在回答問題之前，我們需要了解下人類探測外界的幾個手段!
其實不外乎主動和被動兩種手段
主動的有：觸控（包括盲人使用的手杆）、拋物後的反饋、超聲波（蝙蝠）、現代雷達等
被動的有：聽覺、嗅覺、味覺、視覺等
能探測到地球之外的物體的，除了主動的雷達和被動視覺之外，其他的手段都不行了！
首先我們來看看雷達是怎麼工作的
遠端預警的相控陣雷達
雷達的工作原理
首先要發出訊號，然後接收並分析目標的回波，我們可以瞭解目標的各種特性，但遠在宇宙另一端的行星，第一目標太遠，無線電波即使能到達，也已經衰減到無法探測了。第二，無線電波的傳輸速度與光速一樣，或許從我們人類發明雷達開始就發射出的電磁波還沒有到達目標呢！因此探測宇宙另一端行星的工具雷達就直接被刷掉了！
接下來我們聊聊另一個被動探測的手段，視覺，當然延伸出來的各種膠片，CCD，以及各種PS處理手段等則能更加豐富我們的視覺系統。
這個是地球上最大的雙筒望遠鏡LBT
光學望遠鏡不主動發出訊號，而是接收並分析遙遠星球發出的光訊號而獲知目標的性質
比如：透過分析恆星光譜，取得恆星的物理性質、化學成分和運動狀態（紅移和藍移）。光譜中包含著關於恆星各種特性的最豐富的資訊。迄今關於恆星本質的知識，幾乎都是從光譜研究中得到的。
不同溫度恆星的連續光譜
瞭解了基本的宇宙探測手段之後，下面來說說如何發現行星，太陽系外的行星都無法直接發現，畢竟行星反射其母星的光在經過超遠距離的長途旅行後已經衰減到我們地球上的光學裝置無法感知了！因此探測行星也是用一些非常手段和間接手法了，不外乎如下幾種：
1.天體測量法
天體測量法，主要透過精確追蹤一顆恆星在天空中執行軌跡的變化，來發現受其引力拖曳的行星。這與徑向速度法的原理很類似，只不過天體測量學並不涉及恆星光譜中的多普勒頻移。
天體測量法示意圖
2.利用愛因斯坦的狹義相對論
愛因斯坦的狹義相對論指導天文學家們去關注恆星的亮度因行星運動而發生的變化——後者的引力作用引發相對論效應，導致組成光的光子以能量的形式“堆積”，並集中於恆星運動的方向。其實，運用該方法來尋找行星，在理論上提出已逾十幾年。但直到最近，開普勒-76b（Kepler-76b）行星的發現，才算正式應用了這種方法。開普勒-76b是距離地球2000光年外天鵝座一顆質量大約是木星兩倍的太陽系外行星，作為第一顆應用愛因斯坦的狹義相對論發現的系外行星，它得到一個別名：“愛因斯坦行星”，這也使它變得聲名遠揚。
開普勒-76b繞其母星想象圖
3.脈衝星計時法
這種方法特別適用於發現圍繞脈衝星運動的行星。所謂脈衝星，是由恆星衰亡後的殘餘形成的密度極高的星體。它在高速自轉的同時，會發射出強烈脈衝——且由於一顆脈衝星的自轉本質上是非常穩定的，所以這種輻射因為自轉而非常規律。
脈衝星計時法最初並不是設計來檢測行星的，但是因為它的靈敏度很高，所以能比其他方法能檢測到更小的行星——但即使是最下限也要相當於地球質量的10倍。於是，人們開始藉由在脈衝的電波輻射上觀察到的時間異常，嘗試追蹤脈衝星的運動。換句話說，脈衝星具有的奇特秉性，讓科學家們可以透過尋找脈衝星本應規律脈衝中的不規律現象，來發現行星的蹤跡。
而在1992年，脈衝星計時法就幫助人類建立了一個里程碑——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PSR 1257+12的行星。隨後他們的發現很快就獲得證實，現普遍認為，這就是人類在太陽系之外第一次確認發現的行星。
PSR 1257+12繞其母星脈衝星的想象圖
4.直接成像法
這種方法最大的特點，叫“不言自明”——用不著什麼複雜的演算，只需使用功能強大的望遠鏡，直接給距離遙遠的行星拍攝個“證件照”，一併還能取得其“行星護照”——上面包含了這顆行星光度、溫度、大氣和軌道資訊。
直接成像原則上就是觀察系外行星的最重要方式，但該方法要求行星的自身尺寸要足夠巨大，與母恆星的距離還不能近到被其光芒所掩蓋。這實際上也是對技術的巨大挑戰，實現非常不易。日本國立天文臺研究小組曾指出，所有人類迄今已在太陽系外至少確認的行星中，能直接確認其形態的還不到10顆，其中更多數都是推測出來的。
因而，也只有足夠強大的望遠鏡裝配的日冕儀，才能在觀測中有效遮蔽掉附近恆星母星的耀眼光芒，從而保證“主角”形象的清晰。目前，掌握直接成像法的幾位著名“攝影師”有：美國國家航空航天局的哈勃望遠鏡、夏威夷的凱克天文臺以及歐洲南方天文臺位於智利等幾個地區的望遠鏡陣列。
