วิธีการตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบมักอาศัยกลยุทธ์ทางอ้อม กล่าวคือ ไม่ได้ถ่ายภาพดาวเคราะห์โดยตรง แต่ใช้การอนุมานการมีอยู่ของดาวเคราะห์จากสัญญาณอื่น ดาวเคราะห์ทุกดวงเป็นแหล่งกำเนิดแสงที่จางมากเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ แม่ของมัน ตัวอย่างเช่นดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์มีความสว่างมากกว่าแสงสะท้อนจากดาวเคราะห์ใดๆ ที่โคจรอยู่รอบๆ ประมาณหนึ่งพันล้านเท่า นอกจากความยากลำบากโดยธรรมชาติในการตรวจจับแหล่งกำเนิดแสงที่จางมากเช่นนี้แล้วแสงจ้า จากดาวฤกษ์แม่ยังทำให้แสงนั้นจางหายไป ด้วยเหตุผลเหล่านี้ ดาวเคราะห์นอกระบบ ที่รายงานไว้ ณ เดือนมิถุนายน 2025 มี จำนวนน้อยมากที่ถูกตรวจจับโดยตรง และมีจำนวนน้อยกว่านั้นที่สามารถแยกแยะออกจากดาวฤกษ์แม่ได้

วิธีการต่อไปนี้ได้รับการพิสูจน์แล้วว่าประสบความสำเร็จอย่างน้อยหนึ่งครั้งในการค้นพบดาวเคราะห์ดวงใหม่หรือตรวจจับดาวเคราะห์ที่ถูกค้นพบแล้ว:

ดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์โคจรจะเคลื่อนที่ในวงโคจรขนาดเล็กของตัวเองเพื่อตอบสนองต่อแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ ซึ่งนำไปสู่การเปลี่ยนแปลงในความเร็วที่ดาวฤกษ์เคลื่อนที่เข้าหาหรือออกจากโลก กล่าวคือ การเปลี่ยนแปลงเกิดขึ้นในความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์เมื่อเทียบกับโลก ความเร็วเชิงรัศมีสามารถอนุมานได้จากการกระจัดในเส้นสเปกตรัม ของดาวฤกษ์แม่ เนื่องจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ [ ^{1 ] วิธี}การวัดความเร็วเชิงรัศมีจะวัดการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้เพื่อยืนยันการมีอยู่ของดาวเคราะห์โดยใช้ฟังก์ชัน มวลของระบบดาวคู่

ความเร็วของดาวฤกษ์รอบศูนย์กลางมวล ของระบบ นั้นน้อยกว่าความเร็วของดาวเคราะห์มาก เนื่องจากรัศมีวงโคจรของดาวฤกษ์รอบศูนย์กลางมวลนั้นเล็กมาก (ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ด้วยความเร็วประมาณ 13 เมตร/วินาทีเนื่องจากดาวพฤหัสบดี แต่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วเพียงประมาณ 9 เซนติเมตร/วินาทีเนื่องจากโลก) อย่างไรก็ตาม สามารถตรวจจับการเปลี่ยนแปลงความเร็วได้ถึง 3 เมตร/วินาทีหรือน้อยกว่านั้นด้วยเครื่องสเปกโทรเมตร ที่ทันสมัย ​​เช่น เครื่องสเปกโทรเมตร HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) ที่ กล้องโทรทรรศน์ ESOขนาด 3.6 เมตรในหอดูดาว La Sillaประเทศชิลี เครื่องสเปกโทรเมตร HIRESที่กล้องโทรทรรศน์ KeckหรือEXPRESที่กล้องโทรทรรศน์ Lowell Discoveryวิธีที่ง่ายและราคาไม่แพงเป็นพิเศษสำหรับการวัดความเร็วเชิงรัศมีคือ "การแทรกสอดแบบกระจายภายนอก" ^{[ 2 ]}

จนกระทั่งประมาณปี 2012 วิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมี (หรือที่รู้จักกันในชื่อสเปกโทรสโกปีแบบดอปเปลอร์ ) เป็นเทคนิคที่มีประสิทธิภาพมากที่สุดที่นักล่าดาวเคราะห์ใช้ (หลังจากปี 2012 วิธีการสังเกตการณ์การผ่านหน้าของดาวเคราะห์จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์ก็แซงหน้าไป) สัญญาณความเร็วเชิงรัศมีไม่ขึ้นอยู่กับระยะทาง แต่ต้องใช้ สเปกตรัม ที่มีอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวน สูง เพื่อให้ได้ความแม่นยำสูง ดังนั้นโดยทั่วไปจึงใช้กับดาวฤกษ์ที่อยู่ค่อนข้างใกล้เท่านั้น คือประมาณ 160 ปีแสงจากโลก เพื่อค้นหาดาวเคราะห์มวลน้อย นอกจากนี้ยังไม่สามารถสังเกตดาวฤกษ์เป้าหมายหลายดวงพร้อมกันด้วยกล้องโทรทรรศน์เพียงตัวเดียวได้ ดาวเคราะห์ที่มีมวลเท่าดาวพฤหัสบดีสามารถตรวจจับได้รอบดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างออกไปหลายพันปีแสงวิธีนี้ค้นหาดาวเคราะห์มวลมากที่อยู่ใกล้ดาวฤกษ์ได้ง่ายสเปกโทรกราฟ สมัยใหม่ ยังสามารถตรวจจับดาวเคราะห์มวลเท่าดาวพฤหัสบดีที่โคจรอยู่ห่างจากดาวฤกษ์แม่ 10 หน่วยดาราศาสตร์ ได้ง่าย แต่การตรวจจับดาวเคราะห์เหล่านั้นต้องใช้เวลาสังเกตการณ์หลายปี ปัจจุบันสามารถตรวจจับดาวเคราะห์ ที่ มีมวลเท่าโลกได้เฉพาะในวงโคจรที่แคบมากรอบดาวฤกษ์มวลน้อย เช่นพร็อกซิมา บี

การตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์มวลน้อยทำได้ง่ายกว่าด้วยเหตุผลสองประการ: ประการแรก ดาวฤกษ์เหล่านี้ได้รับผลกระทบจากแรงดึงดูดของดาวเคราะห์มากกว่า ประการที่สองดาวฤกษ์มวลน้อยในลำดับหลักโดยทั่วไปจะหมุนรอบตัวเองค่อนข้างช้า การหมุนเร็วทำให้ข้อมูลเส้นสเปกตรัมไม่ชัดเจน เนื่องจากครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์หมุนออกไปจากจุดสังเกตอย่างรวดเร็ว ในขณะที่อีกครึ่งหนึ่งหมุนเข้ามาใกล้ การตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์มวลมากทำได้ง่ายกว่าหากดาวฤกษ์นั้นออกจากลำดับหลักแล้ว เพราะการออกจากลำดับหลักจะทำให้การหมุนของดาวฤกษ์ช้าลง

บางครั้ง สเปกโทรแกรมแบบดอปเปลอร์อาจสร้างสัญญาณเท็จ โดยเฉพาะในระบบที่มีดาวเคราะห์หลายดวงและดาวฤกษ์หลายดวง สนามแม่เหล็กและกิจกรรมของดาวฤกษ์บางประเภทก็อาจทำให้เกิดสัญญาณเท็จได้เช่นกัน การใช้แบบจำลองกระบวนการเกาส์เซียน (GP) แบบจำลอง GP สามารถแยกสัญญาณจากดาวเคราะห์ออกจากกิจกรรมของดาวฤกษ์ได้โดยการเรียนรู้โครงสร้างความแปรปรวนร่วมของสัญญาณรบกวนของดาวฤกษ์และใช้เพื่อกำหนดว่าส่วนใดของสัญญาณที่อธิบายได้ดีที่สุดด้วยสัญญาณที่สอดคล้องกันและเป็นคาบอย่างเคร่งครัด (ดาวเคราะห์) และสัญญาณใดที่อธิบายได้ดีที่สุดด้วยสัญญาณที่เปลี่ยนแปลงไปและเป็นคาบกึ่งคงที่ (ดาวฤกษ์) ^{[ 3 ]}เมื่อดาวฤกษ์แม่มีดาวเคราะห์หลายดวง สัญญาณเท็จอาจเกิดขึ้นได้จากการมีข้อมูลไม่เพียงพอ ทำให้มีหลายวิธีแก้ปัญหาที่เหมาะสมกับข้อมูล เนื่องจากโดยทั่วไปแล้วดาวฤกษ์จะไม่ถูกสังเกตอย่างต่อเนื่อง^{[ 4 ]}สัญญาณเท็จบางส่วนสามารถกำจัดได้โดยการวิเคราะห์เสถียรภาพของระบบดาวเคราะห์ ดำเนิน การวิเคราะห์ โฟโตเมตรีบนดาวฤกษ์แม่ และทราบคาบการหมุนและคาบวัฏจักรของกิจกรรมของดาวฤกษ์

ดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรเอียงมากเมื่อเทียบกับแนวสายตาจากโลกจะทำให้เกิดการสั่นไหวที่มองเห็นได้น้อยลง จึงตรวจจับได้ยากขึ้น ข้อดีอย่างหนึ่งของวิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีคือสามารถวัดความเยื้องศูนย์ของวงโคจรของดาวเคราะห์ได้โดยตรง ข้อเสียหลักอย่างหนึ่งของวิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีคือสามารถประมาณมวลขั้นต่ำ ของดาวเคราะห์ได้เท่านั้น ( ) การกระจายความน่าจะเป็นภายหลังของมุมเอียงiขึ้นอยู่กับการกระจายมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์^{[ 5 ]}อย่างไรก็ตาม เมื่อมีดาวเคราะห์หลายดวงในระบบที่โคจรใกล้กันและมีมวลเพียงพอ การวิเคราะห์เสถียรภาพวงโคจรจะช่วยให้สามารถจำกัดมวลสูงสุดของดาวเคราะห์เหล่านี้ได้ วิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีสามารถใช้เพื่อยืนยันผลการค้นพบที่ได้จากวิธีการผ่านหน้าเมื่อใช้วิธีการทั้งสองร่วมกัน จะสามารถประมาณมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์ได้ ${\displaystyle M_{\text{true}}*{\sin i}\,}$

แม้ว่าความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์จะให้เพียงมวลขั้นต่ำของดาวเคราะห์เท่านั้น แต่หาก สามารถแยก เส้นสเปกตรัม ของดาวเคราะห์ ออกจากเส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์ได้ ก็จะสามารถหาความเร็วเชิงรัศมีของดาวเคราะห์ได้ และสิ่งนี้จะให้ค่าความเอียงของวงโคจรของดาวเคราะห์ ซึ่งทำให้สามารถวัดมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์ได้ นอกจากนี้ยังช่วยขจัดผลลัพธ์ที่ผิดพลาด และยังให้ข้อมูลเกี่ยวกับองค์ประกอบของดาวเคราะห์อีกด้วย ปัญหาหลักคือการตรวจจับดังกล่าวเป็นไปได้ก็ต่อเมื่อดาวเคราะห์โคจรรอบดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างสว่าง และดาวเคราะห์สะท้อนหรือปล่อยแสงออกมามาก^{[ 6 ]}

ในขณะที่วิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีให้ข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวเคราะห์ วิธี การวัดแสงสามารถกำหนดรัศมีของดาวเคราะห์ได้ หากดาวเคราะห์โคจรผ่านหน้าจานของดาวฤกษ์แม่ ความสว่างที่สังเกตได้ของดาวฤกษ์จะลดลงเล็กน้อย ขึ้นอยู่กับขนาดสัมพัทธ์ของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์^{[ 7 ]}ตัวอย่างเช่น ในกรณีของHD 209458ดาวฤกษ์จะหรี่ลง 1.7% อย่างไรก็ตาม สัญญาณการโคจรผ่านส่วนใหญ่มีขนาดเล็กกว่ามาก ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์ขนาดเท่าโลกที่โคจรผ่านดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์จะทำให้ความสว่างลดลงเพียง 80 ส่วนต่อล้าน (0.008 เปอร์เซ็นต์)

แบบจำลองเส้นโค้งแสงของดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ตามทฤษฎี ทำนายลักษณะต่อไปนี้ของระบบดาวเคราะห์ที่สังเกตได้: ความลึกของการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ (δ), ระยะเวลาของการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ (T), ระยะเวลาการเข้า/ออก (τ) และคาบการโคจรของดาวเคราะห์นอกระบบ (P) อย่างไรก็ตาม ปริมาณที่สังเกตได้เหล่านี้ขึ้นอยู่กับสมมติฐานหลายประการ เพื่อความสะดวกในการคำนวณ เราสมมติว่าดาวเคราะห์และดาวฤกษ์เป็นทรงกลม จานดาวฤกษ์มีความสม่ำเสมอ และวงโคจรเป็นวงกลม ขึ้นอยู่กับตำแหน่งสัมพัทธ์ของดาวเคราะห์นอกระบบที่สังเกตได้ขณะโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ พารามิเตอร์ทางกายภาพที่สังเกตได้ของเส้นโค้งแสงจะเปลี่ยนแปลงไป ความลึกของการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ (δ) ของเส้นโค้งแสงที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์อธิบายถึงการลดลงของฟลักซ์ปกติของดาวฤกษ์ในระหว่างการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ รายละเอียดนี้แสดงรัศมีของดาวเคราะห์นอกระบบเมื่อเทียบกับรัศมีของดาวฤกษ์ ตัวอย่างเช่น หากดาวเคราะห์นอกระบบโคจรผ่านดาวฤกษ์ที่มีขนาดรัศมีเท่าดวงอาทิตย์ ดาวเคราะห์ที่มีรัศมีใหญ่กว่าจะเพิ่มความลึกของการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ และดาวเคราะห์ที่มีรัศมีเล็กกว่าจะลดความลึกของการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ ระยะเวลาการผ่านหน้า (T) ของดาวเคราะห์นอกระบบคือระยะเวลาที่ดาวเคราะห์ใช้ในการผ่านหน้าดาวฤกษ์ พารามิเตอร์ที่สังเกตได้นี้จะเปลี่ยนแปลงไปตามความเร็วหรือความช้าของการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ในวงโคจรขณะที่มันผ่านหน้าดาวฤกษ์ ระยะเวลาการเข้า/ออก (τ) ของเส้นโค้งแสงที่ผ่านหน้าดาวฤกษ์อธิบายถึงระยะเวลาที่ดาวเคราะห์ใช้ในการบดบังดาวฤกษ์อย่างสมบูรณ์ (การเข้า) และเปิดเผยดาวฤกษ์อย่างสมบูรณ์ (การออก) หากดาวเคราะห์ผ่านหน้าดาวฤกษ์จากปลายด้านหนึ่งของเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ไปยังปลายอีกด้านหนึ่ง ระยะเวลาการเข้า/ออกจะสั้นกว่าเนื่องจากดาวเคราะห์ใช้เวลาน้อยลงในการบดบังดาวฤกษ์อย่างสมบูรณ์ หากดาวเคราะห์ผ่านหน้าดาวฤกษ์โดยสัมพันธ์กับจุดอื่นที่ไม่ใช่เส้นผ่านศูนย์กลาง ระยะเวลาการเข้า/ออกจะยาวขึ้นเมื่อคุณเคลื่อนที่ออกไปไกลจากเส้นผ่านศูนย์กลางมากขึ้น เนื่องจากดาวเคราะห์ใช้เวลานานขึ้นในการบดบังดาวฤกษ์บางส่วนในระหว่างการผ่านหน้าดาวฤกษ์^{[ 8 ]}จากพารามิเตอร์ที่สังเกตได้เหล่านี้ พารามิเตอร์ทางกายภาพต่างๆ (แกนกึ่งเอก มวลของดาวฤกษ์ รัศมีของดาวฤกษ์ รัศมีของดาวเคราะห์ ความเยื้องศูนย์ และความเอียง) จะถูกกำหนดผ่านการคำนวณ เมื่อนำค่าการวัดความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์มาประกอบกัน จะสามารถกำหนดมวลของดาวเคราะห์ได้ด้วย

