太陽系外行星
太陽系外行星
太陽系外行星（簡稱系外行星；英語：extrasolar planet或exoplanet）泛指在太陽系以外的行星。不過我們通常提到的系外行星時，更關注於位於太陽系以外圍繞其它恆星公轉的行星，而較少提到流浪行星和圍繞緻密星公轉的行星等。
千年以來，天文學家中一直流傳著系外行星的猜想。而到了20世紀90年代初，這一假設成為了現實，瑞士天文學家發現了首顆圍繞類太陽恆星公轉的系外行星飛馬座51b 。此後，系外行星成為了天文領域的熱門方向，2002年起每年都有數十個新發現的系外行星；在開普勒太空望遠鏡升空后，這一數量更是迅速增長。探測系外行星的方法也層出不窮，例如視向速度法，掩星法，直接成像法，微引力透鏡法等。截止2020年11月16日，我們已經發現了來自3234個行星系統中的4374顆系外行星，以及來自2365個行星系統中的2550顆系外行星候選體。
隨著系外行星的不斷發現，我們對其物理性質，組成成分，演化機制等也同樣進行了假設和研究，並發現了一些特殊的天體，諸如熱木星，熱海王星，超級地球等。這些發現使得我們對宇宙的認識進一步加深，為我們提供了研究行星系統演化的契機和發現“地球2.0”的希望，也使得外星生命的發現成為可能。
國際天文學聯合會（IAU）在2006年定義的“行星”一詞僅包含太陽系，因而不適用於系外行星。不過，IAU也有涉及系外行星的定義，該定義於2001年頒布並在2003年進行了修改。其表述如下：
● 真實質量低於氘核聚變所需質量下限（對於類似太陽金屬丰度的天體，該質量為木星質量的13倍），且圍繞恆星或恆星遺骸公轉的天體稱為“行星”。其質量/尺度下限與太陽系中使用的行星定義的質量/尺度下限相同。
● 無論形成方式和位置如何，實際質量超過氘核聚變所需質量下限的亞恆星天體稱為“褐矮星”。
● 年輕恆星團中質量低於氘核聚變所需質量下限的自由漂浮天體（free-floating objects）不叫“行星”，而稱為“亞褐矮星”（sub-brown dwarf）（或其它更合適的名稱）。
實際上，隨著新的系外行星的不斷發現，該定義也有其局限性。有的天文學家建議根據行星形成機制將系外行星和褐矮星以及亞褐矮星區分開來。
一方面，以氘核聚變為閾值並不能準確區分不同形成機制形成的相似質量（大約在幾倍到幾十倍木星質量）的天體。行星形成過程中的吸積過程會形成岩態的內核，從而使得最終形成的巨行星可能超過氘核聚變的下限質量。例如，法國的SOPHIE階梯光柵光譜儀於2009年發現的一顆14.3倍木星質量的系外行星。而恆星之中存在亞褐矮星，它雖然是由星雲直接塌縮形成，但質量卻在13倍木星質量以內。這樣的天體早在1995年便有發現。
另一方面，氘核聚變的閾值本身便是一個質量範圍，大約在10-15倍木星質量之間，13倍木星質量並不是一個精確值。在“太陽系外行星百科全書”資料庫中，我們就能看到質量在15個木星質量以上的系外行星。
系外行星的命名基於華盛頓多星系統目錄（ Washington Multiplicity Catalog，簡稱WMC）命名系統的補充，並被國際天文學聯合會採用。在WMC命名系統中，最亮恆星或擁有最亮恆星的恆星系統以字母標籤“A”命名，未包含在恆星系統“A”中的其它恆星/恆星系統順序以“B”，“C”等來命名。更低層級的恆星系統或恆星在之前一個或多個主標籤的基礎上加以後綴，第二層級加以順序的小寫字母，第三層級則加以順序的數字。若有三星系統，其中兩顆恆星彼此緊密繞轉，這兩顆恆星組成的系統比第三顆恆星更亮且圍繞第三顆恆星在遙遠的軌道中運行，那麼這兩個緊密繞轉的恆星將被命名為Aa和Ab，而遙遠的恆星將被命名為B。但由於歷史原因，我們並非始終遵循此標準。
