新浪科技讯北京时间10月8日晚间消息，瑞典皇家科学院刚刚宣布，2019年度诺贝尔物理学奖将奖励“在增进我们对宇宙演化，以及地球在宇宙中地位的理解方面所做出的贡献”。其中一半奖金授予美国普林斯顿大学的James Peebles，获奖理由是“对于物理宇宙学方面的理论发现。”另一半奖金授予瑞士日内瓦大学的Michel Mayor，以及瑞士日内瓦大学/英国剑桥大学的Didier Queloz，获奖理由是“发现了围绕其他类太阳恒星运行的系外行星”。第一部分：物理宇宙学▲Peebles和Jer Yu论文中给出的平坦宇宙的功率谱，显示了声波峰值现代宇宙学揭示了宇宙的历史，以及宇宙中令人意想不到的物质和能量组成部分。与此同时，人们发现太阳远不是银河系中唯一具有行星的恒星。新的发现显示，行星系统具有广泛的多样性。在过去的几十年里，我们对宇宙的理解发生了深刻的变化，也改变了我们对地球在宇宙中所处地位的看法。今年的诺贝尔物理学奖关注的正是这些突破性的发现。天文学家对宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）中温度各向异性的测量越来越精确，对宇宙膨胀历史的研究也更加深入，同时对宇宙大型结构的天文观测也越来越详细，这一切都使宇宙学发展成为一门以精确性为标志的科学。如此令人兴奋的发展之所以成为可能，要感谢过去半个世纪以来，物理学家们在宇宙学理论框架中的突破性发现。今年的诺贝尔奖得主James Peebles在这个领域做出了开创性的贡献。他通过详细的建模，并利用分析和数值方法，对宇宙的基本属性进行了探索，发现了意想不到的新物理学。现在，我们有了一个统一的模型，能够描述宇宙从最初的几分之一秒到现在以及遥远未来的状态变化。▲普朗克卫星测量的CMB温度分布的各向异性情况，声学峰值清晰可见现代宇宙学建立在爱因斯坦广义相对论的基础上，假设了最初的“大爆炸”时期，当时宇宙极其高温和稠密。大爆炸后不到40万年，宇宙温度下降到3000K左右，电子与原子核得以结合成原子。由于没有留下任何能轻易与光子相互作用的带电粒子，当时的宇宙对光是透明的。这种辐射现在以宇宙微波背景（CMB）的形式出现。由于宇宙学上的红移，CMB的温度目前只有2.7K——自物质和辐射去耦（decoupling）以来，这一系数降低了约1100倍。在图1中，CMB的来源可以看成一个屏幕，使我们无法轻易地回溯到大爆炸后几百万年以前的时间。▲CMB中“点”的张角大小是由宇宙的几何形状决定的美国恐怖小说作家埃德加·爱伦·坡是最早提出宇宙始于大爆炸这类观点的人之一，他在他的散文诗《尤里卡》（Eureka）中描述称，宇宙是有开端的，以此来解释为什么夜晚的天空是黑暗的。这一问题后来被称为奥伯斯佯谬，由德国天文学家海因里希·威廉·奥伯斯（Heinrich Wilhelm Olbers）于1823年提出，指出若宇宙是稳恒态且无限的话，那晚上应该是光亮而不是黑暗的。在《尤里卡》中，爱伦·坡甚至提出宇宙最初是一个“原始粒子”，然后爆炸了。1922年，俄罗斯数学家、宇宙学家亚历山大·弗里德曼（Alexander Friedman）利用爱因斯坦新提出的广义相对论，首次提出了宇宙膨胀的数学理论。他在1924年进一步发展了自己的理论。1927年，这些观点被比利时天主教神父和天文学家乔治·勒梅特（Georges Lemaitre）重新发现，他后来提出了“原始原子”的概念。勒梅特还认为，星系之间正在相互远离，这一点可以用宇宙膨胀来解释。1924年，瑞典天文学家克努特·伦德马克（Knut Lundmark）获得了类似的观测结果，尽管严密性和精确性有所不足。随着美国天文学家埃德温·哈勃（Edwin Hubble）在1929年的观测，人们普遍接受了宇宙实际上在膨胀的观点。通过天文观测，我们了解到以核子形式存在于恒星、气体云等结构中的常规重子物质的数量，不超过目前总能量密度的5%。此外，暗物质占宇宙临界密度的26%。我们也可以称暗物质为看不见的物质，因为它既不发光也不吸收光。到目前为止，天文学家只能通过暗物质的引力效应来了解它。宇宙中最重要的组成部分是宇宙学常数，它代表了不受膨胀影响的恒定能量密度。