วิธีนี้มีข้อเสียสำคัญสองประการ ประการแรก การเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์จะสังเกตได้ก็ต่อเมื่อวงโคจรของดาวเคราะห์นั้นอยู่ในแนวเดียวกับจุดที่นักดาราศาสตร์มองเห็นพอดี ความน่าจะเป็นที่ระนาบวงโคจร ของดาวเคราะห์ จะอยู่ตรงกับแนวสายตาของดาวฤกษ์โดยตรงนั้น คือ อัตราส่วนของเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ต่อเส้นผ่านศูนย์กลางของวงโคจร (ในดาวฤกษ์ขนาดเล็ก รัศมีของดาวเคราะห์ก็เป็นปัจจัยสำคัญเช่นกัน) ประมาณ 10% ของดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรขนาดเล็กจะมีแนวการเรียงตัวเช่นนี้ และสัดส่วนจะลดลงสำหรับดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรขนาดใหญ่ขึ้น สำหรับดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ขนาดเท่าดวงอาทิตย์ที่ระยะ 1 หน่วยดาราศาสตร์ความน่าจะเป็นของการเรียงตัวแบบสุ่มที่ทำให้เกิดการเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์คือ 0.47% ดังนั้น วิธีนี้จึงไม่สามารถรับประกันได้ว่าดาวฤกษ์ดวงใดดวงหนึ่งจะไม่มีดาวเคราะห์โคจรอยู่รอบๆ อย่างไรก็ตาม การสำรวจการเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์โดยการสแกนพื้นที่ขนาดใหญ่บนท้องฟ้าที่มีดาวฤกษ์หลายพันหรือหลายแสนดวงพร้อมกัน สามารถค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะได้มากกว่าวิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมี^{[ 9 ]}การสำรวจหลายครั้งได้ใช้วิธีการดังกล่าว เช่นโครงการ MEarth Project , SuperWASP , KELTและHATNet ที่ดำเนินการบนภาคพื้นดิน รวมถึง ภารกิจ COROT , KeplerและTESS ที่ดำเนินการในอวกาศ วิธีการผ่านหน้าดาวฤกษ์ยังมีข้อดีในการตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างออกไปหลายพันปีแสง ดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลที่สุดที่ตรวจพบโดยSagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Searchนั้นตั้งอยู่ใกล้กับศูนย์กลางกาแล็กซี อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ติดตามดาวฤกษ์เหล่านี้อย่างน่าเชื่อถือแทบจะเป็นไปไม่ได้เลยด้วยเทคโนโลยีในปัจจุบัน

ข้อเสียประการที่สองของวิธีนี้คืออัตราการตรวจจับผิดพลาดที่สูง การศึกษาในปี 2012 พบว่าอัตราการตรวจพบผิดพลาดสำหรับการผ่านหน้าดาวฤกษ์ที่สังเกตได้จากภารกิจเคปเลอร์อาจสูงถึง 40% ในระบบดาวเคราะห์ดวงเดียว^{[ 10 ]} ด้วยเหตุนี้ ดาวฤกษ์ที่มีการตรวจพบการผ่านหน้าดาวฤกษ์เพียงครั้งเดียวจึงต้องได้รับการยืนยันเพิ่มเติม โดยทั่วไปจากวิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีหรือวิธีการปรับความสว่างของวงโคจร วิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีมีความจำเป็นอย่างยิ่งสำหรับดาวเคราะห์ขนาดเท่าดาวพฤหัสบดีหรือใหญ่กว่า เนื่องจากวัตถุขนาดนั้นไม่เพียงแต่รวมถึงดาวเคราะห์เท่านั้น แต่ยังรวมถึงดาวแคระน้ำตาลและแม้แต่ดาวฤกษ์ขนาดเล็กด้วย เนื่องจากอัตราการตรวจพบผิดพลาดต่ำมากในดาวฤกษ์ที่มีผู้สมัครเป็นดาวเคราะห์สองดวงขึ้นไป การตรวจจับดังกล่าวจึงมักได้รับการตรวจสอบความถูกต้องโดยไม่ต้องมีการสังเกตการณ์ติดตามอย่างกว้างขวาง บางส่วนยังสามารถยืนยันได้ผ่านวิธีการเปลี่ยนแปลงเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์^{[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]}

จุดสว่างหลายจุดบนท้องฟ้ามีการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่อาจปรากฏเป็นดาวเคราะห์ที่โคจรผ่านโดยการวัดฟลักซ์ ผลลัพธ์ที่เป็นเท็จในวิธีการวัดแสงแบบผ่านเกิดขึ้นในสามรูปแบบทั่วไป ได้แก่ ระบบดาวคู่บดบังแบบผสมผสาน ระบบดาวคู่บดบังแบบเฉียด และการผ่านของดาวฤกษ์ขนาดเท่าดาวเคราะห์ ระบบดาวคู่บดบังมักจะสร้างการบดบังที่ลึกซึ่งทำให้แยกแยะออกจากดาวเคราะห์นอกระบบได้ เนื่องจากดาวเคราะห์มักจะมีขนาดเล็กกว่าประมาณ 2R _J ^{[ 14 ]}แต่การบดบังจะตื้นกว่าสำหรับระบบดาวคู่บดบังแบบผสมผสานหรือเฉียด

ระบบดาวคู่บดบังแบบผสมผสานประกอบด้วยดาวคู่บดบังปกติที่ผสมผสานกับดาวดวงที่สาม (โดยปกติจะสว่างกว่า) ตามแนวสายตาเดียวกัน โดยปกติจะอยู่ที่ระยะทางที่แตกต่างกัน แสงคงที่ของดาวดวงที่สามจะลดความลึกของการบดบังที่วัดได้ ดังนั้นเส้นโค้งแสงอาจคล้ายกับของดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ ในกรณีเหล่านี้ เป้าหมายส่วนใหญ่มักประกอบด้วยดาวฤกษ์หลักขนาดใหญ่ที่มีดาวฤกษ์รองขนาดเล็กในลำดับหลัก หรือดาวฤกษ์ยักษ์ที่มีดาวฤกษ์รองในลำดับหลัก^{[ 15 ]}

ระบบดาวคู่ที่เกิดการบดบังแบบเฉียดขอบ คือระบบที่วัตถุหนึ่งจะเฉียดขอบของอีกวัตถุหนึ่งเพียงเล็กน้อย ในกรณีเหล่านี้ ความลึกของการผ่านหน้าสูงสุดของเส้นโค้งแสงจะไม่เป็นสัดส่วนกับอัตราส่วนของกำลังสองของรัศมีของดาวทั้งสองดวง แต่จะขึ้นอยู่กับเศษส่วนเล็กน้อยของดาวหลักที่ถูกดาวรองบดบังเท่านั้น การลดลงเล็กน้อยของฟลักซ์ที่วัดได้อาจเลียนแบบการผ่านหน้าของดาวเคราะห์นอกระบบได้ บางกรณีที่เป็นผลบวกเท็จในหมวดหมู่นี้สามารถพบได้ง่าย หากระบบดาวคู่ที่เกิดการบดบังมีวงโคจรเป็นวงกลม โดยที่ดาวทั้งสองมีมวลต่างกัน เนื่องจากลักษณะที่เป็นวัฏจักรของวงโคจร จะมีเหตุการณ์การบดบังสองครั้ง ครั้งหนึ่งดาวหลักบดบังดาวรอง และอีกครั้งหนึ่ง หากดาวทั้งสองมีมวลต่างกันอย่างมาก รวมถึงรัศมีและความสว่างที่แตกต่างกัน ความลึกของการบดบังทั้งสองครั้งนี้ก็จะต่างกันด้วย การเกิดปรากฏการณ์การผ่านหน้าดาวฤกษ์แบบตื้นและลึกซ้ำๆ กันนี้ สามารถตรวจจับได้ง่าย และทำให้สามารถระบุระบบดังกล่าวว่าเป็นระบบดาวคู่ที่เกิดการบดบังกันแบบเฉียดฉิวได้ อย่างไรก็ตาม หากดาวคู่ทั้งสองดวงมีมวลใกล้เคียงกัน การบดบังกันทั้งสองครั้งจะแยกแยะได้ยาก ทำให้ไม่สามารถพิสูจน์ได้ว่ากำลังสังเกตการณ์ระบบดาวคู่ที่เกิดการบดบังกันแบบเฉียดฉิวอยู่ โดยใช้เพียงการวัดแสงจากการผ่านหน้าดาวฤกษ์เท่านั้น

สุดท้ายนี้ มีดาวฤกษ์สองประเภทที่มีขนาดใกล้เคียงกับดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ ได้แก่ ดาวแคระขาวและดาวแคระน้ำตาล ทั้งนี้เนื่องจากดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ ดาวแคระขาว และดาวแคระน้ำตาล ล้วนได้รับแรงดันอิเล็กตรอนแบบเสื่อมสภาพ เส้นโค้งแสงไม่สามารถแยกแยะมวลได้ เนื่องจากขึ้นอยู่กับขนาดของวัตถุที่ผ่านหน้าดาวฤกษ์เท่านั้น เมื่อเป็นไปได้ จะใช้การวัดความเร็วเชิงรัศมีเพื่อตรวจสอบว่าวัตถุที่ผ่านหน้าดาวฤกษ์หรือบังดาวฤกษ์นั้นมีมวลเท่ากับดาวเคราะห์ ซึ่งหมายความว่ามีมวลน้อยกว่า 13M _J การเปลี่ยนแปลงเวลาผ่านหน้าดาวฤกษ์ยังสามารถกำหนด M _P ได้ การถ่ายภาพรังสีดอปเปลอร์ด้วยวงโคจรที่มีความเร็วเชิงรัศมีที่ทราบแล้ว สามารถหาค่า M _P ต่ำสุดและการ จัดเรียงวงโคจรเดี่ยวที่ฉายออกมาได้

ดาวฤกษ์ ยักษ์แดงมีปัญหาอีกอย่างหนึ่งในการตรวจจับดาวเคราะห์รอบข้าง คือ แม้ว่าดาวเคราะห์รอบดาวเหล่านี้จะมีโอกาสโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ได้มากกว่าเนื่องจากขนาดดาวที่ใหญ่กว่า แต่สัญญาณการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์นั้นยากที่จะแยกออกจากเส้นโค้งความสว่างของดาวฤกษ์หลัก เนื่องจากดาวฤกษ์ยักษ์แดงมีการเปลี่ยนแปลงความสว่างบ่อยครั้งเป็นช่วงๆ ในช่วงเวลาไม่กี่ชั่วโมงถึงหลายวัน ซึ่งเห็นได้ชัดเจนเป็นพิเศษในดาวฤกษ์กึ่งยักษ์นอกจากนี้ ดาวฤกษ์เหล่านี้ยังมีความสว่างมากกว่ามาก และดาวเคราะห์ที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์จะบดบังแสงจากดาวฤกษ์เหล่านี้ในสัดส่วนที่น้อยกว่ามาก ในทางตรงกันข้าม ดาวเคราะห์สามารถบดบังดาวฤกษ์ขนาดเล็กมาก เช่น ดาวนิวตรอนหรือดาวแคระขาวได้อย่างสมบูรณ์ ซึ่งเหตุการณ์นี้สามารถตรวจจับได้ง่ายจากโลก อย่างไรก็ตาม เนื่องจากขนาดดาวที่เล็กมาก โอกาสที่ดาวเคราะห์จะเรียงตัวกับซากดาวฤกษ์ดังกล่าวจึงมีน้อยมาก

ข้อได้เปรียบหลักของวิธีการผ่านหน้าคือสามารถกำหนดขนาดของดาวเคราะห์ได้จากเส้นโค้งแสง เมื่อรวมกับวิธีการความเร็วเชิงรัศมี (ซึ่งกำหนดมวลของดาวเคราะห์) จะสามารถกำหนดความหนาแน่นของดาวเคราะห์ได้ และด้วยเหตุนี้จึงสามารถเรียนรู้เกี่ยวกับโครงสร้างทางกายภาพของดาวเคราะห์ได้ ดาวเคราะห์ที่ได้รับการศึกษาโดยทั้งสองวิธีนี้ถือเป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่มีลักษณะเฉพาะที่ดีที่สุดเท่าที่รู้จัก^{[ 16 ]}

