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太陽係外行星簡介
　　太陽係外行星（簡稱係外行星；英語：extrasolar planet或exoplanet）泛指在太陽係以外的行星。自1990年代首次證實係外行星存在，截至2006年10月3日，人類已發現了210個係外行星。
　　歷史上天文學家一般相信在太陽係以外存在着其它行星，然而它們的普遍程度和性質則是一個謎。直至1990年代人類纔首次確認係外行星的存在，而自2002年起每年都有超過20個新發現的係外行星。現時估計不少於10%類似太陽的恆星都有其行星 。隨着係外行星的發現便令人引伸到它們當中是否存在外星生命的問題。
　　雖然已知的係外行星均附屬不同的行星係統，但亦有一些報告顯示可能存在一些不圍繞任何星體公轉，卻具有行星質量的物體（行星質量體）。因為國際天文聯會並未對這類天體是否屬於行星有所定義，而至今亦未證實這類天體存在，所以本文不會論及這類天體。有關內容可參閱星際行星。
偵測歷史
　　早在十九世紀便有天文學家聲稱發現係外行星。1855年，在東印度公司馬德拉斯天文臺（madras observatory）工作的雅各（w. s. jacob）發現蛇夫座70雙星係統軌道異常，懷疑當中有類似行星的物體；1890年代，芝加哥大學及美國海軍天文臺（united states naval observatory）的湯瑪斯·傑佛遜·傑剋遜·希（thomas jefferson jackson see）聲稱軌道異常證明該係統當中有一個公轉周期為36年的黑暗物體，但福雷斯特· 雷·莫爾頓（forest ray moulton）隨即指出這樣的係統極不穩定。在1950至1960年代，斯沃斯莫爾學院的彼德·範德（peter van de kamp）聲稱發現了繞著巴納德星公轉的行星。後來的天文學家普遍認為這些早期觀測都是錯誤的。
　　加拿大天文學家布魯斯·坎貝爾（bruce campbell）等人在1988年的結果是首次獲得隨後觀測確認的發現，他們利用視嚮速度法發現圍繞仙王座 γ（少衛增八）的行星；然而因為當年技術條件所限，包括發現者本身的天文學界都對結果有所保留。也有人懷疑這些其實是質量介乎於行星和恆星之間的棕矮星。
　　隨後不少觀測支持仙王座γ擁有行星，但亦有研究顯示相反的證據。最終到了2003年運用改進了的觀測技術方能證實。
　　1991年，安德魯·林恩（andrew lyne）等人聲稱運用脈衝星計時法發現了一個圍繞psr 1829-10的脈衝星行星。雖然結果受到註目，但林恩及其研究隊伍很快便撤回結果。
　　1993年，波蘭天文學家阿萊剋桑德·沃爾茲森（aleksander wolszczan）及戴爾·弗雷（dale frail）宣佈發現一個圍繞psr 1257+12的脈衝星行星。這項發現迅速被確認，普遍認為這是首次對係外行星的確認。這些係外行星相信是由超新星的殘餘物所構成，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，日內瓦大學（university of geneva）的米歇爾·麥耶（michel mayor）及戴狄爾·魁若茲（didier queloz）宣佈首次發現一顆普通主序星（飛馬座51）的行星，這發現開展了當代的係外行星發現。先進的科技，特別是高解像度的光譜學，大大加速了新係外行星的發現。這些新發展讓天文學家可以憑行星對母星的重力影響間接偵測到係外行星的存在，亦有行星因為經過母星前面導致母星光度減弱而被發現。
　　截至2006年10月2日，人類一共發現了210個係外行星，包括一些在1980年代後期已被發現，卻在後期纔被證實的，當中很多都是由傑弗裏·馬西（geoffrey marcy）的隊伍在加利福尼亞大學的利剋天文臺（lick observatory）和凱剋天文臺（keck observatory）發現。現已發現了二十個擁有超過一個行星的星係，最早發現的一個為仙女座υ行星係統；另外亦有四個行星圍繞兩個脈衝星的情況。經紅外綫觀測恆星盤亦顯示在一些行星係統中也存在著數以百萬計的彗星。
