A sajátmozgás a csillag mozgása az égboltra vetítve; a valóságos, térbeli mozgásnak természetesen általában van egy erre merőleges komponense is. A csillagok hozzánk viszonyított radiális (közeledési vagy távolodási) sebességét színképükből lehet levezetni. A módszer az ún. Doppler-hatást hasznosítja. Mint ismeretes, a Doppler effektus következtében egy közeledő csillag színképvonalai a rövidebb hullámhosszak (vagyis a kék szín), míg a távolodóé a hosszabbak (vagyis a vörös szín) felé tolódnak el a sebességgel arányosan. Csillagok esetében a radiális sebesség néhány tíz vagy száz km másodpercenként. Ha a csillag nem egyedülálló, hanem érdemleges tömegű kísérője van, akkor erre szuperponálódik egy kis ingadozás, amely a közös tömegpont körüli keringésből adódik.

A spektroszkópiai módszer tehát szintén közvetett eljárás, és elve nagyon hasonlít az asztrometriaiéhoz, csak a mozgásának nem az égboltra vetülő, hanem arra merőleges komponensét méri. E módszer nagy előnye, hogy nemcsak a legközelebbi csillagokra alkalmazható, hiszen ha a csillag elég fényes ahhoz, hogy róla színképet lehessen készíteni, akkor radiális sebessége is kimérhető. További előny, hogy a csillaghoz közel keringő kísérő a sebességben gyors ingadozást okoz, ami rövid idő alatt kimutatható. Hátrány viszont, hogy a színképvonalak ide-oda tolódását más jelenség is okozhatja, például, ha a csillag pulzál, akkor felszíne periodikusan közeledik hozzánk, illetve távolodik tőlünk.

A megoldandó probléma lényege ebben az esetben is méréstechnikai jellegű, ugyanis a feltételezhető bolygók hatása a csillag radiális sebességére olyan kicsi, hogy mérésére új, rendkívül érzékeny műszereket kellett kifejleszteni. Kiszámították, hogy a Jupiter milyen hatással van a Nap "radiális sebességére": ha a távcső éppen az Ekliptika síkjából figyeli a Napot, ahol a hatás a legnagyobb, akkor a kimutatandó ingadozás 8 m/mp. Ennél nagyobb pontosságot kellene tehát elérni a csillagok radiális sebességének mérésénél.

A kilencvenes években már nagy erővel folyt a megfelelő érzékenységű spektrográfok kifejlesztése Amerikában és Európában is. Ekkor azonban meglepő dolog történt: egy megdöbbentő bejelentés nyomán úgy tűnt, hogy egy harmadik módszer alkalmazásával az első exobolygókra (igencsak váratlan helyen, egy rendkívüli égitest szomszédságában) sikerült rábukkanni!

1991 júliusában Buenos Airesben volt a Nemzetközi Csillagászati Unió (IAU) kongresszusa. Az IAU 51. (bioasztronómiai) bizottsága által szervezett szimpóziumon, ahol magam is jelen voltam, óriási feltűnést keltett Bailes, Lyne és Shemar angol rádiócsillagászok előadása arról, hogy a PSR 1829-10 jelű pulzár körül bolygóméretű kísérőt találtak. A módszer tulajdonképpen az eddig ismertetett "közvetett bolygókeresési eljárás" harmadik változata. A pulzárokról, vagyis a gyorsan forgó neutroncsillagokról annyit kell tudni, hogy rádiósugárzásuk egymást követő kifényesedések fantasztikusan egyenletes sorozata. Egy-egy csúcs idején a gyorsan forgó neutroncsillag rádiónyalábja végigsöpri a Földet; a jelek annyira egyenletesen érkeznek, hogy a pulzár óraként is használható. (Emlékezetes, hogy amikor Hewish és Bell 1967-ben az első pulzárt felfedezte, a szabályos jelsorozatot mesterséges eredetűnek, "kis zöld emberkéktől" származónak vélték.) Nos, ha a pulzár körül kísérő kering, akkor viszont - mint várható - közeledése (vagy távolodása) nem lesz tökéletesen egyenletes, és ez megmutatkozik majd a felvillanás-sorozatokban is: a sorozat periodikus ritkulása, illetve sűrűsödése árulkodik majd a kísérő égitest jelenlétéről. Ezt az effektust vélték felfedezni a PSR 1829-10 pulzár esetében az angolok.

Kiderült azonban, hogy a módszer jó ugyan, de ebben a konkrét esetben tévesen alkalmazták, mert nem vették figyelembe a Föld-pálya excentricitásából adódó korrekció hatását a pulzár jelsorozatára. A felfedezést ezért visszavonták. De - s ez volt a legmeglepőbb egybeesés! - 1992 január 9-én, szinte a visszavonással egyidejűleg, egy amerikai kutatócsoport cikket közölt arról, hogy egy másik pulzár (jele PSR 1257+12) körül három Föld-szerű bolygót találtak. Wolszczan és Frail felfedezése azonban kiállta az idők próbáját, és ma ezt a rendszert tekintik az egyetlennek, ahol a Földhöz hasonló bolygók léte bizonyított. (Bár a legbelső, legkisebb, alig Hold-tömegnyi bolygó létét újabban kétségbe vonták.) Ez a bolygórendszer egyrészt nagyon hasonlít a belső Naprendszerre (lásd 5. ábra), hiszen a három pulzárbolygó mérete és távolsága szépen megfelel a Merkúr-Vénusz-Föld hármasnak, viszont a központi csillag szélsőségesen különbözik a Naptól. A 10-15 km méretű, szupersűrű pulzárok a szupernóva kitörések maradványai; nehezen érthető, hogy hogyan és mikor kerülhettek bolygók egy ilyen hatalmas robbanás közvetlen közelébe. Vagy talán éppen a robbanás által széttépett csillagkísérő maradványaiból jöttek volna létre ezek a bolygók? Az élet elterjedtsége szempontjából ezek a pulzárbolygók nem vehetők számításba. Újabban még egy pulzár körül találtak bolygószerű kísérőt; a felfedezett égitest itt is kis tömegű, viszont viszonylag messze kering a csillagtól. A "bolygógyanús objektumok" listáján még számos pulzár neve szerepel.

5. ábra Néhány exobolygó helyzetének összehasonlítása a Naprendszer legbelső (2 CSE-ig terjedő) vidékével.