วิธีการผ่านหน้าดาวฤกษ์ยังทำให้สามารถศึกษาบรรยากาศของดาวเคราะห์ที่ผ่านหน้าดาวฤกษ์ได้ เมื่อดาวเคราะห์ผ่านหน้าดาวฤกษ์ แสงจากดาวฤกษ์จะผ่านชั้นบรรยากาศด้านบนของดาวเคราะห์ การศึกษาสเปกตรัมของดาวฤกษ์ ที่มีความละเอียดสูง อย่างละเอียดจะช่วยให้สามารถตรวจจับองค์ประกอบที่มีอยู่ในชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ได้ นอกจากนี้ยังสามารถตรวจจับชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์และตัวดาวเคราะห์เองได้โดยการวัดการโพลาไรเซชันของแสงดาวฤกษ์ขณะที่ผ่านหรือสะท้อนจากชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์^{[ 17 ]}

นอกจากนี้ การเกิดสุริยุปราคาครั้งที่สอง (เมื่อดาวเคราะห์ถูกดาวฤกษ์บดบัง) ทำให้สามารถวัดรังสีของดาวเคราะห์ได้โดยตรง และช่วยจำกัดค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรของดาวเคราะห์โดยไม่จำเป็นต้องมีดาวเคราะห์ดวงอื่น หากนำ ความเข้ม ของแสงจาก ดาวฤกษ์ ในช่วงสุริยุปราคาครั้งที่สองไปลบออกจากความเข้มก่อนหรือหลังการเกิดสุริยุปราคา จะเหลือเพียงสัญญาณที่เกิดจากดาวเคราะห์เท่านั้น จากนั้นจึงสามารถวัดอุณหภูมิของดาวเคราะห์และตรวจจับสัญญาณการก่อตัวของเมฆบนดาวเคราะห์ได้ ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2548 นักวิทยาศาสตร์สองกลุ่มได้ทำการวัดโดยใช้เทคนิคนี้กับกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ทีมทั้งสองจากศูนย์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ฮาร์วาร์ด-สมิธโซเนียนนำโดยเดวิด ชาร์บอนโนและศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดนำโดยแอลดี เดมิง ได้ศึกษาดาวเคราะห์TrES-1และHD 209458bตามลำดับ การวัดเผยให้เห็นอุณหภูมิของดาวเคราะห์: 1,060 K (790° C ) สำหรับ TrES-1 และประมาณ 1,130 K (860°C) สำหรับ HD 209458b ^{[ 18 ] [ 19 ]}นอกจากนี้ ดาวเนปจูนร้อนGliese 436 bเป็นที่ทราบกันว่าเข้าสู่สุริยุปราคาครั้งที่สอง อย่างไรก็ตาม ดาวเคราะห์ที่โคจรผ่านหน้าบางดวงโคจรในลักษณะที่ไม่เข้าสู่สุริยุปราคาครั้งที่สองเมื่อเทียบกับโลกHD 17156 bมีโอกาสมากกว่า 90% ที่จะเป็นหนึ่งในดาวเคราะห์ประเภทหลังนี้

ดาวเคราะห์นอกระบบดวงแรกที่สังเกตการณ์การผ่านหน้าคือHD 209458 bซึ่งถูกค้นพบโดยใช้เทคนิคความเร็วเชิงรัศมี การผ่านหน้าเหล่านี้ถูกสังเกตการณ์ในปี 1999 โดยสองทีมที่นำโดยDavid CharbonneauและGregory W. Henry [ ^{20 ] [ 21 ] [ 22 ] ดาวเคราะห์}นอกระบบดวงแรกที่ถูกค้นพบด้วยวิธีการผ่านหน้าคือOGLE-TR-56bในปี 2002 โดยโครงการOGLE ^{[ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]}

ภารกิจCoRoT ขององค์การอวกาศฝรั่งเศสเริ่มต้นขึ้นในปี 2549 เพื่อค้นหาการเคลื่อนผ่านของดาวเคราะห์จากวงโคจร ซึ่งการไม่มีการกระเจิง ของบรรยากาศ ช่วยให้มีความแม่นยำมากขึ้น ภารกิจนี้ได้รับการออกแบบมาเพื่อให้สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่มีขนาด "ใหญ่กว่าโลกไม่กี่เท่าถึงหลายเท่า" และดำเนินการได้ "ดีกว่าที่คาดไว้" โดยมีการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบ 2 ดวง^{[ 26 ]} (ทั้งสองดวงเป็นประเภท "ดาวพฤหัสบดีร้อน") ในช่วงต้นปี 2551 ในเดือนมิถุนายน 2556 จำนวนดาวเคราะห์นอกระบบที่ CoRoT ค้นพบคือ 32 ดวง โดยยังมีอีกหลายดวงที่ยังไม่ได้รับการยืนยัน ดาวเทียมหยุดส่งข้อมูลโดยไม่คาดคิดในเดือนพฤศจิกายน 2555 (หลังจากที่ภารกิจได้รับการขยายเวลาออกไปสองครั้ง) และถูกปลดประจำการในเดือนมิถุนายน 2556 ^{[ 27 ]}

ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2552 ภารกิจเคปเลอร์ของนาซาถูกปล่อยขึ้นเพื่อสำรวจดาวฤกษ์จำนวนมากในกลุ่มดาวหงส์ด้วยความแม่นยำในการวัดที่คาดว่าจะสามารถตรวจจับและระบุลักษณะของดาวเคราะห์ขนาดเท่าโลกได้ภารกิจเคปเลอร์ ของนาซา ใช้วิธีการผ่านหน้าดาวฤกษ์เพื่อสำรวจดาวฤกษ์หนึ่งแสนดวงเพื่อหาดาวเคราะห์ มีความหวังว่าเมื่อสิ้นสุดภารกิจ 3.5 ปี ดาวเทียมจะรวบรวมข้อมูลได้มากพอที่จะเปิดเผยดาวเคราะห์ที่มีขนาดเล็กกว่าโลกได้ การสำรวจดาวฤกษ์หนึ่งแสนดวงพร้อมกันไม่เพียงแต่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ขนาดเท่าโลกได้เท่านั้น แต่ยังสามารถรวบรวมสถิติเกี่ยวกับจำนวนดาวเคราะห์ดังกล่าวที่โคจรรอบดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ได้อีกด้วย^{[ 28 ]}

เมื่อวันที่ 2 กุมภาพันธ์ 2554 ทีมงานเคปเลอร์ได้เผยแพร่รายชื่อดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่อาจเป็นไปได้จำนวน 1,235 ดวง ซึ่งรวมถึง 54 ดวงที่อาจอยู่ในเขตที่สิ่งมีชีวิตสามารถอาศัยอยู่ได้เมื่อวันที่ 5 ธันวาคม 2554 ทีมงานเคปเลอร์ได้ประกาศว่าพวกเขาค้นพบดาวเคราะห์ที่อาจเป็นไปได้จำนวน 2,326 ดวง ซึ่งในจำนวนนี้ 207 ดวงมีขนาดใกล้เคียงกับโลก 680 ดวงมีขนาดเท่าซูเปอร์เอิร์ธ 1,181 ดวงมีขนาดเท่าเนปจูน 203 ดวงมีขนาดเท่าดาวพฤหัสบดี และ 55 ดวงมีขนาดใหญ่กว่าดาวพฤหัสบดี เมื่อเทียบกับตัวเลขในเดือนกุมภาพันธ์ 2554 จำนวนดาวเคราะห์ขนาดเท่าโลกและขนาดเท่าซูเปอร์เอิร์ธเพิ่มขึ้น 200% และ 140% ตามลำดับ นอกจากนี้ ยังพบดาวเคราะห์ที่อาจเป็นไปได้ 48 ดวงในเขตที่สิ่งมีชีวิตสามารถอาศัยอยู่ได้ของดาวฤกษ์ที่สำรวจ ซึ่งลดลงจากตัวเลขในเดือนกุมภาพันธ์ เนื่องจากเกณฑ์ที่เข้มงวดมากขึ้นที่ใช้ในข้อมูลเดือนธันวาคม ภายในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2556 จำนวนดาวเคราะห์ที่คาดว่าจะเป็นดาวเคราะห์เพิ่มขึ้นเป็น 3,278 ดวง และดาวเคราะห์ที่ได้รับการยืนยันบางดวงมีขนาดเล็กกว่าโลก บางดวงมีขนาดเท่าดาวอังคาร (เช่นKepler-62c ) และบางดวงมีขนาดเล็กกว่าดาวพุธ ( Kepler-37b ) ^{[ 29 ]}

ดาวเทียมสำรวจดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ (Transiting Exoplanet Survey Satellite)ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในเดือนเมษายน ปี 2018

ดาวเคราะห์ที่มีคาบการโคจรสั้นและโคจรใกล้กับดาวฤกษ์ของพวกมัน จะมีการเปลี่ยนแปลงของแสงสะท้อน เนื่องจากเช่นเดียวกับดวงจันทร์พวกมันจะผ่านช่วงต่างๆตั้งแต่เต็มดวงไปจนถึงจันทร์เสี้ยวและกลับมาเต็มดวงอีกครั้ง นอกจากนี้ เนื่องจากดาวเคราะห์เหล่านี้ได้รับแสงจากดาวฤกษ์เป็นจำนวนมาก จึงทำให้พวกมันร้อนขึ้น ซึ่งอาจตรวจจับการแผ่รังสีความร้อนได้ เนื่องจากกล้องโทรทรรศน์ไม่สามารถแยกดาวเคราะห์ออกจากดาวฤกษ์ได้ พวกมันจึงเห็นเพียงแสงรวม และความสว่างของดาวฤกษ์ดูเหมือนจะเปลี่ยนแปลงไปตามแต่ละรอบการโคจรอย่างเป็นคาบ แม้ว่าผลกระทบจะเล็กน้อย — ความแม่นยำในการวัดแสงที่ต้องการนั้นใกล้เคียงกับการตรวจจับดาวเคราะห์ขนาดเท่าโลกที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ประเภทเดียวกับดวงอาทิตย์ — ดาวเคราะห์ขนาดเท่าดาวพฤหัสบดีที่มีคาบการโคจรเพียงไม่กี่วันสามารถตรวจจับได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ เช่น หอดูดาวอวกาศเคปเลอร์เช่นเดียวกับวิธีการโคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ การตรวจจับดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ที่โคจรใกล้กับดาวฤกษ์แม่ของมันนั้นง่ายกว่าดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ เนื่องจากดาวเคราะห์เหล่านี้ได้รับแสงจากดาวฤกษ์แม่มากกว่า เมื่อดาวเคราะห์มีค่าการสะท้อนแสงสูงและโคจรรอบดาวฤกษ์ที่มีความสว่างค่อนข้างสูง การเปลี่ยนแปลงของแสงจะตรวจจับได้ง่ายกว่าในแสงที่มองเห็นได้ ในขณะที่ดาวเคราะห์ที่มืดกว่าหรือดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิต่ำจะตรวจจับได้ง่ายกว่าด้วยแสงอินฟราเรดด้วยวิธีนี้ ในระยะยาว วิธีนี้อาจค้นพบดาวเคราะห์ได้มากที่สุดจากภารกิจนั้น เนื่องจากความแปรผันของแสงสะท้อนตามเฟสวงโคจรส่วนใหญ่ไม่ขึ้นอยู่กับความเอียงของวงโคจรและไม่จำเป็นต้องให้ดาวเคราะห์ผ่านหน้าจานของดาวฤกษ์ อย่างไรก็ตาม วิธีนี้ยังคงไม่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรเป็นวงกลมและมองเห็นหน้าดาวเคราะห์จากมุมมองของโลกได้ เนื่องจากปริมาณแสงสะท้อนไม่เปลี่ยนแปลงในระหว่างการโคจร

ฟังก์ชันเฟสของดาวเคราะห์ยักษ์ยังเป็นฟังก์ชันของคุณสมบัติทางความร้อนและชั้นบรรยากาศ หากมี ดังนั้นเส้นโค้งเฟสอาจจำกัดคุณสมบัติอื่นๆ ของดาวเคราะห์ เช่น การกระจายขนาดของอนุภาคในชั้นบรรยากาศ เมื่อพบดาวเคราะห์โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์และทราบขนาดของมัน เส้นโค้งการเปลี่ยนแปลงเฟสจะช่วยคำนวณหรือจำกัดค่าอัลเบโด ของดาวเคราะห์ การคำนวณค่าอัลเบโด จะทำได้ยากขึ้นกับดาวเคราะห์ที่ร้อนจัด เนื่องจากแสงเรืองของดาวเคราะห์อาจรบกวนการคำนวณค่าอัลเบโด ในทางทฤษฎีแล้ว ค่าอัลเบโดสามารถพบได้ในดาวเคราะห์ที่ไม่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์เช่นกัน เมื่อสังเกตการเปลี่ยนแปลงของแสงด้วยความยาวคลื่นหลายช่วง ซึ่งช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถหาขนาดของดาวเคราะห์ได้แม้ว่าดาวเคราะห์จะไม่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ก็ตาม^{[ 30 ]}

การตรวจจับสเปกตรัมของแสงที่มองเห็นได้ซึ่งสะท้อนจากดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะโดยตรงครั้งแรกเกิดขึ้นในปี 2015 โดยทีมงานนักดาราศาสตร์นานาชาติ นักดาราศาสตร์ศึกษาแสงจาก51 Pegasi bซึ่งเป็นดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะดวงแรกที่ค้นพบว่าโคจร รอบดาวฤกษ์ ลำดับหลัก ( ดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ ) โดยใช้เครื่องมือ High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) ที่หอดูดาว La Silla ของ European Southern Observatory ในประเทศชิลี^{[ 31 ] [ 32 ]}

ทั้ง CoRoT ^{[ 33 ]}และ Kepler ^{[ 34 ]}ได้วัดแสงสะท้อนจากดาวเคราะห์ อย่างไรก็ตาม ดาวเคราะห์เหล่านี้เป็นที่รู้จักอยู่แล้วตั้งแต่พวกมันโคจรผ่านดาวฤกษ์แม่ ดาวเคราะห์ดวงแรกที่ค้นพบด้วยวิธีนี้คือKepler-70bและKepler-70cซึ่งค้นพบโดย Kepler ^{[ 35 ]}

