系外惑星

国際天文学連合（IAU）が使用する惑星という用語の公式定義は太陽系のみを対象としており、したがって系外惑星には適用されません。^{[ 20 ] [ 21 ]} IAUの系外惑星作業部会は、2001年に「惑星」の作業定義を含む立場表明を発表し、2003年に修正されました。^{[ 22 ]}系外惑星は次の基準で定義されました。

• 重水素の熱核融合の限界質量（現在、太陽金属量を持つ天体の場合、木星質量の13倍と計算されている）を下回る真の質量を持つ天体で、恒星または恒星残骸の周りを公転しているものは、「惑星」とみなされる（形成過程に関わらず）。太陽系外天体が惑星とみなされるために必要な最小質量／サイズは、太陽系で使用されているものと同じであるべきである。
• 重水素の熱核融合の限界質量を超える真の質量を持つ準恒星天体は、その形成過程や位置に関係なく、 「褐色矮星」と呼ばれる。
• 若い星団の中に存在する、重水素の熱核融合の限界質量を下回る質量を持つ自由浮遊天体は「惑星」ではなく、「亜褐色矮星」（あるいは最も適切な名称）である。

この作業定義は、2018年8月にIAUのF2委員会（系外惑星と太陽系）によって修正されました。^{[ 23 ] [ 24 ]}現在、系外惑星の公式な作業定義は以下のとおりです。

• 恒星、褐色矮星、または恒星残骸の周りを公転し、中心天体との質量比がL4/L5不安定性（M/M _central < 2/(25+ √ 621 )）を下回る、重水素の熱核融合の限界質量（現在、太陽金属量を持つ天体の場合、木星質量の13倍と計算されている）を下回る真の質量を持つ天体は、「惑星」である（どのように形成されたかは関係ない）。
• 系外天体が惑星とみなされるために必要な最小質量／サイズは、太陽系で使用されているものと同じであるべきである。

IAU の作業定義は必ずしも使用されるわけではありません。別の提案の 1 つは、惑星は形成に基づいて褐色矮星と区別されるべきであるというものです。巨大惑星はコア集積によって形成されると広く考えられており、この過程で重水素核融合閾値を超える質量を持つ惑星が生成されることがあります。 ^{[ 25 ] [ 26 ] [ 11 ]}このような巨大惑星はすでに観測されている可能性があります。^{[ 27 ]}褐色矮星は恒星と同様にガス雲の直接的な重力崩壊によって形成され、この形成メカニズムによって13 M _{jup の}限界を下回る天体も生成され、 1 M _jupまで低くなる可能性があります。^{[ 28 ]}この質量範囲の天体で、恒星から数百または数千天文単位(AU) の広い距離で公転し、恒星/天体質量比が大きいものは、褐色矮星として形成された可能性が高いです。それらの大気は、重元素の存在量が増加している降着形成惑星よりも、主星に似た組成を持つ可能性が高い。2014年4月現在、直接画像化された惑星のほとんどは質量が大きく、軌道が広いため、おそらく褐色矮星形成の低質量端を表している。^{[ 29 ]}ある研究では、10 M _Jupを超える天体は重力不安定性によって形成されたものであり、惑星と考えるべきではないと示唆している。^{[ 30 ]}   

また、13木星質量というカットオフ値には、正確な物理的意味はありません。このカットオフ値より質量が低い天体でも、重水素の核融合が起こることがあります。^{[ 11 ]}核融合される重水素の量は、ある程度、天体の組成に依存します。^{[ 31 ]} 2011年に、太陽系外惑星百科事典には、25木星質量までの天体が含まれており、「観測された質量スペクトルに13木星_質量付近に特別な特徴がないという事実は、この質量制限を無視するという選択を裏付けている」と述べています。 ^{[ 32 ]} 2016年現在、質量と密度の関係の研究に基づいて、この制限は60木星質量に引き上げられました。 ^{[ 33 ] [ 34 ]}系外惑星データエクスプローラーには、木星質量の 24 倍までの天体が含まれていますが、次の注意書きがあります。「IAU 作業部会による木星質量の 13 倍という区別は、岩石質の核を持つ惑星には物理的に根拠がなく、sin i の曖昧さのために観測的に問題があります。」^{[ 35 ]} NASA系外惑星アーカイブには、質量 (または最小質量) が木星質量の 30 倍以下の天体が含まれています。^{[ 36 ]}重水素核融合、形成過程、または位置ではなく、惑星と褐色矮星を区別するもう 1 つの基準は、核の圧力がクーロン圧力または電子縮退圧力のどちらによって支配されているかであり、その境界線は約 5 木星質量です。^{[ 37 ] [ 38 ]} 

NASAの系外惑星アーカイブでは、系外惑星は「さまざまな観測技術によって惑星でしか説明できない特徴が明らかになった場合」^{[ 39 ]}、または分析技術によって確認された場合に確認されます。^{[ 40 ]}太陽系外惑星百科事典では、「惑星は、受理された論文または専門会議で明確に主張された場合に確認済みとみなされます。」^{[ 41 ]}