宇宙学常数是暗能量的两种模型之一，“暗能量”一词也说明了它随时间和空间变化的可能性。也就是说，暗能量不一定是量子场论中引入的常数，也不一定与真空能量有关。观测结果表明，暗能量约占宇宙临界密度的69%。随着物质的其他成分被膨胀稀释，暗能量将随着时间变得越来越重要（除非它的能量密度开始下降）。暗能量可以迫使星系加速远离彼此，这一点似乎并不直观，但却是暗能量不寻常属性的直接后果。图1的右半部分显示了宇宙加速膨胀的阶段，星系的数量逐渐稀疏。在图1中，图中间橘红色的“火焰”显示的是大爆炸时期，这暗示着在大爆炸之前，可能还存在一个准备阶段，如膨胀阶段。天文学家假设存在一个快速加速的膨胀时期，这可以解释宇宙的几个特性，比如平坦性。宇宙的基本组成部分，以及它们之间如何相互作用和演变的方程，构成了大爆炸宇宙学中的索引模型，有时称为ΛCDM（Λ-冷暗物质模型）。其中Λ为宇宙学常数，是解释当前宇宙观测到的加速膨胀的暗能量项；CDM即冷暗物质的英文缩写。这个模型是物理宇宙学的一次胜利，它系统地将物理定律应用于宇宙的演化。该模型最重要的创始人之一便是James Peebles，他出版的三本教科书《物理宇宙学》（1971）、《宇宙的大尺度结构》（1980）和《物理宇宙学原理》（1993）已经成为该领域重要的参考文献。物理宇宙学的诞生20世纪40年代末，拉尔夫·阿尔菲（Ralph Alpher）、罗伯特·赫尔曼（Robert Herman）和乔治·伽莫夫（George Gamow）建立了一个大爆炸的粗略模型。他们工作的一个主要目的是解释元素的起源。叶夫根尼·利夫希茨（Evgeny Lifshitz）和伽莫夫也在早期尝试了解星系的形成。伽莫夫使用了由英国物理学家詹姆斯·金斯（James Jeans）提出的“金斯长度”，这个长度决定了一个物体需要多大的半径才会在引力作用下坍缩。1948年，伽莫夫提出，只有当辐射的密度大致等于物质的密度时，宇宙结构才会开始形成，并发现这种情况应该在几千度的温度下才会发生。同年，阿尔菲和赫尔曼提出，目前的宇宙温度应该在5K左右。当时只有少数物理学家认为由此产生的辐射可以被观测到，安德烈·多罗什克维奇（Andrei Doroshkevich）和伊戈尔·诺维科夫（Igor Novikov）便是其中之二。1965年春天，宇宙学发生了翻天覆地的变化。阿诺德·彭齐亚斯（Arnold Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）在5月13日发表于《天体物理学快报》（Astrophysical Journal Letters）上的一篇论文中，描述了他们发现的宇宙背景辐射，后来他们因此获得了1978年诺贝尔物理学奖。这一发现出乎很多人的意料。在与普林斯顿大学的团队（由Robert Dicke、Peebles、Peter Roll和David Wilkinson组成）联系之后，彭齐亚斯和威尔逊才明白了其中的宇宙学解释，并在同一卷杂志的另一篇论文（日期是5月7日）进行了描述。史蒂文·温伯格（Steven Weinberg）在《最初的三分钟》（The First Three Minutes）一书中讲述了彭齐亚斯和威尔逊在偶然间接触到年轻的天体物理学家Peebles的过程。虽然Robert Dicke的团队没有第一个提出宇宙微波背景辐射的存在，但他们的论文更进一步，讨论了宇宙初始高温状态的原因，这可以解释宇宙背景辐射。其中的关键在于温度和物质密度之间的联系，这决定了氦的产量。物质密度很重要，尤其是在温度下降到足以破坏产生的氘时，并防止其变成氦的时候。宇宙密度越大，氦就越多。Peebles对这些观点进行了详细阐述，并由其他作者跟进。这种原始核合成理论与过去几十年的工作有很大不同，当时人们认为大爆炸也可能产生较重的元素。早在1965年发表的里程碑论文中，Peebles等人就基于观测到的宇宙温度，讨论了宇宙中重子物质（即由能参与元素形成的核子组成的物质）数量的限制。这是大爆炸模型的支柱之一。作者们还指出，天文学家观测到的实际物质量要比预测的大得多，需要大量的外来物质来填补这一空白。