尋找第二顆地球！SpaceX成功發射NASA系外行星望遠鏡，首次全天域探測宜居行星

TESS運行效果圖。來源：NASA

北京時間今天凌晨6點51分，NASA的凌星系外行星巡天望遠鏡（TESS）搭乘SPACEX的獵鷹9號火箭，從美國佛羅里達州的卡納維拉爾角空軍基地升空，開啟它的系外行星搜索計劃。

2009年升空的開普勒望遠鏡已經為我們找出3500顆系外行星，並在其他恆星的宜居帶內發現了12顆岩質行星。如今開普勒望遠鏡即將結束自己的使命，而它的繼任者就是TESS和將於今年年底發射的系外行星表徵衛星（CHEOPS）。TESS將對全天進行掃描，在那些更近、看上去更亮的恆星周圍搜索行星。

科學家將不斷把新發現的系外行星加入已有的數據中，這將幫助他們更接近下面兩個問題的答案：是否還存在其他宜居行星，地球之外的宇宙中存在生命嗎？

在這篇文章中，普林斯頓大學天體物理學家、TESS項目合作研究員喬舒亞·溫為我們講述了系外行星搜索征途。

撰文 | 喬舒亞·溫（Joshua Winn）

翻譯 | 梁恩思

審校 | 周濟林

獵鷹9號將TESS發射升空瞬間。來源：NASA TV

2017年8月21日的早上，在愛達荷州米德維爾的一片草地上，我和家人滿懷期待地等候著。很快，我們就將被月亮的陰影籠罩，在俄勒岡與南卡羅來納之間的這塊狹長地帶上，我們即將和眾多遠道而來的人們一起，見證一次日全食。

在目睹這怪異的白晝黃昏，看到了難得一見的白熱日冕後，我很好奇到底有多少小孩子被這天文現象所吸引，在內心種下了成為天文學家的志向。「食」這種天文現象在人類歷史上一直是靈感和知識的來源，即使在現代也一直啟發著我們。我自己的研究雖不依靠日食，但卻建立在另一種「食」現象之上：太陽系外行星的凌星現象。對於距離我們數光年的恆星來說，儘管望遠鏡實際上並不能觀測到一顆行星經過它表面時呈現出的剪影，但行星擋住一部分星光時導致的微弱亮度下降，足以告訴我們一個異星世界是存在的。

天文學家在1999年首次探測到行星的凌星現象，在這之後10年里，總共觀測到的凌星現象也才超過100次。但如今，憑藉美國航空航天局（NASA）今年即將退役的開普勒望遠鏡，我們已經發現了將近4000顆凌星系外行星。儘管凌星探測法是目前我們搜尋遙遠的系外行星最高效的方法，但是其他的行星探測技術也已經發現了超過700顆系外行星。總的來說，我們探測到的系外行星極為多樣，是任何已有的行星形成理論都沒有預測到的。而這，還可能只是冰山一角。

今年， NASA和歐洲空間局（ESA）都會發射致力於凌星系外行星搜索的新空間望遠鏡。與此同時，地面天文台的新型望遠鏡將把搜尋目標擴展到空間望遠鏡不會研究的恆星類型。而對於ESA預計於2026年發射的終極凌星現象探測飛船來說，這所有的一切，僅僅是盛宴之前的開胃小菜。

圍繞紅矮星旋轉：一顆自身擁有衛星的行星，沐浴在恆星和耀斑的溫暖光輝中。

繪圖：羅恩·米勒

太陽系外行星概況

我們目前對系外行星的了解，有很大的一部分來源於開普勒望遠鏡。2009年發射入軌之後，開普勒望遠鏡在繞日軌道上目不轉睛地盯著天鵝座和天琴座之間的一塊區域，監測著約150 000顆恆星的亮度。到了2013年，由於兩個用來穩定望遠鏡指向的反作用輪發生故障，開普勒望遠鏡採用了新的觀測模式。令人驚奇的是，它在新模式下仍然有能力搜尋到新的系外行星。

