太阳系外行星（简称系外行星；英语：extrasolar planet或exoplanet）泛指在太阳系以外的行星。不过我们通常提到的系外行星时，更关注于位于太阳系以外围绕其它恒星公转的行星，而较少提到流浪行星和围绕致密星公转的行星等。千年以来，天文学家中一直流传着系外行星的猜想。而到了20世纪90年代初，这一假设成为了现实，瑞士天文学家发现了首颗围绕类太阳恒星公转的系外行星飞马座51b。此后，系外行星成为了天文领域的热门方向，2002年起每年都有数十个新发现的系外行星；在开普勒太空望远镜升空后，这一数量更是迅速增长。探测系外行星的方法也层出不穷，例如视向速度法，掩星法，直接成像法，微引力透镜法等。截止2020年11月16日，我们已经发现了来自3234个行星系统中的4374颗系外行星，以及来自2365个行星系统中的2550颗系外行星候选体。随着系外行星的不断发现，我们对其物理性质，组成成分，演化机制等也同样进行了假设和研究，并发现了一些特殊的天体，诸如热木星，热海王星，超级地球等。这些发现使得我们对宇宙的认识进一步加深，为我们提供了研究行星系统演化的契机和发现“地球2.0”的希望，也使得外星生命的发现成为可能。

中文名：太阳系外行星

外文名：extrasolar planetextroplanet

所属学科：天文学

简称：系外行星

概念：太阳系以外的行星

国际天文学联合会（IAU）在2006年定义的“行星”一词仅包含太阳系，因而不适用于系外行星。 不过，IAU也有涉及系外行星的定义，该定义于2001年颁布并在2003年进行了修改。 其表述如下：

真实质量低于氘核聚变所需质量下限（对于类似太阳金属丰度的天体，该质量为木星质量的13倍），且围绕恒星或恒星遗骸公转的天体称为“行星”。其质量/尺度下限与太阳系中使用的行星定义的质量/尺度下限相同。

无论形成方式和位置如何，实际质量超过氘核聚变所需质量下限的亚恒星天体称为“褐矮星”。

年轻恒星团中质量低于氘核聚变所需质量下限的自由漂浮天体（free-floating objects）不叫“行星”，而称为“亚褐矮星”（sub-brown dwarf）（或其它更合适的名称）。

实际上，随着新的系外行星的不断发现，该定义也有其局限性。有的天文学家建议根据行星形成机制将系外行星和褐矮星以及亚褐矮星区分开来。

一方面，以氘核聚变为阈值并不能准确区分不同形成机制形成的相似质量（大约在几倍到几十倍木星质量）的天体。行星形成过程中的吸积过程会形成岩态的内核，从而使得最终形成的巨行星可能超过氘核聚变的下限质量。 例如，法国的SOPHIE阶梯光栅光谱仪于2009年发现的一颗14.3倍木星质量的系外行星。 而恒星之中存在亚褐矮星，它虽然是由星云直接塌缩形成，但质量却在13倍木星质量以内。 这样的天体早在1995年便有发现。

另一方面，氘核聚变的阈值本身便是一个质量范围，大约在10-15倍木星质量之间，13倍木星质量并不是一个精确值 。在“太阳系外行星百科全书”数据库中，我们就能看到质量在15个木星质量以上的系外行星。

系外行星命名法示意图

系外行星的命名基于华盛顿多星系统目录（ Washington Multiplicity Catalog，简称WMC）命名系统的补充，并被国际天文学联合会采用。在WMC命名系统中，最亮恒星或拥有最亮恒星的恒星系统以字母标签“A”命名，未包含在恒星系统“A”中的其它恒星/恒星系统顺序以“B”，“C”等来命名。更低层级的恒星系统或恒星在之前一个或多个主标签的基础上加以后缀，第二层级加以顺序的小写字母，第三层级则加以顺序的数字。若有三星系统，其中两颗恒星彼此紧密绕转，这两颗恒星组成的系统比第三颗恒星更亮且围绕第三颗恒星在遥远的轨道中运行，那么这两个紧密绕转的恒星将被命名为Aa和Ab，而遥远的恒星将被命名为B。 但由于历史原因，我们并非始终遵循此标准。

