La méthode du transit est une méthode de détection indirecte, elle consiste a étudier la luminsité de l'étoile cible. Si l'intensité lumineuse observée diminue et augmente périodiquement, c'est qu'une planète passe devant son disque, c'est le transit.

Cette méthode est actuellement utilisée, mais elle se révèle peu efficace, car elle n'est réalisable que dans les rares cas où nous observons le système étoile-planète par la tranche.

L'idée d'observer des occultations devant des étoiles autres que le Soleil a été émise pour la première fois en 1951, dans une note d'Otto Struve, de l'Observatoire Yerkes de l'Université de Chicago. Frank Rosenblatt, de l'Université Cornell, a repris l'idée en 1971, puis William Borucki, au début des années 1980, du Centre de recherche Ames de la NASA, en Californie.

Les mesures photométriques de transit sont plus sensibles que les autres méthodes de détection pour les petites planètes : la quantité de lumière stellaire occultée par la planète est proportionnelle au rapport de la surface de la planète sur celle de l'étoile. Ainsi, elle varie comme le carré du rayon de la planète sur le carré du rayon de l'étoile.
Par comparaison, la variation de la vitesse radiale d'une étoile est proportionnelle au rapport entre les masses de la planète et de l'étoile, c'est-à-dire proportionnelle au rapport des cubes de leur rayon. Les planètes étant beaucoup plus petites que les étoiles (le rayon de Jupiter mesure environ un dixième de celui du Soleil, et celui de la Terre un centième), le rapport des carrés est supérieur à celui des cubes, ce qui explique l'intérêt des mesures de transit. Par exemple, par la méthode des transits de HD 209458, environ 40 000 photons ont été enregistrés en fonction du temps au moyen d'un photomètre, tandis qu'une mesure équivalente avec la méthode des vitesses radiales avait requis plus de dix millions de photons, subdivisés en bandes de longueur d'onde par un spectromètre. Ainsi, pour une même taille de planète, la méthode des vitesses radiales exige des télescopes plus gros que la méthode photométrique. Un télescope de un mètre suffit pour détecter une planète de la taille de Jupiter, qui entraîne une baisse de luminosité de son étoile de l'ordre de un pour cent. En revanche, une planète de la taille de la Terre entraîne une diminution de l'ordre de 0,01 pour cent, qu'aucun des plus grands des télescopes actuels ne peut détecter, sauf si on utilise des astuces d'observation pour la détection du signal.

La méthode des transits présente un autre avantage : dès que l'observateur, la planète et l'étoile sont alignés, les transits sont détectés aussi facilement pour des planètes éloignées que pour des planètes proches de l'étoile. Comparée aux années-lumière qui séparent l'étoile de la Terre, la distance entre la planète et l'étoile est insignifiante ; elle pourrait varier de façon importante sans que notre perception de l'atténuation change. En revanche, la sensibilité de la méthode des vitesses radiales diminue avec la racine carrée de la distance entre la planète et l'étoile, car les planètes lointaines exercent une attraction gravitationnelle plus faible sur leur étoile. Cela explique pourquoi la plupart des planètes découvertes par cette méthode sont en orbite rapprochée et sont, le plus souvent, des corps massifs, de la taille de Jupiter.