數量幾何？
哈佛-史密松天體物理中心的大衛·基平博士表示，我們尋找宇宙中生命的最佳機會可能並非在系外行星上，而是在那些位於宜居帶內的系外衛星上面
基平表示：「實際上，由於科幻電影和小說的影響，人們對系外衛星的概念其實並不陌生，儘管他們此前甚至從未真正聽過這個名字。我們進行這樣的搜尋工作，一個有趣的原因是我們知道氣態巨行星是普遍存在的，甚至運行於宜居帶內的巨行星也是非常常見的。」
他強調指出：「目前天文學領域的一大問題是評估位於宜居帶內，並且與地球相似的系外行星存在的可能性。克卜勒望遠鏡的發射讓我們得以對『系外行星』這一術語進行定量上的估算：一項最新的分析認為，在類太陽恆星中大約有2%的成員，在其周遭宜居帶內擁有之少一顆岩石行星。」
他表示：「在目前這一階段，你可以認為這一比例很高，也可以認為這一比例很低，因為在銀河系內有著太多的類太陽恆星。而這一研究同時也指出擁有氣態巨行星的類太陽恆星則要占到全部成員的8%。因此，即便即便這些氣態巨行星中只有1/4的成員擁有質量相當可觀，因而得以保有大氣層的岩石衛星，這樣一來，位於宜居帶的岩石衛星數量就要接近乃至超過具備同樣帶件的系外岩石行星的數量了。甚至有可能存在這樣的可能性，那就是我們實際上才是奇怪的傢伙，竟然居住在一顆行星上而不是一顆衛星上。如果我們想要弄清銀河系中的生命景象，那麼我們就必然要將衛星的情況考慮在內。」
關於月球
如果太靠近恆星，這樣的系外衛星表面溫度可以達到水的沸點之上，從而使其難以成為生命的宜居之地
然而，當考慮到我們自己的天然衛星時，我們便無法再保持這樣的自信了，之少到目前為止是這樣。地球的衛星月球是在地球早期遭受的一次災難性撞擊事件中形成的，但基平博士表示：「我們現在還無法肯定，導致月球誕生的那場撞擊事件究竟是一次偶然事件，還是屬於常態性事件，由於在太陽系中我們只有這麼一個孤立的案例，因此我們無法確切的知道這個問題的答案。」
基平博士還指出了另外一項尋找與我們的天然衛星——月球相似的天然衛星的重要理由，他將其稱作「外部宜居條件」。他說：「月球的存在可能幫助促成了地球上早期生命的出現，這是因為月球的引力幫助穩定了地球的自轉軸傾角，維持了氣候的穩定，並驅動了地球海洋中的潮汐運動。潮汐運動導致海水的大範圍流動，促進了海洋物質的交匯融合，並在沿海地區產生許多小水塘。這些都是地球上最早期生命起源的溫床。」
他說：「如果我們能找到第二顆地球，我們想問的第一個問題便是：『它有月亮那樣的衛星嗎?』因為月亮的存在對於我們的星球意義重大。」
搜尋系外衛星的方法
月球的存在可能幫助促成了地球上早期生命的出現，這是因為月球的引力幫助穩定了地球的自轉軸傾角，維持了氣候的穩定，並驅動了地球海洋中的潮汐運動。海邊的小池塘正是生命最早開始的地方
上文中提到的HEK項目從克卜勒望遠鏡項目的資料庫中檢索，從中搜尋與3種不同效應有關的線索，它們中的每一個都可以提供有關係外衛星的獨特信息。
在所有這些方法中，觀察由於衛星存在的原因而導致同樣是周期性出現，但程度小得多的掩星現象是其中最明顯而直接的一種方案，儘管這樣做仍然已經逼近了克卜勒望遠鏡儀器靈敏度的極限。
基平博士表示：「非常簡單的說，如果有一顆系外行星圍繞一顆恆星運行，並且碰巧這顆行星會在你的視線方向上遮擋恆星的光芒，那麼你就會看到恆星亮度發生周期性的變化。而如果這顆行星本身擁有一顆衛星，那麼由於它會繞著行星公轉，因而會間或在行星的前方或後方出現，此時它就會遮擋後方恆星的光線，從而導致程度小得多，但同樣是周期性的恆星亮度變化。」
他說：「如果你跟蹤觀測多個軌道周期，你會注意到由於衛星掩星效應造成的恆星輕微亮度下降，這不同於由行星造成的掩星效應。並且這一亮度下降效應出現的時機並非是隨機的，它遵循克卜勒行星運動定律。因此，我們將這一效應進行計算機模擬，觀察這樣一個擁有行星與衛星的系外恆星系統是如何運行的，並考察克卜勒數據中顯示的某些亮度下降是否可以用系外衛星的存在來進行解釋，也或者這是由系外行星，或是恆星本身的活動造成的?」
而其他的效應相比之下就要微妙得多——我們可以考察系外行星發生掩星的時刻上出現的變化，觀察兩次掩星之間的時間間隔，這樣的變化可能與行星周圍的衛星對其施加的引力影響有關。對此，基平博士打了一個更加便於我們理解的比方，他說：「假設有外星人從遠處觀察我們的地球，你大概會認為他們會觀察到地球每隔365.256天(地球圍繞太陽的公轉周期)遮掩太陽一次，但實際上，地球的這一遮掩周期會出現±5分鐘的偏差。之所以會出現這種情況，是因為實際上圍繞太陽運行的並非孤立的地球，而是由地球和月球組成的地月系統。」
基平博士表示：「月球也並非圍繞地球運行，實際情況是：地球和月球共同圍繞兩者共同的質心運行，儘管由於月球的質量太小，實際上地月系的質心位於地球內部大約1700公里的深處。然而由於月球的引力擾動，已經足以導致地球出現數分鐘量級的晃動。除此之外，有時候地球從太陽面前通過時，它的速度也會有快有慢，這也是因為月球的引力影響造成的結果。」
將所有這些信息結合起來，理論上我們便能得到一些非常重要的結果：「克卜勒望遠鏡在理論上可以識別出這些變化信息，於是我們便可以透過觀察衛星對行星引力擾動的大小來反推出衛星的質量大小，並通過觀察衛星導致的恆星亮度減低來判斷其直徑大小。而如果你知道了一個星球的大小和質量，你就可以很容易計算出它的密度，基本上密度信息就能讓你大致判斷出它的整體物質成分。如果這顆衛星主要是由水冰組成，那麼它的密度就應當在每立方厘米1~2克，而如果是一顆岩石衛星，那麼它的密度可能就要比這一數值大一倍左右。」
在實際操作中，當然要想從克卜勒望遠鏡從2009年發射直到2013年損壞期間採集的海量數據中進行篩選仍然將是一項極其細緻艱難的工作。克卜勒項目所依據的準則是之少要觀測到一顆恆星發生的3次凌星現象才能推斷一顆系外行星的存在，根據這一標準已經探測到超過4000顆疑似系外行星目標。
然而不幸的是，在所有這些行星中，絕大多數的成員都可以被直接判斷出來並不擁有衛星。
凌星法由於其自身的局限性，一般適用於那些距離恆星距離比較近的系外行星觀測，在這樣的距離上，由於恆星的強大引力，行星很難擁有自己的衛星。實際上，在克卜勒望遠鏡所有觀測到的系外行星候選目標中，僅有大約10%成員的軌道距離足夠遠，因而有可能擁有自己的衛星。
