miniatyr|höger|En konstnärs vision av en jordliknande exoplanet. En planet i omloppsbana runt en annan stjärna, en så kallad extrasolär planet eller exoplanet, kan vara mycket svår att visuellt identifiera i skenet från sin sol (eller sina solar). Även om planeten som sådan har ett mycket högt albedovärde, kommer detta relativt svaga ljus att försvinna i det utstrålade ljuset från den sol eller de solar planeten kretsar runt. För att kunna finna fler och mindre exoplaneter har astronomer tvingats ta fram nya och bättre metoder för att indirekt detektera dessa.

Gängse metoder Radialhastighet

Denna metod som även kallas dopplerspektroskopi använder radialhastighet eller dopplereffekt för att se små rörelser hos en stjärna med en eller flera planeter i omloppsbana. En planet som kretsar runt en stjärna påverkas av exakt lika stark gravitation som stjärnan själv, men eftersom stjärnan väger många tiopotenser mer än planeten blir stjärnans rörelse mycket mindre uttalade. Den förskjutning av spektrallinjer som i stjärnans ljusspektrum iakttas i de två extremfallen (där stjärnan färdas mot jorden med största hastighet och där stjärnan färdas från jorden med största hastighet) tillåter beräkning av radialhastigheten som kan vara så liten som 1 m/s. Moderna spektrometrar (såsom HARPS vid La Sillaobservatoriet i Atacamaöknen i Chile och HIRES-spektrometern vid Keck-observatoriet på Mauna Kea, Hawaii) kan detektera så små skillnader.

En enkel och billig implementation av denna metod kallas utvändigt spridd interferometri (engelska externally dispersed interferometry).

Radialhastighetsmetoden har visat sig vara den metod med vilken flest exoplaneter upptäckts. Planetjägare har framgångsrikt använt metoden för att finna planeter runt stjärnor till ett avstånd av runt 160 ljusår från jorden. Längre bort blir signal-brusförhållandet för ogynnsamt för att kunna göra mätningar med tillräckligt hög precision.

Mätresultat beror också på hur, i planet, planetens omloppsbana ligger - en planet som har en omloppsbana vinkelrätt mot observationsriktningen kommer att ge upphov till mycket små radialhastigheter. Metoden lämpar sig även för att finna massiva planeter med korta omloppsbanor där varvtiden ibland kan vara så kort som ett par dagar. Mindre massiva planeter i längre omloppsbanor är svårare att finna då det krävs längre mättider - ibland flera år.

Pulsartiming

höger|miniatyr|Modell av en pulsar, där neutronstjärnan i mitten är blå. Denna metod utnyttjar pulsarer, de små, tunga och mycket snabbt roterande himlakroppar som kvarstår efter att en stjärna exploderat i en supernova. Stjärnans kärna kollapsar till en neutronstjärna, ett klot som kan vara så litet som 20 km i diameter, ha en massa på ungefär en solmassa, men rotera så snabbt som flera hundra varv per sekund. Denna rotation och ett kraftigt magnetfält ger upphov till två energistrålar som utgår från pulsarens magnetiska poler. Om en sådan stråle träffar jorden kan signalen uppfattas som pulser i våglängder från radiostrålning till gammastrålning. Eftersom en pulsar är så tung är dess rotation normalt mycket stabil. Små variationer i rotationen kan ge små avvikelser i pulsfrekvensen, och om variationerna mäts tillräckligt noggrant medger de beräkning av rotationsavvikelsen som ger upphov till pulsfrekvensens variationer. Dessa rotationsavvikelser kan orsakas av planeter som kretsar runt pulsaren, så kallade pulsarplaneter, och påverka denna på ett liknande sätt som beskrivs i radialhastighetsmetoden ovan.

Metoden användes ursprungligen inte för att upptäcka exoplaneter men har visat sig vara känslig nog för att kunna upptäcka planeter så små om en tiondels jordmassa. Dessutom kan metoden användas för att se om pulsaren omges av flera planeter.

