太陽(yáng)系外行星(簡(jiǎn)稱(chēng)系外行星;英語(yǔ)：extrasolar planet或exoplanet)泛指在太陽(yáng)系以外的行星。自1990年代首次證實(shí)系外行星存在，截至2006年10月3日，人類(lèi)已發(fā)現(xiàn)了210個(gè)系外行星。歷史上天文學(xué)家一般相信在太陽(yáng)系以外存在著其它行星，然而它們的普遍程度和性質(zhì)則是一個(gè)謎。直至1990年代人類(lèi)才首次確認(rèn)系外行星的存在，而自2002年起每年都有超過(guò)20個(gè)新發(fā)現(xiàn)的系外行星?，F(xiàn)時(shí)估計(jì)不少于10%類(lèi)似太陽(yáng)的恒星都有其行星 。隨著系外行星的發(fā)現(xiàn)便令人引伸到它們當(dāng)中是否存在外星生命的問(wèn)題。雖然已知的系外行星均附屬不同的行星系統(tǒng)，但亦有一些報(bào)告顯示可能存在一些不圍繞任何星體公轉(zhuǎn)，卻具有行星質(zhì)量的物體(行星質(zhì)量體)。因?yàn)閲?guó)際天文聯(lián)會(huì)并未對(duì)這類(lèi)天體是否屬于行星有所定義，而至今亦未證實(shí)這類(lèi)天體存在，所以本文不會(huì)論及這類(lèi)天體。有關(guān)內(nèi)容可參閱星際行星。

 一、偵測(cè)歷史

早在十九世紀(jì)便有天文學(xué)家聲稱(chēng)發(fā)現(xiàn)系外行星。1855年，在東印度公司馬德拉斯天文臺(tái)(Madras Observatory)工作的雅各(W. S. Jacob)發(fā)現(xiàn)蛇夫座70雙星系統(tǒng)軌道異常，懷疑當(dāng)中有類(lèi)似行星的物體;1890年代，芝加哥大學(xué)及美國(guó)海軍天文臺(tái)(United States Naval Observatory)的湯瑪斯·杰佛遜·杰克遜·希(Thomas Jefferson Jackson See)聲稱(chēng)軌道異常證明該系統(tǒng)當(dāng)中有一個(gè)公轉(zhuǎn)周期為36年的黑暗物體，但福雷斯特· 雷·莫爾頓(Forest Ray Moulton)隨即指出這樣的系統(tǒng)極不穩(wěn)定。在1950至1960年代，斯沃斯莫爾學(xué)院的彼德·范德(Peter van de Kamp)聲稱(chēng)發(fā)現(xiàn)了繞著巴納德星公轉(zhuǎn)的行星。后來(lái)的天文學(xué)家普遍認(rèn)為這些早期觀測(cè)都是錯(cuò)誤的。加拿大天文學(xué)家布魯斯·坎貝爾(Bruce Campbell)等人在1988年的結(jié)果是首次獲得隨后觀測(cè)確認(rèn)的發(fā)現(xiàn)，他們利用視向速度法發(fā)現(xiàn)圍繞仙王座 γ(少衛(wèi)增八)的行星;然而因?yàn)楫?dāng)年技術(shù)條件所限，包括發(fā)現(xiàn)者本身的天文學(xué)界都對(duì)結(jié)果有所保留。也有人懷疑這些其實(shí)是質(zhì)量介乎于行星和恒星之間的棕矮星。隨后不少觀測(cè)支持仙王座γ擁有行星，但亦有研究顯示相反的證據(jù)。最終到了2003年運(yùn)用改進(jìn)了的觀測(cè)技術(shù)方能證實(shí)。1991年，安德魯·林恩(Andrew Lyne)等人聲稱(chēng)運(yùn)用脈沖星計(jì)時(shí)法發(fā)現(xiàn)了一個(gè)圍繞PSR 1829-10的脈沖星行星。雖然結(jié)果受到注目，但林恩及其研究隊(duì)伍很快便撤回結(jié)果。1993年，波蘭天文學(xué)家阿萊克桑德·沃爾茲森(Aleksander Wolszczan)及戴爾·弗雷(Dale Frail)宣布發(fā)現(xiàn)一個(gè)圍繞PSR 1257+12的脈沖星行星。這項(xiàng)發(fā)現(xiàn)迅速被確認(rèn)，普遍認(rèn)為這是首次對(duì)系外行星的確認(rèn)。這些系外行星相信是由超新星的殘余物所構(gòu)成，或是巨型氣體行星的固體核心被超新星拋出所形成。1995年10月6日，日內(nèi)瓦大學(xué)(University of Geneva)的米歇爾·麥耶(Michel Mayor)及戴狄爾·魁若茲(Didier Queloz)宣布首次發(fā)現(xiàn)一顆普通主序星(飛馬座51)的行星，這發(fā)現(xiàn)開(kāi)展了當(dāng)代的系外行星發(fā)現(xiàn)。先進(jìn)的科技，特別是高解像度的光譜學(xué)，大大加速了新系外行星的發(fā)現(xiàn)。這些新發(fā)展讓天文學(xué)家可以憑行星對(duì)母星的重力影響間接偵測(cè)到系外行星的存在，亦有行星因?yàn)榻?jīng)過(guò)母星前面導(dǎo)致母星光度減弱而被發(fā)現(xiàn)。截至2006年10月2日，人類(lèi)一共發(fā)現(xiàn)了210個(gè)系外行星，包括一些在1980年代后期已被發(fā)現(xiàn)，卻在后期才被證實(shí)的，當(dāng)中很多都是由杰弗里·馬西(Geoffrey Marcy)的隊(duì)伍在加利福尼亞大學(xué)的利克天文臺(tái)(Lick Observatory)和凱克天文臺(tái)(Keck Observatory)發(fā)現(xiàn)?，F(xiàn)已發(fā)現(xiàn)了二十個(gè)擁有超過(guò)一個(gè)行星的星系，最早發(fā)現(xiàn)的一個(gè)為仙女座υ行星系統(tǒng);另外亦有四個(gè)行星圍繞兩個(gè)脈沖星的情況。經(jīng)紅外線觀測(cè)恒星盤(pán)亦顯示在一些行星系統(tǒng)中也存在著數(shù)以百萬(wàn)計(jì)的彗星。

