Exoplanet orbital and physical parameters
यह पृष्ठ एक्सोप्लैनेट कक्षीय और भौतिक मापदंडों का वर्णन करता है। कक्षीय मापदंड अधिकांश ज्ञात सौरातीत ग्रह उम्मीदवारों की खोज अप्रत्यक्ष तरीकों का उपयोग करके की गई है और इसलिए केवल उनके कुछ भौतिक और कक्षीय मापदंडों को निर्धारित किया जा सकता है। उदाहरण के लिए, एक कक्षा को परिभाषित करने वाले छह स्वतंत्र मापदंडों में से, रेडियल-वेग विधि चार निर्धारित कर सकती हैः अर्ध-प्रमुख अक्ष, उत्केन्द्रता, पेरिएस्ट्रॉन का देशांतर और पेरिएस्ट्रॉन का समय। दो पैरामीटर अज्ञात हैंः आरोही नोड का झुकाव और देशांतर। तारा और कक्षीय अवधि से दूरी ऐसे एक्सोप्लैनेट हैं जो सौर मंडल में किसी भी ग्रह की तुलना में अपने मूल तारे के बहुत करीब हैं, और ऐसे एक्सोप्लैनेट भी हैं जो अपने तारे से बहुत दूर हैं। 0. 4 खगोलीय इकाइयों (ए. यू.) पर सूर्य के निकटतम ग्रह बुध को एक कक्षा में 88 दिन लगते हैं, लेकिन एक्सोप्लैनेट की सबसे छोटी ज्ञात कक्षाओं में केवल कुछ घंटों की कक्षीय अवधि होती है, अल्ट्रा-शॉर्ट पीरियड ग्रह देखें। केपलर-11 प्रणाली के पाँच ग्रह बुध की तुलना में छोटी कक्षाओं में हैं। नेपच्यून सूर्य से 30 ए. यू. दूर है और इसकी परिक्रमा करने में 165 साल लगते हैं, लेकिन ऐसे एक्सोप्लैनेट हैं जो अपने तारे से हजारों ए. यू. हैं और कक्षा में आने में दसियों हज़ार साल लगते हैं, उदाहरण के लिए। जी. यू. पिस्कियम बी. रेडियल-वेग और पारगमन विधियाँ छोटी कक्षाओं वाले ग्रहों के प्रति सबसे अधिक संवेदनशील होती हैं। 51 पेग बी जैसी सबसे पुरानी खोज कुछ दिनों की कक्षाओं वाले गैस दिग्गज थे। ये "गर्म बृहस्पति" संभवतः आगे बढ़े और अंदर की ओर चले गए। प्रत्यक्ष इमेजिंग विधि बड़ी कक्षाओं वाले ग्रहों के प्रति सबसे अधिक संवेदनशील है, और कुछ ग्रहों की खोज की है जिनमें सैकड़ों ए. यू. के ग्रह-तारा पृथक्करण हैं। हालांकि, प्रोटोप्लानेटरी डिस्क आमतौर पर त्रिज्या में केवल 100 ए. यू. के आसपास होती हैं, और कोर संचय मॉडल 10 ए. यू. के भीतर विशाल ग्रह के गठन की भविष्यवाणी करते हैं, जहां डिस्क के वाष्पित होने से पहले ग्रह जल्दी से एकजुट हो सकते हैं। बहुत लंबे समय तक विशाल ग्रह दुष्ट ग्रह हो सकते हैं जिन्हें पकड़ लिया गया था, या निकट-निर्मित और गुरुत्वाकर्षण रूप से बाहर की ओर बिखरे हुए थे, या ग्रह और तारा एक द्रव्यमान-संतुलित चौड़ी द्विआधारी प्रणाली हो सकती है जिसमें ग्रह अपनी अलग प्रोटोप्लानेटरी डिस्क का प्राथमिक उद्देश्य हो सकता है। गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता मॉडल बहु-सौ ए. यू. पृथक्करणों पर ग्रहों का उत्पादन कर सकते हैं लेकिन इसके लिए असामान्य रूप से बड़ी डिस्क की आवश्यकता होगी। कई लाख ए. यू. तक की बहुत चौड़ी कक्षाओं वाले ग्रहों के लिए यह निर्धारित करना मुश्किल हो सकता है कि ग्रह गुरुत्वाकर्षण रूप से तारे से बंधा है या नहीं। जिन अधिकांश ग्रहों की खोज की गई है, वे अपने मेजबान तारे से कुछ ए. यू. के भीतर हैं क्योंकि सबसे अधिक उपयोग की जाने वाली विधियों (रेडियल-वेग और पारगमन) के लिए कई कक्षाओं के अवलोकन की आवश्यकता होती है ताकि यह पुष्टि की जा सके कि ग्रह मौजूद है और इन विधियों का उपयोग पहली बार छोटे पृथक्करणों को कवर करने के लिए किया गया था। बड़ी कक्षाओं वाले कुछ ग्रहों की खोज प्रत्यक्ष इमेजिंग द्वारा की गई है, लेकिन दूरी की एक मध्य सीमा है, जो मोटे तौर पर सौर मंडल के गैस विशाल क्षेत्र के बराबर है, जो काफी हद तक अज्ञात है। उस क्षेत्र की खोज के लिए प्रत्यक्ष इमेजिंग उपकरण दो बड़ी दूरबीनों पर स्थापित किए गए थे जिन्होंने 2014 में संचालन शुरू किया था, उदाहरण के लिए। मिथुन ग्रह इमेजर और वी. एल. टी.