Les observations traitées sont des mesures de position sur le plan focal d'un télescope et des mesures de spectres lumineux; respectivement pour l'astrométrie et les vitesses radiales. Faire l'hypothèse que les mesures ne sont que le résultat du mouvement d'une étoile parfaitement homogène donnerait des résultats invraisemblables. La fonction 
de la page précédente prend en général en compte plusieurs effets présentés ici. Compte tenu du format du cours, seuls certains d'entre eux seront développés dans la suite.
- Bruit de photon: il s'agit d'un bruit dû à la quantification de la lumière. Les photons sont émis aléatoirement selon ce qu'on appelle un "flux poissonien". Si un détecteur observe une source émettant en moyenne
photons sur un certain intervalle de temps 
, le nombre de détections pendant 
sera une variable aléatoire de moyenne 
et de variance 
. Cette notion est expliquée plus en détail page bruit de photon - Bruit instrumental: les instruments se comportent en pratique différemment de leurs idéalisation de manière imprévisible. Le miroir du télescope est sensible aux variations de température, l'utilisation d'équipement électronique induit du bruit grenaille (similaire au bruit de photon) et du bruit thermique. Il s'agit de toutes les erreurs dues au trajet de la lumière depuis l'entrée du télescope jusqu'à la lecture du détecteur CCD. Ce bruit peut être déterminé par étalonnage.
- Les bruits stellaires: A chaque longueur d'onde
, on observe le flux lumineux 
provenant de toute la partie visible de l'étoile. D'un point de vue mathématique, 
est intégré sur toute le disque visible de la photosphère de l'étoile: 
. Au rayon 
et à l'angle 
, 
dépend de la température, de la composition et de la vitesse de la matière par rapport à l'observateur en 
. 
est un facteur variant selon les modèles dits de "limb darkening". On peut modéliser des propriétés des variations du flux à une longueur d'onde donnée avec un modèle physique de l'étoile.
En pratique, on prend en compte trois types d'effets en compte: - les oscillations acoustiques (p-modes): la propagation d'ondes mécaniques dans la couche extérieure de l'étoile provoque une contraction/dilatation radiale, qui a une signature de quelques centimètres par seconde dans les données de vitesses radiales (cette vidéo montre une simulation des ondes mécaniques au sein d'une étoile).
- les tâches dues à l'activité magnétique: Le champ magnétique à la surface de l'étoile peut "piéger" localement du plasma, qui se refroidit et devient donc moins lumineux. Ce phénomène a des effets à court terme: une tache présente sur un des côtés de l'étoile brise la symétrie entre la partie "rouge" et la partie "bleue" (voir figure). D'autre part, sur une période d'observation le nombre de taches peut varier de zéro à plusieurs centaines. Lorsque la convection est inhibée par le champ magnétique l'étoile apparaît plus froide, globalement décalée vers le rouge.
- La granulation: la surface de l'étoile étant plus froide que son centre, du gaz chaud remonte à la surface, se refroidit en émettant de la lumière puis redescend. Ce phénomène de convection crée des inhomogénéités de luminosité sur la suface de l'étoile dont la somme donne une vitesse radiale apparente, ou un déplacement du photocentre.
Selon le type d'étoile, ces bruits sont d'importances variables. Certaines étoiles sont trop actives pour avoir une chance de détecter une planète de masse tellurique.
et de la vitesse 
en chaque point du disque apparent de l'étoile