วิธีการใหม่ที่แยกต่างหากในการตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบจากการเปลี่ยนแปลงของแสงใช้การแผ่รังสีสัมพัทธภาพของฟลักซ์ที่สังเกตได้จากดาวฤกษ์เนื่องจากการเคลื่อนที่ของมัน เรียกอีกอย่างว่าการแผ่รังสีแบบดอปเปลอร์หรือการเพิ่มความสว่างแบบดอปเปลอร์ วิธีนี้ได้รับการเสนอครั้งแรกโดยAbraham Loebและ Scott Gaudi ในปี 2546 ^{[ 36 ]}เมื่อดาวเคราะห์ดึงดูดดาวฤกษ์ด้วยแรงโน้มถ่วง ความหนาแน่นของโฟตอนและดังนั้นความสว่างที่ปรากฏของดาวฤกษ์จึงเปลี่ยนแปลงไปจากมุมมองของผู้สังเกต เช่นเดียวกับวิธีความเร็วเชิงรัศมี วิธีนี้สามารถใช้เพื่อกำหนดความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรและมวลขั้นต่ำของดาวเคราะห์ได้ ด้วยวิธีนี้ การตรวจจับดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้ดาวฤกษ์จึงง่ายขึ้น เนื่องจากปัจจัยเหล่านี้เพิ่มการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ แตกต่างจากวิธีความเร็วเชิงรัศมี วิธีนี้ไม่จำเป็นต้องใช้สเปกตรัมที่แม่นยำของดาวฤกษ์ ดังนั้นจึงสามารถใช้ค้นหาดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ที่หมุนเร็วและดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปได้ง่ายกว่า

ข้อเสียเปรียบที่สำคัญที่สุดอย่างหนึ่งของวิธีนี้คือ ผลกระทบจากการเปลี่ยนแปลงของแสงมีน้อยมาก ดาวเคราะห์มวลเท่าดาวพฤหัสบดีที่โคจรอยู่ห่างจากดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ 0.025 หน่วยดาราศาสตร์ แทบจะไม่สามารถตรวจจับได้เลย แม้กระทั่งเมื่อมองจากด้านข้าง วิธีนี้จึงไม่ใช่วิธีที่เหมาะสมสำหรับการค้นพบดาวเคราะห์ดวงใหม่ เนื่องจากปริมาณแสงดาวที่ปล่อยออกมาและสะท้อนจากดาวเคราะห์มักจะมากกว่าการเปลี่ยนแปลงของแสงเนื่องจากการแผ่รังสีแบบสัมพัทธภาพมาก อย่างไรก็ตาม วิธีนี้ก็ยังมีประโยชน์อยู่ เพราะช่วยให้สามารถวัดมวลของดาวเคราะห์ได้โดยไม่ต้องเก็บรวบรวมข้อมูลเพิ่มเติมจากการสังเกตความเร็วเชิงรัศมี

การค้นพบดาวเคราะห์ดวงแรกโดยใช้วิธีนี้ ( Kepler-76b ) ได้รับการประกาศในปี 2013 ^{[ 37 ] [ 38 ]}

ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่สามารถทำให้เกิดการบิดเบี้ยวเล็กน้อยจากแรงดึงดูดของดาวฤกษ์แม่ เมื่อดาวฤกษ์มี รูปร่าง เป็นทรงรี เล็กน้อย ความสว่างที่ปรากฏจะแตกต่างกันไป ขึ้นอยู่กับว่าส่วนที่แบนของดาวฤกษ์หันเข้าหาจุดสังเกตของผู้สังเกตหรือไม่ เช่นเดียวกับวิธีการฉายลำแสงสัมพัทธภาพ วิธีนี้ช่วยในการกำหนดมวลขั้นต่ำของดาวเคราะห์ และความไวของมันขึ้นอยู่กับความเอียงของวงโคจรของดาวเคราะห์ ขอบเขตของผลกระทบต่อความสว่างที่ปรากฏของดาวฤกษ์อาจมีขนาดใหญ่กว่าวิธีการฉายลำแสงสัมพัทธภาพมาก แต่รอบการเปลี่ยนแปลงความสว่างจะเร็วขึ้นเป็นสองเท่า นอกจากนี้ ดาวเคราะห์จะบิดเบี้ยวรูปร่างของดาวฤกษ์มากขึ้นหากมีอัตราส่วนกึ่งแกนเอกต่อรัศมีดาวฤกษ์ต่ำ และความหนาแน่นของดาวฤกษ์ต่ำ ทำให้วิธีนี้เหมาะสำหรับการตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ที่ออกจากลำดับหลัก^{[ 39 ]}เช่น ดาวเคราะห์Kepler- 91b ^{[ 40 ]}

พัลซาร์เป็นดาวนิวตรอน: เศษซากขนาดเล็กที่มีความหนาแน่นสูงมากของดาวฤกษ์ที่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา พัลซาร์ปล่อยคลื่นวิทยุอย่างสม่ำเสมอมากในขณะที่มันหมุน เนื่องจากการหมุนภายในของพัลซาร์มีความสม่ำเสมอมาก ความผิดปกติเล็กน้อยในจังหวะเวลาของพัลส์วิทยุที่สังเกตได้จึงสามารถใช้ในการติดตามการเคลื่อนที่ของพัลซาร์ได้ เช่นเดียวกับดาวฤกษ์ทั่วไป พัลซาร์จะเคลื่อนที่ในวงโคจรขนาดเล็กของตัวเองหากมีดาวเคราะห์ การคำนวณโดยอาศัยการสังเกตจังหวะเวลาของพัลส์สามารถเปิดเผยพารามิเตอร์ของวงโคจรนั้นได้^{[ 41 ]}

วิธีนี้ไม่ได้ถูกออกแบบมาเพื่อตรวจจับดาวเคราะห์ตั้งแต่แรก แต่มีความไวสูงมากจนสามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่มีขนาดเล็กกว่าวิธีอื่น ๆ ได้ โดยมีขนาดเล็กกว่าหนึ่งในสิบของมวลโลก นอกจากนี้ยังสามารถตรวจจับการรบกวนของแรงโน้มถ่วงระหว่างสมาชิกต่าง ๆ ในระบบดาวเคราะห์ได้ ซึ่งจะช่วยให้ได้ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับดาวเคราะห์เหล่านั้นและพารามิเตอร์วงโคจรของพวกมัน ยิ่งไปกว่านั้น ยังสามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่อยู่ค่อนข้างไกลจากพัลซาร์ได้อย่างง่ายดาย

วิธีการจับเวลาพัลซาร์มีข้อเสียหลักสองประการคือ พัลซาร์ค่อนข้างหายาก และต้องมีสถานการณ์พิเศษเพื่อให้ดาวเคราะห์ก่อตัวรอบพัลซาร์ ดังนั้นจึงไม่น่าจะพบดาวเคราะห์จำนวนมากด้วยวิธีนี้^{[ 42 ]}นอกจากนี้ สิ่งมีชีวิตอาจไม่สามารถอยู่รอดบนดาวเคราะห์ที่โคจรรอบพัลซาร์ได้เนื่องจากความเข้มของรังสีแวดล้อมสูง

ในปี พ.ศ. 2535 Aleksander WolszczanและDale Frailใช้วิธีนี้ในการค้นพบดาวเคราะห์รอบพัลซาร์PSR 1257+12 [ ^{43 ] การ}ค้นพบของพวกเขาได้รับการยืนยันในปี พ.ศ. 2537 ซึ่งถือเป็นการยืนยันครั้งแรกของดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ^{[ 44 ]}

เช่นเดียวกับพัลซาร์ ดาวแปรแสงชนิดอื่น ๆ บางประเภทมีความสม่ำเสมอมากพอที่จะสามารถกำหนดความเร็วเชิงรัศมี ได้ โดยใช้การวัดแสง อย่างเดียว จากการเปลี่ยนแปลงความถี่การเต้นของพัลซาร์แบบดอปเปลอร์ โดยไม่จำเป็นต้องใช้สเปกโทรส โกปี ^{[ 45 ] [ 46 ]}วิธีนี้ไม่ไวเท่ากับวิธีการเปลี่ยนแปลงเวลาของพัลซาร์ เนื่องจากกิจกรรมเป็นคาบยาวนานกว่าและไม่สม่ำเสมอ ความง่ายในการตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวแปรแสงขึ้นอยู่กับคาบการเต้นของดาวฤกษ์ ความสม่ำเสมอของการเต้น มวลของดาวเคราะห์ และระยะห่างจากดาวฤกษ์แม่

ความสำเร็จครั้งแรกของวิธีนี้เกิดขึ้นในปี 2550 เมื่อ มีการค้นพบ V391 Pegasi bรอบดาวแคระย่อยที่สั่นไหว^{[ 47 ]}

วิธีการแปรผันเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์จะพิจารณาว่าการผ่านหน้าดาวฤกษ์เกิดขึ้นตามช่วงเวลาที่แน่นอนหรือไม่ หรือมีการแปรผัน เมื่อตรวจพบดาวเคราะห์หลายดวงที่ผ่านหน้าดาวฤกษ์ มักจะสามารถยืนยันได้ด้วยวิธีแปรผันเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์ วิธีนี้มีประโยชน์ในระบบดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลจากดวงอาทิตย์ ซึ่งวิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีไม่สามารถตรวจจับได้เนื่องจากอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวนต่ำ หากตรวจพบดาวเคราะห์ด้วยวิธีการผ่านหน้าดาวฤกษ์แล้ว การแปรผันเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์จะให้วิธีการที่มีความไวสูงมากในการตรวจจับดาวเคราะห์เพิ่มเติมที่ไม่ผ่านหน้าดาวฤกษ์ในระบบที่มีมวลใกล้เคียงกับโลก การตรวจจับการแปรผันเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์จะง่ายขึ้นหากดาวเคราะห์มีวงโคจรที่ค่อนข้างใกล้กัน และเมื่ออย่างน้อยหนึ่งดวงมีมวลมากกว่า ทำให้คาบวงโคจรของดาวเคราะห์ที่มีมวลน้อยกว่าถูกรบกวนมากขึ้น^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}

ข้อเสียหลักของวิธีการจับเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์คือ โดยปกติแล้วจะไม่สามารถเรียนรู้เกี่ยวกับตัวดาวเคราะห์เองได้มากนัก การเปลี่ยนแปลงของเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์สามารถช่วยกำหนดมวลสูงสุดของดาวเคราะห์ได้ ในกรณีส่วนใหญ่ วิธีนี้สามารถยืนยันได้ว่าวัตถุนั้นมีมวลระดับดาวเคราะห์หรือไม่ แต่ไม่ได้กำหนดข้อจำกัดที่แน่ชัดเกี่ยวกับมวลของมัน อย่างไรก็ตาม มีข้อยกเว้น เช่น ดาวเคราะห์ใน ระบบ Kepler-36และKepler-88โคจรใกล้กันมากพอที่จะกำหนดมวลของพวกมันได้อย่างแม่นยำ

การตรวจจับดาวเคราะห์ที่ไม่ผ่านหน้าดาวฤกษ์ครั้งแรกอย่างมีนัยสำคัญโดยใช้ TTV ดำเนินการโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์ ของ NASA ดาวเคราะห์ที่ผ่านหน้าดาวฤกษ์Kepler-19bแสดง TTV ที่มีแอมพลิจูดห้านาทีและคาบประมาณ 300 วัน ซึ่งบ่งชี้ว่ามีดาวเคราะห์ดวงที่สองKepler-19cซึ่งมีคาบที่เป็นผลคูณเชิงตรรกะที่ใกล้เคียงกับคาบของดาวเคราะห์ที่ผ่านหน้าดาวฤกษ์^{[ 51 ] [ 52 ]}

ในระบบดาวเคราะห์โคจรรอบดาวคู่การเปลี่ยนแปลงของเวลาการผ่านหน้าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่เกิดจากการเคลื่อนที่ในวงโคจรของดาวฤกษ์ มากกว่าการรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ดวงอื่น การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ทำให้การตรวจจับดาวเคราะห์เหล่านี้ด้วยวิธีการอัตโนมัติทำได้ยากขึ้น อย่างไรก็ตาม เมื่อตรวจพบแล้ว การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้กลับทำให้การยืนยันการมีอยู่ของดาวเคราะห์เหล่านี้ทำได้ง่ายขึ้น

"การเปลี่ยนแปลงระยะเวลา" หมายถึงการเปลี่ยนแปลงระยะเวลาที่ใช้ในการผ่านหน้าดาวฤกษ์ การเปลี่ยนแปลงระยะเวลาอาจเกิดจากดวงจันทร์นอกระบบสุริยะการเคลื่อนที่ของจุดใกล้สุด ของวงโคจร สำหรับดาวเคราะห์วงรีเนื่องจากดาวเคราะห์ดวงอื่นในระบบเดียวกัน หรือทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป^{[ 53 ] [ 54 ]}

เมื่อพบดาวเคราะห์รอบดาวคู่โดยใช้วิธีการผ่านหน้า ก็สามารถยืนยันได้ง่ายด้วยวิธีการแปรผันระยะเวลาผ่านหน้า^{[ 55 ]}ในระบบดาวคู่ที่อยู่ใกล้กัน ดาวฤกษ์จะเปลี่ยนแปลงการเคลื่อนที่ของดาวคู่อย่างมีนัยสำคัญ ซึ่งหมายความว่าดาวเคราะห์ที่ผ่านหน้าทุกดวงจะมีการเปลี่ยนแปลงระยะเวลาผ่านหน้าอย่างมีนัยสำคัญ การยืนยันครั้งแรกดังกล่าวมาจากKepler- 16b ^{[ 55 ]}