对上述标准进行扩展，我们通常在母星的名称之后添加小写字母来命名系外行星。在行星系统中发现的第一个行星将被命名为“b”（母星被认为是“a”），而之后发现的行星按小写字母顺序命名。如果在同一系统中同时发现了多颗行星，则按照行星到母星的距离由近到远用小写字母顺序命名。 当然，在此之外仍有一些特殊情况。

IAU系外行星命名宣传图

另外，国际天文联合会在2014年和2019年分别进行了面向全球的系外行星命名征集。在命名候选名单中的系外行星除了原先的编号之外将会获得一个新的名称。 例如，中国天文学家发现的首颗太阳系外行星HD 173416 b在2019年的命名结果中获得了一个美丽的名字——“望舒”。

历史上的推测

早在古希腊时期，便有学者提出了系外行星的假说，但这一概念和德谟克利特的原子假说一样，过于超前。

到了16世纪，意大利科学家布鲁诺发展了哥白尼的日心说，在《论无限、宇宙和诸世界》中提出了对于系外行星的预测。他认为天空中的恒星都像我们的太阳一样，周围也会环绕着行星，而这些行星也可以孕育自己的生命。然而，地心说还保持着它千年来的惯性，这一思想和哥白尼的日心说一样，被打为异端。

1687年，牛顿出版了其划时代的著作《自然哲学的数学原理》，其中提到了同样的可能性。通过与太阳周围行星类比，牛顿脑海中浮现出的，是其他恒星周围类似太阳系一样行星环绕的壮观场景。此后，系外行星的猜想也开始被越来越多的人所接受。

近现代的探索

1855年，印度裔英籍天文学雅各布（William Stephen Jacob）宣布在蛇夫座70双星系统中疑似发现了一颗类似行星的天体。 随后，美国天文学家西伊（Thomas Jefferson Jackson See）于1896年表示证实了这个发现，并计算出了该天体的轨道周期为36年。 但近来天文学家普遍认为这一发现有误。

1917年，荷兰裔美国天文学家范·马南（Adriaan van Maanen）发现了一颗光谱被“污染”——存在重元素谱线的白矮星，并将其命名为范马南星（van Maanen's Star）。他将光谱的污染归因为白矮星周围有一颗暗弱的F型恒星。实际上，最新的理论认为这一污染可能来自于系外行星：系外行星对小行星的摄动可能使小行星撞入白矮星中，从而产生光谱的污染。因而这成为了历史上第一个观测到系外行星的间接证据。

1953年，英国天文学家菲尔格特（Peter Berners Fellgett）总结前人的经验，提出了一种新的分光仪，以提高当时多普勒视向速度的测量精度。 1967年，英国天文学家格里芬（Roger F. Griffin）将这一想法付诸了实践，成功建立了光电视向速度光谱仪， 之后与另一位格里芬教授（Rita E. Griffin）进行了改进，使得光谱仪的观测精度优于100m/s ，即可以观测到视向方向100m/s的速度变化。之后在天文学家的努力之下，这一数字得到了进一步的提高 ，为后来利用视向速度法发现系外行星奠定了坚实的基础。

黎明前的黑暗

1988年，一个加拿大系外行星探测小组宣布发现了第一颗围绕类太阳恒星运转的系外行星。他们观测到了少卫增八视向速度的异常变化，并推测出这一变化可能是一颗质量在木星质量的1-9倍的行星所致。 但是，由于观测数据的置信度不高，该发现并没有被广泛承认，发现第一颗系外行星的殊荣也与这个系外行星探测小组失之交臂。直到2002年，天文学家才利用更高精度的视向速度测量证实了这颗系外行星的发现，并命名为少卫增八Ab（Gamma Cephei Ab）。

HD 114762 b想象图

1989年，美国天文学家大卫·莱瑟姆（David W. Latham）领导的系外行星探测小组发现一颗围绕恒星HD 114762运转的天体，之后命名为HD 114762 b。他们推测该天体的质量下限为11倍木星质量，轨道周期为84天，可能是一颗褐矮星或气态巨星。 这一发现于1991年得到了其它天文学家的证实 ，该天体也在当时被作为是第一颗发现的围绕类太阳恒星运转的系外行星。遗憾的是，随着对HD 114762 b的进一步研究，天文学家更精确地测定了该天体的质量（超过13.5倍木星质量），并认为这不是一颗系外行星而是褐矮星。

