众所周知，并不是每一颗恒星都有行星，一般来说行星本身不会发光，那么天文学家是如何判断一颗恒星是否有行星围绕它呢?
方法
第一种，天体测量方法，是最先用于行星搜寻的方法，俗称为摆动法。由于行星存在，整个恒星行星组成的系统质心会偏离恒星本身，使得恒星会绕质心旋转，通过测量恒星周期性位置摆动变化来探测得知行星的存在。天体测量方法的优点在于恒星移动的(最大)幅度不依赖于行星的轨道倾角，因而能够较为准确计算行星的质量;另外，行星越远系统质心偏离恒星的程度越大，所以这种方法有利于探测远距离的类地行星。缺点是需要极为准确的定位，只对比较近的行星系统有效，并且周期性探测需要很长时间的观测，所需的望远镜很难支持这种观测，此外恒星表面的亮度不均匀区域由于自转可能导致假的行星探测结果。
第二种，利用多普勒效应的方法，是一种有效的行星搜寻方法。当行星轨道面不是正面向上的时候，由于多普勒效应的关系，我们可以观测到恒星在行星影响下做“朝向-远离-朝向-远离”的周期运动，所发出的光谱相应会“蓝移-红移-蓝移-红移”，通过监测谱线变化可探测行星的存在。相对于位置测量，高分辨率谱线测量要容易的多。缺点在于，由于对轨道倾角(通常未知)的依赖，只能得到行星质量的下限，可能和某些双星系统混淆;此外，这种方法对短周期的大行星比较敏感，不适合于搜寻遥远的类地行星。
第三种方法比较容易理解，俗称眨眼法。当恒星系统整个在一个平面上的时候，行星围绕恒星旋转到地球与恒星之间的连线时会遮档住一部分光线，导致恒星周期性的亮暗变化，从而推断此恒星有行星围绕。
行星的定义
如何定义行星这一概念在天文学上一直是个备受争议的问题。国际天文学联合会大会2006年8月24日通过了“行星”的新定义，这一定义包括以下三点：
1、必须是围绕恒星运转的天体;
2、质量必须足够大，来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状(近于球体);
3、必须清除轨道附近区域，公转轨道范围内不能有比它更大的天体。
恒星的运动
世间万物无不都在运动，恒星虽然看似在天空中恒定不动，其实它也有自己的运动。由于不同恒星运动的速度和方向不一样，它们在天空中相互之间的相对位置会发生变化，这种变化称为恒星的自行。全天恒星之中，包括那些肉眼看不见的很暗的恒星在内，自行最快的是巴纳德星，达到每年10.31角秒(1角秒是圆周上1度的3600分之一)。一般的恒星，自行要小得多，绝大多数小于1角秒。
恒星自行的大小并不能反映恒星真实运动速度的大小。同样的运动速度，距离远就看上去很慢，而距离近则看上去很快。因为巴纳德星离开我们很近，不到6光年，所以真实的运动速度不过88 km/s。
恒星的自行只反映了恒星在垂直于我们视线方向的运动，称为切向速度。恒星在沿我们视线方向也在运动，这一运动速度称为视向速度。巴纳德星的视向速度是- 108 km/s (负的视向速度表示向我们接近，而正的视向速度表示离我们而去)。恒星在空间的有的速度，应是切向速度和视向速度的合成速度，对于巴纳德星，它的速度为139 km/s。
上述恒星的空间运动，由三个部分组成。第一是恒星绕银河系中心的圆周运动，这是银河系自转的反映。第二是太阳参与银河系自转运动的反映。在扣除这两种运动的反映之后，才真正是恒星本身的运动，称为恒星的本动。
