Die Methoden, extrasolare Planeten zu entdecken, sind zumeist indirekter Natur und basieren auf der Analyse des Lichts, das ein Stern aussendet und das durch die Anwesenheit eines Planeten verändert wird. Die Radialgeschwindigkeitsmethode nutzt den Sachverhalt, dass sich Stern und Planeten um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Die regelmäßige Bewegung des Sterns kann aus seinen Spektrallinien abgeleitet werden: Bewegt sich der Stern auf den Beobachter zu, ist das Licht blauverschoben. Bewegt sich der Stern vom Beobachter weg, wird die Wellenlänge vergrößert, das Licht ist rotverschoben.
Künstlerische Darstellung des Planeten Corot-7b, der erste entdeckte Gesteinsplanet, und seinem Stern. Seine Umlaufbahn liegt so dicht am Stern, dass seine Oberfläche von Lavaströmen oder einem kochendem Magmaozean bedeckt sein könnte. Ein zweiter Planet, Corot-7c, liegt weiter außen und verursacht keinen Transit. (© ESO/L. Calçada)
Durch die Beobachtung dieses Doppler-Effekts hat man den ersten extrasolaren Planeten um einen sonnenähnlichen Stern entdeckt: 51 Pegasi b hat etwa die halbe Jupitermasse und umkreist seinen Stern in nur vier Tagen. Nach den Keplerschen Gesetzen entspricht eine kleine Umlaufzeit aber auch einem kleinen Abstand zum Zentralstern. Wegen des geringen Abstands zum glühend heißen Stern wird der Planet stark erhitzt und aufgebläht. Daher stammt die Bezeichnung „heiße Jupiter“ für solche Gasplaneten auf nahen Umlaufbahnen.
Eine andere Methode, die man zur Suche nach Exoplaneten benutzt, ist die Transitmethode. Schaut der Beobachter von der Seite auf ein Planetensystem, dann verdunkelt ein vorüberziehender Planet den Stern um einen Bruchteil. Die Abnahme der Intensität des Sterns hängt vom Verhältnis des Durchmessers des Planeten zum Durchmesser des Sterns ab. Ein großer Planet erzeugt dabei ein tieferes Transitsignal. Zum Beispiel Jupiter, der größte Planet unseres Sonnensystems, verringert für einen sehr weit entfernten Beobachter das Sonnenlicht um ein Prozent, unsere Erde nur um 0,008 Prozent. Um solche kleinen Veränderungen in der Intensität des Sternenlichts nachzuweisen, bedarf es hochempfindlicher photometrischer Messungen und Analysemethoden, die das kleine Signal des Transits von anderen Variationen im Sternenlicht, z. B. Sternenflecken, unterscheiden können. Um Transitplaneten überhaupt zu finden, muss man ein Bildfeld mit sehr vielen Sternen über lange Zeit kontinuierlich beobachten und das Glück haben, das Planetensystem von der Seite zu sehen. Um die Umlaufperiode eines Planeten genau zu bestimmen, sollte man wenigstens drei Transitereignisse nachweisen. Um eine „zweite“ Erde zu entdecken, müsste man also mindestens zwei Jahre lang beobachten.
Jede Messmethode liefert bestimmte Informationen über den Planeten, aber kein vollständiges Bild. Aus den Transitmessungen kann man den Radius, die Umlaufzeit und den Winkel, unter dem wir das Planetensystem beobachten, bestimmen. Aus der Radialgeschwindigkeitsmessung erhält man auch die Umlaufzeit und außerdem die Planetenmasse in Abhängigkeit vom Beobachtungswinkel und dem Bahntypus, Kreis oder Ellipse. Kann man einen Planeten mit beiden Methoden beobachten, kann man seinen Radius und seine Masse und damit die mittlere Dichte bestimmen. Das ist ein Schlüssel, um den inneren Aufbau des Planeten zu erschließen.