系外行星侦测法

任何行星相对于其母恒星都是极其微弱的光源。要在母恒星耀眼的光辉内同时检测出这种微弱的光源，都有其内在的困难。因为这种缘故，只有很少的太阳系外行星被直接观测到。
取而代之的，天文学家通常都使用间接的方法来侦测太阳系外的行星。目前，有好几种间接的方法都成功地侦测到了行星。
确定的侦测方法.
天体测量.
这种方法不仅要精确的测量恒星在天空中的位置，还要观察它与时间的变化。起初都是以肉眼和手写来纪录，在19世纪末期改用干板摄影的方法，大大的提高了测量的精度，以及创造了新的资料存档方法。如果一颗恒星有行星，则行星的重力影响将导致恒星本身在小小的圆或椭圆轨道上移动。实际上，恒星和行星都在轨道上绕著共同的质量中心（质心）在运转，可以用二体问题来解出解决的方案。而因为恒星比行星重了许多，所以轨道会非常小。通常，相互的质量中心都会位于恒星的半径之内。
天文测量学是搜寻系外行星最古老，并且原先也是最常用的方法，因为他曾经在描述天测联星系统的特征上非常成功，至少可以追溯至18世纪后期威廉·赫歇尔的陈述。他声称有一颗看不见的伴星，影响到在星表上登录为「蛇夫座70」的位置。W. S. Jacob对这颗系外行星的位置计算是已知的第一笔正式纪录。在半个世纪后才有其他人对其它他的系外行星作了相似的计算，直到20世纪初才最终的驳斥了这个结果。
长达两个世纪之久，有关环绕著邻近恒星有著「看不见的伴星」的报导和发现都是使用这种方法，在1996年乔治·盖特伍德宣告发现邻近的恒星拉兰德21185有多颗行星环绕著，是这种方法的颠峰与告别之作。之后再也没有天文学家宣称使用这种方法，并且这种技术也逐渐失宠。很不幸的，恒星位置的变化是如此的小，以至于最好的地基望远镜因为所遭受的大气扰动和系统偏差都不足以达到需要有的测量精确度。
在1996年之前，使用这种方法找到质量低于0.1太阳质量（行星）的行星级伴星，可能都是虚幻不实的。但是，在2002年，哈伯太空望远镜使用天体测量在之前被描述为有行星环绕的格利泽876获得了成功
未来，使用在太空的天文台，像是NASA的太空干涉测量任务，或许可以经由天体测量发现大量过去未能确认的新行星，但目前它依然被认为不是检测行星的好方法。
天体测量的一个优势是对大型轨道的行星非常敏感，这使它可以做为其他对小型轨道敏感方法的辅助。然而，需要很长的观测时间 － 几年或者可能需要数十年，尤其是当行星距离恒星很远，需要很长的时间才能完成一个轨道周期时。
在2009年，天文学家宣布用天体测量法发现了VB 10b，这是绕行邻近的一颗低质量红矮星VB 10，而质量只有木星质量7倍的行星。如果确认了，这将是多年来声称由天体测量法发现得第一颗系外行星。。但是，最近经由径向速度的独立研究却未能检出VB 10有大质量的伴星在轨道上绕行的任何证据
2010年10月发现的HD_176051 b是目前唯一一颗借由天体测量确认的系外行星。
径向速度.
