摘要 2019年度的诺贝尔物理学奖授予了三位天文学家，以表彰他们使我们理解宇宙的演化和地球在宇宙中的位置方面的 贡献。其中，美国普林斯顿大学的宇宙学家皮布尔斯(P. J. E. Peebles)获得一半奖金，以奖励他在物理宇宙学中的理论发 现；瑞士日内瓦大学的马约尔(Michel Mayor)和瑞士日内瓦大学及英国剑桥大学的奎洛兹(Didier Queloz)分享了另一半奖 金，以奖励他们发现一颗环绕类似太阳的恒星的行星。文章介绍这几位学者的科学贡献。1 皮布尔斯与物理宇宙学

1.1 早年经历

皮布尔斯(图1)的贡献在于物理宇宙学。宇 宙学曾经主要是一些简单的哲学思辨，高度简化 和抽象的数学理论，加上一点经验性的天文测 量。而在皮布尔斯等人的努力下，它逐渐发展成 一个有大量实验相互验证的物理理论。

皮布尔斯1935年出生于加拿大的曼尼托巴 省，他的父亲经营农产品生意，母亲是位家庭妇女。少年时代的皮布尔斯只是个普通的男孩，和 父亲一样，他喜欢动手做木匠活、修理机械和园艺，也喜欢滑冰、跳舞。他所在的地区学校没什么学业压力，课上学习的内容很少，皮布尔斯是 直到进了大学之后才知道世界上还有三角函数这 种东西的！中学毕业后皮布尔斯进入当地的曼尼 托巴大学学习，一开始在工学院学习，准备毕业后当一名工程师。他的工程课程学得不错，不过 在学习过程中他逐渐对物理学产生了浓厚的兴 趣，因此后来转为主修物理。无疑这时他已开始 展现出自己的才华，老师们也注意到了他，有的 劝他去普林斯顿大学深造，有的劝他去牛津大学。1958年从曼尼托巴大学毕业后，他最终选择了去普林斯顿大学物理系读研究生。此后，他的 一生都在普林斯顿大学度过。 20世纪50年代末期，粒子物理的研究正突飞猛进，皮布尔斯最初也想研究粒子物理，不过 系里的粒子物理学家们对当时只是个普通学生的皮布尔斯反应平淡。恰在此时，他遇到了一位 对他很热情的老师，罗伯特•迪克(Robert Dicke， 1916—1997)。迪克二战期间从事雷达研究，发 明了应用广泛的迪克辐射计、迪克微波开关等。 战后迪克在脉泽和激光的发明过程中也有许多贡 献。迪克成为皮布尔斯的导师，也是对他一生影 响最大的学者。

20世纪50年代末，迪克对检验引力产生了 很大兴趣。那时距爱因斯坦提出广义相对论已经 过了40年，但这期间的广义相对论研究主要是一 些抽象的数学理论，其实验证据仍然局限于当年 的三大经典检验：引力红移、光线偏折和水星进 动。测量精度都不高。广义相对论的基础等效原 理的检验也并不比19世纪厄缶的实验结果好多 少。迪克提出要设计更多富有创意的、更精密的 实验，来检验相对论的基本原理。对于三大经典 检验，迪克也没有放过。水星的进动当时是广义 相对论最精密的检验，但是迪克指出，如果考虑 到太阳不是完美的球形，而是一个旋转的椭球， 可能也能引起水星的进动，因此他着手测量水星 椭率。同时，他也尝试着提出与广义相对论竞争 的理论，比如一种引力常数可以变化的理论， 即所谓Brans-Dicke理论，这个理论直到今天依 旧被人们作为典型的修改引力理论进行研究。每 周五晚上迪克和他的博士后、研究生开组会，讨 论五花八门的各种巧妙检验，从精细的实验室测 量到太阳和行星的结构，从陨石的同位素成分到 月球激光测距，其思路之广阔令人耳目一新。皮 布尔斯也被这些组会的活跃气氛所感染，虽然组 会安排在周五晚上，他却从不缺席。此时，普林 斯顿物理系还有另一位广义相对论大家，就是 命名了“黑洞”、培养出众多学生的惠勒(J. A. Wheeler)，他的研究主要在理论方面。迪克和惠 勒的学生们也常常互相参加对方的组会。在迪克 指导下，皮布尔斯完成了他的博士论文，题目是 检验精细结构常数是否真的是常数还是有可能随 时间改变。接着，皮布尔斯受到迪克研究太阳椭 率的启发，根据对行星自转速度和椭率的观测数 据，得出了土星和木星等气体巨行星有固体核心 的结论。获得博士学位后，皮布尔斯仍留在普林 斯顿迪克的组里继续开展研究。

