科学家们寻找适合人类居住的星球，主要是在太阳系内寻找，看看另外几颗行星，包括各自的卫星上，看看有没有适合的环境，系外行星的探索相对开展得比较晚，毕竟它们距离地球都非常遥远，距离的计算是“光年”单位，要想看到这么远的一颗不会发光的天体，想想就知道有多难，除非这颗行星要足够大，并且还不能太靠近母恒星，太靠近的话就会被恒星的光芒所掩盖，所以截至目前通过“直接成像法”发现的系外行星少之又少，这个主要也是受限于望远镜口径大小，如果有足够大的口径，也是能够直接看到一些系外行星的。

图解：目前发现的一些“开普勒”系外行星、图片中左边的M<K<G Stars代表的是恒星的级别，M是光谱最小的

截至2018年10月已经被确认的系外行星已经有将近4000颗

这其中绝大多数都是通过“凌日法”发现的，不是单靠这一种方法就能完全确认，实际上是多种方式相互验证一起共同确认的。

“凌日法”

就是一颗行星，当它从母恒星前面经过的时候，会观测到这颗恒星的亮度会突然下降。

图解：当行星经过恒星表面时，会挡住恒星，从而使恒星的亮度下降

不过这种方法也有个缺点，就是角度比较受限，只能观察到那些可以挡住恒星的那些行星。

比如说、一颗行星如果是东往西的方向围绕着恒星转的时候，而我们的观测位置也只能是在“东和西的水平横面上，但是如果我们观测点在南或北（恒星的上方或下方），那么 “凌日法”就没有用了，简单来说，“凌日法”取决于观测位置。

当然即使观测到恒星亮度的这种微小变化，仅凭这个还不能完全确认就一定是行星，因为存在很多各种各样的其它因素的干扰，所以通常会配合另外的方式来一起确认。

图解：观测位置也只能是在“东和西的水平横面上，但是如果我们观测点在南或北（恒星的上方或下方），那么 “凌日法”就没有用了，观测不到行星经过恒星表面

“径向速度法”

这个方法也是目前最具可行性的方法，通过观测恒星的谱线变化，来判断恒星是否发生了微小的移动，从而判断是否受到了周围天体的引力影响。

图解：“径向速度法”：光源离开观测者而去，谱线就向红端移动（简称红移），光源接近观测者，谱线就向蓝端移动（简称蓝移），红远蓝近。

举例说明：地球的恒星、比如太阳，它相对于围绕它的行星来说并不是一动不动的，而是大家都围绕着共同的质心在旋转，只是由于太阳的质量太大，这个质心其实就在太阳的内部，所以我们才近似的看成大家都围绕着太阳在转。

当一颗恒星的外面如果有行星的话，它本身其实是会存在微小的位移，发现系外行星之前，人们已经观察到了很多恒星都存在这种细微的现象，可惜这个位移量非常非常小，当时还没有朝这个方向去想。

图解：光谱线变化图

光年之外的这一点点位移，我们怎么去测量呢？

“多普勒效应”

方法就是根据光谱的“多普勒效应”，目前发现的超过90%的系外行星，都是通过这种方式得以验证的。

当然这种方法也有一些缺点，它寻找那些质量比较大的行星比较好找，像木星、土星这种如果。如果行星太小，引力太弱，恒星的位移量太小，这种方式就无能为力了，所以在当前的设备精度下，它通常只适用于寻找160光年以内这个范围。再小的行星，比如超级地球这个级别的，那就得用其它方法来寻了。比如“脉冲星计时法”。

图解：多普勒效应

“脉冲星计时法”

“脉冲星”其实就是“中子星”的一种，是一种高速旋转中的“中子星”，加上它的自转轴和磁轴并不重合，所以它会周期性地发出脉冲信号，正常情况下，脉冲星的转速非常稳定，也就是说它的脉冲信号非常有规律，由于中子星其实就是大质量恒星的残骸，所以如果它的周围存在行星的话，中子星会存在微小的位移，这就会导致原本的脉冲信号，在时间上会出现异常，而对于时间的高精密测量相对来说还是比较容易的，所以天文学家就能以脉冲星的脉冲时间为基础，计算并推导出轨道参数，从而用来检测周围有没有行星。