什麼是系外行星
太陽系外行星（簡稱系外行星；太陽系外行星太陽系外行星英語：extrasolar planet 或 exoplanet）泛指在太陽系以外的行星。
系外行星觀測手段
米歇爾·麥耶（Michel Mayor）、迪迪爾·奎洛茲（Didler Queloz）1995年10月份他們利用徑向速度法發現了人類歷史的第一顆太陽系外行星(51Pegasi b)。開創了一個天文新時代，他們也因此榮獲2019年度諾貝爾物理學獎。
除了徑向速度法，系外行星的觀測手段在近幾年來有了很多進展，而且新的方法還在被提出。
徑向速度（Radial Velocity，簡稱 RV）
徑向速度是一種很重要的方法，因為徑向速度變化可以引起恆星光譜的都卜勒偏移，即這種方法是可以跟光譜聯繫起來的，而光譜的測量，很久以來一直是我們最精密的測量手段之一。
徑向速度（Radial Velocity）變化，引起光譜的都卜勒偏移。
這張圖片直觀的說明了為什麼我們可以通過測量恆星的徑向速度的變化來得知該恆星是否有行星：圍繞恆星轉的天體會引起恆星在徑向速度上的周期性變化。我們可以根據這個周期性變化來獲得另外一個天體的相關數據，例如質量，公轉周期等。 但是這種方法對於那些過於小的行星就不起作用了，因為行星太小的話，恆星的徑向速度變化太小，我們很難精確的確認。
來源：The radial velocity method for finding exoplanets | ESO
凌日法（Transit Light Curves）
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凌日法原理
當一個行星從恆星面向我們的一面經過時，會遮擋恆星的部分光芒，從而導致我們觀測到的恆星的亮度減小。
凌日方法尋找行星的原理。
Kepler 衛星的工作原理主要就是凌日法。這種方法的特點是速度快，而且可以用來尋找直徑小得多的行星。但是導致恆星亮度變化的原因很多，行星可能只是其中一種，所以 Kepler 衛星目前找到的是大量的地外行星候選名單，真正的確認一般需要其他方法輔助。 我們也可以通過仔細的研究凌日的時刻和持續時間來獲得更多的信息。例如對於一個有多個行星的系統，凌日時間可能會有些變化。這樣甚至可以發現那些不會發生凌日的行星，因為這些天體之間通過引力相互左右的。這種方法是凌日時間變分法(Transit Timing Variation，TTV)。
對於天文愛好者來說，發現系外行星，凌日法是唯一可行的方案，本站對凌日法會有更深入的介紹，詳情點擊。
微引力透鏡（Gravitational Micro-lensing）
引力透鏡效應是一種廣義相對論效應：天體的引力場可以使得光線彎曲，從而使得光線不經過次天體時的引力場和經過此天體時的引力場不同。 配圖是一個很好的說明（點擊圖片看大圖）。當引力透鏡現象發生時，如果作為透鏡的天體是一個帶有行星的恆星，那麼行星的運動會導致引力透鏡效應產生的圖像不同，行星也有引力場。
在1991年，普林斯頓大學的天文學家毛淑德（Shude Mao）和玻丹·帕琴斯基第一次提出利用微引力透鏡尋找系外行星的方法，直到2002年才由波蘭的天學家（安傑依·烏戴斯基、馬爾欽·庫比亞克和來自華沙的米哈爾·斯曼斯基和玻丹·帕琴斯基），在光學重力透鏡實驗的專案中發展出可行的方法後，才獲得成功。僅僅在一個月中，他們就發現了好幾顆可能的行星，然而受到極限能力的限制並不能確認。自此之後，使用微引力透鏡確認的行星迄2006年已經有4顆。這是唯一有能力在普通的主序星周圍檢測出質量類似地球大小行星的方法。
這種方法有一個顯著的缺點，因為恆星對齊的情況永遠不會再次發生，因此這種方法不能重複。同時，被檢測到的行星通常距離有數千秒差距之遙，因此也難以用其他的方法進行後續的觀察。但是，如果有足夠多的背景恆星，可以觀察到足夠的精確度，這種方法終將能夠顯示類似地球的行星在銀河系中是如何的普通。
