顆行星幾乎共享了同一條軌道，使得它們之間產(chǎn)生了渾沌的相互作用。這就意味著，即使我們能夠以高于1米的精度確定這對(duì)行星的當(dāng)前位置，我們也無法預(yù)測它們以后的位置，哪怕只是幾十年后——這是“蝴蝶效應(yīng)”的行星版本。在我們地球上，科學(xué)革命始于人類對(duì)行星運(yùn)動(dòng)的領(lǐng)悟；而如果Kepler-36行星系統(tǒng)中也有科學(xué)家的話，對(duì)他們來說，這太困難了！

開普勒望遠(yuǎn)鏡最初的設(shè)計(jì)目的是回答一個(gè)由來已久的問題：類地行星到底有多常見，抑或有多稀少？當(dāng)談到“類地行星”這個(gè)概念時(shí)，大部分天文學(xué)家的腦海中構(gòu)想出的都是一個(gè)和地球大小、質(zhì)量均類似的行星，并且可能擁有由液態(tài)水構(gòu)成的海洋。這樣一顆行星的軌道位置應(yīng)當(dāng)恰到好處，使得恒星的熱量足夠讓冰融化，但又不至于使水蒸發(fā)?？茖W(xué)家將這樣的距離范圍稱為“宜居帶”，因?yàn)樵诘厍蛏?，液態(tài)水對(duì)于生命的產(chǎn)生至關(guān)重要，而在其他星球可能也是如此。

開普勒在其他恒星的宜居帶內(nèi)發(fā)現(xiàn)了大約12個(gè)可能的巖質(zhì)行星，帶我們接近了這個(gè)問題的答案。現(xiàn)在我們要做的，就是用開普勒搜尋到的類地行星數(shù)目除以它觀測的恒星總數(shù)，便可以得到擁有類地行星的恒星所占的百分比，對(duì)不對(duì)？這聽起來很簡單，可在實(shí)際研究中，這里面所涉及的計(jì)算十分復(fù)雜。究其原因，就是在開普勒所觀測的所有目標(biāo)中，有多少恒星足夠小、足夠亮，并且足夠穩(wěn)定，這沒有顯而易見的答案，而只有在這些恒星周圍，望遠(yuǎn)鏡才有能力觀測到類地行星。想弄清楚這個(gè)問題，至少還得再用一年左右的時(shí)間來仔細(xì)分析數(shù)據(jù)并建立起恒星屬性的數(shù)據(jù)庫。

盡管我們熱愛開普勒望遠(yuǎn)鏡，但是它的局限性也是顯而易見的：開普勒所監(jiān)測的天區(qū)幾乎保持不變，而這片區(qū)域只占到全天的1/400。因此，為了使巡天工作物有所值，開普勒必須在這片天區(qū)看得足夠遠(yuǎn)，才能獲得足夠多的恒星樣本。開普勒所觀測的恒星的典型距離通常在幾千光年左右。

同其他天文學(xué)家一樣，我喜歡用千萬億千米之外的遙遠(yuǎn)天體的神奇故事來使聽眾心馳神往。但從實(shí)際操作的角度來說，距離太遠(yuǎn)可不是一件好事。遙遠(yuǎn)的恒星通常十分暗淡，它們發(fā)出的光子只有一小部分能到達(dá)我們的望遠(yuǎn)鏡。光線的微弱限制了數(shù)據(jù)的精確性，使得某些測量工作完全無法進(jìn)行。比如說，我們無法測量開普勒發(fā)現(xiàn)的絕大多數(shù)行星的質(zhì)量。系外行星的凌星信號(hào)能告訴我們這顆行星的直徑，但無法告訴我們它的質(zhì)量。質(zhì)量信息的缺失使我們無從得知這到底是一顆什么類型的行星。它是由巖石構(gòu)成，且密度較高的類地行星，還是像木星或土星一樣，松散并充滿了氣體的氣態(tài)巨行星？抑或是二者中間的某種類型？這些問題，只有同時(shí)知道直徑和質(zhì)量這兩個(gè)關(guān)鍵參數(shù)后，我們才能得到答案。