16世紀、地球や他の惑星が太陽の周りを公転するというコペルニクスの理論（地動説）の初期の支持者であったイタリアの哲学者ジョルダーノ・ブルーノは、恒星は太陽に似ており、同様に惑星を伴うという見解を提唱した。^{[ 51 ]}

18世紀には、アイザック・ニュートンが『プリンキピア』の最後にある「一般注釈」の中で同じ可能性に言及している。太陽の惑星との比較をしながら、彼は「恒星が同様のシステムの中心であるならば、それらはすべて同様の設計に基づいて構築され、一つのものの支配下にあるだろう」と書いている。^{[ 52 ]}

1938年、D.ベロリツキーはトランジット測光法を用いて系外木星を探すことが現実的であることを実証した。^{[ 53 ]}

1952年、最初のホットジュピターが発見される40年以上前に、オットー・ストルーベは、惑星が太陽系の場合よりもずっと親星に近い位置に存在できない説得力のある理由はないと書き、ドップラー分光法とトランジット法によって短軌道のスーパージュピターを検出できると提案した。 ^{[ 54 ]}

19世紀以来、系外惑星の発見が主張されてきた。最も初期のもののいくつかは、連星系である70 Ophiuchiに関するものである。1855年、東インド会社のマドラス天文台のウィリアム・スティーブン・ジェイコブは、軌道異常からこの系に「惑星体」が存在する可能性が「非常に高い」と報告した。^{[ 55 ]} 1890年代には、シカゴ大学および米国海軍天文台のトーマス・J・J・シーが、軌道異常から70 Ophiuchi系に、一方の恒星の周りを36年の周期で公転する暗黒天体が存在することが証明されたと述べた。 ^{[ 56 ]}しかし、フォレスト・レイ・モールトンは、そのような軌道パラメータを持つ3体システムは非常に不安定であることを証明する論文を発表した。^{[ 57 ]} 

61 Cygni には惑星系が存在する可能性があるという主張が複数なされている。1942年、スプラウル天文台のKaj Strand は、61 Cygni A と B の軌道運動にわずかだが系統的な変動があることを観測し、約 16 木星質量の第 3 の天体が 61 Cygni A の周りを公転しているに違いないと示唆した。 ^{[ 58 ]}他にも複数の主張がなされたが、より最近の観測ではまだ確認されていない。詳細については、61 Cygni § 惑星系の主張を参照のこと。

61 Cygni が調査されていたのとほぼ同時期に、 Lalande 21185についても同様の系外惑星の存在に関する主張がなされました。Lalande 21185 § 過去の惑星に関する主張。

1950年代から1960年代にかけて、スワースモア大学のピーター・ヴァン・デ・カンプは、今度はバーナード星を周回する惑星の発見を主張し、注目を集めた。^{[ 59 ]}現在、天文学者たちは、初期の発見報告はすべて誤りであると一般的に考えている。^{[ 60 ]}

1991年、アンドリュー・ライン、M・ベイルズ、SL・シェマーは、パルサーのタイミング変動を利用して、PSR 1829-10の周りを公転するパルサー惑星を発見したと主張した。^{[ 61 ]}この主張は一時的に大きな注目を集めたが、ラインと彼のチームはすぐにそれを撤回した。^{[ 62 ]}

ヘール望遠鏡で撮影された、恒星HR 8799の既知の3つの惑星。中心星からの光は、ベクトル渦コロナグラフによって遮断されている。

2MASS J044144は、木星の約5～10倍の質量を持つ伴星を持つ褐色矮星である。この伴星が準褐色矮星なのか惑星なのかは明らかになっていない。

2026年4月23日現在、 NASAの系外惑星アーカイブには合計6,316個の確認された系外惑星がリストされており、その中には1980年代後半の物議を醸した主張の確認も含まれています。^{[ 63 ]}最初に発表され、その後確認された発見は、1988年にビクトリア大学とブリティッシュコロンビア大学のカナダ人天文学者ブルース・キャンベル、GAHウォーカー、スティーブンソン・ヤンによってなされました。^{[ 64 ]}彼らは惑星の検出を主張することには慎重でしたが、視線速度観測により、ガンマ・ケフェイ星の周りを惑星が公転していることが示唆されました。当時の観測機器の能力の限界に近い観測であったこともあり、天文学者たちは数年間、この観測や他の同様の観測に対して懐疑的でした。見かけ上の惑星のいくつかは、惑星と恒星の中間の質量を持つ褐色矮星である可能性もあると考えられていました。 1990年には、ガンマ・ケフェイを周回する惑星の存在を裏付ける追加の観測結果が発表されたが^{[ 65 ]}、1992年のその後の研究で再び深刻な疑問が生じた^{[ 66 ]} 。最終的に、2003年に改良された技術によって惑星の存在が確認された^{[ 67 ] 。}

