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此外，对运动轨道靠近恒星的系外行星来说，凌日发生的频率也更高。
因此，运动轨道靠近恒星的最大系外行星更有可能被探测到。
于是，“热木星”
被发现的概率再一次多于任何其他类型的行星。
恒星与行星的相对大小可以通过恒星光线变暗幅度的精确值来推断，而凌日持续的时间可以为我们提供轨道速度和轨道半径的线索。
因为凌日现象表明系外行星的轨道平面在我们的视线方向上，所以对后续的径向速度测量就可以帮我们更好地描述该系统。
在这种情况下，我们用径向速度法得到的行星质量是真实值，而不是最小估计值。
影像法及其他方法
系外行星的成像极具挑战性，因为它们比恒星暗淡得多。
只有少数恒星的系外行星有个体成像。
如你所料，这些成像的系外行星都是木星大小或者比木星大，大部分在距离其恒星数十甚至数百个天文单位的轨道上运行。
2008年，夏威夷的红外望远镜获得的一幅自适应光学图像显示，有三颗系外行星围绕着编号为hr8799的年轻类太阳恒星运行，它们的轨道与该类太阳恒星的距离分别为24AU、38AU和68AU。
在这三颗系外行星之外，距该类太阳恒星大约75AU处，有一个尘埃盘。
另一种探测系外行星的方法称为“天体测量学”
。
这种方法在未来有很大的潜力，它依赖于对恒星位置的精确测定。
任何看不见的“轨道伴星”
都会引起恒星的摆动。
天体测量学试图检测这种恒星位置的变化，而不是视线方向上恒星径向速度的变化。
由大轨道上的一颗大质量行星引起的这种恒星位置的变化是最大的，所以这种方法可以与对小轨道更敏感的方法互补。
2002年，哈勃太空望远镜记录了编号为Gliese876的恒星的横向摆动，首次证实了天体测量学法的成功。
这使我们对一颗质量为2.6个木星质量，轨道距其恒星0.2AU，已经被径向速度法探测到的系外行星有了更进一步的了解。
2009年，一颗编号为VB10的红矮星被发现其位置偏离源自一颗质量为6个木星质量的系外行星，这是用天体测量学法首次发现的不为人知的系外行星。
另一种截然不同的方法是利用前景星和背景星之间永远不会重复的随机精确对齐。
前景星就像一个“微引力透镜”
，放大了来自背景星的光。
被探测到的背景星的亮度在几周的时间内上升然后下降。
如果前景星碰巧有一颗系外行星，便会导致一个持续数小时或数天的短暂的亮度高峰，叠加在一个缓慢上升再下降的亮度变化区间上。
直到2010年，这种微引力透镜方法已经发现了10颗系外行星。
系外行星的命名
系外行星没有名字。
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