与地球相似的行星，也就是“围绕着一颗G型主星公转，处于宜居带中，而且有着地球大小的行星”的数目，在银河系中到底有多少呢？这里，就从银河系的恒星的数目出发，来计算一下“银河系内有多少类地行星”。
据估计，银河系内大约有1000亿～2000亿颗恒星，其中G型星占8%。而对系外行星的观测结果显示，截至目前为止，行星“围绕G型星公转，且与地球尺寸相仿”的概率在20%以上。进一步假设，如果其中有50%左右处于可居住带之中的话，那么：存在于银河系中，围绕一颗G型主星在宜居带内公转的，地球大小的行星”的数目，大约是10亿颗。
与地球类似的行星有10亿颗，听起来，这可是一个很大的数字。然而，欧洲南方天文台（ESO）曾声称：“根据观测结果推断，占到恒星数量80%的‘M型星’，其周围的可居住带内的岩石型行星，可能有几百亿颗。”
不久的将来，在开普勒卫星的观测结果的基础上，NASA将推算出“银河系内围绕G型主星在可居住带内公转的地球尺寸的行星”的数目。到目前为止，仅仅从银河系的极小的一部分，开普勒卫星就发现了10颗直径在地球两倍以下的行星候选体，并且也都位于可居住带内。那么，在整个银河系内“和地球相似的行星的数目”，也就可以根据开普勒卫星的观测推算出来了。
探测类地行星，究竟用什么方法？
到目前为止，对系外行星的探测，依托的是各种观测技术的进步，而探测精度要提高到能够发现类地行星的程度，现在其实也只差一步了。
能够测量行星直径的凌星法
开普勒卫星发现行星的方法就是“凌星法”，即观测行星在恒星前面通过（凌星）的时候产生的现象（食）。
实际上，当恒星的光被行星遮挡的时候，并不会像右下图中那样观测到一个行星的影子。因为太阳以外的恒星从地球上看来都是一个“点光源”。因此当发生“食”的时候，也只是看到恒星的光变弱了而已（消光）。只要知道了消光率，就知道了恒星被行星所遮挡的比例是多少，再根据恒星的大小，就能进一步求出行星直径。
凌星法的好处是，利用宽场望远镜，一次就能够观测很多的恒星。发生食的频次对不同的行星都是不一样的，也可能两天就发生一次，也可能100年只发生一次。开普勒卫星能够同时观测15万颗恒星，所以就能在很短的时间里观测到大量的食现象。
这种方法最容易发现的行星，就是那些“在距离主星很近的轨道上公转的行星”。由于公转轨道离主星更近，能够在地球上看到食现象的行星的概率也更高。公转的时间越短，食的发生也越频繁。另外，对大行星来说，它的消光率也相应更大，也就更容易被观测到。
反之，对于距离主星较远的行星，只有很少一部分行星所在的轨道位置有可能形成在地球上也能看到的掩食现象，所以很难观测。
开普勒卫星有很强的探测性能，可以发现如同地球一样小的岩石型行星所引起的微弱的消光现象。人们期待着今后会有更多的成果。
能够测量行星质量的多普勒法
与能够测量行星直径的“凌星法”相对应的，还有用于测量行星质量的“多普勒法”。
为了确认天体是不是行星，必须要知道它的质量※。如果求出的质量在木星的10～20倍以下，就可以认为是“行星”，否则就将被认定为“恒星”。
只要知道了行星的质量和直径，就能求出行星的密度，也就能够知道行星的组成，并推断出是否为岩石型行星，以及表面是否有稠密的大气等信息。要想探测类地行星，知道质量是非常重要的。
多普勒法可以观测恒星发出的光的波长的变化。在恒星中，恒星的光的颜色（光谱）会反复地向着红端和蓝端移动。
这样的颜色变化，实际上是由于恒星自身的一种类似于公转的运动造成的。当恒星向远离地球方向移动时，恒星光的波长变长，也就是向着红端移动，而当恒星向接近地球的方向移动时，恒星光的波长变短，也就是向着蓝端移动。这样的现象就是“光的多普勒效应”，“多普勒法”的名字就是由此而来的。恒星相对于地球的运动速度越大，相应的颜色变化也就越大。
那么，恒星为什么会发生运动呢？这是由于恒星受到某种在望远镜中看不到的天体的引力影响而造成的。知道了恒星的质量和运动（速度和周期），也就能知道那个看不见的天体的质量和运动了。
随着多普勒法的精度逐年上升，“相对较小的行星”被发现也开始变得可能。现在，即使恒星运动的速度仅有每秒1米，也一样能观测到。
探索系外行星的天文学家们认为，“类地行星的发现已经近在眼前了”。今天NASA公布的消息，就是证明。
