Exoplanet orbital and physical parameters
এই পৃষ্ঠায় এক্সোপ্ল্যানেট অরবিটাল এবং ফিজিক্যাল প্যারামিটার বর্ণনা করা হয়েছে। অরবিটাল প্যারামিটারগুলি বেশিরভাগ পরিচিত এক্সট্রাসোলার গ্রহ প্রার্থীগুলি পরোক্ষ পদ্ধতি ব্যবহার করে আবিষ্কৃত হয়েছে এবং তাই কেবল তাদের কিছু শারীরিক এবং অরবিটাল প্যারামিটার নির্ধারণ করা যেতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, একটি কক্ষপথকে সংজ্ঞায়িত করে এমন ছয়টি স্বাধীন পরামিতিগুলির মধ্যে, রেডিয়াল-বেগ পদ্ধতি চারটি নির্ধারণ করতে পারেঃ আধা-প্রধান অক্ষ, উৎকেন্দ্রিকতা, পেরিয়াস্ট্রনের দ্রাঘিমাংশ এবং পেরিয়াস্ট্রনের সময়। দুটি পরামিতি অজানা রয়ে গেছেঃ আরোহণকারী নোডের প্রবণতা এবং দ্রাঘিমাংশ। তারা এবং কক্ষপথের সময়কাল থেকে দূরত্ব এমন কিছু এক্সোপ্ল্যানেট রয়েছে যা সৌরজগতের যে কোনও গ্রহের তুলনায় তাদের মূল তারার অনেক কাছাকাছি এবং এমন কিছু এক্সোপ্ল্যানেটও রয়েছে যা তাদের তারা থেকে অনেক দূরে রয়েছে। বুধ, 0.40 অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল ইউনিটে (এ. ইউ) সূর্যের নিকটতম গ্রহ, একটি কক্ষপথের জন্য 88 দিন সময় নেয়, তবে এক্সোপ্ল্যানেটগুলির ক্ষুদ্রতম পরিচিত কক্ষপথগুলির মাত্র কয়েক ঘন্টার কক্ষীয় সময়কাল রয়েছে, আল্ট্রা-শর্ট পিরিয়ড গ্রহ দেখুন। কেপলার-11 সিস্টেমের পাঁচটি গ্রহ বুধের চেয়ে ছোট কক্ষপথে রয়েছে। নেপচুন সূর্য থেকে 30 এ. ইউ দূরে এবং এটি প্রদক্ষিণ করতে 165 বছর সময় নেয়, তবে এমন এক্সোপ্ল্যানেট রয়েছে যা তাদের নক্ষত্র থেকে হাজার হাজার এ. ইউ এবং কক্ষপথে যেতে কয়েক হাজার বছর সময় নেয়, উদাহরণস্বরূপ। জিইউ পিসিকিয়াম বি। রেডিয়াল-বেগ এবং ট্রানজিট পদ্ধতিগুলি ছোট কক্ষপথের গ্রহগুলির প্রতি সবচেয়ে সংবেদনশীল। 51 পেগ বি-এর মতো প্রাচীনতম আবিষ্কারগুলি ছিল কয়েক দিনের কক্ষপথ সহ গ্যাস দৈত্য। এই "উত্তপ্ত বৃহস্পতিরা" সম্ভবত আরও বাইরে গঠিত হয়েছিল এবং ভিতরের দিকে স্থানান্তরিত হয়েছিল। ডাইরেক্ট ইমেজিং পদ্ধতিটি বড় কক্ষপথের গ্রহগুলির প্রতি সবচেয়ে সংবেদনশীল এবং এমন কিছু গ্রহ আবিষ্কার করেছে যার গ্রহ-তারা পৃথকীকরণ শত শত এ. ইউ। যাইহোক, প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কগুলি সাধারণত ব্যাসার্ধে প্রায় 100 এ. ইউ হয় এবং মূল অ্যাক্রিশন মডেলগুলি 10 এ. ইউ-এর মধ্যে দৈত্য গ্রহ গঠনের পূর্বাভাস দেয়, যেখানে ডিস্ক বাষ্পীভূত হওয়ার আগে গ্রহগুলি দ্রুত একত্রিত হতে পারে। খুব দীর্ঘ সময়ের দৈত্য গ্রহগুলি হয়তো দুষ্ট গ্রহ হতে পারে যা ধরা পড়েছিল, অথবা কাছাকাছি গঠিত হয়েছিল এবং মহাকর্ষীয়ভাবে বাইরের দিকে ছড়িয়ে ছিটিয়ে ছিল, অথবা গ্রহ এবং তারা একটি ভর-ভারসাম্যপূর্ণ প্রশস্ত বাইনারি সিস্টেম হতে পারে যার সাথে গ্রহটি তার নিজস্ব পৃথক প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কের প্রাথমিক বস্তু হতে পারে। মহাকর্ষীয় অস্থিতিশীলতার মডেলগুলি বহু-শত এ. ইউ পৃথকীকরণে গ্রহ তৈরি করতে পারে তবে এর জন্য অস্বাভাবিকভাবে বড় ডিস্কের প্রয়োজন হবে। কয়েক লক্ষ এ. ইউ পর্যন্ত খুব প্রশস্ত কক্ষপথের গ্রহগুলির জন্য গ্রহটি নক্ষত্রের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ কিনা তা পর্যবেক্ষণমূলকভাবে নির্ধারণ করা কঠিন হতে পারে। আবিষ্কৃত বেশিরভাগ গ্রহ তাদের পোষক নক্ষত্র থেকে কয়েকটি এ. ইউ-এর মধ্যে রয়েছে কারণ সর্বাধিক ব্যবহৃত পদ্ধতিতে (রেডিয়াল-বেগ এবং ট্রানজিট) গ্রহটির অস্তিত্ব নিশ্চিত করার জন্য বেশ কয়েকটি কক্ষপথ পর্যবেক্ষণের প্রয়োজন হয় এবং এই পদ্ধতিগুলি প্রথম ছোট ছোট পৃথকীকরণগুলি আচ্ছাদন করতে ব্যবহৃত হওয়ার পর থেকে যথেষ্ট