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——刘易斯·；卡洛尔（Lewis Carrol）
《艾丽斯镜中奇遇记》
在一年之中不同的季节，仰望晴朗夜晚的天空，凭借肉眼可
以看见三四颗行星。用一架小望远镜，你也许可以再多看见几颗，
但是，直到1930年发现冥王星以后，人类才绘制出一张我们认为
完整的行星系统图。它一共包括9颗行星和一条小行星带。时至
今日，天文学家仍然在不断增加新发现的卫星和小行星的数目。
我们毋需惊奇，直至1995年，科学家仍然没有明确的证据证明有
行星在环绕其他遥远的恒星转动。尽管冥王星是我们太阳系里离
我们最远的亲戚，那些恒星离我们却比冥王星还要远几千万倍。
虽说还没有找到地外生命存在的证据，有关的突破性进展至少已
表明我们的太阳系肯定不会是独一无二的。
寻找我们太阳系以外的行星，大约始于50多年前（冥王星发
现后不久）。由于距离非常遥远，所以使用当时的设备几乎没有
可能发现清晰的证据。1983年，科学家找到一条有关太阳系外也
存在行星的线索。那是他们用“红外天文卫星”研究的一组恒星
发射的、出乎始料的电磁辐射。天文学家逐渐得出结论：这种不
规则性是被观测恒星周围的尘埃云引起的。由于这类尘埃云表征
着行星的形成，所以，即使是这一相对来说比较小的发现也足以
激起好几个小组作进一步探测的兴趣。现在研究人员正在用强有
力的哈勃望远镜不断发现新的尘埃云。哈勃望远镜自从安装以来，
已经发现了几颗邻近的恒星，并被用以观测这些恒星周围的尘埃
云。
这些尘埃云最初被发现后不久，美国天文学家沃尔兹森
（Aleksander Wolszczan）在波多黎各用阿雷西博射电望远镜探
测到天空中一组不寻常的天体。这一发现又进一步燃起了人们寻
找行星的希望。当时，沃尔兹森正在研究脉冲星。脉冲星就像我
们在上一章里所介绍的那样，是超密的中子星——超新星遗留下
来的星体残骸。中子星自转的速度非常快。它自转时就像灯塔那
样向茫茫太空发射无线电波脉冲。沃尔兹森注意到他研究的星体
中有一个称做 PSR 1257＋12的，在不规则地发射脉冲。经过进
一步研究，包括计算脉冲变化的程度，他得出结论：有2颗（或
许3颗）行星在环绕这颗中子星旋转，他确信这两颗星的质量大
约是地球的3倍。可能存在的第三颗星也许比较小，大小相当于
我们的月亮，在离这颗中子星较近的轨道上转动。
虽然这本身是个重大发现，但对那些正在寻找地外生命的人
却鼓舞不大。围绕脉冲星 PSR 1257＋12转动的行星只可能在这
颗超新星之后形成。理由很简单，超新星爆发会把附近的物质全
都还原为某种由基本粒子组成的“汤”。因此，即使我们忽略脉
冲星发射的很强的电磁辐射和周围环境的不稳定性，沃尔兹森发
现的行星也太年青，无法形成生命。
但是，这项发现为后来意义更加重大的发现奠定了基础。在
探测围绕一颗常规的恒星转动的行星这方面，真正实质性突破的
发现是在1995年。当时正在瑞士日内瓦天文台工作的梅厄
（Michel Mayor）及其学生奎洛兹（Didier Queloz）公开宣布
了他们的研究结果。这是研究一小群从宇宙学意义上来说距离我
们太阳系比较近的恒星所达到的顶峰。
就像科学上的许多重大发现一样，太阳系外的第一颗行星之
发现纯属偶然。梅厄和奎洛兹当时并未积极寻找新的行星，他们
是在研究被称作“褐矮星”的奇特星体。
褐矮星是衰亡的恒星。恒星由气体和尘埃云形成。它们聚集
在一起产生一个自我支持系统。恒星通过核聚变产生热量。但是，
