パルサータイミング法の主な短所はパルサー自体が非常に稀であり、また、パルサーの周りで惑星が誕生するのにも特殊な状況が必要になるという事である。したがって、パルサー惑星が多数発見される事はないとされる。
パルサーと同様に規則的に変光する天体として回転変光星がある。回転変光星ならば分光器を使わなくともドップラー効果の測光が出来るが、周期的に起こる活動が長いために時間分解能が低下し、また、パルサーよりは規則的ではない。惑星の検出感度は恒星の脈動周期や脈動の規則性、惑星の質量、および主星からの距離に依存する。
トランジットタイミング変化法.
類似の観測方法.
地球から見て、連星系の恒星が互いの前を通過するように整列しているものを食連星と呼ぶ。一番明るい恒星が、他の恒星、あるいは塵円盤によって部分的に覆われている時、これを一次食という。また、一次食の半周期後、他の恒星が一番明るい恒星によって覆われた状態となる。これを上記と同様に「二次食」と呼ぶ。この時、パルサーのパルスと同様に周期的な減光が認められる。恒星は常に互いの共通重心を中心に公転しているが、周囲に惑星がある場合、共通重心にズレが生じ、恒星の軌道が移動することで一次食と二次食の周期にもズレが生じる。この方法は連星系の周りを公転する惑星を発見する最も有力な方法である可能性がある。この方法では、大質量の惑星で、連星系からの距離が比較的短い場合や、恒星が低質量の場合に有効である。
重力マイクロレンズ法.
手前に並ぶ天体が恒星の場合、質量が小さいため銀河団で見られるようなはっきりとした重力レンズ効果は生じず、背景の天体からの光は空間的に分離されない。このとき観測者から見ると、このとき背景からの天体は時間変化に伴って増光を起こす程度になる。これを重力マイクロレンズ（）と呼ぶ。このとき、背景の天体の光度曲線は対称になるはずだが、手前の恒星に惑星がある場合、光度曲線が非対称になったり別の小さな光度のピークがみられる。この光度曲線の非対称性から惑星を検出するのが重力マイクロレンズ法（）である。単にマイクロレンズ法とも呼ばれる。しかし、その影響は非常に不安定なので、常に手前側の天体を観測する必要がある。この方法は銀河系の中心にある恒星が、よく奥側の天体とされるため、他の方法では検出が困難な、銀河面に位置する惑星も発見出来る。