극단적인 외계 행성 목록

본 문서는 현재까지 발견된 **가장 극단적인 값을 가진 외계 행성들에 대한 목록**이다. 외계 행성 연구는 가장 역동적으로 떠오르는 과학 분야 중 하나이며, 새로운 발견이 이루어짐에 따라 기재된 값들은 변동될 수 있다.
# 지구 관점에서 극단
상단 고정 {| class="wikitable sticky-header" !특징 !행성 !모성 !기록 !비고 |- |가장 먼 거리에서 발견된 외계행성 |SWEEPS-11 / SWEEPS-04 |SWEEPS J175902.67−291153.5 / SWEEPS J175853.92−291120.6 |약 27,700 광년access-date=12 December 2021 |미세중력렌즈 광도 곡선에서 가장 큰 거리를 가정하면, OGLE-2017-BLG-0364L b는 약 32,600 광년(10,000 파섹)으로 더 멀리 있을 수 있다.issn=1538-3881 37,000 광년 거리에 있는 PSR J0738-4042는 소행성 원반의 영향을 받는 것으로 나타났지만, 아직 행성은 발견되지 않았다.access-date=2014-02-23 확인된 가장 먼 잠재적 거주 가능 행성은 2870 광년 거리에 있는 케플러-1606 b이며,url=https://exoplanets.nasa.gov/exoplanet-catalog/2252/kepler-1606-b/ 확인되지 않은 행성인 KOI-5889.01은 5000 광년 이상 떨어져 있다. 2022년 3월 31일, K2-2016-BLG-0005L b는 케플러 우주망원경이 발견한 가장 먼 외계 행성으로 보고되었으며, 16,960 광년 떨어져 있다.doi-access=free 떠돌이 행성 중 가장 멀리 떨어진 행성은 63억 광년 거리에 위치한 중력렌즈 퀘이사인 SDSS J1004+4112 외부의 행성일 가능성이 매우 높다.doi-access=free |- |가장 가까운 거리에서 발견된 외계행성 |센타우루스자리 프록시마 b,
센타우루스자리 프록시마 d |센타우루스자리 프록시마 |4.25 광년 |센타우루스자리 프록시마 b는 발견된 외계행성 중 가장 가까운 잠재적 거주 가능 행성이다. 센타우루스자리 프록시마는 태양에서 가장 가까운 별이며, 이 기록은 더 가까운 갈색왜성 또는 밀집성이 행성과 함께 발견되지 않는 한 절대적인 기록이다. |- |직접 관측이 가능한 가장 먼 외계행성 |카멜레온자리 CTb |카멜레온자리 CT |622 광년 |질량이 거의 같은 쌍성 갈색왜성 NIRISS-NGC1333-10 AB는 더 멀리 떨어져 있는 978 광년 거리에 있으며, NIRISS-NGC1333-10 b의 질량은 중수소 연소 한계보다 약간 높다.bibcode=2024AJ....168..179L 존재가 불확실한 외계행성 CVSO 30 c는 1165 광년 거리에 있어 더 멀리 있을 수 있다.issn=0004-6361 다른 불확실한 외계행성인 나침반자리 AT b 또한 약 1207 광년 거리에 있어 더 멀리 있을 수 있다.url=https://exoplanet.eu/catalog/at_pyx_b--10507/ 떠돌이 행성 중에서는 O005 s41280이 17,300 광년으로 가장 멀리 떨어져 있으며, 그 뒤를 이어 A2744-BD-1과 o006 s00089가 각각 15,520 광년과 6520 광년 거리에 있다.bibcode=2025ApJ...980..230Tbibcode=2023ApJ...957L..27L |- |직접 관측이 가능한 가장 가까운 외계행성 |인디언자리 엡실론 Ab |인디언자리 엡실론 |12.05 광년 |35.5 광년 거리에 있는 COCONUTS-2 b가 다음으로 가까운 직접 관측 가능한 행성이다. 떠돌이 행성 중에서는 WISE 0855-0714가 약 7.4 광년 거리에 있어 더 가깝다.s2cid=119338327 |- |지구에서 가장 가까운 뜨거운 목성 유형 외계행성 |안드로메다자리 입실론 b |안드로메다자리 입실론 A |44.0 ± 0.1 광년 | |- |지구에서 가장 가까운 슈퍼 목성 유형 외계행성 |인디언자리 엡실론 Ab |인디언자리 엡실론 |11.867 ± 0.004 광년 | |- |지구에서 가장 가까운 슈퍼지구 유형 외계행성 |센타우루스자리 프록시마 b |센타우루스자리 프록시마 |4.2465 ± 0.0003 광년 | |- |겉보기등급이 가장 밝은 외계 행성 주인별 |하말 b |하말알기에바는 약간 더 높은 겉보기등급(1.99)을 가진 것으로 언급되지만, 이는 행성을 호스트하는 별의 겉보기등급이 아니라 계 전체의 겉보기등급이다. |겉보기등급 +2.005 |센타우루스자리 알파 A(겉보기등급 0.01)는 직접 촬영된 외계 행성 후보를 가지고 있다.bibcode=2021NatCo..12..922W 케빈 바그너 (논문의 주저자?)의 발견 영상또한 베가(겉보기등급 0.03) 주변에 행성이 존재한다는 증거는 별주위원반에 의해 강력하게 시사된다.access-date=4 March 2013 2021년 현재, 베가 주변의 외계 행성 후보가 감지되었다.doi-access=free 알데바란(겉보기등급 0.75~0.95)은 외계 행성을 가지고 있는 것으로 추측되었지만, 이후 연구에서는 행성 존재가 불확실한 것으로 나타났다.s2cid=85459692bibcode=2025A&A...697A..32S; 마찬가지로, 폴룩스(겉보기등급 1.14)와 미르파크(겉보기등급 1.806) 또한 행성을 가지고 있다고 추측되었으나 둘 다 의문이 제기되었다.book-title=Proceedings of the International Astronomical Uniondoi=10.1051/0004-6361/202039573s2cid=1184822872023년 연구에서는 포말하우트(겉보기등급 1.16) 주변에서 10개의 발광 점광원이 발견되었으며, 이 중 마지막 광원은 행성 질량 동반체일 가능성이 존재한다.bibcode=2024AJ....167...26Y 이 별은 이전에 포말하우트 b라는 이름의 