ケプラー (探査機)
ケプラーとは、NASAによって打ち上げられた地球サイズの太陽系外惑星を発見するための宇宙望遠鏡である。ヨハネス・ケプラーにちなんで名づけられた。宇宙望遠鏡は2009年3月7日に打ち上げられ、太陽周回軌道に配置された。ウィリアム・J・ボルッキが主任である。9年半の運用後、望遠鏡の姿勢制御システムの燃料が使い果たされ、NASAは2018年10月30日に廃止を発表した。
銀河系の一部を観測して、ハビタブルゾーン内またはその近くの地球サイズの太陽系外惑星を発見し、銀河系の何十億もの恒星がそのような惑星を持っているかを推定するように設計された。ケプラーの唯一の科学機器は、固定された視野で約150,000個の主系列星の明るさを継続的に監視する光度計である。これらのデータは地球に送信・分析されて、前を横切る太陽系外惑星によって引き起こされる周期的な減光を検出する。恒星の前を横切る太陽系外惑星のみが検出できる。ケプラーは530,506個の恒星を観測し、2,662個の惑星を検出した。
ケプラー宇宙望遠鏡は、NASAの比較的低コストの科学ミッションのディスカバリー計画の一部であった。望遠鏡の建設と初期運用は、NASAのジェット推進研究所によって管理され、ボール・エアロスペース&テクノロジーズがケプラーの飛行システムの開発を担当した。エイムズ研究センターは地上システムの開発、2009年12月以降のミッション運用、および観測データの分析を担当している。当初の運用は3.5年の計画であったが、恒星と探査機の両方から引き起こされる予想以上のノイズは、すべてのミッション目標を達成するためにミッション時間の延長が必要であることを意味した。当初、2012年には、ミッションは2016年まで延長される予定であった。しかし、2012年7月14日、探査機の向きを制御するために使用された4つのリアクションホイールのうちの1つが故障し、ミッションの完了は他のすべてのリアクションホイールが動作する場合のみ可能であった。その後、2013年5月11日、2番目のリアクションホイールが故障し、観測データの収集が不可能となり、ミッションを継続することが困難となった。
2013年8月15日、NASAは、故障した2つのリアクションホイールの修理を諦めたと発表した。これは、現在のミッションを終了する必要があることを意味したが、それは必ずしも惑星探索の終了を意味するわけではなかった。NASAは、宇宙科学コミュニティに、「残りの2つの動作するリアクションホイールとスラスターを使用して、太陽系外惑星の探索の可能性のある」代替ミッション計画を提案するように依頼した。2013年11月18日、K2「セカンドライト」の提案が報告された。これには、より小さく、より暗い赤色矮星の周りの居住可能な惑星を検出できる方法で、障害のあるケプラーを利用することが含まれる。2014年5月16日、NASAは拡張ミッションK2の承認を発表した。
2015年1月までに、ケプラーとそのフォローアップ観測により、約440個の星系で1,013個の確認済みの太陽系外惑星と、さらに3,199個の未確認の惑星候補が発見されたこれには、周連星惑星など、KOI指定のない惑星候補やプラネットハンターズプロジェクトで発見された惑星候補は含まれない。。また、ケプラーのK2ミッションにより4つの惑星が確認された。2013年11月、天文学者は、ケプラー宇宙ミッションデータに基づいて、銀河系内の太陽のような恒星と赤色矮星のハビタブルゾーンの中を公転する400億もの地球サイズの太陽系外惑星(岩石惑星)が存在する可能性があると推定した。これらの惑星のうち110億個が太陽のような恒星の周囲を公転している可能性があると推定されている。科学者によると、最も近いそのような惑星は 12 離れている可能性がある。