二、現(xiàn)時(shí)的偵測(cè)方法

相比于母星，行星一般都是極為暗淡的，故此母星的光芒往往會(huì)掩蓋了系外行星的影象，故此天文學(xué)家一般都以間接方法尋找系外行星，現(xiàn)時(shí)有六種成功的間接方法。

1、天體測(cè)量法

天體測(cè)量法是搜尋系外行星最早期的方法。這個(gè)方法是精確地測(cè)量恒星在天空的位置及觀察那個(gè)位置如何隨著時(shí)間變動(dòng)。如果恒星有一顆行星，則行星的重力將令恒星在一條微小的圓形軌道上移動(dòng)。這樣一來(lái)，恒星和行星圍繞著它們共同的質(zhì)心旋轉(zhuǎn)(二體問(wèn)題)。由于恒星的質(zhì)量比行星大得多，它的運(yùn)行軌道比行星小得多。在1950年代至1960年代，曾有超過(guò)十個(gè)聲稱(chēng)用天體測(cè)量法找到的系外行星，現(xiàn)時(shí)一般都認(rèn)為是錯(cuò)誤發(fā)現(xiàn)，因?yàn)榧词棺罴训牡孛嫱h(yuǎn)鏡也難以準(zhǔn)確分辨恒星極微小的移動(dòng)。到了2002年，哈伯太空望遠(yuǎn)鏡才首次成功以天體測(cè)量法發(fā)現(xiàn)Gliese 876的行星。未來(lái)的太空天文臺(tái)，例如美國(guó)國(guó)家航空航天局的太空干涉任務(wù)(Space Interferometry Mission)，可能會(huì)運(yùn)用天體測(cè)量法發(fā)現(xiàn)更多系外行星;但目前為止這方法仍未普遍成功。天體測(cè)量法的一項(xiàng)優(yōu)勢(shì)是對(duì)大軌道的行星最為敏感，因此能和其它對(duì)小軌道行星敏感的方法互補(bǔ)不足。然而這方法需要數(shù)年以至數(shù)十年的觀測(cè)方能確認(rèn)結(jié)果。