現時的偵測方法
　　相比於母星，行星一般都是極為暗淡的，故此母星的光芒往往會掩蓋了係外行星的影象，故此天文學家一般都以間接方法尋找係外行星，現時有六種成功的間接方法。
　　1、天體測量法
　　天體測量法是搜尋係外行星最早期的方法。這個方法是精確地測量恆星在天空的位置及觀察那個位置如何隨著時間變動。如果恆星有一顆行星，則行星的重力將令恆星在一條微小的圓形軌道上移動。這樣一來，恆星和行星圍繞著它們共同的質心旋轉（二體問題）。由於恆星的質量比行星大得多，它的運行軌道比行星小得多。
　　在1950年代至1960年代，曾有超過十個聲稱用天體測量法找到的係外行星，現時一般都認為是錯誤發現，因為即使最佳的地面望遠鏡也難以準確分辨恆星極微小的移動。到了2002年，哈伯太空望遠鏡纔首次成功以天體測量法發現gliese 876的行星。未來的太空天文臺，例如美國國傢航空航天局的太空干涉任務（space interferometry mission），可能會運用天體測量法發現更多係外行星；但目前為止這方法仍未普遍成功。
　　天體測量法的一項優勢是對大軌道的行星最為敏感，因此能和其它對小軌道行星敏感的方法互補不足。然而這方法需要數年以至數十年的觀測方能確認結果。
　　2、視嚮速度法
　　和天體測量法相似，視嚮速度法同樣利用了恆星在行星重力作用下在一條微小圓形軌道上移動這個事實，但是目標是測量恆星嚮著地球或離開地球的運動速度。根據多普勒效應，恆星的視嚮速度可以從恆星光譜綫的移動推導出來。
　　因為恆星圍繞質心的軌道很微小，其運動速度相對於行星也是非常低的，然而現代的光譜儀可以偵測到少於1米每秒的速率變動。例子有歐洲南天天文臺（european southern observatory）在智利拉息拉天文臺（la silla observatory）的3.6米望遠鏡的高精度視嚮速度行星搜索器（harps，high accuracy radial velocity planet searcher），以及凱剋天文臺的高分辨率階梯光柵光譜儀（hires）。
　　視嚮速度法是目前為止發現最多係外行星的方法，亦稱作“多普勒方法”或“擺動方法”。這方法不受距離影響，但需要高信噪比以達到高準確度，因此衹適用於160光年以內相對離地球較近的恆星。此方法適合用來找尋質量大而軌道小的行星，大軌道的行星則需要多年觀測。軌道和地球視嚮垂直的行星衹會造成恆星很小的視嚮擺動，亦更難發現。視嚮速度法的一個主要缺點是衹能估計行星的最小質量，一般而言真正質量會在這個最小量的20%以內；但假若軌道接近垂直，最真實質量會更大。
　　視嚮速度法可以用作確認凌日法的結果，一同運用亦有助估計行星的真實質量。
　　3、脈衝星計時法
　　脈衝星是超新星爆炸後留下來超高密度的中子星。隨著自轉，脈衝星發出極為有規律的電磁波脈衝，因此脈衝的輕微異常能顯示脈衝星的移動。和其它星體一樣，脈衝星亦會受其行星影響而運動，故此計算其脈衝變動便可估計其行星的性質。
　　這方法最初並非設計來偵測係外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以偵測到質量衹有地球十分之一的行星。脈衝星計時法亦可以偵測到行星係統內相互的重力擾動，故此可以得到更多有關行星及其軌道的資料。然而因為脈衝星比較罕有，所以亦難以用這方法發現大量行星；而且因為脈衝星附近有極強的高能量輻射，生命似乎難以生存。
　　1992年阿萊剋桑德·沃爾茲森（aleksander wolszczan）便是利用了這個方法發現了psr 1257+12的行星，而且被迅速確認，成為首個被確認的係外行星係統。
　　4、凌日法