-एस. पी. एच. ई. आर. ई. सूक्ष्म संवेदन विधि ने 1-10 ए. यू. श्रेणी में कुछ ग्रहों का पता लगाया है। यह प्रशंसनीय प्रतीत होता है कि अधिकांश एक्सोप्लैनेटरी प्रणालियों में, सौर मंडल में बृहस्पति और शनि के आकार के बराबर कक्षाओं वाले एक या दो विशाल ग्रह हैं। काफी बड़ी कक्षाओं वाले विशाल ग्रह अब दुर्लभ माने जाते हैं, कम से कम सूर्य जैसे सितारों के आसपास। एक तारे से रहने योग्य क्षेत्र की दूरी तारे के प्रकार पर निर्भर करती है और यह दूरी तारे के जीवनकाल के दौरान बदलती है क्योंकि तारे का आकार और तापमान बदलता है। एक कक्षा की उत्केन्द्रता इस बात का एक माप है कि यह कितना अण्डाकार (लंबा) है। बुध को छोड़कर सौर मंडल के सभी ग्रहों की वृत्ताकार कक्षाएँ (ई <0.1) हैं। 20 दिन या उससे कम की कक्षीय अवधि वाले अधिकांश एक्सोप्लैनेट में निकट-गोलाकार कक्षाएं होती हैं, अर्थात। बहुत कम विलक्षणता। ऐसा ज्वारीय वृत्तीकरण के कारण माना जाता हैः दो निकायों के बीच गुरुत्वाकर्षण बातचीत के कारण समय के साथ उत्केन्द्रता में कमी। केपलर अंतरिक्ष यान द्वारा छोटे कक्षीय अवधियों के साथ पाए गए ज्यादातर उप-नेपच्यून आकार के ग्रहों की कक्षाएँ बहुत गोलाकार होती हैं। इसके विपरीत, रेडियल-वेग विधियों द्वारा खोजे गए लंबी कक्षीय अवधि वाले विशाल ग्रहों में काफी विलक्षण कक्षाएं होती हैं। (जुलाई 2010 तक, ऐसे 55 प्रतिशत ग्रहों में 0.20 से अधिक उत्केन्द्रताएँ हैं, जबकि 17 प्रतिशत में 0.50 से अधिक उत्केन्द्रताएँ हैं।) विशाल ग्रहों की मध्यम से उच्च उत्केन्द्रता (ई> 2) एक अवलोकन चयन प्रभाव नहीं है, क्योंकि एक ग्रह को उसकी कक्षा की उत्केन्द्रता की परवाह किए बिना समान रूप से अच्छी तरह से पता लगाया जा सकता है। अवलोकित विशाल ग्रहों के समूह में दीर्घवृत्ताकार कक्षाओं का सांख्यिकीय महत्व कुछ हद तक आश्चर्यजनक है, क्योंकि ग्रहों के गठन के वर्तमान सिद्धांतों से पता चलता है कि कम द्रव्यमान वाले ग्रहों की कक्षीय विलक्षणता आसपास के प्रोटोप्लानेटरी डिस्क के साथ गुरुत्वाकर्षण बातचीत द्वारा गोलाकार होनी चाहिए। हालाँकि, जैसे-जैसे एक ग्रह अधिक विशाल होता जाता है और डिस्क के साथ इसकी अंतःक्रिया अरैखिक हो जाती है, यह आसपास की डिस्क की गैस की विलक्षण गति को प्रेरित कर सकता है, जो बदले में ग्रह की कक्षीय विलक्षणता को उत्तेजित कर सकता है। कम विलक्षणताएँ उच्च बहुलता (प्रणाली में ग्रहों की संख्या) के साथ सहसंबद्ध हैं। निवास, विशेष रूप से उन्नत जीवन के लिए कम विलक्षणता की आवश्यकता होती है। वर्तमान पहचान क्षमता की सीमा के पास कमजोर डॉपलर संकेतों के लिए, विलक्षणता खराब रूप से बाधित हो जाती है और उच्च मूल्यों के प्रति पक्षपाती हो जाती है। यह सुझाव दिया जाता है कि कम द्रव्यमान वाले एक्सोप्लैनेट के लिए रिपोर्ट की गई कुछ उच्च विलक्षणताएं अधिक अनुमानित हो सकती हैं, क्योंकि सिमुलेशन से पता चलता है कि कई अवलोकन वृत्ताकार कक्षाओं पर दो ग्रहों के अनुरूप भी हैं। मध्यम रूप से विलक्षण कक्षाओं में एकल ग्रहों के कथित अवलोकनों में ग्रहों की एक जोड़ी होने की लगभग 15 प्रतिशत संभावना है। यह गलत व्याख्या विशेष रूप से तब संभव है जब दोनों ग्रह 2:1 अनुनाद के साथ परिक्रमा करते हैं। 