1992年1月9日、電波天文学者のアレクサンダー・ウォルシュチャンとデール・フレイルは、パルスのタイミングの変動に基づいて、ミリ秒パルサーPSR 1257+12を周回する2つの惑星の発見を発表した。 ^{[ 47 ]}この発見は確認され、一般的には最初の確実な系外惑星の検出と考えられている。追跡観測によりこれらの結果が確固たるものとなり、1994年に3番目の惑星が確認されたことで、この話題は一般メディアで再び取り上げられるようになった。^{[ 68 ]}これらのパルサー惑星は、パルサーを生み出した超新星の特異な残骸から、2回目の惑星形成で形成されたか、あるいは何らかの理由で超新星を生き延び、現在の軌道に崩壊したガス惑星の岩石質の核であると考えられている。パルサーは攻撃的な恒星であるため、当時、その軌道で惑星が形成される可能性は低いと考えられていた。^{[ 69 ]}

1990年代初頭、ドナルド・バッカー率いる天文学者グループは、連星パルサー（PSR B1620−26 b ）を研究していたが、観測されたドップラーシフトを説明するには3番目の天体が必要であると判断した。数年以内に、惑星がパルサーと白色矮星の軌道に及ぼす重力の影響が測定され、3番目の天体の質量が恒星としては小さすぎるという推定値が得られた。3番目の天体が惑星であるという結論は、 1993年にスティーブン・ソーセットとその共同研究者によって発表された。 ^{[ 70 ]}

1995 年 10 月 6 日、ジュネーブ大学のミシェル・マイヨールとディディエ・ケロは、近傍のG 型星51 ペガシを周回する系外惑星の最初の確実な検出を発表した。^{[ 71 ] [ 72 ] [ 73 ]}オート＝プロヴァンス天文台で行われたこの発見は、系外惑星発見の現代を幕開けさせ、2019 年のノーベル物理学賞の一部受賞につながった。高解像度分光法をはじめとする技術の進歩により、多くの新しい系外惑星が急速に検出されるようになった。天文学者は、系外惑星が主星の運動に及ぼす重力の影響を測定することで、間接的に系外惑星を検出できるようになった。その後、周回する惑星が恒星の前を通過する際の恒星の見かけの光度の変化を観測することで、さらに多くの系外惑星が検出された。^{[ 71 ]}

当初、知られている系外惑星のほとんどは、主星のすぐ近くを公転する巨大な惑星でした。惑星形成理論では巨大惑星は恒星から遠く離れた場所でしか形成されないとされていたため、天文学者たちはこれらの「ホットジュピター」に驚きました。しかし、最終的には他の種類の惑星も発見され、ホットジュピターは系外惑星の少数派であることが今では明らかになっています。^{[ 71 ]} 1999年、イプシロン・アンドロメダは、複数の惑星を持つことが知られている最初の主系列星となりました。^{[ 74 ]}ケプラー16には、連星主系列星系を公転する最初の発見された惑星が含まれています。^{[ 75 ]}

2014年2月26日、NASAはケプラー宇宙望遠鏡によって305個の恒星の周りを公転する715個の新たに確認された系外惑星の発見を発表した。これらの系外惑星は「多重性による検証」と呼ばれる統計的手法を用いて検証された。^{[ 76 ] [ 77 ] [ 78 ]}これらの結果以前は、確認された惑星のほとんどは木星と同等かそれ以上の大きさのガス惑星で、検出が容易であったが、ケプラーの惑星はほとんどが海王星と地球の間の大きさである。^{[ 76 ]}

2015年7月23日、NASAはG2型星のハビタブルゾーンを周回する地球に近いサイズの惑星ケプラー452bを発表した。 ^{[ 79 ]}

2018年9月6日、NASAは地球から約145光年離れたおとめ座に系外惑星を発見した。^{[ 80 ]}この系外惑星、Wolf 503bは地球の2倍の大きさで、「オレンジ矮星」と呼ばれる種類の恒星の周りを公転しているのが発見された。Wolf 503bは恒星に非常に近いため、わずか6日で1周する。Wolf 503bは、いわゆる小惑星半径ギャップ付近で発見された、これほど大きな唯一の系外惑星である。このギャップは、フルトンギャップとも呼ばれる^{[ 80 ] [ 81 ]}もので、地球の半径の1.5倍から2倍の大きさの系外惑星が見つかることは珍しいという観測結果である。^{[ 82 ]}

2020年1月現在、NASAのケプラーおよびTESSミッションは、まだ確認されていない4374個の惑星候補を特定しており^{[ 83 ]} 、そのうちのいくつかは地球とほぼ同じ大きさでハビタブルゾーンに位置し、いくつかは太陽のような恒星の周りを回っている^{[ 84 ] [ 85 ] [ 86 ] 。}

系外惑星の人口 – 2017年6月^{[ 87 ] [ 88 ]}

系外惑星の個体数。色は検出方法を示す。

小さな惑星には2つのサイズがある

ケプラー宇宙望遠鏡のハビタブルゾーン惑星

2020年9月、天文学者たちは、渦巻銀河（M51a）内の明るいX線源（XRS）を食することによって検出された銀河系外惑星M51 -ULS-1bの証拠を初めて報告した。 ^{[ 89 ] [ 90 ]}

