詹姆斯·韦布望远镜的“数字孪生”让行星探测灵敏度最高提升15倍

韦布此前的相机其实已经拍到了这颗行星。它就藏在一颗邻近年轻恒星的图像中，被残余星光形成的朦胧光晕所淹没；而用于清理这类图像的标准方法，始终无法将它分辨出来。如今，一项新技术通过在软件中重建詹姆斯·韦布空间望远镜，再扣除这份虚拟副本所预测的眩光，终于让它显现出来。

提升幅度相当可观。根据由西北大学罗德里戈·费雷尔-查韦斯（Rodrigo Ferrer-Chavez）领衔、发表于《Nature》的一篇论文，这种方法应用于既有韦布观测数据后，使暗弱行星的探测难度较天文学家沿用二十年的参考星技术降低了两倍至十五倍。韦布的档案中或许已经保存着尚未被任何人发现的世界；而未来为拍摄地球孪生行星而建造的望远镜，可能也不必具备如此超乎寻常的稳定性。

这颗被重新找回的行星是51 Eridani b：它是一颗距离约96光年的年轻气态巨行星，地面望远镜大约十年前首次将其直接拍下。新意在于观测波长。这一方法名为FLIP，是Physics-based Learning for Imaging Planets的缩写；它在4.3微米波段捕捉到该行星，而其大气中的二氧化碳会在这一波段强烈吸收。此前对完全相同韦布数据的分析，在这里一无所获。

为何行星会藏在眼前却难以看见

论文指出，即便最明亮的年轻巨行星，在近红外光中也大约比其恒星暗10万倍。为了看见它们，韦布的NIRCam相机会使用日冕仪，一种遮挡恒星圆面光芒的掩膜。仍有部分光会从其边缘泄漏并扩散成斑点状的朦胧光晕，而这层光晕往往比其中任何一颗行星都更亮。

通常的解决办法是相减。天文学家会拍摄另一颗恒星，将该图像视为眩光模板，再从目标图像中将其扣除。该研究共同作者、西北大学物理学与天文学助理教授杰森·王（Jason Wang）说：“过去20年来，天文学家一直通过观测另一颗恒星，并将其图像用作参考，来处理这个问题。”

问题在于，两次拍摄之间望远镜从不可能保持绝对静止。王说：“微小的热变化就可能使一面镜子以皮米为单位膨胀或收缩。”他还补充，韦布低温冷却器中的电机可能使反射镜发生振动。每一项变化都会改变眩光图样，因此模板永远无法完全匹配，残余信号便可能掩埋一颗暗弱行星。

他们是如何做到的

FLIP并不从另一颗恒星借用眩光，而是自行计算眩光。团队以STPSF为起点，这是由空间望远镜科学研究所维护的韦布标准光学模型，并在专为训练神经网络设计的编程库PyTorch中将其重新构建。这使整个模型具备可微性：软件能够计算每一个参数如何影响最终图像，并同时对所有参数进行调整。

该模型包含四组自由参数，分别涵盖恒星亮度及其在掩膜后方的精确位置、掩膜前的光线畸变、掩膜后的畸变，以及每个探测器像素的响应。整个优化过程会调节大约100万个参数，在一张NVIDIA A30图形卡上单次运行约需35分钟。

模型首先以一颗参考星进行校准，从而使其初始状态接近正确答案；随后再针对科学图像本身进行调节，以吸收望远镜在两次观测之间发生的任何变化。王说：“我们使用了研究人员训练AI模型时所用的同类计算工具，但实际上并没有使用AI。”“因为我们已经了解相关物理规律，不需要AI来理解正在发生什么。”

显而易见的风险是，灵活的模型会在抹去眩光的同时，也学会抹去行星。为防范这一点，团队在每张图像中植入模拟行星，并在优化运行期间追踪它们显现得有多清晰；一旦其信号达到峰值或趋于平稳，便停止优化。这些同样被植入的模拟行星，也用于测量该方法会移除多少真实信号。

提升十五倍，但并非处处如此

团队在三套已发表的韦布数据上测试了FLIP。其中两颗目标恒星HIP 65426和51 Eridani都拥有已知行星。第三颗TYC 5899没有已知伴星，其观测时间比参考星晚了四个月；在这段较长的间隔中，望远镜的光学系统发生了明显漂移。

对于HIP 65426 b，韦布直接成像的首颗系外行星，其信号比标准方法KLIP的结果强约1.6倍。在略短一些的波长下，51 Eridani b的信号强度则提升至2.1倍。在4.3微米处，这颗行星以6.3的信噪比出现，越过了五西格玛探测门槛；而原始分析在此处什么也没有看到。

