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La technique des vitesses radiales a permis la première détection d'une exoplanète autour d'une étoile ressemblant au Soleil. Cette détection a eu lieu à l'Observatoire de Haute-Provence avec le spectrographe Elodie par les astronomes suisses Michel Mayor et Dider Queloz autour de l'étoile 51 Peg b, qui est la 51^ième étoile la plus brillante de la constellation de Pégase.

 

Ci-dessus, la courbe historique présente l’évolution  de la vitesse radiale de 51 Peg telle que présentée par Mayor & Queloz dans la revue Nature en 1995. Le temps est ramené ici sur une période de révolution de l'étoile (et de la planète) Φ (voir dessin ci-dessous).

La vitesse radiale V_R est la projection du vecteur vitesse de l'étoile sur la "ligne de visée" qui joint l'étoile à l'observateur. Cette courbe permet de connaître la période de révolution de la planète et le produit de la masse de la planète, M_{pl} par sin(i) où i est l'angle entre le plan de l'orbite de la planète et le plan du ciel.

 

 

Dans cette animation, on voit

• à gauche : l'étoile et la planète, qui tournent autour de leur centre de gravité, sont observées par le télescope. Pour simplifier, le plan de l'orbite est ici perpendiculaire au plan du ciel (i=90° et sin(i)=1).
• en bas à droite : la lumière de l'étoile, dispersée par le spectrographe. Les raies spectrales (il y en a 4 ici, en réalité, il y en a des milliers) se déplacent alternativement vers le rouge et vers le bleu quand l'étoile s'éloigne et se rapproche de l'observateur. En comparant la longueur d'onde des raies observées dans le spectre de l'étoile avec la position de ces mêmes raies mesurées en laboratoire (traits bleus), on calcule la vitesse radiale d'éloignement/de rapprochement de l'étoile.
• en haut à droite : la courbe représente la vitesse radiale de l'étoile. C'est une sinusoïde. Quand l'orbite de la planète est elliptique, la sinusoïde est déformée. L'amplitude de cette courbe et la période permettent de calculer M_{pl}*sin(i)

 Quand le plan de l'orbite est dans le plan du ciel, la vitesse radiale est toujours nulle, et cette technique ne permet pas de mesurer la masse de l'étoile.

Si on observe l'étoile uniquement avec la technique des vitesses radiales, on ne peut pas connaître la valeur de i. On n'accède qu'à la valeur de M_{pl}*sin(i) et donc à une valeur supérieure de la masse de la planète.

Cette technique a permis de découvrir à ce jour 

Avantages	Inconvénients
permet de contraindre la masse de la planète permet d'étudier des planètes proches de leur étoile permet de détecter des planètes telluriques	la masse est connue à un facteur sin(i) près (dépendant de l'inclinaison) ne permet pas de détecter les planètes loinde leur étoile, dont la période est trop longue. nécessite des spectres de très haute précision, donc des étoiles très brillantes