NHỮNG PHƯƠNG PHÁP TÌM KIẾM HÀNH TINH
Phương pháp thứ nhất tìm kiếm hành tinh là phương pháp cổ điển thường được gọi là trắc lượng thiên thể (đo đạc sao). Nó đã được thử nghiệm từ lâu để tìm các sao đôi, nơi mà một sao trong số chúng có độ sáng thấp và không đễ phát hiện bằng quang học. Hành tinh quay quanh sao, tác động tới nó bằng lực hấp dẫn của mình, làm ngôi sao lệch khỏi chuyển động thẳng, lúc lệch phía này, lúc lệch phía kia. Khi đo quỹ đạo chuyển động của ngôi sao, có thể thấy được sự sai lệch này nếu như chúng không qúa nhỏ. Khoảng thời gian diễn ra những dao động như vậy phải bằng chu kỳ quay của hành tinh vì khoảng cách liên hệ với khối lượng đã biết của ngôi sao, điều đó cho phép xác định khoảng cách từ nó đến hành tinh. Liên hệ với chu kỳ quay của hành tinh nhờ qua định luật thứ ba của Keple. Còn khi biết biên độ dao động thì theo định luật vạn vật hấp dẫn ta không khó khăn để tính được cả khối lượng của hành tinh. Tuy nhiên dao động của sao do hành tinh gây ra rất nhỏ và đo chúng rất khó. Để thực hiện phương pháp này cần có những kính thiên văn quang học lớn, còn trong tương lai là các giao thoa kế vô tuyến.
Phương pháp thứ hai tìm kiếm hành tinh là sự tách bạch trực tiếp bức xạ quang học yếu ớt của chúng. Để giảm ảnh hưởng ánh sáng của chính ngôi sao xuống mức thấp nhất, cần tiến hành quan sát trong phạm vi phổ hồng ngoại, đồng thời sử dụng các phương pháp quang học chuyên biệt được gọi là các phương pháp giao thoa, mà nhờ nó khả năng của các kính thiên văn phân biệt các nguồn ánh sáng gần nhau được nâng cao. Nhưng cách thức tìm kiếm các hành tinh một cách trực tiếp này thực hiện không đơn giản.
Kết quả gây ấn tượng đầu tiên được công bố vào năm 1995: kính thiên văn Hơpbơn đã thu nhận được hình ảnh rõ nét của một nguồn yếu bên cạnh một ngôi sao có độ trưng thấp trong chòm sao Lực Sĩ, cách Mặt Trời 19 năm ánh sáng. Nó được đánh số trong bản danh mục những ngôi sao gần nhất của Glidê do vậy tên sao được công nhận là Glidê 623-Al, còn bạn đồng hành của nó là Glidê 623-B. Theo độ trưng thì ngôi sao lùn Glidê 623-B nhỏ hơn Mặt Trời 60000 lần. Sự tồn tại rất sớm của ngôi sao đồng hành có khối lượng nhỏ này đã được dự đoán trước xuất phát từ sự đo đạc chính xác quỹ đạo của sao. Glidê 623-B lại là hơi lớn đối với một hành tinh: khối lượng của nó tối thiểu cũng gấp 40 lần khối lượng Sao Mộc.
Đây là một trong những ngôi sao khối lượng nhất trong số sao ta đã biết ngày nay. Khá kỳ lạ là trong phổ của sao đồng hành này lại tìm thấy các vạch mêtan. Các vạch này cũng xuất hiện trong phổ của các hành tinh lớn của hệ Mặt Trời nhưng không đặc trưng cho những ngôi sao. Sự có mặt của mêtan nói lên rằng bề mặt nhìn thấy được của ngôi sao lùn này được nung nóng hoàn toàn không đến nhiệt độ sao: dưới 1000K. Những ngôi sao tương tự được tìm thấy rất ít và chúng có lẽ là ít gặp trong tự nhiên. Chúng thường được gọi là sao lùn nâu để khác biệt với loại sao lùn đỏ có số lượng lớn là những ngôi sao có khối lượng lớn và nhiệt độ cao hơn.
Con đường nghiên cứu thứ ba là theo dõi sự biến đổi độ sáng (biến quang) của một số khối lượng các sao trong khoảng thời gian dài với mục đích nắm bắt được một số sao trong chúng tính chất đặc thù của sự thay đổi độ sáng , bộc lộ sự có mặt của hành tinh.
