duimnael|400px|Getal eksoplanete wat jaarliks ontdek is tot aan die einde van September 2014, met kleure wat die opsporingsmotode aandui:
Onregstreekse metodes word meestal gebruik vir die opsporing van eksoplanete. Enige planeet is ’n uiters dowwe ligbron in vergelyking met sy moederster. ’n Ster soos die Son is byvoorbeeld sowat ’n miljard keer so helder as die weerkaatste lig van enige van die planete wat om hom wentel. Benewens die probleme met die opsporing van so ’n dowwe ligbron, veroorsaak die moederster se lig ook ’n gloed wat die planeet laat vervaag. Om dié redes is baie min eksoplanete nog met regstreekse waarneming opgespoor.
In die plek daarvan gebruik sterrekundiges onregstreekse maniere. Verskillende metodes, elk met sy eie voor- en nadele, het al sukses opgelewer in die opsporing van ’n nuwe planeet of die waarneming van ’n reeds ontdekte planeet.
Variasies in die radiale snelheid van ’n ster met betrekking tot die Aarde kan deur ’n planeet se swaartekrag veroorsaak word, omdat die ster dan in sy eie klein wentelbaan beweeg. Dit was tot 2012 die manier waarop die meeste eksoplanete opgespoor is – daarna het die Kepler-sending al hoe meer planete met die oorgangsmetode opgespoor. Die radialesnelheidsmetode werk veral goed wanneer ’n groot planeet naby aan sy moederster is. Verskeie faktore kan egter sorg vir vals seine.
Met oorgangsfotometrie kan ’n planeet se radius bepaal word. As ’n planeet voor sy ster verbybeweeg, verdof die ster effens en dit word in die ster se ligkurwe gesien. Die meeste oorgangseine is baie klein, soos 0,008% wanneer ’n aardgrootte-planeet voor ’n songrootte-ster verbybeweeg. Die ligkurwe kan wel belangrike eienskappe ontbloot, soos die oorgangsdiepte, oorgangsduur en die wentelperiode van die eksoplaneet. Uit dié waarneembare parameters kan weer verskeie fisiese parameters bepaal word, soos die halwe lengteas, stermassa, sterradius, planeetradius, eksentrisiteit en baanhelling. Uiteindelik kan die massa van die planeet ook bepaal word. Vir dié metode om te werk, moet ’n planeet se wentelbaan presies oplyn vanuit die waarnemer se sigpunt. Nog ’n nadeel is die baie vals opsporings.
Weerkaatsings-/uitstralingsmodulasies geskied wanneer kortperiodeplanete na aan hul sterre wentel en variasies in hul weerkaatste lig toon omdat hulle deur fases soortgelyk aan maanfases gaan. Hulle word ook deur die sterlig verhit en daarom is hul termiese uitstralings makliker waarneembaar. Teleskope kan nie die planeet en die ster van mekaar onderskei nie en sien net die gekombineerde lig. Dit lyk of die helderheid van die moederster gedurende elke omwenteling op ’n periodieke manier verander. Die uitwerking is ook klein, en dit is nes met die oorgangsmetode makliker om groot planete naby hul moedersterre op te spoor omdat hulle meer lig van die ster af kry.
’n Nuwe metode om eksoplanete danksy ligvariasies op te spoor gebruik die relativistiese bondeling van die waargenome ligvloed van die ster vanweë sy beweging. Wanneer die planeet se swaartekrag die ster rondtrek, verander die digtheid van die fotone en dus die skynbare helderheid van die ster vanuit die waarnemer se sigpunt. Dit is met dié metode makliker om groot planete naby aan hul moederster op te spoor omdat hierdie faktore ’n groter invloed op die ster se beweging het. Een van die grootste nadele van dié metode is dat die ligvariasies baie klein is, en ’n voordeel is dat die meting van die planeet se massa moontlik is sonder die versameling van ekstra data met ander metodes.
Pulsartydmeting behels dat effense afwykings in ’n pulsar se radiopulse dit moontlik maak om te bepaal dat dit ’n planeet het. Dié neutronsterre straal andersins radiogolwe uiters reëlmatig uit terwyl hulle roteer. Dié metode is so sensitief dat kleiner planete daarmee opgespoor kan word as met enige ander metode. Pulsars is egter skaars en spesiale omstandighede is nodig vir ’n planeet om naby ’n pulsar te vorm.
duimnael|200px|links|’n Planeet wentel om ’n ster en dié beweeg self in ’n klein wentelbaan. Die stelsel se massamiddelpunt word met ’n rooi kruis aangedui. (In hierdie geval lê dit altyd binne die ster.) Hierdie verskynsel word in astrometrie gebruik.