সময় হয়েছে। বৃহত্তর কক্ষপথের কিছু গ্রহ সরাসরি ইমেজিংয়ের মাধ্যমে আবিষ্কৃত হয়েছে তবে দূরত্বের একটি মাঝারি পরিসীমা রয়েছে, যা সৌরজগতের গ্যাস দৈত্য অঞ্চলের প্রায় সমতুল্য, যা মূলত অনাবিষ্কৃত। সেই অঞ্চলটি অন্বেষণের জন্য সরাসরি ইমেজিং সরঞ্জাম দুটি বড় টেলিস্কোপের উপর স্থাপন করা হয়েছিল যা 2014 সালে কাজ শুরু করেছিল, যেমন। জেমিনি প্ল্যানেট ইমেজার এবং ভিএলটি-স্পিয়ার। মাইক্রোলেন্সিং পদ্ধতিটি 1-10 AU পরিসরে কয়েকটি গ্রহ সনাক্ত করেছে। এটি যুক্তিসঙ্গত বলে মনে হয় যে বেশিরভাগ এক্সোপ্ল্যানেটারি সিস্টেমে, সৌরজগতে বৃহস্পতি এবং শনির আকারের কক্ষপথ সহ এক বা দুটি দৈত্য গ্রহ রয়েছে। উল্লেখযোগ্যভাবে বৃহত্তর কক্ষপথ সহ দৈত্য গ্রহগুলি এখন বিরল হিসাবে পরিচিত, অন্তত সূর্যের মতো তারার চারপাশে। একটি নক্ষত্র থেকে বাসযোগ্য অঞ্চলের দূরত্ব নির্ভর করে তারার প্রকারের উপর এবং তারার আকার ও তাপমাত্রার পরিবর্তনের সাথে সাথে তারার জীবদ্দশায় এই দূরত্ব পরিবর্তিত হয়। একটি কক্ষপথের উৎকেন্দ্রিকতা হল এটি কতটা উপবৃত্তাকার (দীর্ঘায়িত) তার একটি পরিমাপ। বুধ ব্যতীত সৌরজগতের সমস্ত গ্রহের নিকট-বৃত্তাকার কক্ষপথ রয়েছে (ই <0.1)। 20 দিন বা তার কম সময়কালের কক্ষপথ সহ বেশিরভাগ এক্সোপ্ল্যানেটগুলির নিকট-বৃত্তাকার কক্ষপথ রয়েছে, অর্থাৎ। খুব কম উৎকেন্দ্রিকতা। এটি জোয়ারের বৃত্তাকারকরণের কারণে বলে মনে করা হয়ঃ দুটি বস্তুর মধ্যে মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়ার কারণে সময়ের সাথে সাথে উৎকেন্দ্রিকতা হ্রাস পায়। কেপলার মহাকাশযান দ্বারা আবিষ্কৃত বেশিরভাগ উপ-নেপচুন আকারের গ্রহগুলির খুব বৃত্তাকার কক্ষপথ রয়েছে। বিপরীতে, রেডিয়াল-বেগ পদ্ধতিতে আবিষ্কৃত দীর্ঘ কক্ষীয় সময়কালের দৈত্য গ্রহগুলির বেশ উদ্ভট কক্ষপথ রয়েছে। (জুলাই 2010 পর্যন্ত, এই ধরনের এক্সোপ্ল্যানেটগুলির 55 শতাংশের উৎকেন্দ্রিকতা 0.20-এর চেয়ে বেশি, যেখানে 17 শতাংশের উৎকেন্দ্রিকতা 0.50-এর চেয়ে বেশি।) বিশাল গ্রহের মাঝারি থেকে উচ্চ উৎকেন্দ্রিকতা (ই> 0.20) পর্যবেক্ষণমূলক নির্বাচনের প্রভাব নয়, কারণ একটি গ্রহকে তার কক্ষপথের উৎকেন্দ্রিকতা নির্বিশেষে প্রায় সমানভাবে সনাক্ত করা যায়। পর্যবেক্ষিত দৈত্য গ্রহগুলির সমষ্টিতে উপবৃত্তাকার কক্ষপথের পরিসংখ্যানগত তাৎপর্য কিছুটা বিস্ময়কর, কারণ গ্রহ গঠনের বর্তমান তত্ত্বগুলি পরামর্শ দেয় যে পার্শ্ববর্তী প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কের সাথে মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়া দ্বারা নিম্ন-ভরের গ্রহগুলির কক্ষীয় উৎকেন্দ্রিকতা বৃত্তাকার হওয়া উচিত। যাইহোক, একটি গ্রহ যখন আরও বিশাল আকার ধারণ করে এবং ডিস্কের সাথে তার মিথস্ক্রিয়া অরৈখিক হয়ে যায়, তখন এটি পার্শ্ববর্তী ডিস্কের গ্যাসের উদ্ভট গতিকে প্ররোচিত করতে পারে, যা ফলস্বরূপ গ্রহের কক্ষপথের উৎকেন্দ্রিকতাকে উত্তেজিত করতে পারে। নিম্ন উৎকেন্দ্রিকতা উচ্চ বহুত্বের (সিস্টেমে গ্রহের সংখ্যা) সাথে সম্পর্কযুক্ত। বসবাসযোগ্যতার জন্য, বিশেষ করে উন্নত জীবনের জন্য কম উৎকেন্দ্রিকতা প্রয়োজন। বর্তমান সনাক্তকরণ ক্ষমতার সীমার কাছাকাছি দুর্বল ডপলার সংকেতের জন্য, উৎকেন্দ্রিকতা দুর্বলভাবে সীমাবদ্ধ এবং উচ্চতর মানগুলির প্রতি পক্ষপাতদুষ্ট হয়ে পড়ে। এটি প্রস্তাব করা হয় যে কম ভরের এক্সোপ্ল্যানেটগুলির জন্য রিপোর্ট করা কিছু উচ্চ উৎকেন্দ্রিকতা অতিরিক্ত অনুমান হতে পারে, কারণ সিমুলেশনগুলি দেখায় যে অনেক পর্যবেক্ষণ বৃত্তাকার কক্ষপথে দুটি গ্রহের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ। মাঝারি উৎকেন্দ্রিক কক্ষপথে একক গ্রহের পর্যবেক্ষণের একটি জোড়া গ্রহ হওয়ার সম্ভাবনা প্রায় 15 শতাংশ। এই ভুল ব্যাখ্যাটি বিশেষত সম্ভব যদি দুটি গ্রহ 2:1 অনুরণনের সাথে প্রদক্ষিণ করে। 