Studium zmen radialnich rychlosti u blizkych hvezd slunecniho typu vsak podle G. Walkera aj. nedava zatim zadne naznaky toho, ze by planetarni systemy byly bezne. Behem 12 let se totiz na velkem teleskopu CFHT sledovaly radialni rychlosti 21 trpaslicich hvezd slunecniho typu s presnosti na 15 m/s, coz by melo umoznit bezpecne identifikovat planety typu Jupiteru s obeznou dobou az 15 let - nic takoveho se vsak nenaslo. Zhruba polovina zkoumanych hvezd vsak vykazuje dlouhodobe trendy zmen radialni rychlosti, coz lze vysvetlovat bud kolektivnim gravitacnim pusobenim vice planet, nebo existenci jedne velmi hmotne planety s dlouhou periodu, ci konecne skutecnou zmenou prostorove rychlosti hvezdy.
A. Tutukov se domniva, ze ve skutecnosti kazda treti hvezda ma planetarni system a ten se da nejspise nalezt u tesnych zakrytovych dvojhvezd male svitivosti, kde je slusna nadeje na detekci zakrytu hvezdne slozky obri planetou. Idealni soustava ma podle autora hmotnosti slozek mensi nez 0,3 MO, takze jde o cervene trpasliky a zmeny jasnosti lze nejsnaze objevit v infracervenem oboru spektra. Podle Tutukova by se mely studovat trpaslici zakrytove soustavy v oblasti galaktickych polu, kde na kazdy ctverecni stupen oblohy pripada nekolik kandidatu jasnejsich nez 20 mag.
Podobne jako v predeslych letech vyvolava nejvice diskusi udajny objev planet u nekterych pulsaru. V r. 1992 prinesli A. Wolszczan a D. Frail kvalitni dukaz o promennosti impulsni periody pulsaru PSR 1257+12, kterou vysvetluji jako dusledek obehu dvou planet kolem neutronove hvezdy. S. Peale se domniva, ze definitivni dukaz spravnosti domnenky bude podan nejdrive za tri roky, az se uplatni poruchy v pohybech planet.
Naproti tomu S. Thorsett a R. Dewey tvrdi, ze vsechny existujici planety jsou zniceny pri explozi supernovy, ktera vzdy predchazi vzniku pulsaru, a pokud vubec neco prezije, tak jedine velmi hmotne planety ve vyrazne vystrednych drahach u pulsaru s delsimi periodami rotace - coz prirozene neni v pripade Wolszczanova a Frailova objevu vubec splneno. Proto J. Gil aj. zcela zpochybnuji tuto planetarni identifikaci a soudi, ze zminena kolisani periody jsou zpusobena precesi neutronove hvezdy, jejiz magneticka osa svira s rotacni osou neutronove hvezdy ostry uhel. Pulsary obecne nerotuji jako tuha telesa, jelikoz se skladaji z tuhe kury a supratekuteho jadra. Toto vysvetleni je sice elegantni, ale pak se musime divit, proc je efekt pozorovan tak vzacne; mel by byt naopak pravidlem.
Tim vice prekvapuje sdeleni R. Dagkesemanskeho aj., kteri v letech 1979 - 1994 sledovali zmeny impulsni periody jasneho pulsaru 0329+54. Objevili tam totiz dve velmi dlouhe periody, 1110 a 6140 dnu, ktere lze vysvetlit obehem planet s minimalni hmotnosti 0,3 a 2 hmotnosti Zeme, obihajici po dosti vystredne draze (e kolem 0,23) v minimalni vzdalenosti 2,3 a 7,3 AU od neutronove hvezdy.
C. Grady a J. Silvis nalezli pomoci ultrafialovych spekter z druzice IUE dukazy o akreci plynu na hvezdu 51 Ophiuchi, spektralni tridy B9,5 Ve, jehoz hustota je podobna jako u akrecniho disku zname hvezdy beta Pictoris. Podobne A. Vidal-Madjar objevil opticky disk kolem hvezdy 68 Ophiuchi, spektralni tridy A2 Vn, jez je od nas vzdalena 48 pc. Disk lze pozorovat v daleke cervene oblasti spektra do vzdalenosti 350 AU od materske hvezdy. Uvnitr disku se naleza pruvodce, jenz je o 2,5 mag slabsi nez ustredni hvezda. S. Stern aj. pozorovali chladny prachovy disk kolem Fomalhauta ( sp. trida A3 V, vzdalenost 6,7 pc) v mikrovlnnem pasmu do vzdalenosti az 500 AU od hvezdy. S. Rucinski nalezl infracerveny prebytek zareni u hvezdy HD 98800, spektralni tridy K5 V, jenz nasvedcuje tomu, ze zodiakalni prach kolem hvezdy ma hustotu o sest radu vyssi nez ve slunecni soustave.Konecne F. Malbet aj. zjistili, ze kolem mlade dvojhvezdy Z CMa se slozkami, ktere jeste nevstoupily na hlavni posloupnost, se nachazi infracerveny disk o prumeru 400 AU. Protoplanetarni disky ma tez asi 40% mladych hvezd ve velke mlhovine v Orionu. Vsechna tato pozorovani nasvedcuji tomu, ze kolem velkeho mnozstvi hvezd se nachazeji prachove protoplanetarni disky, z nichz bud jiz vznikly nebo v budoucnosti vzniknou planety.
A. Burrows aj. se zabyvali fyzikalni teorii objektu na prechodu mezi trpaslicimi hvezdami a obrimi planetami, pro nez se ujal nazev hnedi trpaslici. Autori ukazali ze v disku Galaxie tvori vice nez dve tretiny poctu hvezdy s hmotnosti nizsi nez 0,5 MO, ktere pak predstavuji vice nez polovinu uhrnne hmotnosti hvezd v disku. Objekty se svitivosti mensi nez 0,1% svitivosti Slunce a s povrchovou teplotou pod 1800 K lze pak oznacit jako infracervene trpasliky, jejichz stabilitu udrzuje vetsinou tlak degenerovaneho elektronoveho plynu. Zatim je vsak obtizne rici, zda se takove objekty podari rozlisit od velmi malo svitivych hvezd - cervenych trpasliku.
Na opacnem konci rozlozeni hmotnosti hvezd se G. de
Marchi aj. zabyvali rozborem snimku hvezdokupy R 136, porizenych
kamerou FOC HST. Ukazali, ze hvezdokupu lze rozlisit na
vice nez 200 hvezd s hmotnostmi maximalne 50 MO, jejichz stari
(ci spise mladi) nepresahuje 3 miliony roku. Hmotnejsi
hvezdy jsou zrejme velmi vzacne, nebot proti jejich stabilite
pusobi jak neradialni pulsace tak silny tlak zareni.