其中一项重要贡献是Peebles在同一年（1965）发表的另一篇论文。他于1965年3月8日将其提交给《天体物理学杂志》（The Astrophysical Journal），于6月1日进行了修改，并于11月15日发表。论文摘要的第一句话写道：“星系形成的一个关键因素可能是宇宙中黑体辐射的存在。”这项工作，连同已故俄罗斯宇宙学家雅可夫·泽尔多维奇（Yakov Zeldovich）所做的贡献，可以被视为物理宇宙学的起点。在这个新领域中，物理学定律适用于整个宇宙。从这一时刻开始，宇宙学成为了一门精确科学，而且是发现新物理学的工具。物理宇宙学逐渐完整第一个预测背景辐射各向异性的研究人员是赖纳·萨克斯（Rainer Sachs）和阿瑟·沃尔夫（Arthur Wolfe）。他们的概念很简单：引力势的变化会影响观测到的宇宙微波背景辐射的温度。首先，当光子爬出其引力势时，密度过高的区域会使其降温，从而导致温度的相对下降。其次，当我们回溯一个更早、更热的宇宙时，光子在最后一个散射表面去耦时，发生了时间膨胀，导致了温度升高。萨克斯和沃尔夫未能提出一个关于这些温度波动如何产生的理论，但他们的工作启发了后来者开发出了新的观测技术，发现了这些变化——称为萨克斯-沃尔夫效应。萨克斯-沃尔夫效应决定了大尺度宇宙微波背景中各向异性的数量。在小尺度上，物理学变得更加复杂。密度的初始波动将导致“声波”（重子物质的规则周期性密度涨落）在耦合光子和重子的热等离子体中传播，从而在CMB中留下印记。Andrei Sakharov第一个讨论了声波的重要性，但只是在没有光子的冷模型中。早期有类似想法的人还有Peebles和Zeldovich。Joseph Silk在1968年提出了一个重要的大概结果，当时他意识到，CMB各向异性的振幅由于散射而在小尺度上受到了抑制。通过Rashid Sunyaev和Yakov Zeldovich，以及Peebles和Jer Yu的研究，人们对声波及其在微波背景辐射功率谱中产生的峰值有了突破性的认识。Sunyaev和Zeldovich解释了声波峰值背后的物理现象及其周期性。Peebles和Jer Yu则有不同的关注点，他们使用数值方法来计算和预测可测量的参数。他们在论文中计算出了不同宇宙学参数下密度波动的功率谱。特别是，他们提出的声波峰值曲线（图3）与普朗克卫星40多年后的实际测量（图4）结果非常相似。物理宇宙学渐趋成熟研究人员很早就意识到宇宙中可能存在某种未知组成成分。最早的证据来自Lundmark对于星系中恒星运动的研究。基于他的观测，他意识到有必要引入相当数量的“Dunkle Materie”，这是德文，意思是“暗物质”。数年后，Fritz Zwicky在研究后发座星系团的运动时，也得到了相同的结论。之后，Vera Rubin和Kent Ford以及其他人获得了星系自转运动曲线。对于这一领域的一项重要贡献是由Jeremiah Ostriker和Peebles取得的，他们的研究发现，我们银河系的银晕内必须含有大量暗物质，才有可能确保扁平的银盘能够稳定存在。这项发现对于后来的研究是一项重要启迪。以中微子，或者其他弱相互作用粒子构成的暗物质帮助促进了物质的形成，使后者得以在连辐射都还没有完全解耦的使其便开始聚集。以光和快速移动中微子形式组成的热暗物质使得结构最先在大尺度上开始形成。不幸的是，这一点与观测结果并不吻合，这就导致物理学家们开始寻求探索其他更加奇异的可能性，并最终被归类为“温暗物质”。在上世纪1980年代，宇宙学出现一次危机。基于开放宇宙假说，宇宙密度按照低于临界密度计算，得到的各向异性数据与观测不符。如果宇宙的确是开放的，那么各向异性应该已经被发现了。但是却并未看到任何这样的迹象。另一方面，如果普通物质的密度接近临界密度，那么我们根本不可能观测到我们今天所看到的那些星系，因为它们根本不可能形成。除此之外，为了让理论得到的轻元素预测值准确，现存的普通物质的量不可以超过已经被发现的数量。Peebles在冷暗物质方面的开创性工作就在于，他最早设想了非相对论性，也因此是冷的暗物质，以及他在结构形成方面的作用。