惑星は、その主星に比べて極めて暗い。例えば、太陽のような恒星は、その周りを公転する系外惑星からの反射光よりも約10億倍明るい。このような微弱な光源を検出することは困難であり、さらに、主星はグレアを引き起こし、惑星を覆い隠してしまう傾向がある。惑星からの光を検出可能にしたままグレアを軽減するためには、主星からの光を遮断する必要がある。これを行うことは、極めて高い光熱安定性を必要とする大きな技術的課題である。^{[ 91 ]}直接画像化された系外惑星のほぼすべては、大きく（木星よりも質量が大きい）、主星から大きく離れている。

ジェミニ惑星撮像装置、VLT-SPHERE、SCExAOといった特別に設計された直接撮像装置は数十個の巨大ガス惑星を撮像する予定だが、既知の太陽系外惑星の大部分は間接的な方法でしか検出されていない。

トランジット法

惑星が主星の円盤の前を横切る（トランジットする）と、観測される恒星の明るさはわずかに低下します。恒星の明るさの低下量は、恒星の大きさや惑星の大きさなど、さまざまな要因によって決まります。トランジット法では、惑星の軌道が主星と地球を結ぶ視線と交差する必要があるため、ランダムな軌道を持つ系外惑星が恒星の前を通過する確率はやや低くなります。ケプラー宇宙望遠鏡はこの方法を採用しました。

放射状速度法またはドップラー法

惑星が恒星の周りを公転するのと同時に、恒星もその系の重心の周りを小さな軌道で公転します。恒星の視線速度、つまり地球に向かって、あるいは地球から遠ざかる速度の変化は、ドップラー効果による恒星のスペクトル線のずれから検出できます。1 m/s あるいはそれよりわずかに小さい視線速度の変化も観測できます。^{[ 92 ]} 

輸送時間変動（TTV）

複数の惑星が存在する場合、それぞれの惑星が他の惑星の軌道をわずかに乱します。そのため、ある惑星の通過時刻のわずかな変動は、別の惑星の存在を示す可能性があり、その惑星自体が通過する場合もあればしない場合もあります。例えば、惑星ケプラー19bの通過の変動は、系内に2番目の惑星、通過しないケプラー19cが存在することを示唆しています。^{[ 93 ] [ 94 ]}

輸送時間変動（TDV）

惑星が複数の恒星を周回する場合、または惑星に衛星がある場合、通過時間は通過ごとに大きく変動する可能性があります。この方法では新しい惑星や衛星は発見されていませんが、多くの周連星惑星の通過を成功裏に確認するために使用されています。^{[ 95 ]}

重力マイクロレンズ

マイクロレンズ現象は、恒星の重力場がレンズのように働き、遠方の背景星の光を増幅することで発生します。レンズ星の周りを公転する惑星は、時間の経過とともに変化する増幅率に検出可能な異常を引き起こす可能性があります。他のほとんどの方法は、軌道が小さい（または、高解像度画像の場合は大きい）惑星の検出に偏りがあるのに対し、マイクロレンズ法は、太陽のような恒星から1～10天文単位（AU）程度の距離にある惑星の検出に最も感度が高いという特徴があります。 

天体測定

天体測定法は、星の空における位置を正確に測定し、その位置の時間的変化を観測することから成る。惑星の重力の影響による星の動きは観測可能である。しかし、その動きは非常に小さいため、この方法は2020年代まではあまり成果を上げていなかった。確認された発見はわずかしかないが、^{[ 96 ] [ 97 ]}他の方法で発見された惑星の特性を調査するためにうまく利用されてきた。

パルサーのタイミング

パルサーは、超新星爆発を起こした星の小さくて密度の高い残骸で、自転しながら定期的に電波を放出します。惑星がパルサーの周りを公転している場合、パルサーが系の重心の周りを運動することで、パルサーと地球の距離が時間とともに変化します。その結果、パルサーからの電波パルスが地球に届く時間が遅くなったり早くなったりします。パルサーが地球に物理的に近づいたり遠ざかったりすることによるこの光の伝搬遅延は、レーマー時間遅延として知られています。^{[ 98 ]}太陽系外惑星の最初の確実な発見は、この方法を使用して行われました。しかし、2011年現在、この方法はあまり成果を上げていません。この方法で検出された惑星は5つで、3つの異なるパルサーの周りを公転しています。

変光星のタイミング（脈動周波数）

パルサーと同様に、周期的な活動を示す他の種類の恒星もいくつか存在する。周期からのずれは、恒星の周りを公転する惑星によって引き起こされることがある。2013年現在、この方法でいくつかの惑星が発見されている。^{[ 99 ]}

反射/発光変調

惑星が恒星のすぐ近くを公転すると、かなりの量の恒星の光を浴びます。惑星が恒星の周りを公転するにつれて、地球から見た惑星の位相の変化や、温度差による惑星の片側からの光度の変化によって、光の量が変化します。^{[ 100 ]}