与天体测量法相似，径向速度法也是利用恒星会以在小轨道上的移动回应行星的重力。现在的目标是量度恒星在移动时朝向或远离地球的速度，换言之，是相对于地球在视线方向上的变化。由于都卜勒效应，径向速度的变化可以从恒星谱线的移动推导。
由于恒星环绕质量中心的轨道非常小，因此恒星环绕著质量中心的速度相对于行星也很小。使用现代的光谱仪，像是ESO安装在智利拉西拉天文台3.6米望远镜上的HARPS（高精度径向速度行星搜索器）或是凯克天文台的HIRES，都可以检测出低至1m/s的速度变化。测量径向速度的方法是简单又便宜的「外部高色散干涉测量」。
这是到目前为止最具有成效的行星，它也称为都卜勒频谱。这种方法与行星的距离无关，但是需要高精度的高信噪比，因此通常只适用于地球附近距离不超过160光年的恒星。它很容易找到邻近恒星的大质量行星，但那些轨道距离较远的行星就需要许多年的观测，而且行星轨道与地球的视线方向倾斜度越高，所造成的晃动就越小，也就越难筛检出来。径向速度法的一个缺点是它只能估计行星的最低质量，但通常这只是真实质量的20%，而且行星的轨道方向越垂直于视线的方向，真实的质量就会越大。
径向速度法发现的行星可以使用凌日法来验证。当这两种方法能结合一起使用时，行星的真实质量就能评断了。
脉冲星计时法.
脉冲星是一颗中子星：超新星爆炸之后残余的超高密度小亮星。脉冲星发射出的辐射因为自转而非常的规律，因为一颗脉冲星的自转本质上是非常稳定的，因此在脉冲的电波辐射上观察到的时间异常，可以用于追踪脉冲星的运动。像平常的恒星一样，脉冲星如果有行星而也会在小轨道上运动。以脉冲星的脉冲时间为基础，可以计算并推导出轨道参数。
这种方法最初并不是设计来检测行星的，但是因为灵敏度很高可以检测到比其他方法能检测到更小的行星，下限大约是地球质量的10倍。它也可以多行星系统之内行星相互间扰动的力，从而进一步的透漏这些行星和其轨道参数的资料。
脉冲星计时法的主要缺点是脉冲星比较少见，因此不可能大量使用这种方法发现行星。同时，如同我们所知的，因为有非常激烈的高能辐射，生命也不可能存在于绕行脉冲星的行星上。
在1992年，亚历山大·沃尔兹森和戴尔·弗雷使用这种方法发现环绕著PSR 1257+12的行星。他们的发现很快就获得证实，并成为太阳系之外第一次被确认的行星。
凌日法.
当前述的方法提供了与行星质量有关的资讯，这种光度计的方法可以确定行星的半径。如果一颗行星从母恒星盘面的前方横越时，会观察到恒星的视觉亮度略为下降一些，而这颗恒星变暗的程度取决于行星相对于恒星的大小。例如，在HD 209458，恒星的亮度暗了1.7%。
这种方法有两个主要的缺点。首先，行星凌的现象只有在行星的轨道与观测的天文学家的观测点对齐时才能观测到。行星的轨道平面在视线方向上横越过恒星前方的机率与恒星的大小及行星轨道直径的比率有关，大约有10%小轨道的行星有这样的机会，比例并随著轨道增大而降低。对在1天文单位的距离上，绕著太阳大小恒星的行星，能够对齐而发生凌的机会是0.47%。但是，若能同时扫描包涵成千上万，甚至数十万颗恒星的大面积范围，能够发生凌而发现系外行星的数量原则上会超过径向速度法，虽然它不能回答任何特定的恒星是否有行星的问题。
其次，这种检测方法的虚假率很高。凌日法所检测出来的讯息通常需要通过径向速度法的复检。
凌日法的优点是可以从光变曲线测定行星的大小。在与径向速度（可以测量行星的质量）结合后，就可以测出行星的密度，然后就可以对行星的物理结构有更多的了解。到目前为止，所有已知的系外行星已经有9颗经由这两种方法得知最佳的特性。
凌日法还可以研究系外行星的大气层。当行星从恒星的前方横越时，恒星的光将通过行星上层的大气层。仔细的研究高解析的恒星光谱，可以检测出行星大气层存在的元素。也可以测量星光经过行星的大气层或被反射造成的偏极化，检测出行星大气层（和行星的物质）的成分。