確定一顆系外行星的質(zhì)量的常用方法，是測量恒星在行星引力作用下產(chǎn)生的加速度：行星的質(zhì)量越大，恒星所受到的引力就越強(qiáng)。我們追蹤恒星運(yùn)動(dòng)的方法是通過多普勒頻移，即恒星在我們的視線方向上靠近或遠(yuǎn)離我們運(yùn)動(dòng)時(shí)，星光的波長產(chǎn)生的微小偏移。（這種方法有時(shí)也能讓我們發(fā)現(xiàn)事先未知的行星，因?yàn)榫退隳穷w行星沒有發(fā)生凌星現(xiàn)象，恒星在它的引力作用下所產(chǎn)生的標(biāo)志性晃動(dòng)也是可以被我們觀測到的）。這種技術(shù)需要高分辨率分光測量：我們需要把恒星發(fā)出的光分解為一條彩虹，并且至少在50 000個(gè)不同的波長位置上測量它的強(qiáng)度。然而，對(duì)于光線微弱的恒星，我們根本接收不到足夠多的星光來進(jìn)行這樣的分光測量。

NASA的下一個(gè)任務(wù)，即我所參與的凌星系外行星巡天望遠(yuǎn)鏡（TESS）項(xiàng)目，目標(biāo)就是解決這個(gè)問題。它將攜帶四臺(tái)口徑10厘米的望遠(yuǎn)鏡入軌工作，這些望遠(yuǎn)鏡的口徑只有開普勒望遠(yuǎn)鏡的十分之一。這種設(shè)置看起來似乎有點(diǎn)奇怪——通常，更大的口徑才是望遠(yuǎn)鏡進(jìn)步的方向，而不是越來越小。但是小口徑望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)勢在于更大的視場；望遠(yuǎn)鏡的接收面積和視場大小之間互為倒數(shù)，這可是光學(xué)的基本法則。因此，每臺(tái)TESS望遠(yuǎn)鏡的照相機(jī)能拍攝到的天空范圍幾乎相當(dāng)于開普勒望遠(yuǎn)鏡的六倍。不僅如此，TESS還會(huì)旋轉(zhuǎn)，以覆蓋天球上的不同方向。最終，相較于開普勒視場中僅有的那些亮星，TESS將觀測到多得多的明亮恒星。

在接下來的兩年時(shí)間里，TESS的觀測將會(huì)覆蓋整個(gè)天球的90%左右。它將會(huì)把天球分為26條互有交疊的區(qū)域，并對(duì)每個(gè)區(qū)域觀測大概1個(gè)月的時(shí)間。就像開普勒一樣，我們預(yù)計(jì)TESS將發(fā)現(xiàn)數(shù)以千計(jì)的系外行星，不過這些系外行星的主星普遍要比開普勒所發(fā)現(xiàn)系外行星的主星亮30倍左右。對(duì)于地基望遠(yuǎn)鏡的后隨觀測，這樣的亮度是一個(gè)巨大利好。相較于開普勒發(fā)現(xiàn)的行星，在觀測TESS找到的行星時(shí)，這些望遠(yuǎn)鏡的集光能力就相當(dāng)于增強(qiáng)了30倍一樣。

觀測計(jì)劃：開普勒只在天空中一塊小區(qū)域中搜尋系外行星，而TESS將會(huì)覆蓋90%左右的天球面積。TESS所攜帶的4臺(tái)望遠(yuǎn)鏡將會(huì)讓它擁有24°×96°的大視場。TESS會(huì)把整個(gè)天空分為26個(gè)互有重疊的區(qū)域，并在每個(gè)區(qū)域觀測一個(gè)月的時(shí)間。而CHEOPS與之不同，它將會(huì)研究天文學(xué)家懷疑存在系外行星的單獨(dú)恒星，檢查是否有凌星現(xiàn)象發(fā)生，并獲得更好的數(shù)據(jù)。

TESS之后不久就要發(fā)射的是歐洲的系外行星表征衛(wèi)星（CHEOPS）。它計(jì)劃于2018年年底之前發(fā)射。CHEOPS將搭載一臺(tái)口徑32厘米的望遠(yuǎn)鏡，用于執(zhí)行與TESS不同但互補(bǔ)的觀測任務(wù)。與TESS按照事先規(guī)劃的方法進(jìn)行大范圍天區(qū)掃描的工作模式不同，CHEOPS專注于觀測那些已有證據(jù)表明存在行星的單獨(dú)恒星，并采集更精確的數(shù)據(jù)。

