외계 행성 검출 방법

Methods of detecting exoplanets
2022년까지 매년 발견된 외계 행성 수(색상은 검출 방법을 나타낸다):
다이렉트 이미징
마이크로렌즈
교통편
반지름 속도
타이밍.

어떤 행성도 모항성에 비해 매우 희미한 광원이다.예를 들어, 태양과 같은 별은 태양 주위를 도는 행성들의 반사된 빛보다 약 10억 배 더 밝다.이러한 희미한 광원을 감지하는 것이 본질적으로 어려울 뿐만 아니라, 모항성의 빛은 이를 씻어내는 눈부심을 일으킵니다.이러한 이유로 2014년 4월 현재 보고된 외계 행성 중 직접적으로 관측된 행성은 거의 없으며, 그 중 모항성에서 발견된 행성은 더 적다.

대신에 천문학자들은 일반적으로 외계 행성을 발견하기 위해 간접적인 방법에 의존해야 했다.2016년 현재, 몇 가지 다른 간접 방법이 성공을 거두었다.

확립된 검출 방법

다음 방법들은 새로운 행성을 발견하거나 이미 발견된 행성을 발견하는데 적어도 한 번은 성공적이었다는 것이 입증되었다.

반지름 속도

주요 기사:도플러 분광법 및 시선 속도로 검출된 외계 행성 목록
18 델피니 b의 반경 속도 그래프.

행성이 있는 별은 행성의 중력에 반응하여 자신의 작은 궤도로 움직일 것이다.이는 별이 지구를 향해 또는 지구로부터 멀어지는 속도, 즉 지구에 대한 별의 반지름 속도에 변화를 일으킵니다.반지름 속도는 도플러 [1]효과로 인한 모항성의 스펙트럼 라인 변위로부터 추론할 수 있습니다.반지름-속도 방법은 이항 질량 함수를 사용하여 행성의 존재를 확인하기 위해 이러한 변동을 측정합니다.

질량의 중심 주위를 도는 별의 속도는 행성의 속도보다 훨씬 작다. 왜냐하면 질량 중심 주위를 도는 공전 반경이 매우 작기 때문이다. (예를 들어, 태양은 목성 때문에 약 13m/s 움직이지만, 지구 때문에 약 9cm/s밖에 움직이지 않는다.)그러나 칠레 라실라 천문대의 ESO 3.6m 망원경의 HARPS(고정밀 방사속도 행성 탐색기) 분광계, 멕 망원경의 HEX 분광계, 디스커버리 망원경의 EXPRESE 등 최신 분광계에서는 3m/s 이하의 속도 변화를 검출할 수 있다.방사속도를 측정하기 위한 특히 간단하고 저렴한 방법은 "외부 분산 간섭계"[2]이다.

2012년 경까지, 반경속도법(도플러 분광학으로도 알려져 있음)은 행성 사냥꾼들이 사용하는 가장 생산적인 기술이었다. (2012년 이후, 케플러 우주선의 통과 방법이 그것을 앞질렀다.)반지름 속도 신호는 거리에 의존하지 않지만, 높은 정밀도를 얻기 위해서는 높은 신호 대 잡음 비율 스펙트럼이 필요하며, 따라서 일반적으로 지구로부터 약 160광년 떨어진 비교적 가까운 별에서만 낮은 질량의 행성을 찾을 수 있습니다.망원경 하나로 동시에 여러 개의 목표별을 관측하는 것도 불가능하다.목성 질량의 행성들은 수천 광년 떨어진 별들 주위에서 발견될 수 있다.이 방법은 별에 가까운 거대한 행성들을 쉽게 찾아낸다.현대의 분광기는 또한 모항성에서 10 천문단위 떨어진 궤도를 돌고 있는 목성급 행성을 쉽게 발견할 수 있지만, 그러한 행성들을 발견하기 위해서는 수년간의 관찰이 필요하다.지구 질량의 행성은 현재 프록시마 b와 같이 질량이 작은 별 주변의 아주 작은 궤도에서만 발견될 수 있습니다.

두 가지 이유로 질량이 작은 별 주위의 행성을 발견하기가 더 쉽습니다.첫째, 이 별들은 행성으로부터의 중력에 의해 더 많은 영향을 받는다.두 번째 이유는 질량이 작은 주계열성이 일반적으로 상대적으로 느리게 회전하기 때문입니다.빠른 회전은 스펙트럼선 데이터를 덜 선명하게 만듭니다. 왜냐하면 별의 절반은 관측자의 시야에서 빠르게 멀어지는 반면 나머지 절반은 접근하기 때문입니다.주계열을 떠나면 별의 회전이 느려지기 때문에 별이 주계열을 떠나면 질량이 더 큰 별 주위의 행성을 발견하는 것이 더 쉽다.

때때로 도플러 분광법은 특히 다중 행성 및 다중 별 시스템에서 잘못된 신호를 생성한다.자기장과 특정 유형의 항성 활동도 잘못된 신호를 줄 수 있습니다.항성에 행성이 여러 개 있을 경우 데이터가 부족하여 잘못된 신호가 발생할 수 있으며, 따라서 항성은 일반적으로 연속적으로 [3]관측되지 않기 때문에 여러 솔루션이 데이터에 적합할 수 있습니다.행성계의 안정성 분석, 주성 측광 분석, 자전 주기 및 항성 활동 주기 등을 통해 잘못된 신호를 제거할 수 있습니다.

지구에서 볼 때 궤도가 매우 기울어져 있는 행성은 눈에 보이는 흔들림을 줄여주므로 발견하기가 더 어렵다.시선속도법의 장점 중 하나는 행성 궤도의 이심률을 직접 측정할 수 있다는 것이다.반지름 속도법의 주요 단점 중 하나는 행성의 최소 질량(M true sini \ i만 추정할 수 있다는 것입니다.기울기 각도 i의 후방 분포는 행성의 [4]실제 질량 분포에 따라 달라집니다.그러나 상대적으로 가까운 궤도를 도는 행성이 여러 개 있고 질량이 충분할 경우 궤도 안정성 분석을 통해 이들 행성의 최대 질량을 제한할 수 있다.반지름-속도 방법을 사용하여 전송 방법에 의한 소견을 확인할 수 있습니다.두 가지 방법을 함께 사용하면 행성의 실제 질량을 추정할 수 있습니다.

별의 반경 속도는 행성의 최소 질량을 제공하지만, 행성의 스펙트럼 라인과 별의 스펙트럼 라인을 구별할 수 있다면 행성의 반경 속도를 알 수 있으며, 이는 행성 궤도의 기울기를 제공합니다.이를 통해 행성의 실제 질량을 측정할 수 있습니다.이것은 또한 잘못된 긍정을 배제하고 행성의 구성에 대한 데이터를 제공합니다.주요 쟁점은 행성이 상대적으로 밝은 별 주위를 돌고 행성이 많은 [5]빛을 반사하거나 방출할 경우에만 이러한 탐지가 가능하다는 것이다.

통과 측광학

다음 항목도 참조하십시오.통과 외계행성과 통과(천문학적) 목록

기술, 장점 및 단점

외계 행성을 탐지하는 통과 방법.그림 아래의 그래프는 지구가 시간 경과에 따라 받은 빛의 수준을 보여줍니다.
케플러-6b 측광학[6]
다른 항성계에서 본 것처럼 태양을 통과하는 목성(및 그 위성 2개)의 시뮬레이션 실루엣
이론적으로 외계행성의 [7]광선곡선입니다.이 이미지는 외계행성이 항성에 있는 위치에 상대적인 통과 외계행성의 통과 깊이(θ), 통과 기간(T), 진입/출입 기간(θ)을 보여줍니다.

반지름 속도법은 행성의 질량에 대한 정보를 제공하는 반면, 광도법은 행성의 반지름을 결정할 수 있다.만약 행성이 모항성의 원반 앞을 가로지른다면, 항성과 [8]행성의 상대적 크기에 따라 관측된 별의 시각적 밝기는 작은 양만큼 감소합니다.예를 들어 HD 209458의 경우 별은 1.7% 감광합니다.그러나 대부분의 통과 신호는 상당히 작습니다. 예를 들어 태양과 비슷한 별을 통과하는 지구 크기의 행성은 조광률이 80ppm(0.008%)에 불과합니다.

이론적인 통과 외계행성 광곡선 모델은 관측된 행성계의 특징인 통과 깊이(θ), 통과 기간(T), 진입/출사 기간(θ) 및 외부행성의 주기(P)를 예측한다.그러나 이러한 관측 수량은 몇 가지 가정에 기초한다.계산의 편의를 위해 행성과 별은 구형이고 항성 원반은 균일하며 궤도는 원형이라고 가정합니다.관측된 통과 외계행성이 별을 통과하는 동안 상대적인 위치에 따라 광도 곡선의 관측된 물리적 매개변수가 변경됩니다.통과 광선 곡선의 통과 깊이(θ)는 통과 중 별의 정규화된 플럭스의 감소를 나타냅니다.이것은 별의 반지름과 비교하여 외계 행성의 반지름을 자세히 보여줍니다.예를 들어, 만약 외계행성이 태양 반지름 크기의 별을 통과한다면, 더 큰 반경을 가진 행성은 통과 깊이를 증가시키고, 더 작은 반경을 가진 행성은 통과 깊이를 감소시킬 것이다.외계행성의 통과 기간(T)은 행성이 별을 통과하는 데 걸리는 시간입니다.이 관측된 매개변수는 행성이 별을 통과할 때 궤도에서 얼마나 빨리 또는 느리게 움직이는지에 따라 달라집니다.통과 광선 곡선의 입사/출사 지속 시간(θ)은 행성이 별을 완전히 덮고(입사) 별을 완전히 밝히는 데 걸리는 시간을 나타냅니다.행성이 항성 지름의 한쪽 끝에서 다른 쪽 끝으로 이동하면 행성이 별을 완전히 덮는 데 걸리는 시간이 줄어들기 때문에 진입/출입 기간이 짧아집니다.행성이 직경이 아닌 다른 지점을 기준으로 별을 통과하는 경우, 행성이 별을 부분적으로 [9]덮는 데 더 오랜 시간이 걸리기 때문에 지름에서 더 멀리 이동할수록 진입/출입 기간이 길어집니다.이러한 관측 가능한 매개변수를 통해 여러 가지 물리적 매개변수(반장축, 별 질량, 별 반지름, 행성 반지름, 편심 및 기울기)가 계산을 통해 결정됩니다.별의 반지름 속도 측정을 조합하여 행성의 질량도 결정됩니다.

이 방법에는 크게 두 가지 단점이 있습니다.첫째, 행성의 궤도가 천문학자들의 유리한 지점에서 완전히 정렬되었을 때만 행성 통과가 관찰된다.행성 궤도면이 별에 대한 가시선에 직접 있을 확률은 별의 지름과 궤도의 지름의 비율입니다(작은 별에서는 행성의 반지름도 중요한 요소입니다).궤도가 작은 행성의 약 10%가 이러한 정렬을 가지고 있으며, 궤도가 큰 행성의 경우 그 비율이 감소합니다.태양 크기의 별을 1AU로 공전하는 행성의 경우, 무작위 정렬로 통과가 발생할 확률은 0.47%입니다.따라서 이 방법은 특정 별이 행성의 숙주가 아니라는 것을 보장할 수 없다.하지만, 수천 혹은 심지어 수십만 개의 별들이 포함된 하늘의 넓은 지역을 동시에 조사함으로써, 통과 조사는 지름-속도 [10]방법보다 더 많은 외계 행성들을 발견할 수 있다.지상 기반 MEarth Project, Super와 같은 여러 조사가 이러한 접근방식을 취했습니다.WASP, KELT, HATNet뿐만 아니라 우주 기반의 COROT, 케플러, TESS 미션도 있습니다.이 교통수단은 또한 수천 광년 떨어진 별 주위의 행성들을 탐지할 수 있는 이점도 가지고 있다.궁수자리 창 일식 외계 행성 탐사에 의해 발견된 가장 먼 행성은 은하 중심 근처에 있습니다.그러나 현재 기술로는 이러한 별들의 신뢰할 수 있는 추적 관찰이 거의 불가능합니다.

이 방법의 두 번째 단점은 잘못된 탐지 비율이 높다는 것입니다.2012년 연구에 따르면 케플러 임무에 의해 관측된 통과에 대한 거짓 양성 비율은 단일 행성계에서 40%[11]까지 높을 수 있습니다.이러한 이유로 단일 통과 검출을 하는 별은 일반적으로 반지름-속도법 또는 궤도 밝기 변조법을 통해 추가 확인이 필요하다.반지름 속도법은 목성 크기나 더 큰 행성에서 특히 필요한데, 그 크기의 물체는 행성뿐만 아니라 갈색 왜성과 작은 별까지도 포함하기 때문입니다.두 개 이상의 행성 후보가 있는 별에서는 거짓 양성 비율이 매우 낮기 때문에, 그러한 탐지는 종종 광범위한 추적 관찰 없이도 검증될 수 있다.일부는 통과 타이밍 변동 [12][13][14]방법을 통해서도 확인할 수 있다.

