经过几百年一代代对真理的探寻，人类终于在血泪中摸索出了脚下的这片大地是如何旋转的。
然而几百年后，人们不由得又开始好奇：
远方是不是还有一片大地、那片大地是否也在如此不知疲倦地旋转？
是的。1995 年，《自然》杂志的一篇震撼人心的文章发布，标志着人类第一次确定发现了一颗不围绕太阳运转的行星：飞马座51b (51 Pegasi b)
仅仅不到30年后的今天，已经确认的系外行星数量，已经高达5288颗。
感谢先进的科学技术，和高精度的探测手段，让我们即使身在小小的蓝点中，却一窥千百光年外的另一个世界。
实际上，探寻系外行星的方法不算多，并且背后理论都不算复杂。碍于篇幅，帖子主要讲几种较为重要的探测手段。下图是近年来探测的系外行星数量，其颜色表示检测方法，译自维基百科附图。
1. 径向速度法 (Doppler technique)
径向速度法，一般也被称为多普勒光谱法，有很大一部分系外行星是通过这种方法探测的，包括前文提到的飞马座51b，也是由这种手段发现的。
我们都知道，力的作用是相互的。地球受引力绕太阳旋转的同时，太阳也会受到大小相同的引力。因此，其实实际的运动是，太阳和地球同时围绕着一个点旋转，这个点就叫系统的质心。
只不过，地球和太阳质量差距太大，简单的太阳系科普模型都把它忽略掉了。
光波频率的变化使人感觉到是颜色的变化。如果恒星远离我们而去，则光的谱线就向红光方向移动，称为红移；如果恒星朝向我们运动，光的谱线就向紫光方向移动，称为蓝移。
这是多普勒效应在可见光的体现。
那么，系外行星和母星围绕它们的共同质心运动，母星在此过程中则会产生周期性的前后摆动。
这种摆动使得母星的径向速度发生周期性变化，对应的光谱线会在红移和蓝移之间交替变化。
通过测量恒星光谱中的吸收线或发射线的周期性多普勒位移，天文学家能够推断行星的质量、轨道半径和轨道周期。
通俗来说，就是系外行星会使其母星距离地球时远时近，而这种远近速度变化会在光谱上体现出来。
如下图，这幅图显示了 2007 年初观测到的恒星：长蛇座TW 的径向速度变化。我们可以看出这颗恒星正在进行周期为 3.6 天的振荡。这便是由一颗围绕恒星运行的行星引起的。
当然，许多系外行星的轨道并非圆形，而是离心率较大的椭圆。此时，径向速度的图像便会呈现出这种状态：
虽然抽象如此，但依旧能看出明显的周期变化。通过计算，仍可计算出行星的可能轨道。
然而实际上，更有可能的曲线是通过好多行星共同作用而得到的，因为有许多系外行星系统中含有多颗行星。行星越多，生成的函数就越复杂。比如这个曲线，是源自恒星天大将军六 (Upsilon Andromedae) 的径向速度曲线：
通过复杂的数学工具分析曲线，科学家发现，这颗恒星最有可能具有四颗行星。
这种方法可以用于各种恒星，但仅能测量到沿视线方向的速度分量。并且，难以探测远离母星的行星。
2. 凌星法 (Transit Method)
这是我认为最具有浪漫主义色彩的的探测方法，也是目前探测到行星最多的方法。
原理极其简单：当行星从母星前方经过时，会遮挡部分恒星光，从而导致母星亮度的周期性下降。通过测量亮度变化，可以确定行星的大小和轨道周期。
这张图片很好地解释了原理：
实际上，在凌星法中，一个轨道周期内会产生两次凌星曲线。
其中，主要凌星指：当行星从恒星前方经过时，遮挡部分恒星光，恒星的亮度显著下降。这是主要的光度变化，也是凌星法的核心检测信号。亮度下降的幅度取决于行星的半径与恒星半径的比值，而时间跨度取决于行星的轨道速度和恒星直径。
而次要凌星则是，当行星运行到恒星的另一侧时，它的反射光或热辐射可能被恒星遮挡，导致恒星的总亮度再次稍微下降。
这种次要下降通常更微弱，因为它只涉及行星本身的辐射或反射光的消失，而非遮挡恒星的大部分光。
这种现象主要在红外波段中更显著，因为热辐射主要来自行星。