2015年1月6日、NASAは、ケプラー宇宙望遠鏡によって発見された1,000番目に確認された太陽系外惑星を発表した。新たに確認された太陽系外惑星のうち4つは、ハビタブルゾーン内を公転していることが判明した。4つのうち3つ(ケプラー438b、ケプラー442b、ケプラー452b)はほぼ地球サイズで、おそらく岩石惑星である。4番目のケプラー440bはスーパー・アースである。2016年5月10日、NASAは、ケプラーによって発見された1,284個の新しい太陽系外惑星を確認した。これは、これまでで最大の惑星の発見である。
ケプラーのデータは、科学者が超新星を観測して理解するのにも役立った。測定値は30分ごとに収集されたため、光度曲線はこれらのタイプの天文イベントの研究に特に役立った。
2018年10月30日、探査機の燃料がなくなった後、NASAは望遠鏡を廃止すると発表した。望遠鏡は同じ日にシャットダウンされ、9年間の稼働は終了した。ケプラーは530,506個の恒星を観測し、2,662個の太陽系外惑星を発見した。2018年に打ち上げられた新しいNASAミッションであるTESSは、太陽系外惑星の探索を続けている。
以下の記述はNASAケプラーミッションのウェブサイトからの引用である。
ケプラーの目的は、惑星系の構造と多様性を探ることにある。具体的には、多数の星の明るさを測定することによって以下の点について明らかにすることである。
さまざまなスペクトル型の星について、ハビタブルゾーン内に地球型惑星やより大きな惑星がどれくらい存在するのか探査する。
太陽系外惑星の軌道の大きさや形を決定する。
連星系に惑星がどれくらいあるのかを推定する。
公転周期の短い巨大惑星(ホットジュピター)について、その軌道、光度、惑星の大きさ、質量、密度に関する知見を得る。
既に惑星が発見されている恒星について、さらなる惑星の発見を行う。
惑星系を持つ恒星の性質について研究を行う。
惑星の軌道が中心の星と視線上偶然重なり食を起こす確率は、恒星の直径を惑星の公転軌道の直径で割った値に比例する。太陽のような星の周囲を軌道半径1天文単位で地球サイズの惑星がまわっていた場合、食を起こす確率は、0.47% = 1/210 である。もし軌道半径が0.72天文単位(金星の公転軌道と同じ)場合、その確率は0.65%とやや大きくなる。惑星が複数存在する系の場合、それらの惑星は近い軌道面を取ることが多いため、ある惑星が食を起こすなら、他の惑星も食を起こす確率はより大きくなる。例えば、宇宙人がケプラーのような宇宙望遠鏡で地球による食を観測できたとすると、12%の確率で金星が起こす食も観測できることになる。
現在の技術では、ケプラーは地球型惑星を発見する可能性が最も高いミッションである。ケプラーは10万個の星を一度に観測することができるため、惑星による食を検出できる可能性もその分大きい。さらに、1/210の確率で地球型惑星の食を観測できるということは、すべての星が地球型惑星を持っていると仮定した場合、ケプラーは480個の地球型惑星を発見できる計算になる。これと実際に検出される地球型惑星の数を比較することで、地球型惑星が存在する確率を推定することができる。
ケプラーによって得られるデータは、さまざまな種類の変光星の研究、特に日震学を多数の恒星に適用するためにも有用である。
望遠鏡の質量は 1039 で、 0.95 の主鏡に給電する 1.4 のフロントコレクタープレート(レンズ)を備えたシュミット式望遠鏡が設置されている。これは地球軌道外の望遠鏡では最大であったが、数か月後にハーシェル宇宙天文台にその座を譲ることとなった。その望遠鏡は115度2(直径約12度)の視野(FoV)を持っており、これは腕を伸ばし、握った拳のサイズとほぼ同じである。このうち、105度2は科学的な品質で、口径食11%未満である。光度計は軟焦点レンズを持っており、鮮明な画像ではなく、優れた測光に対応している。ミッションの目標は、6.5時間の積分でm(V)=12の太陽のような恒星に対して20ppmの組み合わせたCDPPであったが、観測はこの目標には達しなかった。