하늘에 있는 빛의 많은 점들은 플럭스 측정에 의해 지나가는 행성으로 보일 수 있는 밝기 변화를 가지고 있습니다.통과 광도 측정법의 거짓 양성은 혼합 일식 쌍성계, 방목 일식 쌍성계, 행성 크기의 별에 의한 일식의 세 가지 일반적인 형태로 발생합니다.행성들은 보통 약 2R보다J,[15] 작지만 혼합되거나 방목되는 쌍성계의 경우 일식이 더 낮기 때문에, 일식은 보통 외계 행성 통과와 구별되는 깊은 일식을 만들어냅니다.

혼합 일식 쌍성계는 보통 다른 거리에 있는 동일한 시야선을 따라 세 번째(보통 밝은) 별과 혼합된 정상적인 일식 쌍성으로 구성됩니다.세 번째 별의 지속적인 빛은 측정된 일식 깊이를 희석시키므로 광곡선은 지나가는 외계행성과 비슷할 수 있습니다.이러한 경우, 표적은 작은 주계열 2차 또는 주계열 [16]2차인 거대 주계열 1차 또는 주계열 2차인 거대별을 포함하는 경우가 가장 많다.

방목 일식 쌍성계는 한 물체가 다른 물체의 사지를 거의 스치지 않는 시스템이다.이 경우, 광도 곡선의 최대 통과 깊이는 두 별의 반지름 제곱비에 비례하지 않고, 대신 보조 별에 의해 차단된 주성의 작은 부분에만 의존하게 된다.플럭스의 작은 기울기는 외계 행성 통과와 유사할 수 있다.이 범주의 거짓 양성 사례 중 일부는 일식 쌍성계가 원형 궤도를 가지고 있고 두 동반성의 질량이 서로 다를 경우 쉽게 찾을 수 있다.궤도의 주기적 특성으로 인해, 2차적 현상을 가리는 1차적 현상 중 하나와 그 반대 현상이 두 가지 있을 것이다.만약 두 별의 질량이 상당히 다르고 반지름과 광도가 다르다면, 이 두 일식은 깊이가 다를 것입니다.이러한 얕고 깊은 통과 이벤트의 반복은 쉽게 감지될 수 있으며, 따라서 이 시스템은 방목 일식 쌍성계로 인식될 수 있습니다.그러나 두 항성의 질량이 거의 같다면 이 두 일식은 구별할 수 없기 때문에 통과 광도 측정만으로 방목일식 쌍성계를 관측할 수 없습니다.

이 이미지는 갈색왜성과 큰 행성의 상대적 크기를 보여준다.

마지막으로, 가스 거대 행성과 거의 같은 크기의 두 종류의 별, 백색왜성과 갈색왜성이 있습니다.이것은 가스 거대 행성, 백색 왜성, 갈색 왜성이 모두 퇴화된 전자 압력에 의해 지탱되고 있기 때문입니다.광도 곡선은 통과하는 물체의 크기에만 의존하기 때문에 질량을 구분하지 않습니다.가능한 경우 반경 속도 측정을 사용하여 통과 또는 일식 물체가 행성 질량이 13MJ 미만임을 확인합니다.전송 시간의 변동은 M을 결정할P 수도 있습니다.방사 속도 궤도로 알려진 도플러 단층 촬영은 최소P M과 투영된 싱-오빗 정렬을 얻을 수 있습니다.

적색거성은 주변의 행성을 탐지하는 데 또 다른 문제가 있는데, 이 별들 주변의 행성들은 큰 별 크기 때문에 통과할 가능성이 훨씬 높지만, 적색거성은 몇 시간에서 며칠의 주기로 밝기에서 빈번한 맥동을 일으키기 때문에 이러한 통과 신호는 주성의 밝기 곡선과 분리하기 어렵습니다.이것은 특히 하위 항목에서 두드러진다.게다가, 이 별들은 훨씬 더 밝으며, 통과하는 행성은 이 별들로부터 오는 빛의 훨씬 적은 비율을 차단합니다.반대로, 행성들은 중성자별이나 백색왜성과 같은 아주 작은 별들을 완전히 가릴 수 있는데, 이것은 지구에서 쉽게 발견할 수 있는 사건이다.그러나 별의 크기가 작기 때문에 행성이 이런 별의 잔해에 맞춰질 가능성은 극히 적다.

통과법을 사용하여 발견된 행성의 특성(질량 및 반지름)과 통과하지 않는 외계행성의 최소 질량 분포 n(연회색 막대 차트) 비교.슈퍼지구는 검은색이다.

통과 방법의 주된 장점은 행성의 크기가 빛의 곡선으로 결정된다는 것이다.행성의 질량을 결정하는 지름-속도법과 결합하면, 행성의 밀도를 결정할 수 있고, 따라서 행성의 물리적 구조에 대해 배울 수 있습니다.두 가지 방법으로 연구된 행성들은 지금까지 알려진 모든 외계 [17]행성들 중에서 가장 잘 특징지어졌습니다.

통과 방법은 또한 통과 행성의 대기를 연구하는 것을 가능하게 한다.행성이 별을 통과할 때, 별에서 나오는 빛은 행성의 상층 대기를 통과합니다.고해상도 항성 스펙트럼을 주의 깊게 연구하면 행성 대기에 존재하는 원소를 발견할 수 있다.행성 대기와 그 문제의 행성은 별빛이 행성 [18]대기를 통과하거나 행성 대기에 반사될 때의 편광도 측정함으로써 탐지될 수 있다.

게다가, 2차 일식은 행성의 방사선을 직접 측정할 수 있게 해주며 다른 행성의 존재 없이도 행성의 궤도 이심률을 억제하는 데 도움이 됩니다.만약 2차 일식 전후의 강도에서 별의 광도 강도를 빼면, 행성에 의해 발생한 신호만 남는다.그러면 행성의 온도를 측정할 수 있고 심지어 행성에서 구름 형성의 가능한 징후도 감지할 수 있다.2005년 3월, 두 그룹의 과학자들이 스피처 우주 망원경으로 이 기술을 사용하여 측정을 수행했다.데이비드 샤르보노가 이끄는 하버드-스미소니언 천체물리학 센터와 L.D.가 이끄는 고다드 우주 비행 센터에서 온 두 팀.데밍은 행성 TrES-1과 HD 209458b를 각각 연구했다.측정 결과 행성의 온도는 TrES-1의 경우 1,060 K (790 °C), HD 209458 [19][20]b의 경우 1,130 K (860 °C)였습니다.게다가 뜨거운 해왕성 글리제 436 b는 2차 일식에 들어가는 것으로 알려져 있다.그러나 일부 통과 행성은 지구를 기준으로 2차 일식에 들어가지 않도록 궤도를 돌며 HD 17156 b는 후자의 일식일 가능성이 90% 이상입니다.

역사

프랑스 우주국 임무인 CoRoT는 2006년에 대기 섬광이 없어 정확도가 향상되는 궤도에서 행성 간 통과를 찾기 시작했다.이 임무는 "지구보다 몇 배에서 몇 배 더 큰" 행성들을 탐지할 수 있도록 설계되었고 "예상했던 것보다 더 잘" 수행되었으며, 2008년 초에 두 개의 외계 행성들[21] (둘 다 "뜨거운 목성" 유형)이 발견되었다.2013년 6월, CoRoT의 외계 행성 수는 32개였으며, 아직 몇 개가 확인되었다.이 위성은 2012년 11월(미션이 두 번 연장된 후)에 데이터 전송을 중단하고 2013년 [22]6월에 폐기되었다.

2009년 3월, NASA의 임무 케플러는 백조자리의 많은 별들을 지구 크기의 행성들을 탐지하고 특징짓기 위한 측정 정밀도로 스캔하기 위해 발사되었다.NASA의 케플러 미션은 행성들을 찾기 위해 10만 개의 별들을 스캔하기 위해 통과 방법을 사용한다.3.5년의 임무가 끝날 때쯤이면, 그 위성은 지구보다 작은 행성들을 밝혀낼 수 있는 충분한 데이터를 수집할 수 있을 것으로 기대되었다.10만 개의 별을 동시에 스캔함으로써, 그것은 지구 크기의 행성을 발견할 수 있었을 뿐만 아니라, 태양과 비슷한 [23]별 주위에 있는 그러한 행성들의 수에 대한 통계를 수집할 수 있었다.

2011년 2월 2일, 케플러 팀은 생명체가 살 수 있는 영역에 있을 가능성이 있는 54개를 포함하여 1,235개의 외계 행성 후보 목록을 발표했다.2011년 12월 5일, 케플러 팀은 2,326개의 행성 후보를 발견했다고 발표했습니다. 이 중 207개는 지구와 비슷하고, 680개는 슈퍼 지구 크기, 1,181개는 해왕성 크기, 203개는 목성 크기, 55개는 목성 크기입니다.2011년 2월의 수치와 비교하면, 지구 크기의 행성과 슈퍼 지구 크기의 행성은 각각 200%, 140% 증가했다.게다가, 48개의 행성 후보들이 조사된 별들의 거주 가능 구역에서 발견되었는데, 이는 12월 자료에서 사용된 더 엄격한 기준 때문에 2월 수치보다 감소한 것이다.2013년 6월까지 행성 후보들의 수는 3,278개로 증가했고, 확인된 행성들 중 일부는 지구보다 작았고, 일부는 화성 크기(케플러-62c 등),[24] 그리고 심지어 수성보다 작았다.

통과 외계 행성 탐사 위성은 2018년 4월에 발사되었다.

반사 및 방출 변조

별 주위의 가까운 궤도에 있는 단주기 행성은 달처럼 보름에서 새 것, 그리고 다시 돌아오는 단계를 거치기 때문에 반사된 빛의 변화를 겪을 것입니다.게다가, 이 행성들은 많은 별빛을 받기 때문에, 열을 가해 열 방출을 탐지할 수 있습니다.망원경은 별로부터 행성을 분해할 수 없기 때문에 결합된 빛만 볼 수 있고, 주성의 밝기는 각 궤도에서 주기적으로 변화하는 것으로 보인다.비록 효과는 작지만 - 필요한 광도 정밀도는 태양형 별을 가로질러 이동하는 지구 크기의 행성을 감지하는 것과 거의 같다 - 공전 주기가 며칠인 목성 크기의 행성은 케플러 우주 관측소와 같은 우주 망원경으로 탐지할 수 있다.통과 방법처럼, 다른 행성들보다 모항성 근처에서 공전하는 큰 행성들을 발견하는 것이 더 쉽다. 왜냐하면 이 행성들은 모항성으로부터 더 많은 빛을 받기 때문이다.행성의 알베도가 높고 상대적으로 밝은 별 주위에 위치할 때, 행성의 빛의 변화는 가시광선에서는 더 쉽게 감지되는 반면, 어두운 행성이나 저온 별 주변의 행성은 이 방법으로 적외선으로 더 쉽게 감지된다.장기적으로, 이 방법은 궤도 위상과 함께 반사된 빛의 변화가 궤도 기울기와 거의 독립적이고 행성이 별의 원반 앞을 통과할 필요가 없기 때문에 이 임무에 의해 발견될 행성을 가장 많이 찾을 수 있습니다.지구 궤도에서는 반사광의 양이 변하지 않기 때문에 지구의 관점에서 보면 원형의 궤도를 가진 행성을 여전히 탐지할 수 없다.

이 거대 행성의 위상함수 또한 열적 특성과 대기의 함수이다.따라서 위상 곡선은 대기 입자의 크기 분포와 같은 다른 행성의 특성을 제한할 수 있다.행성이 통과하고 그 크기가 알려지면 위상 변화 곡선은 행성의 알베도를 계산하거나 제한하는 데 도움이 됩니다.알베도를 계산할 때 행성의 빛이 간섭할 수 있기 때문에 매우 뜨거운 행성은 더 어렵다.이론적으로, 알베도는 여러 파장의 빛의 변화를 관찰할 때 통과하지 않는 행성에서도 발견될 수 있다.이를 통해 [25]과학자들은 행성이 별을 통과하지 않더라도 행성의 크기를 알아낼 수 있다.

외계 행성에서 반사된 가시광선의 스펙트럼을 최초로 직접 검출한 것은 2015년 국제 천문학자 팀에 의해 이루어졌다.천문학자들은 칠레에 [26][27]있는 유럽남부천문대 라실라 천문대의 HARPS(High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) 기구를 사용하여 주계열성 주위를 도는 최초의 외계 행성인 페가시 51 b의 빛을 연구했다.

