Begin jaren '90 werd door Michael Mayor rond de ster 51 Pegasi de eerste extrasolaire planeet of kortweg exoplaneet ontdekt. Deze exoplaneet, 51 Pegasi b genoemd, behoort tot een categorie exoplaneten die bekend staat als de "hete Jupiters". De exoplaneet werd ontdekt doordat de ster onder invloed van de zwaartekracht van de planeet minieme schommelingen maakt omdat de planeet en de moederster om een gemeenschappelijk massamiddelpunt draaien, dat niet in het centrum van de moederster is gelegen.
Een hete Jupiter is een extrasolaire planeet die een massa heeft die groter of ongeveer gelijk is aan de massa van de reuzenplaneet Jupiter (bedraagt bij Jupiter ongeveer 1,899×1027 kg), maar op veel kortere afstand van zijn moederster draait. Zo kan een hete Jupiter op 0,015 tot 0,5 astronomische eenheden (1 astronomische eenheid of AE is de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon) gelegen zijn van zijn moederster, terwijl Jupiter op een gemiddelde afstand van 5,2 astronomische eenheden van de zon gelegen is. Doordat een hete Jupiter zo dicht bij zijn moederster draait, zal volgens de zwaartekrachtswet van Newton de omloopstijd van de exoplaneet niet lang zijn. Toen men begin jaren 1995 de exoplaneet 51 Pegasi b ontdekte, verwonderde men zich erover dat het oppervlak van een planeet die zich zo dicht bij zijn moederster bevond, kon gasvormig zijn. Vroeger dacht men immers dat dit alleen het geval kon zijn bij planeten die zich ver genoeg van hun moederster bevonden. Wellicht werden hete Jupiters gevormd in de koudere delen van hun zonnestelsel, waar genoeg planetisimalen aanwezig zijn om het gas dat hun moederster niet kon aantrekken, op te slorpen en zo een gasreus te vormen. Na verloop van tijd zullen deze planeten door gravitationele interacties in een baan dichter bij hun moederster terechtkomen.
Hoe ontdekt men hete Jupiters?
De radiale snelheidsmethode
De moederster van een planeet oefent zwaartekracht uit op de planeet, waardoor deze planeet rond de ster draait. Deze planeet echter oefent zelf ook zwaartekracht uit op de ster en hierdoor zal het gemeenschappelijke massamiddelpunt niet in het centrum van de ster zijn gelegen, maar erbuiten. Bijgevolg zal de ster vanaf aarde gezien minieme schommelen maken. Op deze manier is rond de ster 51 Pegasi de eerste exoplaneet ontdekt. Bij gebruik van spectroscopen, zullen de spectraallijnen van een ster die naar ons toebeweegt, verschoven worden naar het blauwe deel van het lichtspectrum (blauwverschuiving) en als de ster zich van ons verwijdert naar het rode deel van het spectrum (roodverschuiving). Doordat de omloopstijd van een potentiële hete Jupiter meestal niet zo lang is, kan men zo op relatief korte tijd nauwkeurig de omloopstijd van de exoplaneet bepalen.
Transitmethode
Sommige sterren variëren in helderheid doordat een exoplaneet gezien vanaf de aarde zijn moederster oversteekt en men hierdoor minder licht van de ster ontvangt. Dit verschil in helderheid is meestal zeer minimaal maar een periodieke variatie in de helderheid kan zekerheid verschaffen over het bestaan van een hete Jupiter die rond zijn moederster draait. Deze methode heeft één groot voor- en nadeel. Het voordeel is dat men met behulp van deze methode iets te weten kunnen komen over de samenstelling van de atmosfeer van de exoplaneet. Dit gebeurt met behulp van een spectroscoop, waarbij specifieke spectraallijnen van een ster kunnen verschijnen die wijzen op de aanwezigheid van bepaalde stoffen. Het nadeel van deze methode is dat deze alleen maar werkt wanneer we het baanvlak van de planeet rechtstreeks kunnen waarnemen, want het zou kunnen dat bij een ster een exoplaneet aanwezig is die niet met behulp van de transitmethode kan worden waargenomen, doordat de planeet gezien vanaf de aarde zijn moederster niet oversteekt.
