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[[ファイル:Circumbinary planetary systems.svg|250px|サムネイル|右|周連星惑星の軌道。いずれかの恒星のみを公転している惑星は周連星惑星には分類されない。]]
[[ファイル:Artist's_impression_of_pulsar_planet_B1620-26c.jpg|thumb|250px|最初に確認された周連星惑星である [[PSR B1620-26 b]] の想像図。主星の [[PSR B1620-26]] は[[中性子星]]と[[白色矮星]]の連星系で、奥に小さく描かれている。]]
'''周連星惑星'''<ref name="natgeo">{{cite web|url=https://natgeo.nikkeibp.co.jp/nng/article/news/14/5473/|title=銀河系には数百万の周連星惑星が存在？|work=ナショナルジオグラフィック日本版|date=2012-01-11|accessdate=2019-02-13}}</ref><ref>{{cite web|url=https://www.astroarts.co.jp/article/hl/a/9858_circumbinary|title=短周期連星は惑星を放り出す|work=AstroArts|date=2018-04-17|accessdate=2019-02-13}}</ref>（しゅうれんせいわくせい、{{Lang-en|Circumbinary planet）planet}}）とは、単一の[[恒星]]の代わりに[[連星|連星系]]の周囲を[[公転]]する[[惑星]]のことである。[[太陽]]は単一星なので、この用語は[[太陽系外惑星]]に対してのみ使われる。2009年12月までに、[[PSR B1620-26]]、[[おとめ座HW公転する恒星]]の2つ数は問わないが、3個以上の恒星から成る連星にを公転する周連星惑星を持つは軌道が安定しないので、周連星惑星系が確認され、他安定して存在できるのは二重連星のみである<ref>{{cite journal|last1=Holman|first1=Matthew J.|last2=Wiegert|first2=Paul A.|title=Long-Term Stability of Planets in Binary Systems|year=1999|journal=The Astronomical Journal|volume=117|issue=1|pages=621–628|doi=10.1086/300695|bibcode=1999AJ....117..621H|arxiv=astro-ph/9809315}}</ref>。2019年2月までにもいくつかの連星に周連星惑星やその候補が観測されているが、2012年時点での観測データに基づく推計では、[[銀河系]]内に周連星惑星は少なくとも数百万個存在している可能性が示されている{{R|natgeo}}。
 
== 観測と発見 ==
=== 確認された惑星 ===
周連星惑星が最初に発見された連星系は、ミリ秒[[パルサー]]と[[白色矮星]]から構成された[[PSR B1620-26]]系で、[[球状星団]]の[[M4 (天体)|M4]]に属している。最初にこの連星を公転する第3の天体が報告されたのは1993年のことで<ref>{{cite journal|author=Backer, D. C.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ASPC...36...11B|title=A pulsar timing tutorial and NRAO Green Bank observations of PSR 1257+12|year=1993|journal=In: Planets around pulsars; Proceedings of the Conference, California Inst. of Technology, Pasadena, Apr. 30-May 1, 1992|volume=|issue=|pages=11-18|doi=|bibcode=1993ASPC...36...11B}}</ref>、5年間の観測によりその正体が惑星であることが示された<ref>{{cite journal|last1=Thorsett|first1=S. E.|last2=Arzoumanian|first2=Z.|last3=Taylor|first3=J. H.|title=PSR B1620-26 - A binary radio pulsar with a planetary companion|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...412L..33T|year=2003|journal=[[アストロフィジカルジャーナル|The Astrophysical Journal]]|volume=412|issue=1|pages=L33-L36|doi=10.1086/186933}}</ref>。2003年には、この惑星は[[木星]]の2.5倍の[[質量]]を持ち、[[軌道長半径]]23 [[天文単位|au]]の真円に近い軌道に沿って周回しているという研究が発表された<ref>{{cite journal|last1=Sigurðsson|first1=Steinn|last2=Richer|first2=Harvey B.|last3=Hansen|first3=Brad M.|last4=Stairs|first4=Ingrid H.|last5=Thorsett|first5=Stephen E.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Sci...301..193S|title=A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation|year=2003|journal=[[サイエンス|Science]]|volume=301|issue=5630|pages=193-196|doi=10.1126/science.1086326|bibcode=2003Sci...301..193S|pmid=12855802|arxiv=astro-ph/0307339}}</ref>。
周連星惑星が最初に発見された系は、[[PSR B1620-26]] である。これはミリ秒[[パルサー]]と[[白色矮星]]から構成された連星で、[[M4 (天体)|M4]][[球状星団]]に属している。最初に第3の天体が報告されたのは1993年のことで<ref>{{cite paper
| author=Backer, D. C. | year=1993 | title=A pulsar timing tutorial and NRAO Green Bank observations of PSR 1257+12 | journal=In: Planets around pulsars; Proceedings of the Conference, California Inst. of Technology, Pasadena, Apr. 30-May 1, 1992 | volume= | issue= | pages=11-18 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ASPC...36...11B | doi=
}}</ref>、5年間の観測によりその正体が惑星であることが示された<ref>{{cite paper
| author=Thorsett, S. E. ''et al.'' | year=2003 | title=PSR B1620-26 - A binary radio pulsar with a planetary companion? | journal=The Astrophysical Journal | volume=412 | issue=1 | pages=L33-L36 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...412L..33T | doi=10.1086/186933
}}</ref>。2003年には、この惑星は[[木星]]の2.5倍の[[質量]]を持ち、[[軌道長半径]]23[[天文単位|AU]]の真円に近い軌道に沿って周回しているという研究が発表された<ref>{{cite paper
| author=Sigurdsson, S. ''et al.'' | year=2003 | title=A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation | journal=Science | volume=301 | issue=5630 | pages=193-196 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Sci...301..193S | doi=10.1126/science.1086326}}</ref>。
 
