太阳系外行星

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Time-lapse of exoplanets orbit motion
HR 8799拥有四颗以逆时针方向绕行母恒星的行星。请注意，这不是实时观察的视频，而是使用十年来的 7-10 张静态图像并使用计算机插入运动而创建的视频。

太阳系外行星或系外行星是位于太阳系之外的行星。系外行星的第一个可能证据是在1917年被发现的，但当时没有得到认可。1992年才首次确认了系外行星的发现。另一颗在1988年首次发现的系外行星，于2003年得到证实[1]。截至 2024 年 4 月 1 日，在 4,161 个行星系统中有 5,653 颗已确认的系外行星，其中 896 个系统拥有不止一颗行星。詹姆斯·韦伯太空观察站（JWST）有望发现更多的系外行星，并更深入地了解它们的特征，例如它们的组成、环境条件和生命潜力[2]。

有许多探测系外行星的方法。凌日法和多普勒光谱发现的最多，但这些方法存在明显的观测偏差，有利于探测恒星附近的行星；因此，探测到的系外行星85%都位于潮汐锁定区域内[3]。在一些情况下，在恒星周围被观测到多颗行星[4]。大约五分之一是类太阳恒星[a]，有一颗“地球大小”的行星[b]是适居带中的行星[c][5][6]。假设银河系中有2,000亿颗恒星[d]，可以假设银河系中有110亿颗潜在的地球大小的适居行星，如果包括围绕众多红矮星运行的行星，则增加到400亿颗[7]。

已知的质量最小的系外行星是Draugr（也称为PSR B1257+12 A或PSR B1257+12 b），质量大约是月球质量的两倍。NASA外行星档案馆（英语：NASA Exoplanet Archive）上列出的质量最大系外行星是HR 2562 b[8][9][10]，质量大约是木星质量的30倍。然而，根据行星的一些定义（基于氘的核聚变[11]），它太大了，不可能成为一颗行星，而可能是一颗褐矮星。系外行星的已知轨道时间从不到一小时（对于那些最接近恒星的行星）到数千年不等。一些系外行星离恒星很远，很难判断它们是否与恒星有引力束缚。

到目前为止，几乎所有探测到的行星都在银河系内。然而，有证据表明银河系外行星，即位于其它星系的系外行星，可能存在[12][13]。最近的系外行星距离地球4.2 光年（1.3 秒差距），并围绕离太阳最近的恒星比邻星运行[14]。

系外行星的发现增强了人们对寻找外星生命的兴趣。人们特别感兴趣的行星是在恒星的适居带（或有时称为“古迪洛克带”）中运行的，在那里液态水有可能存在于表面，这是我们所知道的生命的先决条件。 然而，对行星适居性的研究也考虑了一系列其他因素，以确定行星是否适合容纳生命[15]。

星际行星是指不围绕任何恒星运行的行星。这类天体被认为是一类独立的行星，尤其是如果它们是气态巨行星，通常被视为次褐矮星[16]。银河系中的星际行星可能有几十亿甚至更多[17][18]。

定义

IAU

国际天文学联合会（IAU）使用的官方“行星”一词的定义仅涵盖太阳系，因此不适用于系外行星[19][20]。国际天文学联合会的太阳系外行星工作组于2001年发表了一份立场声明，其中载有“行星”的工作定义，并于2003年进行了修改[21]。“系外行星”由以下标准定义：

  • 围绕恒星或恒星残余物运行的真实质量低于氘热核聚变极限质量的物体（现时计算为太阳金属量物体的13木星质量）是“行星”（无论它们是如何形成的）。太阳系外物体被视为行星所需的最小质量/大小，应与太阳系中使用的质量/大小相同。
  • 真实质量高于氘热核聚变极限质量下限的天体，无论它们是如何形成的或位于何处，是“褐矮星”。
  • 年轻星团中质量低于氘热核聚变极限质量的自由漂浮物体不是“行星”，而是“次褐矮星”（或任何最合适的名称）。

国际天文学联合会F2委员会：系外行星和太阳系，于2018年8月对该工作定义进行了修订[22][23]。“系外行星”的官方工作定义如下：

  • 真实质量低于氘热核聚变极限质量的天体（目前计算为太阳金属量天体的13木星质量），围绕恒星、褐矮星或恒星残骸运行，并且其质量比低于L4/L5 不稳定性 （M/Mcentral < 2/（25+√621））是“行星”（无论它们是如何形成的）。
  • 太阳系外物体被视为行星所需的最小质量/大小应与我们太阳系中使用的质量/大小相同。

