自1995年第一颗系外行星 51 Peg b 被发现一直到2004年，天文学家一共发现了大约130颗系外行星，并根据这些数据得出了一些初步的结论：

进阶

现已发现的系外行星根据其半径、组成和轨道半径大体可以分为以下五类：[1]

早期发现的系外行星，质量分布在0.2木星质量~20木星质量之间，轨道周期大于2.5天，轨道偏心率分布在0~0.93之间。

对于同一系外行星系统，其内部行星的轨道有可能有很大差异。根据径向速度测量法的相关知识，我们可以根据径向速度测量曲线大致判断行星轨道的偏心率。

上图所示的径向速度曲线与正弦曲线相似，因此该行星的偏心率很小，近似于圆轨道。

上图所示的阶跃型曲线表示该行星轨道的偏心率相当大。

如果行星系内的两颗行星的轨道周期相差很大，就会形成分层系统(Heirarchized System)，其径向速度曲线可以看做是两个频率相差很大的波形的叠加。 如果行星系内的两颗行星的轨道周期成整数倍，就会形成共振系统(Resonant System)，其径向速度曲线变化很快，要分辨出这是两颗行星比较困难，需要花更长的时间。

Heirarchized System

分层系统（Heirarchized System）中，两颗行星的周期没有确定的关系，两颗行星的周期是任意的。而共振系统（Resonant System）的意思是说，行星的轨道周期之间有确定的关系，例如两颗行星轨道周期之比是 2 等等。

如果行星系的中心天体是两颗互相旋转的双星，那么情况又有所不同。由于双星的运动对行星轨道的影响，在双星的一定范围内无法形成稳定的行星轨道，只有在范围以外，行星轨道才可以稳定。

不同种类的系外行星系统展示在下图中：

来源：Kepler Orrery - Daniel Fabrycky | Nasa

在系外行星探测中，径向速度法和凌日法是最主要的两种方法，这两种方法各有局限性：

径向速度法 通过测量恒星光谱微小的变化来探测行星，这种方法能够准确测量行星的周期和质量，但却无法测量行星的半径。 凌日法 通过测量恒星亮度的微小变化来探测行星，这种方法能够准确测量行星的周期和半径，但却无法测量行星的质量。

我们可以通过比较HARPS和Kepler年具体看看两种方法各自的适用范围：

由于两种方法各自的局限性，它们并不能得出完整的行星分布，因此需要对结果进行修正。

径向速度法主要分布中对质量较小、周期较长的部分进行修正。

凌日法主要对分布中半径较小，周期较长的部分进行修正。

在修正之后，得到了无偏的行星质量、半径分布，如下图所示：

另外，通过比较母恒星Fe/H的比值与行星数量的关系，我们可以得出母恒星的金属性与行星的关系：

综合分析HARPS与Kepler数据，我们可以得出以下结论：

由于径向速度法、凌日法所测行星数据的重点并不相同，两者之间具有很好的互补性，如将数据结合的话，可以得到行星质量与半径的关系，这对于研究行星的内部结构十分重要。即使两个天体大小相同，如果其质量差异较大，其内部结构也将存在很大差异。例如气态巨行星(如木星)和红矮星(如OGLE-TR-122b)具有相同的半径，但由于木星质量没有OGLE-TR-122b大，其内部无法发生核反应，因此前者属于行星，后者属于恒星。

可见，了解行星质量与半径的关系对于行星分类具有重要作用，进而还可了解的行星的形成过程。 最新的系外行星质量-半径关系如下图：

通过观测，我们能够验证观测数据与理论是否符合，并能对理论进行修缮。而有了更好的理论，就能为未来的观测提供更好的方向。 下图展示了一个行星演化模型中，行星轨道半长轴、行星质量随时间变化的规律：

来源：W. Benz, S. Ida, Y. Alibert, D.N.C. Lin, C. Mordasini. Planet Population Synthesis

而对系外行星的实际观测的结果如下：

更多的观测与理论符合的情况可以见上述论文与课程视频，在此不一一赘述。 未来我们对于系外行星的观测方向主要将集中于：