實際上，凌星現象是很稀少的。開普勒只在很小一部分觀測目標上找到了系外行星凌星的證據，即恆星短暫且周期性的亮度下降。這一連串亮度變化揭示了行星的存在，這類行星的軌道平面恰好與我們的視線方向近乎完美地重合，每次掠過恆星前面時，都會導致一次微小的恆星偏食。而亮度下降的比例則可以告訴我們行星與恆星橫截面積之比。因此，較大天體相對來說更容易被探測到。舉例來說，如果從很遠的地方觀察太陽系，木星掠過太陽前面會造成1%的亮度下降；而地球掠過太陽前面時卻只會導致0.01%的亮度下降。由於地球大氣層對星光的擾動過大，到目前為止，地基望遠鏡還無法測量如此微弱的信號。所以，我們需要空間望遠鏡。

開普勒空間望遠鏡發現了將近5000個行星候選者，經過後續的分析，其中有超過3500個已經被認證為真正的行星。開普勒發現的行星主要分為兩大類：與地球大小類似或稍大點的（「超級地球」）、比太陽系的第八顆行星稍微小一點的（「迷你海王星」）。開普勒發現的絕大多數行星系統只有一個已知行星，但仍有幾百個行星系統擁有多顆行星。最近發現的一個行星系統擁有多達8顆行星，數量上與太陽系相當。通過這些數字，我們可以知道開普勒自身存在觀測偏差——更容易探測到那些體積更大、軌道更靠近主星的行星，但同時我們也可以從中了解系外行星的整體狀況。

系外行星普查

開普勒空間望遠鏡的一些發現著實激動人心。舉例來說，在我看來，最不可思議的就是它發現了迷你太陽系的存在。在這些行星系統中，有可能多達6顆的行星簇擁圍繞著一顆恆星旋轉，但就算最外一顆行星的軌道也要比水星繞太陽的公轉軌道更靠內。這個發現的重要之處在於，迷你太陽系是一種普遍存在的行星系統構型。如果你在夜空中隨機指向一個類太陽的恆星，有50%的可能，它至少擁有一個比地球大，且公轉軌道比水星更靠近太陽的行星。沒有人預料到這種行星會如此常見；事實上，某些非常詳盡的理論甚至曾預測這種構型會非常罕見。由此可見，行星形成的標準理論遺漏了一些非常基礎的要素。

開普勒還發現了一些數量稀少卻奇特的行星。曾經有人預言過這些行星的存在，只不過這些人是科幻小說的作者。在我最喜歡的行星中，有一顆被稱為KOI1843.03，這是一顆大小與地球相似，但離它的主星非常近的行星，以至於它白晝一側的溫度高達幾千度。它的表面很可能覆蓋著一層流動的岩漿海，似乎與電影《星球大戰》中歐比旺和安納金那段經典的光劍對決所在的地點——穆斯塔法星有些相似。KOI1843.03的公轉軌道非常之小，它繞主星旋轉一周僅僅需要4.25小時，與看完《星球大戰3》和其所有特別收錄所花的時間差不多。另一顆行星Kepler-16b和盧克·天行者的母星塔圖因也很相似：它的天空中也有兩個太陽。這是因為Kepler-16b環繞公轉的主星是一對相互繞轉的雙星。

然後就是Kepler-36 行星系統，它的兩顆行星幾乎共享了同一條軌道，使得它們之間產生了渾沌的相互作用。這就意味著，即使我們能夠以高於1米的精度確定這對行星的當前位置，我們也無法預測它們以後的位置，哪怕只是幾十年後——這是「蝴蝶效應」的行星版本。在我們地球上，科學革命始於人類對行星運動的領悟；而如果Kepler-36行星系統中也有科學家的話，對他們來說，這太困難了！

開普勒望遠鏡最初的設計目的是回答一個由來已久的問題：類地行星到底有多常見，抑或有多稀少？當談到「類地行星」這個概念時，大部分天文學家的腦海中構想出的都是一個和地球大小、質量均類似的行星，並且可能擁有由液態水構成的海洋。這樣一顆行星的軌道位置應當恰到好處，使得恆星的熱量足夠讓冰融化，但又不至於使水蒸發。科學家將這樣的距離範圍稱為「宜居帶」，因為在地球上，液態水對於生命的產生至關重要，而在其他星球可能也是如此。

開普勒在其他恆星的宜居帶內發現了大約12個可能的岩質行星，帶我們接近了這個問題的答案。現在我們要做的，就是用開普勒搜尋到的類地行星數目除以它觀測的恆星總數，便可以得到擁有類地行星的恆星所佔的百分比，對不對？這聽起來很簡單，可在實際研究中，這裡面所涉及的計算十分複雜。究其原因，就是在開普勒所觀測的所有目標中，有多少恆星足夠小、足夠亮，並且足夠穩定，這沒有顯而易見的答案，而只有在這些恆星周圍，望遠鏡才有能力觀測到類地行星。想弄清楚這個問題，至少還得再用一年左右的時間來仔細分析數據並建立起恆星屬性的資料庫。

