這是非常麻煩和複雜的一個問題，但同時也是相對成熟的一個問題。
通常是這樣，根據兩者的關係，質量比，公轉週期，以及面對觀測者的角度，來建立凌日的光變曲線。在實際中就反過來。
透過觀測，得到資料點。
資料點連成曲線
計算機分析、擬合曲線，得到基本引數。
而恆星的質量，可以透過質光關係，來確定。
有了這些基本引數，再做細緻的光譜觀測以及其他觀測，再把資料細化。
上圖為三顆系外行星系統的原始觀測資料
還是剛才三個系統，左邊是凌日的資料，右邊是資料做成曲線。
其中兩個系統的示意圖。從原始資料點狀的曲線形，到紅色曲線，計算機擬合的結果。可以看到，不同的凌日曲線形狀彎曲不一樣。
上圖為三個系統經過曲線擬合，反推模型後的基本引數。
由此可見，如何能獲得精確的測光資料是最大的技術瓶頸。事實上，影響測光的因素太多了，而系外行星的觀測，測光精度地球上現在對15等星，要能有明確的物理意義，要小於1%的星等。開普勒在空間，能達到萬分之五的星等精度。這是非常不容易的。
圖上的資料也能看出來，都是在小數點後第三位，僅僅有0.005之內的變化。
這篇文章比較全面講述瞭如何建立模型，獲得結果
http://sac.au.dk/fileadmin/www.sac.au.dk/Project_updated_gr.1.pdf
下面是一個擬合曲線的程式
https://github.com/nespinoza/exonailer
一份基本教程ppt
http://nexsci.caltech.edu/workshop/2012/talks/Agol_Sagan2012.pptx.pdf
這是非常麻煩和複雜的一個問題，但同時也是相對成熟的一個問題。
通常是這樣，根據兩者的關係，質量比，公轉週期，以及面對觀測者的角度，來建立凌日的光變曲線。在實際中就反過來。
透過觀測，得到資料點。
資料點連成曲線
計算機分析、擬合曲線，得到基本引數。
而恆星的質量，可以透過質光關係，來確定。
有了這些基本引數，再做細緻的光譜觀測以及其他觀測，再把資料細化。
上圖為三顆系外行星系統的原始觀測資料
還是剛才三個系統，左邊是凌日的資料，右邊是資料做成曲線。
其中兩個系統的示意圖。從原始資料點狀的曲線形，到紅色曲線，計算機擬合的結果。可以看到，不同的凌日曲線形狀彎曲不一樣。
上圖為三個系統經過曲線擬合，反推模型後的基本引數。
由此可見，如何能獲得精確的測光資料是最大的技術瓶頸。事實上，影響測光的因素太多了，而系外行星的觀測，測光精度地球上現在對15等星，要能有明確的物理意義，要小於1%的星等。開普勒在空間，能達到萬分之五的星等精度。這是非常不容易的。
圖上的資料也能看出來，都是在小數點後第三位，僅僅有0.005之內的變化。
這篇文章比較全面講述瞭如何建立模型，獲得結果
http://sac.au.dk/fileadmin/www.sac.au.dk/Project_updated_gr.1.pdf
下面是一個擬合曲線的程式
https://github.com/nespinoza/exonailer
一份基本教程ppt
http://nexsci.caltech.edu/workshop/2012/talks/Agol_Sagan2012.pptx.pdf