　　運用以上的方法可以估計係外行星的質量，而凌日法則可估計行星直徑。當行星行經其母星和地球之間（即凌），則從地球可視的母星光度便會輕微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相關，例如在hd 209458光度便會下降1.7%。
　　這方法有兩個主要缺點。首先，衹有少數的情況係外行星會行經地球和母星之間，而且軌道愈大機率便愈小；另外，這方法亦很容易出現錯誤偵測。故此現時凌日法的發現必須經其它方法證實。而凌日法的主要優點是配合視嚮速度法能得知行星的密度，從而估計行星的物理結構。直至2006年9月一共有9個係外行星用了這兩個方法測量，而它們都是被瞭解得最深的係外行星。
　　凌日法亦有助瞭解行星的大氣結構。當行星行經其母星，母星光綫便會經過行星的最外層大氣。衹要仔細分析母星的光譜，便能得知行星的大氣成份。而把發生次蝕時（即行星被其母星掩著）的光譜和次蝕前後的光譜相減，便可直接得到行星的光譜性質，從而得知行星的溫度，甚至能偵測到行星上雲的形成。2005年3月，兩組科學家（哈佛-史密鬆天文物理中心（harvard-smithsonian center for astrophysics）的大衛·夏邦諾（david charbonneau）隊伍和高達德太空飛行中心（goddard space flight center）的德瑞剋·戴明（l. d. deming）隊伍）便利用史匹哲太空望遠鏡以凌日法得知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象的一種，是星體引力場導致遠處另一星體的光綫路徑改變而造成類似透鏡的放大效應，這現象衹會當兩個星體和地球幾乎成一直綫纔會出現。因為地球和星體的相對位置不斷改變，這種透鏡事件衹會維持數天至數周。在過去十年，已觀測到超過一千次重力微透鏡現象。
　　假若作為透鏡的星體擁有行星，則行星本身的引力場亦會對透鏡現象造成可測量的影響。因為需要精確對準，天文學家需要監察大量背境星體方能發現行星造成的重力微透鏡現象。這方法對於位處地球和星係中心之間的行星特別有效，因為星係中心可提供大量背景星體。
　　1991年，普林斯頓大學的波蘭天文學家玻丹·帕琴斯基（bohdan paczyński）首先提議利用重力微透鏡法尋找係外行星。直至2002年，帕琴斯基和安傑依·烏戴斯基（andrzej udalski）等人在光學重力透鏡實驗（ogle，optical gravitational lensing experiment）發展出一套技術，在一個月內發現了數個疑似的行星，但未能證實。自此以後直至2006年，重力微透鏡法確認了四個係外行星。這是目前唯一可以偵測到圍繞主序星公轉而質量和地球相約的行星的方法。
　　重力微透鏡法的顯著缺點是透鏡效果不能重複觀測，因為星體的直綫排列幾乎不能再重現。另外，因為這樣發現的係外行星往往在數千秒差距之遠，故此亦不可能以其它方法再次觀測。然而若有足夠的背景星體和測量的準確度，這方法有助展示類似地球的行星在星係間的普遍性。
　　現時的觀測通常是應用機器人望遠鏡。除了設立ogle的美國國傢航空航天局和美國國傢科學基金會（national science foundation）外，天文物理重力微透鏡觀測（moa，microlensing observations in astrophysics）也在改進這種技術。重力透鏡探測網（planet，probing lensing anomalies network）及robonet計劃則有更大雄心，藉著分佈全球的望遠鏡網絡以求做到幾乎全天候監察，以找出和地球質量相約的係外行星。這方法成功發現了首個低質量而大軌道的物體，名為ogle-2005-blg-390lb。
　　6、恆星盤法
　　很多恆星都被塵埃組成的恆星盤包圍，這些塵埃吸收了恆星的光再放出紅外綫，因此可以被觀測。即使塵埃的總質量還不及地球，它們的總表面積仍足反映到可觀測的紅外綫。哈伯太空望遠鏡可以通過其近紅外綫攝影機和多物體光譜儀觀測這些塵埃，而史匹哲太空望遠鏡可以接收更廣阔的紅外綫光譜以得到更佳的影象。在太陽係附近的恆星之中，已有超過15%被發現有塵埃盤。
