在距離地球2600多光年的天鵝座方位，有一顆非常非常奇特的行星，它的密度很低，就像一個巨大的宇宙棉花糖：開普勒-51d。

它的半徑約為地球的9.32倍，這和土星大小相當，體積能裝下約810個地球，質量卻只有地球的5.6倍，算下來密度僅0.038±0.009克每立方厘米，密度還不到普通棉花糖的三分之一，是人類目前已知密度最低的系外行星之一。

最近，賓夕法尼亞州立大學牽頭的國際團隊，利用詹姆斯韋伯太空望遠鏡給這顆棉花糖行星做了一次大氣CT掃描，結果卻發現：它的表面有一層厚到離譜的霧霾，這層霧霾就連韋伯望遠鏡的紅外探測都無法穿透。

這項研究于2026年3月16日正式發表在《天文學雜志》上。

像開普勒-51d這樣的行星，天文學家稱之為超級蓬松行星，定義是質量不到地球30倍，密度低于0.3克每立方厘米的極端天體，和我們熟悉的氣態巨行星完全不是一回事。

木星、土星的低密度，是幾十倍地球質量的重元素核心的強引力，吸引住了海量的氫氦氣體，還有一類熱木行星，則是離恒星太近，大氣被恒星熱量烤得膨脹。

但開普勒-51d的低密度成因卻完全不同，它的平均溫度僅350K（約77℃），根本沒有被恒星加熱大幅膨脹的條件，同時計算也排除了潮汐加熱的可能。

更離譜的是，按照經典核心吸積理論，要積攢這么厚的氫氦大氣層，至少需要8-10倍地球質量的致密核心，可它的總質量才5.6倍地球，行星結構模型顯示其固態核心僅約3.9倍地球質量，氫氦包層占比超過了行星總質量的30%，這就像用一個小鉛球拽住了一整個體育場大的氣球，完全超出了現有理論的解釋范圍。

而它的主恒星開普勒-51身邊，并不止這一顆棉花糖行星，而是整整三顆！

另外兩顆是開普勒-51b、51c，同樣是個頭接近土星、質量不到地球10倍的超級蓬松行星。

所以整個系統就像一個專屬的蓬松行星加工廠，開普勒-51d是這其中最冷、最蓬松、最極端的一個。

要搞懂這些行星到底是怎么來的，最直接的辦法就是分析它們的大氣成分。

而分析遙遠的行星大氣則是通過凌日透射光譜。

當行星從恒星前方經過，擋住一部分星光時，恒星的光會先穿過行星的大氣層，再抵達望遠鏡。

行星大氣里的不同分子，就會吸收特定波長的光，從而留下暗色的吸收線，比如水會吸收1.4微米的紅外光，甲烷會吸收3.3微米的光，通過這些暗色的吸收線，我們就可推測行星的大氣成分。

早在2020年的時候，研究團隊就用哈勃太空望遠鏡觀測過開普勒-51d，結果只得到了一條平得像直線的光譜，完全看不到任何分子特征。

當時團隊猜測，要么是大氣里重元素含量太高（超過太陽的300倍），大氣標高太小把分子特征給抹平了，要么就是高層大氣有一層厚厚的霧霾，把下方的大氣全擋住了。

基于這顆行星的極低密度，團隊更傾向于霧霾假說。

而這次團隊用韋伯的近紅外光譜儀，把觀測范圍從哈勃的1.1-1.7微米，一下子拓寬到了0.6-5.3微米，相當于把原來的手電筒換成了全景相機。

本以為這樣的升級就能看清霧霾下方的細節，但結果卻看到了更反常的現象：光譜不是平的，而是一條明顯向下的斜線，波長越紅，行星的凌日深度越淺，換句話說，這顆行星在紅光里看起來更小，在藍光里看起來更大，前后測得的行星半徑差了約0.75個地球半徑。

這個反常的斜線剛好坐實了超級霧霾的存在。

團隊用ExoTR和PLATON兩套獨立的大氣檢索模型，結合微物理正向模擬，最終還原了真相。

開普勒-51d的高層大氣里裹著一層橫跨2個數量級氣壓的超級霧霾，從1微巴一直延伸到100微巴的高度。

地球海平面的標準大氣壓約為100萬微巴，這層霧霾所在的氣壓環境相當于地球平流層頂部到中間層的稀薄程度。

霧霾里的顆粒是亞微米級的，這和土衛六泰坦上的霧霾顆粒尺寸相近，但它的規模大到離譜，這層霧霾對應的大氣厚度接近地球半徑，是人類目前在系外行星上發現的最厚的霧霾層之一，也讓開普勒-51d成為目前已知最冷的、以霧霾為主導的系外行星大氣。

正是這些微小顆粒對短波藍光的散射作用更強，讓行星在藍光里看起來更大，而波長更長的紅光能穿透得更深，能看到更深層、半徑更小的行星本體，最終形成了我們觀測到的斜線光譜。

團隊也逐一排查了其他可能性。

比如有人猜測，行星可能帶著一個傾斜的環，讓我們誤以為它的個頭很大。

但厚的不透明環會產生平坦的光譜，這和觀測到的斜線完全不符，就算是薄的、帶亞微米級顆粒的環，雖然能擬合出類似的光譜斜率，但計算顯示這種環的壽命僅約10萬年，而這個系統已經有5億年歷史，除非它剛好在最近發生了一次極端碰撞撞出了環，但這種概率極低。

同時，團隊也排除了恒星活動的干擾：雖然這顆年輕恒星存在星斑，但這些星斑比太陽黑子的本影區熱1000K以上，無論哪種星斑溫度和覆蓋比例，都無法解釋光譜從0.6到5.3微米的連續斜率，恒星活動對光譜的影響可以忽略不計。

確定了這層霧霾，而霧霾也給天文學家帶來了一個巨大的難題。

我們本來想通過光譜讀取大氣的分子信息，結果霧霾卻把所有分子特征都徹底蓋住了，整個光譜里，只有一個2.2σ的甲烷疑似信號，遠達不到天文學上3σ的顯著檢測標準，更無法確認其存在。

沒有清晰的分子吸收特征，我們就沒法精準測量大氣的金屬豐度，沒法確定碳氧比，也就無從反推這顆行星到底是在哪里形成的、怎么在小質量核心的條件下攢住這么厚的氫氦大氣層。

更麻煩的是，此前的研究還發現，這顆行星的自轉速度慢得離譜，自轉周期超過33小時，按常理，它快速吸積了這么多氫氦氣體，應該會獲得大量角動量，自轉速度接近解體速度才對，可它卻轉得這么慢，而它和恒星的距離又遠到潮汐制動幾乎不起作用。

所以到底是什么機制給它踩了剎車？

這些核心問題，現在都被這層霧霾嚴嚴實實地蓋住了。

目前，團隊正在等待韋伯對開普勒-51系統另外兩顆蓬松行星的觀測結果，看看它們是不是也裹著同樣厚的霧霾。

如果整個系統的行星都有類似特征，就能說明這種超級霧霾是這類蓬松行星的標配，也能給我們的行星形成理論提供關鍵線索。

在系外行星天文學剛起步的時候，我們以為太陽系的行星形成規律就是全宇宙的通用規則。

可隨著熱木星、超級地球、超級蓬松行星這些宇宙怪胎一個個的發現，我們才意識到，我們對行星形成的了解可能連冰山一角都不到。