舉例來說，TESS可能會(huì)發(fā)現(xiàn)一些證據(jù)，表明存在一顆有研究價(jià)值的系外行星，但這些觀測證據(jù)的統(tǒng)計(jì)顯著性存疑。這種情況下，我或者TESS項(xiàng)目的同事將會(huì)撥打連接著我們與CHEOPS團(tuán)隊(duì)的熱線電話，來詢問他們能否進(jìn)行更細(xì)致的觀測?；蛘邊⒖急揉徯呛蚏oss 128的例子，天文學(xué)家已經(jīng)通過多普勒效應(yīng)發(fā)現(xiàn)這兩顆鄰近地球的恒星周圍有與地球質(zhì)量類似的行星在牽引它們，而CHEOPS能夠進(jìn)一步檢查這些行星或恒星周圍的其他行星造成的凌星現(xiàn)象。望遠(yuǎn)鏡的觀測實(shí)際上還需要點(diǎn)好運(yùn)氣，因?yàn)槲覀兊囊暰€方向和行星公轉(zhuǎn)軌道平面一致的幾率很小。對(duì)于比鄰星來說，這個(gè)幾率只有1.4%。但如果我們真的中了大獎(jiǎng)，那么對(duì)于那些行星我們就能了解到多得多的信息了。

這些新設(shè)備將帶領(lǐng)我們開辟行星搜尋的新前沿，但它們依然有著自己的缺點(diǎn)。為了確定一顆恒星的亮度降低是由從它面前掠過的天體產(chǎn)生的，而不是儀器問題造成的，科學(xué)家希望這個(gè)信號(hào)至少重復(fù)出現(xiàn)一次；更理想的情況則是重復(fù)出現(xiàn)很多次。但TESS對(duì)任何一顆恒星的觀測時(shí)間只有一個(gè)月——這個(gè)時(shí)間遠(yuǎn)不足以多次觀測由長公轉(zhuǎn)周期行星造成的凌星現(xiàn)象，比如地球這樣公轉(zhuǎn)一周需要一年時(shí)間的行星。在天球上的部分區(qū)域，TESS所劃分出的觀測區(qū)塊始終是交疊的。對(duì)這些區(qū)域，TESS將會(huì)持續(xù)觀測一年的時(shí)間——但總觀測時(shí)間仍比開普勒長達(dá)四年的“對(duì)視大賽”短很多。

這樣的結(jié)果就是，TESS的搜尋目標(biāo)很大程度上被限定為公轉(zhuǎn)速度較快，周期不過幾周的系外行星——這并不理想。這么短的觀測周期實(shí)際上是科學(xué)家做出的一個(gè)重大妥協(xié)，因?yàn)樗麄冃枰讶蝿?wù)預(yù)算控制在2.28億美元之內(nèi)。我們認(rèn)為這個(gè)讓步是合理的，因?yàn)殚_普勒的工作告訴我們，大量不同類型的行星存在于短周期軌道上：比如由巖漿覆蓋著表面的行星、蓬松的低密度行星、渾沌相互作用的行星，甚至在主星熾熱的高溫下已經(jīng)明顯開始解體的行星。TESS將會(huì)找到這些奇異行星當(dāng)中最近且最容易研究的例子。然而，要想真正發(fā)現(xiàn)一顆圍繞類太陽恒星旋轉(zhuǎn)的類地行星，還需假以時(shí)日。

如何找到行星：開普勒、TESS、CHEOPS望遠(yuǎn)鏡使用的都是一種叫做凌星法的技術(shù)來尋找其他恒星附近的行星。當(dāng)行星移動(dòng)到地球和它們的主星之間時(shí)，會(huì)遮擋住一部分星光，使得恒星看起來變暗。通過這種亮度變暗，天文學(xué)家可以找到那些本身太暗難以看到的系外行星。第二種方法，也就是晃動(dòng)法 ，不關(guān)注恒星亮度變暗，而是致力于尋找前后搖擺的恒星。如果多普勒頻移表明一顆恒星以有規(guī)律的模式前后擺動(dòng)，那一定是有某顆行星在公轉(zhuǎn)過程中通過引力來回牽拉它。這個(gè)方法并不像凌星法那樣，需要行星恰好位于地球和它的主星之間。