相対論的ビーム

相対論的ビーム効果は、恒星の運動によって観測される恒星からのフラックスを測定する。惑星が主星に近づいたり遠ざかったりすると、恒星の明るさが変化する。^{[ 101 ]}

楕円体状の変動

主星に近い巨大惑星は、主星の形状をわずかに変形させる可能性があります。これにより、地球に対する主星の自転角度に応じて、主星の明るさがわずかに変化します。^{[ 102 ]}

偏光測定

偏光測定法では、惑星から反射された偏光を恒星から放出された非偏光から分離します。この方法で新しい惑星は発見されていませんが、すでに発見されている惑星のいくつかはこの方法で検出されています。^{[ 103 ] [ 104 ]}

星周円盤

多くの恒星の周囲には、小惑星や彗星の衝突によって生じたと考えられている宇宙塵の円盤が存在する。この塵は恒星の光を吸収し、赤外線として再放出するため、観測が可能である。円盤上の特徴は惑星の存在を示唆する可能性があるが、これは決定的な検出方法とはみなされていない。

惑星の見かけの明るさ（見かけの等級）は、観測者からの距離、惑星の反射率（アルベド）、そして惑星が恒星から受ける光の量によって決まります。この光量は、惑星が恒星からどれだけ離れているか、そして恒星がどれだけ明るいかによって決まります。したがって、恒星に近いアルベドの低い惑星は、恒星から遠いアルベドの高い惑星よりも明るく見えることがあります。^{[ 125 ]}

2013年に、系外惑星の色が初めて決定されました。HD 189733bの最適なアルベド測定値は、濃いダークブルーであることを示唆しています。^{[ 126 ] [ 127 ]}同年後半には、視覚的にはマゼンタ色であるGJ 504 b ^{[ 128 ]}や、近くで見ると赤みがかった色に見えるカッパアンドロメダb [129 ^]など、他のいくつかの系外惑星の色が決定されました。ヘリウム惑星は^、外観が白または灰色であると予想されています^{。[ 130 ]}

幾何学的アルベドの観点から最も暗いことが知られている惑星は、ホットジュピターであるTrES-2bで、恒星からの光の1%未満しか反射しないため、石炭や黒色のアクリル絵の具よりも反射率が低い。ホットジュピターは、大気中のナトリウムとカリウムのためにかなり暗いと予想されているが、TrES-2bがなぜこれほど暗いのかは不明であり、未知の化学物質が原因である可能性がある。^{[ 131 ] [ 132 ] [ 133 ]}

ガス惑星の場合、雲が存在してこの効果を緩和しない限り、幾何学的アルベドは一般的に金属量または大気温度の上昇とともに減少します。雲柱の深さが増加すると、可視光波長でのアルベドは増加しますが、一部の赤外線波長では減少します。古い惑星ほど雲柱の深さが深いため、光学的アルベドは年齢とともに増加します。質量が増加すると、質量が大きい巨大惑星ほど表面重力が大きくなり、雲柱の深さが小さくなるため、光学的アルベドは減少します。また、楕円軌道は、大気組成に大きな変動を引き起こす可能性があり、これは大きな影響を与える可能性があります。^{[ 134 ]}

質量が大きく若いガス惑星の場合、近赤外線波長の一部では反射よりも熱放射が多くなります。そのため、光学的明るさは完全に位相に依存しますが、近赤外線では必ずしもそうとは限りません。^{[ 134 ]}

ガス惑星の温度は、時間とともに、また恒星からの距離とともに低下します。温度が低下すると、雲がなくても光学的アルベドが増加します。十分に低い温度では、水雲が形成され、光学的アルベドがさらに増加し​​ます。さらに低い温度では、アンモニア雲が形成され、ほとんどの可視光および近赤外線波長で最高のアルベドが得られます。^{[ 134 ]}

2014年、 HD 209458 bの周囲に磁場が存在することが、惑星からの水素の蒸発の仕方から推測された。これは、系外惑星における磁場の最初の（間接的な）検出である。磁場の強さは木星の約10分の1と推定されている。^{[ 135 ] [ 136 ]}

系外惑星の磁場は、LOFARのような高感度低周波電波望遠鏡によるオーロラ電波放射によって検出できると考えられているが、まだ発見されていない。^{[ 137 ] [ 138 ]}電波放射は系外惑星内部の自転速度を測定でき、雲の動きを調べるよりも系外惑星の自転をより正確に測定できる可能性がある。^{[ 139 ]}しかし、これまでのところ、アレシボ電波望遠鏡による9つの系外惑星からのオーロラ放射の最も高感度な電波探査でも、発見には至らなかった。^{[ 140 ]}