Die swaartekragmikrolenseffek vind plaas wanneer die swaartekragveld van ’n ster as ’n lens optree en die lig van ’n verafgeleë agtergrondster vergroot. As die voorgrondster ’n planeet het, kan die planeet se eie swaartekragveld ’n waarneembare bydrae tot die lenseffek lewer. Dié metode is veral nuttig wanneer ’n ster baie agtergrondsterre het, soos wanneer dit na die middel van die Melkweg geleë is. ’n Nadeel is dat dit net gebeur as die twee sterre amper presies oplyn. Die effek is ook van korte duur en kan nie herhaal word nie omdat so ’n oplynig heel toevallig gebeur. Verskeie bevestigde eksoplanete is al op dié manier waargeneem en dit was die eerste metode waarmee planete met die Aarde se massa om gewone hoofreekssterre opgespoor is.
Astrometrie behels die presiese meting van ’n ster se posisie in die lug en die waarneming van hoe dié posisie mettertyd verander. As ’n ster ’n planeet het, veroorsaak die swaartekraginvloed van die planeet dat die ster self in ’n klein wentelbaan beweeg omdat die planeet en ster albei om hul massamiddelpunt wentel, en dié beweging kan gemeet word. Astrometrie is die oudste metode om na eksoplanete te soek. Teen die einde van die 19de eeu het fotografiese plate die akkuraatheid van metings in ’n groot mate verbeter. Die veranderings in sterre se posisie is egter so klein – en atmosferiese en sistematiese verwringings so groot – dat selfs die beste grondgebaseerde teleskope nie metings van die nodige akkuraatheid kan produseer nie.
Ander moontlike metodes wat gebruik kan word, is fluktuasies en eggowaarnemings, oorgangsbeelding en magnetosferiese en aurora-radiostralings.
Ook sirkumstellêre rommelskywe kan waargeneem word omdat dit gewone sterlig absorbeer en dit as infrarooistraling heruitstraal. Die stof ontstaan vermoedelik weens botsings tussen komete en asteroïdes. Uit die vorm van die stofskywe kan dalk ook bepaal word of ’n planeet teenwoordig is.
Die meeste bevestigde eksoplanete tot dusver is met ruimtegebaseerde teleskope soos Corot en Kepler ontdek omdat atmosferiese steurings uitgeskakel word. Kepler en K2 het meer as 2 000 bevestigde planete opgespoor. Ander sendings wat met sukses gebruik is om ten minste bevestigde planete waar te neem of hul eienskappe te bepaal, is die Hubble-ruimteteleskoop, infrarooi-Spitzer, Gaia-sending en TESS, wat in 2018 gelanseer is. TESS sal na verwagting meer as 20 000 eksoplanete ontdek.
Gevestigde opsporingsmetodes Die volgende metodes het minstens een keer bewys suksesvol te wees in die ontdekking van ’n nuwe eksoplaneet of die waarneming van ’n reeds ontdekte eksoplaneet:
Radiale snelheid duimnael|links|’n Radialesnelheidsgrafiek van 18 Delphini b. ’n Ster met ’n planeet sal in sy eie klein wentelbaan beweeg in reaksie op die planeet se swaartekrag. Dit lei tot variasies in die spoed waarmee die ster na en van die Aarde beweeg, dit wil sê die variasies is in die radiale snelheid van die ster met betrekking tot die Aarde. Die radiale snelheid kan afgelei word van die verskuiwings in die moederster se spektraallyne vanweë die Doppler-effek. Die radialesnelheidsmetode meet hierdie afwykings om die teenwoordigheid van die planeet te bevestig deur die gebruik van massafunksie.
