太陽系外衛星
2013年に、重力マイクロレンズ法で発見された天体MOA-2011-BLG-262Lの周りに系外衛星が存在する可能性があることが発表された。MOA-2011-BLG-262は自由浮遊惑星である可能性があり、その場合は自由浮遊惑星を公転する系外衛星の発見例ということになる。 しかし重力マイクロレンズ法ではしばしば観測の条件によって、その天体までの距離や質量の推定において複数の解が縮退することがある。質量が軽い解の場合、これは自由浮遊惑星を公転する海王星程度の質量を持つ系外衛星の検出ということになるが、質量が重い解の場合は、軽い赤色矮星を公転する木星より軽いガス惑星であると推測され、どちらの場合も観測されたマイクロレンズによる光度曲線を説明できる。また発見論文の著者達は、後者の解である可能性の方が高いと推定している。
2017年には、地球から約8,000光年離れた位置にある太陽系外惑星ケプラー1625bに、惑星半径の20倍離れた距離を公転する、海王星サイズの衛星ケプラー1625b Iが存在する可能性が示された。これはケプラーによる光度曲線のデータを精査した結果、ケプラー1625bのトランジットの付近に衛星によると思われる別の減光が検出されたことを根拠にしている。
伝統的な用法では、衛星とは惑星の周囲を公転する天体のことであるが、褐色矮星の周囲に惑星程度の大きさの衛星が発見されると、惑星と衛星の違いが不鮮明になった。この問題を解決するために、国際天文学連合は、「恒星や恒星残骸の周囲を公転しており、真の質量が重水素の熱核融合を行う限界質量以下である天体が惑星である」と宣言した。熱核融合の限界質量は、太陽程度の金属量の天体で約13木星質量と計算されている。国際天文学連合の定義は、これ以下の質量の天体は、その形成の過程に関係なく惑星と呼ぶということを示していた。