2008年には、[[おとめ座HW星]]と呼ばれる[[B型準矮星]]と[[赤色矮星]]からなる[[食変光星|食連星]]の周囲に、複数の惑星が存在すると報告された。内側の惑星は最低質量が木星の8.47倍、外側の惑星は19.23倍、[[公転周期]]はそれぞれ9年と16年である。質量を基準とした定義<ref>{{cite web|title=Defintion of a "Planet"|url=http://www.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html|work=Working Group on Extrasolar Planets,|publisher=[[国際天文学連合]]|date=2003-02-28|accessdate=2009-12-18}}</ref>によると外側の天体は[[褐色矮星]]に分類されるが、発見チームは軌道の性質に基づき、この天体が惑星と同じように[[原始惑星系円盤]]で形成された可能性を主張している。これらの惑星は元はより質量の小さい天体だったが、連星の主星が[[赤色巨星]]になり質量を放出した際に質量が付け加わったと考えられている<ref>{{cite journal|author1=Lee, Jae Woo|author2=Kim, Seung-Lee|author3=Kim, Chun-Hwey|author4=Koch, Robert H.|author5=Lee, Chung-Uk|author6=Kim, Ho-Il|author7=Park, Jang-Ho|title=The sdB+M Eclipsing System HW Virginis and its Circumbinary Planets|year=2009|journal=The Astronomical Journal|volume=137|issue=2|pages=3181–3190|doi=10.1088/0004-6256/137/2/3181|bibcode=2009AJ....137.3181L|arxiv=0811.3807}}</ref>。
| title=Defintion of a "Planet" | url=http://www.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html | publisher=Working Group on Extrasolar Planets, IAU | date=2003-02-28 | accessdate=2009-12-18
}}</ref>によると外側の天体は[[褐色矮星]]に分類されるが、発見チームは軌道の性質に基づき、この天体が惑星と同じように[[原始惑星系円盤]]で形成された可能性を主張している。これらの惑星は元はより質量の小さい天体だったが、連星の主星が[[赤色巨星]]になり質量を放出した際に質量が付け加わったと考えられている<ref>{{cite paper
| author=Lee, J. W. ''et al.'' | year=2009 | title=The sdB+M Eclipsing System HW Virginis and its Circumbinary Planets | journal=The Astronomical Journal | volume=137 | issue=2 | pages=3181-3190 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009AJ....137.3181L | doi=10.1088/0004-6256/137/2/3181}}</ref>。
 
2011年には、[[ケプラー (探査機)|ケプラー]]の成果として、2つの恒星を回る[[ケプラー16b]]が発見された。この星系、当初は単純な食連星系と見られていたが、食が起きていないときにも光が減少する事が発見され、第3の星の可能性が検討された<ref name="natio"/>。その後、229日周期で回る土星に似た惑星が発見された<ref name="natio">[http://natgeo.nikkeibp.co.jp/nng/article/news/14/4892/ “太陽”が2つある土星型の系外惑星]</ref>。
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2012年には、2つの太陽を回る2つの惑星が[[ケプラー47]]で発見された。
 
2016年には、ケプラーの観測で[[ケプラー1647]]という太陽に似た2つの恒星を公転する[[ケプラー1647b]]という惑星が発見された<ref>{{cite arxiv|author=Veselin B. Kostov, Jerome A. Orosz, William F. Welsh ''et al.''|title=Kepler-1647b: the largest and longest-period ''Kepler'' transiting circumbinary planet.|eprint=1512.00189|version=v2|class=astro-ph.EP|date=2016-05-19}}</ref>。この惑星は、大きさが知られている既知の周連星惑星で最大の大きさを持つ。また、軌道が[[ハビタブルゾーン]]に位置しているため、大型の[[衛星]]があれば、生命や液体の水が存在できるかもしれない{{R|Kostov2015}}。
 
=== その他の観測 ===
[[ファイル:HD_98800.jpg|thumb|250px|周連星円盤を持つ連星系 [[HD 98800]] B の想像図。奥に描かれた別のペア (HD 98800 A) と共に4四重連星系を成している。]]
1999年、近接した連星系である[[MACHO-1997-BLG-41]]の周囲に、[[太陽系外惑星#重力レンズ効果を用いる方法|重力マイクロレンズ法]]を利用して惑星を発見したことが報告された<ref>{{cite paperjournal|author1=Bennett, D. P.|author2=Rhie, S. H.|author3=Becker, A. C.|author4=Butler, N.|author5=Dann, J.|author6=Kaspi, S.|author7=Leibowitz, E. M.|author8=Lipkin, Y.|author9=Maoz, D.|author10=Mendelson, H.|author11=Peterson, B. A.|author12=Quinn, J.|author13=Shemmer, O.|author14=Thomson, S.|author15=Turner, S. E.|url=https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc1225792/|title=Discovery of a planet orbiting a binary star system from gravitational microlensing|year=1999|journal=[[ネイチャー|Nature]]|volume=402|issue=6757|pages=57–59|doi=10.1038/46990|bibcode=1999Natur.402...57B|arxiv=astro-ph/9908038|type=Submitted manuscript }}</ref>。この惑星は連星から離れた軌道を公転していると考えられたが、惑星の存在の根拠とされた観測結果が連星自体の運動によって十分説明できることが分かり、報告は取り下げられた<ref>{{cite paper
| author=Bennett, D. P. ''et al.'' | year=1999 | title=Discovery of a planet orbiting a binary star system from gravitational microlensing | journal=Nature | volume= 402 | issue=6757 | pages=57-59 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/1999Natur.402...57B | doi=10.1038/46990
}}</ref>。この惑星は連星から離れた軌道を公転していると考えられたが、惑星の存在の根拠とされた観測結果が連星自体の運動によって十分説明できることが分かり、報告は取り下げられた<ref>{{cite paper
| author=Albrow, M. D. ''et al.'' | year=2000 | title=Detection of Rotation in a Binary Microlens: PLANET Photometry of MACHO 97-BLG-41 | journal=The Astrophysical Journal | volume=534 | issue=2 | pages=894-906 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/2000ApJ...534..894A | doi=10.1086/308798}}</ref>。
 
