Exoplanet orbital and physical parameters
இந்தப் பக்கம் எக்ஸோபிளானட் சுற்றுப்பாதை மற்றும் இயற்பியல் அளவுருக்களை விவரிக்கிறது. சுற்றுப்பாதை அளவுருக்கள் மிகவும் அறியப்பட்ட சூரியனுக்கு வெளியே உள்ள கிரகங்கள் மறைமுக முறைகளைப் பயன்படுத்தி கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன, எனவே அவற்றின் சில இயற்பியல் மற்றும் சுற்றுப்பாதை அளவுருக்கள் மட்டுமே தீர்மானிக்க முடியும். எடுத்துக்காட்டாக, ஒரு சுற்றுப்பாதையை வரையறுக்கும் ஆறு சுயாதீன அளவுருக்களில், ரேடியல்-வேகம் முறை நான்கு தீர்மானிக்க முடியும்ஃ அரை-பெரிய அச்சு, விசித்திரத்தன்மை, பெரிஸ்ட்ரானின் தீர்க்கரேகை மற்றும் பெரிஸ்ட்ரானின் நேரம். இரண்டு அளவுருக்கள் தெரியவில்லைஃ ஏறும் முனையின் சாய்வு மற்றும் தீர்க்கரேகை. நட்சத்திரம் மற்றும் சுற்றுப்பாதை காலத்திலிருந்து தூரம் சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள எந்த கிரகத்தையும் விட அவற்றின் தாய் நட்சத்திரத்திற்கு மிகவும் நெருக்கமாக இருக்கும் எக்ஸோபிளானெட்டுகள் உள்ளன, மேலும் அவற்றின் நட்சத்திரத்திலிருந்து வெகு தொலைவில் உள்ள எக்ஸோபிளானெட்டுகளும் உள்ளன. 0. 4 வானியல் அலகுகளில் (ஏயூ) சூரியனுக்கு மிக நெருக்கமான கிரகமான புதன், ஒரு சுற்றுப்பாதைக்கு 88 நாட்கள் ஆகும், ஆனால் அறியப்பட்ட மிகச்சிறிய எக்ஸோபிளானெட்டுகள் சில மணிநேரங்கள் மட்டுமே சுற்றுப்பாதை காலங்களைக் கொண்டுள்ளன, அல்ட்ரா-குறுகிய கால கிரகத்தைப் பார்க்கவும். கெப்ளர்-11 அமைப்பு அதன் ஐந்து கிரகங்களை புதன் கிரகத்தை விட சிறிய சுற்றுப்பாதையில் கொண்டுள்ளது. நெப்டியூன் சூரியனில் இருந்து 30 ஏயூ தொலைவில் உள்ளது, அதைச் சுற்றி வர 165 ஆண்டுகள் ஆகும், ஆனால் அவற்றின் நட்சத்திரத்திலிருந்து ஆயிரக்கணக்கான ஏயூ இருக்கும் எக்ஸோபிளானெட்டுகள் உள்ளன, மேலும் பல்லாயிரக்கணக்கான ஆண்டுகள் சுற்றுப்பாதையில் உள்ளன, எ. கா. ஜியு பிஸ்கியம் பி. ரேடியல்-வேகம் மற்றும் போக்குவரத்து முறைகள் சிறிய சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட கிரகங்களுக்கு மிகவும் உணர்திறன் கொண்டவை. 51 பெக் பி போன்ற ஆரம்பகால கண்டுபிடிப்புகள் சில நாட்களின் சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட வாயு ராட்சதர்கள் ஆகும். இந்த "சூடான வியாழன்" மேலும் வெளியே உருவாகி உள்நோக்கி குடிபெயர்ந்திருக்கலாம். நேரடி இமேஜிங் முறை பெரிய சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட கிரகங்களுக்கு மிகவும் உணர்திறன் வாய்ந்தது, மேலும் நூற்றுக்கணக்கான ஏயூ கிரக-நட்சத்திரப் பிரிப்புகளைக் கொண்ட சில கிரகங்களைக் கண்டறிந்துள்ளது. இருப்பினும், புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டுகள் வழக்கமாக ஆரத்தில் சுமார் 100 ஏ. யூ மட்டுமே இருக்கும், மேலும் மைய அதிகரிப்பு மாதிரிகள் மாபெரும் கிரகம் உருவாக்கம் 10 ஏ. யூ. க்குள் இருக்கும் என்று கணிக்கிறது, அங்கு வட்டு ஆவியாகுவதற்கு முன்பு கிரகங்கள் விரைவாக ஒன்றிணைக்க முடியும். மிக நீண்ட கால ராட்சத கிரகங்கள் கைப்பற்றப்பட்ட முரட்டு கிரகங்களாக இருக்கலாம், அல்லது நெருக்கமாக உருவானது மற்றும் ஈர்ப்பு விசை வெளிப்புறமாக சிதறியிருக்கலாம், அல்லது கிரகமும் நட்சத்திரமும் வெகுஜன சமநிலையான பரந்த பைனரி அமைப்பாக இருக்கலாம், கிரகம் அதன் சொந்த தனித்தனி புரோட்டோபிளானட்டரி டிஸ்க்கின் முதன்மை பொருளாக இருக்கலாம். ஈர்ப்பு உறுதியற்ற மாதிரிகள் பல நூறு ஏ. யூ பிரிப்புகளில் கிரகங்களை உருவாக்கலாம், ஆனால் இதற்கு வழக்கத்திற்கு மாறாக பெரிய வட்டுகள் தேவைப்படும். பல லட்சம் ஏயூ வரை மிகவும் பரந்த சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட கிரகங்களுக்கு, கிரகம் ஈர்ப்பு விசையால் நட்சத்திரத்துடன் பிணைக்கப்பட்டுள்ளதா என்பதை அவதானிப்பு ரீதியாக தீர்மானிப்பது கடினமாக இருக்கலாம். கண்டுபிடிக்கப்பட்ட பெரும்பாலான கிரகங்கள் அவற்றின் புரவலன் நட்சத்திரத்திலிருந்து இரண்டு ஏ. யூ. க்குள் உள்ளன, ஏனெனில் மிகவும் பயன்படுத்தப்படும் முறைகள் (ரேடியல்-வேகம் மற்றும் போக்குவரத்து) கிரகம் இருப்பதை உறுதிப்படுத்த பல சுற்றுப்பாதைகளை அவதானிக்க வேண்டும், மேலும் இந்த முறைகள் முதலில் சிறிய பிரிவுகளை மறைக்க பயன்படுத்தப்பட்டதிலிருந்து போதுமான நேரம் மட்டுமே உள்ளது. பெரிய சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட சில கிரகங்கள் நேரடி இமேஜிங் மூலம் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன, ஆனால் நடுத்தர தூரங்கள் உள்ளன, இது சூரிய மண்டலத்தின் வாயு மாபெரும் பகுதிக்கு சமம், இது