직접 촬영된 행성을 가지고 있다고 생각되었지만, 이후 행성간 충돌로 인한 팽창하는 잔해 구름으로 밝혀졌다.doi-access=free |- |겉보기등급이 가장 어두운 외계 행성 주인별 |MOA-bin-29Lb |MOA-bin-29L |겉보기등급 +44.61 | |- |천구 북극에 가장 가까운 행성 |TOI-1691 b |TOI-1691 |적위 +86°51′37.23″ | |- |천구 남극에 가장 가까운 행성 |HD 110082 b |HD 110082 |적위 -88°07′16″ | |- |고유운동이 가장 큰 별 을 가진 행성 |바너드별의 행성bibcode=2025ApJ...982L...1B |바너드별 |10.358 각초/년website=www.cosmos.esa.int |바너드별은 오늘날 가장 큰 겉보기 운동을 가지고 있있는 항성이므로, 현재 절대적인 기록이다. |- |모성과의 가장 큰 각거리 |COCONUTS-2b |COCONUTS-2 |594 각초 |BD+29 5007 주변의 행성 또는 갈색왜성 후보는 약 935 각초로 훨씬 더 큰 각거리를 가지고 있다.doi=10.5281/zenodo.13312178 |- |모성과의 가장 작은 분리 각거리 |화가자리 베타 c |화가자리 베타 |0.138 각초 |2.68 AU의 궤도와doi-access=free 63.4 광년(19.4 파섹) 거리에서 파생되었다. |- |모성과의 가장 작은 각거리 |NGC 6440 X-2 b |NGC 6440 X-2 |0.31 마이크로초 |0.00255 AU의 궤도와 약 27,070 광년(8300 파섹) 거리에서 파생되었다.url=https://exoplanet.eu/catalog/ngc_6440_x_2_b--612/ |- |가장 큰 시직경을 가진 별 |하말 b |하말 |7.006 ± 0.027 mas |주연감광 효과를 고려한 값이다.issn=1538-3881몇몇 별들은 더 큰 시직경을 가지고 있으며, 행성 후보를 가지고 있다고 주장되었는데, 알데바란(20.58 ± 0.03 mas)s2cid=53391939 고물자리 L2(17.9 ± 1.6 mas)arxiv=1404.3189s2cid=55298073 그리고 센타우루스자리 알파 A(8.314 ± 0.016 mas)가 그 예시이다.issn=0004-6361 |}
# 행성 특성
{| class="wikitable sticky-header" |- ! Title ! 행성 ! 항성 ! 기록 ! 비고 |- | Most massive 가장 무거운 행성 | colspan="4" |가장 무거운 행성은 행성과 갈색왜성 사이의 경계선에 불분명하게 위치하기 때문에 정의하기 어렵다. 경계선이 중수소 융합 문턱(태양의 금속함량에서 대략 13 목성질량arxiv=2303.11841중수소 연소 한계는 또한 금속함량과 헬륨의 풍부함에 따라 달라진다. 예를 들어, 금속이 풍부한 행성은 중수소를 융합하기 위해 더 낮은 질량을 필요로 한다.)으로 정의된다면, 가장 무거운 행성은 그 한계에 가장 가까운 질량을 가진 행성들이다. 만약 행성과 갈색왜성이 형성 과정에 따라 구분된다면, 그 질량 범위는 겹칠 수 있다.bibcode=2022NewAR..9401641L IAU 웹사이트 링크bibcode=2024ApJS..271...55K62 원시 행성계 원반에서 형성된 가장 거대한 천체 후보는 약 36 목성질량의 CWW 89Ab이다. 이 천체는 생애 초기에 중수소를 융합할 만큼 거대하지만, 그 대기는 행성 형성 과정의 매우 높은 질량으로 인해 형성되었음을 시사한다.bibcode=2018AJ....156..168B |- |공전하는 별의 질량에 비례하여 가장 무거운 행성 |델롬 1 b |델롬 1 |질량비 ~0.034 |2M1207b는 2M1207에 비해 약 0.2만큼의 더 큰 비율을 가지고 있지만, 모성은 갈색왜성이다. 2M1207 b는 준갈색왜성일 가능성이 높으며, 행성 질량 동반체가 아닐 수 있다.doi-access=free NSV 1440 b라는 이름의 외계 행성 후보는 백색왜성인 모성에 대해 0.045 ± 0.002로 더 높은 질량비를 가지고 있다. 그러나 질량이 약 30 목성질량에 가까워, 준갈색왜성으로 껍질이 벗겨진 동반성일 가능성이 높다.url=https://exoplanet.eu/catalog/nsv_1440_b--7307/ |- |공전하는 모천체의 질량에 비례하여 가장 무거운 행성 |CFHTWIR-Oph 98 b |CFHTWIR-Oph 98 A |질량비 ~0.517.8 목성질량/15.4 목성질량 = 0.51 |이 천체issn=2041-8205와 질량비가 ~0.35인 (DRS2009) 1996doi-access=free5.32 목성질량/15.2 목성질량 = 0.35 둘 다 행성 질량 동반체보다는 준갈색왜성일 수 있다. |- |가장 가벼운 행성 |PSR J0337+1715 (AB) b |PSR J0337+1715 |0.0041 ± 0.003 지구질량id=10018 |외계 미행성 WD 1145+017 b는 0.00067 지구질량으로 더 가볍다.access-date=2019-05-04 참고로, 달의 질량은 0.012 지구질량이다.url=https://www1.grc.nasa.gov/beginners-guide-to-aeronautics/moon/ |- | 가장 큰 반지름 |황소자리 DH b |황소자리 DH |2.7 ± 0.8 목성반경issn=2041-8205 |프로플리드 133-353은 7.4 ± 0.3 ~ 8.0 ± 1.1 목성반경으로 더 크다.doi-access=free추정 온도와 광도를 기반으로 한다. 준갈색왜성 또는 떠돌이 행성으로 간주되며, 광증발 효과가 관측되는 원반을 가지고 있다. |- | 가장 작은 반지름 |케플러-37b |케플러-37 |0.296 ± 0.037 지구 반경 |외계 미행성 WD 1145+017 b는 더 작다. |- |가장 밀도가 높은 행성 |GP Comae Berenices b |GP Comae Berenices |≥185 g/cm3 |국제천문연맹의 행성의 정의에 따르면, 목성보다 10배 더 무거운 GP Comae Berenices b는 백색왜성으로 형성된 후 행성 질량 천체로 축소되었을 가능성이 있지만, 행성으로 분류된다. 