Калифорнийская группа (Джон Джонс, Дебра Фишер, Джеффри Марси и др.) представила еще три экзопланеты, открытые ими методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.
HD 210702 b.  Звезда HD 210702 расположена на расстоянии 56 пк от Солнца, это красный гигант спектрального класса K1 III, чья масса оценивается в 1.85 солнечных масс, радиус равен 4.72 солнечных радиусов, а светимость в 13 раз превышает светимость Солнца. Возраст звезды с большой погрешностью оценивается в 1.4 ± 1 млрд. лет.
    Планета HD 210702 b имеет минимальную массу (m sin i), равную 2 массам Юпитера, орбитальный период 341 ± 7 дней, большую полуось орбиты 1.17 а.е. и умеренный эксцентриситет, равный 0.15 ± 0.08. Несмотря на достаточно большое удаление от звезды, планета является очень теплым юпитером с тепловым режимом, близким к тепловому режиму Меркурия.
HD 192699 b.  Звезда HD 192699 расположена на расстоянии 67 пк от Солнца, это желтый субгигант спектрального класса G8 IV, чья масса оценивается в 1.68 масс Солнца, радиус близок к 4.25 радиусов Солнца, а светимость превышает солнечную в 11.5 раз. Возраст звезды с большой погрешностью оценивается в 1.8 ± 1 млрд. лет.  Минимальная масса планеты HD 192699 b равна 2.5 масс Юпитера, орбитальный период 351.5 ± 6 дней, большая полуось орбиты 1.16 а.е., эксцентриситет 0.15 ± 0.06. Планета также является очень теплым юпитером.
HD 175541 b. Звезда HD 175541 расположена на расстоянии 128 пк от Солнца, это желтый субгигант спектрального класса G8 IV, чья масса оценивается в 1.65 масс Солнца, радиус близок к 3.85 радиусов Солнца, а светимость превышает солнечную в 9.56 раз. Возраст звезды с большой погрешностью оценивается в 1.9 ± 1 млрд. лет.
    Планета HD 175541 b отличается сравнительно небольшой минимальной массой (0.61 масс Юпитера) и довольно высоким эксцентриситетом своей орбиты: e = 0.33 ± 0.2. Орбитальный период близок к 297 дням, большая полуось орбиты равна 1.03 а.е. Планета является эксцентричным очень теплым юпитером.
   Авторы данной работы искали планеты у звезд умеренной массы (1.6 - 3 масс Солнца), которые, находясь на главной последовательности, были звездами спектрального класса А. Однако прямой поиск планет у звезд А класса затруднен из-за высокой скорости вращения этих звезд и наличия существенной активности, уширяющей спектральные линии. Так, точность измерений лучевой скорости звезд спектрального класса F5 V ограничена 40 м/сек, а для звезд А класса эта точность падает до 90-200 м/сек. Авторы вышли из положения, решив искать планеты у звезд умеренной массы, уже сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красные гиганты. По мере расширения звезд температура их поверхности падает, спектральные линии становятся уже, и слабое смещение спектральных линий в спектре, вызванное планетой, становится более заметным.
Авторы отмечают, что свойства планетных систем звезд умеренной массы отличаются от свойств планетных систем звезд солнечной массы и более легких. Так, среди 9 известных систем с массой родительской звезды, большей 1.6 масс Солнца, нет ни одной известной планеты ближе 0.78 а.е. Чем это вызвано, пока не ясно (ясно только, что не наблюдательной селекцией - напротив, чем ближе планета к звезде, тем легче ее обнаружить спектральными методами).