Eftersom pulsarer är relativt sällsynta är denna metod inte lämplig för att finna större mängder exoplaneter. Dessutom är det mycket osannolikt att en planet som kretsar runt en pulsar skulle ha liv - i alla fall inte liv som vi förstår det idag. En pulsar avger stora mängder högenergistrålning och är omedelbart dödligt för alla former av liv vi känner till.

Aleksander Wolszczan och Dale Frail använde år 1992 denna metod för att finna planeter runt pulsaren PSR 1257+12 . Dessa planeter var de första bekräftade planeterna utanför vårt eget solsystem.

Transitmetoden

miniatyr|höger|Ljusstyrkan som funktion av tid när en planet passerar framför en stjärna Medan metoder såsom radialhastighet och pulsartiming kan användas för att bestämma en planets massa, kan denna fotometriska metod bidra med information om en planets storlek. När en planet passerar mellan en iakttagare och den stjärna planeten kretsar runt kan en liten minskning i den stjärnans totala ljusstyrka ses. Beroende på planetens storlek kan denna ljusstyrkeminskning variera. Som exempel kan nämnas planeten HD 209458, där ljusstyrkeminskningen är 1,7%.

Transitmetoden tillåter även att planetens eventuella atmosfär granskas. När planeten passerar framför sin stjärna passerar en liten andel av ljuset genom planetens övre atmosfär, och genom att granska spektrumet från detta ljus kan vissa grundämnens existens bestämmas. Ljusets polarisation (se polarimetri i denna artikel) kan även det användas för att bestämma egenskaper hos planetens atmosfär.

I mars 2005 använde två grupper av vetenskapsmän (från Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics under ledning av David Charbonneau och Goddard Space Flight Center under ledning av L. D. Deming) denna metod för att med hjälp av Spitzerteleskopet undersöka planeterna TrES-1 respektive HD 209458b. Mätningar gav vid handen att TrES-1 har en yttemperatur på runt 790°C medan yttemperaturen på HD 209458b är runt 860°C.

miniatyr|höger|En konstnärs version av planeten COROT-Exo-7b framför sin stjärna, den röda dvärgen COROT-Exo-7. 2006 började satelliten COROT från den franska rymdfartsmyndigheten Centre national d'études spatiales söka efter exoplaneter i omloppsbana, där frånvaron av atmosfär medger större mätprecision. Hittills har ett par heta jupiterplaneter upptäckts.

I mars 2009 sände Nasa upp teleskopet Kepler med avsikt att bevaka ett stort antal stjärnor runt stjärnbilden Svanen. Förväntan är att kunna upptäcka planeter med liknande storlek som Jorden. Kepler använder transitmetoden för att bevaka ungefär 100 000 stjärnor. Tanken är också att genom att bevaka så många stjärnor kan inte bara jordliknande planeter upptäckas, utan även ge statistik om hur många sådana planeter som kretsar runt solliknande stjärnor. Kepler har redan upptäckt en gasjätte kallad HAT-P-7b. Förhoppningen är att Kepler även kommer att kunna se gasjättar som inte passerar direkt mellan sin stjärna och teleskopet. Då planeten kretsar runt sin stjärna kommer den att liksom vår egen måne genomgå faser från ny till full, och detta ger upphov till regelbundna variationer i ljusstyrka från stjärnsystemet (fasvarians). Eftersom värmestrålning från planeten kan ses separat från reflekterat ljus, kan information utläsas om värmetransport från dagsidan till nattsidan samt till viss del atmosfärens uppbyggnad. Kepler kräver inte att planeten passerar framför sin stjärna, därför kan denna fasvariansmetod komma att leda till de flesta upptäckta exoplaneter.

Om ljusstyrkevariationer från en exoplanet är tidsmässigt oregelbundna (TTV, eller Transit Timing Variation), kan det bero på att stjärnan omges av flera planeter. Om ljusstyrkevariationerna varar oregelbundet (TDV, eller Transit Duration Variation) kan det bero på att en upptäckt exoplanet har en exomåne.

