相比较宿主恒星，系外行星的光度极低，一般难以被直接探测到，而且容易被母星的光芒遮挡。因此，天文学家们提出了各种间接的系外行星探测方法，并取得了一定的成功。不同的探测方法也对观测结果产生影响，导致一定的选择性和偏向性，即某些类型的系外行星更容易被发现。
视向速度法
视向速度法（Radial Velocities，简称RV）是利用多普勒效应，通过观测行星与恒星相互绕转导致的恒星光谱的周期性变化来探测系外行星的方法。在开普勒太空望远镜升空之前，这是最具成效的确认系外行星的方法，第一颗围绕类太阳恒星运转的系外行星飞马座51b便是由该方法发现的。
视向速度法
视向速度法(2张)
在行星系统中，行星和恒星围绕公共质心做圆周运动。这导致在地球上的观测者看来，恒星有的时候朝向我们运动，有的时候背离我们运动。由于光的多普勒效应，恒星相向运动时，其光谱会发生蓝移；恒星相背运动时，其光谱会发生红移。恒星光谱的周期性变化也对应了系外行星的公转周期。根据谱线红移或蓝移的程度，我们就可以推测出恒星的视向速度变化，从而发现系外行星并估计其质量。 [30] 在行星质量远小于恒星质量时，我们可以推导出视向速度的表达式： [31]
其中为行星轨道周期，为轨道偏心率，为行星轨道相对黄道面的轨道倾角。 [31]
飞马座51b在一个周期内视向速度的变化图
飞马座51b在一个周期内视向速度的变化图 [28]
公式表明，我们实际利用视向速度法测得的应该是系外行星的质量下限，即由于系外行星围绕母星公转轨道平面和黄道面的夹角，导致测量结果比真实结果偏低。因而视向速度法适合探测质量较大，轨道周期较小的系外行星。而且，该方法与恒星距离地球远近无关，但实际上需要探测设备具有很高的信噪比。 [32] 否则，光谱上的噪音将淹没光谱位移的微弱信号。所以利用视向速度法，我们通常只能发现离太阳系较近的恒星附近的小质量系外行星。
现代视向速度光谱仪已经能达到大约1m/s的精度，例如智利拉西拉天文台（隶属欧洲南方天文台）3.6米望远镜安装的高精度径向速度行星搜索仪（HARPS） [32] 。以太阳为例，地球距离太阳1AU，对日视向速度贡献为0.09 m/s；木星距太阳5.20AU，对日视向速度贡献为12.7 m/s。 [33] 因此假设存在另一个遥远的太阳系，我们可以发现木星但不足以发现地球。
截止2020年11月，我们已经通过视向速度法发现了900余颗系外行星。 [2] 其中有较大贡献的有前文提到的HARPS，盎格鲁-澳大利亚行星搜索项目（AAPS），基于高级光纤阶梯光栅（AFOE）的自动行星探测器（APF）等等。正在筹备的ESPRESSO项目，其预计的视向速度测量精度为0.10m/s；还有CODEX项目，其预计的视向速度测量精度为0.02m/s [33] ，因此我们可以展望发现更多的类地行星和超级地球。
掩星法
掩星法（Transit Photometry），又称凌日法、凌星法，通过观测系外行星在视向上横穿恒星表面时，恒星光度发生的细微变化来确定系外行星的存在。首颗利用掩星法发现的系外行星是HD 209458b，一颗于1999年发现的热木星。 [34] 随着开普勒太空望远镜的升空，掩星法成为了发现系外行星数量最多的方法。
通过观测目标恒星光度的细微变化，我们可以从光变曲线中发现系外行星的蛛丝马迹。在视线方向上，当系外行星穿过恒星表面时，恒星的光度就会有一个微弱的下降，在光变曲线上形成一个“凹槽”。 [35] 这一原理即为掩食的原理。就像日食发生时，月球遮住了来自太阳的光线，抑或是发生金星凌日时，我们可以在日面上看到一个小黑点。只不过利用掩星法发现系外行星时，这一微小的光度变化不足以肉眼观测，而需要精度很高的天文设备。
金星凌日/NASA
金星凌日/NASA
但是，就像日食月食和凌日现象一样，掩星法需要一个恰到好处的轨道，只有恒星，系外行星和观测者三者近乎在同一直线上时，我们才能观测到光变曲线的细微变化。而且我们还需要确定产生这一变化的原因是系外行星发生掩星，而不是其它天文现象。所以我们需要对目标恒星进行长时间的观测，观察到周期性的光变曲线，才能确定系外行星的发现。 [35] 另外，这一系外行星需要遮挡住足够的光线，使得仪器有所反应。因而掩星法适合那些轨道半长径较小，体积较大，轨道倾角小的系外行星。这也是为什么大多数掩星法探测到的系外行星都是热木星。由于宇宙中恒星数量众多，实际发生掩星的现象还是很普遍的。
掩星法示意图
掩星法示意图
结合视向速度法，我们便可以推测恒星的真实质量和密度，进而对行星的物理结构有更多的了解。 [32] 截止2020年11月，我们已经通过掩星法发现了3100余颗系外行星。 [2] 其中，法国国家太空研究中心（CNES）领导的对流旋转与行星凌日卫星（COROT）（2006年发射升空，现已退役）和美国国家航空航天局领导的开普勒太空望远镜（2009年发射升空，现已退役）在掩星法发现系外行星的过程中做出了巨大的贡献，也使得掩星法发现的系外行星数量一骑绝尘。
（1）星系的大小差别很大。
椭圆星系的直径在330到490000光年之间；螺旋星系的直径在16000到160000光年之间；不规则星系的直径在6500到29000光年之间。
星系的质量一般是太阳质量的一百万到一万亿倍。
（2）星系内的恒星在移动，星系本身在旋转，整个星系在太空中移动。
传统上，天文学家认为星系旋转与顺时针和逆时针方向的比率是相同的。
但是根据一个星系分类的分布式参与项目Galaxyzoo的观察结果，逆时针旋转的星系更多一些。
（3）星系具有红移现象，这些星系在空间视线方向上离越来越远。
这也是大爆炸理论的有力证据。
星系在大尺度上几乎是均匀的，但在小尺度上却非常不均匀。
例如大麦哲伦星系和小麦哲伦星系组成双重星系，它们又和银河系组成三重星系。
你好，系外行星应该是根据距离来区分出来的，因为能够计算行星距我们的距离，太阳系或者银河系的直径我们都已知道，这样就可以判断行星是否是系外行星。谢谢。
大部分系外行星都是通过间接方法被发现的。径向速度法就是一种颇有成效的间接方法，1995年，人类首次在类太阳恒星周围发现行星——飞马座51b，用的就是这种方法。该方法所依据的原理是多普勒效应，因此也被称为多普勒效应法。
行星在围绕母恒星运行时，也会给恒星一个牵引力，恒星所发出的光谱相应会产生红移和蓝移，从中可推导出恒星的径向速度（向着地球或离开地球的运动速度）。现代的光谱仪器已经可以检测出低至1米/秒的速度变化，从而推测出行星的质量、周期等信息。科学家利用欧洲南方天文台位于智利的高精度径向速度行星搜索器（HARPS）、夏威夷凯克天文台的高分辨率阶梯光栅光谱仪（HIRES）等先进的天文设备，已经发现了超过700颗系外行星。

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