盡管如此，對(duì)探索地外生命這樣的長期工作來說，TESS依然是重要的組成部分。我們預(yù)測，TESS將會(huì)找到大約十幾顆位于宜居帶內(nèi)的行星，這個(gè)數(shù)字和開普勒空間望遠(yuǎn)鏡的成果接近。這里面的技巧在于，不要固執(zhí)地把目標(biāo)局限于類太陽恒星。天文學(xué)家通常將太陽稱為一顆非常普通的恒星，只是銀河系中數(shù)以千億計(jì)的恒星之一。但這其實(shí)是一個(gè)小小的謊言。事實(shí)上，太陽并沒有那么普通。銀河系中絕大多數(shù)的恒星是一種被稱為紅矮星的恒星，它們的表面溫度和亮度更低，且質(zhì)量小于太陽的一半。如果把太陽比作百老匯舞臺(tái)上的聚光燈，那紅矮星只相當(dāng)于一支蠟燭。

如果你想在一支蠟燭旁邊獲得和聚光燈附近一樣的溫度，那么你離蠟燭的距離要比你離聚光燈的距離要近得多。因此，紅矮星的宜居帶離主星非常近，這就意味著宜居帶內(nèi)的行星軌道周期很短。對(duì)一個(gè)質(zhì)量為太陽五分之一左右的紅矮星來說，宜居帶內(nèi)的行星公轉(zhuǎn)一周只需要幾周左右，恰好進(jìn)入了TESS的目標(biāo)范圍。

開普勒觀測了數(shù)千顆紅矮星，發(fā)現(xiàn)它們大多擁有密近行星（軌道非?？拷餍堑男行牵?，概率甚至要高于類太陽恒星。在TESS的幾十萬顆目標(biāo)恒星中，有大約50 000顆紅矮星。雖然紅矮星很暗淡，但因?yàn)樗鼈凅w積也小，周圍的行星發(fā)生凌星現(xiàn)象時(shí)，更容易遮擋住較大一部分星光，讓亮度下降更顯著，實(shí)際上更容易被我們的望遠(yuǎn)鏡觀測到。舉例來說，同樣大小的行星環(huán)繞兩顆不同的恒星公轉(zhuǎn)，如果前者的亮度為后者的1/16，那只要其半徑為后者的一半，行星凌星時(shí)被探測到的可能性就是一樣的。事實(shí)上，紅矮星的行星發(fā)生凌星時(shí)是如此清晰可見，探測它們并不一定要用到空間望遠(yuǎn)鏡。

因此，許多項(xiàng)目目前正在使用地面望遠(yuǎn)鏡去搜尋紅矮星周圍的行星。但是因?yàn)檫@些恒星很暗淡，天文學(xué)家必須使用大口徑的望遠(yuǎn)鏡來觀測它們。這就意味著望遠(yuǎn)鏡的視場很小，所以一次只能觀測一顆恒星，使得工作變得低效又漫長。經(jīng)過近十年的搜尋，這些項(xiàng)目只探測到了三個(gè)行星系統(tǒng)，但這些行星系統(tǒng)卻是該領(lǐng)域中最精彩的發(fā)現(xiàn)。其中一個(gè)被稱為TRAPPIST-1的系統(tǒng)，在2017年年初登上了各大新聞媒體的頭版。這個(gè)非常小的行星系統(tǒng)竟然擁有7顆類地行星，它們緊密地環(huán)繞在一個(gè)質(zhì)量小到剛剛能被稱為恒星的天體周圍。在這7顆行星中，至少有兩顆位于這顆恒星的宜居帶內(nèi)。TRAPPIST這個(gè)名字看起來像是一個(gè)縮略詞，但實(shí)際上它是來自比利時(shí)的項(xiàng)目負(fù)責(zé)人米夏埃爾·吉?。∕icha?l Gillon）最喜歡的啤酒的名字。最近，他正在籌劃一個(gè)更具雄心的項(xiàng)目，并以他最喜歡的一種餅干“SPECULOOS”來命名。

通過這些空間任務(wù)和地基觀測項(xiàng)目，我們將能在天球上鎖定大量凌星系外行星的位置。這些系外行星寄主恒星足夠亮，能讓我們進(jìn)行細(xì)致入微的后隨研究。在未來，我們有望測量這些系外行星的質(zhì)量，掌握這些行星系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)，并在建立正確的行星形成理論方面獲得更多線索。如果一切順利，我們將發(fā)現(xiàn)越來越多潛在的宜居類地行星。

