回答:
唯一の方法は、質問で説明した輸送方法を使用することですが、悪質な惑星が私たちと惑星のメンバーではない別の星との間の見通し線を通過することは、ほとんど統計的にありえないことです。
通過する太陽系外惑星の調査衛星は、これらのイベントのいくつかを特定するのかすかな望みを提供します。トランジットは1回だけ発生し、周回する惑星のトランジットのように定期的には発生しないため、この種の一定の観測が必要になります。
遠い星の光は、不正な惑星によって重力によってマイクロレンズ化される可能性がありますが、惑星は、目立った効果（不正な惑星よりも茶色の小人のようなもの）を生成するために非常に大きくなければならず、その効果は一時的です。
ならず者の惑星はその光のかなりの量を反射するために星に十分に近くないので、直接的な画像化はほとんど不可能です。
間違いなく、「ローグプラネット」はすでにダイレクトイメージングによって発見されています。
最初に形成されたときの巨大惑星は大きくて熱くなっています。彼らは自分の光を放射します。そのため、孤立した若い惑星を直接見ることができます。
若木星形成領域では、木星の質量が数個しかない物体が特定されているという、さまざまな主張が文献に出されています。IACブラウンドワーフ研究グループによるさまざまな論文を見る
http://adsabs.harvard.edu/abs/2000Sci...290..103Z
http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...578..536Z
http://adsabs.harvard.edu/abs/2014A%26A...568A..77Z
http://adsabs.harvard.edu/abs/2013MmSAI..84..926Z
これらの主張は批判にさらされています-かすかなオブジェクトが、関連付けられていない背景オブジェクトではなく、実際に観測された星形成領域に属しているかどうかを判断するのが難しい場合があります。主張された質量は、年齢の関数としての光度と質量の関係のモデルにも大きく依存し、これらのオブジェクトの年齢は簡単には制約されません。
それにもかかわらず、星団の形成の渦の中で、いくつかの惑星系が他の物体との接近によって親星から剥がれたとしても、それは驚くべきことではありません。
古い、孤立した、惑星の質量オブジェクトを見る可能性はわずかですが、マイクロレンズは現在利用可能な唯一のテクニックのようです。もちろん、自由に浮遊する惑星のマイクロレンズによるシグネチャは再現できません。そのため、発見された惑星を追跡することはできません。ただし、マイクロレンズ現象の調査は、そのようなオブジェクトがどれほど一般的であるかについて統計的に何かを述べる方法となる可能性があります。たとえば、http：//astrobites.org/2011/05/24/free-floating-planets-might-outnumber-stars/を参照してください。
編集：これらのものが本当に「惑星」であるかどうかが論争されることにも注目する価値があります。それらは、ほとんどの巨大惑星について仮説が立てられているのと同じ方法で形成された本物の惑星である可能性があります-それは、星の周りに形成された岩の多いコアへの降着によるものです。その後、システム内の他の物体または第3の物体との動的な相互作用によって、親星から追放された可能性があります。上で述べたように、N体シミュレーションはこれが起こることを予測します（たとえばLiu et al。2013）。
一方、それらは、分子雲の崩壊と断片化の間に形成することができ、何らかの理由でそれ以上のガスを付加することができなかった非常に低い質量のガス断片を表すことができます（つまり、それらは実際には低質量の褐色矮星に似ています）。このいわゆる「フラグメンテーションリミット」は10木星の質量ですが、少し低いと、これまでに見られた浮動惑星を説明する可能性があります。
MOA（天体物理学におけるマイクロレンズオブジェクト）のマイクロレンズを使用して、OGLE（光学重力レンズ実験）グループは多くの自由に浮遊する惑星を発見しました。
星、自由に浮かぶ惑星などはすべて私たちの銀河の中心を回っています。それらは異なる速度で動いているため、前景のオブジェクトが直接の視線を通過して背景の星に到達する場合があります。これが発生すると、前景のオブジェクトの重力が、背景の星の画像を拡大するレンズのように機能します。配置が良くなると、背景オブジェクトの明るさが明るくなります。アライメントが悪くなると、再び消えます。非常に近い配置では、背景の星の見かけの明るさが1000倍に増加します。上昇と下降の期間は、主に前景オブジェクトの質量に依存します。木星質量惑星の場合は約4日、地球質量惑星の場合は数時間程度です。単一の前景オブジェクトの場合、背景の星の明度の上昇と下降は非常に滑らかでよく知られている形状です。フォアグラウンドオブジェクトがバイナリの一部である場合、このカーブは追加のバンプ、ディップ、およびその他の異常で歪んでいます。
マイクロレンズは前景の物体からの光を検出する必要がないことに注意してください。したがって、質量の多い、火のついていない星、非常に薄暗い星、通常の星、白い矮星、中性子星、さらにはブラックホールの可能性があります。
MOAとOgleのグループは、毎晩数百万の星を監視しています。彼らは年間1000以上のマイクロレンズ現象を発見しています。これらのごく一部は、長さが1日未満であり、余分な隆起や波打ちの兆候はありません。したがって、それらは自由に浮遊する惑星からのものです。
ただし、1つのレンズの質量を測定するには、多くの観察と2次効果が必要です。背景の星の角直径が大きい場合、マイクロレンズの光の曲線が歪む。背景の星のタイプの推定値、降伏点、レンズ化オブジェクトの質量の推定値を使用して、これらの歪みをモデリングします。2つの場所から同じイベントを観察する場合、光が各場所に到着するまでの時間遅延を測定できます。これにより、前景オブジェクトまでの距離の推定値が得られます。これは、背景の星のタイプを知ることで、質量の見積もりをもたらします。
月が浮かんでいる惑星が発見された可能性があります。マイクロレンズを使用して不正な惑星を見つけることの詳細については、MOA Webサイトhttp://www.phys.canterbury.ac.nz/moa/を参照してください
ケプラー宇宙船とマイクロレンズチームは共同キャンペーンに参加しています。その主な目的は、浮遊している惑星の質量を検出して測定することです。ケプラーは地球から遠いので、その光度曲線と地球から測定された光度曲線の間にはかなりの遅延があります。http://www.nasa.gov/feature/ames/kepler/searching-for-far-out-and-wandering-worldsを参照して ください