宇宙空間的尺度大得令人絕望，即使是離我們最近的恆星，在我們用望遠鏡看起來都只是一小團光點，而圍繞著它們執行的行星（如果有的話），其體積和質量還要比主恆星要小很多。一般來說，行星的體積和質量都不可能支援其發生核聚變而發光的，行星所發出的光都是反射光，而這些微弱的光芒通常都會被恆星發出的強光所掩蓋，太陽系外的行星是很難被直接觀測到的。
長久以來，能夠確切的證實“在太陽系外有行星的廣泛存在”這一目標是天文科學家一直所追求的，為此天文科學家們想出了很多方法，現在我們就來簡單的瞭解一下。假設我們在一根棍子拴上繩子，並在繩子的末端綁上一個重物，然後我們有規律的擺動棍子，重物就會圍繞著棍子做圓周運動。當我們停止動作的時候，重物依然會在慣性的作用下圍繞著棍子運動，這時我們就可以觀察到在重物牽引力的作用下，棍子也會跟著一起搖擺。同理，當一顆行星在圍繞著它的主恆星執行時，在行星的引力作用下，主恆星也會產生搖擺，其搖擺的程度與行星的質量成正比關係。
根據多普勒效應，當一顆恆星向觀測點靠近的時候，它的光譜會偏向藍色，而當它在遠離觀測點的時候，它的光譜則會偏向紅色。值得一提的是，現代高精度的光譜儀可以將這個移動速度精確到每秒鐘1米！天文科學家利用這些先進的觀測裝置對目標進行長時間的觀測，在固定時間段內，如果觀測目標會進行週期性的擺動，就可以推斷出該恆星受到了其它天體的引力作用。
但這時還不能確定這個天體就是行星，因為在宇宙中存在著大量的雙星系統，兩顆相領的恆星也有可能會產生這種情況。因此天文學家會根據已觀測到的資料對這個天體的質量進行計算，如果這個天體的質量遠小於恆星，那就可以肯定它是系外行星了。這種觀測方法被稱之為“多普勒效應法”，是目前天文科學家觀測系外行星的主要方法之一，但這種方法有一個缺陷，那就是它只能測出行星的質量，而測不出行星的體積。
為了能夠測出系外行星的體積，天文科學家使用了另一種方法。當一顆系外行星在穿越其主恆星與觀測點之間時，它會遮擋住主恆星的一小部分光線，這種微小的光線改變可以被我們靈敏的望遠鏡捕捉到。當我們用望遠鏡長時間的觀測目標時，如果發現觀測目標所發出的光線在規律的出現變暗，並且會持續一個固定的時間段，那就可以推斷出系外行星的存在了。行星從恆星和觀測點之間穿過這種現象被稱為“凌日”，所以這種觀測法就被稱之為“凌日觀測法”，由於在凌日過程中主恆星的光線變暗程度與行星的體積成正比，所以利用這種方法可以方便的測量出系外行星的體積。
這兩種方法是目前天文科學家觀測系外行星的主要方法，透過對兩種方法綜合應用，我們就可以清楚的瞭解到系外行星的質量和體積，從而計算出它的密度。另外，在凌日的過程中，主恆星發出的光會透過系外行星的大氣層，科學家們就可以透過對這些透過行星的光線所形成的光譜進行分析，從而推測出該行星的元素組成。目前發現的系外行星大多是透過以上兩種方法發現的，順便提一下，透過光譜分析，天文科學家在上個世紀還發現了一顆黃金做的星球，只是離我們太遠不能開採，真是可惜。
對於系外行星還有一些其它的觀測方法，如引力透鏡法、脈衝星計時法、恆星盤觀測法、凌日時間變分法等等，它們有的是基於上述兩種方法的變種，有的應用範圍很低窄，這裡就不一一介紹了，相信隨著科技的進步，會發現越來越多的系外行星，說不定到時候我們會驚訝的發現，原來宇宙到處都是地球。
