人类发现系外行星的七种途径
了解太阳系外的行星系外行星探索的最新进展
了解太阳系外的行星系外行星探索的最新进展行星系外行星（Exoplanet）是指存在于太阳系之外的行星，也被称为系外行星或外星系。
对于科学家来说，研究行星系外行星的探索和发现是一项具有重要意义的任务。
随着科技的进步和观测技术的发展，我们对太阳系外行星的了解也在不断深化。
本文将介绍太阳系外行星探索的最新进展。
一、行星系外行星的发现自1995年首次发现第一颗系外行星至今，科学家们已经探测到了数千颗行星系外行星。
行星系外行星的发现主要依赖于两种方法：变光法和径向速度法。
1. 变光法：这是一种通过观察恒星周围的光线强度变化来寻找行星的方法。
当一颗行星从地球的观测视野中经过其所绕恒星的面前时，它会引起恒星光线的微弱闪烁。
通过测量这种光线强度的变化，科学家们可以推测出行星的存在。
这种方法被广泛应用于行星系外行星的探索中。
2. 径向速度法：这是一种通过测量恒星的光谱变化来寻找行星的方法。
行星的引力会对其所绕恒星的运动产生影响，使恒星的运动速度发生变化。
科学家们可以通过测量这种速度变化来推测行星的存在。
这两种方法被科学家们广泛用于行星系外行星的搜索中。
随着技术的改进和观测设备的升级，我们对行星系外行星的发现越来越多，也越来越了解这些神秘的天体。
二、太阳系外行星的性质太阳系外行星的性质各不相同，它们可以是类地行星、巨大气体行星或者是介于两者之间的类似“迷你新星”的物体。
1. 类地行星：类地行星是指体积和质量与地球相似的行星，也被称为“超地球”。
这些行星更容易被我们的仪器探测到，并可能具备适宜生命存在的条件。
2. 巨大气体行星：巨大气体行星是质量比地球大得多的行星，主要由氢和氦组成。
这类行星的体积庞大，大气层很厚，因此被称为“类木行星”。
3. 迷你新星：迷你新星是介于类地行星和巨大气体行星之间的一类行星。
它们的质量介于地球和类木行星之间，有些特征类似新星（Nova）。
通过研究太阳系外行星的性质，科学家们希望能够找到类似地球的行星，进一步了解宇宙中是否存在其他适宜生命存在的地方。
太阳系外行星的探索
太阳系外行星的探索随着科技的进步和观测技术的提高，人类对太阳系外行星的探索取得了巨大的进展。
太阳系外行星是指存在于离太阳系之外的星球，也被称为系外行星或外星球。
它们的发现不仅扩展了我们对宇宙的认知，还为人类寻找外星生命提供了新的线索。
本文将介绍太阳系外行星的探索历程以及人类对其进行研究的重要意义。
一、太阳系外行星的发现早在20世纪90年代初，人类就开始有了初步的太阳系外行星发现。
当时，发现太阳系外行星主要依靠传统的径向速度法和凌日法。
径向速度法通过测量恒星的速度变化来推断行星的存在，凌日法则通过观测恒星的亮度变化来找出行星。
这两种方法的发现效率相对较低，只能发现质量较大的行星。
但随着技术的进步，特别是凌日法的精细化和改进，太阳系外行星的发现进入了一个新的阶段。
2009年，开普勒太空望远镜的发射，让我们的太阳系外行星探索迈上了新的台阶。
开普勒望远镜采用了高精度的凌日法观测方法，可以监测大量的恒星并寻找行星的凌日现象。
通过对凌日现象的研究，科学家可以确定行星的轨道、大小和温度等关键参数，从而更好地了解太阳系外行星的特性。
开普勒望远镜的发现让我们的太阳系外行星数量大幅增加，许多与地球相似的行星也被发现。
二、太阳系外行星的分类太阳系外行星可以按照多种不同的方式进行分类。
根据行星的质量，它们可以被分为超级地球、类似地球和巨型行星等不同类别。
超级地球是质量比地球大但比巨大行星小的行星，类似地球则是质量和大小与地球相似的行星，巨型行星则是质量比地球大得多的巨大行星。
另一种分类方式是根据行星的轨道特性，太阳系外行星可以被分为热木星、类木行星和地外行星等。
热木星是距离恒星很近的行星，它们的表面温度非常高；类木行星则是和木星类似的巨大气态行星，其轨道通常位于离恒星较远的位置；地外行星则是处于适居带内的行星，其表面条件可能适宜生命存在。