பெரும்பாலும் ஆராயப்படவில்லை. அந்த பிராந்தியத்தை ஆராய்வதற்கான நேரடி இமேஜிங் உபகரணங்கள் இரண்டு பெரிய தொலைநோக்கிகளில் நிறுவப்பட்டன, அவை 2014 இல் செயல்படத் தொடங்கின, எ. கா. ஜெமினி பிளானட் இமேஜர் மற்றும் விஎல்டி-எஸ்பியர். மைக்ரோலென்சிங் முறை 1-10 AU வரம்பில் ஒரு சில கிரகங்களைக் கண்டறிந்துள்ளது. பெரும்பாலான புறக்கோள் அமைப்புகளில், சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள வியாழன் மற்றும் சனியின் சுற்றுப்பாதைகளுடன் ஒப்பிடக்கூடிய அளவில் ஒன்று அல்லது இரண்டு மாபெரும் கிரகங்கள் உள்ளன என்பது நம்பத்தகுந்ததாகத் தெரிகிறது. கணிசமாக பெரிய சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட மாபெரும் கிரகங்கள் இப்போது அரிதானவை என்று அறியப்படுகின்றன, குறைந்தபட்சம் சூரியனைப் போன்ற நட்சத்திரங்களைச் சுற்றி. ஒரு நட்சத்திரத்திலிருந்து வாழக்கூடிய மண்டலத்தின் தூரம் நட்சத்திரத்தின் வகையைப் பொறுத்தது மற்றும் நட்சத்திரத்தின் அளவு மற்றும் வெப்பநிலை மாறும்போது நட்சத்திரத்தின் வாழ்நாளில் இந்த தூரம் மாறுகிறது. ஒரு சுற்றுப்பாதையின் விசித்திரத்தன்மை என்பது அது எவ்வளவு நீள்வட்டமாக (நீளமாக) உள்ளது என்பதற்கான அளவீடு ஆகும். புதன் தவிர சூரிய மண்டலத்தின் அனைத்து கிரகங்களும் வட்ட சுற்றுப்பாதைகளுக்கு அருகில் உள்ளன (e <0.1). 20 நாட்கள் அல்லது அதற்கும் குறைவான சுற்றுப்பாதை காலங்களைக் கொண்ட பெரும்பாலான எக்ஸோபிளானெட்டுகள் வட்ட சுற்றுப்பாதைகளுக்கு அருகில் உள்ளன, அதாவது. மிகவும் குறைந்த விசித்திரத்தன்மை. இது அலை வட்டமயமாக்கல் காரணமாக இருக்கலாம் என்று கருதப்படுகிறதுஃ இரண்டு உடல்களுக்கு இடையிலான ஈர்ப்பு விசை தொடர்பு காரணமாக காலப்போக்கில் விசித்திரத்தன்மை குறைகிறது. குறுகிய சுற்றுப்பாதை காலங்களைக் கொண்ட கெப்ளர் விண்கலத்தால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட பெரும்பாலும் துணை நெப்டியூன் அளவிலான கிரகங்கள் மிகவும் வட்ட சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன. இதற்கு மாறாக, ரேடியல்-வேக முறைகளால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட நீண்ட சுற்றுப்பாதைக் காலங்களைக் கொண்ட மாபெரும் கிரகங்கள் மிகவும் விசித்திரமான சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன. (ஜூலை 2010 நிலவரப்படி, அத்தகைய புறக்கோள்களில் 55 சதவீதம் 0.20 க்கும் அதிகமான விசித்திரத்தன்மையைக் கொண்டுள்ளன, அதே நேரத்தில் 17 சதவீதம் 0.50 க்கும் அதிகமான விசித்திரத்தன்மையைக் கொண்டுள்ளன.) மாபெரும் கிரகங்களின் மிதமான முதல் அதிக விசித்திரத்தன்மை (e> 0.20) ஒரு அவதானிப்பு தேர்வு விளைவு அல்ல, ஏனெனில் ஒரு கிரகம் அதன் சுற்றுப்பாதையின் விசித்திரத்தன்மையைப் பொருட்படுத்தாமல் சமமாக நன்கு கண்டறிய முடியும். காணப்பட்ட மாபெரும் கிரகங்களின் குழுமத்தில் நீள்வட்ட சுற்றுப்பாதைகளின் புள்ளிவிவர முக்கியத்துவம் சற்றே ஆச்சரியமாக இருக்கிறது, ஏனென்றால் கிரக உருவாக்கத்தின் தற்போதைய கோட்பாடுகள் குறைந்த வெகுஜன கிரகங்கள் சுற்றியுள்ள புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டுடன் ஈர்ப்பு விசை தொடர்புகளால் அவற்றின் சுற்றுப்பாதை விசித்திரத்தன்மையை வட்டமிட வேண்டும் என்று கூறுகின்றன. இருப்பினும், ஒரு கிரகம் மிகப் பெரியதாக வளர்ந்து, வட்டு உடனான அதன் தொடர்பு நேரியல் அல்லாததாக மாறும்போது, அது சுற்றியுள்ள வட்டின் வாயுவின் விசித்திரமான இயக்கத்தைத் தூண்டக்கூடும், இது கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதை விசித்திரத்தை தூண்டக்கூடும். குறைந்த விசித்திரங்கள் அதிக பெருக்கத்துடன் (அமைப்பில் உள்ள கிரகங்களின் எண்ணிக்கை) தொடர்புடையவை. வாழ்வாதாரத்திற்கு, குறிப்பாக மேம்பட்ட வாழ்க்கைக்கு குறைந்த விசித்திரத்தன்மை தேவைப்படுகிறது. தற்போதைய கண்டறிதல் திறனின் வரம்புகளுக்கு அருகில் உள்ள பலவீனமான டாப்ளர் சமிக்ஞைகளுக்கு, விசித்திரத்தன்மை மோசமாக கட்டுப்படுத்தப்படுகிறது மற்றும் அதிக மதிப்புகளை நோக்கி பக்கச்சார்பானது. குறைந்த வெகுஜன எக்ஸோபிளானெட்டுகளுக்கு அறிவிக்கப்பட்ட சில உயர் விசித்திரங்கள் மிகைப்படுத்தப்பட்டதாக இருக்கலாம் என்று பரிந்துரைக்கப்படுகிறது, ஏனெனில் உருவகப்படுத்துதல்கள் பல அவதானிப்புகள் வட்ட சுற்றுப்பாதைகளில் உள்ள இரண்டு கிரகங்களுடன் ஒத்துப்போகின்றன என்பதைக் காட்டுகின்றன. மிதமான விசித்திரமான சுற்றுப்பாதைகளில் ஒற்றை கிரகங்கள் பற்றிய அறிக்கையிடப்பட்ட அவதானிப்புகள் ஒரு ஜோடி கிரகங்களாக இருக்க 15 சதவீதம் வாய்ப்பு உள்ளது. இரண்டு கிரகங்களும் 2:1 அதிர்வுடன் சுற்றுப்பாதையில் இருந்தால் இந்த தவறான விளக்கம் குறிப்பாக சாத்தியமாகும். 