Herhangi bir gezegen, ana yıldızıyla karşılaştırıldığında son derece zayıf bir ışık kaynağıdır. Örneğin Güneş gibi bir yıldız, etrafında dönen gezegenlerden yansıyan ışıktan yaklaşık bir milyar kat daha parlaktır. Bu kadar zayıf bir ışık kaynağını tespit etmenin esas zorluğuna ek olarak, ana yıldızdan gelen ışık, onu silip süpüren bir parlamaya neden olur. Bu nedenlerden ötürü, Ocak 2024 itibarıyla rapor edilen ötegezegenlerin çok azı doğrudan gözlemlendi; hatta daha azı, konak yıldızdan ayrıştırıldı.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTltTDJaa0wwTnZibVpwY20xbFpGOWxlRzl3YkdGdVpYUnpYMko1WDIxbGRHaHZaSE5mUlZCRkxuTjJaeTgwTURCd2VDMURiMjVtYVhKdFpXUmZaWGh2Y0d4aGJtVjBjMTlpZVY5dFpYUm9iMlJ6WDBWUVJTNXpkbWN1Y0c1bi5wbmc=.png)
Bunun yerine gökbilimciler genellikle güneş dışı gezegenleri tespit etmek için dolaylı yöntemlere başvurmak zorunda kaldılar. 2016 yılı itibarıyla birçok farklı dolaylı yöntem başarı sağlamıştır.
Resmî tespit yöntemleri
Aşağıdaki yöntemlerin, yeni bir gezegenin keşfedilmesinde veya halihazırda keşfedilmiş bir gezegenin tespit edilmesinde en az bir kez başarılı olduğu kanıtlanmıştır:
Radyal hız
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh6THpOaEx6RTRYMFJsYkY5aVgzSjJMbkJrWmk5d1lXZGxNUzB5TWpCd2VDMHhPRjlFWld4ZllsOXlkaTV3WkdZdWFuQm4uanBn.jpg)
Gezegeni olan bir yıldız, gezegenin kütleçekimine tepki olarak kendi küçük yörüngesinde hareket edecektir. Bu, yıldızın Dünya'ya doğru veya Dünya'dan uzaklaşma hızında değişikliklere yol açar, yani değişiklikler yıldızın Dünya'ya göre radyal hızındadır. Radyal hız, Doppler etkisi nedeniyle ana yıldızın spektral çizgilerindeki yer değiştirmeden çıkarılabilir. Radyal hız yöntemi, ikili kütle fonksiyonunu kullanarak gezegenin varlığını doğrulamak için bu değişimleri ölçer.
Yıldızın sistemin kütle merkezi etrafındaki hızı gezegeninkinden çok daha küçüktür çünkü kütle merkezi etrafındaki yörüngesinin yarıçapı çok küçüktür. (Örneğin Güneş, Jüpiter'in etkisiyle yaklaşık 13 m/s hareket ederken, Dünya'nın etkisiyle yalnızca 9 cm/s kadar hareket eder). Bununla birlikte, 3 m/s veya biraz daha düşük hız değişimleri, Şili La Silla Gözlemevi'ndeki ESO 3,6 metre teleskobundaki HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) spektrometresi, Keck teleskoplarındaki HIRES spektrometresi veya Lowell Keşif Teleskobu'ndaki EXPRES gibi modern spektrometrelerle tespit edilebilir.↵Radyal hızı ölçmenin özellikle basit ve ucuz bir yöntemi "dışarıdan dağılmış interferometri"dir.
Yaklaşık 2012 yılına kadar radyal hız yöntemi (Doppler spektroskopisi olarak da bilinir) gezegen avcıları tarafından kullanılan en verimli teknikti. (2012'den sonra Kepler uzay aracının transit yöntemi bu yöntemi geride bıraktı). Radyal hız sinyali mesafeden bağımsızdır, ancak yüksek hassasiyet elde etmek için yüksek sinyal-gürültü oranı spektrumları gerektirir ve bu nedenle genellikle yalnızca nispeten yakın yıldızlar için, Dünya'dan yaklaşık 160 ışık yılına kadar, düşük kütleli gezegenleri bulmak için kullanılır. Ayrıca tek bir teleskopla aynı anda çok sayıda hedef yıldızı gözlemlemek de mümkün değildir. Jovian kütleli gezegenler birkaç bin ışık yılı uzaklıktaki yıldızların etrafında tespit edilebilir. Bu yöntem yıldızlara yakın olan büyük kütleli gezegenleri kolayca bulur. Modern spektrograflar, ana yıldızdan 10 astronomik birim uzaklıkta yörüngede bulunan Jüpiter kütleli gezegenleri de kolayca tespit edebilir, ancak bu gezegenlerin tespiti uzun yıllar süren gözlemler gerektirir. Dünya kütleli gezegenler şu anda sadece düşük kütleli yıldızların etrafındaki çok küçük yörüngelerde tespit edilebilmektedir, örneğin Proxima b.
Düşük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek iki nedenden dolayı daha kolaydır: Birincisi, bu yıldızlar gezegenlerin yerçekimsel çekimlerinden daha fazla etkilenir. İkinci neden ise düşük kütleli ana dizi yıldızlarının genellikle nispeten yavaş dönmesidir. Hızlı dönme spektral çizgi verilerini daha az net hale getirir çünkü yıldızın yarısı gözlemcinin bakış açısından hızla uzaklaşırken diğer yarısı yaklaşır. Daha büyük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek, yıldız ana diziden ayrılmışsa daha kolaydır, çünkü ana diziden ayrılmak yıldızın dönüşünü yavaşlatır.
Bazen Doppler spektrografisi, özellikle çok gezegenli ve çok yıldızlı sistemlerde yanlış sinyaller üretir. Manyetik alanlar ve belirli yıldız aktivitesi türleri de yanlış sinyaller verebilir. Ev sahibi yıldızın birden fazla gezegeni olduğunda, yanlış sinyaller yetersiz veriye sahip olmaktan da kaynaklanabilir, böylece yıldızlar genellikle sürekli olarak gözlemlenmediğinden, birden fazla çözüm verilere uyabilir. Yanlış sinyallerin bazıları, gezegen sisteminin kararlılığını analiz ederek, ev sahibi yıldız üzerinde fotometri analizi yaparak ve dönme periyodunu ve yıldız aktivitesi döngü periyotlarını bilerek ortadan kaldırılabilir.
Yörüngeleri Dünya'dan görüş hattına oldukça eğimli olan gezegenler daha küçük görünür sallantılar üretir ve bu nedenle tespit edilmeleri daha zordur. Radyal hız yönteminin avantajlarından biri, gezegenin yörüngesinin eksantrikliğinin doğrudan ölçülebilmesidir. Radyal hız yönteminin ana dezavantajlarından biri, yalnızca bir gezegenin minimum kütlesini tahmin edebilmesidir (). Eğim açısı i'nin sonsal dağılımı gezegenlerin gerçek kütle dağılımına bağlıdır. Bununla birlikte, sistemde birbirine nispeten yakın yörüngede dönen ve yeterli kütleye sahip birden fazla gezegen olduğunda, yörünge kararlılığı analizi bu gezegenlerin maksimum kütlesini kısıtlamaya olanak tanır. Radyal hız yöntemi, transit yöntemiyle elde edilen bulguları doğrulamak için kullanılabilir. Her iki yöntem birlikte kullanıldığında, gezegenin gerçek kütlesi tahmin edilebilir.
Yıldızın radyal hızı sadece bir gezegenin minimum kütlesini verse de, gezegenin spektral çizgileri yıldızın spektral çizgilerinden ayırt edilebiliyorsa, gezegenin radyal hızı bulunabilir ve bu da gezegenin yörüngesinin eğimini verir. Bu da gezegenin gerçek kütlesinin ölçülmesini sağlar. Bu aynı zamanda yanlış pozitifleri elimine eder ve gezegenin bileşimi hakkında da veri sağlar. Asıl sorun, böyle bir tespitin ancak gezegen nispeten parlak bir yıldızın etrafında dönüyorsa ve gezegen çok fazla ışık yansıtıyor ya da yayıyorsa mümkün olmasıdır.
Geçiş fotometrisi
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlqTDJNMUwwTjFjblpoYzE5a1pWOXNkWHBmWkdWZmJHOXpYM05wWlhSbFgzQnNZVzVsZEdGelgyUmxYMVJTUVZCUVNWTlVMVEZmWkhWeVlXNTBaVjl6ZFY5MGNpVkRNeVZCTVc1emFYUnZMbkJ1Wnk4eU1qQndlQzFEZFhKMllYTmZaR1ZmYkhWNlgyUmxYMnh2YzE5emFXVjBaVjl3YkdGdVpYUmhjMTlrWlY5VVVrRlFVRWxUVkMweFgyUjFjbUZ1ZEdWZmMzVmZkSElsUXpNbFFURnVjMmwwYnk1d2JtYz0ucG5n.png)
Teknik, avantajlar ve dezavantajlar
Radyal hız yöntemi bir gezegenin kütlesi hakkında bilgi verirken, fotometrik yöntem gezegenin yarıçapını belirleyebilir. Bir gezegen ana yıldızının diskinin önünden geçerse (transit geçerse), yıldızın ve gezegenin göreli boyutlarına bağlı olarak yıldızın gözlenen görsel parlaklığı küçük bir miktar düşer. Örneğin, HD 209458 örneğinde yıldız %1,7 oranında kararmaktadır. Bununla birlikte, çoğu geçiş sinyali oldukça küçüktür; örneğin, Güneş benzeri bir yıldızdan geçen Dünya büyüklüğünde bir gezegen, milyonda yalnızca 80 parça (yüzde 0,008) karartma üretir.
Teorik bir geçiş yapan ötegezegen ışık eğrisi modeli, gözlemlenen bir gezegen sisteminin şu özelliklerini öngörür: geçiş derinliği (δ), geçiş süresi (T), giriş/çıkış süresi (τ) ve ötegezegenin periyodu (P). Ancak, gözlemlenen bu büyüklükler çeşitli varsayımlara dayanmaktadır. Hesaplamalarda kolaylık sağlamak için, gezegenin ve yıldızın küresel, yıldız diskinin tekdüze ve yörüngenin dairesel olduğunu varsayıyoruz. Gözlenen bir ötegezegenin bir yıldızdan geçerken bulunduğu göreli konuma bağlı olarak, ışık eğrisinin gözlenen fiziksel parametreleri değişecektir. Geçiş yapan bir ışık eğrisinin geçiş derinliği (δ), bir geçiş sırasında yıldızın normalleştirilmiş akısındaki azalmayı tanımlar. Bu, yıldızın yarıçapı ile karşılaştırıldığında bir dış gezegenin yarıçapını detaylandırır. Örneğin, bir ötegezegen güneş yarıçapı büyüklüğünde bir yıldızdan geçiyorsa, daha büyük yarıçaplı bir gezegen geçiş derinliğini artıracak ve daha küçük yarıçaplı bir gezegen geçiş derinliğini azaltacaktır. Bir ötegezegenin geçiş süresi (T), bir gezegenin bir yıldızdan geçerken geçirdiği sürenin uzunluğudur. Bu gözlemlenen parametre, bir gezegenin yıldızdan geçerken yörüngesinde ne kadar hızlı veya yavaş hareket ettiğine bağlı olarak değişir. Geçiş yapan bir ışık eğrisinin giriş/çıkış süresi (τ), gezegenin yıldızı tamamen örtmesi (giriş) ve tamamen açması (çıkış) için geçen süreyi tanımlar. Eğer bir gezegen yıldızın çapının bir ucundan diğer ucuna geçerse, giriş/çıkış süresi kısalır çünkü gezegenin yıldızı tamamen örtmesi daha az zaman alır. Eğer bir gezegen çaptan başka bir noktaya göre bir yıldızdan geçiş yapıyorsa, çaptan uzaklaştıkça giriş/çıkış süresi uzar, çünkü gezegen geçişi sırasında yıldızı kısmen örtmek için daha uzun zaman harcar. Bu gözlemlenebilir parametrelerden bir dizi farklı fiziksel parametre (yarı-büyük eksen, yıldız kütlesi, yıldız yarıçapı, gezegen yarıçapı, dışmerkezlik ve eğim) hesaplamalar yoluyla belirlenir. Yıldızın radyal hız ölçümlerinin kombinasyonu ile gezegenin kütlesi de belirlenir.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh4THpFd0wxUm9aVzl5WlhScFkyRnNYMVJ5WVc1emFYUnBibWRmUlhodmNHeGhibVYwWDB4cFoyaDBYME4xY25abExtcHdaeTh5TWpCd2VDMVVhR1Z2Y21WMGFXTmhiRjlVY21GdWMybDBhVzVuWDBWNGIzQnNZVzVsZEY5TWFXZG9kRjlEZFhKMlpTNXFjR2M9LmpwZw==.jpg)
Bu yöntemin iki büyük dezavantajı vardır. Birincisi, gezegen geçişleri yalnızca gezegenin yörüngesi astronomların görüş noktasından mükemmel bir şekilde hizalandığında gözlemlenebilir. Bir gezegenin yörünge düzleminin doğrudan bir yıldızın görüş hattı üzerinde olma olasılığı, yıldızın çapının yörüngenin çapına oranıdır (küçük yıldızlarda gezegenin yarıçapı da önemli bir faktördür). Küçük yörüngeli gezegenlerin yaklaşık %10'u böyle bir hizalamaya sahiptir ve bu oran daha büyük yörüngeli gezegenler için azalır. Güneş büyüklüğünde bir yıldızın yörüngesinde 1 AU'da dolanan bir gezegen için, rastgele bir hizalanmanın bir geçiş üretme olasılığı %0,47'dir. Bu nedenle, yöntem herhangi bir yıldızın gezegenlere ev sahipliği yapmayacağını garanti edemez. Bununla birlikte, gökyüzünün binlerce hatta yüz binlerce yıldız içeren geniş alanlarını bir kerede tarayarak, geçiş araştırmaları radyal hız yönteminden daha fazla güneş dışı gezegen bulabilir. Yer tabanlı MEarth Projesi, SuperWASP, KELT ve HATNet'in yanı sıra uzay tabanlı COROT, Kepler ve TESS misyonları gibi birçok araştırma bu yaklaşımı benimsemiştir. Geçiş yöntemi, birkaç bin ışık yılı uzaklıkta bulunan yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etme avantajına da sahiptir. Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search tarafından tespit edilen en uzak gezegenler galaktik merkezin yakınında yer almaktadır. Ancak, bu yıldızların güvenilir takip gözlemleri mevcut teknoloji ile neredeyse imkansızdır.
Bu yöntemin ikinci dezavantajı ise yanlış tespit oranının yüksek olmasıdır. 2012 yılında yapılan bir çalışma, Kepler misyonu tarafından gözlemlenen geçişler için yanlış pozitif oranının tek gezegenli sistemlerde %40 kadar yüksek olabileceğini ortaya koymuştur. Bu nedenle, tek bir geçiş tespiti olan bir yıldız, tipik olarak radyal hız yöntemi veya yörünge parlaklık modülasyonu yönteminden ek onay gerektirir. Radyal hız yöntemi özellikle Jüpiter büyüklüğünde veya daha büyük gezegenler için gereklidir, çünkü bu büyüklükteki nesneler sadece gezegenleri değil, aynı zamanda kahverengi cüceleri ve hatta küçük yıldızları da kapsar. İki veya daha fazla gezegen adayı olan yıldızlarda yanlış pozitif oranı çok düşük olduğundan, bu tür tespitler genellikle kapsamlı takip gözlemleri olmadan doğrulanabilir. Bazıları transit zamanlama varyasyonu yöntemiyle de doğrulanabilir.
Gökyüzündeki birçok ışık noktası, akı ölçümleri ile geçiş yapan gezegenler olarak görünebilecek parlaklık değişimlerine sahiptir. Geçiş fotometrisi yönteminde yanlış-pozitifler üç yaygın biçimde ortaya çıkar: karışık tutulma yapan ikili sistemler, otlayan tutulma yapan ikili sistemler ve gezegen büyüklüğündeki yıldızların geçişleri. Tutulan ikili sistemler genellikle onları dış gezegen geçişlerinden ayıran derin tutulmalar üretir, çünkü gezegenler genellikle yaklaşık 2RJ'den daha küçüktür, ancak tutulmalar karışmış veya otlayan tutulan ikili sistemler için daha sığdır.
Karışık tutulmalı ikili sistemler, normal bir tutulmalı ikilinin aynı görüş hattı boyunca, genellikle farklı bir mesafede bulunan üçüncü (genellikle daha parlak) bir yıldızla karışmasından oluşur. Üçüncü yıldızın sabit ışığı ölçülen tutulma derinliğini seyreltir, bu nedenle ışık eğrisi geçiş yapan bir dış gezegene benzeyebilir. Bu durumlarda, hedef çoğunlukla küçük bir ana dizi ikincil ile büyük bir ana dizi birincil veya bir ana dizi ikincil ile dev bir yıldız içerir.
Sıyırarak tutulan ikili sistemler, bir cismin diğerinin uzvunu çok az sıyırdığı sistemlerdir. Bu durumlarda, ışık eğrisinin maksimum geçiş derinliği, iki yıldızın yarıçaplarının karelerinin oranıyla orantılı olmayacak, bunun yerine yalnızca ikincil tarafından engellenen birincinin küçük kısmına bağlı olacaktır. Akıdaki ölçülen küçük düşüş bir dış gezegen geçişini taklit edebilir. Bu kategorideki bazı yanlış pozitif vakalar, tutulan ikili sistemin dairesel bir yörüngeye sahip olması ve iki yoldaşın farklı kütlelere sahip olması durumunda kolayca bulunabilir. Yörüngenin döngüsel doğası nedeniyle, birincil yıldızın ikincil yıldızı okşaması ve bunun tersi olmak üzere iki tutulma olayı meydana gelecektir. Eğer iki yıldızın kütleleri ve dolayısıyla yarıçapları ve parlaklıkları farklıysa, o zaman bu iki tutulmanın derinlikleri de farklı olacaktır. Sığ ve derin bir geçiş olayının bu şekilde tekrarlanması kolayca tespit edilebilir ve böylece sistemin bir otlayan tutulan ikili sistem olarak tanınmasını sağlar. Ancak, iki yıldız yoldaşı yaklaşık olarak aynı kütlede ise, bu iki tutulma ayırt edilemez, dolayısıyla sadece geçiş fotometrisi ölçümleri kullanılarak bir otlayan tutulan çift sistemin gözlemlendiğini göstermek imkansız hale gelir.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTgwTHpRd0wwSnliM2R1UkhkaGNtWkRiMjF3WVhKcGMyOXVMWEJwWVRFeU5EWXlMbXB3Wnk4eU1qQndlQzFDY205M2JrUjNZWEptUTI5dGNHRnlhWE52Ymkxd2FXRXhNalEyTWk1cWNHYz0uanBn.jpg)
Son olarak, gaz devi gezegenlerle yaklaşık olarak aynı boyutta olan iki tür yıldız vardır: beyaz cüceler ve kahverengi cüceler. Bunun nedeni gaz devi gezegenlerin, beyaz cücelerin ve kahverengi cücelerin hepsinin dejenere elektron basıncı ile desteklenmesidir. Işık eğrisi, yalnızca geçiş yapan nesnenin boyutuna bağlı olduğu için kütleler arasında ayrım yapmaz. Mümkün olduğunda, radyal hız ölçümleri, geçiş yapan veya tutulan cismin gezegensel kütlede, yani 13MJ'den daha az olduğunu doğrulamak için kullanılır. Geçiş Zamanı Değişimleri de MP'yi belirleyebilir. Bilinen bir radyal hız yörüngesi ile Doppler Tomografisi minimum MP ve öngörülen sing-yörünge hizalamasını elde edebilir.
Kırmızı dev dalı yıldızlarının etrafındaki gezegenleri tespit etmek için başka bir sorun daha vardır: bu yıldızların etrafındaki gezegenlerin daha büyük yıldız boyutu nedeniyle geçiş yapma olasılığı çok daha yüksek olsa da, bu geçiş sinyallerini ana yıldızın parlaklık ışık eğrisinden ayırmak zordur, çünkü kırmızı devler parlaklıkta birkaç saat ila gün arasında değişen sık titreşimlere sahiptir. Bu durum özellikle alt devlerde daha belirgindir. Buna ek olarak, bu yıldızlar çok daha parlaktır ve geçiş yapan gezegenler bu yıldızlardan gelen ışığın çok daha küçük bir yüzdesini engeller. Buna karşılık, gezegenler nötron yıldızı ya da beyaz cüce gibi çok küçük bir yıldızı tamamen örtebilir ve bu da Dünya'dan kolayca tespit edilebilecek bir olaydır. Ancak yıldız boyutlarının küçük olması nedeniyle bir gezegenin böyle bir yıldız kalıntısıyla aynı hizaya gelme ihtimali son derece düşüktür.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh5THpKakwwVjRiM0JzWVc1bGRGOU5ZWE56TFZKaFpHbDFjMTlUWTJGMGRHVnlYMU4xY0dWeUxVVmhjblJvTG5CdVp5ODBNREJ3ZUMxRmVHOXdiR0Z1WlhSZlRXRnpjeTFTWVdScGRYTmZVMk5oZEhSbGNsOVRkWEJsY2kxRllYSjBhQzV3Ym1jPS5wbmc=.png)
Transit yönteminin ana avantajı, gezegenin boyutunun ışık eğrisinden belirlenebilmesidir. Radyal hız yöntemiyle (gezegenin kütlesini belirleyen) birleştirildiğinde, gezegenin yoğunluğu belirlenebilir ve dolayısıyla gezegenin fiziksel yapısı hakkında bir şeyler öğrenilebilir. Her iki yöntemle de incelenen gezegenler, bilinen tüm ötegezegenler arasında açık ara en iyi karakterize edilenlerdir.
Transit yöntemi aynı zamanda geçiş yapan gezegenin atmosferini incelemeyi de mümkün kılar. Gezegen yıldızdan geçerken, yıldızdan gelen ışık gezegenin üst atmosferinden geçer. Yüksek çözünürlüklü yıldız spektrumu dikkatle incelenerek, gezegenin atmosferinde bulunan elementler tespit edilebilir. Bir gezegen atmosferi ve bu bağlamda bir gezegen, yıldız ışığının gezegenin atmosferinden geçerken ya da yansırken kutuplaşmasını ölçerek de tespit edilebilir.
Ek olarak, ikincil tutulma (gezegen yıldızı tarafından engellendiğinde) gezegenin radyasyonunun doğrudan ölçülmesini sağlar ve diğer gezegenlerin varlığına ihtiyaç duymadan gezegenin yörüngesel dışmerkezliğini sınırlamaya yardımcı olur. Yıldızın ikincil tutulma sırasındaki fotometrik yoğunluğu, öncesindeki veya sonrasındaki yoğunluğundan çıkarılırsa, geriye yalnızca gezegenin neden olduğu sinyal kalır. Bu durumda gezegenin sıcaklığını ölçmek ve hatta üzerindeki bulut oluşumlarının olası işaretlerini tespit etmek mümkündür. Mart 2005'te iki grup bilim adamı Spitzer Uzay Teleskobu ile bu tekniği kullanarak ölçümler gerçekleştirdi. David Charbonneau liderliğindeki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi ve L. D. Deming liderliğindeki Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden iki ekip sırasıyla TrES-1 ve HD 209458b gezegenlerini inceledi. Ölçümler gezegenlerin sıcaklıklarını ortaya çıkardı: TrES-1 için 1,060 K (790 °C) ve HD 209458b için yaklaşık 1,130 K (860 °C). Buna ek olarak, sıcak Neptün Gliese 436 b'nin ikincil tutulmaya girdiği bilinmektedir. Bununla birlikte, bazı geçiş yapan gezegenler Dünya'ya göre ikincil tutulmaya girmeyecek şekilde yörüngede dolanırlar; HD 17156 b'nin ikincilerden biri olma olasılığı %90'ın üzerindedir.
Geçmiş
Geçişlerin gözlendiği ilk ötegezegen, radyal hız tekniği kullanılarak keşfedilen HD 209458 b'dir. Bu geçişler 1999 yılında David Charbonneau ve Gregory W. Henry liderliğindeki iki ekip tarafından gözlemlenmiştir. Geçiş yöntemiyle keşfedilen ilk ötegezegen 2002 yılında OGLE projesi tarafından keşfedilen OGLE-TR-56b'dir.
Bir Fransız Uzay Ajansı görevi olan CoRoT, atmosferik parıltının yokluğunun gelişmiş doğruluğa izin verdiği yörüngeden gezegen geçişlerini araştırmak için 2006 yılında başladı. Bu görev "Dünya'dan birkaç kat ila birkaç kat daha büyük" gezegenleri tespit edebilecek şekilde tasarlandı ve 2008'in başlarında iki ötegezegen keşfiyle[26] (her ikisi de "sıcak Jüpiter" türünde) "beklenenden daha iyi" bir performans gösterdi. Haziran 2013'te CoRoT'un ötegezegen sayısı 32'ydi ve birkaçı hâlâ teyit edilmeyi bekliyordu. Uydu Kasım 2012'de beklenmedik bir şekilde veri aktarımını durdurdu (görevi iki kez uzatıldıktan sonra) ve Haziran 2013'te emekliye ayrıldı.
Mart 2009'da NASA'nın Kepler misyonu, Cygnus takımyıldızındaki çok sayıda yıldızı, Dünya büyüklüğündeki gezegenleri tespit etmesi ve karakterize etmesi beklenen bir ölçüm hassasiyetiyle taramak üzere fırlatıldı. NASA Kepler Misyonu yüz bin yıldızı gezegenler için taramak üzere transit yöntemini kullanmaktadır. Uydunun 3,5 yıllık görev süresinin sonunda, Dünya'dan bile küçük gezegenleri ortaya çıkarmak için yeterli veri toplamış olacağı umuluyordu. Yüz bin yıldızı aynı anda tarayarak, sadece Dünya büyüklüğündeki gezegenleri tespit etmekle kalmadı, Güneş benzeri yıldızların etrafındaki bu tür gezegenlerin sayısı hakkında istatistikler toplayabildi.
2 Şubat 2011'de Kepler ekibi, 54'ü yaşanabilir bölgede olabilecek 1.235 güneş dışı gezegen adayının listesini yayınladı. 5 Aralık 2011'de Kepler ekibi 2,326 gezegen adayı keşfettiklerini açıkladı; bunların 207'si Dünya'ya benzer boyutta, 680'i süper-Dünya boyutunda, 1,181'i Neptün boyutunda, 203'ü Jüpiter boyutunda ve 55'i Jüpiter'den daha büyüktü. Şubat 2011 rakamlarıyla karşılaştırıldığında, Dünya boyutundaki ve süper Dünya boyutundaki gezegenlerin sayısı sırasıyla %200 ve %140 oranında artmıştır. Ayrıca, incelenen yıldızların yaşanabilir bölgelerinde 48 gezegen adayı bulunmuştur; bu da Şubat rakamına göre bir düşüşe işaret etmektedir; bunun nedeni Aralık verilerinde kullanılan kriterlerin daha sıkı olmasıdır. Haziran 2013 itibariyle gezegen adaylarının sayısı 3,278'e yükselmiştir ve teyit edilen gezegenlerin bazıları Dünya'dan küçük, hatta bazıları Mars büyüklüğünde (Kepler-62c gibi) ve bir tanesi Merkür'den bile küçüktür (Kepler-37b).
Transiting Exoplanet Survey Satellite Nisan 2018'de fırlatıldı.
