Mostrar código-fonte de Métodos de detecção de exoplanetas

[[Imagem:Confirmed exoplanets by methods EPE.svg|thumb|400px|Número de descobertas de [[exoplaneta]]s por ano até 2022, com cores indicando o método de detecção:
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{{legenda|#1f77b4|[[#Imagem direta|Imagem direta]]}}
{{legenda|#ff7f0e|[[Microlente gravitacional|Microlente]]}}
{{legenda|#2ca02c|[[#Fotometria de trânsito|Trânsito]]}}
{{legenda|#d62728|[[Espectroscopia Doppler|Velocidade radial]]}}
{{legenda|#9467bd|[[Variação de tempo de trânsito|Tempo]]}}
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Qualquer [[planeta]] é uma fonte de luz extremamente fraca em comparação com sua [[estrela]] hospedeira. Por exemplo, uma estrela como o [[Sol]] é cerca de um bilhão de vezes mais brilhante que a luz refletida de qualquer um dos planetas que a orbitam. Além da dificuldade intrínseca de detectar uma fonte de luz tão fraca, a luz da estrela hospedeira causa um brilho que a apaga. Por essas razões, muito poucos dos [[exoplaneta]]s relatados em abril de 2014 foram observados diretamente, com ainda menos sendo resolvidos de sua estrela hospedeira.

Em vez disso, os astrônomos geralmente tiveram que recorrer a métodos indiretos para detectar exoplanetas. A partir de 2016, vários métodos indiretos diferentes renderam sucesso.

== Métodos de detecção estabelecidos ==
Os seguintes métodos provaram-se pelo menos uma vez bem sucedidos para descobrir um novo planeta ou detectar um planeta já descoberto:

=== Velocidade radial ===
[[Imagem:18_Del_b_rv.pdf|thumb|right|Gráfico de velocidade radial de [[18 Delphini b]]]]
{{artigo principal|Espectroscopia Doppler|Lista de exoplanetas detectados pela velocidade radial}}
Uma [[estrela]] com um [[planeta]] se moverá em sua própria [[órbita]] pequena em resposta à [[gravidade]] do planeta. Isso leva a variações na velocidade com que a estrela se aproxima ou se afasta da [[Terra]], ou seja, as variações estão na [[velocidade radial]] da estrela em relação à Terra. A velocidade radial pode ser deduzida do deslocamento nas [[linhas espectrais]] da estrela hospedeira devido ao [[efeito Doppler]].<ref>{{citar periódico|título= The fundamental definition of "radial velocity" |último1= Lindegren |primeiro1= Lennart |último2= Dravins |primeiro2= Dainis |data=31-01-2003 |periódico= Astronomy & Astrophysics | volume = 401 |número= 3 |páginas= 1185–1201 | doi = 10.1051/0004-6361:20030181| arxiv=astro-ph/0302522| doi-access = free }}</ref> O método da velocidade radial mede essas variações para confirmar a presença do planeta usando a [[função de massa binária]].

A velocidade da estrela em torno do [[centro de massa]] do sistema é muito menor do que a do planeta, porque o raio de sua órbita em torno do centro de massa é muito pequeno. (Por exemplo, o [[Sol]] se move cerca de 13 m/s devido a [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], mas apenas cerca de 9 cm/s devido à Terra). No entanto, variações de velocidade de até 3 m/s ou até um pouco menos podem ser detectadas com [[espectrômetro]]s modernos, como o espectrômetro HARPS ([[High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher]]) no telescópio [[ESO]] de 3.6 metros no [[Observatório de La Silla]], [[Chile]], o espectrômetro [[Observatório W. M. Keck#Instrumentos|HIRES]] nos [[telescópios Keck]] ou [[EXPRES]] no [[Telescópio Lowell Discovery]]. Um método especialmente simples e barato para medir a velocidade radial é a "interferometria dispersa externamente".<ref>{{citar web|data=junho de 2006|título=Externally Dispersed Interferometry|url=http://www.spectralfringe.org/EDI/|obra=SpectralFringe.org|publicado=[[Lawrence Livermore National Laboratory|LLNL]]/[[Space Sciences Laboratory|SSL]]|acessodata=2009-12-06}}
* {{citar livro|autor=D.J. Erskine |autor2=J. Edelstein |autor3=D. Harbeck |autor4=J. Lloyd|name-list-style=amp |data=2005|capítulo=Externally Dispersed Interferometry for Planetary Studies|capítulourl=https://e-reports-ext.llnl.gov/pdf/322047.pdf|editor=Daniel R. Coulter|título=Proceedings of SPIE: Techniques and Instrumentation for Detection of Exoplanets II|volume=5905 |páginas=249–260|títulolink=Proceedings of SPIE }}</ref>

Até cerca de 2012, o método de velocidade radial (também conhecido como [[espectroscopia Doppler]]) era de longe a técnica mais produtiva usada pelos caçadores de planetas. (Depois de 2012, o método de trânsito da [[sonda espacial]] [[Kepler (sonda espacial)|''Kepler'']] o ultrapassou em número). O sinal de velocidade radial é independente da distância, mas requer espectros de alta [[relação sinal-ruído]] para obter alta precisão e, portanto, geralmente é usado apenas para estrelas relativamente próximas, a cerca de 160 [[anos-luz]] da Terra, para encontrar planetas de menor massa. Também não é possível observar simultaneamente muitas estrelas-alvo ao mesmo tempo com um único telescópio. Planetas de [[massa de Júpiter]] podem ser detectáveis em torno de estrelas até alguns milhares de anos-luz de distância. Este método encontra facilmente planetas massivos que estão próximos das estrelas. Os espectrógrafos modernos também podem detectar facilmente planetas com a massa de Júpiter orbitando a 10 UA ([[unidade astronômica]]) de distância da estrela hospedeira, mas a detecção desses planetas requer muitos anos de observação. Planetas de [[massa terrestre]] são atualmente detectáveis apenas em [[órbita]]s muito pequenas em torno de estrelas de baixa massa, por exemplo [[Proxima Centauri b]].

É mais fácil detectar planetas em torno de estrelas de baixa massa, por duas razões: Primeiro, essas estrelas são mais afetadas pelo puxão gravitacional dos planetas. A segunda razão é que as estrelas da [[sequência principal]] de baixa massa geralmente giram relativamente devagar. A rotação rápida torna os dados da linha espectral menos claros porque metade da estrela gira rapidamente para longe do ponto de vista do observador enquanto a outra metade se aproxima. Detectar planetas em torno de estrelas mais massivas é mais fácil se a estrela saiu da sequência principal, porque sair da sequência principal diminui a rotação da estrela.

Às vezes, a espectrografia Doppler produz sinais falsos, especialmente em sistemas multiplanetários e multiestrelares. Campos magnéticos e certos tipos de atividade estelar também podem dar sinais falsos. Quando a estrela hospedeira tem vários planetas, sinais falsos também podem surgir por ter dados insuficientes, de modo que várias soluções podem ajustar os dados, pois as estrelas geralmente não são observadas continuamente.<ref>{{citar periódico|arxiv=1310.6907|último1=Auriere|primeiro1=Michel|título=Pollux: A stable weak dipolar magnetic field but no planet ?|periódico=Proceedings of the International Astronomical Union|volume=9|páginas=359–362|último2=Konstantinova-Antova|primeiro2=Renada|último3=Espagnet|primeiro3=Olivier|último4=Petit|primeiro4=Pascal|último5=Roudier|primeiro5=Thierry|último6=Charbonnel|primeiro6=Corinne|último7=Donati|primeiro7=Jean-Francois|último8= Wade|primeiro8=Gregg A.|ano=2013|doi=10.1017/S1743921314002476|bibcode=2014IAUS..302..359A|s2cid=85549247}}</ref> Alguns dos sinais falsos podem ser eliminados analisando a estabilidade do [[sistema planetário]], realizando análises [[Fotometria (astronomia)|fotométricas]] na estrela hospedeira e conhecendo seu período de rotação e períodos de ciclo de atividade estelar.

Planetas com órbitas altamente inclinadas para a linha de visão da Terra produzem oscilações visíveis menores e, portanto, são mais difíceis de detectar. Uma das vantagens do método da velocidade radial é que a excentricidade da órbita do planeta pode ser medida diretamente. Uma das principais desvantagens do método da velocidade radial é que ele só pode estimar a [[massa mínima]] de um planeta (<math>M_\text{true} * {\sin i} \, </math>). A distribuição posterior do ângulo de inclinação ''i'' depende da verdadeira distribuição de massa dos planetas.<ref>{{citar periódico| bibcode = 2013PASP..125..933S |título=A Posteriori Transit Probabilities |periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=125 |número=930 |páginas=933–950 |ano=2013 |autor=Stevens, Daniel J. |autor2=Gaudi, B. Scott | doi=10.1086/672572 | arxiv=1305.1298| s2cid=118494470 }}</ref> No entanto, quando existem vários planetas no sistema que orbitam relativamente próximos uns dos outros e têm massa suficiente, a análise de estabilidade orbital permite restringir a massa máxima desses planetas. O método da velocidade radial pode ser usado para confirmar as descobertas feitas pelo [[método de trânsito]]. Quando ambos os métodos são usados em combinação, a verdadeira massa do planeta pode ser estimada.

Embora a velocidade radial da estrela dê apenas a massa mínima de um planeta, se as [[linhas espectrais]] do planeta puderem ser distinguidas das linhas espectrais da estrela, então a velocidade radial do próprio planeta poderá ser encontrada, e isso dará a inclinação da órbita do planeta. Isso permite a medição da massa real do planeta. Isso também exclui falsos positivos e também fornece dados sobre a composição do planeta. A questão principal é que tal detecção só é possível se o planeta orbitar em torno de uma estrela relativamente brilhante e se o planeta refletir ou emitir muita luz.<ref>{{citar periódico|arxiv=1206.6197|último1=Rodler|primeiro1=Florian|título=Weighing the Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b|periódico=The Astrophysical Journal|volume=753|número=1|páginas=L25|último2=Lopez-Morales|primeiro2=Mercedes|último3=Ribas|primeiro3=Ignasi|ano=2012|doi=10.1088/2041-8205/753/1/L25|bibcode = 2012ApJ...753L..25R |s2cid=119177983}}</ref>

=== Fotometria de trânsito ===
[[Imagem:Planetary transit.svg|thumb|300px|right|Método de trânsito para detectar [[exoplaneta]]s. O gráfico abaixo da imagem demonstra os níveis de luz recebidos ao longo do tempo pela [[Terra]]]]
[[Imagem:kepler 6b.png|thumb|300px|right|[[Fotometria (astronomia)|Fotometria]] de [[Kepler-6b]]<ref>{{citar web|url=http://archive.stsci.edu/prepds/kepler_hlsp/|título=Kepler High-Level Science Products}}</ref>]]
[[Imagem:Jupiter-sun-far.png|thumb|left|Uma [[silhueta]] simulada de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] (e duas de suas luas) transitando pelo nosso [[Sol]], visto de outro sistema estelar]]
[[Imagem:Theoretical Transiting Exoplanet Light Curve.jpg|left|thumb|Curva teórica de luz de [[exoplaneta]]s em trânsito.<ref>{{citar livro|título=How Do You Find an Exoplanet?|último=Johnson|primeiro=John|publicado=Princeton University Press|ano=2015|isbn=978-0691156811|local=41 William Street, Princeton, NJ 08540|páginas=65}}</ref> Esta imagem mostra a profundidade do trânsito (δ), a duração do trânsito (T) e a duração da entrada/saída (τ) de um exoplaneta em trânsito em relação à posição que o exoplaneta está em relação à [[estrela]]]]
{{VT|Lista de exoplanetas em trânsito|Trânsito astronômico}}
==== Técnica, vantagens e desvantagens ====
Enquanto o [[Espectroscopia Doppler|método da velocidade radial]] fornece informações sobre a massa de um [[planeta]], o método [[Fotometria (astronomia)|fotométrico]] pode determinar o raio do planeta. Se um planeta cruza ([[Trânsito astronômico|trânsito]]) na frente do disco de sua estrela hospedeira, o brilho visual observado da estrela diminui um pouco, dependendo dos tamanhos relativos da estrela e do planeta.<ref>{{citar web|url=https://exoplanets.nasa.gov/5-ways-to-find-a-planet/#/2|título=5 Ways to Find a Planet|website=exoplanets.nasa.gov|acessodata=2018-11-20}}</ref> Por exemplo, no caso de [[HD 209458]], a estrela escurece em 1.7%. No entanto, a maioria dos sinais de trânsito são consideravelmente menores; por exemplo, um planeta do tamanho da [[Terra]] transitando por uma estrela parecida com o [[Sol]] produz um escurecimento de apenas 80 partes por milhão (0.008%).

Um modelo teórico de curva de luz de um [[exoplaneta]] em trânsito prevê as seguintes características de um [[sistema planetário]] observado: profundidade do trânsito (δ), duração do trânsito (T), duração da entrada/saída (τ) e período do exoplaneta (P). No entanto, essas quantidades observadas são baseadas em várias suposições. Por conveniência nos cálculos, assumimos que o planeta e a estrela são esféricos, o [[disco estelar]] é uniforme e a [[órbita]] é circular. Dependendo da posição relativa que um exoplaneta em trânsito observado está enquanto transita por uma estrela, os parâmetros físicos observados da curva de luz mudarão. A profundidade de trânsito (δ) de uma curva de luz em trânsito descreve a diminuição do fluxo normalizado da estrela durante um trânsito. Isso detalha o raio de um exoplaneta em comparação com o raio da estrela. Por exemplo, se um exoplaneta transita por uma estrela do tamanho do [[raio solar]], um planeta com um raio maior aumentaria a profundidade do trânsito e um planeta com um raio menor diminuiria a profundidade do trânsito. A duração do trânsito (T) de um exoplaneta é o período de tempo que um planeta passa transitando por uma estrela. Este parâmetro observado muda em relação a quão rápido ou lento um planeta está se movendo em sua órbita enquanto transita pela estrela. A duração da entrada/saída (τ) de uma curva de luz em trânsito descreve o tempo que o planeta leva para cobrir totalmente a estrela (entrada) e descobrir totalmente a estrela (saída). Se um planeta transita de uma extremidade do diâmetro da estrela para a outra extremidade, a duração da entrada/saída é menor porque leva menos tempo para um planeta cobrir totalmente a estrela. Se um planeta transita por uma estrela em relação a qualquer outro ponto que não seja o diâmetro, a duração da entrada/saída aumenta à medida que você se afasta do diâmetro, porque o planeta passa mais tempo cobrindo parcialmente a estrela durante seu trânsito.<ref>{{citar livro|título=How Do You Find an Exoplanet?|último=Johnson|primeiro=John|publicado=Princeton University Press|ano=2015|isbn=9780691156811|local=41 William Street Princeton, NJ 08540|páginas=60–68}}</ref> A partir desses parâmetros observáveis, vários parâmetros físicos diferentes ([[semi-eixo maior]], [[massa da estrela]], raio da estrela, raio do planeta, excentricidade e inclinação) são determinados por meio de cálculos. Com a combinação de medições de velocidade radial da estrela, a massa do planeta também é determinada.

Este método tem duas grandes desvantagens. Primeiro, os trânsitos planetários são observáveis apenas quando a órbita do planeta está perfeitamente alinhada do ponto de vista dos astrônomos. A probabilidade de um [[plano orbital]] planetário estar diretamente na linha de visão de uma estrela é a razão entre o diâmetro da estrela e o diâmetro da órbita (em estrelas pequenas, o raio do planeta também é um fator importante). Cerca de 10% dos planetas com órbitas pequenas têm esse alinhamento, e a fração diminui para planetas com órbitas maiores. Para um planeta orbitando uma estrela do tamanho do Sol a 1 UA ([[unidade astronômica]]), a probabilidade de um alinhamento aleatório produzindo um trânsito é de 0.47%. Portanto, o método não pode garantir que qualquer estrela em particular não seja hospedeira de planetas. No entanto, ao escanear grandes áreas do céu contendo milhares ou mesmo centenas de milhares de estrelas de uma só vez, as pesquisas de trânsito podem encontrar mais exoplanetas do que o método da velocidade radial.<ref>{{citar periódico|autor=Hidas, M. G. |título=The University of New South Wales Extrasolar Planet Search: methods and first results from a field centred on NGC 6633 |periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |data=2005 |volume=360 |número=2 |páginas=703–717 |bibcode=2005MNRAS.360..703H |doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x |arxiv=astro-ph/0501269 |último2=Ashley |primeiro2=M. C. B. |último3=Webb |primeiro3=J. K. |display-authors=3 |último4=Irwin |primeiro4=M. |último5=Phillips |primeiro5=A. |último6=Toyozumi |primeiro6=H. |último7=Derekas |primeiro7=A. |último8=Christiansen |primeiro8=J. L. |último9=Nutto |primeiro9=C. |último10=Crothers |primeiro10=S.|s2cid=197527136 }}</ref> Várias pesquisas adotaram essa abordagem, como o [[Projeto MEarth]] baseado em terra, [[SuperWASP]], [[Kilodegree Extremely Little Telescope|KELT]] e [[Projeto HATNet|HATNet]], bem como as missões [[Telescópio espacial CoRoT|CoRoT]], [[Kepler (sonda espacial)|Kepler]] e [[Transiting Exoplanet Survey Satellite|TESS]] baseadas no espaço. O método de trânsito também tem a vantagem de detectar planetas em torno de estrelas localizadas a alguns milhares de [[anos-luz]] de distância. Os planetas mais distantes detectados pelo [[Procura de Exoplanetas na Janela de Sagitário]] estão localizados perto do [[Centro Galáctico]]. No entanto, observações confiáveis de acompanhamento dessas estrelas são quase impossíveis com a tecnologia atual.

