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系外惑星の検出方法は通常、間接的な戦略に依存しています。つまり、惑星を直接画像化するのではなく、別の信号からその存在を推測します。どの惑星も、その主星に比べて極めて微弱な光源です。例えば、太陽のような恒星は、その周りを公転するどの惑星からの反射光よりも約10億倍明るいのです。このような微弱な光源を検出すること自体が困難であることに加えて、主星のまぶしさによってその光がかき消されてしまいます。そのため、 2025年6月時点で報告されている系外惑星はごくわずかです。 直接検出されたものはごくわずかで、宿主星から識別できたものはさらに少ない。
以下の方法は、新しい惑星の発見、または既に発見された惑星の検出において、少なくとも一度は成功を収めていることが証明されている。
惑星を持つ恒星は、惑星の重力に応じて独自の小さな軌道を回ります。これにより、恒星が地球に近づいたり遠ざかったりする速度に変化が生じます。つまり、地球に対する恒星の視線速度に変化が生じます。視線速度は、ドップラー効果による主星のスペクトル線のずれから推測できます。[ 1 ]視線速度法は、連星質量関数を使用して惑星の存在を確認するために、これらの変化を測定します。
恒星の重心周りの速度は惑星の速度よりもはるかに小さい。これは、重心周りの軌道の半径が非常に小さいためである。（例えば、太陽は 木星の影響で約 13 m/s 移動するが、 地球の影響ではわずか約 9 cm/s しか移動しない）。しかし、チリのラ・シヤ天文台にあるESO 3.6 メートル望遠鏡のHARPS (高精度視線速度惑星探査装置) 分光器、ケック望遠鏡のHIRES分光器、ローウェル・ディスカバリー望遠鏡のEXPRESなどの最新の分光器 を使用すれば、3 m/s またはそれよりやや低い速度変化も検出できる。視線速度を測定する特にシンプルで安価な方法は「外部分散干渉法」である。[ 2 ]
2012年頃までは、視線速度法（ドップラー分光法とも呼ばれる）が惑星探査において圧倒的に最も生産性の高い手法でした。（2012年以降は、ケプラー宇宙望遠鏡によるトランジット法が数でそれを上回りました。）視線速度信号は距離に依存しませんが、高精度を実現するには高い信号対雑音比のスペクトルが必要なため、一般的には地球から約160光年以内の比較的近い恒星で、低質量の惑星を探す場合にのみ使用されます。また、1台の望遠鏡で同時に多くの目標恒星を観測することもできません。木星質量の惑星は、数千光年離れた恒星の周囲で検出可能です。この方法は、恒星に近い大質量の惑星を容易に発見できます。最新の分光器は、主星から10天文単位離れた軌道を周回する木星質量の惑星も容易に検出できますが、これらの惑星の検出には長年の観測が必要です。地球質量の惑星は現在、プロキシマbなどの低質量星の周りの非常に小さな軌道でのみ検出可能です。
低質量星の周りの惑星を検出する方が容易な理由は2つあります。1つ目は、これらの星は惑星からの重力の影響をより強く受けるためです。2つ目は、低質量の主系列星は一般的に自転速度が比較的遅いためです。自転速度が速いと、星の半分が観測者の視点から遠ざかる一方で残りの半分が近づいてくるため、スペクトル線データが不明瞭になります。一方、質量が大きい星の周りの惑星を検出する方が容易なのは、その星が主系列から外れている場合です。主系列から外れると、星の自転速度が遅くなるためです。
ドップラー分光法では、特に多惑星系や多星系では偽信号が発生することがあります。磁場や特定の種類の恒星活動も偽信号の原因となることがあります。ガウス過程（GP）モデリングを用いると、GPモデルは恒星ノイズの共分散構造を学習し、それを用いて信号のどの部分がコヒーレントで厳密に周期的な信号（惑星）によって最もよく説明され、どの信号が進化する準周期的な信号（恒星）によって最もよく説明されるかを判断することで、惑星信号と恒星活動を分離することができます。[ 3 ]主星に複数の惑星がある場合、恒星は一般的に連続的に観測されないため、データが不十分なために複数の解がデータに適合し、偽信号が発生することもあります。[ 4 ]惑星系の安定性を分析し、主星の測光分析を行い、その自転周期と恒星活動周期を知ることで、偽信号の一部を排除することができます。
地球からの視線に対して軌道が大きく傾いている惑星は、目に見える揺れが小さくなるため、検出がより困難になります。視線速度法の利点の1つは、惑星の軌道の離心率を直接測定できることです。視線速度法の主な欠点の1つは、惑星の最小質量しか推定できないことです（) 傾斜角iの事後分布は、惑星の真の質量分布に依存します。[ 5 ]ただし、系内に互いに比較的近い軌道を周回し、十分な質量を持つ複数の惑星が存在する場合、軌道安定性解析により、これらの惑星の最大質量を制約することができます。視線速度法は、トランジット法によって得られた結果を確認するために使用できます。両方の方法を組み合わせて使用すると、惑星の真の質量を推定できます。
恒星の視線速度からは惑星の最小質量しか得られませんが、惑星のスペクトル線を恒星のスペクトル線と区別できれば、惑星自体の視線速度を求めることができ、それによって惑星の軌道傾斜角が分かります。これにより、惑星の実際の質量を測定することが可能になります。また、偽陽性を排除し、惑星の組成に関するデータも得られます。主な問題は、このような検出は、惑星が比較的明るい恒星の周りを公転し、かつ惑星が多くの光を反射または放出している場合にのみ可能であるということです。[ 6 ]
視線速度法は惑星の質量に関する情報を提供するが、測光法は惑星の半径を決定できる。惑星が主星の円盤の前を横切る（通過する）と、恒星と惑星の相対的な大きさに応じて、恒星の観測される明るさがわずかに低下する。[ 7 ]例えば、 HD 209458の場合、恒星は 1.7% 暗くなる。しかし、ほとんどの通過信号はかなり小さい。例えば、太陽のような恒星を通過する地球サイズの惑星は、わずか 80 ppm (0.008 パーセント) の減光しか生じない。
理論的なトランジット系外惑星の光度曲線モデルは、観測された惑星系の以下の特性を予測します。トランジット深度 (δ)、トランジット継続時間 (T)、進入/退出継続時間 (τ)、および系外惑星の周期 (P)。ただし、これらの観測量はいくつかの仮定に基づいています。計算の便宜上、惑星と恒星は球形であり、恒星円盤は均一であり、軌道は円形であると仮定します。観測されたトランジット系外惑星が恒星を通過する際の相対的な位置に応じて、光度曲線の観測される物理パラメータは変化します。トランジット光度曲線のトランジット深度 (δ) は、トランジット中の恒星の正規化されたフラックスの減少を表します。これは、恒星の半径に対する系外惑星の半径を詳細に示します。たとえば、系外惑星が太陽半径サイズの恒星を通過する場合、半径が大きい惑星はトランジット深度を増加させ、半径が小さい惑星はトランジット深度を減少させます。系外惑星のトランジット継続時間 (T) は、惑星が恒星を通過するのに費やす時間の長さです。この観測パラメータは、惑星が恒星を通過する際の軌道上の移動速度に応じて変化します。通過光度曲線の進入/退出期間 (τ) は、惑星が恒星を完全に覆う (進入) および完全に恒星から出る (退出) のにかかる時間を表します。惑星が恒星の直径の一端から他端へ通過する場合、惑星が恒星を完全に覆うのにかかる時間が短くなるため、進入/退出期間は短くなります。惑星が直径以外の点に対して恒星を通過する場合、惑星が通過中に恒星を部分的に覆う時間が長くなるため、直径から遠ざかるにつれて進入/退出期間は長くなります。[ 8 ]これらの観測可能なパラメータから、計算によってさまざまな物理パラメータ (軌道長半径、恒星質量、恒星半径、惑星半径、離心率、軌道傾斜角) が決定されます。恒星の視線速度測定と組み合わせることで、惑星の質量も決定されます。