2009 ஆம் ஆண்டில் அறியப்பட்ட எக்ஸோபிளானட் மாதிரியுடன், வானியலாளர்கள் குழு "(1) வெளியிடப்பட்ட விசித்திரமான ஒரு கிரக தீர்வுகளில் சுமார் 35 சதவீதம் 2:1 சுற்றுப்பாதை அதிர்வுகளில் கிரக அமைப்புகளிலிருந்து புள்ளிவிவர ரீதியாக பிரித்தறிய முடியாதவை, (2) மேலும் 40 சதவீதத்தை புள்ளிவிவர ரீதியாக ஒரு வட்ட சுற்றுப்பாதை தீர்விலிருந்து வேறுபடுத்த முடியாது" மற்றும் "(3) பூமியுடன் ஒப்பிடக்கூடிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட கிரகங்கள் விசித்திரமான சூப்பர்-எர்த்ஸ் மற்றும் நெப்டியூன் வெகுஜன கிரகங்களின் அறியப்பட்ட சுற்றுப்பாதை தீர்வுகளில் மறைக்கப்படலாம்". ரேடியல் வேக ஆய்வுகள் 0.01 ஏ. யூ. க்கு அப்பால் உள்ள எக்ஸோபிளானட் சுற்றுப்பாதைகள் விசித்திரமானவை என்று கண்டறிந்தன, குறிப்பாக பெரிய கிரகங்களுக்கு. கெப்ளர் விண்கலத்தால் பெறப்பட்ட போக்குவரத்துத் தரவு, ஆர். வி ஆய்வுகளுடன் ஒத்துப்போகிறது, மேலும் சிறிய கிரகங்கள் குறைவான விசித்திரமான சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன என்பதையும் வெளிப்படுத்தியது. சாய்வு மற்றும் சுழல்-சுற்றுப்பாதை கோணம் சுற்றுப்பாதை சாய்வு என்பது ஒரு கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதை தளத்திற்கும் மற்றொரு குறிப்பு தளத்திற்கும் இடையிலான கோணமாகும். எக்ஸோபிளானெட்களைப் பொறுத்தவரை, சாய்வு பொதுவாக பூமியில் ஒரு பார்வையாளரைப் பொறுத்தவரை குறிப்பிடப்படுகிறதுஃ பயன்படுத்தப்படும் கோணம் கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதை தளத்திற்கு இயல்பான மற்றும் பூமியிலிருந்து நட்சத்திரத்திற்கு பார்வைக் கோடு இடையே உள்ளது. எனவே, போக்குவரத்து முறையால் கவனிக்கப்படும் பெரும்பாலான கிரகங்கள் 90 டிகிரிக்கு அருகில் உள்ளன. இந்த பார்வைக் கோடு சாய்வுக்கான எக்ஸோபிளானட் ஆய்வுகளில் 'சாய்வு' என்ற சொல் பயன்படுத்தப்படுவதால், கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதைக்கும் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சிக்கும் இடையிலான கோணம் வேறு வார்த்தையைப் பயன்படுத்த வேண்டும், மேலும் இது சுழல்-சுற்றுப்பாதை கோணம் அல்லது சுழல்-சுற்றுப்பாதை சீரமைப்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது. பெரும்பாலான சந்தர்ப்பங்களில் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சி அச்சின் நோக்குநிலை தெரியவில்லை. கெப்ளர் விண்கலம் சில நூறு பல கிரக அமைப்புகளைக் கண்டறிந்துள்ளது, மேலும் இந்த அமைப்புகளில் பெரும்பாலானவற்றில் கிரகங்கள் அனைத்தும் சூரிய மண்டலத்தைப் போலவே கிட்டத்தட்ட ஒரே தளத்தில் சுற்றுகின்றன. இருப்பினும், ஆஸ்ட்ரோமெட்ரிக் மற்றும் ரேடியல்-வேக அளவீடுகளின் கலவையால், சில கிரக அமைப்புகள் கிரகங்களைக் கொண்டுள்ளன என்பதைக் காட்டுகிறது, அவற்றின் சுற்றுப்பாதை தளங்கள் ஒன்றுக்கொன்று கணிசமாக சாய்ந்துள்ளன. வெப்பமான வியாழர்களில் பாதிக்கும் மேற்பட்டவை சுற்றுப்பாதை விமானங்களை அவற்றின் தாய் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியுடன் கணிசமாக தவறாக வடிவமைத்துள்ளன. சூடான-ஜுபிட்டர்களில் கணிசமான பகுதியினர் பின்னோக்கிய சுற்றுப்பாதைகளைக் கூட கொண்டுள்ளனர், அதாவது அவை நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியிலிருந்து எதிர் திசையில் சுற்றுகின்றன. ஒரு கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதை தொந்தரவு செய்யப்படுவதற்குப் பதிலாக, நட்சத்திரத்தின் காந்தப்புலத்திற்கும் கிரகத்தை உருவாக்கும் வட்டுக்கும் இடையிலான தொடர்புகள் காரணமாக நட்சத்திரமே அவற்றின் அமைப்பின் உருவாக்கத்தின் ஆரம்பத்தில் புரட்டப்பட்டிருக்கலாம். பெரிஸ்ட்ரான் முன்திறக்கம் என்பது ஒரு கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதையை சுற்றுப்பாதை தளத்திற்குள் சுழற்றுவதாகும், அதாவது. நீள்வட்டத்தின் அச்சுகள் திசையை மாற்றுகின்றன. சூரிய மண்டலத்தில், பிற கிரகங்களிலிருந்து ஏற்படும் இடையூறுகள் முக்கிய காரணமாகும், ஆனால் அருகிலுள்ள எக்ஸோபிளானெட்டுகளுக்கு மிகப்பெரிய காரணி நட்சத்திரத்திற்கும் கிரகத்திற்கும் இடையிலான அலை சக்திகளாக இருக்கலாம். நெருக்கமான எக்ஸோபிளானெட்களைப் பொறுத்தவரை, முன்கூட்டியே செல்வதற்கான பொதுவான சார்பியல் பங்களிப்பும் குறிப்பிடத்தக்கதாகும், மேலும் இது புதனின் அதே விளைவை விட பெரிய அளவிலான வரிசைகளாக இருக்கலாம். சில எக்ஸோபிளானெட்டுகள் கணிசமாக விசித்திரமான சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன, இது