ESO透過成像技術拍到的HD 131399天體系統
5.重力微透鏡法
重力微透鏡法，是指科學家們從地球上觀察巨大星體路經一顆恆星正面時發生的現象，進而尋找行星的方法。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。
該方法的原理在於，當這種現象發生時，附近星體的重力場會發生彎曲，並會如透鏡一樣放大目標恆星發出的光。由此便會產生一個光變曲線，即遙遠恆星的光線隨時間由亮漸衰。這一過程能夠告訴天文學家們關於目標恆星的許多資訊——如果該恆星擁有行星衛星，那麼將會產生二級光變曲線。因而，一旦發現了二級光曲線，就可以證明行星的存在。
重力微透鏡原理圖
6.徑向速度法
這是到目前為止最具有成效的確認行星的方法。
徑向速度法找尋的線索，是恆星母星相對地球發生遠近運動時，衛星行星受其影響所產生的微小波動。變化雖然小，但使用現代的光譜儀已可以檢測出低至1米/秒的速度變化。這種方法通常也叫做“多普勒效應法”，因為它測量的，就是恆星的光受引力拖曳而產生的變化。
能代表目前最先進技術的天文裝置們。時至今日，它們已幫助科學家發現了諸多系外行星。
多普勒效應探測原理
7.凌日法
凌日法的基本原理，是觀察恆星亮度在有行星橫穿或路經其表面時發生的細微變化。它的好處是可以從光變曲線測定行星的大小。
這種現象只有在行星的軌道平面與觀測的天文學家的觀測點對齊時才能觀測到，機會其實並不大。
行星凌日時的現象，會顯著減少觀測者看到這個恆星的光通量
射電望遠鏡也是天體探測另一種重要手段，但好像在行星發現上射電望遠鏡好像幫不上什麼大忙，本回答中忽略！
世界最大的射電望遠鏡FAST
中國科學院新疆天文臺25米射電望遠鏡
儘管我們有很多種方法去尋找系外行星，但是在系外行星的探索方面我們依然面臨著很大的困難。沒有一個技術是通吃的，然而科學技術總是在不斷的發展中的，我們所發現的系外行星也必然會越來越多，我們對它們的瞭解也必然越來越深刻，希望第一適宜人類居住的行星早日被發現！
在回答問題之前，我們需要了解下人類探測外界的幾個手段!
其實不外乎主動和被動兩種手段
主動的有：觸控（包括盲人使用的手杆）、拋物後的反饋、超聲波（蝙蝠）、現代雷達等
被動的有：聽覺、嗅覺、味覺、視覺等
能探測到地球之外的物體的，除了主動的雷達和被動視覺之外，其他的手段都不行了！
首先我們來看看雷達是怎麼工作的
遠端預警的相控陣雷達
雷達的工作原理
首先要發出訊號，然後接收並分析目標的回波，我們可以瞭解目標的各種特性，但遠在宇宙另一端的行星，第一目標太遠，無線電波即使能到達，也已經衰減到無法探測了。第二，無線電波的傳輸速度與光速一樣，或許從我們人類發明雷達開始就發射出的電磁波還沒有到達目標呢！因此探測宇宙另一端行星的工具雷達就直接被刷掉了！
接下來我們聊聊另一個被動探測的手段，視覺，當然延伸出來的各種膠片，CCD，以及各種PS處理手段等則能更加豐富我們的視覺系統。
這個是地球上最大的雙筒望遠鏡LBT
光學望遠鏡不主動發出訊號，而是接收並分析遙遠星球發出的光訊號而獲知目標的性質
比如：透過分析恆星光譜，取得恆星的物理性質、化學成分和運動狀態（紅移和藍移）。光譜中包含著關於恆星各種特性的最豐富的資訊。迄今關於恆星本質的知識，幾乎都是從光譜研究中得到的。
不同溫度恆星的連續光譜
瞭解了基本的宇宙探測手段之後，下面來說說如何發現行星，太陽系外的行星都無法直接發現，畢竟行星反射其母星的光在經過超遠距離的長途旅行後已經衰減到我們地球上的光學裝置無法感知了！因此探測行星也是用一些非常手段和間接手法了，不外乎如下幾種：
1.天體測量法
天體測量法，主要透過精確追蹤一顆恆星在天空中執行軌跡的變化，來發現受其引力拖曳的行星。這與徑向速度法的原理很類似，只不過天體測量學並不涉及恆星光譜中的多普勒頻移。
天體測量法示意圖
2.利用愛因斯坦的狹義相對論
愛因斯坦的狹義相對論指導天文學家們去關注恆星的亮度因行星運動而發生的變化——後者的引力作用引發相對論效應，導致組成光的光子以能量的形式“堆積”，並集中於恆星運動的方向。其實，運用該方法來尋找行星，在理論上提出已逾十幾年。但直到最近，開普勒-76b（Kepler-76b）行星的發現，才算正式應用了這種方法。開普勒-76b是距離地球2000光年外天鵝座一顆質量大約是木星兩倍的太陽系外行星，作為第一顆應用愛因斯坦的狹義相對論發現的系外行星，它得到一個別名：“愛因斯坦行星”，這也使它變得聲名遠揚。