この方法には2つの大きな欠点があります。まず、惑星のトランジットは、惑星の軌道が天文学者の視点から完全に一直線上に並んだ場合にのみ観測可能です。惑星の軌道面が恒星への視線と直接一致する確率は、恒星の直径と軌道の直径の比です（小さな恒星では、惑星の半径も重要な要素です）。軌道が小さい惑星の約10%がこのような位置関係にあり、軌道が大きい惑星ではその割合は減少します。太陽サイズの恒星を1天文単位の距離で周回する惑星の場合、偶然の位置関係によってトランジットが発生する確率は0.47%です。したがって、この方法では、特定の恒星に惑星が存在しないことを保証することはできません。しかし、トランジット調査では、数千、あるいは数十万もの恒星を含む広範囲の空を一度にスキャンすることで、視線速度法よりも多くの系外惑星を発見することができます。[ 9 ]地上観測のMEarth プロジェクト、SuperWASP、KELT、HATNetや宇宙観測のCOROT、Kepler、TESSミッションなど、いくつかの調査でこのアプローチが採用されています。トランジット法には、数千光年離れた恒星の周りの惑星を検出できるという利点もあります。いて座窓食系外惑星探査で検出された最も遠い惑星は、銀河中心付近にあります。しかし、現在の技術では、これらの恒星の信頼できる追跡観測はほぼ不可能です。
この方法の 2 番目の欠点は、誤検出率が高いことです。2012 年の研究では、ケプラー ミッションで観測されたトランジットの偽陽性率は、単一惑星系では最大 40% にも達する可能性があることがわかりました。[ 10 ] このため、単一のトランジットが検出された恒星は、通常、視線速度法または軌道輝度変調法による追加の確認が必要です。視線速度法は、木星サイズ以上の惑星に対して特に必要です。なぜなら、そのサイズの天体には惑星だけでなく、褐色矮星や小さな恒星も含まれるからです。2 つ以上の惑星候補を持つ恒星では偽陽性率が非常に低いため、このような検出は多くの場合、広範囲にわたる追跡観測なしで検証できます。トランジットタイミング変動法によって確認できるものもあります。[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]
空にある多くの光点は明るさが変化するため、フラックス測定では惑星の通過のように見えることがあります。通過測光法における偽陽性は、3つの一般的な形で発生します。混合食連星系、かすめる食連星系、惑星サイズの恒星による通過です。食連星系は通常、惑星が通常約2R Jより小さいため、系外惑星の通過とは区別される深い食を引き起こしますが[ 14 ] 、混合食連星系やかすめる食連星系では食は浅くなります。
混合食連星系は、通常の食連星と、同じ視線上に位置する（通常はより明るい）第3の星が混在した系で、通常は異なる距離にあります。第3の星の一定の光が測定される食の深さを薄めるため、光度曲線はトランジット系外惑星のものと似ている場合があります。このような場合、ターゲットは多くの場合、主系列星が大きく、伴星が小さい、または巨星で、伴星が主系列星です。[ 15 ]
かすめるようにして食を起こす連星系とは、一方の天体がもう一方の天体の縁をかすめるようにして食を起こす連星系のことです。このような場合、光度曲線の最大通過深度は、2つの恒星の半径の二乗の比に比例するのではなく、伴星によって遮られる主星のわずかな割合のみに依存します。測定されたわずかな光度低下は、系外惑星の通過に似たものになる可能性があります。このカテゴリーの偽陽性の事例は、2つの伴星の質量が異なる円軌道を持つ食連星系の場合に容易に見つけることができます。軌道が周期的であるため、主星が伴星を掩蔽し、その逆もまた然り、2つの食現象が発生します。2つの恒星の質量が大きく異なり、半径と光度も異なる場合、これらの2つの食の深度は異なります。浅い通過と深い通過が繰り返されるこの現象は容易に検出できるため、この系をかすめるように接近する食連星系として認識することができる。しかし、2つの恒星の質量がほぼ同じであれば、これらの2つの食は区別がつかず、通過測光観測のみではかすめるように接近する食連星系が観測されていることを証明することは不可能となる。
最後に、ガス惑星とほぼ同じ大きさの恒星には、白色矮星と褐色矮星の 2 種類があります。これは、ガス惑星、白色矮星、褐色矮星はすべて縮退電子圧によって支えられているためです。光度曲線は、通過する天体の大きさにのみ依存するため、質量を区別しません。可能な場合は、視線速度測定を使用して、通過または食を起こしている天体が惑星質量、つまり 13M J未満であることを確認します。通過時間変動によってM Pを決定することもできます。既知の視線速度軌道を使用したドップラー断層撮影により、最小 M Pと投影された単一軌道アライメントを取得できます。
赤色巨星分枝星は、その周囲を公転する惑星を検出する際に別の問題を抱えています。これらの星の周囲を公転する惑星は、星のサイズが大きいためトランジットを起こす可能性がはるかに高いのですが、赤色巨星は数時間から数日の周期で明るさが頻繁に変動するため、トランジット信号は主星の明るさの光度曲線から分離するのが困難です。これは特に準巨星で顕著です。さらに、これらの星ははるかに明るく、トランジットする惑星が遮る光の割合はこれらの星から来る光よりもはるかに小さいです。対照的に、惑星は中性子星や白色矮星のような非常に小さな星を完全に掩蔽することができ、この現象は地球から容易に検出できます。しかし、星のサイズが小さいため、惑星がそのような恒星残骸と一直線に並ぶ可能性は極めて低いのです。
トランジット法の主な利点は、光度曲線から惑星の大きさを決定できることです。視線速度法（惑星の質量を決定する方法）と組み合わせることで、惑星の密度を決定でき、それによって惑星の物理構造について知ることができます。両方の方法で研究された惑星は、既知のすべての系外惑星の中で最もよく特徴付けられています。[ 16 ]
トランジット法では、トランジットする惑星の大気を研究することも可能になります。惑星が恒星の前を通過する際、恒星からの光が惑星の上層大気を通過します。高解像度の恒星スペクトルを注意深く研究することで、惑星の大気中に存在する元素を検出できます。惑星の大気、ひいては惑星自体も、恒星の光が惑星の大気を通過したり、惑星の大気で反射したりする際の偏光を測定することによって検出できます。[ 17 ]
