Detección por medidas astrométricas

Es posible detectar el movimiento de la estrella perpendicularmente a la línea de mira, es decir, en la esfera celeste, y deducir a partir de ello las características del planeta y su órbita.
Nos limitamos al caso de una órbita circular, pero este método se aplica también a la detección de planetas con órbitas elípticas. El movimiento de la estrella proyectado sobre el plano del cielo, es decir, sobre el plano perpendicular a la línea de mira, es una elipse de semieje mayor . Como la distancia a la estrella es grande frente a , la desviación angular correspondiente es , o lo que es lo mismo:

donde está expresada en segundos de arco, es el radio de la órbita del planeta (en UA) y la distancia Sol-estrella. Dado que la masa de la estrella y su distancia a la Tierra son conocidas de antemano, se puede deducir de la periodicidad del movimiento, y la masa del planeta a partir de la medida de .
En la práctica, la variación de la posición de un astro en la esfera celeste no puede ser medida de manera absoluta, sino diferencialmente con respecto a un objeto del campo, angularmente próximo pero muy lejano en distancia, cuya posición permanece fija.

Las medidas hechas en este momento desde el suelo tienen una precisión de un milisegundo de arco ( ) y deberían alcanzar los 10 en un futuro próximo en campos de observación reducidos. Por lo tanto no será posible detectar planetas parecidos a la Tierra orbitando en zonas habitables (por ejemplo UA), ya que las estrellas observadas están a una distancia de al menos unos cuantos parsecs de la Tierra. La astrometría está más adaptada a la detección de planetas gigantes de gran radio orbital.