На основании ограниченной статистики сегодня можно утверждать, что планетными системами (или одиночными планетами) располагают примерно четыре процента звезд, по спектральным свойствам близких к солнечному классу, от класса F7V (немного горячее Солнца) до K1V (холоднее его). Первое, что обращает на себя внимание, это очень близкое расположение орбит экзопланет к родительской звезде. В верхней части рисунка показаны орбиты десяти экзопланет с минимальными большими полуосями, причем выдержаны относительные размеры орбиты и звезды, за диаметр которой условно принят диаметр Солнца (размеры этой группы звезд различаются мало). Масштаб схемы иллюстрирует стрелка вверху рисунка, равная половине большой полуоси орбиты Меркурия (0,2 а. е.). Угловой размер родительской звезды, наблюдаемой с этих экзопланет, лежит в пределах от 4,5 до 12 о(у Солнца всего 0,5 о). Диаметры дисков планет на рисунке сделаны примерно пропорциональными их массам, Msin i. Эксцентриситеты орбит этой группы планет очень малы, то есть орбиты практически круговые. В нижней части рисунка на такой же схеме приведены как пример относительные размеры пар звезда – орбита для более далеких объектов, 55Cnc и GJ86, c большими эксцентриситетами планетных орбит. Масштаб схемы задан орбитальными положениями Меркурия, Венеры и Земли.
      Столь низкие орбиты "горячих юпитеров" стали вызовом существующим теориям образования Солнечной системы по целому ряду причин, прежде всего, потому, что образование планет-гигантов было возможно вдали от Солнца, там, где происходила конденсация воды и других летучих веществ с образованием льдов. Поэтому свойства экзопланеты 51Peg bвначале рассматривались как аномалия. Но последовавшие затем открытия других экзопланет заставляют предполагать, что аномалией может быть скорее сама наша Солнечная система.
      Независимо от физики явления короткий период обращения, соответствующий близкому к родительской звезде положению планеты типа "горячих юпитеров", облегчает поиск возмущающего тела. Как уже говорилось, в свое время именно короткий период позволил обнаружить первую экзопланету (у звезды 51Peg).
      Известен лишь один красный карлик (маленькая звезда с низкой температурой) с планетной системой. Спектральные классы звезд с найденными экзопланетами близки к солнечному, это звезды G-класса и поздних F-подклассов. Поначалу это казалось "космическим шовинизмом": почему планеты присутствуют только у тех звезд, которые подобны нашей? Но тому есть несколько объяснений. У звезд более ранних подклассов Fэкзопланеты пока не обнаружены, что объясняется известными ограничениями метода лучевых скоростей в отношении требований к спокойствию фотосфер звезд, но вовсе не доказанным отсутствием у них планет (динамика их фотосфер более бурная). С другой стороны, и у звезд более позднего К-класса планетных систем найдено мало. Одна из причин заключается в том, что спектр средних и поздних К-подклассов настолько насыщен спектральными линиями, что существующий метод анализа спектрограмм их звезд затруднителен.
      Обнаруженные планетные системы отличаются от Солнечной тем, что массивные планеты, "юпитеры", находятся в их центральной части. Но если проследить строение спутниковых систем самого Юпитера и других гигантов в Солнечной системе, то и там можно увидеть аналогичную структуру: крупные спутники находятся близко к планете, мелкие вдалеке. Поэтому существует даже гипотеза, что какое-то редчайшее событие было причиной, которая привела к необычной структуре Солнечной системы, например сближение с нею другой звезды в период формирования планет.
       Схема орбит некоторых экзопланет в сравнении с характерными расстояниями в Солнечной системе. В верхней части рисунка масштаб указан половиной большой полуоси орбиты Меркурия, в нижней – орбитами Меркурия, Венеры и Земли, Примерно выдержаны относительные размеры, звезды и орбиты.
       А. Кеплеровская составляющая vAnd , создаваемая короткопериодической планетой vAnd b (4,6 сут). Составляющие c u d вычтены. Сплошная линия наилучшим образом представляет обработку результатов измерений.
       Б. Кеплеровская составляющая с периодом 1308 суток, создаваемая планетой vAnd d . Вычтены составляющие b и с.
       В. То же для планеты с периодом 241 сутки. Вычтены составляющие b u d . (Из работы Батлера и др., 1999 г.)