通过引入非相对论性粒子构成的冷暗物质模型，他成功将CMB中的各向异性应用于解释宇宙中的大尺度结构。尤其，在他1982年发表的文章里，Peebles对温度各向异性做了预测，并在数年后得到了COBE卫星的观测证实。在1980年代中期，这一理论由其他科学家做了进一步的发展和丰富。1984年，Peebles采取了下一个关键步骤，他重新引入了此前已经被抛弃的宇宙常数。在过去的半个世纪里，大多数理论学家都认为这个参数是多余的，但Peebles认为它在宇宙结构形成方面是有意义的。当时Peebles是受到了宇宙暴涨理论，以及该理论导出的宇宙临界密度，以及平直性等相关思想的启发。由于实际测量到的物质密度远小于宇宙达到平直性所需的门槛，宇宙常数的引入或许可以些许弥补这一赤字。尽管也有其他一些研究简单提到了宇宙常数问题，但是只有当该理论与Peebles在1984年引入的冷暗物质理论相结合时，结构形成问题才能得到很好的解释。宇宙常数的引入将起到帮助作用的问题还有其他，比如说所谓的“年龄问题”，简单说就是宇宙中一些恒星的年龄估算值超过宇宙年龄的现象。如果宇宙是平直的，那么它将会逐渐减速，几乎是爱因斯坦静态宇宙论的苍白重复。因此，假定将暗能量的问题忽略，那么宇宙的估算年龄将会更大。到1984年时，宇宙标准模型中所需的所有组成部分都已经到齐了，其背后正是Peebles所发表的两篇关键性论文的结合。他所取得的这些突破，比观测宇宙学决定性地确认宇宙存在加速膨胀现象早了10年以上，也比温伯格基于人择原理阐述的相关论述要早5年左右。利用星系的存在这一事实作为约束条件，温伯格认为，宇宙常数的值最有可能和接近或小于来自其他物质成分的贡献。在1990年代中期，有必要引入宇宙常数的证据变得越来越强烈。1995年，Jeremiah Ostriker和Paul Steinhardt引入了“一致宇宙学”的概念，用于总结如何将宇宙学各部分的“拼版”组合到一起。当时，在观测宇宙学领域取得了两项重要发现。1992年，CMB中难以察觉的各向异性终于被COBE卫星首次观测到，也因此，John Mather和George Smoot两人被授予了2006年诺贝尔物理学奖。1998年，宇宙加速膨胀现象被发现，当时用的方法是利用亮热核超新星作为距离测量标定，也因此，Saul Perlmutter，Brian Schmidt和Adam Riess被授予了2011年的诺贝尔物理学奖。更多观测证据大约是本世纪初，观测宇宙学经历了一场深刻变革。地基和搭载在气球上实施的实验，比如TOCO，以及BOOMERanG，以及Maxima等实验，在角分辨率上实现了大的提升，从而在CMB能谱中辨认出首个声学峰值，从而提供了宇宙平直性的首个观测证据。这些实验观测的仅仅是天空中的一小部分，直到2001年威尔金森各向异性探测器（WMAP）的发射，开始进行对全天CMB各向异性的观测。这项为期9年的观测任务革命性的提升了对于早期宇宙的测量精度，也让宇宙学标准模型经受了一次严苛的检验。温度强度分布图和偏振测量被用于精确测算重子物质，暗物质以及暗能量各自所占的比重，以及宇宙的整体几何学形状。除此之外，这些数据对于限定中微子总质量，并且验证了暴涨理论给出的，除了平直性之外的一项关键性预测，即大尺度上温度震荡要比小尺度上的相应震荡要稍稍更明显一些。2009年升空的普朗克卫星在太空持续运行了4.5年，它将观测宇宙学的精度再次提升到了一个崭新高度。普朗克卫星有9个工作频率，其角分辨率可以达到10角分，而温度分辨率更是可以高达100万分之一。这颗卫星对宇宙标准模型中的所有参数都进行了精度前所未有的测定。这些精准的数值是从图4所示的能谱中提取出来的。比如说，我们现在知道宇宙的年龄大约是138亿年，误差小于1%。对于宇宙的成分密度，也进行了精度相近的测量。当将这些测量数据与超新星，以及大尺度结构观测结果相互结合相互印证时，暗能量随时间演变的估算误差将会被大大限定，也因此，宇宙常数Λ的测定是具有非常坚实的观测基础的。相似的，暗物质的统计证据超过了100个标准差，这是物理宇宙学的一项重要胜利。