thumb|300px|Aantallen van ontdekkingen van planeten buiten het zonnestelsel per jaar t/m september 2014, met verschillende kleuren voor de detectiemethoden: Een planeet (exoplaneet) zal vergeleken met de ster uit haar stelsel altijd een extreem zwakke lichtbron zijn. Een ster als de zon is bijvoorbeeld een miljard keer zo fel als elk van de planeten die om haar heen draaien. Behalve dat het altijd lastig is om zo'n zwakke lichtbron waar te kunnen nemen, zal de felle schittering van zo'n begeleidende ster de planeet ook verbloemen. Om deze redenen zijn slechts heel weinig van de bewezen exoplaneten direct geobserveerd en nog minder zijn afzonderlijk van een ster waargenomen. In plaats daarvan gebruiken astronomen gewoonlijk indirecte methoden om planeten te ontdekken. Op 28 januari 2021 waren er 4341 exoplaneten door NASAhttps://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/ vastgesteld. Intussen staat de teller al op zo'n 5338 exoplaneten.
Detectiemethoden De radiële snelheidsmethode en de transitmethode zijn veruit het meest succesvol tot nu toe. De methoden microlensing en directe waarneming zijn veelbelovend. Er zijn er nog meer maar helaas boeken deze nog niet veel resultaat.
Radiële snelheid thumb|Radiële snelheidsgrafiek van 18 Delphini b.
Een ster met planeet zal in een kleine omloopbaan bewegen onder invloed van de zwaartekracht van de planeet. Dit veroorzaakt variaties in de snelheid waarmee de ster van de aarde af of ernaartoe beweegt, de radiële snelheid, ten opzichte van de aarde. De radiële snelheid kan worden afgeleid aan de hand van de verplaatsing van de spectraallijnen van de ster door het dopplereffect. De methode van radiële snelheid meet deze variaties om de aanwezigheid van een planeet te bewijzen met de binaire massafunctie.
De snelheid van de ster rond het massamiddelpunt van het stersysteem is veel kleiner dan die van de planeet, omdat de straal van haar omloop rond dit massamiddelpunt zo klein is. (De zon beweegt zo'n 13 m/s vanwege Jupiter en slechts 9 cm/s door de aarde). Snelheidsvariaties van 1 m/s of zelfs minder worden gedetecteerd met moderne spectrometers zoals de HARPS spectrometer van ESO's telescoop in het La Silla-observatorium in Chili, of de HIRES in het Keck-observatorium.
Tot rond 2012 was de radiële snelheid methode verreweg de meest productieve techniek voor de planetenjacht (na 2012 werd deze ingehaald door de transitie methode met het Kepler Space Observatory). Het radiële snelheidssignaal is niet afstand afhankelijk, maar vereist hoge signaal-ruisverhouding in spectra om een hoge precisie te bereiken. Daarom wordt deze methode vaak alleen gebruikt voor relatief nabije sterren, tot zo'n 160 lichtjaar van de aarde, om planeten van lage massa te vinden. Ook is het niet mogelijk om veel sterren simultaan te observeren met een enkele telescoop. Planeten met een massa vergelijkbaar met die van Jupiter kunnen worden gedetecteerd tot een afstand van een paar duizend lichtjaar van de zon. Deze methode vindt massieve planeten gemakkelijk als ze dicht op hun ster staan. Moderne spectrografen kunnen ook Jupiter-achtige planeten ontdekken met een omloopbaan tot 10 astronomische eenheden van hun moederster af, maar deze detectie vergt vele jaren van observatie. Planeten met een massa vergelijkbaar met die van de aarde zijn alleen nog te ontdekken als ze in kleine omloopbanen draaien rond kleine, zwakke sterren, zoals Proxima b.