また、グリーゼ630.1と呼ばれる三重連星系の一部を構成し、食連星としても知られる[[りゅう座CM星]]は、数度にわたって系外惑星探査の対象となった。[[太陽系外惑星#食検出法|食検出法]]による観測ではいくつかの惑星の存在が仮定されたが確証は得られず、最終的には全ての惑星候補の可能性が除外された<ref>{{cite web|title=The TEP network|url=http://www.iac.es/project/tep/tephome.html|work=The TEP network|accessdate=2009-12-18}}</ref><ref>{{cite journal|author1=Doyle, Laurance R.|author2=Deeg, Hans J.|author3=Kozhevnikov, Valerij P.|author4=Oetiker, Brian|author5=Martín, Eduardo L.|author6=Blue, J. Ellen|author7=Rottler, Lee|author8=Stone, Remington P. S.|author9=Ninkov, Zoran|author10=Jenkins, Jon M.|author11=Schneider, Jean|author12=Dunham, Edward W.|author13=Doyle, Moira F.|author14=Paleologou, Efthimious|title=Observational Limits on Terrestrial-sized Inner Planets around the CM Draconis System Using the Photometric Transit Method with a Matched-Filter Algorithm|year=2000|journal=The Astrophysical Journal|volume=535|issue=1|pages=338–349|doi=10.1086/308830|bibcode=2000ApJ...535..338D|arxiv=astro-ph/0001177}}</ref>。その後、惑星の影響を受けて連星系が運動することで食の間隔が変動する様子を捉える方法が用いられるようになったが、2009年の時点では惑星の実証には至っていない。ただし連星の軌道は軌道[[離心率]]が完全に0ではないため、外側に連星の軌道を楕円化するような巨大惑星か褐色矮星が存在する可能性がある<ref>{{cite journal|author1=Morales, Juan Carlos|author2=Ribas, Ignasi|author3=Jordi, Carme|author4=Torres, Guillermo|author5=Gallardo, José|author6=Guinan, Edward F.|author7=Charbonneau, David|author8=Wolf, Marek|author9=Latham, David W.|author10=Anglada-Escudé, Guillem|author11=Bradstreet, David H.|author12=Everett, Mark E.|author13=O'Donovan, Francis T.|author14=Mandushev, Georgi|author15=Mathieu, Robert D.|title=Absolute Properties of the Low-Mass Eclipsing Binary CM Draconis|year=2009|journal=The Astrophysical Journal|volume=691|issue=2|pages=1400–1411|doi=10.1088/0004-637X/691/2/1400|bibcode=2009ApJ...691.1400M|arxiv=0810.1541}}</ref>。
また、グリーゼ630.1と呼ばれる3連星系の一部を構成し、食連星としても知られる[[りゅう座CM星]]は、数度にわたって系外惑星探査の対象となった。[[太陽系外惑星#食検出法|食検出法]]による観測ではいくつかの惑星の存在が仮定されたが確証は得られず、最終的には全ての惑星候補の可能性が除外された<ref>{{cite web
| title=The TEP network | url=http://www.iac.es/project/tep/tephome.html | publisher=The TEP network | accessdate=2009-12-18
}}</ref><ref>{{cite paper
| author=Doyle, L. R. ''et al.'' | year=2000 | title=Observational Limits on Terrestrial-sized Inner Planets around the CM Draconis System Using the Photometric Transit Method with a Matched-Filter Algorithm | journal=The Astrophysical Journal | volume=535 | issue=1 | pages=338-349 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/2000ApJ...535..338D | doi=10.1086/308830
}}</ref>。その後、惑星の影響を受けて連星系が運動することで食の間隔が変動する様子を捉える方法が用いられるようになったが、2009年の時点では惑星の実証には至っていない。ただし連星の軌道は[[軌道離心率|離心率]]が完全に0ではないため、外側に連星の軌道を楕円化するような巨大惑星か褐色矮星が存在する可能性がある<ref>{{cite paper
| author=Morales, J. C. ''et al.'' | year=2009 | title=Absolute Properties of the Low-Mass Eclipsing Binary CM Draconis | journal=The Astrophysical Journal | volume=691 | issue=2 | pages=1400-1411 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/2009ApJ...691.1400M | doi=10.1088/0004-637X/691/2/1400}}</ref>。
 
周連星惑星自体の観測例が少ない一方で、周連星惑星の形成を示唆する周連星円盤は複数の連星に系で見つかっており、恒星間の距離軌道長半径が3AU3 au以下の連星系では一般的なものと考えられている<ref name="sunsets">{{cite news|title=Worlds with Double Sunsets Common|url=http://www.space.com/scienceastronomy/070329_double_sunsets.html|date=2007-03-29|work=Space.com|accessdate=2009-12-18
}}</ref><ref>{{cite journal|author1=Trilling, D. E.|author2=Stansberry, J. A.|author3=Stapelfeldt, K. R.|author4=Rieke, G. H.|author5=Su, K. Y. L.|author6=Gray, R. O.|author7=Corbally, C. J.|author8=Bryden, G.|author9=Chen, C. H.|author10=Boden, A.|author11=Beichman, C. A.|title=Debris disks in main-sequence binary systems.|year=2007|journal=The Astrophysical Journal|volume=658|issue=2|pages=1264–1288|doi=10.1086/511668|bibcode=2007ApJ...658.1289T|arxiv=astro-ph/0612029}}</ref>。例えば、[[HD 98800]]と呼ばれる多重連星系では、67.6 au離れた2つの連星系が四重連星系を構成しているが、そのうち HD 98800 B と呼ばれるペアは0.699[[太陽質量]]と0.582太陽質量の恒星が軌道長半径0.98 au、軌道離心率0.785の楕円軌道で共通重心を周回する連星になっており<ref>{{cite journal|last1=Boden|first1=Andrew F.|last2=Sargent|first2=Anneila I.|last3=Akeson|first3=Rachel L.|last4=Carpenter|first4=John M.|last5=Torres|first5=Guillermo|last6=Latham|first6=David W.|last7=Soderblom|first7=David R.|last8=Nelan|first8=Ed|last9=Franz|first9=Otto G.|last10=Wasserman|first10=Lawrence H.|title=Dynamical Masses for Low‐Mass Pre–Main‐Sequence Stars: A Preliminary Physical Orbit for HD 98800 B|year=2005|journal=The Astrophysical Journal|volume=635|pages=442|doi=10.1086/497328|bibcode=2005ApJ...635..442B|arxiv=astro-ph/0508331}}</ref>、周囲には[[塵円盤|周連星円盤]]が見つかっている。この円盤は軌道離心率の大きなHD 98800 Bによって歪められ、2つの恒星の軌道面に対してほぼ垂直に傾いている複雑な構造を有している<ref>{{cite journal|author1=Akeson, R. L.|author2=Rice, W. K. M.|author3=Boden, A. F.|author4=Sargent, A. I.|author5=Carpenter, J. M.|author6=Bryden, G.|title=The Circumbinary Disk of HD 98800B: Evidence for Disk Warping|year=2007|journal=The Astrophysical Journal|volume=670|issue=2|pages=1240–1246|doi=10.1086/522579|bibcode=2007ApJ...670.1240A|arxiv = 0708.2390}}</ref><ref>{{cite journal|author1=Verrier, P. E.|author2=Evans, N. W.