IAU指出，这一定义有望随着知识的进步而演变。

选择

国际天文学联合会的工作定义并不总是使用。另一种建议是，应该根据行星的形成将其与褐矮星区分开来。人们普遍认为，巨行星是通过核心吸积形成的，这有时可能会产生质量超过氘融合阈值的行星[24][25][11] massive planets of that sort may have already been observed.[26]；褐矮星像恒星一样是由气体云直接由引力坍缩形成的，这种形成机制也会产生低于13 MJup限制，可以低至1 MJup[27]。在这个质量范围内的天体，以数百或数千天文单位的宽阔间距绕恒星运行，并且具有大的恒星/天体质量比，很可能形成褐矮星；与吸积形成的行星相比，它们的大气层可能比吸积形成的行星更类似于宿主恒星的成分，吸积形成的行星会含有更丰富的较重元素。截至2014年4月，大多数直接成像的系外行星都是大质量的，轨道很宽，因此可能代表了褐矮星形成的低质量端[28]。 一项研究表明，上面的物体10 MJup通过引力不稳定性形成的，不应该被认为是行星[29]。

此外，木星13倍的质量截断并没有确切的物理意义。氘融合可以发生在一些质量低于临界值的物体上[11]。氘的融合量在一定程度上取决于物体的成分[30]。截至2011年，太阳系外行星百科全书包括质量高达25倍木星质量的天体，并说：“在观测到的质谱中，13 MJup周围没有特殊特征，这一事实强化了忘记这一质量极限的选择。”[31]。 截至2016年，基于对质量-密度关系的研究[32]，这一极限增加到木星质量的60倍[33]。系外行星数据浏览器（英语：Exoplanet Data Explorer）包括质量高达24木星质量的天体，并提供咨询：“国际天文学联合会（IAU）工作组的13木星质量区分对于具有岩石核心的行星来说在物理上是没有动机的，并且由于sin i ambiguity，在观测上是有问题的。”[34]。NASA外行星档案馆（英语：NASA Exoplanet Archive）包括质量（或最小质量）等于或小于30木星质量的物体[35]。区分行星和褐矮星的另一个标准，不是氘的融合、形成过程或位置，而是核心压力是否由库仑压力或电子简并压力主导，分界线约为5木星质量左右[36][37]。

观察历史

早在十九世纪便有天文学家声称发现系外行星。1855年，在东印度公司马德拉斯天文台（英语：Madras Observatory）工作的威廉·史蒂芬·雅各布（英语：William Stephen Jacob）发现蛇夫座70双星系统轨道异常，怀疑当中有类似行星的物体；1890年代，芝加哥大学及美国海军天文台的汤玛斯·杰佛逊·杰克逊·希（英语：Thomas Jefferson Jackson See）声称轨道异常证明该系统当中有一个公转周期为36年的黑暗物体，但福雷斯特·雷·莫尔顿随即指出这样的系统极不稳定。在1950至1960年代，斯沃斯莫尔学院的彼德·范·德·坎普（英语：Peter van de Kamp）声称发现了绕着巴纳德星公转的行星。后来的天文学家普遍认为这些早期观测都是错误的。

太阳系与巨蟹座55行星系统的比较图。

加拿大天文学家布鲁斯·坎贝尔（葡萄牙语：Bruce Campbell (astrônomo)）等人在1988年的结果是首次获得随后观测确认的发现[38]，他们利用视向速度法发现围绕少卫增八的行星；然而因为当年技术条件所限，包括发现者本身的天文学界都对结果有所保留。也有人怀疑这些其实是质量介乎于行星和恒星之间的褐矮星。

随后不少观测支持少卫增八（仙王座γ）拥有行星[39]，但亦有研究显示相反的证据[40]。最终到了2003年运用改进了的观测技术方能证实[41]。

1991年，安德鲁·林恩（英语：Andrew Lyne）等人声称运用脉冲星计时法发现了一个行星 PSR B1829-10的脉冲星行星[42]。虽然结果受到注目，但林恩及其研究队伍很快便撤回结果[43]。

内太阳系和系外行星HD 179949 b、HD 164427 b、Epsilon Reticuli ab、及Mu Arae b轨道的比较图。（所有母星皆在中央位置）

