Metode pendeteksian eksoplanet

Planet menjadi sumber cahaya yang sangat redup bila dibandingkan dengan bintang induknya. Misalnya, bintang seperti Matahari memiliki kecerahan sekitar satu miliar kali lebih terang daripada cahaya yang dipantulkan dari planet mana pun yang mengorbitnya. Selain kesulitan intrinsik untuk mendeteksi sumber cahaya yang redup tersebut, cahaya dari bintang induk menyilaukan daerah di sekitarnya dan menutupi cahaya dari planet-planet. Karena alasan tersebut, sangat sedikit eksoplanet yang dilaporkan telah diamati secara langsung, bahkan lebih sedikit lagi yang telah diamati terlepas dari bintang induknya.

Oleh karena itu, para astronom umumnya harus menggunakan metode tidak langsung untuk mendeteksi planet-planet ekstrasurya. Pada tahun 2016, beberapa metode tidak langsung yang berbeda telah membuahkan hasil dalam mendeteksi planet-planet tersebut.

Astrometri terdiri dari tepat mengukur posisi bintang di langit dan mengamati bahwa cara di mana perubahan posisi dari waktu ke waktu. Jika bintang memiliki planet, maka gravitational pengaruh planet akan menyebabkan bintang itu sendiri untuk bergerak dalam surat edaran yang kecil atau berbentuk bulat panjang lintasan umum tentang pusat massa (lihat animasi di sebelah kanan).

Variasi dalam kecepatan yang bergerak ke arah bintang atau jauh dari Bumi - yaitu, variasi dalam kecepatan radial dari bintang sehubungan dengan Bumi - dapat deduced dari beratnya di induk star dari baris karena hantu Efek Doppler ke [17]. Ini telah jauh teknik paling produktif digunakan.

Pulsar adalah sisa dari bintang, ultrapadat, kecil yang telah meledak sebagai Supernova yang memancarkan gelombang radio secara teratur sangat karena berputar. Anomali sedikit dalam waktu yang diamati pulses radio dapat digunakan untuk melacak perubahan pada pulsar dari gerakan yang disebabkan oleh kehadiran planet.

Ini merupakan teknik paling produktif yang digunakan selama ini oleh pemburu planet. Ia juga dikenal sebagai Doppler spektroskopi. Metode ini tidak terpengaruh oleh jarak, tetapi mensyaratkan rasio sinyal-ke-kebisingan yang cukup tinggi untuk mencapai derajat presisi yang tinggi, sehingga umumnya hanya digunakan untuk bintang yang relatif dekat kira-kira 160 tahun cahaya dari Bumi. Mudah sekali menemukan planet-planet besar yang dekat dengan bintang, tapi deteksi di jarak yang lebih jauh memerlukan pengamatan bertahun-tahun. Planet-planet yang mengorbit dengan derajat kemiringan sangat tinggi dari Bumi memproduksi sumber cahaya yang lebih kecil, dan karena itu lebih sulit untuk dideteksi. Salah satu kelemahan utama dari metode kecepatan-radial adalah hanya dapat memperkirakan massa planet minimum. Biasanya massa yang benar akan sebesar 20% dari nilai minimum ini, tetapi jika orbit planet hampir tegak lurus dan saling berhadapan, maka massa sebenarnya akan lebih tinggi.

Jika melintasi planet (atau transits) di depan beberapa bintang induk dari disk, maka diamati kecerahan bintang tetes oleh sedikit. Jumlah bintang yang dims tergantung pada ukuran dan pada ukuran planet.

Hampir semua kandidat planet ekstrasurya telah ditemukan menggunakan teleskop. Namun, banyak metode dapat menghasilkan hasil yang lebih baik jika melihat teleskop terletak di atas atmosfer. COROT (diluncurkan pada bulan Desember 2006) dan Kepler (diluncurkan pada bulan Maret 2009) adalah satu-satunya ruang aktif misi yang didedikasikan untuk extrasolar planet pencarian. Ruang Angkasa Hubble Telescope dan MOST telah menemukan atau dikonfirmasi beberapa planets. Ada banyak rencana yang diusulkan atau ruang misi seperti New Worlds Mission, Darwin, Misi Ruang Angkasa Interferometry, terrestrial Planet Finder, dan PEGASE.

• NASA's PlanetQuest Diarsipkan 2011-02-25 di Wayback Machine.
• The detection and characterization of exoplanets^{[pranala nonaktif permanen]}
• Transiting exoplanet light curves
• Hardy, Liam. "Exoplanet Transit". Deep Space Videos. Brady Haran.
• The Radial Velocity Equation in the Search for Exoplanets ( The Doppler Spectroscopy or Wobble Method )
• Microlensing exoplanets Penny D Sackett Scholarpedia 5(1):3991.