Yansıma ve emisyon modülasyonları
Yıldızlarının etrafında yakın yörüngelerde dolanan kısa periyotlu gezegenler yansıyan ışık değişimlerine maruz kalacaklardır çünkü Ay gibi onlar da dolunaydan yenidünyaya ve tekrar dolunaya doğru evreler geçireceklerdir. Buna ek olarak, bu gezegenler çok fazla yıldız ışığı aldıklarından, onları ısıtır ve termal emisyonları potansiyel olarak tespit edilebilir hale getirir. Teleskoplar gezegeni yıldızdan ayıramadıkları için sadece birleşik ışığı görürler ve ev sahibi yıldızın parlaklığı her yörüngede periyodik bir şekilde değişiyor gibi görünür. Etkisi küçük olsa da - gerekli fotometrik hassasiyet güneş tipi bir yıldızdan geçen Dünya büyüklüğündeki bir gezegeni tespit etmekle hemen hemen aynıdır - birkaç günlük yörünge periyoduna sahip Jüpiter büyüklüğündeki bu tür gezegenler Kepler Uzay Gözlemevi gibi uzay teleskopları tarafından tespit edilebilir. Transit yönteminde olduğu gibi, ana yıldızlarına yakın yörüngede dönen büyük gezegenleri tespit etmek, bu gezegenler ana yıldızlarından daha fazla ışık yakaladıkları için diğer gezegenlere göre daha kolaydır. Bir gezegen yüksek bir albedoya sahipse ve nispeten parlak bir yıldızın etrafında yer alıyorsa, ışık değişimlerini görünür ışıkta tespit etmek daha kolay olurken, daha karanlık gezegenler veya düşük sıcaklıktaki yıldızların etrafındaki gezegenler bu yöntemle kızılötesi ışıkla daha kolay tespit edilebilir. Uzun vadede, yörünge evresiyle yansıyan ışık değişimi büyük ölçüde yörünge eğiminden bağımsız olduğundan ve gezegenin yıldızın diskinin önünden geçmesini gerektirmediğinden, bu yöntem söz konusu görev tarafından keşfedilecek gezegenlerin çoğunu bulabilir. Yansıyan ışık miktarı yörünge boyunca değişmediğinden, Dünya'nın bakış açısından dairesel yüz yüze yörüngelere sahip gezegenleri hala tespit edemez.
Dev gezegenin faz fonksiyonu aynı zamanda termal özelliklerinin ve varsa atmosferinin de bir fonksiyonudur. Bu nedenle, faz eğrisi atmosferik parçacıkların boyut dağılımı gibi diğer gezegen özelliklerini kısıtlayabilir. Bir gezegenin geçiş yaptığı tespit edildiğinde ve boyutu bilindiğinde, faz değişimleri eğrisi gezegenin albedosunun hesaplanmasına veya kısıtlanmasına yardımcı olur. Çok sıcak gezegenlerde bu daha zordur çünkü albedo hesaplanmaya çalışılırken gezegenin parıltısı araya girebilir. Teorik olarak, ışık değişimlerini birden fazla dalga boyuyla gözlemlerken geçiş yapmayan gezegenlerde de albedo bulunabilir. Bu, bilim insanlarının gezegen yıldızdan geçmiyor olsa bile gezegenin boyutunu bulmalarını sağlar.
Bir ötegezegenden yansıyan görünür ışık spektrumunun ilk kez doğrudan tespiti 2015 yılında uluslararası bir gökbilimci ekibi tarafından yapıldı. Gökbilimciler, Avrupa Güney Gözlemevi'nin Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde bulunan Yüksek Doğruluklu Radyal Hız Gezegen Arayıcı (HARPS) cihazını kullanarak, bir ana dizi yıldızının (Güneş benzeri bir yıldız) yörüngesinde keşfedilen ilk ötegezegen olan 51 Pegasi b'den gelen ışığı incelediler.
Hem CoRoT hem de Kepler gezegenlerden yansıyan ışığı ölçmüştür. Ancak, bu gezegenler ev sahibi yıldızlarından geçtikleri için zaten biliniyorlardı. Bu yöntemle keşfedilen ilk gezegenler Kepler tarafından bulunan Kepler-70b ve Kepler-70c'dir.
Rölativistik ışıma
Işık değişimlerinden dış gezegenleri tespit etmek için ayrı bir yeni yöntem, hareketinden dolayı yıldızdan gözlemlenen akının rölativistik ışınlamasını kullanır. Bu yöntem Doppler ışıması ya da Doppler güçlendirmesi olarak da bilinir. Yöntem ilk olarak 2003 yılında Abraham Loeb ve Scott Gaudi tarafından önerilmiştir. Gezegen çekim gücüyle yıldızı çektikçe, fotonların yoğunluğu ve dolayısıyla yıldızın görünür parlaklığı gözlemcinin bakış açısından değişir. Radyal hız yöntemi gibi, yörünge eksantrikliğini ve gezegenin minimum kütlesini belirlemek için kullanılabilir. Bu yöntemle, yıldızlarına yakın büyük gezegenleri tespit etmek daha kolaydır, çünkü bu faktörler yıldızın hareketini arttırır. Radyal hız yönteminin aksine, bir yıldızın doğru bir spektrumunu gerektirmez ve bu nedenle hızlı dönen yıldızların ve daha uzak yıldızların etrafındaki gezegenleri bulmak için daha kolay kullanılabilir.
Bu yöntemin en büyük dezavantajlarından biri ışık değişimi etkisinin çok küçük olmasıdır. Güneş benzeri bir yıldızdan 0,025 AU uzaklıkta yörüngede dönen Jovian kütleli bir gezegen, yörünge kenarda olsa bile zorlukla tespit edilebilir. Bu yeni gezegenleri keşfetmek için ideal bir yöntem değildir, çünkü gezegenden yayılan ve yansıyan yıldız ışığı miktarı genellikle rölativistik ışınlamadan kaynaklanan ışık değişimlerinden çok daha büyüktür. Bununla birlikte, bu yöntem, radyal hız gözlemlerinden takip eden veri toplamaya gerek kalmadan gezegenin kütlesinin ölçülmesine izin verdiği için hala yararlıdır.
Bu yöntemi kullanan ilk gezegen keşfi (Kepler-76b) 2013 yılında duyuruldu.
Ellipsoidal variations
Büyük gezegenler ev sahibi yıldızlarında hafif gelgit bozulmalarına neden olabilir. Bir yıldız hafif elipsoidal bir şekle sahip olduğunda, yıldızın görünen parlaklığı, yıldızın yassı kısmının gözlemcinin bakış açısına bakıp bakmadığına bağlı olarak değişir. Rölativistik ışınlama yönteminde olduğu gibi, gezegenin minimum kütlesinin belirlenmesine yardımcı olur ve hassasiyeti gezegenin yörünge eğimine bağlıdır. Bir yıldızın görünen parlaklığı üzerindeki etkinin boyutu, göreli ışınlama yönteminden çok daha büyük olabilir, ancak parlaklık değişim döngüsü iki kat daha hızlıdır. Buna ek olarak, gezegen düşük yarı-büyük eksen-yıldız yarıçapı oranına sahipse ve yıldızın yoğunluğu düşükse yıldızın şeklini daha fazla bozar. Bu da bu yöntemi ana diziden ayrılmış yıldızların etrafındaki gezegenleri bulmak için uygun hale getirir.
Pulsar timing
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTgzTHpkakwwRnlkR2x6ZENVeU4zTmZZMjl1WTJWd2RGOXZabDlRVTFKZlFqRXlOVGNsTWtJeE1sOXplWE4wWlcwdWFuQm5Mekl5TUhCNExVRnlkR2x6ZENVeU4zTmZZMjl1WTJWd2RGOXZabDlRVTFKZlFqRXlOVGNsTWtJeE1sOXplWE4wWlcwdWFuQm4uanBn.jpg)
Bir pulsar bir nötron yıldızıdır: süpernova olarak patlamış bir yıldızın küçük, ultra yoğun kalıntısı. Pulsarlar dönerken son derece düzenli radyo dalgaları yayarlar. Bir pulsarın içsel dönüşü çok düzenli olduğu için, gözlemlenen radyo atımlarının zamanlamasındaki hafif anormallikler pulsarın hareketini izlemek için kullanılabilir. Sıradan bir yıldız gibi, bir pulsar da eğer bir gezegeni varsa kendi küçük yörüngesinde hareket edecektir. Nabız-zamanlama gözlemlerine dayanan hesaplamalar bu yörüngenin parametrelerini ortaya çıkarabilir.
Bu yöntem aslında gezegenleri tespit etmek için tasarlanmamıştır, ancak o kadar hassastır ki, diğer yöntemlerin yapabileceğinden çok daha küçük gezegenleri, Dünya'nın kütlesinin onda birinden daha azına kadar tespit edebilir. Ayrıca bir gezegen sisteminin çeşitli üyeleri arasındaki karşılıklı yerçekimsel pertürbasyonları tespit edebilmekte ve böylece bu gezegenler ve yörünge parametreleri hakkında daha fazla bilgi ortaya çıkarabilmektedir. Buna ek olarak, pulsardan nispeten uzakta olan gezegenleri de kolaylıkla tespit edebilir.
Pulsar zamanlama yönteminin iki ana dezavantajı vardır: pulsarlar nispeten nadirdir ve bir gezegenin bir pulsar etrafında oluşması için özel koşullar gereklidir. Bu nedenle, bu yolla çok sayıda gezegen bulunması olası değildir. Buna ek olarak, ortamdaki radyasyonun yüksek yoğunluğu nedeniyle pulsarların yörüngesindeki gezegenlerde yaşam muhtemelen devam etmeyecektir.
1992 yılında Aleksander Wolszczan ve Dale Frail bu yöntemi kullanarak PSR 1257+12 pulsarı etrafındaki gezegenleri keşfettiler. Keşifleri 1994 yılında onaylandı ve Güneş Sistemi dışındaki gezegenlerin ilk onayı oldu.
Değişken yıldız zamanlaması
Pulsarlar gibi, diğer bazı zonklayan değişken yıldız türleri de, radyal hızın spektroskopiye gerek kalmadan, zonklama frekansının Doppler kaymasından tamamen fotometrik olarak belirlenebileceği kadar düzenlidir. Bu yöntem, periyodik aktivitenin daha uzun ve daha az düzenli olması nedeniyle pulsar zamanlama değişimi yöntemi kadar hassas değildir. Değişken bir yıldızın etrafındaki gezegenleri tespit etmenin kolaylığı yıldızın zonklama periyoduna, zonklamaların düzenliliğine, gezegenin kütlesine ve ev sahibi yıldıza olan uzaklığına bağlıdır.
Bu yöntemle ilk başarı 2007 yılında V391 Pegasi b'nin zonklayan bir alt cüce yıldız etrafında keşfedilmesiyle geldi.
Transit zamanlama
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh4THpFNEwwdGxjR3hsY25Od1lXTmxZM0poWm5RdE1qQXhNVEF5TVRVdWFuQm5MekkxTUhCNExVdGxjR3hsY25Od1lXTmxZM0poWm5RdE1qQXhNVEF5TVRVdWFuQm4uanBn.jpg)
Geçiş zamanlaması varyasyonu yöntemi, geçişlerin katı bir periyodiklikle mi gerçekleştiğini yoksa bir varyasyon olup olmadığını dikkate alır. Birden fazla geçiş yapan gezegen tespit edildiğinde, bunlar genellikle geçiş zamanlaması değişimi yöntemiyle doğrulanabilir. Bu, düşük sinyal/gürültü oranı nedeniyle radyal hız yöntemlerinin tespit edemediği Güneş'ten uzak gezegen sistemlerinde kullanışlıdır. Bir gezegen geçiş yöntemiyle tespit edilmişse, geçiş zamanlamasındaki değişimler, sistemde Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilir kütlelere sahip geçiş yapmayan ek gezegenleri tespit etmek için son derece hassas bir yöntem sağlar. Gezegenlerin nispeten yakın yörüngelere sahip olması ve gezegenlerden en az birinin daha büyük kütleli olması, daha az büyük kütleli bir gezegenin yörünge periyodunun daha fazla bozulmasına neden oluyorsa, transit-zamanlama değişimlerini tespit etmek daha kolaydır.
Transit zamanlama yönteminin temel dezavantajı, genellikle gezegenin kendisi hakkında fazla bir şey öğrenilememesidir. Geçiş zamanlaması değişimi bir gezegenin maksimum kütlesinin belirlenmesine yardımcı olabilir. Çoğu durumda, bir nesnenin gezegensel bir kütleye sahip olup olmadığını doğrulayabilir, ancak kütlesine dar kısıtlamalar getirmez. Kepler-36 ve Kepler-88 sistemlerindeki gezegenlerin kütlelerini doğru bir şekilde belirleyebilecek kadar yakın yörüngede dönmeleri gibi istisnalar da vardır.
TTV kullanılarak geçiş yapmayan bir gezegenin ilk önemli tespiti NASA'nın Kepler uzay aracı ile gerçekleştirilmiştir. Geçiş yapan gezegen Kepler-19b, beş dakikalık bir genlik ve yaklaşık 300 günlük bir periyotla TTV gösterir ve geçiş yapan gezegenin periyodunun neredeyse rasyonel bir katı olan bir periyoda sahip ikinci bir gezegenin, Kepler-19c'nin varlığına işaret eder.
Çift yörüngeli gezegenlerde, geçiş zamanlamasındaki değişimler, diğer gezegenlerin kütleçekimsel pertürbasyonları yerine, esas olarak yıldızların yörünge hareketlerinden kaynaklanır. Bu değişimler, bu gezegenlerin otomatik yöntemlerle tespit edilmesini zorlaştırır. Ancak, bu gezegenlerin tespit edildikten sonra doğrulanmasını kolaylaştırır. [<span title="This claim needs references to reliable sources. (July 2015)">citation needed</span>]
Transit süre değişimi
"Süre değişimi" geçişin ne kadar sürdüğündeki değişiklikleri ifade eder. Süre değişimlerine bir öteuydu, aynı sistemdeki başka bir gezegen nedeniyle eksantrik gezegenler için kubbemsi yalpalama (apsidal presesyon) veya genel görelilik neden olabilir.
Transit yöntemiyle bir dolanım gezegeni bulunduğunda, transit süresi değişimi yöntemiyle kolayca doğrulanabilir. Yakın ikili sistemlerde, yıldızlar yoldaşın hareketini önemli ölçüde değiştirir, bu da geçiş yapan herhangi bir gezegenin geçiş süresinde önemli farklılıklar olduğu anlamına gelir. Bu tür ilk doğrulama Kepler-16b'den geldi.
Eclipsing binary minima timing
İkili bir yıldız sistemi, Dünya'nın bakış açısından yıldızlar yörüngelerinde birbirlerinin önünden geçecek şekilde hizalandığında, sisteme "tutulan ikili" yıldız sistemi denir. Yüzeyi daha parlak olan yıldızın diğer yıldızın diski tarafından en azından kısmen gizlendiği minimum ışık zamanına birincil tutulma denir ve yaklaşık yarım yörünge sonra, daha parlak yüzey alanlı yıldız diğer yıldızın bir kısmını gizlediğinde ikincil tutulma meydana gelir. Bu minimum ışık zamanları ya da merkezi tutulmalar, tıpkı bir pulsardan gelen atımlara benzer şekilde sistem üzerinde bir zaman damgası oluşturur (tek farkla ki bunlar bir parıltıdan ziyade parlaklıkta bir düşüştür). Eğer ikili yıldızların etrafında dairesel yörüngede bir gezegen varsa, yıldızlar ikili gezegen kütle merkezi etrafında kayacaktır. İkili yıldızlar gezegen tarafından ileri geri kaydırıldıkça, tutulma minimalarının zamanları değişecektir. Bu kaymanın periyodikliği, yakın ikili sistemlerin etrafındaki güneş dışı gezegenleri tespit etmenin en güvenilir yolu olabilir. Bu yöntemle, gezegenler daha büyük kütleliyse, sistemin etrafında nispeten yakın bir yörüngede dönüyorsa ve yıldızlar düşük kütleye sahipse daha kolay tespit edilebilir.
Tutulma zamanlaması yöntemi, geçiş yöntemine göre ev sahibi yıldızdan daha uzakta bulunan gezegenlerin tespit edilmesine olanak sağlamaktadır. Bununla birlikte, kataklizmik değişken yıldızların etrafında gezegenlere işaret eden sinyaller kararsız yörüngelerle eşleşme eğilimindedir. 2011 yılında Kepler-16b, tutulma ikili zamanlama değişimleri yoluyla kesin olarak karakterize edilen ilk gezegen oldu
Kütleçekimsel mercekleme
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTgzTHpkbEwwZHlZWFpwZEdGMGFXOXVZV3hmYldsamNtOWZjbVYyTG5OMlp5OHlOakJ3ZUMxSGNtRjJhWFJoZEdsdmJtRnNYMjFwWTNKdlgzSmxkaTV6ZG1jdWNHNW4ucG5n.png)
Kütleçekimsel mikro merceklenme, bir yıldızın kütleçekim alanı bir mercek gibi davranarak uzaktaki bir arka plan yıldızının ışığını büyüttüğünde meydana gelir. Bu etki yalnızca iki yıldız neredeyse tam olarak hizalandığında ortaya çıkar. Merceklenme olayları, iki yıldız ve Dünya birbirlerine göre hareket ettikleri için haftalar ya da günler süren kısa süreli olaylardır. Son on yılda bu tür binden fazla olay gözlemlenmiştir. Eğer ön plandaki mercek yıldızının bir gezegeni varsa, o zaman gezegenin kendi çekim alanı mercekleme etkisine tespit edilebilir bir katkı yapabilir. Bu son derece olasılıksız bir hizalanma gerektirdiğinden, gezegensel mikro mercekleme katkılarını makul bir oranda tespit etmek için çok sayıda uzak yıldızın sürekli olarak izlenmesi gerekir. Galaktik merkez çok sayıda arka plan yıldızı sağladığından, bu yöntem Dünya ile galaksinin merkezi arasındaki gezegenler için en verimli yöntemdir.
1991 yılında gökbilimciler Shude Mao ve Bohdan Paczyński, yıldızlara ikili yoldaşlar aramak için yerçekimsel mikro mercekleme kullanmayı önerdiler ve önerileri 1992 yılında Andy Gould ve Abraham Loeb tarafından dış gezegenleri tespit etmek için bir yöntem olarak geliştirildi. Bu yöntemle elde edilen başarılar 2002 yılında bir grup Polonyalı astronomun (Varşova'dan Andrzej Udalski, Marcin Kubiak ve Michał Szymański ve Bohdan Paczyński) OGLE (Optik Yerçekimsel Mercekleme Deneyi) projesi sırasında uygulanabilir bir teknik geliştirmesine dayanmaktadır. Bir ay boyunca birkaç olası gezegen buldular, ancak gözlemlerdeki sınırlamalar net bir doğrulamayı engelledi. O zamandan beri, mikro mercekleme kullanılarak birkaç doğrulanmış güneş dışı gezegen tespit edilmiştir. Bu, sıradan ana dizi yıldızlarının etrafında Dünya benzeri kütleye sahip gezegenleri tespit edebilen ilk yöntemdi.
Küçük (ya da çözümlenmiş görüntüleme için büyük) yörüngelere sahip gezegenlere karşı tespit önyargısı olan diğer yöntemlerin aksine, mikromercekleme yöntemi Güneş benzeri yıldızlardan yaklaşık 1-10 astronomik birim uzaklıktaki gezegenleri tespit etmeye en duyarlıdır. Yöntemin dikkate değer bir dezavantajı merceklemenin tekrarlanamamasıdır, çünkü tesadüfi hizalanma bir daha asla gerçekleşmez. Ayrıca, tespit edilen gezegenler birkaç kiloparsek uzakta olma eğilimindedir, bu nedenle diğer yöntemlerle takip gözlemleri genellikle imkansızdır. Buna ek olarak, mikro mercekleme ile belirlenebilen tek fiziksel özellik, gevşek kısıtlamalar dahilinde gezegenin kütlesidir. Yörünge özellikleri de belirsiz olma eğilimindedir, çünkü doğrudan belirlenebilen tek yörünge özelliği ana yıldızdan mevcut yarı büyük eksenidir, bu da gezegen eksantrik bir yörünge izliyorsa yanıltıcı olabilir. Gezegen yıldızından uzakta olduğunda, yörüngesinin sadece küçük bir bölümünü bu yöntemle tespit edilebilecek bir durumda geçirir, bu nedenle gezegenin yörünge periyodu kolayca belirlenemez. Kütleçekimsel mikromercekleme etkisi gezegen-yıldız kütle oranıyla birlikte arttığından, düşük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek de daha kolaydır. Kütleçekimsel mikromercekleme yönteminin başlıca avantajları düşük kütleli gezegenleri tespit edebilmesi (Roma Uzay Teleskobu gibi gelecekteki uzay projeleriyle prensipte Mars kütlesine kadar); Satürn ve Uranüs'e benzer geniş yörüngelerdeki gezegenleri tespit edebilmesi ki bunlar radyal hız veya geçiş yöntemleri için çok uzun yörünge periyotlarına sahiptir; ve çok uzak yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit edebilmesidir. Yeterli arka plan yıldızı yeterli doğrulukta gözlemlenebildiğinde, yöntem sonunda Dünya benzeri gezegenlerin galakside ne kadar yaygın olduğunu ortaya çıkaracaktır
Gözlemler genellikle robotik teleskop ağları kullanılarak gerçekleştirilir. Avrupa Araştırma Konseyi tarafından finanse edilen OGLE'ye ek olarak, Astrofizikte Mikromerceklenme Gözlemleri (MOA) grubu bu yaklaşımı mükemmelleştirmek için çalışıyor.
PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet projesi daha da iddialı. Dünyayı kapsayan bir teleskop ağıyla neredeyse 24 saat kesintisiz kapsama alanı sağlayarak, Dünya'nınki kadar düşük kütleli gezegenlerden mikromercekleme katkıları alma fırsatı sunuyor. Bu strateji, OGLE-2005-BLG-390Lb olarak adlandırılan geniş bir yörüngedeki ilk düşük kütleli gezegenin tespit edilmesinde başarılı olmuştur.
2027'de fırlatılması planlanan NASA Roma Uzay Teleskobu, üç temel projesinden biri olarak bir mikromercekleme gezegen araştırmasını içeriyor.
Doğrudan görüntüleme
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTg1THprM0x6UTBOREl5Tm0xaGFXNWZaWGh2Y0d4aGJtVjBNakF4TURBME1UUXRZUzFtZFd4c0xtcHdaeTh5TlRCd2VDMDBORFF5TWpadFlXbHVYMlY0YjNCc1lXNWxkREl3TVRBd05ERTBMV0V0Wm5Wc2JDNXFjR2M9LmpwZw==.jpg)
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTloTDJGbEwwSmxkR0ZmVUdsamRHOXlhWE5mYzNsemRHVnRYMkZ1Ym05MFlYUmxaQzVxY0djdk1qVXdjSGd0UW1WMFlWOVFhV04wYjNKcGMxOXplWE4wWlcxZllXNXViM1JoZEdWa0xtcHdadz09LmpwZw==.jpg)
Gezegenler yıldızlara kıyasla son derece sönük ışık kaynaklarıdır ve onlardan gelen az miktardaki ışık, ana yıldızlarının parıltısı içinde kaybolma eğilimindedir. Bu yüzden genel olarak onları doğrudan ana yıldızlarından tespit etmek ve çözümlemek çok zordur. Yıldızlardan çözümlenebilecek kadar uzakta yörüngede dönen gezegenler çok az yıldız ışığı yansıtırlar, bu nedenle gezegenler bunun yerine termal emisyonları yoluyla tespit edilirler. Yıldız sistemi Güneş'e nispeten yakın olduğunda ve gezegen özellikle büyük olduğunda (Jüpiter'den oldukça büyük), ana yıldızından geniş ölçüde ayrıldığında ve yoğun kızılötesi radyasyon yayacak şekilde sıcak olduğunda görüntü elde etmek daha kolaydır; daha sonra gezegenin görünür dalga boylarında olduğundan daha parlak olduğu kızılötesinde görüntüler elde edilmiştir. Koronagraflar yıldızdan gelen ışığı engellerken gezegeni görünür kılmak için kullanılır. Dünya benzeri bir ötegezegenin doğrudan görüntülenmesi aşırı optotermal kararlılık gerektirir.[60] Gezegen oluşumunun yığılma aşaması sırasında, yıldız-gezegen kontrastı H alfa'da kızılötesinde olduğundan daha iyi olabilir - şu anda bir H alfa araştırması devam etmektedir.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTgzTHpkaUwxUm9aVjlGZUZSeVFWOTBaV3hsYzJOdmNHVnpYMkYwWDB4aFgxTnBiR3hoTG1wd1p5OHlNakJ3ZUMxVWFHVmZSWGhVY2tGZmRHVnNaWE5qYjNCbGMxOWhkRjlNWVY5VGFXeHNZUzVxY0djPS5qcGc=.jpg)
Doğrudan görüntüleme, yıldızın yaşı ve gezegenin sıcaklığından türetilen gezegenin kütlesi hakkında yalnızca gevşek kısıtlamalar verebilir. Yıldız oluştuktan birkaç milyon yıl sonra gezegenler oluşabileceğinden kütle önemli ölçüde değişebilir. Gezegen ne kadar soğuksa, gezegenin kütlesinin de o kadar az olması gerekir. Bazı durumlarda, gezegenin sıcaklığına, görünen parlaklığına ve Dünya'ya olan uzaklığına dayanarak bir gezegenin yarıçapına makul kısıtlamalar getirmek mümkündür. Gezegenlerden yayılan spektrumların yıldızdan ayrılması gerekmez, bu da gezegenlerin kimyasal bileşiminin belirlenmesini kolaylaştırır. Bazen gezegenin kahverengi cüce olma ihtimalini ortadan kaldırmak için birden fazla dalga boyunda gözlem yapılması gerekir. Doğrudan görüntüleme, gezegenin yıldız etrafındaki yörüngesini doğru bir şekilde ölçmek için kullanılabilir. Diğer yöntemlerin çoğundan farklı olarak, doğrudan görüntüleme, kenar yörüngelerden ziyade yüz üstü yörüngelere sahip gezegenlerde daha iyi çalışır, çünkü yüz üstü yörüngedeki bir gezegen, gezegenin yörüngesinin tamamı boyunca gözlemlenebilirken, kenar yörüngelere sahip gezegenler, ana yıldızdan en büyük görünür ayrılma dönemlerinde en kolay şekilde gözlemlenebilir. Doğrudan görüntüleme yoluyla tespit edilen gezegenler şu anda iki kategoriye ayrılıyor. Birincisi, Güneş'ten daha büyük kütleli yıldızların etrafında bulunan ve gezegen disklerine sahip olacak kadar genç olan gezegenlerdir. İkinci kategori ise çok sönük yıldızların etrafında bulunan olası alt kahverengi cüceler ya da ana yıldızlarından en az 100 AU uzaklıkta bulunan kahverengi cücelerden oluşmaktadır. Bir yıldıza kütleçekimsel olarak bağlı olmayan gezegen kütleli nesneler de doğrudan görüntüleme yoluyla bulunur.
Erken keşifler
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlpTDJKbUwxWk1WRjlUYm1Gd2MxOUJibDlGZUc5MGFXTmZSWGh2Y0d4aGJtVjBYMFpwY25OMExtcHdaeTh5TWpCd2VDMVdURlJmVTI1aGNITmZRVzVmUlhodmRHbGpYMFY0YjNCc1lXNWxkRjlHYVhKemRDNXFjR2M9LmpwZw==.jpg)
2004 yılında bir grup gökbilimci Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nin Very Large Telescope dizisini kullanarak kahverengi cüce 2M1207'ye eşlik eden 2M1207b'nin görüntüsünü elde etti. Ertesi yıl yoldaşın gezegen durumu doğrulandı Gezegenin Jüpiter'den birkaç kat daha büyük olduğu ve 40 AU'dan daha büyük bir yörünge yarıçapına sahip olduğu tahmin ediliyor.
6 Kasım 2008'de ilk kez Nisan 2008'de 1RXS J160929.1-210524 yıldızından 330 AU uzaklıkta görüntülenen ve 8 Eylül 2008'de duyurulan bir nesne yayımlandı. Ancak 2010 yılına kadar bunun bir tesadüfi hizalanma değil, yıldıza eşlik eden bir gezegen olduğu doğrulanmadı. Yoldaşın kütlesinin döteryum yakma sınırının üstünde mi yoksa altında mı olduğu henüz doğrulanmadı.
