Más csillagok bolygóinak keresése természetesen csak azután válhatott kutatási programmá, miután tisztázódtak Naprendszerünk és a környező csillagvilág valóságos méretarányai. Ez csak a XIX század második felében, a csillagparallaxisok mérése nyomán sikerült. (Bár a távcsővel megfigyelhető "spirálködöket" - valójában távoli csillagvárosokat, extragalaxisokat - még sokáig kialakulóban lévő bolygórendszereknek vélték!) De a csillagtávolságok ismeretében nyilvánvalóvá vált, hogy mennyire izolált Naprendszerünk a világűrben, mennyire reménytelen feladat más csillagok esetleges bolygóinak megpillantása távcsövön keresztül.

Ennek két egyszerű oka van: egyrészt könnyen kiszámítható, hogy még a Jupiter valóságos fényessége is csak 250 milliomod része a Napénak, másrészt a nagy távolság miatt a keresendő bolygók igen közel látszanak anyacsillagukhoz az égen. Ezek a gyenge fénypontok a csillag mellett gyakorlatilag megfigyelhetetlenek. Igaz, az optikai távcsövek felbontóképessége rengeteget fejlődött az elmúlt száz évben, de ez a probléma változatlanul megoldatlan, idegen csillag körül keringő bolygókat közvetlenül megfigyelni, lefényképezni még nem sikerült. (A később említendő optikai interferométerekkel talán erre is lehetőség nyílik majd.)

Létezik azonban a "közvetett út", mint kézenfekvő megoldás. Nem kivételes ez a stratégia sem a csillagászatban, sem a részecskefizikában. Néhány példa: közvetett úton, gravitációs hatása alapján fedezték fel a Neptunusz bolygót, így akadtak a fehér törpék és a fekete lyukak nyomára is. Egész sor elemi részecskét fedeztek fel más részecskékre gyakorolt hatásuk alapján, például ütközési folyamatokban. A tudomány utólag többnyire eljutott odáig, hogy elkészítse a közvetve felfedezett égitest vagy részecske közvetlen képét is, de megfelelő gondossággal eljárva a közvetett eljárás bizonyító ereje is elegendő és vitathatatlan.

A más csillagok bolygói, vagy egyre elfogadottabb nevükön említve őket az ún. exobolygók közvetett felfedezésének útja természetesen a központi vagy "anyacsillag" megfigyelésén keresztül vezet. Bolygóik hatása mindenekelőtt a csillag mozgásában tükröződik. Mielőtt azonban rátérnénk ennek a sikeres módszernek az ismertetésére, meg kell említeni egy fontos asztrofizikai megfigyelést, amely szintén közvetve utalt arra, hogy idegen bolygórendszerek léteznek, sőt valószínűleg nagyon gyakoriak.

Az asztrofizikában jól ismert eljárás, hogy a színkép vonalainak kiszélesedéséből meghatározható a fényt kibocsátó test tengelyforgási (rotációs) sebessége. A módszer a csillagokra is alkalmazható, de mivel nem tudhatjuk, hogy a csillag forgástengelye milyen irányba mutat, csak a sebesség látóvonal irányú összetevőjét mérhetjük meg. Mennél erősebb a színképvonalak kiszélesedése, annál nagyobb a különbség a csillag felénk közeledő, illetve tőlünk távolodó oldalának sebessége között, vagyis annál gyorsabb a rotáció (forgás).

Ezt a módszert századunk első évtizedeiben sok száz fényes csillagra alkalmazták, és többek között meghatározták az egyes színképosztályokhoz tartozó csillagok átlagos rotációs sebességét is (feltételezve, hogy a forgástengelyek iránya véletlenszerű eloszlást mutat). Otto Struve neves amerikai csillagász 1930 körül azt az eredményt kapta, hogy a viszonylag fiatal, forró és fényes (O, B vagy A típusú) csillagok gyorsan forognak, de az idősebbek, alacsonyabb hőmérsékletűek és halványabbak (F, G, K, M típus) sokkal lassabban. A Nap, mint középkorú csillag szintén ezen utóbbi csoporthoz tartozik, hiszen több, mint 30 nap alatt tesz meg egy fordulatot tengelye körül. A csillagászati kozmogónia akkor úgy tanította, hogy a Nap forgása korábban gyorsabb volt, de a belőle kiszakadó bolygók magukkal vitték gyors forgásának impulzusmomentumát (perdületét). A Naprendszer összes impulzusmomentumának 98%-a jelenleg a nagybolygókban található.

Struve felfigyelt arra, hogy a színképi vizsgálatok tanúsága szerint valahol az F típusnál csökken hirtelen, szinte ugrásszerűen a rotáció sebessége.

Ezt akkoriban azzal magyarázták, hogy amikor az ún. fősorozathoz tartozó átlagcsillag annyira lehűlt már, hogy a fősorozaton lefelé haladva eléri az F5 színképosztályt, akkor valami fontos történik vele, ami a forgását hirtelen lefékezi. Ez a jelenség pedig egy új bolygórendszer születése lenne a csillag körül. Mindebből Struve arra a következtetésre jutott, hogy az F5-nél későbbi színképosztályú csillagok körül szükségképpen vannak bolygók, vagyis a létező bolygórendszerek száma igen nagy, megközelíti a csillagokét.

