瑞典皇家科學(xué)院剛剛宣布，2019年度諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)將獎(jiǎng)勵(lì)“在增進(jìn)我們對(duì)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(xiàn)”。其中一半獎(jiǎng)金授予美國(guó)普林斯頓大學(xué)的James Peebles，獲獎(jiǎng)理由是“對(duì)于物理宇宙學(xué)方面的理論發(fā)現(xiàn)?！?/p>
左側(cè)是宇宙未知的起源點(diǎn)，逐漸向右側(cè)擴(kuò)展，形成一個(gè)不斷變暗的宇宙。右側(cè)的曲線指示背景輻射
另一半獎(jiǎng)金授予瑞士日內(nèi)瓦大學(xué)的Michel Mayor，以及瑞士日內(nèi)瓦大學(xué)/英國(guó)劍橋大學(xué)的Didier Queloz，獲獎(jiǎng)理由是“發(fā)現(xiàn)了圍繞其他類(lèi)太陽(yáng)恒星運(yùn)行的系外行星”。
第一部分：物理宇宙學(xué)
Peebles和Jer Yu論文中給出的平坦宇宙的功率譜，顯示了聲波峰值
現(xiàn)代宇宙學(xué)揭示了宇宙的歷史，以及宇宙中令人意想不到的物質(zhì)和能量組成部分。與此同時(shí)，人們發(fā)現(xiàn)太陽(yáng)遠(yuǎn)不是銀河系中唯一具有行星的恒星。新的發(fā)現(xiàn)顯示，行星系統(tǒng)具有廣泛的多樣性。在過(guò)去的幾十年里，我們對(duì)宇宙的理解發(fā)生了深刻的變化，也改變了我們對(duì)地球在宇宙中所處地位的看法。今年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)關(guān)注的正是這些突破性的發(fā)現(xiàn)。
天文學(xué)家對(duì)宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）中溫度各向異性的測(cè)量越來(lái)越精確，對(duì)宇宙膨脹歷史的研究也更加深入，同時(shí)對(duì)宇宙大型結(jié)構(gòu)的天文觀測(cè)也越來(lái)越詳細(xì)，這一切都使宇宙學(xué)發(fā)展成為一門(mén)以精確性為標(biāo)志的科學(xué)。
如此令人興奮的發(fā)展之所以成為可能，要感謝過(guò)去半個(gè)世紀(jì)以來(lái)，物理學(xué)家們?cè)谟钪鎸W(xué)理論框架中的突破性發(fā)現(xiàn)。今年的諾貝爾獎(jiǎng)得主James Peebles在這個(gè)領(lǐng)域做出了開(kāi)創(chuàng)性的貢獻(xiàn)。他通過(guò)詳細(xì)的建模，并利用分析和數(shù)值方法，對(duì)宇宙的基本屬性進(jìn)行了探索，發(fā)現(xiàn)了意想不到的新物理學(xué)?，F(xiàn)在，我們有了一個(gè)統(tǒng)一的模型，能夠描述宇宙從最初的幾分之一秒到現(xiàn)在以及遙遠(yuǎn)未來(lái)的狀態(tài)變化。
普朗克衛(wèi)星測(cè)量的CMB溫度分布的各向異性情況。聲學(xué)峰值清晰可見(jiàn)
現(xiàn)代宇宙學(xué)建立在愛(ài)因斯坦廣義相對(duì)論的基礎(chǔ)上，假設(shè)了最初的“大爆炸”時(shí)期，當(dāng)時(shí)宇宙極其高溫和稠密。大爆炸后不到40萬(wàn)年，宇宙溫度下降到3000K左右，電子與原子核得以結(jié)合成原子。由于沒(méi)有留下任何能輕易與光子相互作用的帶電粒子，當(dāng)時(shí)的宇宙對(duì)光是透明的。這種輻射現(xiàn)在以宇宙微波背景（CMB）的形式出現(xiàn)。由于宇宙學(xué)上的紅移，CMB的溫度目前只有2.7K——自物質(zhì)和輻射去耦（decoupling）以來(lái)，這一系數(shù)降低了約1100倍。在圖1中，CMB的來(lái)源可以看成一個(gè)屏幕，使我們無(wú)法輕易地回溯到大爆炸后幾百萬(wàn)年以前的時(shí)間。
CMB中“點(diǎn)”的張角大小是由宇宙的幾何形狀決定的
美國(guó)恐怖小說(shuō)作家埃德加·愛(ài)倫·坡是最早提出宇宙始于大爆炸這類(lèi)觀點(diǎn)的人之一，他在他的散文詩(shī)《尤里卡》（Eureka）中描述稱(chēng)，宇宙是有開(kāi)端的，以此來(lái)解釋為什么夜晚的天空是黑暗的。這一問(wèn)題后來(lái)被稱(chēng)為奧伯斯佯謬，由德國(guó)天文學(xué)家海因里?！ねW伯斯（Heinrich Wilhelm Olbers）于1823年提出，指出若宇宙是穩(wěn)恒態(tài)且無(wú)限的話，那晚上應(yīng)該是光亮而不是黑暗的。在《尤里卡》中，愛(ài)倫·坡甚至提出宇宙最初是一個(gè)“原始粒子”，然后爆炸了。
1922年，俄羅斯數(shù)學(xué)家、宇宙學(xué)家亞歷山大·弗里德曼（Alexander Friedman）利用愛(ài)因斯坦新提出的廣義相對(duì)論，首次提出了宇宙膨脹的數(shù)學(xué)理論。他在1924年進(jìn)一步發(fā)展了自己的理論。1927年，這些觀點(diǎn)被比利時(shí)天主教神父和天文學(xué)家喬治·勒梅特（Georges Lemaitre）重新發(fā)現(xiàn)，他后來(lái)提出了“原始原子”的概念。勒梅特還認(rèn)為，星系之間正在相互遠(yuǎn)離，這一點(diǎn)可以用宇宙膨脹來(lái)解釋。1924年，瑞典天文學(xué)家克努特·倫德馬克（Knut Lundmark）獲得了類(lèi)似的觀測(cè)結(jié)果，盡管?chē)?yán)密性和精確性有所不足。隨著美國(guó)天文學(xué)家埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）在1929年的觀測(cè)，人們普遍接受了宇宙實(shí)際上在膨脹的觀點(diǎn)。