เมื่อ ระบบ ดาวคู่เรียงตัวกันในลักษณะที่เมื่อมองจากโลกแล้ว ดาวทั้งสองดวงจะโคจรตัดกัน ระบบนั้นเรียกว่า ระบบดาวคู่แบบ "สุริยุปราคา" ช่วงเวลาที่แสงน้อยที่สุด คือช่วงที่ดาวที่มีพื้นผิวสว่างกว่าถูกบดบังอย่างน้อยบางส่วนโดยจานของดาวอีกดวง เรียกว่าสุริยุปราคา ครั้งแรก และประมาณครึ่งรอบการโคจรต่อมา สุริยุปราคาครั้งที่สองจะเกิดขึ้นเมื่อดาวที่มีพื้นที่ผิวสว่างกว่าบดบังบางส่วนของดาวอีกดวง ช่วงเวลาที่แสงน้อยที่สุดเหล่านี้ หรือสุริยุปราคาตรงกลาง ถือเป็นเครื่องหมายเวลาของระบบ คล้ายกับพัลส์จากพัลซาร์ (ยกเว้นว่าแทนที่จะเป็นแสงวาบ มันคือการลดลงของความสว่าง) หากมีดาวเคราะห์โคจรรอบดาวคู่ ดาวทั้งสองดวงจะเยื้องไปจากจุดศูนย์กลางมวลของ ดาวเคราะห์คู่ เมื่อดาวในระบบคู่ถูกดาวเคราะห์เคลื่อนที่ไปมา ช่วงเวลาที่แสงน้อยที่สุดของสุริยุปราคาจะแตกต่างกันไป ความถี่ของการชดเชยนี้อาจเป็นวิธีที่เชื่อถือได้มากที่สุดในการตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะรอบระบบดาวคู่ใกล้กัน^{[ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]}ด้วยวิธีนี้ ดาวเคราะห์จะตรวจจับได้ง่ายขึ้นหากมีมวลมาก โคจรรอบระบบค่อนข้างใกล้ และหากดาวฤกษ์มีมวลน้อย

วิธีการจับเวลาการบดบังช่วยให้สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลจากดาวฤกษ์แม่ได้มากกว่าวิธีการผ่านหน้า อย่างไรก็ตาม สัญญาณรอบ ดาวแปรแสง แบบหายนะที่บ่งชี้ถึงดาวเคราะห์มักจะตรงกับวงโคจรที่ไม่เสถียร^{[ 59 ]}ในปี 2011 Kepler-16b กลายเป็นดาวเคราะห์ดวงแรกที่ได้รับการระบุลักษณะอย่างแน่ชัดผ่านการแปรผันเวลาการบดบังของระบบดาวคู่^{[ 60 ]}

ปรากฏการณ์ไมโครเลนส์เนื่องจากแรงโน้มถ่วงเกิดขึ้นเมื่อสนามโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ดวงหนึ่งทำหน้าที่เหมือนเลนส์ ขยายแสงของดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปในฉากหลัง ปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นเฉพาะเมื่อดาวทั้งสองดวงเรียงตัวกันเกือบตรงกันเท่านั้น เหตุการณ์เลนส์เกิดขึ้นในช่วงเวลาสั้นๆ เพียงไม่กี่สัปดาห์หรือหลายวัน เนื่องจากดาวทั้งสองดวงและโลกต่างเคลื่อนที่สัมพันธ์กัน มีการสังเกตการณ์เหตุการณ์ดังกล่าวมากกว่าหนึ่งพันครั้งในช่วงสิบปีที่ผ่านมา

หากดาวฤกษ์ที่ทำให้เกิดเลนส์ในฉากหลังมีดาวเคราะห์โคจรอยู่รอบๆ สนามแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์นั้นก็สามารถส่งผลต่อปรากฏการณ์เลนส์ได้ในระดับที่ตรวจจับได้ เนื่องจากต้องอาศัยการเรียงตัวที่เกิดขึ้นได้ยากมาก จึงจำเป็นต้องมีการเฝ้าติดตามดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปจำนวนมากอย่างต่อเนื่อง เพื่อตรวจจับการมีส่วนร่วมของดาวเคราะห์ในการสร้างเลนส์ขนาดเล็กในอัตราที่เหมาะสม วิธีนี้ได้ผลดีที่สุดสำหรับดาวเคราะห์ที่อยู่ระหว่างโลกและใจกลางกาแล็กซี เนื่องจากใจกลางกาแล็กซีมีดาวฤกษ์ฉากหลังจำนวนมาก

ในปี 1991 นักดาราศาสตร์ Shude Mao และBohdan Paczyńskiเสนอให้ใช้ไมโครเลนส์ความโน้มถ่วงเพื่อค้นหาดาวคู่ที่เป็นบริวารของดาวฤกษ์ และข้อเสนอของพวกเขาได้รับการปรับปรุงโดย Andy Gould และAbraham Loebในปี 1992 ในฐานะวิธีการตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ ความสำเร็จของวิธีการนี้ย้อนกลับไปในปี 2002 เมื่อกลุ่มนักดาราศาสตร์ชาวโปแลนด์ ( Andrzej Udalski , Marcin Kubiakและ Michał Szymański จากวอร์ซอและBohdan Paczyński ) ในระหว่างโครงการ OGLE ( การทดลองเลนส์ความโน้มถ่วงเชิงแสง ) ได้พัฒนาเทคนิคที่ใช้งานได้ ในช่วงหนึ่งเดือน พวกเขาพบดาวเคราะห์ที่อาจเป็นไปได้หลายดวง แม้ว่าข้อจำกัดในการสังเกตการณ์จะทำให้ไม่สามารถยืนยันได้อย่างชัดเจน ตั้งแต่นั้นมา ดาวเคราะห์นอกระบบที่ได้รับการยืนยันหลายดวงได้รับการตรวจพบโดยใช้ไมโครเลนส์ นี่เป็นวิธีการแรกที่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่มีมวลคล้ายโลกที่โคจรรอบดาวฤกษ์ลำดับหลัก ทั่วไปได้ ^{[ 61 ]}

แตกต่างจากวิธีการอื่นๆ ส่วนใหญ่ ซึ่งมีอคติในการตรวจจับดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรขนาดเล็ก (หรือสำหรับการสร้างภาพที่มีความละเอียดสูง วงโคจรขนาดใหญ่) วิธีการไมโครเลนส์มีความไวสูงสุดในการตรวจจับดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดาวฤกษ์ประมาณ 1-10 หน่วยดาราศาสตร์^{[ 62 ]}

ข้อเสียที่เห็นได้ชัดของวิธีนี้คือ การเลนส์ไม่สามารถทำซ้ำได้ เพราะการเรียงตัวโดยบังเอิญจะไม่เกิดขึ้นอีก นอกจากนี้ ดาวเคราะห์ที่ตรวจพบมักจะอยู่ห่างออกไปหลายกิโลพาร์เซก ดังนั้นการสังเกตการณ์ติดตามผลด้วยวิธีอื่นจึงมักเป็นไปไม่ได้ ยิ่งไปกว่านั้น คุณลักษณะทางกายภาพเพียงอย่างเดียวที่สามารถกำหนดได้โดยการเลนส์ไมโครคือ มวลของดาวเคราะห์ ภายใต้ข้อจำกัดที่ไม่เข้มงวดนัก คุณสมบัติของวงโคจรก็มักจะไม่ชัดเจนเช่นกัน เนื่องจากคุณลักษณะของวงโคจรเพียงอย่างเดียวที่สามารถกำหนดได้โดยตรงคือ กึ่งแกนเอกปัจจุบันจากดาวฤกษ์แม่ ซึ่งอาจทำให้เข้าใจผิดได้หากดาวเคราะห์โคจรเป็นวงรี เมื่อดาวเคราะห์อยู่ห่างจากดาวฤกษ์มาก มันจะใช้เวลาเพียงส่วนน้อยของวงโคจรในสถานะที่สามารถตรวจจับได้ด้วยวิธีนี้ ดังนั้นจึงไม่สามารถกำหนดคาบการโคจรของดาวเคราะห์ได้ง่าย นอกจากนี้ การตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์มวลน้อยยังง่ายกว่า เนื่องจากผลกระทบของการเลนส์ไมโครจากแรงโน้มถ่วงจะเพิ่มขึ้นตามอัตราส่วนมวลของดาวเคราะห์ต่อดาวฤกษ์

ข้อดีหลักของวิธีการไมโครเลนส์แรงโน้มถ่วงคือสามารถตรวจจับดาวเคราะห์มวลน้อยได้ (โดยหลักการแล้วสามารถตรวจจับได้ถึงมวลของดาวอังคารด้วยโครงการอวกาศในอนาคต เช่นกล้องโทรทัศน์อวกาศแนนซี เกรซ โรมัน ) สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรกว้างเทียบเท่ากับดาวเสาร์และดาวยูเรนัส ซึ่งมีคาบการโคจรที่ยาวเกินกว่าวิธีการวัดความเร็วเชิงรัศมีหรือวิธีการผ่านหน้าดาวฤกษ์ได้ และสามารถตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลมากได้ วิธีนี้เผยให้เห็นว่า ดาวเคราะห์ ซูเปอร์เอิร์ธพบได้ทั่วไปในกาแล็กซีมากกว่าที่เคยคิดไว้^{[ 63 ]}

โดยปกติแล้ว การสังเกตการณ์จะดำเนินการโดยใช้เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์อัตโนมัตินอกจากโครงการ OGLE ที่ได้รับทุนสนับสนุนจากสภาวิจัยแห่งยุโรป แล้ว กลุ่มวิจัย Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) ยังทำงานเพื่อพัฒนาวิธีการนี้ให้ดียิ่งขึ้นอีกด้วย

โครงการ PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet มีความทะเยอทะยานยิ่งกว่า โดยอนุญาตให้มีการครอบคลุมเกือบตลอด 24 ชั่วโมงด้วยเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ที่ครอบคลุมทั่วโลก ซึ่งเปิดโอกาสให้ตรวจจับการมีส่วนร่วมของไมโครเลนส์จากดาวเคราะห์ที่มีมวลน้อยเท่ากับโลก กลยุทธ์นี้ประสบความสำเร็จในการตรวจจับดาวเคราะห์มวลน้อยดวงแรกในวงโคจรกว้าง ซึ่งกำหนดชื่อว่าOGLE-2005-BLG- 390Lb ^{[ 61 ]}

กล้องโทรทัศน์อวกาศแนนซี เกรซ โรมัน ของนาซาซึ่งมีกำหนดการปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2027 นั้น มีโครงการสำรวจดาวเคราะห์โดยใช้เทคนิคไมโครเลนส์เป็นหนึ่งในสามโครงการหลัก

ดาวเคราะห์เป็นแหล่งกำเนิดแสงที่จางมากเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ และแสงเพียงเล็กน้อยที่มาจากดาวเคราะห์มักจะถูกบดบังด้วยแสงจ้าจากดาวฤกษ์แม่ ดังนั้นโดยทั่วไปแล้ว การตรวจจับและแยกแยะดาวเคราะห์โดยตรงจากดาวฤกษ์แม่จึงทำได้ยากมาก ดาวเคราะห์ที่โคจรอยู่ห่างจากดาวฤกษ์มากพอที่จะมองเห็นได้จะสะท้อนแสงดาวฤกษ์น้อยมาก ดังนั้นดาวเคราะห์จึงถูกตรวจจับผ่านการแผ่รังสีความร้อนแทน การได้ภาพจะง่ายขึ้นเมื่อระบบดาวเคราะห์อยู่ใกล้กับระบบสุริยะและเมื่อดาวเคราะห์มีขนาดใหญ่เป็นพิเศษ (ใหญ่กว่าดาวพฤหัสบดี มาก ) อยู่ห่างจากดาวฤกษ์แม่ และมีอุณหภูมิสูงจนปล่อยรังสีอินฟราเรด เข้มข้นออกมา ในกรณี เช่นนี้จึงมีการสร้างภาพในย่านอินฟราเรด ซึ่งดาวเคราะห์จะสว่างกว่าในย่านความยาวคลื่นที่มองเห็นได้เครื่องมือโคโรนากราฟใช้เพื่อปิดกั้นแสงจากดาวฤกษ์ ในขณะที่ยังคงมองเห็นดาวเคราะห์ได้ การถ่ายภาพโดยตรงของดาวเคราะห์นอกระบบที่คล้ายโลกนั้นต้องการความเสถียรทางแสงและความร้อนที่สูง มาก ^{[ 64 ]}ในช่วงระยะการสะสมตัวของการก่อตัวของดาวเคราะห์ ความแตกต่างระหว่างดาวฤกษ์และดาวเคราะห์อาจดีขึ้นในH alphaมากกว่าในอินฟราเรด – ขณะนี้กำลังดำเนินการสำรวจ H alpha อยู่^{[ 65 ]}

การถ่ายภาพโดยตรงสามารถให้ข้อมูลคร่าวๆ เกี่ยวกับมวลของดาวเคราะห์ได้เท่านั้น ซึ่งได้มาจากอายุของดาวฤกษ์และอุณหภูมิของดาวเคราะห์ มวลอาจแตกต่างกันอย่างมาก เนื่องจากดาวเคราะห์สามารถก่อตัวขึ้นได้หลายล้านปีหลังจากที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น ยิ่งดาวเคราะห์เย็นลงเท่าใด มวลของดาวเคราะห์ก็ยิ่งไม่จำเป็นต้องมากเท่านั้น ในบางกรณี สามารถให้ข้อจำกัดที่สมเหตุสมผลเกี่ยวกับรัศมีของดาวเคราะห์ได้โดยอาศัยอุณหภูมิของดาวเคราะห์ ความสว่างที่ปรากฏ และระยะห่างจากโลก สเปกตรัมที่ปล่อยออกมาจากดาวเคราะห์ไม่จำเป็นต้องแยกออกจากดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้การกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของดาวเคราะห์ง่ายขึ้น

บางครั้งจำเป็นต้องสังเกตการณ์ที่ความยาวคลื่นหลายช่วงเพื่อตัดความเป็นไปได้ที่ดาวเคราะห์ดวงนั้นจะเป็นดาวแคระน้ำตาลการถ่ายภาพโดยตรงสามารถใช้ในการวัดวงโคจรของดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ได้อย่างแม่นยำ แตกต่างจากวิธีการอื่นๆ ส่วนใหญ่ การถ่ายภาพโดยตรงจะได้ผลดีกว่ากับดาวเคราะห์ที่มี วง โคจรแบบหันหน้าเข้าหาดาวฤกษ์มากกว่าแบบหันขอบเข้าหาดาวฤกษ์ เนื่องจากดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรแบบหันหน้าเข้าหาดาวฤกษ์สามารถสังเกตได้ตลอดวงโคจรของดาวเคราะห์ ในขณะที่ดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรแบบหันขอบเข้าหาดาวฤกษ์นั้นสังเกตได้ง่ายที่สุดในช่วงที่ดาวเคราะห์นั้นมีระยะห่างปรากฏจากดาวฤกษ์แม่มากที่สุด