2、視向速度法

和天體測(cè)量法相似，視向速度法同樣利用了恒星在行星重力作用下在一條微小圓形軌道上移動(dòng)這個(gè)事實(shí)，但是目標(biāo)是測(cè)量恒星向著地球或離開(kāi)地球的運(yùn)動(dòng)速度。根據(jù)多普勒效應(yīng)，恒星的視向速度可以從恒星光譜線的移動(dòng)推導(dǎo)出來(lái)。因?yàn)楹阈菄@質(zhì)心的軌道很微小，其運(yùn)動(dòng)速度相對(duì)于行星也是非常低的，然而現(xiàn)代的光譜儀可以偵測(cè)到少于1米每秒的速率變動(dòng)。例子有歐洲南天天文臺(tái)(European Southern Observatory)在智利拉息拉天文臺(tái)(La Silla Observatory)的3.6米望遠(yuǎn)鏡的高精度視向速度行星搜索器(HARPS，High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)，以及凱克天文臺(tái)的高分辨率階梯光柵光譜儀(HIRES)。視向速度法是目前為止發(fā)現(xiàn)最多系外行星的方法，亦稱(chēng)作“多普勒方法”或“擺動(dòng)方法”。這方法不受距離影響，但需要高信噪比以達(dá)到高準(zhǔn)確度，因此只適用于160光年以?xún)?nèi)相對(duì)離地球較近的恒星。此方法適合用來(lái)找尋質(zhì)量大而軌道小的行星，大軌道的行星則需要多年觀測(cè)。軌道和地球視向垂直的行星只會(huì)造成恒星很小的視向擺動(dòng)，亦更難發(fā)現(xiàn)。視向速度法的一個(gè)主要缺點(diǎn)是只能估計(jì)行星的最小質(zhì)量，一般而言真正質(zhì)量會(huì)在這個(gè)最小量的20%以?xún)?nèi);但假若軌道接近垂直，最真實(shí)質(zhì)量會(huì)更大。視向速度法可以用作確認(rèn)凌日法的結(jié)果，一同運(yùn)用亦有助估計(jì)行星的真實(shí)質(zhì)量。

3、脈沖星計(jì)時(shí)法

脈沖星是超新星爆炸后留下來(lái)超高密度的中子星。隨著自轉(zhuǎn)，脈沖星發(fā)出極為有規(guī)律的電磁波脈沖，因此脈沖的輕微異常能顯示脈沖星的移動(dòng)。和其它星體一樣，脈沖星亦會(huì)受其行星影響而運(yùn)動(dòng)，故此計(jì)算其脈沖變動(dòng)便可估計(jì)其行星的性質(zhì)。這方法最初并非設(shè)計(jì)來(lái)偵測(cè)系外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以偵測(cè)到質(zhì)量只有地球十分之一的行星。脈沖星計(jì)時(shí)法亦可以偵測(cè)到行星系統(tǒng)內(nèi)相互的重力擾動(dòng)，故此可以得到更多有關(guān)行星及其軌道的資料。然而因?yàn)槊}沖星比較罕有，所以亦難以用這方法發(fā)現(xiàn)大量行星;而且因?yàn)槊}沖星附近有極強(qiáng)的高能量輻射，生命似乎難以生存。1992年阿萊克桑德·沃爾茲森(Aleksander Wolszczan)便是利用了這個(gè)方法發(fā)現(xiàn)了PSR 1257+12的行星，而且被迅速確認(rèn)，成為首個(gè)被確認(rèn)的系外行星系統(tǒng)。

4、凌日法

運(yùn)用以上的方法可以估計(jì)系外行星的質(zhì)量，而凌日法則可估計(jì)行星直徑。當(dāng)行星行經(jīng)其母星和地球之間(即凌)，則從地球可視的母星光度便會(huì)輕微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相關(guān)，例如在HD 209458光度便會(huì)下降1.7%。這方法有兩個(gè)主要缺點(diǎn)。首先，只有少數(shù)的情況系外行星會(huì)行經(jīng)地球和母星之間，而且軌道愈大機(jī)率便愈小;另外，這方法亦很容易出現(xiàn)錯(cuò)誤偵測(cè)。故此現(xiàn)時(shí)凌日法的發(fā)現(xiàn)必須經(jīng)其它方法證實(shí)。而凌日法的主要優(yōu)點(diǎn)是配合視向速度法能得知行星的密度，從而估計(jì)行星的物理結(jié)構(gòu)。直至2006年9月一共有9個(gè)系外行星用了這兩個(gè)方法測(cè)量，而它們都是被了解得最深的系外行星。凌日法亦有助了解行星的大氣結(jié)構(gòu)。當(dāng)行星行經(jīng)其母星，母星光線便會(huì)經(jīng)過(guò)行星的最外層大氣。只要仔細(xì)分析母星的光譜，便能得知行星的大氣成份。而把發(fā)生次蝕時(shí)(即行星被其母星掩著)的光譜和次蝕前后的光譜相減，便可直接得到行星的光譜性質(zhì)，從而得知行星的溫度，甚至能偵測(cè)到行星上云的形成。2005年3月，兩組科學(xué)家(哈佛-史密松天文物理中心(Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)的大衛(wèi)·夏邦諾(David Charbonneau)隊(duì)伍和高達(dá)德太空飛行中心(Goddard Space Flight Center)的德瑞克·戴明(L. D. Deming)隊(duì)伍)便利用史匹哲太空望遠(yuǎn)鏡以凌日法得知TrES-1溫度為1,060K(攝氏790°)，而HD 209458 b則為1,130K(攝氏860°)。

