本頁描述系外行星軌道和物理參數。

大多數已知的太陽系外行星候選者都是使用間接方法發現的，因此只能確定它們的一些物理和軌道參數。 例如，在定義軌道的六個獨立參數中，徑向速度法可以確定四個：半長軸、偏心率、近星點經度和近星點時間。 兩個參數仍然未知：升交點的傾角和經度。

有些系外行星與它們的母星的距離比太陽系中任何行星與太陽的距離都要近得多，也有一些系外行星距離它們的恒星更遠。 水星是距離太陽最近的行星，距離為 0.4 天文單位 (AU)，繞軌道運行需要 88 天，但已知最小的系外行星軌道的軌道周期僅為幾個小時，請參閱超短周期行星。 開普勒 11 系統有五顆行星的軌道比水星的軌道小。 海王星距太陽 30 個天文單位，繞太陽公轉一周需要 165 年，但有些系外行星距太陽幾千個天文單位，公轉一圈需要數萬年，例如海王星。 GU Piscium b.

徑向速度法和凌星法對軌道較小的行星最敏感。 最早發現的 51 Peg b 是氣態巨行星，軌道只有幾天。 這些熱木星很可能在更遠的地方形成并向內遷移。

直接成像法對大軌道行星最敏感，發現了一些星星間距達數百天文單位的行星。 然而，原行星盤的半徑通常只有 100 個天文單位左右，核心吸積模型預測巨行星的形成在 10 個天文單位以內，行星可以在盤蒸發之前足夠快地合并。超長周期的巨行星可能一直在流氓 被捕獲的行星，或形成近距離并因引力向外散射的行星，或者行星和恒星可能是質量不平衡的寬雙星系統，行星是其自身獨立的原行星盤的主要對象。 引力不穩定性模型可能會產生數百個天文單位間隔的行星，但這需要非常大的磁盤。 對于軌道非常寬達幾十萬天文單位的行星，可能很難通過觀測確定行星是否受到恒星的引力束縛。

大多數已被發現的行星都在距離它們的主星幾個天文單位內，因為最常用的方法（徑向速度和凌日法）需要觀察幾個軌道以確認行星的存在，而自從這些方法問世以來只有足夠的時間 首先用于覆蓋小的分離。 一些軌道較大的行星已通過直接成像發現，但存在中間距離范圍，大致相當于太陽系的氣態巨行星區域，這在很大程度上是未探索的。 用于探索該地區的直接成像設備安裝在 2014 年開始運行的兩臺大型望遠鏡上，例如 雙子座行星成像儀和 VLT-SPHERE。 微透鏡方法已經探測到一些在 1-10 個天文單位范圍內的行星。在大多數系外行星系統中，似乎有可能存在一兩個巨行星，其軌道大小與太陽系中的木星和土星相當。 現在已知軌道大得多的巨行星是罕見的，至少在類太陽恒星周圍是這樣。

宜居帶與恒星的距離取決于恒星的類型，并且隨著恒星的大小和溫度的變化，該距離在恒星的生命周期中會發生變化。

軌道的偏心率是衡量其橢圓（拉長）程度的指標。 除水星外，太陽系的所有行星都有近圓形軌道（e<0.1）。 大多數軌道周期為 20 天或更短的系外行星都有近圓形軌道，即離心率非常低。 這被認為是由于潮汐循環：由于兩個物體之間的引力相互作用，隨著時間的推移偏心率減少。

開普勒太空船發現的軌道周期短的大多數亞海王星大小的行星都有非常圓的軌道。 相比之下，用視向速度法發現的軌道周期較長的巨行星，其軌道偏心率很大。 （截至 2010 年 7 月，55% 的此類系外行星的偏心率大于 0.2，而 17% 的偏心率大于 0.5。）巨行星的中高偏心率 (e>0.2) 不是觀測選擇效應，因為行星可以 無論其軌道的偏心率如何，它都能被同樣好地檢測到。 橢圓軌道在觀測到的巨行星群中的統計意義有點令人驚訝，因為目前的行星形成理論表明，低質量行星的軌道離心率應該通過引力相互作用而圓化。