      Поначалу удавалось обнаружить лишь одиночные планеты. Первой системой с несколькими планетами стала ипсилон Андромеды (?And). Первую из ее планет, ?And b, обнаружила группа Дж. Марси в 1996 году. Они заметили, что на кеплеровскую составляющую (около 70 м/с) наложена еще одна искаженная синусоида, с периодом 4,6 суток, которая постоянно обнаруживалась в наблюдениях. Это указывало на присутствие еще одной планеты, ?And cс массой Msin i= 0,68 М ю(массы Юпитера) на низкой орбите. Оказалось, что лучевая скорость звезды ?And за длительное время увеличивается примерно на 100 м/с, а затем на столько же уменьшается. После нескольких лет наблюдений стала видна другая правильная составляющая с периодом около 3,5 года. Отличие ее формы от синусоидальной указывает на большой эксцентриситет орбиты экзопланеты. Но после исключения составляющих с периодами 4,617 и 1308 суток остающийся разброс данных все еще примерно вдвое превышал ожидаемые ошибки. Поиск других скрытых планет вскоре позволил выявить еще один период, 241 сутки, также с большим эксцентриситетом. Массы планет, с точностью до sin i, равны 0,68, 2,05 и 4,29 М ю, а большие полуоси (радиус орбиты) 0,059, 0,828 и 2,09 а. е. В Солнечной системе подобное распределение начинается с орбиты Венеры и кончается внутренней границей пояса астероидов. Поэтому систему ?And можно было бы считать похожей на Солнечную, если бы у планет ?And cи dне была так велика вытянутость (эксцентриситет) орбит – 0,24 и 0,31 соответственно.
      Число систем, у которых обнаружено несколько планет, постоянно возрастает и в 2006 году достигло 19. Система коричневого карлика GJ 876 имеет две планеты (причем с орбитальным резонансом 2:1), ипсилон Andromedae – три планеты, 55 Cancri – четыре, причем одна из них имеет массу, близкую к массе Нептуна (около 17 масс Земли).
      Массы известных внесолнечных планет лежат в пределах от примерно 0,055 до более чем 10 М ю. Свойства метода лучевых скоростей (МЛС) таковы, что во всех найденных планетных системах легче всего обнаружить весьма массивные объекты, с массами в несколько масс Юпитера, причем на низких орбитах (с коротким периодом). Лишь в последние годы техника МЛС приблизилась к порогу кеплеровских скоростей 1 м/с, благодаря чему в 2004 году были обнаружены две экзопланеты с массами около 5% массы Юпитера. Такой результат возможен только для звезд с исключительно спокойной фотосферой.
      Уже в первые годы исследований было установлено, что экзопланеты делятся на две большие группы по орбитальным признакам: "горячие юпитеры" на низких круговых орбитах с радиусом орбиты менее 0,15 а. е. и периодом менее 10 суток и более массивные (главным образом) объекты на высоких орбитах с периодом меньше 10 лет. Орбиты дальних планет образуют эллипс, вытянутость которого принято характеризовать эксцентриситетом. Он оказался неожиданно большим или даже очень большим, вплоть до 0,9, что больше подходит для комет, а не для планет. Удалось установить, что планеты на низких круговых орбитах имеют сравнительно узкие пределы масс, в среднем 0,6-0,7 масс Юпитера, а тела на высоких эксцентрических орбитах различаются по массам очень значительно. Условная граница между круговыми короткопериоди ческими (несколько суток) и преимущественно эксцентрическими орбитами с периодом более 30 суток находится на расстоянии 0,15-0,16 а. е. от родительской звезды.
 
 
       Распределение орбит внесолнечных планет и минимальные оценки их масс. Положение планет в кратных системах за пределами поля рисунка показано значением большой полуоси орбиты (например, вторая планета системы HD 74156 имеет большую полуось орбиты 3,47 а.е.). (Из работы Кестлер, 2003 г.)
 
       Объект HD 141569. Центральная часть снимка закрыта, но края зоны хорошо видны. (Снимок Б. Смита и его коллег, наблюдения на HST , 1999 г.). Наблюдения газово-пылевых дисков неизменно показывают окружающую звезду обширную центральную зону, свободную от пыли и газа.