　　一般相信這些塵埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恆星的輻射壓力下，很快便會把塵埃推至星際空間。故此偵測到塵埃盤便代表恆星附近有不斷的碰撞以補充失散的塵埃，是恆星擁有彗星或小行星的間接證據。例如鯨魚座τ附近的塵埃盤便顯示這恆星擁有比太陽係多出十倍以上，類似凱伯帶中的物體。
　　在一些情況下塵埃盤可以顯示有行星的存在。有些塵埃盤中間有空洞或形成團狀，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集。在波江座ε便發現了有這兩種特質的塵埃盤，意味著當中可能有一個軌道半徑達40天文單位的行星；通過視嚮速度法，亦發現了另一個軌道較細的行星。
　　7、直接攝影
　　因為行星相比於其母星都是非常暗淡的，所以一般都會被母星的光掩蓋，故此要直接發現係外行星幾乎是不可能的。但在一些特殊情況，現代的望遠鏡亦可以直接得到係外行星的影象，例如行星體積特別大（明顯地大於木星），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烈的紅外綫）。
　　在2004年七月，天文學家們利用歐洲南天文臺的甚大望遠鏡（very large telescope）陣列在智利拍攝到棕矮星2m1207及其行星2m1207b。在2005年12月，2m1207b的行星身份被證實。估計這係外行星質量比木星高幾倍，而且軌道半徑大於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的係外行星。
　　現時還有另外三個疑似係外行星被拍攝到，包括gq lupi b、ab pictoris b、及scr 1845 b。截至2006年3月，當中未有任何一個被證實為行星；相反地，它們可能是小型的棕矮星。
發展中的偵測方法
　　數項計劃中的太空任務已配備一些上述的偵測方法。在太空進行偵測可以得到更高的敏感度，因為避免了地球大氣層擾動影響，以及探測到不能穿透大氣層的紅外綫。預期這些太空探測器可以偵測到和地球類似的行星。
　　歐洲航天局的對流旋轉和行星橫越計劃（corot，convection rotation and planetary transits）以及美國國傢航空航天局的開普勒計劃（kepler mission）均會使用凌日法。corot可以偵測到略為大於地球的行星，而開普勒太空望遠鏡更有能力偵測到比地球更小的行星。預期開普勒太空望遠鏡亦有能力探測到小軌道大型行星的反光，但不足以構成影像；正如月球的月相一樣，這些反光會隨時間而增加或減少，分析這些數據甚至可以顯示其大氣內的物質分佈。透過這方法kepler可以找到更多未被發現的係外行星。
　　美國國傢航空航天局計劃在2014年發射的太空干涉任務將使用天體測量法在鄰近恆星之中尋找類似地球的行星。歐洲航天局的達爾文計劃（darwin）探測器及美國國傢航空航天局的類地行星發現者號（tpf，terrestrial planet finder）則會嘗試直接拍攝係外行星的照片。最近被提議的新世界成像係統（new worlds imager）更有遮光設備以阻擋恆星的光芒，容許天文學家直接觀察到暗淡的係外行星。
　　2006年2月2日，美國國傢航空航天局宣佈因為財政理由要無限期擱置tpf計劃；2006年6月，美國衆議院的撥款委員會恢復部分撥款，讓計劃最少可進行至2007年。12月27日，corot衛星升空。美國的開普勒太空望遠鏡則預計在2008年11月發射。
　　四、命名