1992年，美国天文学家亚历山大·沃尔兹森及戴尔·弗雷宣布发现一个围绕脉冲星PSR B1257+12的行星[44]。这项发现迅速被确认，普遍认为这是首次对系外行星的确认。这些系外行星相信是由超新星的残余物所构成，或是巨型气体行星的固体核心被超新星抛出所形成。

1995年10月6日，日内瓦大学的米歇尔·麦耶及戴狄尔·魁若兹宣布首次发现一颗普通主序星（飞马座51）的行星[45]，这发现开展了当代的系外行星发现。先进的科技，特别是高分辨率的光谱学，大大加速了新系外行星的发现。这些新发展让天文学家可以凭行星对母星的重力影响间接侦测到系外行星的存在，亦有行星因为经过母星前面导致母星光度减弱而被发现。

截至2013年10月30日，人类一共发现了1031个系外行星[46]，包括一些在早前已被发现但一度被外界否定，却在后期才被证实的（如巴纳德星的行星），当中很多都是由杰佛瑞·马西的队伍在加州大学的里克天文台和凯克天文台发现。现已发现了二十个拥有超过一个行星的星系，最早发现的一个为仙女座υ行星系统；另外亦有四个行星围绕两个脉冲星的情况。经红外线观测恒星盘亦显示在一些行星系统中也存在着数以百万计的彗星。

检测的方法

主条目：系外行星侦测法
由威尔逊山天文台1.5米望远镜上的旋风星冕仪（Vortex coronograph）拍摄HR 8799（飞马座V342）的三颗行星影像。

相较于母恒星，行星是非常暗淡的；在可见光的波长，它们通常只有母恒星百万分之一的亮度。这种微弱的光源是很难检测到的，而且母恒星的眩光往往会掩盖掉行星的微光。有必要遮挡掉母恒星的光芒以减少眩光，才能从地球上观测到；这样做是对在技术上是很大的挑战[47]。

所有直接获得影像的系外行星不仅都很大（质量比木星大），而且离母恒星也很远。它们大多数还很热，因此他们发出激烈的红外线辐射；获得的红外线影像会比可见光影像更为明亮。

虽然目前绝大多数的太阳系外行星只能以间接的方法检测出来，但直接影像法在将来可能成为最重要的方法。下列是已经被证实非常有用的间接方法：

当一颗行星绕着恒星公转，恒星也会绕着质量中心在自己小小的轨道上移动。恒星径向速度的变化 －就是它远离或接近地球的速度－ 可以从因为多普勒效应造成在谱线上的变化检测出来。极小的速度变化，即使小到1m/s甚至更小，都可以看得出来[48]。这是目前发现系外行星最有生产力成效的方法。它拥有的优点是适合各种性质的恒星；而缺点则是无法确知行星的质量，只能知道行星质量的下限。但是，如果可以从恒星的径向速度区分出行星本身的径向速度，就可以测量出行星真正的质量[49]。还有一个限制是需要高信噪比，因此目前的技术只能检测出距离160光年以内的系外行星。径向速度法也用作确认凌日法的结果，一同运用则有助于估计行星的真实质量。
利用凌日法侦测系外行星，下方的线图代表不同时间地球所接收到的光量。
如果一颗行星从母恒星的前方经过（凌），则观测者会观测到恒星的亮度会像滴了颗泪珠般下降了一点点。变暗的数值取决于行星的大小、恒星的大小，还有其它的因素等等。虽然他有大量的假阳性反应，而有必要做进一步的确认，但它依然是发现系外行星第二有成效的方法。凌日法可以提供行星半径的信息，有时它还能够透过光谱研究行星的大气层。配合径向速度法，还可以提供更多的行星信息。
动画显示系统内行星-1和行星-2在凌日时间上的差异。创建者：NASA/开普勒任务。
当存在着多颗行星时，相互之间对其它的轨道会有微小的摄动。一颗行星凌日周期的小变化可以指示另一颗行星的存在，而无关乎这颗行星是否会凌日。例如，系外行星WASP-3b凌日周期的微小变化，显示这个系统有另外一颗行星存在，即不会凌日的WASP-3c[50]。如果一个系统存在着多颗凌日的行星，也可以利用这种方法确认它们的存在[51]。这种方法的另外一种形式，是测量联星的食，可以揭露环绕这两颗恒星外侧的行星；在2011年11月，就用这种方法发现了5颗行星
当恒星的重力场产生像透镜一样的微透镜，会放大遥远背景恒星的光。环绕着恒星的行星会导致探测到的恒星光度会随着时间的推移产生异常的放大。截至2011年6月，这种方法的结果只检测到13次，但是这种方法的优点是对距离母恒星遥远的行星非常敏感。
天体测量包括精确测量恒星在天空中的位置，和观察随着时间推移的位置变化。由于行星的重力影响造成的恒星运动或许可以观察得到，因为这种移动是非常的小，因此这种方法还不是很有成效。它只产生了几个有争议的检测，然而它还是成功的用于调查以其他方式发现的行星的属性。