A segunda desvantagem deste método é uma alta taxa de detecções falsas. Um estudo de 2012 descobriu que a taxa de falsos positivos para trânsitos observados pela missão Kepler pode chegar a 40% em sistemas de um único planeta.<ref name="Santerne2012">{{citar periódico|último1= Santerne |primeiro1= A. |último2= Díaz |primeiro2= R. F. |último3= Moutou |primeiro3= C. |último4= Bouchy |primeiro4= F. |último5= Hébrard |primeiro5= G. |último6= Almenara |primeiro6= J. -M. |último7= Bonomo |primeiro7= A. S. |último8= Deleuil |primeiro8= M. |último9= Santos |primeiro9= N. C. |título= SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates | doi = 10.1051/0004-6361/201219608 |periódico= Astronomy & Astrophysics | volume = 545 |páginas= A76 |ano= 2012 |arxiv = 1206.0601 |bibcode = 2012A&A...545A..76S | s2cid = 119117782 }}</ref> Por esta razão, uma estrela com uma única detecção de trânsito requer confirmação adicional, normalmente a partir do método de velocidade radial ou método de modulação de brilho orbital. O método da velocidade radial é especialmente necessário para planetas do tamanho de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] ou maiores, pois objetos desse tamanho abrangem não apenas planetas, mas também [[anãs marrons]] e até estrelas pequenas. Como a taxa de falsos positivos é muito baixa em estrelas com dois ou mais candidatos a planetas, essas detecções geralmente podem ser validadas sem extensas observações de acompanhamento. Alguns também podem ser confirmados através do método de variação do tempo de trânsito.<ref>{{citar periódico|autor=O'Donovan |título=Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829 |periódico=The Astrophysical Journal |data=2006 | volume=644 |número=2 |páginas=1237–1245 |
doi=10.1086/503740 |último2=Charbonneau |primeiro2=David |último3=Torres |primeiro3=Guillermo |último4=Mandushev |primeiro4=Georgi |último5=Dunham |primeiro5=Edward W. |último6=Latham |primeiro6=David W. |último7=Alonso |primeiro7=Roi |último8=Brown |primeiro8=Timothy M. |último9=Esquerdo |primeiro9=Gilbert A. |último10=Everett |primeiro10=Mark E. |último11=Creevey |primeiro11=Orlagh L. | bibcode=2006ApJ...644.1237O|arxiv = astro-ph/0603005 |s2cid=119428457 |display-authors=1 }}</ref><ref>{{citar web |url=http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=226|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130128110114/http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=226|urlmorta= sim|arquivodata=2013-01-28|título=Kepler: The Transit Timing Variation (TTV) Planet-finding Technique Begins to Flower|autor=[NULL]|data=2015-03-31}}</ref><ref>{{citar web |url=http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasas-kepler-mission-announces-a-planet-bonanza/|título=NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds|obra=NASA|data=2015-04-13}}</ref>

Muitos pontos de luz no céu têm variações de brilho que podem aparecer como planetas em trânsito por medições de fluxo. Falso-positivos no método de fotometria de trânsito surgem em três formas comuns: [[sistemas binários]] eclipsantes combinados, sistemas binários eclipsantes de pastejo e trânsitos por estrelas do tamanho de planetas. Os sistemas binários eclipsantes geralmente produzem eclipses profundos que os distinguem dos trânsitos de exoplanetas, uma vez que os planetas são geralmente menores que cerca de 2R<sub>J,</sub><ref>{{citar livro|título=Transiting Exoplanets|último=Haswell|primeiro=Carole|publicado=Cambridge University Press|ano=2010|isbn=978-0-521-13938-0|local=Cambridge|páginas=79}}</ref> mas os eclipses são mais rasos para sistemas binários eclipsantes misturados ou pastando.

Os sistemas binários eclipsantes combinados consistem em um binário eclipsante normal misturado com uma terceira estrela (geralmente mais brilhante) ao longo da mesma linha de visão, geralmente a uma distância diferente. A luz constante da terceira estrela dilui a profundidade medida do eclipse, de modo que a curva de luz pode se assemelhar à de um exoplaneta em trânsito. Nesses casos, o alvo geralmente contém uma grande [[sequência principal]] primária com uma pequena sequência principal secundária ou uma [[estrela gigante]] com uma sequência principal secundária.<ref>{{citar periódico|último=Collins|primeiro=Karen|data=20-09-2018|título=The KELT Follow-Up Network and Transit False Positive Catalog: Pre-vetted False Positives for TESS |periódico=Astrophysical Journal|volume=156|número=5|páginas=234|arxiv=1803.01869|doi=10.3847/1538-3881/aae582 |bibcode=2018AJ....156..234C|s2cid=119217050}}</ref>

Sistemas binários eclipsantes de pastejo são sistemas nos quais um objeto mal roçará o membro do outro. Nesses casos, a profundidade máxima de trânsito da curva de luz não será proporcional à razão dos quadrados dos raios das duas estrelas, mas dependerá apenas da pequena fração do primário que é bloqueado pelo secundário. A pequena queda medida no fluxo pode imitar a de um trânsito de exoplanetas. Alguns dos casos falsos positivos desta categoria podem ser facilmente encontrados se o sistema binário eclipsante tiver uma órbita circular, com os dois companheiros tendo massas diferentes. Devido à natureza cíclica da órbita, haveria dois eventos eclipsantes, um dos primários ocultando o secundário e vice-versa. Se as duas estrelas tiverem massas significativamente diferentes, e raios e luminosidades diferentes, esses dois eclipses teriam profundidades diferentes. Essa repetição de um evento de trânsito raso e profundo pode ser facilmente detectada e, assim, permitir que o sistema seja reconhecido como um sistema binário eclipsante de pastejo. No entanto, se as duas companheiras estelares tiverem aproximadamente a mesma massa, esses dois eclipses seriam indistinguíveis, tornando impossível demonstrar que um sistema binário eclipsante está sendo observado usando apenas as medidas de fotometria de trânsito.

[[Imagem:BrownDwarfComparison-pia12462.jpg|thumb|Esta imagem mostra os tamanhos relativos de [[anãs marrons]] e grandes planetas]]

Finalmente, existem dois tipos de estrelas que são aproximadamente do mesmo tamanho dos [[gigantes gasosos]], [[anãs brancas]] e [[anãs marrons]]. Isso se deve ao fato de que os gigantes gasosos, anãs brancas e anãs marrons são todos sustentados pela pressão de elétrons degenerados. A curva de luz não discrimina entre massas, pois depende apenas do tamanho do objeto em trânsito. Quando possível, as medições de velocidade radial são usadas para verificar se o corpo em trânsito ou eclipsante é de [[massa planetária]], o que significa menos de 13M<sub>J</sub>. Variações de tempo de trânsito também podem determinar M<sub>P</sub>. Tomografia Doppler com órbita de velocidade radial conhecida pode obter M<sub>P</sub> mínimo e alinhamento de órbita simples projetada.

As estrelas ramificadas de [[gigantes vermelhas]] têm outro problema para detectar planetas ao seu redor: enquanto os planetas ao redor dessas estrelas são muito mais propensos a transitar devido ao tamanho maior da estrela, esses sinais de trânsito são difíceis de separar da curva de luz de brilho da estrela principal, pois as gigantes vermelhas têm pulsações de brilho com um período de algumas horas a dias. Isto é especialmente notável com [[subgigante]]s. Além disso, essas estrelas são muito mais luminosas e os planetas em trânsito bloqueiam uma porcentagem muito menor de luz proveniente dessas estrelas. Em contraste, os planetas podem ocultar completamente uma estrela muito pequena, como uma [[estrela de nêutrons]] ou uma anã branca, um evento que seria facilmente detectável da [[Terra]]. No entanto, devido ao pequeno tamanho das estrelas, a chance de um planeta se alinhar com um [[remanescente estelar]] é extremamente pequena.

[[Imagem:Exoplanet Mass-Radius Scatter Super-Earth.png|thumb|400px|Propriedades (massa e raio) de planetas descobertos usando o método de trânsito, em comparação com a distribuição, n (gráfico de barras cinza claro), de [[massas mínimas]] de [[exoplaneta]]s em trânsito e não em trânsito. [[Super-Terras]] em preto]]

A principal vantagem do método de trânsito é que o tamanho do planeta pode ser determinado a partir da curva de luz. Quando combinado com o método da velocidade radial (que determina a massa do planeta), pode-se determinar a densidade do planeta e, portanto, aprender algo sobre a estrutura física do planeta. Os planetas que foram estudados por ambos os métodos são de longe os mais bem caracterizados de todos os exoplanetas conhecidos.<ref name="charbonneautransitreview">{{citar conferência|primeiro=D. |último=Charbonneau |autor2=T. Brown |autor3=A. Burrows |autor4= G. Laughlin  |título=When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars |títulolivro=Protostars and Planets V |publicado=University of Arizona Press |data=2006 | arxiv=astro-ph/0603376|bibcode = 2007prpl.conf..701C }}</ref>

O método de trânsito também permite estudar a [[atmosfera]] do planeta em trânsito. Quando o planeta transita pela estrela, a luz da estrela passa pela atmosfera superior do planeta. Ao estudar cuidadosamente o [[Espectroscopia astronômica#Propriedades químicas|espectro estelar]] de alta resolução, pode-se detectar elementos presentes na atmosfera do planeta. Uma atmosfera planetária, e um planeta para esse assunto, também pode ser detectado medindo a polarização da luz estelar à medida que ela passa ou é refletida pela atmosfera do planeta.<ref>{{citar periódico|último=Burrows|primeiro=Adam S.|data=setembro de 2014|título=Highlights in the study of exoplanet atmospheres|periódico=Nature|volume=513|número=7518|páginas=345–352|doi=10.1038/nature13782|pmid=25230656 |issn=0028-0836|arxiv=1409.7320|bibcode=2014Natur.513..345B|s2cid=4469063}}</ref>

Além disso, o eclipse secundário (quando o planeta é bloqueado por sua estrela) permite a medição direta da radiação do planeta e ajuda a restringir a [[excentricidade orbital]] do planeta sem precisar da presença de outros planetas. Se a intensidade [[Fotometria (astronomia)|fotométrica]] da estrela durante o eclipse secundário for subtraída de sua intensidade antes ou depois, resta apenas o sinal causado pelo planeta. É então possível medir a temperatura do planeta e até mesmo detectar possíveis sinais de formações de nuvens nele. Em março de 2005, dois grupos de cientistas realizaram medições usando esta técnica com o [[Telescópio Espacial Spitzer]]. As duas equipes, do [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]], liderado por [[David Charbonneau]], e do [[Centro de Voos Espaciais Goddard]] da [[NASA]], liderado por L. D. Deming, estudaram os planetas [[TrES-1b]] e [[HD 209458 b]], respectivamente. As medições revelaram as temperaturas dos planetas: 1.060 [[Kelvin|K]] (790 [[°C]]) para TrES-1b e cerca de 1.130 K (860 °C) para HD 209458 b.<ref name=":0">{{citar periódico|autor=Charbonneau |título=Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet |periódico=The Astrophysical Journal |data=2005 | volume=626 |número=1 |páginas=523–529 | doi=10.1086/429991 |último2=Allen |primeiro2=Lori E. |último3=Megeath |primeiro3=S. Thomas |último4=Torres |primeiro4=Guillermo |último5=Alonso |primeiro5=Roi |último6=Brown |primeiro6=Timothy M. |último7=Gilliland |primeiro7=Ronald L. |último8=Latham |primeiro8=David W. |último9=Mandushev |primeiro9=Georgi |último10=O'Donovan |primeiro10=Francis T. |último11=Sozzetti |primeiro11=Alessandro | bibcode=2005ApJ...626..523C|arxiv = astro-ph/0503457 | s2cid=13296966 | display-authors=1 }}</ref><ref name="Deming">{{citar periódico|autor=Deming, D. |autor2=Seager, S. |autor3=Richardson, J. |autor4=Harrington, J. |título=Infrared radiation from an extrasolar planet |periódico=Nature |data=2005 | volume=434 |número=7034 |páginas=740–743 | url=http://www.obspm.fr/encycl/papers/nature03507.pdf | doi=10.1038/nature03507 | pmid=15785769 | arxiv=astro-ph/0503554 | bibcode=2005Natur.434..740D | s2cid=4404769 |urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20060927012051/http://www.obspm.fr/encycl/papers/nature03507.pdf |arquivodata=27-09-2006 | df=dmy-all }}</ref> Além disso, o [[Netuno quente]] [[Gliese 436 b]] é conhecido por entrar no eclipse secundário. No entanto, alguns planetas em trânsito orbitam de tal forma que não entram em eclipse secundário em relação à [[Terra]]; [[HD 17156 b]] tem mais de 90% de probabilidade de ser um dos últimos.

==== História ====
Uma missão da [[Centro Nacional de Estudos Espaciais|Agência Espacial Francesa]] (CNES), [[CoRoT]], começou em 2006 para procurar trânsitos planetários da órbita, onde a ausência de [[Cintilação (astronomia)|cintilação]] atmosférica permite maior precisão. Esta missão foi projetada para ser capaz de detectar planetas "algumas vezes até várias vezes maiores que a [[Terra]]" e teve um desempenho "melhor do que o esperado", com duas descobertas de [[exoplaneta]]s<ref>"COROT surprises a year after launch", [http://www.esa.int/SPECIALS/COROT/SEMF0C2MDAF_0.html ESA press release 20 December 2007]</ref> (ambas do tipo "[[Júpiter quente]]") no início de 2008. Em junho de 2013, a contagem de exoplanetas do CoRoT era de 32, com vários ainda a serem confirmados. O satélite inesperadamente parou de transmitir dados em novembro de 2012 (após sua missão ter sido estendida duas vezes) e foi aposentado em junho de 2013.<ref>"01/2014 – CoRoT: collision evading and decommissioning", [http://smsc.cnes.fr/COROT/GP_actualite.htm#112012 CNES CoRoT News]</ref>

Em março de 2009, a missão [[Kepler (sonda espacial)|Kepler]] da [[NASA]] foi lançada para escanear um grande número de [[estrela]]s na [[constelação]] de [[Cygnus]] com uma precisão de medição esperada para detectar e caracterizar planetas do tamanho da Terra. A missão Kepler da NASA usa o método de trânsito para escanear cem mil estrelas em busca de planetas. Esperava-se que, ao final de sua missão de 3.5 anos, o satélite tivesse coletado dados suficientes para revelar planetas ainda menores que a Terra. Ao escanear cem mil estrelas simultaneamente, ele não só foi capaz de detectar planetas do tamanho da Terra, mas também de coletar estatísticas sobre o número desses planetas em torno de estrelas semelhantes ao [[Sol]].<ref>[https://web.archive.org/web/20051118033324/http://kepler.nasa.gov/about/ Kepler Mission page]</ref>

Em 2 de fevereiro de 2011, a equipe do Kepler divulgou uma lista de 1.235 candidatos a [[exoplaneta]]s, incluindo 54 que podem estar na [[zona habitável]]. Em 5 de dezembro de 2011, a equipe do Kepler anunciou que havia descoberto 2.326 candidatos planetários, dos quais 207 são semelhantes em tamanho à Terra, 680 são do tamanho da [[super-Terra]], 1.181 são do tamanho de [[Netuno (planeta)|Netuno]], 203 são do tamanho de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e 55 são ainda maiores do que Júpiter. Comparado com os números de fevereiro de 2011, o número de planetas do tamanho da Terra e do tamanho da super-Terra aumentou 200% e 140%, respectivamente. Além disso, 48 candidatos a planetas foram encontrados nas zonas habitáveis das estrelas pesquisadas, marcando uma diminuição em relação aos números de fevereiro; isso se deveu aos critérios mais rigorosos em uso nos dados de dezembro. Em junho de 2013, o número de candidatos a planetas aumentou para 3.278 e alguns planetas confirmados eram menores que a Terra, alguns até do tamanho de [[Marte (planeta)|Marte]] (como [[Kepler-62c]]) e um ainda menor que [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]] ([[Kepler-37b]]).<ref>{{citar web|url=http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/|título=NASA Exoplanet Archive}}</ref>

=== Modulações de reflexão e emissão ===
[[Planeta]]s de curto período em órbitas próximas em torno de suas [[estrela]]s sofrerão variações de luz refletida porque, como a [[Lua]], passarão por [[Fase planetária|fases]] de cheias a novas e vice-versa. Além disso, como esses planetas recebem muita luz das estrelas, eles os aquecem, tornando as emissões térmicas potencialmente detectáveis. Como os telescópios não conseguem distinguir o planeta da estrela, eles veem apenas a luz combinada, e o brilho da estrela hospedeira parece mudar em cada [[órbita]] de maneira periódica. Embora o efeito seja pequeno, a precisão fotométrica necessária é aproximadamente a mesma para detectar um planeta do tamanho da [[Terra]] em trânsito por uma estrela do tipo solar, esses planetas do tamanho de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] com um [[período orbital]] de alguns dias são detectáveis por telescópios espaciais como como o [[Kepler (sonda espacial)|Telescópio Espacial Kepler]]. Como com o [[método de trânsito]], é mais fácil detectar planetas grandes orbitando perto de sua estrela hospedeira do que outros planetas, pois esses planetas captam mais luz de sua estrela hospedeira. Quando um planeta tem um alto [[albedo]] e está situado em torno de uma estrela relativamente luminosa, suas variações de luz são mais fáceis de detectar na luz visível, enquanto planetas mais escuros ou planetas em torno de estrelas de baixa temperatura são mais facilmente detectáveis com luz infravermelha com este método. A longo prazo, esse método pode encontrar a maioria dos planetas que serão descobertos por essa missão porque a variação da luz refletida com a fase orbital é amplamente independente da [[inclinação orbital]] e não exige que o planeta passe na frente do disco da estrela. Ele ainda não pode detectar planetas com órbitas circulares do ponto de vista da Terra, pois a quantidade de luz refletida não muda durante sua órbita.

