Når astronomer vender deres teleskoper mod nærliggende unge stjerner, ser de skiver af samme type, som den hvorfra Solsystemet blev dannet (se figur 6.14). De fysiske processer der første til dannelsen af Solsystemet, burde vare almindelige der hvor nye stjerner fødes. Sammenlignet med stjerner, er planeter meget små og svage objekter. De skinner ved refleksion og er derfor millioner til milliarder gange svagere end deres værtsstjerne. De var således svære at identificere, indtil fremskridt blev gjort inden for teleskopdetektorer, hvilket gjorde astronomerne i stand til at opdage planeterne gennem indirekte metoder, første gang i 1990’erne. Flere planeter, der kredser om en død stjerne, kaldet en pulsar, blev opdaget i 1992. Men det var opdagelsen i 1995, af en planet på Jupiters størrelse, som kredser om en sollignende stjerne, 51 Pegasi, som indledte den nuværende overflod af ekstrasolare planetdetekteringer. I dag, er antallet af kendte planeter, undertiden kaldet exoplaneter, tæt på et par tusinde, og der kommer nye opdagelser til næsten dagligt.
Opdagelsen af exoplaneter, herunder meget store (”supertunge”) planeter, rejser spørgsmålet om, hvad vi mener med udtrykket planet. Inden for Solsystemet, er planeter og dværgplaneter defineret som i Bilag 8. Den Internationale Astronomiske Union (IAU) definerer en ekstrasolar planet, som et objekt der kredser om en stjerne og har en masse der er mindre en 13x Jupiters (MJ). Der er nogle planeter der i størrelse ligger mellem definitionen af ekstrasolare planeter og stjerner. Disse objekter, kaldes brune dværge, og er ikke massive nok til at blive betragtet som stjerner, men er for massive til at blive betragtet som planeter. Selv om sondringen mellem de tungeste planeter og de mindst massive brune dværge er noget vilkårlig, anses disse brune dværge af IAU, som værende mere massive end , men mindre massive end 0,08x Solens masse () – hvilket svarer til omkring 13 MJ (se figur 6.15).
Søgningen efter ekstrasolare planeter
Der er i øjeblikket mere end 100 projekter, der har fokus på, at søge efter exoplaneter fra Jorden og fra rummet. Vi vil her kigge på de mest almindelige metoder, til at finde disse planeter. Den første af de vellykkede detektionsteknikker, er den spektroskopiske radialhastighedsmetode. Hundredevis af exoplaneter er blevet opdaget med denne metode. Som en planet kredser om en stjerne, vil planetens tyngdekraft få stjernen til at slingre en lille smule frem og tilbage. Denne bevægelse, mod os eller væk fra os (radialhastighed), skaber en observerbar Dopplerforskydning i stjernens spektrum. Efter en detektering af denne slingren, kan astronomerne udlede planetens masse og dens afstand fra stjernen.
Vi kan se hvordan dette fungerer, ved hjælp af Solsystemet som eksempel. For at forenkle billedet, lad os starte med at antage, at Solsystemet kun består af Solen og Jupiter (denne forenkling giver mening, fordi Jupiters masse er større end massen af alle de andre planeter, asteroider og kometer, tilsammen). Forestil dig at en udenjordisk astronom, peger en spektrograf mod Solen. Solen og Jupiter kredser om et fælles tyngdepunkt, der ligger lige uden for Solens overflade (se figur 6.16). Den udenjordiske astronom ville se, at Solens radiale hastighed variere med 12 m/s, med en periode der svarer til Jupiters omløbstid på 11,86 år. Ud fra disse oplysninger, ville denne udenjordiske astronom med rette kunne konkludere, at Solen har mindst én planet med en masse der kan sammenlignes med Jupiters. Uden større præcision, ville den udenjordiske astronom være uvidende om de andre og mindre massive store planeter. Men ansporet af spændingen ved denne opdagelse, ville den udenjordiske astronom forbedre følsomheden af instrumenterne. Hvis den udenjordiske astronom kunne måle så små radiale hastigheder som 2,7 m/s, ville astronomen kunne detekterer Saturn, og hvis præcisionen af astronomens spektrograf, blev udvidet til at kunne detektere radialhastigheder så små som 0,09 m/s, ville astronomen kunne detekterer Jorden.