Keck Gözlemevi ve Gemini Gözlemevi'ndeki teleskoplar kullanılarak 2007 yılında görüntülenen ilk çoklu gezegen sistemi 13 Kasım 2008'de duyuruldu. HR 8799'un yörüngesinde, kütleleri Jüpiter'in yaklaşık on, on ve yedi katı olan üç gezegen doğrudan gözlemlenmiştir. Aynı gün, 13 Kasım 2008'de, Hubble Uzay Teleskobu'nun Fomalhaut'un yörüngesinde dönen ve kütlesi 3 Mj'den fazla olmayan bir ötegezegeni doğrudan gözlemlediği açıklandı. Her iki sistem de Kuiper kuşağına benzemeyen disklerle çevrilidir.
21 Kasım 2008'de, 11 Aralık 2008'de internette yayımlanan editöre mektubun kabulünden üç gün sonra, 2003 yılına ait görüntülerin analizi sonucunda Beta Pictoris'in yörüngesinde bir gezegenin ortaya çıktığı açıklandı.
2012 yılında Kappa Andromedae yörüngesinde dönen yaklaşık 12,8 Mj kütleli bir "Süper Jüpiter" gezegeninin Hawaii'deki Subaru Teleskobu kullanılarak doğrudan görüntülendiği açıklandı. Ana yıldızının yörüngesinde yaklaşık 55 AU, yani Neptün'ün Güneş'e olan uzaklığının neredeyse iki katı kadar bir mesafede dönmektedir.
Bir başka sistem olan GJ 758, Subaru Teleskobu'nun HiCIAO aletini kullanan bir ekip tarafından Kasım 2009'da görüntülendi, ancak bu bir kahverengi cüceydi.
Doğrudan görüntülenen diğer olası ötegezegenler arasında GQ Lupi b, AB Pictoris b ve SCR 1845 b bulunmaktadır. 2006 Mart ayı itibariyle hiçbirinin gezegen olduğu doğrulanmamıştır; bunun yerine, kendileri küçük kahverengi cüceler olabilirler.
Görüntüleme araçları
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh3THpBNEwxWk1WRjlwYldGblpWOXZabDlsZUc5d2JHRnVaWFJmU0VSZk9UVXdPRFpmWWk1cWNHY3ZNakl3Y0hndFZreFVYMmx0WVdkbFgyOW1YMlY0YjNCc1lXNWxkRjlJUkY4NU5UQTRObDlpTG1wd1p3PT0uanBn.jpg)
Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE, Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) cihazı veya Palomar Project 1640 gibi çeşitli gezegen görüntüleme özellikli cihazlar, yer tabanlı büyük teleskoplara kuruludur. Uzayda şu anda özel bir cihaz bulunmamaktadır. ötegezegen görüntüleme cihazı. JWST'nin bazı ötegezegen görüntüleme yetenekleri olmasına rağmen, bu amaç için özel olarak tasarlanıp optimize edilmemiştir. RST, özel bir ötegezegen görüntüleme cihazı içeren ilk uzay gözlemevi olacak. Bu cihaz, JPL'yi, birincil bilim hedeflerinden biri olarak Dünya benzeri ötegezegenlerin görüntülenmesini sağlayacak, gelecekte uzayda kurulacak büyük bir gözlemevi için bir gösterici olarak tasarlandı. LUVOIR veya HabEx gibi kavramlar, 2020 Astronomi ve Astrofizik Decadal Araştırması'nın hazırlanmasında önerildi. 2010 yılında NASA'nın Jet Propulsion Laboratuvarı'ndan bir ekip, girdap koronagrafının küçük teleskoplarla gezegenleri doğrudan görüntülemesine olanak sağlayabileceğini gösterdi. Bunu, daha önce görüntülenen HR 8799 gezegenlerini Hale Teleskobu'nun yalnızca 1,5 metre genişliğindeki bir kısmını kullanarak görüntüleyerek yaptılar.
Gelecek vaat eden bir diğer yaklaşım ise interferometriyi sıfırlamaktır.
Aynalar yerine bölge plakaları kullanarak ışığı odaklayan uzay-teleskoplarının daha yüksek kontrastlı görüntüleme sağlayacağı ve hafif folyo bölge plakasının katlanabilmesi nedeniyle uzaya fırlatılmasının daha ucuz olacağı da öne sürülmüştür. Bir başka olasılık da, Yeni Dünyalar Misyonu gibi, yörüngelerindeki gezegenleri gözlemlemek için yakındaki yıldızların ışığını engellemek üzere tasarlanmış büyük bir okülterin uzayda kullanılmasıdır.
Veri azaltma teknikleri
Eksen dışı cisimlerin (yani ötegezegenlerin) sinyal gücünü artırmak için gözlemsel verilerin sonradan işlenmesi çeşitli yollarla gerçekleştirilebilir. Tüm yöntemler, merkezi yıldız ile ötegezegen yoldaşları arasındaki verilerde çeşitliliğin varlığına dayanır: bu çeşitlilik spektrumdaki, açısal konumdaki, yörünge hareketindeki, polarizasyondaki veya ışığın tutarlılığındaki farklılıklardan kaynaklanabilir. En popüler teknik Açısal Diferansiyel Görüntülemedir (ADI), burada pozlar farklı paralel açı konumlarında alınır ve gökyüzü gözlemlenen merkezi yıldızın etrafında dönmeye bırakılır. Pozların ortalaması alınır, her poz ortalamadan çıkarılır ve daha sonra soluk gezegen sinyalini tek bir yerde toplamak için döndürülürler.
Spektral Diferansiyel Görüntüleme (SDI) benzer bir prosedür uygular, ancak açısal değişiklikler yerine parlaklıktaki radyal değişiklikler (spektrumların veya dalga boyunun bir fonksiyonu olarak) için.
İkisinin kombinasyonları mümkündür (ASDI, SADI, veya Combined Differential Imaging "CODI").
Polarimetre
Bir yıldız tarafından yayılan ışık polarize değildir, yani ışık dalgasının salınım yönü rastgeledir. Ancak ışık bir gezegenin atmosferinden yansıdığında, ışık dalgaları atmosferdeki moleküllerle etkileşime girer ve polarize olur.
Gezegen ve yıldızın birleşik ışığındaki kutuplaşmayı analiz ederek (yaklaşık milyonda bir parça), polarimetri Dünya atmosferinin kararlılığı ile sınırlı olmadığından, bu ölçümler prensipte çok yüksek hassasiyetle yapılabilir. Bir diğer ana avantajı da polarimetrinin gezegenin atmosferinin bileşiminin belirlenmesine olanak sağlamasıdır. Ana dezavantajı ise atmosferi olmayan gezegenleri tespit edemeyecek olmasıdır. Daha büyük gezegenler ve daha yüksek albedoya sahip gezegenler daha fazla ışık yansıttıkları için polarimetri ile tespit edilmeleri daha kolaydır.
Polarimetre olarak adlandırılan, polarimetri için kullanılan astronomik cihazlar, polarize ışığı tespit etme ve polarize olmayan ışınları reddetme kapasitesine sahiptir. ZIMPOL/CHEOPS ve PlanetPol gibi gruplar şu anda güneş sistemi dışı gezegenleri aramak için polarimetreler kullanıyor. Bu yöntemi kullanarak güneş dışı bir gezegenin ilk başarılı tespiti, 2008 yılında, üç yıl önce keşfedilen bir gezegen olan HD 189733 b'nin polarimetri kullanılarak tespit edilmesiyle gerçekleşti.. Ancak bu yöntemle henüz yeni bir gezegen keşfedilmedi.
Astrometri
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k4MUx6VTVMMDl5WW1sME15NW5hV1k9LmdpZg==.gif)
Bu yöntem, bir yıldızın gökyüzündeki konumunun hassas bir şekilde ölçülmesi ve bu konumun zaman içinde nasıl değiştiğinin gözlemlenmesinden oluşur. Başlangıçta bu, elle yazılmış kayıtlarla görsel olarak yapılıyordu. 19. yüzyılın sonunda bu yöntemde fotoğraf plakaları kullanılmaya başlanmış, böylece ölçümlerin doğruluğu büyük ölçüde artmış ve bir veri arşivi oluşturulmuştur. Eğer bir yıldızın gezegeni varsa, gezegenin çekim etkisi yıldızın kendisinin de küçük dairesel ya da eliptik bir yörüngede hareket etmesine neden olur. İki cisim probleminin çözümlerinde açıklandığı gibi, yıldız ve gezegenin her biri ortak kütle merkezleri (barycenter) etrafında yörüngede dönerler. Yıldız çok daha büyük kütleli olduğundan, yörüngesi çok daha küçük olacaktır. Sıklıkla, ortak kütle merkezi daha büyük gövdenin yarıçapı içinde yer alacaktır. Sonuç olarak, düşük kütleli yıldızların, özellikle de kahverengi cücelerin etrafındaki gezegenleri bulmak daha kolaydır.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh3THpCakwxTnZiR0Z5WDNONWMzUmxiVjlpWVhKNVkyVnVkR1Z5TG5OMlp5OHlNREJ3ZUMxVGIyeGhjbDl6ZVhOMFpXMWZZbUZ5ZVdObGJuUmxjaTV6ZG1jdWNHNW4ucG5n.png)
Astrometri, güneş dışı gezegenler için en eski arama yöntemidir ve başlangıçta astrometrik ikili yıldız sistemlerini karakterize etmedeki başarısı nedeniyle popüler olmuştur. En azından 18. yüzyılın sonlarında William Herschel tarafından yapılan açıklamalara kadar uzanmaktadır. Görünmeyen bir yoldaşın 70 Ophiuchi olarak katalogladığı yıldızın konumunu etkilediğini iddia etmiştir. Güneş dışı bir gezegen için bilinen ilk resmi astrometrik hesaplama 1855 yılında William Stephen Jacob tarafından bu yıldız için yapılmıştır
. Benzer hesaplamalar başkaları tarafından yarım yüzyıl daha tekrarlanmış ve nihayet 20. yüzyılın başlarında çürütülmüştür. İki yüzyıl boyunca, yakındaki yıldız sistemlerinin etrafında yörüngede bulunan görünmeyen yoldaşların keşfedildiğine dair iddialar ortalıkta dolaştı; bunların hepsinin bu yöntem kullanılarak bulunduğu bildirildi;[77] 1996'da George Gatewood'un yakın yıldız Lalande 21185'in etrafında dönen çok sayıda gezegenin duyurulmasıyla sonuçlandı. Bu iddiaların hiçbiri diğer gökbilimcilerin incelemesinden sağ çıkamadı ve teknik itibarsızlaştı.. Ne yazık ki, yıldızların konumlarındaki değişiklikler o kadar küçük ve atmosferik ve sistematik bozulmalar o kadar büyük ki, en iyi yer tabanlı teleskoplar bile yeterince hassas ölçümler üretemiyor. Bu yöntemi kullanarak 1996'dan önce ortaya atılan, gezegenin kütlesi olarak 0,1 güneş kütlesinden daha az bir gezegen yoldaşına ilişkin tüm iddialar muhtemelen sahtedir. 2002 yılında Hubble Uzay Teleskobu, Gliese 876 yıldızı çevresinde daha önce keşfedilen bir gezegeni karakterize etmek için astrometriyi kullanmayı başardı.
2013'te fırlatılan uzay tabanlı gözlemevi Gaia'nın astrometri yoluyla binlerce gezegen bulması bekleniyordu, ancak Gaia'nın fırlatılmasından önce astrometri yoluyla tespit edilen hiçbir gezegen doğrulanmamıştı. SIM PlanetQuest, Gaia'ya benzer dış gezegen bulma kapasitesine sahip olacak bir ABD projesiydi (2010'da iptal edildi).
Astrometrik yöntemin potansiyel bir avantajı, büyük yörüngeli gezegenlere karşı en hassas olmasıdır. Bu da onu küçük yörüngeli gezegenlere en duyarlı olan diğer yöntemlerin tamamlayıcısı haline getirmektedir. Bununla birlikte, yıldızlarından astrometri ile tespit edilebilecek kadar uzakta olan gezegenlerin bir yörüngeyi tamamlamaları da uzun zaman alacağından, yıllar ve muhtemelen on yıllar gibi çok uzun gözlem süreleri gerekecektir. İkili sistemlerde yıldızlardan birinin etrafında dönen gezegenler, yıldızların yörüngelerinde pertürbasyonlara neden olduklarından daha kolay tespit edilebilirler. Ancak bu yöntemle gezegenin hangi yıldızın etrafında döndüğünü belirlemek için takip gözlemlerine ihtiyaç vardır.
2009 yılında VB 10b'nin astrometri ile keşfi duyuruldu. Düşük kütleli kırmızı cüce yıldız VB 10'un yörüngesinde dönen bu gezegenin kütlesinin Jüpiter'in yedi katı olduğu bildirildi. Eğer doğrulanırsa bu, yıllar boyunca iddia edilenler arasında astrometri ile keşfedilen ilk ötegezegen olacaktır. Ancak radyal hızdan bağımsız olarak yapılan son çalışmalar iddia edilen gezegenin varlığını reddetmektedir.
2010 yılında altı ikili yıldızın astrometrik ölçümleri yapıldı. HD 176051 adı verilen yıldız sistemlerinden birinin "yüksek güvenle" bir gezegene sahip olduğu tespit edildi.
2018 yılında, Gaia uzay aracından elde edilen gözlemleri Beta Pictoris sistemi için Hipparcos verileriyle karşılaştıran bir çalışma, Beta Pictoris b'nin kütlesini ölçerek onu 11± 2 Jüpiter kütlesiyle sınırladı. Bu, kabaca 13 Jüpiter kütlesine ilişkin önceki kütle tahminleriyle iyi bir uyum içindedir.
2019 yılında Gaia uzay aracı ve selefi Hipparcos'tan gelen veriler HARPS verileriyle tamamlanarak ε Indi Ab'nin 45 yıllık bir yörünge periyoduna sahip hafif dış merkezli bir yörüngede 3 Jüpiter kütlesine sahip ikinci en yakın Jüpiter benzeri dış gezegen olarak daha iyi tanımlanmasını sağladı.
2022 itibarıyla, özellikle Gaia sayesinde, radyal hız ve astrometri kombinasyonu, en yakın Jüpiter analogları ε Eridani b ve ε Indi Ab dahil olmak üzere[91][92][93][94] çok sayıda Jovian gezegenini tespit etmek ve karakterize etmek için kullanılmıştır. Ek olarak, VLBA kullanan radyo astrometrisi, TVLM 513-46546 ve EQ Pegasi A çevresindeki yörüngedeki gezegenleri keşfetmek için kullanıldı..
X-ray eclipse
Eylül 2020'de, Whirlpool Galaksisi'ndeki yüksek kütleli X-ışını ikilisi M51-ULS-1'in yörüngesinde dönen aday bir gezegenin tespit edildiği duyuruldu. Gezegen, bir yıldız kalıntısı (bir nötron yıldızı veya bir kara delik) ve muhtemelen B tipi bir süper dev olan büyük bir yıldızdan oluşan X-ışını kaynağının tutulmalarıyla tespit edildi. Bu, başka bir galaksideki bir gezegeni tespit edebilen tek yöntemdir.
Disc kinematics
Gezegenler, genç değişken yıldız HD 97048'in etrafındaki yörüngede olduğu gibi, protogezegensel disklerde oluşturdukları boşluklarla tespit edilebilir.
Disk thermal instability
Bu alt başlığın genişletilmesi gerekiyor. Sayfayı düzenleyerek yardımcı olabilirsiniz. (May 2024) |
Olası diğer yöntemler
Parlama ve değişkenlik eko tespiti
Patlamalar gibi periyodik olmayan değişkenlik olayları, bir dış gezegenden veya yıldız sistemindeki başka bir saçılma ortamından yansırlarsa ışık eğrisinde son derece soluk yankılar üretebilirler. Daha yakın zamanlarda, enstrümantasyon ve sinyal işleme teknolojilerindeki ilerlemeler sayesinde, dış gezegenlerden gelen yankıların M cüceleri gibi aktif yıldız sistemlerinin yüksek kadanslı fotometrik ve spektroskopik ölçümlerinden geri kazanılabileceği tahmin edilmektedir. Bu yankılar teorik olarak tüm yörünge eğimlerinde gözlemlenebilir.
Transit görüntüleme
Bir optik/kızılötesi interferometre dizisi, eşdeğer büyüklükteki tek bir teleskop kadar ışık toplamaz, ancak dizinin büyüklüğündeki tek bir teleskobun çözünürlüğüne sahiptir. Parlak yıldızlar için bu çözümleme gücü, bir geçiş olayı sırasında bir yıldızın yüzeyini görüntülemek ve geçiş yapan gezegenin gölgesini görmek için kullanılabilir. Bu, gezegenin açısal yarıçapının ve paralaks yoluyla gerçek yarıçapının doğrudan ölçülmesini sağlayabilir. Bu, yıldız özelliklerinin modellerine bağlı olan yıldız yarıçapı tahminlerine bağlı olan transit fotometrisine dayanan yarıçap tahminlerinden daha doğrudur. Görüntüleme ayrıca eğimin fotometriye göre daha doğru bir şekilde belirlenmesini sağlar.
Manyetosferik radyo emisyonları
Manyetosferlerden gelen radyo emisyonları gelecekteki radyo teleskoplarıyla tespit edilebilecektir. Bu, başka türlü tespit edilmesi zor olan bir gezegenin dönüş hızının belirlenmesine olanak sağlayabilir.
Auroral radyo emisyonları
Jüpiter'in volkanik uydusu Io gibi plazma kaynaklarına sahip dev gezegenlerden gelen auroral radyo emisyonları LOFAR gibi radyo teleskoplarla tespit edilebilir. Eğer doğrulanırsa, aurorasının Gliese 1151 sisteminden gelen radyo emisyonunun kaynağı olduğundan şüphelenilen Dünya büyüklüğündeki gezegen adayı Gliese 1151b, bu yöntemle keşfedilen ilk ötegezegen olacak.
Optik interferometri
Mart 2019'da, Very Large Telescope Interferometer (VLTI) üzerindeki GRAVITY aygıtını kullanan ESO gökbilimcileri, optik girişimölçer kullanarak HR 8799 e adlı bir ötegezegenin ilk doğrudan tespitini duyurdular.
Modifiye interferometri
Fourier-Transform-Spektrometre kullanılarak bir interferogramın kıpırdamalarına bakılarak, Dünya benzeri gezegenlerden gelen zayıf sinyalleri tespit etmek için gelişmiş hassasiyet elde edilebilir.
Lagrange noktaları çevresinde toz sıkışmasının tespiti
Öngezegensel bir disk boyunca toz kümelerinin tanımlanması, Lagrangian noktaları çevresinde iz birikimini göstermektedir. Bu tozun tespitinden, bu birikimleri yaratan bir gezegenin var olduğu sonucu çıkarılabilir.
Güneş dışı asteroit ve enkaz disklerinin tespiti
Yıldız çevresi diskleri (çöküntü çemberi)
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTltTDJZNEwwMWhjM05wZG1WZlUyMWhjMmd0VlhCZllYUmZWbVZuWVM1cWNHY3ZNalV3Y0hndFRXRnpjMmwyWlY5VGJXRnphQzFWY0Y5aGRGOVdaV2RoTG1wd1p3PT0uanBn.jpg)
Uzay tozu diskleri (enkaz diskleri) birçok yıldızı çevreler. Toz, sıradan yıldız ışığını emdiği ve kızılötesi radyasyon olarak yeniden yaydığı için tespit edilebilir. Toz parçacıklarının toplam kütlesi Dünya'nınkinden çok daha az olsa bile, kızılötesi dalga boylarında ana yıldızlarını gölgede bırakacak kadar büyük bir toplam yüzey alanına sahip olabilirler.
Hubble Uzay Teleskobu, NICMOS (Yakın Kızılötesi Kamera ve Çoklu Nesne Spektrometresi) aracıyla toz disklerini gözlemleyebilmektedir. Hubble'ın yapabildiğinden çok daha derin kızılötesi dalga boylarını görebilen Spitzer Uzay Teleskobu ve Avrupa Uzay Ajansı'nın Herschel Uzay Gözlemevi tarafından daha da iyi görüntüler elde edilmiştir. Güneş benzeri yakın yıldızların %15'inden fazlasının etrafında toz diskleri bulunmuştur.
Tozun kuyruklu yıldızlar ve asteroitler arasındaki çarpışmalar sonucu oluştuğu düşünülmektedir. Yıldızdan gelen radyasyon basıncı, toz parçacıklarını nispeten kısa bir zaman ölçeğinde yıldızlararası uzaya itecektir. Bu nedenle tozun tespiti, yeni çarpışmalarla sürekli olarak yenilendiğini gösterir ve ana yıldızın yörüngesinde dönen kuyruklu yıldızlar ve asteroitler gibi küçük cisimlerin varlığına dair güçlü dolaylı kanıtlar sağlar. Örneğin, Tau Ceti yıldızının etrafındaki toz diski, bu yıldızın kendi Güneş Sistemimizin Kuiper Kuşağı'na benzer, ancak en az on kat daha kalın bir nesne popülasyonuna sahip olduğunu göstermektedir.
Daha spekülatif olarak, toz disklerindeki özellikler bazen tam boyutlu gezegenlerin varlığına işaret eder. Bazı disklerin merkezi bir boşluğu vardır, yani gerçekten halka şeklindedirler. Merkezi boşluk, bir gezegenin yörüngesindeki tozu "temizlemesinden" kaynaklanıyor olabilir. Diğer diskler ise bir gezegenin kütleçekimsel etkisinden kaynaklanabilecek kümeler içerir. Epsilon Eridani'nin etrafındaki toz diskinde bu tür özelliklerin her ikisi de mevcut olup, yaklaşık 40 AU yörünge yarıçapına sahip bir gezegenin varlığına işaret etmektedir (radyal hız yöntemiyle tespit edilen iç gezegene ek olarak). Bu tür gezegen-disk etkileşimleri çarpışmalı tımarlama teknikleri kullanılarak sayısal olarak modellenebilir.
Yıldız atmosferlerinin kontaminasyonu
Beyaz cücelerin atmosferlerinin spektral analizinde genellikle magnezyum ve kalsiyum gibi daha ağır elementlerin kirliliği bulunur. Bu elementler yıldızların çekirdeğinden kaynaklanamaz ve kirlenmenin, daha büyük gezegenlerle kütleçekimsel etkileşim yoluyla bu yıldızlara çok yaklaşan (Roche sınırı içinde) ve yıldızın gelgit kuvvetleri tarafından parçalanan asteroitlerden gelmesi muhtemeldir. Genç beyaz cücelerin %50'si bu şekilde kirlenmiş olabilir.
Ek olarak, atmosferik kirlilikten sorumlu toz, yeterli miktarda mevcutsa, ana dizi yıldızlarının etrafındaki enkaz disklerinin tespit edilmesine benzer şekilde kızılötesi radyasyonla tespit edilebilir. Spitzer Uzay Teleskobu'ndan elde edilen veriler, beyaz cücelerin %1-3'ünün tespit edilebilir yıldız çevresi tozuna sahip olduğunu göstermektedir.
2015 yılında beyaz cüce WD 1145+017'nin yanından geçen küçük gezegenler keşfedildi.. Bu malzeme yaklaşık 4,5 saatlik bir yörüngede dönüyor ve geçiş ışık eğrilerinin şekilleri, daha büyük cisimlerin parçalandığını ve beyaz cücenin atmosferindeki kirlenmeye katkıda bulunduğunu gösteriyor.
Uzay teleskopları
Teyit edilmiş güneş dışı gezegenlerin çoğu uzay tabanlı teleskoplar kullanılarak bulunmuştur (01/2015 itibariyle). Onaylanmış güneş dışı gezegenlerin çoğu uzay tabanlı teleskoplar kullanılarak bulunmuştur (01/2015 itibariyle). Tespit yöntemlerinin çoğu, atmosferik pus ve türbülanstan kaçınan uzay tabanlı teleskoplarla daha etkili bir şekilde çalışabilir. COROT (2007-2012) ve Kepler, geçişler kullanarak güneş dışı gezegenleri aramaya adanmış uzay görevleriydi. COROT yaklaşık 30 yeni ötegezegen keşfetmiştir. Kepler (2009-2013) ve K2 (2013- ) 2000'den fazla doğrulanmış ötegezegen keşfetmiştir. Hubble Uzay Teleskobu ve MOST da birkaç gezegen bulmuş ya da doğrulamıştır. Kızılötesi Spitzer Uzay Teleskobu, güneşdışı gezegenlerin geçişlerinin yanı sıra gezegenlerin ev sahibi yıldız tarafından okültasyonlarını ve faz eğrilerini tespit etmek için kullanılmıştır.
Aralık 2013'te başlatılan Gaia misyonu, yakınlardaki 1000 dış gezegenin gerçek kütlelerini belirlemek için astrometriyi kullanacak.↵TESS, 2018'de fırlatıldı, CHEOPS 2019'da ve PLATO 2026'da bu geçiş yöntemini kullanacak.
Birincil ve ikincil tespit
Yöntem | Birincil | İkincil |
---|---|---|
Transit | Birincil tutulma. Gezegen yıldızın önünden geçiyor. | İkincil tutulma. Yıldız gezegenin önünden geçer. |
Radyal hız | Yıldızın radyal hızı | Gezegenin radyal hızı. Bu Tau Boötis b için yapıldı. |
Astrometri | Yıldızın astrometrisi. Yörüngesi büyük olan büyük gezegenlerde yıldızın konumu daha fazla hareket eder. | Gezegenin astrometrisi. Renk diferansiyel astrometri. Yörüngesi küçük olan gezegenlerde gezegenin konumu daha hızlı hareket eder. Teorik yöntem — SPICA uzay aracı için kullanılmak üzere önerilmiştir. |
Doğrulama ve yanlışlama yöntemleri
- Çokluğa göre doğrulama
- Transit renk imzası
- Doppler tomografisi
- Dinamik stabilite testi
- Gezegenler ve yıldız aktiviteleri arasındaki ayrım
- Transit offset
Karakterizasyon yöntemleri
- Absorpsiyon spektroskopisi
- Emission spectroscopy, phase-resolved
- Speckle imaging / Lucky imaging to detect companion stars that the planets could be orbiting instead of the primary star, which would alter planet parameters that are derived from stellar parameters.
- Photoeccentric Effect
- Rossiter–McLaughlin etkisi
See also
Kaynakça
- ^ Lindegren, Lennart; Dravins, Dainis (31 Ocak 2003). "The fundamental definition of "radial velocity"". Astronomy & Astrophysics. 401 (3): 1185-1201. arXiv:astro-ph/0302522 $2. doi:10.1051/0004-6361:20030181. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ "Externally Dispersed Interferometry". SpectralFringe.org. LLNL/. June 2006. Erişim tarihi: 6 Aralık 2009.
- ^ Auriere, Michel; Konstantinova-Antova, Renada; Espagnet, Olivier; Petit, Pascal; Roudier, Thierry; Charbonnel, Corinne; Donati, Jean-Francois; Wade, Gregg A. (2013). "Pollux: A stable weak dipolar magnetic field but no planet ?". Proceedings of the International Astronomical Union. 9: 359-362. arXiv:1310.6907 $2. doi:10.1017/S1743921314002476.
- ^ Stevens, Daniel J.; Gaudi, B. Scott (2013). "A Posteriori Transit Probabilities". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (930): 933-950. arXiv:1305.1298 $2. doi:10.1086/672572.
- ^ Rodler, Florian; Lopez-Morales, Mercedes; Ribas, Ignasi (2012). "Weighing the Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b". The Astrophysical Journal. 753 (1): L25. arXiv:1206.6197 $2. doi:10.1088/2041-8205/753/1/L25.
- ^ "5 Ways to Find a Planet". exoplanets.nasa.gov. Erişim tarihi: 20 Kasım 2018.
- ^ Johnson, John (2015). How Do You Find an Exoplanet?. Princeton, NJ: Princeton University Press. ss. 60-68. ISBN .
- ^ Johnson, John (2015). How Do You Find an Exoplanet?. Princeton, NJ: Princeton University Press. s. 65. ISBN .
- ^ Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, J. K.; ve diğerleri. (2005). "The University of New South Wales Extrasolar Planet Search: methods and first results from a field centred on NGC 6633". . 360 (2): 703-717. arXiv:astro-ph/0501269 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Santerne, A.; Díaz, R. F.; Moutou, C.; Bouchy, F.; Hébrard, G.; Almenara, J. -M.; Bonomo, A. S.; Deleuil, M.; Santos, N. C. (2012). "SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates". Astronomy & Astrophysics. 545: A76. arXiv:1206.0601 $2. doi:10.1051/0004-6361/201219608.