宇宙空間的尺度大得令人絕望，即使是離我們最近的恆星，在我們用望遠鏡看起來都只是一小團光點，而圍繞著它們執行的行星（如果有的話），其體積和質量還要比主恆星要小很多。一般來說，行星的體積和質量都不可能支援其發生核聚變而發光的，行星所發出的光都是反射光，而這些微弱的光芒通常都會被恆星發出的強光所掩蓋，太陽系外的行星是很難被直接觀測到的。
長久以來，能夠確切的證實“在太陽系外有行星的廣泛存在”這一目標是天文科學家一直所追求的，為此天文科學家們想出了很多方法，現在我們就來簡單的瞭解一下。假設我們在一根棍子拴上繩子，並在繩子的末端綁上一個重物，然後我們有規律的擺動棍子，重物就會圍繞著棍子做圓周運動。當我們停止動作的時候，重物依然會在慣性的作用下圍繞著棍子運動，這時我們就可以觀察到在重物牽引力的作用下，棍子也會跟著一起搖擺。同理，當一顆行星在圍繞著它的主恆星執行時，在行星的引力作用下，主恆星也會產生搖擺，其搖擺的程度與行星的質量成正比關係。
根據多普勒效應，當一顆恆星向觀測點靠近的時候，它的光譜會偏向藍色，而當它在遠離觀測點的時候，它的光譜則會偏向紅色。值得一提的是，現代高精度的光譜儀可以將這個移動速度精確到每秒鐘1米！天文科學家利用這些先進的觀測裝置對目標進行長時間的觀測，在固定時間段內，如果觀測目標會進行週期性的擺動，就可以推斷出該恆星受到了其它天體的引力作用。
但這時還不能確定這個天體就是行星，因為在宇宙中存在著大量的雙星系統，兩顆相領的恆星也有可能會產生這種情況。因此天文學家會根據已觀測到的資料對這個天體的質量進行計算，如果這個天體的質量遠小於恆星，那就可以肯定它是系外行星了。這種觀測方法被稱之為“多普勒效應法”，是目前天文科學家觀測系外行星的主要方法之一，但這種方法有一個缺陷，那就是它只能測出行星的質量，而測不出行星的體積。
為了能夠測出系外行星的體積，天文科學家使用了另一種方法。當一顆系外行星在穿越其主恆星與觀測點之間時，它會遮擋住主恆星的一小部分光線，這種微小的光線改變可以被我們靈敏的望遠鏡捕捉到。當我們用望遠鏡長時間的觀測目標時，如果發現觀測目標所發出的光線在規律的出現變暗，並且會持續一個固定的時間段，那就可以推斷出系外行星的存在了。行星從恆星和觀測點之間穿過這種現象被稱為“凌日”，所以這種觀測法就被稱之為“凌日觀測法”，由於在凌日過程中主恆星的光線變暗程度與行星的體積成正比，所以利用這種方法可以方便的測量出系外行星的體積。
這兩種方法是目前天文科學家觀測系外行星的主要方法，透過對兩種方法綜合應用，我們就可以清楚的瞭解到系外行星的質量和體積，從而計算出它的密度。另外，在凌日的過程中，主恆星發出的光會透過系外行星的大氣層，科學家們就可以透過對這些透過行星的光線所形成的光譜進行分析，從而推測出該行星的元素組成。目前發現的系外行星大多是透過以上兩種方法發現的，順便提一下，透過光譜分析，天文科學家在上個世紀還發現了一顆黃金做的星球，只是離我們太遠不能開採，真是可惜。
對於系外行星還有一些其它的觀測方法，如引力透鏡法、脈衝星計時法、恆星盤觀測法、凌日時間變分法等等，它們有的是基於上述兩種方法的變種，有的應用範圍很低窄，這裡就不一一介紹了，相信隨著科技的進步，會發現越來越多的系外行星，說不定到時候我們會驚訝的發現，原來宇宙到處都是地球。