視野寬廣的未來觀測項目

儘管我們熱愛開普勒望遠鏡，但是它的局限性也是顯而易見的：開普勒所監測的天區幾乎保持不變，而這片區域只佔到全天的1/400。因此，為了使巡天工作物有所值，開普勒必須在這片天區看得足夠遠，才能獲得足夠多的恆星樣本。開普勒所觀測的恆星的典型距離通常在幾千光年左右。

同其他天文學家一樣，我喜歡用千萬億千米之外的遙遠天體的神奇故事來使聽眾心馳神往。但從實際操作的角度來說，距離太遠可不是一件好事。遙遠的恆星通常十分暗淡，它們發出的光子只有一小部分能到達我們的望遠鏡。光線的微弱限制了數據的精確性，使得某些測量工作完全無法進行。比如說，我們無法測量開普勒發現的絕大多數行星的質量。系外行星的凌星信號能告訴我們這顆行星的直徑，但無法告訴我們它的質量。質量信息的缺失使我們無從得知這到底是一顆什麼類型的行星。它是由岩石構成，且密度較高的類地行星，還是像木星或土星一樣，鬆散並充滿了氣體的氣態巨行星？抑或是二者中間的某種類型？這些問題，只有同時知道直徑和質量這兩個關鍵參數後，我們才能得到答案。

確定一顆系外行星的質量的常用方法，是測量恆星在行星引力作用下產生的加速度：行星的質量越大，恆星所受到的引力就越強。我們追蹤恆星運動的方法是通過多普勒頻移，即恆星在我們的視線方向上靠近或遠離我們運動時，星光的波長產生的微小偏移。（這種方法有時也能讓我們發現事先未知的行星，因為就算那顆行星沒有發生凌星現象，恆星在它的引力作用下所產生的標誌性晃動也是可以被我們觀測到的）。這種技術需要高解析度分光測量：我們需要把恆星發出的光分解為一條彩虹，並且至少在50 000個不同的波長位置上測量它的強度。然而，對於光線微弱的恆星，我們根本接收不到足夠多的星光來進行這樣的分光測量。

NASA的下一個任務，即我所參與的凌星系外行星巡天望遠鏡（TESS）項目，目標就是解決這個問題。它將攜帶四台口徑10厘米的望遠鏡入軌工作，這些望遠鏡的口徑只有開普勒望遠鏡的十分之一。這種設置看起來似乎有點奇怪——通常，更大的口徑才是望遠鏡進步的方向，而不是越來越小。但是小口徑望遠鏡的優勢在於更大的視場；望遠鏡的接收面積和視場大小之間互為倒數，這可是光學的基本法則。因此，每台TESS望遠鏡的照相機能拍攝到的天空範圍幾乎相當於開普勒望遠鏡的六倍。不僅如此，TESS還會旋轉，以覆蓋天球上的不同方向。最終，相較於開普勒視場中僅有的那些亮星，TESS將觀測到多得多的明亮恆星。

在接下來的兩年時間裡，TESS的觀測將會覆蓋整個天球的90%左右。它將會把天球分為26條互有交疊的區域，並對每個區域觀測大概1個月的時間。就像開普勒一樣，我們預計TESS將發現數以千計的系外行星，不過這些系外行星的主星普遍要比開普勒所發現系外行星的主星亮30倍左右。對於地基望遠鏡的後隨觀測，這樣的亮度是一個巨大利好。相較於開普勒發現的行星，在觀測TESS找到的行星時，這些望遠鏡的集光能力就相當於增強了30倍一樣。

觀測計劃：開普勒只在天空中一塊小區域中搜尋系外行星，而TESS將會覆蓋90%左右的天球面積。TESS所攜帶的4台望遠鏡將會讓它擁有24°×96°的大視場。TESS會把整個天空分為26個互有重疊的區域，並在每個區域觀測一個月的時間。而CHEOPS與之不同，它將會研究天文學家懷疑存在系外行星的單獨恆星，檢查是否有凌星現象發生，並獲得更好的數據。