2009 সালে জানা এক্সোপ্ল্যানেট নমুনার সাথে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একটি দল অনুমান করেছিলেন যে "(1) প্রকাশিত উদ্ভট এক-গ্রহ সমাধানের প্রায় 35 শতাংশ 2ঃ1 কক্ষীয় অনুরণনে গ্রহ ব্যবস্থার থেকে পরিসংখ্যানগতভাবে আলাদা করা যায় না, (2) আরও 40 শতাংশ পরিসংখ্যানগতভাবে একটি বৃত্তাকার কক্ষীয় সমাধান থেকে আলাদা করা যায় না" এবং "(3) পৃথিবীর সাথে তুলনীয় ভরযুক্ত গ্রহগুলি উৎকেন্দ্রিক অতি-পৃথিবী এবং নেপচুন ভর গ্রহের পরিচিত কক্ষীয় সমাধানে লুকিয়ে থাকতে পারে"। রেডিয়াল বেগ সমীক্ষায় দেখা গেছে যে এক্সোপ্ল্যানেট কক্ষপথগুলি 0.1 এ. ইউ-এর বাইরে, বিশেষত বড় গ্রহগুলির জন্য উদ্ভট। কেপলার মহাকাশযান দ্বারা প্রাপ্ত ট্রানজিট ডেটা, আরভি সমীক্ষার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ এবং এটিও প্রকাশ করেছে যে ছোট গ্রহগুলির কম উদ্ভট কক্ষপথ থাকে। ইনক্লিনেশন বনাম স্পিন-অরবিট কোণ অরবিটাল ইনক্লিনেশন হল একটি গ্রহের অরবিটাল প্লেন এবং অন্য একটি রেফারেন্স প্লেনের মধ্যবর্তী কোণ। এক্সোপ্ল্যানেটগুলির জন্য, প্রবণতা সাধারণত পৃথিবীর একজন পর্যবেক্ষকের সাপেক্ষে উল্লেখ করা হয়ঃ ব্যবহৃত কোণটি হল গ্রহের কক্ষীয় সমতলের স্বাভাবিক এবং পৃথিবী থেকে তারা পর্যন্ত দৃষ্টির রেখার মধ্যে। অতএব, ট্রানজিট পদ্ধতিতে পর্যবেক্ষণ করা বেশিরভাগ গ্রহ 90 ডিগ্রির কাছাকাছি। যেহেতু 'প্রবণতা' শব্দটি এই দৃষ্টির রেখা প্রবণতার জন্য এক্সোপ্ল্যানেট গবেষণায় ব্যবহৃত হয়, তাই গ্রহের কক্ষপথ এবং তারার ঘূর্ণনের মধ্যবর্তী কোণটি অবশ্যই একটি ভিন্ন শব্দ ব্যবহার করতে হবে এবং এটিকে স্পিন-অরবিট কোণ বা স্পিন-অরবিট প্রান্তিককরণ বলা হয়। বেশিরভাগ ক্ষেত্রে নক্ষত্রের ঘূর্ণন অক্ষের অভিমুখ অজানা থাকে। কেপলার মহাকাশযান কয়েকশো বহু-গ্রহ ব্যবস্থা খুঁজে পেয়েছে এবং এই ব্যবস্থাগুলির বেশিরভাগ গ্রহই সৌরজগতের মতো প্রায় একই সমতলে প্রদক্ষিণ করে। যাইহোক, অ্যাস্ট্রোমেট্রিক এবং রেডিয়াল-বেগ পরিমাপের সংমিশ্রণে দেখা গেছে যে কিছু গ্রহ ব্যবস্থায় এমন গ্রহ রয়েছে যার কক্ষীয় সমতলগুলি একে অপরের তুলনায় উল্লেখযোগ্যভাবে হেলানো। গরম বৃহস্পতির অর্ধেকেরও বেশি কক্ষীয় সমতল তাদের মূল নক্ষত্রের ঘূর্ণনের সাথে যথেষ্ট ভুলভাবে সাজানো রয়েছে। গরম-জুপিটারদের একটি উল্লেখযোগ্য ভগ্নাংশের এমনকি পশ্চাদগামী কক্ষপথ রয়েছে, যার অর্থ তারা নক্ষত্রের ঘূর্ণন থেকে বিপরীত দিকে প্রদক্ষিণ করে। কোনও গ্রহের কক্ষপথ বিঘ্নিত হওয়ার পরিবর্তে, এটি হতে পারে যে তারার চৌম্বক ক্ষেত্র এবং গ্রহ-গঠনকারী ডিস্কের মধ্যে মিথস্ক্রিয়ার কারণে তারা নিজেই তাদের সিস্টেম গঠনের প্রথম দিকে উল্টে যায়। পেরিয়াস্ট্রন অগ্রগমন হল কক্ষীয় সমতলের মধ্যে একটি গ্রহের কক্ষপথের ঘূর্ণন, অর্থাৎ। উপবৃত্তাকার অক্ষগুলি দিক পরিবর্তন করে। সৌরজগতে, অন্যান্য গ্রহ থেকে সৃষ্ট বিশৃঙ্খলা প্রধান কারণ, তবে নিকটবর্তী এক্সোপ্ল্যানেটগুলির জন্য সবচেয়ে বড় কারণ হতে পারে তারা এবং গ্রহের মধ্যে জোয়ার-ভাটা শক্তি। ক্লোজ-ইন এক্সোপ্ল্যানেটগুলির জন্য, অগ্রগতিতে সাধারণ আপেক্ষিক অবদানও উল্লেখযোগ্য এবং বুধের জন্য একই প্রভাবের চেয়ে বড় মাত্রার ক্রম হতে পারে। কিছু এক্সোপ্ল্যানেটের উল্লেখযোগ্যভাবে উৎকেন্দ্রিক কক্ষপথ রয়েছে, যা অগ্রগমন সনাক্ত করা সহজ করে তোলে। সাধারণ আপেক্ষিকতার প্রভাব প্রায় 10 বছর বা তার কম সময়ের মধ্যে সনাক্ত করা যেতে পারে। নোডাল প্রিসিশন হল একটি গ্রহের কক্ষীয় সমতলে ঘূর্ণন। নোডাল প্রিসিশনকে আরও সহজেই