探査機のカメラの焦点面は、それぞれ2200×1024ピクセルの42個の50×25 mm(2×1インチ)CCDで構成されており、合計解像度は94.6メガピクセルである。宇宙に打ち上げられた最大のカメラを持つ探査機となった。配列は、外部ラジエーターに接続されたヒートパイプによって冷却される。CCDは6.5秒ごとに読み取られ(飽和を制限するため)、短い歩調のターゲットの場合は58.89秒、長い歩調のターゲットの場合は1765.5秒(29.4分)ボードに同時に追加された。前者の帯域幅要件が大きいため、これらの数は512に制限されていたが、長い歩調の場合は170,000となる。しかし、打ち上げ時、ケプラーはNASAのミッションの中で最も高いデータレートを持っていたが2015年10月、9,500万ピクセルすべての29分間の合計が、保存して地球に送り返すことができるよりも多くのデータを構成していた。したがって、天文学チームは、関心のある各恒星に関連付けられたピクセルを事前に選択した。これは、ピクセルの約6%(5.4メガピクセル)に相当する。次に、これらのピクセルからのデータは、再量子化され、圧縮され、他の補助データとともに、オンボードの16ギガバイトのソリッドステートレコーダーに保存された。保存およびダウンリンクされたデータには、サイエンススター、星震学、スミア、黒レベル、背景、および全視野画像が含まれる。
ケプラーの主鏡は直径1.4メートル(4.6フィート)である。ガラスメーカーのコーニングが超低膨張(ULE)ガラスを使用して製造したこのミラーは、同じサイズのソリッドミラーのわずか14%の質量になるように特別に設計されている。比較的小さな惑星が恒星の前を通過するときに、それらを検出するのに十分な感度を持つ宇宙望遠鏡を製造するために、主鏡に非常に高い反射率のコーティングが必要であった。Ion assisted evaporationを使用して、Surface Optics Corporationは反射を強化するための保護9層銀コーティングと、色中心の形成と大気中の吸湿を最小限に抑える誘電体干渉コーティングを適用した。
測光性能に関しては、ケプラーは地球にバインドされた望遠鏡よりもはるかに優れていたが、設計目標には達していなかった。目的は、6.5時間の積分で、見かけの等級12の恒星で20 ppmの組み合わせたCDPPであった。この推定値は、恒星の変動に10 ppmを許容するように作成された。これは、おおよそ太陽の値である。この観測で得られた精度は、恒星と焦点面上の位置に応じて、中央値が29 ppmの広い範囲にある。ノイズのほとんどは、恒星自体の予想よりも大きい変動(想定された10.0 ppmに対して19.5 ppm)によるものと思われ、残りは予測よりもわずかに大きい機器のノイズ源によるものである。
太陽のような恒星の前を通過する地球サイズの惑星からの明るさの減少は非常に小さく、わずか80 ppmであるため、ノイズの増加は、個々の通過が意図した4σではなく2.7σにすぎないことを意味する。これは、検出を確実にするために、より多くのトランジットを観測する必要があることを意味する。科学的な推定によると、通過する地球サイズの惑星をすべて見つけるには、当初計画されていた3.5年ではなく、7年から8年続くミッションが必要であった。2012年4月4日、ケプラーミッションは2016会計年度までの延長が承認されたが、これは残りのすべてのリアクションホイールが正常を維持することにも依存し、そうではないことが判明した。
ケプラーは太陽周回軌道に配置され、これは、地球の掩蔽、迷光、重力の摂動と地球軌道に固有のトルクを回避する。
NASAは、ケプラーの軌道を「地球の追跡」として特徴づけている。公転周期は372.5日で、ケプラーはゆっくりと地球の後ろに落ちていく(年間約1600万マイル)。2018年5月1日の時点で、地球からケプラーまでの距離は約0.917 天文単位(1億3700万km)であった。これは、約26年後にケプラーが太陽の反対側に到達し、51年後に地球の近くに戻ることを意味する。
