天文学家如何找到他们看不到的行星？

主要是通过间接方式，观察行星引力使其恒星产生的轻微摆动，或者行星从恒星前方经过时产生的微小、规律的变暗。

什么是凌星法？

它通过恒星亮度微小、重复的下降来探测行星，这种下降发生在行星每次从恒星前方经过时，它也揭示了行星的大小。

这些观测技术，大多是间接的，揭示了那些因过于微弱而无法在其耀眼宿主恒星旁被直接观测到的行星。

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系外行星探测方法是用于推断围绕其他恒星运行的行星的存在和基本属性的观测技术，其中大多数是间接的。

本主题涵盖了用于探测系外行星的方法及其各自引入的偏差：测量恒星反射摆动的径向速度法、探测周期性变暗的凌星法、引力微透镜、直接成像、天体测量以及脉冲星和凌星时间变化等计时技术。它探讨了这些互补方法如何采样不同质量、大小和轨道距离的行星区域，以及如何通过结合它们获得更全面的特征描述。

径向速度（多普勒）法: 行星的引力使其恒星产生微小的轨道运动，从而在恒星光谱中产生周期性的多普勒频移，揭示行星的轨道周期和最小质量。
凌星法: 当行星从其恒星前方经过时，它会遮挡一小部分光线，这些光线变暗的深度和周期可以给出行星的半径和轨道。
引力微透镜和直接成像: 微透镜通过行星对背景恒星产生的瞬时放大来探测行星，而直接成像则捕捉到距离较远的年轻行星发出的光，两者共同将探测灵敏度扩展到其他难以触及的轨道。

每种方法都利用了不同的物理特征：恒星的引力反射（径向速度和天体测量）、恒星光的周期性遮挡（凌星）、瞬时透镜放大（微透镜），或行星自身微弱的反射光或热辐射（直接成像）。每种信号的强度和可探测性取决于行星的质量、大小、轨道几何形状和距离。

探测方法的选择决定了哪些行星被发现和表征；理解每种方法的偏差对于将探测目录转化为关于行星群体的无偏统计数据至关重要。

径向速度法于1995年首次在类太阳恒星周围发现了行星，而第一颗凌星行星于2000年被探测到。2009年发射的开普勒任务利用高精度光度测量发现了数千颗凌星行星并测量了行星的出现率，而微透镜、直接成像和盖亚（Gaia）卫星的天体测量则补充了其他行星群体。