Aucune de ces planètes n'a, en fait, encore été véritablement observée. A priori, on pourrait penser que la méthode la plus simple pour détecter des planètes autour des étoiles consiste à utiliser un gros télescope doté d'un bon pouvoir de résolution et à observer (ou photographier) soigneusement des étoiles proches, en tentant de déceler à proximité une ou plusieurs faibles taches lumineuses. Malheureusement, la différence d'éclat entre une étoile et ses planètes est considérable : elle est, par exemple, d'un milliard entre le Soleil et Jupiter, aux longueurs d'onde de la lumière visible pour lesquelles on dispose de détecteurs ayant une bonne résolution angulaire. De plus, l'éblouissement causé par l'éclat de l'étoile empêche de détecter des astres peu lumineux dans son voisinage immédiat. Voir une planète géante (et a fortiori une planète du type de la Terre) près d'une étoile reste donc absolument impossible actuellement, même avec les meilleurs télescopes : cela représenterait une performance du même ordre que celle consistant à observer depuis Paris un ver luisant se déplaçant à côté d'un phare maritime à Marseille ! Néanmoins, les progrès de l'instrumentation permettront certainement d'utiliser cette technique dans le futur.

Des indices indirects : les perturbations gravitationnelles

Pionnier de la recherche de planètes autour d'étoiles proches, l'astronome hollandais P. Van de Kamp, dès les années 1930, a utilisé une autre méthode. Plutôt que de chercher à voir les planètes, il s'est efforcé de déceler le mouvement de l'étoile résultant de leur influence gravitationnelle. Lorsqu'une planète tourne autour d'une étoile, ce sont en fait les deux astres qui tournent autour du centre de gravité du système : la planète accomplit un grand tour à grande vitesse et l'étoile, beaucoup plus massive, un tout petit tour à vitesse réduite. Par des mesures astrométriques, il est théoriquement possible de mettre en évidence le déplacement de l'étoile sur le plan du ciel. Cependant, ce déplacement est si faible que les mesures sont à la limite de la capacité des instruments actuels et ne sont possibles que dans le cas où l'astre perturbateur est une planète géante : par exemple, si l'on observe d'une distance de 15 années-lumière (ce qui est très proche à l'échelle cosmique) un système comprenant une étoile analogue au Soleil entourée d'une planète de même masse et de même orbite que Jupiter, le déplacement angulaire de l'étoile sur le ciel ne représentera que 0,002 secondes ; si la planète a les caractéristiques de la Terre, il sera encore 2 000 fois plus petit. Le satellite européen d'astrométrie Gaïa devrait exploiter cette méthode après 2010.

Plutôt que de chercher à détecter le déplacement de l'étoile sur la voûte céleste, il est moins difficile de mettre en évidence les variations de sa vitesse radiale, c'est-à-dire de sa vitesse de déplacement dans la direction d'observation. Si l'étoile est accompagnée d'une planète, elle va tantôt s'approcher de la Terre, tantôt s'en éloigner : ces variations périodiques provoquent un très léger déplacement apparent vers le bleu ou vers le rouge des raies du spectre de sa lumière (phénomène appelé effet Doppler), que l'on peut mesurer. La faible amplitude des variations rend les mesures très délicates : par exemple, la variation de vitesse d'une étoile identique au Soleil sous l'influence d'une planète ayant l'orbite et la masse de Jupiter n'est que de 13 m/s ; pour l'évaluer correctement, il faut mesurer des changements de l'ordre du cent-millionième de la longueur d'onde. La plupart des planètes extrasolaires actuellement connues ont cependant été identifiées par cette méthode.