முன்கூட்டியே கண்டறிவதை எளிதாக்குகிறது. பொது சார்பியல் விளைவு சுமார் 10 ஆண்டுகள் அல்லது அதற்கும் குறைவான கால அளவுகளில் கண்டறியப்படலாம். நோடல் ப்ரீசெஷன் என்பது ஒரு கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதை தளத்தின் சுழற்சி ஆகும். சுற்றுப்பாதை தளம் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சிக்கு சாய்ந்திருக்கும் போது நோடல் முன்கணிப்பு பெரிஸ்ட்ரான் முன்கணிப்பிலிருந்து வேறுபட்டதாக எளிதில் காணப்படுகிறது, தீவிர வழக்கு ஒரு துருவ சுற்றுப்பாதையாக உள்ளது. டபிள்யூ. ஏ. எஸ். பி-33 என்பது வேகமாக சுழலும் நட்சத்திரமாகும், இது கிட்டத்தட்ட துருவ சுற்றுப்பாதையில் ஒரு சூடான வியாழனை வழங்குகிறது. நட்சத்திரத்தின் நாற்கர வெகுஜன தருணம் மற்றும் சரியான கோண உந்தம் முறையே 1900 மற்றும் 400 மடங்கு ஆகும், இது சூரியனை விட பெரியது. இது கெப்லரின் விதிகளிலிருந்து குறிப்பிடத்தக்க பாரம்பரிய மற்றும் சார்பியல் மாறுபாடுகளை ஏற்படுத்துகிறது. குறிப்பாக, வேகமான சுழற்சி நட்சத்திரத்தின் மறைவு மற்றும் லென்ஸ்-திரிங் விளைவு காரணமாக பெரிய நோடல் முன்கூட்டியே ஏற்படுகிறது. சுழற்சி மற்றும் அச்சு சாய்வு ஏப்ரல் 2014 இல், ஒரு கிரகத்தின் சுழற்சி காலத்தின் முதல் அளவீடு அறிவிக்கப்பட்டதுஃ சூப்பர்-ஜுபிட்டர் வாயு மாபெரும் பீட்டா பிக்டோரிஸ் பி இன் நாளின் நீளம் 8 மணி நேரம் (கிரகத்தின் அச்சு சாய்வு சிறியது என்ற அனுமானத்தின் அடிப்படையில்). வினாடிக்கு 25 கிமீ என்ற பூமத்திய ரேகை சுழற்சி வேகத்துடன், இது சூரிய மண்டலத்தின் மாபெரும் கிரகங்களை விட வேகமாக உள்ளது, மேலும் ஒரு மாபெரும் கிரகம் எவ்வளவு பெரியதாக இருக்கிறதோ, அவ்வளவு வேகமாக அது சுழல்கிறது என்ற எதிர்பார்ப்புக்கு ஏற்ப. பீட்டா பிக்டோரிஸ் பி அதன் நட்சத்திரத்திலிருந்து 9 ஏ. யூ தூரத்தில் உள்ளது. அத்தகைய தூரங்களில் ஜோவியன் கிரகங்களின் சுழற்சி அலை விளைவுகளால் குறைக்கப்படுவதில்லை. பீட்டா பிக்டோரிஸ் பி இன்னும் சூடாகவும் இளமையாகவும் உள்ளது, அடுத்த நூற்றுக்கணக்கான மில்லியன் ஆண்டுகளில், அது குளிர்ந்து வியாழனின் அளவைப் போலவே சுருங்கும், மேலும் அதன் கோண உந்தம் பாதுகாக்கப்பட்டால், அது சுருங்கும்போது, அதன் நாளின் நீளம் சுமார் 3 மணி நேரமாக குறையும் மற்றும் அதன் பூமத்திய ரேகை சுழற்சி வேகம் சுமார் 40 கிமீ/வி வரை வேகமாகும். பீட்டா பிக்டோரிஸ் பி இன் படங்கள் விவரங்களை நேரடியாகப் பார்க்க போதுமான தெளிவுத்திறனைக் கொண்டிருக்கவில்லை, ஆனால் கிரகத்தின் வெவ்வேறு பகுதிகள் வெவ்வேறு வேகத்திலும் எதிர் திசைகளிலும் நகர்கின்றன என்பதைக் காட்ட டாப்ளர் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபி நுட்பங்கள் பயன்படுத்தப்பட்டன, அதில் இருந்து கிரகம் சுழல்கிறது என்று ஊகிக்கப்பட்டது. அடுத்த தலைமுறை பெரிய தரை அடிப்படையிலான தொலைநோக்கிகளுடன், 2014 ஆம் ஆண்டில் பழுப்பு நிற குள்ளன் லுஹ்மான் 16 பி வரைபடத்தைப் போல, கிரகத்தின் உலகளாவிய வரைபடத்தை உருவாக்க டாப்ளர் இமேஜிங் நுட்பங்களைப் பயன்படுத்த முடியும். பல வாயு ராட்சதர்களின் சுழற்சி பற்றிய 2017 ஆம் ஆண்டு ஆய்வில், கிரகத்தின் சுழற்சி விகிதத்திற்கும் வெகுஜனத்திற்கும் இடையே எந்த தொடர்பும் இல்லை. நிலப்பரப்பு கிரகங்களின் சுழற்சி மற்றும் சாய்வின் தோற்றம் நிலப்பரப்பு கிரகங்களின் சுழற்சியில் மாபெரும் தாக்கங்களை ஏற்படுத்துகின்றன. கிரக உருவாக்கத்தின் போது ஏற்படும் கடைசி சில மாபெரும் தாக்கங்கள் ஒரு நிலப்பரப்பு கிரகத்தின் சுழற்சி விகிதத்தை தீர்மானிப்பதில் முக்கிய பங்கு வகிக்கின்றன. சராசரியாக சுழலும் கோண வேகம் கிரகம் பிரிந்து பறக்க வைக்கும் வேகத்தில் சுமார் 70 சதவீதமாக இருக்கும்; கிரகக் கருவின் இயற்கையான விளைவு தப்பிக்கும் வேகத்தை விட சற்றே பெரிய வேகத்தில் தாக்குகிறது. பிற்கால கட்டங்களில் நிலப்பரப்பு கிரக சுழற்சியும் கிரகங்களுடனான தாக்கங்களால் பாதிக்கப்படுகிறது. மாபெரும் தாக்க கட்டத்தில், ஒரு புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டின் தடிமன் கிரகக் கருக்களின் அளவை விட மிகப் பெரியது, எனவே மோதல்கள் மூன்று பரிமாணங்களில் எந்த திசையிலிருந்தும் வர வாய்ப்புள்ளது. இதன் விளைவாக 0 முதல் 180 டிகிரி வரையிலான செறிவூட்டப்பட்ட கிரகங்களின் அச்சு சாய்வு ஏற்படுகிறது, இது முற்போக்கு மற்றும் பிற்போக்கு சுழற்சிகள் சமமாக சாத்தியமான வேறு எந்த திசையையும் விட சாத்தியமானது. எனவே, வீனஸ் தவிர சூரிய மண்டலத்தின் நிலப்பரப்பு கிரகங்களுக்கு பொதுவான ஒரு சிறிய அச்சு சாய்வுடன் முற்போக்கு சுழற்சி, பொதுவாக