Noha azóta más magyarázatokat is találtak, és a csillagfejlődési elmélet megváltozott, de ezt a megfigyelési tényt ma is elfogadják annak közvetett bizonyítékául, hogy a Naphoz hasonló csillagok körül általában vannak bolygórendszerek. Ez a jelenség még a SETI kutatások megindulásához is hozzájárult 1960-ban! Otto Struve ugyanis éppen akkor lett az USA Nemzeti Rádiócsillagászati Obszervatóriumának igazgatója, amikor az intézmény egy fiatal csillagásza, Frank Drake, támogatást keresett az első SETI megfigyelési program, a híres OZMA megindításához. Struve nem zárkózott el a fantasztikus tervtől, mert meg volt győződve arról, hogy a csillagok körül vannak bolygók, tehát lehet élet is.

Az említett módszer azonban túl általános, és nem alkalmas arra, hogy az egyes bolygórendszerekről valamit megtudjunk. Ehhez ugyanis nem a csillag rotációját, hanem térbeli mozgását kell megfigyelni, amely természetesen érzékenyen reagál a közelében lévő kísérők - csillagok vagy bolygók - tömegvonzására. Ha több, egymáshoz tartozó csillag együtt mozog a világűrben, akkor közös tömegközéppontjuk az, amely a gravitáció törvényei által leírt ellipszispályán kering a Tejútrendszer középpontja körül. Külön-külön vizsgálva az egymás körül keringő csillagpárok (kettőscsillagok) alkotóinak mozgását, azt tapasztaljuk, hogy mindegyik csillag hullámvonal mentén halad. A hullám amplitúdója annál nagyobb, mennél nagyobb a másik csillag tömege, és a hullám periódusa természetesen megfelel a keringési időnek.

Hasonló a helyzet a Naprendszer égitestjeinél is, például a Föld-Hold "kettősbolygó" esetén. Kívülről nézve a Naprendszerre mind a Holdnál mind a Földnél hullámvonalú mozgást tapasztalnánk, de a hullám a Holdnál természetesen jóval nagyobb. A mozgás leírása ebben a rendszerben a következő: a Föld és a Hold egy közös tömegközéppont körül kering, amely viszont - ha a többi bolygó hatását elhanyagoljuk - Kepler-mozgást végez egy éves periódussal a Nap körül. Hasonló a helyzet a Nappal és a nálánál ezerszer kisebb óriásbolygókkal is. Kívülről, például egy távoli csillag egyik bolygójáról figyelve a Nap mozgását azt találnánk, hogy ő is egy hullámvonal mentén mozog, bár a bolygók tömege a Napéhoz képest annyira kicsi, hogy a Naprendszer tömegközéppontja a Nap belsejébe esik, nem sokkal felszíne (fotoszférája) alatt vándorol körbe.

Kiszámítható, hogy egy 33 fényévre lévő csillagról nézve a Nap hullámvonalú mozgásának amplitúdója csak 2 ezredívmásodperc (mas). Ez igen kis érték ugyan, de megfigyelése a csillagászat mai eszközeivel már nem teljesen reménytelen. S mi van akkor, ha egy csillagnak a Jupiternél jóval nagyobb bolygói is vannak? Hiszen a kettőscsillagok esetében az említett módszert közvetlenül nem látható csillagkísérők, például fehér törpék esetében a csillagászok már eredményesen használták. Kézenfekvő megoldásnak ígérkezett tehát tovább fejleszteni ezt a technikát, s ezzel az un. asztrometriai módszerrel kutatni idegen csillagok bolygói után.

A feladat a csillag sajátmozgásának mérése nagy pontossággal, hosszú időn keresztül. Csak a legközelebbi, legnagyobb sajátmozgású csillagokat érdemes észlelni, ezek többnyire öreg, alacsony hőmérsékletű, vörös törpék. A mérés szélső pontossága megkívánja a hosszú gyújtótávolságú, nagy távcsövek alkalmazását. A Naprendszer mozgásviszonyainak ismeretében az is várható volt, hogy egy-egy periódus évtizedekig is tarthat, vagyis gyors sikerre nem lehet számítani. A módszer úttörője, van de Kamp amerikai csillagász 1937 és 1976 között folyamatosan figyelte a legnagyobb sajátmozgású, ún. Nyíl (vagy Barnard) csillagot. Már 1963-ban arra a következtetésre jutott, hogy a csillag körül egy vagy két Jupiter-szerű óriásbolygó kering. állításait sajnos későbbi független megfigyelésekkel (Gatewood és Eichhorn, 1973) igazolni nem sikerült, ezért a felfedezést a csillagászok általában nem fogadták el. (Valószínűleg a távcső és mérőrendszer stabilitását nem tudta évtizedeken keresztül biztosítani.) A kudarc azonban korántsem bizonyította, hogy nincsenek idegen bolygók, vagy hogy az asztrometriai módszer nem alkalmazható! Azóta a leginkább elfogadott asztrometriai eredményt éppen a van de Kampot kritizáló Gatewood publikálta egy ötvenéves megfigyeléssorozat alapján. A Lalande 21185 jelű halvány vörös törpe csillagról van szó, amely körül két, közel Jupiter méretű bolygó keringene 2,2 illetve 1,1 CSE távolságban.