系外行星的首次发现

脉冲星PSR B1257+12与其系外行星想象图

1992年，两位射电天文学家——美国阿雷西博天文台（Arecibo Observatory）的亚历山大·沃尔兹森（Alexander Wolszczan）和美国国家射电天文台（NRAO）的戴尔·弗莱尔（Dale A. Frail）发现了围绕脉冲星PSR B1257+12运转的两颗行星，分别被命名为PSR B1257+12 B和PSR B1257+12 C。根据两人的计算，PSR B1257+12 B的质量约为地球的3.4倍，距离母星0.36天文单位；PSR B1257+12 C的质量约为地球的2.8倍，距母星0.47个天文单位。 这是人类首次明确证实的太阳系外行星的发现，也是首次发现后来被称为超级地球的天体。

飞马座51b想象图

1995年，瑞士日内瓦天文台的天文学家米歇尔·马约尔（Michel Mayor）与迪迪埃·奎洛兹（Didier Queloz）宣布发现了首颗围绕类太阳恒星公转的系外行星飞马座51b（51 Pegasi b）。其母星飞马座51距离地球50.45光年，光谱型G2IV。利用视向速度法，两位天文学家计算出了飞马座51b距母星约800万公里，质量约为0.5-2倍木星质量。与太阳系相比较，这相当于把木星放在了水星轨道以内。 之后，天文学家把这一类拥有木星质量但轨道十分接近母星，表面气温很高的天体称为热木星。

由于围绕类太阳恒星公转的系外行星的划时代意义的发现，米歇尔·马约尔与迪迪埃·奎洛兹两人和美国普林斯顿大学的宇宙学家詹姆斯·皮布尔斯（James Peebles）一起分享了2019年度诺贝尔物理学奖。这一发现于天文学掀起了一场革命，而诺贝尔奖的颁奖词同样写道：“他们的发现永远改变了我们对世界的认知。”

相比较宿主恒星，系外行星的光度极低，一般难以被直接探测到，而且容易被母星的光芒遮挡。因此，天文学家们提出了各种间接的系外行星探测方法，并取得了一定的成功。不同的探测方法也对观测结果产生影响，导致一定的选择性和偏向性，即某些类型的系外行星更容易被发现。

视向速度法

视向速度法（Radial Velocities，简称RV）是利用多普勒效应，通过观测行星与恒星相互绕转导致的恒星光谱的周期性变化来探测系外行星的方法。在开普勒太空望远镜升空之前，这是最具成效的确认系外行星的方法，第一颗围绕类太阳恒星运转的系外行星飞马座51b便是由该方法发现的。

视向速度法

在行星系统中，行星和恒星围绕公共质心做圆周运动。这导致在地球上的观测者看来，恒星有的时候朝向我们运动，有的时候背离我们运动。由于光的多普勒效应，恒星相向运动时，其光谱会发生蓝移；恒星相背运动时，其光谱会发生红移。恒星光谱的周期性变化也对应了系外行星的公转周期。根据谱线红移或蓝移的程度，我们就可以推测出恒星的视向速度变化，从而发现系外行星并估计其质量。 在行星质量远小于恒星质量时，我们可以推导出视向速度

的表达式：%20

其中

为行星轨道周期，

为轨道偏心率，

为行星轨道相对黄道面的轨道倾角。%20

飞马座51b在一个周期内视向速度的变化图

公式表明，我们实际利用视向速度法测得的应该是系外行星的质量下限

，即由于系外行星围绕母星公转轨道平面和黄道面的夹角，导致测量结果比真实结果偏低。因而视向速度法适合探测质量较大，轨道周期较小的系外行星。而且，该方法与恒星距离地球远近无关，但实际上需要探测设备具有很高的信噪比。%20否则，光谱上的噪音将淹没光谱位移的微弱信号。所以利用视向速度法，我们通常只能发现离太阳系较近的恒星附近的小质量系外行星。

