Extrasolare Planeten sind Planeten in anderen Sternsystemen und nicht Teil unseres Sonnensystems. Die mutmaßlichen Nachweise von Extrasolaren Planeten in der Vergangenheit erwiesen sich alle als falsch. Bis anfang der 1990er Jahre war daher unklar, ob das Sonnensystem eine Ausnahme oder ein Normalfall ist. Die Messtechnik ermöglichte erst dann den Nachweis von Planeten außerhalb des Sonnensystems. Der erste Extrasolare Planet, welcher einen Neutronenstern umkreist, wurde im Jahre 1992 entdeckt. Im Jahre 1995 wurde der erste Extrasolare Planet entdeckt, welcher einen Stern umkreist. Dieser Planet umkreist den sonnenähnlichen Stern 51 Pegasi im Sternbild Pegasus und wird als 51 Pegasi b bezeichnet. Nachgewiesen wurde 51 Pegasi b von den Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz, welche ihre Entdeckung am 06. Oktober 1995 offiziell bekanntgaben.

Mittlerweile werden regelmäßig weitere Extrasolare Planeten bzw. extrasolare Planetensysteme entdeckt, so dass die Anzahl der bekannten Extrasolaren Planeten bzw. von extrasolaren Planetensystemen in die Tausende geht. Heute ist klar, dass die Existenz von Extrasolaren Planeten ein Normalfall und keine Ausnahme ist. Die Planetenentstehung ist mit der Sternentstehung assoziiert und damit ein Nebenprodukt der Entstehung von Sternen. Allein in unserer Galaxis gibt es rund 300 Milliarden Sterne. Die Anzahl der Extrasolaren Planeten in der Galaxis wird auf etwa 400 Milliarden geschätzt. Doch auch in anderen Galaxien dürfte es entsprechend viele Extrasolare Planeten geben. Neben den gravitativ an einen Stern gebundenen Extrasolaren Planeten gibt es auch nicht gebundene, welche sich frei durch den Weltraum bewegen und Planemos genannt werden.

Zunächst konnten vor allem jupiterähnliche und massereiche Planeten nachgewiesen werden, welche sich in einer Umlaufbahn sehr nah am Stern befinden. In diesen Fällen wird auch von sogenannten heißen Jupitern gesprochen. Mittlerweile können auch von ihrer Masse her erdähnliche Planeten nachgewiesen werden, wobei die Verifizierung, ob terrestrischer Planet oder Gasplanet, noch schwierig ist. Aufgrund der derzeitigen Messtechnik lassen sich Systeme mit bestimmten Eigenschaften, etwa massereiche Planeten mit Umlaufbahnen sehr nahe am Stern, leichter nachweisen als andere Systeme. Daher könnte der Eindruck entstehen, dass diese Systeme vorherrschend sind. Dies sind allerdings nur Auswahleffekte aufgrund der derzeitigen Messtechnik. Noch sind keine fundierten Aussagen über die Verteilung von extrasolaren Planetensystemen mit bestimmten Eigenschaften, etwa Anzahl, Umlaufbahnen und Massen der Extrasolaren Planeten, möglich.

Die Suche nach Extrasolaren Planeten erfolgt schwerpunktmäßig im infraroten Bereich. In diesem Bereich ist der Kontrast von Planet zum Stern etwas besser, da Planeten vorwiegend im infraroten Bereich leuchten. Aus diesem Grund ist die Beobachtung eines Extrasolaren Planeten im optischen Bereich sehr schwierig. Es gibt verschiedene Nachweismethoden für extrasolare Planeten. Bei der astrometrischen Nachweismethode wird eine charakteristische Pendelbewegung des Sterns gemessen, welche durch den Umlauf eines massereichen Planeten verursacht wird.

Eine andere Methode ist die Variation der Radialgeschwindigkeit aufgrund von Planeten. Sterne haben neben einer messbaren horizontalen und vertikalen Eigenbewegung auch eine messbare Bewegung auf uns zu oder von uns weg. Dies wird Radialbewegung genannt. Bewegt sich ein Stern auf uns zu, sind seine Spektrallinien zum kurzwelligen Bereich im Spektrum hin verschoben, also in den blauen Bereich. Im umgekehrten Fall sind die Spektrallinien zum langwelligen Bereich hin verschoben, also in den roten Bereich des Spektrums. Ein Planet um einen entsprechenden Stern erzeugt eine periodische Variation der Radialgeschwindigkeit, die gemessen werden und als Nachweis dienen kann.

