这个行星形成理论模型能否具有广泛的普适性还需要进一步的结合天文观测。
通过对与邻近行星系统的对比，判断理论是否符合观测。
特别需要点出的是：从这个理论出发，在低质量恒星系统周围，应该不会观测到巨型气态行星，因为气体盘将会在行星大气崩溃导致进一步的吸积效应前消失。
天文学家所期待的情况已经被开普勒系外行星探测器所发现的超过500个系外行星观测报告所在证实。
此外，按这个“质量雪线”
进行观测时，也发现较多的低质量行星，这也支持了在行星形成初期如果没有较低的温度形成固态物质，将在很大程度上阻止行星形成的假说。
与此同时，一些新的观测计划也就在不久得将来实现，比如光学引力透镜实验Ⅳ（OGLE-Ⅳ）探测器即将全面开始运作以及新一代的WISE空间观测天文台将使用更加成熟的微引力透镜进行系外行星观测。
行星搜寻方法
编辑播报
行星天体测量法
天体测量法是搜寻太阳系外行星最古老的方法。
这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间的改变而改变。
如果恒星有一颗行星，则行星的重力将造成恒星在一条微小的圆形轨道上移动。
这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转。
由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。
视向速度法（RadialVelocity）
视向速度法利用了恒星在行星重力的作用下在一条微小的圆形轨道上移动这个事实，目标是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度。
根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。
行星凌日法
当行星运行到恒星前方的时候，恒星的光芒会相应减弱。
光芒减弱的程度取决于恒星和行星的体积。
在恒星HD的例子中，它的光芒减弱了1.7%。
天文学家用凌日法发现了恒星HD的行星HDb。
行星脉冲星计时法
通过观察脉冲星的信号周期以推断行星是否存在。
一般来说，脉冲星的自转周期，也就是它的信号周期是稳定的。
如果脉冲星有一颗行星，脉冲星信号周期会发生变化。
行星重力微透镜法
用重力透镜效应来发现行星的方法。
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