Het is makkelijker om planeten te ontdekken rond sterren van lage massa om twee redenen: ten eerste is het effect van de zwaartekracht van de planeet groter op de ster vanwege de lage massa van de ster. De tweede reden is dat hoofdreeks sterren met een lage massa over het algemeen relatief traag roteren. Snelle rotatie, waarbij de ene helft van de ster snel weg draait van de waarnemer en de andere helft snel ernaartoe, maakt gegevens van spectraallijnen minder duidelijk (breder). Bij de meer massievere sterren is het voor deze methode prettig als de ster de hoofdreeks heeft verlaten, omdat ook de rotatiesnelheid daarbij vaak afneemt.
Soms geeft de spectrografie gebruikmakend van het dopplereffect verkeerde resultaten, vaak in bijvoorbeeld het geval van meerdere planeten tegelijk, of meerdere sterren. Magnetische velden en sommige vormen van stellaire activiteit kunnen ook misleidende signalen afgeven. Als de moederster meerdere planeten heeft, kunnen misleidende gegevens ook veroorzaakt worden door te weinig informatie, zodat meerdere oplossingen in de informatie passen, ook omdat de sterren meestal niet continu worden geobserveerd. Soms kunnen de misleidende gegevens worden geëlimineerd, door gebruik te maken van analyses van de o.a. de stabiliteit van het planetair systeem, fotometrische analyses van de moederster, de juiste rotatieperiode en activiteitscycli.
Planeten met een omloopbaan met een hogere glooiingshoek ten opzichte van het waarnemingspunt van de aarde veroorzaken een minder zichtbare omloopvariatie in hun ster en zijn daarom moeilijker te detecteren. Een van de voordelen van de radiële snelheid methode is dat de excentriciteit van de omloopbaan van de planeet direct gemeten kan worden. Een nadeel is van de radiële methode is dat het slechts een schatting kan maken van de minimale planeetmassa (). Met systemen van meerdere planeten waarin deze relatief dicht bij elkaar bewegen is de radiële snelheidsmeting methode niet toereikend om de massa van individuele planeten te bepalen en wordt deze vaak in combinatie met de transitie methode gebruikt voor een preciezere schatting.
Wanneer de planeet in kwestie rond een relatief heldere ster draait en zelf een hoog albedo heeft, waardoor de spectraallijnen van de planeet zelf ontvangen kunnen worden en deze gescheiden kunnen worden van die van de ster, kan de radiële snelheid van de planeet zelf bepaald worden. Dit levert meer informatie op, zoals de samenstelling van de planeet, de massa, de glooiingshoek van de omloop ten opzichte van de waarnemer en kunnen vergissingen worden uitgesloten.
Transitiefotometrie thumb|300px|right|Illustratie van transitiefotometrie als methode om exoplaneten te detecteren. De grafiek eronder demonstreert de 'dip' in de lichtkracht zoals deze op aarde wordt waargenomen. thumb|300px|right|Kepler-6b-fotometrie thumb|Een gesimuleerd silhouet van Jupiter en drie van haar manen in transitie voor onze zon.
Met de radiële snelheidsmethode verkrijgt men informatie over de massa van een planeet, met de astronomische fotometrie kan de straal bepaald worden. Wanneer een planeet passeert (overgang of transit) voor de moederster, zal de lichtkracht afnemen voor de waarnemer. Hoeveel deze afneemt hangt af van de grootte van de planeet. Zo verzwakt de lichtkracht van de ster van HD209458 met 1,7% bij de transitie. De meeste transitiesignalen zijn echter een stuk kleiner; ter vergelijking, de overgang van een planeet ter grootte van de aarde voor de zon veroorzaakt slechts een afzwakking van 80 delen per miljoen (0,008%).