CoRoT와[28][29] 케플러 둘 다 행성에서 반사된 빛을 측정했다.하지만, 이 행성들은 그들의 숙주를 통과하기 때문에 이미 알려져 있었다.이 방법으로 발견된 첫 번째 행성은 케플러 70b와 [30]케플러 70c입니다.

상대론적 미소

주요 기사: 상대론적 미소

빛의 변화로부터 외부행성을 탐지하는 별도의 새로운 방법은 별에서 관측된 플럭스의 상대론적 빛을 운동으로 인해 사용합니다.그것은 도플러 빔 또는 도플러 부스팅으로도 알려져 있다.이 방법은 2003년 [31]에이브러햄 롭과 스콧 가우디에 의해 처음 제안되었다.행성이 별을 중력으로 끌어당기면 광자의 밀도와 별의 겉보기 밝기는 관찰자의 관점에서 변합니다.반지름 속도법과 마찬가지로 행성의 궤도 이심률과 최소 질량을 결정하는 데 사용할 수 있습니다.이 방법을 사용하면, 이러한 요소들이 별의 움직임을 증가시키기 때문에 별 가까이에 있는 거대한 행성들을 더 쉽게 발견할 수 있습니다.반지름 속도법과는 달리, 이것은 별의 정확한 스펙트럼을 필요로 하지 않기 때문에 빠르게 회전하는 별과 더 멀리 있는 별 주변의 행성을 찾는 데 더 쉽게 사용될 수 있다.

이 방법의 가장 큰 단점 중 하나는 빛의 변화 효과가 매우 작다는 것입니다.태양과 비슷한 별에서 0.025AU 떨어진 궤도를 돌고 있는 목성질량 행성은 궤도가 가장자리에 있을 때에도 거의 감지되지 않습니다.행성에서 방출되고 반사된 별빛의 양이 상대론적 빛으로 인한 빛의 변화보다 훨씬 크기 때문에 이것은 새로운 행성을 발견하는 데 이상적인 방법이 아닙니다.그러나 이 방법은 반지름 속도 관측에서 추적 데이터를 수집할 필요 없이 행성의 질량을 측정할 수 있기 때문에 여전히 유용합니다.

2013년 [32][33]이 방법(Kepler-76b)을 이용한 첫 행성 발견이 발표됐다.

타원체 변이

거대한 행성들은 그들의 숙주 별들에게 약간의 조석 왜곡을 일으킬 수 있다.별 모양이 약간 타원형일 경우, 별의 타원형 부분이 관찰자의 시야를 향하는지 여부에 따라 겉으로 보이는 밝기가 달라집니다.상대론적 비임법과 마찬가지로 행성의 최소 질량을 결정하는 데 도움이 되며, 민감도는 행성의 궤도 기울기에 따라 달라집니다.항성의 겉보기 밝기에 미치는 영향의 범위는 상대론적 빛을 내는 방법보다 훨씬 클 수 있지만 밝기 변화 주기는 두 배 더 빠릅니다.또한 항성 반지름에 대한 반장축 비율이 낮고 별의 밀도가 낮으면 행성의 모양이 더 왜곡됩니다.이것은 이 방법을 주계열을 [34]떠난 별 주위의 행성을 찾는데 적합하게 만든다.

펄서 타이밍

다음 항목도 참조하십시오.시기별 외계 행성 목록
펄서 PSR 1257+12의 행성계에 대한 아티스트의 인상

펄서는 초신성으로 폭발한 별의 작고 초밀도의 잔해인 중성자별이다.펄사는 회전하면서 매우 규칙적으로 전파를 방출한다.펄서의 고유 회전이 매우 규칙적이기 때문에 관측된 전파 펄스의 타이밍에서 약간의 이상을 사용하여 펄서의 움직임을 추적할 수 있습니다.보통의 별처럼, 펄서는 행성이 있다면 자신의 작은 궤도로 움직일 것이다.그러면 펄스 타이밍 관측치를 기반으로 한 계산을 통해 해당 [35]궤도의 매개변수를 확인할 수 있습니다.

이 방법은 원래 행성 탐지를 위해 고안되지 않았지만, 매우 민감해서 다른 어떤 방법보다 훨씬 작은, 지구 질량의 10분의 1도 안 되는 행성을 탐지할 수 있다.그것은 또한 행성계의 다양한 구성원들 사이의 상호 중력 섭동을 탐지할 수 있으며, 그 결과 행성들과 그들의 궤도 매개변수에 대한 더 많은 정보를 밝힐 수 있다.게다가 펄서로부터 비교적 멀리 떨어져 있는 행성도 쉽게 발견할 수 있다.

펄서 타이밍 방법에는 두 가지 주요 단점이 있습니다. 펄서는 상대적으로 드물고 펄서 주위에 행성이 형성되려면 특별한 환경이 필요합니다.따라서, 많은 수의 행성들이 이런 방식으로 [36]발견될 것 같지는 않다.게다가, 고강도 주변 방사선으로 인해 펄서 궤도를 도는 행성에서는 생명체가 생존하지 못할 가능성이 높다.

1992년 알렉산더 볼츠잔과 데일 플레일은 펄서 PSR 1257+12 [37]주변의 행성을 발견하기 위해 이 방법을 사용했다.그들의 발견은 빠르게 확인되었고, 이것은 태양계 [citation needed]밖의 행성들에 대한 첫 확인이었다.

가변성 타이밍

맥동처럼, 다른 유형의 맥동 가변성들은 [38][39]분광학 없이도 맥동 주파수의 도플러 이동으로부터 순전히 광도학적으로 방사 속도를 결정할 수 있을 만큼 충분히 규칙적입니다.이 방법은 주기적인 활동이 길고 덜 규칙적이기 때문에 펄서 타이밍 변동 방법만큼 민감하지 않다.변광성 주변의 행성을 쉽게 탐지할 수 있는 방법은 별의 맥동 주기, 맥동의 규칙성, 행성의 질량, 그리고 항성과의 거리에 따라 달라집니다.

이 방법의 첫 번째 성공은 2007년 V391 Pegasi b가 왜성맥동 [40]주위에서 발견되었을 때 이루어졌다.

운송 시기

주요 기사:전송 타이밍의 변동
1행성 시스템과 2행성 시스템의 행성 이동 타이밍 차이를 보여주는 애니메이션.크레딧: NASA/케플러 미션.
케플러 미션, 외계 행성을 탐지할 수 있는 NASA 미션

트랜짓 타이밍 변동 방식에서는 트랜짓이 엄격한 주기성으로 발생하는지, 또는 변동이 있는지 여부를 검토합니다.여러 개의 통과 행성이 발견되었을 때, 종종 통과 시기 변화 방법을 통해 확인할 수 있다.이는 신호 대 잡음비가 낮기 때문에 반경 속도 방법이 탐지할 수 없는 태양에서 멀리 떨어진 행성계에서 유용합니다.만약 행성이 통과법에 의해 검출되었다면, 통과 시기의 변화는 지구와 비슷한 질량을 가진 시스템에서 추가적인 통과하지 않는 행성을 검출하는 매우 민감한 방법을 제공한다.행성들이 상대적으로 가까운 궤도를 가지고 있고, 적어도 행성들 중 하나가 더 질량이 커 질량이 작은 행성의 공전 주기가 더 [41][42][43]교란될 경우 통과 시점의 변화를 감지하는 것이 더 쉽다.

통과 타이밍 방법의 가장 큰 단점은 보통 행성 자체에 대해 많은 것을 배울 수 없다는 것이다.통과 타이밍의 변화는 행성의 최대 질량을 결정하는 데 도움이 될 수 있습니다.대부분의 경우, 그것은 물체가 행성 질량을 가지고 있는지 확인할 수 있지만, 질량에 좁은 제약을 가하지는 않는다.하지만 케플러-36과 케플러-88 계의 행성들은 질량을 정확하게 결정할 수 있을 정도로 충분히 가까운 궤도를 돌고 있기 때문에 예외가 있다.

TTV를 사용하여 통과하지 않는 행성을 최초로 발견한 것은 나사의 케플러 우주선을 통해 이루어졌다.지나가는 행성 케플러-19b는 진폭이 5분이고 주기가 약 300일인 TTV를 보여주며, 이는 지나가는 [44][45]행성의 주기의 거의 합리적인 배인 두 번째 행성 케플러-19c의 존재를 나타낸다.

공전 행성에서 통과 시점의 변화는 다른 행성의 중력 교란 대신 별의 궤도 운동으로 인해 주로 발생한다.이러한 변화들은 자동화된 방법을 통해 이러한 행성들을 발견하는 것을 더 어렵게 만든다.하지만, 일단 발견되면 [citation needed]이 행성들을 쉽게 확인할 수 있다.

통과 시간 변동

"기간 변동"은 운송에 걸리는 시간의 변화를 말합니다.지속 시간 변화는 같은 계의 다른 행성으로 인한 이심 행성들의 엑소문(exomoon), 근위축 세차 운동 또는 일반 상대성 [46][47]이론으로 인해 발생할 수 있습니다.

통과법을 통해 주위를 도는 행성을 발견하면 통과시간 변동법으로 [48]쉽게 확인할 수 있다.근접 쌍성계에서 별들은 동반성의 움직임을 크게 변화시킵니다. 즉, 지나가는 행성은 통과 기간에 상당한 변화를 보입니다.그러한 최초의 확인은 [48]케플러-16b에서 나왔다.

일식 이진 최소 타이밍

지구의 관점에서 별들이 궤도에서 서로 앞을 지나가도록 쌍성계가 정렬되면, 이 쌍성계는 "이클립스 쌍성계"라고 불립니다.표면이 밝은 별이 다른 별의 원반에 의해 최소한 부분적으로 가려지는 최소 빛의 시간을 1차 일식이라고 하며, 약 반 공전 후, 2차 일식은 밝은 표면적의 별이 다른 별의 일부를 가릴 때 발생합니다.이러한 최소 광도 또는 중앙 일식의 시간은 펄서의 펄스처럼 시스템의 타임스탬프를 구성합니다(플래시라기보다는 밝기의 저하라는 점만 제외).만약 쌍성 주위를 도는 행성이 있다면, 별들은 쌍성질량 중심 주변에서 상쇄될 것입니다.쌍성의 별들이 행성에 의해 앞뒤로 이동함에 따라, 일식 최소의 시간은 달라질 것입니다.이 간격띄우기의 주기성은 근접 쌍성계 [49][50][51]주변의 외계 행성을 탐지하는 가장 신뢰할 수 있는 방법일 수 있습니다.이 방법으로 행성은 질량이 더 크고, 행성 주위를 상대적으로 가깝게 돌고, 별들의 질량이 낮으면 더 쉽게 발견될 수 있습니다.

일식시기법은 통과법보다 모항성으로부터 더 멀리 떨어진 행성을 탐지할 수 있게 해준다.그러나 행성을 암시하는 대격변 변광성 주변의 신호는 불안정한 [clarification needed][52]궤도와 일치하는 경향이 있다.2011년, 케플러-16b는 쌍성시계 변화를 [53]통해 명확히 특징지어진 최초의 행성이 되었다.

중력 마이크로렌즈

주요 기사 : 중력 마이크로렌즈 및 마이크로렌즈로 검출된 외계 행성 목록
중력 마이크로렌즈

중력 마이크로렌즈는 별의 중력장이 렌즈처럼 작용하여 멀리 있는 배경별의 빛을 확대할 때 발생합니다.이 효과는 두 별이 거의 정확히 일직선으로 정렬될 때만 발생합니다.두 별과 지구는 서로 상대적으로 움직이기 때문에 렌즈 끼는 현상은 몇 주 또는 며칠 동안 지속됩니다.이러한 사건은 지난 10년간 천 건 이상 목격되었다.

만약 전경 렌즈 별에 행성이 있다면, 그 행성의 중력장은 렌즈 효과에 감지 가능한 기여를 할 수 있습니다.그럴 가능성이 매우 낮기 때문에, 행성 마이크로렌즈의 기여도를 합리적인 속도로 감지하기 위해서는 매우 먼 별들을 지속적으로 관찰해야 합니다.이 방법은 은하 중심에서 많은 수의 배경별을 제공하기 때문에 지구와 은하 중심 사이의 행성들에게 가장 효과적입니다.

1991년 천문학자 슈데 마오와 보단 파친스키가 중력 마이크로렌즈를 이용해 항성과 쌍성동료를 찾는 방안을 제안했고 1992년 앤디 굴드와 에이브러햄 로브가 외계행성을 탐지하는 방법으로 수정했다.이 방법의 성공은 프로젝트 OGLE(광중력렌즈 실험) 중 폴란드 천문학자 그룹(바르샤바 출신의 Andrzej Udalski, Marcin Kubiak, Michaw Szymaskiski, Bohdan Paczynski)이 실행 가능한 기술을 개발한 2002년으로 거슬러 올라간다.한 달 동안, 그들은 관측의 한계로 인해 명확한 확인을 할 수 없었음에도 불구하고 여러 개의 가능한 행성들을 발견했다.그 이후로, 몇몇 확인된 외계 행성들이 마이크로렌즈를 사용하여 발견되었다.이것은 일반적인 주계열성 [54]주변의 지구와 같은 질량의 행성을 탐지할 수 있는 최초의 방법이었다.

