系外行星最早是什么时候发现的
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发布时间：2022-04-22 08:31
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时间：2022-06-18 16:29
早在十九世纪便有天文学家声称发现系外行星。1855年，在东印度公司马德拉斯天文台（Madras Observatory）工作的雅各（W. S. Jacob）发现蛇夫座70双星系统轨道异常，怀疑当中有类似行星的物体；10年代，芝加哥大学及美国海军天文台（United States Naval Observatory）的汤玛斯·杰佛逊·杰克逊·希（Thomas Jefferson Jackson See）声称轨道异常证明该系统当中有一个公转
太阳系外行星
周期为36年的黑暗物体，但福雷斯特· 雷·莫尔顿（Forest Ray Moulton）随即指出这样的系统极不稳定。在1950至1960年代，斯沃斯莫尔学院的彼德·范德（Peter van de Kamp）声称发现了绕著巴纳德星公转的行星。后来的天文学家普遍认为这些早期观测都是错误的。
加拿大天文学家布鲁斯·坎贝尔（Bruce Campbell）等人在1988年的结果是首次获得随后观测确认的发现，他们利用视向速度法发现围绕仙王座 γ（少卫增八）的行星；然而因为当年技术条件所限，包括发现者本身的天文学界都对结果有所保留。也有人怀疑这些其实是质量介乎于行星和恒星之间的棕矮星。
随后不少观测支持仙王座γ拥有行星，但亦有研究显示相反的证据。最终到了2003年运用改进了的观测技术方能证实。
1991年，安德鲁·林恩（Andrew Lyne）等人声称运用脉冲星计时法发现了一个围绕PSR 1829-10的脉冲星行星。虽然结果受到注目，但林恩及其研究队伍很快便撤回结果。
1993年，波兰天文学家阿莱克桑德·沃尔兹森（Aleksander Wolszczan）及戴尔·弗雷（Dale Frail）宣布发现一个围绕PSR 1257+12的脉冲星行星。这项发现迅速被确认，普遍认为这是首次对系外行星的确认。这些系外行星相信是由超新星的残余物所构成，或是巨型气体行星的固体核心被超新星抛出所形成。
1995年10月6日，日内瓦大学（University of Geneva）的米歇尔·麦耶（Michel Mayor）及戴狄尔·魁若兹（Didier Queloz）宣布首次发现一颗普通主序星（飞马座51）的行星，这发现开展了当代的系外行星发现。先进的科技，特别是高解像度的光谱学，大大加速了新系外行星的发现。这些新发展让天文学家可以凭行星对母星的重力影响间接侦测到系外行星的存在，亦有行星因为经过母星前面导致母星光度减弱而被发现。
太阳系外行星
[1] 截至2006年10月2日，人类一共发现了210个系外行星，包括一些在1980年代后期已被发现，却在后期才被证实的，当中很多都是由杰弗里·马西（Geoffrey Marcy）的队伍在加利福尼亚大学的利克天文台（Lick Observatory）和凯克天文台（Keck Observatory）发现。现已发现了二十个拥有超过一个行星的星系，最早发现的一个为仙女座υ行星系统；另外亦有四个行星围绕两个脉冲星的情况。经红外线观测恒星盘亦显示在一些行星系统中也存在著数以百万计的彗星。
相比于母星，行星一般都是极为暗淡的，故此母星的光芒往往会掩盖了系外行星的影象，故此天文学家一般都以间接方法寻找系外行星，现时有六种成功的间接方法。
1、天体测量法
天体测量法是搜寻系外行星最早期的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随著时间变动。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将令恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕著它们共同的质心旋转（二体问题）。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。
太阳系外行星
