Negli ultimi anni, con il perfezionamento di alcuni strumenti e la messa in orbita del telescopio spaziale Hubble, si è finalmente riusciti ad accertare l'esistenza di pianeti orbitanti intorno ad altre stelle.
I metodi di osservazione possono essere suddivisi in cinque categorie:

1. Metodo astrometrico: utilizzando telescopi ottici ad alta risoluzione nella banda infrarossa, nella quale il contributo del pianeta é maggiore, si è riusciti a separare il flusso della stella dal flusso stellare riflesso dal pianeta fotografandolo accanto alla sua stella.
   Nel 2008 tramite la fotografia diretta attorno alla stella HR 8799 sono stati scoperti simultaneamente 3 pianeti.

   Fig. 1: Foto infrarossa effettuata il 17 Novembre 2008 al telescopio Keck di 10 metri, Hawaii. Si tratta della stella bianca di sequenza principale HR 8799, di massa 1.5 MSole, nascosta da una nube di gas, situata nella costellazione di Pegaso a 129 anni luce dal sistema solare, attorno a cui ruotano 3 pianeti. (Credit: Foto C. Marois et al.; NRC, National Research Council Canada)

2. Metodo spettroscopico: un pianeta e la sua stella orbitano attorno al loro comune centro di massa con lo stesso periodo provocando un moto periodico di avvicinamento e allontanamento della stella dall'osservatore, misurato tramite l'effetto Doppler. Questo metodo facilita la scoperta di pianeti di grande massa e ad una piccola distanza dalla stella.
   La maggior parte dei pianeti è stata scoperta in questo modo; il primo, 51 Pegasi, venne scoperto nel 1995, attorno ad una stella simile al nostro Sole (Nana gialla, tipo spettrale G2V, raggio=1.15-1.4 R_solare, massa=1.04 M_solare, L=1.30 L_sole, T=5665 K, età=7.5 miliardi di anni).
3. Metodo fotometrico: quando un pianeta transita davanti alla sua stella, nasconde parte della luce stellare. Analizzando le variazioni di luminosità della stella si può determinare direttamente anche il raggio del pianeta; inoltre conoscendone la massa, attraverso il metodo della velocità radiale, si può dedurre la densità del pianeta, potendo distinguere i pianeti rocciosi da quelli gassosi simili a Giove.

   Fig. 2: Curva di luce del transito di un pianeta davanti alla stella X0-5 osservato il 03-03-2009 all'Osservatorio Astronomico di Loiano (Bologna). Nel grafico, il transito corrisponde all'intervallo  di tempo 0-0.1. L'unità di misura del tempo è il Julian Date. (Credit: Andrea Mantegna Università di Bologna)

4. Microlensing gravitazionale
   Sappiamo dalla relatività generale che i raggi di luce di una stella lontana che passano vicino ad un corpo di grande massa vengono deflessi dal percorso rettilineo concentrandosi in un punto, facendo così aumentare per qualche giorno la luminosità apparente della stella lontana. Se il corpo che funge da lente è una stella con un sistema planetario, la luminosità della stella lontana mostra diversi picchi secondari di breve durata.
   Questo metodo consente di rilevare pianeti rocciosi di piccola massa anche a grandi distanze dalla stella in sistemi molto lontani da noi.

   Fig. 3: L’animazione mostra l’effetto dovuto alla presenza del pianeta OGLE 235-MOA 53b, di 2.6 MGiove, sull’evento di microlensing principale. Il cerchio verde, disegnato sulla foto del cielo, indica il normale effetto di microlensing e diventa rosso quando si ha la deviazione dalla normalità a causa del pianeta. (Credit: Animazione costruita da Andrzej, collaboratore del progetto OGLE, Optical Gravitational Lensing Experiment )

5. Pulsar timing La presenza di un pianeta attorno ad una pulsar di breve periodo provoca per entrambi un moto attorno al comune centro di massa, che produce un anticipo e un ritardo nei tempi di arrivo degli impulsi emessi dalla pulsar. Dall'ampiezza totale del ritardo su di un periodo si può calcolare immediatamente la massa del pianeta. Grazie a questo metodo nel 1992 Wolszczan ha scoperto attorno alla pulsar PSR 12 57+12 3 pianeti di massa confrontabile con quella terrestre.