Podobne ako väčšina metód, patrí medzi fotometrické spôsoby detekcie exoplanét. Metóda gravitačných mikrošošoviek umožňuje objavovať málo hmotné planéty, ktoré sú navyše veľmi vzdialené či už od nás alebo od ich materských hviezd. Využíva poznatok, že podľa všeobecnej teórie relativity gravitácia ohýba priestor. Preto v okolí hmotných telies dochádza k zakriveniu dráh svetelných lúčov. Toto zakrivenie môžeme pozorovať vtedy, ak sa za hmotným - šošovkujúcim telesom nachádza vzdialenejší objekt. Vznikajú pritom viacnásobne skreslené a zjasnené obrazy objektu v pozadí. Pokiaľ je šošovkujúcim telesom galaxia alebo skupina galaxií, hovoríme o gravitačnej šošovke, pričom vzniká aj obraz objektu v pozadí. Ak sa jedná o hviezdu alebo planétu, hovoríme o mikrošošovke. V tomto prípade pozorujeme len zjasnenie objektu na pozadí. Princípom metódy je pozorovanie prechodu slabšie žiariacej hviezdy (s možnou exoplanétou) popred jasnejšiu vzdialenejšiu hviezdu. Pri tomto prechode zaznamenávame postupný nárast a pokles jasnosti vzdialenejšej hviezdy. 

Gravitácia bližšej hviezdy tu funguje ako šošovka. Ak okolo bližšej hviezdy obieha planéta, prejaví sa to na krivke jasnosti krátkodobým (sekundárnym) zjasnením. Veľkosť sekundárneho zjasnenia závisí od hmotnosti planéty a jej vzdialenosti od spojnice Zem - planéta - objekt v pozadí. Sekundárne zjasnenie trvá rádovo niekoľko hodín, primárne niekoľko desiatok dní. Veľmi malá je však aj pravdepodobnosť sledovania primárneho zjasnenia. Preto prehliadky oblohy permanentne fotometricky monitorujú desiatky miliónov potenciálnych hviezd raz za pár dní počas niekoľkých rokov. Miesta prehliadok sú viac zamerané na plošné zdroje pozadia ako napr. blízke galaxie (Magellanove Mraky, Galaxia v Andromede) a výduť našej Galaxie. Hviezdy s možnými exopalanétami sa pre výduť nachádzajú v disku Galaxie, pre blízke galaxie je to v hale Galaxie ako aj objekty v samotných galaxiách. Sledovaný objekt sa začne intenzívnejšie skúmať pri náhlom sekundárnom zjasnení. Svetelná krivka je následne porovnávaná s teoretickým modelom za účelom zistenia fyzikálnych vlastností systému. Priamo zistené sú pomer hmotností hviezda - planéta a pomer ich uhlovej vzdialenosti a Einsteinovho uhla (uhol pod ktorým vidno objekt v pozadí vzhľadom na jeho skutočnú polohu). Z týchto pomerov a údajov o šošovkujúcej hviezde môžeme odhadnúť hmotnosť a vzdialenosť planéty od materskej hviezdy. Pretože takéto vzácne zoskupenie telies sa už nikdy nebude opakovať (pravdepodobnosť takéhoto javu je v podstate nulová), je nemožné uskutočniť ďalšie pozorovania. Okrem malej pravdepodobnosti úkazu komplikuje astronómom prácu skutočnosť, že hviezdy menia svoje jasnosti z mnohých iných príčin (premenné hviezdy), ktoré musia byť pozorne vyseparované. Obrovskými výhodami metódy sú: * jej nezávislosť na vlnovej dĺžke vysielaného žiarenia * je zatiaľ jedinou metódou, ktorá dokáže detegovať planéty veľkosti Zeme, zahrňujúc aj tie na vzdialenejšej orbite okolo materskej hviezdy. Pretože takéto vzácne zoskupenie telies sa už nikdy nebude opakovať (pravdepodobnosť takéhoto javu je v podstate nulová), je nemožné uskutočniť ďalšie pozorovania. Okrem malej pravdepodobnosti úkazu komplikuje astronómom prácu skutočnosť, že hviezdy menia svoje jasnosti z mnohých iných príčin (premenné hviezdy), ktoré musia byť pozorne vyseparované.
Obrovskými výhodami metódy sú:

• nezávislosť na vlnovej dĺžke vysielaného žiarenia
  

• fakt, že je zatiaľ jedinou metódou, ktorá dokáže detegovať planéty veľkosti Zeme, zahrňujúc aj tie na vzdialenejšej orbite okolo materskej hviezdy