참고로, 이는 지구에서 자연적으로 발생하는 가장 밀도가 높은 안정적인 원소인 오스뮴의 293 K 밀도보다 훨씬 높다. GP Comae Berenices b는 그 밀도로 인해 이상한 물질로 구성되어 있을 것으로 의심된다. TOI-4603 b는 일반적인 별을 공전하며 갈색왜성이 아닌 가장 밀도가 높은 행성으로, 14.1 +1.7 -1.6 g/cm3의 밀도를 가진다.issn=0004-6361 |- |가장 밀도가 낮은 행성 |케플러-51d |케플러-51Very Low-Density Planets around Kepler-51 Revealed with Transit Timing Variations and an Anomaly Similar to a Planet-Planet Eclipse Event: Kento Masuda |0.0381 ± 0.0085 g/cm3bibcode=2024AJ....168..294M |다음으로 밀도가 낮은 행성은 0.059 ± 0.014 g/cm3의 슈퍼 해왕성 행성 WASP-193baccess-date=2024-05-19와 0.060 +0.020 -0.021 g/cm3의 뜨거운 목성 HAT-P-67bbibcode=2025AJ....169..336W로, 0.060 ± 0.037 g/cm3의 케플러-51 b와 비슷하다. 높게 증발하는 것으로 예측되는 행성은 약 0.0042 g/cm3의 밀도로 별 FU Orionis 북쪽을 공전할 것으로 제안되었다.bibcode=2024MNRAS.528.2182N 의 반지름으로 계산된다. |- |가장 빠른 행성 자전 속도 |화가자리 베타 b |화가자리 베타 |19.9 ± 1.0 킬로미터 매 초 |행성 적도에서 측정된 값이다.bibcode=2024A&A...682A..48L; |- | 가장 뜨거운 행성 (복사되는 행성) |KELT-9b |KELT-9 |4050 ± 180 켈빈 (3777 섭씨) |KOI-2093.03 후보 행성은 6285 켈빈으로 더 뜨겁다.language=en 쌍가락지 성운의 중심별인 WD 2226-210을 공전하는 후보 행성은 4970 켈빈의 평형 온도를 가질 것으로 제안되었다.bibcode=2024MNRAS.534.3498I 케플러-70b와 케플러-70c는 종종 알려진 가장 뜨거운 외계 행성으로 묘사되며, 둘 다 6800 켈빈 이상이다 (둘 다 0.1의 반사율을 가정).display-authors=1 그러나 그 존재는 매우 의심스럽다. |- |가장 뜨거운 (자발광) |이리자리 GQ b |이리자리 GQ |2650 ± 100 켈빈
(2377 섭씨)issn=0004-6361 |이리자리 GQ b는 거대한 행성 또는 갈색왜성일 수 있다. |- | 가장 차가운 행성 | OGLE-2005-BLG-390Lb | OGLE-2005-BLG-390L | Cbibcode=2006Natur.439..437B이것은 0.3의 반사율을 가정한 계산된 평형 온도이다. | 논란의 여지가 있는 행성 센타우루스자리 프록시마 c는 39 켈빈으로 더 차가울 수 있다.bibcode=2020SciA....6.7467D |- |가장 빠른 제트기류 |WASP-127b |WASP-127 |33,000 킬로미터 매 시
(9200 미터 매 초)website=eso.org | |- |가장 강한 자기장 |목동자리 타우 b |목동자리 타우 |117 ± 38 Gissn=2397-3366 |비교를 위해, 목성의 자기장 강도는 4.17 G이다.doi-access=free SIMP J013656.5+093347의 자기장은 약 3200 G으로 더 강하다.doi-access=free 자유롭게 떠다니는 천체이므로 행성으로 간주되지 않을 수 있다. |- |가장 높은 반사율 |LTT 9779 b |LTT 9779 |0.79 ± 0.15 |이것은 서쪽 낮 지역의 값이며, 낮 지역의 전체 반사율은 0.50 ± 0.07이다.date=28 January 2025 비교를 위해, 지구와 금성의 반사율 값은 각각 0.3과 0.76이다. |- |가장 낮은 반사율 |TrES-2b |GSC 03549-02811 |< 1% 기하학적 반사율s2cid=119287494 |반사율에 대한 최적 모델은 0.04% (0.0004)를 제공한다. |- |가장 젊은 행성 |DH Tauri b |DH Tauri |0.7 +0.3 -0.2 메가년issn=0004-637X |자유롭게 떠다니는 행성 또는 준갈색왜성 Proplyd 133-353은 0.5 메가년으로 더 젊다.access-date=2019-03-30 그러나 자유롭게 떠다니는 행성이므로 국제천문연맹의 행성 정의에 부합하지 않는다. 2MASS J04414489+2301513 b는 NASA 외계 행성 아카이브에 1 메가년의 나이로 가장 어린 행성으로 등재되어 있지만, 국제천문연맹 외계 행성 정의의 질량비 기준을 충족하지 못한다. 주성과의 질량비는 안정성 L4/L5 한계 ≈ 1/25보다 크며,doi=10.1016/j.newar.2022.101641 이 동반체는 '구름 핵 파편화'(별과 유사한)에 의해 생성되었을 가능성이 더 높다.issn=2041-8205 IRS 63을 공전하는 것으로 제안된 두 행성 후보는 0.5 메가년 미만으로 더 젊을 수 있다.bibcode=2020Natur.586..228S IRAS 04125+2902 b는 약 3 메가년의 나이로 가장 어린 공전 행성이다.issn=1476-4687 CI Tauri c는 확인될 경우 2-3 메가년의 나이로 가장 어린 시선 속도 행성이 될 것이다.issn=0004-6361id=10725 |- |가장 오래된 행성 |TOI-157 b |TOI-157 |12.82 +0.73 -1.40 기가년issn=0004-6361 |현재 받아들여지는 우주의 나이는 약 138억 년이다. 