地球の磁場は流動する液体金属核によって生じるが、高圧の巨大なスーパーアースでは、地球の条件下で生成されるものとは異なる化合物が形成される可能性がある。より高い粘度と高い融点を持つ化合物が形成される可能性があり、これにより内部が異なる層に分離するのを防ぎ、結果として分化していない核のないマントルが生じる可能性がある。MgSi ₃ O ₁₂などの酸化マグネシウムの形態は、スーパーアースで見られる圧力と温度で液体金属となり、スーパーアースのマントルに磁場を生成する可能性がある。^{[ 141 ] [ 142 ]}

ホットジュピターは予想よりも大きな半径を持つことが観測されている。これは、恒星風と惑星の磁気圏との相互作用によって惑星に電流が発生し、惑星が加熱されて（ジュール加熱）、膨張することが原因である可能性がある。恒星の磁気活動が活発であればあるほど、恒星風が大きくなり、電流も大きくなるため、惑星の加熱と膨張が大きくなる。この理論は、恒星活動が惑星の半径の膨張と相関しているという観測結果と一致する。^{[ 143 ]}

2018年8月、科学者たちは気体状の重水素が液体金属水素の形に変化することを発表しました。これは、木星や土星などの巨大ガス惑星や関連する系外惑星を研究者がよりよく理解するのに役立つ可能性があります。なぜなら、これらの惑星には大量の液体金属水素が含まれていると考えられており、それが観測されている強力な磁場の原因となっている可能性があるからです。^{[ 144 ] [ 145 ]}

科学者たちは以前、近距離にある系外惑星の磁場が主星の恒星フレアや黒点の増加を引き起こす可能性があると発表していたが、2019年にHD 189733系ではこの主張が誤りであることが証明された。よく研究されているHD 189733系で「恒星と惑星の相互作用」が検出されなかったことで、この効果に関する他の関連する主張にも疑問が生じている。^{[ 146 ]}アレシボ電波望遠鏡によって行われた、主星から0.1天文単位以内を公転する8つの系外惑星からの電波放射のその後の探索でも、これらの磁気的な恒星と惑星の相互作用の兆候は見つからなかった。^{[ 147 ]}

2019年には、4つのホットジュピターの表面磁場の強さが推定され、木星の表面磁場4.3ガウスと比較して20～120ガウスの範囲であった。 ^{[ 148 ] [ 149 ]}

2023年、天文学者たちはYZ Ceti系にある岩石系外惑星の周囲に磁気圏が存在する最初の兆候と思われるものを検出した。^{[ 150 ]}

2007年、2つの独立した研究チームが、より大きなスーパーアースでのプレートテクトニクスの可能性について相反する結論に達した^{[ 151 ] [ 152 ]。}一方のチームはプレートテクトニクスは断続的または停滞的であると述べ^{[ 153 ]}、もう一方のチームは惑星が乾燥していてもスーパーアースではプレートテクトニクスが非常に起こりやすいと述べた^{[ 154 ] 。}

スーパーアースが地球の80倍以上の水を持っている場合、それらは陸地が完全に水没した海洋惑星になります。しかし、この限界よりも水が少ない場合は、深層水循環によって海洋とマントルの間で十分な水が移動し、大陸が存在することができます。^{[ 155 ] [ 156 ]}

55 Cancri eの表面温度の大きな変動は、火山活動によって大量の塵の雲が放出され、惑星を覆い、熱放射を遮断している可能性があるとされている。^{[ 157 ] [ 158 ]}

近隣の惑星の重力による潮汐加熱は、地球型系外惑星での火山活動の発生につながる可能性がある。^{[ 159 ] [ 160 ]}

2007年、恒星V1400ケンタウリは、広範囲にわたるデブリ円盤に囲まれた天体（惑星か褐色矮星のいずれか）によって掩蔽された。J1407bと名付けられたこの天体は、土星の環よりもはるかに大きな巨大な惑星環系を宿していると長らく考えられていた。^{[ 161 ] [ 162 ]}追跡観測により、想定されていた環系は惑星周回円盤である可能性が判明した。^{[ 163 ] [ 164 ]}

HIP 41378 f の周囲にリングシステムが存在するという強い証拠があるが、測定された半径はその質量に対して大きすぎるため、半径の測定は惑星の周囲のリングシステムの影響を受けている可能性がある。^{[ 165 ] [ 166 ]}

太陽系のガス惑星の環は、惑星の赤道に沿って並んでいます。しかし、恒星の近くを公転する系外惑星の場合、恒星からの潮汐力によって、惑星の最も外側の環は恒星の周りの惑星の軌道面に沿って並ぶことになります。惑星の最も内側の環は依然として惑星の赤道に沿って並んでいるため、惑星の自転軸が傾いている場合、内側の環と外側の環の異なる配置によって、歪んだ環系が形成されます。^{[ 167 ]}

他の惑星の周りを回る衛星（一般に系外衛星と呼ばれる）が存在する可能性があるという証拠はあるが、今のところ確認されたものはない。^{[ 168 ]}

2012年に、WASP-12bの周囲に惑星の光度曲線の周期的な光度変化から候補となる系外衛星が検出された。^{[ 169 ]}その後の観測で、この天体は実際にはトロヤ群惑星である可能性があることが判明した。^{[ 170 ]}

