数字化巡天（DSS）拍摄的恒星HIP 65426所在的天空中的群星（上方大图）与韦布拍摄的围绕这颗恒星运转的系外行星的图像（下方小图）。4张小图拍摄的是这颗行星平均波长分别为3.067微米、4.397微米、11.307微米与15.514微米的波段上的图像。白色五角星表示恒星所在的位置，恒星自身发出的光被设备屏蔽了。图中出现的棒状图像由仪器衍射效应引起，并非真实图像。
图片来源：DSS；NASA/ESA/CSA, A. Carter (UCSC), the ERS 1386 team, and A. Pagan (STScI)
上图中的大图显示了被拍摄的行星所围绕的恒星所在的位置。4张小图分别是韦布的近红外相机（NIRCam）与中红外设备（MIRI）拍摄的HIP 65426 b的4个波段的图像。
有些读者可能会说：“咦，今年7月份被公布的韦布的第一批图片里不是有系外行星的图片吗？”没错。但那两张系外行星的图片并不是“图像”，而分别是“光变曲线”与“光谱”。而且，它们都是恒星在受行星影响之后显示出的光变曲线与光谱，而不是行星自身的。
此外，哪怕直接测量了行星自身，测量光变曲线只是相当于测量了一个人的手腕体温随着时间的变化，测量光谱也只是相当于测量了它某一时刻全身不同部位的体温，但却没有给这个人拍摄证件照。
这次，韦布拍摄的恰是一颗系外行星的“证件照”。这是韦布首次拍摄系外行星的图像。虽然它并不是人类获得的第一批系外行星的图像，但却是人类获得的系外行星在超过5微米的波长上的第一批的图像。
2022年9月8日被发布的韦布空间望远镜的纪念邮票 图片来源：U.S. Postal Service
系外行星“动物园”
我们太阳系内的八大行星就是“太阳系内行星”，我们可以将它们简称为“系内行星”，但我们一般直接称呼它们为“行星”。在太阳系外的行星自然就是“系外行星”。我们将系外行星围绕的恒星称为它们的“母恒星”。
系外行星一般以如下方式命名：如果母恒星只有1颗行星，就在母恒星的编号后面直接加b；如果有2颗或更多颗行星，就继续使用c、d、e……
这次韦布拍摄的系外行星，母恒星为HIP 65426，因此其编号为“HIP 65426b”；此前韦布探测过的那颗系外行星的母恒星为WASP-96，因此它的编号为“WASP-96b”。
从1992年人类确认第一颗系外行星，到2022年9月6日，人类共确认至少5471颗系外行星，它们处于至少3811个类似于太阳系的系统中，其中拥有不少于2颗行星的系统至少有833个。[注1]
我们知道，太阳系内虽然只有八大行星，但却可以被分为三类：水星、金星、地球与火星属于岩石行星，木星与土星属于气态巨行星，天王星与海王星属于冰巨行星。
太阳与太阳系内的八大行星的“全家福”。从左到右依次是：太阳（部分）、水星（Mercury）、金星（Venus）、地球（Earth）、火星（Mars）、木星（Jupiter）、土星（Saturn）、天王星（Uranus）与海王星（Neptune），各天体的大小与相互之间的距离未按照比例显示。
图片来源：twinkl
系外行星的类型比太阳系内的行星更多样化。有的系外行星像地球，但质量却比地球大好几倍，因此属于“超级地球”；有的系外行星像木星，但因为距离母恒星太近，温度比木星高得多，因此属于“热木星”。它们的质量分布也很广，有的质量比木星大得多，因此属于“超级木星”，有的质量只是月球质量的2倍。
一些被确认的“超级地球”的艺术想象图合集以及它们与地球的大小比较。
图片来源：NASA/AMES/JPL-CALTECH
哈勃空间望远镜（HST）观测过的25颗热木星的艺术想象图合集。
图片来源：ESA/Hubble, N. Bartmann
虽然从科研的角度来看，每一种系外行星都有其独特的价值。但在这个丰富的系外行星“动物园”中，人类最感兴趣的还是那些温度适宜、表面可以产生液态水，且大小类似于地球的“宜居行星”。
如何发现系外行星？
发现系外行星的难度非常大，因为恒星自身的亮度常常远超其行星的亮度。要想直接看到系外行星，难度相当于在几千千米之外看篝火旁边的萤火虫。
然而，随着科技的发展，人类在1992年首次发现了系外行星。它们是两颗围绕中子星公转的行星，发现者是沃尔兹森（Aleksander Wolszczan，1946-）与弗雷尔（Dale Frail，1961-）。
1995年，人类首次发现围绕主序星公转的系外行星，发现者麦耶（Michel Mayor，1942-）和奎洛兹（Didier Queloz，1966-）获得了2019年的诺贝尔物理学奖。主序星指的是内部只发生氢聚变的恒星，我们的太阳就是一颗主序星。