A função de fase do [[planeta gigante]] também é uma função de suas propriedades térmicas e [[atmosfera]], se houver. Portanto, a curva de fase pode restringir outras propriedades do planeta, como a distribuição de tamanho das partículas atmosféricas. Quando um planeta é encontrado em trânsito e seu tamanho é conhecido, a curva de variações de fase ajuda a calcular ou restringir o albedo do planeta. É mais difícil com planetas muito quentes, pois o brilho do planeta pode interferir ao tentar calcular o albedo. Em teoria, o albedo também pode ser encontrado em planetas não transitórios ao observar as variações de luz com múltiplos comprimentos de onda. Isso permite que os cientistas encontrem o tamanho do planeta, mesmo que o planeta não esteja transitando pela estrela.<ref>{{citar periódico|último=Jenkins|primeiro=J.M.|autor2=Laurance R. Doyle|data=20-09-2003|título=Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers|periódico=Astrophysical Journal|volume=1|número=595 |páginas=429–445|doi=10.1086/377165|bibcode=2003ApJ...595..429J|arxiv = astro-ph/0305473 |s2cid=17773111}}</ref>

A primeira detecção direta do espectro de luz visível refletida de um exoplaneta foi feita em 2015 por uma equipe internacional de astrônomos. Os astrônomos estudaram a luz de [[51 Pegasi b]], o primeiro exoplaneta descoberto orbitando uma estrela da [[sequência principal]] (uma estrela [[Análogo solar|parecida com o Sol]]), usando o instrumento High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) no [[Observatório de La Silla]] do [[Observatório Europeu do Sul]], no [[Chile]].<ref>[http://physicsworld.com/cws/article/news/2015/apr/22/first-visible-light-detected-directly-from-an-exoplanet physicsworld.com 2015-04-22 First visible light detected directly from an exoplanet]</ref><ref>{{citar periódico|título=Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b|periódico=Astronomy & Astrophysics|volume=576|páginas=A134|doi=10.1051/0004-6361/201425298|ano=2015|último1=Martins|primeiro1=J. H. C.|último2=Santos|primeiro2=N. C.|último3=Figueira|primeiro3=P.|último4=Faria|primeiro4=J. P.|último5=Montalto|primeiro5=M.|último6=Boisse|primeiro6=I.|último7=Ehrenreich|primeiro7=D.|último8=Lovis|primeiro8=C.|último9=Mayor|primeiro9=M.|último10=Melo|primeiro10=C.|último11=Pepe|primeiro11=F.|último12=Sousa|primeiro12=S. G.|último13=Udry|primeiro13=S.|último14=Cunha|primeiro14=D. |display-authors=5|arxiv=1504.05962|bibcode=2015A&A...576A.134M|s2cid=119224213}}</ref>

Tanto o CoRoT<ref>{{citar periódico|título=The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b|autor=Snellen, I.A.G. |autor2=De Mooij, E.J.W. |autor3=Albrecht, S. |name-list-style=amp|periódico=Nature|volume=459|número=7246|páginas=543–545|data=2009 |doi=10.1038/nature08045|bibcode = 2009Natur.459..543S|pmid=19478779|arxiv = 0904.1208 |s2cid=4347612 }}</ref> quanto o Kepler<ref name="kepler_phases">{{citar periódico| display-authors = 1|último1= Borucki |primeiro1= W.J. |último2= Koch |primeiro2= D. |último3= Jenkins |primeiro3= J. |último4= Sasselov |primeiro4= D. |último5= Gilliland |primeiro5= R. |último6= Batalha |primeiro6= N. |último7= Latham |primeiro7= D. W. |último8= Caldwell |primeiro8= D. |último9= Basri |primeiro9= G. |último10= Brown |primeiro10= T. |último11= Christensen-Dalsgaard |primeiro11= J. |último12= Cochran |primeiro12= W. D. |último13= Devore |primeiro13= E. |último14= Dunham |primeiro14= E. |último15= Dupree |primeiro15= A. K. |último16= Gautier |primeiro16= T. |último17= Geary |primeiro17= J. |último18= Gould |primeiro18= A. |último19= Howell |primeiro19= S. |último20= Kjeldsen |primeiro20= H. |último21= Lissauer |primeiro21= J. |último22= Marcy |primeiro22= G. |último23= Meibom |primeiro23= S. |último24= Morrison |primeiro24= D. |último25= Tarter |primeiro25= J. |título= Kepler's Optical Phase Curve of the Exoplanet HAT-P-7b |periódico= Science | volume = 325 |número= 5941 |páginas= 709 |data= 2009 | doi = 10.1126/science.1178312 | bibcode = 2009Sci...325..709B | pmid = 19661420| s2cid = 206522122 | url = https://zenodo.org/record/1230908 |tipo= Submitted manuscript }}</ref> mediram a luz refletida dos planetas. No entanto, esses planetas já eram conhecidos desde que transitam sua estrela hospedeira. Os primeiros planetas descobertos por este método são [[Kepler-70b]] e [[Kepler-70c]], encontrados por Kepler.<ref>{{citar periódico|título=A compact system of small planets around a former red-giant star|autor=Charpinet, S. |display-authors=4 |autor2=Fontaine, G. |autor3=Brassard, P. |autor4=Green, E.M. |autor5=Van Grootel, V. |autor6=Randall, S.K. |autor7=Silvotti, R. |autor8=Baran, A.S. |autor9=Østensen, R.H. |autor10=Kawaler, S.D. |name-list-style=amp|periódico=Nature|volume=480|número=7378|páginas=496–499|data=2011|doi=10.1038/nature10631|pmid=22193103 |bibcode = 2011Natur.480..496C |s2cid=2213885 }}</ref>

=== Radiação relativística ===
{{artigo principal|Radiação relativística}}
Um novo método separado para detectar [[exoplaneta]]s a partir de variações de luz usa o feixe relativístico do fluxo observado da estrela devido ao seu movimento. Também é conhecido como Doppler irradiante ou impulso de Doppler. O método foi proposto pela primeira vez por [[Abraham Loeb]] e Scott Gaudi em 2003.<ref>{{citar periódico|doi= 10.1086/375551|arxiv=astro-ph/0303212|título=Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions|periódico=The Astrophysical Journal|volume=588|número=2|páginas=L117|ano=2003|último1=Loeb|primeiro1=Abraham|último2=Gaudi|primeiro2=B. Scott|bibcode = 2003ApJ...588L.117L |s2cid=10066891}}</ref> À medida que o planeta puxa a estrela com sua gravidade, a densidade de fótons e, portanto, o brilho aparente da estrela muda do ponto de vista do observador. Assim como o método da velocidade radial, ele pode ser usado para determinar a [[excentricidade orbital]] e a [[massa mínima]] do planeta. Com este método, é mais fácil detectar planetas massivos próximos de suas estrelas, pois esses fatores aumentam o movimento da estrela. Ao contrário do método de velocidade radial, ele não requer um espectro preciso de uma estrela e, portanto, pode ser usado mais facilmente para encontrar planetas em torno de estrelas de rotação rápida e estrelas mais distantes.

Uma das maiores desvantagens deste método é que o efeito de variação da luz é muito pequeno. Um planeta com [[massa de Júpiter]] orbitando a 0.025 UA ([[unidade astronômica]]) de distância de uma estrela [[Análogo solar|parecida com o Sol]] é quase imperceptível mesmo quando a [[órbita]] está de lado. Este não é um método ideal para descobrir novos planetas, pois a quantidade de luz estelar emitida e refletida do planeta é geralmente muito maior do que as variações de luz devido à [[radiação relativística]]. Este método ainda é útil, no entanto, pois permite a medição da massa do planeta sem a necessidade de coleta de dados de acompanhamento de observações de velocidade radial.

A primeira descoberta de um planeta usando este método ([[Kepler-76b]]) foi anunciada em 2013.<ref>{{citar periódico|arxiv=1304.6841|último1=Faigler|primeiro1=Simchon|título=BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: I. Discovery of Kepler-76b: A hot Jupiter with evidence for superrotation|periódico=The Astrophysical Journal|volume=771|número=1|páginas=26|último2=Tal-Or|primeiro2=Lev|último3=Mazeh|primeiro3=Tsevi|último4= Latham|primeiro4=Dave W.|último5= Buchhave|primeiro5=Lars A.|ano=2013|doi=10.1088/0004-637X/771/1/26|bibcode = 2013ApJ...771...26F |s2cid=119247392}}</ref><ref>[http://phys.org/news/2013-05-method-planets-scores-discovery.html New method of finding planets scores its first discovery], phys.org, May 2013</ref>

=== Variações elipsoidais ===
[[Planeta]]s massivos podem causar pequenas distorções de maré em suas [[estrela]]s hospedeiras. Quando uma estrela tem uma forma ligeiramente elipsoidal, seu brilho aparente varia, dependendo se a parte oblata da estrela está voltada para o ponto de vista do observador. Assim como o método de radiação relativística, ele ajuda a determinar a [[massa mínima]] do planeta, e sua sensibilidade depende da [[inclinação orbital]] do planeta. A extensão do efeito no brilho aparente de uma estrela pode ser muito maior do que com o método de radiação relativística, mas o ciclo de mudança de brilho é duas vezes mais rápido. Além disso, o planeta distorce mais a forma da estrela se tiver uma baixa relação [[semi-eixo maior]] para raio estelar e a densidade da estrela for baixa. Isso torna esse método adequado para encontrar planetas em torno de estrelas que deixaram a [[sequência principal]].<ref>{{citar web|url=http://www.universetoday.com/102112/using-the-theory-of-relativity-and-beer-to-find-exoplanets/|título=Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets - Universe Today|obra=Universe Today|data=2013-05-13}}</ref>

=== Tempo de pulsar ===
[[Imagem:Artist's concept of PSR B1257+12 system.jpg|thumb|right|220px|Impressão artística do [[sistema planetário]] do [[pulsar]] [[PSR B1257+12]]]]
{{VT|Lista de exoplanetas detectados por tempo}}
Um [[pulsar]] é uma [[estrela de nêutrons]]: o pequeno e ultradenso remanescente de uma [[estrela]] que explodiu como uma [[supernova]]. Os pulsares emitem [[ondas de rádio]] com extrema regularidade à medida que giram. Como a rotação intrínseca de um pulsar é tão regular, pequenas anomalias no tempo de seus pulsos de rádio observados podem ser usadas para rastrear o movimento do pulsar. Como uma estrela comum, um pulsar se moverá em sua própria [[órbita]] pequena se tiver um [[planeta]]. Cálculos baseados em observações de tempo de pulso podem então revelar os parâmetros dessa órbita.<ref name="EXP3">{{citar periódico|autor=Townsend, Rich |título=The Search for Extrasolar Planets (Lecture) |publicado=Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London |data=27-01-2003 |url=http://www.star.ucl.ac.uk/~rhdt/diploma/lecture_2/ |acessodata=2006-09-10 |urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20050915080856/http://www.star.ucl.ac.uk/~rhdt/diploma/lecture_2/ |arquivodata=15-09-2005 }}</ref>

Este método não foi originalmente projetado para a detecção de planetas, mas é tão sensível que é capaz de detectar planetas muito menores do que qualquer outro método, até menos de um décimo da [[massa da Terra]]. Também é capaz de detectar perturbações gravitacionais mútuas entre os vários membros de um [[sistema planetário]], revelando assim mais informações sobre esses planetas e seus parâmetros orbitais. Além disso, pode detectar facilmente planetas que estão relativamente distantes do pulsar. Existem duas desvantagens principais no método de temporização do pulsar: os pulsares são relativamente raros e são necessárias circunstâncias especiais para que um planeta se forme em torno de um pulsar. Portanto, é improvável que um grande número de planetas seja encontrado dessa maneira.<ref>{{citar periódico|arxiv=1308.6308|último1= Sinukoff|primeiro1= E.|título= Below One Earth Mass: The Detection, Formation, and Properties of Subterrestrial Worlds|periódico= Space Science Reviews|volume= 180|número= 1–4|páginas= 71|último2=  Fulton|primeiro2= B.|último3=  Scuderi|primeiro3= L.|último4=  Gaidos|primeiro4= E.|ano= 2013|doi= 10.1007/s11214-013-0019-1|bibcode = 2013SSRv..180...71S |s2cid= 118597064}}</ref> Além disso, a vida provavelmente não sobreviveria em planetas que orbitam pulsares devido à alta intensidade da radiação no ambiente.

Em 1992, [[Aleksander Wolszczan]] e [[Dale Frail]] usaram esse método para descobrir planetas ao redor do pulsar [[PSR B1257+12]].<ref name=wolszczan>{{citar periódico|autor= [[Aleksander Wolszczan|A. Wolszczan]] and [[Dale Frail|D. A. Frail]] |título= A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12 |periódico= Nature|volume= 355 |número= 6356 |páginas= 145–147 |data=9-01-1992 | url = http://www.nature.com/physics/looking-back/wolszczan/index.html |acessodata= 2007-04-30 |bibcode = 1992Natur.355..145W |doi = 10.1038/355145a0 |último2= Frail | s2cid = 4260368 }}</ref> Sua descoberta foi rapidamente confirmada, tornando-se a primeira confirmação de planetas fora do [[Sistema Solar]].

=== Tempo de estrela variável ===
Como os [[pulsar]]es, alguns outros tipos de [[Estrela variável#Estrelas variáveis pulsantes|estrelas variáveis pulsantes]] são regulares o suficiente para que a [[velocidade radial]] possa ser determinada puramente [[Fotometria (astronomia)|fotometricamente]] a partir do [[deslocamento Doppler]] da frequência de pulsação, sem a necessidade de [[espectroscopia]].<ref>{{citar periódico|arxiv=1202.0105|último1=Shibahashi|primeiro1=Hiromoto|título=FM stars: A Fourier view of pulsating binary stars, a new technique for measuring radial velocities photometrically|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=422|número=1|páginas=738|último2= Kurtz|primeiro2=Donald W.|ano=2012|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.20654.x|bibcode = 2012MNRAS.422..738S |s2cid=54949889}}</ref><ref>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/keplerm-20120710_prt.htm|título=NASA - Mission Manager Update}}</ref> Este método não é tão sensível quanto o método de variação de tempo de pulsar, devido à atividade periódica ser mais longa e menos regular. A facilidade de detectar planetas em torno de uma estrela variável depende do período de pulsação da estrela, da regularidade das pulsações, da massa do planeta e de sua distância da estrela hospedeira.

