Солнечная система

Главным недостатком транзитного метода является низкая вероятность транзитной конфигурации.

Согласно [1], вероятность транзита и затмения равны, соответственно:

Где p_tra - вероятность транзита планеты по диску своей звезды, p_occ - вероятность затмения, R_* - радиус звезды, R_p - радиус планеты, a - большая полуось орбиты, e - эксцентриситет, ω - аргумент перицентра. "Плюс" в обоих выражениях соответствует ситуации, когда учитываются и частичные (скользящие) транзиты, а "минус" - когда учитываются только полные транзиты.
Если орбита планеты круговая, а радиус планеты много меньше радиуса звезды, то эти формулы значительно упрощаются:

Первый транзит внесолнечной планеты был обнаружен в 2000 году. Это был транзит горячего юпитера HD 209458 b, неофициально еще называемого Осирисом. В 2007 году был обнаружен транзит горячего нептуна GJ 436 b, открытого еще в 2004 году методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, а в 2010 году была открыта первая транзитная планета земного типа Kepler-10 b. (Строго говоря, первой планетой предположительно земного типа был CoRoT-7 b, открытый в 2009 году, но неопределенности в измерении его радиуса до сих пор настолько велики, что не позволяют определить его химический состав и однозначно отнести к каменным планетам.)
К настоящему моменту известно уже более ста двадцати транзитных экзопланет, большинство из которых являются горячими юпитерами. Этот факт совершенно не означает, что большинство экзопланет действительно являются горячими юпитерами - просто вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, так что планеты на тесных орбитах легче всего обнаружить. Из наблюдений транзитных горячих юпитеров оказалось возможным оценить долю таких планет: оказывается, только около 1% солнцеподобных звезд имеют рядом с собой горячие юпитеры.
Огромный интерес вызывают результаты работы американского космического телескопа им. Кеплера, за первые 5 месяцев научных наблюдений обнаружившего более 1200 транзитных кандидатов в планеты [3]. Как оказалось, количество нептунов и планет земного типа на тесных орбитах у солнцеподобных звезд в несколько раз превышает количество газовых гигантов. Кроме того, было обнаружено большое количество транзитных планет на достаточно широких орбитах с умеренным тепловым режимом, соответствующим тепловому режиму Меркурия, Венеры и даже Земли. После подтверждения планетной природы этих кандидатов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд наступит настоящий прорыв в наших знаниях о внесолнечных планетных системах.

Помимо статистического определения доли звезд, имеющих планеты различных размеров, транзитный метод позволяет проводить спектральные наблюдения внесолнечных планет, которые в противном случае (в отсутствии транзита) были бы невозможны. 
Например, зависимость глубины транзитов от длины волны позволяет построить спектр транзитной планеты "на просвет", и, таким образом, изучать свойства ее верхней атмосферы. Начало этим исследованиям положили наблюдения транзитов HD 209458 b в ультрафиолетовом диапазоне (в линии Лайман-альфа), которые привели к открытию протяженной водородной короны вокруг этого горячего юпитера, радиус которой значительно превышал радиус его полости Роша [2]. Впоследствии аналогичные водородные короны были обнаружены у горячих юпитеров WASP-12 b и HD 189733 b. Наличие этих корон говорит об истечении, испарении атмосфер некоторых горячих юпитеров в межпланетное пространство.
Кроме того, изучение кривой блеска системы позволяет определить яркостную температуру транзитных планет. Так, из кривой блеска системы HD 189733 (звезда + планета), измеренной на волне 8 мкм, были определены температуры дневного и ночного полушарий горячего юпитера HD 189733 b. Средняя температура дневного полушария оказалась равной 1211 ± 11К, а ночного - 973 ± 33К.

Измерения глубины вторичных минимумов (т.е. падения общего блеска системы во время затмений планеты звездой) транзитных экзопланет в зависимости от длины волны позволяет получать спектры дневного полушария таких планет. Ниже показан спектр дневного полушария горячего юпитера HD 189733 b, полученный с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера. По оси абсцисс отложена длина волны, по оси ординат - отношение светового потока планеты к световому потоку звезды. Сплошными линиями показаны предсказания ряда теоретических моделей планетных атмосфер, красными точками - результаты измерений. Видно, что ни одна из предложенных моделей не в состоянии количественно описать полученный спектр.

Самые впечатляющие научные результаты были получены в результате комбинирования транзитного метода и метода измерения лучевых скоростей родительских звезд. Если транзитный метод позволяет определить размер планеты, то метод лучевых скоростей - ее массу, что в совокупности дает возможность узнать среднюю плотность экзопланеты и ее примерный химический состав.

Как оказалось, средние плотности известных транзитных экзопланет различаются более чем на 2 порядка! Так, средняя плотность транзитного горячего юпитера WASP-17 b составляет всего 0.082 ± 0.01 г/куб.см (в 12 раз меньше плотности воды!), в то время как средняя плотность горячего юпитера XO-3 b достигает 8.7 г/куб.см, что превышает плотность стали.

Еще одним перспективным методом изучения транзитных экзопланет является измерение эффекта Мак-Лафлина. Эффект Мак-Лафлина возникает из-за того, что звезда вращается вокруг своей оси, и часть ее диска приближается к нам (что приводит к синему смещению линий в спектре), а часть удаляется (что приводит к аналогичному красному смещению). Если угол между наклонением орбиты планеты и осью вращения звезды мал, то во время транзита диск планеты вступит на диск звезды с приближающейся к нам, "синей" стороны, а сойдет с удаляющейся, "красной". В результате средняя лучевая скорость звезды сначала увеличится (звезда слегка "покраснеет"), а потом уменьшится (звезда "посинеет). Это приведет к характерному колебанию средней лучевой скорости звезды во время транзита.

Транзитный метод поиска экзопланет весьма требователен к чувствительности приемной аппаратуры. Если транзит планеты-гиганта (радиус ~ 11 земных радиусов) вызывает падение блеска солнцеподобной звезды примерно на 1%, то транзит планеты, сравнимой по размеру с Нептуном (радиус ~ 4 земных радиусов) - уже на 0.13%, а транзит планеты, аналогичной Земле - всего на 0.008%. Многочисленные проекты, посвященные наземным поискам транзитных экзопланет (SuperWASP, HATNet, XO и др.), обнаруживают только транзитные планеты-гиганты, хотя, согласно последним данным, полученным американским космическим телескопом им. Кеплера, планет меньшего размера (нептунов и суперземель) гораздо больше. 
Точность измерения фотометрического сигнала от выбранной звезды ограничивается несколькими источниками шума [1]. Это фотонный шум, мерцания выбранной звезды из-за флуктуаций плотности в земной атмосфере, differential extinction и эффект плоского поля (Flat fielding).
Фотонный шум возникает из-за корпускулярных свойств света. Если от звезды поступает N фотонов в единицу времени, то это число испытывает случайные флуктуации, причем относительное стандартное отклонение составляет примерно (N Δt)^-1/2, где Δt - время экспозиции. Для уменьшения фотонного шума нужно собирать как можно больше фотонов (использовать более яркие звезды, зеркала телескопа большего диаметра и детекторы большей чувствительности).
Мерцания происходят вследствие флуктуаций плотности воздуха в земной атмосфере, приводящих к флуктуациям коэффициента преломления. Для времени экспозиции, большей одной секунды, стандартное отклонение светового потока, вызванного мерцаниями, описывается формулой: