韋伯太空望遠鏡的「數位孿生」讓行星偵測靈敏度最高提升15倍

Webb 的相機其實早已拍到這顆行星。它藏在一顆鄰近年輕恆星的影像之中，被殘餘星光形成的霧狀光暈掩沒；而標準的影像清理方法無法把它挖掘出來。一項新技術先在軟體中重建 James Webb Space Telescope，再扣除這個虛擬複本所預測的眩光，如今終於讓它現形。

提升幅度相當可觀。根據由 Northwestern University 的羅德里戈・費雷爾-查維茲（Rodrigo Ferrer-Chavez）領導、發表於 Nature 的論文，將這項方法套用到既有 Webb 觀測資料後，對微弱行星的偵測能力比天文學家沿用二十年的參考星技術提高了兩至十五倍。Webb 的資料庫或許早已藏有從未被人發現的世界；而未來為拍攝地球孿生行星而打造的望遠鏡，也許不必維持到如此非同尋常的穩定程度。

這次找回的行星是 51 Eridani b，一顆距離約 96 光年的年輕氣態巨行星，地面望遠鏡約在十年前首度將它直接拍攝下來。新意在於波長。這項名為 FLIP、全稱為 Physics-based Learning for Imaging Planets 的方法，在 4.3 微米波段捕捉到這顆行星；其大氣中的二氧化碳會在此波段強烈吸收，而針對完全相同 Webb 資料的早期分析曾一無所獲。

為何行星會明明就在眼前卻無法看見

論文指出，即使是最明亮的年輕巨行星，在近紅外光中的亮度仍約比母恆星暗 10 萬倍。為了看見它們，Webb 的 NIRCam 相機會使用日冕儀，也就是一個遮蔽恆星圓盤的遮罩。部分光線仍會從遮罩周邊漏出並擴散成帶有斑點的霧狀光暈，而這層光暈往往比藏在其中的任何行星都更亮。

通常的解法是相減。天文學家會拍攝第二顆恆星，將其影像視為眩光模板，再從目標影像中扣除。Northwestern 的物理與天文學助理教授、研究共同作者傑森・王（Jason Wang）表示：「過去 20 年來，天文學家都是透過觀測另一顆恆星，並使用其影像作為參考，來處理這個問題。」

問題在於，望遠鏡在兩次拍攝之間從不會完全靜止不動。王表示：「微小的熱變化就可能使一面鏡子以皮米為單位膨脹或收縮。」他補充，Webb 低溫冷卻器中的馬達也會使鏡面振動。每一次變化都會改變眩光圖樣，因此模板永遠無法完全吻合，殘留訊號便可能埋沒微弱行星。

他們如何做到

FLIP 並非借用另一顆恆星的眩光，而是自行計算眩光。團隊以由 Space Telescope Science Institute 維護、Webb 的標準光學模型 STPSF 為基礎，並在專為訓練神經網路設計的程式庫 PyTorch 中重新建構它。這讓整個模型成為可微分模型：軟體能推算每一項參數如何影響最終影像，並同時調整全部參數。

模型具有四組自由參數，涵蓋恆星亮度及其在遮罩後方的精確位置、遮罩前的光線畸變、遮罩後的畸變，以及每個偵測器像素的響應。整體最佳化會調校約 100 萬項參數，單次執行在一張 NVIDIA A30 顯示卡上約需 35 分鐘。

模型會先以一顆參考星進行校準，使其起點接近正確答案，接著再根據科學影像本身進行調整，以吸收望遠鏡在兩次觀測之間產生的任何變化。王說：「我們使用的是研究人員用來訓練 AI 模型的相同運算工具，但我們實際上並沒有使用 AI。因為我們已經了解物理原理，所以不需要 AI 來理解正在發生什麼事。」

顯而易見的風險是，彈性的模型會在抹除眩光時連行星也一併抹去。為防止這種情況，團隊在每張影像中植入假行星，並在最佳化運行時追蹤它們顯現得有多清楚；一旦其訊號達到峰值或趨於平穩，就停止運算。這些植入的行星也用來量測該方法會移除多少真實訊號。

提升十五倍，但並非處處如此

團隊以三組已發表的 Webb 資料集測試 FLIP。其中兩顆目標恆星 HIP 65426 與 51 Eridani 都有已知行星。第三顆 TYC 5899 沒有已知伴星，且其觀測時間比參考星晚了四個月；在這段長間隔期間，望遠鏡光學系統出現了明顯漂移。

在 HIP 65426 b 上，也就是 Webb 首顆直接成像的系外行星，訊號強度比稱為 KLIP 的標準方法高約 1.6 倍。在波長稍短一些的 51 Eridani b 上，訊號則高出 2.1 倍。在 4.3 微米波段，這顆行星的訊噪比達 6.3，超過五西格瑪偵測門檻，而原始分析在此處什麼也沒看見。