5、重力微透鏡法

重力微透鏡是重力透鏡現(xiàn)象的一種，是星體引力場(chǎng)導(dǎo)致遠(yuǎn)處另一星體的光線路徑改變而造成類(lèi)似透鏡的放大效應(yīng)，這現(xiàn)象只會(huì)當(dāng)兩個(gè)星體和地球幾乎成一直線才會(huì)出現(xiàn)。因?yàn)榈厍蚝托求w的相對(duì)位置不斷改變，這種透鏡事件只會(huì)維持?jǐn)?shù)天至數(shù)周。在過(guò)去十年，已觀測(cè)到超過(guò)一千次重力微透鏡現(xiàn)象。假若作為透鏡的星體擁有行星，則行星本身的引力場(chǎng)亦會(huì)對(duì)透鏡現(xiàn)象造成可測(cè)量的影響。因?yàn)樾枰_對(duì)準(zhǔn)，天文學(xué)家需要監(jiān)察大量背境星體方能發(fā)現(xiàn)行星造成的重力微透鏡現(xiàn)象。這方法對(duì)于位處地球和星系中心之間的行星特別有效，因?yàn)樾窍抵行目商峁┐罅勘尘靶求w。1991年，普林斯頓大學(xué)的波蘭天文學(xué)家玻丹·帕琴斯基(Bohdan Paczyński)首先提議利用重力微透鏡法尋找系外行星。直至2002年，帕琴斯基和安杰依·烏戴斯基(Andrzej Udalski)等人在光學(xué)重力透鏡實(shí)驗(yàn)(OGLE，Optical Gravitational Lensing Experiment)發(fā)展出一套技術(shù)，在一個(gè)月內(nèi)發(fā)現(xiàn)了數(shù)個(gè)疑似的行星，但未能證實(shí)。自此以后直至2006年，重力微透鏡法確認(rèn)了四個(gè)系外行星。這是目前唯一可以偵測(cè)到圍繞主序星公轉(zhuǎn)而質(zhì)量和地球相約的行星的方法。重力微透鏡法的顯著缺點(diǎn)是透鏡效果不能重復(fù)觀測(cè)，因?yàn)樾求w的直線排列幾乎不能再重現(xiàn)。另外，因?yàn)檫@樣發(fā)現(xiàn)的系外行星往往在數(shù)千秒差距之遠(yuǎn)，故此亦不可能以其它方法再次觀測(cè)。然而若有足夠的背景星體和測(cè)量的準(zhǔn)確度，這方法有助展示類(lèi)似地球的行星在星系間的普遍性?，F(xiàn)時(shí)的觀測(cè)通常是應(yīng)用機(jī)器人望遠(yuǎn)鏡。除了設(shè)立OGLE的美國(guó)國(guó)家航空航天局和美國(guó)國(guó)家科學(xué)基金會(huì)(National Science Foundation)外，天文物理重力微透鏡觀測(cè)(MOA，Microlensing Observations in Astrophysics)也在改進(jìn)這種技術(shù)。重力透鏡探測(cè)網(wǎng)(PLANET，Probing Lensing Anomalies NETwork)及RoboNet計(jì)劃則有更大雄心，藉著分布全球的望遠(yuǎn)鏡網(wǎng)絡(luò)以求做到幾乎全天候監(jiān)察，以找出和地球質(zhì)量相約的系外行星。這方法成功發(fā)現(xiàn)了首個(gè)低質(zhì)量而大軌道的物體，名為OGLE-2005-BLG-390Lb。

