Se quisermos determinar a existência de planetas em torno de uma estrela, pela mudança de posição (coordenadas) desta, acontece que na generalidade dos casos este método é impraticável visto as estrelas estarem muito distantes de nós e a sua mudança de coordenadas (observada) ser inferior à precisão máxima que hoje temos, cerca de 0,002 segundos de arco. Devido ao facto de quanto mais longe elas estiverem menor é essa oscilação nas suas coordenadas, este método de busca está também limitado a estrelas muito próximas do Sol. Para confirmar o movimento angular dependendo da distância, veja-se que o observador 2 (na figura) detecta uma mudança angular de posição muito menor que a medida pelo observador 1, muito mais próximo da estrela.

Porém, existe um parâmetro independente da distância aos observadores: a velocidade v que a estrela tem no seu movimento em torno do CM. Essa velocidade efectivamente mede-se! Para o fazer recorre-se a um fenómeno físico bem conhecido que relaciona a velocidade relativa (dita radial, $V$_r) entre dois objectos, com a mudança de comprimento de onda da luz emitida por um (lambda₀), e recebida pelo outro (lambda): (lambda-lambda₀)/lambda₀ = V_r/c (c é a velocidade da luz). É designado por efeito de Doppler. Existe contudo um detalhe importante: só a componente da velocidade de deslocamento da estrela na linha de visão do observador é que pode ser medida. Não se obtém qualquer informação sobre a componente transversal (perpendicular à linha de visão) da velocidade. O efeito de Doppler provoca assim um desvio para o vermelho (comprimento de onda maior) das riscas espectrais quando a estrela se afasta de nós (na posição B, $V$_r = v), e um desvio para o azul (comprimento de onda menor) do espectro, quando esta se aproxima de nós (na posição A, Vr = v). Nas posições intermédias a velocidade medida toma valores _r <v. A geometria deste fenómeno complica-se um pouco, pois na prática há que contar ainda com o factor de projecção (inclinação do plano) da órbita da estrela em relação ao plano do céu (perpendicular à linha de visão). Designando esse ângulo por i então a velocidade radial efectivamente medida é _r <v sen(i). A posição relativa mais favorável é quando o observador vê a estrela e planeta (Sol e Júpiter neste exemplo) exactamente de perfil pois aí temos i=90$o$ e sen(90$o$)=1. No caso real do sistema Sol-Júpiter a velocidade obtida é v = 12,4 m/s.

O método observacional baseia-se na obtenção ao telescópio de um espectro de muito alta resolução da estrela em causa, e para isso têm sido construídos espectrógrafos especiais. A medição posterior de lambda e lambda₀ para um conjunto grande de riscas espectrais, permite determinar $V$_r como a média dos valores individuais obtidos para todas as riscas. Por fim e mais importante ainda, alterações periódicas e repetitivas desta velocidade com o tempo, são indicativas de que ela roda em torno de um centro de massa fora do seu centro geométrico. Se isto for observado a conclusão é única: só é possível com a existência de planetas que gravitem em seu redor, ou alternativamente, existe uma estrela companheira. Assim detecta-se a existência de planetas sem estes poderem ser vistos directamente.