대안적으로는 11.2–12.7 기가년의 PSR B1620−26 b일 수도 있다.doi-access=free 과거에 HIP 11952 별 주위를 공전한다고 생각되었던 두 개의 행성(지금은 반증됨)이 있었다.s2cid = 55365608 이 별의 나이는 12.8 ± 2.6 기가년이다.author=Schneider, Jean HE 1523-0901 별은 13.2 기가년으로 더 오래되었을 수 있으며 s2cid=17533424 행성 또는 갈색왜성 후보를 가지고 있다. 동반체의 경사각은 알려져 있지 않지만, 만약 궤도가 거의 정면이라면 적색 왜성이 될 만큼 충분히 무거울 것이다. 금속함량 -1.30 dex의 B형 준왜성 HD 149382를 공전하는 논란의 여지가 있는 준갈색왜성 동반체, 즉 목성형 행성일 가능성이 있는 천체가 발표되었다.s2cid=118337277s2cid=119428437 |- |최단 공전 주기 |OGLE-TR-56b |OGLE-TR-56 |1.2 일 |SWEEPS-10(검증 중)의 자전 주기는 약 0.424일(약 10.2시간)이다. |- |최대 이심률 |HD 80606 b |HD 80606 |이심률 0.9349 |- |최소 이심률 |HD 209458 b |HD 209458 |이심률 0.001 |- |최대 궤도경사각 |HAT-P-2b |HD 147506 |90° |- |최소 긴반지름 |글리제 876 d |글리제 876 |0.021 AU |SWEEPS-10(검증 중)의 공전궤도 장반경은 약 0.008 천문단위(약 120만 킬로미터)이다. |- |최소 질량 |PSR B1257+12 A |PSR B1257+12 |0.02 지구질량 |PSR B1257+12 A의 질량은 A가 나머지 두 행성과 같은 공전면에 놓여 있다는 가정 하에 나온 값이다. 실제 질량이 밝혀진 행성 중 가장 가벼운 것은 PSR B1257+12 C로, 질량은 지구의 3.9배이다. PSR B1257+12 항성계에 소행성대가 있을 가능성이 있으나, 이는 행성으로 뭉칠 정도 질량에는 미치지 못할 가능성이 크다. 외계 행성 질량의 하한선은 아직까지 명확히 정의되지 않았다. |- |최대 반경
최소 밀도 |TrES-4 |GSC 02620-00648 |반경은 목성의 약 1.674배, 밀도는 약 240 킬로그램/미터3 |}
# 궤도 특성
{| class="wikitable sticky-header" |- ! | 특징 ! | 행성 ! | 항성 ! | 기록 ! | 비고 |- | 가장 긴 공전 주기
(가장 긴 연도) | Gliese 900 b (CW2335+0142) | Gliese 900 | 127만 년language=en-US원형 궤도를 가정하고 케플러의 세 번째 법칙을 사용한다. | COCONUTS-2b는 이전에 110만 년으로 이 기록을 보유하고 있었다.name=fn5 |- | 가장 짧은 공전 주기
(가장 짧은 연도) | GALEX 0718+3731 b | GALEX 0718+3731 | 0.187 시간 (11.2 분) | KOI 1843.03는 4.25시간으로 주계열성(M 왜성) 주변에서 가장 짧은 궤도를 가진다.access-date=14 March 2025 |- |가장 큰 궤도 분리 |Gliese 900 b (CW2335+0142) |Gliese 900 |12,000 천문단위 |UCAC4 328-061594 b는 훨씬 더 큰 궤도 분리(19,000 천문단위)를 가지고 있지만, 그 질량(21 목성질량)은 중수소 연소 한계(13 목성질량)보다 높다. BD+29 5007 주변의 또 다른 후보는 약 22,100 천문단위의 훨씬 더 큰 궤도를 가지고 있다. 그 나이와 그로 인한 질량에 대한 합의가 없으며, 이는 자유유동 갈색왜성일 수 있다. ASASSN-21js의 동반체는 약 13,000 천문단위의 궤도를 가지고 있지만, 그 미지의 질량으로 인해 갈색왜성인지 행성인지 알 수 없다.issn=0004-6361 |- | 가장 작은 궤도 분리 (반장축) | GALEX 0718+3731 b | GALEX 0718+3731 | 0.000834 천문단위 | TOI-6324 b는 주계열성(M 왜성)으로부터 가장 작은 궤도 분리(약 0.0043 AU)를 가진다.url=https://exoplanet.eu/catalog/toi_6324_b--10860/ |- | 가장 큰 궤도 이심률 | HD 20782 b | HD 20782 | 0.950 | 대안적으로 0.95 +0.03 -0.04의 이심률을 가진 HD 28254 b일 수도 있다. 가능한 행성인 HD 205577 b, SGR 1935+2154 b 및 SGR 1806-20 b는 각각 0.972 +0.08 -0.002, 0.992 및 0.994로 훨씬 더 높은 이심률을 가진다.url=https://exoplanet.eu/catalog/hd_205577_b--7219/ 반증된 행성 후보인 VB 10은 0.98의 더 높은 이심률을 가질 것으로 생각되었다.access-date=2020-02-12 |- |가장 높은 궤도 경사 |HD 204313 e |HD 204313 |176.092 +0.963 -2.122 도 |issn=0067-0049 |- |가장 낮은 궤도 경사 |HD 331093 b |HD 331093 |0.3704 도보다 큼 |issn=0004-6361 HD 43197 c는 11.42 +5.388 -3.07 도로 하한선이 아닌 가장 낮은 궤도 경사를 가진다.website=exoplanetarchive.ipac.caltech.edu |- | 가장 큰 반진폭 | WASP-18b | WASP-18 | 1814 +23 -24 미터 매 초 | s2cid=241596186 행성 질량 천체인 CoRoT-3b, GPX-1 b 및 KELT-1Ab는 각각 2173 ± 25 미터 매 초,url= https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/overview/CoRoT-3 2310 ± 180 