stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Ötegezegenleri tespit etme yöntemleri
Resmî tespit yöntemleri > Pulsar zamanlaması

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.
Resmî tespit yöntemleri > Değişen yıldız zamanlaması

Pulsarlar gibi, diğer bazı zonklayan değişen 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. Değişen 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.
Resmî tespit yöntemleri > Geçiş zamanlaması

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.
Geçiş zamanlaması 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>]
Resmî tespit yöntemleri > Geçiş süresi 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, geçiş 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.
Resmî tespit yöntemleri > Örten ikili minimumlar zamanlaması

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 (örtülme) denir ve yaklaşık yarım yörünge sonra, daha parlak yüzey alanlı yıldız diğer yıldızın bir kısmını gizlediğinde ikincil örtülme 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 minimumlarının 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 değişen yıldızların etrafında gezegenlere işaret eden sinyaller kararsız yörüngelerle eşleşme eğilimindedir. 2011 yılında Kepler-16b, tutulma ikilisi zamanlama değişimleri yoluyla kesin olarak karakterize edilen ilk gezegen oldu
Resmî tespit yöntemleri > Doğrudan görüntüleme

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.
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.
Resmî tespit yöntemleri > Doğrudan görüntüleme > Erken keşifler

2004 yılında bir grup gök bilimci 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 itibarıyla hiçbirinin gezegen olduğu doğrulanmamıştır; bunun yerine, kendileri küçük kahverengi cüceler olabilirler.
Resmî tespit yöntemleri > Doğrudan görüntüleme > Görüntüleme araçları

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 vadeden 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.
Resmî tespit yöntemleri > Doğrudan görüntüleme > 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").
Resmî tespit yöntemleri > Polarimetre

Ana madde: 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.
Resmî tespit yöntemleri > X-ışını örtülmesi

Eylül 2020'de, Girdap gökadası'ndaki 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.
Resmî tespit yöntemleri > Disk kinematiği

Gezegenler, genç değişen yıldız HD 97048'in etrafındaki yörüngede olduğu gibi, ön gezegen disklerinde oluşturdukları boşluklarla tespit edilebilir.
Olası diğer yöntemler > Parlama ve değişkenlik yankı tespiti

Parlamalar 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.
Olası diğer yöntemler > Geçiş görüntülemesi

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.
Olası diğer yöntemler > 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.
Olası diğer yöntemler > 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.
Olası diğer yöntemler > Optik interferometri

Mart 2019'da, Very Large Telescope Interferometer (VLTI) üzerindeki GRAVITY aygıtını kullanan ESO gök bilimcileri, optik girişimölçer kullanarak HR 8799 e adlı bir ötegezegenin ilk doğrudan tespitini duyurdular.
Olası diğer yöntemler > Modifiye interferometri

Fourier-Transform-Spektrometre kullanılarak bir interferogramın kıpırdamalarına bakılarak, Dünya benzeri gezegenlerden gelen zayıf sinyalleri tespit etmek için gelişmiş hassasiyet elde edilebilir.
Olası diğer yöntemler > 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 asteroitlerin ve enkaz disklerinin tespiti > Yıldız çevresi diskleri (çöküntü çemberi)

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.
Güneş dışı asteroitlerin ve enkaz disklerinin tespiti > 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.