最大幅度的改进出现在存在漂移的TYC 5899数据集上。在距离恒星半角秒的位置，FLIP能够探测到比KLIP暗约15倍的行星；在一角秒的位置，则能探测到暗约5倍的行星。一角秒大致相当于从约5公里外看到的一枚硬币宽度。

这一案例对发现新天体最为重要。许多韦布巡天项目会使用相隔数周或数月观测的其他目标作为参考星；论文统计，此类观测超过100次，其中包括GO 5835和SURVEY 6005项目。所有这些数据都可以被重新处理。

波长同样至关重要。二氧化碳在4.3微米处强烈吸收，这会使行星变暗，却也能揭示其大气中重元素的丰度；而地球自身的大气会阻挡这一波段的光，因此没有任何地面望远镜能够测量它。早期研究表明，51 Eridani b的大气中重元素占比约为其恒星的五倍；这幅新图像提供了检验这一结论的方法。

这一方法尚未解决的问题

FLIP并未发现一颗新行星。它探测到的三颗行星此前都已为人所知，而植入TYC 5899数据中的模拟行星展示的是该方法能够发现什么，并不是它已经发现了什么。若出现首次真正的新发现，仍需经受独立核查。

该方法距离其自身的理论上限也还有差距。完美的物理模型应能达到光子噪声极限，即由光自身随机到达所决定的最低噪声底线。FLIP比KLIP更接近这一极限，但在所有观测中均未达到它。作者还指出，他们的模型尚无法以带有误差条的方式报告望远镜实际发生了多大位移；此外，TYC 5899视场中一颗明亮的邻近恒星，在扣除后仍以畸变的形态残留。

这些测试还只涉及一种仪器，即韦布的NIRCam，使用了两类日冕仪和少量滤镜。地面望远镜拥有大得多的数据量，还必须透过湍动的大气层观测；这是一个更棘手的问题，FLIP尚未涉足。

为何未来望远镜会在意这一点

NASA拟议中的Habitable Worlds Observatory旨在拍摄围绕类太阳恒星运行的类地行星，这类行星大约比其恒星暗100亿倍。论文称，按照当今的方法，这种望远镜必须将其光学系统稳定在皮米级别，比韦布稳定100至1,000倍，而这一要求决定了该任务很大一部分难度。

如果软件能够校正漂移，而非通过工程手段彻底消除漂移，部分负担便可减轻。费雷尔-查韦斯说：“我们不知道其他恒星周围存在任何像我们太阳系那样的行星。这并不是说它们不存在，而是我们看不见它们。”

关于韦布与系外行星成像的常见问题

詹姆斯·韦布望远镜如何拍摄系外行星？

韦布利用其NIRCam和MIRI仪器内部的日冕仪，一种掩膜，遮挡恒星光线，随后再以软件去除残余眩光。留下的信号能够将行星呈现为一个暗淡的光点。这种方法最适合距离恒星较远、年轻而炽热的巨行星，因为它们仍会在红外光中发亮。

51 Eridani b是什么？

它是一颗围绕51 Eridani恒星运行的年轻气态巨行星，位于波江座，距离地球约96光年。该系统约有2,000万年历史，因此这颗行星仍散发着形成过程中遗留的热量。它由地面设备Gemini Planet Imager发现，并于2015年公布。

FLIP是否使用了人工智能？

如果按经过训练的神经网络来理解，答案是否定的。它借用了训练AI模型的优化工具，包括PyTorch库和Adam优化器，但模型本身建立在已知的望远镜物理规律之上。

这能帮助发现类地行星吗？

不能直接借助韦布做到这一点，但它可能让未来望远镜更容易建造。计划在2040年代发射的Habitable Worlds Observatory，要为地球孪生行星成像就必须极其稳定；作者认为，能够校正不稳定性的软件可以放宽这一要求。

下一步将是什么

这项研究于2026年11月4日发表在《Nature》上。团队将利用这次新的4.3微米探测结果，测量该行星在这一波长下的亮度，并重新分析其大气；同时也希望将FLIP扩展至韦布的中红外仪器MIRI，以及NASA的南希·格雷斯·罗曼空间望远镜。随着预计将揭示数千颗宽轨道巨行星的Gaia任务持续推进，更敏锐的观测之眼将不会缺少目标。

参考文献：Ferrer-Chavez et al., “Imaging exoplanets below the telescope stability limit,” Nature, 2026. DOI: 10.1038/s41586-026-11213-z

标签: 天文学, James Webb Space Telescope, 系外行星, 51 Eridani b, NIRCam, Northwestern University