O primeiro sucesso com este método veio em 2007, quando [[V391 Pegasi b]] foi descoberto em torno de uma [[estrela subanã]] pulsante.<ref>{{citar periódico|título=A giant planet orbiting the /'extreme horizontal branch/' star V&thinsp;391 Pegasi | volume=449 |número=7159 | doi=10.1038/nature06143|pmid=17851517 |periódico=Nature|páginas=189–191|bibcode = 2007Natur.449..189S|ano=2007 |último1= Silvotti |primeiro1= R.| s2cid=4342338 | url=https://authors.library.caltech.edu/17168/2/Silvotti2007p5743Nature_supp.pdf }}</ref>

=== Tempo de trânsito ===
[[Imagem:201008-2a PlanetOrbits 16x9- Transit timing of 1-planet vs 2-planet systems.ogv|thumb|250px|Animação mostrando a diferença entre o tempo de trânsito do planeta de sistemas de 1 planeta e 2 planetas.<br />Crédito: [[NASA]]/[[Missão Kepler]]]]
[[Imagem:Keplerspacecraft-20110215.jpg|250px|thumb|right|A [[Missão Kepler]], uma missão da [[NASA]] que é capaz de detectar [[exoplaneta]]s]]
{{artigo principal|Variação de tempo de trânsito}}
O método de variação do tempo de trânsito considera se os trânsitos ocorrem com periodicidade estrita ou se há variação. Quando vários planetas em trânsito são detectados, eles geralmente podem ser confirmados com o método de [[variação de tempo de trânsito]]. Isso é útil em [[sistemas planetários]] distantes da estrela, onde os métodos de velocidade radial não podem detectá-los devido à baixa [[relação sinal-ruído]]. Se um planeta foi detectado pelo método de trânsito, então as variações no tempo do trânsito fornecem um método extremamente sensível para detectar planetas não transitórios adicionais no sistema com massas comparáveis à da [[Terra]]. É mais fácil detectar variações de tempo de trânsito se os planetas tiverem órbitas relativamente próximas e quando pelo menos um dos planetas for mais massivo, fazendo com que o [[período orbital]] de um planeta menos massivo seja mais perturbado.<ref>{{citar periódico|autor1=Miralda-Escude|título=Orbital perturbations on transiting planets: A possible method to measure stellar quadrupoles and to detect Earth-mass planets|data=2001|doi=10.1086/324279|periódico=The Astrophysical Journal|volume=564|número=2|páginas=1019–1023|arxiv=astro-ph/0104034|bibcode = 2002ApJ...564.1019M |s2cid=7536842}}</ref><ref>{{citar periódico|autor1=Holman |autor2=Murray|título=The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planets with Masses as Small as Earth|data=2005 |doi=10.1126/science.1107822 |pmid=15731449|volume=307 |número=5713 |páginas= 1288–1291 |periódico=Science |arxiv=astro-ph/0412028 |bibcode=2005Sci...307.1288H|s2cid=41861725}}</ref><ref>{{citar periódico|autor1=Agol|autor2=Sari|autor3=Steffen|autor4=Clarkson|título=On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits|ano=2005|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.08922.x|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=359|número=2|páginas=567–579 |arxiv=astro-ph/0412032|bibcode = 2005MNRAS.359..567A |s2cid=16196696}}</ref>

A principal desvantagem do método de tempo de trânsito é que geralmente não se pode aprender muito sobre o próprio planeta. A variação do tempo de trânsito pode ajudar a determinar a massa máxima de um planeta. Na maioria dos casos, pode confirmar se um objeto tem uma massa planetária, mas não impõe restrições estreitas à sua massa. No entanto, existem exceções, já que os planetas nos sistemas [[Kepler-36]] e [[Kepler-88]] orbitam perto o suficiente para determinar com precisão suas massas.

A primeira detecção significativa de um planeta não em trânsito usando variação de tempo de trânsito foi realizada com a [[sonda espacial]] [[Kepler (sonda espacial)|Kepler]] da [[NASA]]. O planeta em trânsito [[Kepler-19b]] mostra variação de tempo de trânsito com uma amplitude de cinco minutos e um período de cerca de 300 dias, indicando a presença de um segundo planeta, [[Kepler-19c]], que tem um período que é um múltiplo quase racional do período do planeta em trânsito.<ref>[https://web.archive.org/web/20111019083552/http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=148 Invisible World Discovered], NASA Kepler News, 8 September 2011</ref><ref>{{citar periódico|arxiv=1109.1561|autor1=Sarah Ballard |display-authors=4 |autor2=Daniel Fabrycky |título=The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R_Earth Planet and a Second Planet Detected via Transit Timing Variations|periódico=The Astrophysical Journal |volume=743 |número=2 |páginas=200 |data=2011 |autor3=Francois Fressin |autor4=David Charbonneau |autor5=Jean-Michel Desert |autor6=Guillermo Torres |autor7=Geoffrey Marcy |autor8=Burke |autor9=Howard Isaacson|último10=Henze|primeiro10=Christopher|último11= Steffen|primeiro11=Jason H.|último12= Ciardi|primeiro12=David R.|último13= Howell|primeiro13=Steven B.|último14= Cochran|primeiro14=William D.|último15=Endl|primeiro15=Michael|último16= Bryson|primeiro16=Stephen T.|último17= Rowe|primeiro17=Jason F.|último18= Holman|primeiro18=Matthew J.|último19= Lissauer|primeiro19=Jack J.|último20= Jenkins|primeiro20=Jon M.|último21=Still|primeiro21=Martin|último22= Ford|primeiro22=Eric B.|último23= Christiansen|primeiro23=Jessie L.|último24= Middour|primeiro24=Christopher K.|último25= Haas|primeiro25=Michael R.|último26=Li|primeiro26=Jie|último27= Hall|primeiro27=Jennifer R.|último28=McCauliff|primeiro28=Sean|último29= Batalha|primeiro29=Natalie M.|último30= Koch|primeiro30=David G.|doi=10.1088/0004-637X/743/2/200 |bibcode = 2011ApJ...743..200B |s2cid=42698813 }}</ref>

Nos [[planetas circumbinários]], as variações do tempo de trânsito são causadas principalmente pelo movimento orbital das estrelas, em vez de perturbações gravitacionais de outros planetas. Essas variações dificultam a detecção desses planetas por meio de métodos automatizados. No entanto, torna esses planetas fáceis de confirmar assim que são detectados.

=== Variação da duração do trânsito ===
"Variação de duração" refere-se a mudanças na duração do [[Trânsito astronômico|trânsito]]. As variações de duração podem ser causadas por uma [[exolua]], [[precessão apsidal]] para planetas excêntricos devido a outro planeta no mesmo sistema ou a [[Testes de relatividade geral#Precessão do periélio de Mercúrio|relatividade geral]].<ref>{{citar arXiv|eprint=1009.5905 |autor1=Nascimbeni |autor2=Piotto |autor3=Bedin |autor4=Damasso |título=TASTE: The Asiago Survey for Timing transit variations of Exoplanets |class=astro-ph.EP |data=2008}}</ref><ref>{{citar periódico|arxiv=0806.0629 |autor1=Pal |autor2=Kocsis |título=Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=389 |número=2008 |páginas=191–198 |data=2008|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x |bibcode = 2008MNRAS.389..191P |s2cid=15282437 }}</ref>

Quando um [[planeta circumbinário]] é encontrado através do [[método de trânsito]], pode ser facilmente confirmado com o método de variação da duração do trânsito.<ref name="ReferenceA">{{citar periódico|arxiv=1308.6328|último1= Welsh|primeiro1= William F.|título= Recent Kepler Results on Circumbinary Planets|periódico= Proceedings of the International Astronomical Union|volume= 8|páginas= 125–132|último2=  Orosz|primeiro2= Jerome A.|último3=  Carter|primeiro3= Joshua A.|último4=  Fabrycky|primeiro4= Daniel C.|ano= 2013|doi= 10.1017/S1743921313012684|bibcode= 2014IAUS..293..125W|s2cid= 119230654}}</ref> Em [[sistemas binários]] próximos, as [[estrela]]s alteram significativamente o movimento da companheira, o que significa que qualquer planeta em trânsito tem variação significativa na duração do trânsito. A primeira confirmação veio do [[Kepler-16b]].<ref name="ReferenceA"/>

=== Tempo mínimo de binário eclipsante ===
Quando um sistema estelar binário está alinhado de tal forma que, do ponto de vista da [[Terra]], as [[estrela]]s passam uma em frente à outra em suas [[órbita]]s, o sistema é chamado de sistema estelar “binário eclipsante”. O tempo de luz mínima, quando a estrela com a superfície mais brilhante é pelo menos parcialmente obscurecida pelo disco da outra estrela, é chamado de [[eclipse]] primário, e aproximadamente meia órbita depois, o eclipse secundário ocorre quando a estrela com área de superfície mais brilhante obscurece alguma parte da outra estrela. Esses tempos de luz mínima, ou eclipses centrais, constituem um carimbo de tempo no sistema, muito parecido com os pulsos de um [[pulsar]] (exceto que, em vez de um flash, eles são uma queda no brilho). Se houver um planeta em órbita circumbinária em torno das [[estrelas binárias]], as estrelas serão deslocadas em torno de um [[centro de massa]] do planeta binário. À medida que as estrelas no binário são deslocadas para frente e para trás pelo planeta, os tempos dos mínimos do eclipse variam. A periodicidade desse deslocamento pode ser a maneira mais confiável de detectar [[exoplaneta]]s em torno de sistemas binários próximos.<ref>{{citar periódico|último1=Doyle|primeiro1=Laurance R. |primeiro2=Hans-Jorg|último2=Deeg|data=2002|título=Timing detection of eclipsing binary planets and transiting extrasolar moons|páginas=80|periódico=Bioastronomy|volume=7|bibcode=2004IAUS..213...80D|arxiv = astro-ph/0306087 }} "Bioastronomy 2002: Life Among the Stars" IAU Symposium 213, R.P Norris and F.H. Stootman (eds), A.S.P., San Francisco, California, 80–84.</ref><ref>{{citar periódico|último1=Deeg|primeiro1=Hans-Jorg|último2=Doyle|primeiro2=Laurance R.|último3=Kozhevnikov|primeiro3=V. P.|último4=Blue|primeiro4=J. Ellen|último5=Martín|primeiro5=L.|último6=Schneider|primeiro6=J.|data=2000|título=A search for Jovian-mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing|periódico=Astronomy & Astrophysics|volume=358|número=358|páginas=L5–L8 |url=http://citeseer.ist.psu.edu/379779.html|bibcode=2000A&A...358L...5D|arxiv = astro-ph/0003391 }}</ref><ref>Doyle, Laurance R., Hans-Jorg Deeg, J.M. Jenkins, J. Schneider, Z. Ninkov, R. P.S. Stone, J.E. Blue, H. Götzger, B, Friedman, and M.F. Doyle (1998). [http://citeseer.ist.psu.edu/doyle97detectability.html "Detectability of Jupiter-to-brown-dwarf-mass companions around small eclipsing binary systems"]. Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, A.S.P. Conference Proceedings, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets,  R. Rebolo, E. L. Martin, and M.R.Z. Osorio (eds.), A.S.P. Conference Series 134, San Francisco, California, 224–231.</ref> Com este método, os planetas são mais facilmente detectáveis se forem mais massivos, orbitarem relativamente próximos ao redor do sistema e se as estrelas tiverem pouca massa.

O método de temporização eclipsante permite a detecção de planetas mais distantes da estrela hospedeira do que o método de trânsito. No entanto, os sinais em torno de [[estrelas variáveis cataclísmicas]] sugerindo planetas tendem a corresponder a órbitas instáveis.<ref name="Não_nomeado-y0wv-1">{{citar arXiv|eprint=1302.5247|último1=Horner|primeiro1=Jonathan|título=Dynamical Constraints on Multi-Planet Exoplanetary Systems|último2= Wittenmyer|primeiro2=Robert A.|último3= Tinney|primeiro3=Chris G.|último4=Robertson|primeiro4=Paul|último5= Hinse|primeiro5=Tobias C.|último6= Marshall|primeiro6=Jonathan P.|class=astro-ph.EP|ano=2013}}</ref> Em 2011, [[Kepler-16b]] tornou-se o primeiro planeta a ser definitivamente caracterizado através de variações de tempo binário eclipsantes.<ref>{{citar periódico| bibcode = 2011Sci...333.1602D |título=Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet |periódico=Science | volume=333 |número=6049 |páginas=1602–1606 |ano=2011 |autor=Doyle, Laurance R. |autor2=Carter, Joshua A. |autor3=Fabrycky, Daniel C. |autor4=Slawson, Robert W. |autor5=Howell, Steve B. |autor6=Winn, Joshua N. |autor7=Orosz, Jerome A. |autor8=Přsa, Andrej |autor9=Welsh, William F. |autor10=Quinn, Samuel N. |autor11=Latham, David |autor12=Torres, Guillermo |autor13=Buchhave, Lars A. |autor14=Marcy, Geoffrey W. |autor15=Fortney, Jonathan J. |autor16=Shporer, Avi |autor17=Ford, Eric B. |autor18=Lissauer, Jack J. |autor19=Ragozzine, Darin |autor20=Rucker, Michael |autor21=Batalha, Natalie |autor22=Jenkins, Jon M. |autor23=Borucki, William J. |autor24=Koch, David |autor25=Middour, Christopher K. |autor26=Hall, Jennifer R. |autor27=McCauliff, Sean |autor28=Fanelli, Michael N. |autor29=Quintana, Elisa V. |autor30=Holman, Matthew J. |autor31=Caldwell, Douglas A. |autor32=Still, Martin |autor33=Stefanik, Robert P. |autor34=Brown, Warren R. |autor35=Esquerdo, Gilbert A. |autor36=Tang, Sumin |autor37=Furesz, Gabor |autor38=Geary, John C. |autor39=Berlind, Perry |autor40=Calkins, Michael L. |autor41=Short, Donald R. |autor42=Steffen, Jason H. |autor43=Sasselov, Dimitar |autor44=Dunham, Edward W. |autor45=Cochran, William D. |autor46=Boss, Alan |autor47=Haas, Michael R. |autor48=Buzasi, Derek |autor49=Fischer, Debra | doi=10.1126/science.1210923 | pmid=21921192|arxiv = 1109.3432 | s2cid=206536332 }}</ref>

=== Microlente gravitacional ===
[[Imagem:Gravitational micro rev.svg|thumb|right|255px|Microlente gravitacional]]
{{artigo principal|Microlente gravitacional|Lista de exoplanetas detectados por microlente}}
A [[microlente gravitacional]] ocorre quando o campo gravitacional de uma [[estrela]] age como uma lente, ampliando a luz de uma estrela distante de fundo. Este efeito ocorre apenas quando as duas estrelas estão quase exatamente alinhadas. Os eventos de lente são breves, durando semanas ou dias, pois as duas estrelas e a [[Terra]] estão se movendo uma em relação à outra. Mais de mil desses eventos foram observados nos últimos dez anos.

Se a estrela de lente em primeiro plano tem um planeta, então o próprio campo gravitacional desse planeta pode fazer uma contribuição detectável para o efeito de lente. Como isso requer um alinhamento altamente improvável, um número muito grande de estrelas distantes deve ser monitorado continuamente para detectar contribuições de microlentes planetárias a uma taxa razoável. Este método é mais frutífero para planetas entre a Terra e o centro da galáxia, pois o [[centro galáctico]] fornece um grande número de estrelas de fundo.

Em 1991, os astrônomos Shude Mao e [[Bohdan Paczyński]] propuseram o uso de microlentes gravitacionais para procurar companheiros binários de estrelas, e sua proposta foi refinada por Andy Gould e [[Abraham Loeb]] em 1992 como um método para detectar [[exoplaneta]]s. Os sucessos com o método datam de 2002, quando um grupo de astrônomos poloneses ([[Andrzej Udalski]], [[Marcin Kubiak]] e Michał Szymański de [[Varsóvia]] e Bohdan Paczyński) durante o projeto OGLE ([[Optical Gravitational Lensing Experiment]]) desenvolveu uma técnica viável. Durante um mês, eles encontraram vários planetas possíveis, embora limitações nas observações impedissem uma confirmação clara. Desde então, vários exoplanetas confirmados foram detectados usando microlente. Este foi o primeiro método capaz de detectar planetas de massa semelhante à da Terra em torno de estrelas comuns da [[sequência principal]].<ref name="Beaulieulensplanet" />

Ao contrário da maioria dos outros métodos, que têm viés de detecção para planetas com órbitas pequenas (ou para imagens resolvidas, grandes), o método de microlente é mais sensível para detectar planetas a cerca de 1-10 [[unidades astronômicas]] de distância das estrelas [[Análogo solar|semelhantes ao Sol]].

Uma desvantagem notável do método é que a lente não pode ser repetida, porque o alinhamento casual nunca ocorre novamente. Além disso, os planetas detectados tenderão a estar a vários [[kiloparsec]]s de distância, portanto, observações de acompanhamento com outros métodos geralmente são impossíveis. Além disso, a única característica física que pode ser determinada por microlente é a massa do planeta, dentro de restrições frouxas. As propriedades orbitais também tendem a não ser claras, pois a única característica orbital que pode ser determinada diretamente é seu [[semi-eixo maior]] atual da estrela hospedeira, o que pode ser enganoso se o planeta seguir uma [[órbita excêntrica]]. Quando o planeta está longe de sua estrela, ele passa apenas uma pequena parte de sua órbita em um estado em que é detectável com esse método, de modo que o [[período orbital]] do planeta não pode ser facilmente determinado. Também é mais fácil detectar planetas em torno de estrelas de baixa massa, pois o efeito de microlente gravitacional aumenta com a proporção de massa planeta-estrela.