      Причина своеобразного "выбора" масс планет, которые обращаются по низким круговым орбитам, лежит, по-видимому, в механизме миграции, медленного сползания планет с высоких орбит, где они образовались, на низкие, околозвездные. Явление миграции предсказывали некоторые теоретические работы, но так как в Солнечной системе все крупные планеты всегда остаются на своих орбитах и никуда не сползают, теории миграции особого значения не придавали. Но теперь миграция, направленная к центральной звезде, с орбит, находящихся в зоне формирования планет-гигантов (на расстоянии 4-5 а. е.), остается единственным логичным объяснением происхождения низкоорбитальных планет, потому что здесь им просто не из чего возникнуть. Астрономы уже обнаружили несколько десятков гигантских газово-пылевых дисков в стадии формирования планет. Обширная зона вокруг звезды, радиусом до нескольких десятков а. е., свободная от пыли и газа, в них присутствует неизменно. Плотность излучения звезды здесь настолько высока, что пылевые частицы испаряются и улетают на периферию. Поэтому ответ на первый возникающий вопрос: где находится тот материал, из которого сформировались низкоорбитальные планеты? – мог быть только один: на расстоянии орбиты Юпитера (5 а. е.). Согласно теории, миграция возникает на ранней стадии формирования звезды и планетной системы и происходит достаточно быстро. Внесолнечные планеты предлагают теоретикам столько вопросов, что впору всю теорию образования планет писать заново. А наивный вопрос: почему миграции нет в нашей Солнечной системе? – им лучше не задавать.
      Благодаря высокой активности исследователей, использующих метод лучевых скоростей (МЛС), число еще не изученных звезд – кандидатов на обладание планетными системами в пределах сферы, скажем, 100 пк, быстро подходит к концу. Все это звезды из близкого солнечного окружения, а для далеких звезд МЛС не годится. Примерно полдюжины планетных систем найдено в ходе программы поиска так называемых гравитационных линз OGLE (Optical Gravitation Lensing Experiment), на расстояниях более 1000 пк. Хотя число объектов, найденных OGLE, растет, они мало что смогут дать физике внесолнечных планет, поскольку у столь далеких слабых объектов даже тип компаньона (планета-гигант, коричневый карлик или звезда малой массы) определить очень сложно.
      Некоторые группы орбит короткопериодических планет имеют пониженную или повышенную населенность по сравнению с остальными. Группирование по орбитальным периодам также неравномерно и почему-то наиболее заметно вблизи периодов 3-5 суток. На этот интервал приходится достаточно много планет, чтобы считать наблюдаемый максимум неслучайным.
      Подавляющее число экзопланет с большой полуосью орбиты более 0,16 а. е. имеет очень большие и даже гигантские эксцентриситеты орбит, которые в Солнечной системе встречаются только у комет и некоторых астероидов. Представим себе, что планета, подобная Сатурну, раз в десять лет сближается со своим солнцем, а затем уходит на окраины системы, за пределы видимости. Эксцентриситет, осредненный для 90 экзопланет на орбитах с большой полуосью более 0,15 а. е., составляет 0,32. Для объяснения происхождения высоких эксцентриситетов предложены различные механизмы, причем главными остаются гравитационное взаимодействие между образующимися планетами или взаимодействие планеты с протопланетным диском. Интересно, что в этом процессе больше образовавших ся гигантов выбрасывается в космос, чем остается у звезды. Согласно некоторым работам, в Солнечной системе когда-то могло быть до десяти юпитеров, которые в этом "небесном пинг-понге" усердно выталкивали друг друга. Что же касается эксцентриситета, то, если низкоорбитальные "горячие юпитеры" действительно мигрировали с высоких орбит, после завершения миграции они каким-то образом сумели от него избавиться. Это поразительное их свойство. Миграция каким-то образом выключилась, когда они приблизились к родительской звезде на минимальное расстояние.
      Среди известных экзопланет все же есть несколько на высоких орбитах, но с малым эксцентриситетом, то есть почти на круговой орбите. Такова третья планета в системе звезды ? 1Cancri (55 Cancri), "горячий юпитер" с периодом 14,7 суток у которой был обнаружен в числе первых экзопланет. На кеплеровский компонент, так же как у ?And, накладывается медленный дрейф лучевой скорости, указывающий на присутствие другой планеты. Вторая планета с периодом обращения 44,3 суток имеет большой эксцентриситет орбиты. Третья планета привлекает внимание тем, что имеет орбитальный период около 14,7 года, весьма близкий к периоду Юпитера, большую полуось орбиты 5,9 а. е. (у Юпитера 5,2 а. е.) и, что наиболее интересно, сравнительно низкий эксцентриситет орбиты, 0,16. Масса планеты составляет по крайней мере 4,06 масс Юпитера ( M ю). Среди других экзопланетных систем с эксцентриситетом орбиты менее 0,1 можно отметить планеты у звезды в Большой Медведице, 47 UMa bи c, с массами Msin i2,41 и 0,76 M ю, и a = 2,10 и 3,73 а. е. Для планеты 47 UMa c, положение которой примерно соответствует поясу астероидов в Солнечной системе, масса может быть даже меньше 1 M ю. Но таких объектов немного. В целом низкий эксцентриситет исключение, а не правило.