ดาวเคราะห์ที่ตรวจพบผ่านการถ่ายภาพโดยตรงในปัจจุบันแบ่งออกเป็นสองประเภท ประเภทแรกคือดาวเคราะห์ที่พบรอบดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์และมีอายุน้อยพอที่จานก่อตัวดาวเคราะห์จะกลายเป็นจานเศษซาก ประเภทที่สองคือดาวเคราะห์แคระน้ำตาลที่อาจเป็นไปได้ ซึ่งพบรอบดาวฤกษ์ที่มีความสว่างน้อยมาก หรือดาวแคระน้ำตาลที่อยู่ห่างจากดาวฤกษ์แม่ไม่ต่ำกว่า 100 หน่วยดาราศาสตร์

วัตถุที่มีมวลเท่าดาวเคราะห์แต่ไม่ถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์สามารถค้นพบได้ด้วยวิธีการถ่ายภาพโดยตรงเช่นกัน

ในปี พ.ศ. 2547 กลุ่มนักดาราศาสตร์ได้ใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มากของหอดูดาวทางใต้ของยุโรปในชิลีเพื่อสร้างภาพของ2M1207bซึ่งเป็นดาวบริวารของดาวแคระน้ำตาล 2M1207 ^{[ 68 ]}ในปีต่อมา สถานะมวลระดับดาวเคราะห์ของดาวบริวารได้รับการยืนยัน^{[ 69 ]}คาดว่าดาวบริวารนี้มีมวลมากกว่าดาวพฤหัสบดี หลายเท่า และมีรัศมีวงโคจรมากกว่า 40 AU

^{เมื่อวันที่ 13 พฤศจิกายน พ.ศ.} 2551 มีการเผยแพร่ทางออนไลน์ว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลดูเหมือนจะสังเกตเห็นดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบFomalhaut โดยตรง ซึ่งมีมวลไม่เกิน3  M _J ^{[ 70} ] ^{[ 71 ]}ทั้งระบบรอบ Fomalhaut และ HR 8799 ที่เผยแพร่ในวันนั้นถูกล้อมรอบด้วยจานที่ไม่ต่างจากแถบไคเปอร์อย่างไรก็ตาม การศึกษาในภายหลังยืนยันว่า "ดาวเคราะห์" Fomalhaut b นั้นแท้จริงแล้วเป็นเมฆเศษซากที่ขยายตัวจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อย^{[ 72 ]}

ในวันเดียวกันคือวันที่ 13 พฤศจิกายน พ.ศ. 2551 ระบบดาวเคราะห์หลายดวงแรกได้รับการเผยแพร่ทางออนไลน์ โดยปรากฏให้เห็นครั้งแรกในภาพเมื่อเดือนตุลาคม พ.ศ. 2550 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ที่หอดูดาว Keckและหอดูดาว Gemini ดาวเคราะห์สามดวงได้รับการสังเกตโดยตรงว่าโคจรรอบHR 8799ซึ่งมีมวลประมาณสิบ สิบ และเจ็ดเท่าของดาวพฤหัสบดี^{[ 73 ] [ 74 ]}

เมื่อวันที่ 21 พฤศจิกายน 2008 สามวันหลังจากการยอมรับจดหมายถึงบรรณาธิการที่เผยแพร่ทางออนไลน์เมื่อวันที่ 11 ธันวาคม 2008 ^{[ 75 ]}มีการประกาศว่าการวิเคราะห์ภาพที่ย้อนกลับไปถึงปี 2003 เผยให้เห็นดาวเคราะห์โคจรรอบBeta Pictoris ^{[ 76 ]}ที่มีมวลประมาณ8  M _J ^{[ 75} ] ดาวเคราะห์บริวารได้รับการยืนยัน ^ว่าไม่ใช่การเรียงตัวโดยบังเอิญในปี 2010 ^{[ 77 ]}

ในปี 2010 ได้มีการยืนยันว่าดาวบริวารไม่ใช่การเรียงตัวโดยบังเอิญ^{[ 78 ] [ 79 ]}ซึ่งถูกถ่ายภาพครั้งแรกในเดือนเมษายน 2008 ที่ระยะห่าง 330 AU จากดาว1RXS J160929.1−210524ซึ่งได้รับการตีพิมพ์ครั้งแรกว่าตรวจพบเมื่อวันที่ 6 พฤศจิกายน 2008 ^{[ 80 ]}และได้ประกาศไปแล้วเมื่อวันที่ 8 กันยายน 2008 ^{[ 81 ]}ยังไม่ได้รับการยืนยันว่ามวลของดาวบริวารนั้นสูงกว่าหรือต่ำกว่าขีดจำกัดการเผาไหม้ของดิวเทอเรียม

ดาวเคราะห์นอกระบบอื่นๆ ที่อาจได้รับการถ่ายภาพโดยตรง ได้แก่GQ Lupi b , DH Tauri b , AB Pictoris b , CHXR 73 bและSCR 1845 b [ ^{82 ] ณ}ปี 2006 ยังไม่มีการยืนยันว่าเป็นดาวเคราะห์ แต่พวกมันอาจเป็นดาวแคระน้ำตาลขนาด เล็ก ^{[ 83 ] [ 84 ]}

มีการติดตั้งเครื่องมือถ่ายภาพดาวเคราะห์หลายชิ้นบนกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่บนพื้นดิน เช่นGemini Planet Imager , VLT-SPHERE , เครื่องมือ Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO)หรือPalomar Project 1640ในอวกาศ ปัจจุบันยังไม่มีเครื่องมือเฉพาะสำหรับการถ่ายภาพดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ แม้ว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์จะมีความสามารถในการถ่ายภาพดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะอยู่บ้าง แต่ก็ไม่ได้ถูกออกแบบและปรับแต่งมาเพื่อจุดประสงค์นั้นโดยเฉพาะกล้องโทรทรรศน์อวกาศแนนซี เกรซ โรมันจะเป็นหอดูดาวอวกาศแห่งแรกที่มีเครื่องมือเฉพาะสำหรับการถ่ายภาพดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ เครื่องมือนี้ได้รับการออกแบบโดยJPLเพื่อเป็นตัวอย่างสำหรับหอดูดาวขนาดใหญ่ในอวกาศในอนาคต ซึ่งจะมีเป้าหมายทางวิทยาศาสตร์หลักอย่างหนึ่งคือการถ่ายภาพดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่คล้ายโลก แนวคิดต่างๆ เช่นLUVOIRหรือHabExได้รับการเสนอมาแล้ว

ในปี 2010 ทีมงานจากห้องปฏิบัติการ Jet Propulsion Laboratory ของ NASA ได้แสดงให้เห็นว่าโคโรนากราฟแบบวนสามารถทำให้กล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กสามารถถ่ายภาพดาวเคราะห์ได้โดยตรง^{[ 86 ]}พวกเขาทำเช่นนี้โดยการถ่ายภาพ ดาวเคราะห์ HR 8799 ที่เคยถ่ายภาพไว้ก่อนหน้านี้ โดยใช้เพียงส่วนหนึ่งของ กล้องโทรทรรศน์ Hale ที่มี ความกว้าง 1.5 เมตร

แนวทางที่น่าสนใจอีกประการหนึ่งคือ อินเตอร์เฟอโรเม ตรีแบบไม่มีสัญญาณรบกวน^{[ 87 ]}

นอกจากนี้ ยังมีการเสนอว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศที่โฟกัสแสงโดยใช้แผ่นโซนแทนกระจกจะให้ภาพที่มีความคมชัดสูงกว่า และมีราคาถูกกว่าในการส่งขึ้นสู่อวกาศเนื่องจากสามารถพับแผ่นโซนฟอยล์น้ำหนักเบาได้^{[ 88 ]}อีกความเป็นไปได้หนึ่งคือการใช้เครื่องบังแสงขนาดใหญ่ในอวกาศที่ออกแบบมาเพื่อปิดกั้นแสงของดาวฤกษ์ใกล้เคียงเพื่อสังเกตดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์เหล่านั้น เช่นภารกิจ นิวเวิลด์

กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินขนาดใหญ่พิเศษในอนาคตก็เป็นที่น่าสนใจอย่างยิ่งสำหรับการถ่ายภาพโดยตรง ปัจจุบันมีแผนสร้างกล้องโทรทรรศน์สามตัวกล้องโทรทรรศน์ยักษ์แมเจลแลน (GMT) มีแผนจะตั้งอยู่ที่ประเทศชิลี ในขณะที่กล้องโทรทรรศน์ขนาดสามสิบเมตร (TMT) มีแผนจะตั้งอยู่ที่เกาะฮาวาย/ฮาวายไอ อย่างไรก็ตาม มีการประท้วงหลายครั้งเกี่ยวกับกล้องโทรทรรศน์ขนาดสามสิบเมตรเพื่อพยายามขัดขวางโครงการนี้ กล้องโทรทรรศน์เหล่านี้มีแนวโน้มที่จะเริ่มใช้งานครั้งแรกในช่วงต้นทศวรรษ 2030 ในขณะที่กล้องโทรทรรศน์ตัวที่สาม คือกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่พิเศษ (ELT) จากหอดูดาวทางใต้ของยุโรป (ESO) ซึ่งกำลังสร้างอยู่ที่ประเทศชิลีเช่นกัน อาจจะเริ่มใช้งานครั้งแรกได้ในปี 2028 หรือ 2029

การประมวลผลข้อมูลจากการสังเกตการณ์เพื่อเพิ่มความแรงของสัญญาณของวัตถุที่อยู่นอกแกน (เช่น ดาวเคราะห์นอกระบบ) สามารถทำได้หลายวิธี วิธีการทั้งหมดนี้อาศัยความหลากหลายของข้อมูลระหว่างดาวฤกษ์ศูนย์กลางและดาวเคราะห์รอบข้าง ความหลากหลายนี้อาจเกิดจากความแตกต่างในสเปกตรัม ตำแหน่งเชิงมุม การเคลื่อนที่ในวงโคจร การโพลาไรเซชัน หรือความสอดคล้องของแสง เทคนิคที่นิยมใช้มากที่สุดคือ การถ่ายภาพเชิงมุมแบบแตกต่าง (Angular Differential Imagingหรือ ADI) โดยจะทำการถ่ายภาพที่ ตำแหน่ง มุมพาราแลกติกที่ แตกต่างกัน และปล่อยให้ท้องฟ้าหมุนรอบดาวฤกษ์ศูนย์กลางที่สังเกต จากนั้นจะนำภาพมาหาค่าเฉลี่ย โดยแต่ละภาพจะถูกลบด้วยค่าเฉลี่ย แล้วจึงทำการหมุน (หรือปรับ) ภาพเพื่อรวมสัญญาณของดาวเคราะห์ที่จางๆ ไว้ในที่เดียวกัน

การถ่ายภาพเชิงความแตกต่างของสเปกตรัม (Specral Differential Imaging หรือ SDI) ดำเนินการในลักษณะเดียวกัน แต่ใช้กับความเปลี่ยนแปลงในแนวรัศมีของความสว่าง (ซึ่งเป็นฟังก์ชันของสเปกตรัมหรือความยาวคลื่น) แทนที่จะเป็นความเปลี่ยนแปลงในเชิงมุม

การผสมผสานของทั้งสองอย่างเป็นไปได้ (ASDI, SADI หรือ Combined Differential Imaging "CODI") ^{[ 89 ]}

แสงที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์เป็นแสงที่ไม่โพลาไรซ์ กล่าวคือ ทิศทางการสั่นของคลื่นแสงเป็นแบบสุ่ม อย่างไรก็ตาม เมื่อแสงสะท้อนจากชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ คลื่นแสงจะทำปฏิกิริยากับโมเลกุลในชั้นบรรยากาศและกลายเป็นแสงโพลาไรซ์^{[ 90 ]}

โดยการวิเคราะห์การโพลาไรเซชันในแสงรวมของดาวเคราะห์และดาวฤกษ์ (ประมาณหนึ่งในล้านส่วน) การวัดเหล่านี้สามารถทำได้ด้วยความไวสูงมากในทางทฤษฎี เนื่องจากโพลาไรเมตรีไม่ถูกจำกัดด้วยความเสถียรของชั้นบรรยากาศโลก ข้อดีหลักอีกประการหนึ่งคือ โพลาไรเมตรีช่วยให้สามารถกำหนดองค์ประกอบของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ได้ ข้อเสียหลักคือจะไม่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ที่ไม่มีชั้นบรรยากาศได้ ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่และดาวเคราะห์ที่มีค่าอัลเบโดสูงจะตรวจจับได้ง่ายกว่าด้วยโพลาไรเมตรี เนื่องจากสะท้อนแสงได้มากกว่า

อุปกรณ์ทางดาราศาสตร์ที่ใช้สำหรับการวัดโพลาไรเซชัน เรียกว่า โพลาไรมิเตอร์ สามารถตรวจจับแสงโพลาไรซ์และปฏิเสธลำแสงที่ไม่โพลาไรซ์ได้ กลุ่มต่างๆ เช่นZIMPOL/CHEOPS ^{[ 91 ]}และPlanetPol ^{[ 92 ]}กำลังใช้โพลาไรมิเตอร์เพื่อค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ การตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ประสบความสำเร็จครั้งแรกโดยใช้วิธีนี้ดูเหมือนจะเกิดขึ้นในปี 2008 เมื่อHD 189733 bซึ่งเป็นดาวเคราะห์ที่ค้นพบเมื่อสามปีก่อนหน้านั้น ถูกตรวจพบโดยใช้การวัดโพลาไรเซชัน^{[ 93 ]}อย่างไรก็ตาม การวัดแสงโพลาไรซ์ได้รับการโต้แย้งจากสองทีมที่แยกจากกันซึ่งใช้โพลาไรมิเตอร์ที่มีความไวสูงกว่า^{[ 94 ] [ 95 ] [ 96 ]}โดยมีขีดจำกัดบนของสัญญาณโพลาไรเมตริกที่ระบุไว้ในนั้น ในปี 2021 พบการโพลาไรเซชันหลายส่วนสิบของเปอร์เซ็นต์สำหรับ DH Tau b ซึ่งเป็นวัตถุที่มีมวล 11 ± 3 M _J ^{[ 97 ]}ซึ่งอยู่เหนือหรือต่ำกว่าขีดจำกัดการเผาไหม้ของดิวเทอเรียม ซึ่งไม่น่าจะเกิดจากฝุ่นระหว่างดาว^{[ 98 ]}ยังไม่มีการค้นพบดาวเคราะห์ดวงใหม่โดยใช้วิธีนี้