核聚变过程要在几十亿年的时间里持续地产生能量，星体的大小
和密度就必须达到某个下限。褐矮星可以被认为是介乎恒星和行
星之间的星体，或者看做不发光的恒星。虽说有时候很难区分某
些恒星、某些褐矮星和某些行星，但是根据经验，目前观察到的
所有褐矮星的大小至少是木星的30倍（尽管木星是我们太阳系里
最大的行星，它也只有太阳大小的1／l000 。另外，褐矮星全都
由气体组成（这像恒星），而像木星和土星这样的行星虽然大部
分是气体，却具有坚实的固态核心（实际上，木星也发射能量，
只不过与恒星相比微不足道，比任何观察到的褐矮星产生的也要
少得多）。
为了发现褐矮星，梅厄和奎洛兹采用了在温哥华的不列颠哥
伦比亚大学工作的另一位天文学家沃尔克（Gordon Walker）发
明的技术。梅厄和奎洛兹有所发现时，沃尔克寻找环绕遥远恒星
转动的行星几乎已有12年之久。沃尔克专注于最靠近我们太阳系
的21颗恒星，发明了一种探测方法。这种方法被非正式地称作
“晃动”（Wobble）技术。
如我们所知，我们根本不可能看见像太阳系外环绕着遥远恒
星转动的行星或者甚至比它们大得多的褐矮星这类天体，因为它
们离我们实在太遥远了。恒星之所以看得见，是因为它们发射巨
额的电磁辐射。像地球这样由岩石组成的固态行星只能反射附近
恒星发出的光。尽管气体行星和褐矮星也产生少量的能量（不是
通过聚变的方法），但是人们从地球上也只能通过它们反射自己
那颗恒星的光才能观测到它们。
我们用肉眼可以看见我们太阳系的一些行星，但是还有些行
星的轨道距离太阳实在太远，不用望远镜是无法看到的。事实上，
天王星（在晴朗无月的夜晚，用肉眼勉强可以看见的一个针孔大
小的模糊光点）是赫歇尔（Wlliam Herschel）在1781年发现的。
天王星围绕太阳转动的轨道距离太阳平均为17．9亿英里（29亿
千米）。以寻常眼光来看，这确实是非常遥远。可是，它只是离
我们最近的恒星的距离的 1／14 000。海王星距离我们比天王星
更加遥远，用肉眼是看不见的，直到1846年才在柏林一个天文台
用望远镜发现它。太阳系外的行星与我们太阳系外缘的那些行星
距离上的巨大差异并不是唯一要考虑的问题。任何一颗环绕遥远
恒星转动的行星，其微弱的反射光都会被它那颗恒星所发射的强
烈电磁辐射淹没。这只需想象一下，要在几千米以外的地方辨清
一个在探照灯旁边飞舞的萤火虫有多么困难就行了。
因此，对于寻找环绕遥远恒星转动的行星的天文学家来说，
直截了当地进行光学观测无济于事。晃动技术的工作原理与直接
光学观测截然不同。当天文学家说他们发现了环绕其他恒星转动
的行星时，他们的意思是观测到了由于这些行星的存在而对其附
近的恒星产生的引力作用，一种引起该恒星在其预定路径附近微
微晃动的效应。他们是如何测定的呢？
科学家利用一种称为“红移”的效应来测量星系的距离。这
一概念源自一位奥地利科学家多普勒（Christian Johann Doppler）
的研究成果。多普勒在1842年预言：如果声源朝向一位听者前来
或远离听者而去，声音的音调（或者说频率）就会比声源静止时
高些或低些。这一效应在日常生活中的实例是一辆救护车或警车
驶近我们或驶离我们时，其笛声的音调变化（驶近我们时，音调
变高声音变尖；远去时则正好相反，音调变低，声音变粗）。多
普勒效应也适用于光波，因此，发光体的颜色以与此相似的某种
方式变化——如果一颗遥远恒星正在远离我们而去，那么其光波
波长就会变长（频率变低）。
20世纪初