পেরিয়াস্ট্রন প্রিসিশন থেকে আলাদা হিসাবে দেখা যায় যখন অরবিটাল প্লেনটি তারার ঘূর্ণনের দিকে ঝুঁকে থাকে, চরম ক্ষেত্রে এটি একটি মেরু কক্ষপথ। ডাব্লু. এ. এস. পি-33 একটি দ্রুত ঘূর্ণায়মান তারা যা প্রায় মেরু কক্ষপথে একটি গরম বৃহস্পতিকে হোস্ট করে। নক্ষত্রটির চতুর্ভুজ ভর মুহূর্ত এবং সঠিক কৌণিক ভরবেগ যথাক্রমে 1900 এবং 400 গুণ, যা সূর্যের চেয়ে বড়। এর ফলে কেপলারের সূত্র থেকে উল্লেখযোগ্য শাস্ত্রীয় এবং আপেক্ষিক বিচ্যুতি ঘটে। বিশেষত, তারার অস্পষ্টতা এবং লেন্স-থিরিং প্রভাবের কারণে দ্রুত ঘূর্ণন বড় নোডাল অগ্রগতির কারণ হয়। ঘূর্ণন এবং অক্ষীয় টিল্ট 2014 সালের এপ্রিলে, একটি গ্রহের ঘূর্ণন সময়ের প্রথম পরিমাপ ঘোষণা করা হয়েছিলঃ সুপার-জুপিটার গ্যাস জায়ান্ট বিটা পিকটোরিস বি-এর দিনের দৈর্ঘ্য 8 ঘন্টা (গ্রহটির অক্ষীয় টিল্ট ছোট এই ধারণার উপর ভিত্তি করে)। প্রতি সেকেন্ডে 25 কিলোমিটার নিরক্ষীয় ঘূর্ণন বেগ সহ, এটি সৌরজগতের দৈত্য গ্রহগুলির তুলনায় দ্রুততর, এই প্রত্যাশার সাথে সামঞ্জস্য রেখে যে একটি দৈত্য গ্রহ যত বেশি বিশাল, এটি তত দ্রুত ঘোরে। বিটা পিক্টোরিস বি এর নক্ষত্র থেকে দূরত্ব হল 9 এ. ইউ। এই দূরত্বে জোভিয়ান গ্রহগুলির ঘূর্ণন জোয়ারের প্রভাবে ধীর হয় না। বিটা পিক্টোরিস বি এখনও উষ্ণ এবং তরুণ এবং পরবর্তী কয়েক কোটি বছরের মধ্যে এটি শীতল হয়ে বৃহস্পতির আকারে সঙ্কুচিত হবে এবং যদি এর কৌণিক গতিবেগ সংরক্ষণ করা হয়, তবে এটি সঙ্কুচিত হওয়ার সাথে সাথে এর দিনের দৈর্ঘ্য হ্রাস পাবে প্রায় 3 ঘন্টা এবং এর নিরক্ষীয় ঘূর্ণন বেগ প্রায় 40 কিমি/সেকেন্ড পর্যন্ত হবে। বিটা পিক্টোরিস বি-এর চিত্রগুলির সরাসরি বিবরণ দেখার মতো উচ্চ রেজোলিউশন নেই তবে ডপলার স্পেকট্রোস্কোপি কৌশলগুলি ব্যবহার করে দেখানো হয়েছিল যে গ্রহের বিভিন্ন অংশ বিভিন্ন গতিতে এবং বিপরীত দিকে চলছে যেখান থেকে এটি অনুমান করা হয়েছিল যে গ্রহটি ঘুরছে। পরবর্তী প্রজন্মের বৃহৎ স্থল-ভিত্তিক টেলিস্কোপের সাহায্যে 2014 সালে বাদামী বামন লুহমান 16বি-র ম্যাপিংয়ের মতো গ্রহটির একটি বিশ্বব্যাপী মানচিত্র তৈরি করতে ডপলার ইমেজিং কৌশল ব্যবহার করা সম্ভব হবে। বেশ কয়েকটি গ্যাস দৈত্যের ঘূর্ণনের 2017 সালের একটি গবেষণায় ঘূর্ণনের হার এবং গ্রহের ভরের মধ্যে কোনও সম্পর্ক পাওয়া যায়নি। স্থলজ গ্রহগুলির ঘূর্ণন এবং নমনের উৎপত্তি স্থলজ গ্রহগুলির ঘূর্ণনের উপর বিশাল প্রভাব ফেলে। গ্রহ গঠনের সময় শেষ কয়েকটি দৈত্য প্রভাব একটি স্থলজ গ্রহের ঘূর্ণন হারের প্রধান নির্ধারক হতে থাকে। গড়ে ঘূর্ণন কৌণিক বেগ সেই বেগের প্রায় 70 শতাংশ হবে যা গ্রহটিকে ভেঙে আলাদা করে উড়তে বাধ্য করবে; গ্রহের ভ্রূণের প্রাকৃতিক ফলাফল পালানোর বেগের চেয়ে সামান্য বড় গতিতে প্রভাব ফেলে। পরবর্তী পর্যায়ে স্থলজ গ্রহের ঘূর্ণন গ্রহের প্রভাব দ্বারাও প্রভাবিত হয়। বিশাল প্রভাবের পর্যায়ে, একটি প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কের পুরুত্ব গ্রহের ভ্রূণের আকারের চেয়ে অনেক বড়, তাই তিন মাত্রায় যে কোনও দিক থেকে সংঘর্ষের সম্ভাবনা সমান। এর ফলে 0 থেকে 180 ডিগ্রি পর্যন্ত বর্ধিত গ্রহগুলির অক্ষীয় ভাঁজ হয় এবং অগ্রগামী ও পশ্চাদগামী উভয় ঘূর্ণনের সমান সম্ভাবনার সাথে অন্য যে কোনও দিকের মতো সম্ভাব্য থাকে। অতএব, একটি ছোট অক্ষীয় ভাঁজ সহ অগ্রগামী ঘূর্ণন, যা শুক্র ব্যতীত সৌরজগতের স্থলজ গ্রহগুলির জন্য সাধারণ, দৈত্য প্রভাব দ্বারা নির্মিত স্থলজ গ্রহগুলির জন্য সাধারণ নয়। গ্রহটি তার নক্ষত্রের কাছাকাছি থাকলে নাক্ষত্রিক জোয়ার দ্বারা এবং গ্রহটির একটি বড় উপগ্রহ থাকলে উপগ্রহ জোয়ার দ্বারা বিশাল প্রভাব দ্বারা নির্ধারিত