通過(guò)天文觀測(cè)，我們了解到以核子形式存在于恒星、氣體云等結(jié)構(gòu)中的常規(guī)重子物質(zhì)的數(shù)量，不超過(guò)目前總能量密度的5%。此外，暗物質(zhì)占宇宙臨界密度的26%。我們也可以稱(chēng)暗物質(zhì)為看不見(jiàn)的物質(zhì)，因?yàn)樗炔话l(fā)光也不吸收光。到目前為止，天文學(xué)家只能通過(guò)暗物質(zhì)的引力效應(yīng)來(lái)了解它。
宇宙中最重要的組成部分是宇宙學(xué)常數(shù)，它代表了不受膨脹影響的恒定能量密度。宇宙學(xué)常數(shù)是暗能量的兩種模型之一，“暗能量”一詞也說(shuō)明了它隨時(shí)間和空間變化的可能性。也就是說(shuō)，暗能量不一定是量子場(chǎng)論中引入的常數(shù)，也不一定與真空能量有關(guān)。觀測(cè)結(jié)果表明，暗能量約占宇宙臨界密度的69%。隨著物質(zhì)的其他成分被膨脹稀釋?zhuān)的芰繉㈦S著時(shí)間變得越來(lái)越重要（除非它的能量密度開(kāi)始下降）。
暗能量可以迫使星系加速遠(yuǎn)離彼此，這一點(diǎn)似乎并不直觀，但卻是暗能量不尋常屬性的直接后果。圖1的右半部分顯示了宇宙加速膨脹的階段，星系的數(shù)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(shí)期，這暗示著在大爆炸之前，可能還存在一個(gè)準(zhǔn)備階段，如膨脹階段。天文學(xué)家假設(shè)存在一個(gè)快速加速的膨脹時(shí)期，這可以解釋宇宙的幾個(gè)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(gòu)成了大爆炸宇宙學(xué)中的索引模型，有時(shí)稱(chēng)為ΛCDM（Λ-冷暗物質(zhì)模型）。其中Λ為宇宙學(xué)常數(shù)，是解釋當(dāng)前宇宙觀測(cè)到的加速膨脹的暗能量項(xiàng)；CDM即冷暗物質(zhì)的英文縮寫(xiě)。這個(gè)模型是物理宇宙學(xué)的一次勝利，它系統(tǒng)地將物理定律應(yīng)用于宇宙的演化。該模型最重要的創(chuàng)始人之一便是James Peebles，他出版的三本教科書(shū)《物理宇宙學(xué)》（1971）、《宇宙的大尺度結(jié)構(gòu)》（1980）和《物理宇宙學(xué)原理》（1993）已經(jīng)成為該領(lǐng)域重要的參考文獻(xiàn)。
物理宇宙學(xué)的誕生
20世紀(jì)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(gè)大爆炸的粗略模型。他們工作的一個(gè)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了解星系的形成。伽莫夫使用了由英國(guó)物理學(xué)家詹姆斯·金斯（James Jeans）提出的“金斯長(zhǎng)度”，這個(gè)長(zhǎng)度決定了一個(gè)物體需要多大的半徑才會(huì)在引力作用下坍縮。1948年，伽莫夫提出，只有當(dāng)輻射的密度大致等于物質(zhì)的密度時(shí)，宇宙結(jié)構(gòu)才會(huì)開(kāi)始形成，并發(fā)現(xiàn)這種情況應(yīng)該在幾千度的溫度下才會(huì)發(fā)生。同年，阿爾菲和赫爾曼提出，目前的宇宙溫度應(yīng)該在5K左右。當(dāng)時(shí)只有少數(shù)物理學(xué)家認(rèn)為由此產(chǎn)生的輻射可以被觀測(cè)到，安德烈·多羅什克維奇（Andrei Doroshkevich）和伊戈?duì)枴ぶZ維科夫（Igor Novikov）便是其中之二。
1965年春天，宇宙學(xué)發(fā)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(fā)表于《天體物理學(xué)快報(bào)》（Astrophysical Journal Letters）上的一篇論文中，描述了他們發(fā)現(xiàn)的宇宙背景輻射，后來(lái)他們因此獲得了1978年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。這一發(fā)現(xiàn)出乎很多人的意料。在與普林斯頓大學(xué)的團(tuán)隊(duì)（由Robert Dicke、Peebles、Peter Roll和David Wilkinson組成）聯(lián)系之后，彭齊亞斯和威爾遜才明白了其中的宇宙學(xué)解釋?zhuān)⒃谕痪黼s志的另一篇論文（日期是5月7日）進(jìn)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(shū)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(xué)家Peebles的過(guò)程。
雖然Robert Dicke的團(tuán)隊(duì)沒(méi)有第一個(gè)提出宇宙微波背景輻射的存在，但他們的論文更進(jìn)一步，討論了宇宙初始高溫狀態(tài)的原因，這可以解釋宇宙背景輻射。其中的關(guān)鍵在于溫度和物質(zhì)密度之間的聯(lián)系，這決定了氦的產(chǎn)量。物質(zhì)密度很重要，尤其是在溫度下降到足以破壞產(chǎn)生的氘時(shí)，并防止其變成氦的時(shí)候。宇宙密度越大，氦就越多。Peebles對(duì)這些觀點(diǎn)進(jìn)行了詳細(xì)闡述，并由其他作者跟進(jìn)。這種原始核合成理論與過(guò)去幾十年的工作有很大不同，當(dāng)時(shí)人們認(rèn)為大爆炸也可能產(chǎn)生較重的元素。
早在1965年發(fā)表的里程碑論文中，Peebles 等人就基于觀測(cè)到的宇宙溫度，討論了宇宙中重子物質(zhì)（即由能參與元素形成的核子組成的物質(zhì)）數(shù)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(xué)家觀測(cè)到的實(shí)際物質(zhì)量要比預(yù)測(cè)的大得多，需要大量的外來(lái)物質(zhì)來(lái)填補(bǔ)這一空白。