现代视向速度光谱仪已经能达到大约1m/s的精度，例如智利拉西拉天文台（隶属欧洲南方天文台）3.6米望远镜安装的高精度径向速度行星搜索仪（HARPS）%20。以太阳为例，地球距离太阳1AU，对日视向速度贡献为0.09%20m/s；木星距太阳5.20AU，对日视向速度贡献为12.7%20m/s。%20因此假设存在另一个遥远的太阳系，我们可以发现木星但不足以发现地球。

截止2020年11月，我们已经通过视向速度法发现了900余颗系外行星。%20其中有较大贡献的有前文提到的HARPS，盎格鲁-澳大利亚行星搜索项目（AAPS），基于高级光纤阶梯光栅（AFOE）的自动行星探测器（APF）等等。正在筹备的ESPRESSO项目，其预计的视向速度测量精度为0.10m/s；还有CODEX项目，其预计的视向速度测量精度为0.02m/s%20，因此我们可以展望发现更多的类地行星和超级地球。

掩星法

掩星法（Transit%20Photometry），又称凌日法、凌星法，通过观测系外行星在视向上横穿恒星表面时，恒星光度发生的细微变化来确定系外行星的存在。首颗利用掩星法发现的系外行星是HD%20209458b，一颗于1999年发现的热木星。%20随着开普勒太空望远镜的升空，掩星法成为了发现系外行星数量最多的方法。

通过观测目标恒星光度的细微变化，我们可以从光变曲线中发现系外行星的蛛丝马迹。在视线方向上，当系外行星穿过恒星表面时，恒星的光度就会有一个微弱的下降，在光变曲线上形成一个“凹槽”。%20这一原理即为掩食的原理。就像日食发生时，月球遮住了来自太阳的光线，抑或是发生金星凌日时，我们可以在日面上看到一个小黑点。只不过利用掩星法发现系外行星时，这一微小的光度变化不足以肉眼观测，而需要精度很高的天文设备。

金星凌日/NASA

但是，就像日食月食和凌日现象一样，掩星法需要一个恰到好处的轨道，只有恒星，系外行星和观测者三者近乎在同一直线上时，我们才能观测到光变曲线的细微变化。而且我们还需要确定产生这一变化的原因是系外行星发生掩星，而不是其它天文现象。所以我们需要对目标恒星进行长时间的观测，观察到周期性的光变曲线，才能确定系外行星的发现。 另外，这一系外行星需要遮挡住足够的光线，使得仪器有所反应。因而掩星法适合那些轨道半长径较小，体积较大，轨道倾角小的系外行星。这也是为什么大多数掩星法探测到的系外行星都是热木星。由于宇宙中恒星数量众多，实际发生掩星的现象还是很普遍的。

掩星法示意图

结合视向速度法，我们便可以推测恒星的真实质量和密度，进而对行星的物理结构有更多的了解。 截止2020年11月，我们已经通过掩星法发现了3100余颗系外行星。 其中，法国国家太空研究中心（CNES）领导的对流旋转与行星凌日卫星（COROT）（2006年发射升空，现已退役）和美国国家航空航天局领导的开普勒太空望远镜（2009年发射升空，现已退役）在掩星法发现系外行星的过程中做出了巨大的贡献，也使得掩星法发现的系外行星数量一骑绝尘。

天体测量法

天体测量法（Astrometry）是利用天体力学和天体测量学的方法来发现系外行星。这一方法历史十分悠久，从古希腊的观测到开普勒牛顿，天体测量法取得了长足的发展。该方法的用途也十分广泛，笔尖上的行星——海王星的发现便归功于该方法。

在行星系统中，行星和恒星围绕公共质心做圆周运动。这使得在地球上的观测者看来，恒星的轨迹并不是一条直线，而是在行星引力影响下“波浪式前进”。通过对恒星位置和速度的长时间观测，我们可以利用天体测量法计算出影响其运行的行星的参数，包括质量，公转周期，轨道倾角，偏心率等等。

但是，本身其它恒星就离我们很远，其自行以角秒来计。即使是自行最大的巴纳德星，其自行仅10.3角秒/年，况且巴纳德星仅距地球6光年。更不用说那些离我们更远的恒星。因而天体测量法对观测精度的要求极为苛刻，而且只能发现那些公转周期长，质量大，且离地球较近的系外行星。

