Phương pháp phát hiện ngoại hành tinh
Các phương pháp phát hiện ngoại hành tinh > Vận tốc xuyên tâm

Bài chi tiết: Doppler spectroscopy và List of exoplanets detected by radial velocity
Một ngôi sao sẽ di chuyển theo quỹ đạo nhỏ của chính nó quanh khối tâm để phản ứng lại lực hấp dẫn của một hành tinh. Điều này dẫn đến sự thay đổi tốc độ mà ngôi sao di chuyển về phía Trái Đất hoặc ra khỏi Trái Đất, tức là sự thay đổi vận tốc xuyên tâm của ngôi sao đối với Trái Đất. Vận tốc xuyên tâm có thể được suy ra từ sự dịch chuyển trong các vạch quang phổ của ngôi sao chủ do hiệu ứng Doppler gây ra.
Tốc độ của ngôi sao quanh khối tâm của hệ nhỏ hơn nhiều so với tốc độ quay của hành tinh, bởi vì bán kính quỹ đạo của nó quanh khối tâm quá nhỏ (ví dụ, Mặt Trời di chuyển khoảng 13 m/s do Sao Mộc, nhưng chỉ khoảng 9 cm/s do Trái Đất). Tuy nhiên, có thể phát hiện sự thay đổi vận tốc xuống tới 3 m/s hoặc thậm chí thấp hơn một chút bằng máy quang phổ hiện đại, chẳng hạn như Thiết bị tìm kiếm hành tinh bằng vận tốc xuyên tâm với độ chính xác cao (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, HARPS) tại kính thiên văn ESO 3,6 mét ở đài thiên văn La Silla, Chile, máy quang phổ HIRES tại đài thiên văn W. M. Keck hoặc EXPRES tại Lowell Discovery Telescope.
Cho đến khoảng năm 2012, phương pháp vận tốc xuyên tâm (còn được gọi là quang phổ Doppler) cho đến nay vẫn là kỹ thuật hiệu quả nhất được các nhà thiên văn học sử dụng (sau năm 2012, phương pháp quá cảnh sử dụng bởi Kính viễn vọng không gian Kepler đã vượt qua phương pháp vận tốc xuyên tâm về số lượng). Tín hiệu vận tốc xuyên tâm không phụ thuộc vào khoảng cách, nhưng yêu cầu tỷ số tín hiệu trên nhiễu cao để đạt được độ chính xác cao và do đó để tìm kiếm các hành tinh có khối lượng thấp, phương pháp này thường chỉ được sử dụng cho các ngôi sao tương đối gần (cách Trái Đất khoảng 160 năm ánh sáng). Bên cạnh đó, một kính viễn vọng không thể quan sát đồng thời nhiều ngôi sao mục tiêu cùng một lúc. Các hành tinh có khối lượng Sao Mộc có thể được phát hiện xung quanh các ngôi sao cách xa lên tới vài nghìn năm ánh sáng. Phương pháp này dễ dàng tìm thấy các hành tinh lớn ở gần các ngôi sao. Máy quang phổ hiện đại cũng có thể dễ dàng phát hiện các hành tinh có khối lượng bằng Sao Mộc có quỹ đạo cách sao chủ 10 đơn vị thiên văn, nhưng việc phát hiện các hành tinh đó cần nhiều năm quan sát. Các hành tinh có khối lượng tương đương Trái Đất hiện chỉ có thể được phát hiện khi hành tinh đó có quỹ đạo rất nhỏ xung quanh các ngôi sao có khối lượng thấp, chẳng hạn như Proxima b.
Việc phát hiện các hành tinh xung quanh các ngôi sao có khối lượng thấp sẽ dễ dàng hơn vì hai lý do: thứ nhất, những ngôi sao này bị ảnh hưởng nhiều hơn bởi lực hấp dẫn từ các hành tinh. Lý do thứ hai là các ngôi sao dãy chính có khối lượng thấp thường quay tương đối chậm. Việc quay nhanh làm cho dữ liệu vạch quang phổ kém rõ ràng hơn. Việc phát hiện các hành tinh xung quanh các ngôi sao có khối lượng lớn hơn sẽ dễ dàng hơn nếu ngôi sao đó đã qua giai đoạn dãy chính, bởi vì việc qua giai đoạn dãy chính sẽ làm chậm quá trình quay của ngôi sao.
Đôi khi quang phổ Doppler tạo ra tín hiệu sai, đặc biệt là trong các hệ nhiều hành tinh và nhiều sao. Từ trường và một số hoạt động của sao cũng có thể đưa ra tín hiệu sai. Khi một ngôi sao chủ có nhiều hành tinh, các tín hiệu sai cũng có thể phát sinh do không đủ dữ liệu. Có thể loại bỏ một số tín hiệu sai bằng cách phân tích tính ổn định của hệ hành tinh, tiến hành phân tích phép đo sáng trên ngôi sao chủ và biết chu kỳ quay của nó cũng như chu kỳ hoạt động của sao.