Sternbedeckungen stellen eine weitere Nachweismöglichkeit dar. Wenn der Planet sich vor den Stern schiebt, fällt die Sternhelligkeit entsprechend ab. Aufgrund des Verlaufs der Lichtkurve kann auf einen Planeten geschlossen werden. Allerdings hat diese Messmethode auch Unsicherheiten aufgrund von möglichen Sternflecken und stellaren Variationen. Mit Hilfe von Satellitenmissionen soll die Messqualität entsprechend verbessert werden. Aus den Beobachtungen des Planetentransits vor dem Stern kann auch auf die Atmosphäre des Planeten geschlossen und ihre chemische Zusammensetzung mit Hilfe der astrophysikalischen Spektroskopie analysiert werden.

Weitere Beobachtungsmöglichkeiten nutzen den Microlensing-Effekt und das Einstein-Beaming. Ersterer Effekt tritt allerdings, wenn überhaupt, nur einmal auf und ist wegen der Nichtreproduzierbarkeit kein besonders geeignetes Beobachtungsverfahren. Beim Einstein-Beaming wird ebenfalls ein relativistischer Effekt genutzt. Planet und Stern bewegen sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Auf diese Weise pendelt der Stern, bewegt sich periodisch auf uns zu und von uns weg. Aufgrund des Einstein-Beaming-Effekts wird der Lichtstrahl relativistisch fokussiert, er erscheint auf uns zu bewegt heller.

Die Suche und Beobachtung von Extrasolaren Planeten erfolgt sowohl erdgebunden als auch von Satelliten aus. Noch ist die Messtechnik allerdings in vielen Fällen zu ungenau, um zweifelsfrei terrestrische Extrasolare Planeten nachzuweisen.

Für Extrasolare Planeten mit bestimmten Massen haben sich Bezeichnungen etabliert, welche jedoch widersprüchlich sind. Als Supererden werden Planeten bezeichnet, welche mindestens eine Erdmasse, jedoch weniger als die Masse des Planeten Uranus (14,5 Erdmassen) haben. Nach dieser Definition liegt der Massenbereich einer Supererde zwischen einer und vierzehn Erdmassen. Andere Definitionen grenzen die obere Grenzmasse auf 10 Erdmassen ein. Bei Extrasolaren Planeten von mehr als 14 Erdmassen wird von einer Mega-Erde gesprochen. Diese Begriffe sind jedoch verwirrend, da sie nichts über die tatsächliche Erdähnlichkeit eines Extrasolaren Planeten aussagen. Es wird bei dieser Bezeichnung nur auf die Masse des Extrasolaren Planeten abgezielt, wobei schon der definierte Massenbereich streng genommen nicht unbedingt erdähnlich ist. Unter dieser Definition fallen nämlich auch Gasplaneten, die vom Aufbau her mit Uranus und Neptun vergleichbar sind.

In den meisten Fällen kann bisher nicht zweifelsfrei nachgewiesen werden, ob es sich bei Supererden auch tatsächlich um einen terrestrischen Extrasolaren Planeten handelt. Für eine konkrete Bestimmung wird auch die mittlere Dichte des Planeten benötigt. Mit ihr kann bestimmt werden, ob es sich um einen terrestrischen Planeten oder einen Gasplaneten handelt. Ein Gasplanet hat im Vergleich zu einem terrestrischen Planeten eine deutlich geringere Dichte. Zweifelsfrei nachgewiesen wurden unter anderem als terrestrische Extrasolare Planeten die Objekte CoRo T-7b und Kepler-10b.

Die Messgenauigkeit wird sich steigern und die Liste der bekannten terrestrischen Extrasolaren Planeten wird zunehmen. Des Weiteren eröffnet sich mit der Astrobiologie ein weiterer Forschungsbereich bezüglich der Extrasolaren Planeten. Hierbei wird der Frage nachgegangen, unter welchen Bedingungen Leben auf Planeten und sonstigen astronomischen Objekten entstehen kann. So muss ein Planet einen geeigneten Stern in einem habitablen Abstand umlaufen, so dass auf diesem flüssiges Wasser existieren kann. Des Weiteren muss der Planet eine ausreichend große Masse haben, um eine dichte Atmosphäre halten zu können. Allerdings darf die Masse auch nicht zu groß werden, damit mögliche Kontinente nicht aufgrund der stärkeren Gravitation unterhalb des Wasserspiegels der planetaren Ozeane liegen. Des Weiteren könnten die Planetenatmosphären aufgrund einer stärkeren Atmosphäre zu dicht werden und die lebensnotwendige Sternstrahlung zu stark abschirmen.