طرق الكشف عن الكواكب الخارجية

يدور النجم الذي يدور حوله كوكب في مدار صغير خاص به استجابةً لجاذبية الكوكب. ويؤدي هذا إلى تغيرات في سرعة تحرك النجم نحو الأرض أو ابتعاده عنها، أي أن هذه التغيرات تحدث في السرعة الشعاعية للنجم بالنسبة للأرض. ويمكن استنتاج السرعة الشعاعية من انزياح خطوط الطيف للنجم الأم نتيجة لتأثير دوبلر . ^{[ 1 ]} وتقيس طريقة السرعة الشعاعية هذه التغيرات لتأكيد وجود الكوكب باستخدام دالة كتلة النظام الثنائي .

سرعة النجم حول مركز كتلة النظام أقل بكثير من سرعة الكوكب، لأن نصف قطر مداره حول مركز الكتلة صغير جدًا. (على سبيل المثال، تتحرك الشمس بسرعة 13  مترًا في الثانية تقريبًا بسبب كوكب المشتري، بينما تتحرك بسرعة 9  سنتيمترات في الثانية فقط بسبب الأرض). مع ذلك، يمكن رصد تغيرات السرعة التي تصل إلى 3 أمتار في الثانية أو حتى أقل من ذلك بقليل باستخدام أجهزة قياس الطيف  الحديثة ، مثل مطياف HARPS ( مُكتشف الكواكب عالي الدقة لقياس السرعة الشعاعية ) في تلسكوب ESO ذي قطر 3.6 متر في مرصد لاسيا ، تشيلي، ومطياف HIRES في تلسكوبات كيك، أو مطياف EXPRES في تلسكوب لويل ديسكفري . وتُعد تقنية "التداخل المُشتت خارجيًا" طريقة بسيطة وغير مكلفة لقياس السرعة الشعاعية. ^{[ 2 ]}

حتى عام 2012 تقريبًا، كانت طريقة السرعة الشعاعية (المعروفة أيضًا باسم مطيافية دوبلر ) التقنية الأكثر فعالية بين الباحثين عن الكواكب. (بعد عام 2012، تفوقت عليها طريقة العبور من تلسكوب كيبلر الفضائي من حيث عدد مرات الرصد). إشارة السرعة الشعاعية مستقلة عن المسافة، لكنها تتطلب أطيافًا ذات نسبة إشارة إلى ضوضاء عالية لتحقيق دقة عالية، ولذلك تُستخدم عادةً فقط للنجوم القريبة نسبيًا، حتى مسافة 160 سنة ضوئية تقريبًا من الأرض، للعثور على كواكب ذات كتل منخفضة. كما أنه من غير الممكن رصد العديد من النجوم المستهدفة في وقت واحد باستخدام تلسكوب واحد. يمكن رصد كواكب بكتلة المشتري حول نجوم تبعد عنا بضعة آلاف من السنوات الضوئية . تُسهّل هذه الطريقة العثور على الكواكب الضخمة القريبة من النجوم. يمكن لأجهزة التحليل الطيفي الحديثة أيضًا رصد كواكب بكتلة المشتري تدور على بُعد 10 وحدات فلكية من النجم الأم، لكن رصد هذه الكواكب يتطلب سنوات عديدة من المراقبة. لا يمكن حاليًا اكتشاف الكواكب ذات الكتلة الأرضية إلا في مدارات صغيرة جدًا حول النجوم منخفضة الكتلة، على سبيل المثال Proxima b .

يسهل رصد الكواكب حول النجوم منخفضة الكتلة لسببين: أولهما، أن هذه النجوم تتأثر بشكل أكبر بجاذبية الكواكب. وثانيهما، أن نجوم التسلسل الرئيسي منخفضة الكتلة تدور عادةً ببطء نسبيًا. فالدوران السريع يجعل بيانات الخطوط الطيفية أقل وضوحًا، لأن نصف النجم يبتعد بسرعة عن مجال رؤية الراصد بينما يقترب النصف الآخر. أما رصد الكواكب حول النجوم الأكثر كتلة فيسهل إذا كان النجم قد غادر التسلسل الرئيسي، لأن مغادرة هذا التسلسل تبطئ دوران النجم.

أحيانًا، تُنتج مطيافية دوبلر إشارات خاطئة، خاصةً في الأنظمة متعددة الكواكب والنجوم. كما يمكن أن تُنتج المجالات المغناطيسية وأنواع معينة من النشاط النجمي إشارات خاطئة. باستخدام نمذجة العمليات الغاوسية (GP)، يمكن لنموذج GP فصل إشارات الكواكب عن النشاط النجمي من خلال تعلم بنية التغاير لضوضاء النجم واستخدامها لتحديد أي أجزاء من الإشارات يُفسرها على أفضل وجه إشارة متماسكة ودورية تمامًا (الكوكب) وأي الإشارات يُفسرها على أفضل وجه إشارة متطورة وشبه دورية (النجم). ^{[ 3 ]} عندما يكون للنجم المضيف كواكب متعددة، يمكن أن تنشأ إشارات خاطئة أيضًا من عدم كفاية البيانات، بحيث يمكن أن تتناسب حلول متعددة مع البيانات، نظرًا لأن النجوم لا تُراقَب بشكل مستمر عمومًا. ^{[ 4 ]} يمكن التخلص من بعض الإشارات الخاطئة من خلال تحليل استقرار النظام الكوكبي، وإجراء تحليل قياس الضوء على النجم المضيف ومعرفة فترة دورانه وفترات دورة نشاطه النجمي.

الكواكب ذات المدارات شديدة الميلان بالنسبة لخط الرؤية من الأرض تُنتج تذبذبات مرئية أصغر، وبالتالي يصعب رصدها. إحدى مزايا طريقة السرعة الشعاعية هي إمكانية قياس انحراف مدار الكوكب مباشرةً. أما إحدى عيوبها الرئيسية فهي أنها لا تستطيع سوى تقدير الحد الأدنى لكتلة الكوكب .${\displaystyle M_{\text{true}}*{\sin i}\,}$يعتمد التوزيع الاحتمالي اللاحق لزاوية الميل i على التوزيع الحقيقي لكتل ​​الكواكب. ^{[ 5 ]} مع ذلك، عندما يكون هناك عدة كواكب في النظام تدور في مدارات متقاربة نسبيًا وتمتلك كتلة كافية، فإن تحليل استقرار المدارات يسمح بتحديد الحد الأقصى لكتلة هذه الكواكب. يمكن استخدام طريقة السرعة الشعاعية لتأكيد النتائج التي تم التوصل إليها باستخدام طريقة العبور . عند استخدام الطريقتين معًا، يمكن تقدير الكتلة الحقيقية للكوكب.