- ^ O'Donovan; ve diğerleri. (2006). "Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829". The Astrophysical Journal. 644 (2): 1237-1245. arXiv:astro-ph/0603005 $2. doi:10.1086/503740.
- ^ [NULL] (31 Mart 2015). "Kepler: The Transit Timing Variation (TTV) Planet-finding Technique Begins to Flower". 28 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. 13 Nisan 2015. 26 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Şubat 2014.
- ^ Haswell, Carole (2010). Transiting Exoplanets. Cambridge: Cambridge University Press. s. 79. ISBN .
- ^ Collins, Karen (20 Eylül 2018). "The KELT Follow-Up Network and Transit False Positive Catalog: Pre-vetted False Positives for TESS". Astrophysical Journal. 156 (5): 234. arXiv:1803.01869 $2. doi:10.3847/1538-3881/aae582. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Charbonneau, D.; T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). "When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars". Protostars and Planets V. University of Arizona Press.
- ^ Burrows, Adam S. (September 2014). "Highlights in the study of exoplanet atmospheres". Nature. 513 (7518): 345-352. arXiv:1409.7320 $2. doi:10.1038/nature13782. ISSN 0028-0836. (PMID) 25230656.
- ^ a b Charbonneau; ve diğerleri. (2005). "Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet". The Astrophysical Journal. 626 (1): 523-529. arXiv:astro-ph/0503457 $2. doi:10.1086/429991. Kaynak hatası: Geçersiz
<ref>
etiketi: ":0" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: ) - ^ a b Deming, D.; Seager, S.; Richardson, J.; Harrington, J. (2005). "Infrared radiation from an extrasolar planet" (PDF). Nature. 434 (7034): 740-743. arXiv:astro-ph/0503554 $2. doi:10.1038/nature03507. (PMID) 15785769. 27 Eylül 2006 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Kaynak hatası: Geçersiz
<ref>
etiketi: "Deming" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: ) - ^ Charbonneau, David; ve diğerleri. (2000). "Detection of Planetary Transits Across a Sun-like Star". Astrophysical Journal Letters. 529 (1): 45-48. arXiv:astro-ph/9911436 $2. doi:10.1086/312457. (PMID) 10615033.
- ^ Henry, Gregory W.; ve diğerleri. (2000). "A Transiting 51 Peg-like Planet". Astrophysical Journal Letters. 529 (1): 41-44. doi:10.1086/312458. (PMID) 10615032. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Udalski, A.; ve diğerleri. (2002). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Search for Planetary and Low-Luminosity Object Transits in the Galactic Disk. Results of 2001 Campaign - Supplement". Acta Astronomica. 52 (2): 115-128. arXiv:astro-ph/0207133 $2.
- ^ Harvard University and Smithsonian Institution (8 Ocak 2003). "New World of Iron Rain". Astrobiology Magazine. CiteSeerX usurped $2
|citeseerx=
değerini kontrol edin (). 10 Ocak 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ocak 2010. - ^ Cromie, William J. (16 Ocak 2003). "New, far-out planet is discovered". Harvard Gazette. Harvard University. 27 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2010.
- ^ "NASA Exoplanet Archive".
- ^ Jenkins, J.M.; Laurance R. Doyle (20 Eylül 2003). "Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers". Astrophysical Journal. 1 (595): 429-445. arXiv:astro-ph/0305473 $2. doi:10.1086/377165.
- ^ Martins, J. H. C.; Santos, N. C.; Figueira, P.; Faria, J. P.; Montalto, M.; ve diğerleri. (2015). "Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b". Astronomy & Astrophysics. 576: A134. arXiv:1504.05962 $2. doi:10.1051/0004-6361/201425298.
- ^ Snellen, I.A.G.; De Mooij, E.J.W.; Albrecht, S. (2009). "The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b". Nature. 459 (7246): 543-545. arXiv:0904.1208 $2. doi:10.1038/nature08045. (PMID) 19478779.
- ^ Borucki, W.J.; ve diğerleri. (2009). "Kepler's Optical Phase Curve of the Exoplanet HAT-P-7b". Science. 325 (5941): 709. doi:10.1126/science.1178312. (PMID) 19661420.
- ^ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P.; Green, E.M.; ve diğerleri. (2011). "A compact system of small planets around a former red-giant star". Nature. 480 (7378): 496-499. doi:10.1038/nature10631. (PMID) 22193103.
- ^ Loeb, Abraham; Gaudi, B. Scott (2003). "Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions". The Astrophysical Journal. 588 (2): L117. arXiv:astro-ph/0303212 $2. doi:10.1086/375551.
- ^ Faigler, Simchon; Tal-Or, Lev; Mazeh, Tsevi; Latham, Dave W.; Buchhave, Lars A. (2013). "BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: I. Discovery of Kepler-76b: A hot Jupiter with evidence for superrotation". The Astrophysical Journal. 771 (1): 26. arXiv:1304.6841 $2. doi:10.1088/0004-637X/771/1/26.
- ^ "Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets - Universe Today". Universe Today. 13 Mayıs 2013.
- ^ Townsend, Rich (27 Ocak 2003). "The Search for Extrasolar Planets". University College London. 15 Eylül 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Eylül 2006.
- ^ Sinukoff, E.; Fulton, B.; Scuderi, L.; Gaidos, E. (2013). "Below One Earth Mass: The Detection, Formation, and Properties of Subterrestrial Worlds". Space Science Reviews. 180 (1–4): 71. arXiv:1308.6308 $2. doi:10.1007/s11214-013-0019-1.
- ^ A. Wolszczan and D. A. Frail; Frail (9 Ocak 1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature. 355 (6356): 145-147. doi:10.1038/355145a0. Erişim tarihi: 30 Nisan 2007.
- ^ Wolszczan, A. (1994). "Confirmation of Earth Mass Planets Orbiting the Millisecond Pulsar PSR B1257+12" (PDF). Science. 264 (5158): 538-542. CiteSeerX dead $2
|citeseerx=
değerini kontrol edin (). doi:10.1126/science.264.5158.538. (PMID) 17732735. 20 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. - ^ Shibahashi, Hiromoto; Kurtz, Donald W. (2012). "FM stars: A Fourier view of pulsating binary stars, a new technique for measuring radial velocities photometrically". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422 (1): 738. arXiv:1202.0105 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20654.x. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ "NASA - Mission Manager Update". 8 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Temmuz 2012.
- ^ Silvotti, R. (2007). "A giant planet orbiting the /'extreme horizontal branch/' star V 391 Pegasi" (PDF). Nature. 449 (7159): 189-191. doi:10.1038/nature06143. (PMID) 17851517.
- ^ Miralda-Escude (2001). "Orbital perturbations on transiting planets: A possible method to measure stellar quadrupoles and to detect Earth-mass planets". The Astrophysical Journal. 564 (2): 1019-1023. arXiv:astro-ph/0104034 $2. doi:10.1086/324279.
- ^ Holman; Murray (2005). "The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planets with Masses as Small as Earth". Science. 307 (5713): 1288-1291. arXiv:astro-ph/0412028 $2. doi:10.1126/science.1107822. (PMID) 15731449.
- ^ Agol; Sari; Steffen; Clarkson (2005). "On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 359 (2): 567-579. arXiv:astro-ph/0412032 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08922.x. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Sarah Ballard; Daniel Fabrycky; Francois Fressin; David Charbonneau; ve diğerleri. (2011). "The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R_Earth Planet and a Second Planet Detected via Transit Timing Variations". The Astrophysical Journal. 743 (2): 200. arXiv:1109.1561 $2. doi:10.1088/0004-637X/743/2/200.
- ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:[1].
- ^ Pal; Kocsis (2008). "Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2008): 191-198. arXiv:0806.0629 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ a b Welsh, William F.; Orosz, Jerome A.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C. (2013). "Recent Kepler Results on Circumbinary Planets". Proceedings of the International Astronomical Union. 8: 125-132. arXiv:1308.6328 $2. doi:10.1017/S1743921313012684.
- ^ Doyle, Laurance R.; Deeg, Hans-Jorg (2002). "Timing detection of eclipsing binary planets and transiting extrasolar moons". Bioastronomy. 7: 80. arXiv:astro-ph/0306087 $2. "Bioastronomy 2002: Life Among the Stars" IAU Symposium 213, R.P Norris and F.H. Stootman (eds), A.S.P., San Francisco, California, 80–84.
- ^ Deeg, Hans-Jorg; Doyle, Laurance R.; Kozhevnikov, V. P.; Blue, J. Ellen; Martín, L.; Schneider, J. (2000). "A search for Jovian-mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing". Astronomy & Astrophysics. 358 (358): L5–L8. arXiv:astro-ph/0003391 $2.
- ^ Doyle, Laurance R.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C.; Slawson, Robert W.; Howell, Steve B.; Winn, Joshua N.; Orosz, Jerome A.; Přsa, Andrej; Welsh, William F.; Quinn, Samuel N.; Latham, David (2011). "Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet". Science. 333 (6049): 1602-1606. arXiv:1109.3432 $2. doi:10.1126/science.1210923. (PMID) 21921192.
- ^ a b J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; ve diğerleri. (2006). "Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing". Nature. 439 (7075): 437-440. arXiv:astro-ph/0601563 $2. doi:10.1038/nature04441. (PMID) 16437108. Kaynak hatası: Geçersiz
<ref>
etiketi: "Beaulieulensplanet" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: ) - ^ Close, L. M.; Follette, K. B.; Males, J. R.; Puglisi, A.; Xompero, M.; Apai, D.; Najita, J.; Weinberger, A. J.; Morzinski, K.; Rodigas, T. J.; Hinz (2014). "Discovery of H-alpha Emission from the Close Companion Inside the Gap of Transitional Disk HD142527". The Astrophysical Journal. 781 (2): L30. arXiv:1401.1273 $2. doi:10.1088/2041-8205/781/2/L30.
- ^ "First Light for Planet Hunter ExTrA at La Silla". www.eso.org. Erişim tarihi: 24 Ocak 2018.
- ^ "VLT Snaps An Exotic Exoplanet "First"". Erişim tarihi: 15 Haziran 2016.
- ^ G. Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; ve diğerleri. (2004). "A giant planet candidate near a young brown dwarf". Astronomy & Astrophysics. 425 (2): L29–L32. arXiv:astro-ph/0409323 $2. CiteSeerX dead $2
|citeseerx=
değerini kontrol edin (). doi:10.1051/0004-6361:200400056. 8 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2006. - ^ "Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release)". ESO website. 30 Nisan 2005. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2010.
- ^ "Astronomers capture first image of newly-discovered solar system" (Basın açıklaması). W. M. Keck Observatory. 13 Ekim 2008. 26 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ekim 2008.
- ^ "Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star". Erişim tarihi: 13 Kasım 2008.
- ^ Lagrange, A.-M.; Gratadour, D.; Chauvin, G.; Fusco, T.; Ehrenreich, D.; Mouillet, D.; Rousset, G.; Rouan, D.; Allard, F.; Gendron, é.; Charton (2 Ocak 2009). "A probable giant planet imaged in the β Pictoris disk: VLT/NaCo deep L' -band imaging". Astronomy & Astrophysics. 493 (2): L21–L25. arXiv:0811.3583 $2. doi:10.1051/0004-6361:200811325. ISSN 0004-6361.
- ^ "Beta Pictoris planet finally imaged?" (Basın açıklaması). ESO. 21 Kasım 2008. 8 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Kasım 2008.
- ^ "Direct Imaging of a Super-Jupiter Around a Massive Star". Erişim tarihi: 19 Kasım 2012.
- ^ Francis Reddy (19 Kasım 2012). "NASA – Astronomers Directly Image Massive Star's 'Super Jupiter'". NASA.com. Erişim tarihi: 19 Kasım 2012.
- ^ Thalmann, Christian; Joseph Carson; Markus Janson; Miwa Goto; ve diğerleri. (2009). "Discovery of the Coldest Imaged Companion of a Sun-Like Star". The Astrophysical Journal. 707 (2): L123–L127. arXiv:0911.1127 $2. doi:10.1088/0004-637X/707/2/L123.
- ^ R. Neuhauser; E. W. Guenther; G. Wuchterl; M. Mugrauer; ve diğerleri. (2005). "Evidence for a co-moving sub-stellar companion of GQ Lup". Astronomy & Astrophysics. 435 (1): L13–L16. arXiv:astro-ph/0503691 $2. CiteSeerX dead $2
|citeseerx=
değerini kontrol edin (). doi:10.1051/0004-6361:200500104. 2 Mayıs 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2006. - ^ "Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet?". ESO Website. 7 Nisan 2005. 16 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2006.
- ^ M. Janson; W. Brandner; T. Henning; H. Zinnecker (2005). "Early ComeOn+ adaptive optics observation of GQ Lupi and its substellar companion". Astronomy & Astrophysics. 453 (2): 609-614. arXiv:astro-ph/0603228 $2. CiteSeerX dead $2
|citeseerx=
değerini kontrol edin (). doi:10.1051/0004-6361:20054475. 25 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2006. - ^ "Lightest Exoplanet Imaged So Far?". ESO Press Release. Erişim tarihi: 5 Haziran 2013.
- ^ Thompson, Andrea (14 Nisan 2010). "New method could image Earth-like planets". space.com.
- ^ "News - Earth-like Planets May Be Ready for Their Close-Up". NASA/JPL. 21 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2010.
- ^ Keifer, Sven (August 2021). "Spectral and angular differential imaging with SPHERE/IFS. Assessing the performance of various PCA-based approaches to PSF subtraction". Astronomy & Astrophysics. 652: 10. arXiv:2106.05278 $2. doi:10.1051/0004-6361/202140285. Erişim tarihi: 9 Jan 2023.
- ^ Schmid, H. M.; Beuzit, J.-L.; Feldt, M.; ve diğerleri. (2006). "Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry". Direct Imaging of Exoplanets: Science & Techniques. Proceedings of the IAU Colloquium #200. 1 (C200): 165-170. doi:10.1017/S1743921306009252. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Schmid, H. M.; Gisler; Joos; ve diğerleri. (2004). "ZIMPOL/CHEOPS: a Polarimetric Imager for the Direct Detection of Extra-solar Planets". Astronomical Polarimetry: Current Status and Future Directions ASP Conference Series. 343: 89.
- ^ Hough, J. H.; Lucas, P. W.; Bailey, J. A.; Tamura, M.; ve diğerleri. (2006). "PlanetPol: A Very High Sensitivity Polarimeter". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (847): 1302-1318. doi:10.1086/507955. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Berdyugina, Svetlana V.; Andrei V. Berdyugin; Dominique M. Fluri; Vilppu Piirola (20 Ocak 2008). "First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere". The Astrophysical Journal. 673 (1): L83. arXiv:0712.0193 $2. doi:10.1086/527320.
- ^ Alexander, Amir. "Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting". The Planetary Society. 8 Mart 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Eylül 2006.
- ^ Jacob, W. S. (Jun 1855). "On certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 15 (9): 228-230. doi:10.1093/mnras/15.9.228. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ a b See, Thomas Jefferson Jackson (1896). "Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body". The Astronomical Journal. 16: 17. doi:10.1086/102368.
- ^ Sherrill, Thomas J. (1999). "A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See" (PDF). Journal for the History of Astronomy. 30: 25-50. doi:10.1177/002182869903000102. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2007.
- ^ Heintz, W.D. (June 1988). "The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited". . 82 (3): 140.
- ^ Gatewood, G. (May 1996). "Lalande 21185". Bulletin of the American Astronomical Society. 28: 885.
- ^ John Wilford (12 Haziran 1996). "Data Seem to Show a Solar System Nearly in the Neighborhood". The New York Times. s. 1. Erişim tarihi: 29 Mayıs 2009.
- ^ Alan Boss (2 Şubat 2009). The Crowded Universe. Basic Books. ISBN .
- ^ Benedict; ve diğerleri. (2002). "A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities". The Astrophysical Journal Letters. 581 (2): L115–L118. arXiv:astro-ph/0212101 $2. doi:10.1086/346073.
- ^ Pravdo, Steven H.; Shaklan, Stuart B. (2009). "An Ultracool Star's Candidate Planet" (PDF). The Astrophysical Journal. 700 (1): 623-632. arXiv:0906.0544 $2. doi:10.1088/0004-637X/700/1/623. 4 Haziran 2009 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mayıs 2009.
- ^ "First find Planet-hunting method succeeds at last". NASA PlanetQuest. 28 Mayıs 2009. 4 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Mayıs 2009.
- ^ Bean, J.; Andreas Seifahrt; Henrik Hartman; Hampus Nilsson; ve diğerleri. (2009). "The Proposed Giant Planet Orbiting VB 10 Does Not Exist". The Astrophysical Journal. 711 (1): L19. arXiv:0912.0003 $2. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L19.
- ^ Anglada-Escude, G.; Shkolnik; Weinberger; Thompson; ve diğerleri. (2010). "Strong Constraints to the Putative Planet Candidate around VB 10 Using Doppler Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 711 (1): L24. arXiv:1001.0043 $2. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L24.
- ^ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Kulkarni, S. R.; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, M. M.; Shao, M.; Hartkopf, William I.; Boss, Alan P.; Williamson, M. (2010). "The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems". The Astronomical Journal. 140 (6): 1657. arXiv:1010.4048 $2. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1657.
- ^ Snellen, Ignas; Brown, Anthony (20 Ağustos 2018). "The mass of the young planet Pictoris b through the astrometric motion of its host star". Nature Astronomy. 2 (11): 883-886. arXiv:1808.06257 $2. doi:10.1038/s41550-018-0561-6. ISSN 2397-3366.
- ^ a b Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A.; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus (14 Ekim 2019), "Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 490 (4), ss. 5002-5016, arXiv:1910.06804 $2, doi:10.1093/mnras/stz2912 Birden fazla yazar-name-list parameters kullanıldı (); Yazar
|ad1=
eksik|soyadı1=
(); Tarih değerini gözden geçirin:|erişimtarihi=
(); Kaynak hatası: Geçersiz<ref>
etiketi: "Feng2019" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: ) - ^ Feng, Fabo; Butler, R Paul; Jones, Hugh R A.; Phillips, Mark W.; ve diğerleri. (2021). "Optimized modelling of Gaia–Hipparcos astrometry for the detection of the smallest cold Jupiter and confirmation of seven low-mass companions". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 507 (2): 2856-2868. arXiv:2107.14056 $2. doi:10.1093/mnras/stab2225. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Brandt, G. Mirek; Dupuy, Trent J.; Michalik, Daniel; Jensen-Clem, Rebecca; Zeng, Yunlin; Faherty, Jacqueline; Mitra, Elena L. (2021). "Precise Masses and Orbits for Nine Radial-velocity Exoplanets". The Astronomical Journal. 162 (6): 266. arXiv:2109.10422 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac27ab. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Feng, Fabo; Butler, R. Paul; ve diğerleri. (August 2022). "3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars". . 262 (21): 21. arXiv:2208.12720 $2. doi:10.3847/1538-4365/ac7e57. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Winn, Joshua N. (September 2022). "Joint Constraints on Exoplanetary Orbits from Gaia DR3 and Doppler Data". The Astronomical Journal. 164 (5): 196. arXiv:2209.05516 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac9126. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Llop-Sayson, Jorge; Wang, Jason J.; Ruffio, Jean-Baptiste; Mawet, Dimitri; ve diğerleri. (6 Ekim 2021). "Constraining the Orbit and Mass of epsilon Eridani b with Radial Velocities, Hipparcos IAD-Gaia DR2 Astrometry, and Multiepoch Vortex Coronagraphy Upper Limits". The Astronomical Journal. 162 (5): 181. arXiv:2108.02305 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac134a. ISSN 0004-6256. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Curiel, Salvador; Ortiz-León, Gisela N.; Mioduszewski, Amy J.; Torres, Rosa M. (2020). "An Astrometric Planetary Companion Candidate to the M9 Dwarf TVLM 513–46546". The Astronomical Journal. 160 (3): 97. arXiv:2008.01595 $2. doi:10.3847/1538-3881/ab9e6e. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Curiel, Salvador; Ortiz-León, Gisela N.; Mioduszewski, Amy J.; Sanchez-Bermudez, Joel (September 2022). "3D Orbital Architecture of a Dwarf Binary System and Its Planetary Companion". . 164 (3): 93. arXiv:2208.14553 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac7c66. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:[2].
- ^ Teague, Richard; Bae, Jaehan; Bergin, Edwin A.; Birnstiel, Tilman; Foreman-Mackey, Daniel (2018). "A Kinematical Detection of Two Embedded Jupiter-mass Planets in HD 163296". The Astrophysical Journal. 860 (1): L12. arXiv:1805.10290 $2. doi:10.3847/2041-8213/aac6d7. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Pinte, C.; Van Der Plas, G.; Ménard, F.; Price, D. J.; Christiaens, V.; Hill, T.; Mentiplay, D.; Ginski, C.; Choquet, E.; Boehler, Y.; Duchêne (2019). "Kinematic detection of a planet carving a gap in a protoplanetary disk". Nature Astronomy. 3 (12): 1109-1114. arXiv:1907.02538 $2. doi:10.1038/s41550-019-0852-6.
- ^ "HD 97048 | NASA Exoplanet Archive". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. Erişim tarihi: 11 Ekim 2023.
- ^ Nayakshin, Sergei; de Miera, Fernando Cruz Sáenz; Kóspál, Ágnes (27 Nisan 2024). "The youngest of hot jupiters in action: episodic accretion outbursts in Gaia20eae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 532: L27–L32. arXiv:2405.09904 $2. doi:10.1093/mnrasl/slae034. ISSN 1745-3925. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Argyle, Edward (1974). "On the observability of extrasolar planetary systems". Icarus. Elsevier BV. 21 (2): 199-201. doi:10.1016/0019-1035(74)90138-9. ISSN 0019-1035.
- ^ Bromley, Benjamin C. (1992). "Detecting faint echoes in stellar-flare light curves". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. IOP Publishing. 104: 1049. doi:10.1086/133089. ISSN 0004-6280. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Gaidos, Eric J. (1994). "Light Echo Detection of Circumstellar Disks around Flaring Stars". Icarus. Elsevier BV. 109 (2): 382-392. doi:10.1006/icar.1994.1101. ISSN 0019-1035.
- ^ Sugerman, Ben E. K. (2003). "Observability of Scattered-Light Echoes around Variable Stars and Cataclysmic Events". The Astronomical Journal. 126 (4): 1939-1959. arXiv:astro-ph/0307245 $2. doi:10.1086/378358. ISSN 0004-6256.
- ^ Mann, Chris; ve diğerleri. (January 2016). Stellar Echo Imaging of Exoplanets. NASA Technical Report Server.
- ^ Sparks, William B.; White, Richard L.; Lupu, Roxana E.; Ford, Holland C. (20 Şubat 2018). "The Direct Detection and Characterization of M-dwarf Planets Using Light Echoes". The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 854 (2): 134. arXiv:1801.01144 $2. doi:10.3847/1538-4357/aaa549. ISSN 1538-4357. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Mann, Chris; Tellesbo, Christopher A.; Bromley, Benjamin C.; Kenyon, Scott J. (12 Ekim 2018). "A Framework for Planet Detection with Faint Light-curve Echoes". The Astronomical Journal. American Astronomical Society. 156 (5): 200. arXiv:1808.07029 $2. doi:10.3847/1538-3881/aadc5e. ISSN 1538-3881. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ van Belle, Gerard T.; Kaspar von Braun; Boyajian, Tabetha; Schaefer, Gail (2014). "Direct Imaging of Planet Transit Events". Proceedings of the International Astronomical Union. 8: 378-381. arXiv:1405.1983 $2. doi:10.1017/S1743921313013197.
- ^ Lazio, T. J. W.; Farrell, W. M. (2004). "Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects" (PDF). Bulletin of the American Astronomical Society. 36. CiteSeerX live $2
|citeseerx=
değerini kontrol edin (). 22 Kasım 2023 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ekim 2008. - ^ Nichols, J. D. (2011). "Magnetosphere–ionosphere coupling at Jupiter-like exoplanets with internal plasma sources: implications for detectability of auroral radio emissions". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3): 2125-2138. arXiv:1102.2737 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Naone, Erica (4 Mart 2020). "Hunting aurorae: Astronomers find an exoplanet using a new approach". Astronomy Magazine (İngilizce). Erişim tarihi: 25 Aralık 2023.
- ^ European Southern Observatory (27 Mart 2019). "GRAVITY instrument breaks new ground in exoplanet imaging - Cutting-edge VLTI instrument reveals details of a storm-wracked exoplanet using optical interferometry". . Erişim tarihi: 27 Mart 2019.
- ^ Schwartz, Eyal; Lipson, Stephen G.; Ribak, Erez N. (2012). "Enhanced Interferometric Identification of Spectra in Habitable Extrasolar Planets". The Astronomical Journal. 144 (3): 71. doi:10.1088/0004-6256/144/3/71.
- ^ Feng Long; ve diğerleri. (14 Eylül 2022). "ALMA Detection of Dust Trapping around Lagrangian Points in the LkCa 15 Disk". . 937 (1): L1. arXiv:2209.05535 $2. doi:10.3847/2041-8213/ac8b10. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ a b J.S. Greaves; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2004). "The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L54 – L58. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); Kaynak hatası: Geçersiz<ref>
etiketi: "greaveswyatt04" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: ) - ^ a b Greaves, J.S.; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2003). "Submillimetre Images of the Closest Debris Disks". Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets. Astronomical Society of the Pacific. ss. 239-244. Kaynak hatası: Geçersiz
<ref>
etiketi: "greaveswyatt03" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: ) - ^ Greaves, J. S.; ve diğerleri. (2005). "Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk". The Astrophysical Journal Letters. 619 (2): L187–L190. doi:10.1086/428348. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - ^ Stark, C. C; Kuchner, M. J (2009). "A New Algorithm for Self-consistent Three-dimensional Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks". The Astrophysical Journal. 707 (1): 543-553. arXiv:0909.2227 $2. doi:10.1088/0004-637X/707/1/543.
- ^ Koester, D.; Gänsicke, B. T.; Farihi, J. (1 Haziran 2014). "The frequency of planetary debris around young white dwarfs". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 566: A34. arXiv:1404.2617 $2. doi:10.1051/0004-6361/201423691. ISSN 0004-6361.
- ^ Thompson, Andrea (20 Nisan 2009). "Dead Stars Once Hosted Solar Systems". SPACE.com. Erişim tarihi: 21 Nisan 2009.
- ^ Vanderburg, Andrew; Johnson, John Asher; Rappaport, Saul; Bieryla, Allyson; Irwin, Jonathan; Lewis, John Arban; Kipping, David; Brown, Warren R.; Dufour, Patrick (22 Ekim 2015). "A disintegrating minor planet transiting a white dwarf". Nature (İngilizce). 526 (7574): 546-549. arXiv:1510.06387 $2. doi:10.1038/nature15527. ISSN 0028-0836. (PMID) 26490620.
- ^ "NASA Exoplanet Archive".
- ^ "NASA's Kepler Mission Announces Largest Collection of Planets Ever Discovered". NASA. 10 Mayıs 2016. Erişim tarihi: 10 Mayıs 2016.
- ^ Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J.; Agol, Eric; Cowan, Nicolas B.; Showman, Adam P.; Cooper, Curtis S.; Megeath, S. Thomas (10 Mayıs 2007). "A map of the day–night contrast of the extrasolar planet HD 189733b". Nature (İngilizce). 447 (7141): 183-186. arXiv:0705.0993 $2. doi:10.1038/nature05782. ISSN 0028-0836. (PMID) 17495920.
- ^ Staff (19 Kasım 2012). "Announcement of Opportunity for the Gaia Data Processing Archive Access Co-Ordination Unit". ESA. Erişim tarihi: 17 Mart 2013.
- ^ Staff (30 Ocak 2012). "DPAC Newsletter no. 15" (PDF). European Space Agency. Erişim tarihi: 16 Mart 2013.
