Pojem, který se v moderní astronomii skloňuje v posledních desetiletích asi nejčastěji, je „exoplaneta“, tedy těleso podobné planetě Sluneční soustavy, ovšem obíhající okolo jiné hvězdy. Tato tělesa se dnes těší obrovskému zájmu, a to ze zcela pochopitelných a zasloužených důvodů. Celé generace astronomů již od dob Giordana Bruna a Johanna Keplera snila o takových tělesech a mnoho z nich zasvětilo svůj život jejich hledání. Přesto uplynula celá staletí, než se podařilo první takové těleso v roce 1992 opravdu objevit. Po téměř 150 předchozích let se objevovaly zprávy o objevech podobných těles, nikdy se však žádná z nich nepotvrdila. Hvězdy často spojované s možností objevu exoplanety byly například 70 Ophiuchi či Barnardova hvězda.
Na vině je značná pozorovací náročnost, spojená s podobnými objevy. Vzhledem ke vzdálenostem i těch nejbližších hvězd je přímé pozorování planet, které by okolo nich kroužily, nesmírně obtížné. Exoplanety září mnohonásobně méně, než jejich mateřské hvězdy a jsou proto zcela přezářeny. Úhlové vzdálenosti jsou většinou tak malé, že je dalekohledy tehdejší doby nedokázaly ani rozlišit. Proto je velmi obtížné pozorovat exoplanety přímo a raději se hledají metody, jak odhalit exoplanety nepřímo, díky jejich vlivu na mateřskou hvězdu. Jedním z takových projevů je například kolísání v radiální rychlosti hvězdy. Astronomie nemá bohužel pro vzdálené objekty žádnou přesnou metodu pro měření rychlostí pohybů kolmých na zornou přímku. Tyto vlastní pohyby lze měřit jen pomocí astrometrie, jako změny polohy objektu na obloze. Většina vzdálených hvězd je však tak daleko, že jejich vlastní pohyby jsou pod rozlišovací schopností všech astronomických přístrojů a jejich pohyb by bylo možné zaznamenat až po velmi dlouhé době. Rychlosti pohybů podél zorné přímky však lze měřit velice přesně díky spektroskopii a Dopplerovu jevu. Ten způsobuje posuv spektrálních čar k modrému okraji spektra, pokud se k nám hvězda přibližuje, a naopak posun k červenému okraji spektra v případě vzdalující se hvězdy. Osamocená hvězda by se měla pohybovat v podstatě rovnoměrnou rychlostí (pokud odečteme samotný pohyb Země okolo Slunce, vliv rotace Země atd.). Pokud však má hvězda planetu, neleží již těžiště této soustavy ve středu hvězdy, ale je mírně mimo osu. Obíhající planeta pak způsobuje periodické „kývání“ hvězdy okolo tohoto těžiště, které se projeví mírnou oscilací radiální rychlosti hvězdy. Touto metodou byla objevena i první exoplaneta v roce 1992. V tom případě však nešlo o klasickou hvězdu, nýbrž o pulsar, tedy pozůstatek po hmotné hvězdě, jež ukončila svůj aktivní život explozí supernovy. Nebylo také použito optické části spektra, nýbrž objev byl učiněn díky radiovému pozorování tohoto objektu. Pulsary, pojmenované podle toho, že vlivem své rychlé rotace vydávají intenzivní a velmi přesně se opakující pulzy radiového záření, jsou někdy označovány jako vesmírné majáky. U pulsaru PSR B1257+12, vzdáleném asi 1 000 světelných let v souhvězdí Panny a objeveném v roce 1990 pomocí obřího radioteleskopu v Arecibu, se o dva roky později podařilo astronomům Alexanderu Wolszczanovi, mimo jiné objeviteli samotného pulsaru, a Dale Frailovi objevit poruchy v signálu, jež byly způsobeny dvojicí exoplanet, obíhajících okolo tohoto pozůstatku hvězdy. Pro astronomickou veřejnost byl tento objev šokující, protože do té doby převládal názor, že planety se mohou vyskytovat jen okolo hvězd hlavní posloupnosti. Jedna teorie říká, že tyto exoplanety, převyšující o polovinu hmotnost Země, se zformovaly ve druhé vlně tvorby planet, tedy až po explozi supernovy, kdy se do okolí dostalo velké množství materiálu z původní hvězdy. Jiná teorie říká, že jde o obnažená planetární jádra původních obřích plynných planet, jež přežily explozi své vlastní hvězdy.
Na objev další exoplanety si museli astronomové počkat až do roku 1995. Tehdy se Michaeli Mayorovi a Didieru Quelozovi, dvěma francouzským astronomům na observatoři Haute-Provence podařilo se spektrografem ELODIE objevit exoplanetu, obíhající hvězdu 51 Pegasi. Tentokrát již šlo o planetu obíhající okolo hvězdy dosti podobné našemu Slunci. Tím však podobnost se Sluneční soustavou končí. Exoplaneta obíhá ve vzdálenosti jen asi 7 milionů kilometrů od mateřské hvězdy, tedy 20× blíže než Země okolo Slunce. Rok této exoplanety trvá jen 4 naše dny a hmotnost planety při tom 150× převyšuje hmotnost Země. Povrchová teplota se odhaduje až na 1 000 °C.
Od prvního objevu ke druhému to trvalo celé 3 roky a asi málokdo by si tehdy pomyslel, že k překonání první tisícovky objevených exoplanet bude stačit jen 21 let. Přesto se tak stalo. Během dvou desetiletí se rozvinula řada pozorovacích metod, které slouží k objevování a zkoumání exoplanet, a to i přes to, že naprostou většinu z nich zatím nikdo přímo nespatřil. 22. října tohoto roku se počítadlo Encyklopedie exoplanet (http://exoplanet.eu) přehouplo z magických 999 na 1010 objevených exoplanet. V ten den bylo známo 770 hvězd kromě Slunce, okolo kterých s jistotou obíhají planety. U 169 z těchto hvězd dokonce známe soustavy s více planetami.
