近い惑星に対する最初のバイアスが存在する理由は次のとおりです。
* 検出方法： 外惑星を見つけるための最も成功した初期の方法は、次のとおりです。
* 放射状速度（ドップラー分光法）： この方法は、軌道上の惑星の重力引っ張りによって引き起こされる星のぐらつきを検出します。この方法は、より強いぐらつきを誘発するため、星に近い大きな惑星により敏感です。
* トランジット方法： この方法は、惑星がその前を通り過ぎるときの星の光のわずかな調光を観察します。 繰り返しますが、星に近い大きな惑星は、より顕著な輝きを引き起こします。
これらの方法は、惑星を近くに見つけるのにより効率的でした。
ただし、ケプラーやテスのような改善されたテクニックと新しいスペースの望遠鏡により、次のような惑星のより多様な集団を見つけています。
* スーパーアースとミニネプチン： これらは地球よりも大きいが、海王星よりも小さい惑星であり、熱い木星よりもさらに軌道で見られることがよくあります。
*居住可能ゾーンの惑星： これらは、液体の水が表面に存在する可能性のある星周辺の地域内で周回する惑星であり、生命の可能性を高めています。
したがって、熱い木星は最初は過剰に表現されていましたが、写真はよりバランスが取れています。私たちは現在、幅広いサイズ、構成、軌道距離で惑星を発見しています。
惑星の発見に影響を与えるさらなる要因：
* 恒星タイプ： 星のタイプは、検出方法に影響します。 大きくて明るい星は観察しやすくなりますが、より小さな涼しい星は、居住可能なゾーンで惑星をホストする可能性が高くなります。
* 観測バイアス： ケプラーやテスのような望遠鏡は、空の特定のパッチを凝視し、特定の地域で惑星を見つけるためのバイアスを導入する可能性があります。
私たちが自分自身を超えて惑星システムの理解を洗練し続けているので、エクソポラネット研究ではエキサイティングな時期です。
