thumb|Kunstners forestilling af planeten OGLE-2005-BLG-390Lb, som kredser om dets stjerne 20.000 lysår fra Jorden.
thumb|Diagram for antal og påvisningsmetoder af exoplaneter pr. år (23. september 2014)
thumb|Formalhaut b var den første exoplanet der kunne observeres direkte
thumb|HR 8799 med fire exoplaneter observeret direkte
En exoplanet, eksoplanetDansk Ordbog eller ekstrasolar planet er en planet, der kredser om en anden stjerne end Solen. Igennem flere århundreder har mennesker spekuleret på om, og i givet fald hvor mange, sådanne planeter der findes, men først i 1990'erne var observationsteknikken tilstrækkelig forfinet til at man kunne påvise exoplaneter. Til gengæld er det sidenhen gået stærkt; siden 2002 er der gjort 20 nye opdagelser om året og flere gange højere de sidste par år, og pr. 4. april 2014 kender man til 1780 exoplaneter. Astronomer kender i øjeblikket over 5000 exoplaneter, der på nuværende tidspunkt kræver en dybere analyse før de kan blive publiceret.
Beregninger tyder på at mindst 10% af de stjerner, der ligner Solen, har en eller flere planeter, men det tal kan meget vel vise sig at være større. Langt størstedelen af de fundne planeter har vist sig at være meget større end Jorden og ligge uden for den beboelige zone. Den største interesse samler sig om de få Jord-lignende exoplaneter i den beboelige zone, hvor der kunne findes flydende vand. I 2016 blev der fundet en Jord-lignende planet, Proxima b, i kredsløb om vores nærmeste nabo-stjerne, kun 4,25 lysår borte.
Historie I adskillige århundreder har man spekuleret på om der findes planeter andre steder end i vores eget Solsystem, og ledt efter dem. Da man ikke kunne se nogen, opstod tanken om at vores Solsystem måske er enten helt unikt, eller et ekstremt sjældent fænomen.
Fejlagtige rapporter Talrige gange de sidste 150 år har folk hævdet at have fundet en exoplanet: I 1855 skrev kaptajn W. S. Jacob ved Det britiske ostindiske kompagnis observatorium i Madras, at nogle "ujævnheder" i dobbeltstjernen 70 Ophiuchi's bevægelser højst sandsynligt skyldtes en hidtil uset planet i kredsløb om en af dobbeltstjerne-systemets "medlemmer". I 1890'erne beregnede Thomas J. J. See fra University of Chicago sammen med den amerikanske flådes observatorium, at "ujævnhederne" stemte overens med en planet der kredsede én gang om en af stjernerne hvert 36. år. Desværre påviste Forest Ray Moulton kort tid derefter, at den foreslåede omløbsbane ville være højst ustabil, og derfor temmelig usandsynlig.
Op igennem 1950'erne og 1960'erne hævdede Peter van de Kamp ved flere lejligheder at have påvist en exoplanet, denne gang vedrørende Barnards stjerne. Astronomer betragter generelt alle disse samt tidligere rapporter om exoplaneter som "falske alarmer".
Den første bekræftede exoplanet Den første offentliggjorte opdagelse af en exoplanet som siden er bekræftet, blev gjort i 1988 af de canadiske astronomer Bruce Campbell, G. A. H. Walker og S. Yang: Deres målinger af radialhastigheder tydede på at en planet kredser om stjernen Gamma Cephei, også kendt som Alrai. De var forsigtige med direkte at påstå at der findes en planet, og i astronom-kredse herskede der i en årrække en del skepsis omkring denne og andre observationer der også tydede på mulige planeter — især fordi målingerne var på kanten af hvad der var muligt med den tids observationsteknologi — eksempelvis var det svært at skelne mellem en meget stor planet og en brun dværgstjerne på den afstand. Året efter blev der foretaget flere observationer af Gamma Cephei, som synes at bekræfte planet-teorien. I 1992 blev der til gengæld sået tvivl om tolkningen af observationerne. Endelig, i 2003, var observationsteknologien forfinet tilstrækkelig til, at man kunne bekræfte denne planets eksistens.
Pulsarplaneter I 1991 mente Andrew Lyne, M. Bailes og S.L. Shemar at have fundet en exoplanet omkring pulsaren PSR 1829-10, ud fra målinger af små variationer i de ellers uhyre frekvens-stabile radiopulser som pulsaren udsender: De tiltrak sig stor opmærksomhed, men trak deres rapport tilbage kort efter.
