行星凌星法
行星凌星法是一種根據產生凌星現象時分析恆星亮度變化從而推算行星軌道及質量引數的一種觀測方法。其觀測原理是在凌星期間，恆星的亮度因前方行星遮掩而減弱，並且這種亮度減弱現象的出現是週期性的，由此便可探知恆星周圍有行星存在。該方法是截止2015年應用最廣泛的觀測系外行星的方法。
理論定義
天文學家已經發現了許多太陽系外行星。當系外行星圍繞它們的恆星執行至恆星朝向地球的一面時，就發生了與“金星凌日”相似的現象，這種現象稱為“凌星”。凌星現象發生時，恆星的光芒因被遮擋而減弱。天文學家透過恆星的亮度變化可以確定系外行星的軌道傾角，進而確定它的質量。由觀察凌星搜尋外星行星的方法被叫做行星凌星法。
基本原理
凌星法的基本原理是，對於那些公轉軌道面與視線方向很接近的外星行星來說，行星有可能從母恆星的前方透過，情況猶如發生在太陽系中的水星凌日或金星凌日，天文學上稱為行星凌星。在凌星期間，恆星的亮度會因被前方的行星遮掩而減弱，並且這種亮度減弱現象的出現是週期性的，由此便可探知恆星周圍有行星存在。這種方法小望遠鏡也能發揮作用，但適用的物件較少。當然，因凌星現象而使恆星亮度減弱的程度是很小的，凌星發生時一顆木星大小的行星會使母恆星的亮度約降低約1%，而對地球大小的行星來說相應的數字僅為0.01%。由此可見，要透過這條途徑來發現外星行星，必須有很高的測光精度。
觀測方式
採集資料
首先確定進行觀測的目標源，根據所使用天文臺望遠鏡所在地選取方便觀測的目標行星，選取對恆星的視星等干擾較大的行星進行觀測。
接下來確定凌星時間。根據國際凌星觀測網站提供的記錄資料確定凌星事件的預測時間，在預測時間前0.5~1.5 h安排儀器開始觀測使用V濾光片，根據源的亮度確定合適的曝光時間，最後在預測凌星事件結束0.5~1.5~h後停止觀測，防止因為預測時間不準確造成觀測源凌星過程未拍攝完整。
最後根據拍攝資料整理，獲取觀測資料。
誤差校正
獲取凌星觀測資料後，進行資料前期的預處理，由於CCD在工作過程中本身的熱電子噪聲、CCD畫素間靈敏度的差異等因素而引入了附加效應，因此觀測所得到的CCD影象並未完全真實地反映所拍攝天區的情況．為了消除這些附加效應，首先要對影象進行預處理，包括零場校正、暗場校正和平場校正．正常觀測時一般拍攝多幅零場、暗場和平場影象，校正前將多幅影象分別用imred/cedred包下的zerocombine、darkcombine、flatcombine對零場、暗場和平場影象進行合併，然後再對目標影象用ccdproc命令進行校正。
資料處理
進行完這些預處理階段的工作之後，利用MaxiM DL軟體對待測恆星、周圍的比較星及校驗星進行較差測光，一般選取視場中兩顆與主星亮度相近的參考星和一顆校驗星。參考星和校驗星的位置、星等等資訊來自SIMBAD以及USNO線上星表。較差測光過程中，要根據實際情況剔除由於天氣或觀測原因而不可用的影象。應用MaxIM DL進行較差測光步驟如下：運用MaxIM DL開啟預處理後的影象，利用photometry命令進行目標星、參考星和校驗星的選擇，手動寫入查到的參考星的星等並設定測光的孔徑值。設定完畢、進行測光後可以得到目標星、參考星和校驗星的星等值．最後，得出待測恆星與校驗星的光變曲線，分別用於分析凌星事件和估計相對測光精度。
行星凌星法
行星凌星法是一種根據產生凌星現象時分析恆星亮度變化從而推算行星軌道及質量引數的一種觀測方法。其觀測原理是在凌星期間，恆星的亮度因前方行星遮掩而減弱，並且這種亮度減弱現象的出現是週期性的，由此便可探知恆星周圍有行星存在。該方法是截止2015年應用最廣泛的觀測系外行星的方法。
理論定義
天文學家已經發現了許多太陽系外行星。當系外行星圍繞它們的恆星執行至恆星朝向地球的一面時，就發生了與“金星凌日”相似的現象，這種現象稱為“凌星”。凌星現象發生時，恆星的光芒因被遮擋而減弱。天文學家透過恆星的亮度變化可以確定系外行星的軌道傾角，進而確定它的質量。由觀察凌星搜尋外星行星的方法被叫做行星凌星法。
基本原理
凌星法的基本原理是，對於那些公轉軌道面與視線方向很接近的外星行星來說，行星有可能從母恆星的前方透過，情況猶如發生在太陽系中的水星凌日或金星凌日，天文學上稱為行星凌星。在凌星期間，恆星的亮度會因被前方的行星遮掩而減弱，並且這種亮度減弱現象的出現是週期性的，由此便可探知恆星周圍有行星存在。這種方法小望遠鏡也能發揮作用，但適用的物件較少。當然，因凌星現象而使恆星亮度減弱的程度是很小的，凌星發生時一顆木星大小的行星會使母恆星的亮度約降低約1%，而對地球大小的行星來說相應的數字僅為0.01%。由此可見，要透過這條途徑來發現外星行星，必須有很高的測光精度。
觀測方式
採集資料
首先確定進行觀測的目標源，根據所使用天文臺望遠鏡所在地選取方便觀測的目標行星，選取對恆星的視星等干擾較大的行星進行觀測。
接下來確定凌星時間。根據國際凌星觀測網站提供的記錄資料確定凌星事件的預測時間，在預測時間前0.5~1.5 h安排儀器開始觀測使用V濾光片，根據源的亮度確定合適的曝光時間，最後在預測凌星事件結束0.5~1.5~h後停止觀測，防止因為預測時間不準確造成觀測源凌星過程未拍攝完整。
最後根據拍攝資料整理，獲取觀測資料。
誤差校正
獲取凌星觀測資料後，進行資料前期的預處理，由於CCD在工作過程中本身的熱電子噪聲、CCD畫素間靈敏度的差異等因素而引入了附加效應，因此觀測所得到的CCD影象並未完全真實地反映所拍攝天區的情況．為了消除這些附加效應，首先要對影象進行預處理，包括零場校正、暗場校正和平場校正．正常觀測時一般拍攝多幅零場、暗場和平場影象，校正前將多幅影象分別用imred/cedred包下的zerocombine、darkcombine、flatcombine對零場、暗場和平場影象進行合併，然後再對目標影象用ccdproc命令進行校正。
資料處理
進行完這些預處理階段的工作之後，利用MaxiM DL軟體對待測恆星、周圍的比較星及校驗星進行較差測光，一般選取視場中兩顆與主星亮度相近的參考星和一顆校驗星。參考星和校驗星的位置、星等等資訊來自SIMBAD以及USNO線上星表。較差測光過程中，要根據實際情況剔除由於天氣或觀測原因而不可用的影象。應用MaxIM DL進行較差測光步驟如下：運用MaxIM DL開啟預處理後的影象，利用photometry命令進行目標星、參考星和校驗星的選擇，手動寫入查到的參考星的星等並設定測光的孔徑值。設定完畢、進行測光後可以得到目標星、參考星和校驗星的星等值．最後，得出待測恆星與校驗星的光變曲線，分別用於分析凌星事件和估計相對測光精度。