       Распределение короткопериодических экзопланет по длительности орбитальных периодов.

      Если наблюдатель случайно окажется примерно в плоскости кеплеровской орбиты, масса планеты будет определена точно, так как синус угла становится равен единице. В этом случае можно также наблюдать прохождения по диску звезды планеты (ее транзиты). Конечно, различить черный кружок на точечном диске звезды нельзя, но небольшое уменьшение потока света от звезды измерить можно. В работах 1985 года, опубликованных накануне открытия первого короткопериодического "горячего юпитера" (51Peg b), указывалось, что перспективы обнаружить гипотетические внесолнечные планеты по их транзитам сомнительны. Авторы исходили из того, что не только вероятность благоприятного для наблюдения транзитов положения плоскости орбиты низка (скажем, для пары Солнце – Юпитер вероятность равна 0,0006), но и само явление происходит исключительно редко (например, исходя из периода обращения Юпитера в Солнечной системе, 1 раз в 12 лет). О существовании низкоорбитальных "горячих юпитеров" никто не подозревал, а у них вероятность оказаться в плоскости наблюдения транзитов гораздо выше, вплоть до 0,06 и даже до 0,20. Для системы звезды HD 209458, первой, транзиты которой были обнаружены, вероятность их наблюдения составила 0,17. Транзиты стали новым мощным инструментом астрофизики, позволяющим исследовать не только экзопланету, но и саму родительскую звезду.
      Впервые транзиты планеты HD 209458 bнаблюдали две группы исследователей из США, Д. Шарбоне и Дж. Хенри в 2000 году, практически одновременно наземными и космическими средствами. Прохождение планеты по диску звезды длится несколько часов. Открытие транзитов HD 209458 bстимулировало активные поиски других аналогичных объектов. В последующие годы по программе OGLE нашли до пяти очень далеких объектов. Но в течение четырех-пяти лет после открытия система HD 209458 оставалась единственной относительно близкой системой такого рода, несмотря на тщательные поиски других объектов. В какой-то мере происходило это из-за переоценки ожидаемого эффекта: предполагалось найти объекты примерно с такой же глубиной ослабления света при транзитах, как у звезды HD 209458 (около 1,6%), что, возможно, оказалось просто удачей наблюдателей. Следующий объект имел глубину ослабления только 0,3%. Зато найденная в 2005-2006 годах система HD 189733 bимеет рекордное трехпроцентное ослабление света при транзитах.
      Только с помощью транзитов удается исследовать ряд важных характеристик экзопланет, прежде всего, измерить их радиусы и исследовать свойства их атмосфер. Хотя надежды найти другой относительно близкий объект с транзитами долго не оправдывались, был обнаружен ряд эффектов, проявление которых подобно ложным транзитам. За планетные транзиты исследователи могут принять, например, устойчивые пятна на звезде или так называемые затменные двойные звезды. Когда наблюдатели снизили ожидаемый эффект ослабления света звезды при прохождении планеты по диску звезды почти на порядок, до 0,2-0,3%, были обнаружены еще две экзопланеты с транзитами, HD 149026 bи TrES-1. Они в 2004-2005 годах пополнили список транзитов, в котором до того был только "горячий юпитер" HD 209458 b. Естественно, транзиты наблюдаются только у "горячих юпитеров". Вероятность найти планету с транзитами на высокой орбите очень мала.