从1991年到2022年3月间，人类发现的系外行星的累计数目与每年被发现的系外行星的位置（图中小圆圈内）的动图。2022年的数据还在不断被更新，因此当前的总数已经超过图中显示的5005。
图片来源：NASA/JPL
到现在为止，天文学家已经发展出多种发现系外行星的间接或直接的方法，最主要的有以下4种：凌星法、径向速度法、微引力透镜法与直接成像法。用这4种方法发现的系外行星约占总数的97.88%。
发现系外行星的方法
1.凌星法
凌星法的原理和水星或金星凌日现象类似。我们知道，水星或金星凌日是因为它们在某段时间内与太阳、地球成一线，从而挡住了太阳的少部分光。如果系外行星挡住母恒星发出的一部分光，就会产生“凌星”现象。对于这样的系统，由于行星周期性地围绕母恒星公转，母恒星的亮度会周期性地降低、恢复、再降低、再恢复，循环往复。
韦布测出的WASP-96的光变曲线。根据其亮度的周期性降低，可以推断出有一颗行星围绕着它运转并遮挡了它的部分光，这颗系外行星就是WASP-96b。
图片来源：NASA, ESA, CSA, STScI
凌星导致的恒星亮度的降低比例非常小，因此对仪器的测量精度有非常高的要求。使用这种方法发现系外行星的代表是“开普勒太空望远镜”（Kepler space telescope，以下简称“开普勒”）与其继任者“凌星系外行星巡天卫星”（Transiting Exoplanets Survey Satellite，TESS）。它们都具有非常广的视野，可以同时监测海量恒星的亮度变化，从而高效率地筛选出亮度发生周期性变化的恒星。天文学家根据数据来判断这样的变化是否由系外行星的凌星引起。
开普勒太空望远镜的艺术想象图。
图片来源：NASA
凌星法的优点是具有可重复性，因此可以被反复检验。至今为止，天文学家用凌星法发现了至少3925颗系外行星，约占总数的71.74%。这些被凌星法确认的系外行星中，从“开普勒”探测到的数据中确认出来的有2700多颗。
凌星法还衍生出凌星计时法。它的原理是：行星凌星的周期固定而精确。如果某颗恒星被凌星的周期不精确，就可能是另外一颗行星干扰了它的轨道，据此可以判断出后者的存在。用这个方法，天文学家发现了23颗系外行星。
2.径向速度法
径向速度法根据恒星的光谱的变化来确定恒星的运动速度，从而判断出这颗恒星是否拥有系外行星。科学家用仪器将物体（包括恒星）发出的光分解成精细的彩虹带，这就是光谱。
径向速度法的原理是：当恒星朝着地球运动时，它发出的光的波长会变短（蓝移）；当恒星远离地球运动时，它发出的光的波长会变长（红移）。
如果恒星具有一颗系外行星，它就会被行星的引力拽动，与后者绕着共同的“质心”公转（如下图左），时而远离我们，时而靠近我们，它的速度会出现周期性变化（如下图右上），从而导致其光谱时而红移，时而蓝移（如下图右下），循环往复。
图中浅绿色×就是恒星与行星构成的系统的质心。右上为恒星速度的变化，右下为恒星光谱的交替性的红移与蓝移。
图片来源：homepage.divms.uiowa.edu
根据这个原理，天文学家测量出光谱红移与蓝移的程度，计算出恒星的运动速度，从而计算出行星的质量。由于恒星一般并不直接朝着地球的方向运动，其速度可以被分解为两个方向的分量：朝向地球的速度（“径向速度”）与垂直于径向速度方向的速度。
只有径向速度是可以测量的（这也是径向速度法这个名称的由来），且测量值总是小于真实的速度，所以根据这个方法计算出来的系外行星的质量只是一个下限值。
使用径向速度法探测系外行星的代表仪器之一是“高精度径向速度行星搜索器”（High Accuracy Radial velocity Planet Searcher，HARPS），它被安装在欧洲南方天文台（ESO）的口径为3.6米的望远镜上面（望远镜的口径指的是其采光镜面的直径）。
ESO的口径为3.6米的望远镜（上）与HARPS的内部结构的一部分（下）。图片来源：S. Brunier/ESO（上）；https://www.eso.org/public/teles-instr/lasilla/36/harps/（下）
至今为止，天文学家用径向速度法发现了1005颗系外行星，约占总数的18.37%。特别值得一提的是，天文学家使用这个方法，于2016年确认离太阳系最近恒星——比邻星，拥有系外行星，即“比邻星b”（Proxima b），它的质量下限略大于我们的地球。
围绕比邻星公转的行星“比邻星b”（Proxima b）的艺术想象图（右），以及它与地球的大小比较。“比邻星b”的质量仅略大于地球，它存在的证据于2013年被提出，并于2016年被确认。
图片来源：PHL @ UPR Arecibo, NASA EPIC Team
3.微引力透镜法