미터 매 초url=https://exoplanet.eu/catalog/gpx_1_b--7504/ 및 4239 ± 52 미터 매 초로 더 큰 반진폭을 가진다.bibcode=2012ApJ...761..123S 그러나 이들은 행성보다는 갈색왜성일 가능성이 높다.s2cid=8944836 |- | 가장 작은 반진폭 | 바너드별 e | 바너드별 | 0.221 ± 0.038 미터 매 초 | |- | 단일 별을 공전하는 가장 큰 궤도 | COCONUTS-2b | L 34-26 | 7506 AU | 다음으로 큰 궤도는 6900 AU의 2MASS J2126–8140과 약 738 AU의 HD 106906 b이다.doi-access=free UCAC4 328-061594 b는 훨씬 더 큰 궤도 분리(약 19,000 AU)를 가지고 있지만, 그 질량(21 목성질량)doi-access=free은 중수소 연소 한계(13 목성질량)보다 높다. |- | 쌍성 주변의 가장 작은 궤도 | 케플러-47b | 케플러-47 | 0.2877 +0.0014 -0.0011 천문단위 |s2cid=44970411 케플러-1521 b는 0.2347 ± 0.0011 천문단위의 반장축으로 더 작은 궤도를 가진다. 이 행성은 쌍성주위 행성일 수 있는데, 모성 쌍성계가 제안되었지만 확인되지는 않았다.bibcode=2025OJAp....8E..59K |- | 별 중 하나를 공전하는 행성(S형 행성)과 쌍성 궤도의 반장축 비율이 가장 작은 행성 | Nu Octantis Ab | Nu Octantis | 2.06 | doi-access=free |- | 쌍성을 공전하는 가장 큰 궤도 |SR 12 c |SR 12 |≈1100 AUissn=0004-6256 |SR 12 c는 0.013 ± 0.007 태양 질량을 가진다. Ross 458 c로도 알려진 DT Virginis c는 투영 분리가 ≈1200 AU이며, 중수소 연소 한계 미만의 여러 질량 추정치를 가지고 있으며, 가장 최근의 질량 측정치는 27 ± 4 목성질량이다.issn=0035-8711 쌍성 2MASS J0249-0557 AB는 1950 ± 200 AU의 더 큰 분리에서 13 목성질량보다 가벼운 행성 질량 동반체를 가지고 있지만, 이 동반체는 모성과의 질량비에 따라 갈색왜성으로 형성되었을 수 있다.issn=0004-6256 |- | 다중성계에서 단일 별을 공전하는 가장 큰 궤도 | DH Tauri b | DH Tauri | ≈330 AUissn=0004-637X | |- | 쌍성주위 행성을 가진 쌍성 사이의 가장 큰 분리 | SR 12 c | SR 12 | ≈26 AU | SR 12 c는 투영 분리 ≈1100 AU에서 0.013 ± 0.007 태양 질량을 가진다.
FW Tauri b는 ≈11 AU 분리된 쌍성 주위를 투영 분리 330 ± 30 AU에서 공전한다.s2cid=41086512 이는 행성 질량 동반체보다는 원시 행성계 원반으로 둘러싸인 0.1 태양 질량 별일 가능성이 높은 것으로 나타났다.issn=2515-5172 |- |세 별 주위의 가장 큰 궤도 | Gliese 900 b (CW2335+0142) | Gliese 900 |12,000 AU | |- | 별 중 하나를 공전하는 행성(S형 행성)과 별 사이의 가장 가까운 궤도 | DMPP-3 Ab | HD 42936 |1.139 AUs2cid=209444780website=aanda.org | DMPP-3 Ab의 반장축은 약 0.067 AU이다. |- | 양쪽 별 모두 행성을 공전하는 별 사이의 가장 가까운 궤도 | HD 133131 Ab, c 및 HD 133131 Bb | HD 133131 A 및 HD 133131 B |360 AU |HD 133131 A의 외행성은 4.79 AU의 반장축을 가지며, HD 133131 B의 유일하게 알려진 행성은 6.40 AU의 반장축을 가진다.doi-access=free |- | 연속하는 행성 사이의 가장 작은 반장축 비율 | 케플러-36b 및 케플러-36c | 케플러-36 | 1.11 | 케플러-36b와 c는 각각 0.1153 AU와 0.1283 AU의 반장축을 가지며, 따라서 행성 c는 b보다 1.11배 더 멀리 떨어져 있다. 2MASS J1657-5343 b와 2MASS J1657-5343 c는 각각 165 AU와 180 AU의 반장축을 가지며, 따라서 행성 c는 b보다 약 1.09배 더 멀리 떨어져 있다.url=https://voparis-exoplanet-new.obspm.fr/catalog/2mass_j1657_5343_b--9993/url=https://voparis-exoplanet-new.obspm.fr/catalog/2mass_j1657_5343_c--9994/ 외계 행성 백과사전에는 행성으로 등재되어 있지만, 이 동반체들은 질량을 고려할 때 갈색왜성일 가능성이 매우 높다. 거의 1의 반장축 비율을 가진 공전 궤도 쌍의 외계 행성에 대한 미확인 감지가 있었다. |- | 연속하는 행성 사이의 가장 큰 반장축 비율 | HD 83443 b 및 HD 83443 c | HD 83443 | 205.1 | HD 83443 b와 c는 각각 0.039 AU와 약 8.0 AU의 반장축을 가지며, 따라서 행성 c는 b보다 약 205.1배 더 멀리 떨어져 있다. WASP-4b 행성과 미확인 행성 WASP-4c는 각각 0.0224 AU와 약 6.82 AU의 반장축을 가진다. 이로 인해 약 304:1의 더 큰 비율이 발생할 수 있다. 논란의 여지가 있는 행성 CVSO 30 b와 CVSO 30 cpages=4349–4356는 각각 0.0084 AU와 662 ± 96 AU의 반장축을 가진다.bibcode=2016A&A...593A..75S; 이로 인해 67380:1 – 90240:1의 훨씬 더 큰 비율이 발생할 수 있다. |- | 가장 높은 공전 주기 붕괴율 | 케플러-1658b | Kepler-1658 | 131 +20 -22 ms/년 |doi-access=free |}
