1、視向速度移動法。

視向速度移動法的發現原理是透過恆星的左右移動，可以測出旁邊行星有多遠，以及質量有多大。這種測量是最容易知道旁邊有行星的，現在已發現了七百多個行星。一般以這種方法探測出的行星質量很大，卻不知道它的半徑，按這種方法發現的行星距離也很近，一般不會上千光年，使用此方法發現的行星軌道也會比較向外。用此方法發現的行星一般以HD xxx，Gliese xxx來命名。

2、凌星法

凌星法發現的行星比視向速度法更難發現一點，半徑也會小一點，距離一般在100-10000光年發現。此方法探測出來的行星多半是知道體積，很少行星是知道質量的。它們的軌道週期也會更裡面一點，以這種方式發現的最外面的行星也不會超過木星軌道，現在已經發現2600多個行星。用這種方法更能探測出宜居行星，用此方法發現的行星一般會以Kepler-xxx，K2-xxx，WASP-xxx來命名。而且能在各種種類的恆星找到紅矮星，包括G型，F型，B型，次巨星等發現。

3、脈衝計數法

用脈衝計數法探測出的行星佷少，目前僅不到100顆，比較出名的PSR J1719-1438b就是用此方法的鑽石星球。（具體內容可看Exoplane一一系外行星）

4、引力微透鏡法

引力微透鏡法探測出來的行星更為複雜，而且一般質量特別大，距離地球又特別遠的行星（1000-22000光年）。

5、直接成像法

直接成像法發現的最小的行星也比天海王星要大，一般用此方法發現的行星距地球也不會太遠，較出名的HR 8799bcde四個行星就用此方法發現的。

探測行星成分要從母恆星內部的金屬含量計算出行星密度，用凌星法探測出的密度較為簡單。已知半徑、質量、密度的行星特別少，K2-137b熱木星是已知密度最高的行星。已知溫度的行星也不多，大部分開普勒行星都不知道溫度。TRAPPIST-1紅矮星系7個行星的半徑、質量、密度、溫度，才能準確算出這是一個可能存在生命的行星，四樣缺一不可。

如今，關於發現太陽系外行星的訊息不絕於耳，甚至發現太陽系外宜居行星的訊息也不時傳來，已經不是什麼新鮮事兒了。那麼，距離遙遠且自身並不發光的系外行星，是如何被地球上的人類發現的呢？

北京天文館副館長陳冬妮曾在我們北京日報科技版撰文解答過這個問題。

我們一般人最可能想到的方法，就是用望遠鏡直接“看見”系外行星。

但是，和恆星相比，行星實在是太黯淡了。一般來說，行星在可見光波段的光度只相當於其母恆星的百萬分之一，甚至更少，而且行星的光亮通常都會消失在恆星耀眼的輝光中。利用現階段的觀測工具，很難直接獲得行星的可見光影像。

不過，這並不是說，這樣的方法完全不可行。

擋住母恆星的光亮，直接拍攝到行星的影象，人類確實用這樣的方法也發現了一些系外行星。

不過要說明，這樣的所謂“看到”，也不是在可見光的範圍內，而是在紅外波段拍攝的。再一點，這樣“看到”的系外行星，都是個頭很大而且遠離母恆星的“超級木星”。因為在紅外波段，這些高溫行星輻射出比在光學波段多得多的輻射，因此獲得它們紅外波段的影象相對容易。

雖然這是最直接也最可信的方法——眼見為實，連“豔照”都拍下來了，還錯得了？——不過，這樣發現系外行星受到很多侷限，成果也並不多。

下面我們就來介紹兩種目前最主要的發現系外星的方法。

其一是所謂視向速度法，天文學家可以測量行星透過引力作用對其母恆星運動產生的影響，間接推測出行星的存在。

1995年10月6日，瑞士日內瓦大學兩位天文學家米歇爾·邁耶和戴帝俄·奎羅茲，在飛馬座一顆恆星附近發現的行星，是第一顆被確認的圍繞主序星執行的太陽系外行星。他們採用的就是視向速度法。

