引言：天文學家究竟是如何發(fā)現(xiàn)并確定一顆數(shù)光年乃至數(shù)萬光年外的行星的存在的呢？
知識點 I：直接成像法（Imaging）
行星本身是不發(fā)光的，只能反射恒星的光，而恒星輻射光強是行星反射光強的10^6-10^10倍。因此只有當恒星距離地球比較近，而行星與恒星的距離比較合適才可以直接成像觀測。常用的做法是借鑒日冕儀制作而成的“星冕儀”，盡可能遮擋恒星光，再進行拍照。迄今為止，通過直接成像觀測到的系外行星僅44顆。
第一顆：豺狼座GQ b，質(zhì)量20MJ，距離453光年，2004年由VLT拍到；
距離最遠：蝘蜓座CT b，質(zhì)量17MJ，距離538ly；
質(zhì)量最?。?/span>波江座51 b，2MJ，距離96ly；
質(zhì)量最大：HR 2562 b，30MJ，距離110ly；
直接成像法發(fā)現(xiàn)的最著名的系外行星可能是北落師門b，2008年由哈勃太空望遠鏡首次拍攝發(fā)現(xiàn)，至2012年才得以確認。行星質(zhì)量為木星的2~3倍，距離地球只有25光年，軌道半長徑達到177AU，公轉(zhuǎn)周期長達約1700年！它還獲得了一個正式名稱，叫做“大袞”或“達貢”（Dagon）。
知識點 II：天體物理學法（Astrometry）
天體物理學方法的理論基礎(chǔ)就是萬有引力理論。兩個天體之間存在著相互的引力作用，他們實際上都在繞著系統(tǒng)的公共質(zhì)心旋轉(zhuǎn)。如果存在系外新星，恒星就會出現(xiàn)相應(yīng)的小幅擺動，并且擺動的周期與行星公轉(zhuǎn)的周期是相等的。天體的質(zhì)量與它到質(zhì)心的距離成反比，行星質(zhì)量越大，恒星的擺動就越明顯。天體物理學方法可以被用來探測看不見的系外行星。但是由于行星對恒星作用太小，測定恒星的擺動極為困難。假定從32.6光年遠的地方觀察太陽系，木星所造成太陽的擺動不會超過0.001°。
知識點III：視向速度法（Radial velocity）
視向速度：恒星在空間真實的移動是三維的，速度可以分解為三個方向，其中兩個方向是肉眼所觀察到的恒星在天球平面上的移動，稱為自行。第三個方向是與目光垂直的方向，這個速度就叫做視向速度。通過觀察恒星光譜的多普勒效應(yīng)可以測量視向速度。
多普勒效應(yīng)：一個波源在靠近接收者的時候，波長會被壓縮，頻率提高，反之波長會被拉長，頻率降低。恒星靠近我們，譜線會整體向波長短的一端（藍色）移動，恒星遠離我們，譜線會整體向波長長的一端（紅色）移動。譜線周期性的移動實質(zhì)上也是因為恒星受行星引力影響前后擺動。
恒星擺動速度取決于恒星和行星的質(zhì)量，以及行星與恒星的距離。如木星對太陽的視向速度影響約為12.7m/s，而地球?qū)μ柕囊曄蛩俣扔绊懘蟾胖挥?cm/s。視向速度法的精度比天體物理學法高出許多。如發(fā)現(xiàn)比鄰星b的設(shè)備是歐南臺位于智利拉西拉天文臺3.6米口徑望遠鏡上的HARPS光譜儀，可以探測到恒星最小為0.7m/s的多普勒位移。迄今為止有658顆系外新星是通過視向速度法發(fā)現(xiàn)的。不過，一旦恒星系統(tǒng)情況極為復雜，那么恒星視向速度的規(guī)律可能就不太容易被掌握。
知識點IV：行星凌星法（Transit）
行星繞著恒星公轉(zhuǎn)，從恒星前方經(jīng)過時，會遮擋一部分光線，凌星法就是通過觀察恒星光度周期性變化規(guī)律來尋找系外行星的方法，而且光度變化的周期就是行星的公轉(zhuǎn)周期。行星與恒星的直徑之比決定了光度變化的幅度。例如木星會造成太陽光度減弱約1%~2%，而地球只會造成太陽1/10000的光度變化。然而天文學家感興趣的恰恰就是地球大小的行星。
凌星法是目前使用最多，效率相對最高的一種方法，除開普勒望遠鏡外，全球范圍內(nèi)還有多個著名的凌星法搜尋項目。已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的3567個系外行星中有2774個是通過凌星法發(fā)現(xiàn)的，其中有2525個是開普勒望遠鏡發(fā)現(xiàn)的。
通過凌星法可以知道行星的公轉(zhuǎn)周期、軌道半長徑、偏心率、近日點、軌道傾角等基本參數(shù)，還可以推測行星密度、是否位于宜居帶內(nèi)等。但凌星法是間接方法，并沒有直接觀測到行星；第二，要求系外行星的軌道傾角不能過大；第三，如果行星軌道周期較長，必須累計足夠的樣本量才能判斷系外行星。
知識點V：微引力透鏡法（Microlensing）
當一顆恒星及其行星從遠處背景恒星前經(jīng)過時，引力透鏡效應(yīng)會增加背景恒星的亮度。但是只有當背景恒星、目標恒星系統(tǒng)和地球幾乎處在一直線時，而且行星比較靠近恒星，這種方法的效果才比較理想。微引力透鏡法可以觀測較遠的系外行星（最遠的一顆達26748光年），因而得到很多天文學家的青睞。迄今為止，這種方法發(fā)現(xiàn)了大約53個系外行星，主要由天文物理重力微透鏡觀測（MOA）和光學引力透鏡實驗（OGLE）項目發(fā)現(xiàn)。
知識點VI：脈沖星測時法（Pulsar timing）
脈沖星是高速旋轉(zhuǎn)的中子星，隨著自轉(zhuǎn)非常穩(wěn)定地發(fā)射無線電波，尤其是毫秒脈沖星，周期又短又準。如果脈沖星外存在新星，脈沖信號到達地球的時間就會出現(xiàn)微小的偏差，據(jù)此可以較為準確地計算出脈沖星的運動軌跡，再反推行星的質(zhì)量與運動軌跡。脈沖星測時法與視向速度法、天體物理學法有些類似，都是通過中心天體的運動間接探測伴星（行星）的性質(zhì)。