একটি গ্রহের প্রাথমিক অক্ষীয় ঢাল উল্লেখযোগ্যভাবে পরিবর্তিত হতে পারে। জোয়ারের প্রভাব বেশিরভাগ গ্রহের জন্য, আবর্তনের সময়কাল এবং অক্ষীয় ঢাল (যাকে তির্যকতাও বলা হয়) জানা যায় না, তবে খুব ছোট কক্ষপথ সহ (যেখানে জোয়ারের প্রভাব বেশি) প্রচুর সংখ্যক গ্রহ সনাক্ত করা হয়েছে যা সম্ভবত একটি ভারসাম্য ভ্রমণে পৌঁছেছে যার পূর্বাভাস দেওয়া যেতে পারে (অর্থাৎ। জোয়ারের তালা, ঘূর্ণন-কক্ষপথ অনুরণন, এবং অ-অনুরণিত ভারসাম্য যেমন পশ্চাদগামী ঘূর্ণন)। মহাকর্ষীয় জোয়ার অক্ষীয় ভাঁজকে শূন্যে নামিয়ে আনে কিন্তু ঘূর্ণনের হারের তুলনায় দীর্ঘ সময় ধরে ভারসাম্যে পৌঁছায়। যাইহোক, একটি সিস্টেমে একাধিক গ্রহের উপস্থিতি অক্ষীয় টিল্টকে ক্যাসিনি অবস্থা নামে একটি অনুরণনে ধরে রাখতে পারে। এই অবস্থার চারপাশে ছোট ছোট দোলন রয়েছে এবং মঙ্গলের ক্ষেত্রে এই অক্ষীয় ভাঁজ বৈচিত্রগুলি বিশৃঙ্খল। গরম বৃহস্পতির তাদের পোষক তারার কাছাকাছি থাকার অর্থ হল তাদের ঘূর্ণন-কক্ষপথের বিবর্তন বেশিরভাগই তারার মাধ্যাকর্ষণের কারণে হয়, অন্যান্য প্রভাবের কারণে নয়। গরম বৃহস্পতির ঘূর্ণন হার ঘূর্ণন-কক্ষপথ অনুরণনে ধরা পড়ে বলে মনে করা হয় না কারণ এই ধরনের একটি তরল-বস্তু জোয়ারের প্রতি যেভাবে প্রতিক্রিয়া দেখায়; তাই এই ধরনের একটি গ্রহ তার কক্ষপথ বৃত্তাকার হলে সিঙ্ক্রোনাস ঘূর্ণনে ধীর হয়ে যায়, অথবা, বিকল্পভাবে, যদি তার কক্ষপথ উৎকেন্দ্রিক হয় তবে এটি একটি অ-সিঙ্ক্রোনাস ঘূর্ণনে ধীর হয়ে যায়। গরম বৃহস্পতির শূন্য অক্ষীয় প্রবণতার দিকে বিবর্তিত হওয়ার সম্ভাবনা রয়েছে, এমনকি তারা তাদের নক্ষত্র থেকে আরও দূরে থাকাকালীন গ্রহ স্থানান্তরের সময় ক্যাসিনি অবস্থায় থাকলেও। গরম বৃহস্পতির কক্ষপথ সময়ের সাথে সাথে আরও বৃত্তাকার হয়ে উঠবে, তবে উদ্ভট কক্ষপথে সিস্টেমে অন্যান্য গ্রহের উপস্থিতি, এমনকি পৃথিবীর মতো ছোট এবং বাসযোগ্য অঞ্চল হিসাবে অনেক দূরে, গরম বৃহস্পতির উৎকেন্দ্রিকতা বজায় রাখতে পারে যাতে জোয়ারের বৃত্তাকারকরণের সময়কাল লক্ষ লক্ষ বছরের পরিবর্তে বিলিয়ন হতে পারে। এইচ. ডি. 80606 বি গ্রহের আবর্তনের হার প্রায় 1 দশমিক 9 দিন হবে বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছে। এইচডি 80606 বি ঘূর্ণন-কক্ষপথ অনুরণন এড়িয়ে চলে কারণ এটি একটি গ্যাস দৈত্য। এর কক্ষপথের উৎকেন্দ্রিকতা মানে হল যে এটি জলোচ্ছ্বাসে আবদ্ধ হওয়া এড়িয়ে চলে। ভৌত পরামিতি ভর যখন একটি গ্রহ রেডিয়াল-বেগ পদ্ধতিতে পাওয়া যায়, তখন তার কক্ষীয় প্রবণতা i অজানা এবং 0 থেকে 90 ডিগ্রি পর্যন্ত হতে পারে। পদ্ধতিটি গ্রহটির প্রকৃত ভর (এম) নির্ধারণ করতে অক্ষম, বরং এর ভরের জন্য একটি নিম্ন সীমা দেয়, এম সিনি। কিছু ক্ষেত্রে একটি আপাত এক্সোপ্ল্যানেট আরও বিশাল বস্তু হতে পারে যেমন বাদামী বামন বা লাল বামন। যাইহোক, i এর একটি ছোট মানের সম্ভাবনা (ধরুন 30 ডিগ্রিরও কম, যা একটি প্রকৃত ভরকে পর্যবেক্ষিত নিম্ন সীমার কমপক্ষে দ্বিগুণ করবে) তুলনামূলকভাবে কম (1−/2 ≈ 13%) এবং তাই বেশিরভাগ গ্রহের প্রকৃত ভর পর্যবেক্ষণ করা নিম্ন সীমার মোটামুটি কাছাকাছি থাকবে। যদি কোনও গ্রহের কক্ষপথ দৃষ্টির রেখার প্রায় লম্ব হয় (অর্থাৎ। 90° এর কাছাকাছি হলে), ট্রানজিট পদ্ধতির মাধ্যমে একটি গ্রহ সনাক্ত করা যেতে পারে। তারপরে প্রবণতাটি জানা যাবে এবং রেডিয়াল-বেগ পর্যবেক্ষণ থেকে এম সিনির সাথে মিলিত প্রবণতা গ্রহটির প্রকৃত ভর দেবে। এছাড়াও, একাধিক গ্রহ ব্যবস্থায় অ্যাস্ট্রোমেট্রিক পর্যবেক্ষণ এবং গতিশীল বিবেচনা কখনও কখনও গ্রহের প্রকৃত ভরের একটি উচ্চ সীমা প্রদান করতে পারে। 