さらに、二次食（惑星が恒星によって遮られる現象）では、惑星の放射を直接測定することができ、他の惑星の存在を必要とせずに惑星の軌道離心率を制約するのに役立ちます。二次食中の恒星の測光強度を、その前後の強度から差し引くと、惑星によって引き起こされる信号だけが残ります。これにより、惑星の温度を測定したり、惑星上の雲の形成の兆候を検出したりすることが可能になります。2005 年 3 月、2 つの科学者グループがスピッツァー宇宙望遠鏡を使用してこの技術による測定を実施しました。ハーバード・スミソニアン天体物理学センターのDavid Charbonneau氏率いるチームと、ゴダード宇宙飛行センターの LD Deming 氏率いるチームに所属するこの 2 つのチームは、それぞれ惑星TrES-1とHD 209458bを研究しました。測定により、惑星の温度が明らかになった。TrES -1 は1,060 K (790° C )、 HD 209458b は約 1,130 K (860 °C) である。[ 18 ] [ 19 ]さらに、高温の海王星グリーゼ 436 bは二次食に入ることが知られている。しかし、一部のトランジット惑星は地球に対して二次食に入らないように軌道を回っており、HD 17156 bは後者の 1 つである可能性が 90% 以上ある。
トランジットが観測された最初の系外惑星は、視線速度法を用いて発見されたHD 209458 bです。これらのトランジットは、1999 年にDavid CharbonneauとGregory W. Henryが率いる 2 つのチームによって観測されました。[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]トランジット法で発見された最初の系外惑星は、2002 年にOGLEプロジェクトによって発見されたOGLE-TR-56bです。[ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]
フランス宇宙機関の ミッションであるCoRoTは、大気シンチレーションがない軌道上から惑星の通過を探索するために2006年に開始されました。このミッションは「地球の数倍から数倍大きい」惑星を検出できるように設計され、2008年初頭までに2つの系外惑星（どちらも「ホットジュピター」型）を発見するなど、「予想以上に」優れた成果を上げました[ 26 ]。 2013年6月時点で、CoRoTの系外惑星数は32個で、まだ確認されていないものもいくつかありました。この衛星は、ミッションが2度延長された後、2012年11月に予期せずデータの送信を停止し、2013年6月に運用を終了しました[ 27 ]。
2009年3月、NASAのケプラーミッションが打ち上げられ、はくちょう座の多数の恒星を、地球サイズの惑星を検出して特徴づけることができる測定精度でスキャンすることが期待されました。NASAのケプラーミッションは、トランジット法を使用して10万個の恒星をスキャンし、惑星を探します。3.5年のミッション終了までに、この衛星が地球よりもさらに小さな惑星を明らかにするのに十分なデータを収集することが期待されていました。10万個の恒星を同時にスキャンすることで、地球サイズの惑星を検出できただけでなく、太陽のような恒星の周りのそのような惑星の数に関する統計を収集することもできました。[ 28 ]
2011年2月2日、ケプラーチームは、ハビタブルゾーンにある可能性のある54個を含む、1,235個の太陽系外惑星候補のリストを公開しました。2011年12月5日、ケプラーチームは、2,326個の惑星候補を発見したと発表しました。そのうち、207個は地球とほぼ同じ大きさ、680個はスーパーアースサイズ、1,181個は海王星サイズ、203個は木星サイズ、55個は木星より大きいサイズです。2011年2月の数値と比較すると、地球サイズとスーパーアースサイズの惑星の数はそれぞれ200%と140%増加しました。さらに、調査対象の恒星のハビタブルゾーンで発見された惑星候補は48個で、2月の数値より減少しました。これは、12月のデータで使用されたより厳格な基準によるものです。 2013年6月までに、惑星候補の数は3,278に増加し、確認された惑星の中には地球より小さいもの、火星サイズのもの（ケプラー62cなど）、水星より小さいもの（ケプラー37b）もあった。[ 29 ]
トランジット系外惑星探査衛星は2018年4月に打ち上げられた。
恒星の周りを近距離で公転する短周期惑星は、月のように満月から新月、そして再び満月へと位相が変化するため、反射光の変化が生じます。さらに、これらの惑星は恒星から多くの光を受けるため加熱され、熱放射が検出可能になる可能性があります。望遠鏡は惑星と恒星を分離できないため、合成された光しか見ることができず、主星の明るさは公転ごとに周期的に変化するように見えます。その効果は小さいものの（必要な測光精度は、太陽型恒星を横切る地球サイズの惑星を検出するのとほぼ同じです）、公転周期が数日の木星サイズの惑星は、ケプラー宇宙望遠鏡などの宇宙望遠鏡で検出可能です。トランジット法と同様に、主星の近くを公転する大きな惑星は、主星からより多くの光を受けるため、他の惑星よりも検出が容易です。惑星のアルベドが高く、比較的明るい恒星の周りを公転している場合、その光の変化は可視光で検出しやすく、一方、暗い惑星や低温の恒星の周りを公転する惑星は、この方法では赤外線で検出しやすい。長期的には、この方法は、軌道位相による反射光の変化が軌道傾斜角にほとんど依存せず、惑星が恒星の円盤の前を通過する必要がないため、そのミッションで発見される惑星の大部分を見つけることができる可能性がある。ただし、地球から見て正面を向いた円軌道を持つ惑星は、軌道上で反射光の量が変化しないため、この方法では検出できない。
巨大惑星の位相関数は、その熱特性や大気（存在する場合）の関数でもある。したがって、位相曲線は、大気粒子のサイズ分布など、他の惑星特性を制約する可能性がある。惑星がトランジットを起こし、そのサイズがわかっている場合、位相変化曲線は惑星のアルベドを計算または制約するのに役立つ。非常に高温の惑星では、惑星の輝きがアルベドの計算を妨げる可能性があるため、より困難である。理論的には、複数の波長で光の変化を観測すると、トランジットを起こしていない惑星でもアルベドを見つけることができる。これにより、惑星が恒星をトランジットしていなくても、科学者は惑星のサイズを見つけることができる。[ 30 ]
2015年に、国際的な天文学者チームが、系外惑星から反射された可視光のスペクトルを初めて直接検出しました。天文学者たちは、チリにあるヨーロッパ南天天文台のラ・シヤ天文台にある高精度視線速度惑星探査装置（HARPS）を用いて、主系列星（太陽のような恒星）を周回する最初の系外惑星である51ペガシbからの光を研究しました。[ 31 ] [ 32 ]
CoRoT [ 33 ]と Kepler [ 34 ]の両方が惑星からの反射光を測定しました。しかし、これらの惑星は主星を通過するため、すでに知られていました。この方法で発見された最初の惑星は、Kepler によって発見されたKepler-70bとKepler-70cです。[ 35 ]
