凌日法！这是目前比较常见的一种方法，根据行星经过恒星正前面测得恒星极微小的光度下降而得知行星存在的方法。由于质量小的行星不自身发光，且在明亮恒星的附近，因此我们想直接看见行星是不可能的。目前只能借助间接方法来得知系外行星的存在，本文简略讲下。
2013年1月2日：天文学家估计银河系可能包含多达4,000亿颗系外行星，这几乎是每一颗恒星都有一颗行星.图：ESO/Y. Beletsky
如何探测一颗行星大小的天体绕着（距离地球）几十光年的恒星轨道运行呢？如果我们认为即使是用最大的望远镜观测，那么恒星看起来也只不过是一个光点而已，所以这项任务的重要性就变得很清晰了。行星的质量只有恒星的一小部分，因此使这颗行星不会发生拥有恒星那般“燃烧”的核聚变反应。因此，与恒星相比，行星的体积非常小而且亮度非常暗（基本是恒星的反射光），所以这本身就会使得它们很难从地球上探测到。除此之外，由于行星围绕恒星公转且距离恒星非常近，所以恒星的强光会严重影响到暗淡的行星，因此要观测到它们几乎不可能。
然而，天文学家如果没有独创性的话，那么他们将什么也发现不了。由于无法直接观测到行星，所以行星猎人决定改为观测恒星，并寻找围绕轨道运行的行星可能对恒星产生的微小影响（扰动）。从20世纪初开始，天文学家就一直在寻找这些效应，但是直到最近十年，仪器才变得足够灵敏，最终能够毫无含糊地探测到它们。
科学家们是如何寻找太阳系外行星的？ 在这里您可以阅读到不同的观测方法，给出了它们的优点和缺点，以及行星猎人如何“追捕”它们。
艺术家显示在银河系内的恒星有行星环绕着是多么普通的现象。图：ESO/M. Kornmesser
观测系外行星的方法
径向速度法
（第一种行之有效的方法）
直到2009年行星狩猎航天器“开普勒”发射后，径向速度一直以来是定位太阳系外行星的最有效方法。 通过这种方法我们发现了从地球探测到的绝大多数系外行星。
径向速度法，也称为多普勒频谱法，是利用现有技术定位太阳系外行星最有效的一种方法。虽然其他方法在将来有很大的希望，但是迄今发现的绝大多数系外行星都是用这种方法发现的。
径向速度法依赖于恒星在被行星绕行时不会保持完全静止的状态（质心移动）。 它以微小的圆形或椭圆形移动（摆动），以此来响应其较小同伴（行星）的引力拖曳。 从远处观看时，这些轻微的移动会影响恒星的正常光谱或颜色特征。 如果恒星向观察者移动，那么它的光谱会略微偏向蓝色（光谱蓝端）; 如果恒星远离观察者时，它将转偏向红色（光谱红端）。
使用高度灵敏的光谱仪，地球上的行星猎人能够跟踪恒星的光谱，寻找向红、蓝和原位置的周期性变化。光谱首先出现轻微的蓝移，然后略微红移。如果这些变化是有规律的，且以固定的时间，如数天，数月，甚至数年的间隔重复，这就意味着恒星正在微弱地来回移动——先是朝向地球移动，然后以一个有规律的周期远离地球。反过来讲，几乎可以肯定这是由一颗围绕恒星运转的天体造成的，如果该天体的质量足够低，那么它就被称为系外行星。
凌日测光法
（一种寻找新世界的方法）
当系外行星轨道穿越其母恒星与地球之间且行星穿越恒星的正前面时，通过测量恒星的微小光度下降（变暗）来探测遥远的行星。行星在恒星和地球之间的通过被称为“凌日”。 如果这种变暗是以规则的间隔被检测到的，并且会持续一段固定的时间，那么很可能行星围绕恒星运行并且每个轨道周期在其前面会经过一次。
在凌日过程中恒星的变暗直接反映了恒星与行星之间的大小比例：一颗穿过一颗大恒星正前面的小型行星只会产生轻微的变暗，而一颗穿过一颗小恒星的大型行星将会产生更明显的效应。 主恒星的大小可以从它的光谱中以相当精确的方式得知，因此光度的测量可以让天文学家对轨道行星的大小进行很好的评估（不是它的质量）。 这恰好可以结合到光度测定法，光度测定法是光谱方法的一种，光谱方法可以估算出行星的质量，但不能估算出它的大小。 科学家们可以结合质量和大小两种方法来计算行星的密度，这是评估其成分的重要一步。