6、恒星盤(pán)法

很多恒星都被塵埃組成的恒星盤(pán)包圍，這些塵埃吸收了恒星的光再放出紅外線，因此可以被觀測(cè)。即使塵埃的總質(zhì)量還不及地球，它們的總表面積仍足反映到可觀測(cè)的紅外線。哈伯太空望遠(yuǎn)鏡可以通過(guò)其近紅外線攝影機(jī)和多物體光譜儀觀測(cè)這些塵埃，而史匹哲太空望遠(yuǎn)鏡可以接收更廣闊的紅外線光譜以得到更佳的影象。在太陽(yáng)系附近的恒星之中，已有超過(guò)15%被發(fā)現(xiàn)有塵埃盤(pán)。

一般相信這些塵埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恒星的輻射壓力下，很快便會(huì)把塵埃推至星際空間。故此偵測(cè)到塵埃盤(pán)便代表恒星附近有不斷的碰撞以補(bǔ)充失散的塵埃，是恒星擁有彗星或小行星的間接證據(jù)。例如鯨魚(yú)座τ附近的塵埃盤(pán)便顯示這恒星擁有比太陽(yáng)系多出十倍以上，類(lèi)似凱伯帶中的物體。

在一些情況下塵埃盤(pán)可以顯示有行星的存在。有些塵埃盤(pán)中間有空洞或形成團(tuán)狀，都可能表示有行星在“清理”其軌道或塵埃受到行星引力影響而結(jié)集。在波江座ε便發(fā)現(xiàn)了有這兩種特質(zhì)的塵埃盤(pán)，意味著當(dāng)中可能有一個(gè)軌道半徑達(dá)40天文單位的行星;通過(guò)視向速度法，亦發(fā)現(xiàn)了另一個(gè)軌道較細(xì)的行星。

7、直接攝影

因?yàn)樾行窍啾扔谄淠感嵌际欠浅０档?，所以一般都?huì)被母星的光掩蓋，故此要直接發(fā)現(xiàn)系外行星幾乎是不可能的。但在一些特殊情況，現(xiàn)代的望遠(yuǎn)鏡亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星體積特別大(明顯地大于木星)，與母星有一段較大距離，以及較為年輕(故此溫度較高而放出強(qiáng)烈的紅外線)。在2004年七月，天文學(xué)家們利用歐洲南天文臺(tái)的甚大望遠(yuǎn)鏡(Very Large Telescope)陣列在智利拍攝到棕矮星2M1207及其行星2M1207b。[24]在2005年12月，2M1207b的行星身份被證實(shí)。估計(jì)這系外行星質(zhì)量比木星高幾倍，而且軌道半徑大于40天文單位。直至2006年9月為止這是唯一被直接拍攝到而且被確認(rèn)的系外行星?，F(xiàn)時(shí)還有另外三個(gè)疑似系外行星被拍攝到，包括GQ Lupi b、AB Pictoris b、及SCR 1845 b。截至2006年3月，當(dāng)中未有任何一個(gè)被證實(shí)為行星;相反地，它們可能是小型的棕矮星。

