Beta Pictoris 系统的插图（左图；右图）；系统的尺寸 (r.)。 （GRAVITY Collaboration/Axel M. Quetz，MPIA 图形部门）
迄今为止，我们已经确认的大多数系外行星实际上从未被直接观测到过。我们通过间接方式确认它们的存在，例如它们对宿主恒星的影响。但现在，天文学家揭示了一颗间接发现的系外行星的图像。
这不仅仅是令人印象深刻的技能和技术壮举。多种方法的结合为我们提供了测量系外行星的绝佳工具包。天文学家首次测量了系外行星的亮度和质量，这为我们对行星如何形成提供了新的探索。
这颗系外行星是绘架座β c (β Pic c)，是一颗围绕恒星运行的气态巨行星——你猜对了——绘架座β，距我们仅 63 光年。它是一颗非常年轻、非常明亮的恒星，大约有 2300 万年的历史；因此，它仍然被包围很多尘土飞扬的碎片，以及它的系外行星——迄今为止我们已经确认了两颗——还只是婴儿，大约有 1850 万年的历史。
β Pic c 是这些行星中的第二颗，它是使用径向速度法发现的。你看，当行星绕着恒星旋转时，恒星并不是静止不动的；而是静止不动的。两个物体相互施加引力，并且轨道围绕相互重心。
因此，如果你观察一颗恒星，你会发现它在适当的位置稍微摆动——当它远离时，它的光会延长到更红的波长，或者说红移，当它靠近时，它的光会缩短到更蓝的波长，或者说蓝移，那么通常意味着它被系外行星牵引。系外行星越大，它对恒星施加的引力就越大。
Beta Pictoris b (β Pic b)，质量高达 13 倍的气态巨行星，于 2008 年通过直接成像发现。因此，预计恒星会摇摆。
但是，在研究过去 16 年的观测数据时，法国格勒诺布尔天文台的天文学家 Anne-Marie Lagrange 及其同事注意到的摆动与 β Pic b 不一致。相反，它似乎是第二颗之前未被发现的系外行星。
进入 ExoGRAVITY 协作项目，该项目使用重力仪在甚大望远镜干涉仪上直接成像系外行星。 ExoGRAVITY 团队认为 β Pic c 将成为直接成像的绝佳候选者。
他们一直在寻找一颗拥有一组良好径向速度数据的系外行星，并且由于 β Pic c 的兄弟姐妹已经被直接成像，这似乎是一个不错的选择。
用我们目前的技术可以直接成像的系外行星很少。它们需要距离恒星足够远；否则它们就会消失在强光中。我们最可靠的系外行星探测方法在非常接近的恒星上效果最好。如果系外行星非常年轻，这会很有帮助，因为这样的行星仍然足够温暖，可以发出热辐射。
事实证明，β Pic c 是完美的。这些年的摆动数据提供了系外行星运动的良好轮廓。由英国剑桥大学天文学家马蒂亚斯·诺瓦克领导的 ExoGRAVITY 团队能够锁定该位置并获得直接图像。这项工作现在已经产生了我们以前从未有过的系外行星数据集。
径向速度数据用于计算系外行星的质量和轨道；它的质量约为木星的 8.2 倍，绕恒星运行的质量为 2.7 倍天文单位，轨道周期为3.4年。到目前为止，一切都很正常。
但直接图像揭示了一个惊喜——β Pic c 的亮度出人意料地暗淡，比它的兄弟行星暗六倍，尽管这两颗系外行星的大小相似，这表明它的温度要低得多。 β Pic c 的亮度表明其温度约为 1,250 开尔文，相比之下β Pic b 为 1,724 开尔文。
这可能是了解系外行星如何形成的线索：在模型中，幼年系外行星的温度与其形成方法有关。
在盘不稳定形成模型中，围绕新生恒星旋转的部分由尘埃和气体组成的原行星盘直接塌缩成气态巨行星。在这个模型中，系外行星没有实心核心，并且形成时更热、更亮。
在核心吸积模型中，原行星盘中的岩石碎片首先通过静电力，然后通过重力粘在一起，形成越来越大的物体，从下往上构建行星。由此产生的系外行星具有坚固的核心，并且形成较冷且较暗的状态。
由于 β Pic c 比预期更小、更暗，而且盘不稳定模型要求系外行星形成时距离其主恒星的距离比现在的 β Pic c 更远，因此该团队认为这颗系外行星是通过核心吸积形成的。
这是一个令人着迷的结果，但仍有工作要做。我们没有对 β Pic b 的可靠质量估计 - 它可能是木星质量的 9 到 13 倍之间。它绕恒星运行的距离比 β Pic c 更远，这意味着我们没有足够的摆动数据来推断其质量。在我们缩小范围之前，很难判断它是如何形成的。
β Pic c 上还有更多工作要做。下一步将是获取系外行星发出的光的详细光谱。由此，科学家可以计算出行星的大气成分——这是寻找银河系其他地方生命迹象的关键技术。
