किसी तारे के चारों ओर परिक्रमा करने वाला ग्रह स्थिर नहीं रहता। ग्रह तारे पर खिंचाव डालता है, जिससे तारा थोड़ा डगमगाता है। इस डगमगाहट के कारण तारे की पृथ्वी की ओर और पृथ्वी से दूर गति बदल जाती है, जिससे उसकी प्रकाशीय रेखाओं की तरंगदैर्ध्य में परिवर्तन होता है। जब तारा हमारी ओर आता है, तो उसका प्रकाश नीला हो जाता है। जब वह हमसे दूर जाता है, तो उसका प्रकाश लाल हो जाता है। इस परिवर्तन को मापने से ग्रह का पता चलता है।

यह रेडियल वेलोसिटी विधि है, और यह सूर्य जैसे तारे के चारों ओर एक एक्सोप्लैनेट का पता लगाने की पहली तकनीक थी। 1995 में, मिशेल मेयर और डिडिएर क्वेलोज़ ने इसका उपयोग करके 51 पेगासी बी नामक एक गर्म बृहस्पति ग्रह की खोज की, जो अपने तारे की परिक्रमा चार दिनों में पूरी करता है। इस खोज ने एक्सोप्लैनेट विज्ञान के क्षेत्र को नई दिशा दी।

यह विधि तारों के निकट स्थित विशाल ग्रहों के लिए सबसे कारगर है, क्योंकि वे सबसे अधिक कंपन उत्पन्न करते हैं। बृहस्पति के द्रव्यमान वाला ग्रह अपने तारे को 12 मीटर प्रति सेकंड की गति से गतिमान कर सकता है। पृथ्वी सूर्य को केवल 9 सेंटीमीटर प्रति सेकंड की गति से गतिमान करती है। पृथ्वी के समान किसी ग्रह का पता लगाने के लिए ऐसे उपकरणों की आवश्यकता होती है जो इस सूक्ष्म कंपन के प्रति संवेदनशील हों, यही कारण है कि यह विधि अभी भी सटीकता की सीमाओं को परख रही है।

त्रिज्यीय वेग पारगमन विधि का पूरक है। पारगमन से हमें ग्रह का आकार पता चलता है। त्रिज्यीय वेग से हमें उसका द्रव्यमान पता चलता है। ये दोनों मिलकर घनत्व बताते हैं, जिससे ग्रह की संरचना का अनुमान लगाया जा सकता है। खगोलविद इसी संयोजन के आधार पर यह निर्धारित करते हैं कि कोई ग्रह चट्टानी है, गैसीय है या इन दोनों के बीच की कोई अवस्था है।