على الرغم من أن السرعة الشعاعية للنجم لا تُعطي سوى الحد الأدنى لكتلة الكوكب، إلا أنه إذا أمكن تمييز خطوط طيف الكوكب عن خطوط طيف النجم، فإنه يُمكن تحديد السرعة الشعاعية للكوكب نفسه، وهذا يُعطي ميل مداره. وهذا يُتيح قياس كتلته الفعلية. كما يُستبعد بذلك النتائج الإيجابية الخاطئة، ويُوفر بيانات حول تركيب الكوكب. تكمن المشكلة الرئيسية في أن هذا الكشف لا يكون ممكنًا إلا إذا كان الكوكب يدور حول نجم ساطع نسبيًا، وإذا كان الكوكب يعكس أو يُصدر كمية كبيرة من الضوء. ^{[ 6 ]}

تخضع الكواكب قصيرة الدورة التي تدور في مدارات قريبة حول نجومها لتغيرات في الضوء المنعكس، لأنها، مثل القمر ، تمر بأطوار مختلفة من البدر إلى الهلال ثم تعود إلى البدر. إضافةً إلى ذلك، ونظرًا لتلقي هذه الكواكب كمية كبيرة من ضوء النجوم، فإنها تُسخّن، مما يجعل الانبعاثات الحرارية قابلة للكشف. ولأن التلسكوبات لا تستطيع فصل الكوكب عن النجم، فإنها لا ترى سوى الضوء المُجتمع، ويبدو أن سطوع النجم المضيف يتغير دوريًا خلال كل دورة. ورغم أن هذا التأثير ضئيل - إذ إن الدقة الضوئية المطلوبة تُعادل تقريبًا دقة رصد كوكب بحجم الأرض يعبر أمام نجم شبيه بالشمس - إلا أن هذه الكواكب بحجم المشتري، ذات الدورة المدارية التي تبلغ بضعة أيام، يُمكن رصدها بواسطة تلسكوبات فضائية مثل مرصد كيبلر الفضائي . وكما هو الحال مع طريقة العبور، يُعدّ رصد الكواكب الكبيرة التي تدور بالقرب من نجمها الأم أسهل من رصد الكواكب الأخرى، لأن هذه الكواكب تستقبل كمية أكبر من ضوء نجمها الأم. عندما يمتلك كوكب ما بياضًا عاليًا ويدور حول نجم ساطع نسبيًا، يسهل رصد تغيرات ضوئه في الضوء المرئي، بينما يسهل رصد الكواكب المظلمة أو تلك التي تدور حول نجوم منخفضة الحرارة باستخدام الأشعة تحت الحمراء بهذه الطريقة. على المدى البعيد، قد تُسهم هذه الطريقة في اكتشاف أكبر عدد من الكواكب التي ستكتشفها تلك المهمة، لأن تغير الضوء المنعكس مع طور المدار لا يعتمد بشكل كبير على ميل المدار، ولا يتطلب مرور الكوكب أمام قرص النجم. مع ذلك، لا تزال هذه الطريقة عاجزة عن رصد الكواكب ذات المدارات الدائرية المواجهة للأرض، لأن كمية الضوء المنعكس لا تتغير أثناء دوران الكوكب حول نجمه.

تعتمد دالة الطور للكوكب العملاق أيضًا على خصائصه الحرارية وغلافه الجوي، إن وُجد. لذا، قد يُساعد منحنى الطور في تحديد خصائص أخرى للكوكب، مثل توزيع أحجام جزيئات غلافه الجوي. عند رصد عبور كوكب أمام نجمه ومعرفة حجمه، يُساعد منحنى تغيرات الطور في حساب أو تحديد بياض الكوكب . ويُصبح الأمر أكثر صعوبة مع الكواكب شديدة الحرارة، إذ يُمكن أن يُؤثر توهج الكوكب على حساب البياض. نظريًا، يُمكن أيضًا تحديد البياض في الكواكب غير العابرة عند رصد تغيرات الضوء بأطوال موجية متعددة. وهذا يُتيح للعلماء تحديد حجم الكوكب حتى لو لم يكن يعبر أمام نجمه. ^{[ 30 ]}

في عام 2015، تمكن فريق دولي من علماء الفلك من رصد طيف الضوء المرئي المنعكس من كوكب خارج المجموعة الشمسية بشكل مباشر لأول مرة. درس هؤلاء العلماء الضوء المنبعث من الكوكب 51 Pegasi b ، وهو أول كوكب خارج المجموعة الشمسية يُكتشف يدور حول نجم من نجوم التسلسل الرئيسي ( نجم شبيه بالشمس )، باستخدام جهاز البحث عالي الدقة عن الكواكب بالسرعة الشعاعية (HARPS) في مرصد لاسيا التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي في تشيلي. ^{[ 31 ] [ 32 ]}

قام كل من تلسكوب كوروت ^{[ 33 ]} وتلسكوب كيبلر ^{[ 34 ]} بقياس الضوء المنعكس من الكواكب. مع ذلك، كانت هذه الكواكب معروفة مسبقًا لأنها تعبر أمام نجمها المضيف. أول الكواكب التي اكتُشفت بهذه الطريقة هما كيبلر-70 ب وكيبلر-70ج ، اللذان اكتشفهما تلسكوب كيبلر. ^{[ 35 ]}

تعتمد طريقة جديدة ومنفصلة للكشف عن الكواكب الخارجية من خلال تغيرات الضوء على تأثير حركة النجم على تدفق الضوء المرصود. تُعرف هذه الطريقة أيضًا باسم تأثير دوبلر أو تعزيز دوبلر. وقد اقترحها لأول مرة أبراهام لوب وسكوت غاودي عام 2003. ^{[ 36 ]} عندما يجذب الكوكب النجم بجاذبيته، تتغير كثافة الفوتونات، وبالتالي السطوع الظاهري للنجم من وجهة نظر الراصد. ومثل طريقة السرعة الشعاعية، يمكن استخدامها لتحديد الانحراف المداري والحد الأدنى لكتلة الكوكب. وباستخدام هذه الطريقة، يصبح من الأسهل اكتشاف الكواكب الضخمة القريبة من نجومها، حيث تزيد هذه العوامل من حركة النجم. وعلى عكس طريقة السرعة الشعاعية، لا تتطلب هذه الطريقة طيفًا دقيقًا للنجم، وبالتالي يمكن استخدامها بسهولة أكبر للعثور على الكواكب حول النجوم سريعة الدوران والنجوم البعيدة.

من أبرز عيوب هذه الطريقة ضآلة تأثير تغير الضوء. فكوكبٌ بكتلة كوكب المشتري يدور على بُعد 0.025 وحدة فلكية من نجمٍ شبيه بالشمس يكاد يكون غير قابلٍ للرصد حتى عندما يكون مداره جانبيًا. هذه ليست الطريقة المثلى لاكتشاف كواكب جديدة، إذ إن كمية ضوء النجوم المنبعث والمنعكس من الكوكب عادةً ما تكون أكبر بكثير من تغيرات الضوء الناتجة عن التوجيه النسبي. مع ذلك، تظل هذه الطريقة مفيدة، لأنها تسمح بقياس كتلة الكوكب دون الحاجة إلى جمع بيانات لاحقة من خلال رصد السرعة الشعاعية.

تم الإعلان عن أول اكتشاف لكوكب باستخدام هذه الطريقة ( Kepler-76b ) في عام 2013. ^{[ 37 ] [ 38 ]}

يمكن للكواكب الضخمة أن تُحدث تشوهات طفيفة في مدارات نجومها بفعل قوى المد والجزر . فعندما يكون شكل النجم بيضاويًا بعض الشيء ، يتغير سطوعه الظاهري تبعًا لموقع الجزء المفلطح منه بالنسبة لزاوية رؤية الراصد. وكما هو الحال في طريقة التوجيه النسبي، تُساعد هذه الطريقة في تحديد الحد الأدنى لكتلة الكوكب، وتعتمد حساسيتها على ميل مدار الكوكب. قد يكون تأثير هذه الطريقة على السطوع الظاهري للنجم أكبر بكثير مما هو عليه في طريقة التوجيه النسبي، إلا أن دورة تغير السطوع تكون أسرع بمرتين. إضافةً إلى ذلك، يُشوه الكوكب شكل النجم بشكل أكبر إذا كانت نسبة نصف قطره الرئيسي إلى نصف قطر النجم منخفضة، وكانت كثافة النجم منخفضة أيضًا. وهذا ما يجعل هذه الطريقة مناسبة لاكتشاف الكواكب حول النجوم التي خرجت من التسلسل الرئيسي، ^{[ 39 ]} مثل كوكب كيبلر-91ب . ^{[ 40 ]}

النجم النابض هو نجم نيوتروني: بقايا صغيرة فائقة الكثافة لنجم انفجر كمستعر أعظم . تُصدر النجوم النابضة موجات راديوية بانتظام شديد أثناء دورانها. ولأن دوران النجم النابض منتظم للغاية، يمكن استخدام أي شذوذ طفيف في توقيت نبضاته الراديوية المرصودة لتتبع حركته. ومثل أي نجم عادي، يتحرك النجم النابض في مداره الصغير الخاص به إذا كان له كوكب. ويمكن للحسابات القائمة على رصد توقيت النبضات أن تكشف عن معايير ذلك المدار. ^{[ 41 ]}

لم تُصمم هذه الطريقة في الأصل لاكتشاف الكواكب، لكنها تتميز بحساسية فائقة تمكنها من رصد كواكب أصغر بكثير من أي طريقة أخرى، حتى تلك التي تقل كتلتها عن عُشر كتلة الأرض. كما أنها قادرة على رصد الاضطرابات الجاذبية المتبادلة بين مختلف كواكب النظام الشمسي، ما يكشف معلومات إضافية عن تلك الكواكب وخصائص مداراتها. إضافةً إلى ذلك، يمكنها بسهولة رصد الكواكب البعيدة نسبيًا عن النجم النابض.