# 항성 특성
{| class="wikitable sticky-header" |- ! | 특징 ! | 행성 ! | 항성 ! | 기록 ! | 비고 |- | 가장 높은 금속함량 | HD 126614 Ab | HD 126614 A | +0.56 dex | 삼중성계에 위치한다. |- | 가장 낮은 금속함량 | K2-344b | K2-344 | -0.95 ± 0.02 dex | BD+20 2457은 금속함량이 가장 낮은 행성 호스트(F/H = -1.00)일 수 있지만, 제안된 행성계는 동적으로 불안정하다.bibcode=2014MNRAS.439.1176Hissn=0004-637X 극히 낮은 금속함량을 가진 별인 HIP 13044와 HIP 11952 주변에 행성이 발표되었지만, 이러한 주장은 이후 반증되었다. 종족 II 별인 HE 1523-0901 주변에 갈색왜성 또는 행성 질량 동반체가 발표되었으며, 이 별의 금속함량은 -2.65 ± 0.22 dex이다.doi-access=free 동반체의 경사각은 알려져 있지 않지만, 만약 궤도가 거의 정면이라면 적색 왜성이 될 만큼 충분히 무거울 것이다. 금속함량 -1.30 dex인 B형 준왜성 HD 149382를 공전하는 논란의 여지가 있는 준갈색왜성 동반체, 즉 목성형 행성일 가능성이 있는 천체가 발표되었다.s2cid=118337277s2cid=119428437 |- |가장 높은 항성 질량 |b 센타우리 b |b 센타우리 |5–6 M☉ |준거성 피피리마는 9.1 ± 0.3 태양 질량의 더 높은 질량을 가지고 있지만,access-date=2022-05-06 그 행성 질량 동반체인 Mu2 Scorpii b와 (후보) c는 갈색왜성 또는 행성일 수 있다. 후보 행성 M51-ULS-1b와 후보 플래니모 IGR J12580+0134 b는 블래넷일 수 있으며, 그들의 모성은 각각 ≫10 및 9,150,000 태양 질량의 질량을 가진다.access-date=2021-07-18arxiv=1511.01206 별 미르파크(7.3 ± 0.3 태양 질량)는 미확인 공전 행성을 가지고 있다고 주장되었으며, 최소 질량은 6.6 ± 0.2 목성질량이다. 그러나 행성 존재는 의심스럽다. 대마젤란 은하의 R126 (HD 37974), R66 (HD 268835) 및 HH 1177 별은 각각 70, 30 및 12 태양 질량의 질량을 가지며 원시 행성계 원반을 가지고 있지만bibcode=2024Natur.625...55M 아직 행성은 감지되지 않았다. |- | 가장 낮은 항성 질량 (주계열성) | KMT-2021-BLG-1554Lb | KMT-2021-BLG-1554L | 0.08 +0.013 -0.014 태양 질량 | 이 별의 질량은 수소 연소 한계에 가깝다. KMT-2016-BLG-2142L은 0.073 +0.117 -0.04 태양 질량의 더 낮은 질량을 가지고 있지만, 이 값은 매우 불확실하다. |- | 가장 큰 항성 반지름 | HD 220074 b | HD 220074 | 59.60 +5.85 -6.31 태양반경2014988549785194752 | HD 18438, 미라크 및 처녀자리 델타와 같은 다른 별들은 더 크지만, 그들의 준갈색왜성 동반체는 중수소 연소 한계인 약 13 목성질량보다 더 무거워서, 외계 행성보다는 갈색왜성일 수 있다. 개행 금지|적색거성 V Camelopardalis(716 ± 185 태양반경) 주변에 후보 행성이 보고되었다.bibcode=2002AJ....124.1706V R Fornacis(8 태양반경)1=알려진 시직경과 거리를 사용하여 결정된다.
0.008 밀리초 (각도) * 680 파섹 = 지름 5.44 천문단위.),bibcode=2012A&A...544L...5P;id=10018 V Hydrae(430 태양반경)),issn=0035-8711 사자자리 R(320–350 태양반경)s2cid=14531031s2cid=15500217 및 L2 Puppis(123 ± 14 태양반경) 주변에 후보 행성이 보고되었다. 대마젤란 은하의 R126과 R66 별은 각각 78 태양반경과 131 태양반경doi-access = free의 반지름을 가지며 먼지 원반을 가지고 있지만 아직 행성은 감지되지 않았다. |- | 가장 작은 항성 반지름 | PSR J1211-0633 b | PSR J1211-0633 | 0.0000143 태양반경 (9.95 킬로미터)id=9282 | SGR 1935+2154를 공전하는 가상의 행성이 제안되었는데, 이 별의 반지름은 4.35 킬로미터로 더 작다.first9=Zi-Jianissn=0004-6361 |- | 가장 작은 항성 반지름 (갈색왜성) | TVLM 513-46546b | TVLM 513-46546 | 0.097 – 0.109 태양반경issn=0004-637X | NASA 외계 행성 아카이브에 있는 어떤 갈색왜성보다도 작다. |- | 가장 작은 항성 반지름 (주계열성) | TRAPPIST-1 행성 | TRAPPIST-1 | 0.1192 ± 0.0013 태양반경 | VB 10(0.102 태양반경)hdl-access=free은 반증된 행성 후보를 가지고 있다. |- | 가장 높은 항성 광도 | HD 158996 b | HD 158996 | 849.2 태양 광도102.929 = 849.2 | 이것은 준갈색왜성이 아닌 확인된 행성을 호스트하는 가장 밝은 별이다. 광도가 3780 태양 광도인 미르파크 별은doi-access=free 미르파크의 데이터베이스 항목 at 비지에르. 최소 질량 6.6 ± 0.2 목성질량의 공전 행성을 가지고 있다고 주장되었다. 그러나 행성 존재는 의심스럽다. 