三、太阳系外行星的研究意义太阳系外行星的发现对于我们理解宇宙的起源、行星形成和生命存在的可能性等提出了重要的问题和挑战。
搜寻太阳系外行星的方法
搜寻太阳系外行星的方法人类对于太阳系外行星探测与研究的兴趣和热情逐渐高涨，投入也逐年加大。
据非官方统计，目前世界科技发达国家如欧美在天文学领域大约有1/3的财力、物力和人才投入到这个领域，探索这些神秘的”新世界”（The New World）也成为美国下一个十年重点发展的天文学研究项目之一。
在这样的大背景下，我们如能利用力所能及的条件，开展一些可行的太阳系外行星的探测与性质研究，无疑是很有意义和价值的。
探测新的太阳系外行星并研究其重要物理性质如质量、半径、密度、轨道特征等的技术方法主要有以下几种：1.天体测量法天体测量法是搜寻系外行星最早期的方法。
在双星系统中，两星围绕着共同的质心转动，每颗星的轨迹都是周期性的。
如果双星中一颗恒星很亮，而另一颗伴星太暗难以观测，那么我们可以用观测到的亮星的周期性摆动轨迹的天体测量资料，利用牛顿的引力定律和开普勒定律来推算出暗伴星的轨道及质量。
如果由摆动轨迹推算出伴星的质量远小于恒星的质量下限，那么这颗暗伴星就很可能是行星。
这种方法虽然原理简单，但由于恒星位置的摆动太过微小，实际观测是非常困难的。
所以这种方法更适于离我们更近的、轨道面近于垂直视线且轨道半径大的恒星-行星系统。
2.直接摄像法顾名思义，直接摄像法即从行星反射其主恒星的光来观测行星，利用大口径或空间望远镜高分辨率高对比度成像仪及星冕仪对太阳系外行星进行直接成像。
但由于行星比其环绕的主恒星暗得多而不容易观测，且由于恒星-行星视角距很小而难于分辨。
难度很高，中小口径望远镜无法实现。
3.视向速度法如果双星的轨道面并不垂直于我们的视线，而是呈一定角度，由于两颗恒星围绕公共质心旋转且位于公共质心的两侧，当它们依次周期性地向我们走进和走远.由于多普勒效应，当一颗恒星向我们走近时，光谱线紫移；当它远离时，光谱线红移。
从恒星光谱线的位移可以推算其视向速度。
当前是发现及研究太阳系外行星系统的主要方法，已发现的500多颗系外行星中有400多颗为此种方法所发现。
系外行星的探测方法
系外行星的探测方法
探测系外行星的方法通常可以分为以下几种：
1. 径向速度法（Radial Velocity Method）：利用行星的引力对其围绕星体运动的影响，观测到行星轨道周期性的径向速度变化。
这种方法通过测量恒星光谱中多普勒频移的变化来确定行星的存在与性质。
该方法对较大的行星较为敏感，但对于地球质量相似的小型行星探测能力较弱。
2. 凌星法（Transit Method）：观测行星经过恒星前方的掠星现象，即行星从地球观测者的角度上看伴随恒星的亮度下降。
通过记录这种周期性减光事件，可以确定行星的存在、轨道周期、大小和密度等信息。
该方法对地球大小的行星较为敏感。
3. 微引力透镜法（Microlensing Method）：利用质量较大的天体（如行星、恒星）在其背后的空间曲率，使光经过时发生微弱的引力透镜效应。
通过观测到背景恒星亮度的瞬时增强来推断有无行星存在。
4. 直接成像法（Direct Imaging Method）：尝试直接拍摄行星本身的图像。
该方法对于距离恒星较远、亮度适中的行星相对较为有效。
然而，由于恒星的亮度远远超过行星，而且行星通常位于恒星附近，所以这种直接成像变得非常有挑战性。
除上述方法外，还有一些辅助的探测方法，如激光频率振荡法（Laser Frequency Comb）和早期宇宙背景辐射法等。
这些方法在探测系外行星方面提供了额外的信息和技术支持。
太阳系外行星的寻找方法
太阳系外行星的寻找方法太阳系外行星的寻找一直是天文学家们关注的重要课题。
随着科技的进步和观测设备的提升，人类对于这个宇宙中的神秘世界有了更深入的了解。