关于声学峰值的物理学总结在仔细审阅图4中的声学峰，尤其是前三个峰值之后，现代宇宙学的所有关键元素都将显现。正如我们所见的那样，这些峰值的结构细节取决于组成宇宙的物理成分。这一结构的张角大小，尤其是第一个峰值出现的位置，是由宇宙的几何形状决定的。正如图5中所显示的那样，如果宇宙拥有正曲率，则CMB中的“点”看上去将会更大一些，类似一个球体，而如果曲率为负，那么看上去则会显得小一些，类似一个马鞍。而实际的观测结果显示，我们所处的宇宙似乎相当平直，其密度参数接近临界值。第一个出现的峰值，以及所有异常峰值，都是重子物质向引力势井中跌落所产生的。偶数数量的峰值对应于辐射被反弹回来时所产生的减压效应。重子物质越多，其坠入引力势井的深度就越深，相应的，第一个峰值相较于第二个也就要愈发明显得多。而第一个和第二个峰值之间差异程度暗示，重子物质大约只占到宇宙密度的5%左右。较高的峰值对应于更多的震荡，也相当于回溯到更早的时间，那时候辐射占据有更加关键的作用。尤其是，第三个峰值对应的是减压之后的再次压缩，紧随其后的是另一次由光子-重子流体所导致的压缩。暗物质在第一次压缩之后不会反弹回来，因为辐射不会对它产生影响。因此它可以为重子物质的第二次坠落提供引力势井。这就意味着暗物质加强了第三个峰值。对其测量结果显示，暗物质大约占到宇宙的26%。我们现在可以进行一项简单的计算来确定宇宙中暗能量的比重。第一个峰值告诉我们宇宙是接近平直的，因此计算的总和应该是1。因此：ΩΛ= 1−0.05−0.26 = 0.69，这就是说，宇宙中有69%的成分是暗能量，这与经由对宇宙膨胀的直接测量结果相吻合。展望除了在解释宇宙结构和演化方面所取得的巨大成功，精确的宇宙学同时也是发现新的物理学的一种工具。我们仍然尚未理解宇宙常数背后的物理学。或许这一数值并非常数，也或许随着时间而改变的暗能量在宇宙的演化过程中起到了关键性作用。Peebles已经考虑到了这种可能性。除此之外，我们对于暗物质的本质也同样是一无所知。比较流行的理论包括认为它是由一种全新粒子所构成，比如某种已知粒子的超对称粒子，或者干脆是某种此前完全未知的，理论上存在的粒子，比如所谓“轴子”（axion），这种设想中的粒子可以用来很好的解释强核力现象。但是直到这样一种粒子真的被找到之前，我们还无法确认目前并存的几种关于冷暗物质本质的理论中，究竟哪一种才是正确的。他的理论与观测的吻合程度令人震惊，并且其所用到的参数数量非常少。但是，到目前为止，仍然存在难以得到圆满解释的现象。比如对晚近宇宙中哈勃参数的测量结果，与根据宇宙微波背景辐射（CMB）理论给出的预测值之间并不完全吻合。这其中究竟存在什么问题？目前我们并不知晓。或许这是测量中产生的系统性误差，但也可能新的物理学中仍然有隐藏着的，我们目前尚未可知的部分。物理宇宙学，游走于理论与观测之间，构成了一个极为成功的故事框架，在过去的50年间改变了我们对于宇宙的认识。曾几何时，宇宙学是一门充斥着没有坚实依据的猜想，数据也少得可怜。但今天，宇宙学已经成长为一门精确的数学科学，愈发精确的观测数据正发挥关键性作用。发现的时代并未终结。随着测量精度越来越高，我们将有可能发现全新的，此前未能预料到的现象。物理宇宙学将为我们带来更多惊喜，而Peebles正是那个将我们引向发现的领路人。第二部分：一颗围绕类太阳恒星运行的系外行星自古以来，人类就一直在推测是否存在一些类似于我们所处的太阳系这样的世界，而且几千年前就表达过一些极端的观点。在现代，观测围绕太阳以外的恒星运行的行星的可能性早在50多年前就被提出，并且建立在恒星径向速度的测量基础上。然而，在1952年Otto Struve首次提出这个想法之后的几十年里，艰巨的技术挑战仍然是一个主要的障碍。Struve无法找到令人信服的理由，为什么“基于假设的恒星行星”（hypothetical stellar planets）不能比太阳系中的情况更接近它们的母星。我们现在知道没有这样的原因，我们自己所处的太阳系可能根本不具典型性。▲Elodie光谱仪工作示意图20世纪80年代初开始了几次观测活动，目的是观测恒星伴星。