直接影像法（Direct Imaging，直接拍到系外行星）
由於行星反射的光子太少，加上恆星的掩蓋，直接拍攝行星的影像非常困難。然而通過一些技術手段，這是可以做到的，而且這種方法的優點也很顯著。相比於之前的天體測量學方法，這種方法需要測量的角度就不需要那麼小了，因為我們現在是在測量行星的軌道，而不是恆星的。然而，想要直接看到行星，我們需要一個大口徑的望遠鏡，而大口徑的望遠鏡受到大氣擾動的影響就越大。
直接影像法。來源：Wikipedia File:444226main exoplanet20100414-a-full.jpg
直接拍攝法有幾種方法
第一種，叫做冠狀照相術，利用望遠鏡內部的一種裝置，在恆星發出的光線到達望遠鏡的探測器之前將其阻擋。日冕儀是作為望遠鏡的內部附件建造的，現在正被用於從地面天文臺直接成像系外行星。
花瓣狀星冕儀助力探索類地行星，下一代系外行星搜尋太空望遠鏡
另一種方法是使用「starshade」，這是一種裝置，它的作用是在恆星進入望遠鏡之前就阻擋它發出的光。對於一架尋找系外行星的太空望遠鏡來說，遮陽板應該是一架獨立的太空飛行器，它的設計目的是將自身定位在合適的距離和角度，以阻擋天文學家觀測到的恆星發出的星光。
未來之路
作為一種尋找系外行星的方法，直接成像仍處於起步階段，但人們對它最終成為尋找系外行星的關鍵工具寄予厚望。未來的直接成像儀器可能能夠拍攝系外行星的照片，這將使我們能夠識別出系外行星的大氣模式、海洋和陸地。
天體測量法
天體測量法是搜尋系外行星最早期的方法。這個方法是精確地測量恆星在天空的位置及觀察那個位置如何隨著時間變動。如果恆星有一顆行星，則行星的重力將令恆星在一條微小的圓形軌道上移動。這樣一來，恆星和行星圍繞著它們共同的質心旋轉（二體問題）。由於恆星的質量比行星大得多，它的運行軌道比行星小得多。
在1950年代至1960年代，曾有超過十個聲稱用天體測量法找到的系外行星，現時一般都認為是錯誤發現，因為即使最佳的地面望遠鏡也難以準確分辨恆星極微小的移動。到了2002年，哈伯太空望遠鏡才首次成功以天體測量法發現Gliese 876的行星。未來的太空天文臺，例如美國國家航空航天局的太空幹涉任務（Space Interferometry Mission），可能會運用天體測量法發現更多系外行星；但目前為止這方法仍未普遍成功。
天體測量法的一項優勢是對大軌道的行星最為敏感，因此能和其它對小軌道行星敏感的方法互補不足。然而這方法需要數年以至數十年的觀測方能確認結果。
2010年10月發現的HD 176051 b，是目前唯一一顆由天體測量確認的系外行星。
脈衝星計時法
脈衝星是一顆中子星：超新星爆炸之後殘餘的超高密度小亮星。脈衝星發射出的輻射因為自轉而非常的規律，因為一顆脈衝星的自轉本質上是非常穩定的，因此在脈衝的電波輻射上觀察到的時間異常，可以用於追蹤脈衝星的運動。像平常的恆星一樣，脈衝星如果有行星而也會在小軌道上運動。以脈衝星的脈衝時間為基礎，可以計算並推導出軌道參數。
這種方法最初並不是設計來檢測行星的，但是因為靈敏度很高可以檢測到比其他方法能檢測到更小的行星，下限大約是地球質量的10倍。它也可以多行星系統之內行星相互間擾動的力，從而進一步的透漏這些行星和其軌道參數的資料。
脈衝星計時法的主要缺點是脈衝星比較少見，因此不可能大量使用這種方法發現行星。同時，如同我們所知的，因為有非常激烈的高能輻射，生命也不可能存在於繞行脈衝星的行星上。
在1992年，亞歷山大·沃爾茲森和Dale Frail使用這種方法發現環繞著PSR 1257+12的行星。他們的發現很快就獲得證實，並成為太陽系之外第一次被確認的行星。
凌日時間變分法（Transit timing variation method）