هناك عيبان رئيسيان لطريقة قياس توقيت النبضات النجمية: أولهما ندرة النبضات النجمية نسبيًا، وثانيهما أن تكوّن كوكب حولها يتطلب ظروفًا خاصة. لذا، من غير المرجح اكتشاف عدد كبير من الكواكب بهذه الطريقة. ^{[ 42 ]} إضافةً إلى ذلك، من غير المرجح أن تستمر الحياة على الكواكب التي تدور حول النبضات النجمية نظرًا لشدة الإشعاع المحيط بها.

في عام 1992، استخدم ألكسندر وولشتشان وديل فرايل هذه الطريقة لاكتشاف كواكب تدور حول النجم النابض PSR 1257+12 . ^{[ 43 ]} تم تأكيد اكتشافهما بحلول عام 1994، مما جعله أول تأكيد لوجود كواكب خارج المجموعة الشمسية . ^{[ 44 ]}

على غرار النجوم النابضة، تتميز بعض أنواع النجوم المتغيرة النابضة الأخرى بانتظام كافٍ يسمح بتحديد السرعة الشعاعية ضوئيًا فقط من خلال انزياح دوبلر لتردد النبض، دون الحاجة إلى التحليل الطيفي . ^{[ 45 ] [ 46 ]} إلا أن هذه الطريقة ليست بنفس حساسية طريقة تغير توقيت النبض، نظرًا لأن النشاط الدوري أطول وأقل انتظامًا. وتعتمد سهولة اكتشاف الكواكب حول نجم متغير على فترة نبض النجم، وانتظام النبضات، وكتلة الكوكب، ومسافته عن النجم المضيف.

تحقق أول نجاح لهذه الطريقة في عام 2007، عندما تم اكتشاف V391 Pegasi b حول نجم قزم نابض. ^{[ 47 ]}

تعتمد طريقة تباين توقيت العبور على دراسة ما إذا كانت عمليات العبور تحدث بانتظام دوري صارم، أم أنها تتسم بتفاوت في التوقيت. عند رصد عدة كواكب عابرة، يمكن في كثير من الأحيان تأكيد وجودها باستخدام هذه الطريقة. يُعدّ هذا مفيدًا في الأنظمة الكوكبية البعيدة عن الشمس، حيث تعجز طرق السرعة الشعاعية عن رصدها نظرًا لانخفاض نسبة الإشارة إلى الضوضاء. إذا تم رصد كوكب باستخدام طريقة العبور، فإنّ التباينات في توقيت العبور تُوفّر طريقة بالغة الحساسية لرصد كواكب أخرى غير عابرة في النظام، ذات كتل تُقارب كتلة الأرض. يسهل رصد تباينات توقيت العبور إذا كانت مدارات الكواكب متقاربة نسبيًا، وعندما يكون أحد الكواكب على الأقل أكثر كتلة، مما يُؤدي إلى اضطراب أكبر في الفترة المدارية لكوكب أقل كتلة. ^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}

تتمثل العيوب الرئيسية لطريقة قياس توقيت العبور في أنها لا تُتيح عادةً معرفة الكثير عن الكوكب نفسه. يُمكن أن يُساعد تباين توقيت العبور في تحديد الكتلة القصوى للكوكب. في معظم الحالات، يُمكن لهذه الطريقة تأكيد ما إذا كان للجسم كتلة كوكبية، لكنها لا تُحدد بدقة مقدار كتلته. مع ذلك، توجد استثناءات، حيث تدور الكواكب في نظامي كبلر-36 وكبلر -88 على مسافة قريبة بما يكفي لتحديد كتلها بدقة.

أُجري أول رصدٍ هام لكوكبٍ غير عابر باستخدام تقنية التباين الزمني للتغيرات (TTV) بواسطة تلسكوب كيبلر الفضائي التابع لناسا . يُظهر الكوكب العابر كيبلر-19 ب تباينًا زمنيًا للتغيرات بسعة خمس دقائق وفترة تبلغ حوالي 300 يوم، مما يشير إلى وجود كوكبٍ ثانٍ، كيبلر-19ج ، الذي تبلغ فترة دورانه مضاعفًا نسبيًا تقريبًا لفترة دوران الكوكب العابر. ^{[ 51 ] [ 52 ]}

في الكواكب التي تدور حول نجمين ، تُعزى اختلافات توقيت العبور بشكل رئيسي إلى الحركة المدارية للنجوم، وليس إلى تأثيرات جاذبية الكواكب الأخرى. هذه الاختلافات تجعل من الصعب رصد هذه الكواكب باستخدام الطرق الآلية، ولكنها في الوقت نفسه تُسهّل تأكيد وجودها بمجرد رصدها.

يشير مصطلح "تغير المدة" إلى التغيرات في مدة العبور. وقد يكون سبب تغير المدة وجود قمر خارجي ، أو ترنح مدار الكواكب ذات المدارات الإهليلجية نتيجة وجود كوكب آخر في النظام نفسه، أو النسبية العامة . ^{[ 53 ] [ 54 ]}

عند اكتشاف كوكب يدور حول نجمين باستخدام طريقة العبور، يمكن تأكيد ذلك بسهولة باستخدام طريقة تباين مدة العبور. ^{[ 55 ]} في الأنظمة الثنائية المتقاربة، تُغير النجوم حركة النجم المرافق بشكل ملحوظ، مما يعني أن أي كوكب عابر يُظهر تباينًا كبيرًا في مدة العبور. وجاء أول تأكيد من هذا القبيل من كوكب كيبلر-16ب . ^{[ 55 ]}

عندما يصطف نظام نجمي ثنائي بحيث يمر النجمان أمام بعضهما البعض في مداراتهما من منظور الأرض، يُطلق على هذا النظام اسم "نظام نجمي ثنائي كسوفي". يُسمى وقت الحد الأدنى للضوء، عندما يكون النجم ذو السطح الأكثر سطوعًا محجوبًا جزئيًا على الأقل بقرص النجم الآخر، بالكسوف الأولي. وبعد نصف دورة تقريبًا، يحدث الكسوف الثانوي عندما يحجب النجم ذو السطح الأكثر سطوعًا جزءًا من النجم الآخر. تُشكل أوقات الحد الأدنى للضوء هذه، أو الكسوفات المركزية، علامة زمنية على النظام، تمامًا مثل نبضات النجم النابض (باستثناء أنها ليست وميضًا، بل انخفاضًا في السطوع). إذا كان هناك كوكب يدور حول النجمين الثنائيين، فسيكون النجمان منزاحين حول مركز كتلة الكوكب الثنائي . ومع تحرك الكوكب ذهابًا وإيابًا بين النجمين، ستختلف أوقات الحد الأدنى للكسوف. قد تكون دورية هذا الانحراف الطريقة الأكثر موثوقية لاكتشاف الكواكب الخارجية التي تدور حول أنظمة ثنائية متقاربة. ^{[ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]} باستخدام هذه الطريقة، يسهل اكتشاف الكواكب إذا كانت ذات كتلة أكبر، وتدور في مدارات قريبة نسبيًا حول النظام، وإذا كانت النجوم ذات كتل منخفضة.