三、發(fā)展中的偵測(cè)方法

數(shù)項(xiàng)計(jì)劃中的太空任務(wù)已配備一些上述的偵測(cè)方法。在太空進(jìn)行偵測(cè)可以得到更高的敏感度，因?yàn)楸苊饬说厍虼髿鈱訑_動(dòng)影響，以及探測(cè)到不能穿透大氣層的紅外線。預(yù)期這些太空探測(cè)器可以偵測(cè)到和地球類(lèi)似的行星。歐洲航天局的對(duì)流旋轉(zhuǎn)和行星橫越計(jì)劃(COROT，COnvection ROtation and planetary Transits)以及美國(guó)國(guó)家航空航天局的開(kāi)普勒計(jì)劃(Kepler Mission)均會(huì)使用凌日法。COROT可以偵測(cè)到略為大于地球的行星，而開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡更有能力偵測(cè)到比地球更小的行星。預(yù)期開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡亦有能力探測(cè)到小軌道大型行星的反光，但不足以構(gòu)成影像;正如月球的月相一樣，這些反光會(huì)隨時(shí)間而增加或減少，分析這些數(shù)據(jù)甚至可以顯示其大氣內(nèi)的物質(zhì)分布。透過(guò)這方法Kepler可以找到更多未被發(fā)現(xiàn)的系外行星。美國(guó)國(guó)家航空航天局計(jì)劃在2014年發(fā)射的太空干涉任務(wù)將使用天體測(cè)量法在鄰近恒星之中尋找類(lèi)似地球的行星。歐洲航天局的達(dá)爾文計(jì)劃(Darwin)探測(cè)器及美國(guó)國(guó)家航空航天局的類(lèi)地行星發(fā)現(xiàn)者號(hào)(TPF，Terrestrial Planet Finder)則會(huì)嘗試直接拍攝系外行星的照片。最近被提議的新世界成像系統(tǒng)(New Worlds Imager)更有遮光設(shè)備以阻擋恒星的光芒，容許天文學(xué)家直接觀察到暗淡的系外行星。2006年2月2日，美國(guó)國(guó)家航空航天局宣布因?yàn)樨?cái)政理由要無(wú)限期擱置TPF計(jì)劃;2006年6月，美國(guó)眾議院的撥款委員會(huì)恢復(fù)部分撥款，讓計(jì)劃最少可進(jìn)行至2007年。12月27日，COROT衛(wèi)星升空。美國(guó)的開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡則預(yù)計(jì)在2008年11月發(fā)射。

四、命名

系外行星命名是在母星名字后加上一個(gè)小寫(xiě)英文字母。在一個(gè)行星系統(tǒng)內(nèi)首個(gè)發(fā)現(xiàn)的行星將加上"b"，如51 Pegasi b，而隨后發(fā)現(xiàn)的則依次序?yàn)?quot;51 Pegasi c"，"51 Pegasi d"等。不使用"a"的原因是因?yàn)榭杀唤忉尀槟感潜旧怼Ｗ帜傅呐帕兄话窗l(fā)現(xiàn)先后決定，因此在Gliese 876系統(tǒng)內(nèi)最新發(fā)現(xiàn)的Gliese 876 d卻是系統(tǒng)內(nèi)已知軌道最小的一個(gè)行星。在51 Pegasi b于1995年被發(fā)現(xiàn)前，系外行星有不同的命名方法。最早被發(fā)現(xiàn)的PSR 1257+12行星以大寫(xiě)字母命名，分別為PSR 1257+12 B及PSR 1257+12 C。隨后發(fā)現(xiàn)了一個(gè)更為接近母星的行星時(shí)，卻命名為1257+12 A而不是D。一些系外行星也有非正式的外號(hào)，例如HD 209458 b又稱(chēng)歐西里斯。

五、系外行星的一般性質(zhì)

