Будь-яка планета є надзвичайно слабким джерелом світла порівняно з її материнською зорею. Наприклад, така зоря, як Сонце, приблизно в мільярд разів яскравіша за світло, відбите від будь-якої планети, що обертається навколо неї. На додаток до внутрішньої складності виявлення такого слабкого джерела світла, світло від батьківської зорі викликає відблиск, який розмиває його. З цих причин дуже небагато з екзопланет, про які повідомлялося станом на січень 2024 року, спостерігалися безпосередньо, і ще менше було розділено на їхній головній зорі.
Натомість астрономам зазвичай доводиться вдаватися до непрямих методів виявлення позасонячних планет. Станом на 2016 рік кілька різних непрямих методів принесли успіх.
Встановлені методи виявлення Наступні методи принаймні один раз виявилися успішними для відкриття нової планети або виявлення вже відкритої планети: Метод Доплера
Зоря з планетою буде рухатися по власній маленькій орбіті у відповідь на гравітацію планети. Це призводить до зміни швидкості, з якою зоря рухається до Землі або від неї, тобто змінюється радіальна швидкість зорі відносно Землі. Радіальну швидкість можна визначити зі зміщення спектральних ліній батьківської зорі через ефект Доплера. Метод радіальної швидкості вимірює ці коливання, щоб підтвердити наявність планети за допомогою двійкової функції маси.
Швидкість зорі навколо центру мас системи набагато менша, ніж планети, тому що радіус її орбіти навколо центру мас дуже малий. (Наприклад, завдяки Юпітеру Сонце рухається приблизно на 13 м/с, а завдяки Землі – лише близько 9 см/с). Однак коливання швидкості до 3 м/с або навіть трохи менше можна виявити за допомогою сучасних спектрометрів, таких як спектрометр HARPS (Високоточний радіально-швидкісний пошук планет) на 3,6-метровому телескопі ESO в обсерваторії Ла Сілла, Чилі, спектрометр HIRES на телескопах Keck або EXPRES на телескопі Lowell Discovery. Особливо простим і недорогим методом вимірювання радіальної швидкості є "зовнішньодисперсна інтерферометрія".
Приблизно до 2012 року метод радіальної швидкості (також відомий як спектроскопія Доплера) був, безумовно, найпродуктивнішою технікою, яку використовували мисливці за планетами. (Після 2012 року метод транзиту від космічного телескопа «Кеплер» випередив його за кількістю.) Сигнал радіальної швидкості не залежить від відстані, але вимагає високого співвідношення сигнал/шум для досягнення високої точності, тому зазвичай використовується лише для відносно близьких зір на відстані приблизно 160 світлових років від Землі, щоб знайти планети з меншою масою. Також неможливо одночасно спостерігати за багатьма цільовими зорями за допомогою одного телескопа. Планети з масою Юпітера можна виявити навколо зір на відстані до кількох тисяч світлових років. Цей метод легко знаходить масивні планети, які знаходяться поблизу зір. Сучасні спектрографи також можуть легко виявляти планети з масою Юпітера, що обертаються на відстані 10 астрономічних одиниць від материнської зорі, але для виявлення цих планет потрібні багаторічні спостереження. Планети з масою Землі зараз можна виявити лише на дуже малих орбітах навколо зір з малою масою, наприклад Проксима b.
Легше виявити планети навколо зір з малою масою з двох причин: по-перше, на ці зорі більше впливає гравітаційне притягування планет. Друга причина полягає в тому, що маломасиві зорі головної послідовності зазвичай обертаються відносно повільно. Швидке обертання робить дані спектральних ліній менш чіткими, оскільки половина зорі швидко обертається від точки зору спостерігача, а інша половина наближається. Виявлення планет навколо більш масивних зір легше, якщо зоря залишила головну послідовність, оскільки вихід з головної послідовності сповільнює обертання зорі.
Транзитна фотометрія
Техніка, переваги та недоліки У той час як метод радіальної швидкості надає інформацію про масу планети, фотометричний метод може визначити радіус планети. Якщо планета перетинає (проходить) перед диском своєї батьківської зорі, то спостережувана візуальна яскравість зорі падає на невелику величину, залежно від відносних розмірів зорі та планети. Наприклад, у випадку HD 209458 зоря тьмяніє на 1,7%. Однак більшість транзитних сигналів значно менші; наприклад, планета розміром із Землю, що проходить через зорю, схожу на Сонце, створює затемнення лише на 80 частин на мільйон (0,008 відсотка).