As principais vantagens do método de microlente gravitacional são que ele pode detectar planetas de baixa massa (em princípio até a massa de [[Marte (planeta)|Marte]] com futuros projetos espaciais como o [[Nancy Grace Roman Space Telescope|WFIRST]]); ele pode detectar planetas em órbitas amplas comparáveis a [[Saturno (planeta)|Saturno]] e [[Urano (planeta)|Urano]], que têm períodos orbitais muito longos para a velocidade radial ou métodos de trânsito; e pode detectar planetas em torno de estrelas muito distantes. Quando estrelas de fundo suficientes puderem ser observadas com precisão suficiente, o método deverá revelar como planetas semelhantes à [[Terra]] são comuns na [[galáxia]].

As observações são geralmente realizadas usando redes de [[telescópios robóticos]]. Além do OGLE, financiado pelo [[Agência Executiva do Conselho Europeu de Investigação|Conselho Europeu de Pesquisa]], o grupo [[Microlensing Observations in Astrophysics]] (MOA) está trabalhando para aperfeiçoar essa abordagem.

O projeto PLANET ([[Probing Lensing Anomalies Network]])/RoboNet é ainda mais ambicioso. Ele permite uma cobertura quase contínua 24 horas por dia por uma rede de telescópios de alcance mundial, oferecendo a oportunidade de captar contribuições de microlentes de planetas com massas tão baixas quanto a da Terra. Esta estratégia foi bem sucedida na detecção do primeiro planeta de baixa massa em uma órbita ampla, designado [[OGLE-2005-BLG-390Lb]].<ref name="Beaulieulensplanet">{{citar periódico|autor=J.-P. Beaulieu |display-authors=4 |autor2=D.P. Bennett |autor3=P. Fouque |autor4=A. Williams |autor5=M. Dominik |autor6=U.G. Jorgensen |autor7=D. Kubas |autor8=A. Cassan |autor9=C. Coutures |autor10=J. Greenhill |autor11=K. Hill |autor12=J. Menzies |autor13=P.D. Sackett |autor14=M. Albrow |autor15=S. Brillant |autor16=J.A.R. Caldwell |autor17=J.J. Calitz |autor18=K.H. Cook |autor19=E. Corrales |autor20=M. Desort |autor21=S. Dieters |autor22=D. Dominis |autor23=J. Donatowicz |autor24=M. Hoffman |autor25=S. Kane |autor26=J.-B. Marquette |autor27=R. Martin |autor28=P. Meintjes |autor29=K. Pollard |autor30=K. Sahu |autor31=C. Vinter |autor32=J. Wambsganss |autor33=K. Woller |autor34=K. Horne |autor35=I. Steele |autor36=D. Bramich |autor37=M. Burgdorf |autor38=C. Snodgrass |autor39=M. Bode |autor40=A. Udalski |autor41=M. Szymanski |autor42=M. Kubiak |autor43=T. Wieckowski |autor44=G. Pietrzynski |autor45=I. Soszynski |autor46=O. Szewczyk |autor47=L. Wyrzykowski |autor48=B. Paczynski |título=Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing |periódico=Nature |data=2006 | volume=439 |número= 7075|páginas=437–440 | doi=10.1038/nature04441 | pmid=16437108|arxiv = astro-ph/0601563 |bibcode = 2006Natur.439..437B |s2cid=4414076 }}</ref>

=== Imagem direta ===
[[Imagem:444226main exoplanet20100414-a-full.jpg|250px|thumb|Imagem direta de [[exoplaneta]]s ao redor da estrela [[HR 8799]] usando um [[coronógrafo de vórtice]] em uma porção de 1.5 m do [[Telescópio Hale]]]]
[[Imagem:Beta Pictoris system annotated.jpg|250px|thumb|right|Imagem do [[ESO]] de um planeta perto de [[Beta Pictoris]]]]
{{VT|Lista de exoplanetas fotografados diretamente}}
Os planetas são fontes de luz extremamente fracas em comparação com as [[estrela]]s, e a pouca luz que vem deles tende a ser perdida no brilho de sua estrela hospedeira. Portanto, em geral, é muito difícil detectá-los e resolvê-los diretamente de sua estrela hospedeira. Planetas que orbitam longe o suficiente das estrelas para serem resolvidos refletem muito pouca luz estelar, então os planetas são detectados através de sua emissão térmica. É mais fácil obter imagens quando o sistema estelar está relativamente próximo da estrela hospedeira e quando o planeta é especialmente grande (consideravelmente maior que [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]), amplamente separado de sua estrela hospedeira e quente de modo que emite intensa radiação infravermelha; imagens foram então feitas no infravermelho, onde o planeta é mais brilhante do que em comprimentos de onda visíveis. [[Coronógrafo]]s são usados para bloquear a luz da estrela, deixando o planeta visível. A imagem direta de um [[exoplaneta]] [[Análogo à Terra|semelhante à Terra]] requer extrema [[estabilidade optotérmica]].<ref>{{citar livro|doi=10.1117/12.2188371 |capítulo=Advanced Mirror Technology Development (AMTD) thermal trade studies|título=Optical Modeling and Performance Predictions VII|volume=9577 |páginas=957703|series=Optical Modeling and Performance Predictions VII|ano=2015|último1=Brooks|primeiro1=Thomas |último2=Stahl|primeiro2=H. P.|último3=Arnold|primeiro3=William R.|editor-nome2=Marie B|editor-sobrenome2=Levine-West|editor-nome1=Mark A|editor-sobrenome1=Kahan |hdl=2060/20150019495|s2cid=119544105}}</ref> Durante a fase de acreção da formação planetária, o contraste estrela-planeta pode ser ainda melhor em [[H-alfa]] do que em infravermelho, uma pesquisa de H-alfa está em andamento.<ref>{{citar periódico|arxiv=1401.1273|último1= Close|primeiro1= L. M.|título= Discovery of H-alpha Emission from the Close Companion Inside the Gap of Transitional Disk HD142527|periódico= The Astrophysical Journal|volume= 781|número= 2|páginas= L30|último2=  Follette|primeiro2= K. B.|último3=  Males|primeiro3= J. R.|último4=  Puglisi|primeiro4= A.|último5=  Xompero|primeiro5= M.|último6=  Apai|primeiro6= D.|último7=  Najita|primeiro7= J.|último8=  Weinberger|primeiro8= A. J.|último9=  Morzinski|primeiro9= K.|último10=  Rodigas|primeiro10= T. J.|último11=  Hinz|primeiro11= P.|último12=  Bailey|primeiro12= V.|último13=  Briguglio|primeiro13= R.|ano= 2014|doi= 10.1088/2041-8205/781/2/L30|bibcode = 2014ApJ...781L..30C |s2cid= 118654984}}</ref>

[[Imagem:The ExTrA telescopes at La Silla.jpg|left|thumb|Os telescópios ExTrA em [[Observatório de La Silla|La Silla]] observam em comprimentos de onda infravermelhos e adicionam informações espectrais às medições fotométricas usuais<ref>{{citar web |título=First Light for Planet Hunter ExTrA at La Silla|url=https://www.eso.org/public/news/eso1803/|website=www.eso.org|acessodata=24-01-2018}}</ref>]]

A imagem direta pode fornecer apenas restrições frouxas da massa do planeta, que é derivada da idade da estrela e da temperatura do planeta. A massa pode variar consideravelmente, pois os planetas podem se formar vários milhões de anos após a formação da estrela. Quanto mais frio o planeta, menor a massa do planeta precisa ser. Em alguns casos, é possível dar restrições razoáveis ao raio de um planeta com base na temperatura do planeta, seu brilho aparente e sua distância da [[Terra]]. Os espectros emitidos pelos planetas não precisam ser separados da estrela, o que facilita a determinação da composição química dos planetas.

Às vezes, são necessárias observações em vários comprimentos de onda para descartar que o planeta seja uma [[anã marrom]]. Imagens diretas podem ser usadas para medir com precisão a órbita do planeta ao redor da estrela. Ao contrário da maioria dos outros métodos, a imagem direta funciona melhor com planetas com [[órbitas de face]] em vez de órbitas de borda, já que um planeta em uma órbita de face é observável durante toda a órbita do planeta, enquanto planetas com órbita de borda as órbitas são mais facilmente observáveis durante o período de maior separação aparente da estrela hospedeira.

Os planetas detectados através de imagens diretas atualmente se enquadram em duas categorias. Primeiro, os planetas são encontrados em torno de estrelas mais massivas que o [[Sol]], que são jovens o suficiente para ter [[discos protoplanetários]]. A segunda categoria consiste em possíveis anãs submarrons encontradas em torno de estrelas muito fracas, ou anãs marrons que estão a pelo menos 100 UA ([[unidade astronômica]]) de distância de suas estrelas hospedeiras.

Objetos de [[massa planetária]] [[Planeta interestelar|não ligados gravitacionalmente a uma estrela]] também são encontrados através de imagens diretas.

==== Primeiras descobertas ====
[[Imagem:VLT Snaps An Exotic Exoplanet First.jpg|thumb|O grande objeto central é a estrela [[CVSO 30]]; o pequeno ponto acima e à esquerda é o [[exoplaneta]] CVSO 30c. Esta imagem foi feita usando dados de [[astrometria]] dos instrumentos NACO e SINFONI do [[Very Large Telescope|VLT]]<ref>{{citar web|título=VLT Snaps An Exotic Exoplanet "First" |url=http://www.eso.org/public/images/potw1624a/|acessodata=15-06-2016}}</ref>]]
Em 2004, um grupo de astrônomos usou o [[Very Large Telescope]] do [[Observatório Europeu do Sul]] no [[Chile]] para produzir uma imagem de [[2M1207b]], uma companheira da [[anã marrom]] [[2M1207]].<ref>{{citar periódico|autor=G. Chauvin |display-authors=4 |autor2=A.M. Lagrange |autor3=C. Dumas |autor4=B. Zuckerman |autor5=D. Mouillet |autor6=I. Song |autor7=J.-L. Beuzit |autor8=P. Lowrance |título=A giant planet candidate near a young brown dwarf |periódico=Astronomy & Astrophysics |data=2004 | volume=425 |número= 2|páginas=L29–L32 | url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2004/38/aagg222/aagg222.html | doi = 10.1051/0004-6361:200400056 | bibcode=2004A&A...425L..29C|arxiv = astro-ph/0409323 |s2cid=15948759 }}</ref> No ano seguinte, o status planetário do companheiro foi confirmado.<ref>{{citar web |título= Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release) |obra=ESO website |data=30-04-2005| url=http://www.eso.org/public/news/eso0515/ |acessodata=2010-07-09 }}</ref> Estima-se que o planeta seja várias vezes mais massivo que [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e tenha um raio orbital superior a 40 UA ([[unidade astronômica]]).

Em setembro de 2008, um objeto foi fotografado a uma separação de 330 UA da estrela [[1RXS J160929.1−210524]], mas não foi até 2010, que foi confirmado ser um planeta companheiro da estrela e não apenas um alinhamento casual.<ref>[http://cs.astronomy.com/asycs/blogs/astronomy/2010/06/22/astronomers-verify-directly-imaged-planet.aspx Astronomers verify directly imaged planet] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100630110925/http://cs.astronomy.com/asycs/blogs/astronomy/2010/06/22/astronomers-verify-directly-imaged-planet.aspx |data=30-06-2010 }}</ref>

O primeiro sistema multiplanetário, anunciado em 13 de novembro de 2008, foi fotografado em 2007, usando telescópios no [[Observatório Keck]] e no [[Observatório Gemini]]. Três planetas foram observados diretamente orbitando [[HR 8799]], cujas massas são aproximadamente dez, dez e sete [[Massa de Júpiter|vezes a de Júpiter]], respectivamente.<ref name="Marois2008">{{citar periódico|último1=Marois |primeiro1=Christian |data=novembro de 2008 |título=Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 |periódico=[[Science (journal)|Science]] |volume=322 |número=5906 |páginas=1348–52 |doi=10.1126/science.1166585 |pmid=19008415 |bibcode=2008Sci...322.1348M |arxiv=0811.2606 |display-authors=2 |último2=MacIntosh |primeiro2=B. |último3=Zuckerman |primeiro3=B. |último4=Song |primeiro4=I. |último5=Patience |primeiro5=J. |último6=Lafreniere |primeiro6=D. |último7=Doyon |primeiro7=R.|s2cid=206516630 }} ([http://exoplanet.eu/papers/exo_science.pdf Preprint at exoplanet.eu] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081217133217/http://exoplanet.eu/papers/exo_science.pdf |data=17-12-2008 }})</ref><ref>{{citar comunicado de imprensa|url=http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231 |título=Astronomers capture first image of newly-discovered solar system |publicado=W. M. Keck Observatory |data=13-10-2008 |acessodata=2008-10-13 |urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20131126160805/http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231 |arquivodata=26-11-2013 }}</ref> No mesmo dia, 13 de novembro de 2008, foi anunciado que o [[Telescópio Espacial Hubble]] observou diretamente um [[exoplaneta]] ([[Fomalhaut b]]) orbitando [[Fomalhaut]], com massa não superior a {{Massa de Júpiter|3}}.<ref>{{citar web|título=Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/fomalhaut.html |acessodata=13-11-2008 }}</ref> Ambos os sistemas são cercados por discos não muito diferentes do [[cinturão de Kuiper]].

Em 2009, foi anunciado que a análise de imagens datadas de 2003, revelou um planeta orbitando [[Beta Pictoris]].

Em 2012, foi anunciado que um planeta "[[Super-Júpiter]]" com uma massa de cerca de {{Massa de Júpiter|12.8}} orbitando [[Kappa Andromedae]] foi fotografado diretamente usando o [[Telescópio Subaru]] no [[Havaí]].<ref>{{citar web|título=Direct Imaging of a Super-Jupiter Around a Massive Star|url=http://subarutelescope.org/Pressrelease/2012/11/19/index.html|acessodata=2012-11-19}}</ref><ref>{{citar web|título=NASA – Astronomers Directly Image Massive Star's 'Super Jupiter'|url=http://www.nasa.gov/topics/universe/features/super-jupiter_prt.htm|publicado=NASA.com|acessodata=2012-11-19|autor=Francis Reddy|data=19-11-2012}}</ref> Ele orbita sua estrela hospedeira a uma distância de cerca de 55 UA, ou quase o dobro da distância de [[Netuno (planeta)|Netuno]] do [[Sol]].

Um sistema adicional, [[Gliese 758]], foi fotografado em novembro de 2009, por uma equipe usando o instrumento [[Telescópio Subaru#Instrumentos|HiCIAO]] do Telescópio Subaru, mas era uma [[anã marrom]].<ref name="subaru-image">{{citar periódico|último=Thalmann |primeiro=Christian |arxiv=0911.1127 |título=Discovery of the Coldest Imaged Companion of a Sun-Like Star |periódico=The Astrophysical Journal |volume=707 |número=2 |páginas=L123–L127 |data=2009 |display-authors=4 |autor2=Joseph Carson |autor3=Markus Janson |autor4=Miwa Goto |autor5=Michael McElwain |autor6=Sebastian Egner |autor7=Markus Feldt |autor8=Jun Hashimoto |autor9=Yutaka Hayano |último10=Henning |primeiro10=Thomas |último11= Hodapp |primeiro11=Klaus W. |último12=Kandori |primeiro12=Ryo |último13=Klahr |primeiro13=Hubert |último14=Kudo |primeiro14=Tomoyuki |último15=Kusakabe |primeiro15=Nobuhiko |último16=Mordasini |primeiro16=Christoph |último17=Morino |primeiro17=Jun-Ichi |último18=Suto |primeiro18=Hiroshi |último19=Suzuki |primeiro19=Ryuji |último20=Tamura |primeiro20=Motohide |doi=10.1088/0004-637X/707/2/L123 |bibcode=2009ApJ...707L.123T|s2cid=116823073 }}</ref>

Outros exoplanetas possíveis que foram fotografados diretamente incluem [[GQ Lupi b]], [[AB Pictoris b]] e [[SCR 1845 b]].<ref>{{citar periódico|autor=R. Neuhauser |display-authors=4 |autor2=E. W. Guenther |autor3=G. Wuchterl |autor4=M. Mugrauer |autor5=A. Bedalov |autor6=P.H. Hauschildt |título=Evidence for a co-moving sub-stellar companion of GQ Lup |periódico=Astronomy & Astrophysics |data=2005 | volume=435 |número= 1|páginas=L13–L16 | url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2005/19/aagj061/aagj061.html | doi=10.1051/0004-6361:200500104 | bibcode=2005A&A...435L..13N|arxiv = astro-ph/0503691 |s2cid=7444394 }}</ref> Em março de 2006, nenhum foi confirmado como planeta; em vez disso, elas podem ser pequenas anãs marrons.<ref>{{citar web |título=Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet? |data=7-04-2005 |obra=ESO Website | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-09-05.html |acessodata=2006-07-04 |arquivourl=https://www.webcitation.org/6AeirFCBn?url=http://www.eso.org/public/news/eso0511/ |arquivodata=13-09-2012 |urlmorta= sim}}</ref><ref>{{citar periódico|autor=M. Janson |autor2=W. Brandner |autor3=T. Henning |autor4= H. Zinnecker |título=Early ComeOn+ adaptive optics observation of GQ Lupi and its substellar companion |periódico=Astronomy & Astrophysics |data=2005 | volume=453 |número=2 |páginas=609–614 | url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2006/26/aa4475-05/aa4475-05.html | doi=10.1051/0004-6361:20054475 | bibcode=2006A&A...453..609J|arxiv = astro-ph/0603228 |s2cid=18024395 }}</ref>

==== Instrumentos de imagem ====
[[Imagem:VLT image of exoplanet HD 95086 b.jpg|thumb|left|Imagem do exoplaneta [[HD 95086 b]] usando o [[VLT]]<ref>{{citar jornal|título=Lightest Exoplanet Imaged So Far?|url=http://www.eso.org/public/news/eso1324/|acessodata=5-06-2013|jornal=ESO Press Release}}</ref>]]
Alguns projetos para equipar telescópios com instrumentos capazes de gerar imagens de planetas incluem os telescópios terrestres [[Gemini Planet Imager]], [[Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research|VLT-SPHERE]], o instrumento [[Telescópio Subaru#Instrumentos|Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO)]], [[Observatório Palomar|Palomar Project 1640]] e o telescópio espacial [[Nancy Grace Roman Space Telescope|WFIRST]]. A [[Missão New Worlds]] propõe um grande ocultor no espaço projetado para bloquear a luz de estrelas próximas a fim de observar seus planetas em órbita. Isso pode ser usado com telescópios existentes, já planejados ou novos, construídos especificamente.