在行星繞母恆星公轉的同時，母恆星也會繞著恆星－行星系統的質心運動，如果某顆恆星在視線方向（朝向或遠離地球的方向）的運動發生變化（很有可能是由於它的附近有行星存在），就會體現在它的光譜上，也就是我們熟知的多普勒效應。當光源遠離我們運動時，譜線會向光譜的紅端移動，我們稱為紅移，相反，如果光源朝向我們運動，譜線會發生藍移。

目前的觀測技術可以檢驗出恆星低至每秒1米的視向速度變化。這種探測方法有一個無與倫比的優點，它對恆星本身的性質沒有過多要求，基本上任何型別的恆星都可以用這種辦法來檢測是否有圍繞其執行的行星存在。

視向速度法最大的缺陷之一是無法確定行星的真實質量，但如果可以透過其他方法確定母恆星的質量，就能夠推斷出行星的真實質量。

這種方法目前仍然是採用最多、成果最豐碩的發現系外行星的方法。

其二是所謂凌星法。它依據的原理其實更為簡單。與我們熟悉的日食和月食原理一樣，當母恆星的行星剛好從它和地球之間經過時，行星就會遮擋住一部分來自背後母恆星的光芒，在地球上會觀測到母恆星的亮度有所下降，亮度下降多少主要與恆星和行星的尺寸有關。透過測量恆星的亮度變化，能夠推斷出行星的存在，同時得到行星大小的資訊。

凌星法在諸多搜尋太陽系外行星的方法中，僅次於視向速度法，在過去的二十年間發現了很多系外行星。

此外，天文學家們還會用凌星持續時間變化法、微引力透鏡法、天體測量法、脈衝時變法、變星時變法、相對論光束法、偏振法等辦法來尋找太陽系外行星，但最常用、搜尋效果最好的，還是看起來原理更加簡單的視向速度法和凌星法。

2009年3月發射的，專門用於探測系外行星的開普勒太空望遠鏡，為人類關於太陽系外行星的認識立下了汗馬功勞。

一些科學家們認為，如果NASA真的想要在尋找地球以外的生命，那麼它需要向太空發射並啟用一個全新的大型太空望遠鏡--該望遠鏡能夠直接捕捉到太陽系外星影象--才行。然而目前這樣的技術還不存在。據悉，這一想法源於美國國家科學院、工程院與醫學院成員整理的一份關於研究和探索太陽系外行星最佳策略的報告。

在收集了該領域專家的意見後，該機構總共提出了7條建議，其中望遠鏡名列榜首。

不過在製作報告的時候，作者並沒有將潛在的財政限制考慮在內。俄亥俄州州立大學天文學教授Scott Gaudi在接受媒體採訪時表示，他們並沒有特別考慮成本、日程安排或任何其他類似的因素，“這只是一種系外行星社群認為如果想要解決我們的科學目標需要做的最重要的事情而達成的共識。”

眼下，天文學家都是透過間接的方式找到系外行星。關注遙遠世界最常見的方法就是觀察它們在母星目前經過的過程，也就是所謂的凌日。NASA已經投放在地球軌道的TESS就是用這種方式尋找行星的，未來投入使用的詹姆斯韋伯太空望遠鏡亦是如此。另外一種方法則是觀察行星的重力是如何影響它的母星。即便一些行星非常小，但它們仍能讓其恆星發生輕微擺動。

對一顆系外行星進行直接成像是一項非常近艱鉅的任務，由其是跟地球一般大小的。這些行星距離它們的母星都非常近，很容易被附近的星光淹沒。因此，為了能實現這個目標，科學家們將需要在未來的太空望遠鏡上安裝一些特殊的工具以此來阻擋或減弱恆星的光線。

幸運的是，天文學家一直在研究這個問題。其中一個概念就是日冕儀。日冕儀是一種光學儀器，它可以被連線到望遠鏡上，用反光鏡來抑制來自恆星的光線，使人們更容易看到隱藏在附近的行星。地球上和太空中的望遠鏡就都配備了日冕儀來幫助研究太陽，但這種高對比度的儀器還沒有在太空中進行全面測試。

