Затем с помощью сверхточной доплеровской спектроскопии ученые научились измерять небольшие смещения характерных спектральных линий различных элементов в спектрах звезд, вызванные воздействием гравитации вращающихся вокруг них планет-гигантов. Первая такая планета была обнаружена в 1995 году у 51 Пегаса швейцарско-французской группой астрономов из обсерватории Женевского университета во главе с Мишелем Мейором и Дидье Кело (это открытие, несомненно, достойно Нобелевской премии). "Рывки" звезд приводят к тому, что спектральные линии немного сдвигаются то в красную, то в фиолетовую область спектра. Моделирование позволяет при необходимости выявлять присутствие сразу нескольких планет, заставляющих родительскую звезду выписывать замысловатые "кренделя" в пространстве, высчитать их удаленность от светила, периоды обращения и другие параметры орбит. Этот метод регистрации экзопланет до сих пор остается едва ли не самым востребованным, однако он не лишен серьезных недостатков: так, неясно, как плоскость орбиты системы повернута к земному наблюдателю, поэтому обычно получают лишь нижнюю оценку масс. К тому же метод более чувствителен к крупным объектам и планетам, имеющим чрезвычайно короткие периоды обращения ("горячим юпитерам").

Третий путь открылся вместе с точными астрометрическими наблюдениями. Принцип во многом схож с доплеровской спектроскопией, однако при этом ведется уже поиск периодических колебаний в позиции родительской звезды на небесной сфере, а не радиальной скорости. Этот метод, вообще говоря, обладает еще меньшей чувствительностью и большинством недостатков, присущих способу номер два, однако позволяет при этом регистрировать весьма удаленные спутники звезд и замечать колебания светил в системах, наблюдаемых не "с ребра", а "с макушки" (т.е. обойденных при использовании второго метода). К сожалению, новых подтвержденных открытий планет этот метод еще не принес, но зато удалось уточнить массу некоторых обнаруженных ранее экзопланет.

Сравнительно недавно в ход пошел четвертый способ, набирающий теперь популярность не только среди астрономов-профессионалов, но и среди любителей: фотометрические измерения прохождений искомых планет по диску звезды (при удачном стечении обстоятельств он позволяет обойтись даже весьма скромными инструментами). Транзитные "мини-затмения" позволяют получить записи кривых интенсивности звездного излучения и таким образом восстановить информацию не только о массе, но и о размерах затмевающего тела (и даже о его форме). А зная массу и диаметр планеты, можно оценить ее среднюю плотность и таким образом высказывать обоснованные предположения об общем составе. Специфика транзитного метода - в периодическом отслеживании поведения большого числа звезд. У некоторых из этих звезд могут найтись близкие и достаточно крупные планеты, причем с подходящими орбитами, повернутыми к нам "ребром".

Еще один метод - метод гравитационного микролинзирования - связан с известными предсказаниями теории относительности. Массивный гравитирующий объект искажает пространство и искривляет проходящие рядом с ним световые лучи (например, от фоновой звезды), тем самым "выдает" себя. Данный метод применим даже в случае сравнительно небольших объектов, однако он также требует непрерывного слежения за многочисленными звездами-кандидатами, да к тому же сами события линзирования в принципе не повторяются (т.е. возникают сложности при необходимости подтвердить открытие и уточнить параметры планетной орбиты). Наличие планеты, собственно, выявляют по кривой блеска - на ней в "час X" наблюдается дополнительный "пик". Методом микролинзирования были открыты, в частности, самые мелкие планеты, так называемые "суперземли", чья масса отличается от земной менее чем на порядок.

Наконец, несколько лет назад (с появлением орбитальных и крупнейших наземных телескопов, снабженных адаптивной оптикой) открылась и еще одна возможность - улавливать свет (инфракрасное излучение) от инозвездной планеты самым непосредственным образом. Можно либо обнаружить специфическую "примесь" в спектре звезды, либо даже разрешить саму планету. К сожалению, планеты эти зачастую столь гигантские, что мало чем отличаются от маленьких "неудавшихся" звезд - коричневых (иначе говоря, бурых) карликов. Их родительские звезды тоже довольно скромны по размерам (ведь только в лучах совсем небольшого светила планета имеет шанс "не потеряться"). Сами такие открытия оставались спорными - за планету могли принять и коричневого карлика, и фоновую звезду... Тем не менее, ситуация постепенно меняется к лучшему. А в конце 2008 года случился настоящий прорыв в этих исследованиях. Удалось сфотографировать сравнительно небольшую планету у вполне "нормальной" звезды, да еще и в оптическом, а не в инфракрасном диапазоне.

версия для печати