本文将介绍几种常见的太阳系外行星寻找方法及其原理。
一、凌日观测法凌日观测法是一种通过测量行星经过母恒星前方时的微弱亮度变化来确认行星存在的方法。
行星经过恒星前方时会遮挡一部分恒星光亮，并造成短暂的亮度下降。
通过对恒星亮度的连续监测和分析，可以确定是否存在行星。
凌日观测法需要高精度的测量设备和长时间的观测。
这种方法对于大质量的行星比较敏感，但对于地球大小的行星则较为困难。
尽管如此，凌日观测法仍然是目前最常用的太阳系外行星寻找方法之一。
二、径向速度法径向速度法是通过观测恒星的光谱来测量恒星径向速度的变化，从而间接推测行星是否存在。
当行星绕恒星运动时，由于引力的作用，恒星会跟随行星围绕质心做椭圆形运动，这将导致恒星的径向速度有规律地变化。
径向速度法可以测量较小质量的行星，但对于距离较远的行星则不太灵敏。
此外，这种方法只能推测行星的最小质量和近似轨道参数，并无法直接观测到行星本身。
三、光变法光变法是通过监测恒星的亮度变化来发现行星的存在。
当行星绕恒星运动时，如果它的表面有不规则的地貌或存在大气层，那么从地球上观测到的光度将会发生周期性的变化。
光变法可以用于探测行星的轨道周期、亮度变化以及大气环境等信息。
这种方法对于大质量或大半径的行星比较敏感，但对于小型行星较为困难。
此外，光变法也受到恒星活动和大气条件的影响，需要更多的观测和数据处理才能确认行星存在。
四、直接成像法直接成像法是一种通过直接观测到行星的光亮来发现行星的方法。
由于行星光度较恒星微弱许多，因此需要高分辨率和高对比度的观测设备。
直接成像法可以提供行星的光谱信息，帮助科学家了解行星的大气构成和温度分布等属性。
但由于难度较大，迄今为止只有少数行星通过直接成像法被确认存在。
综上所述，凌日观测法、径向速度法、光变法和直接成像法是目前常用的太阳系外行星寻找方法。
系外行星的探测技术
系外行星的探测技术在人类对宇宙的探索中，外行星一直是一个备受关注的领域。
外行星，即系外行星，是绕着恒星运转的行星，不同于我们所熟知的太阳系内行星。
外行星的探测技术一直是天文学家们努力探索的方向，通过不断创新和发展，人类对外行星的了解也在不断深入。
本文将介绍外行星的探测技术，包括目前常用的方法和未来的发展趋势。
一、凌日法凌日法是一种通过观测外行星经过恒星时遮挡部分恒星光芒的方法。
当外行星经过恒星前方时，会导致恒星的亮度发生微弱的变化，这种变化被称为凌日现象。
通过观测凌日现象的周期和幅度，可以推断出外行星的存在以及一些基本参数，如轨道半径、大小和形状等。
凌日法是目前发现外行星最常用的方法之一，它可以帮助科学家确定外行星的存在和一些基本特征。
二、多普勒光谱法多普勒光谱法是通过观测外行星绕恒星运动时引起的多普勒效应来探测外行星的存在。
当外行星绕恒星运动时，会引起恒星的微弱晃动，这种晃动会导致恒星发出的光线频率发生变化，即多普勒效应。
通过观测恒星光谱的频率变化，可以推断出外行星的存在以及一些基本参数，如质量、轨道倾角等。
多普勒光谱法在外行星探测中具有重要的地位，尤其适用于探测质量较大的外行星。
三、直接成像法直接成像法是一种通过直接观测外行星的光学图像来探测外行星的存在。
由于外行星和恒星之间的距离较远，外行星的光线很微弱，因此直接成像法需要使用先进的望远镜和成像技术。
通过观测外行星的光学图像，可以获取外行星的一些基本信息，如大小、形状和表面特征等。
直接成像法在外行星探测中具有重要的意义，可以为科学家提供直观的外行星图像，帮助他们进一步研究外行星的性质和特征。
四、微引力透镜法微引力透镜法是一种通过观测外行星对背景恒星光线的微弱引力透镜效应来探测外行星的存在。
当外行星经过背景恒星时，其引力会使背景恒星的光线发生弯曲，形成一种透镜效应。
通过观测这种透镜效应，可以推断出外行星的存在以及一些基本参数，如质量、距离等。
天文学家有7种方法“看见”系外行星
较为准确地计算出