      Свойства системы HD 209458, несмотря на ее умеренную удаленность, оказались весьма удобными для исследований. Из результатов наблюдений объекта HD 209458 bможно сделать важные выводы не только относительно его природы, но и о природе других аналогичных гигантов. HD 209458 – звезда класса G0 с достаточно спокойной фотосферой, допускающей МЛС-измерения вплоть до 3 м/с, старше Солнца по возрасту (5,2 гигагода), со старой планетной системой, прошедшей долгий путь эволюции. Хотя ныне в ней известна только одна планета, но это именно тот наиболее интересный объект нового типа – "горячий юпитер", типичный для внесолнечных систем, но неизвестный в Солнечной системе. Период HD 209458 b, благодаря высокой частоте транзитов, определен с высокой точностью – 3,524738 суток. Радиус кеплеровской орбиты планеты составляет 0,045 а. е. Глубина ослабления света звезды при транзитах достигает 1,6%. По длительности транзита удается легко найти даже широту прохождения планеты по диску звезды. Среди окружающих Солнце звезд она представляет собой достаточно далекий объект – 47 пк (150 световых лет).
      Звезды, имеющие планеты типа "горячий юпитер", составляют незначительную часть всего звездного "населения" – только 0,0075. Учитывая также произвольное положение плоскости их орбит, вероятность встретить среди звезд солнечного типа объект с наблюдаемыми транзитами еще меньше и не превышает 1/1300. На рисунке внизу показана зависимость масса-радиус для экзопланеты HD 209458 b, Юпитера и Сатурна. Положение HD 209458 bсразу указывает на водород как основную составляющую этого небесного тела (возможно, с небольшой долей гелия). Температура внешних оболочек "горячих юпитеров", в зависимости от орбиты и свойств атмосферы, лежит в пределах 900-1300 К. Облачный слой в такой атмосфере должен состоять из мельчайших зерен MgSiO 3, Fe и Al 2O 3, причем в надоблачной атмосфере должны присутствовать пары воды, метана и окиси титана.
      Планета-гигант HD 209458 b(как и другие тела этого типа) должна иметь сильное магнитное поле сложной структуры, с напряженностью того же порядка, что и поле Юпитера. В определенных обстоятельствах признаки присутствия сильной дипольной составляющей магнитного поля можно использовать для поиска экзопланет.
      По-видимому, существует несколько типов "горячих юпитеров". Найденная в 2006 году экзопланета с транзитами HD 149026 bпредставляет собой новый класс внесолнечных планет. Малое ослабление света звезды HD 149026 сразу же указало на относительно небольшой радиус планеты. Но это противоречило ее достаточно большой массе. Радиус HD 149026 bсоставляет 0,85 радиуса Сатурна, или 0,725 Юпитера. По своему положению планета соответствует "горячим юпитерам", но обладает массивным ядром из тяжелых элементов, до 0,7 всей ее массы, которая достигает 1,2 массы Сатурна (115 масс Земли). Угол i = 85 омежду осью орбиты и направлением на Землю оценили по данным о длительности транзитов, поэтому в эксперименте найдена практически полная масса экзопланеты. Ее период ("год") составляет 2,8766 суток, радиус орбиты всего в шесть раз больше радиуса самой звезды.
      Модели, опирающиеся на данные о массе и радиусе, указывают на гигантское, по сравнению с Юпитером, ядро HD 149026 bиз плотных составляющих, с массой около 67 масс Земли, со средней плотностью ядра около 5,5 г/см 3. Столь парадоксальный вывод трудно объяснить в рамках теорий образования планет. Чтобы объяснить образование HD 149026 b, привлекаются аналогии с Нептуном, происхождение которого также во многом неясно.
      Обнаружены несколько низкоорбитальных планет, которые получили временное название "очень горячий юпитер". OGLE TR-56, самый короткопериодический "горячий юпитер" из всех известных, с периодом 1,2 суток, также был найден в ходе эксперимента OGLE III. Немногочисленные измерения показывают, что масса планеты М= 1,45 M ю, а большая полуось орбиты 0,0225 а. е., то есть только 3,3 млн км, или 0,02 а. е. Родительская звезда (которая относится к солнечному типу) видна с такого расстояния под углом 24 о, в 50 раз больше Солнца.
      К типу "очень горячих юпитеров" с наблюдаемыми транзитами относится и одна из последних открытых экзопланет, HD 189733 b. Ее период всего 2,219 суток, а радиус орбиты составляет 0,0313 а. е. Глубина ослабления потока от звезды при транзитах планеты рекордная, 3%. Звезда HD 189733 находится гораздо ближе к Земле, чем HD 209458, – на расстоянии 19,3 пк.
       Первые наблюдения транзитов планеты HD 209458 b , выполненные в 2000 году наземными средствами (а) и с орбитальной обсерватории HST (б).
