Bizim çalışmalarımızda uyguladığımız yöntem, ötegezegene sahip yıldızın tayfını gözleyerek, tayfta görülen çizgilerin hıza bağlı değişim hareketleri ölçülüp, buradan ötegezegenin özelliklerini belirlemekle ilgili idi. Bunun dışında kullanılan yöntemlerden biri Astrometrik Ölçümdür. Bu yöntem, yıldızın konumunu çevresindeki yıldızlara göre duyarlı bir biçimde ölçüp, gökyüzünde yaptığı hareketleri zamana karşı belirlemeye dayanıyor. Buradaki varsayım ise, eğer yıldızın etrafında gezegen ya da gezegenler varsa, yıldızın onlarla birlikte yaptığı ortak kütle merkezi hareketi nedeniyle farklı zamanlarda farklı noktalarda gözleneceği varsayımıdır.
Durumu daha iyi anlayabilmek için, Güneş'in Jüpiter gezegeni ile ortak kütle merkezinin yıllara göre hareketinin görüldüğü şekle bakmalıyız. Görüldüğü gibi Güneş'in uzaktan bakıldığında görülen konumu yıllar içinde değişiyor olarak görülmektedir. Bu biçimde bir gözlemi uzaktan yapan birisi, Güneş'in büyükçe bir gezegeni olduğunu, yani Jüpiter'in varlığını belirleyebilirdi.
Bir başka, çok sıklıkla kullanılan yöntem ise Geçiş (Transit) Gözlemi'dir. Bu yöntemde, eğer bir gezegen bakış doğrultumuzu yıldıza birleştiren doğrultudan geçerse, yıldızın yüzeyinde çok küçük bir alan örtülür ve yıldızın toplam parlaklığı çok az da olsa azalır. Şekilde görüldüğü gibi, gezegen yıldızın önüne geldiğinde, yıldızın toplam parlaklığında çok az bir azalma gözlenir. Bu miktarın çok az olması, belirlenmesi için çok duyarlı gözlem aletleri gerektirir. Benzer biçimde gezegen yıldızın arkasında kaldığında ise onun parlaklığının tümüyle kaybolması, genellikle toplam parlaklıkta belirlenebilir bir azalmaya neden olmaz. Geçiş yönteminde, gezegenin geçiş zamanları farklı zamanlarda gözlenerek, bir değişim olup olmadığı incelenir. Eğer varsa, buradan olası diğer gezegenler de belirlenebilmektedir.
Geçiş yönteminin bir başka iyi yanı da, gezegenin atmosferinin incelenmesine olanak vermesidir. Geçiş sırasında, yıldızdan gelen ışık gezegenin üst atmosferinden geçer. Yüksek çözünürlüklü tayfölçerle yapılan incelemede, gezegenin bir atmosferi varsa, bileşimi incelenebilir.
Işık-zaman etkisi ile gezegen bulunması yönteminde, dönemli değişim gösteren yıldızın döneminde, gezegenin etkisiyle değişimler görülür ve bu değişimlerin çözümlenmesiyle gezegenin varlığı belirlenebilir. Bu durum, ışık hızının sonlu olması, yani belirli bir mesafeyi belirli bir zamanda katetmesi özelliğine dayanır. Yıldız kütle merkezi etrafında yaptığı hareket sırasında gözlemciden uzaklaşması sırasında gözlenen değişim gecikmeli olarak gözlemciye ulaşır. Yakınlaşması durumunda da biraz erken gözlenen bir değişim söz konusudur. Bu erken ve geç gözleme miktarları belirlenerek, gezegenin yörüngesi ve dolayısı ile gezegenle ilgili bilgi elde edilebilir.