在1950年代至1960年代，曾有超过十个声称用天体测量法找到的系外行星，现时一般都认为是错误发现，因为即使最佳的地面望远镜也难以准确分辨恒星极微小的移动。到了2002年，哈伯太空望远镜才首次成功以天体测量法发现Gliese 876的行星。未来的太空天文台，例如美国国家航空航天局的太空干涉任务（Space Interferometry Mission），可能会运用天体测量法发现更多系外行星；但目前为止这方法仍未普遍成功。
天体测量法的一项优势是对大轨道的行星最为敏感，因此能和其它对小轨道行星敏感的方法互补不足。然而这方法需要数年以至数十年的观测方能确认结果。
2、视向速度法
和天体测量法相似，视向速度法同样利用了恒星在行星重力作用下在一条微小圆形轨道上移动这个事实，但是目标是测量恒星向著地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。
因为恒星围绕质心的轨道很微小，其运动速度相对于行星也是非常低的，然而现代的光谱仪可以侦测到少于1米每秒的速率变动。例子有欧洲南天天文台（European Southern Observatory）在智利拉息拉天文台（La Silla Observatory）的3.6米望远镜的高精度视向速度行星搜索器（HARPS，High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher），以及凯克天文台的高分辨率阶梯光栅光谱仪（HIRES）。
视向速度法是目前为止发现最多系外行星的方法，亦称作“多普勒方法”或“摆动方法”。这方法不受距离影响，但需要高信噪比以达到高准确度，因此只适用于160光年以内相对离地球较近的恒星。此方法适合用来找寻质量大而轨道小的行星，大轨道的行星则需要多年观测。轨道和地球视向垂直的行星只会造成恒星很小的视向摆动，亦更难发现。视向速度法的一个主要缺点是只能估计行星的最小质量，一般而言真正质量会在这个最小量的20%以内；但假若轨道接近垂直，最真实质量会更大。
视向速度法可以用作确认凌日法的结果，一同运用亦有助估计行星的真实质量。
3、脉冲星计时法
脉冲星是超新星爆炸后留下来超高密度的中子星。随著自转，脉冲星发出极为有规律的电磁波脉冲，因此脉冲的轻微异常能显示脉冲星的移动。和其它星体一样，脉冲星亦会受其行星影响而运动，故此计算其脉冲变动便可估计其行星的性质。
这方法最初并非设计来侦测系外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以侦测到质量只有地球十分之一的行星。脉冲星计时法亦可以侦测到行星系统内相互的重力扰动，故此可以得到更多有关行星及其轨道的资料。然而因为脉冲星比较罕有，所以亦难以用这方法发现大量行星；而且因为脉冲星附近有极强的高能量辐射，生命似乎难以生存。
1992年阿莱克桑德·沃尔兹森（Aleksander Wolszczan）便是利用了这个方法发现了PSR 1257+12的行星，而且被迅速确认，成为首个被确认的系外行星系统。
4、凌日法
运用以上的方法可以估计系外行星的质量，而凌日法则可估计行星直径。当行星行经其母星和地球之间（即凌），则从地球可视的母星光度便会轻微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相关，例如在HD 209458光度便会下降1.7%。
太阳系外行星
这方法有两个主要缺点。首先，只有少数的情况系外行星会行经地球和母星之间，而且轨道愈大机率便愈小；另外，这方法亦很容易出现错误侦测。故此现时凌日法的发现必须经其它方法证实。而凌日法的主要优点是配合视向速度法能得知行星的密度，从而估计行星的物理结构。直至2006年9月一共有9个系外行星用了这两个方法测量，而它们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气结构。当行星行经其母星，母星光线便会经过行星的最外层大气。只要仔细分析母星的光谱，便能得知行星的大气成份。而把发生次蚀时（即行星被其母星掩著）的光谱和次蚀前后的光谱相减，便可直接得到行星的光谱性质，从而得知行星的温度，甚至能侦测到行星上云的形成。2005年3月，两组科学家（哈佛-史密松天文物理中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）的大卫·夏邦诺（David Charbonneau）队伍和高达德太空飞行中心（Goddard Space Flight Center）的德瑞克·戴明（L. D. Deming）队伍）便利用史匹哲太空望远镜以凌日法得知TrES-1温度为1,060K（摄氏790°），而HD 209458 b则为1,130K（摄氏860°）。