மாபெரும் தாக்கங்களால் கட்டப்பட்ட நிலப்பரப்பு கிரகங்களுக்கு பொதுவானதல்ல. ஒரு கிரகம் அதன் நட்சத்திரத்திற்கு அருகில் இருந்தால் விண்மீன் அலைகளாலும், கிரகம் ஒரு பெரிய செயற்கைக்கோளைக் கொண்டிருந்தால் செயற்கைக்கோள் அலைகளாலும் மாபெரும் தாக்கங்களால் தீர்மானிக்கப்படும் ஒரு கிரகத்தின் ஆரம்ப அச்சு சாய்வு கணிசமாக மாற்றப்படலாம். அலை விளைவுகள் பெரும்பாலான கிரகங்களுக்கு, சுழற்சி காலம் மற்றும் அச்சு சாய்வு (சாய்ந்த நிலை என்றும் அழைக்கப்படுகிறது) அறியப்படவில்லை, ஆனால் மிக குறுகிய சுற்றுப்பாதைகளுடன் (அலை விளைவுகள் அதிகமாக இருக்கும்) ஏராளமான கிரகங்கள் கண்டறியப்பட்டுள்ளன, அவை அநேகமாக ஒரு சமநிலை சுழற்சியை அடைந்திருக்கலாம் (அதாவது. அலை பூட்டு, சுழல்-சுற்றுப்பாதை அதிர்வுகள் மற்றும் பின்னோக்கிய சுழற்சி போன்ற அதிர்வு இல்லாத சமநிலை). ஈர்ப்பு அலைகள் அச்சு சாய்வை பூஜ்ஜியமாகக் குறைக்க முனைகின்றன, ஆனால் சுழற்சி விகிதத்தை விட நீண்ட கால அளவில் சமநிலையை அடைகின்றன. இருப்பினும், ஒரு அமைப்பில் பல கிரகங்கள் இருப்பது காசினி நிலை எனப்படும் அதிர்வில் அச்சு சாய்வைப் பிடிக்கக்கூடும். இந்த நிலையைச் சுற்றி சிறிய அலைவுகள் உள்ளன, மேலும் செவ்வாய் கிரகத்தைப் பொறுத்தவரை இந்த அச்சு சாய்வு மாறுபாடுகள் குழப்பமானவை. சூடான வியாழன் தங்கள் புரவலன் நட்சத்திரத்துடன் நெருக்கமாக இருப்பது என்பது அவற்றின் சுழல்-சுற்றுப்பாதை பரிணாமம் பெரும்பாலும் நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு காரணமாகும், மற்ற விளைவுகளால் அல்ல. சூடான வியாழனின் சுழற்சி விகிதம் சுழற்சி-சுற்றுப்பாதை அதிர்வில் பிடிக்கப்படுவதாக கருதப்படுவதில்லை, ஏனெனில் அத்தகைய திரவ-பொருள் அலைகளுக்கு எதிர்வினையாற்றும் விதம் காரணமாக இது போன்ற ஒரு கிரகம் அதன் சுற்றுப்பாதை வட்டமாக இருந்தால் ஒத்திசைவான சுழற்சியாக குறைகிறது, அல்லது, மாற்றாக, அதன் சுற்றுப்பாதை விசித்திரமாக இருந்தால் அது ஒத்திசைவற்ற சுழற்சியாக குறைகிறது. சூடான வியாழன் கிரகங்கள் தங்கள் நட்சத்திரத்திலிருந்து வெகு தொலைவில் இருந்தபோது கிரக இடம்பெயர்வுகளின் போது காசினி நிலையில் இருந்திருந்தாலும் பூஜ்ஜிய அச்சு சாய்வை நோக்கி உருவாக வாய்ப்புள்ளது. சூடான வியாழனின் சுற்றுப்பாதைகள் காலப்போக்கில் மிகவும் வட்டமாக மாறும், இருப்பினும் விசித்திரமான சுற்றுப்பாதைகளில் அமைப்பில் உள்ள பிற கிரகங்களின் இருப்பு, பூமியைப் போல சிறியதாகவும், வாழக்கூடிய மண்டலத்திற்கு வெகு தொலைவில் இருந்தாலும் கூட, சூடான வியாழனின் விசித்திரத்தன்மையை தொடர்ந்து பராமரிக்க முடியும், இதனால் அலை வட்டமயமாக்கலுக்கான நேரம் மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு பதிலாக பில்லியன்களாக இருக்கலாம். எச். டி. 80606 பி கிரகத்தின் சுழற்சி விகிதம் சுமார் 1.9 நாட்கள் இருக்கும் என்று கணிக்கப்பட்டுள்ளது. எச். டி 80606 பி சுழல்-சுற்றுப்பாதை அதிர்வுகளைத் தவிர்க்கிறது, ஏனெனில் இது ஒரு வாயு மாபெரும் ஆகும். அதன் சுற்றுப்பாதையின் விசித்திரத்தன்மை என்பது அது சமவெளியில் பூட்டப்படுவதைத் தவிர்க்கிறது என்பதாகும். இயற்பியல் அளவுருக்கள் நிறை ஒரு கிரகம் ரேடியல்-வேக முறை மூலம் கண்டுபிடிக்கப்படும்போது, அதன் சுற்றுப்பாதை சாய்வு i தெரியவில்லை மற்றும் 0 முதல் 90 டிகிரி வரை இருக்கலாம். இந்த முறையால் கிரகத்தின் உண்மையான வெகுஜனத்தை (எம்) தீர்மானிக்க முடியவில்லை, மாறாக அதன் வெகுஜனத்திற்கு குறைந்த வரம்பைக் கொடுக்கிறது, எம் சைனி. ஒரு சில சந்தர்ப்பங்களில் ஒரு வெளிப்படையான எக்ஸோபிளானட் பழுப்பு குள்ளன் அல்லது சிவப்பு குள்ளன் போன்ற மிகப் பெரிய பொருளாக இருக்கலாம். இருப்பினும், i இன் ஒரு சிறிய மதிப்பின் நிகழ்தகவு (30 டிகிரிக்கு குறைவாகச் சொல்லுங்கள், இது ஒரு உண்மையான வெகுஜனத்தை குறைந்தபட்சம் காணப்பட்ட குறைந்த வரம்பை விட இரு மடங்கு தரும்) ஒப்பீட்டளவில் குறைவாக உள்ளது (1−/2 ≈ 13 சதவீதம்) எனவே பெரும்பாலான கிரகங்கள் காணப்பட்ட குறைந்த வரம்பிற்கு மிகவும் நெருக்கமாக உண்மையான வெகுஜனங்களைக் கொண்டிருக்கும். ஒரு கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதை பார்வைக் கோட்டிற்கு கிட்டத்தட்ட செங்குத்தாக இருந்தால் (அதாவது. 90 டிகிரிக்கு அருகில் இருந்தால்), ஒரு கிரகத்தை போக்குவரத்து முறையின் மூலம் கண்டறிய முடியும். சாய்வு பின்னர் அறியப்படும், மேலும் ரேடியல்-வேக அவதானிப்புகளிலிருந்து எம் சினியுடன் இணைந்த சாய்வு கிரகத்தின் உண்மையான வெகுஜனத்தைக் கொடுக்கும். மேலும், பல கிரக அமைப்புகளில் வானியற்பியல் அவதானிப்புகள் மற்றும் இயக்கவியல் கருத்தாய்வுகள் சில நேரங்களில் கிரகத்தின் உண்மையான வெகுஜனத்திற்கு ஒரு உயர் வரம்பை வழங்கலாம். 