之后呢？我們?cè)撊绾芜M(jìn)行下一步，來判斷這些潛在的宜居行星上是否已經(jīng)有生命存在呢？20世紀(jì)50年代以來天文學(xué)界提倡的傳統(tǒng)方法，是使用大型射電望遠(yuǎn)鏡來觀測某顆恒星，然后期待著我們能收聽到外星文明所發(fā)出的廣播。盡管這方案聽起來可行，但是我們完全不知道它到底能不能成功。

另一個(gè)方法是分析行星的大氣來尋找生命跡象。這可以通過一個(gè)凌星觀測小技巧來實(shí)現(xiàn)。行星大氣的最外層是半透明的，所以當(dāng)這顆行星位于觀測者和恒星之間時(shí)，一小部分的恒星光線會(huì)從一側(cè)進(jìn)入大氣層，經(jīng)過大氣層“過濾”后從另一側(cè)出來，然后繼續(xù)沿著以前的路線飛向我們的望遠(yuǎn)鏡。接下來我們便可以使用傳統(tǒng)的分光技術(shù)去探索行星大氣層的成分。每個(gè)原子或者分子都偏愛某些特殊波長的光線，它們會(huì)吸收這些波長的光子或者把它們散射到其他方向上。根據(jù)量子理論，每個(gè)原子或分子偏愛的波長是由電子離散的能級(jí)決定的。比如說，鈉偏愛一種特殊的橙黃色光，因?yàn)殁c原子的外層電子容易吸收波長為589納米的光。

所以，這個(gè)技巧就是在恒星發(fā)生凌星現(xiàn)象的前、中、后三個(gè)階段觀測恒星的光譜。在凌星現(xiàn)象發(fā)生的過程中，行星大氣層中的原子和分子從星光中去除了它們最偏愛的波長的光，所以輕微地改變了我們觀測到的恒星光譜。在凌星現(xiàn)象結(jié)束后，我們會(huì)再次看到正常的、沒有發(fā)生變化的恒星光譜。如果我們的工作足夠仔細(xì)，我們會(huì)在正常光譜和凌星時(shí)的光譜之間看到區(qū)別，并且分離出由行星造成的細(xì)微變化。

天文學(xué)家已經(jīng)將這種方法應(yīng)用到木星大小的凌星行星上了，甚至還有一些類海王星和天王星大小的行星。通過這種方法，天文學(xué)家在系外行星的大氣層中發(fā)現(xiàn)了甲烷、一氧化碳和水等分子。但我們卻從來沒有把這種方法運(yùn)用在類地行星的研究中，因?yàn)轭惖匦行谴髿鈱赢a(chǎn)生的信號(hào)過于微弱，而且到目前為止我們發(fā)現(xiàn)的擁有類地行星的恒星也都過于遙遠(yuǎn)，過于暗淡。如果哪一天我們真的在某顆類地行星大氣層中發(fā)現(xiàn)了氧元素，那會(huì)讓每個(gè)人都激動(dòng)得血脈賁張。地球大氣層擁有這么多氧氣，原因就在于生命。如果地球上的生命突然消失了，地殼中的巖石會(huì)在短短的幾百萬年中吸收所有的氧氣來形成氧化物。因此，如果一顆行星擁有大量的氧氣，那發(fā)散一下思維的話，這顆行星就有可能是“小綠人”的母星了——或者至少存在某種有機(jī)生命。所以，我們希望未來的巡天項(xiàng)目能夠在一些足夠亮的恒星旁找到類地行星，到那時(shí)候，我們就有能力來詳細(xì)研究這些類地行星的大氣層了。

窺視系外行星大氣：除了單純地探測系外行星的存在，凌星法有時(shí)還可以告訴科學(xué)家系外行星的大氣是由什么組成的。當(dāng)一顆行星發(fā)生凌星現(xiàn)象時(shí)，部分星光在飛向地球的過程中穿過了行星大氣層。根據(jù)電子的能級(jí)不同，每個(gè)原子和分子都會(huì)吸收特定波長的光或者改變其傳播方向。所以，如果透過濾色鏡來觀測恒星，比較行星在或不在主星和地球之間的兩種情況下，不同波長星光的變化情況，研究者就可以分離出屬于行星的光譜特征。