2009 में ज्ञात एक्सोप्लैनेट नमूने के साथ, खगोलविदों के एक समूह ने अनुमान लगाया कि "(1) प्रकाशित विलक्षण एक-ग्रह समाधानों का लगभग 35 प्रतिशत 2:1 कक्षीय अनुनाद में ग्रह प्रणालियों से सांख्यिकीय रूप से अप्रभेद्य है, (2) अन्य 40 प्रतिशत को सांख्यिकीय रूप से गोलाकार कक्षीय समाधान से अलग नहीं किया जा सकता है" और "(3) पृथ्वी की तुलना में द्रव्यमान वाले ग्रहों को विलक्षण सुपर-अर्थ और नेपच्यून द्रव्यमान ग्रहों के ज्ञात कक्षीय समाधानों में छिपाया जा सकता है।" रेडियल वेग सर्वेक्षणों में पाया गया कि 0.1 ए. यू. से परे एक्सोप्लैनेट की कक्षाएं विशेष रूप से बड़े ग्रहों के लिए विलक्षण हैं। केपलर अंतरिक्ष यान द्वारा प्राप्त पारगमन डेटा, आर. वी. सर्वेक्षणों के अनुरूप है और यह भी पता चला है कि छोटे ग्रहों में कम विलक्षण कक्षाएं होती हैं। झुकाव बनाम स्पिन-कक्षा कोण कक्षीय झुकाव एक ग्रह के कक्षीय तल और संदर्भ के दूसरे तल के बीच का कोण है। एक्सोप्लैनेट के लिए, झुकाव आमतौर पर पृथ्वी पर एक पर्यवेक्षक के संबंध में कहा जाता हैः उपयोग किया जाने वाला कोण ग्रह के कक्षीय तल के सामान्य और पृथ्वी से तारे तक की दृष्टि रेखा के बीच होता है। इसलिए, पारगमन विधि द्वारा देखे गए अधिकांश ग्रह 90 डिग्री के करीब हैं। चूंकि 'झुकाव' शब्द का उपयोग इस दृष्टि रेखा के झुकाव के लिए एक्सोप्लैनेट अध्ययनों में किया जाता है, इसलिए ग्रह की कक्षा और तारे के घूर्णन के बीच के कोण को एक अलग शब्द का उपयोग करना चाहिए और इसे स्पिन-ऑर्बिट कोण या स्पिन-ऑर्बिट संरेखण कहा जाता है। ज्यादातर मामलों में तारे के घूर्णन अक्ष का अभिविन्यास अज्ञात है। केपलर अंतरिक्ष यान ने कुछ सौ बहु-ग्रह प्रणालियों की खोज की है और इनमें से अधिकांश प्रणालियों में सभी ग्रह सौर मंडल की तरह लगभग एक ही तल में परिक्रमा करते हैं। हालांकि, एस्ट्रोमेट्रिक और रेडियल-वेग मापों के संयोजन से पता चला है कि कुछ ग्रह प्रणालियों में ऐसे ग्रह होते हैं जिनके कक्षीय विमान एक दूसरे के सापेक्ष काफी झुके होते हैं। आधे से अधिक गर्म बृहस्पति के कक्षीय विमान अपने मूल तारे के घूर्णन के साथ काफी हद तक गलत तरीके से संरेखित हैं। गर्म-जुपिटरों के एक बड़े अंश में प्रतिगामी कक्षाएं भी होती हैं, जिसका अर्थ है कि वे तारे के घूर्णन से विपरीत दिशा में परिक्रमा करते हैं। किसी ग्रह की कक्षा में गड़बड़ी होने के बजाय, यह हो सकता है कि तारों के चुंबकीय क्षेत्र और ग्रह बनाने वाली डिस्क के बीच बातचीत के कारण तारा स्वयं अपने सिस्टम के गठन में जल्दी पलट गया हो। पेरिएस्ट्रॉन प्रीसेशन पेरिएस्ट्रॉन प्रीसेशन कक्षीय तल के भीतर एक ग्रह की कक्षा का घूर्णन है, अर्थात। दीर्घवृत्त के अक्षों की दिशा बदल जाती है। सौर मंडल में, अन्य ग्रहों से विक्षोभ मुख्य कारण हैं, लेकिन निकट के एक्सोप्लैनेट के लिए सबसे बड़ा कारक तारा और ग्रह के बीच ज्वारीय बल हो सकते हैं। निकटवर्ती ग्रहों के लिए, पूर्वगमन में सामान्य सापेक्षवादी योगदान भी महत्वपूर्ण है और बुध के लिए समान प्रभाव से बड़े परिमाण के क्रम हो सकते हैं। कुछ एक्सोप्लैनेट में काफी विलक्षण कक्षाएं होती हैं, जिससे पूर्वगमन का पता लगाना आसान हो जाता है। सामान्य सापेक्षता के प्रभाव का पता लगभग 10 वर्ष या उससे कम के समय में लगाया जा सकता है। नोडल पूर्वगमन किसी ग्रह के कक्षीय तल का घूर्णन है। जब कक्षीय तल तारा के घूर्णन की ओर झुका होता है, तो नोडल पूर्वगमन को पेरीएस्ट्रॉन पूर्वगमन से अलग के रूप में अधिक आसानी से देखा जाता है, चरम मामला एक ध्रुवीय कक्षा है। डब्ल्यू. ए. एस. पी.