Em 2010, uma equipe do [[Laboratório de Propulsão a Jato]] da [[NASA]] demonstrou que um [[coronógrafo de vórtice]] poderia permitir que pequenos escopos visualizassem planetas diretamente.<ref>{{citar web|url=https://www.space.com/8216-method-photograph-earth-planets.html|título=New method could image Earth-like planets|obra=space.com}}</ref> Eles fizeram isso por imagens dos planetas de [[HR 8799]] previamente fotografados, usando apenas uma porção de 1.5 metro de largura do [[Telescópio Hale]].

Outra abordagem promissora é a [[Nuller#Interferometria|anulação da interferometria]].<ref>{{citar web|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-207|título=News - Earth-like Planets May Be Ready for Their Close-Up|obra=NASA/JPL}}</ref>

Também foi proposto que os telescópios espaciais que focalizam a luz usando [[Imageador Fresnel|placas de zona]] em vez de espelhos forneceriam imagens de maior contraste e seriam mais baratos para serem lançados no espaço devido à capacidade de dobrar a placa de zona de folha leve.<ref>[http://www.economist.com/node/21556552 Twinkle, twinkle, little planet], The Economist, 9 June 2012</ref>

=== Polarimetria ===
{{artigo principal|Polarimetria}}
A luz emitida por uma [[estrela]] não é polarizada, ou seja, a direção de oscilação da onda de luz é aleatória. No entanto, quando a luz é refletida na [[atmosfera]] de um [[planeta]], as ondas de luz interagem com as moléculas na atmosfera e se tornam polarizadas.<ref>{{citar periódico|autor=Schmid, H. M. |título=Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry |periódico=Direct Imaging of Exoplanets: Science & Techniques. Proceedings of the IAU Colloquium #200 |data=2006 |volume=1 |número=C200 |páginas=165–170 |bibcode=2006dies.conf..165S |doi=10.1017/S1743921306009252 |último2=Beuzit |primeiro2=J.-L. |último3=Feldt |primeiro3=M. |display-authors=3 |último4=Gratton |primeiro4=R. |último5=Henning |primeiro5=Th. |último6=Joos |primeiro6=F. |último7=Kasper |primeiro7=M. |último8=Lenzen |primeiro8=R. |último9=Mouillet |primeiro9=D. |último10=Moutou |primeiro10=C. |último11=Quirrenbach |primeiro11=A. |último12=Stam |primeiro12=D. M. |último13=Thalmann |primeiro13=C. |último14=Tinbergen |primeiro14=J. |último15=Verinaud |primeiro15=C. |último16=Waters |primeiro16=R. |último17=Wolstencroft |primeiro17=R.|doi-access=free }}</ref>

Ao analisar a polarização na luz combinada do planeta e da estrela (cerca de uma parte em um milhão), essas medições podem, em princípio, ser feitas com sensibilidade muito alta, pois a [[polarimetria]] não é limitada pela estabilidade da [[atmosfera da Terra]]. Outra grande vantagem é que a polarimetria permite determinar a composição da atmosfera do planeta. A principal desvantagem é que não será capaz de detectar planetas sem atmosferas. Planetas maiores e planetas com [[albedo]] mais alto são mais fáceis de detectar por polarimetria, pois refletem mais luz.

Dispositivos astronômicos usados para polarimetria, chamados polarímetros, são capazes de detectar luz polarizada e rejeitar feixes não polarizados. Grupos como [[ZIMPOL/CHEOPS]]<ref>{{citar periódico|autor=Schmid, H. M. |título=ZIMPOL/CHEOPS: a Polarimetric Imager for the Direct Detection of Extra-solar Planets |periódico=Astronomical Polarimetry: Current Status and Future Directions ASP Conference Series |data=2004 | volume=343 |páginas=89 | bibcode=2005ASPC..343...89S |último2=Gisler |último3=Joos |último4=Povel |último5=Stenflo |último6=Feldt |último7=Lenzen |último8=Brandner |último9=Tinbergen
| display-authors=3 |último10=Quirrenbach |primeiro10=A. |último11=Stuik |primeiro11=R. |último12=Gratton |primeiro12=R. |último13=Turatto |primeiro13=M. |último14=Neuhäuser |primeiro14=R. }}</ref> e [[PlanetPol]]<ref>{{citar periódico|autor=Hough, J. H.  |display-authors=4 |autor2=Lucas, P. W. |autor3=Bailey, J. A. |autor4=Tamura, M. |autor5=Hirst, E. |autor6=Harrison, D. |autor7=Bartholomew-Biggs, M. |título=PlanetPol: A Very High Sensitivity Polarimeter |periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |data=2006 | volume=118 |número=847 |páginas=1302–1318 | bibcode=2006PASP..118.1302H | doi=10.1086/507955
| doi-access=free }}</ref> estão atualmente usando polarímetros para procurar [[exoplaneta]]s. A primeira detecção bem-sucedida de um exoplaneta usando esse método ocorreu em 2008, quando [[HD 189733 b]], um planeta descoberto três anos antes, foi detectado usando polarimetria.<ref>{{citar periódico|periódico=The Astrophysical Journal |volume=673 |número=1 |data=20-01-2008 |título=First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere |primeiro=Svetlana V. |último=Berdyugina |autor2=Andrei V. Berdyugin |autor3=Dominique M. Fluri |autor4=Vilppu Piirola |doi=10.1086/527320 |páginas=L83 |bibcode=2008ApJ...673L..83B |arxiv=0712.0193 |s2cid=14366978 }}</ref> No entanto, ainda não foram descobertos novos planetas usando este método.

=== Astrometria ===
[[Imagem:orbit3.gif|thumb|right|200px|Neste diagrama, um [[planeta]] (objeto menor) orbita uma [[estrela]], que se move em uma pequena órbita. O [[centro de massa]] do sistema é mostrado com uma linha vermelha. (Neste caso, está sempre dentro da estrela)]]
{{artigo principal|Astrometria}}
Este método consiste em medir com precisão a posição de uma [[estrela]] no céu e observar como essa posição muda ao longo do tempo. Originalmente, isso era feito visualmente, com registros escritos à mão. No final do século XIX, esse método utilizava chapas fotográficas, melhorando muito a precisão das medições, além de criar um arquivo de dados. Se uma estrela tem um [[planeta]], então a influência gravitacional do planeta fará com que a própria estrela se mova em uma pequena [[órbita circular]] ou [[Órbita elíptica|elíptica]]. Efetivamente, estrela e planeta orbitam cada um em torno de seu [[centro de massa]] mútuo ([[baricentro]]), conforme explicado pelas soluções para o [[problema dos dois corpos]]. Como a estrela é muito mais massiva, sua órbita será muito menor.<ref name="EXP2">{{citar web |primeiro= Amir |último= Alexander|título=Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting | url=http://www.planetary.org/explore/topics/extrasolar_planets/extrasolar/astrometry.html |publicado=The Planetary Society |acessodata= 2006-09-10 }}</ref> Frequentemente, o centro de massa mútuo estará dentro do raio do corpo maior. Consequentemente, é mais fácil encontrar planetas em torno de estrelas de baixa massa, especialmente [[anãs marrons]].

[[Imagem:Solar system barycenter.svg|thumb|right|200px|Movimento do [[centro de massa]] ([[baricentro]]) do [[Sistema Solar]] em relação ao [[Sol]]]]

A astrometria é o método de pesquisa mais antigo para [[exoplaneta]]s e foi originalmente popular devido ao seu sucesso na caracterização de sistemas [[Estrela binária#Binárias astrométricas|estelares binários astrométricos]]. Ela remonta pelo menos a declarações feitas por [[William Herschel]] no final do século XVIII. Ele alegou que um ''companheiro invisível'' estava afetando a posição da estrela que ele catalogou como [[70 Ophiuchi]]. O primeiro cálculo astrométrico formal conhecido para um exoplaneta foi feito por [[William Stephen Jacob]] em 1855 para esta estrela.<ref>{{citar periódico|título=On certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi|autor=Jacob, W. S.|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume=15|número=9|páginas=228–230|data=junho de 1855| bibcode=1855MNRAS..15..228J|doi = 10.1093/mnras/15.9.228 | doi-access=free}}</ref> Cálculos semelhantes foram repetidos por outros por mais meio século<ref name="See" /> até finalmente serem refutados no início do século XX.<ref>{{citar periódico|url=http://www.shpltd.co.uk/jha.pdf |periódico=Journal for the History of Astronomy |título=A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See |último=Sherrill |primeiro=Thomas J. |data= 1999 |volume=30 |acessodata=2007-08-27 |doi=10.1177/002182869903000102 |páginas=25–50|bibcode=1999JHA....30...25S|s2cid=117727302 }}</ref><ref>{{citar periódico|último=Heintz |primeiro=W.D. |data=junho de 1988 |título=The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited |páginas=140 |periódico=[[Journal of the Royal Astronomical Society of Canada]] |volume=82 |número=3 |bibcode=1988JRASC..82..140H}}</ref> Por dois séculos, circularam alegações da descoberta de ''companheiros invisíveis'' em órbita em torno de sistemas estelares próximos que todos teriam sido encontrados usando esse método,<ref name="See">{{citar periódico|último=See |primeiro=Thomas Jefferson Jackson |autorlink=Thomas Jefferson Jackson See |data=1896 |título=Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body |periódico=The Astronomical Journal |volume=16 |páginas=17 |doi=10.1086/102368 |bibcode=1896AJ.....16...17S}}</ref> culminando no proeminente anúncio de 1996, de vários planetas orbitando a estrela próxima [[Lalande 21185]] por [[George G. Gatewood]].<ref name="AAS">{{citar periódico|título= Lalande 21185|autor=Gatewood, G.|periódico=Bulletin of the American Astronomical Society| volume=28|páginas=885|data=maio de 1996| bibcode=1996AAS...188.4011G}}</ref><ref>{{citar jornal|título=Data Seem to Show a Solar System Nearly in the Neighborhood|obra=The New York Times|autor=John Wilford |data=12-06-1996|acessodata=2009-05-29|página=1|url=https://www.nytimes.com/1996/06/12/us/data-seem-to-show-a-solar-system-nearly-in-the-neighborhood.html}}</ref> Nenhuma dessas alegações sobreviveu ao escrutínio de outros astrônomos, e a técnica caiu em descrédito.<ref>{{citar livro|autor=Alan Boss|título=The Crowded Universe|publicado=Basic Books|data=2-02-2009|isbn= 978-0-465-00936-7}}</ref> Infelizmente, as mudanças na posição estelar são tão pequenas, e as distorções atmosféricas e sistemáticas tão grandes, que mesmo os melhores [[telescópios terrestres]] não conseguem produzir medições suficientemente precisas. Todas as alegações de um ''companheiro planetário'' de menos de 0.1 [[massa solar]], como a massa do planeta, feitas antes de 1996 usando este método são provavelmente espúrias. Em 2002, o [[Telescópio Espacial Hubble]] conseguiu usar a astrometria para caracterizar um planeta descoberto anteriormente em torno da estrela [[Gliese 876]].<ref>{{citar periódico|autor=Benedict |título=A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities |periódico=The Astrophysical Journal Letters | volume=581 |número=2 |data=2002 |páginas=L115–L118 | doi=10.1086/346073 |último2=McArthur |primeiro2=B. E. |último3=Forveille |primeiro3=T. |último4=Delfosse |primeiro4=X. |último5=Nelan |primeiro5=E. |último6=Butler |primeiro6=R. P. |último7=Spiesman |primeiro7=W. |último8=Marcy |primeiro8=G. |último9=Goldman |primeiro9=B. |último10=Perrier |primeiro10=C. |último11=Jefferys |primeiro11=W. H. |último12=Mayor |primeiro12=M. | bibcode=2002ApJ...581L.115B|arxiv = astro-ph/0212101 | s2cid=18430973 | display-authors=1 }}</ref>

Espera-se que o [[telescópio espacial]] [[Gaia (sonda espacial)|Gaia]], lançado em 2013, encontre milhares de planetas via astrometria, mas antes do lançamento do Gaia, nenhum planeta detectado pela astrometria havia sido confirmado.

O [[Space Interferometry Mission|SIM PlanetQuest]] era um projeto da [[NASA]] (cancelado em 2010) que teria recursos de descoberta de exoplanetas semelhantes ao Gaia.

Uma vantagem potencial do método astrométrico é que ele é mais sensível a planetas com grandes órbitas. Isso o torna complementar a outros métodos que são mais sensíveis a planetas com órbitas pequenas. No entanto, serão necessários tempos de observação muito longos, anos e possivelmente décadas, já que planetas distantes o suficiente de sua estrela para permitir a detecção via astrometria também levam muito tempo para completar uma órbita.

Planetas que orbitam em torno de uma das estrelas em sistemas binários são mais facilmente detectáveis, pois causam perturbações nas órbitas das próprias estrelas. No entanto, com este método, são necessárias observações de acompanhamento para determinar em qual estrela o planeta orbita.