วิธีนี้ประกอบด้วยการวัดตำแหน่งของดาวบนท้องฟ้าอย่างแม่นยำ และสังเกตว่าตำแหน่งนั้นเปลี่ยนแปลงไปอย่างไรเมื่อเวลาผ่านไป เดิมที วิธีนี้ทำโดยการสังเกตด้วยสายตาและบันทึกด้วยลายมือ ในช่วงปลายศตวรรษที่ 19 วิธีนี้ใช้แผ่นฟิล์มถ่ายภาพ ซึ่งช่วยปรับปรุงความแม่นยำของการวัดอย่างมาก รวมถึงการสร้างคลังข้อมูลด้วย หากดาวฤกษ์มีดาวเคราะห์ อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์จะทำให้ดาวฤกษ์เคลื่อนที่ในวงโคจรวงกลมหรือวงรีขนาดเล็ก โดยพื้นฐานแล้ว ดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ต่างโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม ( barycenter ) ของกันและกัน ดังที่อธิบายไว้ในวิธีแก้ปัญหาของสองวัตถุเนื่องจากดาวฤกษ์มีมวลมากกว่ามาก วงโคจรของมันจึงเล็กกว่ามาก^{[ 99 ]}บ่อยครั้งที่จุดศูนย์กลางมวลร่วมจะอยู่ภายในรัศมีของวัตถุที่ใหญ่กว่า ดังนั้นจึงง่ายกว่าที่จะหาดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์มวลน้อย โดยเฉพาะดาวแคระน้ำตาล

ดาราศาสตร์เชิงตำแหน่งเป็นวิธีการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ เก่าแก่ที่สุด และเดิมทีได้รับความนิยมเนื่องจากประสบความสำเร็จในการระบุลักษณะของ ระบบ ดาวคู่ดาราศาสตร์เชิง ตำแหน่ง มีมาอย่างน้อยตั้งแต่คำกล่าวของวิลเลียม เฮอร์เชลในช่วงปลายศตวรรษที่ 18 เขาอ้างว่ามีดาวบริวารที่มองไม่เห็นส่งผลต่อตำแหน่งของดาวที่เขาจัดทำเป็นแคตตาล็อกในชื่อ70 Ophiuchiการคำนวณดาราศาสตร์เชิงตำแหน่งอย่างเป็นทางการครั้งแรกสำหรับดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่รู้จักกันนั้นทำโดยวิลเลียม สตีเฟน จาคอบในปี 1855 สำหรับดาวดวงนี้^{[ 100 ]}การคำนวณที่คล้ายกันนี้ถูกทำซ้ำโดยผู้อื่นอีกครึ่งศตวรรษ^{[ 101 ]}จนกระทั่งถูกหักล้างในต้นศตวรรษที่ 20 ^{[ 102 ] [ 103 ]} เป็นเวลาสองศตวรรษที่มีการอ้างถึงการค้นพบดาวบริวารที่มองไม่เห็นในวงโคจรรอบระบบดาวใกล้เคียง ซึ่งทั้งหมดถูกรายงานว่าพบโดยใช้วิธีนี้^{[ 101 ]}ซึ่งสิ้นสุดลงด้วยการประกาศที่โดดเด่นในปี 1996 เกี่ยวกับดาวเคราะห์หลายดวงที่โคจรรอบดาวใกล้เคียงLalande 21185โดยจอร์จ เกตวูด^{[ 104 ] [ 105 ]}ข้ออ้างเหล่านี้ไม่ผ่านการตรวจสอบจากนักดาราศาสตร์คนอื่นๆ และเทคนิคนี้ก็เสื่อมเสียชื่อเสียง^{[ 106 ]}น่าเสียดายที่การเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวฤกษ์นั้นเล็กน้อยมาก และการบิดเบือนของบรรยากาศและระบบนั้นมีขนาดใหญ่มาก จนแม้แต่กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่ดีที่สุดก็ไม่สามารถทำการวัดได้อย่างแม่นยำเพียงพอ ข้ออ้างทั้งหมดเกี่ยวกับดาวเคราะห์บริวารที่มีมวลน้อยกว่า 0.1 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ซึ่งทำขึ้นก่อนปี 1996 โดยใช้วิธีนี้ มีแนวโน้มที่จะเป็นเท็จ ในปี 2002 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลประสบความสำเร็จในการใช้ดาราศาสตร์เพื่อระบุลักษณะของดาวเคราะห์ที่ค้นพบก่อนหน้านี้รอบดาวฤกษ์Gliese 876 ^{[ 107 ]}

กล้องโทรทรรศน์อวกาศไกอาซึ่งปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2013 คาดว่าจะค้นพบดาวเคราะห์หลายพันดวงโดยใช้วิธีการวัดตำแหน่งทางดาราศาสตร์ แต่ก่อนการปล่อยไกอายังไม่มีการยืนยันการค้นพบดาวเคราะห์ดวงใดที่ตรวจพบโดยวิธีการวัดตำแหน่งทางดาราศาสตร์ โครงการ SIM PlanetQuestเป็นโครงการของสหรัฐฯ (ถูกยกเลิกในปี 2010) ซึ่งจะมีศักยภาพในการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะคล้ายกับไกอา

ข้อได้เปรียบที่เป็นไปได้ประการหนึ่งของวิธีการทางดาราศาสตร์คือมีความไวต่อดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรขนาดใหญ่มากที่สุด^{[ 108 ]}ทำให้วิธีการนี้เป็นส่วนเสริมของวิธีการอื่นๆ ที่มีความไวต่อดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรขนาดเล็กมากที่สุด อย่างไรก็ตาม จำเป็นต้องใช้เวลาในการสังเกตที่ยาวนานมาก (หลายปีถึงหลายทศวรรษ) เนื่องจากดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดาวฤกษ์มากพอที่จะตรวจจับได้ด้วยวิธีทางดาราศาสตร์ก็ใช้เวลานานในการโคจรครบรอบเช่นกัน ดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ดวงใดดวงหนึ่งในระบบดาวคู่สามารถตรวจจับได้ง่ายกว่า เนื่องจากทำให้เกิดการรบกวนในวงโคจรของดาวฤกษ์เอง^{[ 108 ]}อย่างไรก็ตาม ด้วยวิธีนี้ จำเป็นต้องมีการสังเกตการณ์ติดตามผลเพื่อระบุว่าดาวเคราะห์ดวงนั้นโคจรรอบดาวฤกษ์ดวงใด

ในปี 2009 มีการประกาศการค้นพบVB 10bโดยวิธีการทางดาราศาสตร์ วัตถุคล้ายดาวเคราะห์ดวงนี้โคจรรอบดาวแคระแดงมวล น้อย VB 10โดยมีรายงานว่ามีมวลเป็นเจ็ดเท่าของดาวพฤหัสบดีหากได้รับการยืนยัน นี่จะเป็นดาวเคราะห์นอกระบบดวงแรกที่ค้นพบโดยวิธีการทางดาราศาสตร์ จากจำนวนมากมายที่เคยมีการกล่าวอ้างมาตลอดหลายปี^{[ 109 ] [ 110 ]}อย่างไรก็ตาม การศึกษาล่าสุด ที่ไม่ขึ้นกับ ความเร็วเชิงรัศมีได้ตัดความเป็นไปได้ของการมีอยู่ของดาวเคราะห์ที่กล่าวอ้างนี้ออก ไป ^{[ 111 ] [ 112 ]}

ในปี 2010 มีการวัดตำแหน่งดาวคู่ 6 ระบบ หนึ่งในระบบดาวที่เรียกว่าHD 176051พบว่ามีดาวเคราะห์ด้วย "ความมั่นใจสูง" ^{[ 108 ]}

ในปี 2018 การศึกษาเปรียบเทียบข้อมูลจากการสังเกตการณ์ของยานอวกาศGaiaกับ ข้อมูลจาก Hipparcosสำหรับ ระบบดาว Beta Pictorisสามารถวัดมวลของดาว Beta Pictoris b ได้ ทำให้สามารถจำกัดขอบเขตของมวลดาวได้มวล11 ± 2 เท่า ของมวลดาวพฤหัสบดี ^{[ 113 ]}ซึ่งสอดคล้องกับการประมาณมวลก่อนหน้านี้ที่ประมาณ 13 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี

ในปี 2019 ข้อมูลจากยานอวกาศ Gaia และ Hipparcos ซึ่งเป็นรุ่นก่อนหน้า ได้ถูกเสริมด้วย ข้อมูล จาก HARPSทำให้สามารถอธิบายε Indi Ab ได้ดีขึ้น โดยระบุ ว่าเป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่คล้ายดาวพฤหัสบดีที่อยู่ใกล้ที่สุดเป็นอันดับสอง มีมวล 3 เท่าของดาวพฤหัสบดี และโคจรในวงโคจรที่มีความเยื้องศูนย์เล็กน้อย โดยมีคาบการโคจร 45 ปี^{[ 114 ]}

ณ ปี 2022 โดยเฉพาะอย่างยิ่งด้วยความช่วยเหลือจาก Gaia การผสมผสานระหว่างความเร็วเชิงรัศมีและการวัดตำแหน่งทางดาราศาสตร์ได้ถูกนำมาใช้ในการตรวจจับและระบุลักษณะของดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดีจำนวนมาก^[ 115 ] ^{[ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]รวมถึง}ดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดีที่อยู่ใกล้ที่สุดอย่าง ε Eridani bและ ε Indi Ab ^{[ 119 ] [ 114 ]}นอกจากนี้ การวัดตำแหน่ง ทางดาราศาสตร์ ด้วยคลื่นวิทยุ โดยใช้VLBAยังถูกนำมาใช้ในการค้นพบดาวเคราะห์ที่โคจรรอบTVLM 513-46546และEQ Pegasi A ^{[ 120 ] [ 121 ]}

ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2563 มีการประกาศการตรวจพบดาวเคราะห์ที่อาจเป็นดาวเคราะห์โคจรรอบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลมาก M51-ULS-1 ในกาแล็กซี Whirlpool ดาวเคราะห์ดวงนี้ถูกตรวจพบโดยการเกิดสุริยุปราคาของแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ ซึ่งประกอบด้วยซากดาวฤกษ์ (อาจเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ) และดาวฤกษ์มวลมาก ซึ่งน่าจะเป็นดาวยักษ์ประเภท B นี่เป็นวิธีเดียวที่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ในกาแล็กซีอื่นได้^{[ 122 ]}

ดาวเคราะห์ที่กำลังก่อตัวสามารถตรวจจับได้จากสัญญาณที่พวกมันสร้างขึ้นในจานดาวเคราะห์ ก่อน กำเนิด ความเร็วของก๊าซในจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดสามารถสังเกตได้ และรูปร่างของพวกมันสามารถเปิดเผยการมีอยู่ของดาวเคราะห์ได้ ดาวเคราะห์รบกวนความเร็วของก๊าซโดยการประทับการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงจากการเคลื่อนที่แบบเคปเลอร์^{[ 123 ] [ 124 ]}วิธีนี้ในปัจจุบันเรียกว่า "จลนศาสตร์ของจาน" ตัวอย่างที่โดดเด่นของจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดรอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีสัญญาณของดาวเคราะห์ฝังอยู่ ได้แก่ HD 97048 ^{[ 125 ]} HD 163296 ^{[ 126 ] [ 127 ]}และ HD 100546 ^{[ 128 ]}

เหตุการณ์ความแปรปรวนที่ไม่เป็นคาบ เช่น การปะทุ สามารถสร้างเสียงสะท้อนที่จางมากในเส้นโค้งแสงได้ หากสะท้อนจากดาวเคราะห์นอกระบบหรือตัวกลางการกระเจิงอื่นๆ ในระบบดาว^{[ 129 ] [ 130 ] [ 131 ] [ 132 ]} เมื่อไม่นานมานี้ ด้วยแรงผลักดันจากความก้าวหน้าในด้านเครื่องมือและเทคโนโลยีการประมวลผลสัญญาณ คาดการณ์ว่าเสียงสะท้อนจากดาวเคราะห์นอกระบบจะสามารถกู้คืนได้จากการวัดทางโฟโตเมตริกและสเปกโตรสโกปิกที่มีความถี่สูงของระบบดาวที่มีกิจกรรม เช่น ดาวแคระ M ^{[ 133 ] [ 134 ] [ 135 ]}เสียงสะท้อนเหล่านี้สามารถสังเกตได้ในทางทฤษฎีในทุกความเอียงของวงโคจร

อาร์เรย์อินเตอร์เฟอโร เมตร แสง/อินฟราเรด(เช่น อาร์เรย์อินเตอร์เฟอโรเมตร 16 ตัวที่เสนอของกล้องโทรทรรศน์ Big Fringe ^{[ 136 ]} ) ไม่ได้รวบรวมแสงมากเท่ากับกล้องโทรทรรศน์เดี่ยวที่มีขนาดเทียบเท่ากัน แต่มีความละเอียดเท่ากับกล้องโทรทรรศน์เดี่ยวที่มีขนาดเท่ากับอาร์เรย์ สำหรับดาวฤกษ์ที่สว่าง กำลังการแยกภาพนี้สามารถใช้ในการสร้างภาพพื้นผิวของดาวฤกษ์ในระหว่างเหตุการณ์การผ่านหน้า และสังเกตเงาของดาวเคราะห์ที่ผ่านหน้า ซึ่งสามารถให้การวัดรัศมีเชิงมุมของดาวเคราะห์โดยตรง และผ่านพาราแลกซ์รัศมีที่แท้จริงของมันได้ ซึ่งมีความแม่นยำมากกว่าการประมาณรัศมีโดยใช้โฟโตเมตรีการผ่านหน้าซึ่งขึ้นอยู่กับการประมาณรัศมีของดาวฤกษ์ ซึ่งขึ้นอยู่กับแบบจำลองลักษณะของดาวฤกษ์ การสร้างภาพยังให้การกำหนดความเอียงที่แม่นยำกว่าโฟโตเมตรีอีกด้วย^{[ 137 ]}

