目前有多種發現系外行星的方式，需要注意的是這些方法得到的資料都不是絕對的。去年的一項研究發現，連號稱地球表親的開普勒452b都可能是不存在的。
原因何在？我們的裝置還不夠強大！除了幾十顆被直接成像的超級木星級的系外行星外，多數被發現的行星都是靠間接的方式發現的。
目前大放異彩的系外行星探測方式當屬凌星法，行星在透過恆星盤面時，如果這個角度正好對準地球，那麼在地球上可以得到一條U型光變曲線，間接提示我們在那裡有行星存在，但這也不是絕對的，食雙星、黑子、塵埃等也可以引起這種現象，所以像開普勒、TESS等系外行星探測計劃都是需要積累行星候選體的多次凌星訊號才可以確定是否有行星存在，多提一句，開普勒望遠鏡這臺裝置的測光精度很多時候是達不到確定行星存在的要求的，需要後續追蹤和其他裝置輔助觀測。這個從光變曲線判斷目標的方式在後期往往還需要大量的擬合，許多大機率不存在的系外行星就是過度擬合的產物。擬合過度的現象不光在凌星法領域，在另外一種尋找系外行星的主要方式-徑向速度法裡也存在，當年那顆離地球最近的行星半人馬座Aa就是過度擬合“捏造”出來的。這也與學界浮躁的學術氣氛息息相關，現在發現的很多系外行星動不動就被安上“XX第二”“XX第一”等頭銜，這是非常不可取的。
當然，這個領域內的多數專家本質是嚴謹的，而且還有哈勃、錢德拉等功能強大的望遠鏡可以幫助後續的觀測，所以多數的被確認和公佈的系外行星訊號是值得信賴的。注：開普勒任務最終發現2600多顆行星，水分必然有而且可能還不少。
行星的軌道，在凌星法領域，週期可以從多次凌星訊號反覆出現的時間間隔給予判斷，徑向速度領域可以從訊號極大值的週期判斷，而偏心率、軌道傾角等資料非常難以獲得，目前得知此類引數的行星很少，很多行星的引數都是建立在軌道偏心率為0，傾角89.5或者90度的基礎上建立出來的。
至於行星質量現在仍然是一個難題，特別是很多行星系統連主恆星都需要進行建模的前提下，具有很大的不確定性。凌星法只能得到有誤差的行星大小，對於質量的獲得幫助有限，徑向速度法由於得到的訊號是一個行星搖擺過程在我們視角上的投影，不瞭解軌道傾角的情況只能求解一個最小值，所以很多行星的質量都是建模模擬得出的參考範圍。精確的質量求解目前主要依靠TTV，而且必須是多行星系統，否則也難以求解。
目前有多種發現系外行星的方式，需要注意的是這些方法得到的資料都不是絕對的。去年的一項研究發現，連號稱地球表親的開普勒452b都可能是不存在的。
原因何在？我們的裝置還不夠強大！除了幾十顆被直接成像的超級木星級的系外行星外，多數被發現的行星都是靠間接的方式發現的。
目前大放異彩的系外行星探測方式當屬凌星法，行星在透過恆星盤面時，如果這個角度正好對準地球，那麼在地球上可以得到一條U型光變曲線，間接提示我們在那裡有行星存在，但這也不是絕對的，食雙星、黑子、塵埃等也可以引起這種現象，所以像開普勒、TESS等系外行星探測計劃都是需要積累行星候選體的多次凌星訊號才可以確定是否有行星存在，多提一句，開普勒望遠鏡這臺裝置的測光精度很多時候是達不到確定行星存在的要求的，需要後續追蹤和其他裝置輔助觀測。這個從光變曲線判斷目標的方式在後期往往還需要大量的擬合，許多大機率不存在的系外行星就是過度擬合的產物。擬合過度的現象不光在凌星法領域，在另外一種尋找系外行星的主要方式-徑向速度法裡也存在，當年那顆離地球最近的行星半人馬座Aa就是過度擬合“捏造”出來的。這也與學界浮躁的學術氣氛息息相關，現在發現的很多系外行星動不動就被安上“XX第二”“XX第一”等頭銜，這是非常不可取的。
當然，這個領域內的多數專家本質是嚴謹的，而且還有哈勃、錢德拉等功能強大的望遠鏡可以幫助後續的觀測，所以多數的被確認和公佈的系外行星訊號是值得信賴的。注：開普勒任務最終發現2600多顆行星，水分必然有而且可能還不少。
行星的軌道，在凌星法領域，週期可以從多次凌星訊號反覆出現的時間間隔給予判斷，徑向速度領域可以從訊號極大值的週期判斷，而偏心率、軌道傾角等資料非常難以獲得，目前得知此類引數的行星很少，很多行星的引數都是建立在軌道偏心率為0，傾角89.5或者90度的基礎上建立出來的。
至於行星質量現在仍然是一個難題，特別是很多行星系統連主恆星都需要進行建模的前提下，具有很大的不確定性。凌星法只能得到有誤差的行星大小，對於質量的獲得幫助有限，徑向速度法由於得到的訊號是一個行星搖擺過程在我們視角上的投影，不瞭解軌道傾角的情況只能求解一個最小值，所以很多行星的質量都是建模模擬得出的參考範圍。精確的質量求解目前主要依靠TTV，而且必須是多行星系統，否則也難以求解。