Ötegezegenleri tespit etme yöntemleri
Resmî tespit yöntemleri > Radyal hız

Gezegeni olan bir yıldız, gezegenin kütleçekimine tepki olarak kendi küçük yörüngesinde hareket edecektir. Bu, yıldızın Dünya'ya doğru veya Dünya'dan uzaklaşma hızında değişikliklere yol açar, yani değişiklikler yıldızın Dünya'ya göre radyal hızındadır. Radyal hız, Doppler etkisi nedeniyle ana yıldızın spektral çizgilerindeki yer değiştirmeden çıkarılabilir. Radyal hız yöntemi, ikili kütle fonksiyonunu kullanarak gezegenin varlığını doğrulamak için bu değişimleri ölçer.
Yıldızın sistemin kütle merkezi etrafındaki hızı gezegeninkinden çok daha küçüktür çünkü kütle merkezi etrafındaki yörüngesinin yarıçapı çok küçüktür. (Örneğin Güneş, Jüpiter'in etkisiyle yaklaşık 13 m/s hareket ederken, Dünya'nın etkisiyle yalnızca 9 cm/s kadar hareket eder). Bununla birlikte, 3 m/s veya biraz daha düşük hız değişimleri, Şili La Silla Gözlemevi'ndeki ESO 3,6 metre teleskobundaki HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) spektrometresi, Keck teleskoplarındaki HIRES spektrometresi veya Lowell Keşif Teleskobu'ndaki EXPRES gibi modern spektrometrelerle tespit edilebilir.↵Radyal hızı ölçmenin özellikle basit ve ucuz bir yöntemi "dışarıdan dağılmış interferometri"dir.
Yaklaşık 2012 yılına kadar radyal hız yöntemi (Doppler spektroskopisi olarak da bilinir) gezegen avcıları tarafından kullanılan en verimli teknikti. (2012'den sonra Kepler uzay aracının transit yöntemi bu yöntemi geride bıraktı). Radyal hız sinyali mesafeden bağımsızdır, ancak yüksek hassasiyet elde etmek için yüksek sinyal-gürültü oranı spektrumları gerektirir ve bu nedenle genellikle yalnızca nispeten yakın yıldızlar için, Dünya'dan yaklaşık 160 ışık yılına kadar, düşük kütleli gezegenleri bulmak için kullanılır. Ayrıca tek bir teleskopla aynı anda çok sayıda hedef yıldızı gözlemlemek de mümkün değildir. Jovian kütleli gezegenler birkaç bin ışık yılı uzaklıktaki yıldızların etrafında tespit edilebilir. Bu yöntem yıldızlara yakın olan büyük kütleli gezegenleri kolayca bulur. Modern spektrograflar, ana yıldızdan 10 astronomik birim uzaklıkta yörüngede bulunan Jüpiter kütleli gezegenleri de kolayca tespit edebilir, ancak bu gezegenlerin tespiti uzun yıllar süren gözlemler gerektirir. Dünya kütleli gezegenler şu anda sadece düşük kütleli yıldızların etrafındaki çok küçük yörüngelerde tespit edilebilmektedir, örneğin Proxima b.
Düşük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek iki nedenden dolayı daha kolaydır: Birincisi, bu yıldızlar gezegenlerin yerçekimsel çekimlerinden daha fazla etkilenir. İkinci neden ise düşük kütleli ana dizi yıldızlarının genellikle nispeten yavaş dönmesidir. Hızlı dönme spektral çizgi verilerini daha az net hale getirir çünkü yıldızın yarısı gözlemcinin bakış açısından hızla uzaklaşırken diğer yarısı yaklaşır. Daha büyük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek, yıldız ana diziden ayrılmışsa daha kolaydır, çünkü ana diziden ayrılmak yıldızın dönüşünü yavaşlatır.
Bazen Doppler spektrografisi, özellikle çok gezegenli ve çok yıldızlı sistemlerde yanlış sinyaller üretir. Manyetik alanlar ve belirli yıldız aktivitesi türleri de yanlış sinyaller verebilir. Ev sahibi yıldızın birden fazla gezegeni olduğunda, yanlış sinyaller yetersiz veriye sahip olmaktan da kaynaklanabilir, böylece yıldızlar genellikle sürekli olarak gözlemlenmediğinden, birden fazla çözüm verilere uyabilir. Yanlış sinyallerin bazıları, gezegen sisteminin kararlılığını analiz ederek, ev sahibi yıldız üzerinde fotometri analizi yaparak ve dönme periyodunu ve yıldız aktivitesi döngü periyotlarını bilerek ortadan kaldırılabilir.
Yörüngeleri Dünya'dan görüş hattına oldukça eğimli olan gezegenler daha küçük görünür sallantılar üretir ve bu nedenle tespit edilmeleri daha zordur. Radyal hız yönteminin avantajlarından biri, gezegenin yörüngesinin eksantrikliğinin doğrudan ölçülebilmesidir. Radyal hız yönteminin ana dezavantajlarından biri, yalnızca bir gezegenin minimum kütlesini tahmin edebilmesidir ( M_{\text{true}}*{\sin i}\,). Eğim açısı i'nin sonsal dağılımı gezegenlerin gerçek kütle dağılımına bağlıdır. Bununla birlikte, sistemde birbirine nispeten yakın yörüngede dönen ve yeterli kütleye sahip birden fazla gezegen olduğunda, yörünge kararlılığı analizi bu gezegenlerin maksimum kütlesini kısıtlamaya olanak tanır. Radyal hız yöntemi, transit yöntemiyle elde edilen bulguları doğrulamak için kullanılabilir. Her iki yöntem birlikte kullanıldığında, gezegenin gerçek kütlesi tahmin edilebilir.
Yıldızın radyal hızı sadece bir gezegenin minimum kütlesini verse de, gezegenin spektral çizgileri yıldızın spektral çizgilerinden ayırt edilebiliyorsa, gezegenin radyal hızı bulunabilir ve bu da gezegenin yörüngesinin eğimini verir. Bu da gezegenin gerçek kütlesinin ölçülmesini sağlar. Bu aynı zamanda yanlış pozitifleri elimine eder ve gezegenin bileşimi hakkında da veri sağlar. Asıl sorun, böyle bir tespitin ancak gezegen nispeten parlak bir yıldızın etrafında dönüyorsa ve gezegen çok fazla ışık yansıtıyor ya da yayıyorsa mümkün olmasıdır.