开普勒太空望远镜未发现的行星
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那就对了。在整个银河系中，围绕恒星的轨道平面的倾斜被认为是随机的，因此，我们可以通过过渡方法检测到的行星只是我们在恒星邻里所期望的行星的一小部分。
仅当从地球到系统的视线包含在或几乎包含在行星的轨道平面中时，过渡方法才允许进行行星检测。这意味着每颗恒星上只有很小范围的轨道倾角对探测是有利的。
我为什么几乎要说？因为有些范围的倾斜仍然会产生过渡。这个范围不是固定的，它取决于行星到其恒星的距离。如您在此图中看到的：
行星A更靠近恒星，因此产生更宽的阴影。如果观察者位于远离该阴影的区域中，则可以检测到行星A。相反，行星B离恒星更远，因此其阴影更窄。有趣的是，即使这里的两个行星共享完全相同的轨道平面，在某些地方您也只能检测到行星A，而不会检测到行星B（请参见绿色箭头）。这就是为什么我们偏向于行星绕其恒星运行的偏见。
实际上，这种影响非常强烈：从系外行星的角度考虑我们的太阳系。如果您位于天空中的随机恒星中，那么您将有机会发现一次地球过境吗？好吧，事实证明，即使水星是最小的行星，也仅仅因为它与太阳相邻，才更有可能检测到水星的过境。最近的一篇论文显示了这张天空图，其中一些外星居民会发现我们每个行星的过境：
如您所见，水星有更宽的条。此外，它也同样吸引注意，由于在轨道的大小，这些差异（让我们使用的半长轴，作为参考），并且由于轨道倾角的差异很小，因此整个天空都没有位置外星人可以通过运输方法同时探测到我们四个以上的行星。宇宙中没有可检测到所有太阳系行星的地方。
该检测方法还取决于恒星和行星的相对大小：较大的恒星具有较大的圆盘（从地球上观察），可以很容易地被一颗行星进行光弹轰炸，而较大的行星可以对它进行更多的光弹轰炸。如果它更大则容易。
结果是，当我们同时增大和两者时，检测到行星的概率增大，并且随着我们减小与主恒星的距离而增大。关系就是这种形式：
这种关系强加了几个观察偏差。我们可以看到系外行星较大且离恒星更近，但是看不到较小且更远的行星。这就是第一个被发现的系外行星是所谓的炽热木星的原因：比水星离太阳更近的巨型行星。下图显示了在大小与轨道距离之间绘制的所有系外行星检测结果：
如您所见，小行星只有在绕其恒星的轨道很小的情况下才能被检测到。我们尚未找到使用过境法的行星，其大小相当于地球（很小），并且具有365天的轨道周期（1 AU距离）。没有理由认为这代表了行星总数。绘图的黑色区域可能充满了点，但我们的仪器尚无法发现该区域。
事实是这个数字太小了，因为开普勒还有其他一些偏见。例如，开普勒仅在检测到三个过境后才确认行星。由于开普勒飞行任务持续了四年零四个月，我们可以说，在最佳情况下，开普勒能够探测到具有长达两年零两个月的轨道周期的行星，但事实并非如此。确实应该在任务开始，中途和确切结束时检测到过境，而这种巧合并未发生。因此，即使轨道倾角与过境完美匹配，开普勒也没有机会发现任何周期超过两年的行星（足以容纳地球，但不足以容纳我们的木星）。。因此，您可能希望获得比开普勒望远镜实际描绘的更多的过渡。
这种推理已经扩展。我们很难检测到它们，但是，如果您用数学方法对该难度以及与已知仪器相关的相应偏差进行建模，并假设其为随机配置，则可以看到每个发现对实际存在的可能行星的数量产生统计意义。 。现在有如此多的发现，我们终于可以用统计上的信心最终确定，银河系中的行星比恒星还要多（即使我们探测了整个人口的极小部分），即使这是我们可以预期的现在，有赖于开普勒，有力的证据证明了这一点。这意味着仅在银河系中就有大约一万亿或更多的植物。现在，借助开普勒，我们还能够对类地球行星的发生（在其类太阳恒星的可居住区域内运行）建立一些统计约束。这些规格的星系中可能大约有110亿个行星。
TL; DR
行星的数量比我们通过运输方法所能探测到的还要多，取决于要搜索的行星的大小和轨道周期，其数量要多出10到100倍。
是。
注意，对于圆形轨道，这种近似是可以的
无法通过简单的方程式捕获的最后细节是由于观测的步频或占空比有限，因此有可能捕获过境。
即使对于像开普勒这样的任务，当飞行的持续时间可能只覆盖一个或两个观察点时，也会遇到限制，并且很难辨别飞行。当然，如果任务持续时间仅涵盖一次过境，则同上，因此无法确定行星的性质。
这些影响在更大范围内很重要 ，其中行星具有更长的轨道周期和更短的过境。
最后，您必须考虑观测值的信噪比。较暗的恒星周围的较小行星产生的过境信号很难检测到。
这些问题只能（并且）只能通过对观测数据进行模拟来解决。