凌日法！這是目前比較常見的一種方法，根據行星經過恆星正前面測得恆星極微小的光度下降而得知行星存在的方法。由於質量小的行星不自身發光，且在明亮恆星的附近，因此我們想直接看見行星是不可能的。目前只能藉助間接方法來得知系外行星的存在，本文簡略講下。
2013年1月2日：天文學家估計銀河系可能包含多達4,000億顆系外行星，這幾乎是每一顆恆星都有一顆行星.圖：ESO/Y. Beletsky
如何探測一顆行星大小的天體繞著（距離地球）幾十光年的恆星軌道運行呢？如果我們認為即使是用最大的望遠鏡觀測，那麼恆星看起來也只不過是一個光點而已，所以這項任務的重要性就變得很清晰了。行星的質量只有恆星的一小部分，因此使這顆行星不會發生擁有恆星那般“燃燒”的核聚變反應。因此，與恆星相比，行星的體積非常小而且亮度非常暗（基本是恆星的反射光），所以這本身就會使得它們很難從地球上探測到。除此之外，由於行星圍繞恆星公轉且距離恆星非常近，所以恆星的強光會嚴重影響到暗淡的行星，因此要觀測到它們幾乎不可能。
然而，天文學家如果沒有獨創性的話，那麼他們將什麼也發現不了。由於無法直接觀測到行星，所以行星獵人決定改為觀測恆星，並尋找圍繞軌道運行的行星可能對恆星產生的微小影響（擾動）。從20世紀初開始，天文學家就一直在尋找這些效應，但是直到最近十年，儀器才變得足夠靈敏，最終能夠毫無含糊地探測到它們。
科學家們是如何尋找太陽系外行星的？ 在這裡您可以閱讀到不同的觀測方法，給出了它們的優點和缺點，以及行星獵人如何“追捕”它們。
藝術家顯示在銀河系內的恆星有行星環繞著是多麼普通的現象。圖：ESO/M. Kornmesser
觀測系外行星的方法
徑向速度法
（第一種行之有效的方法）
直到2009年行星狩獵航天器“開普勒”發射後，徑向速度一直以來是定位太陽系外行星的最有效方法。 通過這種方法我們發現了從地球探測到的絕大多數系外行星。
徑向速度法，也稱為多普勒頻譜法，是利用現有技術定位太陽系外行星最有效的一種方法。雖然其他方法在將來有很大的希望，但是迄今發現的絕大多數系外行星都是用這種方法發現的。
徑向速度法依賴於恆星在被行星繞行時不會保持完全靜止的狀態（質心移動）。 它以微小的圓形或橢圓形移動（擺動），以此來響應其較小同伴（行星）的引力拖曳。 從遠處觀看時，這些輕微的移動會影響恆星的正常光譜或顏色特徵。 如果恆星向觀察者移動，那麼它的光譜會略微偏向藍色（光譜藍端）; 如果恆星遠離觀察者時，它將轉偏向紅色（光譜紅端）。
使用高度靈敏的光譜儀，地球上的行星獵人能夠跟蹤恆星的光譜，尋找向紅、藍和原位置的週期性變化。光譜首先出現輕微的藍移，然後略微紅移。如果這些變化是有規律的，且以固定的時間，如數天，數月，甚至數年的間隔重複，這就意味著恆星正在微弱地來回移動——先是朝向地球移動，然後以一個有規律的週期遠離地球。反過來講，幾乎可以肯定這是由一顆圍繞恆星運轉的天體造成的，如果該天體的質量足夠低，那麼它就被稱為系外行星。
凌日測光法
（一種尋找新世界的方法）
當系外行星軌道穿越其母恆星與地球之間且行星穿越恆星的正前面時，通過測量恆星的微小光度下降（變暗）來探測遙遠的行星。行星在恆星和地球之間的通過被稱為“凌日”。 如果這種變暗是以規則的間隔被檢測到的，並且會持續一段固定的時間，那麼很可能行星圍繞恆星運行並且每個軌道週期在其前面會經過一次。
在凌日過程中恆星的變暗直接反映了恆星與行星之間的大小比例：一顆穿過一顆大恆星正前面的小型行星只會產生輕微的變暗，而一顆穿過一顆小恆星的大型行星將會產生更明顯的效應。 主恆星的大小可以從它的光譜中以相當精確的方式得知，因此光度的測量可以讓天文學家對軌道行星的大小進行很好的評估（不是它的質量）。 這恰好可以結合到光度測定法，光度測定法是光譜方法的一種，光譜方法可以估算出行星的質量，但不能估算出它的大小。 科學家們可以結合質量和大小兩種方法來計算行星的密度，這是評估其成分的重要一步。