此外，二次食（行星被恒星遮蔽）也可以测量行星的辐射。如果能将在二次食过程中的恒星光度的强度从之前或之后的光度中扣除，賸余的部分就是由行星单独造成的。这样就可以测量行星的温度，甚至可以测量行星的组成。在2005年3月，有两组科学家在史匹哲太空望远镜运用这种技术。这两组分别由哈佛-史密松天文物理中心的大卫·夏邦诺和戈达德太空飞行中心的L. D. Deming领导，分别研究TrES-1和HD 209458b。他们测出TrES-1的温度是1,060 K（790°C），而HD 209458b的温度是1,130 K (860°C)。此外，热海王星格利泽436b也会进入二次食。但是有些发生凌的系外行星，从地球上观测不到二次食的现象；HD 17156 b有超过90%是后者中的一颗。
CNES的COROT任务，从2006年开始在轨道上搜寻凌日的行星，由于没有了大气层的闪烁精确度得以提高。这项任务正如设计般的可以检测出大小为地球质量数倍的系外行星，并且实际上比设计期望的更好。在2008年初就已经发现了两颗系外行星 （两颗都是"热木星"）。
在2009年3月，美国国家航空暨太空总署的克卜勒发射升空，持续扫描有大量恒星的天鹅座区域，预期将能检测出地球大小的行星，并能精确的测量其特征。NASA的克卜勒任务使用凌日法扫描在天鹅座的十万颗以上的恒星来寻找行星，克卜勒的灵敏度足以检测出比地球更小的系外行星。同时扫描十万颗的恒星，它不仅能检测出地球大小的行星，它也能够收集类似太阳的恒星周围行星的数位统计资料。
克卜勒已经能够检验出一颗已知的太阳系外行星，凌日的气体巨星HAT-P-7b。克卜勒虽然不能将光线解析成图像，但被期望甚至能够检测出轨道贴近但非凌日的气体巨星。相反的，高热恒星的亮度似乎周期性的随著时间逐渐转变，因为像月球，行星也会经由相位变化，周而复始的从满月至新月。这种变化虽然小，但这样的变化有如一颗行星的签名。除了反射来自恒星的光，有些来自行星的光会像热辐射来自行星本身。因此，相位曲线的形状与行星大气层的成分有所关联，建立在行星的反射上，并且也显示了从白天到黑夜的热交换迹象。这种行星相位变化法可能是实际上能让克卜勒卫星发现最大量的行星，因为它不需要行星从母恒星的盘面前方经过。
凌日时间变分法.
如果用凌日法检测出了一颗行星，然后凌日时间的变化可以提供一个极其灵敏的方法，可以用来检测另外可能存在的行星，大小可以小到只有地球的尺寸。WASP-3c就是使用这种方法借由WASP-3b找到的。
微重力透镜.
当一颗恒星的重力场像透镜一样，将遥远背景恒星的光线放大，就产生微重力透镜的现象。只有当两颗恒星几乎完全对齐时，才会产生这种效果。在过去的十年当中，已经观察到数千次的此类事件。
如果作为前景的恒星拥有行星，那么也可以探测到行星重力场贡献的透镜效应。由于这需要非常精准的对齐，才能检测到行星的微重力透镜效应，因此需要监测非常大量的恒星才有机会观察到这种现象。这种方法最有可能获得成效的就是观察地球与银河中心之间的恒星，因为银河中心可以提供大量的背景恒星。
在1991年，普林斯顿大学的天文学家毛淑德（Shude Mao）和玻丹·帕琴斯基第一次提出利用微重力透镜寻找系外行星的方法，直到2002年才由波兰的天学家（、和来自华沙的和玻丹·帕琴斯基），在光学重力透镜实验的专案中发展出可行的方法后，才获得成功。仅仅在一个月中，他们就发现了好几颗可能的行星。自此之后，使用微重力透镜确认的行星迄2006年已经有4颗。这是有能力在普通的主序星周围检测出质量类似地球大小行星的方法之一。
这种方法有一个缺点，因为恒星对齐的情况永远不会再次发生，因此这种方法不能重复验证结果。同时，被检测到的行星通常距离有数千秒差距之遥，因此也难以用其他的方法进行后续的观察。
这种观测通常都是透过网路使用全自动望远镜来执行。
探索透镜异常网/RoboNet计划更是雄心勃勃，它透过网路联结了世界各地的望远镜，跨越时区，几乎可以24小时不间断地观测，提供经由微重力透镜发现质量与地球接近的低质量行星机会。这种策略成功的检出第一颗低质量行星OGLE-2005-BLG-390Lb。
拱星盘.
