Орбиты внесолнечных планет сильно различаются по величине эксцентриситета е. В Солнечной системе у большинства планет эксцентриситет орбиты небольшой. Так, у Земли орбита почти круговая е = 0.0167. Более всего вытянуты орбиты у Меркурия (е = 0.21) и Плутона (е = 0.24). В то же время в других планетных системах есть планеты с очень вытянутыми орбитами, с эксцентриситетом до 0.7.
Блестящим подтверждением результатов доплеровского метода явилось наблюдение затмения у звезды HD 209458. У нее планета с массой 1.43MJ была ранее обнаружена по изменениям лучевой скорости. По найденным параметрам орбиты были предсказаны ожидаемые моменты затмений. Продолжительность “затмения” — несколько часов. Планета у HD 209458 короткопериодическая, период обращения всего 3.5 суток; поэтому такие затмения можно наблюдать очень часто. Первые успешные результаты дал и транзитный метод в рамках программы OGLE: у четырех звезд солнечного типа найдены короткопериодические планеты.
Большинство звезд, у которых к настоящему времени открыты планеты, принадлежат к спектральному классу G главной последовательности; среди них есть также несколько красных карликов класса М. Обнаружение планет у красных гигантов — гораздо более трудная задача. Здесь не подходит ни один из перечисленных выше методов. Все известные яркие красные гиганты — звезды высокой светимости — находятся на расстояниях в сотни парсеков от Земли. Их собственные движения очень малы. Для того чтобы найти в их движении малые отклонения, вызванные планетой, нужны сотни и тысячи лет высокоточных астрометрических наблюдений. Доплеровский метод годится лишь для относительно ранних красных гигантов, принадлежащих к спектральному классу К. Только у этих звезд можно найти в спектре достаточно узкие и резкие атомарные линии поглощения, которые дадут возможность измерять лучевую скорость звезды с необходимой точностью. К более поздним звездам классов М, S, С с переходом на АВГ доплеровский метод становится неприменимым. Безнадежно также искать затмения: планета закрывает малую часть огромного диска красного гиганта, и блеск звезды во время затмения ослабеет на ничтожную величину — собственные вариации блеска красных гигантов гораздо больше. Прямые наблюдения планет у красных гигантов вряд ли возможны по причине большой удаленности этих звезд. Тем не менее, по косвенным признакам все же можно определить, обладает ли красный гигант на стадии АВГ планетой. Как — об этом в следующих разделах.