大部分已知的系外行星都是圍繞和太陽(yáng)類(lèi)似的恒星，即恒星光譜為F，G或K的主序星，原因之一是搜尋計(jì)劃都傾向集中研究這類(lèi)恒星。即使考慮到這點(diǎn)，統(tǒng)計(jì)分析亦顯示低質(zhì)量恒星(恒星光譜為M的紅矮星)一般較少擁有行星或只有低質(zhì)量行星。所有恒星成分都以最輕的氫和氦為主，但亦有小量較重的原素如鐵，天文學(xué)家以此描述恒星的金屬性。較高金屬性的恒星通常擁有較多行星，而且行星亦傾向有較高質(zhì)量。絕大部分已知的系外行星都是高質(zhì)量的，當(dāng)中90%是超過(guò)地球的10倍，很多亦明顯比太陽(yáng)系最重的木星為高。然而這只是一種觀測(cè)上的選擇性偏差，因?yàn)樗袀蓽y(cè)方法都利于尋找高質(zhì)量行星。這種偏差令統(tǒng)計(jì)分析難以進(jìn)行，但似乎低質(zhì)量行星實(shí)際上比高質(zhì)量的更為普遍，因?yàn)樵诶щy的情況下天文學(xué)家仍能發(fā)現(xiàn)一些只比地球質(zhì)量高數(shù)倍的行星，顯示它們?cè)谟钪嬷袘?yīng)甚為普遍。已知的系外行星中，相信絕大部分有大量氣體，如太陽(yáng)系中的巨行星一樣。但這只有經(jīng)凌日法方可證實(shí)。部分小型的行星被懷疑由巖石構(gòu)成，類(lèi)似地球和其它太陽(yáng)系內(nèi)行星。很多系外行星的軌道都比太陽(yáng)系的行星要小，但這同樣是因?yàn)橛^測(cè)限制帶來(lái)的選擇性偏差，因?yàn)橐曄蛩俣确▽?duì)小軌道的行星最為敏感。天文學(xué)家最初對(duì)這種現(xiàn)象很疑惑，但現(xiàn)在已清楚大部分系外行星(或大部分高質(zhì)量行星)都有很大的軌道。相信在大部分行星系統(tǒng)中，都有一或兩個(gè)大型行星的軌道半徑類(lèi)似木星和土星的軌道。軌道偏心率是用作形容軌道的橢圓程度，大部分已知的系外行星軌道都有較高的偏心率。這并非選擇性偏差，因?yàn)閭蓽y(cè)的難易程度和軌道偏心率沒(méi)有太大的關(guān)系。這種現(xiàn)象仍是一個(gè)謎，因?yàn)楝F(xiàn)時(shí)有關(guān)行星形成的理論都指軌道應(yīng)是接近圓形的。這亦顯示太陽(yáng)系可能是不平常的，因?yàn)楫?dāng)中所有行星軌道基本上都是接近圓型的。有關(guān)系外行星仍有不少未解之謎，例如它們的詳細(xì)成分和衛(wèi)星的普遍性。其實(shí)最有趣的問(wèn)題之一是這些系外行星能否支持生命的存在。一些行星的確是處于生命適居的范圍內(nèi)，條件可能和地球類(lèi)似;這些行星大都是類(lèi)似木星的巨型行星，若它們擁有大型的衛(wèi)星便是最有機(jī)會(huì)孕育生命的地方。然而即使生命在宇宙間普遍存在，若他們并非有高度文明，以星際距離之遠(yuǎn)實(shí)難以在可預(yù)見(jiàn)的時(shí)間內(nèi)發(fā)現(xiàn)。

六、值得注意的系外行星

在系外行星研究歷史上有不少里程碑。1992年沃爾茲森及弗雷首次在《自然》發(fā)表發(fā)現(xiàn)系外行星的報(bào)告，顯示脈沖星PSR B1257+12擁有行星。脈沖星行星的發(fā)現(xiàn)仍被認(rèn)為是不尋常的事51 Pegasi b是首個(gè)發(fā)現(xiàn)的主序星行星，由米歇爾·麥耶及戴狄爾·魁若茲于1995年在《自然》發(fā)表。天文學(xué)家最初都對(duì)這個(gè)“熱木星”(即小軌道大質(zhì)量的氣體行星)感到驚訝，但很快便發(fā)現(xiàn)更多類(lèi)似的行星。

自此以后，值得注意的發(fā)現(xiàn)包括：

▲1999年，HD 209458 b

HD 209458 b最初是用視向速度法發(fā)現(xiàn)，后來(lái)成為第一個(gè)被觀測(cè)到凌日的系外行星。凌日觀測(cè)證實(shí)了此天體的行星身份。

▲2001年，HD 209458 b

利用哈伯太空望遠(yuǎn)鏡，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了HD 209458 b的大氣層含有的鈉比預(yù)期低，顯示云層遮蔽了低層的大氣。

▲2003年，PSR B1620-26c

2003年7月10日，施坦因·希古拉德森(Steinn Sigurdsson)及其研究隊(duì)伍分析了哈伯太空望遠(yuǎn)鏡得到的資料，證實(shí)了PSR B1620-26c這個(gè)已知最古老的系外行星。這行星位于離地球5600光年的天蝎座M4星團(tuán)，是唯一已知圍繞雙星的行星(母星分別為脈沖星和白矮星)。其質(zhì)量為木星的兩倍，年齡估計(jì)有125億年。

▲2004年，Mu Arae d及TrES-1

2004年8月歐洲南天文臺(tái)的高精度視向速度行星搜索器發(fā)現(xiàn)了天壇座μ的一顆質(zhì)為約為地球14倍的行星Mu Arae d，為截至2006年9月已知質(zhì)量第三低的主序星行星，而且可能是首個(gè)太陽(yáng)系以外的主序星的類(lèi)地行星。同年，天文學(xué)家利用了4吋望遠(yuǎn)鏡以凌日法發(fā)現(xiàn)了TrES的行星TrES-1，結(jié)果隨后由凱克天文臺(tái)證實(shí)，成為由最小直徑望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)的系外行星。