對上述標準進行擴展，我們通常在母星的名稱之後添加小寫字母來命名系外行星。在行星系統中發現的第一個行星將被命名為“b”（母星被認為是“a”），而之後發現的行星按小寫字母順序命名。如果在同一系統中同時發現了多顆行星，則按照行星到母星的距離由近到遠用小寫字母順序命名。當然，在此之外仍有一些特殊情況。
另外，國際天文聯合會在2014年和2019年分別進行了面向全球的系外行星命名徵集。在命名候選名單中的系外行星除了原先的編號之外將會獲得一個新的名稱。例如，中國天文學家發現的首顆太陽系外行星HD 173416 b在2019年的命名結果中獲得了一個美麗的名字——“望舒”。
歷史上的推測
早在古希臘時期，便有學者提出了系外行星的假說，但這一概念和德謨克利特的原子假說一樣，過於超前。
到了16世紀，義大利科學家布魯諾發展了哥白尼的日心說，在《論無限、宇宙和諸世界》中提出了對於系外行星的預測。他認為天空中的恆星都像我們的太陽一樣，周圍也會環繞著行星，而這些行星也可以孕育自己的生命。然而，地心說還保持著它千年來的慣性，這一思想和哥白尼的日心說一樣，被打為異端。
1687年，牛頓出版了其劃時代的著作《自然哲學的數學原理》，其中提到了同樣的可能性。通過與太陽周圍行星類比，牛頓腦海中浮現出的，是其他恆星周圍類似太陽系一樣行星環繞的壯觀場景。此後，系外行星的猜想也開始被越來越多的人所接受。
近現代的探索
1855年，印度裔英籍天文學雅各布（William Stephen Jacob）宣布在蛇夫座70雙星系統中疑似發現了一顆類似行星的天體。隨後，美國天文學家西伊（Thomas Jefferson Jackson See）於1896年表示證實了這個發現，並計算出了該天體的軌道周期為36年。但近來天文學家普遍認為這一發現有誤。
1917年，荷蘭裔美國天文學家范·馬南（Adriaan van Maanen）發現了一顆光譜被“污染”——存在重元素譜線的白矮星，並將其命名為范馬南星（van Maanen's Star）。他將光譜的污染歸因為白矮星周圍有一顆暗弱的F型恆星。實際上，最新的理論認為這一污染可能來自於系外行星：系外行星對小行星的攝動可能使小行星撞入白矮星中，從而產生光譜的污染。因而這成為了歷史上第一個觀測到系外行星的間接證據。
1953年，英國天文學家菲爾格特（Peter Berners Fellgett）總結前人的經驗，提出了一種新的分光儀，以提高當時多普勒視向速度的測量精度。 1967年，英國天文學家格里芬（Roger F. Griffin）將這一想法付諸了實踐，成功建立了光電視向速度光譜儀，之後與另一位格里芬教授（Rita E. Griffin）進行了改進，使得光譜儀的觀測精度優於100m/s ，即可以觀測到視向方向100m/s的速度變化。之後在天文學家的努力之下，這一數字得到了進一步的提高，為後來利用視向速度法發現系外行星奠定了堅實的基礎。
黎明前的黑暗
1988年，一個加拿大系外行星探測小組宣布發現了第一顆圍繞類太陽恆星運轉的系外行星。他們觀測到了少衛增八視向速度的異常變化，並推測出這一變化可能是一顆質量在木星質量的1-9倍的行星所致。但是，由於觀測數據的置信度不高，該發現並沒有被廣泛承認，發現第一顆系外行星的殊榮也與這個系外行星探測小組失之交臂。直到2002年，天文學家才利用更高精度的視向速度測量證實了這顆系外行星的發現，並命名為少衛增八Ab（Gamma Cephei Ab）。