2013 ஆம் ஆண்டில், ஒரு பரிமாற்ற எக்ஸோபிளானெட்டின் வெகுஜனத்தை அதன் வளிமண்டலத்தின் பரிமாற்ற நிறமாலையிலிருந்து தீர்மானிக்க முடியும் என்று முன்மொழியப்பட்டது, ஏனெனில் இது வளிமண்டல கலவை, வெப்பநிலை, அழுத்தம் மற்றும் அளவிலான உயரத்தை சுயாதீனமாக கட்டுப்படுத்த பயன்படுத்தப்படலாம், இருப்பினும் 2017 ஆம் ஆண்டு ஆய்வில் பரிமாற்ற நிறமாலை வெகுஜனத்தை சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி தீர்மானிக்க முடியாது என்று கண்டறியப்பட்டது. ஒரு கிரகத்தின் வெகுஜனத்தைக் கண்டறிய போக்குவரத்து-நேர மாறுபாட்டைப் பயன்படுத்தலாம். ஆரம், அடர்த்தி மற்றும் மொத்த கலவை கெப்ளர் விண்வெளி ஆய்வகத்தின் சமீபத்திய முடிவுகளுக்கு முன்னர், உறுதிப்படுத்தப்பட்ட பெரும்பாலான கிரகங்கள் வியாழன் அல்லது பெரியவற்றுடன் ஒப்பிடக்கூடிய வாயு ராட்சதர்களாக இருந்தன, ஏனெனில் அவை மிகவும் எளிதில் கண்டறியப்படுகின்றன. இருப்பினும், கெப்லரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட கிரகங்கள் பெரும்பாலும் நெப்டியூனின் அளவு மற்றும் பூமியின் அளவு ஆகியவற்றுக்கு இடையில் உள்ளன. ஒரு கிரகம் ரேடியல்-வேகம் மற்றும் போக்குவரத்து முறைகள் ஆகிய இரண்டாலும் கண்டறியப்பட்டால், அதன் உண்மையான நிறை மற்றும் அதன் ஆரம் ஆகிய இரண்டையும், அதே போல் அதன் அடர்த்தியையும் தீர்மானிக்க முடியும். குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட கிரகங்கள் முக்கியமாக ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தால் ஆனவை என்று ஊகிக்கப்படுகிறது, அதே நேரத்தில் இடைநிலை அடர்த்தி கொண்ட கிரகங்கள் தண்ணீரை ஒரு முக்கிய அங்கமாகக் கொண்டுள்ளன என்று ஊகிக்கப்படுகிறது. அதிக அடர்த்தி கொண்ட ஒரு கிரகம் பூமி மற்றும் சூரிய மண்டலத்தின் பிற நிலப்பரப்பு கிரகங்களைப் போலவே பாறை என்று ஊகிக்கப்படுகிறது. வாயு ராட்சதர்கள், வீங்கிய கிரகங்கள் மற்றும் சூப்பர்-ஜுபிடர்கள் சூடான வாயு கிரகங்கள் அவற்றின் புரவலன் நட்சத்திரத்திற்கு மிகவும் அருகாமையில் இருப்பதால் அல்லது அவை உருவானதிலிருந்து இன்னும் சூடாக இருப்பதால் வெப்பத்தால் விரிவடைவதால் ஏற்படுகின்றன. குளிர்ந்த வாயு கிரகங்களுக்கு, அதிகபட்ச ஆரம் உள்ளது, இது வியாழனை விட சற்றே பெரியது, இது வெகுஜன ஒரு சில வியாழன்-வெகுஜனங்களை அடையும் போது நிகழ்கிறது. இந்த புள்ளிக்கு அப்பால் வெகுஜனத்தை சேர்ப்பது ஆரம் சுருங்குவதற்கு காரணமாகிறது. நட்சத்திரத்திலிருந்து வெப்பத்தை கணக்கில் எடுத்துக் கொண்டாலும் கூட, பல பரிமாற்ற எக்ஸோபிளானெட்டுகள் அவற்றின் வெகுஜனத்தைக் கருத்தில் கொண்டு எதிர்பார்த்ததை விட மிகப் பெரியவை, அதாவது அவை வியக்கத்தக்க வகையில் குறைந்த அடர்த்தியைக் கொண்டுள்ளன. ஒரு சாத்தியமான விளக்கத்திற்கு காந்தப்புலப் பகுதியைப் பார்க்கவும். ஊதப்பட்ட சூடான வியாழனைத் தவிர, மற்றொரு வகை குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட கிரகம் உள்ளதுஃ பூமியை விட சில மடங்கு மட்டுமே வெகுஜனங்களைக் கொண்ட சூப்பர்-பஃப்ஸ், ஆனால் நெப்டியூனை விட ஆரங்கள் பெரியவை. கெப்ளர்-51 ஐச் சுற்றியுள்ள கிரகங்கள் ஊதப்பட்ட சூடான வியாழனை விட மிகக் குறைவான அடர்த்தியானவை (மிகவும் பரவியுள்ளன), வலதுபுறத்தில் உள்ள நிலப்பரப்புகளில் மூன்று கெப்ளர்-51 கிரகங்கள் வேறுபாடு மற்றும் ஆரம் சதித்திட்டத்தில் தனித்து நிற்கின்றன. ஐஸ் ராட்சதர்கள் மற்றும் சூப்பர்-நெப்டியூன்ஸ் கெப்ளர்-101பி ஆகியவை கண்டுபிடிக்கப்பட்ட முதல் சூப்பர்-நெப்டியூன் ஆகும். இது நெப்டியூனின் வெகுஜனத்தை விட மூன்று மடங்கு அதிகமாக உள்ளது, ஆனால் அதன் அடர்த்தி ஹைட்ரஜன்-ஹீலியம்-ஆதிக்கம் செலுத்தும் வாயு ராட்சதர்களைப் போலல்லாமல், அதன் மொத்த வெகுஜனத்தில் கனமான தனிமங்கள் 60 சதவீதத்திற்கும் அதிகமாக உள்ளன என்பதைக் குறிக்கிறது. சூப்பர்-எர்த்ஸ், மினி-நெப்டியூன்கள் மற்றும் வாயு குள்ளர்கள் ஒரு கிரகம் பூமிக்கும் நெப்டியூனுக்கும் இடையில் ஆரம் மற்றும்/அல்லது வெகுஜனத்தைக் கொண்டிருந்தால், கிரகம் பூமியைப் போல பாறை, நெப்டியூன் போன்ற ஆவியாதல் மற்றும் வாயுவின் கலவை, ஹைட்ரஜன்/ஹீலியம் உறை (மினி-ஜுபிட்டர்) கொண்ட ஒரு சிறிய கிரகம் அல்லது வேறு ஏதேனும் கலவை பற்றிய கேள்வி உள்ளது. 1 முதல் 4 பூமி ஆரங்கள் வரம்பில் ஆரங்களுடன் கெப்ளர் பரவும் சில கிரகங்கள் அவற்றின் வெகுஜனங்களை ரேடியல்-வேகம் அல்லது போக்குவரத்து-நேர முறைகள் மூலம் அளவிடுகின்றன. கணக்கிடப்பட்ட அடர்த்திகள் 1.5 பூமி ஆரம் வரை, இந்த கிரகங்கள் பாறை மற்றும் ஈர்ப்பு விசை சுருக்கத்தின் காரணமாக ஆரம் அதிகரிக்கும் போது அடர்த்தி அதிகரிக்கிறது என்பதைக் காட்டுகிறது. இருப்பினும், 1.5 முதல் 4 பூமியின் ஆரங்களுக்கு இடையில், ஆரம் அதிகரிக்கும் போது அடர்த்தி குறைகிறது. 