De mest præcise radialhastighedsmålinger, som instrumenter kan opnå i dag, er på omkring 1 m/s. Disse instrumenter gør det muligt for astronomerne, at opdage kæmpeplaneter, især dem der er tæt på deres sollignende stjerne, men de er ikke så gode til at finde planeter med masser svarende til den for Jorden. Matematiske værktøjer 6.2 giver en dybere forklaring på den spektroskopiske radialhastighedsmetode.
I stedet for at måle stjernens bevægelse af dens radiale hastighed, kan det være muligt direkte at observere stjernens ændring i position over tid, som den kredser om det fælles tyngdepunkt? Dette kaldes den astrometriske metode, men indtil videre har den ikke ført til opdagelse af nye planeter, fordi ændringerne i en stjernes position, er meget små og fordi der er for meget atmosfærisk forvrængning fra Jorden. Den Europæiske Rumorganisations mission Gaia, vil søge efter planeter ved hjælp af denne metode.
En anden teknik til at finde planeter, er transitmetoden (også kaldet formørkelsesmetoden), hvor der observeres efter effekten af en planet, der passerer ind foran dens stjerne. Fra Jorden, er det nogle gange muligt, at se de inderste planeter – Merkur og Venus – passere hen over Solen. En udenjordisk astronom, kunne udlede eksistensen af Jorden, hvis denne astronom var placeret et eller andet sted i planet for Jordens bane (det er den eneste måde, astronomen ville være i stand til at se Jorden passere ind foran Solen), og ville detekterer en 0,009 procents nedgang i Solens lysstyrke under passagen. Tilsvarende, for at astronomer skal kunne observere en planet der passerer foran en stjerne, skal Jorden nødvendigvis ligge i næsten samme baneplan som den planet der observeres. Når en ekstrasolar planet, passerer foran dens stjerne, formindsket lysmængden fra stjernen en lille smule (se figur 6.17). Radialhastighedsmetoden, giver planetens masse og dens afstand fra dens stjerne; transitmetoden, tilvejebringer et mål for størrelsen på planeten.
Flere hundrede planeter, er blevet opdaget ved hjælp af transitmetoden af jord- og rumbaserede teleskoper. Den aktuelle jordbaserede teknologi, begrænser følsomheden af transitmetoden, til omkring 0,1 procent af en stjernes lysstyrke. Amatørastronomer har bekræftet eksistensen af flere ekstrasolare planeter, ved at observere passager ved brug af charged-coupled devices (CCD) kameraer monteret på teleskoper, men åbninger så små som 20 centimeter (cm). To teleskoper i rummet, beskæftiger sig med transitmetoden. Den franske COROT satellit, er en lille kikkert (27 cm), der har opdaget mere end to dusin planeter, og har fundet hundredevis af planetkandidater. NASAs 0,95 meter teleskop, Kepler, har opdaget mange planeter og har fundet tusindevis flere planetkandidater, som bliver undersøgt yderligere. Exoplanetsystemer med flere planeter, er blevet identificeret med denne metode; hvis en planet er fundet, og man derefter observerer variationer i timingen af passagen, kan det indikere at der er andre planeter om samme stjerne (se figur 6.18).
Endnu en anden teknik til opdagelse af exoplaneter, er mikrolinsemetoden, der drager fordel af en effekt kaldet gravitationslinsning, hvor tyngdefeltet af en uset planet, bøjer lyset fra en fjern stjerne på en sådan måde, at det forårsager at stjernen kortvarigt lyser stærkere, mens planeten passerer foran den. Ligesom med radialhastighedsmetoden, tilvejebringer mikrolinsemetoden et estimat af planetens masse. Indtil videre, er omkring et dusin planeter blevet fundet ved denne metode. Ligesom transitmetoden anvendt i rummet, er også mikrolinsemetoden i stand til at detekterer planeter på størrelse med Jorden.
En femte metode, er direkte afbildning. Dette er en vanskelig teknik, fordi det indebærer at søge efter en relativt svag planet i en overvældende blænding fra en lysende stjerne – en udfordring der er langt sværere end at lede efter en ildflue i det blændende lys fra en projektør. Denne metode, finder mest sandsynligt store planeter, langt fra deres stjerne. I skrivende stund, har astronomer identificeret et par dusin planeter, ved direkte afbildning. Disse planeter, er alle mere massive end Jupiter, og de fleste er meget langt væk fra deres stjerne. Nogle af planeterne (herunder fire omkring en enkelt stjerne), blev opdaget af store jordbaserede teleskoper, der opererer i det infrarøde område af spektret, udstyret med adaptiv optik (se figur 6.21 og 6.22).