Tot omstreeks 2012 was die radialesnelheidsmetode (ook bekend as Doppler-spektroskopie) verreweg die mees produktiewe manier om eksoplanete op te spoor. Ná 2012 is al hoe meer van hulle deur die Kepler-sending se oorgangsmetode opgespoor. Die radialesnelheidsein is nie afstandsgebonde nie, maar het groot sein-tot-geraasverhoudingspektra nodig om presies te wees en word oor die algemeen net vir relatief nabygeleë sterre gebruik, tot sowat 160 ligjare van die Aarde af, om planete met ’n lae massa op te spoor. Dit is ook onmoontlik om verskeie sterre terselfdertyd met een teleskoop waar te neem. Planete met die massa van Jupiter kan tot ’n paar duisend ligjare van hier af om hul sterre waargeneem word. Hierdie metode is goed vir die ontdekking van groot planete wat naby sterre is. Moderne spektograwe kan ook maklik planete met Jupiter se massa opspoor wat 10 AE van hul moederster af is, maar dit verg baie jare van waarneming. Planete met dieselfde massa as die Aarde kan tans net waargeneem word as hulle in ’n klein wentelbaan om ’n ster met ’n lae massa voorkom, soos Proxima b.
Dit is om twee redes makliker om planete om sterre met ’n lae massa waar te neem. Eerstens word dié sterre meer deur die swaartekrag van hul planete beïnvloed. Tweedens roteer hoofreekssterre met ’n lae massa gewoonlik relatief stadig. ’n Vinnige rotasie maak spektraallyne onduideliker, want die helfte van die ster roteer vinnig weg van die waarnemer terwyl die ander helfte vinnig nader beweeg. Om eksoplanete om sterre met ’n groter massa op te spoor is makliker as die ster die hoofreeks verlaat het, want sulke sterre roteer ook stadiger.
Soms produseer Doppler-spektrografie vals seine, veral in stelsels met meer as een planeet of ster. Magneetvelde en sekere soorte steraktiwiteite kan ook sorg vir vals seine. Wanneer die moederster verskeie planete het, kan vals seine ook verkry word weens onvoldoende data. In so ’n geval kan daar verskeie oplossings vir die data wees, want sterre word gewoonlik nie aaneen waargeneem nie.
Sommige van die vals seine kan uitgeskakel word deur die stabiliteit van die planeetstelsel te ontleed, ’n fotometriese ontleding van die moederster te doen en sy rotasieperiode en die siklusperiodes van sy steraktiwiteit te ken.
Oorgangsfotometrie Terwyl die radialesnelheidsmetode inligting oor ’n planeet se massa kan verskaf, kan die fotometriese metode die planeet se radius bepaal. As ’n planeet voor sy ster verbybeweeg, verdof die ster effens na gelang van die relatiewe grootte van die planeet teenoor die ster. In die geval van HD 209458 verdof die ster met 1,7%. Die meeste oorgangseine is egter aansienlik kleiner; ’n aardgrootte-planeet wat voor ’n songrootte-ster verbybeweeg, veroorsaak byvoorbeeld ’n verdowwing van net 0,008%.
duimnael|280px|Die oorgangsmetode om eksoplanete op te spoor. Die grafiek onder die skets demonstreer die ligvlakke wat die Aarde oor ’n tydperk bereik. Die ligkurwemodel van ’n eksoplaneet wat voor ’n ster verbybeweeg, kan die volgende eienskappe van ’n planeetstelsel voorspel: oorgangsdiepte (δ), oorgangsduur (T), die duur van die intrede/uittrede (τ) en die wentelperiode van die eksoplaneet (P). Hierdie waargenome eienskappe word egter op verskeie aannames gebaseer. Gerieflikheidshalwe aanvaar ons die planeet en ster is albei sferies, die sterskyf is eenvormig en die wentelbaan is rond. Die waargenome fisieke parameters van die ligkurwe sal verander na gelang van die relatiewe posisie van ’n eksoplaneet in ’n oorgang.
Die oorgangsdiepte (δ) van die ligkurwe beskryf die afname in die normale vloed van die ster tydens ’n oorgang. Dit gee besonderhede oor die radius van die eksoplaneet in vergelyking met dié van die ster. As ’n eksoplaneet byvoorbeeld voor ’n songrootte-ster verbybeweeg, sal ’n planeet met ’n groter radius die oorgangsdiepte laat toeneem en ’n planeet met ’n kleiner radius die diepte laat afneem.
Die oorgangsduur (T) van ’n eksoplaneet is die tyd wat die planeet voor die ster deurbring. Hierdie waargenome parameter verander na gelang van die spoed waarmee die planeet in sy wentelbaan beweeg terwyl dit voor die ster verbygaan.