I begyndelsen af 1992 rapporterede den polske astronom Aleksander Wolszczan at han havde fundet en anden pulsar; PSR 1257+12. Denne gang blev opdagelsen hurtigt bekræftet, og regnes i dag for at være den exoplanet der først opnåede den endelige bekræftelse. Pulsarer er resterne af en supernovaeksplosion, så disse såkaldte pulsarplaneter er enten hvad der er tilbage af det planetsystem stjernen havde inden den eksploderede, eller også er de "nye" planeter, dannet af det stof som stjernen slyngede ud i rummet ved sin eksplosion.
Planeter omkring hovedseriestjerner Den 6. oktober 1995 opdagede Michel Mayor og Didier Queloz fra universitetet i Geneve for første gang en exoplanet der kredser omkring en hovedseriestjerne; 51 Pegasi. Dette indledte en ny "tidsalder" i jagten på exoplaneter: Nye landvindinger indenfor især spektroskopi gjorde at man nu opdagede mange nye exoplaneter i et hastigt tempo. Nu kunne man "spore" planeter ved at iagttage deres tyngdekrafts indvirkning på lyset, og afsløre dem når de passerede imellem deres stjerne og Jorden.
Påvisning af exoplaneter
thumb|Hvis en stjerne (stor cirkel) omkredses af en planet (lille cirkel), vil begge parter cirkle om et fælles tyngdepunt (rødt kryds). Selv om man ikke direkte kan se planeten, "afsløres" den alligevel af stjernens cirkelformede bevægelser.
thumb|En tegning der viser en planetpassage eller planettransit.
thumb|Planetpassage og ændringen af lysintensiteten
Enhver planet er en yderst svag lyskilde sammenlignet med den stjerne den kredser om, så derfor er astronomerne nødt til at ty til indirekte måder at påvise en exoplanet på. Det er lykkedes at "se" (fotografere) en exoplanet direkte, men der ud over har seks andre og mere indirekte metoder "givet bid":
Direkte observation, se for eksempel de fire planeter om HR 8799. Astrometri, som består i at måle stjernens nøjagtige position gentagne gange: Hvis en tung planet kredser tæt omkring stjernen, vil den lave nogle bittesmå cirkel- eller ellipseformede bevægelser. Radialhastigheden for en stjerne — den fart hvormed stjernen enten nærmer eller fjerner sig i forhold til en observatør på Jorden — kan måles ud fra dopplereffekten: Her søger også man efter de karakteristiske cirkel- eller ellipsebevægelser. Indtil 2014 var det denne metode, der havde opdaget flest exoplaneter. Pulsarer udsender radiosignaler med uhyre regelmæssige mellemrum, så ved at måle eventuelle variationer i disse signaler kan man ligesom med radialhastigheden "afsløre" eventuelle exoplaneter ved hjælp af dopplereffekten. Planetpassage eller planettransit dvs. når planeten passerer direkte imellem sin egen stjerne og en observatør på Jorden, medfører at man fra Jorden ser en lille smule mindre lys end normalt fra stjernen, i den tid planeten "formørker" stjernen. Kepler-rumteleskopet undersøgte i perioden 2009-18 lysstyrken 500.000 stjerner, og fandt 2.681 bekræftede exoplaneter samt yderligere 2.900 potentielle eksoplaneter, der pr. november 2018 endnu ikke var næremre undersøgt og bekræftet. Kepler-rumteleskopet har opdaget ca. 70% af alle kendte exoplaneter. Gravitationelle mikrolinser er lysbrydninger der skyldes tilstedeværelsen af tyngdekraft. Stjerner danner disse "linseeffekter", men en eventuel planet omkring stjernen bidrager også til denne effekt, og det kan måles. Skiver af støv, som findes omkring en række stjerner, kan påvises gennem infrarøde observationer, fordi stjernen i midten opvarmer partiklerne i støvet og derved får dem til at "lyse infrarødt". Observationer viser at der findes planetstore objekter til stede i disse støvskiver.
thumb|left|På dette diagram er alle de exoplaneter man kendte den 31. august 2004 indtegnet som små pletter: Den vandrette skala angiver omløbsbanens størrelse, og den lodrette planetens egen størrelse. De lidt større pletter med bogstaver repræsenterer vort eget solsystems planeter. Stregerne viser grænserne for hvilke planeter der kan opdages med hvilke observationsmetoder.