Deze methode heeft twee grote nadelen. Ten eerste is de planeetovergang alleen waarneembaar als deze toevallig precies in het zicht van de waarnemer gebeurt. De kans dat dit tijdens het waarnemen van een ster plaatsvindt, hangt samen met de verhouding van de diameter van de ster tot de diameter van de omloopbaan van de planeet. Voor een planeet rond een ster als de zon op een afstand van 1 AE is deze observatiekans 0,47%. Daarom kan deze waarnemingsmethode vaak niet met zekerheid uitsluiten dat een ster planeten in haar systeem heeft. Echter kunnen er bij een grootschalig onderzoek van duizenden of zelfs honderdduizenden sterren tegelijk veel meer exoplaneten gevonden worden dan bij de radiële snelheidsmethode. Er zijn verschillende onderzoeken die dit doen, zoals het op aarde gelegen MEart Project, SuperWASP, KELT, HATNet, en het in de ruimte gelegen Corot en het Kepler Space Observatory. De transitmethode heeft ook als voordeel dat het planeten om sterren kan detecteren van duizenden lichtjaren ver weg. De meest afgelegen planeten ontdekt door het SWEEP onderzoek met de Hubble in 2006 lagen in de buurt van het centrum van de Melkweg. Echter zijn betrouwbare verifiërende onderzoeken naar deze planeten met de huidige technologie bijna onmogelijk.
Het tweede nadeel van deze methode is het hoge aantal van foutieve ontdekkingen. Uit een studie van 2012 bleek dat het percentage van onjuiste identificaties van planeten met de transitmethode met Kepler tot wel 40% zou kunnen zijn voor enkelvoudige planeetstelsels. Daarom heeft een ster met een enkele transitiedetectie een extra bevestiging nodig, normaal gesproken met de radiële-snelheidsmethode. De radiële-snelheidsmethode is in het bijzonder nodig voor planeten van 1 MJ of groter omdat deze objecten ook bruine dwergen of zelfs kleine sterren kunnen zijn. Voor sterren met twee of meer planeetkandidaten is de kans op een foutieve detectie erg laag, ze kunnen vaak worden geverifieerd zonder vervolgonderzoek. Sommige kunnen ook worden bewezen met de transitie tijd variatie methode.
Met de detectie van planeten bij de rode reuzentak via transitie is nog een ander probleem: alhoewel een transitie veel waarschijnlijker waarneembaar wordt vanwege de grote omvang van deze sterren, zijn de transitiesignalen moeilijker te onderscheiden van de moederster haar lichtkromme omdat rode reuzen regelmatig variaties vertonen in lichtkracht, met perioden van uren tot dagen. Dit effect is bijzonder vaak aanwezig bij subreuzen. Ook zijn deze sterren veel feller en planeten in transitie blokkeren een veel kleiner percentage licht. Van een heel andere orde zou de transitie voor een neutronenster of witte dwerg zijn, wat makkelijk een complete eclips zou kunnen zijn. Helaas is vanwege hun geringe diameter de kans om zo'n transitie voor een dergelijk stellair kern overblijfsel te spotten ontzettend klein.
thumb|300px|Eigenschappen (massa en straal) van planeten ontdekt via de transitmethode. De blauwe lijn stelt een hypothetische planeet van alleen water(of ijs) voor. De rode lijn een hypothetische planeet uit puur ijzer. Superaardes in het zwart.
Het grootste voordeel van de transitmethode is dat de grootte van de planeet kan worden afgeleid uit de lichtkromme. In combinatie met de radiële snelheidsmethode (die de massa kan bepalen) kan men de dichtheid van de planeet bepalen, en dus iets van de fysische structuur te weten komen. De planeten die bestudeerd zijn door beide methoden zijn verreweg de best geclassificeerde planeten van alle bekende exoplaneten.
Met de transitmethode kan men ook de atmosfeer van de planeet in overgang bestuderen. Als de planeet in overgang is, passeert er licht door de bovenste atmosfeer van de planeet. Door het stellaire spectrum in hoge resolutie te bestuderen, kan men elementen uit deze atmosfeer identificeren. Een planetaire atmosfeer (en een planeet trouwens ook) zou ook ontdekt kunnen worden door de polarisatie van het licht te meten van de ster wanneer het door de atmosfeer straalt of er vanaf reflecteert.