|title=HD 98800: a most unusual debris disc|year=2008|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=390|issue=4|pages=1377–1387|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13854.x|bibcode=2008MNRAS.390.1377V|arxiv=0807.5105}}</ref><ref>{{cite journal|author=Grant M. Kennedy|author2=Luca Matrà|author3=Stefano Facchini|author4=Julien Milli|author5=Olja Panić|author6=Daniel Price|autor7=David J. Wilner|author8=Mark C. Wyatt|author9=Ben M. Yelverton|url=https://www.nature.com/articles/s41550-018-0667-x|title=A circumbinary protoplanetary disk in a polar configuration|year=2019|journal=Nature|volume=|issue=|pages=|doi=|arxiv=1901.05018}}</ref>。一方でHD 98800 Aのペアには有意な量のダストは存在していない<ref>{{cite journal|author1=Prato, L.|author2=Ghez, A. M.|author3=Piña, R. K.|author4=Telesco, C. M.|author5=Fisher, R. S.|author6=Wizinowich, P.|author7=Lai, O.|author8=Acton, D. S.|author9=Stomski, P.|title=Keck Diffraction-limited Imaging of the Young Quadruple Star System HD 98800|year=2001|journal=The Astrophysical Journal|volume=549|issue=1|pages=590–598|doi=10.1086/319061|bibcode=2001ApJ...549..590P|arxiv=astro-ph/0011135}}</ref>。
| author= | rdate=2007-03-29 | title=Worlds with Double Sunsets Common | url=http://www.space.com/scienceastronomy/070329_double_sunsets.html | publisher=SPACE.com | accessdate=2009-12-18
}}</ref><ref>{{cite paper
| author=Trilling, D. E. ''et al.'' | year=2007 | title=Debris disks in main-sequence binary systems | journal=The Astrophysical Journal | volume=658 | issue=2 | pages=1264-1288 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/2007ApJ...658.1289T | doi=10.1086/511668
}}</ref>。例えば [[HD 98800]] と呼ばれる多重連星系では、34AU離れた2つの連星系が4連星系を構成しているが、そのうち HD 98800 B と呼ばれるペアは0.70[[太陽質量]]と0.58太陽質量の恒星が軌道長半径0.983AUの長楕円軌道で共通重心を周回する連星になっており、周囲には周連星円盤が見つかっている。この円盤は互いに傾斜し離心率の高い連星の軌道によって歪められ、複雑な構造を有している<ref>{{cite paper
| author=Akeson, R. L. ''et al.'' | year=2007 | title=The Circumbinary Disk of HD 98800B: Evidence for Disk Warping | journal=The Astrophysical Journal | volume=670 | issue=2 | pages=1240-1246 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/2007ApJ...670.1240A | doi=10.1086/522579
}}</ref><ref>{{cite paper
| author=Verrier, P. E. & Evans, N. W. | year=2008 | title=HD 98800: a most unusual debris disc | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=390 | issue=4 | pages=1377-1387 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/2008MNRAS.390.1377V | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13854.x
}}</ref>。一方で HD 98800 A のペアには有意な量のダストは存在しない<ref>{{cite paper
| author=Prato, L. ''et al.'' | year=2001 | title=Keck Diffraction-limited Imaging of the Young Quadruple Star System HD 98800 | journal=The Astrophysical Journal | volume=549 | issue=1 | pages=590-598 | url=http://ads.nao.ac.jp/abs/2001ApJ...549..590P | doi=10.1086/319061}}</ref>。
 
== 周連星惑星の一覧 ==
{| class="wikitable" style="text-align: center;" align="center"
! 連星名 !! 惑星名 !! 質量<br/>([[木星質量|''M''{{sub|J}}]]) !! 軌道長半径<br/>(（[[天文単位|AUau]])） !! 公転周期<br/>（[[年]]）!! 発見年 !! 状態 !! 発見方法 !! 出典
|-
| [[MACHO-1997-BLG-41]]
| b || ~3 || ~7 || 不明 || 1999 || {{no|撤回}} || 重力マイクロレンズ法 || <ref>{{cite journal|last1=Bennett|first1=D. P.|last2=Rhie|first2=S. H.|last3=Becker|first3=A. C.|last4=Butler|first4=N.|last5=Dann|first5=J.|last6=Kaspi|first6=S.|last7=Leibowitz|first7=E. M.|last8=Lipkin|first8=Y.|last9=Maoz|first9=D.|last10=Mendelson|first10=H.|last11=Peterson|first11=B. A.|last12=Quinn|first12=J.|last13=Shemmer|first13=O.|last14=Thomson|first14=S.|last15=Turner|first15=S. E.|title=Discovery of a planet orbiting a binary star system from gravitational microlensing|year=1999|journal=Nature|volume=402|issue=6757|pages=57–59|arxiv=astro-ph/9908038|doi=10.1038/46990|bibcode=1999Natur.402...57B}}</ref>
| b || ~3 || ~7 || ? || 1999 || 取り下げ
|-
| [[PSR B1620-26]]
| [[PSR B1620-26 b|b]] || 2.5 ± 1 || 23 || ~100 || 1993<br>（初検出） || {{yes|確認済み}} || パルサータイミング法 || <ref>{{cite journal|last=Sigurdsson|first=S.|title=A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation|url=http://science.sciencemag.org/content/301/5630/193.full.pdf+html|year=2003|journal=Science|volume=301|issue=5630|pages=193–196|doi=10.1126/science.1086326|pmid=12855802|issn=0036-8075|bibcode=2003Sci...301..193S|arxiv=astro-ph/0307339}}</ref>
| [[PSR B1620-26 b|b]] || 2.5 || 23 || 100 || 2003 || 確認済み
|-
| [[HD 202206]]
| rowspan="2"|[[おとめ座HW星]]