2013年まで、光度計は北の星座であるはくちょう座、こと座、りゅう座は黄道平面からかなり離れているため、探査機が軌道を周回するときに日光が光度計に入ることはない。これは、銀河の中心の周りの太陽系の動きの方向でもある。したがって、ケプラーが観測した恒星は、銀河中心から太陽系とほぼ同じ距離にあり、銀河面にも近い。レアアース仮説で示唆されているように、銀河内の位置が居住性に関連している場合、この事実は重要である。
方向は、機器の焦点面にあるファイン・ガイダンズ・センサーを使用して回転を検出することで3軸安定化される(ハッブル宇宙望遠鏡で使用されるような速度検出ジャイロスコープの代わりに)。また、リアクションホイールとヒドラジンスラスターを使用して方向を制御する。
ケプラーは、コロラド州ボルダーで、ボール・エアロスペース&テクノロジーズとの契約に基づいてLASPによって運営されていた。探査機の太陽電池配列は、当たる太陽光の量を最適化し、放熱器を深宇宙に向け続けるために、至点と分点で太陽に面するように回転された。一緒に、LASPとボール・エアロスペースはコロラド大学ボルダー校の研究キャンパスにあるミッションオペレーションセンターから探査機を制御する。LASPは、重要なミッション計画と、科学データの最初の収集と配布を実行する。ミッションの初期ライフサイクルコストは、3.5年間の運用のための資金を含めて6億米ドルと見積もられた。2012年、NASAは、ケプラーミッションが2016年まで年間約2,000万ドルの費用で資金提供されることを発表した。
NASAは、コマンドとステータスの更新について、週に2回Xバンド通信リンクを使用して探査機に連絡した。科学的データは、Kaバンドを使用して、最大約550 kB/sのデータ転送速度で月に一度ダウンロードされた。高利得アンテナは操縦できないため、データ収集は1日中断され、探査機全体と地球との通信用の高利得アンテナの向きが変わる。
ケプラーは探査機上で独自の部分分析を行い、帯域幅を節約するためにミッションに必要と思われる観測データのみを送信した。
LASPでミッション運用中に収集された科学データテレメトリーは、処理のために、ボルチモアのジョンズ・ホプキンズ大学のキャンパスにある宇宙望遠鏡科学研究所にあるKepler Data Management Center(DMC)に送信される。科学データテレメトリーは、DMCによってデコードされ、未校正のFITS形式の科学データに処理される。DMCは、NASAのエイムズ研究センター(ARC)のSOCに渡され、校正と最終処理が行われる。ARCのSOCは、ケプラーScience Office(SO)が使用する科学データを処理するために必要なツールを開発および運用している。したがって、SOCは、SOとSOCが共同で開発した科学的アルゴリズムに基づいてパイプラインデータ処理ソフトウェアを開発している。運用中のSOC:
DMCから未校正のピクセルデータを受信する。
分析アルゴリズムを適用して、各恒星の校正されたピクセルと光度曲線を生成する。
太陽系外惑星を検出するためのトランジット観測を実行する(しきい値超過イベント、またはTCE)。
誤検出を排除する方法として、様々なデータの一貫性を評価することにより、候補惑星のデータ検証を実行する。
SOCはまた、継続的に測光性能を評価し、SOおよびミッション管理のオフィスに性能指標を提供する。最後に、SOCは、カタログや処理済みデータなど、プロジェクトの科学データベースを開発および保守する。SOCは最終的に、校正されたデータと科学的結果をDMCに返し、長期アーカイブを行い、STScI(MAST)のMultimission Archiveを通じて世界中の天文学者に配布する。