系外行星与母星自行示意图

虽然天体测量法提出很早，但直到2002年才成功验证了此前由视向速度法发现的系外行星Gliese 876 b并计算出其质量 ，而直到2010年才独立发现第一个约1.5倍木星质量的系外行星HD 176051 b 。截至2020年11月，利用天体测量法发现的系外行星仅12颗，而且其中有10颗超过13倍木星质量，很有可能是褐矮星。 于2013年10月发射升空的欧洲空间局（ESO）盖亚空间望远镜（GAIA）进行了大范围巡天观测，或将利用观测数据发现大量的大质量系外行星。

直接成像法

顾名思义，直接成像法（Direct Imaging）就是直接对系外行星进行成像。

对一般的主序星而言，利用斯特潘-波尔兹曼定律和维恩位移定律，计算其热辐射主要集中在近红外到紫外波段，峰值在可见光到紫外波段之间。而系外行星并没有充足且稳定的能量来源，一般温度较低，热辐射主要集中区域和峰值均在红外波段。因此在系外行星辐射通量较大的情况下，我们完全可以观测红外波段而将两者区分开来。另外，系外行星需要离母星足够远，在地球上的观测者看来至少要达到望远镜的分辨极限

，单位为角秒，λ为观测波长，D为望远镜口径，两者均以微米为单位。

另一方面，观测对仪器的要求也较高，需要日冕仪来阻挡来自恒星的光，并且观测系统需要维持较低的温度减少产生红外辐射。另外，对地基天文望远镜而言，大约在300K的背景辐射（来自大气和大地）也会对观测产生较大的影响。%20

我们一般利用直接成像法来搜寻温度在600-2000K之间的年轻的类木行星，其热辐射峰值波长在1.4-4.8μm之间。这样的行星一般离母星较远而可以分辨出来，并且它们的表面积大，辐射通量也足够大，可以在近红外到中红外波段进行观测。另外，对地球上的观测者而言，系外行星与母星之间的距离需要在0.1-0.3角秒以上。这大约是距离地球30秒差距处，系外行星距离母星3-9天文单位。%20

系外行星直接成像法

第一颗直接成像法探测到的系外行星是2M1207b，于2004年被甚大望远镜（VLT）发现。 截至2020年11月，以直接成像法发现的系外行星也有100余颗，其中大部分是数十倍木星质量的巨型行星。 美国国家航空航天局的哈勃空间望远镜、夏威夷的凯克天文台以及欧洲南方天文台位于智利等几个地区的望远镜阵列均有参与直接成像法对系外行星的搜寻。

微引力透镜法

微引力透镜法（Gravitational Microlensing）同样是测量恒星光度变化来探测系外行星的一种方法，但其原理与掩星法并不相同。

微引力透镜法

引力透镜是爱因斯坦广义相对论预言的一种光学效应。由于时空在大质量天体附近会发生畸变，光线在经过大质量天体附近时发生弯曲。如果在观测者到光源的直线上有一个大质量的天体，则观测者会看到由于光线弯曲而形成的一个或多个像，这种现象称之为引力透镜现象。如果前景的天体质量较小，光线的偏转也很小，这时产生的多个像将难以区分，视觉效果就是背景恒星的光度有明显的加强。当前景恒星带着系外行星恰好穿过某一背景恒星时，背景恒星的光度会有所增长，在光变曲线上产生一个峰。系外行星的质量相对前景恒星较小，产生的峰也会比较小，但仍可以观测原先光变曲线的某个位置上又叠加了一个更小的峰。我们便可以通过光变曲线产生的二级峰来确定是否有系外行星。

系外行星OGLE-2005-390L b的微引力透镜光变曲线

不过，由于前景天体穿过背景恒星的事件存在偶然性，微引力透镜法的使用也存在偶然性和不可重复性。这对于系外行星探测的准确性有较大的影响。同样是由于这一事件的偶然性，微引力透镜法对系外行星的选择效应并不强，各种系外行星都有可能被观测到。因此，微引力透镜法有望发现质量在水星到火星质量之间的小质量行星 ，也可以发现公转轨道离恒星较远的系外行星，还可以探测到离地球十分遥远的行星系统，藉此也可以探测到那些不围绕恒星运转的流浪行星。