行 星 质 量， 对 大 轨
道的行星尤为敏感。
பைடு நூலகம்
新的天体测量学有
望帮助他们找到数
其光度、温度、大气、 轨道等信息。若要其 不被母恒星的光芒 所 掩 盖， 望 远 镜 通 常配备有功能强大 的 星 冕 仪， 以 便 在 观测中有效屏蔽掉 母恒星的耀眼光芒， 从而获得系外行星
的 多 普 勒 效 应， 判 断运动物体与恒星 光 谱 偏 离 大 小， 即 速 度 大 小。 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 推测出系外行星的 质量、周期等信息。
组成光的光子以能量
的形式“堆积”，并
集中于恒星运动的方
向。借助利用爱因斯
坦狭义相对论也可以
发现系外行星。
47
45
如何“看见”行星
因为距离太远、本身主要反射来自中心恒星发出 来的光，导致系外行星的亮度不能或难以被地面或天 上的望远镜感知到，即“看不见”。目前能找到的系 外行星，基于以上行星形成的通常假设：恒星形成的 同时，附带有行星形成。这样在观测恒星时，就会受 到其周围行星的干扰：行星质量太大导致恒星位置的 空间晃动、行星恰好位于恒星和地球之间导致恒星亮 度被抑制、恒星发出的光谱出现了与行星牛顿运动一 致的吸收光谱和多普勒频偏等。
光变曲线，其拥有行 星时就会产生二级光 变曲线。恒星二级光 变曲线可以证明系外 行星的存在，是寻找 流浪行星的有效方法。
6
脉
冲
围绕脉冲星运
星
计 动的行星会影响脉
时
法 冲星自转稳定特性，
因此在对脉冲星的
计时观测中通过时
间测量的异常来发
现系外行星的踪迹。
太阳系外行星的发现与研究
太阳系外行星的发现与研究随着科技的进步和人类对宇宙的探索不断深入，我们逐渐发现太阳系外的行星也存在着并且持续增多。
这些行星被称为太阳系外行星，简称系外行星。
本文将介绍系外行星的发现历程、研究方法以及对探索外星生命的影响。
一、系外行星的发现自古以来，人类就对宇宙中是否存在其他行星充满好奇。
然而，直到20世纪90年代，人类才陆续发现了第一颗系外行星。
这一发现才拉开了系外行星研究的序幕。
系外行星的发现主要基于间接的观测方法，其中最主要的方法是几何法和径向速度法。
几何法是通过观察行星从其母星前方通过的现象来推断行星的存在。
当行星从观测者的角度看来穿过恒星盘时，恒星的亮度会略微下降。
因此，通过对恒星亮度的连续观测，可以推断出行星存在的可能性。
径向速度法则是利用行星引力对其母星的牵引力造成的多普勒效应来判断行星的存在。
行星围绕恒星运动时，会导致恒星轨道上的速度发生微小变化，这种变化可以通过观测恒星光谱的频移来测量。
通过分析频移数据，科学家能够推断出行星的存在。
除了几何法和径向速度法，系外行星的发现还借助了其他间接观测手段，如微引力透镜效应和行星凌日法等。
这些方法的不断完善和发展使得系外行星的发现速度越来越快，目前已发现的系外行星已达数千颗。
二、系外行星研究的意义系外行星研究不仅意味着对宇宙的更深入了解，更重要的是为探寻外星生命提供了重要线索。
通过观察系外行星的大气成分和特征，科学家能够推测其适居性以及是否存在液态水等生命存在的前提条件。
这对于我们理解地外生命的起源和存在具有重要意义。
同时，系外行星的研究还有助于验证行星形成理论。
通过观察不同类型的系外行星，科学家能够比较它们的质量、轨道和特征，进一步验证和完善行星形成的理论模型。
此外，系外行星研究还对于我们的地球、太阳系和宇宙的起源提供了重要的参考。
比如，通过比较系外行星的构成和特性与地球的相似性，可以推断出类似地球的行星在宇宙中的分布情况，进而得出地球是否是独一无二的结论。
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
自从1992年第一颗围绕恒星运转的系外行星被发现后，天文学家们已陆续确认了超过800个地球的“同类”。