| [[HD 202206 c|c]] || >2.179 || 2.4832 || 3.83 ± 0.05 || 2005 || {{yes|確認済み}} || ドップラー分光法 || <ref>{{cite journal|last=Couetdic|first=J.|last2=Laskar|first2=J.|last3=Correia|first3=A. C. M.|last4=Mayor|first4=M.|last5=Udry|first5=S.|title=Dynamical stability analysis of the HD 202206 system and constraints to the planetary orbits|url=http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2010/11/aa13635-09/aa13635-09.html|year=2010|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=519|pages=A10|doi=10.1051/0004-6361/200913635|issn=0004-6361|bibcode=2010A&A...519A..10C|arxiv=0911.1963}}</ref>
| [[おとめ座HW星b|b]] || ≧19.23±0.24 || 5.30 || 15.84 || 2008 || 確認済み
|-
| rowspan="2"| [[おとめ座HW星c|c]] || ≧8.47±0.42 || 3.62±0.52 || 9.08±0.22 || 2008 || 確認済み
| [[おとめ座HW星b|b]] || >19.2 ± 0.2 || 5.30 ± 0.23 || 15.84 ± 0.14 || 2008 || {{pending|疑問}}<ref name="Horner2014">{{cite arxiv|title=Wobbling Ancient Binaries - Here Be Planets?|author1=Jonathan Horner|author2=Robert Wittenmyer|author3=Tobias Hinse|author4=Jonathan Marshall|author5=Alex Mustill|year=2014|eprint=1401.6742|class=astro-ph.EP|doi=|bibcode= 2014arXiv1401.6742H}}</ref> || Eclipsing binary timing || <ref name="Lee2008">{{cite journal|last1=Lee|first1=Jae Woo|last2=Kim|first2=Seung-Lee|last3=Kim|first3=Chun-Hwey|last4=Koch|first4=Robert H.|last5=Lee|first5=Chung-Uk|last6=Kim|first6=Ho-Il|last7=Park|first7=Jang-Ho|title=The sdB+M Eclipsing System HW Virginis and its Circumbinary Planets|journal=The Astronomical Journal|volume=137|issue=2|year=2009|pages=3181-3190|issn=0004-6256|doi=10.1088/0004-6256/137/2/3181|bibcode=2009AJ....137.3181L|arxiv=0811.3807}}</ref>
|-
| [[おとめ座HW星c|c]] || >8.5 ± 0.4 || 3.62 ± 0.52 || 9.08 ± 0.22 || 2008 || {{pending|疑問}}{{R|Horner2014}} || Eclipsing binary timing || {{R|Lee2008}}
| [[へび座NN星]]
| [[へび座NN星b|b]] || ≧10.7 || 3.29 || 7.56 || 2009 || 確認済み
|-
| [[おとめ座QS星]]
| [[おとめ座QS星b|b]] || ~6.4 || ~4.2 || 7.86 || 2009 || {{pending|疑問}} || Eclipsing binary timing || <ref>{{cite journal|author=Qian, S. -B.|author2=Liao, W. -P.|author3=Zhu, L. -Y.|author4=Dai, Z. -B.|author5=Liu, L.|author6=He, J. -J.|author7=Zhao, E. -G.|author8=Li, L. -J.|title=A giant planet in orbit around a magnetic-braking hibernating cataclysmic variable|year=2009|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=401|issue=1|pages=L34–L38|doi=10.1111/j.1745-3933.2009.00780.x|bibcode=2010MNRAS.401L..34Q}}</ref>
| [[おとめ座QS星b|b]] || ≧6.4 || 4.2 || 7.86 || 2009 || 疑問
|-
| [[おとめ座DT星]]
| [[おとめ座DT星c|c]] || 8.5 ± 2.5 || 1168 || ~10 || 2010 || {{pending|疑問}} || 直接撮影法 ||
|-
| rowspan="2"| [[へび座NN星]]
| [[へび座NN星b|b]] || 2.28 ± 0.38 || 3.39 ± 0.10 || 7.75 ± 0.35 || 2010 || {{yes|確認済み}} || Eclipsing binary timing || <ref name="Beuermann2010">{{cite journal|last=Beuermann|first=K.|last2=Hessman|first2=F. V.|last3=Dreizler|first3=S.|last4=Marsh|first4=T. R.|last5=Parsons|first5=S. G.|last6=Winget|first6=D. E.|last7=Miller|first7=G. F.|last8=Schreiber|first8=M. R.|last9=Kley|first9=W.|title=Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis|url=http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2010/13/aa15472-10/aa15472-10.html|year=2010|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=521|pages=L60|doi=10.1051/0004-6361/201015472|issn=0004-6361|bibcode=2010A&A...521L..60B|arxiv=1010.3608}}</ref>
|-
| [[へび座NN星c|c]] || 6.91 ± 0.54 || 5.38 ± 0.20 || 15.50 ± 0.45 || 2010 || {{yes|確認済み}} || Eclipsing binary timing || {{R|Beuermann2010}}
|-
| [[しし座DP星]]
| [[しし座DP星b|b]] || >6.05 ± 0.47 || 8.19 ± 0.39 || 28.0 ± 2.0 || 2010 || {{yes|確認済み}} || Eclipsing binary timing || <ref>{{cite journal|last=Beuermann|first=K.|last2=Hessman|first2=F. V.|last3=Dreizler|first3=S.|last4=Marsh|first4=T. R.|last5=Parsons|first5=S. G.|last6=Winget|first6=D. E.|last7=Miller|first7=G. F.|last8=Schreiber|first8=M. R.|last9=Kley|first9=W.|title=Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis|url=http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2010/13/aa15472-10/aa15472-10.html|year=2010|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=521|pages=L60|doi=10.1051/0004-6361/201015472|issn=0004-6361|bibcode=2010A&A...521L..60B|arxiv=1010.3608}}</ref>
| [[しし座DP星b|b]] || ≧6.28 || 8.6 || 23.8 || 2009 || 確認済み
|-
| [[ケプラー16]]
| [[ケプラー16b|b]] || 0.333 ± 0.016 || 0.7048 ± 0.0011 || 0.62678{{+-|0.00005|0.00010}} || 2011 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref>{{cite journal|author=Doyle, Laurance R.|author2=Carter, Joshua A. ''et al.''|title=Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet|year=2011|journal=Science|volume=333|issue=6049|pages=1602–1606|pmid=21921192|doi=10.1126/science.1210923|arxiv=1109.3432|bibcode=2011Sci...333.1602D}}</ref>