-33 एक तेजी से घूमने वाला तारा है जो लगभग ध्रुवीय कक्षा में एक गर्म बृहस्पति की मेजबानी करता है। तारे की चतुर्भुज द्रव्यमान गति और उचित कोणीय गति क्रमशः 1900 और 400 गुना है, जो सूर्य की तुलना में बड़ी है। यह केपलर के नियमों से महत्वपूर्ण शास्त्रीय और सापेक्षतावादी विचलन का कारण बनता है। विशेष रूप से, तेज घूर्णन तारे की अस्पष्टता और लेंस-थिरिंग प्रभाव के कारण बड़े नोडल पूर्वगमन का कारण बनता है। घूर्णन और अक्षीय झुकाव अप्रैल 2014 में, एक ग्रह की घूर्णन अवधि के पहले माप की घोषणा की गई थीः सुपर-जुपिटर गैस विशाल बीटा पिक्टोरिस बी के लिए दिन की लंबाई 8 घंटे है (इस धारणा के आधार पर कि ग्रह का अक्षीय झुकाव छोटा है।) 25 किमी प्रति सेकंड के भूमध्यरेखीय घूर्णन वेग के साथ, यह सौर मंडल के विशाल ग्रहों की तुलना में तेज है, इस उम्मीद के अनुरूप कि एक विशाल ग्रह जितना बड़ा होगा, उतना ही तेजी से घूमता है। अपने तारे से बीटा पिक्टोरिस बी की दूरी 9 ए. यू. है। इस तरह की दूरी पर ज्वारीय प्रभावों से जोवियन ग्रहों का घूर्णन धीमा नहीं होता है। बीटा पिक्टोरिस बी अभी भी गर्म और युवा है और अगले सैकड़ों लाखों वर्षों में, यह ठंडा हो जाएगा और बृहस्पति के आकार तक सिकुड़ जाएगा, और यदि इसकी कोणीय गति को संरक्षित किया जाता है, तो जैसे-जैसे यह सिकुड़ता जाएगा, इसके दिन की लंबाई लगभग 3 घंटे तक कम हो जाएगी और इसका भूमध्यरेखीय घूर्णन वेग लगभग 40 किमी/सेकंड तक हो जाएगा। बीटा पिक्टोरिस बी की छवियों में सीधे विवरण देखने के लिए पर्याप्त उच्च रिज़ॉल्यूशन नहीं है, लेकिन डॉप्लर स्पेक्ट्रोस्कोपी तकनीकों का उपयोग यह दिखाने के लिए किया गया था कि ग्रह के विभिन्न हिस्से अलग-अलग गति से और विपरीत दिशाओं में आगे बढ़ रहे थे, जिससे यह अनुमान लगाया गया था कि ग्रह घूम रहा है। बड़ी भूमि-आधारित दूरबीनों की अगली पीढ़ी के साथ ग्रह का वैश्विक मानचित्र बनाने के लिए डॉप्लर इमेजिंग तकनीकों का उपयोग करना संभव होगा, जैसे 2014 में ब्राउन ड्वार्फ लुहमान 16बी का मानचित्रण। कई गैस दिग्गजों के घूर्णन के 2017 के एक अध्ययन में ग्रह के घूर्णन दर और द्रव्यमान के बीच कोई संबंध नहीं पाया गया। स्थलीय ग्रहों के घूर्णन और झुकाव की उत्पत्ति स्थलीय ग्रहों के घूर्णन पर विशाल प्रभाव का बड़ा प्रभाव पड़ता है। ग्रहों के निर्माण के दौरान अंतिम कुछ विशाल प्रभाव एक स्थलीय ग्रह की घूर्णन दर का मुख्य निर्धारक होते हैं। औसतन घूर्णन कोणीय वेग उस वेग का लगभग 70 प्रतिशत होगा जिससे ग्रह टूट जाएगा और अलग हो जाएगा; ग्रहों के भ्रूण का प्राकृतिक परिणाम पलायन वेग से थोड़ी अधिक गति से प्रभावित होता है। बाद के चरणों में स्थलीय ग्रह स्पिन भी ग्रहों के साथ प्रभाव से प्रभावित होता है। विशाल प्रभाव चरण के दौरान, एक प्रोटोप्लानेटरी डिस्क की मोटाई ग्रहों के भ्रूण के आकार से बहुत बड़ी होती है, इसलिए टकराव तीन-आयामों में किसी भी दिशा से आने की समान रूप से संभावना होती है। इसके परिणामस्वरूप 0 से 180 डिग्री तक के संवर्धित ग्रहों का अक्षीय झुकाव होता है, जिसकी किसी भी दिशा में प्रगति और प्रतिगामी स्पिन दोनों समान रूप से संभावित होते हैं। इसलिए, शुक्र को छोड़कर सौर मंडल के स्थलीय ग्रहों के लिए एक छोटे से अक्षीय झुकाव के साथ अग्रगामी स्पिन, विशाल प्रभावों द्वारा निर्मित स्थलीय ग्रहों के लिए सामान्य रूप से आम नहीं है। विशाल प्रभावों द्वारा निर्धारित ग्रह के प्रारंभिक अक्षीय झुकाव को तारकीय ज्वार-भाटा द्वारा काफी हद तक बदला जा सकता है यदि ग्रह अपने तारे के करीब है और उपग्रह ज्वार-भाटा द्वारा यदि ग्रह के पास एक बड़ा उपग्रह है। ज्वारीय प्रभाव अधिकांश ग्रहों के लिए, घूर्णन अवधि और अक्षीय झुकाव (जिसे तिरछा भी कहा जाता है) ज्ञात नहीं हैं, लेकिन बहुत छोटी कक्षाओं (जहां