Ein Stern mit einem ihn umkreisenden Planeten steht nicht still. Der Planet zieht an dem Stern und versetzt ihn in eine leichte Taumelbewegung. Diese Taumelbewegung verändert die Bewegung des Sterns auf die Erde zu und von ihr weg, wodurch sich die Wellenlängen seiner Spektrallinien verschieben. Bewegt sich der Stern auf uns zu, verschiebt sich sein Licht ins Blaue. Bewegt er sich von uns weg, verschiebt es sich ins Rote. Die Messung dieser Verschiebung macht den Planeten sichtbar.

Dies ist die Radialgeschwindigkeitsmethode, die als erste Technik zur Entdeckung eines Exoplaneten um einen sonnenähnlichen Stern eingesetzt wurde. 1995 nutzten Michel Mayor und Didier Queloz diese Methode, um 51 Pegasi b zu finden, einen heißen Jupiter, der seinen Stern in vier Tagen umkreist. Diese Entdeckung begründete das Forschungsgebiet der Exoplanetenforschung.

Die Methode eignet sich am besten für massereiche Planeten in der Nähe ihrer Sterne, da diese die größten Schwankungen verursachen. Ein Planet von Jupitermasse könnte seinen Stern mit 12 Metern pro Sekunde bewegen. Die Erde hingegen bewirkt, dass sich die Sonne nur mit 9 Zentimetern pro Sekunde bewegt. Um einen erdähnlichen Planeten zu entdecken, sind Instrumente erforderlich, die diese winzige Verschiebung erfassen können. Daher stößt die Methode nach wie vor an ihre Grenzen der Präzision.

Die Radialgeschwindigkeit ergänzt die Transitmethode. Transits geben Aufschluss über die Größe eines Planeten. Die Radialgeschwindigkeit verrät uns seine Masse. Zusammen ergeben sie die Dichte, die wiederum Hinweise auf die Zusammensetzung liefert. Mithilfe dieser Kombination bestimmen Astronomen, ob ein Planet aus Gestein, Gas oder etwas dazwischen besteht.