恒星の運動による観測されたフラックスの相対論的ビーム化を利用して、光の変化から系外惑星を検出する別の新しい方法があります。これはドップラービーム化またはドップラーブーストとしても知られています。この方法は、2003 年にAbraham Loebと Scott Gaudiによって初めて提案されました。 [ 36 ]惑星が重力で恒星を引っ張ると、観測者の視点から見て、光子の密度、したがって恒星の見かけの明るさが変化します。視線速度法と同様に、惑星の軌道離心率と最小質量を決定するために使用できます。この方法では、これらの要因が恒星の運動を増加させるため、恒星に近い大質量惑星を検出しやすくなります。視線速度法とは異なり、恒星の正確なスペクトルを必要としないため、高速回転する恒星やより遠い恒星の周りの惑星を見つけるのに簡単に使用できます。
この方法の最大の欠点の1つは、光度変化の影響が非常に小さいことです。太陽に似た恒星から0.025天文単位離れた軌道を公転する木星質量の惑星は、軌道が真横から見てもほとんど検出できません。惑星から放出および反射される恒星光の量は、相対論的ビーム効果による光度変化よりもはるかに大きいため、これは新しい惑星を発見するための理想的な方法ではありません。しかし、この方法は、視線速度観測による追跡データ収集を必要とせずに惑星の質量を測定できるため、依然として有用です。
巨大な惑星は、主星にわずかな潮汐歪みを引き起こす可能性があります。星がわずかに楕円形の場合、星の扁平部分が観測者の視点に向いているかどうかによって、見かけの明るさが変わります。相対論的ビーム法と同様に、惑星の最小質量を決定するのに役立ち、その感度は惑星の軌道傾斜角に依存します。星の見かけの明るさへの影響の程度は、相対論的ビーム法よりもはるかに大きい可能性がありますが、明るさの変化サイクルは2倍速いです。さらに、惑星の長半径と恒星半径の比が小さく、星の密度が低いほど、惑星は星の形状をより大きく歪めます。このため、この方法は、ケプラー91bのような主系列星を離れた星の周りの惑星を検出するのに適しています。[ 39 ] [ 40 ]
パルサーは中性子星であり、超新星爆発を起こした星の小さくて超高密度の残骸です。パルサーは回転しながら非常に規則的に電波を放出します。パルサーの固有の回転は非常に規則的なので、観測される電波パルスのタイミングのわずかな異常を利用してパルサーの動きを追跡することができます。通常の星と同様に、パルサーも惑星を持っている場合は独自の小さな軌道を描いて移動します。パルスタイミング観測に基づく計算によって、その軌道のパラメータを明らかにすることができます。[ 41 ]
この方法はもともと惑星探査のために設計されたものではありませんが、非常に高感度であるため、他のどの方法よりもはるかに小さい惑星、地球の質量の10分の1以下の惑星まで検出できます。また、惑星系を構成する様々な天体間の相互重力摂動を検出できるため、それらの惑星とその軌道パラメータに関する詳細な情報も得られます。さらに、パルサーから比較的遠く離れた惑星も容易に検出できます。
パルサータイミング法には主に2つの欠点があります。パルサーは比較的まれであり、パルサーの周りに惑星が形成されるには特別な状況が必要です。したがって、この方法で多数の惑星が発見される可能性は低いでしょう。[ 42 ]さらに、周囲の放射線の強度が高いため、パルサーを周回する惑星では生命が生存する可能性は低いでしょう。
1992年、アレクサンダー・ウォルシュチャンとデール・フレイルはこの方法を用いてパルサーPSR 1257+12の周りの惑星を発見した。[ 43 ]彼らの発見は1994年までに確認され、太陽系外の惑星の最初の確認となった。[ 44 ]
パルサーと同様に、他のタイプの脈動変光星の中には、分光観測を必要とせずに脈動周波数のドップラーシフトから測光的に視線速度を決定できるほど規則的なものもあります。[ 45 ] [ 46 ]この方法は、周期的な活動がより長く、規則性が低いため、パルサーのタイミング変動法ほど感度が高くありません。変光星の周りの惑星の検出の容易さは、星の脈動周期、脈動の規則性、惑星の質量、および主星からの距離に依存します。
この方法による最初の成功は2007年に、脈動する準矮星の周囲でV391 Pegasi bが発見された時であった。 [ 47 ]
トランジットタイミング変動法は、トランジットが厳密な周期で発生するか、変動があるかを考慮します。複数のトランジット惑星が検出された場合、トランジットタイミング変動法で確認できることがよくあります。これは、信号対雑音比が低いため視線速度法では検出できない太陽から遠く離れた惑星系で役立ちます。トランジット法で惑星が検出された場合、トランジットのタイミングの変動は、地球と同程度の質量を持つ、トランジットしない惑星を系内で検出するための非常に高感度な方法となります。惑星の軌道が比較的近い場合、また、少なくとも一方の惑星の質量が大きい場合、質量の小さい惑星の公転周期がより大きく摂動されるため、トランジットタイミングの変動を検出しやすくなります。[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]
トランジットタイミング法の主な欠点は、通常、惑星自体について多くを知ることができない点です。トランジットタイミングの変動は、惑星の最大質量を決定するのに役立ちます。ほとんどの場合、天体が惑星質量を持っているかどうかを確認できますが、その質量に厳密な制約を与えることはできません。ただし、例外もあり、ケプラー36系とケプラー88系の惑星は、質量を正確に決定できるほど十分に近くを公転しています。
TTVを用いた非トランジット惑星の最初の重要な検出は、NASAのケプラー宇宙望遠鏡によって行われた。トランジット惑星ケプラー19bは、振幅5分、周期約300日のTTVを示しており、トランジット惑星の周期のほぼ有理数倍の周期を持つ2番目の惑星ケプラー19cの存在を示している。 [ 51 ] [ 52 ]
連星系を周回する惑星の場合、トランジットのタイミングの変動は、他の惑星による重力摂動ではなく、主に恒星の軌道運動によって引き起こされます。これらの変動があるため、自動的な方法でこれらの惑星を検出することは困難です。しかし、一度検出されれば、これらの惑星の存在を確認することは容易になります。
「継続時間変動」とは、通過にかかる時間の変化を指します。継続時間変動は、系外衛星、同じ系内の別の惑星による離心率の高い惑星の近点歳差、または一般相対性理論によって引き起こされる可能性があります。[ 53 ] [ 54 ]
周連星惑星がトランジット法で発見された場合、トランジット継続時間変動法で容易に確認できる。[ 55 ]近接連星系では、恒星が伴星の運動を大きく変化させるため、トランジットする惑星はトランジット継続時間に大きな変動が生じる。このような確認が最初に行われたのはケプラー16bである。[ 55 ]
連星系が地球から見て、軌道上で互いの前を通過するように整列している場合、その系は「食連星」と呼ばれます。表面が明るい方の星が、もう一方の星の円盤によって少なくとも部分的に隠される最小光度時を主食と呼び、約半周後に、表面が明るい方の星がもう一方の星の一部を隠して二次食が起こります。これらの最小光度時、すなわち中心食は、パルサーのパルス（ただし閃光ではなく、明るさの低下）のように、系のタイムスタンプとなります。連星の周りを周回する惑星が存在する場合、星は連星と惑星の重心を中心にずれます。惑星によって連星が前後にずれるため、食の最小光度時も変化します。このオフセットの周期性は、近接連星系の周りの太陽系外惑星を検出する最も信頼性の高い方法である可能性がある。[ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]この方法では、惑星の質量が大きく、系の周りを比較的近くで公転し、恒星の質量が小さいほど、惑星はより容易に検出できる。