Como mencionámos, levanta-se um problema interessante que é o de saber se os objectos que gravitam a estrela são planetas ou não. Sabe-se que um corpo celeste não atinge temperaturas suficientes no seu interior para iniciar reacções nucleares, a menos que tenha uma massa de 0,08 massas solares. Júpiter tem apenas 0,001 massas solares. Pondo de parte as estrelas de pequena massa, o problema está ainda em distinguir entre planetas e corpos mais massivos, que libertam muita energia mas não têm reacções nucleares de queima de hidrogénio, isto é, não são estrelas. Um corpo com a massa de 13 vezes a massa de Júpiter já permite a queima nuclear do deutério (isótopo do hidrogénio), mas não a do hidrogénio em si, assim não é uma estrela mas também não é um planeta normal . Estabelece-se por isso que estes corpos de massa intermédia, designados por anãs castanhas, devem ter uma massa entre 0,013 e 0,08 massas solares. Os planetas própriamente ditos deverão ter uma massa inferior a 13xMJúpiter. Se no processo de formação de uma estrela a partir de uma nuvem molecular existirem dois núcleos de condensação, um dará a estrela principal e o outro, desde que não consiga absorver muita matéria da nebulosa inicial (por formação mais tardia), poderá dar uma anã castanha. Ou seja, a sua formação ocorre quando a nuvem molecular ainda está a colapsar para disco, e simultaneamente com a formação da estrela principal. Por isso, a órbita da anã castanha em torno do centro de massa comum, pode ser bastante excêntrica em vez de quase-circular como no caso dos planetas. Como estes se formam muito mais tarde, só depois da circularização e achatamento da nuvem inicial, aparecem naturalmente com órbitas quase circulares. A excentricidade das órbitas e as massas são por isso parâmetros a estudar nos pretensos planetas detectados, pois permitem distinguir entre verdadeiros planetas e anãs castanhas. O método das velocidades radiais tem sido bastante usado e permitiu aliás a primeira detecção indirecta da existência de planetas em torno do pulsar PSR 1257+12. Esta descoberta tem sido confirmada ao longo dos anos e em Abril de 98 (num congresso europeu em Lisboa, sobre planetas extrasolares) os autores apresentaram dados definitivos sobre a presença de três planetas em torno deste pulsar. O fenómeno que desde cedo deixou os astrónomos intrigados foi o facto de um pulsar ser uma estrelas de neutrões, por isso uma estrela que já explodiu em supernova. Sendo uma supernova uma explosão muito energética, isto é, com energia suficiente para desfazer uma estrela, terá também energia suficiente para separar e trucidar planetas que eventualmente gravitem essa estrela. Como, então, entender a existência de planetas neste pulsar? Pensa-se que após a supernova, e passado tempo suficiente, a matéria ejectada (gás essencialmente) ao reduzir a velocidade de expansão por chocar contra o material interestelar, pode eventualmente voltar a colapsar sobre a estrela de neutrões que sobrou, e aí iniciar o processo de concentração e aglomeração, o que dará, primeiramente, azo ao aparecimento de planetesimais e posteriormente a planetas. Outra hipótese tomada como possível é a probabilidade não nula da estrela de neutrões poder capturar (por força gravitacional) planetas ou outros corpos, que passem perto. Convém mencionar que estes planetas de segunda geração nunca permitirão o desenvolvimento de formas de vida, tal como a conhecemos e podemos imaginar, pois falta-lhes a fonte de calor que uma estrela normal é, e que uma estrela de neutrões (com 10 km de raio) sem reacções nucleares e atmosfera extensa, nunca poderá ser.

Este grupo de astrónomos que trabalha com o radio-telescópio de Arecibo tem seguido outros pulsares e hoje a lista engloba já cerca de 30 com variações de velocidade radial, indicativos da presença de outros corpos que os gravitam. Mostramos os mais famosos na Tabela1.

Tabela 1

A busca de planetas extrasolares ganhou novo alento quando em 1995 os investigadores Mayor e Queloz anunciaram a descoberta de um planeta com uma massa de 0,46xM$$_Jup /sen i em torno da estrela 51 Pégaso. Para isso construíram um espectrógrafo especial que lhes permitia medir velocidades radiais com uma precisão de cerca de 10 m/s. Para comparação um espectrógrafo normal do tipo echelle (de alta resolução e usual nos telescópios de 3,5 a 4 metros de diâmetro) permite atingir precisões de 1 km/s apenas. Descobertas semelhantes seguiram-se pelos cientistas Marcy e Butler na estrela 70 Virgem (possível planeta de massa 6,6xM$$_Jup/sen i) e na estrela 47 Ursa Maior, com um planeta de massa de 2,36xM$$_Jupiter /sen i. Usando este método já houve muitas descobertas de planetas de pequena massa, que são apresentadas na Tabela 2.

Tabela 2

Algumas detecções são difíceis de classificar como planetas ou anãs castanhas, pois apresentam órbitas muito excêntricas e valores de massa que se aproximam do limite conhecido. Mostramo-los na Tabela 3.

Tabela 3

A classificação como possíveis anãs castanhas, ou seja objectos companheiros de massa superior a 13xM$$_Jup e órbitas de grande excentricidade, afecta as descobertas tabeladas na Tabela 4.

Tabela 4

Muito mais trabalho usando a detecção de velocidades radiais está em curso e promete chegar a resultados espantosos nos próximos anos. Estão em desenvolvimento novos espectrógrafos cuja resolução permitirão atingir a precisão do 1-2 m/s. Este é um limite teórico e prático pois a este nível o movimento de translação em torno do centro de massa confunde-se com o próprio movimento do gás da atmosfera estelar, não sendo assim possível distinguir os dois. Mas esta melhoria na detecção permitirá descobrir planetas com massas inferiores à de Júpiter.