以下では、間接法の中でも特によく用いられている2つの手法について簡単に紹介します。
さて、以上のことは、系外惑星とその中心星についても同様で、惑星と中心星は互いに共通重心の周りを回ることになります。つまり、惑星が存在することで、中心星もわずかに「揺れる」ことになるわけです。この揺れを検知することができれば、間接的に惑星の存在の証拠をつかむことが可能です。
ところが、実際にはこの揺れは極めて小さく、また地球からもはるか遠い距離にあるため、天球上での位置のズレとして捉えることはかなり難しいといえます。そこで編み出されたアイデアが、「ドップラー効果」を用いてこの揺れを検知しようというものです。
ちなみに、惑星からの重力が大きいほどドップラー効果は大きくなります。また、光の波長の伸び縮みの周期は、惑星が中心星の周りを回る周期で決まることは明らかです。よって、視線速度法によって系外惑星を発見した場合、単なる発見にとどまらず、その惑星の質量や軌道周期まで推定することが可能です。
惑星の軌道面がちょうど観測者(地球)の視線方向にある場合、その惑星は周期的に中心星の目の前を横切ることになります。その際、中心星から地球に届く光は惑星のサイズ分だけ「隠される」ことになります。地球上でときおり観測される「日食」のミニバージョンだと思ってもらうとわかりやすいかもしれません。
この「プチ日食」により、中心星から届く光の量が周期的に減少するのを捉えて、間接的に惑星の存在の証拠をつかむ手法をトランジット法と呼びます。トランジット法の素晴らしいところは、単に系外惑星を発見するにとどまらず、その惑星に関する様々な情報を引き出すことができる点だといえます。
トランジットによる周期的な光の減少の程度は、惑星のサイズによって決まります。例えば、もともとの中心星からの光の量から1%分だけ暗くなったとすると、目の前を横切っている惑星のサイズは中心星のサイズの1%程度であることがわかります。すなわち、トランジット法によって系外惑星を発見した場合、その惑星のサイズを推定することが可能となります。
さらに、トランジット法で発見された惑星について視線速度を測定してあげれば、「1. 視線速度法」の項で述べた通りその惑星の質量を推定することができます。質量とサイズの両方がわかれば、その惑星の密度がわかります。つまり、その惑星が何でできているのか(岩石惑星なのか、氷の塊なのか、大量のガスをまとっているのか、など)が推定できることになるのです。
また、目の前を横切っている惑星が大気を持っていた場合には、中心星から地球に届く光の一部が惑星の大気の中を通過してくることになるため、光の成分を詳しく分析することで、その惑星の大気成分を推定することまで可能となります。
それから、ここでは詳しく説明しませんが、トランジットとは逆に惑星が中心星の裏に隠れる場合(二次食と呼びます)のデータも用いると、惑星表面の温度についても推定することができます。
間接的にその存在の証拠をつかんだだけの系外惑星について、これだけの様々な情報を引き出すことのできるトランジット法は、系外惑星の個々の特徴を調べる上で非常に強力な手法といえるでしょう。