تتيح طريقة التوقيت أثناء الكسوف اكتشاف الكواكب على مسافات أبعد عن النجم المضيف مقارنةً بطريقة العبور. مع ذلك، تميل الإشارات حول النجوم المتغيرة الكارثية، والتي تشير إلى وجود كواكب، إلى التوافق مع مدارات غير مستقرة. ^{[ 59 ]} في عام 2011، أصبح كوكب كيبلر-16ب أول كوكب يتم تحديد خصائصه بشكل قاطع من خلال تغيرات التوقيت في الأنظمة الثنائية الكسوفية. ^{[ 60 ]}

تحدث ظاهرة العدسات الجاذبية الصغرية عندما يعمل مجال جاذبية نجم ما كعدسة، فيُكبّر ضوء نجم بعيد في الخلفية. ولا يحدث هذا التأثير إلا عندما يكون النجمان على استقامة واحدة تقريبًا. وتكون أحداث العدسات الجاذبية قصيرة، إذ تستمر لأسابيع أو أيام، لأن النجمين والأرض يتحركون جميعًا بالنسبة لبعضهم البعض. وقد رُصد أكثر من ألف حدث من هذا القبيل خلال السنوات العشر الماضية.

إذا كان للنجم الأمامي الذي يُحدث تأثير العدسة كوكب، فإن مجال جاذبية هذا الكوكب نفسه يُمكن أن يُساهم بشكلٍ ملحوظ في هذا التأثير. ولأن ذلك يتطلب اصطفافًا نادرًا للغاية، يجب رصد عدد كبير جدًا من النجوم البعيدة باستمرار لرصد مساهمات العدسات الصغرية الكوكبية بمعدل معقول. تُعد هذه الطريقة أكثر جدوى للكواكب الواقعة بين الأرض ومركز المجرة، حيث يُوفر مركز المجرة عددًا كبيرًا من النجوم الخلفية.

في عام 1991، اقترح الفلكيان شودي ماو وبوهدان باتشينسكي استخدام عدسات الجاذبية الصغرية للبحث عن أجرام ثنائية مصاحبة للنجوم، وقد طوّر آندي غولد وأبراهام لوب اقتراحهما في عام 1992 كطريقة لاكتشاف الكواكب الخارجية. وتعود نجاحات هذه الطريقة إلى عام 2002، عندما طوّر فريق من الفلكيين البولنديين ( أندريه أودالسكي ، ومارسيل كوبياك، وميشال شيمانسكي من وارسو ، وبوهدان باتشينسكي ) خلال مشروع OGLE ( تجربة عدسات الجاذبية البصرية ) تقنية عملية. وخلال شهر واحد، عثروا على عدة كواكب محتملة، إلا أن محدودية عمليات الرصد حالت دون تأكيدها بشكل قاطع. ومنذ ذلك الحين، تم اكتشاف العديد من الكواكب الخارجية المؤكدة باستخدام عدسات الجاذبية الصغرية. وكانت هذه أول طريقة قادرة على اكتشاف كواكب ذات كتلة مشابهة للأرض تدور حول نجوم التسلسل الرئيسي العادية. ^{[ 61 ]}

بخلاف معظم الطرق الأخرى، التي تميل إلى رصد الكواكب ذات المدارات الصغيرة (أو الكبيرة في حالة التصوير عالي الدقة)، فإن طريقة العدسات الدقيقة هي الأكثر حساسية لرصد الكواكب التي تبعد حوالي 1-10 وحدات فلكية عن نجومها. ^{[ 62 ]}

من أبرز عيوب هذه الطريقة عدم إمكانية تكرار ظاهرة العدسة الجاذبية، لأن هذا التوافق العرضي لا يتكرر. كما أن الكواكب المكتشفة عادةً ما تكون على بُعد عدة كيلوبارسيك، مما يجعل عمليات الرصد اللاحقة باستخدام طرق أخرى مستحيلة في أغلب الأحيان. إضافةً إلى ذلك، فإن الخاصية الفيزيائية الوحيدة التي يمكن تحديدها بواسطة العدسة الجاذبية الصغرية هي كتلة الكوكب، ضمن قيود غير دقيقة. كما أن خصائص المدار غالبًا ما تكون غير واضحة، إذ أن الخاصية المدارية الوحيدة التي يمكن تحديدها مباشرةً هي نصف المحور الأكبر الحالي للكوكب من نجمه الأم، وهو ما قد يكون مُضللاً إذا كان الكوكب يتبع مدارًا إهليلجيًا. عندما يكون الكوكب بعيدًا عن نجمه، فإنه يقضي جزءًا ضئيلاً فقط من مداره في حالة يمكن رصده فيها بهذه الطريقة، لذا يصعب تحديد الفترة المدارية للكوكب. كما أنه من الأسهل اكتشاف الكواكب حول النجوم منخفضة الكتلة، لأن تأثير العدسة الجاذبية الصغرية يزداد مع نسبة كتلة الكوكب إلى كتلة النجم.

تتمثل المزايا الرئيسية لطريقة العدسات الجاذبية الصغرية في قدرتها على رصد الكواكب ذات الكتلة المنخفضة (حتى كتلة المريخ نظرياً، وذلك بفضل مشاريع فضائية مستقبلية مثل تلسكوب نانسي غريس رومان الفضائي )؛ وقدرتها على رصد الكواكب ذات المدارات الواسعة المشابهة لمدارات زحل وأورانوس، والتي تتميز بفترات مدارية طويلة جداً بالنسبة لطرق السرعة الشعاعية أو العبور؛ وقدرتها على رصد الكواكب التي تدور حول نجوم بعيدة جداً. وتُظهر هذه الطريقة أن الكواكب العملاقة الشبيهة بالأرض أكثر شيوعاً في المجرة مما كان يُعتقد سابقاً. ^{[ 63 ]}

تُجرى عمليات الرصد عادةً باستخدام شبكات من التلسكوبات الآلية . وبالإضافة إلى مشروع OGLE الممول من مجلس البحوث الأوروبي ، يعمل فريق رصد العدسات الدقيقة في الفيزياء الفلكية (MOA) على تطوير هذا النهج.

يُعد مشروع PLANET ( شبكة استكشاف شذوذ العدسات )/RoboNet أكثر طموحًا. فهو يتيح تغطية شبه متواصلة على مدار الساعة بواسطة شبكة تلسكوبات عالمية، مما يوفر فرصة رصد تأثيرات العدسات الدقيقة من كواكب ذات كتل منخفضة كتلتها كتل الأرض. وقد نجحت هذه الاستراتيجية في اكتشاف أول كوكب منخفض الكتلة في مدار واسع، والذي أُطلق عليه اسم OGLE-2005-BLG-390Lb . ^{[ 61 ]}

يتضمن تلسكوب ناسا الفضائي نانسي جريس رومان المقرر إطلاقه في عام 2027 مسحًا للكواكب باستخدام العدسات الدقيقة كواحد من مشاريعه الأساسية الثلاثة.