舉例來說，TESS可能會發現一些證據，表明存在一顆有研究價值的系外行星，但這些觀測證據的統計顯著性存疑。這種情況下，我或者TESS項目的同事將會撥打連接著我們與CHEOPS團隊的熱線電話，來詢問他們能否進行更細緻的觀測。或者參考比鄰星和Ross 128的例子，天文學家已經通過多普勒效應發現這兩顆鄰近地球的恆星周圍有與地球質量類似的行星在牽引它們，而CHEOPS能夠進一步檢查這些行星或恆星周圍的其他行星造成的凌星現象。望遠鏡的觀測實際上還需要點好運氣，因為我們的視線方向和行星公轉軌道平面一致的幾率很小。對於比鄰星來說，這個幾率只有1.4%。但如果我們真的中了大獎，那麼對於那些行星我們就能了解到多得多的信息了。

重點是紅矮星

這些新設備將帶領我們開闢行星搜尋的新前沿，但它們依然有著自己的缺點。為了確定一顆恆星的亮度降低是由從它面前掠過的天體產生的，而不是儀器問題造成的，科學家希望這個信號至少重複出現一次；更理想的情況則是重複出現很多次。但TESS對任何一顆恆星的觀測時間只有一個月——這個時間遠不足以多次觀測由長公轉周期行星造成的凌星現象，比如地球這樣公轉一周需要一年時間的行星。在天球上的部分區域，TESS所劃分出的觀測區塊始終是交疊的。對這些區域，TESS將會持續觀測一年的時間——但總觀測時間仍比開普勒長達四年的「對視大賽」短很多。

這樣的結果就是，TESS的搜尋目標很大程度上被限定為公轉速度較快，周期不過幾周的系外行星——這並不理想。這麼短的觀測周期實際上是科學家做出的一個重大妥協，因為他們需要把任務預算控制在2.28億美元之內。我們認為這個讓步是合理的，因為開普勒的工作告訴我們，大量不同類型的行星存在於短周期軌道上：比如由岩漿覆蓋著表面的行星、蓬鬆的低密度行星、渾沌相互作用的行星，甚至在主星熾熱的高溫下已經明顯開始解體的行星。TESS將會找到這些奇異行星當中最近且最容易研究的例子。然而，要想真正發現一顆圍繞類太陽恆星旋轉的類地行星，還需假以時日。

如何找到行星：開普勒、TESS、CHEOPS望遠鏡使用的都是一種叫做凌星法的技術來尋找其他恆星附近的行星。當行星移動到地球和它們的主星之間時，會遮擋住一部分星光，使得恆星看起來變暗。通過這種亮度變暗，天文學家可以找到那些本身太暗難以看到的系外行星。第二種方法，也就是晃動法，不關注恆星亮度變暗，而是致力於尋找前後搖擺的恆星。如果多普勒頻移表明一顆恆星以有規律的模式前後擺動，那一定是有某顆行星在公轉過程中通過引力來回牽拉它。這個方法並不像凌星法那樣，需要行星恰好位於地球和它的主星之間。

儘管如此，對探索地外生命這樣的長期工作來說，TESS依然是重要的組成部分。我們預測，TESS將會找到大約十幾顆位於宜居帶內的行星，這個數字和開普勒空間望遠鏡的成果接近。這裡面的技巧在於，不要固執地把目標局限於類太陽恆星。天文學家通常將太陽稱為一顆非常普通的恆星，只是銀河系中數以千億計的恆星之一。但這其實是一個小小的謊言。事實上，太陽並沒有那麼普通。銀河系中絕大多數的恆星是一種被稱為紅矮星的恆星，它們的表面溫度和亮度更低，且質量小於太陽的一半。如果把太陽比作百老匯舞台上的聚光燈，那紅矮星只相當於一支蠟燭。

如果你想在一支蠟燭旁邊獲得和聚光燈附近一樣的溫度，那麼你離蠟燭的距離要比你離聚光燈的距離要近得多。因此，紅矮星的宜居帶離主星非常近，這就意味著宜居帶內的行星軌道周期很短。對一個質量為太陽五分之一左右的紅矮星來說，宜居帶內的行星公轉一周只需要幾周左右，恰好進入了TESS的目標範圍。