2012年7月14日、探査機のファインポインティングに使用された4つのリアクションホイールの1つが故障した。ケプラーは望遠鏡を正確に照準するために3つのリアクションホイールしか必要としないが、更に故障することがあれば元の領域を照準することができなくなる。
2013年1月にいくつかの問題を示した後、2013年5月11日に2番目のリアクションホイールが故障し、ケプラーの主要ミッションが終了した。探査機はセーフモードになり、2013年6月から8月にかけて、故障したリアクションホイールの修理を試みる一連のエンジニアリングテストが行われた。2013年8月15日までに、リアクションホイールは修理不能であると決定され、探査機の残りの能力を評価するためのエンジニアリングレポートが命じられた。
この努力は最終的に、黄道近くの様々な領域を観測する「K2」後続ミッションに繋がった。
2006年1月、NASAでの予算削減と統合のため、プロジェクトの立ち上げは8か月遅れた。財政問題のため、2006年3月に再び4か月遅れた。指向性空中線は、ジンバル主導の設計から探査機のフレームに固定された設計に変更され、月に1回の観測日を費やして、コストと複雑さを軽減した。
ケプラーは、フロリダ州のケープカナベラル空軍基地からデルタ IIに乗って2009年3月7日03:49:57(UTC)に打ち上げられた。打ち上げは成功し、3つの段階すべてが04:55(UTC)までに完了した。望遠鏡のカバーは2009年4月7日に投棄され、ファーストライトの画像は翌日に撮影された。
2009年4月20日、ケプラーの科学チームは、焦点をさらに洗練することで科学的成果が劇的に増加すると結論付けたと発表した。2009年4月23日、主鏡を焦点面に向かって40マイクロメートル(1.6千分の1インチ)移動し、主鏡を0.0072度傾けることにより、焦点が正常に最適化されたことが発表された。
2009年5月13日00:01(UTC)に、ケプラーは試運転段階を無事に完了し、他の恒星の周りの太陽系外惑星の探索を開始した。
2009年6月19日、探査機は最初の観測データを地球に送信することに成功した。ケプラーが6月15日にセーフモードに入ったことが判明した。2回目のセーフモードは7月2日に発生した。どちらの場合も、プロセッサーリセットによって引き起こされたとされている。探査機は7月3日に通常の運用を再開し、6月19日以降に収集された観測データはその日にダウンリンクされた。2009年10月14日、これらの原因は、RAD750プロセッサーに電力を供給する低電圧電源であると判断された。2010年1月12日、焦点面の一部が異常なデータを送信した。これは、ケプラーの42個のCCDのうち2個をカバーする焦点面MOD-3モジュールに問題があることを示唆している。2010年10月の時点で、モジュールは「失敗」と記述されていたが、カバレッジは依然として観測の目標を上回っていた。
ケプラーは約12ギガバイトのデータをダウンリンクし、これは月に1回程度行われた。このようなダウンリンクの例は2010年11月22〜23日であった。
ケプラーは、空に対して固定視野(FOV)を持っている。右の図は、天球座標と観測領域の位置(左上隅に天球における北の方向がある)、いくつかの明るい恒星の位置を示している。ミッションのWebサイトには、指定された天体がFOV内にあるかどうかを判断する計算機があり、その場合、光検出器の出力データストリームのどこに表示されるかを決定する。惑星候補に関するデータは、フォローアップ観測を行うためにKepler Follow-up Program(KFOP)に提出される。
ケプラーの視野は、115平方度(空の約0.25%)、つまり「北斗七星の約2スクープ」をカバーする。したがって、全天をカバーするには、約400のケプラーのような望遠鏡が必要となる。ケプラーの観測領域は、はくちょう座、こと座、りゅう座の星座の範囲を含んでいる。
ケプラーの視野で最も近い星系は、太陽から15光年離れた三連星系グリーゼ1245である。太陽から22.8±1光年離れた褐色矮星のWISE J2000+3629も視野に入っているが、主に赤外線波長の光を放射しているため、ケプラーには見えない。