- ^ Kawahara, Hajime; Murakami, Naoshi; Matsuo, Taro; Kotani, Takayuki (2014). "Spectroscopic Coronagraphy for Planetary Radial Velocimetry of Exoplanets". The Astrophysical Journal Supplement Series. 212 (2): 27. arXiv:1404.5712 $2. doi:10.1088/0067-0049/212/2/27.
- ^ Abe, L.; Vannier, M.; Petrov, R.; Enya, K.; Kataza, H. (2009). "Characterizing Extra-Solar Planets with Color Differential Astrometry on SPICA" (PDF). SPICA Workshop: 02005. doi:10.1051/spica/200902005.
- ^ Johnson, Michele; Harrington, J.D. (26 Şubat 2014). "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. 26 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2014.
- ^ Tingley, B.; Parviainen, H.; Gandolfi, D.; Deeg, H. J.; Pallé, E.; Montañés Rodriguez, P.; Murgas, F.; Alonso, R.; Bruntt, H.; Fridlund, M. (2014). "Confirmation of an exoplanet using the transit color signature: Kepler-418b, a blended giant planet in a multiplanet system". Astronomy & Astrophysics. 567: A14. arXiv:1405.5354 $2. doi:10.1051/0004-6361/201323175.
- ^ Johnson, Marshall Caleb (2013). "Doppler tomographic observations of exoplanetary transits". American Astronomical Society Meeting Abstracts #221. 221. CiteSeerX live $2
|citeseerx=
değerini kontrol edin (). 29 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. - ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:[3].
- ^ Robertson, Paul; Mahadevan, Suvrath (2014). "Disentangling Planets and Stellar Activity for Gliese 667C". The Astrophysical Journal. 793 (2): L24. arXiv:1409.0021 $2. doi:10.1088/2041-8205/793/2/L24.
- ^ Bryson, Stephen T.; Jenkins, Jon M.; Gilliland, Ronald L.; Twicken, Joseph D.; Clarke, Bruce; Rowe, Jason; Caldwell, Douglas; Batalha, Natalie; Mullally, Fergal; Haas, Michael R.; Tenenbaum (2013). "Identification of Background False Positives from Kepler Data". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (930): 889. arXiv:1303.0052 $2. doi:10.1086/671767.
- ^ Todorov, Kamen O.; Deming, Drake; Burrows, Adam S.; Grillmair, Carl J. (2014). "Updated Spitzer Emission Spectroscopy of Bright Transiting Hot Jupiter HD189733b". The Astrophysical Journal. 796 (2): 100. arXiv:1410.1400 $2. doi:10.1088/0004-637X/796/2/100.
- ^ Stevenson, Kevin B.; Desert, Jean-Michel; Line, Michael R.; Bean, Jacob L.; Fortney, Jonathan J.; Showman, Adam P.; Kataria, Tiffany; Kreidberg, Laura; McCullough, Peter R.; Henry, Gregory W.; Charbonneau (2014). "Thermal structure of an exoplanet atmosphere from phase-resolved emission spectroscopy". Science. 346 (6211): 838-41. arXiv:1410.2241 $2. doi:10.1126/science.1256758. (PMID) 25301972.
- ^ Gilliland, Ronald L.; Cartier, Kimberly M. S.; Adams, Elisabeth R.; Ciardi, David R.; Kalas, Paul; Wright, Jason T. (2014). "Hubble Space Telescopehigh-Resolution Imaging Ofkeplersmall and Cool Exoplanet Host Stars". The Astronomical Journal. 149 (1): 24. arXiv:1407.1009 $2. doi:10.1088/0004-6256/149/1/24.
- ^ Lillo-Box, J.; Barrado, D.; Bouy, H. (2014). "High-resolution imaging of $Kepler$ planet host candidates. A comprehensive comparison of different techniques". Astronomy & Astrophysics. 566: A103. arXiv:1405.3120 $2. doi:10.1051/0004-6361/201423497.
- ^ Price, Ellen M.; Rogers, Leslie A.; John Asher Johnson; Dawson, Rebekah I. (2014). "How Low Can You Go? The Photoeccentric Effect for Planets of Various Sizes". The Astrophysical Journal. 799 (1): 17. arXiv:1412.0014 $2. doi:10.1088/0004-637X/799/1/17.
Dış bağlantılar
- NASA's PlanetQuest
- Lunine, Jonathan I.; MacIntosh, Bruce; Peale, Stanton (2009). "The detection and characterization of exoplanets". Physics Today. 62 (5): 46. doi:10.1063/1.3141941. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
(); - Transiting exoplanet light curves
- Hardy, Liam. "Exoplanet Transit". Deep Space Videos. .
- The Radial Velocity Equation in the Search for Exoplanets ( The Doppler Spectroscopy or Wobble Method ) Archived 2 December 2021 at the Wayback Machine
- Sackett, Penny (2010). "Microlensing exoplanets". Scholarpedia. 5 (1): 3991. doi:10.4249/scholarpedia.3991. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=
();
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Herhangi bir gezegen ana yildiziyla karsilastirildiginda son derece zayif bir isik kaynagidir Ornegin Gunes gibi bir yildiz etrafinda donen gezegenlerden yansiyan isiktan yaklasik bir milyar kat daha parlaktir Bu kadar zayif bir isik kaynagini tespit etmenin esas zorluguna ek olarak ana yildizdan gelen isik onu silip supuren bir parlamaya neden olur Bu nedenlerden oturu Ocak 2024 itibariyla rapor edilen otegezegenlerin cok azi dogrudan gozlemlendi hatta daha azi konak yildizdan ayristirildi 2022 ye kadar her yil gunes disi gezegen kesiflerinin sayisi Renkler tespit yontemini gosterir lt br gt Mavi Dogrudan goruntuleme lt br gt Turuncu Mikromerceklenme lt br gt Yesil Gecis yontemi lt br gt Kirmizi Radyal hiz lt br gt Mor Zamanlama timing lt br gt Bunun yerine gokbilimciler genellikle gunes disi gezegenleri tespit etmek icin dolayli yontemlere basvurmak zorunda kaldilar 2016 yili itibariyla bircok farkli dolayli yontem basari saglamistir Resmi tespit yontemleriAsagidaki yontemlerin yeni bir gezegenin kesfedilmesinde veya halihazirda kesfedilmis bir gezegenin tespit edilmesinde en az bir kez basarili oldugu kanitlanmistir Radyal hiz 18 Delphini b nin radyal hiz yontemi grafigi Gezegeni olan bir yildiz gezegenin kutlecekimine tepki olarak kendi kucuk yorungesinde hareket edecektir Bu yildizin Dunya ya dogru veya Dunya dan uzaklasma hizinda degisikliklere yol acar yani degisiklikler yildizin Dunya ya gore radyal hizindadir Radyal hiz Doppler etkisi nedeniyle ana yildizin spektral cizgilerindeki yer degistirmeden cikarilabilir Radyal hiz yontemi ikili kutle fonksiyonunu kullanarak gezegenin varligini dogrulamak icin bu degisimleri olcer Yildizin sistemin kutle merkezi etrafindaki hizi gezegeninkinden cok daha kucuktur cunku kutle merkezi etrafindaki yorungesinin yaricapi cok kucuktur Ornegin Gunes Jupiter in etkisiyle yaklasik 13 m s hareket ederken Dunya nin etkisiyle yalnizca 9 cm s kadar hareket eder Bununla birlikte 3 m s veya biraz daha dusuk hiz degisimleri Sili La Silla Gozlemevi ndeki ESO 3 6 metre teleskobundaki HARPS High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher spektrometresi Keck teleskoplarindaki HIRES spektrometresi veya Lowell Kesif Teleskobu ndaki EXPRES gibi modern spektrometrelerle tespit edilebilir Radyal hizi olcmenin ozellikle basit ve ucuz bir yontemi disaridan dagilmis interferometri dir Yaklasik 2012 yilina kadar radyal hiz yontemi Doppler spektroskopisi olarak da bilinir gezegen avcilari tarafindan kullanilan en verimli teknikti 2012 den sonra Kepler uzay aracinin transit yontemi bu yontemi geride birakti Radyal hiz sinyali mesafeden bagimsizdir ancak yuksek hassasiyet elde etmek icin yuksek sinyal gurultu orani spektrumlari gerektirir ve bu nedenle genellikle yalnizca nispeten yakin yildizlar icin Dunya dan yaklasik 160 isik yilina kadar dusuk kutleli gezegenleri bulmak icin kullanilir Ayrica tek bir teleskopla ayni anda cok sayida hedef yildizi gozlemlemek de mumkun degildir Jovian kutleli gezegenler birkac bin isik yili uzakliktaki yildizlarin etrafinda tespit edilebilir Bu yontem yildizlara yakin olan buyuk kutleli gezegenleri kolayca bulur Modern spektrograflar ana yildizdan 10 astronomik birim uzaklikta yorungede bulunan Jupiter kutleli gezegenleri de kolayca tespit edebilir ancak bu gezegenlerin tespiti uzun yillar suren gozlemler gerektirir Dunya kutleli gezegenler su anda sadece dusuk kutleli yildizlarin etrafindaki cok kucuk yorungelerde tespit edilebilmektedir ornegin Proxima b Dusuk kutleli yildizlarin etrafindaki gezegenleri tespit etmek iki nedenden dolayi daha kolaydir Birincisi bu yildizlar gezegenlerin yercekimsel cekimlerinden daha fazla etkilenir Ikinci neden ise dusuk kutleli ana dizi yildizlarinin genellikle nispeten yavas donmesidir Hizli donme spektral cizgi verilerini daha az net hale getirir cunku yildizin yarisi gozlemcinin bakis acisindan hizla uzaklasirken diger yarisi yaklasir Daha buyuk kutleli yildizlarin etrafindaki gezegenleri tespit etmek yildiz ana diziden ayrilmissa daha kolaydir cunku ana diziden ayrilmak yildizin donusunu yavaslatir Bazen Doppler spektrografisi ozellikle cok gezegenli ve cok yildizli sistemlerde yanlis sinyaller uretir Manyetik alanlar ve belirli yildiz aktivitesi turleri de yanlis sinyaller verebilir Ev sahibi yildizin birden fazla gezegeni oldugunda yanlis sinyaller yetersiz veriye sahip olmaktan da kaynaklanabilir boylece yildizlar genellikle surekli olarak gozlemlenmediginden birden fazla cozum verilere uyabilir Yanlis sinyallerin bazilari gezegen sisteminin kararliligini analiz ederek ev sahibi yildiz uzerinde fotometri analizi yaparak ve donme periyodunu ve yildiz aktivitesi dongu periyotlarini bilerek ortadan kaldirilabilir Yorungeleri Dunya dan gorus hattina oldukca egimli olan gezegenler daha kucuk gorunur sallantilar uretir ve bu nedenle tespit edilmeleri daha zordur Radyal hiz yonteminin avantajlarindan biri gezegenin yorungesinin eksantrikliginin dogrudan olculebilmesidir Radyal hiz yonteminin ana dezavantajlarindan biri yalnizca bir gezegenin minimum kutlesini tahmin edebilmesidir Mtrue sin i displaystyle M text true sin i Egim acisi i nin sonsal dagilimi gezegenlerin gercek kutle dagilimina baglidir Bununla birlikte sistemde birbirine nispeten yakin yorungede donen ve yeterli kutleye sahip birden fazla gezegen oldugunda yorunge kararliligi analizi bu gezegenlerin maksimum kutlesini kisitlamaya olanak tanir Radyal hiz yontemi transit yontemiyle elde edilen bulgulari dogrulamak icin kullanilabilir Her iki yontem birlikte kullanildiginda gezegenin gercek kutlesi tahmin edilebilir Yildizin radyal hizi sadece bir gezegenin minimum kutlesini verse de gezegenin spektral cizgileri yildizin spektral cizgilerinden ayirt edilebiliyorsa gezegenin radyal hizi bulunabilir ve bu da gezegenin yorungesinin egimini verir Bu da gezegenin gercek kutlesinin olculmesini saglar Bu ayni zamanda yanlis pozitifleri elimine eder ve gezegenin bilesimi hakkinda da veri saglar Asil sorun boyle bir tespitin ancak gezegen nispeten parlak bir yildizin etrafinda donuyorsa ve gezegen cok fazla isik yansitiyor ya da yayiyorsa mumkun olmasidir Gecis fotometrisi TRAPPIST 1 yildizinda gezegen gecisleri veya yildiz isiginin engellenmesi nedeniyle parlaklikta meydana gelen dususleri gosteren grafik Daha buyuk gezegenler daha derin dususler yaratir ve daha uzaktaki gezegenler daha uzun dususler yaratir Teknik avantajlar ve dezavantajlar Radyal hiz yontemi bir gezegenin kutlesi hakkinda bilgi verirken fotometrik yontem gezegenin yaricapini belirleyebilir Bir gezegen ana yildizinin diskinin onunden gecerse transit gecerse yildizin ve gezegenin goreli boyutlarina bagli olarak yildizin gozlenen gorsel parlakligi kucuk bir miktar duser Ornegin HD 209458 orneginde yildiz 1 7 oraninda kararmaktadir Bununla birlikte cogu gecis sinyali oldukca kucuktur ornegin Gunes benzeri bir yildizdan gecen Dunya buyuklugunde bir gezegen milyonda yalnizca 80 parca yuzde 0 008 karartma uretir Teorik bir gecis yapan otegezegen isik egrisi modeli gozlemlenen bir gezegen sisteminin su ozelliklerini ongorur gecis derinligi d gecis suresi T giris cikis suresi t ve otegezegenin periyodu P Ancak gozlemlenen bu buyuklukler cesitli varsayimlara dayanmaktadir Hesaplamalarda kolaylik saglamak icin gezegenin ve yildizin kuresel yildiz diskinin tekduze ve yorungenin dairesel oldugunu varsayiyoruz Gozlenen bir otegezegenin bir yildizdan gecerken bulundugu goreli konuma bagli olarak isik egrisinin gozlenen fiziksel parametreleri degisecektir Gecis yapan bir isik egrisinin gecis derinligi d bir gecis sirasinda yildizin normallestirilmis akisindaki azalmayi tanimlar Bu yildizin yaricapi ile karsilastirildiginda bir dis gezegenin yaricapini detaylandirir Ornegin bir otegezegen gunes yaricapi buyuklugunde bir yildizdan geciyorsa daha buyuk yaricapli bir gezegen gecis derinligini artiracak ve daha kucuk yaricapli bir gezegen gecis derinligini azaltacaktir Bir otegezegenin gecis suresi T bir gezegenin bir yildizdan gecerken gecirdigi surenin uzunlugudur Bu gozlemlenen parametre bir gezegenin yildizdan gecerken yorungesinde ne kadar hizli veya yavas hareket ettigine bagli olarak degisir Gecis yapan bir isik egrisinin giris cikis suresi t gezegenin yildizi tamamen ortmesi giris ve tamamen acmasi cikis icin gecen sureyi tanimlar Eger bir gezegen yildizin capinin bir ucundan diger ucuna gecerse giris cikis suresi kisalir cunku gezegenin yildizi tamamen ortmesi daha az zaman alir Eger bir gezegen captan baska bir noktaya gore bir yildizdan gecis yapiyorsa captan uzaklastikca giris cikis suresi uzar cunku gezegen gecisi sirasinda yildizi kismen ortmek icin daha uzun zaman harcar Bu gozlemlenebilir parametrelerden bir dizi farkli fiziksel parametre yari buyuk eksen yildiz kutlesi yildiz yaricapi gezegen yaricapi dismerkezlik ve egim hesaplamalar yoluyla belirlenir Yildizin radyal hiz olcumlerinin kombinasyonu ile gezegenin kutlesi de belirlenir Teorik gecis yapan otegezegen isik egrisi Bu goruntu gecis yapan bir otegezegenin gecis derinligini d gecis suresini T ve otegezegenin yildiza olan konumuna gore giris cikis suresini t gostermektedir Bu yontemin iki buyuk dezavantaji vardir Birincisi gezegen gecisleri yalnizca gezegenin yorungesi astronomlarin gorus noktasindan mukemmel bir sekilde hizalandiginda gozlemlenebilir Bir gezegenin yorunge duzleminin dogrudan bir yildizin gorus hatti uzerinde olma olasiligi yildizin capinin yorungenin capina oranidir kucuk yildizlarda gezegenin yaricapi da onemli bir faktordur Kucuk yorungeli gezegenlerin yaklasik 10 u boyle bir hizalamaya sahiptir ve bu oran daha buyuk yorungeli gezegenler icin azalir Gunes buyuklugunde bir yildizin yorungesinde 1 AU da dolanan bir gezegen icin rastgele bir hizalanmanin bir gecis uretme olasiligi 0 47 dir Bu nedenle yontem herhangi bir yildizin gezegenlere ev sahipligi yapmayacagini garanti edemez Bununla birlikte gokyuzunun binlerce hatta yuz binlerce yildiz iceren genis alanlarini bir kerede tarayarak gecis arastirmalari radyal hiz yonteminden daha fazla gunes disi gezegen bulabilir Yer tabanli MEarth Projesi SuperWASP KELT ve HATNet in yani sira uzay tabanli COROT Kepler ve TESS misyonlari gibi bircok arastirma bu yaklasimi benimsemistir Gecis yontemi birkac bin isik yili uzaklikta bulunan yildizlarin etrafindaki gezegenleri tespit etme avantajina da sahiptir Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search tarafindan tespit edilen en uzak gezegenler galaktik merkezin yakininda yer almaktadir Ancak bu yildizlarin guvenilir takip gozlemleri mevcut teknoloji ile neredeyse imkansizdir Bu yontemin ikinci dezavantaji ise yanlis tespit oraninin yuksek olmasidir 2012 yilinda yapilan bir calisma Kepler misyonu tarafindan gozlemlenen gecisler icin yanlis pozitif oraninin tek gezegenli sistemlerde 40 kadar yuksek olabilecegini ortaya koymustur Bu nedenle tek bir gecis tespiti olan bir yildiz tipik olarak radyal hiz yontemi veya yorunge parlaklik modulasyonu yonteminden ek onay gerektirir Radyal hiz yontemi ozellikle Jupiter buyuklugunde veya daha buyuk gezegenler icin gereklidir cunku bu buyuklukteki nesneler sadece gezegenleri degil ayni zamanda kahverengi cuceleri ve hatta kucuk yildizlari da kapsar Iki veya daha fazla gezegen adayi olan yildizlarda yanlis pozitif orani cok dusuk oldugundan bu tur tespitler genellikle kapsamli takip gozlemleri olmadan dogrulanabilir Bazilari transit zamanlama varyasyonu yontemiyle de dogrulanabilir Gokyuzundeki bircok isik noktasi aki olcumleri ile gecis yapan gezegenler olarak gorunebilecek parlaklik degisimlerine sahiptir Gecis fotometrisi yonteminde yanlis pozitifler uc yaygin bicimde ortaya cikar karisik tutulma yapan ikili sistemler otlayan tutulma yapan ikili sistemler ve gezegen buyuklugundeki yildizlarin gecisleri Tutulan ikili sistemler genellikle onlari dis gezegen gecislerinden ayiran derin tutulmalar uretir cunku gezegenler genellikle yaklasik 2RJ den daha kucuktur ancak tutulmalar karismis veya otlayan tutulan ikili sistemler icin daha sigdir Karisik tutulmali ikili sistemler normal bir tutulmali ikilinin ayni gorus hatti boyunca genellikle farkli bir mesafede bulunan ucuncu genellikle daha parlak bir yildizla karismasindan olusur Ucuncu yildizin sabit isigi olculen tutulma derinligini seyreltir bu nedenle isik egrisi gecis yapan bir dis gezegene benzeyebilir Bu durumlarda hedef cogunlukla kucuk bir ana dizi ikincil ile buyuk bir ana dizi birincil veya bir ana dizi ikincil ile dev bir yildiz icerir Siyirarak tutulan ikili sistemler bir cismin digerinin uzvunu cok az siyirdigi sistemlerdir Bu durumlarda isik egrisinin maksimum gecis derinligi iki yildizin yaricaplarinin karelerinin oraniyla orantili olmayacak bunun yerine yalnizca ikincil tarafindan engellenen birincinin kucuk kismina bagli olacaktir Akidaki olculen kucuk dusus bir dis gezegen gecisini taklit edebilir Bu kategorideki bazi yanlis pozitif vakalar tutulan ikili sistemin dairesel bir yorungeye sahip olmasi ve iki yoldasin farkli kutlelere sahip olmasi durumunda kolayca bulunabilir Yorungenin dongusel dogasi nedeniyle birincil yildizin ikincil yildizi oksamasi ve bunun tersi olmak uzere iki tutulma olayi meydana gelecektir Eger iki yildizin kutleleri ve dolayisiyla yaricaplari ve parlakliklari farkliysa o zaman bu iki tutulmanin derinlikleri de farkli olacaktir Sig ve derin bir gecis olayinin bu sekilde tekrarlanmasi kolayca tespit edilebilir ve boylece sistemin bir otlayan tutulan ikili sistem olarak taninmasini saglar Ancak iki yildiz yoldasi yaklasik olarak ayni kutlede ise bu iki tutulma ayirt edilemez dolayisiyla sadece gecis fotometrisi olcumleri kullanilarak bir otlayan tutulan cift sistemin gozlemlendigini gostermek imkansiz hale gelir Bu goruntu kahverengi cucelerin ve buyuk gezegenlerin goreceli boyutlarini gostermektedir Son olarak gaz devi gezegenlerle yaklasik olarak ayni boyutta olan iki tur yildiz vardir beyaz cuceler ve kahverengi cuceler Bunun nedeni gaz devi gezegenlerin beyaz cucelerin ve kahverengi cucelerin hepsinin dejenere elektron basinci ile desteklenmesidir Isik egrisi yalnizca gecis yapan nesnenin boyutuna bagli oldugu icin kutleler arasinda ayrim yapmaz Mumkun oldugunda radyal hiz olcumleri gecis yapan veya tutulan cismin gezegensel kutlede yani 13MJ den daha az oldugunu dogrulamak icin kullanilir Gecis Zamani Degisimleri de MP yi belirleyebilir Bilinen bir radyal hiz yorungesi ile Doppler Tomografisi minimum MP ve ongorulen sing yorunge hizalamasini elde edebilir Kirmizi dev dali yildizlarinin etrafindaki gezegenleri tespit etmek icin baska bir sorun daha vardir bu yildizlarin etrafindaki gezegenlerin daha buyuk yildiz boyutu nedeniyle gecis yapma olasiligi cok daha yuksek olsa da bu gecis sinyallerini ana yildizin parlaklik isik egrisinden ayirmak zordur cunku kirmizi devler parlaklikta birkac saat ila gun arasinda degisen sik titresimlere sahiptir Bu durum ozellikle alt devlerde daha belirgindir Buna ek olarak bu yildizlar cok daha parlaktir ve gecis yapan gezegenler bu yildizlardan gelen isigin cok daha kucuk bir yuzdesini engeller Buna karsilik gezegenler notron yildizi ya da beyaz cuce gibi cok kucuk bir yildizi tamamen ortebilir ve bu da Dunya dan kolayca tespit edilebilecek bir olaydir Ancak yildiz boyutlarinin kucuk olmasi nedeniyle bir gezegenin boyle bir yildiz kalintisiyla ayni hizaya gelme ihtimali son derece dusuktur Gecis yontemi kullanilarak kesfedilen gezegenlerin ozellikleri kutle ve yaricap gecis yapan ve yapmayan otegezegenlerin minimum kutlelerinin dagilimi n acik gri cubuk grafik ile karsilastirilmistir Super Dunyalar siyahtir Transit yonteminin ana avantaji gezegenin boyutunun isik egrisinden belirlenebilmesidir Radyal hiz yontemiyle gezegenin kutlesini belirleyen birlestirildiginde gezegenin yogunlugu belirlenebilir ve dolayisiyla gezegenin fiziksel yapisi hakkinda bir seyler ogrenilebilir Her iki yontemle de incelenen gezegenler bilinen tum otegezegenler arasinda acik ara en iyi karakterize edilenlerdir Transit yontemi ayni zamanda gecis yapan gezegenin atmosferini incelemeyi de mumkun kilar Gezegen yildizdan gecerken yildizdan gelen isik gezegenin ust atmosferinden gecer Yuksek cozunurluklu yildiz spektrumu dikkatle incelenerek gezegenin atmosferinde bulunan elementler tespit edilebilir Bir gezegen atmosferi ve bu baglamda bir gezegen yildiz isiginin gezegenin atmosferinden gecerken ya da yansirken kutuplasmasini olcerek de tespit edilebilir Ek olarak ikincil tutulma gezegen yildizi tarafindan engellendiginde gezegenin radyasyonunun dogrudan olculmesini saglar ve diger gezegenlerin varligina ihtiyac duymadan gezegenin yorungesel dismerkezligini sinirlamaya yardimci olur Yildizin ikincil tutulma sirasindaki fotometrik yogunlugu oncesindeki veya sonrasindaki yogunlugundan cikarilirsa geriye yalnizca gezegenin neden oldugu sinyal kalir Bu durumda gezegenin sicakligini olcmek ve hatta uzerindeki bulut olusumlarinin olasi isaretlerini tespit etmek mumkundur Mart 2005 te iki grup bilim adami Spitzer Uzay Teleskobu ile bu teknigi kullanarak olcumler gerceklestirdi David Charbonneau liderligindeki Harvard Smithsonian Astrofizik Merkezi ve L D Deming liderligindeki Goddard Uzay Ucus Merkezi nden iki ekip sirasiyla TrES 1 ve HD 209458b gezegenlerini inceledi Olcumler gezegenlerin sicakliklarini ortaya cikardi TrES 1 icin 1 060 K 790 C ve HD 209458b icin yaklasik 1 130 K 860 C Buna ek olarak sicak Neptun Gliese 436 b nin ikincil tutulmaya girdigi bilinmektedir Bununla birlikte bazi gecis yapan gezegenler Dunya ya gore ikincil tutulmaya girmeyecek sekilde yorungede dolanirlar HD 17156 b nin ikincilerden biri olma olasiligi 90 in uzerindedir Gecmis Gecislerin gozlendigi ilk otegezegen radyal hiz teknigi kullanilarak kesfedilen HD 209458 b dir Bu gecisler 1999 yilinda David Charbonneau ve Gregory W Henry liderligindeki iki ekip tarafindan gozlemlenmistir Gecis yontemiyle kesfedilen ilk otegezegen 2002 yilinda OGLE projesi tarafindan kesfedilen OGLE TR 56b dir Bir Fransiz Uzay Ajansi gorevi olan CoRoT atmosferik pariltinin yoklugunun gelismis dogruluga izin verdigi yorungeden gezegen gecislerini arastirmak icin 2006 yilinda basladi Bu gorev Dunya dan birkac kat ila birkac kat daha buyuk gezegenleri tespit edebilecek sekilde tasarlandi ve 2008 in baslarinda iki otegezegen kesfiyle 26 her ikisi de sicak Jupiter turunde beklenenden daha iyi bir performans gosterdi Haziran 2013 te CoRoT un otegezegen sayisi 32 ydi ve birkaci hala teyit edilmeyi bekliyordu Uydu Kasim 2012 de beklenmedik bir sekilde veri aktarimini durdurdu gorevi iki kez uzatildiktan sonra ve Haziran 2013 te emekliye ayrildi Mart 2009 da NASA nin Kepler misyonu Cygnus takimyildizindaki cok sayida yildizi Dunya buyuklugundeki gezegenleri tespit etmesi ve karakterize etmesi beklenen bir olcum hassasiyetiyle taramak uzere firlatildi NASA Kepler Misyonu yuz bin yildizi gezegenler icin taramak uzere transit yontemini kullanmaktadir Uydunun 3 5 yillik gorev suresinin sonunda Dunya dan bile kucuk gezegenleri ortaya cikarmak icin yeterli veri toplamis olacagi umuluyordu Yuz bin yildizi ayni anda tarayarak sadece Dunya buyuklugundeki gezegenleri tespit etmekle kalmadi Gunes benzeri yildizlarin etrafindaki bu tur gezegenlerin sayisi hakkinda istatistikler toplayabildi 2 Subat 2011 de Kepler ekibi 54 u yasanabilir bolgede olabilecek 1 235 gunes disi gezegen adayinin listesini yayinladi 5 Aralik 2011 de Kepler ekibi 2 326 gezegen adayi kesfettiklerini acikladi bunlarin 207 si Dunya ya benzer boyutta 680 i super Dunya boyutunda 1 181 i Neptun boyutunda 203 u Jupiter boyutunda ve 55 i Jupiter den daha buyuktu Subat 2011 rakamlariyla karsilastirildiginda Dunya boyutundaki ve super Dunya boyutundaki gezegenlerin sayisi sirasiyla 200 ve 140 oraninda artmistir Ayrica incelenen yildizlarin yasanabilir bolgelerinde 48 gezegen adayi bulunmustur bu da Subat rakamina gore bir dususe isaret etmektedir bunun nedeni Aralik verilerinde kullanilan kriterlerin daha siki olmasidir Haziran 2013 itibariyle gezegen adaylarinin sayisi 3 278 e yukselmistir ve teyit edilen gezegenlerin bazilari Dunya dan kucuk hatta bazilari Mars buyuklugunde Kepler 62c gibi ve bir tanesi Merkur den bile kucuktur Kepler 37b Transiting Exoplanet Survey Satellite Nisan 2018 de firlatildi