| [[ケプラー16b|b]] || 0.333 ± 0.016 || 0.7048 ± 0.001 || 0.626784 || 2011 || 確認済み
|-
| [[ケプラー34]]
| [[ケプラー34b|b]] || 0.220{{+-|0.011|0.010}} || 1.0896 ± 0.0009 || 0.79130{{+-|0.00017|0.00022}} || 2012 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref name="Welsh2012">{{cite journal|author=Welsh, William F. ''et al.''|url=http://www.nature.com/nature/journal/vaop/ncurrent/full/nature10768.html|title=Transiting circumbinary planets Kepler-34 b and Kepler-35 b|year=2012|journal=Nature|volume=481|issue=7382|pages=475–479|doi=10.1038/nature10768|pmid=22237021|bibcode=2012Natur.481..475W|arxiv=1204.3955|hdl=1721.1/77037}}</ref>
| [[ケプラー34b|b]] || 0.22 || 1.0896 || 0.7908 || 2012 || 確認済み
|-
| [[ケプラー35]]
| [[ケプラー35b|b]] || 0.127{{+-|0.020|0.021}} || 0.6034760345{{+-|0.00100|0.00102}} || 0.359936015{{+-|0.00021|0.00029}} || 2012 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || {{R|Welsh2012}}
|-
| [[おとめ座NY星]]
| [[おとめ座NY星b|b]] || >2.85 || 3.457 || 8.42 || 2012 || {{yes|確認済み}} || Eclipsing binary timing || <ref>{{cite journal|last=Lee|first=Jae Woo|last2=Hinse|first2=Tobias Cornelius|last3=Youn|first3=Jae-Hyuck|last4=Han|first4=Wonyong|title=The pulsating sdB+M eclipsing system NY Virginis and its circumbinary planets|url=http://mnras.oxfordjournals.org/content/445/3/2331|year=2014|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=445|issue=3|pages=2331–2339|doi=10.1093/mnras/stu1937|issn=0035-8711|bibcode=2014MNRAS.445.2331L|arxiv=1409.4907}}</ref>
|-
| [[ちょうこくぐ座RR星]]
| [[ちょうこくぐ座RR星b|b]] || >4.2 ± 0.4 || 5.3 ± 0.6 || 11.9 ± 0.1 || 2012 || {{yes|確認済み}} || Eclipsing binary timing || <ref>{{cite journal|last=Qian|first=S.-B.|last2=Liu|first2=L.|last3=Zhu|first3=L.-Y.|last4=Dai|first4=Z.-B.|last5=Lajús|first5=E. Fernández|last6=Baume|first6=G. L.|title=A circumbinary planet in orbit around the short-period white dwarf eclipsing binary RR Cae|url=http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/422/1/L24|year=2012|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=422|issue=1|pages=L24–L27|doi=10.1111/j.1745-3933.2012.01228.x|issn=1745-3925|bibcode=2012MNRAS.422L..24Q|arxiv=1201.4205}}</ref>
|-
| [[ケプラー38]]
| [[ケプラー38b|b]] || <0.384 || 0.4644{{+-|0.0082|0.0092}} || 0.28930{{+-|0.00015|0.00010}} || 2012 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref>{{cite journal|last=Orosz|first=Jerome A.|last2=Welsh|first2=William F.|last3=Carter|first3=Joshua A.|last4=Brugamyer|first4=Erik|last5=Buchhave|first5=Lars A.|last6=Cochran|first6=William D.|last7=Endl|first7=Michael|last8=Ford|first8=Eric B.|last9=MacQueen|first9=Phillip|title=The Neptune-sized Circumbinary Planet Kepler-38b|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/758/i=2/a=87|year=2012|journal=The Astrophysical Journal|volume=758|issue=2|pages=87|doi=10.1088/0004-637X/758/2/87|issn=0004-637X|bibcode=2012ApJ...758...87O|arxiv=1208.3712}}</ref>
| [[ケプラー38b|b]] || 0.384 || 0.4632 || 0.2891 || 2012 || 確認済み
|-
| rowspan="23"| [[ケプラー47]]
| [[ケプラー47b|b]] || 0.0265 ± 0.00195<ref name="exoplanets.org">{{cite web|url=http://exoplanets.org/detail/Kepler-47|title=Kepler-47|work=Exoplanet Data Exoplorer|accessdate=2019-02-13}}</ref> || 0.2956 ± 0.0047 || 0.13565 ± 0.00011 || 2012 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref name="Orosz2012">{{cite journal|last=Orosz|first=J. A.|last2=Welsh|first2=W. F.|last3=Carter|first3=J. A.|last4=Fabrycky|first4=D. C.|last5=Cochran|first5=W. D.|last6=Endl|first6=M.|last7=Ford|first7=E. B.|last8=Haghighipour|first8=N.|last9=MacQueen|first9=P. J.|date=2012-09-21|title=Kepler-47: A Transiting Circumbinary Multiplanet System|url=http://science.sciencemag.org/content/337/6101/1511.full.pdf+html|journal=Science|language=en|volume=337|issue=6101|pages=1511–1514|doi=10.1126/science.1228380|pmid=22933522|issn=0036-8075|bibcode=2012Sci...337.1511O|arxiv=1208.5489}}</ref>
| [[ケプラー47b|b]] || < 2.7 || 0.2956 || 0.1357 || 2012 || 確認済み
|-
| [[ケプラー47c|c]] || <0.0729 17± 0.0062{{R|exoplanets.org}} || 0.989 ± 0.016 || 0.8306 || 2012 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || {{R|Orosz2012}}
|-
| [[ケプラー47d|d]] || 不明 || 不明 || 187.3 || 2013 || {{n/a|未確認}} || トランジット法 || <ref>{{cite web|author=Orosz, Jerome A.|url=http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_talks/Orosz.pdf|title=The Confirmation of a Third Planet in the Kepler-47 Circumbinary System|format=PDF|work=NASA Exoplanet Science Institute|accessdate=2019-02-13}}</ref>