脉冲星计时法

画家笔下的脉冲星PSR B1257+12行星系统

脉冲星是超新星爆炸后留下来超高密度的中子星。随着自转，脉冲星发出极为有规律的电磁波脉冲，因此脉冲的轻微异常能显示脉冲星的移动。和其它星体一样，脉冲星亦会受其行星影响而运动，故此计算其脉冲变动便可估计其行星的性质[52]。

这方法最初并非设计来侦测系外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以侦测到质量只有地球十分之一的行星。脉冲星计时法亦可以侦测到行星系统内相互的重力扰动，故此可以得到更多有关行星及其轨道的资料。然而因为脉冲星比较罕有，所以亦难以用这方法发现大量行星；而且因为脉冲星附近有极强的高能量辐射，生命似乎难以生存。

1992年亚历山大·沃尔兹森便是利用了这个方法发现了PSR B1257+12的行星，而且被迅速确认，成为首个被确认的系外行星系统。[44]

恒星盘法

画家笔下织女星附近两颗冥王星大小的矮行星碰撞的情景。

很多恒星都被尘埃组成的恒星盘包围，这些尘埃吸收了恒星的光再放出红外线，因此可以被观测。即使尘埃的总质量还不及地球，它们的总表面积仍足反映到可观测的红外线[53]。哈勃空间望远镜可以通过其近红外线摄影机和多物体光谱仪观测这些尘埃，而斯皮策空间望远镜可以接收更广阔的红外线光谱以得到更佳的影象。在太阳系附近的恒星之中，已有超过15%被发现有尘埃盘[54]。

一般相信这些尘埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恒星的辐射压力下，很快便会把尘埃推至星际空间。故此侦测到尘埃盘便代表恒星附近有不断的碰撞以补充失散的尘埃，是恒星拥有彗星或小行星的间接证据[54]。例如鲸鱼座τ附近的尘埃盘便显示这恒星拥有比太阳系多出十倍以上，类似柯伊伯带中的物体[53]。

在一些情况下尘埃盘可以显示有行星的存在。有些尘埃盘中间有空洞或形成团状，都可能表示有行星在＂清理＂其轨道或尘埃受到行星引力影响而结集。在波江座ε便发现了有这两种特质的尘埃盘，意味着当中可能有一个轨道半径达40天文单位的行星；通过视向速度法，亦发现了另一个轨道较细的行星[55]。

直接摄影

2M1207（蓝色）及其行星2M1207b

因为行星相比于其母星都是非常暗淡的，所以一般都会被母星的光掩盖，故此要直接发现系外行星几乎是不可能的。但在一些特殊情况，现代的望远镜亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星体积特别大（明显地大于木星），与母星有一段较大距离，以及较为年轻（故此温度较高而放出强烈的红外线）。

豺狼座GQ及可能为行星的豺狼座GQb。

在2004年7月，天文学家们利用欧洲南天文台的甚大望远镜阵列在智利拍摄到褐矮星2M1207及其行星2M1207b[56]。在2005年12月，2M1207b的行星身份被证实[57]。估计这系外行星质量比木星高几倍，而且轨道半径大于40天文单位。直至2006年9月为止这是唯一被直接拍摄到而且被确认的系外行星。

当时还有另外三个疑似系外行星被拍摄到，包括豺狼座GQb、AB Pictoris b、及SCR 1845 b[58]。截至2006年3月，当中未有任何一个被证实为行星；相反地，它们可能是小型的褐矮星[59][60]。

2008年5月，加州大学伯克利分校的天文学家保罗·卡拉斯从哈勃太空望远镜所拍照片中找到了到北落师门的一颗行星北落师门b，这是该望远镜首次直接拍摄到太阳系外行星，其亮度只有北落师门的10亿分之一。