2013 সালে এটি প্রস্তাব করা হয়েছিল যে একটি ট্রানজিটিং এক্সোপ্ল্যানেটের ভর তার বায়ুমণ্ডলের সংক্রমণ বর্ণালী থেকেও নির্ধারণ করা যেতে পারে, কারণ এটি বায়ুমণ্ডলীয় গঠন, তাপমাত্রা, চাপ এবং স্কেলের উচ্চতা স্বাধীনভাবে সীমাবদ্ধ করতে ব্যবহার করা যেতে পারে, তবে 2017 সালের একটি গবেষণায় দেখা গেছে যে সংক্রমণ বর্ণালী দ্ব্যর্থহীনভাবে ভর নির্ধারণ করতে পারে না। ট্রানজিট-টাইমিং বৈচিত্র্য একটি গ্রহের ভর খুঁজে বের করতেও ব্যবহার করা যেতে পারে। ব্যাসার্ধ, ঘনত্ব এবং বাল্ক গঠন কেপলার স্পেস অবজারভেটরি থেকে সাম্প্রতিক ফলাফলের আগে, বেশিরভাগ নিশ্চিত গ্রহগুলি বৃহস্পতির আকারের সাথে তুলনীয় বা বৃহত্তর গ্যাস দৈত্য ছিল কারণ সেগুলি সহজেই সনাক্ত করা যায়। যাইহোক, কেপলার দ্বারা আবিষ্কৃত গ্রহগুলি বেশিরভাগই নেপচুনের আকার এবং পৃথিবীর আকারের মধ্যে। যদি একটি গ্রহ রেডিয়াল-বেগ এবং ট্রানজিট পদ্ধতি উভয় দ্বারা সনাক্তযোগ্য হয়, তবে তার প্রকৃত ভর এবং ব্যাসার্ধ উভয়ই তার ঘনত্ব নির্ধারণ করা যেতে পারে। কম ঘনত্বের গ্রহগুলি মূলত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দ্বারা গঠিত বলে অনুমান করা হয়, যেখানে মধ্যবর্তী ঘনত্বের গ্রহগুলিতে জল একটি প্রধান উপাদান হিসাবে রয়েছে বলে অনুমান করা হয়। উচ্চ ঘনত্বের একটি গ্রহ পৃথিবী এবং সৌরজগতের অন্যান্য স্থলজ গ্রহের মতো পাথুরে বলে অনুমান করা হয়। গ্যাস দৈত্য, ফোলা গ্রহ এবং অতি-জুপিটার গ্যাসীয় গ্রহগুলি যেগুলি উত্তপ্ত সেগুলি তাদের পোষক তারার চরম সান্নিধ্যের কারণে হয়, অথবা কারণ তারা তাদের গঠন থেকে এখনও গরম এবং তাপ দ্বারা প্রসারিত হয়। শীতল গ্যাস গ্রহগুলির জন্য, একটি সর্বাধিক ব্যাসার্ধ রয়েছে যা বৃহস্পতির চেয়ে সামান্য বড় যা ঘটে যখন ভর কয়েকটি বৃহস্পতির ভরমাত্রায় পৌঁছায়। এই বিন্দুর বাইরে ভর যোগ করার ফলে ব্যাসার্ধ সঙ্কুচিত হয়। এমনকি তারা থেকে তাপকে বিবেচনায় নেওয়ার সময়ও, অনেক ট্রান্জিটিং এক্সোপ্ল্যানেট তাদের ভরের কারণে প্রত্যাশার চেয়ে অনেক বড়, যার অর্থ তাদের আশ্চর্যজনকভাবে কম ঘনত্ব রয়েছে। একটি সম্ভাব্য ব্যাখ্যার জন্য চৌম্বক ক্ষেত্র বিভাগটি দেখুন। স্ফীত গরম বৃহস্পতির পাশাপাশি আরও এক ধরনের কম ঘনত্বের গ্রহ রয়েছেঃ সুপার-পাফ যার ভর পৃথিবীর মাত্র কয়েকগুণ কিন্তু ব্যাসার্ধ নেপচুনের চেয়ে বড়। কেপলার-51-এর চারপাশের গ্রহগুলি স্ফীত গরম বৃহস্পতির তুলনায় অনেক কম ঘন (অনেক বেশি বিচ্ছুরিত), যা ডানদিকের প্লটগুলিতে দেখা যায় যেখানে তিনটি কেপলার-51 গ্রহ বিচ্ছুরণ বনাম ব্যাসার্ধ প্লটে দাঁড়িয়ে আছে। আইস জায়ান্ট এবং সুপার-নেপচুন কেপলার-101বি প্রথম সুপার-নেপচুন আবিষ্কৃত হয়। এর ভর নেপচুনের ভরের তিনগুণ কিন্তু এর ঘনত্ব থেকে বোঝা যায় যে হাইড্রোজেন-হিলিয়াম-অধ্যুষিত গ্যাস জায়ান্টের বিপরীতে ভারী উপাদানগুলি এর মোট ভরের 60 শতাংশেরও বেশি। অতি-পৃথিবী, ক্ষুদ্র-নেপচুন এবং গ্যাস বামন যদি একটি গ্রহের ব্যাসার্ধ এবং/অথবা ভর পৃথিবী এবং নেপচুনের মধ্যে থাকে, তবে একটি প্রশ্ন রয়েছে যে গ্রহটি পৃথিবীর মতো পাথুরে, নেপচুনের মতো উদ্বায়ী এবং গ্যাসের মিশ্রণ, হাইড্রোজেন/হিলিয়াম খাম (মিনি-জুপিটার) সহ একটি ছোট গ্রহ, নাকি অন্য কোনও গঠনের। 