Yansima ve emisyon modulasyonlari Yildizlarinin etrafinda yakin yorungelerde dolanan kisa periyotlu gezegenler yansiyan isik degisimlerine maruz kalacaklardir cunku Ay gibi onlar da dolunaydan yenidunyaya ve tekrar dolunaya dogru evreler gecireceklerdir Buna ek olarak bu gezegenler cok fazla yildiz isigi aldiklarindan onlari isitir ve termal emisyonlari potansiyel olarak tespit edilebilir hale getirir Teleskoplar gezegeni yildizdan ayiramadiklari icin sadece birlesik isigi gorurler ve ev sahibi yildizin parlakligi her yorungede periyodik bir sekilde degisiyor gibi gorunur Etkisi kucuk olsa da gerekli fotometrik hassasiyet gunes tipi bir yildizdan gecen Dunya buyuklugundeki bir gezegeni tespit etmekle hemen hemen aynidir birkac gunluk yorunge periyoduna sahip Jupiter buyuklugundeki bu tur gezegenler Kepler Uzay Gozlemevi gibi uzay teleskoplari tarafindan tespit edilebilir Transit yonteminde oldugu gibi ana yildizlarina yakin yorungede donen buyuk gezegenleri tespit etmek bu gezegenler ana yildizlarindan daha fazla isik yakaladiklari icin diger gezegenlere gore daha kolaydir Bir gezegen yuksek bir albedoya sahipse ve nispeten parlak bir yildizin etrafinda yer aliyorsa isik degisimlerini gorunur isikta tespit etmek daha kolay olurken daha karanlik gezegenler veya dusuk sicakliktaki yildizlarin etrafindaki gezegenler bu yontemle kizilotesi isikla daha kolay tespit edilebilir Uzun vadede yorunge evresiyle yansiyan isik degisimi buyuk olcude yorunge egiminden bagimsiz oldugundan ve gezegenin yildizin diskinin onunden gecmesini gerektirmediginden bu yontem soz konusu gorev tarafindan kesfedilecek gezegenlerin cogunu bulabilir Yansiyan isik miktari yorunge boyunca degismediginden Dunya nin bakis acisindan dairesel yuz yuze yorungelere sahip gezegenleri hala tespit edemez Dev gezegenin faz fonksiyonu ayni zamanda termal ozelliklerinin ve varsa atmosferinin de bir fonksiyonudur Bu nedenle faz egrisi atmosferik parcaciklarin boyut dagilimi gibi diger gezegen ozelliklerini kisitlayabilir Bir gezegenin gecis yaptigi tespit edildiginde ve boyutu bilindiginde faz degisimleri egrisi gezegenin albedosunun hesaplanmasina veya kisitlanmasina yardimci olur Cok sicak gezegenlerde bu daha zordur cunku albedo hesaplanmaya calisilirken gezegenin pariltisi araya girebilir Teorik olarak isik degisimlerini birden fazla dalga boyuyla gozlemlerken gecis yapmayan gezegenlerde de albedo bulunabilir Bu bilim insanlarinin gezegen yildizdan gecmiyor olsa bile gezegenin boyutunu bulmalarini saglar Bir otegezegenden yansiyan gorunur isik spektrumunun ilk kez dogrudan tespiti 2015 yilinda uluslararasi bir gokbilimci ekibi tarafindan yapildi Gokbilimciler Avrupa Guney Gozlemevi nin Sili deki La Silla Gozlemevi nde bulunan Yuksek Dogruluklu Radyal Hiz Gezegen Arayici HARPS cihazini kullanarak bir ana dizi yildizinin Gunes benzeri bir yildiz yorungesinde kesfedilen ilk otegezegen olan 51 Pegasi b den gelen isigi incelediler Hem CoRoT hem de Kepler gezegenlerden yansiyan isigi olcmustur Ancak bu gezegenler ev sahibi yildizlarindan gectikleri icin zaten biliniyorlardi Bu yontemle kesfedilen ilk gezegenler Kepler tarafindan bulunan Kepler 70b ve Kepler 70c dir Rolativistik isima Isik degisimlerinden dis gezegenleri tespit etmek icin ayri bir yeni yontem hareketinden dolayi yildizdan gozlemlenen akinin rolativistik isinlamasini kullanir Bu yontem Doppler isimasi ya da Doppler guclendirmesi olarak da bilinir Yontem ilk olarak 2003 yilinda Abraham Loeb ve Scott Gaudi tarafindan onerilmistir Gezegen cekim gucuyle yildizi cektikce fotonlarin yogunlugu ve dolayisiyla yildizin gorunur parlakligi gozlemcinin bakis acisindan degisir Radyal hiz yontemi gibi yorunge eksantrikligini ve gezegenin minimum kutlesini belirlemek icin kullanilabilir Bu yontemle yildizlarina yakin buyuk gezegenleri tespit etmek daha kolaydir cunku bu faktorler yildizin hareketini arttirir Radyal hiz yonteminin aksine bir yildizin dogru bir spektrumunu gerektirmez ve bu nedenle hizli donen yildizlarin ve daha uzak yildizlarin etrafindaki gezegenleri bulmak icin daha kolay kullanilabilir Bu yontemin en buyuk dezavantajlarindan biri isik degisimi etkisinin cok kucuk olmasidir Gunes benzeri bir yildizdan 0 025 AU uzaklikta yorungede donen Jovian kutleli bir gezegen yorunge kenarda olsa bile zorlukla tespit edilebilir Bu yeni gezegenleri kesfetmek icin ideal bir yontem degildir cunku gezegenden yayilan ve yansiyan yildiz isigi miktari genellikle rolativistik isinlamadan kaynaklanan isik degisimlerinden cok daha buyuktur Bununla birlikte bu yontem radyal hiz gozlemlerinden takip eden veri toplamaya gerek kalmadan gezegenin kutlesinin olculmesine izin verdigi icin hala yararlidir Bu yontemi kullanan ilk gezegen kesfi Kepler 76b 2013 yilinda duyuruldu Ellipsoidal variations Buyuk gezegenler ev sahibi yildizlarinda hafif gelgit bozulmalarina neden olabilir Bir yildiz hafif elipsoidal bir sekle sahip oldugunda yildizin gorunen parlakligi yildizin yassi kisminin gozlemcinin bakis acisina bakip bakmadigina bagli olarak degisir Rolativistik isinlama yonteminde oldugu gibi gezegenin minimum kutlesinin belirlenmesine yardimci olur ve hassasiyeti gezegenin yorunge egimine baglidir Bir yildizin gorunen parlakligi uzerindeki etkinin boyutu goreli isinlama yonteminden cok daha buyuk olabilir ancak parlaklik degisim dongusu iki kat daha hizlidir Buna ek olarak gezegen dusuk yari buyuk eksen yildiz yaricapi oranina sahipse ve yildizin yogunlugu dusukse yildizin seklini daha fazla bozar Bu da bu yontemi ana diziden ayrilmis yildizlarin etrafindaki gezegenleri bulmak icin uygun hale getirir Pulsar timing Sanatcinin pulsar PSR 1257 12 nin gezegen sistemine iliskin izlenimi Bir pulsar bir notron yildizidir supernova olarak patlamis bir yildizin kucuk ultra yogun kalintisi Pulsarlar donerken son derece duzenli radyo dalgalari yayarlar Bir pulsarin icsel donusu cok duzenli oldugu icin gozlemlenen radyo atimlarinin zamanlamasindaki hafif anormallikler pulsarin hareketini izlemek icin kullanilabilir Siradan bir yildiz gibi bir pulsar da eger bir gezegeni varsa kendi kucuk yorungesinde hareket edecektir Nabiz zamanlama gozlemlerine dayanan hesaplamalar bu yorungenin parametrelerini ortaya cikarabilir Bu yontem aslinda gezegenleri tespit etmek icin tasarlanmamistir ancak o kadar hassastir ki diger yontemlerin yapabileceginden cok daha kucuk gezegenleri Dunya nin kutlesinin onda birinden daha azina kadar tespit edebilir Ayrica bir gezegen sisteminin cesitli uyeleri arasindaki karsilikli yercekimsel perturbasyonlari tespit edebilmekte ve boylece bu gezegenler ve yorunge parametreleri hakkinda daha fazla bilgi ortaya cikarabilmektedir Buna ek olarak pulsardan nispeten uzakta olan gezegenleri de kolaylikla tespit edebilir Pulsar zamanlama yonteminin iki ana dezavantaji vardir pulsarlar nispeten nadirdir ve bir gezegenin bir pulsar etrafinda olusmasi icin ozel kosullar gereklidir Bu nedenle bu yolla cok sayida gezegen bulunmasi olasi degildir Buna ek olarak ortamdaki radyasyonun yuksek yogunlugu nedeniyle pulsarlarin yorungesindeki gezegenlerde yasam muhtemelen devam etmeyecektir 1992 yilinda Aleksander Wolszczan ve Dale Frail bu yontemi kullanarak PSR 1257 12 pulsari etrafindaki gezegenleri kesfettiler Kesifleri 1994 yilinda onaylandi ve Gunes Sistemi disindaki gezegenlerin ilk onayi oldu Degisken yildiz zamanlamasi Pulsarlar gibi diger bazi zonklayan degisken yildiz turleri de radyal hizin spektroskopiye gerek kalmadan zonklama frekansinin Doppler kaymasindan tamamen fotometrik olarak belirlenebilecegi kadar duzenlidir Bu yontem periyodik aktivitenin daha uzun ve daha az duzenli olmasi nedeniyle pulsar zamanlama degisimi yontemi kadar hassas degildir Degisken bir yildizin etrafindaki gezegenleri tespit etmenin kolayligi yildizin zonklama periyoduna zonklamalarin duzenliligine gezegenin kutlesine ve ev sahibi yildiza olan uzakligina baglidir Bu yontemle ilk basari 2007 yilinda V391 Pegasi b nin zonklayan bir alt cuce yildiz etrafinda kesfedilmesiyle geldi Transit zamanlama source source source source source source source 1 gezegenli ve 2 gezegenli sistemlerin gezegen gecis zamanlamalari arasindaki farki gosteren animasyon Kredi NASA Kepler Misyonu Kepler Gorevi Gunes disi gezegenleri tespit edebilen bir NASA gorevi Gecis zamanlamasi varyasyonu yontemi gecislerin kati bir periyodiklikle mi gerceklestigini yoksa bir varyasyon olup olmadigini dikkate alir Birden fazla gecis yapan gezegen tespit edildiginde bunlar genellikle gecis zamanlamasi degisimi yontemiyle dogrulanabilir Bu dusuk sinyal gurultu orani nedeniyle radyal hiz yontemlerinin tespit edemedigi Gunes ten uzak gezegen sistemlerinde kullanislidir Bir gezegen gecis yontemiyle tespit edilmisse gecis zamanlamasindaki degisimler sistemde Dunya ninkiyle karsilastirilabilir kutlelere sahip gecis yapmayan ek gezegenleri tespit etmek icin son derece hassas bir yontem saglar Gezegenlerin nispeten yakin yorungelere sahip olmasi ve gezegenlerden en az birinin daha buyuk kutleli olmasi daha az buyuk kutleli bir gezegenin yorunge periyodunun daha fazla bozulmasina neden oluyorsa transit zamanlama degisimlerini tespit etmek daha kolaydir Transit zamanlama yonteminin temel dezavantaji genellikle gezegenin kendisi hakkinda fazla bir sey ogrenilememesidir Gecis zamanlamasi degisimi bir gezegenin maksimum kutlesinin belirlenmesine yardimci olabilir Cogu durumda bir nesnenin gezegensel bir kutleye sahip olup olmadigini dogrulayabilir ancak kutlesine dar kisitlamalar getirmez Kepler 36 ve Kepler 88 sistemlerindeki gezegenlerin kutlelerini dogru bir sekilde belirleyebilecek kadar yakin yorungede donmeleri gibi istisnalar da vardir TTV kullanilarak gecis yapmayan bir gezegenin ilk onemli tespiti NASA nin Kepler uzay araci ile gerceklestirilmistir Gecis yapan gezegen Kepler 19b bes dakikalik bir genlik ve yaklasik 300 gunluk bir periyotla TTV gosterir ve gecis yapan gezegenin periyodunun neredeyse rasyonel bir kati olan bir periyoda sahip ikinci bir gezegenin Kepler 19c nin varligina isaret eder Cift yorungeli gezegenlerde gecis zamanlamasindaki degisimler diger gezegenlerin kutlecekimsel perturbasyonlari yerine esas olarak yildizlarin yorunge hareketlerinden kaynaklanir Bu degisimler bu gezegenlerin otomatik yontemlerle tespit edilmesini zorlastirir Ancak bu gezegenlerin tespit edildikten sonra dogrulanmasini kolaylastirir lt span title This claim needs references to reliable sources July 2015 gt citation needed lt span gt Transit sure degisimi Sure degisimi gecisin ne kadar surdugundeki degisiklikleri ifade eder Sure degisimlerine bir oteuydu ayni sistemdeki baska bir gezegen nedeniyle eksantrik gezegenler icin kubbemsi yalpalama apsidal presesyon veya genel gorelilik neden olabilir Transit yontemiyle bir dolanim gezegeni bulundugunda transit suresi degisimi yontemiyle kolayca dogrulanabilir Yakin ikili sistemlerde yildizlar yoldasin hareketini onemli olcude degistirir bu da gecis yapan herhangi bir gezegenin gecis suresinde onemli farkliliklar oldugu anlamina gelir Bu tur ilk dogrulama Kepler 16b den geldi Eclipsing binary minima timing Ikili bir yildiz sistemi Dunya nin bakis acisindan yildizlar yorungelerinde birbirlerinin onunden gececek sekilde hizalandiginda sisteme tutulan ikili yildiz sistemi denir Yuzeyi daha parlak olan yildizin diger yildizin diski tarafindan en azindan kismen gizlendigi minimum isik zamanina birincil tutulma denir ve yaklasik yarim yorunge sonra daha parlak yuzey alanli yildiz diger yildizin bir kismini gizlediginde ikincil tutulma meydana gelir Bu minimum isik zamanlari ya da merkezi tutulmalar tipki bir pulsardan gelen atimlara benzer sekilde sistem uzerinde bir zaman damgasi olusturur tek farkla ki bunlar bir pariltidan ziyade parlaklikta bir dusustur Eger ikili yildizlarin etrafinda dairesel yorungede bir gezegen varsa yildizlar ikili gezegen kutle merkezi etrafinda kayacaktir Ikili yildizlar gezegen tarafindan ileri geri kaydirildikca tutulma minimalarinin zamanlari degisecektir Bu kaymanin periyodikligi yakin ikili sistemlerin etrafindaki gunes disi gezegenleri tespit etmenin en guvenilir yolu olabilir Bu yontemle gezegenler daha buyuk kutleliyse sistemin etrafinda nispeten yakin bir yorungede donuyorsa ve yildizlar dusuk kutleye sahipse daha kolay tespit edilebilir Tutulma zamanlamasi yontemi gecis yontemine gore ev sahibi yildizdan daha uzakta bulunan gezegenlerin tespit edilmesine olanak saglamaktadir Bununla birlikte kataklizmik degisken yildizlarin etrafinda gezegenlere isaret eden sinyaller kararsiz yorungelerle eslesme egilimindedir 2011 yilinda Kepler 16b tutulma ikili zamanlama degisimleri yoluyla kesin olarak karakterize edilen ilk gezegen oldu Kutlecekimsel mercekleme Kutlecekimsel mikromercekleme Kutlecekimsel mikro merceklenme bir yildizin kutlecekim alani bir mercek gibi davranarak uzaktaki bir arka plan yildizinin isigini buyuttugunde meydana gelir Bu etki yalnizca iki yildiz neredeyse tam olarak hizalandiginda ortaya cikar Merceklenme olaylari iki yildiz ve Dunya birbirlerine gore hareket ettikleri icin haftalar ya da gunler suren kisa sureli olaylardir Son on yilda bu tur binden fazla olay gozlemlenmistir Eger on plandaki mercek yildizinin bir gezegeni varsa o zaman gezegenin kendi cekim alani mercekleme etkisine tespit edilebilir bir katki yapabilir Bu son derece olasiliksiz bir hizalanma gerektirdiginden gezegensel mikro mercekleme katkilarini makul bir oranda tespit etmek icin cok sayida uzak yildizin surekli olarak izlenmesi gerekir Galaktik merkez cok sayida arka plan yildizi sagladigindan bu yontem Dunya ile galaksinin merkezi arasindaki gezegenler icin en verimli yontemdir 1991 yilinda gokbilimciler Shude Mao ve Bohdan Paczynski yildizlara ikili yoldaslar aramak icin yercekimsel mikro mercekleme kullanmayi onerdiler ve onerileri 1992 yilinda Andy Gould ve Abraham Loeb tarafindan dis gezegenleri tespit etmek icin bir yontem olarak gelistirildi Bu yontemle elde edilen basarilar 2002 yilinda bir grup Polonyali astronomun Varsova dan Andrzej Udalski Marcin Kubiak ve Michal Szymanski ve Bohdan Paczynski OGLE Optik Yercekimsel Mercekleme Deneyi projesi sirasinda uygulanabilir bir teknik gelistirmesine dayanmaktadir Bir ay boyunca birkac olasi gezegen buldular ancak gozlemlerdeki sinirlamalar net bir dogrulamayi engelledi O zamandan beri mikro mercekleme kullanilarak birkac dogrulanmis gunes disi gezegen tespit edilmistir Bu siradan ana dizi yildizlarinin etrafinda Dunya benzeri kutleye sahip gezegenleri tespit edebilen ilk yontemdi Kucuk ya da cozumlenmis goruntuleme icin buyuk yorungelere sahip gezegenlere karsi tespit onyargisi olan diger yontemlerin aksine mikromercekleme yontemi Gunes benzeri yildizlardan yaklasik 1 10 astronomik birim uzakliktaki gezegenleri tespit etmeye en duyarlidir Yontemin dikkate deger bir dezavantaji merceklemenin tekrarlanamamasidir cunku tesadufi hizalanma bir daha asla gerceklesmez Ayrica tespit edilen gezegenler birkac kiloparsek uzakta olma egilimindedir bu nedenle diger yontemlerle takip gozlemleri genellikle imkansizdir Buna ek olarak mikro mercekleme ile belirlenebilen tek fiziksel ozellik gevsek kisitlamalar dahilinde gezegenin kutlesidir Yorunge ozellikleri de belirsiz olma egilimindedir cunku dogrudan belirlenebilen tek yorunge ozelligi ana yildizdan mevcut yari buyuk eksenidir bu da gezegen eksantrik bir yorunge izliyorsa yaniltici olabilir Gezegen yildizindan uzakta oldugunda yorungesinin sadece kucuk bir bolumunu bu yontemle tespit edilebilecek bir durumda gecirir bu nedenle gezegenin yorunge periyodu kolayca belirlenemez Kutlecekimsel mikromercekleme etkisi gezegen yildiz kutle oraniyla birlikte arttigindan dusuk kutleli yildizlarin etrafindaki gezegenleri tespit etmek de daha kolaydir Kutlecekimsel mikromercekleme yonteminin baslica avantajlari dusuk kutleli gezegenleri tespit edebilmesi Roma Uzay Teleskobu gibi gelecekteki uzay projeleriyle prensipte Mars kutlesine kadar Saturn ve Uranus e benzer genis yorungelerdeki gezegenleri tespit edebilmesi ki bunlar radyal hiz veya gecis yontemleri icin cok uzun yorunge periyotlarina sahiptir ve cok uzak yildizlarin etrafindaki gezegenleri tespit edebilmesidir Yeterli arka plan yildizi yeterli dogrulukta gozlemlenebildiginde yontem sonunda Dunya benzeri gezegenlerin galakside ne kadar yaygin oldugunu ortaya cikaracaktir Gozlemler genellikle robotik teleskop aglari kullanilarak gerceklestirilir Avrupa Arastirma Konseyi tarafindan finanse edilen OGLE ye ek olarak Astrofizikte Mikromerceklenme Gozlemleri MOA grubu bu yaklasimi mukemmellestirmek icin calisiyor PLANET Probing Lensing Anomalies NETwork RoboNet projesi daha da iddiali Dunyayi kapsayan bir teleskop agiyla neredeyse 24 saat kesintisiz kapsama alani saglayarak Dunya ninki kadar dusuk kutleli gezegenlerden mikromercekleme katkilari alma firsati sunuyor Bu strateji OGLE 2005 BLG 390Lb olarak adlandirilan genis bir yorungedeki ilk dusuk kutleli gezegenin tespit edilmesinde basarili olmustur 2027 de firlatilmasi planlanan NASA Roma Uzay Teleskobu uc temel projesinden biri olarak bir mikromercekleme gezegen arastirmasini iceriyor Dogrudan goruntuleme Hale Teleskobu nun 1 5 metrelik bir bolumunde Vortex koronagraf kullanilarak HR 8799 yildizinin etrafindaki otegezegenlerin dogrudan goruntusuBeta Pictoris yakinindaki bir gezegenin ESO goruntusu Gezegenler yildizlara kiyasla son derece sonuk isik kaynaklaridir ve onlardan gelen az miktardaki isik ana yildizlarinin pariltisi icinde kaybolma egilimindedir Bu yuzden genel olarak onlari dogrudan ana yildizlarindan tespit etmek ve cozumlemek cok zordur Yildizlardan cozumlenebilecek kadar uzakta yorungede donen gezegenler cok az yildiz isigi yansitirlar bu nedenle gezegenler bunun yerine termal emisyonlari yoluyla tespit edilirler Yildiz sistemi Gunes e nispeten yakin oldugunda ve gezegen ozellikle buyuk oldugunda Jupiter den oldukca buyuk ana yildizindan genis olcude ayrildiginda ve yogun kizilotesi radyasyon yayacak sekilde sicak oldugunda goruntu elde etmek daha kolaydir daha sonra gezegenin gorunur dalga boylarinda oldugundan daha parlak oldugu kizilotesinde goruntuler elde edilmistir Koronagraflar yildizdan gelen isigi engellerken gezegeni gorunur kilmak icin kullanilir Dunya benzeri bir otegezegenin dogrudan goruntulenmesi asiri optotermal kararlilik gerektirir 60 Gezegen olusumunun yigilma asamasi sirasinda yildiz gezegen kontrasti H alfa da kizilotesinde oldugundan daha iyi olabilir su anda bir H alfa arastirmasi devam etmektedir La Silla daki ExTrA teleskoplari kizilotesi dalga boylarinda gozlem yapar ve olagan fotometrik olcumlere spektral bilgi ekler Dogrudan goruntuleme yildizin yasi ve gezegenin sicakligindan turetilen gezegenin kutlesi hakkinda yalnizca gevsek kisitlamalar verebilir Yildiz olustuktan birkac milyon yil sonra gezegenler olusabileceginden kutle onemli olcude degisebilir Gezegen ne kadar soguksa gezegenin kutlesinin de o kadar az olmasi gerekir Bazi durumlarda gezegenin sicakligina gorunen parlakligina ve Dunya ya olan uzakligina dayanarak bir gezegenin yaricapina makul kisitlamalar getirmek mumkundur Gezegenlerden yayilan spektrumlarin yildizdan ayrilmasi gerekmez bu da gezegenlerin kimyasal bilesiminin belirlenmesini kolaylastirir Bazen gezegenin kahverengi cuce olma ihtimalini ortadan kaldirmak icin birden fazla dalga boyunda gozlem yapilmasi gerekir Dogrudan goruntuleme gezegenin yildiz etrafindaki yorungesini dogru bir sekilde olcmek icin kullanilabilir Diger yontemlerin cogundan farkli olarak dogrudan goruntuleme kenar yorungelerden ziyade yuz ustu yorungelere sahip gezegenlerde daha iyi calisir cunku yuz ustu yorungedeki bir gezegen gezegenin yorungesinin tamami boyunca gozlemlenebilirken kenar yorungelere sahip gezegenler ana yildizdan en buyuk gorunur ayrilma donemlerinde en kolay sekilde gozlemlenebilir Dogrudan goruntuleme yoluyla tespit edilen gezegenler su anda iki kategoriye ayriliyor Birincisi Gunes ten daha buyuk kutleli yildizlarin etrafinda bulunan ve gezegen disklerine sahip olacak kadar genc olan gezegenlerdir Ikinci kategori ise cok sonuk yildizlarin etrafinda bulunan olasi alt kahverengi cuceler ya da ana yildizlarindan en az 100 AU uzaklikta bulunan kahverengi cucelerden olusmaktadir Bir yildiza kutlecekimsel olarak bagli olmayan gezegen kutleli nesneler de dogrudan goruntuleme yoluyla bulunur Erken kesifler Ortadaki buyuk nesne CVSO 30 yildizidir yukaridaki ve soldaki kucuk nokta ise CVSO 30c otegezegenidir Bu goruntu VLT nin NACO ve SINFONI araclarindan elde edilen astrometri verileri kullanilarak olusturulmustur 2004 yilinda bir grup gokbilimci Sili deki Avrupa Guney Gozlemevi nin Very Large Telescope dizisini kullanarak kahverengi cuce 2M1207 ye eslik eden 2M1207b nin goruntusunu elde etti Ertesi yil yoldasin gezegen durumu dogrulandi Gezegenin Jupiter den birkac kat daha buyuk oldugu ve 40 AU dan daha buyuk bir yorunge yaricapina sahip oldugu tahmin ediliyor 6 Kasim 2008 de ilk kez Nisan 2008 de 1RXS J160929 1 210524 yildizindan 330 AU uzaklikta goruntulenen ve 8 Eylul 2008 de duyurulan bir nesne yayimlandi Ancak 2010 yilina kadar bunun bir tesadufi hizalanma degil yildiza eslik eden bir gezegen oldugu dogrulanmadi Yoldasin kutlesinin doteryum yakma sinirinin ustunde mi yoksa altinda mi oldugu henuz dogrulanmadi Keck Gozlemevi ve Gemini Gozlemevi ndeki teleskoplar kullanilarak 2007 yilinda goruntulenen ilk coklu gezegen sistemi 13 Kasim 2008 de duyuruldu HR 8799 un yorungesinde kutleleri Jupiter in yaklasik on on ve yedi kati olan uc gezegen dogrudan gozlemlenmistir Ayni gun 13 Kasim 2008 de Hubble Uzay Teleskobu nun Fomalhaut un yorungesinde donen ve kutlesi 3 Mj den fazla olmayan bir otegezegeni dogrudan gozlemledigi aciklandi Her iki sistem de Kuiper kusagina benzemeyen disklerle cevrilidir 21 Kasim 2008 de 11 Aralik 2008 de internette yayimlanan editore mektubun kabulunden uc gun sonra 2003 yilina ait goruntulerin analizi sonucunda Beta Pictoris in yorungesinde bir gezegenin ortaya ciktigi aciklandi 2012 yilinda Kappa Andromedae yorungesinde donen yaklasik 12 8 Mj kutleli bir Super Jupiter gezegeninin Hawaii deki Subaru Teleskobu kullanilarak dogrudan goruntulendigi aciklandi Ana yildizinin yorungesinde yaklasik 55 AU yani Neptun un Gunes e olan uzakliginin neredeyse iki kati kadar bir mesafede donmektedir Bir baska sistem olan GJ 758 Subaru Teleskobu nun HiCIAO aletini kullanan bir ekip tarafindan Kasim 2009 da goruntulendi ancak bu bir kahverengi cuceydi Dogrudan goruntulenen diger olasi otegezegenler arasinda GQ Lupi b AB Pictoris b ve SCR 1845 b bulunmaktadir 2006 Mart ayi itibariyle hicbirinin gezegen oldugu dogrulanmamistir bunun yerine kendileri kucuk kahverengi cuceler olabilirler Goruntuleme araclari Otegezegen HD 95086 b nin ESO VLT goruntusu Gemini Planet Imager VLT SPHERE Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics SCExAO cihazi veya Palomar Project 1640 gibi cesitli gezegen goruntuleme ozellikli cihazlar yer tabanli buyuk teleskoplara kuruludur Uzayda su anda ozel bir cihaz bulunmamaktadir otegezegen goruntuleme cihazi JWST nin bazi otegezegen goruntuleme yetenekleri olmasina ragmen bu amac icin ozel olarak tasarlanip optimize edilmemistir RST ozel bir otegezegen goruntuleme cihazi iceren ilk uzay gozlemevi olacak Bu cihaz JPL yi birincil bilim hedeflerinden biri olarak Dunya benzeri otegezegenlerin goruntulenmesini saglayacak gelecekte uzayda kurulacak buyuk bir gozlemevi icin bir gosterici olarak tasarlandi LUVOIR veya HabEx gibi kavramlar 2020 Astronomi ve Astrofizik Decadal Arastirmasi nin hazirlanmasinda onerildi 2010 yilinda NASA nin Jet Propulsion Laboratuvari ndan bir ekip girdap koronagrafinin kucuk teleskoplarla gezegenleri dogrudan goruntulemesine olanak saglayabilecegini gosterdi Bunu daha once goruntulenen HR 8799 gezegenlerini Hale Teleskobu nun yalnizca 1 5 metre genisligindeki bir kismini kullanarak goruntuleyerek yaptilar Gelecek vaat eden bir diger yaklasim ise interferometriyi sifirlamaktir Aynalar yerine bolge plakalari kullanarak isigi odaklayan uzay teleskoplarinin daha yuksek kontrastli goruntuleme saglayacagi ve hafif folyo bolge plakasinin katlanabilmesi nedeniyle uzaya firlatilmasinin daha ucuz olacagi da one surulmustur Bir baska olasilik da Yeni Dunyalar Misyonu gibi yorungelerindeki gezegenleri gozlemlemek icin yakindaki yildizlarin isigini engellemek uzere tasarlanmis buyuk bir okulterin uzayda kullanilmasidir Veri