1989年，美國天文學家大衛·萊瑟姆（David W. Latham）領導的系外行星探測小組發現一顆圍繞恆星HD 114762運轉的天體，之後命名為HD 114762 b。他們推測該天體的質量下限為11倍木星質量，軌道周期為84天，可能是一顆褐矮星或氣態巨星。這一發現於1991年得到了其它天文學家的證實，該天體也在當時被作為是第一顆發現的圍繞類太陽恆星運轉的系外行星。遺憾的是，隨著對HD 114762 b的進一步研究，天文學家更精確地測定了該天體的質量（超過13.5倍木星質量），並認為這不是一顆系外行星而是褐矮星。
系外行星的首次發現
1992年，兩位射電天文學家——美國阿雷西博天文台（Arecibo Observatory）的亞歷山大·沃爾茲森（Alexander Wolszczan）和美國國家射電天文台（NRAO）的戴爾·弗萊爾（Dale A. Frail）發現了圍繞脈衝星PSR B1257+12運轉的兩顆行星，分別被命名為PSR B1257+12 B和PSR B1257+12 C。根據兩人的計算，PSR B1257+12 B的質量約為地球的3.4倍，距離母星0.36天文單位；PSR B1257+12 C的質量約為地球的2.8倍，距母星0.47個天文單位。這是人類首次明確證實的太陽系外行星的發現，也是首次發現後來被稱為超級地球的天體。
1995年，瑞士日內瓦天文台的天文學家米歇爾·馬約爾（Michel Mayor）與迪迪埃·奎洛茲（Didier Queloz）宣布發現了首顆圍繞類太陽恆星公轉的系外行星飛馬座51b（51 Pegasi b）。其母星飛馬座51距離地球50.45光年，光譜型G2IV。利用視向速度法，兩位天文學家計算出了飛馬座51b距母星約800萬公里，質量約為0.5-2倍木星質量。與太陽系相比較，這相當於把木星放在了水星軌道以內。之後，天文學家把這一類擁有木星質量但軌道十分接近母星，表面氣溫很高的天體稱為熱木星。
由於圍繞類太陽恆星公轉的系外行星的劃時代意義的發現，米歇爾·馬約爾與迪迪埃·奎洛茲兩人和美國普林斯頓大學的宇宙學家詹姆斯·皮布爾斯（James Peebles）一起分享了2019年度諾貝爾物理學獎。這一發現於天文學掀起了一場革命，而諾貝爾獎的頒獎詞同樣寫道：“他們的發現永遠改變了我們對世界的認知。”
方法一：天體測量學
天體測量學，主要通過精密追蹤一顆恆星在天空中運行軌跡的變化，來確定受其引力拖曳的行星所在。這與徑向速度法的原理很類似，只不過天體測量學並不涉及恆星光芒中的多普勒頻移。
天體測量學可不是從1992年才開始為人所用的。它其實是搜尋系外行星最古老，並且起初也是最常用的方法——早期都是以肉眼和手寫來記錄的。但在近幾十年歷史中，科學家們在應用該方法發現行星的過程中取得的成果寥寥，且常富於爭議。2010年10月發現的HD 176051b，是目前唯一一顆已經確認的、藉由天體測量方法發現的系外行星。
不過，即將於2013年10月發射升空的歐洲空間局（ESO）“蓋亞”項目（Gaia，即第二個天體測量衛星），或許可以令這種古老的方式告別自己寒酸的過往。該衛星將在5年任務期間將測繪銀河系之內以及附近區域的10億顆恆星，確定它們的亮度、光譜特徵以及三維位置和運動情況。除此之外，三維星圖還將幫助人們揭開銀河系組分、起源與演化的秘密。
而據研究人員估計，“新”的天體測量學有望幫助他們找到數萬顆新的系外行星。
方法二：利用狹義相對論
這是人類宇宙探索“技術庫”里增添的一個新手段。作為新的研究方法，它指導天文學家們去關注恆星的亮度因行星運動而發生的變化——後者的引力作用引發相對論效應，導致組成光的光子以能量的形式“堆積”，並集中於恆星運動的方向。