1. 5 பூமியின் ஆரங்களுக்கு மேல், கிரகங்கள் அதிக அளவு ஆவியாதல் மற்றும் வாயுவைக் கொண்டுள்ளன என்பதை இது குறிக்கிறது. இந்த பொதுவான போக்கு இருந்தபோதிலும், கொடுக்கப்பட்ட ஆரத்தில் பரந்த அளவிலான வெகுஜனங்கள் உள்ளன, ஏனெனில் வாயு கிரகங்கள் வெவ்வேறு வெகுஜனங்கள் மற்றும் கலவைகளின் பாறை மையங்களைக் கொண்டிருக்கலாம், மேலும் ஆவியாதலங்களின் ஒளி ஆவியாதல் காரணமாகவும் இருக்கலாம். வெப்ப பரிணாம வளிமண்டல மாதிரிகள் பூமியை விட 1.75 மடங்கு ஆரம் பாறை மற்றும் வாயு கிரகங்களுக்கு இடையிலான பிரிப்பு கோடு என்று கூறுகின்றன. விண்மீன் கதிர்வீச்சு காரணமாக தங்கள் வாயு உறையை இழந்த நெருங்கிய கிரகங்களைத் தவிர, நட்சத்திரங்களின் உலோகத்தன்மை பற்றிய ஆய்வுகள் பாறை கிரகங்களுக்கும் வாயு குள்ளர்களுக்கும் இடையில் பூமியின் ஆரம் 1.7 ஆகவும், பின்னர் வாயு குள்ளர்களுக்கும் வாயு ராட்சதர்களுக்கும் இடையில் பூமியின் ஆரம் 3.9 ஆகவும் பிரிக்கப்படுகின்றன. இந்த பிரிக்கும் கோடுகள் புள்ளிவிவர போக்குகள் மற்றும் உலகளவில் பொருந்தாது, ஏனென்றால் நட்சத்திரத்திலிருந்து தூரம் உட்பட கிரக உருவாக்கத்தை பாதிக்கும் உலோகத்தன்மையைத் தவிர வேறு பல காரணிகள் உள்ளன-அதிக தூரத்தில் உருவாகும் பெரிய பாறை கிரகங்கள் இருக்கலாம். தரவுகளின் சுயாதீனமான மறு பகுப்பாய்வு, அத்தகைய பிளவுபடுத்தும் கோடுகள் எதுவும் இல்லை என்றும், 1 மற்றும் 4 பூமியின் ஆரங்களுக்கு இடையில் கிரக உருவாக்கம் தொடர்ச்சியானது என்றும், ஒரு புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டில் உள்ள திடப்பொருளின் அளவு சூப்பர்-எர்த்ஸ் அல்லது மினி-நெப்டியூன்கள் உருவாகின்றனவா என்பதை தீர்மானிக்கிறது என்று சந்தேகிக்க எந்த காரணமும் இல்லை என்றும் கூறுகிறது. 2016 ஆம் ஆண்டில் 300 க்கும் மேற்பட்ட கிரகங்களை அடிப்படையாகக் கொண்டு செய்யப்பட்ட ஆய்வுகள், தோராயமாக இரண்டு பூமியின் வெகுஜனங்களில் உள்ள பெரும்பாலான பொருள்கள் குறிப்பிடத்தக்க ஹைட்ரஜன்-ஹீலியம் உறைகளை சேகரிப்பதாகக் கூறுகின்றன, அதாவது பாறை சூப்பர்-பூமிகள் அரிதாக இருக்கலாம். குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட பூமி-வெகுஜன கிரகம் கெப்ளர்-138 டி கண்டுபிடிப்பு, பாறை கிரகங்கள் மற்றும் குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட கிரகங்கள் இரண்டும் நிகழும் வெகுஜனங்களின் ஒன்றுடன் ஒன்று வரம்பைக் காட்டுகிறது. குறைந்த நிறை கொண்ட குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட கிரகங்கள் ஒரு கடல் கிரகம் அல்லது எஞ்சிய ஹைட்ரஜன் வளிமண்டலத்துடன் கூடிய சூப்பர்-எர்த் அல்லது நீராவி வளிமண்டலத்துடன் கூடிய சூடான கிரகம் அல்லது ஹைட்ரஜன்-ஹீலியம் வளிமண்டலத்துடன் கூடிய சிறிய நெப்டியூன் ஆக இருக்கலாம். குறைந்த நிறை கொண்ட குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட கிரகத்திற்கான மற்றொரு சாத்தியக்கூறு என்னவென்றால், அது முக்கியமாக கார்பன் மோனாக்சைடு, கார்பன் டை ஆக்சைடு, மீத்தேன் அல்லது நைட்ரஜனால் ஆன ஒரு பெரிய வளிமண்டலத்தைக் கொண்டுள்ளது. 2014 ஆம் ஆண்டில், கெப்ளர்-10 சி இன் புதிய அளவீடுகள் இது பூமியை விட அதிக அடர்த்தி கொண்ட நெப்டியூன்-வெகுஜன கிரகம் (17 பூமி வெகுஜனங்கள்) என்று கண்டறிந்தன, இது கெப்ளர்-10 சி பெரும்பாலும் பாறைகளால் ஆனது என்பதைக் குறிக்கிறது, இது 20 சதவீதம் வரை உயர் அழுத்த நீர் பனிக்கட்டியுடன் இருக்கலாம், ஆனால் ஹைட்ரஜன் ஆதிக்கம் செலுத்தும் உறை இல்லாமல் இருக்கலாம். இது 'சூப்பர்-எர்த்' என்ற சொல்லுக்கு பொதுவாகப் பயன்படுத்தப்படும் 10-பூமி-வெகுஜன மேல் வரம்பை விட அதிகமாக இருப்பதால், மெகா-எர்த் என்ற சொல் உருவாக்கப்பட்டது. இதேபோன்ற மிகப்பெரிய மற்றும் அடர்த்தியான கிரகம் கெப்ளர்-131பி ஆக இருக்கலாம், இருப்பினும் அதன் அடர்த்தி கெப்ளர் 10சி ஐப் போல அளவிடப்படவில்லை. அடுத்த மிகப் பெரிய அறியப்பட்ட திடமான கிரகங்கள் இந்த வெகுஜனத்தில் பாதிஃ 55 கான்க்ரி இ மற்றும் கெப்ளர்-20 பி. வாயு கிரகங்கள் பெரிய திட மையங்களைக் கொண்டிருக்கலாம். சனி-வெகுஜன கிரகம் எச். டி 149026 பி சனியின் ஆரத்தில் மூன்றில் இரண்டு பங்கு மட்டுமே உள்ளது, எனவே இது 60 பூமி வெகுஜனங்கள் அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட பாறை-பனி மையத்தைக் கொண்டிருக்கலாம். சிஓஆர்ஓடி-20பி வியாழனின் வெகுஜனத்தை விட 4.2 