除了日冕儀還有另一種選擇。天文學家們一直在嘗試一種被稱為遮星傘（starshade)的東西。它是一個巨大的花形結構，會在望遠鏡前面飛出來，透過投射陰影阻擋來自恆星的光線。然而問題是，這項技術相當複雜。一個遮星傘必須在距離太空望遠鏡10萬公里左右的地方飛行才能準確地阻擋來自遙遠恆星的光線。像日冕儀一樣，遮星傘技術還未完全成熟。

任何能夠直接成像的望遠鏡專案都將要耗資數十億美元，這可能讓國會難以接受，特別是考慮到詹姆斯韋伯太空望遠鏡的延遲以及成本超支。與此同時，特朗普政府則還提議取消廣角紅外巡天望遠鏡(WFIRST)，理由是該專案的成本超支。但系外行星天文學家對此仍持樂觀態度，他們認為這樣的大專案有朝一日可能會實現。

科學家發現太陽系外行星的方法有很多種，不過一般都是利用天文望遠鏡觀測到的各種資料，間接獲得系外行星存在的證據。

對於距離較近的系外行星，可以確定行星的大小及公轉週期等少量資料。距離太遠了，基本就只能猜測可能有一顆行星繞恆星運動。要想測定系外行星的成分就更困難了，幾乎不可能。不過可以透過觀測恆星的光譜來猜測行星的可能成分。

1992年，人類利用脈衝星計時法觀測到了第一顆系外行星，亞歷山大·沃爾茲森和戴爾·弗雷使用這種方法發現了環繞著恆星PSR1257+12的行星。天文學家於2008年首次拍到了太陽系外行星的直接影象。截至目前，科學家總共發現了大約1000多個系外行星。

目前科學家搜尋系外行星的方法主要有7種，包括天體測量學、利用狹義相對論、脈衝星計時法、直接觀察法、重力微透鏡法、徑向速度法、行星凌日法。不過這些方法各有利弊，需要根據具體情況進行使用，目前為止使用最廣泛且最具成效的方法是徑向速度法。

雖然方法各不相同，但原理都大同小異。系外行星不發光且距離地球太遠，用天文望遠鏡幾乎觀察不到。但系外行星的存在會對其所環繞的恆星產生某些影響，科學家們透過觀察恆星的光芒及運動等微小變化，就可以確定系外行星的存在。

這些觀測資料包括：恆星在天空中執行軌跡的變化、恆星的亮度因行星運動而發生的變化、恆星的二級光變曲線、恆星受行星引力拖曳而產生的多普勒頻移……

這個問題是科學才知道的問題。但根據本人的愛好也瞭解一點，是根據恆星發出的光變暗程度推出行星的大小及位置的。

系外行星不如恆星那般耀眼，因此天文學家一般先尋找系外恆星。而判斷這顆恆星是否有行星圍繞一般靠兩種方法。第一種就是觀察恆星的明暗變化。恆星一般情況下都是穩定的光源，因此如果發現一顆恆星有周期性的明暗變化，就說明有行星圍繞這顆恆星公轉。

另外一種方法就是觀察恆星的位置變化。如果一顆恆星會有小幅度擺動，就說明它在對行星做功。道理和我們擲鏈球時旋轉會繞質心小幅擺動一樣。行星的軌道半徑越小，擺動頻率越高，質量越大擺動幅度越大。因此根據公式就可以計算出行星的質量等相關資訊。不過恆星和行星之間的質量差別很大，因此要求高精度的測量儀器（精度要求至在1角秒以下），否則這種擺動很難被發現。測量是否擺動也透過直接觀測或者觀察多普勒效應來判斷。當然，這種方法也同樣應用到了行星衛星的推測上。透過這兩種方法，科學家就可以初步瞭解到系外行星的基本資訊。

夜空中每一個遙遠、閃爍的光點，都是一顆恆星，都具有和我們太陽系一樣的可能性。這其中包括：外行星世界的可能性，生命的可能性，文明的可能性！在一個晴朗、漆黑的夜晚，宇宙有著無限的可能，你在仰望星空，而你的對面也可能有人正遙望著你！因此我們在研究恆星的同時，也在探索恆星的行星，因為行星才是生命的搖籃！下面就說下，我們是透過哪些手段研究太陽系外行星的？