1 থেকে 4 পৃথিবীর ব্যাসার্ধের মধ্যে ব্যাসার্ধ সহ কেপলার ট্রানজিটিং গ্রহগুলির মধ্যে কিছুতে তাদের ভর রেডিয়াল-বেগ বা ট্রানজিট-টাইমিং পদ্ধতি দ্বারা পরিমাপ করা হয়েছে। গণনা করা ঘনত্বগুলি দেখায় যে 1.5 পৃথিবীর ব্যাসার্ধ পর্যন্ত, এই গ্রহগুলি পাথুরে এবং মহাকর্ষীয় সংকোচনের কারণে ব্যাসার্ধ বৃদ্ধির সাথে সাথে এই ঘনত্ব বৃদ্ধি পায়। তবে, 1.5 থেকে 4 পৃথিবীর ব্যাসার্ধের মধ্যে ঘনত্ব ক্রমবর্ধমান ব্যাসার্ধের সাথে হ্রাস পায়। এর থেকে বোঝা যায় যে, পৃথিবীর 1 দশমিক 5 ব্যাসার্ধের উপরে গ্রহগুলিতে উদ্বায়ী এবং গ্যাসের পরিমাণ বৃদ্ধি পায়। এই সাধারণ প্রবণতা সত্ত্বেও, একটি নির্দিষ্ট ব্যাসার্ধে ভরের একটি বিস্তৃত পরিসর রয়েছে, যা হতে পারে কারণ গ্যাস গ্রহগুলিতে বিভিন্ন ভর এবং গঠনের পাথুরে কোর থাকতে পারে এবং উদ্বায়ী পদার্থের আলোক-বাষ্পীভবনের কারণেও হতে পারে। তাপীয় বিবর্তনীয় বায়ুমণ্ডলের মডেলগুলি পাথুরে এবং বায়বীয় গ্রহগুলির মধ্যে বিভাজন রেখা হিসাবে পৃথিবীর 1.75 গুণ ব্যাসার্ধের পরামর্শ দেয়। নাক্ষত্রিক বিকিরণের কারণে তাদের গ্যাস আবরণ হারিয়েছে এমন নিকটবর্তী গ্রহগুলি বাদ দিয়ে, তারার ধাতবত্বের গবেষণায় পাথুরে গ্রহ এবং গ্যাস বামনদের মধ্যে 1 দশমিক 7 পৃথিবীর ব্যাসার্ধের একটি বিভাজন রেখা, তারপরে গ্যাস বামন এবং গ্যাস দৈত্যদের মধ্যে 3 দশমিক 9 পৃথিবীর ব্যাসার্ধের আরেকটি বিভাজন রেখা পাওয়া যায়। এই বিভাজক রেখাগুলি পরিসংখ্যানগত প্রবণতা এবং সর্বজনীনভাবে প্রযোজ্য নয়, কারণ নক্ষত্র থেকে দূরত্ব সহ গ্রহ গঠনকে প্রভাবিত করে এমন ধাতবত্ব ছাড়াও আরও অনেক কারণ রয়েছে-বৃহত্তর পাথুরে গ্রহ থাকতে পারে যা বৃহত্তর দূরত্বে গঠিত হয়েছিল। তথ্যের একটি স্বাধীন পুনর্বিবেচনা থেকে জানা যায় যে এই ধরনের কোনও বিভাজক রেখা নেই এবং 1 থেকে 4 পৃথিবীর ব্যাসার্ধের মধ্যে গ্রহ গঠনের একটি ধারাবাহিকতা রয়েছে এবং সন্দেহ করার কোনও কারণ নেই যে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কে কঠিন উপাদানের পরিমাণ নির্ধারণ করে যে সুপার-আর্থ বা মিনি-নেপচুন গঠন করে। 300 টিরও বেশি গ্রহের উপর ভিত্তি করে 2016 সালে করা গবেষণায় দেখা গেছে যে প্রায় দুটি পৃথিবীর ভরের উপর বেশিরভাগ বস্তু উল্লেখযোগ্য হাইড্রোজেন-হিলিয়াম খাম সংগ্রহ করে, যার অর্থ পাথুরে অতি-পৃথিবী বিরল হতে পারে। কম ঘনত্বের পৃথিবী-ভর গ্রহ কেপলার-138ডি-এর আবিষ্কার দেখায় যে সেখানে ভরের একটি ওভারল্যাপিং পরিসীমা রয়েছে যেখানে পাথুরে গ্রহ এবং কম ঘনত্বের গ্রহ উভয়ই দেখা যায়। একটি কম ভরের কম ঘনত্বের গ্রহ হতে পারে অবশিষ্ট হাইড্রোজেন বায়ুমণ্ডল সহ একটি মহাসাগরীয় গ্রহ বা অতি-পৃথিবী, অথবা বাষ্প বায়ুমণ্ডল সহ একটি উত্তপ্ত গ্রহ, অথবা হাইড্রোজেন-হিলিয়াম বায়ুমণ্ডল সহ একটি ক্ষুদ্র-নেপচুন। কম ভরের কম ঘনত্বের গ্রহের আরেকটি সম্ভাবনা হল যে এটির একটি বড় বায়ুমণ্ডল রয়েছে যা প্রধানত কার্বন মনোক্সাইড, কার্বন ডাই অক্সাইড, মিথেন বা নাইট্রোজেন দ্বারা গঠিত। বিশাল কঠিন গ্রহ 2014 সালে, কেপলার-10সি-র নতুন পরিমাপে এটি পৃথিবীর চেয়ে বেশি ঘনত্বের একটি নেপচুন-ভর গ্রহ (পৃথিবীর 17টি ভর) হিসাবে পাওয়া গেছে, যা ইঙ্গিত করে যে কেপলার-10সি সম্ভবত 20 শতাংশ পর্যন্ত উচ্চ-চাপের জলের বরফ সহ বেশিরভাগ শিলা নিয়ে গঠিত তবে হাইড্রোজেন-অধ্যুষিত খাম ছাড়াই। যেহেতু এটি 10-পৃথিবীর ভরের উপরের সীমার উপরে যা সাধারণত 'সুপার-আর্থ' শব্দটির জন্য ব্যবহৃত হয়, তাই মেগা-আর্থ শব্দটি তৈরি করা হয়েছে। একটি অনুরূপ বিশাল এবং ঘন গ্রহ কেপলার-131বি হতে পারে, যদিও এর ঘনত্ব কেপলার 10সি-র মতো পরিমাপ করা হয় না। পরবর্তী সবচেয়ে বিশাল পরিচিত কঠিন গ্রহগুলি হল এই ভরের অর্ধেকঃ 55 ক্যানক্রি ই এবং কেপলার-20বি। গ্যাস গ্রহগুলির বড় কঠিন কোর থাকতে পারে। শনি-ভর গ্রহ এইচডি 149026 বি-এর শনির ব্যাসার্ধের মাত্র দুই-তৃতীয়াংশ রয়েছে, তাই এটির 60 পৃথিবীর ভর বা তার বেশি শিলা-বরফের কেন্দ্র থাকতে পারে। সিওআরওটি-20বি-র ভর বৃহস্পতির ভরের 4.2 গুণ কিন্তু ব্যাসার্ধ বৃহস্পতির মাত্র 0.84 গুণ; যদি ভারী উপাদানগুলি কেন্দ্রে কেন্দ্রীভূত থাকে তবে এটির 800 পৃথিবীর ভরের একটি ধাতব কেন্দ্র থাকতে পারে, অথবা