การปล่อย คลื่นวิทยุออโรร่าจากสนามแม่เหล็ก ของดาวเคราะห์นอกระบบ สามารถตรวจจับได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ การปล่อยคลื่นอาจเกิดจากสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์นอกระบบทำปฏิกิริยากับลมดาวฤกษ์ แหล่งกำเนิด พลาสมา ที่อยู่ใกล้เคียง (เช่น ดวงจันทร์ ไอโอของดาวพฤหัสบดี ที่มี ภูเขาไฟเคลื่อนที่ผ่านสนามแม่เหล็ก) หรือการทำปฏิกิริยาของสนามแม่เหล็กกับตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์แม้ว่าจะมีการอ้างว่ามีการค้นพบหลายอย่าง แต่จนถึงปัจจุบันยังไม่มีการตรวจสอบยืนยันใดๆ การค้นหาที่ละเอียดอ่อนที่สุดสำหรับการปล่อยคลื่นวิทยุโดยตรงจากสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์นอกระบบ หรือจากสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์นอกระบบที่ทำปฏิกิริยากับสนามแม่เหล็กจากดาวฤกษ์แม่ ได้ดำเนินการโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Arecibo ^{[ 138 ] [ 139 ]}

นอกจากจะช่วยให้สามารถศึกษาสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์นอกระบบได้แล้ว การปล่อยคลื่นวิทยุยังอาจใช้ในการวัดอัตราการหมุนภายในของดาวเคราะห์นอกระบบได้อีกด้วย^{[ 140 ]}

ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2562 นักดาราศาสตร์ ESOซึ่งใช้เครื่องมือ GRAVITYบนกล้องโทรทรรศน์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตรีขนาดใหญ่มาก (VLTI) ได้ประกาศการตรวจพบดาวเคราะห์นอกระบบ HR 8799 e โดยตรงเป็นครั้งแรก โดยใช้ อินเตอร์เฟอโรเม ตรีเชิงแสง^{[ 141 ]}

การพิจารณาการสั่นไหวของอินเตอร์เฟอโรแกรมโดยใช้สเปกโตรมิเตอร์แบบฟูริเยร์ทรานส์ฟอร์ม สามารถเพิ่มความไวในการตรวจจับสัญญาณที่อ่อนมากจากดาวเคราะห์คล้ายโลกได้^{[ 142 ]}

การระบุกลุ่มฝุ่นตามจานโปรโตแพลนเทรียนต์แสดงให้เห็นการสะสมของร่องรอยรอบจุดลากรางจ์จากการตรวจพบฝุ่นนี้ สามารถอนุมานได้ว่ามีดาวเคราะห์อยู่จริงซึ่งได้สร้างการสะสมเหล่านั้นขึ้น^{[ 143 ]}

คาดว่า Laser Interferometer Space Antenna (LISA) สำหรับสังเกตการณ์คลื่นความโน้มถ่วงจะสามารถตรวจจับการมีอยู่ของดาวเคราะห์ขนาดใหญ่และดาวแคระน้ำตาลที่โคจรรอบดาวแคระขาวคู่ได้ จำนวนการตรวจพบดังกล่าวในทางช้างเผือกคาดว่าจะอยู่ในช่วง 17 ในสถานการณ์ที่เลวร้ายที่สุดไปจนถึงมากกว่า 2,000 ในสถานการณ์ที่มองโลกในแง่ดี และแม้แต่การตรวจพบนอกกาแล็กซีในเมฆแมเจลแลนก็อาจเป็นไปได้ ซึ่งเกินกว่าขีดความสามารถในปัจจุบันของวิธีการตรวจจับอื่นๆ^{[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]}

แผ่นดิสก์ของฝุ่นอวกาศ ( แผ่นดิสก์เศษซาก ) ล้อมรอบดาวฤกษ์หลายดวง ฝุ่นสามารถตรวจจับได้เนื่องจากมันดูดซับแสงดาวปกติและปล่อยออกมาเป็น รังสี อินฟราเรดแม้ว่าอนุภาคฝุ่นจะมีมวลรวมน้อยกว่ามวลของโลกมาก แต่ก็ยังมีพื้นที่ผิวรวมมากพอที่จะส่องสว่างกว่าดาวฤกษ์ต้นกำเนิดในความยาวคลื่นอินฟราเรด^{[ 147 ]}

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลสามารถสังเกตจานฝุ่นได้ด้วยเครื่องมือ NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) ปัจจุบันกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ ซึ่ง เป็นเครื่องมือคู่แฝดของฮับเบิล และกล้องโทรทรรศน์อวกาศเฮอร์เชลขององค์การอวกาศยุโรป ได้ถ่ายภาพที่ดีกว่ามาก โดยสามารถมองเห็นคลื่นความยาว อินฟราเรดได้ลึกกว่าฮับเบิล ปัจจุบันมีการค้นพบจานฝุ่นรอบดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ที่อยู่ใกล้เคียงมากกว่า 15% แล้ว^{[ 148 ]}

เชื่อกันว่าฝุ่นเกิดจากการชนกันระหว่างดาวหางและดาวเคราะห์น้อยแรงดันรังสีจากดาวฤกษ์จะผลักอนุภาคฝุ่นออกไปสู่อวกาศระหว่างดาวในช่วงเวลาที่ค่อนข้างสั้น ดังนั้น การตรวจพบฝุ่นจึงบ่งชี้ถึงการเติมเต็มอย่างต่อเนื่องจากการชนกันใหม่ ๆ และเป็นหลักฐานทางอ้อมที่แข็งแกร่งของการมีอยู่ของวัตถุขนาดเล็ก เช่น ดาวหางและดาวเคราะห์น้อยที่โคจรรอบดาวฤกษ์แม่^{[ 148 ]}ตัวอย่างเช่น จานฝุ่นรอบดาวฤกษ์เทาเซติบ่ง ชี้ว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นมีประชากรของวัตถุที่คล้ายกับ แถบไคเปอร์ของระบบสุริยะของเราแต่มีความหนาอย่างน้อยสิบเท่า^{[ 147 ]}

ในเชิงคาดการณ์มากขึ้น ลักษณะต่างๆ ในจานฝุ่นบางครั้งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของดาวเคราะห์ขนาดเต็ม จานบางจานมีโพรงตรงกลาง ซึ่งหมายความว่าจริงๆ แล้วมันมีรูปร่างเป็นวงแหวน โพรงตรงกลางอาจเกิดจากดาวเคราะห์ที่ "กวาดล้าง" ฝุ่นภายในวงโคจรของมัน จานอื่นๆ มีกลุ่มก้อนที่อาจเกิดจากอิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ ลักษณะทั้งสองแบบนี้มีอยู่ในจานฝุ่นรอบดาวเอปซิลอน อีริดานีซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของดาวเคราะห์ที่มีรัศมีวงโคจรประมาณ 40 AU (นอกเหนือจากดาวเคราะห์ชั้นในที่ตรวจพบผ่านวิธีการความเร็วเชิงรัศมี) ^{[ 149 ]} ปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวเคราะห์กับจานประเภทนี้สามารถจำลองได้ทางตัวเลขโดยใช้เทคนิคการปรับแต่งการชน^{[ 150 ]}

การวิเคราะห์สเปกตรัมของชั้นบรรยากาศของดาวแคระขาวมักพบการปนเปื้อนของธาตุหนัก เช่นแมกนีเซียมและแคลเซียมธาตุเหล่านี้ไม่สามารถกำเนิดมาจากแกนกลางของดาวฤกษ์ได้ และเป็นไปได้ว่าการปนเปื้อนมาจากดาวเคราะห์น้อยที่เข้าใกล้ดาวฤกษ์เหล่านี้มากเกินไป (ภายในขีดจำกัดของโรช ) เนื่องจากการปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับดาวเคราะห์ขนาดใหญ่กว่า และถูกฉีกขาดออกจากกันด้วยแรงไทดัลของดาวฤกษ์ ดาวแคระขาวอายุน้อยมากถึง 50% อาจมีการปนเปื้อนในลักษณะนี้^{[ 151 ]}

นอกจากนี้ ฝุ่นที่เป็นสาเหตุของมลภาวะในชั้นบรรยากาศอาจตรวจพบได้ด้วยรังสีอินฟราเรดหากมีปริมาณมากพอ คล้ายกับการตรวจจับจานเศษซากรอบดาวฤกษ์ลำดับหลัก ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ชี้ให้เห็นว่าดาวแคระขาว 1-3% มีฝุ่นรอบดาวที่ตรวจจับได้^{[ 152 ]}

ในปี 2558 มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยที่โคจรผ่านดาวแคระขาวWD 1145+017 [ ^{153 ] วัสดุ}นี้โคจรด้วยคาบประมาณ 4.5 ชั่วโมง และรูปร่างของเส้นโค้งแสงการผ่านแสดงให้เห็นว่าวัตถุขนาดใหญ่กำลังสลายตัว ซึ่งส่งผลให้เกิดการปนเปื้อนในชั้นบรรยากาศของดาวแคระขาว

ดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ได้รับการยืนยันส่วนใหญ่ถูกค้นพบโดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศ (ณ เดือนมกราคม 2558) ^{[ 154 ]}วิธีการตรวจจับหลายวิธีสามารถทำงานได้อย่างมีประสิทธิภาพมากขึ้นด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศที่หลีกเลี่ยงหมอกควันและความปั่นป่วนใน ชั้นบรรยากาศ COROT (2007-2012) และKeplerเป็นภารกิจอวกาศที่อุทิศให้กับการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะโดยใช้การผ่านหน้า COROT ค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะใหม่ประมาณ 30 ดวง Kepler (2009-2013) และ K2 (2013- ) ได้ค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ได้รับการยืนยันแล้วกว่า 2,000 ดวง^{[ 155 ]}กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและMOSTก็ได้ค้นพบหรือยืนยันดาวเคราะห์บางดวง เช่นกัน กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ อินฟราเรด ถูกใช้เพื่อตรวจจับการผ่านหน้าของดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ รวมถึงการบังดาวเคราะห์โดยดาวฤกษ์แม่และเส้นโค้งเฟส^{[ 18 ] [ 19 ] [ 156 ]}

ภารกิจGaiaซึ่งเปิดตัวในเดือนธันวาคม 2013 ^{[ 157 ]}จะใช้การวัดตำแหน่งทางดาราศาสตร์เพื่อกำหนดมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์นอกระบบใกล้เคียง 1,000 ดวง[ ^{158 ] [ 159 ] TESS}ซึ่งเปิดตัวในปี 2018, CHEOPSที่เปิดตัวในปี 2019 และPLATOในปี 2026 จะใช้วิธีการผ่านหน้า

• การตรวจสอบโดยความหลากหลาย^{[ 162 ]}
• ลายเซ็นสีการขนส่ง^{[ 163 ]}
• การตรวจเอกซเรย์คอมพิวเตอร์แบบดอปเปลอร์^{[ 164 ]}
• การทดสอบเสถียรภาพแบบไดนามิก^{[ 165 ]}
• การแยกแยะระหว่างดาวเคราะห์และกิจกรรมของดาวฤกษ์^{[ 166 ]}
• ค่าชดเชยการขนส่ง^{[ 167 ]}

• สเปกโทรสโกปีการส่งผ่าน
• สเปกโทรสโกปี การปล่อย ^{[ 168 ]}แยกเฟส^{[ 169 ]}
• การถ่ายภาพแบบสเปคเคิล^{[ 170 ]} / การถ่ายภาพแบบลัคกี้^{[ 171 ]}เพื่อตรวจจับดาวบริวารที่ดาวเคราะห์อาจโคจรรอบแทนดาวฤกษ์หลัก ซึ่งจะเปลี่ยนแปลงพารามิเตอร์ของดาวเคราะห์ที่ได้มาจากพารามิเตอร์ของดาวฤกษ์
• ผลกระทบโฟโตเอ็กเซอร์ซีท^{[ 172 ]}
• ผลกระทบของรอสซิเตอร์-แมคลาฟลิน

• รายชื่อดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ
• รายชื่อดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ
• เอ็กโซมูน
• ดาวเคราะห์นอกระบบ

• PlanetQuest ของ NASA
• Lunine, Jonathan I.; MacIntosh, Bruce; Peale, Stanton (2009). "การตรวจจับและลักษณะเฉพาะของดาวเคราะห์นอกระบบ" . Physics Today . 62 (5): 46. Bibcode : 2009PhT....62e..46L . doi : 10.1063/1.3141941 . S2CID  12379824 .
• กราฟแสดงความสว่างของดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์
• ฮาร์ดี้, เลียม. "การเคลื่อนผ่านหน้าดาวนอกระบบสุริยะ" . วิดีโออวกาศห้วงลึก . เบรดี้ ฮาราน .
• สมการความเร็วเชิงรัศมีในการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบ (สเปกโทรสโกปีแบบดอปเปลอร์หรือวิธีวอบเบิล) เก็บถาวรเมื่อวันที่ 2 ธันวาคม 2021 ที่Wayback Machine
• Sackett, Penny (2010). "ไมโครเลนส์ดาวเคราะห์นอกระบบ" . Scholarpedia . 5 (1): 3991. Bibcode : 2010SchpJ...5.3991S . doi : 10.4249/scholarpedia.3991 .
• Alhejress, Omaymah A. (1 ธันวาคม 2023). "ระบบนอกโลกภายใต้แรงโน้มถ่วงที่เปลี่ยนแปลง" . Europhysics Letters . 144 (5): 59001. Bibcode : 2023EL....14459001A . doi : 10.1209/0295-5075/ad152d .