在描述这一新的研究领域的出版物标题中使用诸如“亚恒星伴”或“低质量伴星”之类的词语，反映了当时对搜索系外行星作为高度优先的科学目标的某种怀疑。利用多普勒效应（Doppler effect）测量径向速度的原理如图1所示。如果倾角i为00，则轨道的平面与天空平行，“面对面”（face-on），这意味着地球上的观测者看到的是面对面的轨道，而不会发生多普勒偏移。另一个极端是“边缘”观测（i=900），在这种情况下，行星质量可以直接确定。通常，由于倾斜角度未知，因此只能确定MPlanet×sin（I），从而为行星的质量设置了一个下限。▲51 Pegasi的轨道相位。两个峰值之间的距离给出了轨道周期，对应于59m/s的半振幅给出了MJ/sin（I）信息由于木星围绕太阳的轨道运动，从远处监视太阳系的人会观察到太阳在12年内的径向速度变化为±13m/s。这给任何观测仪器带来了严峻的挑战，尤其是要确保它在几年内非常稳定，比如说≤2m/s。选择不同的策略来测量多普勒偏移。Gordon Walker和他的团队，包括加拿大温哥华的不列颠哥伦比亚大学（UBC）的Bruce Campbell，咨询了当时加拿大（和世界）杰出的分子光谱学家：1971年诺贝尔化学奖得主Gerhard Herzberg和他的同事Alexander Douglas。他们推荐使用氟化氢（HF）气体作为参考光谱的来源，以便与恒星光谱进行比较。作为参考，HF是一个很好的选择，但从实用的角度看就不那么好了。这种化合物有毒，腐蚀性很强。UBC小组在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）—一个3.6米的望远镜—上进行了星际伴侣的搜索。HF吸收池（absorption cell）被插入到Coudé光谱仪的狭缝前面，因此来自HF的吸收线可以叠加在恒星的光上。这种技术允许以13m/s的精度进行径向速度测量。图为已知系外行星的“轨道周期-质量”（左图）和“轨道周期-半径”（右图）分布情况。除径向速度法和凌日法之外（大多数系外行星都是利用这两种方法发现的），天文学家还采用了成像法和微引力透镜法。利用径向速度法发现的大多数系外行星都不会发生凌日现象，因此只知道它们的质量、不清楚它们的半径，利用凌日法发现的行星则刚好相反。但有些系外行星则两种方法均适用，因此半径和质量都得以确定。位于左上角的系外行星被称作“热木星”，右上角的被称作“温木星”，下方的则是“超级地球”。Geoffrey Marcy（加州大学伯克利分校）和Paul Butler（当时是马里兰大学的博士生）使用了与UBC组类似的方法，但使用的是分子碘（I2）而不是HF的吸收池。在这个案例中，研究人员还咨询了格哈德·赫兹伯格（Gerhard Herzberg）。I2的光谱通常被激光光谱仪用作参考。Marcy和Butler在加利福尼亚大学Lick天文台的3米反射望远镜上用梯级光谱仪进行了观察，该天文台位于圣何塞以东的汉密尔顿山上（Mount Hamilton）。日内瓦大学的Michel Mayor和他的合作者一直在法国东南部的上普罗旺斯天文台（Haute-Provence Observatory）研究恒星的多重性，当时他们设计了一台新的梯形光谱仪。与马赛天文台的AndréBaranne和上普罗旺斯天文台的同事合作，他们建造了Elodie光谱仪，这是CORAVEL的更新版，后者已经在上普罗旺斯天文台使用了十多年。为了调查不仅仅是非常明亮的恒星，Mayor和合作者选择了一种不包括吸收池和狭缝的解决方案。取而代之的是，他们有一台光纤馈送的梯形光谱仪，其明确的意图是避免电池的缺点，对于这种电池，合适的对象仅限于太阳系附近的明亮恒星。使用Elodie的目的是扩大可以应用精密多普勒光谱学的对象的数量。这张艺术概念图描绘了一颗年轻的恒星被一圈由气体（主要为氢气和氦气）和尘埃构成的原行星盘所包围的情景。在原行星盘中，行星的形成分为两步：第一步，尘埃颗粒相互撞击、形成微行星；第二步，最大的微行星通过砾石吸积逐渐增长，形成原行星。1995年初的情况看起来并不是很有希望。十五年来的天空搜索一无所获。