主要凌星的光变曲线通常较深，呈U形或V形，具体形状由行星大小、恒星大小以及轨道倾角决定。次要凌星的光变曲线较浅且更难检测，但它提供了行星表面温度和反射特性的宝贵信息。
这种方法能直接测量行星半径，适用于探测多个行星的系统，但只能探测轨道与地球视线对齐的行星，并且对短周期行星更敏感。
3. 微引力透镜法 (Microlensing Method)
一个很帅的方法。回想小学三年级的物理课本，根据广义相对论，当背景光源发出的光在引力场（比如星系、星系团及黑洞）附近经过时，光线会像通过透镜一样发生弯曲。
光线弯曲的程度主要取决于引力场的强弱。分析背景光源的扭曲，可以帮助研究中间作为“透镜”的引力场的性质。
人类第一张黑洞照片，以及更早的科幻电影《星际穿越》中的卡冈图雅黑洞，所产生的独特视觉效果，就是引力透镜的作用。
著名的天体Q2237+030，亦称爱因斯坦十字，就是引力透镜的清晰例证。中心天体周围的四个光点，其实是相同的一个天体，其图像被距离地球更近的大质量中心天体扭曲，显现出四个像。
而在寻找系外行星中，微引力透镜的原理则是，当一颗恒星（“透镜”）经过背景恒星的视线时，其引力场会使背景恒星的光发生弯曲并放大。如果“透镜”恒星周围有行星，行星的引力会产生额外的光学信号。
如图所示，在最远处的天体被前方天体弯曲并放大，位于地球上不同位置的观测站能够观测到不同的图像。这种事件较为少见，但一旦捕捉到，则是系外行星探测的有力数据。
这种方法适合探测较远的恒星系统，能探测小质量行星甚至游离行星。但是，事件短暂且不可重复观测，需要观测大量恒星以增加成功几率。
4. 直接成像法 (Direct Imaging)
能实践这种方法的也是神人了，我都不敢想。
原理简单粗暴，直接观测行星发出的光或反射的星光。通过抑制母星的光芒（如采用星冕技术），拍摄行星的图像。
这是距离地球140光年远的飞马座V342 (HR 8799)系统的直接成像照片，照片中可以清晰看到三颗行星。
而这是北落师门 (Fomalhaut) 系统的成像图片，可以清晰地看到恒星周围的尘埃盘。由于受到行星的影响，尘埃盘的内边缘看起来较为锋利，这是第一张在可见光下直接成像的系外行星照片。
这种方式更适合距离母星较远、较年轻且发光较强的行星，可直接获得行星图像和光谱，适合研究行星的大气成分和温度。一般，选择在光谱的红外区域成像，而不是可见光波段。因为在红外波段，系外行星的亮度会更高。
但是这种方法对观测设备要求极高，并且难以探测母星附近的行星。
结语
没怎么写过科普文章，有疏漏还请担待，权当闲来分享一些没用的知识了。有什么这方面的问题或者点子也请找我一起讨论♪(´▽｀)
假如你有兴趣，也可以从维基百科出发，查找一些其他的方法。许多引用中的论文也可以点进去看一看，不用看任何文字或者公式，光看图片就好。你会发现天文学其实还是蛮有意思的，许多图片都很有启发性，也有的很神奇，能给人带来些许浏览一般图片没有的感觉。
宇宙这么大，眼前的困难似乎都超出了分辨率，忽略不计了。
引用
https://en.wikipedia.org/wiki/HR_8799
https://lasp.colorado.edu/wp-content/uploads/2011/07/439400a.pdf
https://www.physicsforums.com/th … city-method.771743/
https://arxiv.org/pdf/0805.3532v1
Planets and Planetary Systems, by Stephen Eales
The Cosmic Perspective, by Bennett, Donahue, Schneider and Voit
文章首发于bangumi.tv