Em 2009, foi anunciada a descoberta de [[VB 10#Reivindicações de um sistema planetário|VB 10b]] por astrometria. Este objeto planetário, orbitando a estrela [[anã vermelha]] de baixa massa [[VB 10]], foi relatado como tendo uma massa sete vezes maior que a de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Se confirmado, este seria o primeiro exoplaneta descoberto por astrometria, dos muitos que foram reivindicados ao longo dos anos.<ref>{{citar periódico|título=An Ultracool Star's Candidate Planet |url=http://steps.jpl.nasa.gov/links/docs/pravdoshaklan09vb10b.pdf |data=2009 |páginas=623–632 |volume=700 |número=1 |periódico=[[The Astrophysical Journal]] |último1=Pravdo |primeiro1=Steven H. |último2=Shaklan |primeiro2=Stuart B. |acessodata=2009-05-30 |doi=10.1088/0004-637X/700/1/623 |bibcode=2009ApJ...700..623P |arxiv=0906.0544 |s2cid=119239022 |urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20090604100620/http://steps.jpl.nasa.gov/links/docs/pravdoshaklan09vb10b.pdf |arquivodata=4-06-2009 }}</ref><ref>{{citar web|url=http://planetquest.jpl.nasa.gov/news/firstFind.cfm|título=First find Planet-hunting method succeeds at last|data=28-05-2009|publicado=NASA PlanetQuest|acessodata=2009-05-29|urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20090904010715/http://planetquest.jpl.nasa.gov/news/firstFind.cfm|arquivodata=4-09-2009}}</ref> No entanto, estudos recentes independentes da [[velocidade radial]] descartam a existência do planeta reivindicado.<ref name="crires-no">{{citar periódico|último=Bean |primeiro=J. |arxiv=0912.0003 |título=The Proposed Giant Planet Orbiting VB 10 Does Not Exist |data=2009 |display-authors=4 |autor2=Andreas Seifahrt |autor3=Henrik Hartman |autor4=Hampus Nilsson |autor5=Ansgar Reiners |autor6=Stefan Dreizler |autor7=Henry |autor8=Guenter Wiedemann |periódico=The Astrophysical Journal |volume=711 |número=1 |páginas=L19 |doi=10.1088/2041-8205/711/1/L19 |bibcode=2010ApJ...711L..19B }}</ref><ref name="vb10orvs">{{citar periódico|último=Anglada-Escude |primeiro=G. |arxiv=1001.0043 |título=Strong Constraints to the Putative Planet Candidate around VB 10 Using Doppler Spectroscopy |periódico=The Astrophysical Journal |volume=711 |número=1 |páginas=L24 |data=2010 |display-authors=4 |autor2=Shkolnik |autor3=Weinberger |autor4=Thompson |autor5=Osip |autor6=Debes |doi=10.1088/2041-8205/711/1/L24 |bibcode = 2010ApJ...711L..24A |s2cid=119210331 }}</ref>

Em 2010, seis estrelas binárias foram medidas astrometricamente. Um dos sistemas estelares, chamado [[HD 176051]], foi encontrado com "alta confiança" para ter um planeta.<ref>{{citar periódico|arxiv=1010.4048|último1= Muterspaugh|primeiro1= Matthew W.|título= The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems |periódico= The Astronomical Journal|volume= 140|número= 6|páginas= 1657|último2=  Lane|primeiro2= Benjamin F.|último3=  Kulkarni|primeiro3= S. R.|último4= Konacki|primeiro4= Maciej|último5=  Burke|primeiro5= Bernard F.|último6=  Colavita|primeiro6= M. M.|último7=  Shao|primeiro7= M.|último8=  Hartkopf|primeiro8= William I.|último9=  Boss|primeiro9= Alan P.|último10=  Williamson|primeiro10= M.|ano= 2010|doi= 10.1088/0004-6256/140/6/1657|bibcode = 2010AJ....140.1657M |s2cid= 59585356}}</ref>

Em 2018, um estudo comparando observações da [[sonda espacial]] [[Gaia (sonda espacial)|Gaia]] com dados do [[Hipparcos]] para o sistema [[Beta Pictoris]] foi capaz de medir a massa de [[Beta Pictoris b]], restringindo-a a {{val|11|2}} [[massas de Júpiter]].<ref>{{citar periódico|último1=Snellen |primeiro1=Ignas |último2=Brown |primeiro2=Anthony |título=The mass of the young planet Pictoris b through the astrometric motion of its host star |periódico=Nature Astronomy |volume=2 |número=11 |páginas=883–886 |data=20-08-2018 |doi=10.1038/s41550-018-0561-6 |arxiv=1808.06257 |issn=2397-3366 |bibcode=2018NatAs...2..883S|s2cid=118896628 }}</ref> Isso está de acordo com as estimativas de massa anteriores de aproximadamente 13 massas de Júpiter.

A combinação de velocidade radial e astrometria foi usada para detectar e caracterizar alguns planetas de curto período, embora nenhum Júpiter frio tenha sido detectado de maneira semelhante antes. Em 2019, os dados da sonda espacial Gaia e seu antecessor Hipparcos foram complementados com dados do [[High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher|HARPS]] permitindo uma melhor descrição de [[Epsilon Indi#Companheiros|ε Indi Ab]] como o exoplaneta semelhante a Júpiter mais próximo com uma massa de 3 Júpiter em uma órbita ligeiramente excêntrica com um [[período orbital]] de 45 anos.<ref name="Feng2019">{{Citation |título=Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=490 |número=4 |páginas=5002–5016 |primeiro1=Fabo |último1=Feng |primeiro2=Guillem  |último2=Anglada-Escudé |primeiro3=Mikko |último3=Tuomi |primeiro4=Hugh R. A. |último4=Jones |primeiro5=Julio |último5=Chanamé |primeiro6=Paul R. |último6=Butler |primeiro7=Markus |último7=Janson | arxiv=1910.06804 |data=14-10-2019 | doi=10.1093/mnras/stz2912 | bibcode=2019MNRAS.490.5002F | s2cid=204575783 }}</ref>

=== Eclipse de raios X ===
Em setembro de 2020, foi anunciada a detecção de um planeta candidato orbitando o [[Binário de raio X#Binário de raios X de alta massa|binário de raios X de alta massa]] [[M51-ULS-1]] na [[Galáxia do Rodamoinho]]. O planeta foi detectado por [[Trânsito astronômico|eclipses]] da fonte de raios X, que consiste em um [[remanescente estelar]] (uma [[estrela de nêutrons]] ou um [[buraco negro]]) e uma estrela massiva, provavelmente uma [[Supergigante azul|supergigante]] de [[Classificação estelar#Classe B|classe B]]. Este é o único método capaz de detectar um planeta em outra [[galáxia]].<ref name="DiStefano2020">{{citar arXiv|último=Di Stefano |primeiro=R. |display-authors=etal |eprint=2009.08987 |título=M51-ULS-1b: The First Candidate for a Planet in an External Galaxy |class=astro-ph.HE |data=18-09-2020}}</ref>

=== Cinemática do disco ===
Os planetas podem ser detectados pelas lacunas que produzem nos [[discos protoplanetários]].<ref>[https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aac6d7 A Kinematical Detection of Two Embedded Jupiter-mass Planets in HD 163296], Richard Teague, Jaehan Bae, Edwin A. Bergin, Tilman Birnstiel, and Daniel Foreman-Mackey, 2018 June 13, The Astrophysical Journal Letters, Volume 860, Number 1</ref><ref>[https://arxiv.org/abs/1907.02538 Kinematic detection of a planet carving a gap in a protoplanetary disc], C. Pinte, G. van der Plas, F. Menard, D.J. Price, V. Christiaens, T. Hill, D. Mentiplay, C. Ginski, E. Choquet, Y. Boehler, G.Duchene, S. Perez, S. Casassus, 4 Jul 2019</ref>

== Outros métodos possíveis ==
=== Detecção de eco de explosões e variabilidade ===
Eventos de variabilidade não periódicos, como explosões, podem produzir ecos extremamente fracos na curva de luz se refletirem em um [[exoplaneta]] ou outro meio de dispersão no [[sistema estelar]].<ref>{{citar periódico|último=Argyle |primeiro=Edward |título=On the observability of extrasolar planetary systems |periódico=Icarus |publicado=Elsevier BV | volume=21 |número=2 |ano=1974 | issn=0019-1035 | doi=10.1016/0019-1035(74)90138-9 |páginas=199–201 | bibcode=1974Icar...21..199A }}</ref><ref name="Bromley 1992">{{citar periódico|último=Bromley |primeiro=Benjamin C. |título=Detecting faint echoes in stellar-flare light curves |periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |publicado=IOP Publishing | volume=104 |ano=1992 | issn=0004-6280 | doi=10.1086/133089 |página=1049| bibcode=1992PASP..104.1049B }}</ref><ref name="Gaidos 1994">{{citar periódico|último=Gaidos |primeiro=Eric J. |título=Light Echo Detection of Circumstellar Disks around Flaring Stars |periódico=Icarus |publicado=Elsevier BV | volume=109 |número=2 |ano=1994 | issn=0019-1035 | doi=10.1006/icar.1994.1101 |páginas=382–392| bibcode=1994Icar..109..382G }}</ref><ref name="Sugerman 2003">{{citar periódico|último=Sugerman |primeiro=Ben E. K. |título=Observability of Scattered-Light Echoes around Variable Stars and Cataclysmic Events |periódico=The Astronomical Journal | volume=126 |número=4 |ano=2003 | issn=0004-6256 | doi=10.1086/378358 |páginas=1939–1959| arxiv=astro-ph/0307245 | bibcode=2003AJ....126.1939S | s2cid=9576707 }}</ref> Mais recentemente, motivados pelos avanços na instrumentação e tecnologias de processamento de sinais, prevê-se que os ecos de exoplanetas sejam recuperáveis a partir de medições [[Espectroscopia|espectroscópicas]] e [[Fotometria (astronomia)|fotométricas]] de alta cadência de sistemas estelares ativos, como as anãs M.<ref>{{citar periódico|último1=Mann |primeiro1=Chris |título=Stellar Echo Imaging of Exoplanets |publicado=NASA |ref=HQ-E-DAA-TN39155|hdl=2060/20170002797 }}</ref><ref name="Sparks White Lupu Ford">{{citar periódico|último1=Sparks |primeiro1=William B. |último2=White |primeiro2=Richard L. |último3=Lupu |primeiro3=Roxana E. |último4=Ford |primeiro4=Holland C. |título=The Direct Detection and Characterization of M-dwarf Planets Using Light Echoes |periódico=The Astrophysical Journal |publicado=American Astronomical Society | volume=854 |número=2 |data=2018-02-20 | issn=1538-4357 | doi=10.3847/1538-4357/aaa549 |página=134| arxiv=1801.01144 | bibcode=2018ApJ...854..134S | s2cid=119397912 }}</ref><ref name="Mann Tellesbo Bromley Kenyon">{{citar periódico|último1=Mann |primeiro1=Chris |último2=Tellesbo |primeiro2=Christopher A. |último3=Bromley |primeiro3=Benjamin C. |último4=Kenyon |primeiro4=Scott J. |título=A Framework for Planet Detection with Faint Light-curve Echoes |periódico=The Astronomical Journal |publicado=American Astronomical Society | volume=156 |número=5 |data=2018-10-12 | issn=1538-3881 | doi=10.3847/1538-3881/aadc5e |página=200| arxiv=1808.07029 | bibcode=2018AJ....156..200M | s2cid=119016095 }}</ref> Esses ecos são teoricamente observáveis em todas as [[inclinações orbitais]].

=== Imagens de trânsito ===
Um conjunto de [[Interferometria|interferômetros]] ópticos/infravermelhos não coleta tanta luz quanto um único telescópio de tamanho equivalente, mas tem a resolução de um único telescópio do tamanho do conjunto. Para estrelas brilhantes, esse poder de resolução pode ser usado para criar imagens da superfície de uma estrela durante um evento de trânsito e ver a sombra do planeta em trânsito. Isso poderia fornecer uma medida direta do raio angular do planeta e, via [[paralaxe]], seu raio real. Isso é mais preciso do que as estimativas de raio baseadas em [[#Fotometria de trânsito|fotométricas de trânsito]], que dependem de estimativas de raio estelar que dependem de modelos de características estelares. A imagem também fornece uma determinação mais precisa da inclinação do que a fotometria.<ref>{{citar periódico|arxiv=1405.1983 |último1= van Belle |primeiro1= Gerard T. |título= Direct Imaging of Planet Transit Events |periódico= Proceedings of the International Astronomical Union |volume= 8 |páginas= 378–381 |autor2= Kaspar von Braun |último3= Boyajian |primeiro3= Tabetha |último4= Schaefer |primeiro4= Gail |ano= 2014 |doi= 10.1017/S1743921313013197 |bibcode= 2014IAUS..293..378V |s2cid= 118316923 }}</ref>

=== Emissões de rádio magnetosféricas ===
As emissões de rádio das magnetosferas podem ser detectadas com futuros radiotelescópios. Isso poderia permitir a determinação da taxa de rotação de um planeta, que é difícil de detectar de outra forma.<ref>{{citar web| url=http://www.ece.vt.edu/swe/lwa/memo/lwa0013.pdf |título=Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects|obra=NRL, NASA/GSFC, NRAO, Observatoìre de Paris|acessodata=2008-10-15}}</ref>

=== Emissões de rádio de aurora boreal ===
Emissões de [[Rádio (telecomunicações)|rádio]] de [[auroras boreais]] de [[planetas gigantes]] com fontes de [[plasma]], como a lua vulcânica de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] [[Io (satélite)|Io]], podem ser detectadas com [[radiotelescópios]] como o [[Low-Frequency Array|LOFAR]].<ref>{{citar periódico|título=Magnetosphere–ionosphere coupling at Jupiter-like exoplanets with internal plasma sources: implications for detectability of auroral radio emissions|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=414|número=3|páginas=2125–2138|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x|ano=2011|último1=Nichols|primeiro1=J. D.|arxiv = 1102.2737 |bibcode = 2011MNRAS.414.2125N |s2cid=56567587}}</ref><ref>[http://www.redorbit.com/news/space/2031221/radio_telescopes_could_help_find_exoplanets/ Radio Telescopes Could Help Find Exoplanets], RedOrbit – 18 April 2011</ref>

=== Interferometria óptica ===
Em março de 2019, os astrônomos do [[ESO]], empregando o [[Very Large Telescope#Instrumentos|instrumento GRAVITY]] em seu Interferômetro do [[Very Large Telescope]], anunciaram a primeira detecção direta de um [[exoplaneta]], [[HR 8799 e]], usando [[Interferometria|interferometria óptica]].<ref name="EA-20190327">{{citar jornal|autor=European Southern Observatory |título=GRAVITY instrument breaks new ground in exoplanet imaging - Cutting-edge VLTI instrument reveals details of a storm-wracked exoplanet using optical interferometry |url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2019-03/e-gib032619.php |data=27-03-2019 |obra=[[EurekAlert!]] |acessodata=27-03-2019 |autorlink=European Southern Observatory }}</ref>

=== Interferometria modificada ===
Ao observar as oscilações de um interferograma usando um [[Espectrômetro de Transformada de Fourier]], uma sensibilidade aprimorada pode ser obtida para detectar sinais fracos de [[exoplaneta]]s [[Análogo à Terra|semelhantes à Terra]].<ref>{{citar periódico|doi=10.1088/0004-6256/144/3/71|título=Enhanced Interferometric Identification of Spectra in Habitable Extrasolar Planets |periódico=The Astronomical Journal|volume=144|número=3|páginas=71|ano=2012|último1=Schwartz |primeiro1=Eyal|último2=Lipson |primeiro2=Stephen G.|último3=Ribak|primeiro3=Erez N.|s2cid=59493938|bibcode = 2012AJ....144...71S }}</ref>

== Detecção de exoasteroides e discos de detritos ==
[[Imagem:Massive Smash-Up at Vega.jpg|thumb|250px|right|Concepção artística de dois [[planetas anões]] do tamanho de [[Plutão]] em colisão em torno de [[Vega (estrela)|Vega]]]]
=== Discos circunstelares ===
Discos de [[poeira espacial]] ([[discos de detritos]]) cercam muitas [[estrela]]s. A poeira pode ser detectada porque absorve a luz estelar comum e a reemite como [[radiação infravermelha]]. Mesmo que as partículas de poeira tenham uma massa total bem menor que a da [[Terra]], elas ainda podem ter uma área de superfície total grande o suficiente para ofuscar sua estrela hospedeira em comprimentos de onda infravermelhos.<ref name="greaveswyatt04">{{citar periódico|autor=J.S. Greaves |autor2=M.C. Wyatt |autor3=W.S. Holland |autor4=W.F.R. Dent |título=The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=351 |data=2004 |número=3 |páginas=L54 – L58 | doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x | bibcode=2004MNRAS.351L..54G| doi-access=free }}</ref>

O [[Telescópio Espacial Hubble]] é capaz de observar discos de poeira com seu instrumento [[Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer]] (NICMOS). Imagens ainda melhores foram tiradas por seu instrumento irmão, o [[Telescópio Espacial Spitzer]], e pelo [[Observatório Espacial Herschel]] da [[Agência Espacial Europeia]], que pode ver muito mais profundamente em comprimentos de onda infravermelhos do que o Hubble. Discos de poeira já foram encontrados em torno de mais de 15% das estrelas próximas ao [[Sol]].<ref name="greaveswyatt03">{{citar conferência|primeiro=J.S. |último=Greaves |autor2=M.C. Wyatt |autor3=W.S. Holland |autor4= W.F.R. Dent  |título=Submillimetre Images of the Closest Debris Disks |títulolivro=Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets |publicado=Astronomical Society of the Pacific |data=2003 |páginas=239–244}}</ref>

Acredita-se que a poeira seja gerada por colisões entre [[cometa]]s e [[asteroide]]s. A [[pressão de radiação]] da estrela empurrará as partículas de poeira para o espaço interestelar em uma escala de tempo relativamente curta. Portanto, a detecção de poeira indica reabastecimento contínuo por novas colisões e fornece fortes evidências indiretas da presença de pequenos corpos como cometas e asteroides que orbitam a estrela hospedeira.<ref name="greaveswyatt03" /> Por exemplo, o disco de poeira ao redor da estrela [[Tau Ceti]] indica que essa estrela tem uma população de objetos análoga ao [[Cinturão de Kuiper]] do nosso [[Sistema Solar]], mas pelo menos dez vezes mais espesso.<ref name="greaveswyatt04" />