发展中的观察方法

数项计划中的太空任务已配备一些上述的侦测方法。在太空进行侦测可以得到更高的敏感度，因为避免了地球大气层扰动影响，以及探测到不能穿透大气层的红外线。预期这些空间探测器可以侦测到和地球类似的行星。

类地行星发现者

欧洲空间局的对流旋转和行星横越计划以及美国国家航空航天局的开普勒任务均会使用凌日法。COROT可以侦测到略为大于地球的行星，而开普勒太空观察站更有能力侦测到比地球更小的行星。预期开普勒太空观察站亦有能力探测到小轨道大型行星的反光，但不足以构成影像；正如月球的月相一样，这些反光会随时间而增加或减少，分析这些数据甚至可以显示其大气内的物质分布。透过这方法开普勒太空观察站可以找到更多未被发现的系外行星[61]。

美国国家航空航天局计划在2014年发射的太空干涉测量任务将使用天体测量法在邻近恒星之中寻找类似地球的行星。欧洲空间局的达尔文计划（Darwin）探测器及美国国家航空航天局的类地行星发现者[1] 则会尝试直接拍摄系外行星的照片。最近被提议的新世界任务更有遮光设备以阻挡恒星的光芒，容许天文学家直接观察到暗淡的系外行星。

2006年2月2日，美国国家航空航天局宣布因为财政理由要无限期搁置TPF计划[62]；2006年6月，美国众议院的拨款委员会恢复部分拨款，让计划最少可进行至2007年[63]。12月27日，COROT卫星升空[64]。美国的开普勒太空观察站在2009年3月6日发射[65]。

定义

主条目：行星定义

根据国际天文学联合会的“行星”定义，行星必须围绕一颗恒星[66]。然而此定义仅适用于太阳系内的行星，所有的太阳系外行星被排除在外[67]。为此2001年国际天文学联合会针对太阳系外行星作以下定义（2003年有修订）[68]：

命名

系外行星命名是在母星名字后加上一个小写英文字母。在一个行星系统内首个发现的行星将加上“b”，如飞马座51b，而随后发现的则依次序为飞马座51c，飞马座51d等。不使用“a”的原因是因为可被解释为母星本身。字母的排列只按发现先后决定，因此在格利泽876系统内最新发现的Gliese 876 d却是系统内已知轨道最小的一个行星。

在飞马座51b于1995年被发现前，系外行星有不同的命名方法。最早被发现的PSR B1257+12行星以大写字母命名，分别为PSR 1257+12 B及PSR 1257+12 C。随后发现了一个更为接近母星的行星时，却命名为1257+12 D而不是A。

一些系外行星也有非正式的外号，例如HD 209458 b又称欧西里斯。

2019年国际天文联合会百周年庆，开放了百余个系外行星给112国以公众投票方式加以命名，共计获36万个命名提案，42万人投票（页面存档备份，存于互联网档案馆）。授予台湾命名的系外行星-恒星系统获名为“水沙连－－丽”（原科学编号为HD1000665）。香港将他们的系外行星和母恒星名称取为“太平山 -- 狮子山 ”，中国则是“望舒（页面存档备份，存于互联网档案馆） -- 羲和（页面存档备份，存于互联网档案馆）”。

一般性质

截至2004年8月31日，所有以视向速度法（蓝点），凌日法（红点）和重力微透镜法（黄点）所发现的系外行星。同时亦显示了太空和地面仪表的侦测极限。

大部分已知的系外行星都是围绕和太阳类似的恒星，即恒星光谱为F，G或K的主序星，原因之一是搜寻计划都倾向集中研究这类恒星。即使考虑到这点，统计分析亦显示低质量恒星（恒星光谱为M的红矮星）一般较少拥有行星或只有低质量行星。[69]

所有恒星成分都以最轻的氢和氦为主，但亦有小量较重的原素如铁，天文学家以此描述恒星的金属性。较高金属性的恒星通常拥有较多行星，而且行星亦倾向有较高质量。[70]

绝大部分已知的系外行星都是高质量的，当中90%是超过地球的10倍，很多亦明显比太阳系最重的木星为高。然而这只是一种观测上的选择性偏差，因为所有侦测方法都利于寻找高质量行星。这种偏差令统计分析难以进行，但似乎低质量行星实际上比高质量的更为普遍，因为在困难的情况下天文学家仍能发现一些只比地球质量高数倍的行星，显示它们在宇宙中应甚为普遍。[70]