Doğrudan görüntüleme biçiminde gözlenebilen ötegezegenler de vardır. Özellikle gezegenlerin parlaklığı, birlikte bulundukları yıldıza göre oldukça sönük olduğundan, doğrudan görüntüleme ile gezegenlerin gözlenmesi oldukça zordur. Bu tür gözlemler için özel optik sistemler kullanılmaktadır. Koronograf denilen ve çok parlak olan yıldızı örterek çok sönük olan gezegenin görülebilmesini sağlayan engelleyici bir parça kullanılır.
Resimde Beta Pictoris adlı yıldızın, koronografla kapatılması sonucu, merkeze yakın solda açık renkli bir nokta olarak gezegen görülebilmektedir. Bu yıldızda ayrıca, etrafa attığı maddeden oluşan bir disk bulunmaktadır ve bu da resimde görülebilmektedir.
Çekimsel mikromercekleme olayı da ötegezegen bulunması ile ilgili oldukça ilginç bir yöntemdir. Bu olay, bir yıldızın çekim alanının bir mercek gibi etki yaparak, daha uzakta aynı doğrultuda bulunan sönük bir yıldızın görüntüsünü büyütmesine dayanır. Bu durum yalnızca iki yıldızın tam olarak aynı doğrultuya gelmeleri sonucu gözlenebilir. Büyütme günler ya da en çok haftalar boyunca sürer. Doğrultu bozulduğunda da biter. Son on yıl içinde böyle bir kaç yüz gözlem yapılmıştır.
Eğer ön planda mercek görevi gören yıldızın bir gezegeni varsa, bu gezegen de yıldızı gibi merceklemeye belirlenebilir bir miktarda katkıda bulunur. Bu yöntemin en kötü yanı, gözlemin yinelenememesidir. Çünkü aynı biçimde uzak yıldız, gezegenli yıldız ve Dünya aynı doğrultuya bir daha gelmezler. Bu yöntemle gezegenin yıldızına olan uzaklığı dışında çok fazla bilgi elde edilemez.
Bu tür gözlemlerin oluşabileceği önceden belirlenemediği için böyle öte gezegenler, ancak kendi kendine, yani robotik olarak çalışan ve düzenli olarak gözkyüzünde belirli bölgeleri gözleyen teleskopların gözlemlerinden bulunabilir. Geçiş yöntemiyle bulunan ötegezegenler de bu tür teleskopların gözlemleriyle belirlenebilmektedir.
Burada anlattığımız yöntemlerin çoğu, hem yeterince büyük çaplı teleskoplara hem de bunlarla kullanılabilecek duyarlı aletlere gereksinim duyulan yöntemlerdir. Bugüne dek bulunan ötegezegenlerin çoğu uydu teleskoplarla, özellikle Kepler Teleskobu ile bulunmuştur. Atmosferin olmayışı gözlem duyarlılığına büyük katkıda bulunmaktadır.
Ülkemizdeki duruma bakarsak, henüz bir ötegezegenin bulunduğu bir gözlem yapılamamıştır. Bunun temel nedeni aletsel yetersizliklerdir. Ülkemizde şu anda çalışmakta olan robotik bir teleskop ta yoktur. Geçen yıla kadar 10 yıldır aralıksız çalışan, ancak yalnızca %30'luk gözlem zamanı Türk tarafına ait olan TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'ndeki RotseIIId Robotik Teleskobu ile de herhangi bir ötegezegen belirlenememiştir. Şu anda benim yönetimimde bir grup araştırmacıyla, RotseIIId Teleskobunun kullanıma açılan arşivini aldık ve 10 yıllık veri üzerine yapmaya başladığımız çalışma sonucunda ötegezegen bulmayı da umuyoruz. RotseIIId Teleskobu çalışmasını sonlandırmış olsa bile, arşivinden çok sayıda değişen yıldız yanında Güneş Sistemimizin bazı küçük gezegenleri ve belki de hiç olmazsa bir ötegezegen bulma olasılığımız bulunmaktadır. Bu konudaki çalışmalarımız ilerledikçe, sizlere bulgularımızı buradan ayrıca duyuracağız.