研究系外行星要比恆星困難的多

如果在20年前，關於其他系外行星的可能性，我們只能根據理論來推測，其他恆星周圍可能存在類似太陽系的行星系統！這在理論上是肯定會發生的。但是現在不一樣了，我們已經確切的發現了圍繞其他恆星執行的行星！

首先我們要知道，研究行星要比恆星困難的多，因為恆星發光，質量不一樣光度不一樣，研究恆星光譜，我們也能知道恆星的組成！但是行星不發光，它們在暗處，沒有任何可直接觀測的條件，我們只能間接的去研究系外行星。

事實上，我們目前有兩種主要的方式來研究系外行星：恆星擺動和行星凌日。

恆星擺動法

在我們的印象中太陽除了自轉應該是固定在太空中的，行星圍繞著太陽公，這個想法其實是一個真實情況的近似值，畢竟，太陽的質量約佔太陽系質量的99.8% ！但實際上，太陽向其他行星施加引力，那其他行星的引力也會作用於太陽。如果我們把木星放大很多倍，太陽和木星的情況就像上面的動圖一樣。（這個有些誇張了）

這一點很重要，如果我們現在離太陽系很遠，而太陽和另一個巨大的天體正在圍繞軌道執行，我們會看到什麼？

如果我們處在這個系統的側面，就會看到太陽運動軌道的一部分朝向我們，另一部分遠離我們。對於光而言，當恆星向我們移動時，光會發生藍移，而當恆星遠離我們時，光會發生紅移。

透過長時間的觀察紅-藍-紅-藍的振盪模式，我們就可以測量：

透過震動的幅度，我們就能知道恆星軌道中執行的行星質量，

透過震動的週期變化，我們就能知道行星到恆星的距離，

毫不奇怪，用這種方法發現的第一批行星質量非常大，從距離上非常接近它們的母恆星，因為這是用這種方法最容易看到這類行星！但是我們還有第二種方法...

行星凌日法

行星凌日！通常情況下，當我們觀察一顆恆星時，恆星會發出大致恆定數量的光線。但是如果有行星從恆星前面經過的話，行星就會擋住一定比例的光線。如果我們的儀器足夠靈敏，就可以檢測到光發射量的微小變化。