開普勒觀測了數千顆紅矮星，發現它們大多擁有密近行星（軌道非常靠近主星的行星），概率甚至要高於類太陽恆星。在TESS的幾十萬顆目標恆星中，有大約50 000顆紅矮星。雖然紅矮星很暗淡，但因為它們體積也小，周圍的行星發生凌星現象時，更容易遮擋住較大一部分星光，讓亮度下降更顯著，實際上更容易被我們的望遠鏡觀測到。舉例來說，同樣大小的行星環繞兩顆不同的恆星公轉，如果前者的亮度為後者的1/16，那隻要其半徑為後者的一半，行星凌星時被探測到的可能性就是一樣的。事實上，紅矮星的行星發生凌星時是如此清晰可見，探測它們並不一定要用到空間望遠鏡。

因此，許多項目目前正在使用地面望遠鏡去搜尋紅矮星周圍的行星。但是因為這些恆星很暗淡，天文學家必須使用大口徑的望遠鏡來觀測它們。這就意味著望遠鏡的視場很小，所以一次只能觀測一顆恆星，使得工作變得低效又漫長。經過近十年的搜尋，這些項目只探測到了三個行星系統，但這些行星系統卻是該領域中最精彩的發現。其中一個被稱為TRAPPIST-1的系統，在2017年年初登上了各大新聞媒體的頭版。這個非常小的行星系統竟然擁有7顆類地行星，它們緊密地環繞在一個質量小到剛剛能被稱為恆星的天體周圍。在這7顆行星中，至少有兩顆位於這顆恆星的宜居帶內。TRAPPIST這個名字看起來像是一個縮略詞，但實際上它是來自比利時的項目負責人米夏埃爾·吉隆（Micha?l Gillon）最喜歡的啤酒的名字。最近，他正在籌劃一個更具雄心的項目，並以他最喜歡的一種餅乾「SPECULOOS」來命名。

分析行星大氣

通過這些空間任務和地基觀測項目，我們將能在天球上鎖定大量凌星系外行星的位置。這些系外行星寄主恆星足夠亮，能讓我們進行細緻入微的後隨研究。在未來，我們有望測量這些系外行星的質量，掌握這些行星系統的結構，並在建立正確的行星形成理論方面獲得更多線索。如果一切順利，我們將發現越來越多潛在的宜居類地行星。

之後呢？我們該如何進行下一步，來判斷這些潛在的宜居行星上是否已經有生命存在呢？20世紀50年代以來天文學界提倡的傳統方法，是使用大型射電望遠鏡來觀測某顆恆星，然後期待著我們能收聽到外星文明所發出的廣播。儘管這方案聽起來可行，但是我們完全不知道它到底能不能成功。

另一個方法是分析行星的大氣來尋找生命跡象。這可以通過一個凌星觀測小技巧來實現。行星大氣的最外層是半透明的，所以當這顆行星位於觀測者和恆星之間時，一小部分的恆星光線會從一側進入大氣層，經過大氣層「過濾」後從另一側出來，然後繼續沿著以前的路線飛向我們的望遠鏡。接下來我們便可以使用傳統的分光技術去探索行星大氣層的成分。每個原子或者分子都偏愛某些特殊波長的光線，它們會吸收這些波長的光子或者把它們散射到其他方向上。根據量子理論，每個原子或分子偏愛的波長是由電子離散的能級決定的。比如說，鈉偏愛一種特殊的橙黃色光，因為鈉原子的外層電子容易吸收波長為589納米的光。

所以，這個技巧就是在恆星發生凌星現象的前、中、後三個階段觀測恆星的光譜。在凌星現象發生的過程中，行星大氣層中的原子和分子從星光中去除了它們最偏愛的波長的光，所以輕微地改變了我們觀測到的恆星光譜。在凌星現象結束後，我們會再次看到正常的、沒有發生變化的恆星光譜。如果我們的工作足夠仔細，我們會在正常光譜和凌星時的光譜之間看到區別，並且分離出由行星造成的細微變化。

