Bij de transitmethode meet een telescoop voortdurend de helderheid van duizenden sterren. Een planeet blokkeert tijdens de transit een deel van het sterlicht; de relatieve helderheidsdaling is ongeveer ΔF / F ≈ (Rplaneet / Rster)². Herhaalt de dip zich regelmatig, dan is de tijd ertussen de omlooptijd van de planeet, en via de derde wet van Kepler volgt de afstand tot de ster (zie baan). Combineer je de straal uit de transit met de massa uit de radiële-snelheidsmethode (dopplereffect), dan ken je de dichtheid en weet je of het een gasreus of een rotsplaneet is.
Voorbeeld: Jupiter heeft ongeveer een tiende van de straal van de Zon, dus een buitenaardse waarnemer zou de Zon zo’n (0,10)² = 1 % zien dimmen. Voor de Aarde (straal 1/109 van de Zon) is dat maar (1/109)² ≈ 0,008 %, ofwel 84 miljoenste. Een transit is alleen te zien als de baan vrijwel precies ‘op de kant’ staat; voor een aardachtige planeet op 1 AE is die kans ongeveer 0,5 %.
De ruimtetelescoop Kepler (2009–2018) vond zo meer dan 2 600 bevestigde exoplaneten; sinds 2018 zet TESS het werk voort. Tijdens een transit kan sterlicht bovendien door de atmosfeer van de planeet gaan, zodat je in het spectrum kunt zien welke gassen erin zitten. In ons eigen zonnestelsel zie je transits van Mercurius en Venus: de laatste Venusovergang was in 2012, de volgende pas in 2117.
In welke discipline?
Sterrenkunde (exoplaneten en het zonnestelsel).