食タイミング法は、トランジット法よりも主星から遠い惑星の検出を可能にする。しかし、激変星の周りの惑星を示唆する信号は不安定な軌道と一致する傾向がある。[ 59 ] 2011年、ケプラー16bは食連星タイミング変動によって明確に特徴付けられた最初の惑星となった。[ 60 ]
重力マイクロレンズ現象とは、恒星の重力場がレンズのように働き、遠くにある背景の恒星の光を拡大する現象です。この効果は、2つの恒星がほぼ一直線上に並んだ場合にのみ発生します。重力レンズ現象は短時間で、数週間から数日しか続きません。これは、2つの恒星と地球が互いに相対的に動いているためです。過去10年間で、このような現象が1000件以上観測されています。
前景のレンズ星に惑星が存在する場合、その惑星自身の重力場がレンズ効果に検出可能な寄与を及ぼす可能性がある。ただし、そのためには極めて稀な天体の配置が必要となるため、惑星によるマイクロレンズ効果を妥当な頻度で検出するには、非常に多くの遠方の恒星を継続的に観測する必要がある。この方法は、地球と銀河中心の間にある惑星に対して最も有効である。銀河中心には多数の背景恒星が存在するためである。
1991年、天文学者のシュード・マオとボフダン・パチンスキは、恒星の連星伴星を探すために重力マイクロレンズ法を用いることを提案し、1992年にアンディ・グールドとエイブラハム・ローブによって、系外惑星を検出する方法としてその提案が改良された。この方法の成功は2002年に遡り、ポーランドの天文学者グループ（ワルシャワのアンジェイ・ウダルスキ、マルチン・クビアク、ミハウ・シマンスキ、そしてボフダン・パチンスキ）がOGLEプロジェクト（光学重力レンズ実験）中に実用的な技術を開発した。1か月の間に、彼らはいくつかの可能性のある惑星を発見したが、観測の限界により明確な確認はできなかった。それ以来、マイクロレンズ法を用いていくつかの確認済みの系外惑星が検出されている。これは、通常の主系列星の周りを公転する地球のような質量の惑星を検出できる最初の方法であった。[ 61 ]
他のほとんどの方法は、軌道が小さい（または、分解画像の場合は大きい）惑星に対して検出バイアスがあるのに対し、マイクロレンズ法は、恒星から1～10天文単位離れた惑星の検出に最も感度が高い。[ 62 ]
この方法の大きな欠点は、偶然の整列が二度と起こらないため、重力レンズ効果を再現できないことです。また、検出された惑星は数キロパーセク離れた場所に位置することが多いため、他の方法による追跡観測は通常不可能です。さらに、マイクロレンズ法で決定できる物理的特性は、大まかな制約の範囲内で惑星の質量のみです。軌道特性も不明瞭になりがちで、直接決定できる唯一の軌道特性は、主星からの現在の軌道長半径ですが、惑星が偏心軌道を描いている場合は誤解を招く可能性があります。惑星が主星から遠く離れている場合、この方法で検出可能な状態にあるのは軌道のごく一部に過ぎないため、惑星の公転周期を容易に決定することはできません。また、重力マイクロレンズ効果は惑星と主星の質量比とともに増加するため、低質量星の周りの惑星を検出する方が容易です。
重力マイクロレンズ法の主な利点は、低質量惑星を検出できること（ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡などの将来の宇宙プロジェクトでは原理的には火星質量まで検出可能）、土星や天王星に匹敵する広軌道の惑星を検出できること（これらの惑星は軌道周期が長すぎて視線速度法やトランジット法では検出できない）、そして非常に遠方の恒星の周りの惑星を検出できることである。この方法により、スーパーアース惑星は銀河系にこれまで考えられていたよりも多く存在することが明らかになった。[ 63 ]
観測は通常、ロボット望遠鏡のネットワークを用いて行われる。欧州研究会議（ ERC）の資金援助を受けたOGLEに加え、天体物理学におけるマイクロレンズ観測（MOA）グループもこの手法の完成を目指して活動している。
PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet プロジェクトはさらに野心的です。このプロジェクトでは、世界中に広がる望遠鏡ネットワークによるほぼ24時間体制の観測が可能となり、地球と同程度の質量の惑星からのマイクロレンズ効果を捉える機会が得られます。この戦略により、OGLE-2005-BLG-390Lbと命名された、広軌道上の最初の低質量惑星の検出に成功しました。[ 61 ]
2027年に打ち上げ予定のNASAのナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、 3つの主要プロジェクトのうちの1つとして、マイクロレンズ法を用いた惑星探査を含んでいる。
惑星は恒星に比べて極めて微弱な光源であり、そこから発せられるわずかな光も、主星のまぶしさに紛れてしまう傾向がある。そのため、一般的に、主星から直接惑星を検出して分離することは非常に難しい。分離できるほど恒星から十分に離れた軌道を公転する惑星は、恒星の光をほとんど反射しないため、惑星は代わりに熱放射によって検出される。惑星系が太陽系に比較的近く、惑星が特に大きく（木星よりかなり大きい）、主星から大きく離れており、高温で強い赤外線放射を発している場合、画像を取得しやすくなる。その場合、可視光波長よりも明るい赤外線で画像が撮影される。コロナグラフは、恒星からの光を遮断しつつ惑星を可視化するために使用される。地球型系外惑星の直接撮像には、極めて高い光熱安定性が必要となる。[ 64 ]惑星形成の降着段階では、恒星と惑星のコントラストは赤外線よりもHαの方が優れている可能性があり、現在Hαサーベイが進行中である。[ 65 ]
直接撮像では、恒星の年齢と惑星の温度から導き出される惑星の質量について、大まかな制約しか得られません。惑星は恒星形成後数百万年経ってから形成されることもあるため、質量は大きく変動する可能性があります。惑星の温度が低いほど、必要な質量は小さくなります。場合によっては、惑星の温度、見かけの明るさ、地球からの距離に基づいて、惑星の半径に妥当な制約を与えることができます。惑星から放出されるスペクトルは恒星から分離する必要がないため、惑星の化学組成の決定が容易になります。
惑星が褐色矮星ではないことを確認するために、複数の波長での観測が必要となる場合がある。直接撮像法を用いることで、惑星の恒星周回軌道を正確に測定できる。他の多くの方法とは異なり、直接撮像法は、惑星が正面を向いている軌道を持つ場合の方が、横向きの軌道を持つ場合よりも適している。正面を向いている軌道を持つ惑星は、その軌道全体を通して観測可能であるのに対し、横向きの軌道を持つ惑星は、主星からの見かけ上の距離が最大となる期間に最も容易に観測できるからである。