其實，運用該方法來尋找行星，在理論上提出已逾10年。但直到最近，開普勒-76b（Kepler-76b）行星的發現，才算正式應用了這種方法。開普勒-76b是距離地球2000光年外天鵝座一顆質量大約是木星兩倍的太陽系外行星，作為第一顆應用愛因斯坦的狹義相對論發現的系外行星，它得到一個別名：“愛因斯坦的行星”，這也使它變得聲名遠揚。
這一成果的真實性，隨後已被徑向速度法所證實。與其他已有的行星定位方法相比，“狹義相對論”法既有著自己的優勢也存在一些不足，但它讓人們相信，隨著科學家對這一理論掌握得日臻成熟，會有更多此類發現不斷出現。
方法三：脈衝星計時法
這種方法特別適用於發現圍繞脈衝星運動的行星。所謂脈衝星，是由恆星衰亡后的殘餘形成的密度極高的星體。它在高速自轉的同時，會發射出強烈脈衝——且由於一顆脈衝星的自轉本質上是非常穩定的，所以這種輻射因為自轉而非常規律。
脈衝星計時法最初並不是設計來檢測行星的，但是因為它的靈敏度很高，所以能比其他方法能檢測到更小的行星——但即使是最下限也要相當於地球質量的10倍。於是，人們開始藉由在脈衝的電波輻射上觀察到的時間異常，嘗試追蹤脈衝星的運動。換句話說，脈衝星具有的奇特秉性，讓科學家們可以通過尋找脈衝星本應規律脈衝中的不規律現象，來發現行星的蹤跡。
而在1992年，脈衝星計時法就幫助人類建立了一個里程碑——亞歷山大·沃爾茲森和戴爾·弗雷使用這種方法發現了環繞著PSR 1257+12的行星。隨後他們的發現很快就獲得證實，現普遍認為，這就是人類在太陽系之外第一次確認發現的行星。
方法四：直接成像法
這種方法最大的特點，叫“不言自明”——用不著什麼複雜的演算，只需使用功能強大的望遠鏡，直接給距離遙遠的行星拍攝個“證件照”，一併還能取得其“行星護照”——上面包含了這顆行星光度、溫度、大氣和軌道信息。
直接成像原則上就是觀察系外行星的最重要方式，但該方法要求行星的自身尺寸要足夠巨大，與母恆星的距離還不能近到被其光芒所掩蓋。這實際上也是對技術的巨大挑戰，實現非常不易。日本國立天文台研究小組曾指出，所有人類迄今已在太陽系外至少確認的行星中，能直接確認其形態的還不到10顆，其中更多數都是推測出來的。
因而，也只有足夠強大的望遠鏡裝配的日冕儀，才能在觀測中有效屏蔽掉附近恆星母星的耀眼光芒，從而保證“主角”形象的清晰。目前，掌握直接成像法的幾位著名“攝影師”有：美國國家航空航天局的哈勃望遠鏡、夏威夷的凱克天文台以及歐洲南方天文台位於智利等幾個地區的望遠鏡陣列。
方法五：重力微透鏡法
重力微透鏡法，是指科學家們從地球上觀察巨大星體路經一顆恆星正面時發生的現象，進而尋找行星的方法。這是唯一有能力在普通的主序星周圍檢測出質量類似地球大小行星的方法。
該方法的原理在於，當這種現象發生時，附近星體的重力場會發生彎曲，並會如透鏡一樣放大目標恆星發出的光。由此便會產生一個光變曲線，即遙遠恆星的光線隨時間由亮漸衰。這一過程能夠告訴天文學家們關於目標恆星的許多信息——如果該恆星擁有行星衛星，那麼將會產生二級光變曲線。因而，一旦發現了二級光曲線，就可以證明行星的存在。
科學家第一次提出利用重力微透鏡尋找系外行星的方法是在1991年，不過直到2002年，波蘭的天文學家在光學重力透鏡實驗中發展出可行的方法后，其才獲得成功。隨後重力微透鏡法開始為人類貢獻出由它發現的行星。而這種方法在觀察地球與銀河中心之間的恆星時，最有可能獲得成效，因為銀河中心可以提供大量的背景恆星。
該方法自然也有它的缺陷——只有當兩顆恆星幾乎完全對齊時，才會產生這種效果。而恆星對齊的情況永遠不會再次發生，因此這種方法不能重複。不過，與徑向測速法等方法相比，重力微透鏡法並不局限於發現軌道距離母星較遠的行星，科學家們甚至可以使用它去尋找所謂的“遊俠行星”，即那些沒有歸依、自由流浪於宇宙深處的行星。
方法六：視向速度法