最大幅度的改善出現在漂移資料集 TYC 5899 上。在距離恆星半角秒處，FLIP 能偵測到比 KLIP 暗約 15 倍的行星；在一角秒處，則可偵測到暗約五倍的行星。一角秒大約相當於在約五公里外看見一枚硬幣的寬度。

這個案例對於新發現最為重要。許多 Webb 巡天計畫會以相隔數週或數月觀測的其他目標作為參考星；論文統計，以這種方式取得的觀測超過 100 次，包括 GO 5835 與 SURVEY 6005 計畫。它們全都可以重新處理。

波長同樣重要。二氧化碳在 4.3 微米處強烈吸收，這會使行星變暗，卻能揭示其大氣中重元素的豐富程度；而地球自身大氣會阻擋這種光，因此沒有任何地面望遠鏡能夠測量它。早先研究指出，51 Eridani b 的重元素比例約為其母恆星的五倍；這張新影像提供了一種檢驗方法。

這項方法尚未解決的問題

FLIP 並未發現新行星。它偵測到的三顆行星全都早已知曉，而植入 TYC 5899 資料中的假行星顯示的是這項方法可能找得到什麼，而不是它已經找到了什麼。若出現首個真正的新發現，仍須經得起獨立檢驗。

這項方法距離自身的理論上限也仍有差距。完美的物理模型應能達到光子雜訊極限，也就是由光本身隨機抵達所設定的最低門檻。FLIP 比 KLIP 更接近此極限，但在所有觀測中都尚未達到。作者還指出，他們的模型目前尚無法以誤差棒量化望遠鏡實際移動了多少，而且 TYC 5899 視場中一顆明亮的鄰近恆星，在扣除後仍以扭曲的形態殘留。

測試也僅涵蓋一項儀器，即 Webb 的 NIRCam，使用兩種日冕儀與少數幾種濾鏡。地面望遠鏡需處理大得多的資料量，並且要穿透湍流大氣進行觀測，是更困難的問題，FLIP 尚未著手處理。

未來望遠鏡為何在意此事

NASA 提出的 Habitable Worlds Observatory，目標是拍攝類太陽恆星周圍的類地行星；這些行星的亮度大約比其母恆星暗 100 億倍。論文表示，按照現今的方法，這類望遠鏡必須讓其光學系統維持皮米級穩定度，比 Webb 穩定 100 至 1,000 倍，而這項要求造成了任務的大部分困難。

若軟體能修正漂移，而非透過工程手段將其徹底消除，部分負擔便可減輕。費雷爾-查維茲表示：「我們所知的其他恆星周圍，沒有任何行星像我們太陽系中的行星。不是它們不存在，而是我們看不見它們。」

關於 Webb 與系外行星成像的常見問題

James Webb 望遠鏡如何拍攝系外行星？

Webb 先利用其 NIRCam 與 MIRI 儀器內的日冕儀遮罩阻擋恆星光，再透過軟體移除殘餘眩光。留下來的訊號可將行星顯示為一個微弱光點。此法最適合遠離母恆星、仍在紅外光中發亮的年輕高溫巨行星。

51 Eridani b 是什麼？

它是一顆繞行 51 Eridani 的年輕氣態巨行星，位於波江座，距離地球約 96 光年。該系統約有 2,000 萬年歷史，因此這顆行星仍散發形成過程遺留的熱量。它是由地面儀器 Gemini Planet Imager 發現，並於 2015 年公布。

FLIP 使用人工智慧了嗎？

並非受過訓練的神經網路那種意義上的人工智慧。它借用了訓練 AI 模型的最佳化工具，包括 PyTorch 程式庫與 Adam 最佳化器，但模型本身是根據已知的望遠鏡物理原理建立。

這能協助尋找類地行星嗎？

不能直接透過 Webb 做到，但可讓未來望遠鏡更容易建造。預計於 2040 年代發射的 Habitable Worlds Observatory，為了拍攝地球孿生行星必須極為穩定；作者主張，能修正不穩定性的軟體可放寬這項要求。

接下來會如何發展

這項研究於 2026 年 11 月 4 日發表在 Nature。團隊將利用新的 4.3 微米偵測結果，測量行星在該波長的亮度並重新分析其大氣；同時也希望將 FLIP 擴展至 Webb 的中紅外儀器 MIRI，以及 NASA 的 Nancy Grace Roman Space Telescope。預期 Gaia 任務將揭示數千顆位於寬廣軌道上的巨行星，因此更銳利的眼睛不會缺少觀測目標。

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

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