其中一項(xiàng)重要貢獻(xiàn)是Peebles在同一年（1965）發(fā)表的另一篇論文。他于1965年3月8日將其提交給《天體物理學(xué)雜志》（The Astrophysical Journal），于6月1日進(jìn)行了修改，并于11月15日發(fā)表。論文摘要的第一句話寫(xiě)道：“星系形成的一個(gè)關(guān)鍵因素可能是宇宙中黑體輻射的存在?！边@項(xiàng)工作，連同已故俄羅斯宇宙學(xué)家雅可夫·澤爾多維奇（Yakov Zeldovich）所做的貢獻(xiàn)，可以被視為物理宇宙學(xué)的起點(diǎn)。在這個(gè)新領(lǐng)域中，物理學(xué)定律適用于整個(gè)宇宙。從這一時(shí)刻開(kāi)始，宇宙學(xué)成為了一門(mén)精確科學(xué)，而且是發(fā)現(xiàn)新物理學(xué)的工具。
物理宇宙學(xué)逐漸完整
第一個(gè)預(yù)測(cè)背景輻射各向異性的研究人員是賴(lài)納·薩克斯（Rainer Sachs）和阿瑟·沃爾夫（Arthur Wolfe）。他們的概念很簡(jiǎn)單：引力勢(shì)的變化會(huì)影響觀測(cè)到的宇宙微波背景輻射的溫度。首先，當(dāng)光子爬出其引力勢(shì)時(shí)，密度過(guò)高的區(qū)域會(huì)使其降溫，從而導(dǎo)致溫度的相對(duì)下降。其次，當(dāng)我們回溯一個(gè)更早、更熱的宇宙時(shí)，光子在最后一個(gè)散射表面去耦時(shí)，發(fā)生了時(shí)間膨脹，導(dǎo)致了溫度升高。薩克斯和沃爾夫未能提出一個(gè)關(guān)于這些溫度波動(dòng)如何產(chǎn)生的理論，但他們的工作啟發(fā)了后來(lái)者開(kāi)發(fā)出了新的觀測(cè)技術(shù)，發(fā)現(xiàn)了這些變化——稱(chēng)為薩克斯-沃爾夫效應(yīng)。
薩克斯-沃爾夫效應(yīng)決定了大尺度宇宙微波背景中各向異性的數(shù)量。在小尺度上，物理學(xué)變得更加復(fù)雜。密度的初始波動(dòng)將導(dǎo)致“聲波”（重子物質(zhì)的規(guī)則周期性密度漲落）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(gè)討論了聲波的重要性，但只是在沒(méi)有光子的冷模型中。早期有類(lèi)似想法的人還有Peebles和Zeldovich。Joseph Silk在1968年提出了一個(gè)重要的大概結(jié)果，當(dāng)時(shí)他意識(shí)到，CMB各向異性的振幅由于散射而在小尺度上受到了抑制。
通過(guò)Rashid Sunyaev和Yakov Zeldovich，以及Peebles和Jer Yu的研究，人們對(duì)聲波及其在微波背景輻射功率譜中產(chǎn)生的峰值有了突破性的認(rèn)識(shí)。Sunyaev和Zeldovich解釋了聲波峰值背后的物理現(xiàn)象及其周期性。Peebles和Jer Yu則有不同的關(guān)注點(diǎn)，他們使用數(shù)值方法來(lái)計(jì)算和預(yù)測(cè)可測(cè)量的參數(shù)。他們?cè)谡撐闹杏?jì)算出了不同宇宙學(xué)參數(shù)下密度波動(dòng)的功率譜。特別是，他們提出的聲波峰值曲線（圖3）與普朗克衛(wèi)星40多年后的實(shí)際測(cè)量（圖4）結(jié)果非常相似。
物理宇宙學(xué)漸趨成熟
研究人員很早就意識(shí)到宇宙中可能存在某種未知組成成分。最早的證據(jù)來(lái)自Lundmark對(duì)于星系中恒星運(yùn)動(dòng)的研究?；谒挠^測(cè)，他意識(shí)到有必要引入相當(dāng)數(shù)量的“Dunkle Materie”，這是德文，意思是“暗物質(zhì)”。數(shù)年后，F(xiàn)ritz Zwicky在研究后發(fā)座星系團(tuán)的運(yùn)動(dòng)時(shí)，也得到了相同的結(jié)論。
之后，Vera Rubin和Kent Ford以及其他人獲得了星系自轉(zhuǎn)運(yùn)動(dòng)曲線。對(duì)于這一領(lǐng)域的一項(xiàng)重要貢獻(xiàn)是由Jeremiah Ostriker 和 Peebles取得的，他們的研究發(fā)現(xiàn)，我們銀河系的銀暈內(nèi)必須含有大量暗物質(zhì)，才有可能確保扁平的銀盤(pán)能夠穩(wěn)定存在。這項(xiàng)發(fā)現(xiàn)對(duì)于后來(lái)的研究是一項(xiàng)重要啟迪。以中微子，或者其他弱相互作用粒子構(gòu)成的暗物質(zhì)幫助促進(jìn)了物質(zhì)的形成，使后者得以在連輻射都還沒(méi)有完全解耦的使其便開(kāi)始聚集。
以光和快速移動(dòng)中微子形式組成的熱暗物質(zhì)使得結(jié)構(gòu)最先在大尺度上開(kāi)始形成。不幸的是，這一點(diǎn)與觀測(cè)結(jié)果并不吻合，這就導(dǎo)致物理學(xué)家們開(kāi)始尋求探索其他更加奇異的可能性，并最終被歸類(lèi)為“溫暗物質(zhì)”。在上世紀(jì)1980年代，宇宙學(xué)出現(xiàn)一次危機(jī)?；陂_(kāi)放宇宙假說(shuō)，宇宙密度按照低于臨界密度計(jì)算，得到的各向異性數(shù)據(jù)與觀測(cè)不符。如果宇宙的確是開(kāi)放的，那么各向異性應(yīng)該已經(jīng)被發(fā)現(xiàn)了。但是卻并未看到任何這樣的跡象。另一方面，如果普通物質(zhì)的密度接近臨界密度，那么我們根本不可能觀測(cè)到我們今天所看到的那些星系，因?yàn)樗鼈兏静豢赡苄纬伞?/p>
除此之外，為了讓理論得到的輕元素預(yù)測(cè)值準(zhǔn)確，現(xiàn)存的普通物質(zhì)的量不可以超過(guò)已經(jīng)被發(fā)現(xiàn)的數(shù)量。Peebles在冷暗物質(zhì)方面的開(kāi)創(chuàng)性工作就在于，他最早設(shè)想了非相對(duì)論性，也因此是冷的暗物質(zhì)，以及他在結(jié)構(gòu)形成方面的作用。通過(guò)引入非相對(duì)論性粒子構(gòu)成的冷暗物質(zhì)模型，他成功將CMB中的各向異性應(yīng)用于解釋宇宙中的大尺度結(jié)構(gòu)。尤其，在他1982年發(fā)表的文章里，Peebles對(duì)溫度各向異性做了預(yù)測(cè)，并在數(shù)年后得到了COBE衛(wèi)星的觀測(cè)證實(shí)。在1980年代中期，這一理論由其他科學(xué)家做了進(jìn)一步的發(fā)展和豐富。