تُعدّ الكواكب مصادر ضوئية خافتة للغاية مقارنةً بالنجوم، والضوء الضئيل المنبعث منها يضيع غالبًا في وهج نجمها الأم. لذا، يصعب عمومًا رصدها وتمييزها مباشرةً من نجمها المضيف. أما الكواكب التي تدور على مسافة كافية من النجوم بحيث لا يمكن تمييزها، فتعكس القليل جدًا من ضوء النجوم، لذا يتم رصدها من خلال انبعاثاتها الحرارية . يسهل الحصول على صور عندما يكون النظام الكوكبي قريبًا نسبيًا من النظام الشمسي ، وعندما يكون الكوكب كبيرًا جدًا (أكبر بكثير من المشتري )، وبعيدًا عن نجمه الأم، وساخنًا لدرجة أنه يُصدر إشعاعًا تحت أحمر مكثفًا ؛ حينها تُؤخذ الصور في نطاق الأشعة تحت الحمراء، حيث يكون الكوكب أكثر سطوعًا مما هو عليه في الأطوال الموجية المرئية. تُستخدم الكورونوغرافات لحجب ضوء النجم، مع إبقاء الكوكب مرئيًا. يتطلب التصوير المباشر لكوكب خارجي شبيه بالأرض استقرارًا بصريًا حراريًا فائقًا . ^{[ 64 ]} خلال مرحلة التراكم لتكوين الكواكب، قد يكون تباين النجم والكوكب أفضل في خط هيدروجين ألفا منه في الأشعة تحت الحمراء - ويجري حاليًا مسح لخط هيدروجين ألفا. ^{[ 65 ]}

لا توفر الصور المباشرة سوى تقديرات تقريبية لكتلة الكوكب، والتي تُستنتج من عمر النجم ودرجة حرارة الكوكب. وتختلف الكتلة اختلافًا كبيرًا، إذ قد تتشكل الكواكب بعد ملايين السنين من تشكل النجم. وكلما انخفضت درجة حرارة الكوكب، قلّت الكتلة المطلوبة لتقديرها. وفي بعض الحالات، يُمكن تحديد نصف قطر الكوكب بدقة معقولة بناءً على درجة حرارته وسطوعه الظاهري ومسافته عن الأرض. ولا يتطلب الأمر فصل الأطياف المنبعثة من الكواكب عن النجم، مما يُسهّل تحديد تركيبها الكيميائي.

أحيانًا، يتطلب الأمر إجراء رصد بأطوال موجية متعددة لاستبعاد كون الكوكب قزمًا بنيًا . يُمكن استخدام التصوير المباشر لقياس مدار الكوكب حول النجم بدقة. على عكس معظم الطرق الأخرى، يُعدّ التصوير المباشر أكثر فعالية مع الكواكب ذات المدارات المواجهة للنجم مقارنةً بالكواكب ذات المدارات الجانبية، إذ يُمكن رصد الكوكب ذي المدار المواجه للنجم طوال فترة دورانه، بينما يسهل رصد الكواكب ذات المدارات الجانبية خلال فترة أقصى مسافة ظاهرية بينها وبين النجم الأم.

تنقسم الكواكب المكتشفة عبر التصوير المباشر حاليًا إلى فئتين. الأولى، الكواكب التي تدور حول نجوم أضخم من الشمس، والتي لا تزال صغيرة السن لدرجة أن أقراصها الكوكبية الأولية تحولت إلى أقراص من الحطام. أما الفئة الثانية، فتضم الكواكب التي يُحتمل أن تكون أقزامًا بنية صغيرة تدور حول نجوم خافتة جدًا، أو الأقزام البنية التي تبعد 100 وحدة فلكية على الأقل عن نجومها الأم.

كما يتم العثور على الأجسام ذات الكتلة الكوكبية غير المرتبطة جاذبياً بنجم من خلال التصوير المباشر أيضاً.

الاكتشافات المبكرة

في عام 2004، استخدم فريق من علماء الفلك مصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا التابعة للمرصد الأوروبي الجنوبي في تشيلي لإنتاج صورة للنجم 2M1207b ، وهو نجم مرافق للقزم البني 2M1207. ^{[ 68 ]} وفي العام التالي، تم تأكيد كتلة هذا النجم المرافق. ^{[ 69 ]} ويُقدّر أن كتلة هذا النجم المرافق أكبر بعدة مرات من كتلة كوكب المشتري ، وأن نصف قطر مداره أكبر من 40 وحدة فلكية.

في 13 نوفمبر 2008، نُشر على الإنترنت أن تلسكوب هابل الفضائي رصد على ما يبدو كوكبًا خارج المجموعة الشمسية يدور حول فومالهوت ، بكتلة لا تتجاوز 3 أضعاف _{كتلة الشمس} . ^{[ 70 ] [ 71 ]} كلا النظامين حول فومالهوت وHR 8799 اللذين نُشرا في ذلك اليوم محاطان بأقراص تشبه حزام كايبر . مع ذلك، أكدت دراسات لاحقة أن "الكوكب" فومالهوت ب هو في الواقع سحابة حطام متوسعة ناتجة عن اصطدام كوكب صغير. ^{[ 72 ]} 

في نفس اليوم، 13 نوفمبر 2008، نُشر أول نظام كوكبي متعدد على الإنترنت، والذي رُصد لأول مرة في صور التُقطت في أكتوبر 2007، باستخدام تلسكوبات في كل من مرصد كيك ومرصد جيميني . رُصدت ثلاثة كواكب مباشرة تدور حول HR 8799 ، كتلها تعادل عشرة أضعاف كتلة المشتري، وعشرة أضعاف كتلته، وسبعة أضعاف كتلته على التوالي . ^{[ 73 ] [ 74 ]}

في 21 نوفمبر 2008، بعد ثلاثة أيام من قبول رسالة إلى المحرر نُشرت على الإنترنت في 11 ديسمبر 2008، ^{[ 75 ]} أُعلن أن تحليل صور يعود تاريخها إلى عام 2003 كشف عن وجود كوكب يدور حول بيتا بيكتوريس ^{[ 76 ]} بكتلة تبلغ حوالي 8 أضعاف _{كتلة الشمس} . [ ^{75 ] وتأكد} في عام 2010 أن هذا الكوكب المرافق لم يكن مجرد صدفة. ^{[ 77 ]} 

في عام 2010، تم التأكد من أن النجم المرافق ليس مجرد محاذاة عشوائية ^{[ 78 ] [ 79 ]} ، وقد تم تصويره لأول مرة في أبريل 2008 على بعد 330 وحدة فلكية من النجم 1RXS J160929.1−210524 ، ونُشر لأول مرة أنه تم اكتشافه في 6 نوفمبر 2008 ^{[ 80 ]} ، وأُعلن عنه بالفعل في 8 سبتمبر 2008. ^{[ 81 ]} لم يتم التأكد بعد ما إذا كانت كتلة النجم المرافق أعلى أو أقل من حد احتراق الديوتيريوم.

تشمل الكواكب الخارجية الأخرى المحتملة التي تم تصويرها مباشرةً: GQ Lupi b و DH Tauri b و AB Pictoris b و CHXR 73 b و SCR 1845 b . ^{[ 82 ]} وحتى عام 2006، لم يتم تأكيد أي منها ككوكب؛ بل يُحتمل أن تكون أقزامًا بنية صغيرة . ^{[ 83 ] [ 84 ]}

أجهزة التصوير

تُركّب العديد من الأجهزة القادرة على تصوير الكواكب على تلسكوبات أرضية كبيرة، مثل جهاز تصوير الكواكب التابع لمرصد جيميني ، وجهاز VLT-SPHERE ، وجهاز سوبارو كورونوغرافيك ذي البصريات التكيفية المتطرفة (SCExAO) ، ومشروع بالومار 1640. أما في الفضاء، فلا توجد حاليًا أجهزة مخصصة لتصوير الكواكب الخارجية. ورغم أن تلسكوب جيمس ويب الفضائي يمتلك بعض القدرات في هذا المجال، إلا أنه لم يُصمّم خصيصًا لهذا الغرض. وسيكون تلسكوب نانسي غريس رومان الفضائي أول مرصد فضائي يضم جهازًا مخصصًا لتصوير الكواكب الخارجية. وقد صمّم مختبر الدفع النفاث (JPL) هذا الجهاز كنموذج تجريبي لمرصد فضائي كبير مستقبلي، سيكون تصوير الكواكب الخارجية الشبيهة بالأرض أحد أهدافه العلمية الرئيسية. وقد طُرحت مفاهيم مثل LUVOIR و HabEx .