開普勒-76b繞其母星想象圖
3.脈衝星計時法
這種方法特別適用於發現圍繞脈衝星運動的行星。所謂脈衝星，是由恆星衰亡後的殘餘形成的密度極高的星體。它在高速自轉的同時，會發射出強烈脈衝——且由於一顆脈衝星的自轉本質上是非常穩定的，所以這種輻射因為自轉而非常規律。
脈衝星計時法最初並不是設計來檢測行星的，但是因為它的靈敏度很高，所以能比其他方法能檢測到更小的行星——但即使是最下限也要相當於地球質量的10倍。於是，人們開始藉由在脈衝的電波輻射上觀察到的時間異常，嘗試追蹤脈衝星的運動。換句話說，脈衝星具有的奇特秉性，讓科學家們可以透過尋找脈衝星本應規律脈衝中的不規律現象，來發現行星的蹤跡。
而在1992年，脈衝星計時法就幫助人類建立了一個里程碑——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PSR 1257+12的行星。隨後他們的發現很快就獲得證實，現普遍認為，這就是人類在太陽系之外第一次確認發現的行星。
PSR 1257+12繞其母星脈衝星的想象圖
4.直接成像法
這種方法最大的特點，叫“不言自明”——用不著什麼複雜的演算，只需使用功能強大的望遠鏡，直接給距離遙遠的行星拍攝個“證件照”，一併還能取得其“行星護照”——上面包含了這顆行星光度、溫度、大氣和軌道資訊。
直接成像原則上就是觀察系外行星的最重要方式，但該方法要求行星的自身尺寸要足夠巨大，與母恆星的距離還不能近到被其光芒所掩蓋。這實際上也是對技術的巨大挑戰，實現非常不易。日本國立天文臺研究小組曾指出，所有人類迄今已在太陽系外至少確認的行星中，能直接確認其形態的還不到10顆，其中更多數都是推測出來的。
因而，也只有足夠強大的望遠鏡裝配的日冕儀，才能在觀測中有效遮蔽掉附近恆星母星的耀眼光芒，從而保證“主角”形象的清晰。目前，掌握直接成像法的幾位著名“攝影師”有：美國國家航空航天局的哈勃望遠鏡、夏威夷的凱克天文臺以及歐洲南方天文臺位於智利等幾個地區的望遠鏡陣列。
ESO透過成像技術拍到的HD 131399天體系統
5.重力微透鏡法
重力微透鏡法，是指科學家們從地球上觀察巨大星體路經一顆恆星正面時發生的現象，進而尋找行星的方法。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。
該方法的原理在於，當這種現象發生時，附近星體的重力場會發生彎曲，並會如透鏡一樣放大目標恆星發出的光。由此便會產生一個光變曲線，即遙遠恆星的光線隨時間由亮漸衰。這一過程能夠告訴天文學家們關於目標恆星的許多資訊——如果該恆星擁有行星衛星，那麼將會產生二級光變曲線。因而，一旦發現了二級光曲線，就可以證明行星的存在。
重力微透鏡原理圖
6.徑向速度法
這是到目前為止最具有成效的確認行星的方法。
徑向速度法找尋的線索，是恆星母星相對地球發生遠近運動時，衛星行星受其影響所產生的微小波動。變化雖然小，但使用現代的光譜儀已可以檢測出低至1米/秒的速度變化。這種方法通常也叫做“多普勒效應法”，因為它測量的，就是恆星的光受引力拖曳而產生的變化。
能代表目前最先進技術的天文裝置們。時至今日，它們已幫助科學家發現了諸多系外行星。
多普勒效應探測原理
7.凌日法
凌日法的基本原理，是觀察恆星亮度在有行星橫穿或路經其表面時發生的細微變化。它的好處是可以從光變曲線測定行星的大小。
這種現象只有在行星的軌道平面與觀測的天文學家的觀測點對齊時才能觀測到，機會其實並不大。
行星凌日時的現象，會顯著減少觀測者看到這個恆星的光通量
射電望遠鏡也是天體探測另一種重要手段，但好像在行星發現上射電望遠鏡好像幫不上什麼大忙，本回答中忽略！
世界最大的射電望遠鏡FAST
中國科學院新疆天文臺25米射電望遠鏡
儘管我們有很多種方法去尋找系外行星，但是在系外行星的探索方面我們依然面臨著很大的困難。沒有一個技術是通吃的，然而科學技術總是在不斷的發展中的，我們所發現的系外行星也必然會越來越多，我們對它們的瞭解也必然越來越深刻，希望第一適宜人類居住的行星早日被發現！