1984年，Peebles采取了下一個(gè)關(guān)鍵步驟，他重新引入了此前已經(jīng)被拋棄的宇宙常數(shù)。在過(guò)去的半個(gè)世紀(jì)里，大多數(shù)理論學(xué)家都認(rèn)為這個(gè)參數(shù)是多余的，但Peebles認(rèn)為它在宇宙結(jié)構(gòu)形成方面是有意義的。當(dāng)時(shí)Peebles是受到了宇宙暴漲理論，以及該理論導(dǎo)出的宇宙臨界密度，以及平直性等相關(guān)思想的啟發(fā)。
由于實(shí)際測(cè)量到的物質(zhì)密度遠(yuǎn)小于宇宙達(dá)到平直性所需的門(mén)檻，宇宙常數(shù)的引入或許可以些許彌補(bǔ)這一赤字。盡管也有其他一些研究簡(jiǎn)單提到了宇宙常數(shù)問(wèn)題，但是只有當(dāng)該理論與Peebles在1984年引入的冷暗物質(zhì)理論相結(jié)合時(shí)，結(jié)構(gòu)形成問(wèn)題才能得到很好的解釋。宇宙常數(shù)的引入將起到幫助作用的問(wèn)題還有其他，比如說(shuō)所謂的“年齡問(wèn)題”，簡(jiǎn)單說(shuō)就是宇宙中一些恒星的年齡估算值超過(guò)宇宙年齡的現(xiàn)象。如果宇宙是平直的，那么它將會(huì)逐漸減速，幾乎是愛(ài)因斯坦靜態(tài)宇宙論的蒼白重復(fù)。
因此，假定將暗能量的問(wèn)題忽略，那么宇宙的估算年齡將會(huì)更大。到1984年時(shí)，宇宙標(biāo)準(zhǔn)模型中所需的所有組成部分都已經(jīng)到齊了，其背后正是Peebles所發(fā)表的兩篇關(guān)鍵性論文的結(jié)合。他所取得的這些突破，比觀測(cè)宇宙學(xué)決定性地確認(rèn)宇宙存在加速膨脹現(xiàn)象早了10年以上，也比溫伯格基于人擇原理闡述的相關(guān)論述要早5年左右。
利用星系的存在這一事實(shí)作為約束條件，溫伯格認(rèn)為，宇宙常數(shù)的值最有可能和接近或小于來(lái)自其他物質(zhì)成分的貢獻(xiàn)。在1990年代中期，有必要引入宇宙常數(shù)的證據(jù)變得越來(lái)越強(qiáng)烈。1995年，Jeremiah Ostriker 和Paul Steinhardt引入了“一致宇宙學(xué)”的概念，用于總結(jié)如何將宇宙學(xué)各部分的“拼版”組合到一起。當(dāng)時(shí)，在觀測(cè)宇宙學(xué)領(lǐng)域取得了兩項(xiàng)重要發(fā)現(xiàn)。
1992年，CMB中難以察覺(jué)的各向異性終于被COBE衛(wèi)星首次觀測(cè)到，也因此，John Mather 和George Smoot兩人被授予了2006年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。1998年，宇宙加速膨脹現(xiàn)象被發(fā)現(xiàn)，當(dāng)時(shí)用的方法是利用亮熱核超新星作為距離測(cè)量標(biāo)定，也因此，Saul Perlmutter， Brian Schmidt 和 Adam Riess被授予了2011年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。
更多觀測(cè)證據(jù)
大約是本世紀(jì)初，觀測(cè)宇宙學(xué)經(jīng)歷了一場(chǎng)深刻變革。地基和搭載在氣球上實(shí)施的實(shí)驗(yàn)，比如TOCO，以及BOOMERanG，以及Maxima等實(shí)驗(yàn)，在角分辨率上實(shí)現(xiàn)了大的提升，從而在CMB能譜中辨認(rèn)出首個(gè)聲學(xué)峰值，從而提供了宇宙平直性的首個(gè)觀測(cè)證據(jù)。
這些實(shí)驗(yàn)觀測(cè)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(cè)器（WMAP）的發(fā)射，開(kāi)始進(jìn)行對(duì)全天CMB各向異性的觀測(cè)。這項(xiàng)為期9年的觀測(cè)任務(wù)革命性的提升了對(duì)于早期宇宙的測(cè)量精度，也讓宇宙學(xué)標(biāo)準(zhǔn)模型經(jīng)受了一次嚴(yán)苛的檢驗(yàn)。溫度強(qiáng)度分布圖和偏振測(cè)量被用于精確測(cè)算重子物質(zhì)，暗物質(zhì)以及暗能量各自所占的比重，以及宇宙的整體幾何學(xué)形狀。
除此之外，這些數(shù)據(jù)對(duì)于限定中微子總質(zhì)量，并且驗(yàn)證了暴漲理論給出的，除了平直性之外的一項(xiàng)關(guān)鍵性預(yù)測(cè)，即大尺度上溫度震蕩要比小尺度上的相應(yīng)震蕩要稍稍更明顯一些。2009年升空的普朗克衛(wèi)星在太空持續(xù)運(yùn)行了4.5年，它將觀測(cè)宇宙學(xué)的精度再次提升到了一個(gè)嶄新高度。普朗克衛(wèi)星有9個(gè)工作頻率，其角分辨率可以達(dá)到10角分，而溫度分辨率更是可以高達(dá)100萬(wàn)分之一。這顆衛(wèi)星對(duì)宇宙標(biāo)準(zhǔn)模型中的所有參數(shù)都進(jìn)行了精度前所未有的測(cè)定。
這些精準(zhǔn)的數(shù)值是從圖4所示的能譜中提取出來(lái)的。比如說(shuō)，我們現(xiàn)在知道宇宙的年齡大約是138億年，誤差小于1%。對(duì)于宇宙的成分密度，也進(jìn)行了精度相近的測(cè)量。當(dāng)將這些測(cè)量數(shù)據(jù)與超新星，以及大尺度結(jié)構(gòu)觀測(cè)結(jié)果相互結(jié)合相互印證時(shí)，暗能量隨時(shí)間演變的估算誤差將會(huì)被大大限定，也因此，宇宙常數(shù)Λ的測(cè)定是具有非常堅(jiān)實(shí)的觀測(cè)基礎(chǔ)的。相似的，暗物質(zhì)的統(tǒng)計(jì)證據(jù)超過(guò)了100個(gè)標(biāo)準(zhǔn)差，這是物理宇宙學(xué)的一項(xiàng)重要?jiǎng)倮?/p>
