天文学家现在尚未确知行星围绕太阳之外的恒星旋转，但在今后十年内，技术的进步可以导致这样的发现。
探索绕另一颗恒星旋转的行星的存在，对于天文学家来说是一个重要的难题；这是研究太阳系的合乎逻辑的伸展。宇宙中行星系统的普遍性如何？它们发生在哪种类型的恒星周围？过去十年左右，争论一直围绕着使人干着急的一个问题，即是否有行星环绕巴纳德星的问题进行。巴纳德星是一颗距太阳仅仅六光年（57×1012公里）的完全寻常的矮星。现在，技术的进步产生了乐观的局面：在今后十年左右，天文学家能够解决这个问题，也许能检测出一个行星绕巴纳德星或另一颗恒星旋转。
很久以来，天文学家认识到，精确研究一颗恒星的运动，可以发现有暗伴星存在。这是因为一颗具有轨道伴星的恒星，当它在天空中缓慢运行时，将呈现出摆动。这种活动的一个最好的事例，涉及到天空中最亮的星——天狼星（大犬座α）。
在十九世纪中叶，观测天狼星的运动，揭示出了它的摆动。1844年，柯尼斯堡（Konigsberg）天文台台长贝塞尔（F. W. Bessel）在写给约翰 · 赫歇尔（John Herschell）的信中指出，天狼星的运动存在周期性的不规则性。当它在天空中缓慢运行时、这颗恒星好似一忽儿赶前，然后又变慢下来，并且每五十年重复循环一次。贝塞尔提出天狼星带着一个暗伴星在天空中运行，并指出每五十年经过它们公共的引力质量中心一次。
这个故事传到了麻省坎布里奇港，在那里有一位肖像画家克拉克（A. Clark），他由于研磨和抛光望远镜透镜的高超手艺而得到较高的名望。那时，他受密西西比大学委托去研磨一个大的望远镜透镜，这个透镜具有前所未闻的18?英寸（46厘米）的孔径，并于1862年制造完成。在检验这个透镜的过程中，克拉克发现了贝塞尔早在十八年前已经预言过的天狼星的暗伴星。
天狼星运动的摆动，仅仅只有4″，等于一个10便士的金币放到1公里半远处时所张的角度。这个伴星，称为天狼星B，具有大约像太阳一样的质量。假若它有最大的行星（木星）的质量，那么它对天狼星运动的影响将会小得多。
可是，有若干颗恒星的质量比天狼星小一些，其中有几颗离太阳也较近；在这些恒星的运动中显示出可检测的行星摄动、是宾夕法尼亚州斯沃思莫尔市斯普罗尔天文台范德坎普（P. Van de Kamp）第一次认识到这一点，从而开创了这个课题的新纪元。
1943年由斯普罗尔24英寸望远镜得到的第一批结果表明，天鹅座61两颗小恒星中的一颗，有一个暗得看不见的伴星。不久，相继试探性地发现了其他小恒星的暗伴星（见表）。在此表中的一颗恒星已经引起更大的注意，且比所有其他的复合巴纳德星引起更多的争论。没有别的恒星表明有这样大的摄动，但是，这些摄动现在却出现了严重的问题。
巴纳德（E. Barnard）在1916年秋于斯普罗尔天文台召开的美国天文学会第十九届会议上，提出了他发现的第二个最靠近太阳的恒星的详情。这颗“脱离控制”（runaway）的恒星在天空中运动得比任何恒星都快每180年运行的距离等于满月的视直径。这颗恒星仅仅六光年远，且变得愈来愈近；在11800年，当它在最接近点时，距离仅仅有3.85光年。
在考虑巴纳德星情形的证据以前，我先将问题分析一下。假若我们要从15光年以外的距离处观测太阳和木星，太阳的运动由于木星所引起的摆动，总计为0″.001。相比之下，地球使太阳的摆动将是0″.000001，现代天文仪器可以分辨到大约0″.003。大约有十五颗恒星的内在质量比太阳小。对于这些恒星，上述0″.003的精度或许能足以检测出一颗同木星质量相似的行星的存在（在与木星距太阳的相同距离处）。可是，现时我们没有任何办法可以接近达到能够检测出一个质量像地球似的行星。
图1所示在六十年代末期计算出来的巴纳德星的摄动如果是正确的，数据表明这颗恒星具有伴星。范德坎普得出结论：存在一个轨道周期为24年具有木星质量的行星。关于这些数据，我们应当指出两点：第一点，这些数据显示出赤纬的摄动很小，摄动主要发生在赤经上（赤纬和赤经是天文学家用以确定恒星位置的角度），第二点，赤经坐标大约在1949年和1957年出现两次显著的位移。这些“跳动”似乎同斯普罗尔24英寸望远镜的调整和更新有关。
