搜尋方法
方法一：天體測量學
天體測量學，主要通過精密追蹤一顆恆星在天空中運行軌跡的變化，來確定受其引力拖曳的行星所在。這與徑向速度法的原理很類似，只不過天體測量學並不涉及恆星光芒中的都卜勒頻移。
天體測量學可不是從1992年才開始為人所用的。它其實是搜尋系外行星最古老，並且起初也是最常用的方法——早期都是以肉眼和手寫來記錄的。但在近幾十年歷史中，科學家們在套用該方法發現行星的過程中取得的成果寥寥，且常富於爭議。2010年10月發現的HD 176051b，是目前唯一一顆已經確認的、藉由天體測量方法發現的系外行星。
不過，即將於2013年10月發射升空的歐洲空間局（ESO）“蓋亞”項目（Gaia，即第二個天體測量衛星），或許可以令這種古老的方式告別自己寒酸的過往。該衛星將在5年任務期間將測繪銀河系之內以及附近區域的10億顆恆星，確定它們的亮度、光譜特徵以及三維位置和運動情況。除此之外，三維星圖還將幫助人們揭開銀河系組分、起源與演化的秘密。
而據研究人員估計，“新”的天體測量學有望幫助他們找到數萬顆新的系外行星。
方法二：利用狹義相對論
這是人類宇宙探索“技術庫”里增添的一個新手段。作為新的研究方法，它指導天文學家們去關注恆星的亮度因行星運動而發生的變化——後者的引力作用引發相對論效應，導致組成光的光子以能量的形式“堆積”，並集中於恆星運動的方向。
其實，運用該方法來尋找行星，在理論上提出已逾10年。但直到最近，克卜勒-76b（Kepler-76b）行星的發現，才算正式套用了這種方法。克卜勒-76b是距離地球2000光年外天鵝座一顆質量大約是木星兩倍的太陽系外行星，作為第一顆套用愛因斯坦的狹義相對論發現的系外行星，它得到一個別名：“愛因斯坦的行星”，這也使它變得聲名遠揚。
這一成果的真實性，隨後已被徑向速度法所證實。與其他已有的行星定位方法相比，“狹義相對論”法既有著自己的優勢也存在一些不足，但它讓人們相信，隨著科學家對這一理論掌握得日臻成熟，會有更多此類發現不斷出現。
方法三：脈衝星計時法
這種方法特別適用於發現圍繞脈衝星運動的行星。所謂脈衝星，是由恆星衰亡後的殘餘形成的密度極高的星體。它在高速自轉的同時，會發射出強烈脈衝——且由於一顆脈衝星的自轉本質上是非常穩定的，所以這種輻射因為自轉而非常規律。
脈衝星計時法最初並不是設計來檢測行星的，但是因為它的靈敏度很高，所以能比其他方法能檢測到更小的行星——但即使是最下限也要相當於地球質量的10倍。於是，人們開始藉由在脈衝的電波輻射上觀察到的時間異常，嘗試追蹤脈衝星的運動。換句話說，脈衝星具有的奇特秉性，讓科學家們可以通過尋找脈衝星本應規律脈衝中的不規律現象，來發現行星的蹤跡。
而在1992年，脈衝星計時法就幫助人類建立了一個里程碑——亞歷山大·沃爾茲森和戴爾·弗雷使用這種方法發現了環繞著PSR 1257+12的行星。隨後他們的發現很快就獲得證實，現普遍認為，這就是人類在太陽系之外第一次確認發現的行星。
方法四：直接成像法
這種方法最大的特點，叫“不言自明”——用不著什麼複雜的演算，只需使用功能強大的望遠鏡，直接給距離遙遠的行星拍攝個“證件照”，一併還能取得其“行星護照”——上面包含了這顆行星光度、溫度、大氣和軌道信息。
直接成像原則上就是觀察系外行星的最重要方式，但該方法要求行星的自身尺寸要足夠巨大，與母恆星的距離還不能近到被其光芒所掩蓋。這實際上也是對技術的巨大挑戰，實現非常不易。日本國立天文台研究小組曾指出，所有人類迄今已在太陽系外至少確認的行星中，能直接確認其形態的還不到10顆，其中更多數都是推測出來的。
因而，也只有足夠強大的望遠鏡裝配的日冕儀，才能在觀測中有效禁止掉附近恆星母星的耀眼光芒，從而保證“主角”形象的清晰。目前，掌握直接成像法的幾位著名“攝影師”有：美國國家航空航天局的哈勃望遠鏡、夏威夷的凱克天文台以及歐洲南方天文台位於智利等幾個地區的望遠鏡陣列。