1991-1992年间，天文学家首次提出可以采用微引力透镜法来探测系外行星。 但直到2002年，波兰的天文学家才开发出一种可行的技术， 之后2004年第一次利用微引力透镜法探测到了系外行星。 图示为2005年利用微引力透镜法发现的一颗系外行星OGLE-2005-390L b的光变曲线。 截止2020年11月，利用该方法发现的系外行星数量已经达到了100余颗。

计时法

计时法（Timing）是观测一些固定周期的扰动来探测系外行星，一般分为脉冲星计时法（Pulsar Timing）、脉动变星计时法（Stellar Pulsations Timing）和凌星计时法（Transit Timing）三种。截至2020年11月，利用计时法发现的系外行星有40余颗。

脉冲星PSR B1257+12的脉冲周期变化图

脉冲星计时法用于对脉冲星周围的系外行星的观测。脉冲星是超新星爆发后的残骸，是一种高速旋转的中子星，有极其稳定的电磁脉冲周期，被用作时间校准的“宇宙钟”。在脉冲星附近存在系外行星时，其脉冲周期会发生一定的变化，这一变化周期与行星的公转周期相契合。这一方法的精度很高，可以探测到水星质量的天体，并且也能探测到离脉冲星较远的系外行星。 但是，脉冲星的数量较少，利用该方法发现的系外行星也不多。比较有代表性的就是最早发现的系外行星PSR B1257+12 B和PSR B1257+12 C。

脉动变星计时法用于对脉动变星附近的系外行星观测。脉动变星是一类特殊的恒星，它们会发生周期性的膨胀与收缩。类似脉冲星计时法，脉动变星周围存在系外行星时，行星的拖曳同样会对母星的脉动周期形成调制，从而使得我们可以探测到系外行星。 2007年，利用脉动变星计时法发现了首颗系外行星V391 Pegasi b。

TDV发现的系外行星想象图

凌星计时法用以观测已经发现有掩星现象的多行星系统，包括凌星时刻变化法（Transit-Timing Variations，简称TTV）和凌星时长变化法（Transit Duration Variations ，简称TDV）两种。当系外行星系统中存在多个行星时，其它行星会对凌星行星进行摄动，从而使得凌星的时刻发生变化（对应TTV）或者凌星的时长发生变化（对应TDV）。通过精确测量这些变化，我们可以推测出施加影响的其它行星的参数。 开普勒空间望远镜于2011年首次利用凌星计时法发现了系外行星Kepler-19c。

其它方法

另外，还有一些不太常用的系外行星探测法，比如相对论光变法（Relativistic Beaming） ，偏振法（Polarimetry） ，射电观测法（Radio Observation） ，反射/发射光调制法（Reflection/Emission Modulations） 等等。当然，这些方法发现的系外行星很少，而且有的方法还是理论阶段。

恒星和不同类型行星的质量-半径对数关系图

一般而言，我们根据行星的组成成分把行星分为类地行星、类木行星（气态巨星）和类海王星（冰巨星）三大类。三种类型的行星在质量-半径对数曲线上各自近似线性相关，但三者之间有较为明显的区别。

类地行星主要由岩石、金属、硅酸盐组成，拥有固体表面和类似的内部结构。 其表面常带有构造和火山，内部都发生了分异，形成了核、幔、壳的圈层结构。

类木行星的成分与太阳类似，主要是氢和氦，且外表面的氢和氦以气体的形式存在。类木行星不一定拥有一个固态表面，其大气直接过渡到液体表面。类木行星一般有一个岩石或岩石-冰组成的内核 （甚至没有岩质内核） ，之外是金属氢-氦中间层，外层是分子氢和氦。

类海王星与类木行星比较相似，但主要成分是冰物质（水，甲烷，氨等，即一些较重的元素，例如氧，碳，氮等），而不再是氢和氦。 其内部可能有一个固态或液态的岩石-冰核，之外是冰幔（液态冰物质），外层是分子氢和氦但含有较多的冰物质。

超级地球

超级地球是迄今为止发现数量最多的系外行星，其质量在地球到海王星之间，典型的轨道周期小于100天。 超级地球的定义仅跟系外行星质量相关，一般可能是类地行星或气态壳层包裹的岩石内核。而且即使是由岩石构成，也有可能是被星风剥蚀了气态壳层的内核。