關(guān)于聲學(xué)峰值的物理學(xué)總結(jié)
在仔細(xì)審閱圖4中的聲學(xué)峰，尤其是前三個(gè)峰值之后，現(xiàn)代宇宙學(xué)的所有關(guān)鍵元素都將顯現(xiàn)。正如我們所見(jiàn)的那樣，這些峰值的結(jié)構(gòu)細(xì)節(jié)取決于組成宇宙的物理成分。這一結(jié)構(gòu)的張角大小，尤其是第一個(gè)峰值出現(xiàn)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(diǎn)”看上去將會(huì)更大一些，類(lèi)似一個(gè)球體，而如果曲率為負(fù)，那么看上去則會(huì)顯得小一些，類(lèi)似一個(gè)馬鞍。而實(shí)際的觀測(cè)結(jié)果顯示，我們所處的宇宙似乎相當(dāng)平直，其密度參數(shù)接近臨界值。
第一個(gè)出現(xiàn)的峰值，以及所有異常峰值，都是重子物質(zhì)向引力勢(shì)井中跌落所產(chǎn)生的。偶數(shù)數(shù)量的峰值對(duì)應(yīng)于輻射被反彈回來(lái)時(shí)所產(chǎn)生的減壓效應(yīng)。重子物質(zhì)越多，其墜入引力勢(shì)井的深度就越深，相應(yīng)的，第一個(gè)峰值相較于第二個(gè)也就要愈發(fā)明顯得多。而第一個(gè)和第二個(gè)峰值之間差異程度暗示，重子物質(zhì)大約只占到宇宙密度的5%左右。較高的峰值對(duì)應(yīng)于更多的震蕩，也相當(dāng)于回溯到更早的時(shí)間，那時(shí)候輻射占據(jù)有更加關(guān)鍵的作用。
尤其是，第三個(gè)峰值對(duì)應(yīng)的是減壓之后的再次壓縮，緊隨其后的是另一次由光子-重子流體所導(dǎo)致的壓縮。暗物質(zhì)在第一次壓縮之后不會(huì)反彈回來(lái)，因?yàn)檩椛洳粫?huì)對(duì)它產(chǎn)生影響。因此它可以為重子物質(zhì)的第二次墜落提供引力勢(shì)井。這就意味著暗物質(zhì)加強(qiáng)了第三個(gè)峰值。對(duì)其測(cè)量結(jié)果顯示，暗物質(zhì)大約占到宇宙的26%。
我們現(xiàn)在可以進(jìn)行一項(xiàng)簡(jiǎn)單的計(jì)算來(lái)確定宇宙中暗能量的比重。第一個(gè)峰值告訴我們宇宙是接近平直的，因此計(jì)算的總和應(yīng)該是1。因此：ΩΛ = 1 ? 0.05 ? 0.26 = 0.69，這就是說(shuō)，宇宙中有69%的成分是暗能量，這與經(jīng)由對(duì)宇宙膨脹的直接測(cè)量結(jié)果相吻合。
展望
除了在解釋宇宙結(jié)構(gòu)和演化方面所取得的巨大成功，精確的宇宙學(xué)同時(shí)也是發(fā)現(xiàn)新的物理學(xué)的一種工具。我們?nèi)匀簧形蠢斫庥钪娉?shù)背后的物理學(xué)?；蛟S這一數(shù)值并非常數(shù)，也或許隨著時(shí)間而改變的暗能量在宇宙的演化過(guò)程中起到了關(guān)鍵性作用。Peebles已經(jīng)考慮到了這種可能性。
除此之外，我們對(duì)于暗物質(zhì)的本質(zhì)也同樣是一無(wú)所知。比較流行的理論包括認(rèn)為它是由一種全新粒子所構(gòu)成，比如某種已知粒子的超對(duì)稱(chēng)粒子，或者干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(shè)想中的粒子可以用來(lái)很好的解釋強(qiáng)核力現(xiàn)象。但是直到這樣一種粒子真的被找到之前，我們還無(wú)法確認(rèn)目前并存的幾種關(guān)于冷暗物質(zhì)本質(zhì)的理論中，究竟哪一種才是正確的。
他的理論與觀測(cè)的吻合程度令人震驚，并且其所用到的參數(shù)數(shù)量非常少。但是，到目前為止，仍然存在難以得到圓滿解釋的現(xiàn)象。比如對(duì)晚近宇宙中哈勃參數(shù)的測(cè)量結(jié)果，與根據(jù)宇宙微波背景輻射（CMB）理論給出的預(yù)測(cè)值之間并不完全吻合。這其中究竟存在什么問(wèn)題？目前我們并不知曉?；蛟S這是測(cè)量中產(chǎn)生的系統(tǒng)性誤差，但也可能新的物理學(xué)中仍然有隱藏著的，我們目前尚未可知的部分。物理宇宙學(xué)，游走于理論與觀測(cè)之間，構(gòu)成了一個(gè)極為成功的故事框架，在過(guò)去的50年間改變了我們對(duì)于宇宙的認(rèn)識(shí)。
曾幾何時(shí)，宇宙學(xué)是一門(mén)充斥著沒(méi)有堅(jiān)實(shí)依據(jù)的猜想，數(shù)據(jù)也少得可憐。但今天，宇宙學(xué)已經(jīng)成長(zhǎng)為一門(mén)精確的數(shù)學(xué)科學(xué)，愈發(fā)精確的觀測(cè)數(shù)據(jù)正發(fā)揮關(guān)鍵性作用。發(fā)現(xiàn)的時(shí)代并未終結(jié)。隨著測(cè)量精度越來(lái)越高，我們將有可能發(fā)現(xiàn)全新的，此前未能預(yù)料到的現(xiàn)象。物理宇宙學(xué)將為我們帶來(lái)更多驚喜，而Peebles正是那個(gè)將我們引向發(fā)現(xiàn)的領(lǐng)路人。
利用多普勒效應(yīng)測(cè)量徑向速度的原理。恒星和繞軌道運(yùn)行的行星圍繞其共同的質(zhì)量中心移動(dòng)，由于恒星擺動(dòng)導(dǎo)致多普勒頻移。當(dāng)來(lái)自?xún)?nèi)部的輻射經(jīng)過(guò)恒星大氣層時(shí)產(chǎn)生的恒星吸收線將會(huì)紅移和藍(lán)移，這取決于恒星是離開(kāi)還是朝向地球。這些多普勒頻移提供了行星圍繞恒星的軌道周期的信息，也設(shè)置了一個(gè)較低的質(zhì)量極限。
第二部分：一顆圍繞類(lèi)太陽(yáng)恒星運(yùn)行的系外行星