மடங்கு வெகுஜனத்தைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் வியாழனை விட 0.84 ஆரம் மட்டுமே உள்ளது; கனமான கூறுகள் மையத்தில் குவிந்திருந்தால் அது 800 பூமியின் வெகுஜனங்களின் உலோக மையத்தைக் கொண்டிருக்கலாம், அல்லது கனமான கூறுகள் கிரகம் முழுவதும் அதிகமாகப் பரவியிருந்தால் 300 பூமியின் வெகுஜனங்களின் மையத்தைக் கொண்டிருக்கலாம். போக்குவரத்து-நேர மாறுபாடு அளவீடுகள் கெப்ளர்-52பி, கெப்ளர்-52சி மற்றும் கெப்ளர்-57பி ஆகியவை பூமியை விட 30 முதல் 100 மடங்கு வரை அதிகபட்ச வெகுஜனங்களைக் கொண்டுள்ளன என்பதைக் குறிக்கின்றன, இருப்பினும் உண்மையான வெகுஜனங்கள் மிகவும் குறைவாக இருக்கலாம். சுமார் 2 பூமி ஆரங்கள் கொண்ட ஆரங்களுடன், அவை ஒரே அளவிலான இரும்பு கிரகத்தை விட பெரிய அடர்த்தியைக் கொண்டிருக்கலாம். அவை அவற்றின் நட்சத்திரங்களுக்கு மிக நெருக்கமாக சுற்றுகின்றன, எனவே அவை ஒவ்வொன்றும் ஆவியான வாயு ராட்சத அல்லது பழுப்பு குள்ளனின் எஞ்சிய மையமாக (சத்தோனியன் கிரகம்) இருக்கலாம். ஒரு எஞ்சிய மையப்பகுதி போதுமான அளவு பெரியதாக இருந்தால், அது வளிமண்டல வெகுஜனத்தை இழந்த போதிலும் பில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு அத்தகைய நிலையில் இருக்க முடியும். ஆயிரக்கணக்கான பூமியின் வெகுஜனங்கள் வரை திடமான கிரகங்கள் பெரிய நட்சத்திரங்களைச் சுற்றி உருவாகலாம் (பி-வகை மற்றும் ஓ-வகை நட்சத்திரங்கள்; 5-120 சூரிய வெகுஜனங்கள்), அங்கு புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டில் போதுமான கனமான கூறுகள் இருக்கும். மேலும், இந்த நட்சத்திரங்கள் அதிக புற ஊதா கதிர்வீச்சு மற்றும் காற்றைக் கொண்டுள்ளன, அவை வட்டில் உள்ள வாயுவை ஒளி ஆவியாக்கி, கனமான கூறுகளை மட்டுமே விட்டுச்செல்லும். ஒப்பிடுகையில், நெப்டியூனின் நிறை 17 பூமியின் வெகுஜனங்களுக்கு சமம், வியாழன் 318 பூமியின் வெகுஜனங்களைக் கொண்டுள்ளது, மேலும் ஐ. ஏ. யுவின் எக்ஸோபிளானட்டின் செயல்பாட்டு வரையறையில் பயன்படுத்தப்படும் 13-ஜுபிட்டர்-வெகுஜன வரம்பு சுமார் 4000 பூமியின் வெகுஜனங்களுக்கு சமம். குளிர்ந்த கிரகங்கள் அதிகபட்ச ஆரத்தைக் கொண்டுள்ளன, ஏனெனில் அந்த நேரத்தில் அதிக வெகுஜனத்தைச் சேர்ப்பது ஆரத்தை அதிகரிப்பதற்குப் பதிலாக கிரகத்தை எடையின் கீழ் சுருக்குகிறது. திடமான கிரகங்களின் அதிகபட்ச ஆரம் வாயு கிரகங்களின் அதிகபட்ச ஆரத்தை விட குறைவாக உள்ளது. வடிவம் ஒரு கிரகத்தின் அளவு அதன் ஆரத்தைப் பயன்படுத்தி விவரிக்கப்படும்போது, இது ஒரு கோளத்தால் வடிவத்தை தோராயமாக மதிப்பிடுவதாகும். இருப்பினும், ஒரு கிரகத்தின் சுழற்சி அதை துருவங்களில் தட்டையாக மாற்றுகிறது; எனவே பூமத்திய ரேகை ஆரம் துருவ ஆரத்தை விட பெரியது, இது ஒரு ஓப்லேட் கோள வடிவத்திற்கு நெருக்கமாக உள்ளது. புறக்கோள்களை கடந்து செல்வதில் உள்ள கவனக்குறைவு, போக்குவரத்து ஒளி வளைவுகளை பாதிக்கும். தற்போதைய தொழில்நுட்பத்தின் வரம்புகளில், சனி கிரகத்தை விட எச். டி 189733பி குறைவான ஒளியமைப்பைக் கொண்டுள்ளது என்பதைக் காட்ட முடியும். கிரகம் அதன் நட்சத்திரத்திற்கு அருகில் இருந்தால், ஈர்ப்பு அலைகள் கிரகத்தை நட்சத்திரத்தின் திசையில் நீட்டிக்கும், இதனால் கிரகம் ஒரு முக்கோண நீள்வட்டத்திற்கு நெருக்கமாக இருக்கும். அலை சிதைவு கிரகத்திற்கும் நட்சத்திரத்திற்கும் இடையிலான ஒரு கோட்டில் இருப்பதால், போக்குவரத்து ஒளி அளவீட்டிலிருந்து கண்டறிவது கடினம்; சுழற்சி சிதைவை விட அலை சிதைவு பெரியதாக இருக்கும் சந்தர்ப்பங்களில் கூட சுழற்சி சிதைவு காரணமாக ஏற்படும் அளவை விட குறைவான அளவு கொண்ட போக்குவரத்து ஒளி வளைவுகளில் இது ஒரு விளைவை ஏற்படுத்தும் (சமவெளியில் பூட்டப்பட்ட சூடான வியாழனைப் போலவே). பாறை கிரகங்களின் பொருள் விறைப்பு மற்றும் வாயு கிரகங்களின் பாறை மையங்கள் மேற்கூறிய வடிவங்களிலிருந்து மேலும் விலகல்களை ஏற்படுத்தும். சமமற்ற கதிர்வீச்சு மேற்பரப்புகளால் ஏற்படும் வெப்ப அலைகள் மற்றொரு காரணியாகும். மேலும் காண்க தொலைதூர நட்சத்திர அடிப்படையிலான அமைப்புகளிலிருந்து பூமியைக் கண்டறிதல் குறிப்புகள் வெளிப்புற இணைப்புகள் கெப்ளர் பொது தரவு காப்பகம் விண்வெளி தொலைநோக்கி அறிவியல் நிறுவனம் ஸ்ட்ராம்க்ரென் கணக்கெடுப்பு சிறுகோளியல் மற்றும் விண்மீன் தொல்லியல் எக்ஸோபிளானட் பட்டியல்கள் மற்றும் தரவுத்தளங்கள் பாரிஸ் ஆய்வகத்தின் எக்ஸ்ட்ராஸோலார் கிரகங்கள் என்சைக்ளோபீடியா தி ஹேபிட்டபிள் எக்ஸோபிளானெட்ஸ் கேட்டலாக் பை யு. பி. ஆர் அரேசிபோ நியூ வேர்ல்ட்ஸ் அட்லஸ் பை தி நாசா/ஜே. பி. எல் பிளானட்க்வெஸ்ட் அஸ்ட்ரோபயாலஜி பிளானட்டரி சயின்ஸ்