Den 5 december 2011 tillkännagjorde Nasa att Kepler funnit en planet, Kepler-22b, i den beboeliga zonen runt stjärnan Kepler-22.

Gravitationslins miniatyr|höger|En konstnärs version av OGLE-2005-BLG-390Lb.

En gravitationslins är ett fenomen där ljus från ett objekt böjs i gravitationsfältet från ett annat objekt på sin väg till iakttagaren. Ett exempel är när ljuset från en mer avlägsen stjärna på väg mot jorden passerar nära en annan stjärna. Bilden av den mer avlägsna stjärnan kan då förvrängas på olika sätt. Den mer avlägsna stjärnan kan verka befinna sig på en annan plats än den egentligen gör, och den kan verka vara större än den egentligen är. Eftersom alla himlakroppar rör sig i förhållande till varandra varar denna gravitationslinseffekt som mest veckor, men vanligen dagar. De senaste tio åren har denna effekt iakttagits fler än 1 000 gånger.

Om förgrundsstjärnan har en planet i omkrets kommer planetens gravitation att ha en mätbar effekt på gravitationslinseffekten. Eftersom denna mätmetod kräver en mycket osannolik situation där stjärnorna är precis uppradade, krävs att ett mycket stort antal stjärnor ständigt bevakas för att finna tillräckligt många planeter inom rimlig tid. Den bästa riktningen att bevaka för denna effekt är mot galaxcentrum, eftersom den största mängden bakgrundsstjärnor finns där.

1991 föreslog astronomerna Shude Mao och Bohdan Paczynski att denna metod kunde användas för att finna exoplaneter. En grupp polska astronomer (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak och Michał Szymański från Warszawa samt Bohdan Paczynski) kunde år 2002 nå framgång när de som del av projektet OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) utvecklade en användbar metod. Under en månads tid fann de flera möjliga exoplaneter, men begränsningar i observationerna omöjliggjorde otvetydig verifiering. Sedan dess har fyra exoplaneter upptäckts med denna metod, och 2006 var detta den enda metod som kunde identifiera planeter med en massa liknande Jordens runt vanliga stjärnor i huvudserien..

En stor nackdel med denna metod är att detektioner inte kan upprepas, då det finns stor risk att den linjering som möjliggjorde detektering aldrig kommer att återinfalla. Dessutom är verifiering med andra metoder mycket svår eftersom de funna planeterna ligger flera kiloparsec (tusentals ljusår) från Jorden. Om tillräckligt många bakgrundsstjärnor kan bevakas med tillräckligt stor precision skulle metoden till slut kunna visa hur vanliga jordliknande planeter är i vår galax.

Observationer görs ofta av nätverk av automatiserade teleskop. OGLE-projektet, som finansieras av Nasa och National Science Foundation arbetar med att förbätta metoden. Ett projekt kallat PLANET/RoboNet (Probing Lensing Anomalies NETwork) har en ännu ambitiösare plan, där de med hjälp av ett världsomspännande nätverk av teleskop kan bevaka himlavalvet dygnet runt. Detta medger upptäckt av planeter med en massa så pass låg som Jordens. Denna strategi fungerade väl när den första lågmasseplaneten i lång omloppsbana, kallad OGLE-2005-BLG-390Lb upptäcktes. Planeten väger lika mycket som fem jordklot och dess omloppsbana för den tre gånger så långt ut från sin stjärna som Jorden är från Solen, vilket leder till spekulationer om att yttemperaturen ligger på -220°C.

Direkt upptäckt Som tidigare omnämnts är det mycket svårt att direkt se en planet mot bakgrundsljuset från den stjärna planeten kretsar runt. Den lilla mängd ljus som planeten reflekterar drunknar i det omgivande stjärnljuset.

Det finns några teleskop som har instrumentering som är tillräckligt känslig för att detektera planeter direkt, till exempel de två Geminiteleskopen (varav ett ligger på berget Cerro Pachón i Chile och ett på Mauna Kea, Hawaii), VLT på berget Cerro Paranal i Atacamaöknen i Chile, samt Subaruteleskopet på Mauna Kea, Hawaii.