작은(또는 분해능 영상, 큰) 궤도를 가진 행성에 대한 탐지가 편중되어 있는 대부분의 다른 방법과는 달리, 마이크로렌즈 방법은 태양과 비슷한 별에서 약 1-10 천문단위 떨어진 행성을 탐지하는 데 가장 민감합니다.

이 방법의 주목할 만한 단점은 렌즈가 반복되지 않는다는 것입니다.이는 기회 정렬이 다시 발생하지 않기 때문입니다.또한, 발견된 행성들은 수 킬로파섹 떨어져 있는 경향이 있기 때문에, 다른 방법으로는 추적 관찰이 불가능하다.또한 마이크로렌즈를 통해 결정될 수 있는 유일한 물리적 특성은 느슨한 제약 조건 안에서 행성의 질량입니다.궤도 특성은 또한 불명확한 경향이 있는데, 이는 행성이 이심 궤도를 따를 경우 오해의 소지가 있는 모항성으로부터의 현재 반지름이기 때문이다.행성이 별에서 멀리 떨어져 있을 때, 이 방법으로 행성이 탐지 가능한 상태로 궤도의 아주 작은 부분만을 보내기 때문에 행성의 공전 주기를 쉽게 결정할 수 없다.또한 행성 대 별의 질량비에 따라 중력 마이크로렌즈 효과가 증가하기 때문에 질량이 작은 별 주위의 행성을 발견하는 것이 더 쉽습니다.

중력 마이크로렌즈법의 주요 장점은 질량이 작은 행성(원칙적으로 WFIRST와 같은 미래 우주 프로젝트와 함께 화성 질량까지)을 검출할 수 있다는 것이다.또한 궤도 주기가 반경 속도나 통과 방법에 비해 너무 긴 토성과 천왕성에 필적하는 넓은 궤도의 행성들을 검출할 수 있다.ts는 매우 먼 별 주위에 있습니다.충분한 배경별을 정확하게 관찰할 수 있다면,[citation needed] 이 방법은 결국 은하에서 지구와 비슷한 행성이 얼마나 흔한지를 밝혀낼 것이다.

관찰은 보통 로봇 망원경의 네트워크를 사용하여 수행됩니다.유럽연구위원회가 후원하는 OGLE 외에 천체물리학 마이크로렌즈 관측(MOA) 그룹은 이 접근방식을 완성하기 위해 노력하고 있습니다.

PLANET(Proving Lensing Anomalies Network)/RoboNet 프로젝트는 더욱 야심찬 프로젝트입니다.그것은 지구처럼 질량이 작은 행성들로부터 마이크로렌즈 효과를 얻을 수 있는 기회를 제공하면서, 전 세계에 걸쳐 있는 망원경 네트워크에 의해 거의 24시간 내내 커버할 수 있다.이 전략은 넓은 궤도에서 OGLE-2005-BLG-390Lb로 명명된 최초의 저질량 [54]행성을 발견하는 데 성공했다.

다이렉트 이미징

다음 항목도 참조하십시오.직접 촬영된 외계 행성 목록
헤일 망원경의 1.5m 부분에 있는 볼텍스 코로나그래프를 사용하여 HR8799 주위를 도는 외계행성의 직접 이미지
Beta Pictoris 근처 행성의 ESO 이미지

행성은 별에 비해 매우 희미한 광원이고, 행성에서 나오는 작은 빛은 모항성의 눈부심 때문에 손실되는 경향이 있습니다.그래서 일반적으로, 그들을 그들의 숙주 별에서 직접 감지하고 해결하는 것은 매우 어렵습니다.별에서 분해될 정도로 멀리 떨어져 있는 행성들은 별빛을 거의 반사하지 않기 때문에 행성들은 대신 열 방출을 통해 감지된다.항성계가 상대적으로 태양에 가까울 때, 그리고 행성이 특히 크고(목성보다 상당히 크며), 모항성과 멀리 떨어져 있고, 뜨거운 상태일 때 강렬한 적외선을 방출할 때 이미지를 얻는 것이 더 쉽습니다. 그 후, 적외선으로 행성이 가시적인 파동보다 밝습니다.길이코로나그래프는 행성이 보이는 동안 별에서 나오는 빛을 차단하는 데 사용됩니다.지구와 비슷한 외계행성을 직접 촬영하기 위해서는 극도의 [55]광열 안정성이 필요하다.행성 형성의 부가 단계에서 항성-행성 대비는 적외선의 경우보다 H 알파의 경우 더 좋을 수 있으며, 현재 H 알파 조사가 [56]진행 중입니다.

La Silla의 ExTra 망원경은 적외선 파장을 관측하여 일반적인 광도 [57]측정에 스펙트럼 정보를 추가합니다.

직접적인 영상촬영은 별의 나이와 행성의 온도에서 도출되는 행성의 질량에 대한 느슨한 제약만을 줄 수 있다.행성이 별이 형성된 지 수백만 년 후에 형성될 수 있기 때문에 질량은 상당히 다양할 수 있습니다.행성이 차가울수록 행성의 질량은 줄어들어야 한다.어떤 경우에는 행성의 온도, 겉으로 보이는 밝기, 그리고 지구와의 거리에 따라 행성의 반지름에 합리적인 제약을 가할 수 있다.행성에서 방출되는 스펙트럼은 별에서 분리될 필요가 없기 때문에 행성의 화학적 구성을 쉽게 결정할 수 있습니다.

때때로 이 행성이 갈색왜성이라는 것을 배제하기 위해 여러 파장의 관측치가 필요하다.직접 영상을 통해 항성 주위를 도는 행성의 궤도를 정확하게 측정할 수 있습니다.대부분의 다른 방법들과 달리, 직접적인 이미지는 모항성으로부터 가장 큰 겉으로 보이는 떨어져 있는 기간 동안 가장 쉽게 관찰되는 반면, 정면 궤도에 있는 행성은 행성의 전체 궤도에서 관찰될 수 있기 때문에 에지온 궤도가 아닌 정면 궤도를 가진 행성에 더 잘 작용합니다.

현재 직접 영상을 통해 발견된 행성은 두 가지로 분류된다.첫째, 행성들은 원시 행성계 원반이 있을 만큼 충분히 젊은 태양보다 질량이 큰 별 주변에서 발견됩니다.두 번째 범주는 매우 어두운 별 주변에서 발견되는 가능한 준갈색 왜성 또는 모항성과 최소 100AU 떨어져 있는 갈색왜성으로 구성됩니다.

별에 중력적으로 묶여 있지 않은 행성 질량의 물체도 직접 영상을 통해 발견됩니다.

조기 발견

큰 중심 물체는 별 CVSO 30이고, 위쪽과 왼쪽에 있는 작은 점은 외계 행성 CVSO 30c입니다.이 이미지는 VLT의 NACO 및 SINFONI [58]계측기의 측성 데이터를 사용하여 만들어졌습니다.

2004년, 한 무리의 천문학자들이 갈색왜성 2M1207의 [59]동반성인 2M1207b의 이미지를 만들기 위해 칠레에 있는 유럽남부천문대의 초대형 망원경 어레이를 사용했다.이듬해 동반성의 행성 지위가 확인되었다.[60]이 행성은 목성보다 몇 배 더 크고 공전반경이 40AU보다 클 것으로 추정된다.

2008년 9월, 별 1RXS J160929에서 330AU 떨어진 곳에서 물체가 촬영되었습니다.1-210524, 그러나 2010년이 되어서야 이 행성은 우연한 [61]일직선이 아니라 항성의 동반행성이라는 것이 확인되었습니다.

2008년 11월 13일 발표된 최초의 다중 행성 시스템은 2007년 멕 천문대와 제미니 천문대의 망원경을 사용하여 촬영되었다.HR 8799 주위를 도는 세 개의 행성이 직접 관측되었으며, 질량은 [62][63]목성의 약 10, 10, 그리고 7배입니다.같은 날, 2008년 11월 13일, 허블 우주 망원경이 포말하우트 주위를 도는 질량이 3 이하인 외계 행성을 직접 관찰했다고 발표되었습니다. M두 시스템 모두 Kuiper 벨트와 다르지 않은 디스크로 둘러싸여 있습니다J.[64]

2009년, 2003년으로 거슬러 올라가는 이미지들을 분석한 결과, 베타 픽토리스 [citation needed]주위를 도는 행성이 밝혀졌다고 발표되었다.

2012년, 질량이 약 12.8인 "슈퍼 목성" 행성이 발표되었습니다. MJ 카파 안드로메다에 궤도를 도는 것은 [65][66]하와이에 있는 스바루 망원경을 사용하여 직접 촬영되었다.이 행성은 태양으로부터 해왕성 거리의 거의 두 배인 약 55AU 거리에서 모항성을 돌고 있습니다.

스바루 망원경의 HiCIAO 기구를 사용한 팀이 2009년 11월에 추가 시스템인 GJ 758을 촬영했지만, 그것은 갈색 [67]왜성이었다.

직접 촬영된 다른 외계 행성으로는 GQ 루피 b, AB 픽토리스 b, SCR 1845 [68]b 등이 있다.2006년 3월 현재 행성으로 확인된 것은 없으며, 그 대신 작은 갈색 [69][70]왜성일 수 있습니다.

이미징 기기

외계행성 HD 95086[71] b의 ESO VLT 이미지

망원경에 행성 영상 촬영이 가능한 기기를 장착하는 프로젝트에는 지상 망원경 Gemini Planet Imager, VLT-SPIRE, 스바루 코로나그래픽 극한 적응 광학(SCExAO) 기기, Palomar Project 1640, 우주 망원경 WFIRST 등이 있습니다.New Worlds Mission은 궤도를 도는 행성을 관찰하기 위해 근처 별들의 빛을 차단하도록 설계된 우주에 큰 방해물을 제안합니다.이것은 이미 계획되었거나 새로운 목적을 위해 제작된 기존 망원경에 사용할 수 있다.

2010년, 나사의 제트 추진 연구소의 팀은 소용돌이 코로나그래프가 작은 망원경으로 [72]행성을 직접 촬영할 수 있다는 것을 증명했다.그들은 헤일 망원경의 폭 1.5미터의 부분만을 사용하여 이전에 촬영된 HR 8799 행성들을 촬영함으로써 이것을 했다.

또 다른 유망한 접근법은 무간섭측정법이다.[73]

또한 거울 대신 존 플레이트를 사용하여 빛을 집중시키는 우주 망원경은 보다 높은 대비의 영상을 제공하며, 경량 포일 [74]존 플레이트를 접을 수 있기 때문에 우주로 발사하는 데 비용이 적게 든다는 제안도 제기되었다.

편광 측정

주요 기사: 편광 측정

별에 의해 방출되는 빛은 편광되지 않는다. 즉, 광파의 진동 방향이 랜덤하다.하지만, 빛이 행성의 대기에서 반사될 때, 광파는 대기 중의 분자와 상호작용하여 [75]편광화된다.

행성과 별의 결합된 빛에서 편광을 분석함으로써, 편광 측정은 지구 대기의 안정성에 의해 제한되지 않기 때문에 원칙적으로 매우 높은 감도로 이루어질 수 있다.또 다른 주요 장점은 편광 측정이 행성 대기의 구성을 결정할 수 있다는 것이다.가장 큰 단점은 대기가 없으면 행성을 발견할 수 없다는 것이다.큰 행성과 알베도가 높은 행성은 더 많은 빛을 반사하기 때문에 편파측정을 통해 발견하기가 더 쉽다.

편광계라고 불리는 편광계에 사용되는 천문 장치는 편광을 감지하고 편광되지 않은 광선을 제거할 수 있다.ZIMPOL/CHEOPS와[76] PlanetPol과[77] 같은 단체들은 현재 외계 행성을 찾기 위해 편광계를 사용하고 있다.이 방법을 사용하여 외계행성을 처음으로 성공적으로 발견한 것은 2008년인데, 이때 편광측정을 [78]통해 3년 전에 발견된 행성인 HD 189733 b가 발견되었다.그러나 이 방법을 사용한 새로운 행성은 아직 발견되지 않았다.

아스트로메트리

주요 기사:아스트로메트리
이 도표에서 행성(작은 물체)은 작은 궤도로 움직이는 별 주위를 돈다.시스템의 질량 중심이 빨간색 플러스 기호로 표시됩니다.(이 경우 항상 별 안에 있습니다.)