已知的系外行星中，相信绝大部分有大量气体，如太阳系中的巨行星一样。但这只有经凌日法方可证实。[71]部分小型的行星被怀疑由岩石构成，类似地球和其它太阳系内行星。[72]

很多系外行星的轨道都比太阳系的行星要小，但这同样是因为观测限制带来的选择性偏差，因为视向速度法对小轨道的行星最为敏感。天文学家最初对这种现象很疑惑，但现在已清楚大部分系外行星（或大部分高质量行星）都有很大的轨道。相信在大部分行星系统中，都有一或两个大型行星的轨道半径类似木星和土星的轨道。

轨道离心率是用作形容轨道的椭圆程度，大部分已知的系外行星轨道都有较高的离心率。这并非选择性偏差，因为侦测的难易程度和轨道离心率没有太大的关系。这种现象仍是一个谜，因为现时有关行星形成的理论都指轨道应是接近圆形的。这亦显示太阳系可能是不平常的，因为当中所有行星轨道基本上都是接近圆型的。[70]

有关系外行星仍有不少未解之谜，例如它们的详细成分和卫星的普遍性。其实最有趣的问题之一是这些系外行星能否支持生命的存在。一些行星的确是处于生命适居的范围内，条件可能和地球类似；这些行星大都是类似木星的巨型行星，若它们拥有大型的卫星便是最有机会孕育生命的地方。然而即使生命在宇宙间普遍存在，若他们并非有高度文明，以星际距离之远实难以在可预见的时间内发现。

值得注意的系外行星

在系外行星研究历史上有不少里程碑。1992年沃尔兹森及弗雷首次在《自然》发表发现系外行星的报告[44]，显示脉冲星PSR B1257+12拥有行星。脉冲星行星的发现仍被认为是不寻常的事。飞马座51b是首个发现的主序星行星，由米歇尔·麦耶及戴狄尔·魁若兹于1995年10月6日在《自然》发表[45]。天文学家最初都对这个＂热木星＂（即小轨道大质量的气体行星）感到惊讶，但很快便发现更多类似的行星。

自此以后，值得注意的发现包括：

1996年

1998年

1999年

  • 仙女座υ：4月，天文学家公布第一次在太阳系外发现有多颗行星环绕的行星系统。该行星系统以3颗类木行星所组成，为仙女座的成员之一，亮度为4星等，用肉眼即可观察到[75]。
  • HD 209458 b：该行星最初是用径向速度法发现，后来成为第一个被观测到凌日的系外行星。凌日观测证实了此天体的行星身份[76]。

2001年

  • HD 209458 b：利用哈勃空间望远镜，天文学家发现了HD 209458 b的大气层含有的钠比预期低，显示云层遮蔽了低层的大气[77]。
画家笔下的脉冲星行星PSR B1620-26c。

2002年

2003年

2004年

2005年

  • 格利泽876d：红矮星Gliese 876的第三个行星Gliese 876 d于6月被天文学家发现。其质量约只有地球7.5倍，是已知第二低的系外主序星行星，而且几乎可以肯定这行星由岩石组成。其轨道半径只有0.021天文单位，公转周期为1.94日[83]。
  • HD 149026b：天文学家7月发现的HD 149026 b的核心质量为地球质量70倍，占其总质量的三分之二，是已知拥有最大核心的行星[84]。
画家笔下的HD 188753 Ab的虚构卫星上的三重日落。
  • HD 188753 Ab：天文学学7月宣布发现一个约在149光年的三星系统（黄、橙、红色）中的行星HD 188753 Ab，对现今的行星形成理论造成挑战[85][86]。这是一个略为大于木星的气体行星，围绕天鹅座HD 188753系统的主星公转，故称为HD 188753 Ab，公转周期为3.3日，轨道半径约十二分之一天文单位。另外两个恒星互相旋转周期为156日，并同时以25.7年周期绕着主星公转，和主星距离约为土星与天皇星轨道半径之间。这两个恒星对主流的热木星形成理论造成挑战，这理论指大型气体行星在一个较远的距离形成，然后以未知的机制转移到星系内围；然而两个恒星的存在使这个理论不适用，因为它们会妨碍外围行星的形成。
画家笔下的系外行星OGLE-2005-BLG-390Lb。