如果用凌日法檢測出了一顆行星，然後凌日時間的變化可以提供一個極其靈敏的方法，可以用來檢測另外可能存在的行星，大小可以小到只有地球的尺寸。WASP-3c就是使用這種方法藉由WASP-3b找到的。
拱星盤
有許多恆星都有盤狀的塵埃（巖屑盤）環繞著。因為這些塵粒會吸收恆星原來的星光，並且再以紅外線輻射出來，因此能夠被檢測到。即使這些塵粒的總質量小於地球的質量，但有足夠大的表面積使它們輻射出的紅外線的波長上能超越母恆星。
使用哈伯太空望遠鏡的NICMOS（近紅外線照相機和多目標分光儀）有能力觀察到這些塵埃盤。而它的姊妹裝置史匹哲太空望遠鏡，因為可以觀察更深遠的紅外線波長，因而可以得到比哈伯更好的影像。已經有15%的類太陽恆星被發現有塵埃盤。
這些塵埃相信是來自彗星和小行星相互間的碰撞，而來自恆星的輻射壓力在相對而言很短的時間內將這些塵埃粒子推入星際空間。因此，能探測到這些塵埃粒子顯示新的碰撞不斷的補充這些塵粒，並且間接的提供強有力的證據，證明有許多小天體，像是彗星和小行星的集團環繞著母恆星。例如，環繞著鯨魚座τ的塵埃盤顯示這顆恆星有類似於我們太陽系的古柏帶的天體族群，並且至少有10倍的厚度。
更多的推論，塵埃盤的形狀有時被認為有完整尺寸的行星存在其中。有些碟片的中央有空腔，這意味著它們是真正的環狀，中央的空腔可能是一顆行星清除軌道上的塵粒造成的，其他的塵埃盤包含一些可能是行星引力影響造成的叢集。 這兩種特色都出現在環繞著波江座ε的塵埃盤，暗示有一顆軌道半經約40AU的行星存在（經由徑向速度方法的檢測在內側還有其他的行星）。使用數值模型的碰撞清除技術可以檢測行星盤的這種交互作用。
恆星大氣的汙染最近，來自Spitzer太空望遠鏡對白矮星大氣的光譜分析，發現包含一些像是鈣和鎂等的重元素。這些元素不可能來自恆星的核心，而可能來自靠得太近（在洛希極限內）的小行星的影響。因為這些恆星和行星間的交互作用，使得較大的行星被潮汐力撕裂了。Spitzer的資料顯示有1-3%有類似的影響。
其他可能的方法
食聯星最小時間
當聯星的兩顆星相互對齊時，後者的星光會被前方的伴星遮蔽，這種系統稱為食雙星。當亮星的盤面被伴星遮蔽的面積最大時，是光度最低的時間，也稱為主食，並且約佔軌道周期一半的時間；次食是較亮的星遮蔽了伴星的盤面時造成的光度下降。光度最小的時間，或中心食，構成系統的光度很像脈衝星造成的時間脈衝戳記（不同於閃光星，它們是亮度的突增）。如果有行星環繞著聯星之中的一顆，這顆恆星將開始環繞聯行星的質量中心。當聯星中的恆星替換在行星的前方或後方時，食的最短時間將會發生改變，它們將會延後、準時、提前、準時、延後，不斷重複。這種偏移量的周期性可能會是檢測圍繞著密接聯星系的系外行星最可靠的方法。
軌道相位反射光的變化
以貼近的短周期軌道繞行恆星的巨大行星會發生反射光線的變化，就像月球，會經歷從滿月到新月不斷循環的相位變化。雖然影響很小——需要使用很靈敏的光度計，能夠檢測如同地球大小的行星從太陽的前方穿越（凌日）——像木星大小的行星才能被太空望遠鏡，像是克卜勒太空天文臺檢測出來。這種方法可能成為發現大多數行星最實用的方法，因為由軌道相位造成的反射光線變化與行星軌道的傾角幾乎毫無關聯。另一方面，巨大行星的相位函數可能會受到的限制，可能會反應出大氣層中粒子的實際大小和成分的分布[47]。
極化測定術（Polarimetry）
來自恆星的光線應該是非極化的，也就是說光波振動的方向是隨機的。但是，當星光被行星的大氣層反射時，光波與大氣層的分子作用使它們被偏極化。通過分析行星和恆星結合的光線中的偏振光（大約百萬分之一），原則上須要很高的靈敏度的測量移器進行分析，而且極化測定術不會受到地球大氣穩定度的限制。用於極化側定術的天文設備稱為偏光計，有能力檢測偏振光和排除未偏振的光束。雖然還沒有用這種方法找到的行星，但是這些團體，像是ZIMPOL/CHEOPS[49]和PlanetPol[50]目前都還在使用偏光計搜尋系外行星。