1.2 发现大爆炸证据

20世纪60年代初，迪克的小组包括皮布尔 斯在内开始研究宇宙学。皮布尔斯阅读了苏联物 理学家朗道和栗弗席兹《经典场论》中关于宇宙 学的内容。尽管相对论宇宙学经过了几十年发 展，但到此时为止其理论仍是高度抽象的。《经 典场论》给出了广义相对论方程的解，但对于 现实的宇宙是怎样的、物质的具体成分和性质、 观测检验等，则几乎完全没有涉及。之前勒梅 特、伽莫夫提出了宇宙大爆炸理论，而英国的戈 尔德、邦迪、霍伊尔等人基于哲学考虑提出了稳 恒态宇宙理论。不过，对于许多科学家来说，这 些理论所做的简单假设并不让人信服，很多人对 这两个理论都不相信。 另一方面，从天文观测 的角度来说，当时的研究也非常有限。桑德奇 (Alan Sandage)成为哈勃观测工作的继承人，他 把(观测)宇宙学简单地归结为两个数的测量：哈 勃常数H0和宇宙加速度参数q0。当时能进行这方 面测量的设备也寥寥无几。 迪克此时考虑了循环宇宙模型，即宇宙可 能处在不断的膨胀，再收缩，再膨胀，再收缩的 循环中。他意识到在这种循环中当宇宙处在高度 收缩的状态时，将会产生高温，此时也会产生大 量的光子，在宇宙膨胀中这些光子将遗留下来， 红移到微波波段。根据一些简单的物理分析，推 导出这些辐射可以构成黑体辐射，而温度随着宇 宙膨胀降低。其实，20年前迪克用他自己发明的 迪克辐射计测量过天空的辐射背景，得出了背景 温度小于20 K的结论。此时，迪克让组里本来研 究月球激光测距的威尔金森(Wilkinson)和研究厄 缶等效原理实验的柔尔(Roll)研制测量天空温度 的设备，而让皮布尔斯研究其理论。皮布尔斯估 计应有一个10 K左右的宇宙微波背景辐射。此时 他并不知道，早在1948年，伽莫夫的学生阿尔弗 (Alpher)和赫尔曼(Herman)就预测应该存在5 K的 辐射，而伽莫夫本人后来又给出了一些略有不同 的估计。皮布尔斯应邀去约翰霍普金斯大学做报 告，行前他询问同事是否可以公开他们正在做的这个实验，同事们都觉得可以：他们的实验已进 展到这样一个阶段，别人就算听了报告后想要做 这个实验，也不可能比他们更快了。 然而皮布尔斯并不知道的是，就在与他们 同处新泽西州的贝尔实验室，两位想做射电天 文学研究的工程师彭齐亚斯(Penzias)和威尔逊 (Wilson)(图2)正在为他们遇到的一件怪事发愁。 贝尔实验室有一台天线，原来是用于做卫星通信 实验的，不过此时卫星通信实验已结束。于是他 们打算安装上迪克辐射计，把它改造成射电望远 镜用于天文研究。但是，在进行测试时他们发现 无论把天线指向何方，总是有一个不变的多余噪 声，远高于他们预期的仪器噪声，这令他们困惑 不已，这正是迪克想要寻找的宇宙微波背景辐 射。一次，彭齐亚斯给一位射电天文学家伯克 (Bernard Burke)打电话时提起这个问题，伯克想 起他之前在坐飞机时恰与另一位射电天文学家、 约翰霍普金斯大学的特纳(Ken Turner)聊天，而 特纳是皮布尔斯的老朋友，听了之前皮布尔斯的 报告，留下了深刻印象并在聊天时告诉了伯克。 于是，彭齐亚斯打电话给迪克，告诉了他这个消 息。据说迪克正与小组成员们坐在一起，放下电 话，迪克说：“我们被人抢先了”。后来，彭齐 亚斯和威尔逊获得了1978年度的诺贝尓物理学 奖，而预测了宇宙微波背景辐射的伽莫夫、阿尔 弗、赫尔曼以及迪克都未能获奖。这令人颇为遗 憾，但鉴于诺贝尔奖最多授予三人的规定，恐怕 诺奖委员会也很难决定在直接发现了宇宙微波背 图2 彭齐亚斯和威尔逊在他们的天线前 景辐射的彭齐亚斯和威尔逊之外该如何再挑选一 位。不过，皮布尔斯后来评论说，他认为应该把 迪克也列入获奖名单，毕竟他不仅首先想到了要 做这个实验，而且实验用到的关键技术迪克辐射 计也是他发明的！

