认出行星大气中的水，需要几个谱带一起作答

行星在不同颜色里，影子会有一点不同

想象一颗行星从恒星面前经过。不透明的天体挡住一片光，边缘却还留着一圈经过气体的星光。气体若很容易吸收某个波长，那个波长就少透过一些，行星也显得稍大一些。

望远镜收集的是恒星和行星混在一起的光，没有把这个大气环单独拍成照片。行星经过恒星前方叫凌星；比较凌星前后亮度，就能知道它挡住多少光。在许多波长上重复这件事，便得到透射光谱。

这种图常把“挡住多少光”画在纵轴上。吸收越强，越多星光消失，曲线反而越高。

水分子能以许多方式转动、振动，不同变化吸收不同能量的光子。分辨率不够高时，许多细吸收线挤在一起，便形成较宽的吸收谱带。可以把谱带看成同一种分子留下的一组特征。

2022年7月26日开始，JWST对WASP-39 b连续观测了8.2小时。NIRISS覆盖一大片近红外波段。后来发表的光谱中，约0.9、1.15、1.4和1.8微米附近的水吸收带一起出现；不同团队独立处理同一批观测，也找到了相近的整体形状。

一组特征比一个凸起难以凑巧解释。认定某种分子后，还要检查它本该出现的其他谱带：位置是否对，强弱是否相称。若只解释了一个高点，却在另一处预测出观测里没有的强峰，光谱的其余部分就指出了问题。

擦过大气边缘的光线，会在稀薄气体里走很长一段。气体即使不浓，累积起来也能吸走明显的光。温暖气体还会伸向更高处，因为热运动能把气压撑在更大的竖直范围里。

把不透明云层抬高，最先消失的是较低的掠射路径。原本较透明的波长开始看见云顶，强吸收谱带却可能早在更高处就吸走了光。于是低处的曲线被垫高，峰与谷之间的差距缩小。

水仍然在，谱带却可以变平。要从强弱倒推含量，还得知道光线原本有多长、气体有多热，以及参考半径放在哪里。

这些差别很细。表观半径增加千分之一，遮挡面积大约增加千分之二。若原本挡住恒星百分之二的光，新增差别只相当于恒星总亮度的百万分之四十。

行星遮住的只是一条恒星表面区域，比较基准却来自整颗可见恒星。如果未被遮住的地方有冷区，整颗恒星的光谱便不同于行星面前那块正常光球。

冷区在某些波长发光较少。用较暗的全星亮度作分母，同样一片被挡住的光就显得占比更大。若冷区自身还带有分子吸收，恒星表面的结构也能混进凌星光谱。这叫凌星光源效应。

影响大小取决于恒星类型、温差与冷区面积。Rackham等人研究发现，通常活跃程度的F、G、K型恒星，分子带污染一般较弱；更冷或异常活跃的恒星则需要格外检查。判断真实水吸收时，恒星的具体情况也要进入解释。

先看各个特征出现在哪些波长，再比较强带、弱带和中间较透明的窗口。云顶升高，是否能压低某些谱带的对比，同时让其他谱带留下？换一套恒星表面，又会怎样改变这整段光谱？

WASP-39 b的原论文比较了多种大气模型，云处理和化学成分都比单一水吸收加灰云丰富。沿一条光路算出表观半径，能讲清基本机制；解释真实行星，还需要逐项检查省略的吸收来源与采用的恒星参数。

几个谱带一起出现，让遥远气体逐渐有了可辨认的样子。谱带对比怎样变化，又让我们继续追问：气体延伸到哪里，云在哪一层打断视线，恒星怎样改变了到达望远镜的光。