天文学家如何发现系外行星？

怎么把我邀来了，简单总结一下吧，欢迎专家补充改正。由于行星比宿主恒星暗弱得多，直接观测很困难，一般采用间接方法，即由于行星存在会使得恒星的一些观测性质发生变化，通过观测这种变化可得到行星的一些基本参数。具体方法包括如下几个：

1. 天体测量方法是最先用于行星搜寻的方法。由于行星存在，整个系统质心偏离恒星，恒星会绕质心旋转，通过测恒星周期性位置变化来探测行星。天体测量方法的优点在于恒星移动的（最大）幅度不依赖于行星的轨道倾角，因而能够较为准确计算行星质量；另外，行星越远质心偏离恒星越大，所以这种方法有利于探测远距离的类地行星。缺点是需要极为准确的定位，只对比较近的行星系统有效，并且周期性探测需要很长时间的观测，所需的大望远镜很难支持这种观测，此外恒星表面的亮度不均匀区域由于自转可能导致假的行星探测。

2. 多普勒方法是有效的行星搜寻方法。当行星轨道面不是face-on的时候，由于多普勒效应，我们可以观测到恒星在行星影响下做“朝向-远离-朝向-远离”的周期运动，所发出的光谱相应会“蓝移-红移-蓝移-红移”，通过监测谱线变化可探测行星。相对于位置测量，高分辨率谱线测量要容易的多。缺点在于，由于对轨道倾角（通常未知）的依赖，只能得到行星质量的下限，可能和某些双星混淆；此外，这种方法对短周期的大行星比较敏感，不适合搜寻类地行星。

3. 凌星法。行星移动到恒星前面会挡住部分光，因而通过测光变曲线上周期性的坑可以搜寻行星，优点在于坑的大小反映了行星的尺寸，结合多普勒方法可以算出行星密度；而且通过不同波长光变观测可以得到行星大气的性质。最大的缺点在于必须要求轨道平面几乎是edge-on的，而且很容易与双星和变星混淆。

4.微引力透镜方法。当一个恒星系统刚好移动到一颗背景恒星前面时，其引力会导致背景恒星的光线产生弯曲，相当于一个凸透镜使光线汇聚产生一个瞬间增亮，如果这个恒星周围有一个行星，行星的引力则会产生一个更小的增亮，这些增亮的时间和幅度跟产生透镜的源的质量有关，通过观测增亮计算质量，从而确定是否行星。优点是可以探测距离很远的恒星。缺点是引力透镜事件比较罕有，而且探测到的行星系统无法重复观测。

极高的对比度是系外行星的直接成像观测的主要障碍，当然，也并非完全不可能，如果恒星光度低（如赫矮星）而行星光度高且距恒星远，则可能用日冕仪对系外行星直接成像。由于要求苛刻，按目前的技术只能对极少数系外行星成像。另一方面，由于星风在行星磁场下产生的同步辐射，行星在低频射电波段的辐射可能比恒星还强，使得射电观测成为直接搜寻系外行星的可能手段，但目前的设备还无法达到足够的灵敏度，我们可以期待SKA将来在这方面能有所突破。