Ötegezegenleri tespit etme yöntemleri
Resmî tespit yöntemleri > Geçiş fotometrisi > 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.
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 geçiş zamanlaması 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.
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.
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.