Der er flere metoder, der bruges til at registrere og måle ekstrasolære planeter, hver med sine egne styrker og begrænsninger:
1. Radial hastighedsmetode (Doppler -spektroskopi):
* princip: Registrerer wobble fra en stjerne forårsaget af gravitationstrækket af en kredtende planet.
* hvordan det fungerer: Måler skiftet i stjernens spektrale linjer på grund af Doppler -effekten.
* styrker: Kan detektere planeter med relativt små masser, især dem i tæt baner.
* Begrænsninger: Kræver målinger med høj præcision og kan blive påvirket af stellar aktivitet (solflekker, fakler).
* Eksempler: Opdagelse af 51 Pegasi B, den første bekræftede exoplanet.
2. Transitmetode:
* princip: Detekterer den svage dæmpning af en stjerners lys, når en planet passerer foran den.
* hvordan det fungerer: Måler ændringen i lysstyrke over tid.
* styrker: Kan detektere planeter i forskellige størrelser, inklusive dem i brede kredsløb.
* Begrænsninger: Kræver, at planetens bane er kant-on for vores synslinje, begrænset til at opdage planeter, der transit.
* Eksempler: Opdagelse af Kepler-186F, den første jordstore planet i den beboelige zone af en anden stjerne.
3. Astrometri:
* princip: Registrerer wobble af en stjerne forårsaget af en kredtende planet ved at måle sin position på himlen over tid.
* hvordan det fungerer: Måler ændringen i stjernens rette bevægelse og parallax.
* styrker: Kan registrere planeter i forskellige størrelser, inklusive dem i fjerne kredsløb.
* Begrænsninger: Kræver meget præcise målinger og er udfordrende på grund af de små stjernernes bevægelser.
* Eksempler: Begrænsede vellykkede detektioner på grund af tekniske vanskeligheder, men lovende for fremtidige rumteleskoper.
4. Direkte billeddannelse:
* princip: Direkte observation af det svage lys, der udsendes eller reflekteres af en exoplanet.
* hvordan det fungerer: Brug af specialiserede teleskoper og instrumenter til at blokere stjernens lys.
* styrker: Giver direkte information om planetens atmosfære, temperatur og sammensætning.
* Begrænsninger: Kræver, at planeten er stor, ung og langt fra sin stjerne, hvilket begrænser antallet af detekterbare planeter.
* Eksempler: Afbildede planeter som HR 8799 B, C, D og E.
5. Mikrolensering:
* princip: Detekterer gravitationslinseffekten af en planet og forstørrer lyset af en fjern stjerne.
* hvordan det fungerer: Foranstaler lysningen af en baggrundsstjerne, når en planet passerer foran den.
* styrker: Kan registrere planeter i forskellige størrelser, inklusive dem i brede kredsløb.
* Begrænsninger: Begivenheder er sjældne og kortvarige, hvilket gør det udfordrende at observere.
* Eksempler: Opdagelse af OGLE-2005-BLG-390LB, den første planet, der blev opdaget ved mikrolensering.
6. Timingvariationer:
* princip: Opdager vuggen af en Pulsars timing forårsaget af tyngdekraften på en kredtende planet.
* hvordan det fungerer: Måler den nøjagtige timing af pulser, der udsendes af pulsarer.
* styrker: Kan detektere planeter med relativt små masser, især dem i tæt baner.
* Begrænsninger: Begrænset til planeter, der kredser om pulsarer, en bestemt type stjerne.
* Eksempler: Opdagelse af PSR B1257+12 B, C og D, de første planeter opdagede omkring en pulsar.
Måling af exoplanetegenskaber:
Disse metoder registrerer ikke kun eksoplaneter, men giver også oplysninger om deres:
* Masse: Afledt af metoderne om radial hastighed og timing variationer.
* radius: Bestemt ud fra transit- og direkte billeddannelsesmetoder.
* orbital periode: Bestemt ud fra alle metoder.
* orbital excentricitet: Målt ved hjælp af den radiale hastighedsmetode.
* densitet: Beregnet ud fra massen og radius.
* atmosfærisk sammensætning: Analyseret fra det lys, der reflekteres eller udsendes af planeten.
* Temperatur: Udledt fra planetens afstand fra dens stjerne og dens atmosfæriske egenskaber.
Disse metoder forbedres fortsat, hvilket fører til opdagelse og karakterisering af et stigende antal eksoplaneter, hvilket giver indsigt i mangfoldigheden af planetariske systemer ud over vores egne.