이 방법은 하늘에서 별의 위치를 정확하게 측정하고 그 위치가 시간에 따라 어떻게 변화하는지 관찰하는 것으로 구성됩니다.원래, 이것은 손으로 쓴 기록으로 시각적으로 행해졌다.19세기 말까지, 이 방법은 사진 판을 사용하여 측정의 정확성을 크게 향상시키고 데이터 아카이브를 만들었습니다.만약 항성에 행성이 있다면, 행성의 중력은 별 자체를 작은 원형 또는 타원 궤도로 움직이게 할 것이다.효과적으로, 별과 행성은 두 물체 문제에 대한 해결책으로 설명되었듯이, 각각 서로의 질량 중심(중심) 주위를 돈다.그 별은 훨씬 더 질량이 크기 때문에, 그 궤도는 훨씬 [79]더 작을 것이다.종종 질량 중심은 더 큰 물체의 반경 내에 있습니다.결과적으로, 질량이 작은 별들, 특히 갈색왜성 주변에서 행성을 찾는 것이 더 쉽다.

태양에 대한 태양계의 질량 중심(중심) 운동

천체측정은 외계행성에 대한 가장 오래된 탐색 방법이며, 원래는 천체측정 쌍성계를 특징짓는 데 성공했기 때문에 인기가 있었다.그것은 적어도 18세기 후반 윌리엄 허셜의 진술로 거슬러 올라간다.그는 자신이 뱀주인자리 70으로 분류한 별의 위치에 보이지 않는 동반자가 영향을 미치고 있다고 주장했다.외계 행성에 대해 알려진 최초의 공식적인 측성학적 계산은 1855년 윌리엄 스티븐 제이콥에 의해 이 [80]별에 대해 이루어졌다.비슷한 계산이 다른 [82][83]사람들에 의해 20세기 초에 마침내 반박될 때까지 또 다른[81] 반세기 동안 반복되었다.2세기 동안, 모든 것이 조지 게이트우드에 [84][85]의해 근처 별 랄란데 21185 주위를 도는 여러 행성들에 대한 1996년 발표로 절정에 이른 이 방법을 사용하여 [81]발견되었다고 알려져 있는 보이지 않는 동반자들의 발견에 대한 주장이 떠돌았다.이 주장들 중 어느 것도 다른 천문학자들의 정밀 조사를 견뎌내지 못했고, 그 기술은 [86]평판이 나빠졌다.안타깝게도 별의 위치 변화는 매우 작고 대기 및 시스템 왜곡이 너무 커서 지상 망원경도 충분히 정확한 측정을 할 수 없습니다.1996년 이전에 이 방법을 사용하여 태양 질량이 0.1 미만인 행성 동반성에 대한 모든 주장은 거짓일 수 있습니다.2002년, 허블 우주 망원경은 이전에 발견된 별 글리제 876 [87]주변에서 행성을 특징짓는 데 성공했다.

2013년 발사된 우주천문대 가이아는 위성측정을 통해 수천 개의 행성을 찾을 것으로 예상되지만, 가이아호가 발사되기 전에는 위성측정에 의해 발견된 행성은 확인되지 않았다.

SIM PlanetQuest는 Gaia와 유사한 외계 행성 발견 능력을 가진 미국의 프로젝트(2010년 취소)였다.

측성법의 잠재적인 장점 중 하나는 큰 궤도를 가진 행성에 가장 민감하다는 것이다.이것은 작은 궤도를 가진 행성에 가장 민감한 다른 방법들을 보완하게 한다.하지만, 매우 긴 관측 시간이 필요할 것이다 – 수 년, 어쩌면 수십 년의 시간이 필요할 것이다. 왜냐하면, 행성들이 천체측정을 통해 발견될 수 있을 만큼 충분히 멀리 떨어져 있기 때문이다. 궤도를 완성하는 데에도 오랜 시간이 걸린다.

쌍성계의 별들 중 하나 주위를 도는 행성들은 별 자체의 궤도에 섭동을 일으키기 때문에 더 쉽게 발견될 수 있습니다.그러나 이 방법으로 행성이 어떤 별 주위를 도는지를 결정하기 위해서는 후속 관찰이 필요하다.

2009년에는 측성법에 의한 VB 10b의 발견이 발표되었다.질량이 작은 적색왜성 VB 10 주위를 도는 이 행성 물체는 목성의 7배에 달하는 질량을 가지고 있는 것으로 보고되었다.만약 확인된다면,[88][89] 이것은 수년 동안 주장되어 온 많은 행성들 중, 측성법에 의해 발견된 첫 번째 외계 행성이 될 것이다.그러나 최근의 시선 속도 독립 연구들은 주장된 [90]행성의 존재를 배제하고 있다.[91]

2010년에는 6개의 쌍성이 측성학적으로 측정되었다.HD 176051이라고 불리는 항성계 중 하나가 "[92]높은 자신감"으로 행성을 가지고 있는 것으로 발견되었다.

2018년, 가이아 우주선의 관측 결과와 히파르코스 베타 픽토리스 시스템의 데이터를 비교한 연구는 베타 픽토리스 b의 질량을 측정하여 목성 [93]질량을 11±2로 제한할 수 있었다.이는 목성 질량의 약 13배라는 이전의 질량 추정치와 매우 일치합니다.

이전에 비슷한 방식으로 차가운 목성이 발견된 적은 없지만, 방사 속도와 측성법의 조합은 몇 개의 단주기 행성을 발견하고 특징짓기 위해 사용되어 왔다.2019년, 가이아 우주선과 그 전신인 히파르코스의 데이터가 HARPS 데이터로 보완되어 γ Indi Ab는 공전 [94]주기가 45년인 약간 이심된 궤도에 있는 목성 질량이 3개인 가장 가까운 외계행성으로 더 잘 묘사되었다.

X선 일식

2020년 9월에는 소용돌이 은하에서 고질량 X선 쌍성 M51-ULS-1 주위를 도는 행성 후보 발견이 발표되었다.이 행성은 항성 잔해(중성자별 또는 블랙홀)와 B형 초거성으로 추정되는 거대한 별들로 구성된 X선 근원의 일식에 의해 발견되었다.이것은 다른 [95]은하에서 행성을 탐지할 수 있는 유일한 방법입니다.

디스크 운동학

행성들은 원시 행성계 [96][97]원반에서 생기는 틈으로 탐지될 수 있다.

기타 가능한 방법

플레어 및 가변 에코 검출

플레어와 같은 비주기적 변동성 이벤트는 항성계의 [98][99][100][101]외부 행성이나 다른 산란 매체에 반사될 경우 광선 곡선에 매우 희미한 메아리를 발생시킬 수 있습니다.최근에는 계측과 신호 처리 기술의 발전으로 인해 M형 [102][103][104]왜성과 같은 활동성계의 고주파 광도 및 분광 측정에서 외계 행성으로부터의 메아리를 복구할 수 있을 것으로 예측되고 있습니다.이러한 메아리는 이론적으로 모든 궤도경사에서 관측할 수 있다.

트랜짓 이미지

광학/적외선 간섭계 어레이는 동일한 크기의 단일 망원경만큼 많은 빛을 모으지는 않지만 어레이 크기의 단일 망원경 해상도를 가지고 있습니다.밝은 별의 경우, 이 분해능력은 통과 이벤트 동안 별의 표면을 촬영하고 행성의 그림자가 통과하는 것을 보는 데 사용될 수 있습니다.이를 통해 행성의 각 반지름과 시차를 통해 실제 반지름을 직접 측정할 수 있습니다.이는 항성의 특징 모델에 따라 달라지는 항성 반지름 추정치에 의존하는 통과 광도법에 기초한 반지름 추정치보다 더 정확합니다.또한 이미징은 [105]측광학보다 더 정확한 기울기 결정을 제공합니다.

자기권 전파 방출

자기권에서의 전파 방출은 미래의 전파 망원경으로 탐지할 수 있을 것이다.이것은 행성의 자전 속도를 측정할 수 있게 하는데,[106] 다른 방법으로는 찾기 어렵다.

오로라 전파 방출

목성의 화산 위성 Io와 같은 플라즈마 근원을 가진 거대 행성으로부터의 오로라 전파 방출은 [107][108]LOFAR와 같은 전파 망원경으로 탐지될 수 있다.

광간섭계

2019년 3월 ESO 천문학자들은 초거대 망원경 간섭계(VLTI)에 GRVITY 계측기를 사용하여 광학 간섭계를 사용하여 [109]최초로 외계 행성 HR 8799 e를 직접 검출했다고 발표했다.

수정 간섭계

푸리에-변환-스펙트로미터로 간섭도의 꿈틀거림을 보면 지구와 같은 [110]행성에서 오는 미미한 신호를 감지하기 위해 향상된 감도를 얻을 수 있었다.

외계 소행성 및 파편 원반 검출

별 주위 원반

베가 주변에서 충돌하는 명왕성 크기의 왜성 두 개에 대한 예술가의 구상

우주 먼지 원반(데브리 원반)이 많은 별들을 둘러싸고 있다.이 먼지는 보통의 별빛을 흡수하고 그것을 적외선 복사로 다시 방출하기 때문에 감지될 수 있다.먼지 입자들이 지구보다 훨씬 작은 총 질량을 가지고 있다고 해도, 그들은 적외선 [111]파장에서 모항성보다 빛날 만큼 충분히 큰 총 표면적을 가질 수 있습니다.

허블우주망원경은 근거리적외선카메라 및 다중물체분광계(NICMOS) 기기로 먼지 원반을 관측할 수 있다.심지어 더 좋은 이미지들은 이제 자매 기구인 스피처 우주 망원경과 허블 망원경보다 훨씬 더 깊은 적외선 파장을 볼 수 있는 유럽 우주국의 허셜 우주 관측소에 의해 촬영되었다.먼지 원반은 현재 태양과 비슷한 [112]별들 중 15% 이상에서 발견되었습니다.

이 먼지는 혜성과 소행성 간의 충돌에 의해 생성된 것으로 생각된다.별로부터의 복사 압력은 상대적으로 짧은 시간 동안 먼지 입자를 성간 공간으로 밀어낼 것입니다.따라서, 먼지의 발견은 새로운 충돌에 의한 지속적인 보충을 나타내며,[112] 모항성의 궤도를 도는 혜성이나 소행성과 같은 작은 물체의 존재에 대한 강력한 간접 증거를 제공합니다.예를 들어 고래자리 타우 주변의 먼지 원반은 이 별에 우리 태양계의 카이퍼 벨트와 비슷한 천체군이 있지만 적어도 [111]10배는 더 두껍다는 것을 나타냅니다.

좀 더 추측하자면, 먼지 원반의 특징들은 때때로 실제 크기의 행성이 존재함을 암시합니다.어떤 원반은 중앙 공동을 가지고 있는데, 이것은 그것들이 정말 고리 모양이라는 것을 의미합니다.중심 공동은 행성이 궤도 안에 있는 먼지를 "제거"함으로써 발생할 수 있습니다.다른 원반에는 행성의 중력에 의한 영향일 수 있는 덩어리가 포함되어 있습니다.이 두 가지 특징은 모두 엡실론 에리다니 주변의 먼지 원반 안에 존재하며, 이는 궤도 반지름이 약 40AU인 행성이 존재한다는 것을 암시한다.[113]이러한 종류의 행성-디스크 상호작용은 충돌 그루밍 [114]기법을 사용하여 수치적으로 모델링할 수 있습니다.

항성 대기 오염

백색왜성의 대기에 대한 스펙트럼 분석을 통해 마그네슘이나 칼슘과 같은 무거운 원소의 오염이 종종 발견됩니다.이 원소들은 별의 중심에서 유래할 수 없으며, 이 오염은 더 큰 행성과의 중력 상호작용에 의해 별에 너무 가까이(로체 한계 이내) 접근하여 별의 조력 때문에 산산조각난 소행성들 때문일 수 있습니다.젊은 백색왜성의 50%가 이런 [115]방식으로 오염될 수 있습니다.

또한 대기 오염의 원인이 되는 먼지는 주계열성 주위의 파편 원반을 검출하는 것과 마찬가지로 충분한 양이 존재할 경우 적외선 복사에 의해 검출될 수 있다.스피처 우주 망원경의 자료에 따르면 백색왜성의 1-3%가 눈에 띄는 별 주위 [116]먼지를 가지고 있습니다.

2015년에는 백색왜성 WD 1145+017을 [117]통과하는 소행성이 발견되었다.이 물질은 약 4.5시간 주기로 궤도를 돌고 있으며, 통과 광선 곡선의 모양은 더 큰 물체가 분해되어 백색왜성의 대기 오염에 기여하고 있음을 시사한다.