方法五：重力微透鏡法
重力微透鏡法，是指科學家們從地球上觀察巨大星體路經一顆恆星正面時發生的現象，進而尋找行星的方法。這是唯一有能力在普通的主序星周圍檢測出質量類似地球大小行星的方法。
該方法的原理在於，當這種現象發生時，附近星體的重力場會發生彎曲，並會如透鏡一樣放大目標恆星發出的光。由此便會產生一個光變曲線，即遙遠恆星的光線隨時間由亮漸衰。這一過程能夠告訴天文學家們關於目標恆星的許多信息——如果該恆星擁有行星衛星，那么將會產生二級光變曲線。因而，一旦發現了二級光曲線，就可以證明行星的存在。
科學家第一次提出利用重力微透鏡尋找系外行星的方法是在1991年，不過直到2002年，波蘭的天文學家在光學重力透鏡實驗中發展出可行的方法後，其才獲得成功。隨後重力微透鏡法開始為人類貢獻出由它發現的行星。而這種方法在觀察地球與銀河中心之間的恆星時，最有可能獲得成效，因為銀河中心可以提供大量的背景恆星。
該方法自然也有它的缺陷——只有當兩顆恆星幾乎完全對齊時，才會產生這種效果。而恆星對齊的情況永遠不會再次發生，因此這種方法不能重複。不過，與徑向測速法等方法相比，重力微透鏡法並不局限於發現軌道距離母星較遠的行星，科學家們甚至可以使用它去尋找所謂的“遊俠行星”，即那些沒有歸依、自由流浪於宇宙深處的行星。
方法六：徑向速度法
這是到目前為止最具有成效的確認行星的方法。
太陽系外行星 徑向速度法找尋的線索，是恆星母星相對地球發生遠近運動時，衛星行星受其影響所產生的微小波動。變化雖然小，但使用現代的光譜儀已可以檢測出低至1米/秒的速度變化。這種方法通常也叫做“都卜勒 效應法”，因為它測量的，就是恆星的光受引力拖曳而產生的變化。
這種方法的成功與否從原理上講與行星的距離無關，但由於需要高精度的高信噪比，因此通常適用於搜羅我們地球附近那些距離不超過160光年的恆星。而它的一個主要缺點，是不像其他方法那樣在發現的同時展示出行星的“身份信息”——該方法只能估計行星的最低質量，其通常只是真實質量的20%左右。
另外，僅僅有徑向速度法這一理論武器顯然是不夠的，科學家還需要利用到智利拉西拉天文台（隸屬歐洲南方天文台）3.6米望遠鏡安裝的高精度徑向速度行星搜尋器（HARPS），或是位於夏威夷的凱克天文台高解析度階梯光柵光譜儀（HIRES），再或是和前兩者一樣擁有非常複雜名字、卻能代表目前最先進技術的天文設備們。時至今日，它們已幫助科學家發現了諸多系外行星。
方法七：凌日法
凌日法的基本原理，是觀察恆星亮度在有行星橫穿或路經其表面時發生的細微變化。它的好處是可以從光變曲線測定行星的大小。
這種現象只有在行星的軌道與觀測的天文學家的觀測點對齊時才能觀測到，機會其實並不大。只不過當技術手段若能同時掃描成千上萬乃至數十萬顆恆星時，在如此大面積範圍內，發生該現象的系外行星數量，理論上應該會超過徑向速度法所得。
而如果一個由徑向速度法發現的沒有完整質量信息的行星，再用凌日法來加以佐證，那么天文學家就可以利用這種結合來評斷行星的真實質量和密度，進而對行星的物理結構有更多的了解。但凌日法也並非占盡優勢，這種檢測方法的虛假率其實也很高，由凌日法所檢測出來的“待定行星”，還通常需要通過徑向速度法來複查。
美國航空航天局（NASA）的克卜勒探測器自2009年3月升空以來，已經使用這一方法搜尋了2700多顆系外行星。其中，克卜勒-62f（Kepler-62f），一顆環繞天琴座恆星克卜勒-62的太陽系外行星，就是以偵測行星通過恆星前方造成亮度下降的凌日法得以發現的。它被認為是很可能位於宜居帶的一顆類地行星。
而除此之外，凌日法同樣也可以幫助天文學家“擴大戰果”——發現行星已知衛星外的其他潛在衛星。
拍攝圖像
天文學家於2008年首次拍到了太陽系外行星的直接圖像，包括一個單行星系統的可見光快照和一個多行星系統的紅外線照片。類地行星可能就存在於這個三行星系統中，只是它們太暗根本就拍不了平常照片。