적색거성 V Hydrae(18,000 태양 광도)),issn=0004-6361 U Equulei(약 6000 태양 광도)),s2cid=119245776s2cid=12893455 R Fornacis(5800 태양 광도)), R Leonis(3537 태양 광도)), L2 Puppis(1490 ± 150 태양 광도)))arxiv=2411.13388 및 BD+20 2457(1479 태양 광도))) 주변에 후보 행성이 보고되었다.issn=0004-637Xarxiv = 1401.2793 미확인 행성 M51-ULS-1b의 모성계는 약 261,000 태양 광도의 광도를 가진다.date=18 September 20201039 에르그·s−1 = 1032 와트 = 261,000 태양 광도 대마젤란 은하의 R126, R66 및 HH 1177 별은 각각 1,400,000 태양 광도, 320,000 태양 광도 및 19,000 태양 광도의 광도를 가지며 먼지 원반을 가지고 있지만 아직 행성은 감지되지 않았다. |- | 가장 낮은 항성 광도 (주계열성) | TRAPPIST-1 행성 | TRAPPIST-1 | 0.0005495 태양 광도 |issn=2632-3338 |- | 가장 높은 항성 자전 속도 | 안드로메다자리 카파 b | 안드로메다자리 카파 | ~176 킬로미터/초 | 별 HIP 64892는 투영 속도 178 킬로미터/초로 약간 더 빠르게 자전하지만, 그 공전 동반체는 29–37 목성질량으로 무거우며, EPE에 의해 행성으로 등재되어 있지만,url=https://exoplanet.eu/catalog/hip_64892_b--6721/ 갈색왜성일 가능성이 매우 높다.bibcode=2018A&A...615A.160C; 별 땅꾼자리 51, HD 38056 및 Phi Leonis는 각각 267 ± 5 킬로미터/초, ~195 킬로미터/초issn=0035-8711 및 ~254 킬로미터/초로 자전하며, 먼지 원반을 가지고 있지만 아직 행성은 감지되지 않았다. |- | 행성을 가진 가장 뜨거운 별 | SWIFT J1756.9−2508 b | SWIFT J1756.9−2508 | 4,640,000 켈빈 |arxiv=1808.06796 는 극에서 0.4 keV = 400 eV에 해당하며 약 4,640,000 켈빈에 해당한다(전자볼트#온도 참조). |- | 행성을 가진 가장 뜨거운 비밀집성 별 | NSVS 14256825 행성 | NSVS 14256825 | 40,000 켈빈 (주성)issn=0004-6256 | NN Serpentis는 주성 온도가 57,000 켈빈으로 더 뜨겁지만, 행성 존재는 논란의 여지가 있다.bibcode=2022MNRAS.514.5725P O형 준왜성 TOI-709를 공전하는 후보 행성이 발견되었는데, 이 별의 유효 온도는 50,000 켈빈으로 더 높다.language=en |- | 행성을 가진 가장 뜨거운 주계열성 | b 센타우리 b | b 센타우리 | 18310 ± 320 켈빈s2cid=245005994 | |- | 행성을 가진 가장 차가운 별 | TRAPPIST-1 행성 | TRAPPIST-1 | 2511 켈빈 | 엄밀히 말하면 Oph 162225-240515, CFBDSIR 1458+10, WISE J0336−0143 및 WISE 1217+1626의 주성분은 더 차갑지만, 갈색왜성으로 분류된다. 더 차가운 별인 R Fornacis(2100 켈빈)date=2020과 V Camelopardalis(2414 ± 86 켈빈)는 둘 다 행성 후보를 가지고 있다고 주장되었다. TVLM 513-46546을 공전하는 거대 기체 행성이 발견되었는데,doi-access=free 이는 갈색왜성/적색 왜성 질량 경계에 가까운 초저온 왜성(2242 켈빈)이다.issn=1538-4357 |}
# 시스템 특성
{| class="wikitable sticky-header" |- ! Title ! 시스템 ! 행성 (별로부터의 순서) ! 별 ! 비고 |- | 행성이 가장 많은 시스템 | 케플러-90 | |8
(b, c, i, d, e, f, g, h) | 1 | 고래자리 타우는 현재 확인된 행성 동반체가 없지만, 공전하는 행성의 수는 8개, 9개 또는 심지어 10개일 수 있다고 제안되었다.doi-access=free 네 행성 고래자리 타우 e, f, g, h는 강력한 후보로 간주된다.issn=0004-6256 HD 10180은 6개의 확인된 행성과 잠재적으로 3개 이상의 행성을 가지고 있다.s2cid=15876919 참고로, 태양계는 여러 왜행성과 함께 8개의 검증된 주요 행성을 가지고 있다 (제9행성과 열 번째 행성의 존재는 아직 확인되지 않았다).url-status=livewebsite=www.ias.eduarxiv=2508.14156 |- | 생명체 거주가능 영역에 행성이 가장 많은 시스템 | TRAPPIST-1 | |4
(b, c, d, e, f, g, h) | 1 | 이 시스템의 네 행성 (d, e, f 및 g)은 생명체 거주가능 영역 내에서 공전한다.publisher=nasa.gov |- | 정확한 궤도 공명에 있는 행성이 가장 많은 시스템 | HD 110067 | |6
(b, c, d, e, f, g) | 3 | 행성 b, c, d, e, f, g의 각 연속 쌍은 각각 3:2, 3:2, 3:2, 4:3, 4:3의 공명에 갇혀 있다.bibcode=2023Natur.623..932L |- | 별이 가장 많은 시스템 | 케플러-64 | b | 4 | PH1b (케플러-64b)는 쌍성 주위 궤도를 가진다. 양자리 30 Bb는 이전에 사중성계에서 갈색왜성 또는 거대한 거대 기체 행성으로 여겨졌지만, 이후 연구에서 80 목성질량의 적색 왜성 질량 한계를 훨씬 넘는 실제 질량이 밝혀졌다.s2cid=221995447 행성 질량 동반체 HIP 81208 Cb는 가이아 DR3 6020420074469092608 별이 시스템에 중력적으로 묶여 있는 것으로 확인되면 잠재적으로 사중성계에 위치하게 된다.bibcode=2023A&A...675A..54V;from this source=yes 황소자리 GG와 HD 98800의 오중성계와 사중성계는 모두 여러 원시 행성계 원반을 가지고 있지만 아직 행성은 감지되지 않았다.access-date=10 February 2017arxiv= 0807.5105 마찬가지로, 베타3 튜캐나자리 A 별은 육중성계에 위치하며 잔해 원반을 가지고 있다고 제안되었지만 행성은 발견되지 않았다.hdl-access=free |- | 가장 많은 항성형 천체를 가진 시스템 | 케플러-64 | b | 4 | PH1b (케플러-64b)는 쌍성 주위 궤도를 가진다. 