Ekstrasolar planet, også kalt eksoplanet, er en planet som går i bane rundt en annen stjerne enn Solen.
Oppdagelser
Den første eksoplaneten til en stjerne av samme type som Solen ble oppdaget i 1995 rundt stjernen 51 Pegasi. Hvert år senere er det oppdaget mange eksoplaneter, og i april 2019 er det totale antallet bekreftede eksoplaneter kommet opp i 3500. Langt de fleste av disse skyldes data fra romobservatoriet Kepler. De er også observert eksoplaneter fra blant annet European Southern Observatory på La Silla i Chile og Keck 1-teleskopet på Hawaii.
Avstandene fra Jorden til de bekreftede eksplanetene varierer fra omtrent 10 til flere tusen lysår.
Observasjonsmetoder
Ekstrasolare planeter er vanskelige å observere direkte fordi de «drukner» i lyset fra stjernen de hører til. Man har derfor benyttet indirekte observasjoner for å avsløre om det er planeter rundt andre stjerner. Mange indirekte observasjonsmetoder finnes, og foreløpig har fire slike metoder vært benyttet.
Dopplermetoden
Metoden som først ble brukt, er basert på dopplereffekten. Den utnyttes, omtrent som i radarkontroll av biler, til å gjøre nøyaktige målinger av hastighetskomponenten i synsretningen til de nærmeste stjernene.
Når vi litt forenklet sier at en planet går i bane rundt en stjerne, vil i virkeligheten stjernen og planetene begge bevege seg i baner rundt deres felles massesenter (massemiddelpunkt, figur 1). Så lenge banen ikke står normalt (rettvinklet) på synsretningen, vil stjernen bevege seg mot oss eller fra oss med en periode lik planetens omløpstid, og et utslag som er proporsjonalt med masseforholdet mellom planet og stjerne. Slike hastighetsendringer er observert, for eksempel for stjernen Gliese 86, som er 112 lysår fra solen.
Figur 2 viser de observerte hastighetsendringene til stjernen ved ulike tidspunkter. Kurven er beregnet ut fra at hastighetsvariasjonene skyldes gravitasjonskraften fra en planet som beveger seg rundt stjernen. Med utgangspunkt i disse observasjonene har man for eksempel regnet seg frem til at det beveger seg en planet med to tredjedeler av Saturns masse rundt stjernen Gliese 86, i en avstand som bare er en tiendedel av jordens avstand fra Solen.
Transittmetoden (Stjerneformørkelser)
En stor nok planet som passerer foran en stjerne, kan påvises gjennom at den forårsaker en liten reduksjon av lyset vi observerer fra stjernen (Figur 3). Det dreier seg vanligvis om lysreduksjoner på omtrent en til to prosent. Transittmetoden forutsetter at planetens bane foran stjernen sin ligger i synslinjen.
Denne metoden er blitt stadig viktigere, og mer nøyaktig. Romobservatoriet Kepler, som ble plassert i bane rundt jorden i mars 2009, gjør slike transittmålinger med så stor nøyaktighet at planeter på størrelse med jorden og i tilsvarende avstand fra moderstjernen er blitt oppdaget. Kepler-37b er den hittil minste eksoplanet bekreftet av Kepler som går i bane rundt en stjerne tilsvarende Solen. Planeten ble oppdaget i 2013 og er bare litt større enn vår egen måne.
Astrometri
Astrometri innebærer svært nøyaktige målinger av de ørsmå svingningene som en stjerne tegner på himmelen når en planet i bane rundt stjernen trekker på den med sin egen tyngdekraft. Astrometri-metoden ble for første gang brukt til å påvise en eksoplanet i 2012, med oppdagelsen av gasskjempen VB-10b. Bevegelsen til moderstjernen ble målt til å være 6/1000 av et buesekund.
Mikrolinsing
Denne metoden er nyttig for å oppdage ekstrasolare planeter som befinner seg svært langt unna jorden. Mikrolinsing er en effekt som skyldes at gravitasjon bøyer tidrommet, og dermed også bøyer lyset som beveger seg gjennom tidrommet. En stjerne som passerer nært eller direkte foran en annen stjerne på himmelen vil bøye lyset fra bakgrunnsstjernen, slik at det for observatøren ser ut til at denne stjernen midlertidig lyser sterkere. Hvis stjernen i forgrunnen har en planet vil endringen i lysstyrke være annerledes enn for de som ikke har en planet.
Direkte observasjoner
I de fleste tilfeller er det ikke mulig å se ekstrasolare planeter direkte, på grunn av det sterke lyset fra moderstjernen. Likevel har det vært mulig å bekrefte eksoplaneter ved hjelp av denne metoden i tilfeller hvor planeten selv avgir infrarød stråling, og der moderstjernen er tilstrekkelig lyssvak. Dette gjelder særlig for planeter i bane rundt røde dvergstjerner.