那么，他们是如何取得这些成果的呢？现有的技术手段可谓各有利弊，美国太空网日前专门针对科学家找寻系外行星时主要采用的7种技术方法，逐一予以解读。
方法一：天体测量学
天体测量学，主要通过精密追踪一颗恒星在天空中运行轨迹的变化，来确定受其引力拖曳的行星所在。
这与径向速度法的原理很类似，只不过天体测量学并不涉及恒星光芒中的多普勒频移。
天体测量学可不是从1992年才开始为人所用的。
它其实是搜寻系外行星最古老，并且起初也是最常用的方法——早期都是以肉眼和手写来记录的。
但在近几十年历史中，科学家们在应用该方法发现行星的过程中取得的成果寥寥，且常富于争议。
2010年10月发现
的HD 176051b，是目前唯一一颗已经确认的、借由天体测量方法发现的系外行星。
不过，即将于2013年10月发射升空的欧洲空间局（ESO）“盖亚”项目（Gaia，即第二个天体测量卫星），或许可以令这种古老的方式告别自己寒酸的过往。
该卫星将在5年任务期间将测绘银河系之内以及附近区域的10亿颗恒星，确定它们的亮度、光谱特征以及三维位置和运动情况。
除此之外，三维星图还将帮助人们揭开银河系组分、起源与演化的秘密。
而据研究人员估计，“新”的天体测量学有望帮助他们找到数万颗新的系外行星。
方法二：利用狭义相对论
这是人类宇宙探索“技术库”里增添的一个新手段。
作为新的研究方法，它指导天文学家们去关注恒星的亮度因行星运动而发生的变化——后者的引力作用引发相对论效应，导致组成光的光子以能量的形式“堆积”，并集中于恒星运动的方向。
其实，运用该方法来寻找行星，在理论上提出已逾10年。
但直到最近，开普勒-
76b（Kepler-76b）行星的发现，才算正式应用了这种方法。
开普勒-76b是距离地球2000
光年外天鹅座一颗质量大约是木星两倍的太阳系外行星，作为第一颗应用爱因斯坦的狭义相对论发现的系外行星，它得到一个别名：“爱因斯坦的行星”，这也使它变得声名远扬。
这一成果的真实性，随后已被径向速度法所证实。
与其他已有的行星定位方法相比，“狭义相对论”法既有着自己的优势也存在一些不足，但它让人们相信，随着科学家对这一理论掌握得日臻成熟，会有更多此类发现不断出现。
方法三：脉冲星计时法
这种方法特别适用于发现围绕脉冲星运动的行星。
所谓脉冲星，是由恒星衰亡后的残余形成的密度极高的星体。
它在高速自转的同时，会发射出强烈脉冲——且由于一颗脉冲星的自转本质上是非常稳定的，所以这种辐射因为自转而非常规律。
脉冲星计时法最初并不是设计来检测行星的，但是因为它的灵敏度很高，所以能比其他方法能检测到更小的行星——但即使是最下限也要相当于地球质量的10倍。
于是，人们开始借由在脉冲的电波辐射上观察到的时间异常，尝试追踪脉冲星的运动。
换句话说，脉冲星具有的奇特秉性，让科学家们可以通过寻找脉冲星本应规律脉冲中的不规律现象，来发现行星的踪迹。
而在1992年，脉冲星计时法就帮助人类建立了一个里程碑——亚历山大·沃尔兹森和戴尔·弗雷使用这种方法发现了环绕着PSR 1257+12的行星。
随后他们的发现很快就获得证实，现普遍认为，这就是人类在太阳系之外第一次确认发现的行星。
方法四：直接成像法
这种方法最大的特点，叫“不言自明”——用不着什么复杂的演算，只需使用功能强大的望远镜，直接给距离遥远的行星拍摄个“证件照”，一并还能取得其“行星护照”——上面包含了这颗行星光度、温度、大气和轨道信息。
直接成像原则上就是观察系外行星的最重要方式，但该方法要求行星的自身尺寸要足够巨大，与母恒星的距离还不能近到被其光芒所掩盖。
这实际上也是对技术的巨大挑战，实现非常不易。
日本国立天文台研究小组曾指出，所有人类迄今已在太阳系外至少确认的行星中，能直接确认其形态的还不到10颗，其中更多数都是推测出来的。
因而，也只有足够强大的望远镜装配的日冕仪，才能在观测中有效屏蔽掉附近恒星母星的耀眼光芒，从而保证“主角”形象的清晰。
