Transitmetoden är för närvarande en av de mest framgångsrika och mest använda teknikerna för att upptäcka exoplaneter utanför vårt solsystem. Det handlar om att observera lätt dämpning eller "dippningar" i ljuset som sänds ut från en stjärna. Dessa fall uppstår när en exoplanet passerar, eller passerar, framför sin värdstjärna sett från vår utsiktspunkt på jorden.

Under en transitering blockerar planeten en liten del av stjärnans ljus, vilket orsakar en tillfällig minskning av stjärnans totala ljusstyrka. Denna nedbländning detekteras och mäts sedan av känsliga teleskop och instrument utformade för detta specifika ändamål.

En nyckelaspekt av transitmetoden är den exakta mätningen av ljusintensitetsvariationer med hjälp av fotometri. När planeten passerar framför stjärnan minskar mängden ljus som når teleskopet från den stjärnan, och denna förändring i ljusstyrka övervakas och registreras noggrant.

Kepler Space Telescope, som lanserades av NASA 2009, designades speciellt för transitmetoden och gjorde betydande upptäckter av exoplaneter, särskilt planeter i storleken av jorden som kretsar runt i deras stjärnors beboeliga zoner.

2. Radial Velocity Method

Den radiella hastighetsmetoden, även känd som Doppler-spektroskopimetoden, mäter de lätta vinklarna eller periodiska förändringar i rörelsen hos en stjärna som orsakas av gravitationsdraget som utövas av en kretsande planet.

När en planet kretsar runt sin stjärna utövar den gravitationsinflytande, vilket gör att stjärnan lätt rör sig fram och tillbaka längs vår siktlinje. Dessa förändringar i stjärnans hastighet är otroligt små och kräver exakta spektroskopiska observationer för att upptäcka.

Spektroskopiska instrument kan dela upp stjärnans ljus i dess komponentvåglängder och avslöja små förskjutningar i spektrallinjerna. När stjärnan rör sig mot och bort från oss på grund av planetens gravitationsinflytande genomgår spektrallinjerna ett regelbundet mönster av förskjutningar, känt som Dopplereffekten.

Exakt mätning av dessa periodiska hastighetsvariationer gör det möjligt för astronomer att uppskatta minimimassan för den kretsande planeten, den tid det tar att slutföra en omloppsbana (omloppsperiod) och, med ytterligare observationer, sluta sig till dess avstånd från stjärnan.

3. Direkt bildbehandling

Den direkta avbildningsmetoden innebär att man tar faktiska bilder av exoplaneter och löser dem från bländningen från deras värdstjärnor. Men på grund av de enorma utmaningarna med att uppnå den nödvändiga upplösningen och kontrasten, har denna metod bara framgångsrikt avbildat en handfull exoplaneter, mestadels stora, unga planeter som är gravitationsmässigt separerade från sina stjärnor och avger sitt eget svaga sken.

4. Gravitationsmikrolinsning

Gravitationsmikrolinsning är en teknik som använder gravitationsfältet hos ett massivt mellanliggande objekt, såsom en stjärna eller galax, för att förstora och förvränga ljuset som sänds ut av en bakgrundskälla och avslöja närvaron av en exoplanet.

När en bakgrundsstjärna passerar bakom eller nära det massiva mellanliggande föremålet, böjs och fokuseras ljuset från bakgrundskällan, vilket leder till en tillfällig ljusare eller förstoringseffekt. Om det finns en exoplanet som kretsar kring det massiva mellanliggande objektet kan det orsaka små förvrängningar eller anomalier i detta förstoringsmönster.

Att upptäcka och analysera dessa anomalier gör det möjligt för astronomer att sluta sig till närvaron och egenskaperna hos exoplaneter.

Det är viktigt att notera att vissa exoplanetupptäckter görs med hjälp av kombinationer av dessa metoder eller genom alternativa tillvägagångssätt, såsom astrometri (mätning av förändringar i en stjärnas position för att upptäcka gravitationsinflytandet från en kretsande exoplanet).