ज्वारीय प्रभाव अधिक होते हैं) के साथ बड़ी संख्या में ग्रहों का पता लगाया गया है जो शायद एक संतुलन घूर्णन तक पहुंच गए होंगे जिसकी भविष्यवाणी की जा सकती है (यानी। ज्वारीय ताला, स्पिन-कक्षा अनुनाद, और गैर-अनुनाद संतुलन जैसे प्रतिगामी घूर्णन)। गुरुत्वाकर्षण ज्वार-भाटा अक्षीय झुकाव को शून्य तक कम कर देता है लेकिन घूर्णन दर की तुलना में लंबे समय तक संतुलन तक पहुंच जाता है। हालांकि, एक प्रणाली में कई ग्रहों की उपस्थिति अक्षीय झुकाव को एक अनुनाद में पकड़ सकती है जिसे कैसिनी अवस्था कहा जाता है। इस अवस्था के चारों ओर छोटे-छोटे दोलन होते हैं और मंगल के मामले में ये अक्षीय झुकाव परिवर्तन अराजक होते हैं। गर्म बृहस्पति की अपने मेजबान तारे से निकटता का मतलब है कि उनका स्पिन-कक्षा विकास ज्यादातर तारे के गुरुत्वाकर्षण के कारण होता है न कि अन्य प्रभावों के कारण। गर्म बृहस्पति की घूर्णन दर को घूर्णन-कक्षा अनुनाद में कैद नहीं माना जाता है क्योंकि जिस तरह से इस तरह का एक द्रव-पिंड ज्वार-भाटा पर प्रतिक्रिया करता है; इसलिए इस तरह का एक ग्रह समकालिक घूर्णन में धीमा हो जाता है यदि इसकी कक्षा गोलाकार है, या, वैकल्पिक रूप से, यह एक गैर-समकालिक घूर्णन में धीमा हो जाता है यदि इसकी कक्षा विलक्षण है। गर्म बृहस्पति के शून्य अक्षीय झुकाव की ओर विकसित होने की संभावना है, भले ही वे ग्रहों के प्रवास के दौरान कैसिनी अवस्था में थे जब वे अपने तारे से आगे थे। गर्म बृहस्पति की कक्षाएं समय के साथ अधिक गोलाकार हो जाएंगी, हालांकि प्रणाली में अन्य ग्रहों की विलक्षण कक्षाओं पर उपस्थिति, यहां तक कि पृथ्वी के रूप में छोटे और रहने योग्य क्षेत्र के रूप में दूर, गर्म बृहस्पति की विलक्षणता को बनाए रखना जारी रख सकते हैं ताकि ज्वारीय वृत्तीकरण के लिए समय की लंबाई लाखों वर्षों के बजाय अरबों हो सकती है। एच. डी. 80606 बी ग्रह की घूर्णन दर लगभग 1.9 दिन होने का अनुमान है। एच. डी. 80606 बी स्पिन-ऑर्बिट अनुनाद से बचाता है क्योंकि यह एक विशाल गैस है। इसकी कक्षा की विलक्षणता का मतलब है कि यह ज्वारीय रूप से बंद होने से बचाता है। भौतिक मापदंड द्रव्यमान जब कोई ग्रह रेडियल-वेग विधि द्वारा पाया जाता है, तो उसका कक्षीय झुकाव i अज्ञात होता है और यह 0 से 90 डिग्री तक हो सकता है। विधि ग्रह के वास्तविक द्रव्यमान (एम) को निर्धारित करने में असमर्थ है, बल्कि इसके द्रव्यमान, एम सिनी के लिए एक कम सीमा देती है। कुछ मामलों में एक स्पष्ट एक्सोप्लैनेट एक अधिक विशाल वस्तु हो सकती है जैसे कि ब्राउन ड्वार्फ या रेड ड्वार्फ। हालांकि, i के एक छोटे से मान की संभावना (मान लीजिए कि 30 डिग्री से कम, जो एक वास्तविक द्रव्यमान को कम से कम देखी गई निचली सीमा से दोगुना देगा) अपेक्षाकृत कम है (1−/2 ≈ 13 प्रतिशत) और इसलिए अधिकांश ग्रहों में वास्तविक द्रव्यमान देखी गई निचली सीमा के काफी करीब होगा। यदि किसी ग्रह की कक्षा दृष्टि रेखा के लगभग लंबवत है (अर्थात। 90° के करीब), पारगमन विधि के माध्यम से एक ग्रह का पता लगाया जा सकता है। तब झुकाव का पता चल जाएगा, और रेडियल-वेग टिप्पणियों से एम सिनी के साथ संयुक्त झुकाव ग्रह का वास्तविक द्रव्यमान देगा। इसके अलावा, कई ग्रह प्रणालियों में खगोलीय अवलोकन और गतिशील विचार कभी-कभी ग्रह के वास्तविक द्रव्यमान को एक ऊपरी सीमा प्रदान कर सकते हैं। 