2006年

  • OGLE-2005-BLG-390Lb：天文学家1月25日公布了OGLE-2005-BLG-390Lb的发现。这行星约在21,500光年以外的银河系中心，以重力微透镜法发现，质量估计为地球5.5倍，表面温度只有摄氏-22°，是已知质量最低、距离最远、亦可能是最冷的主序星系外行星。在此以前发现的低质量行星都只有很小的轨道，而OGLE-2005-BLG-390Lb的轨道半径则估计有2.6天文单位[87][88]。
  • HAT-P-1b：利用一个称为＂HAT＂的自动小型望远镜网络，哈佛-史密松天体物理中心的天文学家发现了一个系外行星HAT-P-1b，其母星为450光年之外位于蝎虎座的一个双星系统中的其中一个恒星，行星半径为木星的1.38倍而密度只有木星的一半，是已知密度最低的行星。现时仍不清楚这行星如何形成，但相信这类低密度行星（包括HD 209458 b）会有助了解行星形成的过程。哈佛-史密松天体物理中心的Robert Noyes说：＂我们不能不说发现HD 209458 b是一件侥幸的事，这个新发现提示了我们有关行星形成理论中遗漏的东西。＂[89]

2009年

  • 柯洛7b：2月3日，欧洲南方天文台宣布已发现环绕恒星柯洛7的系外行星COROT-7b。主导此发现的柯洛计划表示因与母星的距离不到0.02个天文单位，所以轨道周期只有20个小时，为目前发现中轨道周期最短的系外行星[90]。另该行星的直径只有地球的1.7倍，但质量却有地球的5.6-11倍[91]，因此可能为岩石行星。然而离母星太近，该行星的表面温度可能达1000-1500 °C，所以有人认为该行星是由等量的水蒸气和岩石所构成[92]。
  • 格利泽581e：在4月21日，欧洲南方天文台的天文学家宣布发现环绕Gliese 581的第4颗行星，距离母星小于0.03个天文单位，质量只有地球的1.9倍，迄2010年一月仍是迄今发现最小、质量最接近地球，环绕着主序星的系外行星。.[93]
  • 30颗新行星：在10月19日，宣布使用径向速度法新发现了30颗行星。2009年10月也是在一个月内发现最多行星的月份，打破了2002年6月和2009年8月发现17颗系外行星的记录。
  • 室女座61和HD 1461：在12月14日，发现三颗行星，其中一颗是超级地球，另外两颗质量与海王星相当的大行星。此外还发现一颗超级地球和两颗未经证实行星环绕着HD 1461。这些发现显示在周围邻近的恒星发现低质量恒星的环绕轨道是很平常的。室女61是第一颗有超级地球环绕的类太阳恒星[94]。
  • GJ 1214 b：天文学家在12月16日，用凌日法发现一颗超级地球。经由质量和半径测量得到的密度，天文学家认为这颗行星可能是一颗75%是水，25%是岩石构成的海洋行星。在这颗行星上的一些水应该是以异于寻常的冰七型态存在。这是MEarth计划发现得第一颗系外行星，这个计划利用凌日法发现经过M-型恒星前方的超级地球[95]。

2010年

  • 格利泽581g：天文学家发现迄今最像地球的一个太阳系外行星，它位于恒星系统的适居带内，可能适合生命存在。这个类地球行星是一个多岩石的星球，位于天秤座，距离地球约20光年。
  • 开普勒9：第一个使用凌日法发现多颗系外行星的恒星[96]。目前该恒星旁已发现三颗行星。
  • HIP 13044b：在其他星系形成的行星，原属星系已被银河系并吞。距离地球约2000光年[97][98][99][100][101][102][103][104][105][106]。但是后续的研究表明之前的观测存在误差，实际上该行星并不存在。[107]

2011年

2012年

注解

  1. ^ 就这个五分之一的统计量而言，“类太阳”是指G型恒星。没有类太阳恒星的数据，所以这个统计数据是从K型恒星的数据中推断出来的。
  2. ^ 就此 1/5 统计量而言，“地球大小”意味着1-2个地球半径。
  3. ^ For the purpose of this 1 in 5 statistic, "habitable zone" means the region with 0.25 to 4 times Earth's stellar flux (corresponding to 0.5–2 AU for the Sun).
  4. ^ 银河系中的恒星数量尚不清楚，但假设为2,000亿颗，大约1/4的恒星是类太阳的GK型恒星。因此，银河系将有大约500亿颗恒星类太阳（GK）恒星，其中约五分之一（22%）或110亿颗将在适居带中拥有地球大小的行星。若包括红矮星将增加到400亿颗。

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