只有一份关于围绕脉冲星运行的行星的早期报告显示出了希望，但这仅仅是因为脉冲星使行星更容易被探测。毫秒射电脉冲星PSR1257 12提供了一个“内置”计时系统，用于推断至少有两个地球大小的天体正在围绕中心天体运行。然而，这项技术不能用于类太阳恒星。这次观测是在波多黎各305米阿雷西博天文台（Arecibo Observatory）射电望远镜的微波区域进行的。相比之下，研究人员一直在使用光学区域来搜索绕类太阳恒星运行的系外行星。围绕脉冲星运行的行星可能是与快速旋转的中子星（脉冲星）PSR1257 12的形成有关的超新星爆炸的结果，因此不能代表类太阳行星的形成。事实上，我们现在知道脉冲星周围的行星形成可能是罕见的，因为在2000多颗已知的脉冲星中只有几颗有行星系统。Gordon Walker和他的合作者，包括1988年论文的合著者Stephenson Yang，在1995年8月的Icarus杂志上评论了这种情况。他们不仅回顾了过去12年中研究过的21颗明亮的类太阳恒星，还对木星质量伴星（Jupiter-mass companion）进行了其他搜索。他们的结论是，没有探测到木星质量或更大的行星围绕类太阳恒星运行。他们在摘要中的最后一句话是，“这种缺失对行星形成的理论提出了一个有趣的挑战。”具有讽刺意味的是，由今年的获奖者、Mayor和Didier Queloz撰写的突破性论文于8月29日被《自然》杂志收到，即Walker和他的同事在Icarus上发表其评论的同一个月。Mayor和Queloz于10月6日在佛罗伦萨举行的第九届剑桥冷星、恒星系统和太阳研讨会（Cambridge Workshop of Cool Stars，Stellar Systems and the Sun）上报告了他们的发现，他们的论文于10月31日被接受发表，并于11月23日发表。他们的变革性发现永远改变了我们对人类在宇宙中的地位的观念。发现Elodie梯形光谱仪允许Mayor和Queloz策划一个包括142颗恒星的观测计划，远远超过其他组织在早期活动中可能的观测数量。早在1994年秋天，他们就发现飞马座中51飞马星（51 Pegasi）的径向速度有大约四天的周期变化。这是令人惊讶的，因为根据当时唯一可用的数据点—我们自己的太阳系—木星质量的伴星应该有更长的时间。只需四天时间，意味着木星质量伴星到51 Pegasi的距离仅为0.05天文单位（AU），是木星与太阳之间距离的百分之一。另一方面，较短的周期给Mayor和Queloz提供了研究几个完整周期的机会。具有非常短的时间的另一个优点是，它可以被其他径向速度组非常快速地检查和验证。在突破性文件的修订版中，获奖成员感谢“一个在Lick天文台工作的团队，以及来自High Altitude天文台和哈佛-史密森天体物理中心的联合团队”确认了这一发现，他们是Marcy、Butler、R.Noyes、T.Kennelly和T.Brown。第二年，Marcy和Butler发表了两个木星质量行星的发现，分别围绕70 Virginis和47 Ursae Majoris轨道运行。对木星质量伴星51 Pegasi b的确认的完整描述在之后不久发表。51 Pegasi b的轨道周期为4.23天，近似圆形，质量为0.47×MJ/sin（I），其中MJ为木星的质量。表面温度估计为1300K（开尔文，热力学温度单位），而木星的温度为130K。第一颗围绕类太阳恒星运行的系外行星的发现最初遇到了一些保留意见。众所周知，恒星脉动和恒星斑（star spot）结合旋转可能会导致误报。木星质量行星的轨道周期极短，也很难与我们太阳系的结构相协调。但是，Mayor和Queloz在他们的突破性论文中令人信服地反对这种恒星效应，而其他小组的快速验证也强化了他们的论据。其他研究人员很快意识到，51Pegasi b不可能是在0.05AU的距离上形成的，而是在距离宿主恒星更远的地方形成的，比如5AU。而且，迁移使它靠近宿主恒星。由于原行星盘和行星的相互作用，理论上已经预测到了迁移，因此支持这一迁移的观察结果并不完全令人惊讶。