目前，掌握直接成像法的几位著名“摄影师”有：美国国家航空航天局的哈勃望远镜、夏威夷的凯克天文台以及欧洲南方天文台位于智利等几个地区的望远镜阵列。
方法五：重力微透镜法
重力微透镜法，是指科学家们从地球上观察巨大星体路经一颗恒星正面时发生的现象，进而寻找行星的方法。
这是唯一有能力在普通的主序星周围检测出质量类似地球大小行星的方法。
该方法的原理在于，当这种现象发生时，附近星体的重力场会发生弯曲，并会如透镜一样放大目标恒星发出的光。
由此便会产生一个光变曲线，即遥远恒星的光线随时间由亮渐衰。
这一过程能够告诉天文学家们关于目标恒星的许多信息——如果该恒星拥有行星卫星，那么将会产生二级光变曲线。
因而，一旦发现了二级光曲线，就可以证明行星的存在。
科学家第一次提出利用重力微透镜寻找系外行星的方法是在1991年，不过直到2002年，波兰的天文学家在光学重力透镜实验中发展出可行的方法后，其才获得成功。
随后重力微透镜法开始为人类贡献出由它发现的行星。
而这种方法在观察地球与银河中心之间的恒星时，最有可能获得成效，因为银河中心可以提供大量的背景恒星。
该方法自然也有它的缺陷——只有当两颗恒星几乎完全对齐时，才会产生这种效果。
而恒星对齐的情况永远不会再次发生，因此这种方法不能重复。
不过，与径向测速法等方
法相比，重力微透镜法并不局限于发现轨道距离母星较远的行星，科学家们甚至可以使用
它去寻找所谓的“游侠行星”，即那些没有归依、自由流浪于宇宙深处的行星。
方法六：径向速度法
这是到目前为止最具有成效的确认行星的方法。
径向速度法找寻的线索，是恒星母星相对地球发生远近运动时，卫星行星受其影响所
产生的微小波动。
变化虽然小，但使用现代的光谱仪已可以检测出低至1米/秒的速度变化。
这种方法通常也叫做“多普勒效应法”，因为它测量的，就是恒星的光受引力拖曳而产生的变化。
这种方法的成功与否从原理上讲与行星的距离无关，但由于需要高精度的高信噪比，
因此通常适用于搜罗我们地球附近那些距离不超过160光年的恒星。
而它的一个主要缺点，是不像其他方法那样在发现的同时展示出行星的“身份信息”——该方法只能估计行星的
最低质量，其通常只是真实质量的20%左右。
另外，仅仅有径向速度法这一理论武器显然是不够的，科学家还需要利用到智利拉西
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器（HARPS），或是位于夏威夷的凯克天文台高分辨率阶梯光栅光谱仪（HIRES），再或是和
前两者一样拥有非常复杂名字、却能代表目前最先进技术的天文设备们。
时至今日，它们
已帮助科学家发现了诸多系外行星。
方法七：凌日法
凌日法的基本原理，是观察恒星亮度在有行星横穿或路经其表面时发生的细微变化。
它的好处是可以从光变曲线测定行星的大小。
这种现象只有在行星的轨道与观测的天文学家的观测点对齐时才能观测到，机会其实
并不大。
只不过当技术手段若能同时扫描成千上万乃至数十万颗恒星时，在如此大面积范
围内，发生该现象的系外行星数量，理论上应该会超过径向速度法所得。
而如果一个由径向速度法发现的没有完整质量信息的行星，再用凌日法来加以佐证，
那么天文学家就可以利用这种结合来评断行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。
但凌日法也并非占尽优势，这种检测方法的虚假率其实也很高，由凌日法
所检测出来的“待定行星”，还通常需要通过径向速度法来复查。
美国航空航天局（NASA）的开普勒探测器自2009年3月升空以来，已经使用这一方法搜寻了2700多颗系外行星。
其中，开普勒-62f（Kepler-62f），一颗环绕天琴座恒星开普
勒-62的太阳系外行星，就是以侦测行星通过恒星前方造成亮度下降的凌日法得以发现的。
它被认为是很可能位于宜居带的一颗类地行星。
而除此之外，凌日法同样也可以帮助天文学家“扩大战果”——发现行星已知卫星外的其他潜在卫星。