▲2005年，Gliese 876 d

2005年6月，紅矮星Gliese 876的第三個(gè)行星Gliese 876 d被發(fā)現(xiàn)。其質(zhì)量約只有地球7.5倍，是已知第二低的系外主序星行星，而且?guī)缀蹩梢钥隙ㄟ@行星由巖石組成。其軌道半徑只有0.021天文單位，公轉(zhuǎn)周期為1.94日

▲2005年，HD 149026 b

2005年7月發(fā)現(xiàn)的HD 149026 b的核心質(zhì)量為地球質(zhì)量70倍，占其總質(zhì)量的三分之二，是已知擁有最大核心的行星。

▲2005年，HD 188753 Ab

2005年7月，天文學(xué)學(xué)宣布發(fā)現(xiàn)在一個(gè)約在149光年以外的三星系統(tǒng)(黃、橙、紅色)中的行星HD 188753 Ab，對(duì)現(xiàn)今的行星形成理論造成挑戰(zhàn)。這是一個(gè)略為大于木星的氣體行星，圍繞天鵝座HD 188753系統(tǒng)的主星公轉(zhuǎn)，故稱(chēng)為HD 188753 Ab，公轉(zhuǎn)周期為3.3日，軌道半徑約十二分之一天文單位。另外兩個(gè)恒星互相旋轉(zhuǎn)周期為156日，并同時(shí)以25.7年周期繞著主星公轉(zhuǎn)，和主星距離約為土星與天皇星軌道半徑之間。這兩個(gè)恒星對(duì)主流的熱木星形成理論造成挑戰(zhàn)，這理論指大型氣體行星在一個(gè)較遠(yuǎn)的距離形成，然后以未知的機(jī)制轉(zhuǎn)移到星系內(nèi)圍;然而兩個(gè)恒星的存在使這個(gè)理論不適用，因?yàn)樗鼈儠?huì)妨礙外圍行星的形成。

▲2006年，OGLE-2005-BLG-390Lb

2006年1月25日公布了OGLE-2005-BLG-390Lb的發(fā)現(xiàn)。這是已知最遠(yuǎn)、亦可能是最冷的系外行星。這行星約在21,500光年以外的一個(gè)星系中心，以重力微透鏡法發(fā)現(xiàn)，質(zhì)量估計(jì)為地球5.5倍，是已知質(zhì)量最低的主序星系外行星。在此以前發(fā)現(xiàn)的低質(zhì)量行星都只有很小的軌道，而OGLE-2005-BLG-390Lb的軌道半徑則估計(jì)有2.6天文單位。

▲2006年，HAT-P-1b

利用一個(gè)稱(chēng)為“HAT”的自動(dòng)小型望遠(yuǎn)鏡網(wǎng)絡(luò)，哈佛-史密松天文物理中心的天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了一個(gè)系外行星HAT-P-1b，其母星為450光年之外位于蝎虎座的一個(gè)雙星系統(tǒng)中的其中一個(gè)恒星，行星半徑為木星的1.38倍而密度只有木星的一半，是已知密度最低的行星。現(xiàn)時(shí)仍不清楚這行星如何形成，但相信這類(lèi)低密度行星(包括HD 209458 b)會(huì)有助了解行星形成的過(guò)程。哈佛-史密松天文物理中心的羅伯特·諾伊斯(Robert Noyes)說(shuō)：“我們不能不說(shuō)發(fā)現(xiàn)HD 209458 b是一件僥幸的事，這個(gè)新發(fā)現(xiàn)提示了我們有關(guān)行星形成理論中遺漏的東西。”

▲2006年，SWEEPS-10

透過(guò)SWEEPS計(jì)劃(Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search)，哈伯太空望遠(yuǎn)鏡在銀河系中心區(qū)域發(fā)現(xiàn)16顆系外行星候選星。其中有一顆行星的質(zhì)量最少為木星的1.6倍，公轉(zhuǎn)周期僅有10小時(shí)，故被命名為被命名為SWEEPS-10，也被稱(chēng)為極短周期行星(USPPs)。此行星距離母星(估計(jì)為紅矮星)僅有120萬(wàn)公里，因此表面溫度估計(jì)達(dá)攝氏1650度，為已知系外行星中最熱的一顆。