5、重力微透镜法
重力微透镜是重力透镜现象的一种，是星体引力场导致远处另一星体的光线路径改变而造成类似透镜的放大效应，这现象只会当两个星体和地球几乎成一直线才会出现。因为地球和星体的相对位置不断改变，这种透镜事件只会维持数天至数周。在过去十年，已观测到超过一千次重力微透镜现象。
假若作为透镜的星体拥有行星，则行星本身的引力场亦会对透镜现象造成可测量的影响。因为需要精确对准，天文学家需要监察大量背境星体方能发现行星造成的重力微透镜现象。这方法对于位处地球和星系中心之间的行星特别有效，因为星系中心可提供大量背景星体。
1991年，普林斯顿大学的波兰天文学家玻丹·帕琴斯基（Bohdan Paczyński）首先提议利用重力微透镜法寻找系外行星。直至2002年，帕琴斯基和安杰依·乌戴斯基（Andrzej Udalski）等人在光学重力透镜实验（OGLE，Optical Gravitational Lensing Experiment）发展出一套技术，在一个月内发现了数个疑似的行星，但未能证实。自此以后直至2006年，重力微透镜法确认了四个系外行星。这是目前唯一可以侦测到围绕主序星公转而质量和地球相约的行星的方法。
重力微透镜法的显著缺点是透镜效果不能重复观测，因为星体的直线排列几乎不能再重现。另外，因为这样发现的系外行星往往在数千秒差距之远，故此亦不可能以其它方法再次观测。然而若有足够的背景星体和测量的准确度，这方法有助展示类似地球的行星在星系间的普遍性。
现时的观测通常是应用机器人望远镜。除了设立OGLE的美国国家航空航天局和美国国家科学基金会（National Science Foundation）外，天文物理重力微透镜观测（MOA，Microlensing Observations in Astrophysics）也在改进这种技术。重力透镜探测网（PLANET，Probing Lensing Anomalies NETwork）及RoboNet计划则有更大雄心，藉著分布全球的望远镜网络以求做到几乎全天候监察，以找出和地球质量相约的系外行星。这方法成功发现了首个低质量而大轨道的物体，名为OGLE-2005-BLG-390Lb。
6、恒星盘法
很多恒星都被尘埃组成的恒星盘包围，这些尘埃吸收了恒星的光再放出红外线，因此可以被观测。即使尘埃的总质量还不及地球，它们的总表面积仍足反映到可观测的红外线。哈伯太空望远镜可以通过其近红外线摄影机和多物体光谱仪观测这些尘埃，而史匹哲太空望远镜可以接收更广阔的红外线光谱以得到更佳的影象。在太阳系附近的恒星之中，已有超过15%被发现有尘埃盘。
一般相信这些尘埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恒星的辐射压力下，很快便会把尘埃推至星际空间。故此侦测到尘埃盘便代表恒星附近有不断的碰撞以补充失散的尘埃，是恒星拥有彗星或小行星的间接证据。例如鲸鱼座τ附近的尘埃盘便显示这恒星拥有比太阳系多出十倍以上，类似凯伯带中的物体。
在一些情况下尘埃盘可以显示有行星的存在。有些尘埃盘中间有空洞或形成团状，都可能表示有行星在“清理”其轨道或尘埃受到行星引力影响而结集。在波江座ε便发现了有这两种特质的尘埃盘，意味著当中可能有一个轨道半径达40天文单位的行星；通过视向速度法，亦发现了另一个轨道较细的行星。
7、直接摄影
因为行星相比于其母星都是非常暗淡的，所以一般都会被母星的光掩盖，故此要直接发现系外行星几乎是不可能的。但在一些特殊情况，现代的望远镜亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星体积特别大（明显地大于木星），与母星有一段较大距离，以及较为年轻（故此温度较高而放出强烈的红外线）。
在2004年七月，天文学家们利用欧洲南天文台的甚大望远镜（Very Large Telescope）阵列在智利拍摄到棕矮星2M1207及其行星2M1207b。[24]在2005年12月，2M1207b的行星身份被证实。估计这系外行星质量比木星高几倍，而且轨道半径大于40天文单位。直至2006年9月为止这是唯一被直接拍摄到而且被确认的系外行星。
现时还有另外三个疑似系外行星被拍摄到，包括GQ Lupi b、AB Pictoris b、及SCR 1845 b。截至2006年3月，当中未有任何一个被证实为行星；相反地，它们可能是小型的棕矮星。