有许多恒星都有盘状的尘埃（岩屑盘）环绕著。因为这些尘粒会吸收恒星原来的星光，并且再以红外线辐射出来，因此能够被检测到。即使这些尘粒的总质量小于地球的质量，但有足够大的表面积使它们辐射出的红外线的波长上能超越母恒星。
使用哈伯太空望远镜的NICMOS（近红外线照相机和多目标分光仪）有能力观察到这些尘埃盘。而它的姊妹装置史匹哲太空望远镜，因为可以观察更深远的红外线波长，因而可以得到比哈伯更好的影像。已经有15%的类太阳恒星被发现有尘埃盘。
这些尘埃相信是来自彗星和小行星相互间的碰撞，而来自恒星的辐射压力在相对而言很短的时间内将这些尘埃粒子推入星际空间。因此，能侦测到这些尘埃粒子显示新的碰撞不断的补充这些尘粒，并且间接的提供强有力的证据，证明有许多小天体，像是彗星和小行星的集团环绕著母恒星。例如，环绕著鲸鱼座τ的尘埃盘显示这颗恒星有类似于我们太阳系的古柏带的天体族群，并且至少有10倍的厚度。
更多的推论，尘埃盘的形状有时被认为有完整尺寸的行星存在其中。有些盘片的中央有空腔，这意味著它们是真正的环状，中央的空腔可能是一颗行星"清除"轨道上的尘粒造成的，其他的尘埃盘包含一些可能是行星引力影响造成的丛集。
这两种特色都出现在环绕著波江座ε的尘埃盘，暗示有一颗轨道半经约40AU的行星存在（经由径向速度方法的检测在内侧还有其他的行星。）。使用数值模型的碰撞清除技术可以检测行星盘的这种交互作用。
恒星大气的污染.
最近，来自史匹哲太空望远镜对白矮星大气的光谱分析，发现包含一些像是钙和镁等的重元素。这些元素不可能来自恒星的核心，而可能来自靠得太近（在洛希极限内）的小行星的污染。因为这些恒星和行星间的交互作用，使得较大的行星被潮汐力撕裂了。史匹哲的资料显示有1-3%有类似的污染。
直接影像.
如前所述，行星的光芒相较于母恒星是极为微弱的，因此经常都被掩盖在恒星耀眼的光辉内。因此，通常是很难直接检测到它们的
有些计划中装备的望远镜具备直接观察行星影象能力的仪器，包括：双子望远镜 (Gemini Planet Imager(GPI))、VLT（SPHERE）和昴星团望远镜（HiCiao）。
直到2010年，望远镜只能在特殊的环境下才能用直接影像观察系外行星。具体而言，只有当行星很大时（通常要远大于木星），并且与母恒星的距离够远，还要够热能辐摄大量的红外线，才比较容易得到直接的影像。但是在2010年，来自NASA喷射推进实验室的一个小组证明涡状日冕仪可以让小望远镜直接观察到行星的影像。他们使用海尔望远镜1.5米的副镜直接观察到HR 8799先前已知行星的影像。
另一种有前途的方法是消零干涉测量。
在2004年7月，一群天文学家使用欧洲南方天文台在智利的甚大望远镜阵列获得了2M1207b的影像，棕矮星2M1207的伴星
。在2005年12月，这颗行星的地位获得确认。这颗行星的质量相信是木星的数倍，并且有大于40天文单位的轨道半径。
在2008年9月，在距离恒星1RXS J160929.1−210524330天文单位的距离上发现了一个天体的影像，但直到2010年才被证实他不是这颗恒星的伴星，而只是并列在远方的另一颗恒星
2008年11月13日宣布的第一个多星系统的影像，是在2007年使用凯克望远镜和双子望远镜这两架望远镜拍摄的。直接观察到了HR 8799的轨道，它们的直量分别是10、10、和7倍的木星质量。在同一天，2008年11月13日，还宣布哈伯太空望远镜直接观测到北落师门有一颗不超过3MJ的行星。这两个系统都有不同于古柏带的盘状物环绕著。还有另一个系统，GJ 758，在2009年11月被一个小组使用昴星团望远镜的仪器HiCIAO拍摄到影像。
还有其他三个可能有系外行星的直接影像：豺狼座GQb、绘架座AB b、和SCR 1845 b。当2006年3月，还没有被直接影像确认的行星，相反的，它们自己可能也都只是棕矮星。
其他可能的方法.