重力微透鏡法
（超越我們的宇宙鄰域）
微透鏡是已知唯一能夠真正的在離地球很遠的地方發現行星的方法。而徑向速度法只是侷限於我們銀河系內（距地球100光年）附近的行星，而凌日測光法會遠點，但也只是有可能探測到數百光年遠的行星。然而微透鏡法就“看得”更遠，微透鏡可以在星系中心附近找到行星軌道的系外行星系統，距離我們達數千光年之遠。
微透鏡是愛因斯坦廣義相對論預言的一種天文效應。 根據愛因斯坦的預言，當一顆恆星發出的光非常接近另一顆恆星且到達地球上的觀察者時，中間恆星（如太陽）的引力會使來自源遙遠恆星的光線稍微彎曲，導致兩顆恆星看起來比正常情況下的相距更加遙遠。亞瑟·愛丁頓爵士（Arthur Eddington）在1919年使用了這種效應，為廣義相對論提供了第一個經驗證據。
現在，如果從地球上看到的源恆星不僅靠近中間星（如太陽），而是恰好在它後面（恆星在太陽背後），那麼這種效應會成倍增加。來自源恆星的光線穿過中間恆星或“透鏡”恆星的四周（所有側面），會形成所謂的“愛因斯坦環”。即使是最強大的地球系望遠鏡也無法分辨源恆星和透鏡恆星之間的獨立圖像，只能看到一個巨大的光盤，稱為“愛因斯坦光盤”，這是恆星以前所在的位置。由此產生的效果是透鏡星的亮度突然急劇增加，高達1000倍。這通常會持續數週或數月，然後源恆星與透鏡恆星不對齊時，亮度逐漸下降。
雖然這是微透鏡事件的正常模式，但當透鏡星具有較小的伴星時，情況卻大不相同。 如果行星的位置足夠接近透鏡星，使其穿過源星發出的兩條光流之一，那麼行星自身的重力會使光流彎曲並暫時產生源星的第三幅圖像。 當從地球測量時，這種效應表現為暫時（短暫）的亮度峰值，會持續數小時至數天，疊加在微透鏡事件的規則圖案上。對於行星獵人來說，這種峰值是行星存在的明顯跡象。 此外，微透鏡光度曲線的精確特徵，其強度和長度，可以告訴科學家很多關於行星本身的大量信息。它的總質量、軌道和週期都可以從微透鏡事件中得到高度的精確性和可能性。
天體測量學
（行星狩獵的過去與未來）
2009年5月：JPL的Steven Pravdo和Stuart Shaklan宣佈探測VB 10b——通過天體測量發現的第一顆系外行星。
天體測量學是對天空中恆星位置進行精確測量的科學（藝術！）。當行星獵人使用天體測量學時，他們會在恆星的位置上尋找一分鐘，但是該恆星看起來是有規則擺動的。如果檢測到這樣的週期性位移，我們就幾乎可以肯定恆星是由一個伴星行星繞其軌道運行的。
直接成像法
系外行星的直接成像是非常困難的，並且在大多數情況下是不可能的。小而暗淡的行星很容易淹沒在它們軌道上的恆星耀眼光芒中。然而，即使使用現有的望遠鏡技術，也存在可以直接觀察到行星的特殊情況（方法）。
科學家在月光下尋找遙遠的生命
在遙遠的行星（例如植物）上探測到複雜的生命是很困難的，因此科學家需要依賴於諸如“紅色邊緣”之類的微妙指標。我們該如何在遙遠的行星上尋找這些複雜生命的跡象，以及我們有多大可能性可以找到它們呢？
截至2017年11月26日，每年發現的系外行星數量，圖：Jonahl613
1.WJ百科-英文版（Exoplanet）
2.How to Search for Exoplanets | The Planetary Society
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編輯用時：2018年09月30日-2018年10月1日（花費時長：約3個小時）
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最後更新：2018年12月23日星期日
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全文排版：天文在線（零度星系）
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