| rowspan="2"|[[NSVS 1425]]
| [[NSVS 1425 b|b]] || 2.8 ± 0.3 || 1.9 ± 0.3 || 3.496 ± 0.211 || 2012 || 確認済み
|-
| rowspan="2"| [[NSVS 14256825]]
| [[NSVS 1425 c|c]] || 8 ± 0.8 || 2.9 ± 0.6 || 6.866 ± 0.249 || 2012 || 確認済み
| [[NSVS 14256825 b|b]] || >2.9 ± 0.4 || 1.9 ± 0.8 || 3.49 ± 0.38 || 2012 || {{pending|調査中}} || Eclipsing binary timing || <ref name="Almeida2012">{{cite journal|author=L. A. Almeida,|author2=F. Jablonski|author3=C. V. Rodrigues|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/arXiv:1210.3055|title=Two Possible Circumbinary Planets in the Eclipsing Post-common Envelope System NSVS 14256825|year=2013|journal=The Astrophysical Journal|volume=766|issue=1|page=5|doi=10.1088/0004-637X/766/1/11|bibcode=2013ApJ...766...11A|arxiv=1210.3055}}</ref>
|-
| [[NSVS 14256825 c|c]] || >8.0 ± 1.5 || 2.9 ± 0.7 || 6.86 ± 0.45 || 2012 || {{pending|調査中}} || Eclipsing binary timing || {{R|Almeida2012}}
|-
| [[ケプラー64|ケプラー64A]]
| [[ケプラー64#ケプラー64b(PH1)|b]] || <0.532 || 0.634 ± 0.011 || 0.37947{{±|0.00029|0.00025}} || 2012 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref>{{cite journal|last=Schwamb|first=Megan E.|last2=Orosz|first2=Jerome A.|last3=Carter|first3=Joshua A.|last4=Welsh|first4=William F.|last5=Fischer|first5=Debra A.|last6=Guillermo Torres|last7=Howard|first7=Andrew W.|last8=Crepp|first8=Justin R.|last9=Keel|first9=William C.|title=Planet Hunters: A Transiting Circumbinary Planet in a Quadruple Star System|year=2013|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/768/i=2/a=127|journal=The Astrophysical Journal|volume=768|issue=2|pages=127|doi=10.1088/0004-637X/768/2/127|issn=0004-637X|bibcode=2013ApJ...768..127S|arxiv=1210.3612}}</ref>
| [[ケプラー64#ケプラー64b(PH1)|b]] || < 0.532 || 0.634 ± 0.011 || 0.37947{{±|0.00029|0.00025}} || 2012 || 確認済み
|-
| [[おうし座FW星]]
| [[おうし座FW星b|b]] || 10 ± 4 || 330 ± 30 || 不明 || 2014 || {{yes|確認済み}} || 直接撮影法 || <ref name="Kraus2014">{{cite journal|author=Kraus, Adam L.|author2=Ireland, Michael J.|author3=Cieza, Lucas A.|author4=Hinkley, Sasha|author5=Dupuy, Trent J.|author6=Bowler, Brendan P.|author7=Liu, Michael C.|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/781/1/20/meta|title=Three Wide Planetary-mass Companions to FW Tau, ROXs 12, and ROXs 42B|year=2014|journal=The Astrophysical Journal|volume=781|issue=1|page=16|doi=10.1088/0004-637X/781/1/20|bibcode=2014ApJ...781...20K|arxiv=1311.7664}}</ref>
|-
| [[ROXs 42|ROXs 42 B]]
| [[ROXs 42 Bb|b]] || 10 ± 4 || 140 ± 10 || 不明 || 2014 || {{yes|確認済み}} || 直接撮影法 || {{R|Kraus2014}}
|-
| [[HD 106906]]
| [[HD 106906 b|b]] || 11 ± 2 || 650 || 不明 || 2014 || {{yes|確認済み}} || 直接撮影法 || <ref>{{cite journal|last=Bailey|first=Vanessa|last2=Meshkat|first2=Tiffany|last3=Reiter|first3=Megan|last4=Morzinski|first4=Katie|last5=Males|first5=Jared|last6=Su|first6=Kate Y. L.|last7=Hinz|first7=Philip M.|last8=Kenworthy|first8=Matthew|last9=Stark|first9=Daniel|title=HD 106906 b: A Planetary-mass Companion Outside a Massive Debris Disk|url=http://stacks.iop.org/2041-8205/780/i=1/a=L4|year=2014|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=780|issue=1|pages=L4|doi=10.1088/2041-8205/780/1/L4|issn=2041-8205|bibcode=2014ApJ...780L...4B|arxiv=1312.1265}}</ref>
|-
| [[ケプラー413]]
| [[ケプラー413b|b]] || 0.211{{+-|0.069|0.066}} || 0.3553{{+-|0.0020|0.0018}} || 0.18154{{+-|0.00007|0.00006}} || 2014 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref>{{cite journal|last=Kostov|first=V. B.|last2=McCullough|first2=P. R.|last3=Carter|first3=J. A.|last4=Deleuil|first4=M.|last5=Díaz|first5=R. F.|last6=Fabrycky|first6=D. C.|last7=Hébrard|first7=G.|last8=Hinse|first8=T. C.|last9=Mazeh|first9=T.|title=Kepler-413b: A Slightly Misaligned, Neptune-size Transiting Circumbinary Planet|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/784/i=1/a=14|year=2014|journal=The Astrophysical Journal|volume=784|issue=1|pages=14|doi=10.1088/0004-637X/784/1/14|issn=0004-637X|bibcode=2014ApJ...784...14K|arxiv=1401.7275}}</ref>
| [[ケプラー413b|b]] || 0.211 || 0.3553 || 0.1814 || 2013/2014 || 確認済み
|-
| [[ケプラー451]]