自古以來(lái)，人類(lèi)就一直在推測(cè)是否存在一些類(lèi)似于我們所處的太陽(yáng)系這樣的世界，而且?guī)浊昵熬捅磉_(dá)過(guò)一些極端的觀點(diǎn)。在現(xiàn)代，觀測(cè)圍繞太陽(yáng)以外的恒星運(yùn)行的行星的可能性早在50多年前就被提出，并且建立在恒星徑向速度的測(cè)量基礎(chǔ)上。然而，在1952年Otto Struve首次提出這個(gè)想法之后的幾十年里，艱巨的技術(shù)挑戰(zhàn)仍然是一個(gè)主要的障礙。
Struve無(wú)法找到令人信服的理由，為什么“基于假設(shè)的恒星行星”（hypothetical stellar planets）不能比太陽(yáng)系中的情況更接近它們的母星。我們現(xiàn)在知道沒(méi)有這樣的原因，我們自己所處的太陽(yáng)系可能根本不具典型性。
Elodie光譜儀工作示意圖。
20世紀(jì)80年代初開(kāi)始了幾次觀測(cè)活動(dòng)，目的是觀測(cè)恒星伴星。在描述這一新的研究領(lǐng)域的出版物標(biāo)題中使用諸如“亞恒星伴”或“低質(zhì)量伴星”之類(lèi)的詞語(yǔ)，反映了當(dāng)時(shí)對(duì)搜索系外行星作為高度優(yōu)先的科學(xué)目標(biāo)的某種懷疑。
利用多普勒效應(yīng)（Doppler effect）測(cè)量徑向速度的原理如圖1所示。如果傾角i為00，則軌道的平面與天空平行，“面對(duì)面”（face-on），這意味著地球上的觀測(cè)者看到的是面對(duì)面的軌道，而不會(huì)發(fā)生多普勒偏移。另一個(gè)極端是“邊緣”觀測(cè)（i=900），在這種情況下，行星質(zhì)量可以直接確定。通常，由于傾斜角度未知，因此只能確定MPlanet×sin（I），從而為行星的質(zhì)量設(shè)置了一個(gè)下限。
51 Pegasi的軌道相位。兩個(gè)峰值之間的距離給出了軌道周期，對(duì)應(yīng)于59m/s的半振幅給出了MJ/sin（I）信息。
由于木星圍繞太陽(yáng)的軌道運(yùn)動(dòng)，從遠(yuǎn)處監(jiān)視太陽(yáng)系的人會(huì)觀察到太陽(yáng)在12年內(nèi)的徑向速度變化為±13m/s。這給任何觀測(cè)儀器帶來(lái)了嚴(yán)峻的挑戰(zhàn)，尤其是要確保它在幾年內(nèi)非常穩(wěn)定，比如說(shuō)≤2m/s。
選擇不同的策略來(lái)測(cè)量多普勒偏移。Gordon Walker和他的團(tuán)隊(duì)，包括加拿大溫哥華的不列顛哥倫比亞大學(xué)（UBC）的Bruce Campbell，咨詢(xún)了當(dāng)時(shí)加拿大（和世界）杰出的分子光譜學(xué)家：1971年諾貝爾化學(xué)獎(jiǎng)得主Gerhard Herzberg和他的同事Alexander Douglas。他們推薦使用氟化氫（HF）氣體作為參考光譜的來(lái)源，以便與恒星光譜進(jìn)行比較。作為參考，HF是一個(gè)很好的選擇，但從實(shí)用的角度看就不那么好了。這種化合物有毒，腐蝕性很強(qiáng)。UBC小組在加拿大-法國(guó)-夏威夷望遠(yuǎn)鏡（CFHT）—一個(gè)3.6米的望遠(yuǎn)鏡—上進(jìn)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(lái)自HF的吸收線可以疊加在恒星的光上。這種技術(shù)允許以13m/s的精度進(jìn)行徑向速度測(cè)量。
圖為已知系外行星的“軌道周期-質(zhì)量”（左圖）和“軌道周期-半徑”（右圖）分布情況。除徑向速度法和凌日法之外（大多數(shù)系外行星都是利用這兩種方法發(fā)現(xiàn)的），天文學(xué)家還采用了成像法和微引力透鏡法。利用徑向速度法發(fā)現(xiàn)的大多數(shù)系外行星都不會(huì)發(fā)生凌日現(xiàn)象，因此只知道它們的質(zhì)量、不清楚它們的半徑，利用凌日法發(fā)現(xiàn)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(zhì)量都得以確定。位于左上角的系外行星被稱(chēng)作“熱木星”，右上角的被稱(chēng)作“溫木星”，下方的則是“超級(jí)地球”。
Geoffrey Marcy（加州大學(xué)伯克利分校）和Paul Butler（當(dāng)時(shí)是馬里蘭大學(xué)的博士生）使用了與UBC組類(lèi)似的方法，但使用的是分子碘（I2）而不是HF的吸收池。在這個(gè)案例中，研究人員還咨詢(xún)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(xué)Lick天文臺(tái)的3米反射望遠(yuǎn)鏡上用梯級(jí)光譜儀進(jìn)行了觀察，該天文臺(tái)位于圣何塞以東的漢密爾頓山上（Mount Hamilton）。
日內(nèi)瓦大學(xué)的Michel Mayor和他的合作者一直在法國(guó)東南部的上普羅旺斯天文臺(tái)（Haute-Provence Observatory）研究恒星的多重性，當(dāng)時(shí)他們?cè)O(shè)計(jì)了一臺(tái)新的梯形光譜儀。與馬賽天文臺(tái)的AndréBaranne和上普羅旺斯天文臺(tái)的同事合作，他們建造了Elodie光譜儀，這是CORAVEL的更新版，后者已經(jīng)在上普羅旺斯天文臺(tái)使用了十多年。
為了調(diào)查不僅僅是非常明亮的恒星，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(tái)光纖饋送的梯形光譜儀，其明確的意圖是避免電池的缺點(diǎn)，對(duì)于這種電池，合適的對(duì)象僅限于太陽(yáng)系附近的明亮恒星。使用Elodie的目的是擴(kuò)大可以應(yīng)用精密多普勒光譜學(xué)的對(duì)象的數(shù)量。
這張藝術(shù)概念圖描繪了一顆年輕的恒星被一圈由氣體（主要為氫氣和氦氣）和塵埃構(gòu)成的原行星盤(pán)所包圍的情景。在原行星盤(pán)中，行星的形成分為兩步：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(guò)礫石吸積逐漸增長(zhǎng)，形成原行星。