우주 망원경

확인된 외계 행성은 대부분 우주 망원경을 사용하여 발견되었다(2015년 [118]1월 1일 기준).많은 탐지 방법들은 대기 연무와 난류를 피하는 우주 기반 망원경으로 더 효과적으로 작동할 수 있다.코롯(2007-2012)과 케플러는 통과를 이용한 외계 행성 탐사에 전념한 우주 임무였다.COROT는 약 30개의 새로운 외계행성을 발견했다.케플러(2009-2013)와 K2(2013-)는 2000개 이상의 확인된 [119]외계행성을 발견했다.허블 우주 망원경과 MOST도 몇몇 행성을 발견했거나 확인했습니다.적외선 스피처 우주 망원경은 외계 행성들의 일면통과와 주별과 위상 [19][20][120]곡선에 의한 행성들의 엄폐를 감지하는데 사용되어 왔다.

2013년 [121]12월에 발사된 가이아 미션은 천체측정을 이용하여 근처의 1000개의 [122][123]외계행성의 실제 질량을 측정할 것이다.2018년에 출시된 TES, 2019년에 출시된 CHEOPS, 2026년에 PLATO가 운송 방식을 사용할 예정입니다.

프라이머리 및 세컨더리 검출

방법 기본적인 이차적인
교통편 1차 일식.행성은 별 앞을 지나간다. 2차 일식.별은 행성 앞을 지나간다.
반지름 속도 별의 반지름 속도 행성의 [124]반경 속도입니다.이것은 Tau Boötis b에 대해 수행되었습니다.
아스트로메트리 별의 측위법큰 궤도를 가진 큰 행성일수록 별의 위치가 더 많이 움직입니다. 행성 측위법.색차 측위법.[125]행성의 위치는 궤도가 작은 행성일수록 더 빨리 움직인다.이론적인 방법—SPICA 우주선에 사용하기 위해 제안되었습니다.