1973年盖特伍德（George Gatewood）和艾科恩（Heinrich Eichhorn）用从另外两个望远镜〔20英寸范沃莱克（Van Vleck）折射望远镜和30英寸艾伦尼（Allegheny）折射望远镜〕得到的数据，研究了巴纳德星的运动。他们找出的巴纳德星的赤经摄动如图2所示（绘出的数据点的大小代表“权重”，点愈大表示数据愈准确）。这种研究显然没有证实斯普罗尔的早期数据；假若这是正确的，它将使现已得到的关于这颗恒星伴星的所有结果全部失效。
在盖特伍德 - 艾科恩的结果发表后，范德坎普利用一个改进的测量机构，以便重新解释在斯普罗尔所收集到的1950-1974年间的数据。他的新结果与以前的数据一并在图1给出。他的结论是有两个行星围绕着巴纳德星旋转，质量分别为12年和24年，两个行星的轨道平面彼此倾斜20°。
盖特伍德在1976年对巴纳德星的数据作了最新的分析，他研究了从全部三架望远镜得到的数据——斯普罗尔24英寸、范沃莱克20英寸和艾伦尼30英寸望远镜。他的目的是要独立地分析一下三组数据，以便看看这些数据中有无摄动的证据。他的结论是综合数据暗示出一个摆动；但是考虑到数据中可能存在未被说明的误差，我们说数据与摄动不一致将是比较好的。
关于巴纳德星的摆动，也许我们充其量只能够说这数据是模棱两可的；假若存在摆动，那么它将处于今天的观测精度水平上，或者比今天的观测分辨率还要小。换言之，现在没有确实的证据说明其他行星系统的存在。但是，既然如此，为什么许多天文学家仍然认为最近的将来会取得成功呢？他们抱乐观态度的理由是：我们可能在技术上恰恰处于失败与成功的边界。
向更好的技术迈进
迄今为止，基本问题是业已提出的检测太阳系外行星系统的所有技术还不够灵敏，观测一颗恒星的“摆动”，是检测行星存在的一种间接技术。直接的检测实际上意味着有一个行星的像，以至于其位置可以测量，其光线可以分析。
我们设想把太阳和木星移动到最近的恒星的距离，大约五光年远。对应从木星来的每一个光量子，我们可以接收到从太阳来的109个光量子。这个问题是一个对比度问题，使行星的检测成为困难的是惊人大的对比度因子109。并不是一个行星本身暗得不能被检测，而因为光耀夺目的恒星太近，产生了这个问题。但是这个问题是怎么被克服的呢？
直接成像要求发射一颗人造卫星，将望远镜腾空到地球的浑浊的湍流大气层之上。有几种方法望远镜可以克服对比度问题。太阳外围较暗的大气层——日冕的观测者，面临着同样的问题；他们在太阳的光亮的圆面之前，放置一个遮挡板，形成假日蚀，认而克服了这个问题。可是，如果你要在一颗恒星像之前放置一个遮挡板而不遮住它的行星的话，那么，你就必须非常准确地决定遮挡板的位置——现在这个要求对于我们来说是太苛刻了。
另一种技术可能是遮住空间望远镜一部分镜面——这种技术称作切趾法（apodishing）。初看起来这是退步了，但理论研究表明，大到109的对比度因子可以被克服。有清晰可见口径的望远镜将产生这样的恒星星像（一个点源）：它由一个小圆面围绕着包含许多恒星光的一系列同心圆组成。这种效应的产生是因为望远镜有一个锐截止的边缘。如果能使其边缘逐渐截止，且使镜面趋于边缘时有较低的效率，那么这些同心圆将会消失。理论上这完全可以减轻对比度问题。在研制通过镜面的遮挡板时，存在技术上的困难，但研究已经表明，金属薄膜沉积技术是适用的。
在“猎户座计划”（“Project Orion”）中考虑的另一种技术，可以将切趾法与干涉测量法综合在一起。这项计划是由美宇航局埃米研究中心和斯坦福大学联合发起的检测行星的研究项目。干涉仪由两架望远镜组成，它们的信号可以综合，且可以利用行星的光是非相干性的事实，或者说与中心恒星的光是不同步的。以这种方式操纵接收的光线，就有可能消除恒星的光线，而不消除行星的光线。