重力微透镜法
（超越我们的宇宙邻域）
微透镜是已知唯一能够真正的在离地球很远的地方发现行星的方法。而径向速度法只是局限于我们银河系内（距地球100光年）附近的行星，而凌日测光法会远点，但也只是有可能探测到数百光年远的行星。然而微透镜法就“看得”更远，微透镜可以在星系中心附近找到行星轨道的系外行星系统，距离我们达数千光年之远。
微透镜是爱因斯坦广义相对论预言的一种天文效应。 根据爱因斯坦的预言，当一颗恒星发出的光非常接近另一颗恒星且到达地球上的观察者时，中间恒星（如太阳）的引力会使来自源遥远恒星的光线稍微弯曲，导致两颗恒星看起来比正常情况下的相距更加遥远。亚瑟·爱丁顿爵士（Arthur Eddington）在1919年使用了这种效应，为广义相对论提供了第一个经验证据。
现在，如果从地球上看到的源恒星不仅靠近中间星（如太阳），而是恰好在它后面（恒星在太阳背后），那么这种效应会成倍增加。来自源恒星的光线穿过中间恒星或“透镜”恒星的四周（所有侧面），会形成所谓的“爱因斯坦环”。即使是最强大的地球系望远镜也无法分辨源恒星和透镜恒星之间的独立图像，只能看到一个巨大的光盘，称为“爱因斯坦光盘”，这是恒星以前所在的位置。由此产生的效果是透镜星的亮度突然急剧增加，高达1000倍。这通常会持续数周或数月，然后源恒星与透镜恒星不对齐时，亮度逐渐下降。
虽然这是微透镜事件的正常模式，但当透镜星具有较小的伴星时，情况却大不相同。 如果行星的位置足够接近透镜星，使其穿过源星发出的两条光流之一，那么行星自身的重力会使光流弯曲并暂时产生源星的第三幅图像。 当从地球测量时，这种效应表现为暂时（短暂）的亮度峰值，会持续数小时至数天，叠加在微透镜事件的规则图案上。对于行星猎人来说，这种峰值是行星存在的明显迹象。 此外，微透镜光度曲线的精确特征，其强度和长度，可以告诉科学家很多关于行星本身的大量信息。它的总质量、轨道和周期都可以从微透镜事件中得到高度的精确性和可能性。
天体测量学
（行星狩猎的过去与未来）
2009年5月：JPL的Steven Pravdo和Stuart Shaklan宣布探测VB 10b——通过天体测量发现的第一颗系外行星。
天体测量学是对天空中恒星位置进行精确测量的科学（艺术！）。当行星猎人使用天体测量学时，他们会在恒星的位置上寻找一分钟，但是该恒星看起来是有规则摆动的。如果检测到这样的周期性位移，我们就几乎可以肯定恒星是由一个伴星行星绕其轨道运行的。
直接成像法
系外行星的直接成像是非常困难的，并且在大多数情况下是不可能的。小而暗淡的行星很容易淹没在它们轨道上的恒星耀眼光芒中。然而，即使使用现有的望远镜技术，也存在可以直接观察到行星的特殊情况（方法）。
科学家在月光下寻找遥远的生命
在遥远的行星（例如植物）上探测到复杂的生命是很困难的，因此科学家需要依赖于诸如“红色边缘”之类的微妙指标。我们该如何在遥远的行星上寻找这些复杂生命的迹象，以及我们有多大可能性可以找到它们呢？
截至2017年11月26日，每年发现的系外行星数量，图：Jonahl613
1.WJ百科-英文版（Exoplanet）
2.How to Search for Exoplanets | The Planetary Society
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最后更新：2018年12月23日星期日
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