直接撮像によって検出された惑星は現在、大きく2つのカテゴリーに分類される。1つ目は、太陽よりも質量が大きく、原始惑星系円盤がデブリ円盤になったばかりの若い恒星の周囲に見られる惑星である。2つ目は、非常に暗い恒星の周囲に見られる可能性のある亜褐色矮星、あるいは主星から少なくとも100天文単位離れた褐色矮星である。
恒星に重力的に束縛されていない惑星質量天体も、直接撮像によって発見される。
2004年、天文学者グループはチリにあるヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡アレイを使用して、褐色矮星2M1207の伴星である2M1207bの画像を生成した。[ 68 ]翌年、この伴星の惑星質量状態が確認された。[ 69 ]この伴星は木星の数倍の質量を持ち、軌道半径は40天文単位以上と推定されている。
2008年11月13日、ハッブル宇宙望遠鏡がフォーマルハウトを周回する質量が3 M J以下の系外惑星を直接観測したと思われることがオンラインで発表された。[ 70 ] [ 71 ]その日に発表されたフォーマルハウトとHR 8799の両系は、カイパーベルトに似た円盤に囲まれている。しかし、その後の研究で、「惑星」フォーマルハウトbは実際には微惑星の衝突による膨張する残骸雲であることが確認された。[ 72 ]
2008年11月13日、同じ日に、ケック天文台とジェミニ天文台の望遠鏡を用いて2007年10月に初めて画像で観測された、初の多惑星系がオンラインで公開された。HR 8799の周りを公転する3つの惑星が直接観測され、その質量は木星の約10倍、10倍、7倍である。[ 73 ] [ 74 ]
2008年11月21日、2008年12月11日にオンラインで公開された編集者への手紙が受理されてから3日後、[ 75 ] 2003年に遡る画像の分析により、ベータ・ピクトリス[ 76 ]を周回する質量約8MJの惑星が発見されたことが発表された。[ 75 ]この伴星は2010年に偶然の配列ではないことが確認された。 [ 77 ]
2010年に、 2008年4月に恒星1RXS J160929.1−210524から330 AU離れた位置で初めて画像化された伴星が偶然の配列ではないことが確認されました[ 78 ] [ 79 ]。この伴星は2008年11月6日に初めて検出されたと発表され[ 80 ]、2008年9月8日にはすでに発表されていました[ 81 ]。伴星の質量が重水素燃焼限界を超えるか下回るかはまだ確認されていません。
直接画像化された可能性のある他の系外惑星には、GQ Lupi b、DH Tauri b、AB Pictoris b、CHXR 73 b、SCR 1845 bがある。[ 82 ] 2006 年現在、惑星であると確認されたものはなく、むしろ、それらは小さな褐色矮星である可能性がある。[ 83 ] [ 84 ]
ジェミニ惑星撮像装置、VLT-SPHERE、すばる望遠鏡のコロナグラフ極限適応光学系（SCExAO）、パロマー・プロジェクト1640など、惑星撮像が可能な機器が地上の大型望遠鏡にいくつか設置されています。宇宙空間には、現在、系外惑星撮像専用の機器はありません。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡には系外惑星撮像機能がいくつか備わっていますが、その目的のために特別に設計・最適化されたものではありません。ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、系外惑星撮像専用の機器を搭載した最初の宇宙天文台となる予定です。この機器は、地球型系外惑星の撮像を主要な科学目標の一つとする将来の大型宇宙天文台の実証機としてJPLによって設計されています。LUVOIRやHabExなどの構想が提案されています。
2010年、 NASAのジェット推進研究所のチームは、渦コロナグラフによって小型望遠鏡で惑星を直接画像化できることを実証した。 [ 86 ]彼らは、ヘール望遠鏡のわずか1.5メートル幅の部分を使用して、以前に画像化されたHR 8799惑星を画像化することでこれを実現した。
もう一つの有望なアプローチはヌリング干渉法である。[ 87 ]
また、鏡の代わりにゾーンプレートを使用して光を集光する宇宙望遠鏡は、より高コントラストの画像を提供し、軽量の箔ゾーンプレートを折り畳むことができるため、宇宙への打ち上げコストが安くなるという提案もある。[ 88 ]もう一つの可能性としては、ニューワールドミッションのように、近くの恒星の光を遮断してその周回惑星を観測するように設計された大型の遮蔽板を宇宙で使用することが挙げられる。
将来の地上設置型超大型望遠鏡も、直接撮像において大きな関心を集めている。現在、3つの望遠鏡が計画されている。ジャイアント・マゼラン望遠鏡（GMT）はチリに、30メートル望遠鏡（TMT）はハワイ島に建設される予定だが、TMT建設を阻止しようとする一連の抗議活動が行われている。これらの望遠鏡は2030年代初頭に初観測を行う見込みだが、3つ目の欧州南天天文台（ESO）の超大型望遠鏡（ELT）もチリに建設中で、初観測は2028年か2029年になる可能性がある。
観測データの後処理によって、中心星から外れた天体（すなわち系外惑星）の信号強度を高める方法は様々である。これらの方法はすべて、中心星と系外惑星の伴星のデータに多様性があることを前提としている。この多様性は、スペクトル、角度位置、軌道運動、偏光、または光のコヒーレンスの違いに起因する可能性がある。最も一般的な手法は角度差分イメージング（ADI）であり、異なる視差角位置で露光を行い、観測対象の中心星の周りを空が回転するのを待つ。露光画像を平均化し、各露光画像から平均値を差し引き、その後、微弱な惑星信号をすべて一箇所に集めるために（逆）回転処理を行う。
スペクトル差分イメージング（SDI）は、角度変化ではなく、輝度の半径方向の変化（スペクトルまたは波長の関数として）に対して、同様の手順を実行します。
両者の組み合わせも可能です（ASDI、SADI、または複合差分イメージング「CODI」）。[ 89 ]
星から放出される光は無偏光であり、つまり光波の振動方向はランダムである。しかし、光が惑星の大気で反射されると、光波は大気中の分子と相互作用して偏光する。[ 90 ]
惑星と恒星の光を合わせた偏光度（約100万分の1）を分析することで、原理的には非常に高い感度で測定を行うことができます。これは、偏光測定法が地球大気の安定性に左右されないためです。もう一つの大きな利点は、偏光測定法によって惑星大気の組成を決定できることです。主な欠点は、大気を持たない惑星を検出できないことです。より大きな惑星やアルベドの高い惑星は、より多くの光を反射するため、偏光測定法で検出しやすくなります。