這是到目前為止最具有成效地確認行星的方法。
太陽系外行星
這種方法的成功與否從原理上講與行星的距離無關，但由於需要高精度的高信噪比，因此通常適用於搜羅我們地球附近那些距離不超過160光年的恆星。而它的一個主要缺點，是不像其他方法那樣在發現的同時展示出行星的“身份信息”——該方法只能估計行星的最低質量，其通常只是真實質量的20%左右。
另外，僅僅有徑向速度法這一理論武器顯然是不夠的，科學家還需要利用到智利拉西拉天文台（隸屬歐洲南方天文台）3.6米望遠鏡安裝的高精度徑向速度行星搜索器（HARPS），或是位於夏威夷的凱克天文台高解析度階梯光柵光譜儀（HIRES），再或是和前兩者一樣擁有非常複雜名字、卻能代表目前最先進技術的天文設備們。時至今日，它們已幫助科學家發現了諸多系外行星。
方法七：凌日法
凌日法的基本原理，是觀察恆星亮度在有行星橫穿或路經其表面時發生的細微變化。它的好處是可以從光變曲線測定行星的大小。
這種現象只有在行星的軌道與觀測的天文學家的觀測點對齊時才能觀測到，機會其實並不大。只不過當技術手段若能同時掃描成千上萬乃至數十萬顆恆星時，在如此大面積範圍內，發生該現象的系外行星數量，理論上應該會超過徑向速度法所得。
而如果一個由徑向速度法發現的沒有完整質量信息的行星，再用凌日法來加以佐證，那麼天文學家就可以利用這種結合來評斷行星的真實質量和密度，進而對行星的物理結構有更多的了解。但凌日法也並非佔盡優勢，這種檢測方法的虛假率其實也很高，由凌日法所檢測出來的“待定行星”，還通常需要通過徑向速度法來複查。
美國航空航天局（NASA）的開普勒探測器自2009年3月升空以來，已經使用這一方法搜尋了2700多顆系外行星。其中，開普勒-62f（Kepler-62f），一顆環繞天琴座恆星開普勒-62的太陽系外行星，就是以偵測行星通過恆星前方造成亮度下降的凌日法得以發現的。它被認為是很可能位於宜居帶的一顆類地行星。
而除此之外，凌日法同樣也可以幫助天文學家“擴大戰果”——發現行星已知衛星外的其他潛在衛星。
一般而言，我們根據行星的組成成分把行星分為類地行星、類木行星（氣態巨星）和類海王星（冰巨星）三大類。三種類型的行星在質量-半徑對數曲線上各自近似線性相關，但三者之間有較為明顯的區別。
地行星主要由岩石、金屬、硅酸鹽組成，擁有固體表面和類似的內部結構。其表面常帶有構造和火山，內部都發生了分異，形成了核、幔、殼的圈層結構。
類木行星的成分與太陽類似，主要是氫和氦，且外表面的氫和氦以氣體的形式存在。類木行星不一定擁有一個固態表面，其大氣直接過渡到液體表面。類木行星一般有一個岩石或岩石-冰組成的內核（甚至沒有岩質內核） ，之外是金屬氫-氦中間層，外層是分子氫和氦。
類海王星與類木行星比較相似，但主要成分是冰物質（水，甲烷，氨等，即一些較重的元素，例如氧，碳，氮等），而不再是氫和氦。其內部可能有一個固態或液態的岩石-冰核，之外是冰幔（液態冰物質），外層是分子氫和氦但含有較多的冰物質。
超級地球
超級地球是迄今為止發現數量最多的系外行星，其質量在地球到海王星之間，典型的軌道周期小於100天。超級地球的定義僅跟系外行星質量相關，一般可能是類地行星或氣態殼層包裹的岩石內核。
而且即使是由岩石構成，也有可能是被星風剝蝕了氣態殼層的內核。
超級地球
對超級地球以及質量跟地球接近的類地系外行星而言，宜居性是一個繞不開的話題。所謂宜居帶是恆星周圍範圍內允許液態水存在的區域。對於地球生命而言，充足的水分，適合的大氣成分和大氣厚度，適合的光照和溫度等是生存和發展的必要條件。有的天體生物學家據此提出了所謂的“超宜居行星”（Superhabitable Planet），評選標準如下所示：
● 圍繞一顆K型主序星運轉