　　係外行星命名是在母星名字後加上一個小寫英文字母。在一個行星係統內首個發現的行星將加上＂b＂，如51 pegasi b，而隨後發現的則依次序為＂51 pegasi c＂，＂51 pegasi d＂等。不使用＂a＂的原因是因為可被解釋為母星本身。字母的排列衹按發現先後决定，因此在gliese 876係統內最新發現的gliese 876 d卻是係統內已知軌道最小的一個行星。
　　在51 pegasi b於1995年被發現前，係外行星有不同的命名方法。最早被發現的psr 1257+12行星以大寫字母命名，分別為psr 1257+12 b及psr 1257+12 c。隨後發現了一個更為接近母星的行星時，卻命名為1257+12 a而不是d。
　　一些係外行星也有非正式的外號，例如hd 209458 b又稱歐西裏斯。
　　五、係外行星的一般性質
　　大部分已知的係外行星都是圍繞和太陽類似的恆星，即恆星光譜為f，g或k的主序星，原因之一是搜尋計劃都傾嚮集中研究這類恆星。即使考慮到這點，統計分析亦顯示低質量恆星（恆星光譜為m的紅矮星）一般較少擁有行星或衹有低質量行星。
　　所有恆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，天文學家以此描述恆星的金屬性。較高金屬性的恆星通常擁有較多行星，而且行星亦傾嚮有較高質量。
　　絶大部分已知的係外行星都是高質量的，當中90%是超過地球的10倍，很多亦明顯比太陽係最重的木星為高。然而這衹是一種觀測上的選擇性偏差，因為所有偵測方法都利於尋找高質量行星。這種偏差令統計分析難以進行，但似乎低質量行星實際上比高質量的更為普遍，因為在睏難的情況下天文學家仍能發現一些衹比地球質量高數倍的行星，顯示它們在宇宙中應甚為普遍。
　　已知的係外行星中，相信絶大部分有大量氣體，如太陽係中的巨行星一樣。但這衹有經凌日法方可證實。部分小型的行星被懷疑由岩石構成，類似地球和其它太陽係內行星。
　　很多係外行星的軌道都比太陽係的行星要小，但這同樣是因為觀測限製帶來的選擇性偏差，因為視嚮速度法對小軌道的行星最為敏感。天文學家最初對這種現象很疑惑，但現在已清楚大部分係外行星（或大部分高質量行星）都有很大的軌道。相信在大部分行星係統中，都有一或兩個大型行星的軌道半徑類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，大部分已知的係外行星軌道都有較高的偏心率。這並非選擇性偏差，因為偵測的難易程度和軌道偏心率沒有太大的關係。這種現象仍是一個謎，因為現時有關行星形成的理論都指軌道應是接近圓形的。這亦顯示太陽係可能是不平常的，因為當中所有行星軌道基本上都是接近圓型的。
　　有關係外行星仍有不少未解之謎，例如它們的詳細成分和衛星的普遍性。其實最有趣的問題之一是這些係外行星能否支持生命的存在。一些行星的確是處於生命適居的範圍內，條件可能和地球類似；這些行星大都是類似木星的巨型行星，若它們擁有大型的衛星便是最有機會孕育生命的地方。然而即使生命在宇宙間普遍存在，若他們並非有高度文明，以星際距離之遠實難以在可預見的時間內發現。
值得註意的係外行星
　　在係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》發表發現係外行星的報告，顯示脈衝星psr b1257+12擁有行星。脈衝星行星的發現仍被認為是不尋常的事。
　　51 pegasi b是首個發現的主序星行星，由米歇爾·麥耶及戴狄爾·魁若茲於1995年在《自然》發表。天文學家最初都對這個“熱木星”（即小軌道大質量的氣體行星）感到驚訝，但很快便發現更多類似的行星。
　　自此以後，值得註意的發現包括：
　　▲1999年，hd 209458 b
　　hd 209458 b最初是用視嚮速度法發現，後來成為第一個被觀測到凌日的係外行星。凌日觀測證實了此天體的行星身份。
　　▲2001年，hd 209458 b