Hundredevis af exoplaneter er blevet opdaget indtil nu
Søgningen efter exoplaneter, har været bemærkelsesværdig vellykket. Siden den første blev identificeret i 1995, er der blevet bekræftet hundredevis flere, og tusindevis af kandidater undersøges. Da antallet af observerede systemer med enkelte og flere planeter stiger, kan astronomerne sammenligne dem, med dem i Solsystemet, og de har fundet større variation, end de forventede.
De første fund af exoplaneter, omfattede mange varme Jupitere, der er Jupiter-lignende planeter, der kredser om sollignende stjerner, i cirkulære eller stærkt excentriske baner, der bringer deres baner tættere på deres stjerner, end Merkur er på vores Sol. En massiv planet, der kredser meget tæt på dens stjerne, trækker meget kraftigt i stjernen, og skaber store variationer i stjernens radialhastighedsmålinger. Det betyder, at varme Jupitere er relativt lette at finde med den spektroskopiske radialhastighedsmetode. Hertil kommer, at store planeter der kredser tæt omkring deres stjerne, er mere tilbøjelige til at bevæge sig ind foran stjernen periodisk, og afslører dermed sig selv for transitmetoden. Astronomer indså, at disse varme Jupiter-systemer, ikke er repræsentative for de fleste planetsystemer; de var bare nemmere at finde. Forskerne kalder denne skævhed for en udvalgseffekt.
Astronomer blev overrasket over eksistensen af varme Jupitere, for ifølge planetsystemdannelses teorien der var tilgængelig på dette tidspunkt (den der kun var baseret på Solsystemet), burde disse kæmper, rige på flygtige materialer, slet ikke kunne eksistere så tæt på deres stjerne. Forventningerne var, at Jupiter-typen af planeter, skal dannes i de fjernere og køligere egne af den protoplanetariske skive, der hvor de flygtige materialer, der udgør en stor del af skivernes sammensætning, var i stand til at overleve. Så astronomerne foreslog, at de varme Jupitere måske var dannet længere væk fra deres stjerner, og efterfølgende var migreret indad til et tættere kredsløb. Den mekanisme, hvorved en planet skulle kunne migrere over en sådan afstand, skulle omfatte en interaktion med gas eller planetesimaler, hvor impulsmomentet på en eller anden måde, blev overført fra en planet til dens omgivelser, hvilket ville tillade den, at bevæge sig indad mod dens stjerne.
Nogle nyopdagede planeter, er endnu større end Jupiter, men de fleste af dem der bliver opdaget nu, er planeter med masser på omkring 2-10 
: mini-Neptuner (gasformige planeter mindre end Neptun), og super-Jorde (planeter bestående af klippe, større end Jorden). I øjeblikket anslår astronomerne, at Mælkevejen har flere små planeter end store (Matematiske værktøjer 6.3, viser hvordan deres radier (radius i flertal) estimeres). Nogle af de ekstrasolare planeter, har meget excentriske baner sammenlignet med banerne i Solsystemet. Der er blevet fundet planeter, med baner der er stærkt hældende i forhold til planet for stjernens rotation, og nogle planeter bevæger sig i baner hvis retning, er modsat den af stjernens rotation. Der er fundet planetsystemer med flere planeter, hvor mini-Neptuner skifter med mindre planeter på størrelse med Jorden. De planetsystemer der er fundet med flere planeter ved hjælp af transitmetoden, er systemer der er ”flade” som vores eget Solsystem, hvilket giver yderligere bevis for, at planeterne er dannet i en flad tilvækstsskive omkring en ung stjerne. Men den nuværende hypotese til forklaring af dannelsen af planetsystemer, kan ikke nødvendigvis anvendes på alle andre planetsystemer.
Hertil kommer et dusin planeter, der er blevet fundet ved mikrolinsemetoden, og som synes at vandre frit igennem Mælkevejen. Disse planeter, kan være blevet skubbet ud af deres solsystemer under dannelsen, og er ikke længere i tyngdemæssigt bundne baner omkring deres stjerner. De hyppige nye opdagelser der kræver revidering af de eksisterende teorier, gør opdagelsen ekstrasolare planeter til et af de mest spændende emner i astronomien i dag.