возможностями методов регистрации: массивную планету на короткопериодической орбите легче обнаружить. Но с каждым годом удается открывать всё менее массивные и более удаленные от звезды планеты. Сейчас уже обнаружены объекты, по массе и параметрам орбиты почти не отличающиеся от Земли.
Методы поиска экзопланет
Предложено довольно много различных методов поиска экзопланет, но мы отметим те, который уже доказали свою состоятельность (табл. 6.1), и кратко обсудим их. Прочие методы либо находятся в процессе разработки, либо пока не дали результата.
Методы поиска экзопланет
| Название метода | Принцип метода |
| Регистрация изображений (Direct imaging) | Получение прямого изображения экзопланеты путем регистрации ее излучения (собственного или отраженного ею света звезды) |
| Астрометрический метод (Astrometric method) | Поиск периодических колебаний положения звезды в плоскости небесной сферы, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы |
| Метод лучевых скоростей (Radial- velocity method) | Поиск периодических колебаний лучевой скорости звезды, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы |
| Фотометрия прохождений (Transit photometry) | Регистрация кратковременного уменьшения блеска звезды при проходе планеты на фоне звездного диска («затмение» звезды планетой) |
| Хронометраж (Timing) | Наблюдаются регулярные отклонения в моментах прихода периодических сигналов, вызванные изменением расстояния до их источника, совершающего орбитальное движение |
| Гравитационное микролинзирование (Gravitational microlensing) | Поиск кратковременного (но неоднократного) усиления блеска звезды заднего фона в результате искривления ее лучей в гравитационном поле более близкой к нам звезды с планетной системой |
Прямое наблюдение экзопланет
Планеты — холодные тела; сами они не излучают свет, а лишь отражают лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды, практически невозможно обнаружить в оптическом диапазоне. Молодую планету можно заметить по ее собственному излучению в инфракрасном диапазоне. Но после кратковременного периода гравитационного разогрева и быстрого остывания тепловое излучение далекой планеты тоже становится незаметным. Правда, планеты с мощной атмосферой хорошо отражают свет. Но даже если планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для далекого наблюдателя она трудноразличима из?за гораздо более яркого блеска самой звезды.
Предположим, что наблюдатель находится у ближайшей к нам звезды а Кентавра и смотрит в телескоп в сторону Солнечной системы. Тогда Солнце будет сиять для него так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск наших планет окажется для альфа-кентаврца очень слабым и к тому же сильно зависящим от ориентации в его сторону дневного полушария планеты. В табл. 6.2 приведены самые «выгодные» значения углового расстояния планет от Солнца и их оптического блеска. Понятно, что одновременно они реализоваться не могут: при максимальном угловом расстоянии планеты от Солнца ее яркость будет примерно вдвое меньше максимальной.
Солнечная система при наблюдении с расстояния ? Кентавра
| Планета | Максимальное угловое расстояние от Солнца | Максимальный блеск в визуальных лучах | Планета | Максимальное угловое расстояние от Солнца | Максимальный блеск в визуальных лучах |
| Меркурий | 0,3' | 25m | Юпитер | 3,9' | 21m |
| Венера | 0,5 | 22 | Сатурн | 7,2 | 23 |