Adskillige rumflyvninger er planlagt, hvorunder man vil forsøge at anvende nogle af disse metoder fra rummet: Her undgår man den atmosfæriske lufts forvrænging, og man kan observere de infrarøde bølgelænger som luften absorberer. Visse af disse fartøjer er i stand til at konstatere planeter på størrelse med Jorden.
Betegnelser for planeter De planeter man opdager omkring en stjerne tildeles alfabetets små bogstaver, startende med b; for eksempel 51 Pegasi b, 51 Pegasi c, 51 Pegasi d osv., i den rækkefølge planeterne bliver opdaget. Bogstavet a bruges ikke, da det kan misforstås som en betegnelse for stjernen selv frem for den først opdagede af dens planeter. Før opdagelsen af 51 Pegasi b i 1995 brugte man store bogstaver, startede med A, og tildelte bogstaver i den rækkefølge planeterne var ordnet omkring stjernen, med den inderste som "A-planeten".
Exoplaneternes generelle træk De fleste af de exoplaneter man har opdaget, kredser om stjerner der nogenlunde ligner vores sol; hovedseriestjerner af spektralklasse F, G og K, først og fremmest fordi det primært er omkring disse stjerner man har søgt efter planeter. Men selv når man tager højde for det forhold, er der noget der tyder på at mindre/lettere stjerner enten sjældent har planeter, eller også er deres planeter meget små og derfor svære at opdage. Omvendt tyder nylige observationer foretager med Spitzer-rumteleskopet på, at større, mere lysstærke stjerner når at "blæse" det stof der ellers ville være blevet til planeter, ud i rummet længe inden det kan "samle sig" i planeter.
Alle stjerner består overvejende af de lette grundstoffer brint og helium, men der ud over indeholder de også større eller mindre mængder af tungere grundstoffer, eller "metaller" som astronomerne kalder dem. Stjerner med højt indhold af "metaller" er tilsyneladende mere tilbøjelige til at have planeter end stjerner med et lavere "metal"-indhold.
En analyse af 850 stjerner med planeter viser, at massive planeter af Jupiter/Saturn-type næsten udelukkende er observeret i kredsløb omkring spektralklasse F, G og K med højere metallicitet (målt som [Fe/H]) end Solen .
Af stjerner med en [Fe/H] metallicitet i forhold til Solens på ca. 0,3x(Sol) har kun ca. 3% af planeter, ved 1x(Sol) ca. 4-5%, ved 1,75 x(Sol) ca. 12%, ved 2,33x(Sol) ca. 17% og ved 3x(Sol) ca. 25%.
Langt de fleste af de exoplaneter man har fundet hidtil, er langt større og tungere end Jorden — 90 procent er mere end 10 gange tungere. Det skyldes først og fremmest at det i sagens natur er lettere at påvise en stor planet end en lille, og besværliggør en statistisk analyse. Alligevel er der tegn på at små planeter er mere udbredte end store — alene det faktum at det alle vanskeligheder til trods er lykkedes at finde adskillige planeter der blot er lidt større end Jorden, tyder på at mindre planeter må være en nogenlunde "almindelig" foreteelse.
Man formoder at langt de fleste kendte exoplaneter er store gas-kæmper ligesom Jupiter i vores eget solsystem — dette er dog kun blevet bekræftet for planeter der "røbede sig" ved at passere ind foran deres "sol". Nogle få af de mindste exoplaneter formodes at være "faste" kloder, lavet af klippemateriale som vores egen Jord.
Mange exoplaneter kredser meget tættere om deres stjerne, end selv vort solsystems inderste planet, Merkur gør omkring vores Sol — igen skyldes det at de anvendte observationsmetoder, især radialhastighedsmålingerne, har lettere ved at "se" en planet jo tættere den er på stjernen. Astronomerne var i første omgang forbavsede over at finde "varme Jupiuter'e"; Jupiterlignende planeter i snævre baner omkring deres stjerner, men det har senere vist sig, at langt de fleste exoplaneter i Jupiters "vægtklasse" har store omløbsbaner i stor afstand fra stjernen.