في عام 2010، أثبت فريق من مختبر الدفع النفاث التابع لناسا أن جهاز الكورونوغراف الدوامي يمكن أن يمكّن التلسكوبات الصغيرة من تصوير الكواكب مباشرة. ^{[ 86 ]} وقد فعلوا ذلك من خلال تصوير كواكب HR 8799 التي تم تصويرها سابقًا، باستخدام جزء صغير من تلسكوب هيل يبلغ عرضه 1.5 متر فقط .

وهناك نهج واعد آخر وهو قياس التداخل الصفري . ^{[ 87 ]}

وقد اقتُرح أيضاً أن التلسكوبات الفضائية التي تُركّز الضوء باستخدام ألواح المنطقة بدلاً من المرايا ستوفر صوراً ذات تباين أعلى، وستكون أقل تكلفةً في الإطلاق إلى الفضاء نظراً لإمكانية طي لوح المنطقة المصنوع من رقائق معدنية خفيفة الوزن. ^{[ 88 ]} وثمة احتمال آخر يتمثل في استخدام حاجب كبير في الفضاء مصمم لحجب ضوء النجوم القريبة من أجل رصد الكواكب التي تدور حولها، مثل مهمة العوالم الجديدة .

تُعدّ التلسكوبات الأرضية العملاقة المستقبلية ذات أهمية بالغة للتصوير المباشر. ويجري التخطيط حاليًا لثلاثة تلسكوبات. من المقرر أن يكون تلسكوب ماجلان العملاق (GMT) في تشيلي، بينما من المقرر أن يكون تلسكوب الثلاثين مترًا (TMT) في جزيرة هاواي، إلا أن سلسلة من الاحتجاجات ضد تلسكوب الثلاثين مترًا تسعى إلى منع ذلك. من المرجح أن تبدأ هذه التلسكوبات عملها في أوائل ثلاثينيات القرن الحالي، بينما لا يزال من الممكن أن يبدأ التلسكوب الثالث، وهو التلسكوب العملاق للغاية (ELT) التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي (ESO)، والذي يُبنى أيضًا في تشيلي، عمله في عام 2028 أو 2029.

الضوء المنبعث من النجوم غير مستقطب، أي أن اتجاه تذبذب الموجة الضوئية عشوائي. ومع ذلك، عندما ينعكس الضوء عن غلاف جوي لكوكب، تتفاعل الموجات الضوئية مع جزيئات الغلاف الجوي وتصبح مستقطبة. ^{[ 90 ]}

من خلال تحليل الاستقطاب في الضوء المُجتمع للكوكب والنجم (حوالي جزء واحد في المليون)، يُمكن من حيث المبدأ إجراء هذه القياسات بحساسية عالية جدًا، إذ لا يتأثر قياس الاستقطاب باستقرار الغلاف الجوي للأرض. ومن المزايا الرئيسية الأخرى أن قياس الاستقطاب يسمح بتحديد تركيب الغلاف الجوي للكوكب. أما العيب الرئيسي فهو عدم القدرة على رصد الكواكب عديمة الغلاف الجوي. ويُسهل رصد الكواكب الأكبر حجمًا والكواكب ذات البياض العالي باستخدام قياس الاستقطاب، لأنها تعكس كمية أكبر من الضوء.

تُعرف الأجهزة الفلكية المستخدمة في قياس الاستقطاب باسم أجهزة قياس الاستقطاب، وهي قادرة على رصد الضوء المستقطب ورفض الحزم غير المستقطبة. وتستخدم مجموعات مثل ZIMPOL/CHEOPS ^{[ 91 ]} و PlanetPol ^{[ 92 ]} حاليًا أجهزة قياس الاستقطاب للبحث عن الكواكب الخارجية. ويبدو أن أول رصد ناجح لكوكب خارجي باستخدام هذه الطريقة قد تم في عام 2008، عندما تم رصد الكوكب HD 189733 b ، الذي اكتُشف قبل ثلاث سنوات، باستخدام قياس الاستقطاب. ^{[ 93 ]} ومع ذلك، فقد تم التشكيك في القياسات التي أُجريت باستخدام الضوء المستقطب من قِبل فريقين منفصلين يستخدمان أجهزة قياس استقطاب أكثر حساسية، ^{[ 94 ] [ 95 ] [ 96 ]} مع تحديد حدود عليا لإشارة قياس الاستقطاب. في عام 2021، رُصد استقطابٌ طفيفٌ (بضع أعشار بالمئة) لنجم DH Tau b، وهو جرمٌ تبلغ كتلته 11 ± 3 _كتلة شمسية ^{[ 97 ]} ، إما أعلى أو أدنى من حد احتراق الديوتيريوم، ومن غير المرجح أن يكون سببه الغبار بين النجوم. ^{[ 98 ]} ولم تُكتشف كواكب جديدة حتى الآن باستخدام هذه الطريقة.

تعتمد هذه الطريقة على قياس موقع النجم في السماء بدقة، ومراقبة تغير هذا الموقع بمرور الوقت. في البداية، كان يتم ذلك بصريًا، باستخدام سجلات مكتوبة بخط اليد. وبحلول نهاية القرن التاسع عشر، استُخدمت الألواح الفوتوغرافية، مما حسّن دقة القياسات بشكل كبير، وأنشأ أرشيفًا للبيانات. إذا كان للنجم كوكب، فإن تأثير جاذبية الكوكب سيؤدي إلى تحرك النجم نفسه في مدار دائري أو بيضاوي صغير. في الواقع، يدور كل من النجم والكوكب حول مركز كتلتهما المشترك ( مركز الثقل )، كما هو موضح في حلول مسألة الجسمين . ولأن النجم أكثر كتلة، فإن مداره سيكون أصغر بكثير. ^{[ 99 ]} غالبًا ما يقع مركز الكتلة المشترك ضمن نصف قطر الجسم الأكبر. وبالتالي، يسهل العثور على الكواكب حول النجوم منخفضة الكتلة، وخاصة الأقزام البنية.

يُعدّ علم الفلك القياسي أقدم طريقة للبحث عن الكواكب الخارجية ، وقد شاع استخدامه في البداية لنجاحه في توصيف الأنظمة النجمية الثنائية الفلكية . ويعود تاريخه على الأقل إلى تصريحات ويليام هيرشل في أواخر القرن الثامن عشر، حيث ادّعى أن جرمًا سماويًا غير مرئي يؤثر على موقع النجم الذي صنّفه باسم 70 Ophiuchi . أُجري أول حساب فلكي قياسي رسمي معروف لكوكب خارجي على يد ويليام ستيفن جاكوب عام 1855 لهذا النجم. ^{[ 100 ]} وتكررت حسابات مماثلة على يد باحثين آخرين لنصف قرن آخر ^{[ 101 ]} إلى أن دُحضت نهائيًا في أوائل القرن العشرين. ^{[ 102 ] [ 103 ]} وعلى مدى قرنين من الزمان، انتشرت ادعاءات باكتشاف أجرام سماوية غير مرئية تدور حول أنظمة نجمية قريبة، قيل إنها جميعًا عُثر عليها باستخدام هذه الطريقة، ^{[ 101 ]} وبلغت ذروتها في الإعلان البارز عام 1996 عن اكتشاف كواكب متعددة تدور حول النجم القريب Lalande 21185 على يد جورج غيتوود . ^{[ 104 ] [ 105 ]} لم تصمد أي من هذه الادعاءات أمام تدقيق علماء الفلك الآخرين، وفقدت هذه التقنية مصداقيتها. ^{[ 106 ]} لسوء الحظ، فإن التغيرات في موقع النجوم ضئيلة للغاية، بينما التشوهات الجوية والمنهجية كبيرة جدًا، لدرجة أن حتى أفضل التلسكوبات الأرضية لا تستطيع إنتاج قياسات دقيقة بما فيه الكفاية. من المرجح أن تكون جميع الادعاءات التي أشارت إلى وجود كوكب مرافق بكتلة أقل من 0.1 كتلة شمسية، ككتلة للكوكب، والتي طُرحت قبل عام 1996 باستخدام هذه الطريقة، ادعاءات زائفة. في عام 2002، نجح تلسكوب هابل الفضائي في استخدام القياسات الفلكية لتحديد خصائص كوكب تم اكتشافه سابقًا حول النجم غليس 876. ^{[ 107 ]}

من المتوقع أن يكتشف مرصد غايا الفضائي ، الذي تم إطلاقه في عام 2013، آلاف الكواكب من خلال القياس الفلكي، ولكن قبل إطلاق غايا ، لم يتم تأكيد أي كوكب تم اكتشافه عن طريق القياس الفلكي.كان مشروع SIM PlanetQuest مشروعًا أمريكيًا (تم إلغاؤه في عام 2010) وكان من المفترض أن يكون لديه قدرات مماثلة لاكتشاف الكواكب الخارجية مثل Gaia .