1.3 物理宇宙学

宇宙微波背景辐射被发现后，皮布尔斯继 续进一步研究宇宙大爆炸中的物理过程。首先是 大爆炸核合成的理论，即氢、氘、氦等原子核在 大爆炸中形成的理论。这其中有一些结果伽莫 夫、阿尔弗等人之前已经得到过，但一方面当年 各种元素的宇宙丰度值并不完全清楚，另一方面 伽莫夫等人曾希望在大爆炸中合成所有的元素， 但这是无法做到的。经过这些年的研究，人们已 建立了恒星核反应形成较重元素的理论，并认识 到大爆炸中合成的是轻元素，同时也获得了轻元 素如氦的丰度测量值，以及宇宙微波背景辐射的 温度。于是皮布尔斯讨论了氦、氘等元素的丰度 与宇宙学参数(比如重子密度)的关系，并与瓦格 纳(Robert Wagoner)一起开创了用轻元素丰度限 制宇宙学模型的研究。用这些丰度，人们可以对 宇宙学模型和参数给出有力的限制，从而成为宇 宙学研究的一个重要工具。 在宇宙微波背景辐射方面，皮布尔斯首先 指出，早期宇宙中这些光子的存在会影响星系的 形成。当时人们已经猜测，早期宇宙可能处在比 较均匀的状态，而后在引力作用下，微小扰动被 放大，逐渐形成星系。引力在小尺度上可以被气 体的压强所平衡，但在金斯(Jeans)尺度以上则会 有形成星系所需要的引力不稳定性。皮布尔斯指 出，尽管在今天宇宙微波背景辐射光子的密度几 乎可以忽略，但它们的密度正比于膨胀因子的负 四次方，而普通物质则是负三次方，因此当我们 上溯到足够早的时期，宇宙的密度将被辐射所主 宰，这时引力扰动无法增长。另外，即使在此之 后，气体的温度、电离度的演化也与这些光子的 相互作用有关，而气体温度和电离度也会影响金 斯尺度。因此，皮布尔斯也发展了大爆炸后等离 子体复合的理论。

皮布尔斯和其他一些学者也开始研究当物 质密度分布不完全均匀时，这些密度扰动如何演 化，以及它们所导致的宇宙微波背景辐射温度各 向异性。皮布尔斯和他的一个来自香港的留学生 Jer-Tsang Yu (虞哲奘，后来回香港城市大学工作， 未再做宇宙学研究)首次编制了定量计算宇宙微波 背景辐射各向异性的程序。他也预测了宇宙大爆 炸时随机的密度扰动将激发声波振荡，那些在大 爆炸结束的时刻正振荡到最大值的扰动将会在特 定尺度的宇宙微波背景辐射中留下印记。尽管在 当年这些效应看上去都非常微小，但经过多年的 发展，现在精密测量的宇宙微波背景辐射角功率 谱(图3)中可以清晰地看到这些振荡峰。皮布尔斯 当年的理论研究成为今日精密宇宙学的基础。

皮布尔斯喜爱给学生上课，当时他也开设 宇宙学课程，并在课程中讲授宇宙学方面的最新 研究成果。惠勒鼓励皮布尔斯把他的讲义写成 书，为此惠勒专门来旁听皮布尔斯的课程，并仔 细地写下笔记，一学期课程结束后把他记下的字 迹工整的笔记送给皮布尔斯。在惠勒的鼓励下， 皮布尔斯写出了他影响巨大的《物理宇宙学》一 书，并于1971年出版(1993年扩充为《物理宇宙 学原理》)。与早期仅仅从广义相对论角度讨论 宇宙学的著作(比如《经典场论》)不同，《物理 宇宙学》讨论了物质、辐射等具体物理演化过 程，以及元素丰度、宇宙微波背景辐射、大尺度结构等可观测量，宇宙学的骨架上现在有了血 肉。 应该指出，这一时期一些其他研究者对于 发展物理宇宙学的原理也有贡献，特别是苏联的 泽多维奇(Zel’dovich)学派也独立地做出了许多 重要发现。不过，皮布尔斯确实是对物理宇宙学 的发展贡献最大的人。

1.4 大尺度结构和暗物质

皮布尔斯除了从理论上分析宇宙扰动的演 化外，也开始研究实际的宇宙大尺度结构。在皮 布尔斯之前，其实也有一些学者做过大尺度结构 的统计分析研究，不过皮布尔斯当时并不了解。 他从理论上研究了结构是如何增长演化的，发展 出了方格计数、相关函数、功率谱和高阶相关函 数等许多分析大尺度结构的统计量的计算和测量 方法。他带着学生，使用里克天文台刚刚完成的 当时最大的星系巡天，用计算机进行了数据分 析(图4)。分形理论的创始人曼德布劳特(Benoit