극 쌍성주위 행성 2M1510 b는 삼중성계 또는 사중성계의 갈색왜성에 위치한다.s2cid=210839528 행성 질량 천체 2MASS J04414489+2301513 b는 하나의 별과 두 개의 갈색왜성을 가진 사중성계 내에 있다. |- | 가장 작은 평균 반장축을 가진 다중 행성계 (별에 가장 가까운 행성) | 케플러-42 | b, c, d | 1 | 케플러-42 b, c, d는 각각 0.0116, 0.006, 0.0154 AU의 반장축을 가진다. 케플러-70 b, c, d(모두 미확인 및 논란 중)는 각각 0.006, 0.0076, 약 0.0065 AU의 반장축을 가진다. |- | 가장 큰 평균 반장축을 가진 다중 행성계 (별에 가장 멀리 떨어진 행성) | YSES 1 | b, c | 1 | YSES 1 b와 c는 각각 약 162 AU와 약 320 AU의 반장축을 가진다. |- | 반장축 범위가 가장 작은 다중 행성계 (별의 가장 가까운 행성과 가장 먼 행성 사이의 차이가 가장 작은) | 케플러-42 | b, c, d | 1 | 케플러-42 b, c, d는 각각 0.0116, 0.006, 0.0154 AU의 반장축을 가진다. 따라서 가장 가까운 행성과 가장 먼 행성 사이의 거리는 0.0094 AU이다. 케플러-70 b, c, d(모두 미확인 및 논란 중)는 각각 0.006, 0.0076, 약 0.0065 AU의 반장축을 가진다. 따라서 가장 가까운 행성과 가장 먼 행성 사이의 거리는 0.0016 천문단위로 더 짧다. |- | 반장축 범위가 가장 큰 다중 행성계 (별의 가장 가까운 행성과 가장 먼 행성 사이의 차이가 가장 큰) | 화가자리 AB | c, b | 1 | 화가자리 AB b와 c는 각각 약 190 AU와 약 4 AU의 반장축을 가진다.eprint=2501.10488 따라서 가장 가까운 행성과 가장 먼 행성 사이의 거리는 약 186 AU이다. 중수소 한계를 약간 넘는 질량을 가진 두 행성 질량 천체인 Mu2 Scorpii b와 (후자는 미확인) c는 각각 약 19 AU와 약 242 AU의 반장축을 가진다. 따라서 반장축의 범위는 약 223 AU이다. |- | 행성 총 질량이 가장 작은 시스템 | 바너드별 | d, b, c, e | 1 | 행성 d, b, c, e의 최소 질량은 각각 0.263, 0.299, 0.335, 0.193 지구 질량이다. 참고로, 화성의 질량은 0.105 지구 질량이다. |- | 행성 총 질량이 가장 큰 시스템 | HR 8799 | e, d, c, b | 1 | 네 행성 각각의 질량은 6.0 – 9.6 목성질량 범위 내에 있다.
4 – 7 목성질량의 추가 행성이 HR 8799를 공전할 수 있으므로 총 질량은 더 클 수 있다.arxiv=2210.14213 Nu Ophiuchi b와 c의 최소 질량은 각각 22.206 목성질량과 24.662 목성질량이다. 이들은 갈색왜성일 가능성이 높다. HD 81817 b와 c의 질량은 각각 24.1 목성질량과 22.6 목성질량 이상이다. 이 동반체들 또한 갈색왜성일 가능성이 높다. |- | 평균 행성 질량이 가장 작은 다중 행성계 | 바너드별 | d, b, c, e | 1 | 행성 d, b, c, e의 최소 질량은 각각 0.263, 0.299, 0.335, 0.193 지구 질량이다. 참고로, 화성의 질량은 0.105 지구 질량이다. |- | 평균 행성 질량이 가장 큰 다중 행성계 | 티타윈 | b, c, d | 2 | 세 행성 b, c, d의 질량은 각각 1.70 +0.33 -0.24, 14.0 +2.3 -5.3, 10.2 +0.7 -3.3 목성질량이다. 이로 인해 평균 행성 질량은 5.7 – 9.7 목성질량이 된다.doi-access=freedoi-access=free 대안적으로 HR 8799 시스템일 수도 있는데, 여기서는 네 행성 각각의 질량이 5.7 – 9.1 목성질량 범위 내에 있다. Nu Ophiuchi b와 c의 최소 질량은 각각 22.206 목성질량과 24.662 목성질량이다. 이들은 갈색왜성일 가능성이 높다. HD 81817 b와 c의 질량은 각각 24.1 목성질량과 22.6 목성질량 이상이다. 이 동반체들 또한 갈색왜성일 가능성이 높다. |- | 행성 질량 범위가 가장 작은 외계 다중 행성계, 로그 스케일 (가장 무거운 행성과 가장 가벼운 행성 사이의 비례 차이가 가장 작은) | HD 37124 | b, c, d | 1 | HD 37124 c와 d는 각각 0.652 목성질량과 0.69 목성질량의 질량을 가지는 것으로 추정된다 (따라서 약 1.058 대 1의 비율).s2cid=119273897 |- | 행성 질량 범위가 가장 큰 외계 다중 행성계, 로그 스케일 (가장 무거운 행성과 가장 가벼운 행성 사이의 비례 차이가 가장 큰) | Gliese 676A | d, e, b, c | 2 | Gliese 676A c와 d는 약 975 대 1의 질량비를 가진다.13.49*318/4.4 = 975. 행성 c의 실제 질량은 2022년에 측정되었다. 행성 d의 최소 질량이 실제 질량이라고 가정한다. 참고로, 수성과 목성은 5780 대 1의 질량비를 가진다. 행성 KMT-2020-BLG-0414Lc와 슈퍼지구 KMT-2020-BLG-0414Lb는 약 4590 대 1의 질량비를 가진다.27*318/1.87 = 4591.4 하지만 27.0 +4.0 -3.1 목성질량인 KMT-2020-BLG-0414Lc는 갈색왜성으로 간주될 수도 있고 아닐 수도 있다.id=7815s2cid=55994657 |}
# 내용주
각주 Notelist