1995年初的情況看起來(lái)并不是很有希望。十五年來(lái)的天空搜索一無(wú)所獲。只有一份關(guān)于圍繞脈沖星運(yùn)行的行星的早期報(bào)告顯示出了希望，但這僅僅是因?yàn)槊}沖星使行星更容易被探測(cè)。毫秒射電脈沖星PSR1257+12提供了一個(gè)“內(nèi)置”計(jì)時(shí)系統(tǒng)，用于推斷至少有兩個(gè)地球大小的天體正在圍繞中心天體運(yùn)行。然而，這項(xiàng)技術(shù)不能用于類(lèi)太陽(yáng)恒星。
這次觀測(cè)是在波多黎各305米阿雷西博天文臺(tái)（Arecibo Observatory）射電望遠(yuǎn)鏡的微波區(qū)域進(jìn)行的。相比之下，研究人員一直在使用光學(xué)區(qū)域來(lái)搜索繞類(lèi)太陽(yáng)恒星運(yùn)行的系外行星。圍繞脈沖星運(yùn)行的行星可能是與快速旋轉(zhuǎn)的中子星（脈沖星）PSR1257+12的形成有關(guān)的超新星爆炸的結(jié)果，因此不能代表類(lèi)太陽(yáng)行星的形成。事實(shí)上，我們現(xiàn)在知道脈沖星周?chē)男行切纬煽赡苁呛币?jiàn)的，因?yàn)樵?000多顆已知的脈沖星中只有幾顆有行星系統(tǒng)。
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雜志上評(píng)論了這種情況。他們不僅回顧了過(guò)去12年中研究過(guò)的21顆明亮的類(lèi)太陽(yáng)恒星，還對(duì)木星質(zhì)量伴星（ Jupiter-mass companion）進(jìn)行了其他搜索。他們的結(jié)論是，沒(méi)有探測(cè)到木星質(zhì)量或更大的行星圍繞類(lèi)太陽(yáng)恒星運(yùn)行。他們?cè)谡械淖詈笠痪湓捠牵斑@種缺失對(duì)行星形成的理論提出了一個(gè)有趣的挑戰(zhàn)。”
具有諷刺意味的是，由今年的獲獎(jiǎng)?wù)摺ayor和Didier Queloz撰寫(xiě)的突破性論文于8月29日被《自然》雜志收到，即Walker和他的同事在Icarus上發(fā)表其評(píng)論的同一個(gè)月。Mayor和Queloz于10月6日在佛羅倫薩舉行的第九屆劍橋冷星、恒星系統(tǒng)和太陽(yáng)研討會(huì)（Cambridge Workshop of Cool Stars， Stellar Systems and the Sun）上報(bào)告了他們的發(fā)現(xiàn)，他們的論文于10月31日被接受發(fā)表，并于11月23日發(fā)表。他們的變革性發(fā)現(xiàn)永遠(yuǎn)改變了我們對(duì)人類(lèi)在宇宙中的地位的觀念。
發(fā)現(xiàn)
Elodie梯形光譜儀允許Mayor和Queloz策劃一個(gè)包括142顆恒星的觀測(cè)計(jì)劃，遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過(guò)其他組織在早期活動(dòng)中可能的觀測(cè)數(shù)量。早在1994年秋天，他們就發(fā)現(xiàn)飛馬座中51飛馬星（51 Pegasi）的徑向速度有大約四天的周期變化。
這是令人驚訝的，因?yàn)楦鶕?jù)當(dāng)時(shí)唯一可用的數(shù)據(jù)點(diǎn)—我們自己的太陽(yáng)系—木星質(zhì)量的伴星應(yīng)該有更長(zhǎng)的時(shí)間。只需四天時(shí)間，意味著木星質(zhì)量伴星到51 Pegasi的距離僅為0.05天文單位（AU），是木星與太陽(yáng)之間距離的百分之一。
另一方面，較短的周期給Mayor和Queloz提供了研究幾個(gè)完整周期的機(jī)會(huì)。具有非常短的時(shí)間的另一個(gè)優(yōu)點(diǎn)是，它可以被其他徑向速度組非?？焖俚貦z查和驗(yàn)證。在突破性文件的修訂版中，獲獎(jiǎng)成員感謝“一個(gè)在Lick天文臺(tái)工作的團(tuán)隊(duì)，以及來(lái)自High Altitude天文臺(tái)和哈佛-史密森天體物理中心的聯(lián)合團(tuán)隊(duì)”確認(rèn)了這一發(fā)現(xiàn)，他們是Marcy、Butler、R.Noyes、T.Kennelly和T.Brown。
第二年，Marcy和Butler發(fā)表了兩個(gè)木星質(zhì)量行星的發(fā)現(xiàn)，分別圍繞70 Virginis和47 Ursae Majoris軌道運(yùn)行。對(duì)木星質(zhì)量伴星51 Pegasi b的確認(rèn)的完整描述在之后不久發(fā)表。
51 Pegasi b的軌道周期為4.23天，近似圓形，質(zhì)量為0.47×MJ/sin（I），其中MJ為木星的質(zhì)量。表面溫度估計(jì)為1300K（開(kāi)爾文，熱力學(xué)溫度單位），而木星的溫度為130K。
第一顆圍繞類(lèi)太陽(yáng)恒星運(yùn)行的系外行星的發(fā)現(xiàn)最初遇到了一些保留意見(jiàn)。眾所周知，恒星脈動(dòng)和恒星斑（star spot）結(jié)合旋轉(zhuǎn)可能會(huì)導(dǎo)致誤報(bào)。木星質(zhì)量行星的軌道周期極短，也很難與我們太陽(yáng)系的結(jié)構(gòu)相協(xié)調(diào)。
但是，Mayor和Queloz在他們的突破性論文中令人信服地反對(duì)這種恒星效應(yīng)，而其他小組的快速驗(yàn)證也強(qiáng)化了他們的論據(jù)。其他研究人員很快意識(shí)到，51Pegasi b不可能是在0.05AU的距離上形成的，而是在距離宿主恒星更遠(yuǎn)的地方形成的，比如5AU。而且，遷移使它靠近宿主恒星。由于原行星盤(pán)和行星的相互作用，理論上已經(jīng)預(yù)測(cè)到了遷移，因此支持這一遷移的觀察結(jié)果并不完全令人驚訝。
在這一發(fā)現(xiàn)的五年后，當(dāng)?shù)谝黄u(píng)論“后51Pegasi”出現(xiàn)時(shí)，已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了34顆圍繞類(lèi)太陽(yáng)恒星運(yùn)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(xué)新領(lǐng)域