Mandelbrot)曾主张星系分布是一种分形。皮布尔 斯根据统计分析表明，分形只在一定的尺度上存 在，在更大的尺度上宇宙的星系分布趋于均匀。 其中一部分研究成果收集在他另一本著作《宇 宙大尺度结构》(The large scale structure of the universe)一书中。

在20世纪70年代初，天文学家们开始认识 到，在可被观测的普通物质之外，宇宙中还存在 着大量的暗物质。实际上，早在20世纪30年代， Zwicky 已经发现星系团的引力远大于根据其亮 度所做的估计，表明星系团中可能存在暗物质。 在70年代，对星系的观测表明，星系可见边缘部

暗物质被接受后，人们开始研究暗物质情 况下的星系形成模型。泽多维奇提出了中微子作 为暗物质的候选者。但是，由于中微子质量很 轻，在宇宙早期它们运动速度很快，这样它们会 把小尺度的原初扰动抹平。因此，在这种所谓热 暗物质模型里，首先形成的是一些非常巨大的结 构，然后这些再分裂成星系。但是，这种星系演 化图景与观测差别太大。皮布尔斯则提出了一种 基于缓慢运动粒子的冷暗物质模型。在这种模型 里，小的结构首先形成，进而逐渐并合成大的结 构，与观测到的星系形成过程比较一致。如果选 取合适的参数，甚至在定量上也和观测符合得比 较好。根据大尺度结构的观测数据，可以反推宇 宙大爆炸时不均匀的程度，皮布尔斯预测宇宙微分的旋转速度并不像预期的那样降低，而是基本 保持不变，暗示在星系可见的部分之外还有不可 见的暗物质。

皮布尔斯与Ostriker 的一项研究对于暗物质 被广泛接受也有非常重要的作用。他们使用计 算机，进行了N体模拟(图5)：用一些粒子代表物 质，假定它们之间仅存在引力相互作用，看看如 何演化。他们发现，按照观测到的银河系参数设 置的盘状星系并不稳定，很快就会从盘状演化成 棒状。要使星系具有稳定性，必须假定在盘之外 还存在着呈球状分布的暗物质，也就是所谓暗物 质晕。波背景辐射应该有十万分之一量级的大尺度不均 匀性，这果然被实验证实了。 到了20世纪90年代，更精密的测量逐渐开 始揭示宇宙学中仍存在着巨大的矛盾：暴胀理论 预测宇宙是平直的，然而暗物质的密度只有临界 密度的0.3倍左右。最终，暗能量的发现解释了 这个谜。不过，皮布尔斯并没有完全满足，他仍 在一直孜孜不倦地继续研究宇宙学，提出了低红 移重子物质缺失、空洞环境中的星系性质、本星 系群中矮星系的运动等一系列可能挑战现有模型 的问题，直到现在仍在继续进行科学研究。

2 马约尔和奎洛兹的太阳系外行星发现

马约尔和奎洛兹(图6)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，1971在日内瓦天文台获得博士学位，此后留 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学位，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 其他恒星可能也像太阳一样被行星所环绕，例如 著名的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， 但都远比恒星暗得多，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，最终却被进一步的观测所否定。比如， 20世纪60年代，天文学家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 来人们发现这可能是他的观测仪器问题造成的。 直到90年代，人们在系外行星探测上才终于取得 突破。

2.1 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 ms的脉冲星。脉冲星是天文学家们在20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10千米或几 十千米量级，相当于地球上的一座大山，但其质 量则可达到1.4个太阳质量。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，Wolszczan和 美国天文学家Dale Frail 发现，这种变化的解释 是有两颗行星在围绕着这一脉冲星转动，他们在 1992年公布了这一发现，这是人类首次发现系外 行星。后来，在1994年他们又发现了这一系统中 第3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3颗行星的质量分别为太 阳质量的0.02、4.3和3.9倍，周期分别为22.262、 66.541 9和98.211 4天。 Wolszczan和Frail发现的行星是人类历史上 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 们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。人们更加关心的是类 似太阳的普通恒星周围有没有行星呢？

