太陽系外惑星の発見方法
恒星面においてトランジット惑星が通過する相対位置に応じて、観測される光度曲線の物理的パラメーターが変化する。減光度(δ)は、惑星の通過中に主星の光度がどれほど減少したかを表したもので、恒星と惑星の半径比を示している。例えば、太陽規模の恒星の手前を通過する惑星の場合、半径が大きい惑星だと減光度が大きくなり、半径が小さい惑星だと減光率は小さくなる。トランジットの継続時間(T)は、惑星が恒星面を通過し終わるまでに要する時間で、惑星が軌道上を移動する速度に応じて変化する。恒星面との接触開始から終了にかかる時間(τ)は、惑星が恒星面と接触を始めて終わるまでの時間を表す(日食における第一接触と第二接触の間、第三接触と第四接触の間の時間と同義)。惑星が恒星面の中心を通るとき、惑星が接触を終えるのにかかる時間は最短となり、中心から離れたところを通過するほどこの時間は長くなる。これらの直接的に観測可能なパラメーターから、その他のいくつかの物理的パラメーター(惑星の軌道長半径・半径・軌道離心率・軌道傾斜角、主星の質量・半径)を計算で決定できる。また、ドップラー分光法やトランジットタイミング変化法での観測と組み合わせると惑星の質量を求めることもでき、質量と半径が分かれば惑星の密度も判明する。この密度の値から、惑星がどのような組成で構成されているかを推測することも可能となる。双方の方法で観測された惑星は、多くの既知の系外惑星の中でもよく特徴付けられている。
ただし、トランジット法には2つの大きな短所がある。1つ目は、そもそもトランジット法で惑星を検出するには観測者から見て惑星が恒星面を通過するような軌道を持っている必要があるという点である。
2012年には、ハワイのすばる望遠鏡によって、アンドロメダ座κ星を公転している木星の約12.8倍の質量を持つ巨大ガス惑星を直接観測したと発表された。この惑星は主星から55 au離れており、これは太陽-海王星間の約2倍にあたる。
2013年11月には日本の研究チームが、すばる望遠鏡を使って、おとめ座59番星(GJ 504)を公転している惑星おとめ座59番星bが直接観測によって発見された。この惑星は、木星の4倍の質量を持ち、主星から43.5au離れている。存在が疑問視されているフォーマルハウトbを除くと、直接観測法で発見された惑星の中では、今のところ最も質量が小さい惑星である。
2016年には、約340光年離れた位置にある三重連星系HD 131399のうち、A型主系列星である主星HD 131399 Aを公転している惑星HD 131399 Abが直接観測によって発見された。三重連星系内を公転する惑星が直接観測で発見されたのはこれが初めてであった。
この他にも、おおかみ座GQ星b、がか座AB星b、SCR 1845-6357 bが直接観測で観測されているが、現時点でこれらの天体は惑星とは断定されておらず、褐色矮星に分類される可能性もある。
恒星が惑星の重力を受けると恒星はわずかに揺れ動く。ドップラー分光法では、この揺れを発見してその速度から惑星の軌道要素などを求めるが、この方法では揺れによる恒星の「光度」の変化を捉える。光源が観測者の方向に向かってくる場合、相対論的な効果によって光源の見かけの明るさが増大し、遠ざかる場合は逆に減少し、放射が恒星の移動方向に集中する効果があらわれることがある。この効果は相対論的ビーミング(英語: Relativistic beaming)と呼ばれている。恒星の揺れ動く速度は相対論的な速度に比べると遥かに遅いものの、相対論的ビーミングによる変動は検出可能であり、2003年にアメリカの天文学者Abraham Loeb(英語版)とScott Gaudiによって初めて惑星の発見方法として提案された。この手法ならばドップラー分光法と同様に、惑星の軌道離心率と下限質量を求める事が出来る。この手法はトランジット法と同様に、ホット・ジュピターのような公転周期の短い木星クラスの惑星が発見されやすい。ドップラー分光法とは異なり、高精度のスペクトルを必要とせず、また、トランジット法のように地球から見て惑星が恒星面を通過する必要もないので、他の方法では検出できない惑星を発見できる利点がある。
この方法の最大の短所は、光度の変化がとても小さいという事である。この方法では、恒星から0.025au(374万km)離れた木星クラスの惑星でさえ、ほとんど検出する事が出来ない。
2013年に、この手法で初めて太陽系外惑星が発見され、その惑星はケプラー76bと名付けられた。
この他にも、惑星同士が軌道共鳴の状態にある場合、軌道上のほぼ同じ地点で互いが接近しあうことによる摂動の影響がより大きくなることで顕著なTTVが発生することがある。TTV法は現在では、太陽系外衛星を発見する手法としても注目されるようになっており、実際にTTV法を用いた太陽系外衛星候補が報告されている。
TTVの主な短所は、ドップラー分光法やパルサータイミング法と同様に「間接的に」惑星を発見している手法のため、惑星の物理的特徴がほとんど求められない事である。ドップラー分光法とは対照的にTTVは惑星の上限質量を求める事が出来る。ほとんどの事例ではその惑星の質量を求められるが、誤差範囲に狭い制約を課す事は出来ない。ただし、惑星同士が非常に接近しているため、質量を詳細に求められるケプラー36系やケプラー88系などの例外もある。
TTVを使って発見された最初の惑星は、ケプラー宇宙望遠鏡によって発見された。2011年、トランジットを起こすことがすでに知られていた惑星ケプラー19bの公転周期が約5分ほど変動している事が判明した。こえにより、ケプラー19bの外側を160日未満の周期で公転している別の惑星ケプラー19cが存在している事が明らかになった。