51 Pegasi擁有一顆質(zhì)量與木星相當(dāng)?shù)陌樾牵?995年的這一發(fā)現(xiàn)標(biāo)志著一片全新的天體物理學(xué)領(lǐng)域就此開(kāi)啟，即對(duì)系外行星與行星形成過(guò)程的研究。就對(duì)天文學(xué)界和新探索任務(wù)的影響而言，Mayor和Queloz做出的這一發(fā)現(xiàn)可以與Arno Penzias和Robert Wilson在1965年發(fā)現(xiàn)宇宙微波背景相媲美（該發(fā)現(xiàn)于1978年獲得了諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)）。
在系外行星研究開(kāi)始的最初五年間，天文學(xué)家采用的主要方法為利用多普勒光譜法測(cè)定徑向速度。不過(guò)其它方法很快便應(yīng)運(yùn)而生。從地球上看，當(dāng)一顆行星從宿主恒星前穿過(guò)時(shí)，恒星的部分光線會(huì)受到遮擋，導(dǎo)致地球上測(cè)量到的光子通量有所減少。這就是觀測(cè)凌日行星的基本原理。2000年初，天文學(xué)家首次報(bào)告稱(chēng)觀察到了這一現(xiàn)象。歐空局2006年發(fā)射的對(duì)流旋轉(zhuǎn)和行星橫越任務(wù)衛(wèi)星（CoRoT）最早在太空中利用了這一方法，而2009年NASA發(fā)射開(kāi)普勒衛(wèi)星之后，該方法開(kāi)始進(jìn)入鼎盛時(shí)期。由于這兩顆衛(wèi)星穩(wěn)定性極高（這一點(diǎn)對(duì)凌日偵測(cè)法非常重要），在開(kāi)普勒衛(wèi)星服役的9年間，觀測(cè)到的系外行星光度學(xué)數(shù)據(jù)庫(kù)迅速增加到了數(shù)千顆之多。
天文學(xué)家觀察到的這顆伴星質(zhì)量與木星相當(dāng)，軌道周期卻極短，這大大挑戰(zhàn)了人們對(duì)行星形成過(guò)程的常規(guī)認(rèn)知，并使行星早期遷移預(yù)測(cè)成為了研究人員關(guān)注的重點(diǎn)。圖4顯示了已知系外行星和太陽(yáng)系行星的質(zhì)量、半徑、以及軌道周期分布情況。
在過(guò)去20多年間，得益于系外行星的發(fā)現(xiàn)，天文學(xué)家對(duì)行星形成的物理過(guò)程的了解取得了巨大進(jìn)展。但與此同時(shí)，該問(wèn)題的復(fù)雜性也日益增加。
行星誕生于圍繞新生恒星旋轉(zhuǎn)的氣體（主要為氫氣和氦氣）和塵埃顆粒（非晶硅、碳化合物和冰）之中（見(jiàn)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(guò)程很大程度上取決于參與其中的碰撞能量，而碰撞能量又取決于氣體和塵埃盤(pán)的動(dòng)蕩程度（天文學(xué)家對(duì)此還不甚了解）、以及在與氣體相互作用的過(guò)程中朝中央恒星發(fā)生的輻射遷移。體積更大的顆粒物形成后，它們會(huì)在引力作用下進(jìn)一步聚集、增長(zhǎng)，進(jìn)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(huì)將其摧毀，也可能形成更大的微行星體。微行星增長(zhǎng)到一定大小之后，“礫石吸積”（pebble accretion）便成了主導(dǎo)的增長(zhǎng)機(jī)制，在此基礎(chǔ)上進(jìn)一步形成原行星、最終形成行星。但這一過(guò)程中還有許多細(xì)節(jié)尚不清楚。
現(xiàn)在與未來(lái)
不久前的2018年4月18日，NASA的凌日系外行星巡天衛(wèi)星（TESS）發(fā)射升空。在軌運(yùn)行的兩年間，它將對(duì)85%的天空展開(kāi)勘測(cè)，比開(kāi)普勒衛(wèi)星的探測(cè)區(qū)域大400倍。TESS衛(wèi)星將著重尋找圍繞太陽(yáng)系附近恒星運(yùn)行的行星，而這些行星的特征將借由地面觀測(cè)手段予以確定。
如今，已經(jīng)有約3000個(gè)行星系中的4000多顆系外行星得到了確認(rèn)。凌日行星尤其適合開(kāi)展大氣探測(cè)。早在2001年，天文學(xué)家就觀察到了證明大氣存在的首個(gè)“印記”：589.3納米的鈉共振雙線。自此之后，天文學(xué)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(xué)家觀測(cè)到的大氣層主要存在于氣態(tài)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(tài)行星上成功探測(cè)到了水的存在。
近年來(lái)，隨著天文學(xué)家觀測(cè)到了一些位于宜居帶中、表面能夠支持液態(tài)水存在的類(lèi)地行星，自然有人提出疑問(wèn)：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(cè)到生命，但未來(lái)的系外行星特征探測(cè)衛(wèi)星（CHEOPS）、詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡、行星凌日和恒星振動(dòng)任務(wù)（PLATO）、以及極大望遠(yuǎn)鏡（ELT）等地面任務(wù)都將配備先進(jìn)儀器，在類(lèi)地行星大氣中尋找生命存在的跡象，如臭氧和甲烷等等。
最后，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(tǒng)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為我們研究不同種類(lèi)的大氣層、以及氣候的其它方面開(kāi)拓了一片全新的疆域。觀測(cè)技術(shù)正在迅速推陳出新，將進(jìn)一步擴(kuò)展理論測(cè)試的參數(shù)空間。從長(zhǎng)期來(lái)看，這片全新的研究領(lǐng)域?qū)椭覀兏玫亓私獾厍虼髿狻?/p>