這個方法需要我們觀察的角度基本上和行星軌道平面一致，恆星系的其他行星將會依次經過母恆星前面，擋住光線：

透過測量被擋住的光量，我們就能知道行星的直徑

透過測量遮擋的週期，我們就能知道行星到恆星的距離

在太陽系中我們經常會說水星和金星的凌日現象，這是因為從地球上看，水星和金星是唯一能阻擋太Sunny的行星。

這就是開普勒計劃目前尋找行星的方法。

總結：研究案例，55 Cancri 一個五行星系統

總的來說，我們現在已經發現了超過1500顆太陽系外的行星！在這些行星中不僅有像水星、金星、地球和火星這樣的小型岩石行星。

還有像木星、土星、天王星和海王星這樣的大型氣態巨星。

我們還發現了“介於兩者之間”的行星。換句話說，這些行星看起來比太陽系所擁有的岩石行星要大得多，但卻沒有氣態巨行星那麼大。

這就是所謂的超級地球？

我們可以用以上兩種方法測量這顆行星：擺動和凌日。我們只要知道了它的質量和半徑，就能知道它的密度，也許我們還能知道這顆行星是由什麼構成的！

看一下巨蟹星座的55 Cancri，或稱rho Cancri，距我們地球只有40光年。首先透過擺動法探測到，55 Cancri至少有五顆行星圍繞著它執行。

雖然最外層的四顆行星是像木星那樣的氣態巨行星，但最裡面的一顆55Cancri e是屬於超級地球中的一顆。

這顆行星的密度為10.9克/立方厘米，幾乎是地球密度的兩倍，(地球是太陽系中密度最大的行星)。質量是地球的8倍多，但半徑只比地球大63% ！怎麼會這樣呢？

事實證明，這顆行星可能是一顆像木星一樣的氣態巨行星遺留的緻密、高壓縮的核心，並不是一顆簡單的金屬球！它的表面有可能是石墨，內層是鑽石。

我們知道木星的核心是固體，而不是氣體。但如果我們把木星推到離太陽很近的地方，木星的外層大氣會被太陽剝離或者吞噬。而留下一顆緻密的核心。

因此具我們推測55Cancri e原本可能是一個與土星大小相當的氣態行星。但隨著它的大氣層被逐漸剝離，就留下了一個比地球大不了多少的核心，但它的質量和密度要比地球大得多！

這就是我們目前研究探索系外行星的方法。

人類透過各種技術尋找系外行星，這是求生的本能，也是對未知的好奇！

瞭解系外行星這個領域，我們首先需要將其與地外星球區別開來，後者指的是地球之外的所有星球，可能包含了衛星、行星或恆星等所有星體；而前者則指的是那些位於太陽系之外的所有行星，人類也正在透過各種技術來尋找這些系外行星。

我們對地外世界的探索，除了對未知世界的好奇以外，更大的根本原因在於我們都具有強烈的求生本能。雖然可見宇宙的部分較小，而我們人類目前的探測技術也有待提高，但這並不影響我們認為：系外行星會在太陽系之外的世界普遍存在！

為什麼要尋找系外行星

迄今為止，人類發現並確認的系外行星數量已達到數千顆之多。我們不僅可以透過這些行星所在的恆星系統，對我們自己所在的太陽系有更深刻的認識；而且，地球上的資源本就不是取之不盡用之不竭的，找到新的可居住行星是我們人類給與自己最好的退路。

在尋找那些位於遙遠世界中的生命跡象時，人類面臨的主要問題便是探索技術上的挑戰。因為，只有當我們的探測空間範圍進一步擴大之後，才能提升尋找其他恆星周圍存在的行星的數量。不管是探測目標的鎖定，還是探測器本身的靈敏度，這些都是尋找過程中經常會遇到的問題。那麼，科學家們發現系外行星的所有方法中，使用頻率更高的關鍵技術是什麼？

發現系外行星的關鍵技術！

在尋找系外行星的時候，科學家們會用到很多方式，這其中就包括天體測量法、狹義相對論、脈衝星計時法、直接成像法、重力微透鏡法、徑向速度法、凌日法。首先，我們可以瞭解截至目前尋找系外行星最有效的關鍵方法，它被科學家們叫做徑向速度法。簡單來說，這種方式的基本原理，其實就是利用恆星母星、行星乃至衛星之間的位置變化來進行確認系外行星的存在。

透過我們目前的光譜儀，已經可以檢測出星體每秒移動一米的速度變化，有時候這種方法也被稱為“多普勒”效應法。因為在本質上，這種方式的成功運用並不會受到行星距離的影響，測量的是恆星在受到引力的拖拽之後，它的光發生了怎樣的變化。這種方式的主要缺陷，只在於無法對行星的質量進行準確估算，計算得出的質量大約只佔據到行星真實質量的大約20%。

接下來，我們可以瞭解一種原則上最重要的系外行星探索方式，它的名字叫做直接成像法。從這個名字上就可以體現出，這是一種主要依賴於探索儀器的方式，並不需要我們進行太多複雜的演算。當科學家們的探索目標是一個尺寸較大的行星，以及母恆星與行星之間的距離較近、且無法被它的光芒所掩蓋的時候，具有強大功能的望遠鏡，便能在此類系外行星的發掘中扮演重要角色。

而當我們尋找的系外行星是圍繞脈衝星進行運動的時候，那麼便需要使用到一種被稱為脈衝星計時法的方式。事實上，脈衝星本質上就是恆星衰亡之後形成的超高密度星體，它會在自身高速旋轉的時候發出強烈脈衝。並且，這種穩定的自轉行為，讓其散發出的輻射也具有明顯的規律。科學家們正是利用其本應規律的脈衝中存在的不規律現象，以此來尋找系外行星的蹤跡。