ケプラー宇宙望遠鏡の科学的目的は、惑星系の構造と多様性を調査することであった。この探査機は、いくつかの重要な目標を達成するために、多数の恒星のサンプルを観測する。
様々なスペクトル分類の恒星のハビタブルゾーン(「ゴルディロックス惑星」と呼ばれることが多い)内またはその近くに、地球サイズ以上の惑星がいくつあるかを決定するため。
これらの惑星の軌道のサイズと形状の範囲を決定する。
複数の星系に存在する惑星の数を予測する。
短周期巨大惑星の軌道サイズ、明るさ、サイズ、質量、密度の範囲を決定する。
他の手法を使用して、発見された各惑星系の追加の惑星を特定する。
惑星系を持つ恒星の性質を決定する。
他のプロジェクトで以前に検出された太陽系外惑星のほとんどは巨大惑星で、ほとんどが木星と同じかそれ以上のサイズであった。ケプラー宇宙望遠鏡は、地球の質量に近い、30~600倍の質量の惑星を探すように設計された(木星は地球の318倍の質量)。ケプラーが使用するトランジット法は、恒星の前で惑星の繰り返しのトランジットを起こすことで、それは恒星の見かけの等級のわずかな減少を引き起こす。地球サイズの惑星では0.01%程である。明るさのこの減少の程度により、惑星の直径を推定するために利用することができ、かつ遷移間の間隔は、公転周期、ケプラーの法則を利用して推定することができる軌道長半径と温度(恒星放射のモデルを使用)を計算できる。
恒星の視線に沿った不規則な惑星軌道の確率は、恒星の直径を軌道の直径で割ったものである。太陽のような恒星を通過する1天文単位の地球サイズの惑星の場合、確率は0.47%、つまり210分の 1である。太陽のような恒星を通過する金星のような惑星の場合、確率は0.65%とわずかに高くなる。主星に複数の惑星がある場合、特定の系の惑星が類似した平面を周回する傾向があると仮定すると、追加の惑星の検出の確率は最初の検出の確率よりも高くなる。これは、現在の惑星系形成モデルと一致する仮定である。例えば、ケプラーのような探査機が行ったミッションでは、地球が太陽を通過するのを観測した場合、金星の通過も7%の確率で観測される。
ケプラーは115度2の視野により、地球サイズの惑星を検出する可能性は、わずか10平方分角の視野を持つハッブル宇宙望遠鏡よりもはるかに高くなる。さらに、ケプラーは惑星のトランジットの検出に専念しているが、ハッブル宇宙望遠鏡は幅広い科学的問題に対処するために使用されており、1つの目的のために継続的に観測することはめったにない。ケプラーの視野にある約50万個の恒星のうち、約150,000個の恒星が観測対象として選ばれた。90,000以上のG型星が主系列星またはその近くにある。したがって、ケプラーは、それらの恒星の明るさがピークとなる400~865nmの波長を検出できるように設計された。ケプラーが観測した恒星のほとんどは視等級が14から16であるが、最も明るい恒星は視等級が8以下である。惑星候補のほとんどは、フォローアップの観測にはあまりにも暗いため、当初は確認されることは期待されていなかった。選択されたすべての恒星は同時に観測され、探査機は30分ごとにそれらの明るさの変化を測定する。これにより、トランジットを観測する機会が増える。このミッションは、他の恒星の周囲を公転する惑星を検出する確率を最大化するように設計された。
ケプラーは、恒星の減光が通過する惑星によって引き起こされたことを確認するために少なくとも3つの通過を観測する必要があり、より大きな惑星は確認しやすい信号を与えるため、科学者は最初に報告された惑星が恒星に近い場所を公転するより大きな木星サイズの惑星であると予想した。これらのうち最初のものは、わずか数か月の稼働後に報告された。小さい惑星や主星から遠い惑星ほど時間がかかり、地球に匹敵する惑星の発見には3年以上かかると予想されていた。