| [[ケプラー451b|b]] || 1.9 || 0.92 || 1.14 || 2015 || {{yes|確認済み}} || Eclipse Timing Variations || <ref>{{cite journal|author=Baran, A. S.|author2=Zola, S.|author3=Blokesz, A.|author4=Østensen, R. H.|author5=Silvotti, R.|url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2015/05/aa25392-14/aa25392-14.html|title=Detection of a planet in the sdB + M dwarf binary system 2M 1938+4603|year=2015|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=577|page=6|doi=10.1051/0004-6361/201425392|bibcode=2015A&A...577A.146B}}</ref>
| [[ケプラー451b|b]] || 1.9 || 0.92 || 1.1389 || 2015 || 確認済み
|-
| [[ケプラー453]]
| [[ケプラー453b|b]] || 0.0003 ± 0.0503 || 0.7877 ± 0.0028 || 0.65891 ± 0.00014 || 2015 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref>{{cite journal|last=Welsh|first=William F.|last2=Orosz|first2=Jerome A.|last3=Short|first3=Donald R.|last4=Cochran|first4=William D.|last5=Endl|first5=Michael|last6=Erik Brugamyer|last7=Haghighipour|first7=Nader|last8=Buchhave|first8=Lars A.|last9=Doyle|first9=Laurance R.|title=Kepler 453 b—The 10th Kepler Transiting Circumbinary Planet|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/809/i=1/a=26|year=2015|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=809|issue=1|pages=26|doi=10.1088/0004-637X/809/1/26|issn=0004-637X|bibcode=2015ApJ...809...26W|arxiv=1409.1605}}</ref>
| [[ケプラー453b|b]] || 0.0006 || 0.7903 || 0.6585 || 2015 || 確認済み
|-
| [[へびつかい座V2051星]]
| [[へびつかい座V2051星b|b]] || >7.3 ± 0.7 || ~9.0 || 不明 || 2015 || {{yes|確認済み}} || Eclipsing binary timing || <ref>{{cite journal|author=Qian, S. B.|author2=Han, Z. T.|author3=Lajús, E. Fernández|author4=Zhu, L. Y.|author5=Li, L. J.|author6=Liao, W. P.|author7=Zhao, E. G.|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/221/1/17/meta|title=Long-term decrease and cyclic variation in the orbital period of the eclipsing dwarf nova V2051 Oph|year=2015|journal=The American Astronomical Society|volume=221|issue=1|page=7|doi=10.1088/0067-0049/221/1/17/meta|bibcode=2015ApJS..221...17Q}}</ref>
|-
| [[ケプラー1647]]
| [[ケプラー1647b|b]] || 1.52 ± 0.65 || 2.7205 ± 0.0070 || 3.03450 ± 0.00006 || 2016 || {{yes|確認済み}} || トランジット法 || <ref name="Kostov2015">{{cite journal|last=Kostov|first=Veselin B.|last2=Orosz|first2=Jerome A.|last3=Welsh|first3=William F.|last4=Doyle|first4=Laurance R.|last5=Fabrycky|first5=Daniel C.|last6=Haghighipour|first6=Nader|last7=Quarles|first7=Billy|last8=Short|first8=Donald R.|last9=Cochran|first9=William D.|title=Kepler-1647b: the largest and longest-period Kepler transiting circumbinary planet|year=2015|journal=The Astrophysical Journal|volume=827|issue=1|page=86|doi=10.3847/0004-637X/827/1/86|bibcode=2016ApJ...827...86K|arxiv=1512.00189}}</ref>
| [[ケプラー1647b|b]] || 1.52 || 1.059 || 3.0324 || 2016 || 確認済み
|-
| [[OGLE-2007-BLG-349L]]
| [[OGLE-2007-BLG-349Lb|b]] || 0.252 ± 0.041 || 2.59{{+-|0.43|0.34}} || 不明 || 2016 || {{yes|確認済み}} || 重力マイクロレンズ法 || <ref>{{cite journal|author=Bennett, D. P.|author2=Rhie, S. G. ''et al.''|arxiv=1609.06720|title=The First Circumbinary Planet Found by Microlensing: OGLE-2007-BLG-349L(AB)c|year=2016|journal=The Astronomical Journal|volume=152|issue=5|pages=125|url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/5/125/pd|doi=10.3847/0004-6256/152/5/125}}</ref>
|-
| [[OGLE-2016-BLG-0613L]]
| [[OGLE-2016-BLG-0613Lb|b]] || 4.18{{+-|3.19|2.43}} || 6.40{{+-|2.51|2.63}} || 不明 || 2017 || {{yes|確認済み}} || 重力マイクロレンズ法 || <ref>{{cite journal|author=Han, C.|author2=Udalski, A. ''et al.''|url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/aa9179/meta|title=OGLE-2016-BLG-0613LABb: A Microlensing Planet in a Binary System|year=2017|journal=
The Astronomical Journal|volume=154|issue=6|page=14|doi=10.3847/1538-3881/aa9179|bibcode=2017AJ....154..223H|arxiv=1710.00924}}</ref>
|-
| [[OGLE-2007-BLG-349KIC 5095269]]
| [[KIC 5095269 b|b]] || 7.70 ± 0.08 || 0.795 - 0.805 || 0.6512 ± 0.0003 || 2017 || {{yes|確認済み}} || Eclipsing binary timing || <ref>{{cite journal|last1=Getley|first1=A. K.|ast2=Carter|first2=B.|last3=King|first3=R.|last4=O'Toole|first4=S.l|title=Evidence for a planetary mass third body orbiting the binary star KIC 5095269|year=2017|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=468|issue=3|pages=2932-2937|doi=10.1093/mnras/stx604|bibcode=2017MNRAS.468.2932G|arxiv=1703.03518}}</ref>
| [[OGLE-2007-BLG-349b|b]] || 0.25 || 2.59 || ? || 2016 || 確認済み
|}
 
== フィクション中の周連星惑星 ==
『[[スター・ウォーズ]]』シリーズに登場する架空の惑星[[タトゥイーン]]は、近接した連星系の周囲を公転する周連星惑星である<ref name="{{R|sunsets" />}}。
 
== 参考文献出典 ==
{{reflistReflist|2}}
 
== 関連項目 ==
* [[太陽系外惑星の一覧]]
* [[太陽系外惑星の発見方法]]
 
{{Exoplanet}}
 
{{デフォルトソート:しゆうれんせいわくせい}}
[[Category:天文学に関する記事]]
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