2013 में यह प्रस्ताव दिया गया था कि एक पारगमन एक्सोप्लैनेट के द्रव्यमान को इसके वायुमंडल के संचरण स्पेक्ट्रम से भी निर्धारित किया जा सकता है, क्योंकि इसका उपयोग वायुमंडलीय संरचना, तापमान, दबाव और पैमाने की ऊंचाई को स्वतंत्र रूप से बाधित करने के लिए किया जा सकता है, हालांकि 2017 के एक अध्ययन में पाया गया कि संचरण स्पेक्ट्रम स्पष्ट रूप से द्रव्यमान का निर्धारण नहीं कर सकता है। पारगमन-समय भिन्नता का उपयोग किसी ग्रह के द्रव्यमान का पता लगाने के लिए भी किया जा सकता है। त्रिज्या, घनत्व और थोक संरचना केपलर अंतरिक्ष वेधशाला के हाल के परिणामों से पहले, अधिकांश पुष्टि किए गए ग्रह बृहस्पति या उससे बड़े आकार के गैस दिग्गज थे क्योंकि उनका सबसे आसानी से पता लगाया जाता है। हालांकि, केपलर द्वारा खोजे गए ग्रह ज्यादातर नेपच्यून के आकार और पृथ्वी के आकार के बीच हैं। यदि किसी ग्रह का रेडियल-वेग और पारगमन दोनों तरीकों से पता लगाया जा सकता है, तो उसके वास्तविक द्रव्यमान और त्रिज्या दोनों का निर्धारण किया जा सकता है, साथ ही साथ इसका घनत्व भी निर्धारित किया जा सकता है। कम घनत्व वाले ग्रहों को मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से बना माना जाता है, जबकि मध्यवर्ती घनत्व वाले ग्रहों को एक प्रमुख घटक के रूप में पानी होने का अनुमान लगाया जाता है। पृथ्वी और सौर मंडल के अन्य स्थलीय ग्रहों की तरह उच्च घनत्व वाले ग्रह के चट्टानी होने का अनुमान लगाया जाता है। गैस के दिग्गज, फूले हुए ग्रह और सुपर-जुपिटर गैसीय ग्रह जो गर्म हैं, वे अपने मेजबान तारे से अत्यधिक निकटता के कारण होते हैं, या क्योंकि वे अभी भी अपने गठन से गर्म हैं और गर्मी से विस्तारित होते हैं। ठंडे गैस ग्रहों के लिए, एक अधिकतम त्रिज्या होती है जो बृहस्पति की तुलना में थोड़ी बड़ी होती है जो तब होती है जब द्रव्यमान कुछ बृहस्पति-द्रव्यमान तक पहुंच जाता है। इस बिंदु से परे द्रव्यमान जोड़ने से त्रिज्या सिकुड़ जाती है। तारों से गर्मी को ध्यान में रखते हुए भी, कई पारगमन करने वाले एक्सोप्लैनेट अपने द्रव्यमान को देखते हुए अपेक्षा से बहुत बड़े होते हैं, जिसका अर्थ है कि उनका घनत्व आश्चर्यजनक रूप से कम होता है। एक संभावित व्याख्या के लिए चुंबकीय क्षेत्र खंड देखें। फूले हुए गर्म बृहस्पति के अलावा, एक और प्रकार का कम घनत्व वाला ग्रह हैः पृथ्वी के द्रव्यमान से केवल कुछ गुना अधिक द्रव्यमान के साथ सुपर-पफ, लेकिन नेपच्यून से बड़ी त्रिज्या के साथ। केपलर-51 के आसपास के ग्रह फूलते हुए गर्म बृहस्पति की तुलना में बहुत कम घने (कहीं अधिक फैले हुए) हैं जैसा कि दाईं ओर के भूखंडों में देखा जा सकता है जहां तीन केपलर-51 ग्रह विसरण बनाम त्रिज्या भूखंड में खड़े हैं। बर्फ के दिग्गज और सुपर-नेप्च्यून केपलर-101बी पहले सुपर-नेप्च्यून की खोज की गई थी। इसका द्रव्यमान नेपच्यून के द्रव्यमान से तीन गुना अधिक है, लेकिन इसका घनत्व बताता है कि हाइड्रोजन-हीलियम-प्रधान गैस दिग्गजों के विपरीत, भारी तत्व इसके कुल द्रव्यमान का 60 प्रतिशत से अधिक बनाते हैं। यदि किसी ग्रह की त्रिज्या और/या द्रव्यमान पृथ्वी और नेपच्यून के बीच है, तो इस बारे में एक सवाल है कि क्या वह ग्रह पृथ्वी की तरह चट्टानी है, नेपच्यून की तरह वाष्पशील और गैस का मिश्रण है, हाइड्रोजन/हीलियम लिफाफा (मिनी-जुपिटर) वाला एक छोटा ग्रह है, या किसी अन्य संरचना का है। 