thumb|400px|Número de descobertas de exoplanetas por ano até 2022, com cores indicando o método de detecção: Qualquer planeta é uma fonte de luz extremamente fraca em comparação com sua estrela hospedeira. Por exemplo, uma estrela como o Sol é cerca de um bilhão de vezes mais brilhante que a luz refletida de qualquer um dos planetas que a orbitam. Além da dificuldade intrínseca de detectar uma fonte de luz tão fraca, a luz da estrela hospedeira causa um brilho que a apaga. Por essas razões, muito poucos dos exoplanetas relatados em abril de 2014 foram observados diretamente, com ainda menos sendo resolvidos de sua estrela hospedeira.

Em vez disso, os astrônomos geralmente tiveram que recorrer a métodos indiretos para detectar exoplanetas. A partir de 2016, vários métodos indiretos diferentes renderam sucesso.

Métodos de detecção estabelecidos Os seguintes métodos provaram-se pelo menos uma vez bem sucedidos para descobrir um novo planeta ou detectar um planeta já descoberto:

Velocidade radial thumb|right|Gráfico de velocidade radial de 18 Delphini b

Uma estrela com um planeta se moverá em sua própria órbita pequena em resposta à gravidade do planeta. Isso leva a variações na velocidade com que a estrela se aproxima ou se afasta da Terra, ou seja, as variações estão na velocidade radial da estrela em relação à Terra. A velocidade radial pode ser deduzida do deslocamento nas linhas espectrais da estrela hospedeira devido ao efeito Doppler. O método da velocidade radial mede essas variações para confirmar a presença do planeta usando a função de massa binária.

A velocidade da estrela em torno do centro de massa do sistema é muito menor do que a do planeta, porque o raio de sua órbita em torno do centro de massa é muito pequeno. (Por exemplo, o Sol se move cerca de 13 m/s devido a Júpiter, mas apenas cerca de 9 cm/s devido à Terra). No entanto, variações de velocidade de até 3 m/s ou até um pouco menos podem ser detectadas com espectrômetros modernos, como o espectrômetro HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) no telescópio ESO de 3.6 metros no Observatório de La Silla, Chile, o espectrômetro HIRES nos telescópios Keck ou EXPRES no Telescópio Lowell Discovery. Um método especialmente simples e barato para medir a velocidade radial é a "interferometria dispersa externamente".

Até cerca de 2012, o método de velocidade radial (também conhecido como espectroscopia Doppler) era de longe a técnica mais produtiva usada pelos caçadores de planetas. (Depois de 2012, o método de trânsito da sonda espacial Kepler o ultrapassou em número). O sinal de velocidade radial é independente da distância, mas requer espectros de alta relação sinal-ruído para obter alta precisão e, portanto, geralmente é usado apenas para estrelas relativamente próximas, a cerca de 160 anos-luz da Terra, para encontrar planetas de menor massa. Também não é possível observar simultaneamente muitas estrelas-alvo ao mesmo tempo com um único telescópio. Planetas de massa de Júpiter podem ser detectáveis em torno de estrelas até alguns milhares de anos-luz de distância. Este método encontra facilmente planetas massivos que estão próximos das estrelas. Os espectrógrafos modernos também podem detectar facilmente planetas com a massa de Júpiter orbitando a 10 UA (unidade astronômica) de distância da estrela hospedeira, mas a detecção desses planetas requer muitos anos de observação. Planetas de massa terrestre são atualmente detectáveis apenas em órbitas muito pequenas em torno de estrelas de baixa massa, por exemplo Proxima Centauri b.

É mais fácil detectar planetas em torno de estrelas de baixa massa, por duas razões: Primeiro, essas estrelas são mais afetadas pelo puxão gravitacional dos planetas. A segunda razão é que as estrelas da sequência principal de baixa massa geralmente giram relativamente devagar. A rotação rápida torna os dados da linha espectral menos claros porque metade da estrela gira rapidamente para longe do ponto de vista do observador enquanto a outra metade se aproxima. Detectar planetas em torno de estrelas mais massivas é mais fácil se a estrela saiu da sequência principal, porque sair da sequência principal diminui a rotação da estrela.

Às vezes, a espectrografia Doppler produz sinais falsos, especialmente em sistemas multiplanetários e multiestrelares. Campos magnéticos e certos tipos de atividade estelar também podem dar sinais falsos. Quando a estrela hospedeira tem vários planetas, sinais falsos também podem surgir por ter dados insuficientes, de modo que várias soluções podem ajustar os dados, pois as estrelas geralmente não são observadas continuamente. Alguns dos sinais falsos podem ser eliminados analisando a estabilidade do sistema planetário, realizando análises fotométricas na estrela hospedeira e conhecendo seu período de rotação e períodos de ciclo de atividade estelar.

Planetas com órbitas altamente inclinadas para a linha de visão da Terra produzem oscilações visíveis menores e, portanto, são mais difíceis de detectar. Uma das vantagens do método da velocidade radial é que a excentricidade da órbita do planeta pode ser medida diretamente. Uma das principais desvantagens do método da velocidade radial é que ele só pode estimar a massa mínima de um planeta (). A distribuição posterior do ângulo de inclinação i depende da verdadeira distribuição de massa dos planetas. No entanto, quando existem vários planetas no sistema que orbitam relativamente próximos uns dos outros e têm massa suficiente, a análise de estabilidade orbital permite restringir a massa máxima desses planetas. O método da velocidade radial pode ser usado para confirmar as descobertas feitas pelo método de trânsito. Quando ambos os métodos são usados em combinação, a verdadeira massa do planeta pode ser estimada.