　　利用哈伯太空望遠鏡，天文學家發現了hd 209458 b的大氣層含有的鈉比預期低，顯示雲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）及其研究隊伍分析了哈伯太空望遠鏡得到的資料，證實了psr b1620-26c這個已知最古老的係外行星。這行星位於離地球5600光年的天蝎座m4星團，是唯一已知圍繞雙星的行星（母星分別為脈衝星和白矮星）。其質量為木星的兩倍，年齡估計有125億年。
　　▲2004年，mu arae d及tres-1
　　2004年8月歐洲南天文臺的高精度視嚮速度行星搜索器發現了天壇座μ的一顆質為約為地球14倍的行星mu arae d，為截至2006年9月已知質量第三低的主序星行星，而且可能是首個太陽係以外的主序星的類地行星。同年，天文學家利用了4吋望遠鏡以凌日法發現了tres的行星tres-1，結果隨後由凱剋天文臺證實，成為由最小直徑望遠鏡發現的係外行星。
　　▲2005年，gliese 876 d
　　2005年6月，紅矮星gliese 876的第三個行星gliese 876 d被發現。其質量約衹有地球7.5倍，是已知第二低的係外主序星行星，而且幾乎可以肯定這行星由岩石組成。其軌道半徑衹有0.021天文單位，公轉周期為1.94日
　　▲2005年，hd 149026 b
　　2005年7月發現的hd 149026 b的核心質量為地球質量70倍，占其總質量的三分之二，是已知擁有最大核心的行星。
　　▲2005年，hd 188753 ab
　　2005年7月，天文學學宣佈發現在一個約在149光年以外的三星係統（黃、橙、紅色）中的行星hd 188753 ab，對現今的行星形成理論造成挑戰。這是一個略為大於木星的氣體行星，圍繞天鵝座hd 188753係統的主星公轉，故稱為hd 188753 ab，公轉周期為3.3日，軌道半徑約十二分之一天文單位。另外兩個恆星互相旋轉周期為156日，並同時以25.7年周期繞著主星公轉，和主星距離約為土星與天皇星軌道半徑之間。這兩個恆星對主流的熱木星形成理論造成挑戰，這理論指大型氣體行星在一個較遠的距離形成，然後以未知的機製轉移到星係內圍；然而兩個恆星的存在使這個理論不適用，因為它們會妨礙外圍行星的形成。
　　▲2006年，ogle-2005-blg-390lb
　　2006年1月25日公佈了ogle-2005-blg-390lb的發現。這是已知最遠、亦可能是最冷的係外行星。這行星約在21,500光年以外的一個星係中心，以重力微透鏡法發現，質量估計為地球5.5倍，是已知質量最低的主序星係外行星。在此以前發現的低質量行星都衹有很小的軌道，而ogle-2005-blg-390lb的軌道半徑則估計有2.6天文單位。
　　▲2006年，hat-p-1b
　　利用一個稱為“hat”的自動小型望遠鏡網絡，哈佛-史密鬆天文物理中心的天文學家發現了一個係外行星hat-p-1b，其母星為450光年之外位於蝎虎座的一個雙星係統中的其中一個恆星，行星半徑為木星的1.38倍而密度衹有木星的一半，是已知密度最低的行星。現時仍不清楚這行星如何形成，但相信這類低密度行星（包括hd 209458 b）會有助瞭解行星形成的過程。哈佛-史密鬆天文物理中心的羅伯特·諾伊斯（robert noyes）說：“我們不能不說發現hd 209458 b是一件僥幸的事，這個新發現提示了我們有關行星形成理論中遺漏的東西。”
　　▲2006年，sweeps-10
　　透過sweeps計劃（sagittarius window eclipsing extrasolar planet search），哈伯太空望遠鏡在銀河係中心區域發現16顆係外行星候選星。其中有一顆行星的質量最少為木星的1.6倍，公轉周期僅有10小時，故被命名為被命名為sweeps-10，也被稱為極短周期行星（uspps）。此行星距離母星（估計為紅矮星）僅有120萬公裏，因此表面溫度估計達攝氏1650度，為已知係外行星中最熱的一顆。
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