azaltma teknikleri Eksen disi cisimlerin yani otegezegenlerin sinyal gucunu artirmak icin gozlemsel verilerin sonradan islenmesi cesitli yollarla gerceklestirilebilir Tum yontemler merkezi yildiz ile otegezegen yoldaslari arasindaki verilerde cesitliligin varligina dayanir bu cesitlilik spektrumdaki acisal konumdaki yorunge hareketindeki polarizasyondaki veya isigin tutarliligindaki farkliliklardan kaynaklanabilir En populer teknik Acisal Diferansiyel Goruntulemedir ADI burada pozlar farkli paralel aci konumlarinda alinir ve gokyuzu gozlemlenen merkezi yildizin etrafinda donmeye birakilir Pozlarin ortalamasi alinir her poz ortalamadan cikarilir ve daha sonra soluk gezegen sinyalini tek bir yerde toplamak icin dondurulurler Spektral Diferansiyel Goruntuleme SDI benzer bir prosedur uygular ancak acisal degisiklikler yerine parlakliktaki radyal degisiklikler spektrumlarin veya dalga boyunun bir fonksiyonu olarak icin Ikisinin kombinasyonlari mumkundur ASDI SADI veya Combined Differential Imaging CODI Polarimetre Bir yildiz tarafindan yayilan isik polarize degildir yani isik dalgasinin salinim yonu rastgeledir Ancak isik bir gezegenin atmosferinden yansidiginda isik dalgalari atmosferdeki molekullerle etkilesime girer ve polarize olur Gezegen ve yildizin birlesik isigindaki kutuplasmayi analiz ederek yaklasik milyonda bir parca polarimetri Dunya atmosferinin kararliligi ile sinirli olmadigindan bu olcumler prensipte cok yuksek hassasiyetle yapilabilir Bir diger ana avantaji da polarimetrinin gezegenin atmosferinin bilesiminin belirlenmesine olanak saglamasidir Ana dezavantaji ise atmosferi olmayan gezegenleri tespit edemeyecek olmasidir Daha buyuk gezegenler ve daha yuksek albedoya sahip gezegenler daha fazla isik yansittiklari icin polarimetri ile tespit edilmeleri daha kolaydir Polarimetre olarak adlandirilan polarimetri icin kullanilan astronomik cihazlar polarize isigi tespit etme ve polarize olmayan isinlari reddetme kapasitesine sahiptir ZIMPOL CHEOPS ve PlanetPol gibi gruplar su anda gunes sistemi disi gezegenleri aramak icin polarimetreler kullaniyor Bu yontemi kullanarak gunes disi bir gezegenin ilk basarili tespiti 2008 yilinda uc yil once kesfedilen bir gezegen olan HD 189733 b nin polarimetri kullanilarak tespit edilmesiyle gerceklesti Ancak bu yontemle henuz yeni bir gezegen kesfedilmedi Astrometri Bu diyagramda bir gezegen daha kucuk bir nesne kendisi de kucuk bir yorungede hareket eden bir yildizin etrafinda donmektedir Sistemin kutle merkezi kirmizi arti isaretiyle gosterilmistir Bu durumda her zaman yildizin icinde yer alir Bu yontem bir yildizin gokyuzundeki konumunun hassas bir sekilde olculmesi ve bu konumun zaman icinde nasil degistiginin gozlemlenmesinden olusur Baslangicta bu elle yazilmis kayitlarla gorsel olarak yapiliyordu 19 yuzyilin sonunda bu yontemde fotograf plakalari kullanilmaya baslanmis boylece olcumlerin dogrulugu buyuk olcude artmis ve bir veri arsivi olusturulmustur Eger bir yildizin gezegeni varsa gezegenin cekim etkisi yildizin kendisinin de kucuk dairesel ya da eliptik bir yorungede hareket etmesine neden olur Iki cisim probleminin cozumlerinde aciklandigi gibi yildiz ve gezegenin her biri ortak kutle merkezleri barycenter etrafinda yorungede donerler Yildiz cok daha buyuk kutleli oldugundan yorungesi cok daha kucuk olacaktir Siklikla ortak kutle merkezi daha buyuk govdenin yaricapi icinde yer alacaktir Sonuc olarak dusuk kutleli yildizlarin ozellikle de kahverengi cucelerin etrafindaki gezegenleri bulmak daha kolaydir Gunes Sistemi nin kutle merkezinin barycenter Gunes e gore hareketi Astrometri gunes disi gezegenler icin en eski arama yontemidir ve baslangicta astrometrik ikili yildiz sistemlerini karakterize etmedeki basarisi nedeniyle populer olmustur En azindan 18 yuzyilin sonlarinda William Herschel tarafindan yapilan aciklamalara kadar uzanmaktadir Gorunmeyen bir yoldasin 70 Ophiuchi olarak katalogladigi yildizin konumunu etkiledigini iddia etmistir Gunes disi bir gezegen icin bilinen ilk resmi astrometrik hesaplama 1855 yilinda William Stephen Jacob tarafindan bu yildiz icin yapilmistir Benzer hesaplamalar baskalari tarafindan yarim yuzyil daha tekrarlanmis ve nihayet 20 yuzyilin baslarinda curutulmustur Iki yuzyil boyunca yakindaki yildiz sistemlerinin etrafinda yorungede bulunan gorunmeyen yoldaslarin kesfedildigine dair iddialar ortalikta dolasti bunlarin hepsinin bu yontem kullanilarak bulundugu bildirildi 77 1996 da George Gatewood un yakin yildiz Lalande 21185 in etrafinda donen cok sayida gezegenin duyurulmasiyla sonuclandi Bu iddialarin hicbiri diger gokbilimcilerin incelemesinden sag cikamadi ve teknik itibarsizlasti Ne yazik ki yildizlarin konumlarindaki degisiklikler o kadar kucuk ve atmosferik ve sistematik bozulmalar o kadar buyuk ki en iyi yer tabanli teleskoplar bile yeterince hassas olcumler uretemiyor Bu yontemi kullanarak 1996 dan once ortaya atilan gezegenin kutlesi olarak 0 1 gunes kutlesinden daha az bir gezegen yoldasina iliskin tum iddialar muhtemelen sahtedir 2002 yilinda Hubble Uzay Teleskobu Gliese 876 yildizi cevresinde daha once kesfedilen bir gezegeni karakterize etmek icin astrometriyi kullanmayi basardi 2013 te firlatilan uzay tabanli gozlemevi Gaia nin astrometri yoluyla binlerce gezegen bulmasi bekleniyordu ancak Gaia nin firlatilmasindan once astrometri yoluyla tespit edilen hicbir gezegen dogrulanmamisti SIM PlanetQuest Gaia ya benzer dis gezegen bulma kapasitesine sahip olacak bir ABD projesiydi 2010 da iptal edildi Astrometrik yontemin potansiyel bir avantaji buyuk yorungeli gezegenlere karsi en hassas olmasidir Bu da onu kucuk yorungeli gezegenlere en duyarli olan diger yontemlerin tamamlayicisi haline getirmektedir Bununla birlikte yildizlarindan astrometri ile tespit edilebilecek kadar uzakta olan gezegenlerin bir yorungeyi tamamlamalari da uzun zaman alacagindan yillar ve muhtemelen on yillar gibi cok uzun gozlem sureleri gerekecektir Ikili sistemlerde yildizlardan birinin etrafinda donen gezegenler yildizlarin yorungelerinde perturbasyonlara neden olduklarindan daha kolay tespit edilebilirler Ancak bu yontemle gezegenin hangi yildizin etrafinda dondugunu belirlemek icin takip gozlemlerine ihtiyac vardir 2009 yilinda VB 10b nin astrometri ile kesfi duyuruldu Dusuk kutleli kirmizi cuce yildiz VB 10 un yorungesinde donen bu gezegenin kutlesinin Jupiter in yedi kati oldugu bildirildi Eger dogrulanirsa bu yillar boyunca iddia edilenler arasinda astrometri ile kesfedilen ilk otegezegen olacaktir Ancak radyal hizdan bagimsiz olarak yapilan son calismalar iddia edilen gezegenin varligini reddetmektedir 2010 yilinda alti ikili yildizin astrometrik olcumleri yapildi HD 176051 adi verilen yildiz sistemlerinden birinin yuksek guvenle bir gezegene sahip oldugu tespit edildi 2018 yilinda Gaia uzay aracindan elde edilen gozlemleri Beta Pictoris sistemi icin Hipparcos verileriyle karsilastiran bir calisma Beta Pictoris b nin kutlesini olcerek onu 11 2 Jupiter kutlesiyle sinirladi Bu kabaca 13 Jupiter kutlesine iliskin onceki kutle tahminleriyle iyi bir uyum icindedir 2019 yilinda Gaia uzay araci ve selefi Hipparcos tan gelen veriler HARPS verileriyle tamamlanarak e Indi Ab nin 45 yillik bir yorunge periyoduna sahip hafif dis merkezli bir yorungede 3 Jupiter kutlesine sahip ikinci en yakin Jupiter benzeri dis gezegen olarak daha iyi tanimlanmasini sagladi 2022 itibariyla ozellikle Gaia sayesinde radyal hiz ve astrometri kombinasyonu en yakin Jupiter analoglari e Eridani b ve e Indi Ab dahil olmak uzere 91 92 93 94 cok sayida Jovian gezegenini tespit etmek ve karakterize etmek icin kullanilmistir Ek olarak VLBA kullanan radyo astrometrisi TVLM 513 46546 ve EQ Pegasi A cevresindeki yorungedeki gezegenleri kesfetmek icin kullanildi X ray eclipse Eylul 2020 de Whirlpool Galaksisi ndeki yuksek kutleli X isini ikilisi M51 ULS 1 in yorungesinde donen aday bir gezegenin tespit edildigi duyuruldu Gezegen bir yildiz kalintisi bir notron yildizi veya bir kara delik ve muhtemelen B tipi bir super dev olan buyuk bir yildizdan olusan X isini kaynaginin tutulmalariyla tespit edildi Bu baska bir galaksideki bir gezegeni tespit edebilen tek yontemdir Disc kinematics Gezegenler genc degisken yildiz HD 97048 in etrafindaki yorungede oldugu gibi protogezegensel disklerde olusturduklari bosluklarla tespit edilebilir Disk thermal instability Bu alt basligin genisletilmesi gerekiyor Sayfayi duzenleyerek yardimci olabilirsiniz May 2024 Olasi diger yontemlerParlama ve degiskenlik eko tespiti Patlamalar gibi periyodik olmayan degiskenlik olaylari bir dis gezegenden veya yildiz sistemindeki baska bir sacilma ortamindan yansirlarsa isik egrisinde son derece soluk yankilar uretebilirler Daha yakin zamanlarda enstrumantasyon ve sinyal isleme teknolojilerindeki ilerlemeler sayesinde dis gezegenlerden gelen yankilarin M cuceleri gibi aktif yildiz sistemlerinin yuksek kadansli fotometrik ve spektroskopik olcumlerinden geri kazanilabilecegi tahmin edilmektedir Bu yankilar teorik olarak tum yorunge egimlerinde gozlemlenebilir Transit goruntuleme Bir optik kizilotesi interferometre dizisi esdeger buyuklukteki tek bir teleskop kadar isik toplamaz ancak dizinin buyuklugundeki tek bir teleskobun cozunurlugune sahiptir Parlak yildizlar icin bu cozumleme gucu bir gecis olayi sirasinda bir yildizin yuzeyini goruntulemek ve gecis yapan gezegenin golgesini gormek icin kullanilabilir Bu gezegenin acisal yaricapinin ve paralaks yoluyla gercek yaricapinin dogrudan olculmesini saglayabilir Bu yildiz ozelliklerinin modellerine bagli olan yildiz yaricapi tahminlerine bagli olan transit fotometrisine dayanan yaricap tahminlerinden daha dogrudur Goruntuleme ayrica egimin fotometriye gore daha dogru bir sekilde belirlenmesini saglar Manyetosferik radyo emisyonlari Manyetosferlerden gelen radyo emisyonlari gelecekteki radyo teleskoplariyla tespit edilebilecektir Bu baska turlu tespit edilmesi zor olan bir gezegenin donus hizinin belirlenmesine olanak saglayabilir Auroral radyo emisyonlari Jupiter in volkanik uydusu Io gibi plazma kaynaklarina sahip dev gezegenlerden gelen auroral radyo emisyonlari LOFAR gibi radyo teleskoplarla tespit edilebilir Eger dogrulanirsa aurorasinin Gliese 1151 sisteminden gelen radyo emisyonunun kaynagi oldugundan suphelenilen Dunya buyuklugundeki gezegen adayi Gliese 1151b bu yontemle kesfedilen ilk otegezegen olacak Optik interferometri Mart 2019 da Very Large Telescope Interferometer VLTI uzerindeki GRAVITY aygitini kullanan ESO gokbilimcileri optik girisimolcer kullanarak HR 8799 e adli bir otegezegenin ilk dogrudan tespitini duyurdular Modifiye interferometri Fourier Transform Spektrometre kullanilarak bir interferogramin kipirdamalarina bakilarak Dunya benzeri gezegenlerden gelen zayif sinyalleri tespit etmek icin gelismis hassasiyet elde edilebilir Lagrange noktalari cevresinde toz sikismasinin tespiti Ongezegensel bir disk boyunca toz kumelerinin tanimlanmasi Lagrangian noktalari cevresinde iz birikimini gostermektedir Bu tozun tespitinden bu birikimleri yaratan bir gezegenin var oldugu sonucu cikarilabilir Gunes disi asteroit ve enkaz disklerinin tespitiYildiz cevresi diskleri cokuntu cemberi Bir sanatcinin Vega cevresinde carpisan Pluton buyuklugundeki iki cuce gezegeni tasviri Uzay tozu diskleri enkaz diskleri bircok yildizi cevreler Toz siradan yildiz isigini emdigi ve kizilotesi radyasyon olarak yeniden yaydigi icin tespit edilebilir Toz parcaciklarinin toplam kutlesi Dunya ninkinden cok daha az olsa bile kizilotesi dalga boylarinda ana yildizlarini golgede birakacak kadar buyuk bir toplam yuzey alanina sahip olabilirler Hubble Uzay Teleskobu NICMOS Yakin Kizilotesi Kamera ve Coklu Nesne Spektrometresi araciyla toz disklerini gozlemleyebilmektedir Hubble in yapabildiginden cok daha derin kizilotesi dalga boylarini gorebilen Spitzer Uzay Teleskobu ve Avrupa Uzay Ajansi nin Herschel Uzay Gozlemevi tarafindan daha da iyi goruntuler elde edilmistir Gunes benzeri yakin yildizlarin 15 inden fazlasinin etrafinda toz diskleri bulunmustur Tozun kuyruklu yildizlar ve asteroitler arasindaki carpismalar sonucu olustugu dusunulmektedir Yildizdan gelen radyasyon basinci toz parcaciklarini nispeten kisa bir zaman olceginde yildizlararasi uzaya itecektir Bu nedenle tozun tespiti yeni carpismalarla surekli olarak yenilendigini gosterir ve ana yildizin yorungesinde donen kuyruklu yildizlar ve asteroitler gibi kucuk cisimlerin varligina dair guclu dolayli kanitlar saglar Ornegin Tau Ceti yildizinin etrafindaki toz diski bu yildizin kendi Gunes Sistemimizin Kuiper Kusagi na benzer ancak en az on kat daha kalin bir nesne populasyonuna sahip oldugunu gostermektedir Daha spekulatif olarak toz disklerindeki ozellikler bazen tam boyutlu gezegenlerin varligina isaret eder Bazi disklerin merkezi bir boslugu vardir yani gercekten halka seklindedirler Merkezi bosluk bir gezegenin yorungesindeki tozu temizlemesinden kaynaklaniyor olabilir Diger diskler ise bir gezegenin kutlecekimsel etkisinden kaynaklanabilecek kumeler icerir Epsilon Eridani nin etrafindaki toz diskinde bu tur ozelliklerin her ikisi de mevcut olup yaklasik 40 AU yorunge yaricapina sahip bir gezegenin varligina isaret etmektedir radyal hiz yontemiyle tespit edilen ic gezegene ek olarak Bu tur gezegen disk etkilesimleri carpismali timarlama teknikleri kullanilarak sayisal olarak modellenebilir Yildiz atmosferlerinin kontaminasyonu Beyaz cucelerin atmosferlerinin spektral analizinde genellikle magnezyum ve kalsiyum gibi daha agir elementlerin kirliligi bulunur Bu elementler yildizlarin cekirdeginden kaynaklanamaz ve kirlenmenin daha buyuk gezegenlerle kutlecekimsel etkilesim yoluyla bu yildizlara cok yaklasan Roche siniri icinde ve yildizin gelgit kuvvetleri tarafindan parcalanan asteroitlerden gelmesi muhtemeldir Genc beyaz cucelerin 50 si bu sekilde kirlenmis olabilir Ek olarak atmosferik kirlilikten sorumlu toz yeterli miktarda mevcutsa ana dizi yildizlarinin etrafindaki enkaz disklerinin tespit edilmesine benzer sekilde kizilotesi radyasyonla tespit edilebilir Spitzer Uzay Teleskobu ndan elde edilen veriler beyaz cucelerin 1 3 unun tespit edilebilir yildiz cevresi tozuna sahip oldugunu gostermektedir 2015 yilinda beyaz cuce WD 1145 017 nin yanindan gecen kucuk gezegenler kesfedildi Bu malzeme yaklasik 4 5 saatlik bir yorungede donuyor ve gecis isik egrilerinin sekilleri daha buyuk cisimlerin parcalandigini ve beyaz cucenin atmosferindeki kirlenmeye katkida bulundugunu gosteriyor Uzay teleskoplariTeyit edilmis gunes disi gezegenlerin cogu uzay tabanli teleskoplar kullanilarak bulunmustur 01 2015 itibariyle Onaylanmis gunes disi gezegenlerin cogu uzay tabanli teleskoplar kullanilarak bulunmustur 01 2015 itibariyle Tespit yontemlerinin cogu atmosferik pus ve turbulanstan kacinan uzay tabanli teleskoplarla daha etkili bir sekilde calisabilir COROT 2007 2012 ve Kepler gecisler kullanarak gunes disi gezegenleri aramaya adanmis uzay gorevleriydi COROT yaklasik 30 yeni otegezegen kesfetmistir Kepler 2009 2013 ve K2 2013 2000 den fazla dogrulanmis otegezegen kesfetmistir Hubble Uzay Teleskobu ve MOST da birkac gezegen bulmus ya da dogrulamistir Kizilotesi Spitzer Uzay Teleskobu gunesdisi gezegenlerin gecislerinin yani sira gezegenlerin ev sahibi yildiz tarafindan okultasyonlarini ve faz egrilerini tespit etmek icin kullanilmistir Aralik 2013 te baslatilan Gaia misyonu yakinlardaki 1000 dis gezegenin gercek kutlelerini belirlemek icin astrometriyi kullanacak TESS 2018 de firlatildi CHEOPS 2019 da ve PLATO 2026 da bu gecis yontemini kullanacak Birincil ve ikincil tespitYontem Birincil IkincilTransit Birincil tutulma Gezegen yildizin onunden geciyor Ikincil tutulma Yildiz gezegenin onunden gecer Radyal hiz Yildizin radyal hizi Gezegenin radyal hizi Bu Tau Bootis b icin yapildi Astrometri Yildizin astrometrisi Yorungesi buyuk olan buyuk gezegenlerde yildizin konumu daha fazla hareket eder Gezegenin astrometrisi Renk diferansiyel astrometri Yorungesi kucuk olan gezegenlerde gezegenin konumu daha hizli hareket eder Teorik yontem SPICA uzay araci icin kullanilmak uzere onerilmistir Dogrulama ve yanlislama yontemleriCokluga gore dogrulama Transit renk imzasi Doppler tomografisi Dinamik stabilite testi Gezegenler ve yildiz aktiviteleri arasindaki ayrim Transit offsetKarakterizasyon yontemleriAbsorpsiyon spektroskopisi Emission spectroscopy phase resolved Speckle imaging Lucky imaging to detect companion stars that the planets could be orbiting instead of the primary star which would alter planet parameters that are derived from stellar parameters Photoeccentric Effect Rossiter McLaughlin etkisiSee alsoGezegen listeleri OteuyduKaynakca Lindegren Lennart Dravins Dainis 31 Ocak 2003 The fundamental definition of radial velocity Astronomy amp Astrophysics 401 3 1185 1201 arXiv astro ph 0302522 2 doi 10 1051 0004 6361 20030181 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Externally Dispersed Interferometry SpectralFringe org LLNL June 2006 Erisim tarihi 6 Aralik 2009 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Auriere Michel Konstantinova Antova Renada Espagnet Olivier Petit Pascal Roudier Thierry Charbonnel Corinne Donati Jean Francois Wade Gregg A 2013 Pollux A stable weak dipolar magnetic field but no planet Proceedings of the International Astronomical Union 9 359 362 arXiv 1310 6907 2 doi 10 1017 S1743921314002476 Stevens Daniel J Gaudi B Scott 2013 A Posteriori Transit Probabilities Publications of the Astronomical Society of the Pacific 125 930 933 950 arXiv 1305 1298 2 doi 10 1086 672572 Rodler Florian Lopez Morales Mercedes Ribas Ignasi 2012 Weighing the Non Transiting Hot Jupiter Tau BOO b The Astrophysical Journal 753 1 L25 arXiv 1206 6197 2 doi 10 1088 2041 8205 753 1 L25 5 Ways to Find a Planet exoplanets nasa gov Erisim tarihi 20 Kasim 2018 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Johnson John 2015 How Do You Find an Exoplanet Princeton NJ Princeton University Press ss 60 68 ISBN 978 0 691 15681 1 Johnson John 2015 How Do You Find an Exoplanet Princeton NJ Princeton University Press s 65 ISBN 978 0 691 15681 1 Hidas M G Ashley M C B Webb J K ve digerleri 2005 The University of New South Wales Extrasolar Planet Search methods and first results from a field centred on NGC 6633 360 2 703 717 arXiv astro ph 0501269 2 doi 10 1111 j 1365 2966 2005 09061 x Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Santerne A Diaz R F Moutou C Bouchy F Hebrard G Almenara J M Bonomo A S Deleuil M Santos N C 2012 SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates Astronomy amp Astrophysics 545 A76 arXiv 1206 0601 2 doi 10 1051 0004 6361 201219608 O Donovan ve digerleri 2006 Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey The Example of GSC 03885 00829 The Astrophysical Journal 644 2 1237 1245 arXiv astro ph 0603005 2 doi 10 1086 503740 NULL 31 Mart 2015 Kepler The Transit Timing Variation TTV Planet finding Technique Begins to Flower 28 Ocak 2013 tarihinde kaynagindan arsivlendi NASA s Kepler Mission Announces a Planet Bonanza 715 New Worlds NASA 13 Nisan 2015 26 Subat 2014 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 28 Subat 2014 Haswell Carole 2010 Transiting Exoplanets Cambridge Cambridge University Press s 79 ISBN 978 0 521 13938 0 Collins Karen 20 Eylul 2018 The KELT Follow Up Network and Transit False Positive Catalog Pre vetted False Positives for TESS Astrophysical Journal 156 5 234 arXiv 1803 01869 2 doi 10 3847 1538 3881 aae582 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Charbonneau D T Brown A Burrows G Laughlin 2006 When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars Protostars and Planets V University of Arizona Press Burrows Adam S September 2014 Highlights in the study of exoplanet atmospheres Nature 513 7518 345 352 arXiv 1409 7320 2 doi 10 1038 nature13782 ISSN 0028 0836 PMID 25230656 a b Charbonneau ve digerleri 2005 Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet The Astrophysical Journal 626 1 523 529 arXiv astro ph 0503457 2 doi 10 1086 429991 Kaynak hatasi Gecersiz lt ref gt etiketi 0 adi farkli icerikte birden fazla tanimlanmis Bkz Kaynak gosterme a b Deming D Seager S Richardson J Harrington J 2005 Infrared radiation from an extrasolar planet PDF Nature 434 7034 740 743 arXiv astro ph 0503554 2 doi 10 1038 nature03507 PMID 15785769 27 Eylul 2006 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Kaynak hatasi Gecersiz lt ref gt etiketi Deming adi farkli icerikte birden fazla tanimlanmis Bkz Kaynak gosterme Charbonneau David ve digerleri 2000 Detection of Planetary Transits Across a Sun like Star Astrophysical Journal Letters 529 1 45 48 arXiv astro ph 9911436 2 doi 10 1086 312457 PMID 10615033 Henry Gregory W ve digerleri 2000 A Transiting 51 Peg like Planet Astrophysical Journal Letters 529 1 41 44 doi 10 1086 312458 PMID 10615032 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Udalski A ve digerleri 2002 The Optical Gravitational Lensing Experiment Search for Planetary and Low Luminosity Object Transits in the Galactic Disk Results of 2001 Campaign Supplement Acta Astronomica 52 2 115 128 arXiv astro ph 0207133 2 Harvard University and Smithsonian Institution 8 Ocak 2003 New World of Iron Rain Astrobiology Magazine CiteSeerX usurped 2 citeseerx degerini kontrol edin yardim 10 Ocak 2010 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 25 Ocak 2010 Cromie William J 16 Ocak 2003 New far out planet is discovered Harvard Gazette Harvard University 27 Agustos 2009 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 21 Temmuz 2010 NASA Exoplanet Archive Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Jenkins J M Laurance R Doyle 20 Eylul 2003 Detecting reflected light from close in giant planets using space based photometers Astrophysical Journal 1 595 429 445 arXiv astro ph 0305473 2 doi 10 1086 377165 Martins J H C Santos N C Figueira P Faria J P Montalto M ve digerleri 2015 Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b Astronomy amp Astrophysics 576 A134 arXiv 1504 05962 2 doi 10 1051 0004 6361 201425298 Snellen I A G De Mooij E J W Albrecht S 2009 The changing phases of extrasolar planet CoRoT 1b Nature 459 7246 543 545 arXiv 0904 1208 2 doi 10 1038 nature08045 PMID 19478779 Borucki W J ve digerleri 2009 Kepler s Optical Phase Curve of the Exoplanet HAT P 7b Science 325 5941 709 doi 10 1126 science 1178312 PMID 19661420 Charpinet S Fontaine G Brassard P Green E M ve digerleri 2011 A compact system of small planets around a former red giant star Nature 480 7378 496 499 doi 10 1038 nature10631 PMID 22193103 Loeb Abraham Gaudi B Scott 2003 Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions The Astrophysical Journal 588 2 L117 arXiv astro ph 0303212 2 doi 10 1086 375551 Faigler Simchon Tal Or Lev Mazeh Tsevi Latham Dave W Buchhave Lars A 2013 BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves I Discovery of Kepler 76b A hot Jupiter with evidence for superrotation The Astrophysical Journal 771 1 26 arXiv 1304 6841 2 doi 10 1088 0004 637X 771 1 26 Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets Universe Today Universe Today 13 Mayis 2013 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Townsend Rich 27 Ocak 2003 The Search for Extrasolar Planets University College London 15 Eylul 2005 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 10 Eylul 2006 Sinukoff E Fulton B Scuderi L Gaidos E 2013 Below One Earth Mass The Detection Formation and Properties of Subterrestrial Worlds Space Science Reviews 180 1 4 71 arXiv 1308 6308 2 doi 10 1007 s11214 013 0019 1 A Wolszczan and D A Frail Frail 9 Ocak 1992 A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 12 Nature 355 6356 145 147 doi 10 1038 355145a0 Erisim tarihi 30 Nisan 2007 Wolszczan A 1994 Confirmation of Earth Mass Planets Orbiting the Millisecond Pulsar PSR B1257 12 PDF Science 264 5158 538 542 CiteSeerX dead 2 citeseerx degerini kontrol edin yardim doi 10 1126 science 264 5158 538 PMID 17732735 20 Temmuz 2011 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Shibahashi Hiromoto Kurtz Donald W 2012 FM stars A Fourier view of pulsating binary stars a new technique for measuring radial velocities photometrically Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 422 1 738 arXiv 1202 0105 2 doi 10 1111 j 1365 2966 2012 20654 x Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim NASA Mission Manager