偏光測定に使用される天文機器は偏光計と呼ばれ、偏光を検出し、非偏光ビームを排除することができます。ZIMPOL /CHEOPS [ 91 ]やPlanetPol [ 92 ]などのグループは現在、偏光計を使用して太陽系外惑星を探しています。この方法を使用した太陽系外惑星の最初の検出成功例は、2008 年に、3 年前に発見された惑星HD 189733 bが偏光測定を使用して検出されたときに起こったようです。 [ 93 ]しかし、偏光での測定はその後、より高感度の偏光計を使用した 2 つの別々のチームによって異議を唱えられており、[ 94 ] [ 95 ] [ 96 ]偏光信号の上限が示されています。 2021年に、11 ± 3 M J [ 97 ]の天体DH Tau bで数十分の1パーセントの偏光が発見されました。これは重水素燃焼限界より上か下かのどちらかであり、星間塵が原因である可能性は低いと考えられます。[ 98 ]この方法を使用して新しい惑星はまだ発見されていません。
この方法は、星の空における位置を正確に測定し、その位置が時間とともにどのように変化するかを観測することから成ります。当初は、手書きの記録による目視で行われていました。19 世紀末までに、この方法は写真乾板を使用するようになり、測定の精度が大幅に向上し、データ アーカイブが作成されました。星に惑星がある場合、惑星の重力の影響により、星自体が小さな円軌道または楕円軌道で運動します。事実上、星と惑星はそれぞれ、二体問題の解によって説明されるように、相互の重心 (重心) の周りを公転します。星の方がはるかに質量が大きいので、その軌道ははるかに小さくなります。[ 99 ]多くの場合、相互の重心は、より大きな天体の半径内にあります。したがって、低質量の星、特に褐色矮星の周りの惑星を見つける方が容易です。
天体位置測定は、太陽系外惑星を探す最も古い方法であり、もともとは天体位置測定による連星系の特徴付けに成功したことから人気を博しました。その起源は少なくとも18世紀後半のウィリアム・ハーシェルの発言に遡ります。彼は、目に見えない伴星が、彼がカタログ化した70 Ophiuchiという星の位置に影響を与えていると主張しました。太陽系外惑星に関する最初の正式な天体位置測定計算は、 1855年にウィリアム・スティーブン・ジェイコブによってこの星に対して行われました。[ 100 ]同様の計算は、その後半世紀にわたって他の人々によって繰り返されましたが[ 101 ]、最終的に20世紀初頭に反証されました。[ 102 ] [ 103 ] 2 世紀にわたり、この方法を使用して発見されたとされる、近くの恒星系の周回軌道上の目に見えない伴星の発見に関する主張が広まり、 [ 101 ] 1996 年にジョージ・ゲートウッドが近くの恒星ラランド 21185 を周回する複数の惑星の発見を発表したことで頂点に達しました。[ 104 ] [ 105 ]これらの主張はどれも他の天文学者による精査に耐えられず、この技術は評判を落としました。[ 106 ]残念ながら、恒星の位置の変化は非常に小さく、大気や系統的な歪みが非常に大きいため、最高の地上望遠鏡でも十分な精度の測定を行うことができません。1996年以前にこの方法を使用して、惑星の質量が太陽質量の 0.1 未満である惑星伴星の主張はすべて偽りである可能性が高いです。 2002年、ハッブル宇宙望遠鏡は、グリーゼ876星の周りを公転する惑星を、天体位置測定法を用いて特徴づけることに成功した。[ 107 ]
2013年に打ち上げられた宇宙望遠鏡ガイアは、天体位置測定によって数千個の惑星を発見すると期待されているが、ガイアの打ち上げ以前には、天体位置測定によって検出された惑星は一つも確認されていなかった。SIM PlanetQuestは、ガイアと同様の系外惑星探査能力を持つはずだったアメリカのプロジェクト（2010年に中止）だった。
位置天文法の潜在的な利点の 1 つは、軌道の大きい惑星に最も感度が高いことです。[ 108 ]このため、軌道の小さい惑星に最も感度が高い他の方法を補完することができます。ただし、位置天文法で検出できるほど恒星から十分に遠い惑星は、公転を完了するのにも長い時間がかかるため、非常に長い観測時間 (数年から数十年) が必要です。連星系のいずれかの恒星の周りを公転する惑星は、恒星自体の軌道に摂動を引き起こすため、より容易に検出できます。[ 108 ]ただし、この方法では、惑星がどの恒星の周りを公転しているかを判断するために、追跡観測が必要です。
2009年、天体位置測定法によるVB 10bの発見が発表された。低質量赤色矮星VB 10を周回するこの惑星は、木星の7倍の質量を持つと報告された。もし確認されれば、これは長年にわたって主張されてきた多くの系外惑星の中で、天体位置測定法によって発見された最初の系外惑星となるだろう。[ 109 ] [ 110 ]しかし、最近の視線速度に依存しない研究では、主張されている惑星の存在は否定されている。[ 111 ] [ 112 ]
2010年に、6つの連星が天体位置測定されました。そのうちの1つ、HD 176051と呼ばれる星系には、惑星が存在することが「高い確信度」で判明しました。[ 108 ]
2018年、ガイア衛星の観測データとヒッパルコス衛星のデータを比較したベータ・ピクトリス系の研究により、ベータ・ピクトリスbの質量を測定し、11 ± 2木星質量。[ 113 ]これは、以前の質量推定値である約 13 木星質量とよく一致しています。
2019年には、ガイア宇宙船とその前身であるヒッパルコスからのデータがHARPSデータによって補完され、 ε Indi Abが木星に似た系外惑星の中で2番目に近い天体であり、質量は木星の3倍、わずかに偏心した軌道を持ち、公転周期は45年であることがより正確に記述されました。[ 114 ]
2022年現在特にガイアのおかげで、視線速度と位置天文学の組み合わせが、木星型惑星の検出と特徴付けに使用されてきた。[ 115 ] [ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]最も近い木星類似惑星であるε エリダニbとεインディAbも含まれる。[ 119 ] [ 114 ]さらに、VLBAを使用した電波位置天文学は、TVLM 513-46546とEQペガシAの周りを公転する惑星の発見に使用された。[ 120 ] [ 121 ]
2020年9月、渦巻銀河にある大質量X線連星M51-ULS-1を周回する惑星候補の検出が発表された。この惑星は、恒星残骸（中性子星またはブラックホール）と大質量星（おそらくB型超巨星）からなるX線源の食によって検出された。これは、他の銀河にある惑星を検出できる唯一の方法である。[ 122 ]
形成中の惑星は、誕生時の原始惑星系円盤に生じる痕跡によって検出できます。原始惑星系円盤内のガスの速度を観測し、その形態から惑星の存在を明らかにすることができます。惑星は、ケプラー運動からの強い変動を刻み込むことでガスの速度を乱します。[ 123 ] [ 124 ]この方法は現在「円盤運動学」と呼ばれています。埋め込まれた惑星の痕跡を持つ若い星の周りの原始惑星系円盤の注目すべき例としては、HD 97048、[ 125 ] HD 163296 [ 126 ] [ 127 ]および HD 100546 [ 128 ]が挙げられます。
フレアなどの非周期的な変動現象は、恒星系内の系外惑星やその他の散乱媒体で反射すると、光度曲線に非常に微弱なエコーを生成する可能性があります。[ 129 ] [ 130 ] [ 131 ] [ 132 ] 最近では、計測機器と信号処理技術の進歩により、M 矮星などの活動的な恒星系の高頻度測光および分光測定から系外惑星からのエコーを回収できると予測されています。[ 133 ] [ 134 ] [ 135 ]これらのエコーは理論的にはすべての軌道傾斜角で観測可能です。