Embora a velocidade radial da estrela dê apenas a massa mínima de um planeta, se as linhas espectrais do planeta puderem ser distinguidas das linhas espectrais da estrela, então a velocidade radial do próprio planeta poderá ser encontrada, e isso dará a inclinação da órbita do planeta. Isso permite a medição da massa real do planeta. Isso também exclui falsos positivos e também fornece dados sobre a composição do planeta. A questão principal é que tal detecção só é possível se o planeta orbitar em torno de uma estrela relativamente brilhante e se o planeta refletir ou emitir muita luz.

Fotometria de trânsito thumb|300px|right|Método de trânsito para detectar exoplanetas. O gráfico abaixo da imagem demonstra os níveis de luz recebidos ao longo do tempo pela Terra thumb|300px|right|Fotometria de Kepler-6b thumb|left|Uma silhueta simulada de Júpiter (e duas de suas luas) transitando pelo nosso Sol, visto de outro sistema estelar left|thumb|Curva teórica de luz de exoplanetas em trânsito. Esta imagem mostra a profundidade do trânsito (δ), a duração do trânsito (T) e a duração da entrada/saída (τ) de um exoplaneta em trânsito em relação à posição que o exoplaneta está em relação à estrela

Técnica, vantagens e desvantagens Enquanto o método da velocidade radial fornece informações sobre a massa de um planeta, o método fotométrico pode determinar o raio do planeta. Se um planeta cruza (trânsito) na frente do disco de sua estrela hospedeira, o brilho visual observado da estrela diminui um pouco, dependendo dos tamanhos relativos da estrela e do planeta. Por exemplo, no caso de HD 209458, a estrela escurece em 1.7%. No entanto, a maioria dos sinais de trânsito são consideravelmente menores; por exemplo, um planeta do tamanho da Terra transitando por uma estrela parecida com o Sol produz um escurecimento de apenas 80 partes por milhão (0.008%).

Um modelo teórico de curva de luz de um exoplaneta em trânsito prevê as seguintes características de um sistema planetário observado: profundidade do trânsito (δ), duração do trânsito (T), duração da entrada/saída (τ) e período do exoplaneta (P). No entanto, essas quantidades observadas são baseadas em várias suposições. Por conveniência nos cálculos, assumimos que o planeta e a estrela são esféricos, o disco estelar é uniforme e a órbita é circular. Dependendo da posição relativa que um exoplaneta em trânsito observado está enquanto transita por uma estrela, os parâmetros físicos observados da curva de luz mudarão. A profundidade de trânsito (δ) de uma curva de luz em trânsito descreve a diminuição do fluxo normalizado da estrela durante um trânsito. Isso detalha o raio de um exoplaneta em comparação com o raio da estrela. Por exemplo, se um exoplaneta transita por uma estrela do tamanho do raio solar, um planeta com um raio maior aumentaria a profundidade do trânsito e um planeta com um raio menor diminuiria a profundidade do trânsito. A duração do trânsito (T) de um exoplaneta é o período de tempo que um planeta passa transitando por uma estrela. Este parâmetro observado muda em relação a quão rápido ou lento um planeta está se movendo em sua órbita enquanto transita pela estrela. A duração da entrada/saída (τ) de uma curva de luz em trânsito descreve o tempo que o planeta leva para cobrir totalmente a estrela (entrada) e descobrir totalmente a estrela (saída). Se um planeta transita de uma extremidade do diâmetro da estrela para a outra extremidade, a duração da entrada/saída é menor porque leva menos tempo para um planeta cobrir totalmente a estrela. Se um planeta transita por uma estrela em relação a qualquer outro ponto que não seja o diâmetro, a duração da entrada/saída aumenta à medida que você se afasta do diâmetro, porque o planeta passa mais tempo cobrindo parcialmente a estrela durante seu trânsito. A partir desses parâmetros observáveis, vários parâmetros físicos diferentes (semi-eixo maior, massa da estrela, raio da estrela, raio do planeta, excentricidade e inclinação) são determinados por meio de cálculos. Com a combinação de medições de velocidade radial da estrela, a massa do planeta também é determinada.

Este método tem duas grandes desvantagens. Primeiro, os trânsitos planetários são observáveis apenas quando a órbita do planeta está perfeitamente alinhada do ponto de vista dos astrônomos. A probabilidade de um plano orbital planetário estar diretamente na linha de visão de uma estrela é a razão entre o diâmetro da estrela e o diâmetro da órbita (em estrelas pequenas, o raio do planeta também é um fator importante). Cerca de 10% dos planetas com órbitas pequenas têm esse alinhamento, e a fração diminui para planetas com órbitas maiores. Para um planeta orbitando uma estrela do tamanho do Sol a 1 UA (unidade astronômica), a probabilidade de um alinhamento aleatório produzindo um trânsito é de 0.47%. Portanto, o método não pode garantir que qualquer estrela em particular não seja hospedeira de planetas. No entanto, ao escanear grandes áreas do céu contendo milhares ou mesmo centenas de milhares de estrelas de uma só vez, as pesquisas de trânsito podem encontrar mais exoplanetas do que o método da velocidade radial. Várias pesquisas adotaram essa abordagem, como o Projeto MEarth baseado em terra, SuperWASP, KELT e HATNet, bem como as missões CoRoT, Kepler e TESS baseadas no espaço. O método de trânsito também tem a vantagem de detectar planetas em torno de estrelas localizadas a alguns milhares de anos-luz de distância. Os planetas mais distantes detectados pelo Procura de Exoplanetas na Janela de Sagitário estão localizados perto do Centro Galáctico. No entanto, observações confiáveis de acompanhamento dessas estrelas são quase impossíveis com a tecnologia atual.