Теоретична модель кривої блиску транзитної екзопланети передбачає такі характеристики спостережуваної планетарної системи: глибину проходження (δ), тривалість проходження (T), тривалість входу/виходу (τ) і період екзопланети (P). Однак ці спостережувані величини базуються на кількох припущеннях. Для зручності розрахунків приймемо планету і зорю сферичними, зоряний диск однорідним, орбіту круговою. Залежно від відносного положення екзопланети, що проходить через неї, спостережувані фізичні параметри кривої блиску змінюватимуться. Глибина проходження (δ) кривої транзитного блиску описує зменшення нормалізованого потоку зорі під час проходження. Це деталізує радіус екзопланети в порівнянні з радіусом зорі. Наприклад, якщо екзопланета проходить через зорю розміром із сонячним радіусом, планета з більшим радіусом збільшить глибину проходження, а планета з меншим радіусом зменшить глибину проходження. Тривалість транзиту (T) екзопланети — це час, який планета витрачає на транзит навколо зорі. Цей спостережуваний параметр змінюється з огляду на те, наскільки швидко чи повільно планета рухається по своїй орбіті під час проходження зорі. Тривалість входу/виходу (τ) транзитної кривої блиску описує тривалість часу, який потрібен планеті, щоб повністю покрити зорю (вхід) і повністю відкрити зорю (вихід). Якщо планета проходить від одного кінця діаметра зорі до іншого, тривалість входу/виходу коротша, оскільки планеті потрібно менше часу, щоб повністю покрити зорю. Якщо планета проходить через зорю відносно будь-якої точки, відмінної від діаметра, тривалість входу/виходу подовжується, коли ви віддаляєтесь від діаметра, оскільки планета витрачає довший час, частково закриваючи зорю під час свого транзиту. З цих спостережуваних параметрів за допомогою розрахунків визначається ряд різних фізичних параметрів (велика напіввісь, маса зорі, радіус зорі, радіус планети, ексцентриситет і нахил). За допомогою комбінації вимірювань радіальної швидкості зорі також визначається маса планети.
Цей метод має два істотних недоліки. По-перше, транзити планет можна спостерігати лише тоді, коли орбіта планети ідеально вирівняна з точки зору астрономів. Імовірність того, що площина орбіти планет опиниться прямо на лінії зору на зорю, дорівнює відношенню діаметра зорі до діаметра орбіти (у малих зір радіус планети також є важливим фактором). Близько 10% планет з малими орбітами мають таке вирівнювання, і частка зменшується для планет з більшими орбітами. Для планети, що обертається навколо зорі розміром із Сонце на відстані 1 астрономічної одиниці, ймовірність випадкового вирівнювання, що спричинить транзит, становить 0,47%. Таким чином, метод не може гарантувати, що якась конкретна зоря не є господарем планет. Однак, скануючи великі ділянки неба, що містять тисячі або навіть сотні тисяч зір одночасно, дослідження транзиту можуть знайти більше позасонячних планет, ніж метод радіальної швидкості. Кілька досліджень використовували цей підхід, наприклад, наземний проект MEarth, SuperWASP, KELT і HATNet, а також космічні місії COROT, Kepler і TESS. Перевага методу транзиту також полягає у виявленні планет навколо зір, які розташовані на відстані кількох тисяч світлових років. Найвіддаленіші планети, виявлені пошуком екстрасонячної планети , розташовані поблизу галактичного центру. Однак надійні подальші спостереження за цими зорями майже неможливі за сучасних технологій.
Другим недоліком цього методу є висока кількість помилкових виявлень. Дослідження 2012 року показало, що рівень помилкових спрацьовувань транзитів, спостережуваних місією «Кеплер», може сягати 40% в однопланетних системах. З цієї причини зоря з виявленням одного транзиту потребує додаткового підтвердження, як правило, за допомогою методу радіальної швидкості або методу модуляції орбітальної яскравості. Метод радіальної швидкості особливо необхідний для планет розміром з Юпітер або більших, оскільки об’єкти такого розміру охоплюють не лише планети, а й коричневих карликів і навіть маленькі зорі. Оскільки відсоток хибнопозитивних результатів дуже низький у зір із двома чи більше планетами-кандидатами, такі виявлення часто можна підтвердити без значних подальших спостережень. Деякі також можна підтвердити за допомогою методу зміни часу доставки.
Багато точок світла на небі мають варіації яскравості, які за вимірюваннями потоку можуть виглядати як транзитні планети. Хибно-позитивні результати в методі транзитної фотометрії виникають у трьох поширених формах: змішані затемнені подвійні системи, затемнені подвійні системи, що пасуться, і транзити зір розміром з планету. Затемнювальні подвійні системи зазвичай створюють глибокі затемнення, які відрізняють їх від транзитних екзопланет, оскільки планети зазвичай менші приблизно за 2RJ,, але затемнення дрібніші для змішаних або ковзаючих затемнених подвійних систем.
Історія Перша екзопланета, транзити якої спостерігалися для HD 209458 b, яка згодом була відкрита за допомогою методу радіальної швидкості. Ці транзити спостерігали в 1999 році дві групи під керівництвом Девіда Шарбоно та Грегорі В. Генрі."Historic timeline" Першою екзопланетою, відкритою транзитним методом, була OGLE-TR-56b у 2002 році за проектом OGLE.
Місія Французького космічного агентства CoRoT розпочалася в 2006 році для пошуку планетних транзитів з орбіти, де відсутність мерехтіння атмосфери дозволяє підвищити точність. Ця місія була розроблена, щоб мати можливість виявляти планети «в кілька разів або в кілька разів більші за Землю» і показала результати «краще, ніж очікувалося», з відкриттям двох екзоплане"COROT surprises a year after launch", ESA press release 20 December 2007 (обидві типу «гарячий Юпітер») станом на початок 2008 року. У червні 2013 року кількість екзопланет CoRoT становила 32, і кілька ще належить підтвердити. Супутник несподівано припинив передачу даних у листопаді 2012 року (після того, як його місія була двічі продовжена), і був виведений з експлуатації в червні 2013 року"01/2014 – CoRoT: collision evading and decommissioning", CNES CoRoT News.
Модуляції відбиття та випромінювання