Forestill deg at du har en lekebil, som kjører med en kjent hastighet, foran et stort lys. Tenk deg nå at du kan måle mengden med lys som kommer fra lyskasteren over tid. Med kun denne informasjonen, kan vi faktisk finne fram til lengden på bilen!
Her er et bilde av scenarioet vi har beskrevet:
I steg 3 kan vi intuitivt forstå at vi får mindre lys fra lyskilden, dersom bilen blokkerer den.
Men vi kan også se på steg 2, at vi vil få mindre lys enn i steg 1, men ikke like lite som i steg 3. Ut ifra dette kan vi forstå hvordan lyset vi får fra planeten vil endre seg over tid. Her er et eksempel av den generelle formen du vil ende opp med:
Her, har vi endret y aksen til å heller vise fluks istedenfor lys. Fluks kommer også til å avta for samme grunn som vi diskuterte med bilen, men har en litt mer presis definisjon vi kan bruke senere. Fluks er antal energi per kvadratmeter per tid. Hvis vi ser på en lyskilde nærme, vil fluksen være hvor mye energi den gir ut per sekund per sitt eget areal. Når vi observerer fluks, må vi heller se på hvor mye energi som treffer hvert enhetsareal på observasjonspunktet vårt. Dette er en mer komplisert definisjon enn bare "lys", og ikke er like intuitiv, men siden dette er en konstant kan man bruke den for å regne ut hvor stort areal man trenger for en viss mengde energi, eller over hvor stort tidsrom. Med andre ord, er det veldig praktisk når man skal regne på ting. For dette diagrammet, oppnår dette samme mål: Lavere fluks betyr at noe står i veien for lyskilden vår.
La oss se på de ulike delene av diagrammet vårt. Vi har først en flat del, mellom t0 og t1. Dette tilsvarer delen der bilen ikke har nådd fram å dekke lyskilden ennå - altså steg 1 fra forrige diagram. Det er dermed ingen endring i fluksen vi observerer fra observasjonspunktet vårt. Deretter, har vi et nedover steg mellom t1 og t2; dette er tidsintervalet der en liten del av bilen dekker til lyset, men ikke hele, altså steg 2 fra det forrige diagrammet vårt. Deretter har vi en flat del til t3. Her dekker hele bilen til lyskilden, og dermed har vi ikke en endring i lys, ettersom den dekker like mye areal hele tiden. Når bilen har nådd t3 øker fluksen igjen, dette er steget der bilen begynner å gå utenfor punktene der lyskilden dekkes. Etter t4 er vi tilbake på konstant fluks.
La oss se på tidsintervalet mellom t1 og t2, her har vi et konkret tall på forskjellen i tid. La oss nå spørre oss selv; hva tilsvarer denne tiden? Hvor langt reiste bilen på denne tiden? I punktet rett før t1 er fronten til bilen rett foran der den kan blokkerere til lyskilden. I punktet rett etter t2 må vi være på punktet rett etter at baksiden av bilen har passert det samme punktet, siden vi ikke ser en forskjell i fluks etter dette. Dermed har vi at t1 til t2 tilsvarer tiden bilen brukte på å dekke sin egen lengde. Siden vi kan hastigheten til bilen, og besto ungdomsskolen, så vet vi da at:
\(v = \frac{L}{t_2 - t_1}\)
Der v er den kjente hastigheten, L er lengden på bilen, og t1 og t2 er punktene fra diagrammet. Vi har altså kun en ukjent, altså L. Vi kan dermed finne lengden på denne bilen med denne informasjonen!
Tilbake til planeter: vi kan bruke samme konsept. Når en planet skaper er formørkelse med stjernen sin, kan vi bruke dette konseptet for å finne radiusen til planeten. Her antar vi at vi kan approksimere banen til planeten over dette punktet til å være en tilnærmet rett linje, som forsåvidt ikke stemmer helt. Men på en stor distanse unna, så vil dette være tilnærma riktig, innenfor størrelsesorden vi bryr oss om. Og det skal vise seg at distanser i vedensrommet faktisk er ganske store! Dermed vil denne antagelsen fortsatt føre til nøyaktige resultater.
Men, det er et problem med alt vi har diskutert hittil: dette antar at vi vet hva hastigheten til planeten er. Men hvordan finner vi den? Her bruker man faktisk doppler effekten! Doppler effekten funker ikke bare for sirener og tutene biler, men også for lys; alt som gir ut lys og beveger seg vil ha en annen observert bølgelengde enn det den gir ut. Siden universet utvider seg hele tiden, vil vi også ha endringer i bølgelengde fra alle stjerner i himmelen vår, siden de har en hastighet vekk fra oss. Hvordan bruker vi dette? Hvis en stjerne kun beveger seg vekk fra oss med konstant hastighet, vil vi få en konstant bølgelengde vi observerer. Men, denne hastigheten vil ikke være konstant hvis en planet drar på stjernen på ulike punkter i banen sin. Stjernen vil få en aksellerasjon fra dette, og dermed ulik hastighet på ulike tidspunkter, som fører til endringer i observert bølgelengde for oss. Fra planeten vår, vil vi kun observere endringer i hastighet i samme retning som stjernen, altså radielt, siden det er da vi vil observere en endring i bølgelengde.
Når vi har hastigheten til stjernen, kan vi finne hastigheten til planeten ved å bruke massen til stjernen, og massen til planeten, som vi regner ut fra massen til stjernen og halvaksen til planeten.
Nå har vi verktøykassen for å jakte på planeter i andre solsystemer.