2013年12月、マイクロレンズ現象MOA-2011-BLG-262で候補となる系外衛星が検出されました。これは、木星サイズの自由浮遊惑星の周りを公転する0.5太陽質量の_系外衛星か、赤色矮星の周りを公転する海王星質量の惑星のどちらかであると考えられていましたが^{[ 171 ]}、その後の観測で後者のシナリオが確認されました^{[ 172 ] 。} 

2018年10月3日、ケプラー1625bを周回する大型系外衛星の存在を示唆する証拠が報告され^{[ 173 ]}、2021年にはケプラー1708bの周囲にも系外衛星が存在するという証拠が報告された^{[ 174 ]} 。しかし、それらの存在は依然として疑わしい^{[ 175 ]}が、追跡観測によってこれらの系外衛星が確認される可能性がある^{[ 176 ] 。}

WASP-76b、HD 189733 b、WASP-49bなどのホットジュピターでナトリウムが検出されたのは、これらの惑星の周囲にイオのような系外衛星が存在するためであると考えられる。^{[ 177 ] [ 178 ]}

いくつかの系外惑星の周囲に大気が検出されている。最初に観測されたのは、2001年のHD 209458 bである。 ^{[ 180 ]}

2014年2月現在、50個以上のトランジット系外惑星の大気と5個の直接撮像系外惑星の大気が観測されており、^{[ 181 ]}分子スペクトル特性の検出、昼夜の温度勾配の観測、垂直大気構造の制約が得られている。^{[ 182 ]}また、トランジットしないホットジュピターTau Boötis bにも大気が検出されている。^{[ 183 ] ​​[ 184 ]}

2017年5月、100万マイル離れた軌道上の衛星からきらめきとして見えた地球からの光のきらめきは、大気中の氷の結晶からの反射光であることが判明した。^{[ 185 ] [ 186 ]}このことを決定するために使用された技術は、系外惑星を含む遠方の世界の大気を研究するのに役立つ可能性がある。

1:1の自転軌道共鳴で潮汐固定された惑星では、恒星が常に真上の1点を照らし、その点は高温になり、反対側の半球は光を受けず極寒になる。このような惑星は眼球に似ており、高温部分は瞳孔にあたる。^{[ 190 ]}偏心軌道を持つ惑星は、他の共鳴で固定される可能性がある。3:2および5:2の共鳴では、東半球と西半球の両方に高温部分を持つ二重眼球パターンになる。^{[ 191 ]}偏心軌道と傾いた自転軸の両方を持つ惑星は、より複雑な日射パターンを持つ。^{[ 192 ]}

表面の特徴は、放射分光法と反射分光法を透過分光法と比較することで、大気の特徴と区別できます。系外惑星の中赤外線分光法では岩石表面を検出でき、近赤外線ではマグマの海や高温溶岩、含水ケイ酸塩表面、水氷を識別でき、岩石系外惑星とガス系外惑星を明確に区別する方法が得られます。^{[ 193 ]}

系外惑星は、その主星から受ける光の強度を測定することで温度を推定できます。例えば、惑星OGLE-2005-BLG-390Lbの表面温度は約-220  ℃（50K）と推定されています。しかし、このような推定値は、惑星のアルベドが通常不明であることや、温室効果などの要因が未知の複雑さをもたらす可能性があるため、大幅に誤差が生じる可能性があります。惑星が軌道上を移動し、主星によって食される際の赤外線放射の変化を観測することで温度が測定された惑星もいくつかあります。例えば、惑星HD 189733bは、昼側の平均温度が1,205K（932  ℃）、 夜側の平均温度が973K（700℃）と推定されています。^{[ 195 ]}

恒星のハビタブルゾーンとは、惑星の表面に適切な大気の下で液体の水が存在できる温度の領域、つまり、水が蒸発するほど恒星に近すぎず、水が凍るほど遠すぎない領域のことです。恒星が発する熱は恒星の大きさや年齢によって異なるため、ハビタブルゾーンは恒星によって異なる距離に位置します。また、惑星の大気の状態は惑星の熱保持能力に影響を与えるため、ハビタブルゾーンの位置も惑星の種類ごとに異なります。水がほとんどない砂漠惑星（乾燥惑星とも呼ばれる）は、地球よりも大気中の水蒸気が少なく、温室効果が小さいため、砂漠惑星は地球が太陽に近い位置よりも恒星に近い位置に水のオアシスを維持できる可能性があります。水が少ないということは、熱を宇宙に反射する氷も少ないため、砂漠惑星のハビタブルゾーンの外縁はより外側になります。^{[ 201 ] [ 202 ]}厚い水素大気を持つ岩石惑星は、地球と太陽の距離よりもはるかに遠くまで地表水を維持できる可能性がある。^{[ 203 ]}質量が大きい惑星は、重力によって水雲の柱の深さが減少し、水蒸気の温室効果が減少するため、居住可能領域が広くなり、居住可能領域の内縁が恒星に近づく。^{[ 204 ]}