天文學家已經將這種方法應用到木星大小的凌星行星上了，甚至還有一些類海王星和天王星大小的行星。通過這種方法，天文學家在系外行星的大氣層中發現了甲烷、一氧化碳和水等分子。但我們卻從來沒有把這種方法運用在類地行星的研究中，因為類地行星大氣層產生的信號過於微弱，而且到目前為止我們發現的擁有類地行星的恆星也都過於遙遠，過於暗淡。如果哪一天我們真的在某顆類地行星大氣層中發現了氧元素，那會讓每個人都激動得血脈賁張。地球大氣層擁有這麼多氧氣，原因就在於生命。如果地球上的生命突然消失了，地殼中的岩石會在短短的幾百萬年中吸收所有的氧氣來形成氧化物。因此，如果一顆行星擁有大量的氧氣，那發散一下思維的話，這顆行星就有可能是「小綠人」的母星了——或者至少存在某種有機生命。所以，我們希望未來的巡天項目能夠在一些足夠亮的恆星旁找到類地行星，到那時候，我們就有能力來詳細研究這些類地行星的大氣層了。

窺視系外行星大氣：除了單純地探測系外行星的存在，凌星法有時還可以告訴科學家系外行星的大氣是由什麼組成的。當一顆行星發生凌星現象時，部分星光在飛向地球的過程中穿過了行星大氣層。根據電子的能級不同，每個原子和分子都會吸收特定波長的光或者改變其傳播方向。所以，如果透過濾色鏡來觀測恆星，比較行星在或不在主星和地球之間的兩種情況下，不同波長星光的變化情況，研究者就可以分離出屬於行星的光譜特徵。

從這個角度來說，TESS、CHEOPS，還有SPECU-LOOS的作用類似於尋星鏡，它們都是為接下來要發射的詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST）服務的。這台價值100億美元的望遠鏡計劃於2020年發射升空。除了擁有其他諸多功能，JWST這個技術上的奇蹟，也將是有史以來最強大的凌星光譜觀測工具。但JWST的設計工作壽命只有5~10年左右，因為在這個期限以後，它就會消耗完所有用來維持固定軌道的燃料。這個既定的時刻表使得為JWST找到最好、最亮的觀測目標成為眼前的當務之急。

由於天文學家對JWST觀測時間的需求是如此之高，部分系外行星研究者聚在一起，提出建造一台只用於觀測凌星光譜的空間望遠鏡。由美國提出的望遠鏡方案被稱作系外行星高速紅外光譜巡天探測器（FINESSE）；而由歐洲提出的方案則被稱作大型系外行星大氣紅外遙感望遠鏡（ARIEL）。「紅外」這個詞在兩個方案的名稱中都出現了，這是因為水或二氧化碳等分子在紅外波段中最容易被檢測到。今年年底之前，我們就可以知道這兩個任務到底會不會繼續進行下去。

在這之後，歐洲還有另一個空間望遠鏡計劃，名為 PLATO，計劃於2026年發射。我把PLATO看作一個超級TESS，因為它擁有24台望遠鏡來掃描天空，而不僅僅是4台。相比於它之前的所有望遠鏡，PLATO將會有更高的靈敏度和更長的觀測覆蓋時間。PLATO另一個比較重要的特點在於，其觀測數據質量足夠高，使得它可以檢測到與恆星振蕩相關的亮度變化。事實上，就像任何流體組成的物體一樣，恆星有著與地震類似的波在表面傳播，對這些波動的研究被稱為「星震學」。這些振蕩的頻率和模式取決於恆星內部的結構，比如密度、組分等等。所以星震學可以幫助我們獲得恆星的基本參數。因此，當PLATO找到一顆系外行星時，我們還可以從這些基本參數中獲益，比如目前我們還無從得知的恆星年齡。星震學之所以能確定恆星的年齡，是因為隨著時間的流逝，恆星中心的核反應爐會把越來越多的氫元素變為氦元素，這就會使恆星表面的波在頻率上發生細微的變化。通過星震學研究，我們就可以知道這顆恆星到底是剛開始它的聚變反應，還是已經運轉了100億年。這樣我們就可以知道行星系統在宇宙時間尺度上是如何演化的了。

現在，科學家們正在繼續分析開普勒的觀測數據；未來，TESS、CHEOPS、JWST還有PLATO，系外行星搜索項目的時間表早已排滿。在充滿未知的系外行星領域，我們終於做好了繼續前行的準備，蓄勢待發。當那些被去年夏天的日食吸引，將來想成為天文學家的孩子長大以後，他們將會有足夠多的系外行星凌星現象去研究。

本文譯者?梁恩思是南京大學天文與空間科學學院博士研究生。

本文審校?周濟林是南京大學天文與空間科學學院院長，主要研究領域為行星系統形成與演化、太陽系小天體動力學、非線性天體力學。

《環球科學》4月刊現已上市

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