● 行星年齡在50-80億年間
● 不超過地球質量的1.5倍，尺寸大約比地球大10%
● 平均溫度比地球高5℃
● 大氣濕潤且含有25-30%氧氣，其餘部分主要是化學性質不活潑的氣體（例如氮氣）
● 海陸分佈合理，存在大量淺灘和海島
● 在適當的距離（10-100該行星半徑處）有大衛星（1-10%該行星質量）
● 具有板塊構造或類似的地質/地球化學循環機制，且有一個強大的保護磁場
開普勒452b和地球對比圖
這些條件比較苛刻，而且很多條件難以探測，因而符合標準的系外行星少之又少。2015年發現的開普勒452b，被譽為“地球2.0”，其公轉周期（385天）與地球類似，半徑比地球大約60%，表面平均溫度約-8℃，圍繞一顆距離地球1400光年且與太陽光譜型（G2V型）一致的主序星轉動。
熱木星
熱木星是一顆距離母星十分接近，質量接近木星的氣態行星。通過掩星法和視向速度法，我們已經發現了成百上千顆的熱木星。它們的質量一般在0.36-11.8個木星質量之間，公轉周期在1.3-111天之間。大多數熱木星的公轉軌道偏心率較低，這可能是由於它們的軌道距恆星很近，受到恆星強大的潮汐攝動的影響。同樣由於潮汐力的作用，熱木星通常處於潮汐鎖定狀態，即永遠以固定的一面朝向母星。對熱木星的觀測表面其擁有一個煙雲密布的大氣，其光學散射效果較強，有明顯的垂直分層結構。由於距離母星很近，熱木星的表面溫度非常高。同時，來自恆星的星風將會剝離熱木星的表層大氣，使其質量不斷損失。
熱木星想象圖
熱木星的發現對於行星的形成學說提出了嚴峻的挑戰。根據以往的理論，像這種大質量的氣態巨星只有可能形成於吸積盤中離母星較遠的地方，那裡才有充足的氣體、塵埃和冰物質，能快速形成核心並不斷吸積氣體，形成氣態巨星。主流對熱木星成因的解釋是遷移學說。該學說認為，熱木星和其它氣態巨星一樣形成於霜線之外，但它在後期的演化過程中規帶向內遷移到離恆星很近的地方，最終形成穩定的短周期軌道。另一種解釋是熱木星的形成與氣態巨星無關，而是由超級地球吸積氣體而成。
熱海王星
熱海王星是質量與海王星類似，距離母星十分接近的系外行星，通常含有以氫和氦為主的大量氣體。和熱木星一樣，熱海王星的形成也有兩種：若是由軌道遷移而來，其內部將會擁有較多的冰物質；
若是在當地直接形成，內部金屬和耐高溫物質會更多。 2004年發現，2007年確認的Gliese 436 b是首顆探測到的熱海王星。對它的觀測表明其大氣正在被星風剝離，形成類似彗髮結構的巨大氫雲。
Gliese 436 b想象圖
流浪行星
流浪行星（Rogue Planet ），又稱星際行星（Iinterstellar Planet）, 自由漂浮行星（ Free-floating Planet）等，是一類不圍繞任何恆星公轉的行星，孤獨地遊盪在恆星際空間之中。它們很有可能是受其它天體的擾動而從原行星系統中被拋出的行星。
迄今我們探測流浪行星最行之有效的方法就是微引力透鏡法。2011年，日本和紐西蘭的天文學家通過微引力透鏡法估計銀河系內的流浪行星數量或將是恆星數量的兩倍，即2000多億顆。但由於觀測方法的偶然性，我們實際觀測到的流浪行星數量只有區區數十顆。
流浪行星想象圖
天文學家於2008年首次拍到了太陽系外行星的直接圖像，包括一個單行星系統的可見光快照和一個多行星系統的紅外線照片。類地行星可能就存在於這個三行星系統中，只是它們太暗根本就拍不了平常照片。
基本信息
- 中文名
- 太陽系外行星
- 外文名
- extrasolar planet extroplanet
- 別名
- 系外行星
- 泛指
- 太陽系以外的行星
- 所屬學科
- 天文學
- 簡稱
- 系外行星