En stjerne med en planet i kredsløb står ikke stille. Planeten trækker i stjernen, hvilket får den til at vakle en smule. Denne vaklen ændrer stjernens bevægelse mod og væk fra Jorden, hvilket forskyder bølgelængderne af dens spektrallinjer. Når stjernen bevæger sig mod os, skifter dens lys til blåt. Når den bevæger sig væk, skifter den til rødt. Ved at måle denne forskydning afsløres planeten.

Dette er radialhastighedsmetoden, og det var den første teknik til at detektere en exoplanet omkring en sollignende stjerne. I 1995 brugte Michel Mayor og Didier Queloz den til at finde 51 Pegasi b, en varm Jupiter, der kredser om sin stjerne på fire dage. Opdagelsen lancerede feltet for exoplanetvidenskab.

Metoden fungerer bedst for massive planeter tæt på deres stjerner, fordi de forårsager de største bevægelser. En planet med Jupitermassen kan få sin stjerne til at bevæge sig med 12 meter i sekundet. Jorden får Solen til at bevæge sig med kun 9 centimeter i sekundet. Detektering af en Jord-tvilling kræver instrumenter, der er følsomme over for den lille forskydning, hvilket er grunden til, at metoden stadig presser grænserne for præcision.

Radialhastighed supplerer transitmetoden. Transitter fortæller os en planets størrelse. Radialhastighed fortæller os dens masse. Sammen giver de densitet, som antyder sammensætningen. Kombinationen er, hvordan astronomer bestemmer, om en planet er klippefyldt, gasformig eller noget derimellem.