食联星最小时间.
当联星的两颗星相互对齐时，后者的星光会被前方的伴星遮蔽，这种系统称为食双星。当亮星的盘面被伴星遮蔽的面积最大时，是光度最低的时间，也称为主食，并且约占轨道周期一半的时间；次食是较亮的星遮蔽了伴星的盘面时造成的光度下降。光度最小的时间，或中心食，构成系统的光度很像脉冲星造成的时间脉冲戳记（不同于闪光星，它们是亮度的突增）。如果有行星环绕著联星之中的一颗，这颗恒星将开始环绕联行星的质量中心。当联星中的恒星替换在行星的前方或后方时，食的最短时间将会发生改变，它们将会延后、准时、提前、准时、延后，不断重复。这种偏移量的周期性可能会是检测围绕著密接联星系的系外行星最可靠的方法。
轨道相位反射光的变化.
以贴近的短周期轨道绕行恒星的巨大行星会发生反射光线的变化，就像月球，会经历从满月到新月不断循环的相位变化。虽然影响很小——需要使用很灵敏的光度计，能够检测如同地球大小的行星从太阳的前方穿越（凌日）——像木星大小的行星才能被太空望远镜，像是克卜勒太空天文台检测出来。这种方法可能成为发现大多数行星最实用的方法，因为由轨道相位造成的反射光线变化与行星轨道的倾角几乎毫无关联。另一方面，巨大行星的相位函数可能会受到的限制，可能会反应出大气层中粒子的实际大小和成分的分布。
极化测定术.
来自恒星的光线应该是非极化的，也就是说光波振动的方向是随机的。但是，当星光被行星的大气层反射时，光波与大气层的分子作用使它们被偏极化。
通过分析行星和恒星结合的光线中的偏振光（大约百万分之一），原则上须要很高的灵敏度的测量移器进行分析，而且极化测定术不会受到地球大气稳定度的限制。
用于极化侧定术的天文设备称为偏光计，有能力检测偏振光和排除未偏振的光束。虽然还没有用这种方法找到的行星，但是这些团体，像是ZIMPOL/CHEOPS和PlanetPol目前都还在使用偏光计搜寻系外行星。
未来的任务.
几个太空任务将使用已经被验证过的行星检测方法，在太空中使用天体测量法，因为去除了大气层的扭曲效应，可以比在地面上的测量更灵敏，并且可以使用不能穿透大气层的红外线波段进行检测。这些太空探测器中的一些应该可以检测到类似我们地球的行星。
NASA的太空干涉仪任务，目前计划在2014年推出，将使用天体测量法，它或许可以检测出邻近地球附近的恒星是否有类似地球的行星。欧洲太空总署的黎明探测器和NASA的类地行星发现者 探测器将尝试直接取得行星的影像。最近的新世界任务提出的想法是使用一个遮蔽者来阻挡恒星的光，而允许天文学家直接观测环绕著的暗淡行星。
研议中巨大的地面望远镜还可以直接得到太阳系外的行星影像，ESO正在考虑建造的欧洲极大望远镜镜面的直径将在30米至60米之间。
在一段时间之后，或许在2025年之后，ATLAST或许可以直接研究类似地球大小系外行星的表面。