六千多颗系外行星，绝大多数从未被看见

一个数字，和它背后的空位

截至 2026 年 9 月，已确认的系外行星是 6,360 颗。这个数字每周还在涨。

但如果你去找「系外行星的照片」——真正的、行星本身占据几个像素的那种——能找到的只有几十个。剩下的 99% 以上，从来没有人看见过它们。

它们是被推断出来的。而推断的方式，决定了我们知道什么、不知道什么，也决定了「已知的行星系统长什么样」这个印象本身有多少是真实的、有多少是方法造成的。

方法一：恒星在晃

1995 年 10 月，日内瓦大学的 Mayor 与 Queloz 宣布：恒星飞马座 51 的谱线在做周期性摆动，周期 4.23 天，速度振幅约 57 米每秒。

一颗行星绕恒星转，恒星也在绕共同的质心转。行星越重、离得越近，恒星晃得越明显。所以只要测出恒星的视向速度曲线，就能反推出一个质量下限。

这颗行星被命名为 51 Pegasi b。它的最小质量是 0.47 个木星质量，轨道半径 0.05 天文单位——只有水星到太阳距离的六分之一。这在当时完全出乎意料：按太阳系的图景，巨行星应该在外围，不该紧贴着恒星。

它成了「热木星」这个类别的原型。这个发现拿到了 2019 年的诺贝尔物理学奖。

这个方法有一个先天限制： 它测的是恒星沿视线方向的速度。如果行星轨道面正好垂直于视线（从地球看是「俯视」），恒星根本没有视向速度，什么也测不到。而测到的质量是 M·sin i（i 是轨道倾角），只知道下限。一颗行星可能比报出来的重得多——如果它的轨道几乎正对着我们，真实质量可以远大于下限。

方法二：恒星在暗

如果行星轨道面恰好侧对地球，行星每转一圈就会从恒星前面经过一次。这时恒星的亮度会轻微下降。

下降的深度直接给出半径比：亮度变化 ∝（行星半径 ÷ 恒星半径）²。木星大小的行星经过太阳大小的恒星，亮度只掉 1%——这就是为什么这个方法要上天：地面大气的抖动本身就超过 1%。

开普勒望远镜（2009 年发射）用这个方法一次性盯住十几万颗星，找到了几千颗候选。TESS（2018 年发射）换了个策略，扫视全天亮星，专门找近处的、方便后续跟踪的目标。

凌星法的偏向最明显： 它只对轨道侧对地球的行星有效。而且它偏爱大行星、短周期行星——行星越大，信号越深；周期越短，凌星发生得越频繁。一颗像地球这样一年才经过一次的行星，要连续观测好几年才能确认。

凌星给出半径，视向速度给出质量下限。两者都有的时候，才能算出密度，才知道这颗行星是岩石的还是气态的。这就是为什么天文学家对「同时凌星又有视向速度」的目标特别上心。

方法三：透镜

如果一颗恒星恰好从另一颗更远的恒星前面经过，它的引力会像透镜一样，把背景星的光短暂放大。如果前面那颗星带了一颗行星，行星的引力会在光变曲线上叠加一个小尖峰——持续几小时到几天。

这就是微引力透镜。它的独特之处是能探测到离恒星很远的低质量行星，包括自由漂浮、不绕任何恒星的行星。

代价是这个事件一次性、不可重复。恒星和行星的相对位置几千年才对齐一次，错过就没有了。所以这个方法能给出统计意义上的分布，却很难对单个目标做后续研究。

方法四、五：直接成像与天体测量

直接成像是最直观的：用日冕仪或星冕仪把恒星的光挡掉，只拍行星。这需要行星足够亮、离恒星足够远、而且系统足够近。至今成功的例子都集中在年轻的大质量行星上——它们还在收缩，自身还在红外波段发光。

天体测量是测恒星在天球上的位置摆动，而不是视向速度。欧洲空间局的 Gaia 正在做这件事，理论上能给出不受轨道倾角影响的质量。

把这些偏向叠起来

现在把五种方法放回一张图上，会看到一个很不均匀的分布。

绝大多数已确认行星来自凌星和视向速度这两种方法——按综述统计，两者合计占全部发现量的九成以上。而这两种方法都偏爱「大质量、短周期、靠近恒星」的行星。

于是「已知行星」的图景是这样的：大量热木星和超级地球，紧贴着母星，几小时到几十天转一圈。而太阳系里最常见的那种布局——巨行星在外围、几十年级别的周期——恰恰是这些方法最不擅长的。

这不代表宇宙里热木星多。它代表我们更容易发现热木星。

这个区别听起来像学究式的挑剔，但它有实际后果。1995 年刚发现热木星时，行星形成理论一度陷入混乱，因为按当时的模型，巨行星不可能在那么近的地方形成。后来的解释是「迁移」——行星在外围形成，然后向内迁移。但理论被推翻又重新立起来的那几年，恰恰是观测偏向最严重的时候：那时只有视向速度一种手段，而它天生只能看见近距离的大行星。

边界

本文没有做的事： 没有讨论行星大气（透射光谱、发射光谱）——那是另一个正在被韦布望远镜快速推进的领域，也还没有到能下结论的阶段。没有评价「宜居」这个概念——它目前缺乏可操作的定义，任何「宜居行星」的计数都依赖未经验证的假设。

数字的时效性： 6,360 是一个动态数字。NASA Exoplanet Archive 每周更新，任何写进文章的具体数字都会过时，所以本文标注了统计截止日期。你可以去 archive 首页看当前值。

一处需要说明的表述： 文中说「被真正拍到的不到百分之一」，用的是「直接成像确认」这一类的数量级估计，不是精确比例。这个分类本身有边界模糊的情况——例如后来用干涉手段分辨出的少数目标，算不算「拍到」，不同统计口径不一样。

一句话总结： 我们看到的不是宇宙里的行星分布，是我们现有的探测能力能看见的那一部分。分辨这两件事，是读系外行星新闻时最有用的一件事。