Người ta đã được biết đến hai cơ chế ảnh hưởng của hành tinh đến độ sáng biểu kiến của sao. Cơ chế đầu gắn với hiện tượng vi thấu kính hoá. Hành tinh/ ngẫu nhiên rơi vào cùng một tia nhìn tới một ngôi sao xa xôi nào đó, làm biến dạng quang thông phát ra từ sao bằng trường hấp dẫn của mình, kết quả là trong khoảng thời gian ngắn (độ một vài ngày đêm), độ sáng biểu kiến của sao được tăng lên.Trường hấp dẫn của một hành tinh không lớn, như Trái Đất, cũng có thể tác động giống như một thấu kính chuyển động và có khả năng gây ra sự thay đổi một lần của độ sáng sao trong nền xa, khi hành tinh đó rơi vào tia nhìn. Nhưng sự kiện này rất ít khi xảy ra, do đó để tìm ra hiện tượng vi thấu kính như vậy phải quan sát thường xuyên trong khoảng nhiều năm hàng triệu các ngôi sao xa xôi trong khu vực mà chúng hợp lại chen chúc trên bầu trời (ví dụ ở hướng tới các thiên hà gần nhất là các đám Mây Magienlăng). Khi đó đối với hành tinh sẽ có nhiều hơn cơ hội roi vào một tia nhìn tới một ngôi sao nào đó trong số chúng. Những quan sát theo kiểu này được bắt đầu từ thập kỉ 90.
Rốt tiếc không thể biết một điều gì đó về quỹ đạo của hành tinh, cho dù nó có được phát hiện bằng hiện tượng vi thấu kính hoá. Tuy nhiên, phương pháp này gần như là phương pháp duy nhất cho phép tìm kiếm hành tinh không chỉ ở gần với sao “mẹ” của nó mà nó cũng gây được hiệu ứng vi thấu kính cả khi hành tinh đó chuyển động giữa các ngôi sao như một vật thể biệt lập lạnh lẽo và không được chiếu sáng bởi bất kì nguồn sáng nào (nếu như những hành tinh như vậy có tồn tại).
Cơ chế biến quang thứ hai của hoạt động chỉ khi quỹ đạo của hành tinh có hướng đắc địa đối với người quan sát sao cho khi chuyển động quỹ đạo của hành tinh được quy chiếu theo chu kì lên đĩa sao tức là hiện lên trên nền đĩa sao. Trong trường hợp này trong mỗi vòng quay nô sẽ che khuất một phần không lớn đĩa sao, làm giảm một chút quang thông đi đến (những sự kiện như vậy cũng xuất hiện theo chu kì khi quan sát từ Trái Đất, lúc Sao Thuỷ hoặc Sao Kim đi ngang qua đĩa Mặt Trời). Sự thay đổi độ sáng của sao khi đó rất nhỏ và không dễ gì phân biệt được nó với các dao động ngẫu nhiên của độ sáng, liên quan tôi tính biến quang của sao hoặc với sự hiện diện của những vết đen trên bề mặt của nó. Tuy nhiên khi quan sát đủ lâu thì điều đó có thể phân biệt được. Cuối cùng phương pháp tìm kiếm hành tinh thứ tư là sự thay đổi vận tốc của sao với độ chính xác tối 20 - 30 m/s, một điều hòan toàn có thể thực hiện được với sử dụng kĩ thuật quan sát phổ hiện đại. Lực hút của hành tinh gây ra những thay đổi có tính chu kì trong vận tốc của sao. Hành tinh càng nặng nó càng gần với sao thì biên độ của những thay đổi này càng lớn.
Ví dụ, Trái Đất quay quanh Mặt Trời với vận tốc gần 30 km/s, nhưng ngay cả nó, bằng lực hấp dẫn của mình cũng làm ''xê dịch'' Mặt Trời khổng lồ, buộc tâm Mặt Trời vẽ thành một đường tròn không lớn với đường kính khoảng 900 km. Vận tốc chuyển động của Mặt Trời dưới tác động của Trái Đất khi đó rất nhỏ: dưới 0,l m/s. Độ lớn như vậy không thể đo được bằng thực nghiệm. Nhưng ví dụ Sao Mộc, là một hành tinh nặng hơn, bằng sức hút của mình truyền cho Mặt Trời vận tốc khoảng l2 m/s, còn nếu như nó nằm ở quỹ đạo Trái Đất, thì vận tốc Mặt Trời sẽ là 28 m/s. Những vận tốc như vậy đã có thể đo được ở các ngôi sao khác nhờ sử dụng kĩ thuật thu nhận phổ đặc biệt. Việc đo tốc độ dựa vào hiệu ứng Đôple (đó là sự thay đổi tần số sóng điện từ, hoặc tương đương như thế, sự dịch chuyển của các vạch quang phổ khi nguồn sáng chuyển động so với ngôi quan sát). Thực ra, dựa theo hiệu ứng Đôple không đo được toàn bộ vận tốc, mà chỉ đo được vận tốc xuyên tâm, nghĩa là vận tốc tới gần hoặc rời ra xa của nguồn, và do đó sinh ra một chút sự bất định trong ước lượng. Tuy vậy chính bằng con đường này đã phát hiện được hành tinh đầu tiên của một ngôi sao kiểu Mặt Trời.