إحدى المزايا المحتملة للطريقة الفلكية هي حساسيتها العالية للكواكب ذات المدارات الكبيرة. ^{[ 108 ]} وهذا يجعلها مكملة للطرق الأخرى الأكثر حساسية للكواكب ذات المدارات الصغيرة. مع ذلك، تتطلب هذه الطريقة فترات رصد طويلة جدًا (من سنوات إلى عقود)، لأن الكواكب البعيدة بما يكفي عن نجمها بحيث يمكن رصدها عبر القياس الفلكي تستغرق وقتًا طويلًا لإكمال مداراتها. أما الكواكب التي تدور حول أحد النجوم في الأنظمة الثنائية، فيسهل رصدها، لأنها تُحدث اضطرابات في مدارات النجوم نفسها. ^{[ 108 ]} ولكن، تتطلب هذه الطريقة عمليات رصد لاحقة لتحديد النجم الذي يدور حوله الكوكب.

في عام ٢٠٠٩، أُعلن عن اكتشاف الكوكب VB 10b باستخدام القياسات الفلكية. وقد ذُكر أن كتلة هذا الكوكب، الذي يدور حول النجم القزم الأحمر VB 10 ذي الكتلة المنخفضة، تعادل سبعة أضعاف كتلة كوكب المشتري . وإذا تأكد هذا الاكتشاف، فسيكون أول كوكب خارج المجموعة الشمسية يُكتشف باستخدام القياسات الفلكية، من بين العديد من الكواكب التي تم الادعاء باكتشافها على مر السنين. ^{[ ١٠٩ ] [ ١١٠ ]} إلا أن الدراسات الحديثة التي لا تعتمد على السرعة الشعاعية تستبعد وجود هذا الكوكب المزعوم. ^{[ ١١١ ] [ ١١٢ ]}

في عام 2010، تم قياس ستة نجوم ثنائية فلكياً. وقد تبين بدرجة عالية من الثقة أن أحد هذه الأنظمة النجمية، المسمى HD 176051 ، يحتوي على كوكب. ^{[ 108 ]}

في عام 2018، تمكنت دراسة قارنت بين ملاحظات المركبة الفضائية جايا وبيانات هيباركوس لنظام بيتا بيكتوريس من قياس كتلة بيتا بيكتوريس ب، مما حصرها في11 ± 2 كتلة كوكب المشتري. ^{[ 113 ]} وهذا يتوافق بشكل جيد مع تقديرات الكتلة السابقة التي تبلغ حوالي 13 كتلة كوكب المشتري.

في عام 2019، تم استكمال البيانات من المركبة الفضائية جايا وسلفها هيباركوس ببيانات HARPS مما أتاح وصفًا أفضل لكوكب إبسيلون إندي أب باعتباره ثاني أقرب كوكب خارجي شبيه بكوكب المشتري بكتلة تعادل 3 كتل مشتري في مدار بيضاوي قليلاً بفترة مدارية تبلغ 45 عامًا. ^{[ 114 ]}

اعتبارًا من عام 2022وبفضل غايا بشكل خاص، استُخدم مزيج السرعة الشعاعية وعلم الفلك لاكتشاف وتوصيف العديد من الكواكب العملاقة ، ^{[ 115 ] [ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]} بما في ذلك أقرب الكواكب الشبيهة بالمشتري ε  Eridani b و ε Indi Ab. ^{[ 119 ] [ 114 ]} بالإضافة إلى ذلك، استُخدم علم الفلك الراديوي باستخدام مصفوفة VLBA لاكتشاف كواكب تدور حول TVLM 513-46546 و EQ Pegasi A. ^{[ 120 ] [ 121 ]}

في سبتمبر 2020، أُعلن عن اكتشاف كوكب مُحتمل يدور حول النظام الثنائي عالي الكتلة للأشعة السينية M51-ULS-1 في مجرة ​​الدوامة . رُصد الكوكب من خلال كسوف مصدر الأشعة السينية، الذي يتكون من بقايا نجمية (إما نجم نيوتروني أو ثقب أسود ) ونجم ضخم، يُرجح أنه عملاق فائق من النوع B. هذه هي الطريقة الوحيدة القادرة على اكتشاف كوكب في مجرة ​​أخرى. ^{[ 122 ]}

يمكن رصد الكواكب قيد التكوين من خلال البصمات التي تُنتجها في أقراصها الكوكبية الأولية . إذ يُمكن رصد سرعات الغاز في القرص الكوكبي الأولي، كما يُمكن أن يكشف شكله عن وجود الكواكب. تُؤثر الكواكب على سرعات الغاز من خلال إحداث تغيرات كبيرة عن الحركة الكبلرية. ^{[ 123 ] [ 124 ]} تُعرف هذه الطريقة الآن باسم "حركية القرص". ومن الأمثلة البارزة على الأقراص الكوكبية الأولية حول النجوم الفتية التي تحمل بصمات كواكب مُدمجة: HD 97048، ^{[ 125 ]} و HD 163296 ^{، [ 126 ] [ 127 ]} وHD 100546. ^{[ 128 ]}

يمكن أن تُنتج أحداث التغير غير الدورية، مثل التوهجات الشمسية، أصداءً خافتة للغاية في منحنى الضوء إذا انعكست عن كوكب خارج المجموعة الشمسية أو وسط تشتيت آخر في النظام النجمي. ^{[ 129 ] [ 130 ] [ 131 ] [ 132 ]} ومؤخرًا، وبفضل التطورات في تقنيات الأجهزة ومعالجة الإشارات، يُتوقع إمكانية استعادة أصداء الكواكب الخارجية من خلال القياسات الضوئية والطيفية عالية الدقة للأنظمة النجمية النشطة، مثل الأقزام الحمراء. ^{[ 133 ] [ 134 ] [ 135 ]} ويمكن نظريًا رصد هذه الأصداء في جميع زوايا ميل المدار.

