使用径向速度法探测系外行星的代表仪器之一是“高精度径向速度行星搜索器”（High Accuracy Radial velocity Planet Searcher，HARPS），它被安装在欧洲南方天文台（ESO）的口径为3.6米的望远镜上面（望远镜的口径指的是其采光镜面的直径）。
ESO的口径为3.6米的望远镜（上）与HARPS的内部结构的一部分（下）。
图片来源：S. Brunier/ESO（上）；http://www.eso.org/public/teles-instr/lasilla/36/harps/（下）
至今为止，天文学家用径向速度法发现了1005颗系外行星，约占总数的18.37%。特别值得一提的是，天文学家使用这个方法，于2016年确认离太阳系最近恒星——比邻星，拥有系外行星，即“比邻星b”（Proxima b），它的质量下限略大于我们的地球。
围绕比邻星公转的行星“比邻星b”（Proxima b）的艺术想象图（右），以及它与地球的大小比较。“比邻星b”的质量仅略大于地球，它存在的证据于2013年被提出，并于2016年被确认。
图片来源：PHL @ UPR Arecibo, NASA EPIC Team
3.微引力透镜法
根据广义相对论，有质量的物体会弯曲周围的时空，光经过它们附近时，将走曲线。如果光源与地球之间存在一个质量较大的天体，且三者几乎成一直线，那么后者就会像透镜一样放大光源的亮度（弱引力透镜），甚至产生双重像或多重像（强引力透镜）。充当透镜的天体就是引力透镜。
作为弱引力透镜的天体在漂移的过程中，背景天体的亮度的放大比例会先变大、后变小，最接近三点一线或三点一线时，放大的比例最高。因此，漂移的弱引力透镜会使背景光源的亮度发生变化，使其亮度先变亮、再变暗。
微引力透镜法示意图。图中的Source star是作为光源的背景恒星，Lens star为充当透镜的恒星，Planet为充当微引力透镜的行星，Observer为观测者。
图片来源：NASA
漂移的恒星可以成为这样的弱引力透镜。如果恒星还带着一个行星，在恒星漂移的过程中，行星也对引力透镜效应做出额外贡献，导致本来光滑变化的光变曲线突然增加了一个非常窄的尖峰，这就是行星的微引力透镜效应。这样的尖峰是系外行星可能存在的信号。
至今为止，天文学家用微引力透镜法发现了212颗系外行星，占总数的3.87%。微引力透镜法的征婚交友女式缺点是无法重复，因为恒星飘走后就不再回头，但它的优点是信号清晰。
使用微引力透镜法寻找系外行星的代表仪器是“光学引力透镜实验”（OGLE）与“韩国微引力透镜望远镜网”（KMTNet）。前者先是由一台口径为1米的望远镜执行，然后由一台口径为1.3米的望远镜执行；后者由3台口径为1.6米的望远镜执行。
位于智利Las Campanas天文台的口径为1.3米望远镜的圆顶，它被用来执行OGLE任务。图源：Krzysztof Ulaczyk
4.直接成像法
凌星法、径向速度法与微引力透镜法都是间接确定系外行星的方法。它们并不是百分百准确，有时候会有假信号。为了排除假信号，对于一部分系外行星的候选体，天文学家会尽量同时用其他方法交叉检验。
然而，即使人们用以上3种方法完全确认了系外行星的存在并推断出它们的一些基本性质，也依然无法看到这些系外行星。直接成像法可以弥补“无法看到系外行星”的遗憾。
如果母恒星的亮度与行星的亮度的比值不是非常大，且二者距离足够远，天文学家可以直接把两者都拍摄进去，如低亮度的褐矮星2M1207与围绕它运转的行星2M1207b。
VLT-1（“Antu”，意为“太阳”）于2004年拍摄的褐矮星2M1207与其行星2M1207b的近红外伪色图像，它们分别被显示为蓝白色与红色。2M1207是一颗低亮度的、质量仅为木星质量25倍的褐矮星，而2M1207b的质量是木星的3~10倍，恒星的光并不占据压倒性的优势，因此可以直接被同时拍摄到。
图片来源：ESO
然而，由于选择效应，人类更容易看到明亮的恒星，它们的亮度大大高于绕着它们转的行星。因此，天文学家必须用一种名为“星冕仪”的设备挡住恒星发出的光，从而拍摄到恒星附近行星的图像。
星冕仪的技术源自日冕仪，后者用来遮挡太阳表面发出的光，从而可以让天文学家观测日冕。日冕是太阳外层的大气，因为其形状像帽子（“冕”）而得名。虽然日冕仪与星冕仪的设计目标不同，但它们本质上都是遮蔽恒星的光，让天文学家可以拍摄到恒星周围的物质或物体。
