Metoda ta polega na badaniu odchyleń od regularności pewnego periodycznego zjawiska astronomicznego. W tym wypadku, zjawiskiem tym jest zmiana jasności układu podwójnego na skutek wzajemnego zakrywania się składników podczas ruchu orbitalnego. Istniejąca w takim układzie dodatkowa planeta w sposób naturalny powoduje przesunięcie środka masy gwiazdy, czego skutkiem jest periodyczna zmiana odległości gwiazdy podwójnej od obserwatora z okresem równym okresowi zaburzającego ciała, czyli planety. W efekcie, z racji skończonej prędkości światła, zmiany jasności gwiazdy podwójnej docierają do obserwatora z określoną nieregularnością. Wykrywanie takich nieregularności jest głównym celem projektu. Techniki tej używał już w XVII w. Ole Rømer do oszacowania prędkości światła poprzez pomiar czasu zaćmienia satelitów Jowisza. Współczesne podejście, pozwalające na dużo większą precyzję, wymaga zbudowania sieci teleskopów fotometrycznych, które mogą prowadzić w miarę możliwości ciągłe obserwacje wybranych gwiazd podwójnych.

Dzięki globalnej sieci czterech zrobotyzowanych teleskopów możliwe jest zarówno poszukiwanie planet pozasłonecznych wokół gwiazd podwójnych, jak i charakterystyka takich układów gwiazdowych. Analiza starannie zaplanowanych obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych wybranych układów podwójnych umożliwia wyznaczenie podstawowych paramterów gwiazd, takich jak masa i promień, z niespotykaną do tej pory precyzją. W celu dokładnej charakterystki składników układów podwójnych, poza precyzyjną fotometrią konieczne jest również wykonanie obserwacji spektroskopowych przy użyciu spektrografów wysokiej rozdzielczości.

Przegląd spektroskopowy

W 2008 roku rozpoczęliśmy regularne spektroskopowe obserwacje rozdzielonych układów zaćmieniowych, wybranych z przeglądu ASAS. Tą częścią pracy kieruje obecnie dr Krzysztof Hełminiak. Początkowo w ograniczonym wymiarze czasu na teleskopach AAT (3.9 m) ze spektrografem UCLES w Australii i Radcliffe (1.9 m) ze spektrografem GIRAFFE w Afryce Południowej, a od końca 2010 dużo bardziej intensywnie, głównie na teleskopach znajdujących się w Chile: CTIO-1.5m/CHIRON, MPG-2.2m/FEROS, Euler/CORALIE (1.2 m) i ESO-3.6m/HARPS. Dodatkowe obserwacje prowadzone są na półkuli północnej instrumentami znajdującymi się na Wyspach Kanaryjskich: TNG/HARPS-N (3.5 m) i NOT/FIES (2.2 m), we Francji: OHP-1.9m/SOPHIE, czy na Hawajach: Subaru/HDS (8.2 m). Programowi nadaliśmy nazwę Comprehensive Research with Echelles on the Most interesting Eclipsing binaries (CREME). Od 2014 roku rozszerzyliśmy program obserwacyjny na układy z nieba północnego, spoza przeglądu ASAS, wybrane z innych źródeł, m.in. z przeglądów Super-WASP, NSVS i katalogu satelity Kepler. Te obserwacje prowadzone są głównie na Japońskim teleskopie OAO-1.88m ze spektrografem HIDES. Rozpoczęliśmy także monitoring wybranych celów w podczerwieni, spektrografem IRCS na teleskopie Subaru.

Ilość obserwowanych gwiazd liczona jest obecnie w setkach, a zebranych widm – w tysiącach. Z każdego widma liczymy prędkości radialne, potrzebne do wyznaczenia mas i innych parametrów badanych układów. W ten sposób określamy z jakimi układami mamy do czynienia i odkrywamy wiele interesujących gwiazd, których charakterystyki są nietypowe i rzadko spotykane. W naszej próbce znajdujemy gwiazdy o małych, jak i bardzo dużych masach, wyewoluowane olbrzymy, młode układy przed ciągiem głównym, a także układy wielokrotne.