Mais especulativamente, as características dos discos de poeira às vezes sugerem a presença de planetas de tamanho normal. Alguns discos têm uma cavidade central, o que significa que eles são realmente em forma de anel. A cavidade central pode ser causada por um planeta "limpando" a poeira dentro de sua [[órbita]]. Outros discos contêm aglomerados que podem ser causados pela influência gravitacional de um planeta. Ambos os tipos de características estão presentes no disco de poeira ao redor de [[Epsilon Eridani]], sugerindo a presença de um planeta com um raio orbital de cerca de 40 UA ([[unidade astronômica]]) (além do planeta interno detectado pelo método de velocidade radial).<ref name="greavesepseri05">{{citar periódico|autor=Greaves, J. S. |título=Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk |periódico=The Astrophysical Journal Letters |data=2005 | volume=619 |número=2 |páginas=L187–L190 | doi=10.1086/428348 |último2=Holland |primeiro2=W. S. |último3=Wyatt |primeiro3=M. C. |último4=Dent |primeiro4=W. R. F. |último5=Robson |primeiro5=E. I. |último6=Coulson |primeiro6=I. M. |último7=Jenness |primeiro7=T. |último8=Moriarty-Schieven |primeiro8=G. H. |último9=Davis |primeiro9=G. R. |último10=Butner |primeiro10=H. M. |último11=Gear |primeiro11=W. K. |último12=Dominik|primeiro12=C. |último13=Walker |primeiro13=H. J. | bibcode=2005ApJ...619L.187G| display-authors=1 |doi-access=free }}</ref> Esses tipos de interações planeta-disco podem ser modelados numericamente usando técnicas de preparação colisional.<ref>{{citar periódico|título=A New Algorithm for Self-consistent Three-dimensional Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks|data= 2009 |último1=Stark|primeiro1= C. C|último2=Kuchner|primeiro2=M. J|periódico= The Astrophysical Journal|arxiv = 0909.2227|bibcode = 2009ApJ...707..543S |doi = 10.1088/0004-637X/707/1/543|volume=707|número= 1|páginas=543–553 |s2cid = 11458583}}</ref>

=== Contaminação de atmosferas estelares ===
A análise espectral das [[Atmosfera estelar|atmosferas]] das [[anãs brancas]] geralmente encontra contaminação de elementos mais pesados, como [[magnésio]] e [[cálcio]]. Esses elementos não podem se originar do núcleo das [[estrela]]s, e é provável que a contaminação venha de [[asteroide]]s que chegaram muito perto (dentro do [[limite de Roche]]) dessas estrelas por interação gravitacional com [[planeta]]s maiores e foram dilacerados pelas forças de maré da estrela. Até 50% das anãs brancas jovens podem ser contaminadas dessa maneira.<ref>{{citar periódico|último1=Koester|primeiro1=D.|último2=Gänsicke|primeiro2=B. T.|último3=Farihi|primeiro3=J.|data=2014-06-01|título=The frequency of planetary debris around young white dwarfs|periódico=Astronomy & Astrophysics|língua=en|volume=566|páginas=A34|doi=10.1051/0004-6361/201423691|issn=0004-6361|bibcode=2014A&A...566A..34K|arxiv = 1404.2617 |s2cid=119268896}}</ref>

Além disso, a poeira responsável pela poluição atmosférica pode ser detectada por [[radiação infravermelha]] se existir em quantidade suficiente, semelhante à detecção de [[discos de detritos]] ao redor de estrelas da [[sequência principal]]. Dados do [[Telescópio Espacial Spitzer]] sugerem que 1 a 3% das anãs brancas possuem [[poeira circunstelar]] detectável.<ref>{{citar web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/090420-mm-solar-system.html|título=Dead Stars Once Hosted Solar Systems |último=Thompson|primeiro=Andrea|data=20-04-2009|publicado=SPACE.com|acessodata=2009-04-21}}</ref>

Em 2015, [[planetas menores]] foram descobertos transitando pela anã branca [[WD 1145+017]].<ref>{{citar periódico|último1=Vanderburg|primeiro1=Andrew|último2=Johnson|primeiro2=John Asher|último3=Rappaport|primeiro3=Saul|último4=Bieryla|primeiro4=Allyson |último5=Irwin|primeiro5=Jonathan|último6=Lewis|primeiro6=John Arban|último7=Kipping|primeiro7=David|último8=Brown|primeiro8=Warren R.|último9=Dufour |primeiro9=Patrick|data=2015-10-22|título=A disintegrating minor planet transiting a white dwarf|periódico=Nature|língua=en |volume=526 |número=7574|páginas=546–549|doi=10.1038/nature15527|pmid=26490620|issn=0028-0836|bibcode=2015Natur.526..546V|arxiv = 1510.06387 |s2cid=4451207}}</ref> Este material orbita com um período de cerca de 4.5 horas, e as formas das curvas de luz de trânsito sugerem que os corpos maiores estão se desintegrando, contribuindo para a contaminação da atmosfera da anã branca.

== Telescópios espaciais ==
A maioria dos [[exoplaneta]]s confirmados foram encontrados usando [[telescópios espaciais]] (a partir de janeiro de 2015).<ref>{{citar web|url=http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/index.html|título=NASA Exoplanet Archive}}</ref> Muitos dos métodos de detecção podem funcionar de forma mais eficaz com telescópios espaciais que evitam a névoa e a turbulência atmosférica. [[Telescópio espacial CoRoT|CoRoT]] (2007-2012) e [[Kepler (sonda espacial)|Kepler]] foram missões espaciais dedicadas à busca de exoplanetas usando [[Trânsito astronômico|trânsitos]]. CoRoT descobriu cerca de 30 novos exoplanetas. Kepler (2009-2013) e [[Kepler (sonda espacial)#Segunda Luz (K2)|K2]] (2013-presente) descobriram mais de 2.000 exoplanetas verificados.<ref name="NASA-20160510a">{{citar web |url=http://www.nasa.gov/press-release/nasas-kepler-mission-announces-largest-collection-of-planets-ever-discovered |título=NASA's Kepler Mission Announces Largest Collection of Planets Ever Discovered |obra=[[NASA]] |data=10-05-2016|acessodata=10-05-2016}}</ref> O [[Telescópio Espacial Hubble]] e o [[Telescópio espacial MOST|MOST]] também encontraram ou confirmaram alguns planetas. O [[Telescópio Espacial Spitzer]] infravermelho tem sido usado para detectar trânsitos de exoplanetas, bem como [[ocultações]] dos planetas por sua estrela hospedeira e [[curvas de fase]].<ref name=":0" /><ref name="Deming" /><ref>{{citar periódico|último1=Knutson|primeiro1=Heather A.|último2=Charbonneau|primeiro2=David|último3=Allen|primeiro3=Lori E.|último4=Fortney|primeiro4=Jonathan J.|último5=Agol|primeiro5=Eric|último6=Cowan|primeiro6=Nicolas B.|último7=Showman|primeiro7=Adam P.|último8=Cooper|primeiro8=Curtis S.|último9=Megeath|primeiro9=S. Thomas|data=2007-05-10|título=A map of the day–night contrast of the extrasolar planet HD 189733b|periódico=Nature|língua=en|volume=447|número=7141|páginas=183–186|doi=10.1038/nature05782|pmid=17495920|issn=0028-0836|bibcode=2007Natur.447..183K|arxiv = 0705.0993 |s2cid=4402268}}</ref>

A missão [[Gaia (sonda espacial)|Gaia]], lançada em dezembro de 2013,<ref name="rssd.esa.int">[http://www.cosmos.esa.int/web/gaia Gaia Science Homepage]</ref> usará [[astrometria]] para determinar as massas verdadeiras de 1.000 exoplanetas próximos.<ref name="ESA-20121119">{{citar web |autor=Staff |título=Announcement of Opportunity for the Gaia Data Processing Archive Access Co-Ordination Unit |url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51116 |data=19-11-2012 |publicado=[[ESA]] |acessodata=17-03-2013 }}</ref><ref name="ESA-20120130">{{citar web |autor=Staff |título=DPAC Newsletter no. 15 |url=http://www.rssd.esa.int/SA/GAIA/docs/DPAC/web/DPAC_NL_015.pdf |data=30-01-2012|publicado=[[European Space Agency]] |acessodata=16-03-2013}}</ref> [[Transiting Exoplanet Survey Satellite|TESS]], lançado em 2018, [[CHEOPS]] lançado em 2019 e [[PLATO (sonda espacial)|PLATO]] em 2026 usarão o [[método de trânsito]].

== Detecção primária e secundária ==
{| class="wikitable"
|-
! Método
! Primária
! Secundária
|-
| Trânsito
| Eclipse primário. Planeta passa na frente da estrela.
| Eclipse secundário. Estrela passa na frente do planeta.
|-
| Velocidade radial
| Velocidade radial da estrela
| Velocidade radial do planeta.<ref>{{citar periódico|arxiv=1404.5712 |último1=Kawahara |primeiro1=Hajime |título=Spectroscopic Coronagraphy for Planetary Radial Velocimetry of Exoplanets |periódico=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=212 |número=2 |páginas=27 |último2=Murakami |primeiro2=Naoshi |último3=Matsuo |primeiro3=Taro |último4=Kotani |primeiro4=Takayuki |ano=2014 |doi=10.1088/0067-0049/212/2/27 |bibcode = 2014ApJS..212...27K |s2cid=118391661 }}</ref> Isso foi feito para [[Tau Boötis b]].
|-
| Astrometria
| Astrometria da estrela. A posição da estrela se move mais para grandes planetas com grandes órbitas.
| Astrometria do planeta. Astrometria diferencial de cores.<ref>[http://spica.edpsciences.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/spica/pdf/2009/01/spica2009_02005.pdf Characterizing Extra-Solar Planets with Color Differential Astrometry on SPICA], L. Abe1, M. Vannier1, R. Petrov1, K. Enya2 and H. Kataza2, SPICA Workshop 2009</ref> A posição do planeta se move mais rapidamente para planetas com órbitas pequenas. Método teórico, foi proposto para uso na sonda espacial [[SPICA (sonda espacial)|SPICA]].
|}

== Métodos de verificação e falsificação ==
* Verificação por multiplicidade<ref name="kepler1700">{{citar web |último1=Johnson |primeiro1=Michele |último2=Harrington |primeiro2=J.D. |título=NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds |url=http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasas-kepler-mission-announces-a-planet-bonanza/ |data=26-02-2014 |obra=[[NASA]] |acessodata=26-02-2014 }}</ref>
* Assinatura de cor de trânsito<ref>{{citar periódico|arxiv=1405.5354|último1= Tingley|primeiro1= B.|título= Confirmation of an exoplanet using the transit color signature: Kepler-418b, a blended giant planet in a multiplanet system|periódico= Astronomy & Astrophysics|volume= 567|páginas= A14|último2=  Parviainen|primeiro2= H.|último3=  Gandolfi|primeiro3= D.|último4=  Deeg|primeiro4= H. J.|último5=  Pallé|primeiro5= E.|último6=  Montañés Rodriguez|primeiro6= P.|último7=  Murgas|primeiro7= F.|último8=  Alonso|primeiro8= R.|último9=  Bruntt|primeiro9= H.|último10=  Fridlund|primeiro10= M.|ano= 2014|doi= 10.1051/0004-6361/201323175|bibcode = 2014A&A...567A..14T |s2cid= 118668437}}</ref>
* [[Problema inverso#Tomografia Doppler (astrofísica)|Tomografia Doppler]]<ref>[http://repositories.lib.utexas.edu/handle/2152/21310 Doppler tomographic observations of exoplanetary transits], Johnson, Marshall Caleb, 2013</ref>
* Teste de estabilidade dinâmica<ref name="Não_nomeado-y0wv-1"/>
* Distinção entre planetas e atividade estelar<ref>{{citar periódico|arxiv=1409.0021|último1=Robertson|primeiro1=Paul|título=Disentangling Planets and Stellar Activity for Gliese 667C|periódico=The Astrophysical Journal|volume=793|número=2|páginas=L24|último2=Mahadevan|primeiro2=Suvrath|ano=2014|doi=10.1088/2041-8205/793/2/L24|bibcode = 2014ApJ...793L..24R |s2cid=118404871}}</ref>
* Deslocamento de trânsito<ref>{{citar periódico|arxiv=1303.0052 |último1= Bryson |primeiro1= Stephen T. |título= Identification of Background False Positives from Kepler Data |periódico= Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume= 125 |número= 930 |páginas= 889 |último2=  Jenkins |primeiro2= Jon M. |último3=  Gilliland |primeiro3= Ronald L. |último4=  Twicken |primeiro4= Joseph D. |último5= Clarke |primeiro5= Bruce |último6= Rowe |primeiro6= Jason |último7= Caldwell |primeiro7= Douglas |último8= Batalha |primeiro8= Natalie |último9= Mullally |primeiro9= Fergal |último10=  Haas |primeiro10= Michael R. |último11= Tenenbaum |primeiro11= Peter |ano= 2013 |doi= 10.1086/671767 |bibcode = 2013PASP..125..889B |s2cid= 119199796 }}</ref>

== Métodos de caracterização ==
* [[Espectroscopia de absorção]]
* Espectroscopia de emissão,<ref>{{citar periódico|arxiv=1410.1400 |último1= Todorov |primeiro1= Kamen O. |título= Updated Spitzer Emission Spectroscopy of Bright Transiting Hot Jupiter HD189733b |periódico= The Astrophysical Journal |volume= 796 |número= 2 |páginas= 100 |último2= Deming |primeiro2= Drake |último3=  Burrows |primeiro3= Adam S. |último4=  Grillmair |primeiro4= Carl J. |ano= 2014 |doi= 10.1088/0004-637X/796/2/100 |bibcode = 2014ApJ...796..100T |s2cid= 118858441 }}</ref> resolução de fase<ref>{{citar periódico|arxiv=1410.2241|último1= Stevenson|primeiro1= Kevin B.|título= Thermal structure of an exoplanet atmosphere from phase-resolved emission spectroscopy|periódico= Science|volume= 346|número= 6211|páginas= 838–41|último2= Desert|primeiro2= Jean-Michel|último3=  Line|primeiro3= Michael R.|último4=  Bean|primeiro4= Jacob L.|último5=  Fortney|primeiro5= Jonathan J.|último6=  Showman|primeiro6= Adam P.|último7= Kataria|primeiro7= Tiffany|último8= Kreidberg|primeiro8= Laura|último9=  McCullough|primeiro9= Peter R.|último10=  Henry|primeiro10= Gregory W.|último11= Charbonneau|primeiro11= David|último12= Burrows|primeiro12= Adam|último13= Seager|primeiro13= Sara|último14= Madhusudhan|primeiro14= Nikku|último15=  Williamson|primeiro15= Michael H.|último16= Homeier|primeiro16= Derek|ano= 2014|doi= 10.1126/science.1256758|pmid= 25301972|bibcode = 2014Sci...346..838S |s2cid= 511895}}</ref>
* [[Imagem de manchas]]<ref>{{citar periódico|arxiv=1407.1009|doi=10.1088/0004-6256/149/1/24|título=Hubble Space Telescopehigh-Resolution Imaging Ofkeplersmall and Cool Exoplanet Host Stars|periódico=The Astronomical Journal|volume=149|número=1|páginas=24|ano=2014|último1=Gilliland|primeiro1=Ronald L.|último2=Cartier|primeiro2=Kimberly M. S.|último3=Adams|primeiro3=Elisabeth R.|último4=Ciardi|primeiro4=David R.|último5=Kalas|primeiro5=Paul|último6=Wright|primeiro6=Jason T.|bibcode = 2015AJ....149...24G |s2cid=55691820}}</ref>/[[Imagem de sorte]]<ref>{{citar periódico|arxiv=1405.3120|doi=10.1051/0004-6361/201423497|último1= Lillo-Box|primeiro1=J.|título=High-resolution imaging of $Kepler$ planet host candidates. A comprehensive comparison of different techniques|periódico=Astronomy & Astrophysics|volume=566|páginas=A103|último2= Barrado|primeiro2=D.|último3= Bouy|primeiro3=H.|ano=2014|bibcode = 2014A&A...566A.103L |s2cid=55011927}}</ref> para detectar estrelas companheiras que os planetas poderiam estar orbitando em vez da estrela primária, o que alteraria os parâmetros do planeta derivados de parâmetros estelares.
* Efeito fotoexcêntrico<ref>{{citar periódico|arxiv=1412.0014|último1= Price|primeiro1= Ellen M.|título= How Low Can You Go? The Photoeccentric Effect for Planets of Various Sizes|periódico= The Astrophysical Journal|volume= 799|número= 1|páginas= 17|último2=  Rogers|primeiro2= Leslie A.|autor3= John Asher Johnson|último4=  Dawson|primeiro4= Rebekah I.|ano= 2014|doi= 10.1088/0004-637X/799/1/17|bibcode = 2015ApJ...799...17P |s2cid= 26780388}}</ref>
* [[Efeito Rossiter-McLaughlin]]

== Ver também ==
* [[Listas de exoplanetas]]
* [[Exolua]]

{{referências}}

{{Exoplaneta}}
{{Projetos de pesquisa de exoplanetas}}
{{controle de autoridade}}

[[Categoria:Técnicas científicas]]
[[Categoria:Exoplanetologia]]