검증 및 위조 방법

특성화 방법

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Lindegren, Lennart; Dravins, Dainis (31 January 2003). "The fundamental definition of "radial velocity"". Astronomy & Astrophysics. 401 (3): 1185–1201. arXiv:astro-ph/0302522. Bibcode:2003A&A...401.1185L. doi:10.1051/0004-6361:20030181.
  2. ^ "Externally Dispersed Interferometry". SpectralFringe.org. LLNL/SSL. June 2006. Retrieved 6 December 2009.
  3. ^ Auriere, Michel; Konstantinova-Antova, Renada; Espagnet, Olivier; Petit, Pascal; Roudier, Thierry; Charbonnel, Corinne; Donati, Jean-Francois; Wade, Gregg A. (2013). "Pollux: A stable weak dipolar magnetic field but no planet ?". Proceedings of the International Astronomical Union. 9: 359–362. arXiv:1310.6907. Bibcode:2014IAUS..302..359A. doi:10.1017/S1743921314002476. S2CID 85549247.
  4. ^ Stevens, Daniel J.; Gaudi, B. Scott (2013). "A Posteriori Transit Probabilities". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (930): 933–950. arXiv:1305.1298. Bibcode:2013PASP..125..933S. doi:10.1086/672572. S2CID 118494470.
  5. ^ Rodler, Florian; Lopez-Morales, Mercedes; Ribas, Ignasi (2012). "Weighing the Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b". The Astrophysical Journal. 753 (1): L25. arXiv:1206.6197. Bibcode:2012ApJ...753L..25R. doi:10.1088/2041-8205/753/1/L25. S2CID 119177983.
  6. ^ "Kepler High-Level Science Products".
  7. ^ Johnson, John (2015). How Do You Find an Exoplanet?. 41 William Street, Princeton, NJ 08540: Princeton University Press. p. 65. ISBN 978-0691156811.{{cite book}}: CS1 유지보수: 위치(링크)
  8. ^ "5 Ways to Find a Planet". exoplanets.nasa.gov. Retrieved 20 November 2018.
  9. ^ Johnson, John (2015). How Do You Find an Exoplanet?. 41 William Street Princeton, NJ 08540: Princeton University Press. pp. 60–68. ISBN 9780691156811.{{cite book}}: CS1 유지보수: 위치(링크)
  10. ^ Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, J. K.; et al. (2005). "The University of New South Wales Extrasolar Planet Search: methods and first results from a field centred on NGC 6633". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360 (2): 703–717. arXiv:astro-ph/0501269. Bibcode:2005MNRAS.360..703H. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x. S2CID 197527136.
  11. ^ Santerne, A.; Díaz, R. F.; Moutou, C.; Bouchy, F.; Hébrard, G.; Almenara, J. -M.; Bonomo, A. S.; Deleuil, M.; Santos, N. C. (2012). "SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates". Astronomy & Astrophysics. 545: A76. arXiv:1206.0601. Bibcode:2012A&A...545A..76S. doi:10.1051/0004-6361/201219608. S2CID 119117782.
  12. ^ O'Donovan; et al. (2006). "Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829". The Astrophysical Journal. 644 (2): 1237–1245. arXiv:astro-ph/0603005. Bibcode:2006ApJ...644.1237O. doi:10.1086/503740. S2CID 119428457.
  13. ^ [NULL] (31 March 2015). "Kepler: The Transit Timing Variation (TTV) Planet-finding Technique Begins to Flower". Archived from the original on 28 January 2013.
  14. ^ "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. 13 April 2015.
  15. ^ Haswell, Carole (2010). Transiting Exoplanets. Cambridge: Cambridge University Press. p. 79. ISBN 978-0-521-13938-0.
  16. ^ Collins, Karen (20 September 2018). "The KELT Follow-Up Network and Transit False Positive Catalog: Pre-vetted False Positives for TESS". Astrophysical Journal. 156 (5): 234. arXiv:1803.01869. Bibcode:2018AJ....156..234C. doi:10.3847/1538-3881/aae582. S2CID 119217050.
  17. ^ Charbonneau, D.; T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). "When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars". Protostars and Planets V. University of Arizona Press. arXiv:astro-ph/0603376. Bibcode:2007prpl.conf..701C.
  18. ^ Burrows, Adam S. (September 2014). "Highlights in the study of exoplanet atmospheres". Nature. 513 (7518): 345–352. arXiv:1409.7320. Bibcode:2014Natur.513..345B. doi:10.1038/nature13782. ISSN 0028-0836. PMID 25230656. S2CID 4469063.
  19. ^ a b Charbonneau; et al. (2005). "Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet". The Astrophysical Journal. 626 (1): 523–529. arXiv:astro-ph/0503457. Bibcode:2005ApJ...626..523C. doi:10.1086/429991. S2CID 13296966.
  20. ^ a b Deming, D.; Seager, S.; Richardson, J.; Harrington, J. (2005). "Infrared radiation from an extrasolar planet" (PDF). Nature. 434 (7034): 740–743. arXiv:astro-ph/0503554. Bibcode:2005Natur.434..740D. doi:10.1038/nature03507. PMID 15785769. S2CID 4404769. Archived from the original (PDF) on 27 September 2006.
  21. ^ "COROT는 출시 후 1년 만에 깜짝 놀랄 것", ESA 프레스 릴리즈 2007년 12월 20일
  22. ^ "2014년 1월 1일 – CoRoT: 충돌 회피 및 폐로", CNES CoRoT 뉴스
  23. ^ 케플러 미션 페이지
  24. ^ "NASA Exoplanet Archive".
  25. ^ Jenkins, J.M.; Laurance R. Doyle (20 September 2003). "Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers". Astrophysical Journal. 1 (595): 429–445. arXiv:astro-ph/0305473. Bibcode:2003ApJ...595..429J. doi:10.1086/377165. S2CID 17773111.
  26. ^ physicsworld.com 2015-04-22 외계 행성에서 직접 관측된 첫 가시광선
  27. ^ Martins, J. H. C.; Santos, N. C.; Figueira, P.; Faria, J. P.; Montalto, M.; et al. (2015). "Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b". Astronomy & Astrophysics. 576: A134. arXiv:1504.05962. Bibcode:2015A&A...576A.134M. doi:10.1051/0004-6361/201425298. S2CID 119224213.
  28. ^ Snellen, I.A.G.; De Mooij, E.J.W. & Albrecht, S. (2009). "The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b". Nature. 459 (7246): 543–545. arXiv:0904.1208. Bibcode:2009Natur.459..543S. doi:10.1038/nature08045. PMID 19478779. S2CID 4347612.
  29. ^ Borucki, W.J.; et al. (2009). "Kepler's Optical Phase Curve of the Exoplanet HAT-P-7b". Science (Submitted manuscript). 325 (5941): 709. Bibcode:2009Sci...325..709B. doi:10.1126/science.1178312. PMID 19661420. S2CID 206522122.
  30. ^ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P.; Green, E.M.; et al. (2011). "A compact system of small planets around a former red-giant star". Nature. 480 (7378): 496–499. Bibcode:2011Natur.480..496C. doi:10.1038/nature10631. PMID 22193103. S2CID 2213885.
  31. ^ Loeb, Abraham; Gaudi, B. Scott (2003). "Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions". The Astrophysical Journal. 588 (2): L117. arXiv:astro-ph/0303212. Bibcode:2003ApJ...588L.117L. doi:10.1086/375551. S2CID 10066891.
  32. ^ Faigler, Simchon; Tal-Or, Lev; Mazeh, Tsevi; Latham, Dave W.; Buchhave, Lars A. (2013). "BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: I. Discovery of Kepler-76b: A hot Jupiter with evidence for superrotation". The Astrophysical Journal. 771 (1): 26. arXiv:1304.6841. Bibcode:2013ApJ...771...26F. doi:10.1088/0004-637X/771/1/26. S2CID 119247392.
  33. ^ 행성을 찾는 새로운 방법은 첫 발견인 phys.org, 2013년 5월
  34. ^ "Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets - Universe Today". Universe Today. 13 May 2013.
  35. ^ Townsend, Rich (27 January 2003). "The Search for Extrasolar Planets (Lecture)". Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London. Archived from the original on 15 September 2005. Retrieved 10 September 2006. {{cite journal}}:Cite 저널 요구 사항 journal=(도움말)
  36. ^ Sinukoff, E.; Fulton, B.; Scuderi, L.; Gaidos, E. (2013). "Below One Earth Mass: The Detection, Formation, and Properties of Subterrestrial Worlds". Space Science Reviews. 180 (1–4): 71. arXiv:1308.6308. Bibcode:2013SSRv..180...71S. doi:10.1007/s11214-013-0019-1. S2CID 118597064.
  37. ^ A. Wolszczan and D. A. Frail; Frail (9 January 1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature. 355 (6356): 145–147. Bibcode:1992Natur.355..145W. doi:10.1038/355145a0. S2CID 4260368. Retrieved 30 April 2007.
  38. ^ Shibahashi, Hiromoto; Kurtz, Donald W. (2012). "FM stars: A Fourier view of pulsating binary stars, a new technique for measuring radial velocities photometrically". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422 (1): 738. arXiv:1202.0105. Bibcode:2012MNRAS.422..738S. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20654.x. S2CID 54949889.
  39. ^ "NASA - Mission Manager Update".
  40. ^ Silvotti, R. (2007). "A giant planet orbiting the /'extreme horizontal branch/' star V 391 Pegasi" (PDF). Nature. 449 (7159): 189–191. Bibcode:2007Natur.449..189S. doi:10.1038/nature06143. PMID 17851517. S2CID 4342338.
  41. ^ Miralda-Escude (2001). "Orbital perturbations on transiting planets: A possible method to measure stellar quadrupoles and to detect Earth-mass planets". The Astrophysical Journal. 564 (2): 1019–1023. arXiv:astro-ph/0104034. Bibcode:2002ApJ...564.1019M. doi:10.1086/324279. S2CID 7536842.
  42. ^ Holman; Murray (2005). "The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planets with Masses as Small as Earth". Science. 307 (5713): 1288–1291. arXiv:astro-ph/0412028. Bibcode:2005Sci...307.1288H. doi:10.1126/science.1107822. PMID 15731449. S2CID 41861725.
  43. ^ Agol; Sari; Steffen; Clarkson (2005). "On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 359 (2): 567–579. arXiv:astro-ph/0412032. Bibcode:2005MNRAS.359..567A. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08922.x. S2CID 16196696.
  44. ^ 보이지 않는 세계 발견, NASA 케플러 뉴스, 2011년 9월 8일
  45. ^ Sarah Ballard; Daniel Fabrycky; Francois Fressin; David Charbonneau; et al. (2011). "The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R_Earth Planet and a Second Planet Detected via Transit Timing Variations". The Astrophysical Journal. 743 (2): 200. arXiv:1109.1561. Bibcode:2011ApJ...743..200B. doi:10.1088/0004-637X/743/2/200. S2CID 42698813.
  46. ^ Nascimbeni; Piotto; Bedin; Damasso (2008). "TASTE: The Asiago Survey for Timing transit variations of Exoplanets". arXiv:1009.5905 [astro-ph.EP].
  47. ^ Pal; Kocsis (2008). "Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2008): 191–198. arXiv:0806.0629. Bibcode:2008MNRAS.389..191P. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x. S2CID 15282437.
  48. ^ a b Welsh, William F.; Orosz, Jerome A.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C. (2013). "Recent Kepler Results on Circumbinary Planets". Proceedings of the International Astronomical Union. 8: 125–132. arXiv:1308.6328. Bibcode:2014IAUS..293..125W. doi:10.1017/S1743921313012684. S2CID 119230654.
  49. ^ Doyle, Laurance R.; Deeg, Hans-Jorg (2002). "Timing detection of eclipsing binary planets and transiting extrasolar moons". Bioastronomy. 7: 80. arXiv:astro-ph/0306087. Bibcode:2004IAUS..213...80D. IAU 심포지엄 213, R.P Norris 및 F.H. Stootman(eds), 캘리포니아주 샌프란시스코, A.S.P., 80-84.
  50. ^ Deeg, Hans-Jorg; Doyle, Laurance R.; Kozhevnikov, V. P.; Blue, J. Ellen; Martín, L.; Schneider, J. (2000). "A search for Jovian-mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing". Astronomy & Astrophysics. 358 (358): L5–L8. arXiv:astro-ph/0003391. Bibcode:2000A&A...358L...5D.
  51. ^ 도일, 로랑스 R, 한스-조르그 디그, J.M. 젠킨스, J. 슈나이더, Z.닌코프, R. P.S. 스톤, J.E. 블루, H. 괴츠거, B, 프리드먼, M.F. 도일(1998)."작은 일식 쌍성계 주변의 목성-갈색-왜성 질량의 동반성 발견 가능성"갈색왜성과 외계행성, A.S.P. 컨퍼런스 프로시딩, R. 레볼로, E. L. 마틴, M.R.Z.A.S.P. Conference Series 134, 캘리포니아 샌프란시스코, 224–231.
  52. ^ Horner, Jonathan; Wittenmyer, Robert A.; Tinney, Chris G.; Robertson, Paul; Hinse, Tobias C.; Marshall, Jonathan P. (2013). "Dynamical Constraints on Multi-Planet Exoplanetary Systems". arXiv:1302.5247 [astro-ph.EP].
  53. ^ Doyle, Laurance R.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C.; Slawson, Robert W.; Howell, Steve B.; Winn, Joshua N.; Orosz, Jerome A.; Přsa, Andrej; Welsh, William F.; Quinn, Samuel N.; Latham, David; Torres, Guillermo; Buchhave, Lars A.; Marcy, Geoffrey W.; Fortney, Jonathan J.; Shporer, Avi; Ford, Eric B.; Lissauer, Jack J.; Ragozzine, Darin; Rucker, Michael; Batalha, Natalie; Jenkins, Jon M.; Borucki, William J.; Koch, David; Middour, Christopher K.; Hall, Jennifer R.; McCauliff, Sean; Fanelli, Michael N.; Quintana, Elisa V.; Holman, Matthew J.; Caldwell, Douglas A.; Still, Martin; Stefanik, Robert P.; Brown, Warren R.; Esquerdo, Gilbert A.; Tang, Sumin; Furesz, Gabor; Geary, John C.; Berlind, Perry; Calkins, Michael L.; Short, Donald R.; Steffen, Jason H.; Sasselov, Dimitar; Dunham, Edward W.; Cochran, William D.; Boss, Alan; Haas, Michael R.; Buzasi, Derek; Fischer, Debra (2011). "Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet". Science. 333 (6049): 1602–1606. arXiv:1109.3432. Bibcode:2011Sci...333.1602D. doi:10.1126/science.1210923. PMID 21921192. S2CID 206536332.
  54. ^ a b J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; et al. (2006). "Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing". Nature. 439 (7075): 437–440. arXiv:astro-ph/0601563. Bibcode:2006Natur.439..437B. doi:10.1038/nature04441. PMID 16437108. S2CID 4414076.
  55. ^ Brooks, Thomas; Stahl, H. P.; Arnold, William R. (2015). "Advanced Mirror Technology Development (AMTD) thermal trade studies". In Kahan, Mark A; Levine-West, Marie B (eds.). Optical Modeling and Performance Predictions VII. Optical Modeling and Performance Predictions VII. Vol. 9577. p. 957703. doi:10.1117/12.2188371. hdl:2060/20150019495. S2CID 119544105.
  56. ^ Close, L. M.; Follette, K. B.; Males, J. R.; Puglisi, A.; Xompero, M.; Apai, D.; Najita, J.; Weinberger, A. J.; Morzinski, K.; Rodigas, T. J.; Hinz, P.; Bailey, V.; Briguglio, R. (2014). "Discovery of H-alpha Emission from the Close Companion Inside the Gap of Transitional Disk HD142527". The Astrophysical Journal. 781 (2): L30. arXiv:1401.1273. Bibcode:2014ApJ...781L..30C. doi:10.1088/2041-8205/781/2/L30. S2CID 118654984.
  57. ^ "First Light for Planet Hunter ExTrA at La Silla". www.eso.org. Retrieved 24 January 2018.
  58. ^ "VLT Snaps An Exotic Exoplanet "First"". Retrieved 15 June 2016.
  59. ^ G. Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; et al. (2004). "A giant planet candidate near a young brown dwarf". Astronomy & Astrophysics. 425 (2): L29–L32. arXiv:astro-ph/0409323. Bibcode:2004A&A...425L..29C. doi:10.1051/0004-6361:200400056. S2CID 15948759.
  60. ^ "Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release)". ESO website. 30 April 2005. Retrieved 9 July 2010.
  61. ^ 천문학자 직접 이미징 행성 검증 2010년 6월 30일 Wayback Machine에 보관
  62. ^ Marois, Christian; MacIntosh, B.; et al. (November 2008). "Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799". Science. 322 (5906): 1348–52. arXiv:0811.2606. Bibcode:2008Sci...322.1348M. doi:10.1126/science.1166585. PMID 19008415. S2CID 206516630. (exoplanet.eu 프리프린트 2008년 12월 17일 Wayback Machine 아카이브 완료)
  63. ^ "Astronomers capture first image of newly-discovered solar system" (Press release). W. M. Keck Observatory. 13 October 2008. Archived from the original on 26 November 2013. Retrieved 13 October 2008.
  64. ^ "Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star". Retrieved 13 November 2008.
  65. ^ "Direct Imaging of a Super-Jupiter Around a Massive Star". Retrieved 19 November 2012.
  66. ^ Francis Reddy (19 November 2012). "NASA – Astronomers Directly Image Massive Star's 'Super Jupiter'". NASA.com. Retrieved 19 November 2012.
  67. ^ Thalmann, Christian; Joseph Carson; Markus Janson; Miwa Goto; et al. (2009). "Discovery of the Coldest Imaged Companion of a Sun-Like Star". The Astrophysical Journal. 707 (2): L123–L127. arXiv:0911.1127. Bibcode:2009ApJ...707L.123T. doi:10.1088/0004-637X/707/2/L123. S2CID 116823073.
  68. ^ R. Neuhauser; E. W. Guenther; G. Wuchterl; M. Mugrauer; et al. (2005). "Evidence for a co-moving sub-stellar companion of GQ Lup". Astronomy & Astrophysics. 435 (1): L13–L16. arXiv:astro-ph/0503691. Bibcode:2005A&A...435L..13N. doi:10.1051/0004-6361:200500104. S2CID 7444394.