惑星の自転速度は、大気の循環、ひいては雲のパターンを決定する主要な要因の 1 つです。自転速度の遅い惑星は、より多くの光を反射する厚い雲を作り出すため、恒星のより近い場所で居住可能になります。現在の大気を持つ地球は、金星のように自転速度が遅ければ、金星の軌道上で居住可能になります。金星が暴走温室効果によって水の海を失った場合、過去には自転速度が速かった可能性があります。あるいは、金星は形成時に水蒸気が宇宙に失われたため、海を持ったことがなく^{[ 205 ]}、その歴史を通じて自転速度が遅かった可能性があります^{[ 206 ] 。}

潮汐固定された惑星（別名「目玉」惑星^{[ 207 ]}）は、雲の影響により、これまで考えられていたよりも恒星に近い位置で居住可能になる可能性がある。恒星の光束が高い場合、強い対流によって恒星直下点付近に厚い水雲が生成され、惑星のアルベドが大幅に増加し、表面温度が低下する。^{[ 208 ]}

金属量の少ない恒星のハビタブルゾーンにある惑星は、金属量の多い恒星の恒星スペクトルではオゾンの形成が起こりにくく、より多くの紫外線が惑星の表面に到達するため、金属量の多い恒星よりも陸上での複雑な生命にとって住みやすい。^{[ 209 ] [ 210 ]}

居住可能領域は通常、表面温度で定義されてきましたが、地球のバイオマスの半分以上は地下の微生物によるものであり、^{[ 211 ]}温度は深さとともに上昇するため、表面が凍結している場合でも地下は微生物の生命にとって好ましい環境となり得ます。これを考慮すると、居住可能領域は恒星からさらに遠くまで広がります。^{[ 212 ]}浮遊惑星でさえ、地下の十分な深さに液体の水が存在する可能性があります。^{[ 213 ]}宇宙の初期の時代には、宇宙マイクロ波背景放射の温度により、存在した岩石惑星は恒星からの距離に関係なく、表面に液体の水を持つことができました。^{[ 214 ]}木星のような惑星は居住可能ではないかもしれませんが、居住可能な衛星を持つ可能性があります。^{[ 215 ]}

ハビタブルゾーンの外縁は惑星が完全に凍結している領域ですが、ハビタブルゾーンの内側にある惑星でも周期的に凍結することがあります。軌道変動やその他の原因で冷却が起こると、氷が増えますが、氷は太陽光を反射してさらに冷却が進み、惑星が完全に、またはほぼ完全に凍結するまでフィードバックループが発生します。表面が凍結すると、二酸化炭素の風化が停止し、火山噴出物から大気中に二酸化炭素が蓄積されます。これにより温室効果が生じ、惑星が再び解凍されます。軸傾斜角が大きい惑星^{[ 216 ]}はスノーボール状態になる可能性が低く、恒星から遠く離れた場所に液体の水を保持することができます。軸傾斜角が大きく変動すると、固定された大きな傾斜角よりもさらに温暖化効果が高くなる可能性があります。^{[ 217 ] [ 218 ]}意外なことに、赤色矮星のような低温の恒星を周回する惑星は、スノーボール状態になる可能性が低い。これは、低温の恒星から放出される赤外線放射のほとんどが、氷に吸収されて加熱される長波長であるためである。^{[ 219 ] [ 220 ]}

惑星が偏心軌道を持っている場合、恒星放射以外のエネルギー源として潮汐加熱が利用されることがあります。これは、放射ハビタブルゾーンにある偏心惑星は液体の水が存在するには高温すぎる可能性があることを意味します。また、潮汐は時間の経過とともに軌道を円形化するため、かつて偏心軌道を持っていたために水が存在しない円形軌道のハビタブルゾーンの惑星が存在する可能性があります。^{[ 221 ]}ハビタブルゾーンよりもさらに外側にある偏心惑星は依然として表面が凍結していますが、潮汐加熱によってエウロパのような地下海が形成される可能性があります。^{[ 222 ]}イプシロン・アンドロメダ系のような惑星系では、軌道の偏心率は、系内の他の惑星からの摂動によって維持されるか、周期的に変化します。潮汐加熱はマントルからのガス放出を引き起こし、大気の形成と補充に寄与する可能性があります。^{[ 223 ]}

2015年のレビューでは、潜在的に居住可能である可能性が最も高い候補として、系外惑星Kepler-62f、Kepler-186f、Kepler-442bが特定されました。 ^{[ 224 ]}これらはそれぞれ1000光年、490光年、1120光年離れています。これらのうち、Kepler-186fは半径が地球の1.2倍と地球とほぼ同じ大きさで、赤色矮星のハビタブルゾーンの外縁付近に位置しています。^{[ 225 ]} 最も近い地球型系外惑星候補を見ると、プロキシマ・ケンタウリbは約4.2光年離れています。その平衡温度は-39 ℃（234K ）と推定されています。^{[ 226 ]}