在这一发现的五年后，当第一篇评论“后51Pegasi”出现时，已经发现了34颗围绕类太阳恒星运行的系外行星—所有的怀疑都早已消失。系外行星——充满活力的天体物理学新领域51 Pegasi拥有一颗质量与木星相当的伴星，1995年的这一发现标志着一片全新的天体物理学领域就此开启，即对系外行星与行星形成过程的研究。就对天文学界和新探索任务的影响而言，Mayor和Queloz做出的这一发现可以与Arno Penzias和Robert Wilson在1965年发现宇宙微波背景相媲美（该发现于1978年获得了诺贝尔物理学奖）。在系外行星研究开始的最初五年间，天文学家采用的主要方法为利用多普勒光谱法测定径向速度。不过其它方法很快便应运而生。从地球上看，当一颗行星从宿主恒星前穿过时，恒星的部分光线会受到遮挡，导致地球上测量到的光子通量有所减少。这就是观测凌日行星的基本原理。2000年初，天文学家首次报告称观察到了这一现象。欧空局2006年发射的对流旋转和行星横越任务卫星（CoRoT）最早在太空中利用了这一方法，而2009年NASA发射开普勒卫星之后，该方法开始进入鼎盛时期。由于这两颗卫星稳定性极高（这一点对凌日侦测法非常重要），在开普勒卫星服役的9年间，观测到的系外行星光度学数据库迅速增加到了数千颗之多。天文学家观察到的这颗伴星质量与木星相当，轨道周期却极短，这大大挑战了人们对行星形成过程的常规认知，并使行星早期迁移预测成为了研究人员关注的重点。图4显示了已知系外行星和太阳系行星的质量、半径、以及轨道周期分布情况。在过去20多年间，得益于系外行星的发现，天文学家对行星形成的物理过程的了解取得了巨大进展。但与此同时，该问题的复杂性也日益增加。行星诞生于围绕新生恒星旋转的气体（主要为氢气和氦气）和尘埃颗粒（非晶硅、碳化合物和冰）之中（见图5）。尘埃颗粒在静电作用下逐渐凝聚成更大的块状物。这一过程很大程度上取决于参与其中的碰撞能量，而碰撞能量又取决于气体和尘埃盘的动荡程度（天文学家对此还不甚了解）、以及在与气体相互作用的过程中朝中央恒星发生的辐射迁移。体积更大的颗粒物形成后，它们会在引力作用下进一步聚集、增长，进而形成直径从几百米至100公里不等的“微行星”。微行星之间的相互碰撞可能会将其摧毁，也可能形成更大的微行星体。微行星增长到一定大小之后，“砾石吸积”（pebble accretion）便成了主导的增长机制，在此基础上进一步形成原行星、最终形成行星。但这一过程中还有许多细节尚不清楚。现在与未来不久前的2018年4月18日，NASA的凌日系外行星巡天卫星（TESS）发射升空。在轨运行的两年间，它将对85%的天空展开勘测，比开普勒卫星的探测区域大400倍。TESS卫星将着重寻找围绕太阳系附近恒星运行的行星，而这些行星的特征将借由地面观测手段予以确定。如今，已经有约3000个行星系中的4000多颗系外行星得到了确认。凌日行星尤其适合开展大气探测。早在2001年，天文学家就观察到了证明大气存在的首个“印记”：589.3纳米的钠共振双线。自此之后，天文学家又相继观察到了以气体形式存在的二氧化碳和水等分子。科学家观测到的大气层主要存在于气态巨行星之上，但就在不久之前，研究人员在体积更小的非气态行星上成功探测到了水的存在。近年来，随着天文学家观测到了一些位于宜居带中、表面能够支持液态水存在的类地行星，自然有人提出疑问：这些行星上是否有生命存在？虽然目前尚未在系外行星上探测到生命，但未来的系外行星特征探测卫星（CHEOPS）、詹姆斯·韦伯太空望远镜、行星凌日和恒星振动任务（PLATO）、以及极大望远镜（ELT）等地面任务都将配备先进仪器，在类地行星大气中寻找生命存在的迹象，如臭氧和甲烷等等。最后，近期研究还提出了利用系外行星大气层研究不同气候系统的可能性。就像行星形成所涉及的物理原理一样，系外行星的多样性也为我们研究不同种类的大气层、以及气候的其它方面开拓了一片全新的疆域。观测技术正在迅速推陈出新，将进一步扩展理论测试的参数空间。从长期来看，这片全新的研究领域将帮助我们更好地了解地球大气。
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