根据广义相对论，有质量的物体会弯曲周围的时空，光经过它们附近时，将走曲线。如果光源与地球之间存在一个质量较大的天体，且三者几乎成一直线，那么后者就会像透镜一样放大光源的亮度（弱引力透镜），甚至产生双重像或多重像（强引力透镜）。充当透镜的天体就是引力透镜。
作为弱引力透镜的天体在漂移的过程中，背景天体的亮度的放大比例会先变大、后变小，最接近三点一线或三点一线时，放大的比例最高。因此，漂移的弱引力透镜会使背景光源的亮度发生变化，使其亮度先变亮、再变暗。
微引力透镜法示意图。图中的Source star是作为光源的背景恒星，Lens star为充当透镜的恒星，Planet为充当微引力透镜的行星，Observer为观测者。
图片来源：NASA
漂移的恒星可以成为这样的弱引力透镜。如果恒星还带着一个行星，在恒星漂移的过程中，行星也对引力透镜效应做出额外贡献，导致本来光滑变化的光变曲线突然增加了一个非常窄的尖峰，这就是行星的微引力透镜效应。这样的尖峰是系外行星可能存在的信号。
至今为止，天文学家用微引力透镜法发现了212颗系外行星，占总数的3.87%。微引力透镜法的缺点是无法重复，因为恒星飘走后就不再回头，但它的优点是信号清晰。
使用微引力透镜法寻找系外行星的代表仪器是“光学引力透镜实验”（OGLE）与“韩国微引力透镜望远镜网”（KMTNet）。前者先是由一台口径为1米的望远镜执行，然后由一台口径为1.3米的望远镜执行；后者由3台口径为1.6米的望远镜执行。
位于智利Las Campanas天文台的口径为1.3米望远镜的圆顶，它被用来执行OGLE任务。图源：Krzysztof Ulaczyk
4.直接成像法
凌星法、径向速度法与微引力透镜法都是间接确定系外行星的方法。它们并不是百分百准确，有时候会有假信号。为了排除假信号，对于一部分系外行星的候选体，天文学家会尽量同时用其他方法交叉检验。
然而，即使人们用以上3种方法完全确认了系外行星的存在并推断出它们的一些基本性质，也依然无法看到这些系外行星。直接成像法可以弥补“无法看到系外行星”的遗憾。
如果母恒星的亮度与行星的亮度的比值不是非常大，且二者距离足够远，天文学家可以直接把两者都拍摄进去，如低亮度的褐矮星2M1207与围绕它运转的行星2M1207b。
VLT-1（“Antu”，意为“太阳”）于2004年拍摄的褐矮星2M1207与其行星2M1207b的近红外伪色图像，它们分别被显示为蓝白色与红色。2M1207是一颗低亮度的、质量仅为木星质量25倍的褐矮星，而2M1207b的质量是木星的3~10倍，恒星的光并不占据压倒性的优势，因此可以直接被同时拍摄到。
图片来源：ESO
然而，由于选择效应，人类更容易看到明亮的恒星，它们的亮度大大高于绕着它们转的行星。因此，天文学家必须用一种名为“星冕仪”的设备挡住恒星发出的光，从而拍摄到恒星附近行星的图像。
星冕仪的技术源自日冕仪，后者用来遮挡太阳表面发出的光，从而可以让天文学家观测日冕。日冕是太阳外层的大气，因为其形状像帽子（“冕”）而得名。虽然日冕仪与星冕仪的设计目标不同，但它们本质上都是遮蔽恒星的光，让天文学家可以拍摄到恒星周围的物质或物体。
韦布上面的NIRCam和MIRI都安装了星冕仪，因此都可以遮挡恒星发出的强光，从而直接拍摄旁边的行星。但韦布并不是第一个配备星冕仪的望远镜。
此前地面上的一些望远镜已经或曾经配备星冕仪，并用直接成像法拍摄系外行星，如口径为5.08米的海耳（Hale）望远镜、口径为10米的凯克（Keck）望远镜、口径为8.2米的甚大望远镜（VLT），口径为8.4米的大双筒望远镜（LBT），等等。它们都是此前使用直接成像法的望远镜的代表。在韦布拍摄了这批照片后，它也成为此类望远镜的代表之一。
4台VLT的合影。它们中有两台安装了可以直接拍摄系外行星的装置。
图片来源：Iztok Boncina/ESO
这次韦布拍摄的系外行星HIP 65426 b就是VLT-3（“Melipal”，意为“南十字”）上面的“光谱偏振高对比度系外行星研究”（Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research，SPHERE）项目的设备于2017年7月6日发现的（如下图），它也是SPHERE项目发现的第一颗系外行星。
VLT-3（“Melipal”，“南十字”）拍摄的HIP 65426 b的图像。图中白色十字为母恒星所在的位置，它发出的光已经被星冕仪遮挡；红色天体为HIP 65426 b的短波近红外伪色图像，白色圈的半径等于太阳系内的海王星的轨道半径。
图片来源：ESO
至今为止，天文学家用直接成像法发现了213颗系外行星，占总数的3.89%。