D'autres méthodes existent , comme une technique d'imagerie angulaire différentielle expliquée dans la vidéo ci-dessus , mais elles restent peu mises en œuvre . Tournons-nous donc maintenant vers les deux principalement utilisées pour les exoplanètes mentionnées précédemment . Pour comprendre le principe de la méthode des vitesses radiales , prenons le cas le plus simple . Considérons donc un système formé d'une seule planète en orbite circulaire autour de son étoile et vue par un observateur dans le plan de son orbite . C'est-à-dire que l'angle i que fait la normale au plan de l'orbite avec la ligne de visée vaut 90 ° . Les lois de la mécanique céleste impliquent que l'attraction gravitationnelle de la planète sur l'étoile lui impose un mouvement de révolution autour du barycentre du système , le plus souvent à l'intérieur de l'étoile . L'étoile va donc s'approcher puis s'éloigner de l'observateur avec une composante de vitesse radiale qui varie périodiquement . La lumière de l'étoile va alors subir un effet Doppler-Fizeau se traduisant par un décalage spectral passant périodiquement du bleu au rouge ( voir le schéma de la vidéo ci-dessus ) . Si l'on dispose d'un spectroscope avec un pouvoir de résolution suffisant , on peut mesurer ce décalage et en déduire une valeur de vitesse radiale . La courbe de variation de la vitesse radiale fournit alors une période T et une amplitude donnant la composante parallèle Vr à la ligne de visée de la vitesse de l'étoile . La théorie de l'évolution stellaire permet quant à elle de déduire du spectre de l'étoile sa masse M . De ces trois grandeurs M , Vr et T , il est possible d'en déduire la distance de la planète à son étoile et sa masse m . En général , la valeur de l'inclinaison i de la normale au plan de l'orbite par rapport à la ligne de visée n'est pas connue . On mesure seulement la grandeur m sin ( i ) et donc une borne inférieure pour la masse réelle de la planète . D'autres complications surgissent .