Yakınımızda yer alan yıldızların çevresinde keşfedilen gezegenler hiçbir zaman gözle görülmedi. Onun yerine, gökbilimciler bu gezegenleri dolaylı olarak, yani görülmeyen bir eşin kendisi üzerinde yarattığı etkilerden var olduğu sonucunu çıkartarak keşfettiler.

Şu ana kadar, gökbilimciler yalnızca muhtemelen hayat barındırmayan dev gezegenler keşfettiler. Bununla birlikte, Kayaç Gezegen Bulucu ve öncüleri gibi gelecekte devreye girecek olan bazı araçlar, Dünya büyüklüğündeki yeni gezegenler için doğrudan kanıtlar arayacak.

Güneşdışı gezegenleri gözlemlemenin zorlukları üç temel nedenden kaynaklanır:

• Gezegenler erken dönemleri haricinde kendi kendilerine ışık üretmezler.
• Bizden çok çok uzaktadırlar.
• Ana yıldızlarından kaynaklanan kör edici parlaklığın içinde kaybolmuş durumdadırlar.

Örneğin; bize en yakın yıldız olan Proksima Erboğa'nın çevresinde dolanan bir gezegen var olsaydı, Plüton'dan 7000 kez daha uzakta bulunacaktı. Bu gezegeni gözlemeye çalışmak ise, Londra'dan Bağdat'taki bir çiçeğe konmuş küçük bir kelebeğin yerini tespit etmeye çalışmak gibi bir şey olacaktır.

Şu ana kadar başarılı olmuş gezegen bulma yöntemleri ve halen geliştirilmekte olan diğer yöntemlerle ilgili genel bir özet aşağıda sunulmuştur.

Yıldızların hız veya konumlarında meydana gelen değişikliklerle ilgili hassas ölçümler, bir gezegenin, kütleçekimi nedeniyle yıldızının deviniminde meydana getirdiği değişimin büyüklüğünü ortaya koyar. Bilim insanları da bu bilgiden gezegenin kütlesini ve yörüngesini bulurlar.

Bir gezegen niçin bir yıldızın sallanmasına neden olur? Eğer bir yıldız tek bir eşe sahipse, her ikisi de ortak kütle merkezleri etrafında daireye yakın bir yörünge üzerinde hareket eder. Nesnelerden biri çok daha küçük olsa bile, fizik kanunları her ikisini de yıldız ve gezegen sisteminin ortak merkezi etrafında dolanmaya zorlar. Bu ortak merkez ise iki nesnenin birbirlerini dengeledikleri noktadır.

Dikey hız yönteminde, yıldız ve gezegen ortak kütle merkezleri etrafında dolanıp dururken, yıldızın hızında meydana gelen küçük değişiklikler ölçülür. Bununla birlikte, böyle bir durumda tespit edilen hareket gözlemciye doğru veya gözlemciden aksi yöne doğrudur. Gökbilimciler, bu değişiklikleri ışığın tayfını inceleyerek belirleyebilirler. Doppler kayması olarak bilinen bir etkiyle, bize doğru hareket eden bir yıldızdan gelen ışık dalgaları tayfın mavi ucuna doğru kayar. Eğer yıldız uzaklaşıyorsa, bu sefer de ışık dalgaları tayfın kırmızı ucuna doğru kayar.

Böyle olur; çünkü dalgalar yıldız gözlemciye yaklaştığında sıkışır, yıldız uzaklaştığında genişler. Bu etki, bir trenin düdüğünde yaklaşırken ve uzaklaşırken duyduğumuz perde değişikliğine benzer.

Gezegen ne kadar büyük ve ana yıldıza ne kadar yakınsa, yıldız da kütle merkezi etrafında o kadar daha hızlı döner ve yıldız ışığının tayfında da o kadar büyük renk değişimine neden olur. İlk keşfedilen gezegenlerin Jüpiter büyüklüğünde (Dünya'dan 300 kat daha büyük kütleli) ve ana yıldızlarına çok yakın yörüngelere sahip olmalarının nedeni budur.

10 parsek veya 33 ışıkyılı uzaklıktan gözlendiğinde, Jüpiter nedeniyle Güneş'in konumunda meydana gelecek değişiklikler.

Güneş sistemimizdeki gezegenler de Güneş üzerinde birkaç ışıkyılı uzaklıkta yer alan bir gözlemci tarafından saptanabilecek ileri-geri devinimlere neden olmaktadır.

Uzay Girişim Ölçümü Projesi'nin en önemli hedefi, dar açılı gök ölçümünü kullanarak, yakınımızda yer alan Güneş türünden yıldızların yörüngelerindeki Dünya büyüklüğünde gezegenlerin varlığını belirlemektir. Buna benzer olarak, Keck Girişimölçeri, Uranüs kütlesindeki gezegenleri araştırmak üzere yüzlerce yıldız üzerinde gök ölçümü araştırması yürütecektir.

Eğer bir gezegen bir yıldız ile bir gözlemcinin bakış düzleminin tam arasından geçerse, yıldız ışığının küçücük bir kısmını engeller ve bu yüzden de yıldızın görünür parlaklığını azaltır.

Hassas aygıtlar, parlaklıktaki bu düzenli azalmayı saptayabilirler. Geçişin süresi ve derinliği kullanılarak gezegenin yörüngesi ve büyüklüğü hesaplanabilir. Küçük gezegenler daha küçük etki yaratırlar, büyüklerse daha büyük. Örneğin, dünya benzeri bir yörüngeye sahip olan kayaç bir gezegen, yıldızının parlaklığında sadece birkaç saat sürecek küçük bir azalma yaratacaktır.

Bu yöntem, Einstein'ın genel görelilik kuramında yer alan öngörülerden birinden türemiştir: Kütleçekimi uzayı büker. Bizler, normal olarak ışığın düz bir çizgi üzerinde ilerlediğini düşünürüz; ancak ışık ışınları uzayda yıldız gibi büyük kütleli bir nesnenin varlığı nedeniyle eğilmiş olan bir bölgeden geçerken bükülür. Bu etki, Güneş'in yıldız ışığı üzerindeki kütleçekimsel etkisi gözlemlenerek ispatlanmıştır.

Bir gezegen şans eseri olarak bizim bakış düzlemimiz boyunca ana yıldızının önünden geçerken, gezegenin kütleçekimi bir mercek gibi davranır. Bu mercek ışık ışınlarını odaklayarak, parlaklıkta geçici ani bir artışa ve yıldızın görünür konumunda bir değişime neden olur.

Gökbilimciler, ışık yaymayan veya başka türlü tespit edilemeyen nesneleri bulmak için kütleçekimsel mikro merceklenme etkisini kullanabilirler.

Gezegenlerin kendileri ışık yaymadıkları için, onları doğrudan gözlemlemek başa çıkılması zor engeller içerir. Kayaç Gezegen Bulucu gibi çalışmalar, ışığın özel bazı niteliklerini kullanarak görme gücümüzü artırmaya yönelik ileri teknolojilere dayanacaktır. Gezegen görüntülemeyle ilgili daha ayrıntılı bilgi için, Teknoloji > Görüntüleme Yöntemleri bölümüne bakınız.