ケプラーによって収集されたデータは、様々なタイプの変光星の研究や、特に太陽のような振動を示す恒星についての星震学の研究にも使用されている。
ケプラーがデータを収集して送り返すと、光度曲線が構築される。次に、探査機の回転による明るさの変動を考慮して、明るさの値を調整する。そして、光度曲線をより簡単に観測可能な形に処理し、ソフトウェアが潜在的にトランジットのような信号を選択できるようにする。この時点で、潜在的なトランジットのような信号は、TCE(Threshold Crossing Event)と呼ばれる。これらの信号は2つの検証段階で個別に調査され、第1段階は目標ごとに数秒しかかからない。この検証は、誤って選択された信号ではなかったものや、ノイズと明白な食連星によって引き起こされる信号を排除する。
これらの検証に合格したTCEは、Kepler Objects of Interest(KOI)と呼ばれ、KOI指定を受けて記録される。KOIは、処分と呼ばれる過程でより徹底的に検証され、この過程を通過したKOIは、ケプラー惑星候補と呼ばれる。これは、KOIが確実ではなく、更なる検証時に偽陽性となる可能性があることを意味する。次に、誤って誤検知として分類されたKOIは、候補一覧に戻る可能性がある。
すべての惑星候補がこの過程を経るわけではない。例えば、周連星惑星は厳密に周期的なトランジットを示さないため、他の方法を通して検証する必要がある。さらに、第三者の研究者は、異なるデータ処理方法を使用するか、未処理の光度曲線データから惑星候補を検証することもある。その結果、これらの惑星はKOIとして指定されないこととなる。
ケプラーのデータから適切な候補が見つかったら、フォローアップ観測で偽陽性を排除する必要がある。
通常、ケプラー候補は、トランジット信号の明るさに影響を与える可能性のある他の天体の可能性を解決するために、より高度な地上望遠鏡で個別に観測される。候補を排除するもう一つの方法は、ケプラーの設計目標ではなかったにもかかわらず、良いデータを収集できる位置天文学である。ケプラーはこの方法では惑星質量天体を検出することはできないものの、トランジットが恒星質量天体によって引き起こされたかどうかを判断するために使用できる。
候補が本当の惑星であることをさらに証明することで、偽陽性を排除するのに役立ついくつかの異なる太陽系外惑星の検出方法が存在する。ドップラー分光法と呼ばれる方法の1つは、地上望遠鏡からのフォローアップ観測を必要とする。この方法は、惑星が巨大であるか、比較的明るい恒星の周りを公転している場合に適している。現在の分光計は、比較的薄暗い恒星の周りの小さな質量を持つ惑星候補を確認するには不十分であるが、この方法は、ターゲットとなる恒星の周りに追加の巨大なトランジットを起こさない惑星候補を発見するために使用することができる。
多惑星系では、連続するトランジット間の期間を見て、トランジットのタイミング変動によって惑星を確認できることが多く、惑星が互いに重力的に摂動している場合に異なる可能性がある。これは、恒星が比較的遠い場合でも、比較的低質量の惑星を確認するのに役立つ。トランジットタイミングの変動は、2つ以上の惑星が同じ惑星系に属していることを示している。この方法でトランジットを起こさない惑星が発見される事例も存在する。
周連星惑星は、他の惑星によって重力的に乱された惑星よりも、トランジット間のタイミング変動がはるかに大きい。その公転周期の時間も大きく異なる。周連星惑星のトランジットタイミングと持続時間の変動は、他の惑星ではなく、主星の軌道運動によって引き起こされる。また、惑星が十分に大きいと、恒星の軌道周期がわずかに変動する可能性がある。非周期的なトランジットのためにこのような惑星を見つけるのが難しいにもかかわらず、周連星惑星のトランジットタイミングのパターンは、食連星や背後にある恒星系によって模倣することができないので、それらを確認することははるかに簡単である。