数量几何？
哈佛-史密松天体物理中心的大卫·基平博士表示，我们寻找宇宙中生命的最佳机会可能并非在系外行星上，而是在那些位于宜居带内的系外卫星上面
基平表示：“实际上，由于科幻电影和小说的影响，人们对系外卫星的概念其实并不陌生，尽管他们此前甚至从未真正听过这个名字。我们进行这样的搜寻工作，一个有趣的原因是我们知道气态巨行星是普遍存在的，甚至运行于宜居带内的巨行星也是非常常见的。”
他强调指出：“目前天文学领域的一大问题是评估位于宜居带内，并且与地球相似的系外行星存在的可能性。开普勒望远镜的发射让我们得以对‘系外行星’这一术语进行定量上的估算：一项最新的分析认为，在类太阳恒星中大约有2%的成员，在其周遭宜居带内拥有之少一颗岩石行星。”
他表示：“在目前这一阶段，你可以认为这一比例很高，也可以认为这一比例很低，因为在银河系内有着太多的类太阳恒星。而这一研究同时也指出拥有气态巨行星的类太阳恒星则要占到全部成员的8%。因此，即便即便这些气态巨行星中只有1/4的成员拥有质量相当可观，因而得以保有大气层的岩石卫星，这样一来，位于宜居带的岩石卫星数量就要接近乃至超过具备同样条件的系外岩石行星的数量了。甚至有可能存在这样的可能性，那就是我们实际上才是奇怪的家伙，竟然居住在一颗行星上而不是一颗卫星上。如果我们想要弄清银河系中的生命景象，那么我们就必然要将卫星的情况考虑在内。”
关于月球
如果太靠近恒星，这样的系外卫星表面温度可以达到水的沸点之上，从而使其难以成为生命的宜居之地
然而，当考虑到我们自己的天然卫星时，我们便无法再保持这样的自信了，之少到目前为止是这样。地球的卫星月球是在地球早期遭受的一次灾难性撞击事件中形成的，但基平博士表示：“我们现在还无法肯定，导致月球诞生的那场撞击事件究竟是一次偶然事件，还是属于常态性事件，由于在太阳系中我们只有这么一个孤立的案例，因此我们无法确切的知道这个问题的答案。”
基平博士还指出了另外一项寻找与我们的天然卫星——月球相似的天然卫星的重要理由，他将其称作“外部宜居条件”。他说：“月球的存在可能帮助促成了地球上早期生命的出现，这是因为月球的引力帮助稳定了地球的自转轴倾角，维持了气候的稳定，并驱动了地球海洋中的潮汐运动。潮汐运动导致海水的大范围流动，促进了海洋物质的交汇融合，并在沿海地区产生许多小水塘。这些都是地球上最早期生命起源的温床。”
他说：“如果我们能找到第二颗地球，我们想问的第一个问题便是：‘它有月亮那样的卫星吗?’因为月亮的存在对于我们的星球意义重大。”
搜寻系外卫星的方法
月球的存在可能帮助促成了地球上早期生命的出现，这是因为月球的引力帮助稳定了地球的自转轴倾角，维持了气候的稳定，并驱动了地球海洋中的潮汐运动。海边的小池塘正是生命最早开始的地方
上文中提到的HEK项目从开普勒望远镜项目的数据库中检索，从中搜寻与3种不同效应有关的线索，它们中的每一个都可以提供有关系外卫星的独特信息。
在所有这些方法中，观察由于卫星存在的原因而导致同样是周期性出现，但程度小得多的掩星现象是其中最明显而直接的一种方案，尽管这样做仍然已经逼近了开普勒望远镜仪器灵敏度的极限。
基平博士表示：“非常简单的说，如果有一颗系外行星围绕一颗恒星运行，并且碰巧这颗行星会在你的视线方向上遮挡恒星的光芒，那么你就会看到恒星亮度发生周期性的变化。而如果这颗行星本身拥有一颗卫星，那么由于它会绕着行星公转，因而会间或在行星的前方或后方出现，此时它就会遮挡后方恒星的光线，从而导致程度小得多，但同样是周期性的恒星亮度变化。”
他说：“如果你跟踪观测多个轨道周期，你会注意到由于卫星掩星效应造成的恒星轻微亮度下降，这不同于由行星造成的掩星效应。并且这一亮度下降效应出现的时机并非是随机的，它遵循开普勒行星运动定律。因此，我们将这一效应进行计算机模拟，观察这样一个拥有行星与卫星的系外恒星系统是如何运行的，并考察开普勒数据中显示的某些亮度下降是否可以用系外卫星的存在来进行解释，也或者这是由系外行星，或是恒星本身的活动造成的?”
而其他的效应相比之下就要微妙得多——我们可以考察系外行星发生掩星的时刻上出现的变化，观察两次掩星之间的时间间隔，这样的变化可能与行星周围的卫星对其施加的引力影响有关。对此，基平博士打了一个更加便于我们理解的比方，他说：“假设有外星人从远处观察我们的地球，你大概会认为他们会观察到地球每隔365.256天(地球围绕太阳的公转周期)遮掩太阳一次，但实际上，地球的这一遮掩周期会出现±5分钟的偏差。之所以会出现这种情况，是因为实际上围绕太阳运行的并非孤立的地球，而是由地球和月球组成的地月系统。”
基平博士表示：“月球也并非围绕地球运行，实际情况是：地球和月球共同围绕两者共同的质心运行，尽管由于月球的质量太小，实际上地月系的质心位于地球内部大约1700公里的深处。然而由于月球的引力扰动，已经足以导致地球出现数分钟量级的晃动。除此之外，有时候地球从太阳面前通过时，它的速度也会有快有慢，这也是因为月球的引力影响造成的结果。”
将所有这些信息结合起来，理论上我们便能得到一些非常重要的结果：“开普勒望远镜在理论上可以识别出这些变化信息，于是我们便可以透过观察卫星对行星引力扰动的大小来反推出卫星的质量大小，并通过观察卫星导致的恒星亮度减低来判断其直径大小。而如果你知道了一个星球的大小和质量，你就可以很容易计算出它的密度，基本上密度信息就能让你大致判断出它的整体物质成分。如果这颗卫星主要是由水冰组成，那么它的密度就应当在每立方厘米1~2克，而如果是一颗岩石卫星，那么它的密度可能就要比这一数值大一倍左右。”
在实际操作中，当然要想从开普勒望远镜从2009年发射直到2013年损坏期间采集的海量数据中进行筛选仍然将是一项极其细致艰难的工作。开普勒项目所依据的准则是之少要观测到一颗恒星发生的3次凌星现象才能推断一颗系外行星的存在，根据这一标准已经探测到超过4000颗疑似系外行星目标。
然而不幸的是，在所有这些行星中，绝大多数的成员都可以被直接判断出来并不拥有卫星。
凌星法由于其自身的局限性，一般适用于那些距离恒星距离比较近的系外行星观测，在这样的距离上，由于恒星的强大引力，行星很难拥有自己的卫星。实际上，在开普勒望远镜所有观测到的系外行星候选目标中，仅有大约10%成员的轨道距离足够远，因而有可能拥有自己的卫星。