لا تجمع مصفوفة التداخل الضوئي/الأشعة تحت الحمراء (مثل مصفوفة التداخل المقترحة المكونة من 16 مقياسًا لتلسكوب بيغ فرينج ^{[ 136 ]} ) كمية ضوء تعادل ما يجمعه تلسكوب واحد من نفس الحجم، لكنها تتمتع بدقة تلسكوب واحد بحجم المصفوفة. بالنسبة للنجوم الساطعة، يمكن استخدام هذه القدرة التحليلية لتصوير سطح النجم أثناء عبوره ورصد ظل الكوكب العابر. وهذا من شأنه أن يوفر قياسًا مباشرًا لنصف قطر الكوكب الزاوي، ومن خلال اختلاف المنظر ، نصف قطره الفعلي. وهذا أكثر دقة من تقديرات نصف القطر المستندة إلى قياس الضوء أثناء العبور ، والتي تعتمد على تقديرات نصف قطر النجم، والتي بدورها تعتمد على نماذج خصائص النجم. كما يوفر التصوير تحديدًا أدق للميل المداري مقارنةً بقياس الضوء. ^{[ 137 ]}

يمكن رصد الانبعاثات الراديوية الشفقية من الأغلفة المغناطيسية للكواكب الخارجية باستخدام التلسكوبات الراديوية. قد يكون سبب هذا الانبعاث تفاعل المجال المغناطيسي للكوكب مع الرياح النجمية، أو مصادر البلازما المجاورة (مثل قمر آيو البركاني التابع لكوكب المشتري الذي يمر عبر غلافه المغناطيسي)، أو تفاعل المجال المغناطيسي مع الوسط بين النجوم . على الرغم من الادعاءات باكتشافات عديدة، إلا أنه لم يتم التحقق من أي منها حتى الآن. وقد أُجريت أكثر عمليات البحث حساسيةً عن الانبعاثات الراديوية المباشرة من المجالات المغناطيسية للكواكب الخارجية، أو من المجالات المغناطيسية للكواكب الخارجية المتفاعلة مع تلك الصادرة عن نجومها المضيفة، باستخدام تلسكوب أريسيبو الراديوي . ^{[ 138 ] [ 139 ]}

إضافة إلى إمكانية دراسة المجالات المغناطيسية للكواكب الخارجية، يمكن استخدام الانبعاثات الراديوية لقياس معدل الدوران الداخلي للكوكب الخارجي. ^{[ 140 ]}

في مارس 2019، أعلن علماء الفلك في المرصد الأوروبي الجنوبي ، باستخدام أداة GRAVITY على مقياس التداخل التلسكوبي الكبير جدًا (VLTI)، عن أول اكتشاف مباشر لكوكب خارج المجموعة الشمسية ، HR 8799 e ، باستخدام قياس التداخل البصري . ^{[ 141 ]}

من خلال النظر إلى تذبذبات مخطط التداخل باستخدام مطياف تحويل فورييه، يمكن الحصول على حساسية محسنة للكشف عن الإشارات الخافتة من الكواكب الشبيهة بالأرض. ^{[ 142 ]}

يُظهر تحديد تجمعات الغبار على طول قرص كوكبي أولي تراكمًا ضئيلاً حول نقاط لاغرانج . ومن خلال رصد هذا الغبار، يمكن الاستدلال على وجود كوكب تسبب في تكوين هذه التجمعات. ^{[ 143 ]}

من المتوقع أن يكشف مرصد ليزر التداخل الفضائي (LISA)، المُخصص لرصد موجات الجاذبية، عن وجود كواكب ضخمة وأقزام بنية تدور حول أنظمة ثنائية من الأقزام البيضاء. ويُقدّر عدد هذه الاكتشافات في مجرة ​​درب التبانة ما بين 17 اكتشافًا في سيناريو متشائم إلى أكثر من 2000 اكتشاف في سيناريو متفائل، بل وقد يكون من الممكن رصدها خارج المجرة في سحابتي ماجلان ، وهو ما يتجاوز بكثير القدرات الحالية لأساليب الرصد الأخرى. ^{[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]}

تحيط أقراص من غبار الفضاء ( أقراص الحطام ) بالعديد من النجوم. ويمكن رصد هذا الغبار لأنه يمتص ضوء النجوم العادي ويعيد إشعاعه على شكل أشعة تحت حمراء . وحتى لو كانت كتلة جزيئات الغبار الإجمالية أقل بكثير من كتلة الأرض، فقد تظل مساحة سطحها الإجمالية كبيرة بما يكفي لتتفوق على نجمها الأم في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء. ^{[ 147 ]}

يستطيع تلسكوب هابل الفضائي رصد أقراص الغبار باستخدام جهازه NICMOS (كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة ومطياف الأجسام المتعددة). وقد التقط تلسكوب سبيتزر الفضائي، وهو جهاز شقيق له، ومرصد هيرشل الفضائي التابع لوكالة الفضاء الأوروبية، صورًا أفضل بكثير، إذ يتميز بقدرته على الرؤية في نطاق أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء أعمق بكثير من قدرة هابل. وقد تم رصد أقراص الغبار حول أكثر من 15% من النجوم القريبة الشبيهة بالشمس. ^{[ 148 ]}

يُعتقد أن الغبار ناتج عن تصادمات بين المذنبات والكويكبات. يدفع ضغط الإشعاع المنبعث من النجم جزيئات الغبار إلى الفضاء بين النجوم خلال فترة زمنية قصيرة نسبيًا. لذا، يشير اكتشاف الغبار إلى تجدد مستمر من خلال تصادمات جديدة، ويُقدم دليلًا غير مباشر قويًا على وجود أجسام صغيرة كالمذنبات والكويكبات التي تدور حول النجم الأم. ^{[ 148 ]} على سبيل المثال، يُشير قرص الغبار حول نجم تاو سيتي إلى أن هذا النجم يحتوي على مجموعة من الأجسام تُشابه حزام كايبر في نظامنا الشمسي ، ولكنها أكثر سُمكًا بعشر مرات على الأقل. ^{[ 147 ]}

على سبيل التخمين، تشير بعض السمات في أقراص الغبار أحيانًا إلى وجود كواكب كاملة الحجم. تحتوي بعض الأقراص على تجويف مركزي، مما يعني أنها في الواقع حلقية الشكل. قد يكون سبب هذا التجويف المركزي هو قيام كوكب ما بـ"تنظيف" الغبار داخل مداره. بينما تحتوي أقراص أخرى على تكتلات قد تكون ناتجة عن تأثير جاذبية كوكب ما. كلا النوعين من السمات موجودان في قرص الغبار المحيط بنجم إبسيلون إريداني ، مما يُلمح إلى وجود كوكب بنصف قطر مداري يبلغ حوالي 40 وحدة فلكية (بالإضافة إلى الكوكب الداخلي الذي تم اكتشافه باستخدام طريقة السرعة الشعاعية). ^{[ 149 ]} يمكن نمذجة هذه الأنواع من تفاعلات الكوكب مع القرص عدديًا باستخدام تقنيات التنظيف التصادمي . ^{[ 150 ]}

غالباً ما يكشف التحليل الطيفي لأغلفة الأقزام البيضاء عن وجود تلوث بعناصر أثقل مثل المغنيسيوم والكالسيوم . لا يمكن أن تنشأ هذه العناصر من لبّ النجوم، ومن المحتمل أن يكون التلوث ناتجاً عن كويكبات اقتربت كثيراً (ضمن حد روش ) من هذه النجوم بفعل تفاعلها الجاذبي مع كواكب أكبر حجماً، ثم تمزقت بفعل قوى المد والجزر النجمية. قد تصل نسبة تلوث الأقزام البيضاء الفتية بهذه الطريقة إلى 50%. ^{[ 151 ]}

بالإضافة إلى ذلك، يمكن رصد الغبار المسؤول عن تلوث الغلاف الجوي بواسطة الأشعة تحت الحمراء إذا وُجد بكمية كافية، على غرار رصد أقراص الحطام حول نجوم التسلسل الرئيسي. وتشير بيانات تلسكوب سبيتزر الفضائي إلى أن 1-3% من الأقزام البيضاء تحتوي على غبار نجمي قابل للرصد. ^{[ 152 ]}

في عام 2015، تم اكتشاف كواكب صغيرة تعبر أمام القزم الأبيض WD 1145+017 . ^{[ 153 ]} تدور هذه المادة بفترة تبلغ حوالي 4.5 ساعات، وتشير أشكال منحنيات الضوء العابر إلى أن الأجسام الأكبر حجماً تتفكك، مما يساهم في التلوث في الغلاف الجوي للقزم الأبيض.