1 से 4 पृथ्वी त्रिज्यों की सीमा में त्रिज्यों के साथ कुछ केपलर पारगमन ग्रहों के द्रव्यमान को रेडियल-वेग या पारगमन-समय विधियों द्वारा मापा गया है। गणना किए गए घनत्वों से पता चलता है कि पृथ्वी की डेढ़ त्रिज्या तक, ये ग्रह चट्टानी हैं और गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण बढ़ती त्रिज्या के साथ घनत्व बढ़ता है। हालाँकि, 1.5 और 4 पृथ्वी त्रिज्यों के बीच घनत्व बढ़ती त्रिज्या के साथ कम हो जाता है। यह इंगित करता है कि पृथ्वी की डेढ़ त्रिज्या से ऊपर, ग्रहों में वाष्पशील और गैस की मात्रा बढ़ती जाती है। इस सामान्य प्रवृत्ति के बावजूद, एक दिए गए त्रिज्या में द्रव्यमान की एक विस्तृत श्रृंखला है, जो इसलिए हो सकती है क्योंकि गैस ग्रहों में विभिन्न द्रव्यमान और संरचनाओं के चट्टानी कोर हो सकते हैं, और वाष्पशील के फोटोवापरेशन के कारण भी हो सकते हैं। तापीय विकासवादी वातावरण मॉडल चट्टानी और गैसीय ग्रहों के बीच एक विभाजन रेखा के रूप में पृथ्वी की तुलना में 1.75 गुना त्रिज्या का सुझाव देते हैं। तारकीय विकिरण के कारण अपने गैस आवरण को खोने वाले निकट ग्रहों को छोड़कर, तारों की धातुता के अध्ययन से पता चलता है कि चट्टानी ग्रहों और गैस बौनों के बीच पृथ्वी की त्रिज्या 1.77 है, फिर गैस बौनों और गैस दिग्गजों के बीच पृथ्वी की त्रिज्या 3.9 पर एक और विभाजन रेखा है। ये विभाजन रेखाएँ सांख्यिकीय प्रवृत्तियाँ हैं और सार्वभौमिक रूप से लागू नहीं होती हैं, क्योंकि धातुता के अलावा कई अन्य कारक हैं जो ग्रह के निर्माण को प्रभावित करते हैं, जिसमें तारे से दूरी भी शामिल है-बड़े चट्टानी ग्रह हो सकते हैं जो बड़ी दूरी पर बनते हैं। आंकड़ों के एक स्वतंत्र पुनर्मूल्यांकन से पता चलता है कि ऐसी कोई विभाजन रेखाएं नहीं हैं और 1 और 4 पृथ्वी त्रिज्यों के बीच ग्रह निर्माण की निरंतरता है और यह संदेह करने का कोई कारण नहीं है कि एक प्रोटोप्लानेटरी डिस्क में ठोस सामग्री की मात्रा यह निर्धारित करती है कि क्या सुपर-अर्थ या मिनी-नेपच्यून बनते हैं। 300 से अधिक ग्रहों के आधार पर 2016 में किए गए अध्ययनों से पता चलता है कि लगभग दो पृथ्वी द्रव्यमान पर अधिकांश वस्तुएं महत्वपूर्ण हाइड्रोजन-हीलियम लिफाफे एकत्र करती हैं, जिसका अर्थ है कि चट्टानी सुपर-अर्थ दुर्लभ हो सकते हैं। कम घनत्व वाले पृथ्वी-द्रव्यमान ग्रह केपलर-138डी की खोज से पता चलता है कि द्रव्यमान की एक अतिव्यापी सीमा है जिसमें चट्टानी ग्रह और कम घनत्व वाले ग्रह दोनों होते हैं। एक कम द्रव्यमान वाले कम घनत्व वाले ग्रह एक महासागर ग्रह या एक अवशेष हाइड्रोजन वातावरण के साथ सुपर-अर्थ, या एक भाप वातावरण के साथ एक गर्म ग्रह, या हाइड्रोजन-हीलियम वातावरण के साथ एक मिनी-नेपच्यून हो सकते हैं। कम द्रव्यमान वाले कम घनत्व वाले ग्रह के लिए एक और संभावना यह है कि इसमें मुख्य रूप से कार्बन मोनोऑक्साइड, कार्बन डाइऑक्साइड, मीथेन या नाइट्रोजन से बना एक बड़ा वातावरण है। विशाल ठोस ग्रह 2014 में, केपलर-10सी के नए मापों ने इसे पृथ्वी की तुलना में अधिक घनत्व वाला एक नेप्च्यून-द्रव्यमान ग्रह (17 पृथ्वी द्रव्यमान) पाया, जो दर्शाता है कि केपलर-10सी संभवतः 20 प्रतिशत तक उच्च दबाव वाली पानी की बर्फ के साथ ज्यादातर चट्टानों से बना है, लेकिन हाइड्रोजन-प्रधान लिफाफे के बिना। चूंकि यह 10-पृथ्वी-द्रव्यमान की ऊपरी सीमा से काफी ऊपर है जो आमतौर पर 'सुपर-अर्थ' शब्द के लिए उपयोग की जाती है, इसलिए मेगा-अर्थ शब्द गढ़ा गया है। इसी तरह का एक विशाल और घना ग्रह केपलर-131बी हो सकता है, हालांकि इसका घनत्व केपलर 10सी जितना नहीं मापा गया है। अगले सबसे बड़े ज्ञात ठोस ग्रह इस द्रव्यमान के आधे हैंः 55 कैनक्री ई और केपलर-20 बी। गैस ग्रहों में बड़े ठोस कोर हो सकते हैं। शनि-द्रव्यमान ग्रह एचडी 149026 बी में शनि की त्रिज्या का केवल दो-तिहाई हिस्सा है, इसलिए इसमें 60 पृथ्वी द्रव्यमान या उससे अधिक का चट्टान-बर्फ का केंद्र हो सकता है। सी. ओ. आर. ओ. टी.