從這個(gè)角度來說，TESS、CHEOPS，還有SPECU-LOOS的作用類似于尋星鏡，它們都是為接下來要發(fā)射的詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡（JWST）服務(wù)的。這臺(tái)價(jià)值100億美元的望遠(yuǎn)鏡計(jì)劃于2020年發(fā)射升空。除了擁有其他諸多功能，JWST這個(gè)技術(shù)上的奇跡，也將是有史以來最強(qiáng)大的凌星光譜觀測工具。但JWST的設(shè)計(jì)工作壽命只有5~10年左右，因?yàn)樵谶@個(gè)期限以后，它就會(huì)消耗完所有用來維持固定軌道的燃料。這個(gè)既定的時(shí)刻表使得為JWST找到最好、最亮的觀測目標(biāo)成為眼前的當(dāng)務(wù)之急。

由于天文學(xué)家對(duì)JWST觀測時(shí)間的需求是如此之高，部分系外行星研究者聚在一起，提出建造一臺(tái)只用于觀測凌星光譜的空間望遠(yuǎn)鏡。由美國提出的望遠(yuǎn)鏡方案被稱作系外行星高速紅外光譜巡天探測器（FINESSE）；而由歐洲提出的方案則被稱作大型系外行星大氣紅外遙感望遠(yuǎn)鏡（ARIEL）。“紅外”這個(gè)詞在兩個(gè)方案的名稱中都出現(xiàn)了，這是因?yàn)樗蚨趸嫉确肿釉诩t外波段中最容易被檢測到。今年年底之前，我們就可以知道這兩個(gè)任務(wù)到底會(huì)不會(huì)繼續(xù)進(jìn)行下去。

在這之后，歐洲還有另一個(gè)空間望遠(yuǎn)鏡計(jì)劃，名為 PLATO，計(jì)劃于2026年發(fā)射。我把PLATO看作一個(gè)超級(jí)TESS，因?yàn)樗鼡碛?4臺(tái)望遠(yuǎn)鏡來掃描天空，而不僅僅是4臺(tái)。相比于它之前的所有望遠(yuǎn)鏡，PLATO將會(huì)有更高的靈敏度和更長的觀測覆蓋時(shí)間。PLATO另一個(gè)比較重要的特點(diǎn)在于，其觀測數(shù)據(jù)質(zhì)量足夠高，使得它可以檢測到與恒星振蕩相關(guān)的亮度變化。事實(shí)上，就像任何流體組成的物體一樣，恒星有著與地震類似的波在表面?zhèn)鞑?，?duì)這些波動(dòng)的研究被稱為“星震學(xué)”。這些振蕩的頻率和模式取決于恒星內(nèi)部的結(jié)構(gòu)，比如密度、組分等等。所以星震學(xué)可以幫助我們獲得恒星的基本參數(shù)。因此，當(dāng)PLATO找到一顆系外行星時(shí)，我們還可以從這些基本參數(shù)中獲益，比如目前我們還無從得知的恒星年齡。星震學(xué)之所以能確定恒星的年齡，是因?yàn)殡S著時(shí)間的流逝，恒星中心的核反應(yīng)爐會(huì)把越來越多的氫元素變?yōu)楹ぴ?，這就會(huì)使恒星表面的波在頻率上發(fā)生細(xì)微的變化。通過星震學(xué)研究，我們就可以知道這顆恒星到底是剛開始它的聚變反應(yīng)，還是已經(jīng)運(yùn)轉(zhuǎn)了100億年。這樣我們就可以知道行星系統(tǒng)在宇宙時(shí)間尺度上是如何演化的了。

現(xiàn)在，科學(xué)家們正在繼續(xù)分析開普勒的觀測數(shù)據(jù)；未來，TESS、CHEOPS、JWST還有PLATO，系外行星搜索項(xiàng)目的時(shí)間表早已排滿。在充滿未知的系外行星領(lǐng)域，我們終于做好了繼續(xù)前行的準(zhǔn)備，蓄勢待發(fā)。當(dāng)那些被去年夏天的日食吸引，將來想成為天文學(xué)家的孩子長大以后，他們將會(huì)有足夠多的系外行星凌星現(xiàn)象去研究。

本文譯者?梁恩思是南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院博士研究生。

本文審校?周濟(jì)林是南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院院長，主要研究領(lǐng)域?yàn)樾行窍到y(tǒng)形成與演化、太陽系小天體動(dòng)力學(xué)、非線性天體力學(xué)。

《環(huán)球科學(xué)》4月刊現(xiàn)已上市