因为主要的问题是要克服恒星和行星之间的对比度，某些研究者已经提出不仅在光学波段进行观测，而且在较长的红外波段进行观测。在较长的波段，对比度没有这样大。在这种情形下，背景光的主要来源是太阳系内尘埃粒子反射引起的黄道光。虽然在红外波段对比度较好，但是黄道光的贡献仍比行星光的贡献大105倍——这个数字可能是较乐观的，它是由芝加哥大学物理系勒奇（Ian Lerche）提供的。他认为撞击望远镜面的宇宙线将引起弱而足够的闪光，这种闪光像把它考虑作为黄道光一样重要。但是，由于这种干扰是短暂的闪光，而黄道光是常数，计算机可以消除它。
另一个有创见性的解决方案，在最近一期国际太阳系研究杂志（ICARUS，42卷，145页）的文章中出现。加州理工学院戴维斯（Donald Davies）已经考虑了一架轨道望远镜，像八十年代中期美宇航局即将发射的大型空间望远镜一样。由于望远镜镜面的缺陷所散射的光，将会掩没掉行星的微弱的光。可是，已弄清楚这种散射光掩没掉行星的光，结果是没有关系的，只要从行星来的光信号遭受到较小的变化（为了使用正确的隐语，以行星来的“噪声”应当低于从望远镜内散射光来的“噪声”）。为了摄取带可疑行星的恒星的星象，然后使望远镜绕其轴旋转5°—10°，再拍摄另一个星象，应当完成什么呢？望远镜中散射的光将出现较大的变化，但从假想行星来的光仍然保持不变。利用这种技术，戴维斯得出结论：检测绕最近恒星（直到大约十光年的距离）旋转的木星这样大小的行星，应该是可能的。
存在其他检测太阳系外的行星系统的方法。木星绕太阳系引力中心的运动，太阳产生大约每秒12米的“映射”运动——太阳绕公共引力中心的“摆动”。地球产生0.09米/秒的相似“映射”。所以，如果对远距离恒星的光谱，用一个校准过的光谱与它作比较，我们应当能够检测出两条光谱之间的多普勒偏移——由于恒星的运动所引起的波长偏移，假若检测器足够灵敏的话。检测视向速度变化的技术，在研究双星系统时是很平常的，所以，我们仅仅把它延伸到质量较小的恒星。为了检测像木星这样的行星，视向速度的测量应当达到10米/秒的准确度。我们现在离这个数字多么远呢？现在达到的准确度典型值约1000米/秒。对于暗星，“自动相关”方法可以达到数百米/秒，仔细一些，有可能达到50—60米/秒。采用这些技术的天文学认为，可以证明它能够达到10米/秒的要求。
水星和金星（太阳系的两个最里边的行星）有时偶尔横越太阳的表面。是否有一个太阳系外的行星横越太阳的表面？我们能否测量出来？研究表明，检测很大的行星在相当冷而暗的恒星前面通过，也许是可能的。天王星或海王星这样大小的行星，或许会使恒星降低0.003个星等；利用地面望远镜进行仔细测量，可以检测出小至0.001星等的变化。这个问题就是我们需要观测大量的恒星，以便发现一颗恒星以这种方式与其轨道行星排列成行。
关于这些技术和其他技术的重要之点是：它们仅仅随着我们已有的或今后十年内将出现仪器的踏实改进，才可以实现。对于天文学的其他领域，这可能是有用的重要副产品；检测其他行星系统，无论在可见光还是在红外波段，将要求发展能够研究极高“亮度对比度”天体的望远镜。在解释伴随着类星体和星系核的星云状物质这样难以捉摸的天体时，这样做证明是有价值的。例如，小尺度结构的观测，将会改进河外星系旋臂结构、暗星际云和恒星形成活动区的图像。为了研究有多少恒星确实是双星，也将是可能的。而且，我们生活在一个行星上，从而使宇宙中唯一仅知的生命与唯一仅知的行星系统联系在一起。
有少数天文学家并不相信绕其他恒星旋转的行星由于空间的距离而被隐蔽起来，对于它们，我们应当利用改进的空间技术，借助观测巴纳德星，来开始我们的研究。范德坎普写道：“假荐试图在误差的海洋中揭示出一个现象本身来，那么，就别想得到营救”。如果发现了一个行星，这将是对于范德坎普及其同事所坚持的观点的一个恰当的贡献。
〔New Scientist，1980年10月〕