2.2 视向速度测量

一种系外行星的探测方法是通过精密测量 恒星运动，来判断该恒星是否存在行星。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。 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视线方向的切向运动。要测量切向速度只能等 上一段时间看看天体方向发生了多大变化，据此 求出其运动角速度，再乘以距离得到其切向方向 的速度。由于天体十分遥远，而运动速度有限， 角度变化微小，往往很难测出来。相比之下，径 向速度的测量比较直截了当，因为根据多普勒效 应，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，但实际 的观测难度还是相当大的。多普勒效应引起的波 长变化是：

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。对于10 m/s的速 度，其多普勒效应引起的波长变化只有波长的大 约三千万分之一，要测到这样精度还是很困难 的。 马约尔早年研究恒星的光谱测量，最初的 目标是了解银河系的结构。太阳以及其他大多数 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。20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的光谱的 装置，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。当反射光线时光 盘上会出现一些彩虹般的光，就是因为光盘上也 有这种细槽造成的。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 光栅摄谱仪把光栅的不同阶光谱平行地投射形 成二维图像(图7)，同时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。

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 m望远镜上，在巡天中其测速精度达到 了250 m/s，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David Lantham。1988年，Lantham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。测量表明， 引起这一变化的是一颗质量≥11个木星质量(1 % 太阳质量)的伴星。这里要说明一下的是，径向 速度法测定的其实是质量乘以轨道平面倾角的正 弦(M sin i)，当倾角i恰为90°时实际的质量取最 小值，在其他倾角时实际质量还要大一些，因此 这颗伴星最小质量是11个木星质量，但其质量也可能更大。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。11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 量很大的行星。 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。20世纪90年代初，马约尔进一步 改进了设计，使用了CCD、光纤等新技术，研 制出了ELODIE光谱仪，安装在上普罗旺斯天文 台的1.93 m望远镜上。其测速精度进一步大幅度 提高，达到了13～15 m/s，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，并排除其他的可能性后，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， 图8)。马约尔和奎洛兹写成论文投递给《自然》 (Nature)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 的美国伯克利大学的Geoffrey Marcy和Paul Butler 回去后立刻进行观测。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 布而引起轰动。在此后的一段时间里，Marcy 团 队发现了很多系外行星，一度成为系外行星研究 领域最著名的人物。不过，2015年，Marcy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。

2.3 热木星

飞马座51和太阳类似，也是一颗被分类为 G-矮星的普通恒星，质量约1.11个太阳质量， 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≥0.47个木星 质量，但距离其中心恒星非常近，仅0.052 7 AU (天文单位，地球到太阳的距离称为天文单位， 约1.5亿km)，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轨道也还 有0.4 AU。实际上，由于这颗行星质量相当大而 离其主星又特别近，其引起的速度变化幅度高达 60 m/s。这颗行星距离主星很近，它的温度应该 相当高，据估计可达1 300 K，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。 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、天王星、海王星等大质量的气态巨 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 成分，从而形成质量较小的岩石行星。而在距离 太阳较远的地方，一些易挥发的成分如水等在低 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。正因为如此，很 多人一开始不太相信会在距离恒星如此近的地方 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20世纪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，之后可以与气体盘相互作用交换角动 量而发生迁移。取决于气体盘和行星的具体情 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 的林潮等人在1996年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 移到中心恒星近处。此后，又有人提出了一些其 他的迁移机制，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。热木星的形成机制目前仍然是活 跃的研究课题。

2.4 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，一些其他的观测手段也相继取得突破 (图9)。除了径向速度法之外，另一个大量发现 系外行星的方法是凌星法：我们可以监视大量 恒星，当一个行星经过其前方的时候，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。有三颗卫星进行了凌 星法观测：(1)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；(2)美国的开普勒卫星(2009—2018)，发现 5 011个系外行星候选事例，其中2 512个得到证 实；(3)美国的系外行星凌星巡天卫星(TESS， 2018—)，截至2019年9月已给出了1 000多个候 选事例，有29个已证实。更多的空间探测器也在 计划中，例如即将发射的CHEOPS。此外，还有 一些地面设备也开展了这方面的研究。 除了凌星法外，还有微引力透镜(行星作为 引力透镜，导致恒星亮度变强)、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。截至本文撰写之时(2019年11月)，已有 3 067个系统中的4 126个系外行星被发现并得到 证实，其中671个系统有不止一个行星被发现。 这些观测大大拓展了人类的视野：就在太阳系周

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“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(图10)。了解这 些不同的行星世界，我们才能看清地球与其他行星的相同和不同之处，从而更好地了解地球的地 位。

3 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 有相当不同，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，这可能导 致了2019年的获奖组合。毋庸置疑的是，他们在 人类对宇宙的探索中都作出了巨大的贡献。

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