যদি ভারী উপাদানগুলি গ্রহ জুড়ে আরও বেশি বিতরণ করা হয় তবে 300 পৃথিবীর ভরের একটি কেন্দ্র থাকতে পারে। ট্রানজিট-টাইমিং বৈচিত্র্য পরিমাপ ইঙ্গিত দেয় যে কেপলার-52বি, কেপলার-52সি এবং কেপলার-57বি-র সর্বাধিক ভর পৃথিবীর 30 থেকে 100 গুণের মধ্যে রয়েছে, যদিও প্রকৃত ভর অনেক কম হতে পারে। প্রায় 2টি পৃথিবীর ব্যাসার্ধের ব্যাসার্ধ সহ, তাদের ঘনত্ব একই আকারের একটি লোহার গ্রহের চেয়ে বড় হতে পারে। তারা তাদের নক্ষত্রের খুব কাছাকাছি প্রদক্ষিণ করে, তাই তারা প্রতিটি বাষ্পীভূত গ্যাস দৈত্য বা বাদামী বামন অবশিষ্টাংশের কেন্দ্র (চথোনিয়ান গ্রহ) হতে পারে। যদি একটি অবশিষ্টাংশ যথেষ্ট বড় হয় তবে এটি বায়ুমণ্ডলীয় ভর হারানো সত্ত্বেও কোটি কোটি বছর ধরে এই ধরনের অবস্থায় থাকতে পারে। পৃথিবীর হাজার হাজার ভর পর্যন্ত কঠিন গ্রহগুলি বিশাল তারার (বি-টাইপ এবং ও-টাইপ তারা; 5-120 সৌর ভর) চারপাশে গঠন করতে সক্ষম হতে পারে, যেখানে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কে যথেষ্ট ভারী উপাদান থাকবে। এছাড়াও, এই নক্ষত্রগুলিতে উচ্চ ইউভি বিকিরণ এবং বাতাস রয়েছে যা ডিস্কের গ্যাসকে ফটোভাপেট করতে পারে, কেবল ভারী উপাদানগুলি রেখে যায়। তুলনার জন্য, নেপচুনের ভর পৃথিবীর 17টি ভরের সমান, বৃহস্পতির 318টি পৃথিবীর ভর রয়েছে এবং আই. এ. ইউ-এর একটি এক্সোপ্ল্যানেটের কার্যকরী সংজ্ঞায় ব্যবহৃত 13-জুপিটার-ভর সীমা প্রায় 4000 পৃথিবীর ভরের সমান। শীতল গ্রহগুলির সর্বাধিক ব্যাসার্ধ রয়েছে কারণ সেই সময়ে আরও ভর যোগ করার ফলে গ্রহটি ব্যাসার্ধ বাড়ানোর পরিবর্তে ওজনের নিচে সংকুচিত হয়। কঠিন গ্রহের সর্বোচ্চ ব্যাসার্ধ গ্যাস গ্রহের সর্বোচ্চ ব্যাসার্ধের চেয়ে কম। আকৃতি যখন একটি গ্রহের ব্যাসার্ধ ব্যবহার করে তার আকার বর্ণনা করা হয়, তখন এটি একটি গোলক দ্বারা আকৃতির আনুমানিক হিসাব। যাইহোক, একটি গ্রহের আবর্তনের ফলে এটি মেরুতে সমতল হয়ে যায়; তাই নিরক্ষীয় ব্যাসার্ধ মেরু ব্যাসার্ধের চেয়ে বড়, যা এটিকে একটি ওব্লেট স্ফেরয়েডের কাছাকাছি করে তোলে। ট্রানজিটিং এক্সোপ্ল্যানেটগুলির অস্পষ্টতা ট্রানজিট আলোর বক্ররেখাকে প্রভাবিত করবে। বর্তমান প্রযুক্তির সীমার মধ্যে এটি দেখানো সম্ভব হয়েছে যে এইচডি 189733বি শনির তুলনায় কম ওব্লেট। যদি গ্রহটি তার নক্ষত্রের কাছাকাছি থাকে, তবে মহাকর্ষীয় জোয়ার গ্রহটিকে তারার দিকে প্রসারিত করবে, যা গ্রহটিকে একটি ত্রি-অক্ষীয় উপবৃত্তাকারের কাছাকাছি করে তুলবে। যেহেতু জোয়ারের বিকৃতি গ্রহ এবং তারার মধ্যে একটি রেখা বরাবর থাকে, তাই ট্রানজিট ফটোমেট্রি থেকে সনাক্ত করা কঠিন; ঘূর্ণন বিকৃতি দ্বারা সৃষ্ট মাত্রার তুলনায় কম মাত্রায় ট্রানজিট আলোর বক্ররেখার উপর এর প্রভাব পড়বে, এমনকি এমন ক্ষেত্রেও যেখানে জোয়ারের বিকৃতি ঘূর্ণন বিকৃতি থেকে বড় হয় (যেমনটি জোয়ার-বন্ধ গরম বৃহস্পতির ক্ষেত্রে হয়)। পাথুরে গ্রহগুলির বস্তুগত অনমনীয়তা এবং গ্যাস গ্রহগুলির পাথুরে কোরগুলি পূর্বোক্ত আকারগুলি থেকে আরও বিচ্যুতি ঘটাবে। অসম বিকিরণ পৃষ্ঠের কারণে সৃষ্ট তাপীয় জোয়ার আরেকটি কারণ। আরও দেখুন দূরবর্তী তারা-ভিত্তিক সিস্টেম থেকে পৃথিবী সনাক্তকরণ বিবরণ বহিরাগত লিঙ্ক কেপলার পাবলিক ডেটা আর্কাইভ স্পেস টেলিস্কোপ সায়েন্স ইনস্টিটিউট স্ট্রমগ্রেন সার্ভে ফর অ্যাস্টেরোসিজমোলজি অ্যান্ড গ্যালাকটিক আর্কিওলজি এক্সোপ্ল্যানেট ক্যাটালগ এবং ডেটাবেস এক্সট্রাসোলার প্ল্যানেটস এনসাইক্লোপিডিয়া বাই প্যারিস অবজারভেটরি দ্য হ্যাবিটেবল এক্সোপ্ল্যানেটস ক্যাটালগ বাই ইউপিআর আরেসিবো নিউ ওয়ার্ল্ডস অ্যাটলাস বাই নাসা/জেপিএল প্ল্যানেটকোয়েস্ট অ্যাস্ট্রোবায়োলজি প্ল্যানেটারি সায়েন্স