-20बी. का द्रव्यमान बृहस्पति के द्रव्यमान से 4.2 गुना अधिक है, लेकिन बृहस्पति की त्रिज्या केवल 0.84 है; इसमें 800 पृथ्वी द्रव्यमान का धातु केंद्र हो सकता है यदि भारी तत्व केंद्र में केंद्रित हैं, या 300 पृथ्वी द्रव्यमान का केंद्र हो सकता है यदि भारी तत्व पूरे ग्रह में अधिक वितरित हैं। पारगमन-समय भिन्नता मापों से पता चलता है कि केपलर-52बी, केपलर-52सी और केपलर-57बी का अधिकतम द्रव्यमान पृथ्वी के 30 और 100 गुना के बीच है, हालांकि वास्तविक द्रव्यमान बहुत कम हो सकता है। आकार में लगभग 2 पृथ्वी त्रिज्य त्रिज्यों के साथ, उनके घनत्व समान आकार के लोहे के ग्रह की तुलना में बड़े हो सकते हैं। वे अपने सितारों के बहुत करीब परिक्रमा करते हैं, इसलिए वे प्रत्येक एक वाष्पित गैस विशाल या भूरे बौने के अवशेष केंद्र (चैथोनियन ग्रह) हो सकते हैं। यदि एक अवशेष केंद्र पर्याप्त विशाल है तो यह वायुमंडलीय द्रव्यमान खोने के बावजूद अरबों वर्षों तक ऐसी स्थिति में रह सकता है। हजारों पृथ्वी द्रव्यमान तक के ठोस ग्रह विशाल सितारों (बी-प्रकार और ओ-प्रकार के सितारों; 5-120 सौर द्रव्यमान) के आसपास बनने में सक्षम हो सकते हैं, जहां प्रोटोप्लानेटरी डिस्क में पर्याप्त भारी तत्व होंगे। इसके अलावा, इन सितारों में उच्च यूवी विकिरण और हवाएँ होती हैं जो डिस्क में गैस को फोटोवापरेट कर सकती हैं, जिससे केवल भारी तत्व रह जाते हैं। तुलना के लिए, नेपच्यून का द्रव्यमान 17 पृथ्वी द्रव्यमान के बराबर है, बृहस्पति का 318 पृथ्वी द्रव्यमान है, और एक एक्सोप्लैनेट की आई. ए. यू. की कार्यशील परिभाषा में उपयोग की जाने वाली 13-जुपिटर-द्रव्यमान सीमा लगभग 4000 पृथ्वी द्रव्यमान के बराबर है। ठंडे ग्रहों की अधिकतम त्रिज्या होती है क्योंकि उस बिंदु पर अधिक द्रव्यमान जोड़ने से ग्रह त्रिज्या बढ़ाने के बजाय वजन के नीचे संकुचित हो जाता है। ठोस ग्रहों के लिए अधिकतम त्रिज्या गैस ग्रहों के लिए अधिकतम त्रिज्या से कम है। आकार जब किसी ग्रह के आकार को उसकी त्रिज्या का उपयोग करके वर्णित किया जाता है, तो यह एक गोले द्वारा आकार का अनुमान लगा रहा होता है। हालांकि, एक ग्रह के घूर्णन के कारण यह ध्रुवों पर चपटा हो जाता है; इसलिए भूमध्यरेखीय त्रिज्या ध्रुवीय त्रिज्या से बड़ी होती है, जिससे यह एक ओब्लेट गोलाकार के करीब हो जाता है। पारगमन करने वाले एक्सोप्लैनेट की अस्पष्टता पारगमन प्रकाश वक्रों को प्रभावित करेगी। वर्तमान प्रौद्योगिकी की सीमाओं पर यह दिखाना संभव हो गया है कि एच. डी. 189733बी शनि की तुलना में कम ओब्लेट है। यदि ग्रह अपने तारे के करीब है, तो गुरुत्वाकर्षण ज्वार-भाटा ग्रह को तारे की दिशा में बढ़ा देगा, जिससे ग्रह त्रि-अक्षीय दीर्घवृत्त के करीब हो जाएगा। चूंकि ज्वारीय विरूपण ग्रह और तारे के बीच एक रेखा के साथ होता है, इसलिए पारगमन फोटोमेट्री से इसका पता लगाना मुश्किल है; इसका पारगमन प्रकाश वक्रों पर घूर्णन विरूपण के कारण होने वाले परिमाण के क्रम से कम प्रभाव पड़ेगा, यहां तक कि उन मामलों में भी जहां ज्वारीय विरूपण घूर्णन विरूपण से बड़ा है (जैसा कि ज्वारीय रूप से बंद गर्म बृहस्पति के मामले में है)। चट्टानी ग्रहों की भौतिक कठोरता और गैस ग्रहों के चट्टानी कोर उपरोक्त आकृतियों से और अधिक विचलन का कारण बनेंगे। असमान रूप से विकिरणित सतहों के कारण होने वाले तापीय ज्वार-भाटा एक अन्य कारक हैं। यह भी देखें दूर के तारे-आधारित प्रणालियों से पृथ्वी का पता लगाना टिप्पणियाँ बाहरी लिंक अंतरिक्ष दूरबीन विज्ञान 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