  69. ^ "Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet?". ESO Website. 7 April 2005. Archived from the original on 16 September 2012. Retrieved 4 July 2006.
  70. ^ M. Janson; W. Brandner; T. Henning; H. Zinnecker (2005). "Early ComeOn+ adaptive optics observation of GQ Lupi and its substellar companion". Astronomy & Astrophysics. 453 (2): 609–614. arXiv:astro-ph/0603228. Bibcode:2006A&A...453..609J. doi:10.1051/0004-6361:20054475. S2CID 18024395.
  71. ^ "Lightest Exoplanet Imaged So Far?". ESO Press Release. Retrieved 5 June 2013.
  72. ^ "New method could image Earth-like planets". space.com.
  73. ^ "News - Earth-like Planets May Be Ready for Their Close-Up". NASA/JPL.
  74. ^ 반짝반짝 작은 행성 이코노미스트 2012년 6월 9일
  75. ^ Schmid, H. M.; Beuzit, J.-L.; Feldt, M.; et al. (2006). "Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry". Direct Imaging of Exoplanets: Science & Techniques. Proceedings of the IAU Colloquium #200. 1 (C200): 165–170. Bibcode:2006dies.conf..165S. doi:10.1017/S1743921306009252.
  76. ^ Schmid, H. M.; Gisler; Joos; et al. (2004). "ZIMPOL/CHEOPS: a Polarimetric Imager for the Direct Detection of Extra-solar Planets". Astronomical Polarimetry: Current Status and Future Directions ASP Conference Series. 343: 89. Bibcode:2005ASPC..343...89S.
  77. ^ Hough, J. H.; Lucas, P. W.; Bailey, J. A.; Tamura, M.; et al. (2006). "PlanetPol: A Very High Sensitivity Polarimeter". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (847): 1302–1318. Bibcode:2006PASP..118.1302H. doi:10.1086/507955.
  78. ^ Berdyugina, Svetlana V.; Andrei V. Berdyugin; Dominique M. Fluri; Vilppu Piirola (20 January 2008). "First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere". The Astrophysical Journal. 673 (1): L83. arXiv:0712.0193. Bibcode:2008ApJ...673L..83B. doi:10.1086/527320. S2CID 14366978.
  79. ^ Alexander, Amir. "Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting". The Planetary Society. Retrieved 10 September 2006.
  80. ^ Jacob, W. S. (June 1855). "On certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 15 (9): 228–230. Bibcode:1855MNRAS..15..228J. doi:10.1093/mnras/15.9.228.
  81. ^ a b See, Thomas Jefferson Jackson (1896). "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". The Astronomical Journal. 16: 17. Bibcode:1896AJ.....16...17S. doi:10.1086/102368.
  82. ^ Sherrill, Thomas J. (1999). "A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See" (PDF). Journal for the History of Astronomy. 30: 25–50. Bibcode:1999JHA....30...25S. doi:10.1177/002182869903000102. S2CID 117727302. Retrieved 27 August 2007.
  83. ^ Heintz, W.D. (June 1988). "The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 82 (3): 140. Bibcode:1988JRASC..82..140H.
  84. ^ Gatewood, G. (May 1996). "Lalande 21185". Bulletin of the American Astronomical Society. 28: 885. Bibcode:1996AAS...188.4011G.
  85. ^ John Wilford (12 June 1996). "Data Seem to Show a Solar System Nearly in the Neighborhood". The New York Times. p. 1. Retrieved 29 May 2009.
  86. ^ Alan Boss (2 February 2009). The Crowded Universe. Basic Books. ISBN 978-0-465-00936-7.
  87. ^ Benedict; et al. (2002). "A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities". The Astrophysical Journal Letters. 581 (2): L115–L118. arXiv:astro-ph/0212101. Bibcode:2002ApJ...581L.115B. doi:10.1086/346073. S2CID 18430973.
  88. ^ Pravdo, Steven H.; Shaklan, Stuart B. (2009). "An Ultracool Star's Candidate Planet" (PDF). The Astrophysical Journal. 700 (1): 623–632. arXiv:0906.0544. Bibcode:2009ApJ...700..623P. doi:10.1088/0004-637X/700/1/623. S2CID 119239022. Archived from the original (PDF) on 4 June 2009. Retrieved 30 May 2009.
  89. ^ "First find Planet-hunting method succeeds at last". NASA PlanetQuest. 28 May 2009. Archived from the original on 4 September 2009. Retrieved 29 May 2009.
  90. ^ Bean, J.; Andreas Seifahrt; Henrik Hartman; Hampus Nilsson; et al. (2009). "The Proposed Giant Planet Orbiting VB 10 Does Not Exist". The Astrophysical Journal. 711 (1): L19. arXiv:0912.0003. Bibcode:2010ApJ...711L..19B. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L19. S2CID 122135256.
  91. ^ Anglada-Escude, G.; Shkolnik; Weinberger; Thompson; et al. (2010). "Strong Constraints to the Putative Planet Candidate around VB 10 Using Doppler Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 711 (1): L24. arXiv:1001.0043. Bibcode:2010ApJ...711L..24A. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L24. S2CID 119210331.
  92. ^ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Kulkarni, S. R.; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, M. M.; Shao, M.; Hartkopf, William I.; Boss, Alan P.; Williamson, M. (2010). "The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems". The Astronomical Journal. 140 (6): 1657. arXiv:1010.4048. Bibcode:2010AJ....140.1657M. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1657. S2CID 59585356.
  93. ^ Snellen, Ignas; Brown, Anthony (20 August 2018). "The mass of the young planet Pictoris b through the astrometric motion of its host star". Nature Astronomy. 2 (11): 883–886. arXiv:1808.06257. Bibcode:2018NatAs...2..883S. doi:10.1038/s41550-018-0561-6. ISSN 2397-3366. S2CID 118896628.
  94. ^ Feng, Fabo; Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A.; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus (14 October 2019), "Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 490 (4): 5002–5016, arXiv:1910.06804, Bibcode:2019MNRAS.490.5002F, doi:10.1093/mnras/stz2912, S2CID 204575783
  95. ^ Di Stefano, R.; et al. (18 September 2020). "M51-ULS-1b: The First Candidate for a Planet in an External Galaxy". arXiv:2009.08987 [astro-ph.HE].
  96. ^ HD 163296에 포함된 목성질량 행성 두 개의 운동학적 검출, 리처드 티그, 배재한, 에드윈 A.Bergin, Tilman Birnstiel 및 Daniel Foreman-Mackey, 2018년 6월 13일, The Astrophysical Journal Letters, Volume 860, No.1
  97. ^ 원시 행성계 원반에 틈을 내는 행성의 운동학적 검출, C. Pinte, G. van der Plas, F.메나드, 디제이 프라이스, V크리스티아인스, T. 힐, D.멘티플레이, C긴스키, E. 초케, Y.Boehler, G.Duchene, S. Perez, S. Casassus, 2019년 7월 4일
  98. ^ Argyle, Edward (1974). "On the observability of extrasolar planetary systems". Icarus. Elsevier BV. 21 (2): 199–201. Bibcode:1974Icar...21..199A. doi:10.1016/0019-1035(74)90138-9. ISSN 0019-1035.
  99. ^ Bromley, Benjamin C. (1992). "Detecting faint echoes in stellar-flare light curves". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. IOP Publishing. 104: 1049. Bibcode:1992PASP..104.1049B. doi:10.1086/133089. ISSN 0004-6280. S2CID 121521634.
  100. ^ Gaidos, Eric J. (1994). "Light Echo Detection of Circumstellar Disks around Flaring Stars". Icarus. Elsevier BV. 109 (2): 382–392. Bibcode:1994Icar..109..382G. doi:10.1006/icar.1994.1101. ISSN 0019-1035.
  101. ^ Sugerman, Ben E. K. (2003). "Observability of Scattered-Light Echoes around Variable Stars and Cataclysmic Events". The Astronomical Journal. 126 (4): 1939–1959. arXiv:astro-ph/0307245. Bibcode:2003AJ....126.1939S. doi:10.1086/378358. ISSN 0004-6256. S2CID 9576707.
  102. ^ Mann, Chris. "Stellar Echo Imaging of Exoplanets". NASA. hdl:2060/20170002797. {{cite journal}}:Cite 저널 요구 사항 journal=(도움말)
  103. ^ Sparks, William B.; White, Richard L.; Lupu, Roxana E.; Ford, Holland C. (20 February 2018). "The Direct Detection and Characterization of M-dwarf Planets Using Light Echoes". The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 854 (2): 134. arXiv:1801.01144. Bibcode:2018ApJ...854..134S. doi:10.3847/1538-4357/aaa549. ISSN 1538-4357. S2CID 119397912.
  104. ^ Mann, Chris; Tellesbo, Christopher A.; Bromley, Benjamin C.; Kenyon, Scott J. (12 October 2018). "A Framework for Planet Detection with Faint Light-curve Echoes". The Astronomical Journal. American Astronomical Society. 156 (5): 200. arXiv:1808.07029. Bibcode:2018AJ....156..200M. doi:10.3847/1538-3881/aadc5e. ISSN 1538-3881. S2CID 119016095.
  105. ^ van Belle, Gerard T.; Kaspar von Braun; Boyajian, Tabetha; Schaefer, Gail (2014). "Direct Imaging of Planet Transit Events". Proceedings of the International Astronomical Union. 8: 378–381. arXiv:1405.1983. Bibcode:2014IAUS..293..378V. doi:10.1017/S1743921313013197. S2CID 118316923.
  106. ^ "Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects" (PDF). NRL, NASA/GSFC, NRAO, Observatoìre de Paris. Retrieved 15 October 2008.
  107. ^ Nichols, J. D. (2011). "Magnetosphere–ionosphere coupling at Jupiter-like exoplanets with internal plasma sources: implications for detectability of auroral radio emissions". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3): 2125–2138. arXiv:1102.2737. Bibcode:2011MNRAS.414.2125N. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x. S2CID 56567587.
  108. ^ 전파망원경이 외계행성을 찾을 수 있다, RedOrbit – 2011년 4월 18일
  109. ^ European Southern Observatory (27 March 2019). "GRAVITY instrument breaks new ground in exoplanet imaging - Cutting-edge VLTI instrument reveals details of a storm-wracked exoplanet using optical interferometry". EurekAlert!. Retrieved 27 March 2019.
  110. ^ Schwartz, Eyal; Lipson, Stephen G.; Ribak, Erez N. (2012). "Enhanced Interferometric Identification of Spectra in Habitable Extrasolar Planets". The Astronomical Journal. 144 (3): 71. Bibcode:2012AJ....144...71S. doi:10.1088/0004-6256/144/3/71. S2CID 59493938.
  111. ^ a b J.S. Greaves; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2004). "The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L54–L58. Bibcode:2004MNRAS.351L..54G. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x.
  112. ^ a b Greaves, J.S.; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2003). "Submillimetre Images of the Closest Debris Disks". Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets. Astronomical Society of the Pacific. pp. 239–244.
  113. ^ Greaves, J. S.; et al. (2005). "Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk". The Astrophysical Journal Letters. 619 (2): L187–L190. Bibcode:2005ApJ...619L.187G. doi:10.1086/428348.
  114. ^ Stark, C. C; Kuchner, M. J (2009). "A New Algorithm for Self-consistent Three-dimensional Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks". The Astrophysical Journal. 707 (1): 543–553. arXiv:0909.2227. Bibcode:2009ApJ...707..543S. doi:10.1088/0004-637X/707/1/543. S2CID 11458583.
  115. ^ Koester, D.; Gänsicke, B. T.; Farihi, J. (1 June 2014). "The frequency of planetary debris around young white dwarfs". Astronomy & Astrophysics. 566: A34. arXiv:1404.2617. Bibcode:2014A&A...566A..34K. doi:10.1051/0004-6361/201423691. ISSN 0004-6361. S2CID 119268896.
  116. ^ Thompson, Andrea (20 April 2009). "Dead Stars Once Hosted Solar Systems". SPACE.com. Retrieved 21 April 2009.
  117. ^ Vanderburg, Andrew; Johnson, John Asher; Rappaport, Saul; Bieryla, Allyson; Irwin, Jonathan; Lewis, John Arban; Kipping, David; Brown, Warren R.; Dufour, Patrick (22 October 2015). "A disintegrating minor planet transiting a white dwarf". Nature. 526 (7574): 546–549. arXiv:1510.06387. Bibcode:2015Natur.526..546V. doi:10.1038/nature15527. ISSN 0028-0836. PMID 26490620. S2CID 4451207.
  118. ^ "NASA Exoplanet Archive".
  119. ^ "NASA's Kepler Mission Announces Largest Collection of Planets Ever Discovered". NASA. 10 May 2016. Retrieved 10 May 2016.
  120. ^ Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J.; Agol, Eric; Cowan, Nicolas B.; Showman, Adam P.; Cooper, Curtis S.; Megeath, S. Thomas (10 May 2007). "A map of the day–night contrast of the extrasolar planet HD 189733b". Nature. 447 (7141): 183–186. arXiv:0705.0993. Bibcode:2007Natur.447..183K. doi:10.1038/nature05782. ISSN 0028-0836. PMID 17495920. S2CID 4402268.
  121. ^ 가이아 과학 홈페이지
  122. ^ Staff (19 November 2012). "Announcement of Opportunity for the Gaia Data Processing Archive Access Co-Ordination Unit". ESA. Retrieved 17 March 2013.
  123. ^ Staff (30 January 2012). "DPAC Newsletter no. 15" (PDF). European Space Agency. Retrieved 16 March 2013.
  124. ^ Kawahara, Hajime; Murakami, Naoshi; Matsuo, Taro; Kotani, Takayuki (2014). "Spectroscopic Coronagraphy for Planetary Radial Velocimetry of Exoplanets". The Astrophysical Journal Supplement Series. 212 (2): 27. arXiv:1404.5712. Bibcode:2014ApJS..212...27K. doi:10.1088/0067-0049/212/2/27. S2CID 118391661.
  125. ^ SPICA, L. Abe1, M. Vannier1, R. Petrov1, K의 색차 측성법에 의한 태양계외 행성 특성 분석.Enya2 및 H. Kataza2, SPICA 워크숍 2009
  126. ^ Johnson, Michele; Harrington, J.D. (26 February 2014). "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. Retrieved 26 February 2014.
  127. ^ Tingley, B.; Parviainen, H.; Gandolfi, D.; Deeg, H. J.; Pallé, E.; Montañés Rodriguez, P.; Murgas, F.; Alonso, R.; Bruntt, H.; Fridlund, M. (2014). "Confirmation of an exoplanet using the transit color signature: Kepler-418b, a blended giant planet in a multiplanet system". Astronomy & Astrophysics. 567: A14. arXiv:1405.5354. Bibcode:2014A&A...567A..14T. doi:10.1051/0004-6361/201323175. S2CID 118668437.
  128. ^ 도플러 단층 촬영 외계 행성 통과 관측, Johnson, Marshall Caleb, 2013
  129. ^ Horner, Jonathan; Wittenmyer, Robert A.; Tinney, Chris G.; Robertson, Paul; Hinse, Tobias C.; Marshall, Jonathan P. (2013). "Dynamical Constraints on Multi-Planet Exoplanetary Systems". arXiv:1302.5247 [astro-ph.EP].
  130. ^ Robertson, Paul; Mahadevan, Suvrath (2014). "Disentangling Planets and Stellar Activity for Gliese 667C". The Astrophysical Journal. 793 (2): L24. arXiv:1409.0021. Bibcode:2014ApJ...793L..24R. doi:10.1088/2041-8205/793/2/L24. S2CID 118404871.
  131. ^ Bryson, Stephen T.; Jenkins, Jon M.; Gilliland, Ronald L.; Twicken, Joseph D.; Clarke, Bruce; Rowe, Jason; Caldwell, Douglas; Batalha, Natalie; Mullally, Fergal; Haas, Michael R.; Tenenbaum, Peter (2013). "Identification of Background False Positives from Kepler Data". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (930): 889. arXiv:1303.0052. Bibcode:2013PASP..125..889B. doi:10.1086/671767. S2CID 119199796.
  132. ^ Todorov, Kamen O.; Deming, Drake; Burrows, Adam S.; Grillmair, Carl J. (2014). "Updated Spitzer Emission Spectroscopy of Bright Transiting Hot Jupiter HD189733b". The Astrophysical Journal. 796 (2): 100. arXiv:1410.1400. Bibcode:2014ApJ...796..100T. doi:10.1088/0004-637X/796/2/100. S2CID 118858441.
  133. ^ Stevenson, Kevin B.; Desert, Jean-Michel; Line, Michael R.; Bean, Jacob L.; Fortney, Jonathan J.; Showman, Adam P.; Kataria, Tiffany; Kreidberg, Laura; McCullough, Peter R.; Henry, Gregory W.; Charbonneau, David; Burrows, Adam; Seager, Sara; Madhusudhan, Nikku; Williamson, Michael H.; Homeier, Derek (2014). "Thermal structure of an exoplanet atmosphere from phase-resolved emission spectroscopy". Science. 346 (6211): 838–41. arXiv:1410.2241. Bibcode:2014Sci...346..838S. doi:10.1126/science.1256758. PMID 25301972. S2CID 511895.
  134. ^ Gilliland, Ronald L.; Cartier, Kimberly M. S.; Adams, Elisabeth R.; Ciardi, David R.; Kalas, Paul; Wright, Jason T. (2014). "Hubble Space Telescopehigh-Resolution Imaging Ofkeplersmall and Cool Exoplanet Host Stars". The Astronomical Journal. 149 (1): 24. arXiv:1407.1009. Bibcode:2015AJ....149...24G. doi:10.1088/0004-6256/149/1/24. S2CID 55691820.
  135. ^ Lillo-Box, J.; Barrado, D.; Bouy, H. (2014). "High-resolution imaging of $Kepler$ planet host candidates. A comprehensive comparison of different techniques". Astronomy & Astrophysics. 566: A103. arXiv:1405.3120. Bibcode:2014A&A...566A.103L. doi:10.1051/0004-6361/201423497. S2CID 55011927.
  136. ^ Price, Ellen M.; Rogers, Leslie A.; John Asher Johnson; Dawson, Rebekah I. (2014). "How Low Can You Go? The Photoeccentric Effect for Planets of Various Sizes". The Astrophysical Journal. 799 (1): 17. arXiv:1412.0014. Bibcode:2015ApJ...799...17P. doi:10.1088/0004-637X/799/1/17. S2CID 26780388.

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