1988年，Campbell、Walker 与 Yang 在《天体物理学报》发表了一项持续六年的监测结果：用加拿大-法国-夏威夷望远镜配合氢氟酸气体吸收池，他们对 21 颗类太阳恒星做了高精度多普勒测量，并宣布 γ Cephei 周围存在一颗约 1.6 木星质量的伴星。1992 年，同一团队在重新分析后撤回了这一结论。直到 2003 年，Hatfield 等人用新的观测才确认那颗行星确实存在。这段插曲值得重提，因为它预先演示了视向速度法此后二十多年的全部困境：谱线位移能被测到，但位移的成因未必是行星。
本文的论点是：视向速度法给出的从来不是行星质量，而是恒星视线速度的一个投影；它的瓶颈不在光谱仪精度，而在于我们能否把 1 m/s 量级的行星信号与同等量级的恒星活动信号分开。这个分离问题至今没有普遍解。
55 m/s 与 9 cm/s 之间
视向速度法的测量对象是恒星的谱线位移：行星牵引恒星绕共同质心转动，恒星朝向或背离观测者的速度分量转化为多普勒频移。1995 年 Mayor 与 Queloz 宣布的 51 Pegasi b，半振幅约 56 m/s、周期 4.23 天——这是第一条系外行星光谱证据（直接观测），但由它推出的“0.47 木星质量”只是 m sin i，即质量下限（间接推断），倾角 i 无从得知。作为参照，木星对太阳造成的半振幅是 12.5 m/s，地球只有 0.09 m/s。
- 51 Peg b：K≈56 m/s，P=4.23 天，m sin i≈0.47 M_J
- 木星—太阳：12.5 m/s；地球—太阳：0.09 m/s
- HARPS 长期精度约 1 m/s；ESPRESSO 设计指标约 0.1 m/s（Pepe 等，2021）
- 类太阳恒星的振荡、米粒组织与黑子活动：典型 1–3 m/s，随活动周变化
后两项数字并置，就构成了所谓“1 m/s 墙”：仪器精度已进入恒星自身噪声的量级。近红外波段能压低黑子对比度，高斯过程可对活动做时间相关建模，但这些都是模型，不是测量。
一个没有结论的争议：半人马座 α 星 Bb
2012 年，Dumusque 等人在《自然》报告了一个半振幅仅 0.51 m/s、周期 3.24 天的信号，对应 m sin i≈1.1 地球质量，是当时最接近“地球质量”的候选。该结论的证据等级是间接推断。2015 年，Rajpaul 等人用高斯过程重新建模，指出该信号可完全由采样窗口与约 38 天的恒星自转周期混叠产生，不需要行星。双方分歧不在数据本身，而在对恒星噪声的先验假设：若假定活动信号平滑可建模，行星就存在；若假定它更复杂，行星就消失。这类分歧在近地质量候选体上反复出现，且无法靠增加同一类数据解决。
它今天的位置，与卡住的地方
视向速度法今天的主要角色已不是发现，而是称重与验证：凌星给出半径，视向速度给出质量下限，两者合起来才有密度，才谈得上判断“岩石”还是“气壳”。这一步可证伪，因此可靠。真正卡住的是类太阳恒星周围的类地行星：需要约 9 cm/s，比恒星噪声低一个量级。在出现能把恒星信号与行星信号在物理上而非统计上分开的观测手段（例如对太阳的逐面成像标定）之前，这个门槛不会仅因仪器更好而被跨过。
因此，每次看到“视向速度法发现 X 地球质量行星”，值得追问的是：这 1 m/s 里，有多少来自行星，有多少来自那颗恒星自己。科学的确知边界，往往就取决于这个问题的答案。
参考文献
- Campbell, Walker & Yang, 1988, ApJ 331, 902
- Mayor & Queloz, 1995, Nature 378, 355
- Dumusque et al., 2012, Nature 491, 207
- Rajpaul, Aigrain & Roberts, 2015, MNRAS 456, 1233
- Pepe et al., 2021, A&A 645, A96