光学/赤外線干渉計アレイ（例えば、ビッグフリンジ望遠鏡[ 136 ]で提案されている16個の干渉計アレイ）は、同サイズの単一望遠鏡ほど多くの光を集めませんが、アレイサイズの単一望遠鏡と同等の解像度を持っています。明るい恒星の場合、この解像度を利用して、トランジット現象中に恒星の表面を画像化し、惑星の影が通過する様子を観測することができます。これにより、惑星の角半径を直接測定し、視差を介して実際の半径を測定できます。これは、恒星半径の推定値に依存し、恒星特性のモデルに依存するトランジット測光に基づく半径推定値よりも正確です。また、画像化は測光よりも傾斜角をより正確に決定できます。[ 137 ]
系外惑星の磁気圏からのオーロラ電波放射は、電波望遠鏡で検出できる可能性がある。この放射は、系外惑星の磁場が恒星風、隣接するプラズマ源（木星の火山衛星イオが磁気圏を通過する場合など）、または磁場と星間物質との相互作用によって引き起こされる可能性がある。これまでにいくつかの発見が主張されているが、いずれも検証されていない。系外惑星の磁場からの直接的な電波放射、または系外惑星の磁場が主星の磁場と相互作用することによる電波放射の最も感度の高い探索は、アレシボ電波望遠鏡で行われている。[ 138 ] [ 139 ]
電波放射は、系外惑星の磁場の研究を可能にするだけでなく、系外惑星の内部回転速度を測定するためにも使用できる。[ 140 ]
2019年3月、ESOの天文学者たちは、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）のGRAVITY装置を用いて、光学干渉法による系外惑星HR 8799 eの初の直接検出を発表した。[ 141 ]
フーリエ変換分光計を用いて干渉縞の波動を調べることで、地球型惑星からの微弱な信号を検出するための感度を高めることができた。[ 142 ]
原始惑星系円盤に沿った塵の塊の特定は、ラグランジュ点の周囲に微量の蓄積があることを示している。この塵の検出から、これらの蓄積を作り出した惑星が存在すると推測できる。[ 143 ]
重力波を観測するレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、白色矮星連星系を周回する大型惑星や褐色矮星の存在を検出することが期待されている。天の川銀河におけるそのような検出数は、悲観的なシナリオでは17個から楽観的なシナリオでは2000個以上と推定されており、マゼラン雲における銀河外の検出も可能になる可能性があり、これは他の検出方法の現在の能力をはるかに超えている。[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]
宇宙塵の円盤（デブリ円盤）は多くの恒星を取り囲んでいます。塵は通常の恒星光を吸収し、赤外線として再放出するため、検出することができます。塵粒子の総質量は地球の質量よりもはるかに小さい場合でも、十分な総表面積を持つため、赤外線波長では主星よりも明るく輝くことがあります。[ 147 ]
ハッブル宇宙望遠鏡は、 NICMOS（近赤外線カメラおよび多天体分光器）装置で塵円盤を観測することができます。姉妹機であるスピッツァー宇宙望遠鏡や、ハッブルよりもはるかに深い赤外線波長を観測できる欧州宇宙機関のハーシェル宇宙望遠鏡によって、さらに優れた画像が撮影されました。現在、近傍の太陽型恒星の15%以上で塵円盤が発見されています。[ 148 ]
塵は彗星や小惑星の衝突によって生成されると考えられている。恒星からの放射圧によって、塵粒子は比較的短い時間スケールで星間空間に押し出される。したがって、塵の検出は新たな衝突による継続的な補充を示しており、主星の周りを公転する彗星や小惑星のような小さな天体の存在を示す強力な間接的証拠となる。 [ 148 ]例えば、タウ・セティ星の周りの塵円盤は、その星が我々の太陽系のカイパーベルトに類似した天体の集団を持っていることを示しているが、その厚さは少なくとも10倍である。[ 147 ]
さらに推測的な話だが、塵円盤の特徴は、時に実物大の惑星の存在を示唆することがある。円盤の中には中央に空洞を持つものがあり、つまり実際には環状になっている。中央の空洞は、惑星が軌道内の塵を「掃き出す」ことによって生じる可能性がある。他の円盤には、惑星の重力の影響によって生じる可能性のある塊が含まれている。これらの両方の特徴がイプシロン・エリダニの周りの塵円盤に存在し、軌道半径が約40 AUの惑星の存在を示唆している（視線速度法で検出された内側の惑星に加えて）。[ 149 ]このような惑星と円盤の相互作用は、衝突グルーミング技術 を使用して数値的にモデル化することができる。[ 150 ]
白色矮星の大気のスペクトル分析では、マグネシウムやカルシウムなどの重元素による汚染がしばしば見られる。これらの元素は恒星の核から発生するものではなく、おそらく、より大きな惑星との重力相互作用によって恒星に近づきすぎた（ロッシュ限界内）小惑星が恒星の潮汐力によって引き裂かれたことが原因であると考えられる。若い白色矮星の最大50%がこのように汚染されている可能性がある。[ 151 ]
さらに、大気汚染の原因となる塵は、十分な量があれば、主系列星の周りのデブリ円盤の検出と同様に、赤外線によって検出される可能性がある。スピッツァー宇宙望遠鏡のデータによると、白色矮星の1～3％が検出可能な周星塵を持っている。[ 152 ]
2015年に、白色矮星WD 1145+017を通過する小惑星が発見されました。[ 153 ]この物質は約4.5時間の周期で公転しており、通過光度曲線の形状は、より大きな天体が崩壊し、白色矮星の大気汚染に寄与していることを示唆しています。
確認されている太陽系外惑星のほとんどは、宇宙望遠鏡を使用して発見されています（2015年1月現在）。[ 154 ]多くの検出方法は、大気のもやや乱流を避ける宇宙望遠鏡でより効果的に機能することができます。COROT (2007-2012) とKepler は、トランジットを使用して太陽系外惑星を探すことを目的とした宇宙ミッションでした。COROT は約 30 個の新しい太陽系外惑星を発見しました。Kepler ( 2009-2013) と K2 (2013- ) は、2000 個以上の確認済みの太陽系外惑星を発見しました。 [ 155 ]ハッブル宇宙望遠鏡とMOSTもいくつかの惑星を発見または確認しました。赤外線スピッツァー宇宙望遠鏡は、太陽系外惑星のトランジット、惑星の主星による掩蔽、位相曲線を検出するために使用されています。[ 18 ] [ 19 ] [ 156 ]
2013年12月に打ち上げられたガイアミッション[157]は、位置天文学を用いて1000個の近傍系外惑星の真の質量を決定する[ 158 ] [ 159 ] 。2018年に打ち上げられたTESS、2019年に打ち上げられたCHEOPS 、2026年に打ち上げられたPLATOは、トランジット法を用いる。
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