Kaedah pengesanan planet luar sistem suria

Kaedah transit

Sungguhpun kaedah di atas memberikan maklumat mengenai jisim planet, kaedah fotometrik ini mampu menentukan jejari planet. Sekiranya planet melintasi (transit astronomi) di hadapan cakera bintang induk, kecerahan penglihatan dipantau pada bintang merosot sedikit. Jumlah kepudaran bintang bergantung kepada saiz bandingan bagi bintang dan planet. Sebagai contoh, dalam kes HD 209458, bintang pudar 1.7%.
Kaedah ini memiliki dua kelemahan utama. Pertama sekali, kesemua transit planet hanya dapat dilihat bagi planet yang orbitnya selaras dengan sempurna dari sudut penglihatan astronomi. Kemungkinan satah orbit planet tepat pada garis penglihatan pada bintang adalah pada perkadaran garis pusat bintang berbanding garis pusat orbit. Sekitar 10% dari planet dengan orbit kecil memiliki satah sedemikian, dan pecahan berkurangan bagi planet dengan orbit lebih besar. Bagi planet mengorbit bintang bersaiz matahari pada 1 AU, kamungkinan penyelarasan rawak menghasilkan transit adalah 0.47% Bagaimanapun, dengan mengimbas kawasan luas langit yang mengandungi beribu malah beratus ribu bintang serentak, tinjauan transit mampu menurut prinsip menjumpai planet luar suria pada kadar yang berpotensi melampaui kaedah hadlaju-jejarian, sungguhpun ia tidak menjawab persoalan samaada sebarang planet tertentu merupakan hos kepada planet.
Keduanya, kaedah ini memiliki kadar pengesanan palsu yang tinggi. Pengesanan lintasan memerlukan pengesahan tambahan, biasanya dari kaedah hadlaju-jejarian.
Kelebihan utama kaedah transit adalah saiz planet boleh ditentukan melalui lengkung cahaya. Apabila digabung dengan kaedah pecutan jejari (yang menentukan jisim planet) seseorang mampu menentukan kepadatan sesebuah planet, dan dengan itu mempelajari sesuatu mengenai struktur fizikal planet. Sembilan planet yang telah dikaji menggunakan kedua kaedah adalah paling baik dicirikan dari kesemua planet luaran.
Kaedah transit turut membolehkan pengkajian mengenai atmosfera planet yang melintas. Apabila planet merentasi bintang, cahaya dari bintang melepasi bahagian atas atmosfera planet. Dengan mengkaji spektrum stelar beresolusi tinggi dengan teliti, seseorang mampu mengesan unsur yang hadir pada atmosfera planet. Atmosfera sesebuah planet (dan planet itu sendiri) juga boleh dikesan dengan mengukur pengkutuban cahaya bintang ketika ia melalui atau dibiaskan oleh atmosfera planet.
Tambahan lagi, gerhana kedua (apabila planet dihalang oleh bintangnya) membenarkan ukuran langsung bagi radiasi planet. Sekiranya fotometri bintang meningkat semasa gerhana kedua ditolak dari kekuatan sebelum atau selepas, hanya isyarat yang dihasilkan oleh planet itu yang tinggal. Dengan itu adalah mungkin bagi mengukur suhu planet dan mengesan sebarang tanda pembentukan awan padanya. Pada March 2005, dua kumpulan ahli sains melakukan pengukuran menggunakan teknik ini dengan Teleskop Angkasa Spitzer. Kedua pasukan, dari "Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics", dipimpin oleh David harbonneau, and the Goddard Space Flight Center, dipimpin oleh L. D. Deming, mengkaji planet TrES-1 dan HD 209458b berikutnya. Ukuran mendedahkan suhu planet: 1,060 K (790°C) bagi TrES-1 dan sekitar 1,130 K (860°C) bagi HD 209458b.  Tambahan kepada Gliese 436 b Neptun panas memasuki gerhana kedua. Bagaimanapun sesetengah orbit planet transit adalah mereka tidak memasuki gerhana kedua berbanding kedudukan Bumi; HD 17156 b adalah 90% berkemungkinan satu yang sebegitu.