Update 8 Agustos 2020 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 25 Temmuz 2012 Silvotti R 2007 A giant planet orbiting the extreme horizontal branch star V 391 Pegasi PDF Nature 449 7159 189 191 doi 10 1038 nature06143 PMID 17851517 Miralda Escude 2001 Orbital perturbations on transiting planets A possible method to measure stellar quadrupoles and to detect Earth mass planets The Astrophysical Journal 564 2 1019 1023 arXiv astro ph 0104034 2 doi 10 1086 324279 Holman Murray 2005 The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planets with Masses as Small as Earth Science 307 5713 1288 1291 arXiv astro ph 0412028 2 doi 10 1126 science 1107822 PMID 15731449 Agol Sari Steffen Clarkson 2005 On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 359 2 567 579 arXiv astro ph 0412032 2 doi 10 1111 j 1365 2966 2005 08922 x Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Sarah Ballard Daniel Fabrycky Francois Fressin David Charbonneau ve digerleri 2011 The Kepler 19 System A Transiting 2 2 R Earth Planet and a Second Planet Detected via Transit Timing Variations The Astrophysical Journal 743 2 200 arXiv 1109 1561 2 doi 10 1088 0004 637X 743 2 200 A bot will complete this citation soon Click here to jump the queue arXiv 1 Pal Kocsis 2008 Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 2008 191 198 arXiv 0806 0629 2 doi 10 1111 j 1365 2966 2008 13512 x Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim a b Welsh William F Orosz Jerome A Carter Joshua A Fabrycky Daniel C 2013 Recent Kepler Results on Circumbinary Planets Proceedings of the International Astronomical Union 8 125 132 arXiv 1308 6328 2 doi 10 1017 S1743921313012684 Doyle Laurance R Deeg Hans Jorg 2002 Timing detection of eclipsing binary planets and transiting extrasolar moons Bioastronomy 7 80 arXiv astro ph 0306087 2 Bioastronomy 2002 Life Among the Stars IAU Symposium 213 R P Norris and F H Stootman eds A S P San Francisco California 80 84 Deeg Hans Jorg Doyle Laurance R Kozhevnikov V P Blue J Ellen Martin L Schneider J 2000 A search for Jovian mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing Astronomy amp Astrophysics 358 358 L5 L8 arXiv astro ph 0003391 2 Doyle Laurance R Carter Joshua A Fabrycky Daniel C Slawson Robert W Howell Steve B Winn Joshua N Orosz Jerome A Prsa Andrej Welsh William F Quinn Samuel N Latham David 2011 Kepler 16 A Transiting Circumbinary Planet Science 333 6049 1602 1606 arXiv 1109 3432 2 doi 10 1126 science 1210923 PMID 21921192 a b J P Beaulieu D P Bennett P Fouque A Williams ve digerleri 2006 Discovery of a Cool Planet of 5 5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing Nature 439 7075 437 440 arXiv astro ph 0601563 2 doi 10 1038 nature04441 PMID 16437108 Kaynak hatasi Gecersiz lt ref gt etiketi Beaulieulensplanet adi farkli icerikte birden fazla tanimlanmis Bkz Kaynak gosterme Close L M Follette K B Males J R Puglisi A Xompero M Apai D Najita J Weinberger A J Morzinski K Rodigas T J Hinz 2014 Discovery of H alpha Emission from the Close Companion Inside the Gap of Transitional Disk HD142527 The Astrophysical Journal 781 2 L30 arXiv 1401 1273 2 doi 10 1088 2041 8205 781 2 L30 First Light for Planet Hunter ExTrA at La Silla www eso org Erisim tarihi 24 Ocak 2018 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link VLT Snaps An Exotic Exoplanet First Erisim tarihi 15 Haziran 2016 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link G Chauvin A M Lagrange C Dumas B Zuckerman ve digerleri 2004 A giant planet candidate near a young brown dwarf Astronomy amp Astrophysics 425 2 L29 L32 arXiv astro ph 0409323 2 CiteSeerX dead 2 citeseerx degerini kontrol edin yardim doi 10 1051 0004 6361 200400056 8 Eylul 2006 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 4 Ekim 2006 Yes it is the Image of an Exoplanet Press Release ESO website 30 Nisan 2005 Erisim tarihi 9 Temmuz 2010 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Astronomers capture first image of newly discovered solar system Basin aciklamasi W M Keck Observatory 13 Ekim 2008 26 Kasim 2013 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 13 Ekim 2008 Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star Erisim tarihi 13 Kasim 2008 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Lagrange A M Gratadour D Chauvin G Fusco T Ehrenreich D Mouillet D Rousset G Rouan D Allard F Gendron e Charton 2 Ocak 2009 A probable giant planet imaged in the b Pictoris disk VLT NaCo deep L band imaging Astronomy amp Astrophysics 493 2 L21 L25 arXiv 0811 3583 2 doi 10 1051 0004 6361 200811325 ISSN 0004 6361 Beta Pictoris planet finally imaged Basin aciklamasi ESO 21 Kasim 2008 8 Subat 2009 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 22 Kasim 2008 Direct Imaging of a Super Jupiter Around a Massive Star Erisim tarihi 19 Kasim 2012 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Francis Reddy 19 Kasim 2012 NASA Astronomers Directly Image Massive Star s Super Jupiter NASA com Erisim tarihi 19 Kasim 2012 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Thalmann Christian Joseph Carson Markus Janson Miwa Goto ve digerleri 2009 Discovery of the Coldest Imaged Companion of a Sun Like Star The Astrophysical Journal 707 2 L123 L127 arXiv 0911 1127 2 doi 10 1088 0004 637X 707 2 L123 R Neuhauser E W Guenther G Wuchterl M Mugrauer ve digerleri 2005 Evidence for a co moving sub stellar companion of GQ Lup Astronomy amp Astrophysics 435 1 L13 L16 arXiv astro ph 0503691 2 CiteSeerX dead 2 citeseerx degerini kontrol edin yardim doi 10 1051 0004 6361 200500104 2 Mayis 2006 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 4 Ekim 2006 Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet ESO Website 7 Nisan 2005 16 Eylul 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 4 Temmuz 2006 M Janson W Brandner T Henning H Zinnecker 2005 Early ComeOn adaptive optics observation of GQ Lupi and its substellar companion Astronomy amp Astrophysics 453 2 609 614 arXiv astro ph 0603228 2 CiteSeerX dead 2 citeseerx degerini kontrol edin yardim doi 10 1051 0004 6361 20054475 25 Mayis 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 4 Ekim 2006 Lightest Exoplanet Imaged So Far ESO Press Release Erisim tarihi 5 Haziran 2013 Thompson Andrea 14 Nisan 2010 New method could image Earth like planets space com Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link News Earth like Planets May Be Ready for Their Close Up NASA JPL 21 Ekim 2011 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 23 Haziran 2010 Keifer Sven August 2021 Spectral and angular differential imaging with SPHERE IFS Assessing the performance of various PCA based approaches to PSF subtraction Astronomy amp Astrophysics 652 10 arXiv 2106 05278 2 doi 10 1051 0004 6361 202140285 Erisim tarihi 9 Jan 2023 Schmid H M Beuzit J L Feldt M ve digerleri 2006 Search and investigation of extra solar planets with polarimetry Direct Imaging of Exoplanets Science amp Techniques Proceedings of the IAU Colloquium 200 1 C200 165 170 doi 10 1017 S1743921306009252 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Schmid H M Gisler Joos ve digerleri 2004 ZIMPOL CHEOPS a Polarimetric Imager for the Direct Detection of Extra solar Planets Astronomical Polarimetry Current Status and Future Directions ASP Conference Series 343 89 Hough J H Lucas P W Bailey J A Tamura M ve digerleri 2006 PlanetPol A Very High Sensitivity Polarimeter Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118 847 1302 1318 doi 10 1086 507955 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Berdyugina Svetlana V Andrei V Berdyugin Dominique M Fluri Vilppu Piirola 20 Ocak 2008 First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere The Astrophysical Journal 673 1 L83 arXiv 0712 0193 2 doi 10 1086 527320 Alexander Amir Space Topics Extrasolar Planets Astrometry The Past and Future of Planet Hunting The Planetary Society 8 Mart 2006 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 10 Eylul 2006 Jacob W S Jun 1855 On certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 15 9 228 230 doi 10 1093 mnras 15 9 228 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim a b See Thomas Jefferson Jackson 1896 Researches on the Orbit of F 70 Ophiuchi and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body The Astronomical Journal 16 17 doi 10 1086 102368 Sherrill Thomas J 1999 A Career of controversy the anomaly OF T J J See PDF Journal for the History of Astronomy 30 25 50 doi 10 1177 002182869903000102 Erisim tarihi 27 Agustos 2007 Heintz W D June 1988 The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited 82 3 140 Gatewood G May 1996 Lalande 21185 Bulletin of the American Astronomical Society 28 885 John Wilford 12 Haziran 1996 Data Seem to Show a Solar System Nearly in the Neighborhood The New York Times s 1 Erisim tarihi 29 Mayis 2009 Alan Boss 2 Subat 2009 The Crowded Universe Basic Books ISBN 978 0 465 00936 7 Benedict ve digerleri 2002 A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High Precision Radial Velocities The Astrophysical Journal Letters 581 2 L115 L118 arXiv astro ph 0212101 2 doi 10 1086 346073 Pravdo Steven H Shaklan Stuart B 2009 An Ultracool Star s Candidate Planet PDF The Astrophysical Journal 700 1 623 632 arXiv 0906 0544 2 doi 10 1088 0004 637X 700 1 623 4 Haziran 2009 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Erisim tarihi 30 Mayis 2009 First find Planet hunting method succeeds at last NASA PlanetQuest 28 Mayis 2009 4 Eylul 2009 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 29 Mayis 2009 Bean J Andreas Seifahrt Henrik Hartman Hampus Nilsson ve digerleri 2009 The Proposed Giant Planet Orbiting VB 10 Does Not Exist The Astrophysical Journal 711 1 L19 arXiv 0912 0003 2 doi 10 1088 2041 8205 711 1 L19 Anglada Escude G Shkolnik Weinberger Thompson ve digerleri 2010 Strong Constraints to the Putative Planet Candidate around VB 10 Using Doppler Spectroscopy The Astrophysical Journal 711 1 L24 arXiv 1001 0043 2 doi 10 1088 2041 8205 711 1 L24 Muterspaugh Matthew W Lane Benjamin F Kulkarni S R Konacki Maciej Burke Bernard F Colavita M M Shao M Hartkopf William I Boss Alan P Williamson M 2010 The PHASES Differential Astrometry Data Archive V Candidate Substellar Companions to Binary Systems The Astronomical Journal 140 6 1657 arXiv 1010 4048 2 doi 10 1088 0004 6256 140 6 1657 Snellen Ignas Brown Anthony 20 Agustos 2018 The mass of the young planet Pictoris b through the astrometric motion of its host star Nature Astronomy 2 11 883 886 arXiv 1808 06257 2 doi 10 1038 s41550 018 0561 6 ISSN 2397 3366 a b Anglada Escude Guillem Tuomi Mikko Jones Hugh R A Chaname Julio Butler Paul R Janson Markus 14 Ekim 2019 Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 490 4 ss 5002 5016 arXiv 1910 06804 2 doi 10 1093 mnras stz2912 Birden fazla yazar name list parameters kullanildi yardim Yazar ad1 eksik soyadi1 yardim Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Kaynak hatasi Gecersiz lt ref gt etiketi Feng2019 adi farkli icerikte birden fazla tanimlanmis Bkz Kaynak gosterme Feng Fabo Butler R Paul Jones Hugh R A Phillips Mark W ve digerleri 2021 Optimized modelling of Gaia Hipparcos astrometry for the detection of the smallest cold Jupiter and confirmation of seven low mass companions Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 507 2 2856 2868 arXiv 2107 14056 2 doi 10 1093 mnras stab2225 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Li Yiting Brandt Timothy D Brandt G Mirek Dupuy Trent J Michalik Daniel Jensen Clem Rebecca Zeng Yunlin Faherty Jacqueline Mitra Elena L 2021 Precise Masses and Orbits for Nine Radial velocity Exoplanets The Astronomical Journal 162 6 266 arXiv 2109 10422 2 doi 10 3847 1538 3881 ac27ab Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Feng Fabo Butler R Paul ve digerleri August 2022 3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars 262 21 21 arXiv 2208 12720 2 doi 10 3847 1538 4365 ac7e57 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Winn Joshua N September 2022 Joint Constraints on Exoplanetary Orbits from Gaia DR3 and Doppler Data The Astronomical Journal 164 5 196 arXiv 2209 05516 2 doi 10 3847 1538 3881 ac9126 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Llop Sayson Jorge Wang Jason J Ruffio Jean Baptiste Mawet Dimitri ve digerleri 6 Ekim 2021 Constraining the Orbit and Mass of epsilon Eridani b with Radial Velocities Hipparcos IAD Gaia DR2 Astrometry and Multiepoch Vortex Coronagraphy Upper Limits The Astronomical Journal 162 5 181 arXiv 2108 02305 2 doi 10 3847 1538 3881 ac134a ISSN 0004 6256 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Curiel Salvador Ortiz Leon Gisela N Mioduszewski Amy J Torres Rosa M 2020 An Astrometric Planetary Companion Candidate to the M9 Dwarf TVLM 513 46546 The Astronomical Journal 160 3 97 arXiv 2008 01595 2 doi 10 3847 1538 3881 ab9e6e Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Curiel Salvador Ortiz Leon Gisela N Mioduszewski Amy J Sanchez Bermudez Joel September 2022 3D Orbital Architecture of a Dwarf Binary System and Its Planetary Companion 164 3 93 arXiv 2208 14553 2 doi 10 3847 1538 3881 ac7c66 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim A bot will complete this citation soon Click here to jump the queue arXiv 2 Teague Richard Bae Jaehan Bergin Edwin A Birnstiel Tilman Foreman Mackey Daniel 2018 A Kinematical Detection of Two Embedded Jupiter mass Planets in HD 163296 The Astrophysical Journal 860 1 L12 arXiv 1805 10290 2 doi 10 3847 2041 8213 aac6d7 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Pinte C Van Der Plas G Menard F Price D J Christiaens V Hill T Mentiplay D Ginski C Choquet E Boehler Y Duchene 2019 Kinematic detection of a planet carving a gap in a protoplanetary disk Nature Astronomy 3 12 1109 1114 arXiv 1907 02538 2 doi 10 1038 s41550 019 0852 6 HD 97048 NASA Exoplanet Archive exoplanetarchive ipac caltech edu Erisim tarihi 11 Ekim 2023 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Nayakshin Sergei de Miera Fernando Cruz Saenz Kospal Agnes 27 Nisan 2024 The youngest of hot jupiters in action episodic accretion outbursts in Gaia20eae Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters 532 L27 L32 arXiv 2405 09904 2 doi 10 1093 mnrasl slae034 ISSN 1745 3925 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Argyle Edward 1974 On the observability of extrasolar planetary systems Icarus Elsevier BV 21 2 199 201 doi 10 1016 0019 1035 74 90138 9 ISSN 0019 1035 Bromley Benjamin C 1992 Detecting faint echoes in stellar flare light curves Publications of the Astronomical Society of the Pacific IOP Publishing 104 1049 doi 10 1086 133089 ISSN 0004 6280 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Gaidos Eric J 1994 Light Echo Detection of Circumstellar Disks around Flaring Stars Icarus Elsevier BV 109 2 382 392 doi 10 1006 icar 1994 1101 ISSN 0019 1035 Sugerman Ben E K 2003 Observability of Scattered Light Echoes around Variable Stars and Cataclysmic Events The Astronomical Journal 126 4 1939 1959 arXiv astro ph 0307245 2 doi 10 1086 378358 ISSN 0004 6256 Mann Chris ve digerleri January 2016 Stellar Echo Imaging of Exoplanets NASA Technical Report Server Sparks William B White Richard L Lupu Roxana E Ford Holland C 20 Subat 2018 The Direct Detection and Characterization of M dwarf Planets Using Light Echoes The Astrophysical Journal American Astronomical Society 854 2 134 arXiv 1801 01144 2 doi 10 3847 1538 4357 aaa549 ISSN 1538 4357 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Mann Chris Tellesbo Christopher A Bromley Benjamin C Kenyon Scott J 12 Ekim 2018 A Framework for Planet Detection with Faint Light curve Echoes The Astronomical Journal American Astronomical Society 156 5 200 arXiv 1808 07029 2 doi 10 3847 1538 3881 aadc5e ISSN 1538 3881 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim van Belle Gerard T Kaspar von Braun Boyajian Tabetha Schaefer Gail 2014 Direct Imaging of Planet Transit Events Proceedings of the International Astronomical Union 8 378 381 arXiv 1405 1983 2 doi 10 1017 S1743921313013197 Lazio T J W Farrell W M 2004 Radio Detection of Extrasolar Planets Present and Future Prospects PDF Bulletin of the American Astronomical Society 36 CiteSeerX live 2 citeseerx degerini kontrol edin yardim 22 Kasim 2023 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Erisim tarihi 15 Ekim 2008 Nichols J D 2011 Magnetosphere ionosphere coupling at Jupiter like exoplanets with internal plasma sources implications for detectability of auroral radio emissions Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 414 3 2125 2138 arXiv 1102 2737 2 doi 10 1111 j 1365 2966 2011 18528 x Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Naone Erica 4 Mart 2020 Hunting aurorae Astronomers find an exoplanet using a new approach Astronomy Magazine Ingilizce Erisim tarihi 25 Aralik 2023 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link European Southern Observatory 27 Mart 2019 GRAVITY instrument breaks new ground in exoplanet imaging Cutting edge VLTI instrument reveals details of a storm wracked exoplanet using optical interferometry Erisim tarihi 27 Mart 2019 Schwartz Eyal Lipson Stephen G Ribak Erez N 2012 Enhanced Interferometric Identification of Spectra in Habitable Extrasolar Planets The Astronomical Journal 144 3 71 doi 10 1088 0004 6256 144 3 71 Feng Long ve digerleri 14 Eylul 2022 ALMA Detection of Dust Trapping around Lagrangian Points in the LkCa 15 Disk 937 1 L1 arXiv 2209 05535 2 doi 10 3847 2041 8213 ac8b10 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim a b J S Greaves M C Wyatt W S Holland W F R Dent 2004 The debris disk around tau Ceti a massive analogue to the Kuiper Belt Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 3 L54 L58 doi 10 1111 j 1365 2966 2004 07957 x Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Kaynak hatasi Gecersiz lt ref gt etiketi greaveswyatt04 adi farkli icerikte birden fazla tanimlanmis Bkz Kaynak gosterme a b Greaves J S M C Wyatt W S Holland W F R Dent 2003 Submillimetre Images of the Closest Debris Disks Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets Astronomical Society of the Pacific ss 239 244 Kaynak hatasi Gecersiz lt ref gt etiketi greaveswyatt03 adi farkli icerikte birden fazla tanimlanmis Bkz Kaynak gosterme Greaves J S ve digerleri 2005 Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk The Astrophysical Journal Letters 619 2 L187 L190 doi 10 1086 428348 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Stark C C Kuchner M J 2009 A New Algorithm for Self consistent Three dimensional Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks The Astrophysical Journal 707 1 543 553 arXiv 0909 2227 2 doi 10 1088 0004 637X 707 1 543 Koester D Gansicke B T Farihi J 1 Haziran 2014 The frequency of planetary debris around young white dwarfs Astronomy amp Astrophysics Ingilizce 566 A34 arXiv 1404 2617 2 doi 10 1051 0004 6361 201423691 ISSN 0004 6361 Thompson Andrea 20 Nisan 2009 Dead Stars Once Hosted Solar Systems SPACE com Erisim tarihi 21 Nisan 2009 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Vanderburg Andrew Johnson John Asher Rappaport Saul Bieryla Allyson Irwin Jonathan Lewis John Arban Kipping David Brown Warren R Dufour Patrick 22 Ekim 2015 A disintegrating minor planet transiting a white dwarf Nature Ingilizce 526 7574 546 549 arXiv 1510 06387 2 doi 10 1038 nature15527 ISSN 0028 0836 PMID 26490620 NASA Exoplanet Archive Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link NASA s Kepler Mission Announces Largest Collection of Planets Ever Discovered NASA 10 Mayis 2016 Erisim tarihi 10 Mayis 2016 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Knutson Heather A Charbonneau David Allen Lori E Fortney Jonathan J Agol Eric Cowan Nicolas B Showman Adam P Cooper Curtis S Megeath S Thomas 10 Mayis 2007 A map of the day night contrast of the extrasolar planet HD 189733b Nature Ingilizce 447 7141 183 186 arXiv 0705 0993 2 doi 10 1038 nature05782 ISSN 0028 0836 PMID 17495920 Staff 19 Kasim 2012 Announcement of Opportunity for the Gaia Data Processing Archive Access Co Ordination Unit ESA Erisim tarihi 17 Mart 2013 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Staff 30 Ocak 2012 DPAC Newsletter no 15 PDF European Space Agency Erisim tarihi 16 Mart 2013 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Kawahara Hajime Murakami Naoshi Matsuo Taro Kotani Takayuki 2014 Spectroscopic Coronagraphy for Planetary Radial Velocimetry of Exoplanets The Astrophysical Journal Supplement Series 212 2 27 arXiv 1404 5712 2 doi 10 1088 0067 0049 212 2 27 Abe L Vannier M Petrov R Enya K Kataza H 2009 Characterizing Extra Solar Planets with Color Differential Astrometry on SPICA PDF SPICA Workshop 02005 doi 10 1051 spica 200902005 Johnson Michele Harrington J D 26 Subat 2014 NASA s Kepler Mission Announces a Planet Bonanza 715 New Worlds NASA 26 Subat 2014 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 26 Subat 2014 Tingley B Parviainen H Gandolfi D Deeg H J Palle E Montanes Rodriguez P Murgas F Alonso R Bruntt H Fridlund M 2014 Confirmation of an exoplanet using the transit color signature Kepler 418b a blended giant planet in a multiplanet system Astronomy amp Astrophysics 567 A14 arXiv 1405 5354 2 doi 10 1051 0004 6361 201323175 Johnson Marshall Caleb 2013 Doppler tomographic observations of exoplanetary transits American Astronomical Society Meeting Abstracts 221 221 CiteSeerX live 2 citeseerx degerini kontrol edin yardim 29 Kasim 2023 tarihinde kaynagindan arsivlendi A bot will complete this citation soon Click here to jump the queue arXiv 3 Robertson Paul Mahadevan Suvrath 2014 Disentangling Planets and Stellar Activity for Gliese 667C The Astrophysical Journal 793 2 L24 arXiv 1409 0021 2 doi 10 1088 2041 8205 793 2 L24 Bryson Stephen T Jenkins Jon M Gilliland Ronald L Twicken Joseph D Clarke Bruce Rowe Jason Caldwell Douglas Batalha Natalie Mullally Fergal Haas Michael R Tenenbaum 2013 Identification of Background False Positives from Kepler Data Publications of the Astronomical Society of the Pacific 125 930 889 arXiv 1303 0052 2 doi 10 1086 671767 Todorov Kamen O Deming Drake Burrows Adam S Grillmair Carl J 2014 Updated Spitzer Emission Spectroscopy of Bright Transiting Hot Jupiter HD189733b The Astrophysical Journal 796 2 100 arXiv 1410 1400 2 doi 10 1088 0004 637X 796 2 100 Stevenson Kevin B Desert Jean Michel Line Michael R Bean Jacob L Fortney Jonathan J Showman Adam P Kataria Tiffany Kreidberg Laura McCullough Peter R Henry Gregory W Charbonneau 2014 Thermal structure of an exoplanet atmosphere from phase resolved emission spectroscopy Science 346 6211 838 41 arXiv 1410 2241 2 doi 10 1126 science 1256758 PMID 25301972 Gilliland Ronald L Cartier Kimberly M S Adams Elisabeth R Ciardi David R Kalas Paul Wright Jason T 2014 Hubble Space Telescopehigh Resolution Imaging Ofkeplersmall and Cool Exoplanet Host Stars The Astronomical Journal 149 1 24 arXiv 1407 1009 2 doi 10 1088 0004 6256 149 1 24 Lillo Box J Barrado D Bouy H 2014 High resolution imaging of Kepler planet host candidates A comprehensive comparison of different techniques Astronomy amp Astrophysics 566 A103 arXiv 1405 3120 2 doi 10 1051 0004 6361 201423497 Price Ellen M Rogers Leslie A John Asher Johnson Dawson Rebekah I 2014 How Low Can You Go The Photoeccentric Effect for Planets of Various Sizes The Astrophysical Journal 799 1 17 arXiv 1412 0014 2 doi 10 1088 0004 637X 799 1 17 Dis baglantilarNASA s PlanetQuest Lunine Jonathan I MacIntosh Bruce Peale Stanton 2009 The detection and characterization of exoplanets Physics Today 62 5 46 doi 10 1063 1 3141941 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim Transiting exoplanet light curves Hardy Liam Exoplanet Transit Deep Space Videos Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link The Radial Velocity Equation in the Search for Exoplanets The Doppler Spectroscopy or Wobble Method Archived 2 December 2021 at the Wayback Machine Sackett Penny 2010 Microlensing exoplanets Scholarpedia 5 1 3991 doi 10 4249 scholarpedia 3991 Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim erisim tarihi kullanmak icin url gerekiyor yardim https iopscience iop org article 10 1209 0295 5075 ad152d fbclid IwZXh0bgNhZW0CMTAAAR2OqKaBuALLa qLBWy8uvusdEwiK6i8cZNQG8i46VowG9R9Cz4KduQzg7o aem g1nNaim20xNIyHErktMbnQ