       Сравнение плотности планеты HD 209458 b , Юпитера и Сатурна.

      Поиск транзитов "методом тыка" очень утомителен и нерезультативен. Весьма привлекательной кажется идея поиска транзитов в близких шаровых скоплениях звезд, где в небольшом (по небесным меркам) объеме сосредоточены сотни тысяч звезд. Поскольку для планет на низких орбитах вероятность такого расположения плоскости кеплеровской орбиты, при котором будут наблюдать ся регулярные транзиты, составляет более 6%, перспективы поиска кажутся заманчивыми. В 2000 году группа Р. Джиллиланда предприняла поиск транзитов у звезд в шаровом звездном скоплении 47 Tuc, используя орбитальный телескоп им. Хаббла. Скопление 47 Tuc относится к близким (расстояние 4 кпк), компактным и удобно расположенным объектам. Исследованиями были охвачены 34 тысячи звезд главной последовательности, до 24 звездной величины. По предварительной оценке, предполагалось найти 17 объектов с транзитами, но ни одного обнаружить не удалось.
      Поиск транзитов в том же скоплении 47 Tuc повторили в 2002 году при помощи телескопа Англо-Австралийской обсерватории. Выбирались в основном солнцеподобные звезды в пределах от 17 до 18,5 звездной величины (очень слабые). Предполагаемая средняя длительность транзитов составляла около 2,5 часа, вероятность их обнаружить оценивалась в 7%. Суммарное время наблюдений было в четыре раза больше, чем в первом случае. Исследованиями охватили около 36 тысяч звезд, ожидая найти 20 объектов с транзитами. Как ни странно, результат, в пределах ошибок, снова оказался отрицательным.
      Технические причины отрицательного результата, по-видимому, исключены. Парадоксальное, но вполне возможное объяснение заключается в том, что таково свойство звезд в шаровых скоплениях: они могут не иметь планет. Причины могут быть разными, например взаимные гравитацион ные эффекты близко расположенных звезд, затрудняющие формирование планетной системы. На более общую причину указал Дж. Гонзалес, который полагает, что ею может быть низкая "металличность" звезд скопления. Металличность звезд – содержание тяжелых элементов, повышенное или пониженное по сравнению с Солнцем. Статистически почти все звезды с планетными системами имеют повышенную металличность.

      Экзопланеты с очень большой массой, около десяти масс Юпитера (например, HD 168443 b, HD 114762 b, HD 89744 b), вероятно, относятся к "коричневым", или инфракрасным, карликам. Поиск таких карликовых "несостоявшихся" звезд велся давно. Ш. Кумар, который предложил название "коричневые карлики", работал над их теорией с 1958 года. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода – это "мотор" всех нормальных звезд, включая Солнце. Но если масса формирующейся звезды составляет не более 4% солнечной, положение осложняется: возможна только термоядерная реакция "горения" дейтерия, а условия для "горения" водорода не выполняются; если же масса звезды очень мала, менее 0,013 массы Солнца (или менее 13 масс Юпитера), термоядерные реакции в ней вообще не возникают. Термоядерная реакция на основе дейтерия действует кратковременно и дает сравнительно мало энергии, поэтому установить наличие реакции у таких слабых объектов, как "коричневые карлики", трудно. (Следует добавить, что, если масса тела очень велика и достигает 63 M ю, в нем может возникнуть термоядерная реакция на основе изотопов лития.)
      Планетами такие тела назвать нельзя, но и звездами они не становятся, а постепенно сжимаются до размеров, меньших Юпитера, причем более массивные карлики имеют меньшие размеры. За счет сжатия долго поддерживается умеренно высокая температура поверхности, до 1300 К (в то время как у самых холодных звезд температура поверхности составляет не менее 2000 К). Продолжительность жизни инфракрасных карликов очень велика, не менее миллиарда лет. Впервые настоящий инфракрасный карлик был найден Д. Латамом и его коллегами в 1989 году у звезды HD 114762. Для него параметр Msin i= 11 M ю, а реальная масса может достигать нескольких десятков масс Юпитера. Орбита его имеет период 84 дня и большой эксцентриситет (0,33). Такие тела могут находиться на "нормальных" экзопланетных орбитах. В 1998 году А. Бьюроуз исследовал вероятные физические характеристики таких объектов на примере другого инфракрасного карлика, Gliese 229 b, имеющего эффективную температуру около 950 К. Его период около 200 лет и Msin i= 40 M ю.