超级地球

对超级地球以及质量跟地球接近的类地系外行星而言，宜居性是一个绕不开的话题。所谓宜居带是恒星周围范围内允许液态水存在的区域。对于地球生命而言，充足的水分，适合的大气成分和大气厚度，适合的光照和温度等是生存和发展的必要条件。有的天体生物学家据此提出了所谓的“超宜居行星”（Superhabitable Planet），评选标准如下所示：

围绕一颗K型主序星运转

行星年龄在50-80亿年间

不超过地球质量的1.5倍，尺寸大约比地球大10%

平均温度比地球高5℃

大气湿润且含有25-30%氧气，其余部分主要是化学性质不活泼的气体（例如氮气）

海陆分布合理，存在大量浅滩和海岛

在适当的距离（10-100该行星半径处）有大卫星（1-10%该行星质量）

具有板块构造或类似的地质/地球化学循环机制，且有一个强大的保护磁场

开普勒452b和地球对比图

这些条件比较苛刻，而且很多条件难以探测，因而符合标准的系外行星少之又少。2015年发现的开普勒452b，被誉为“地球2.0”，其公转周期（385天）与地球类似，半径比地球大约60%，表面平均温度约-8℃，围绕一颗距离地球1400光年且与太阳光谱型（G2V型）一致的主序星转动。

热木星

热木星想象图

热木星是一类的距离母星十分接近，质量接近木星的气态行星。 通过掩星法和视向速度法，我们已经发现了成百上千颗的热木星。它们的质量一般在0.36-11.8个木星质量之间，公转周期在1.3-111天之间。 大多数热木星的公转轨道偏心率较低，这可能是由于它们的轨道距恒星很近，受到恒星强大的潮汐摄动的影响。同样由于潮汐力的作用，热木星通常处于潮汐锁定状态，即永远以固定的一面朝向母星。 对热木星的观测表面其拥有一个烟云密布的大气，其光学散射效果较强，有明显的垂直分层结构。由于距离母星很近，热木星的表面温度非常高。 同时，来自恒星的星风将会剥离热木星的表层大气，使其质量不断损失。

热木星的发现对于行星的形成学说提出了严峻的挑战。根据以往的理论，像这种大质量的气态巨星只有可能形成于吸积盘中离母星较远的地方，那里才有充足的气体、尘埃和冰物质，能快速形成核心并不断吸积气体，形成气态巨星。主流对热木星成因的解释是迁移学说。该学说认为，热木星和其它气态巨星一样形成于霜线之外，但它在后期的演化过程中规带向内迁移到离恒星很近的地方，最终形成稳定的短周期轨道。 另一种解释是热木星的形成与气态巨星无关，而是由超级地球吸积气体而成。

热海王星

Gliese 436 b想象图

热海王星是质量与海王星类似，距离母星十分接近的系外行星， 通常含有以氢和氦为主的大量气体。和热木星一样，热海王星的形成也有两种：若是由轨道迁移而来，其内部将会拥有较多的冰物质； 若是在当地直接形成，内部金属和耐高温物质会更多。 2004年发现，2007年确认的Gliese 436 b是首颗探测到的热海王星。 对它的观测表明其大气正在被星风剥离，形成类似彗发结构的巨大氢云。

流浪行星

流浪行星想象图

流浪行星（Rogue Planet ），又称星际行星（Iinterstellar Planet）, 自由漂浮行星（ Free-floating Planet）等，是一类不围绕任何恒星公转的行星，孤独地游荡在恒星际空间之中。它们很有可能是受其它天体的扰动而从原行星系统中被抛出的行星。

迄今我们探测流浪行星最行之有效的方法就是微引力透镜法。2011年，日本和新西兰的天文学家通过微引力透镜法估计银河系内的流浪行星数量或将是恒星数量的两倍，即2000多亿颗。 但由于观测方法的偶然性，我们实际观测到的流浪行星数量只有区区数十颗。

2022年3月21日，美国国家航空航天局（NASA）表示随着新获得确认的一批65颗系外行星被录入该机构系外行星档案库，已获确认的太阳系系外行星数量超过5000颗。