Exoplanet orbital and physical parameters
یہ صفحہ بیرونی سیارے کے مداری اور جسمانی پیرامیٹرز کی وضاحت کرتا ہے۔ مداری پیرامیٹرز زیادہ تر معروف ماورائے شمسی سیارے کے امیدواروں کو بالواسطہ طریقوں کا استعمال کرتے ہوئے دریافت کیا گیا ہے اور اس لیے ان کے صرف کچھ جسمانی اور مداری پیرامیٹرز کا تعین کیا جا سکتا ہے۔ مثال کے طور پر، مدار کی وضاحت کرنے والے چھ آزاد پیرامیٹرز میں سے، شعاعی رفتار کا طریقہ چار کا تعین کر سکتا ہے: نیم بڑا محور، سنکیتا، پیریاسٹرون کا طول بلد، اور پیریاسٹرون کا وقت۔ دو پیرامیٹرز نامعلوم ہیں: چڑھتے ہوئے نوڈ کا جھکاؤ اور طول بلد۔ ستارے اور مداری دور سے فاصلہ ایسے بیرونی سیارے ہیں جو نظام شمسی کے کسی بھی سیارے کے سورج کے مقابلے میں اپنے اصل ستارے کے بہت قریب ہیں، اور ایسے بیرونی سیارے بھی ہیں جو اپنے ستارے سے بہت دور ہیں۔ مرکری، جو 0.4 فلکیاتی اکائیوں (اے یو) پر سورج کا قریب ترین سیارہ ہے، ایک مدار میں 88 دن لیتا ہے، لیکن بیرونی سیاروں کے سب سے چھوٹے معلوم مداروں میں صرف چند گھنٹوں کے مداری ادوار ہوتے ہیں، دیکھیں الٹرا شارٹ پیریڈ سیارہ۔ کیپلر-11 نظام کے پانچ سیارے مرکری کے مقابلے چھوٹے مداروں میں ہیں۔ نیپٹون سورج سے 30 AU دور ہے اور اس کے گرد چکر لگانے میں 165 سال لگتے ہیں، لیکن ایسے بیرونی سیارے ہیں جو اپنے ستارے سے ہزاروں AU کے فاصلے پر ہیں اور مدار میں دسیوں ہزار سال لگتے ہیں، مثال کے طور پر۔ جی یو پیسکیم بی۔ شعاعی رفتار اور منتقلی کے طریقے چھوٹے مدار والے سیاروں کے لیے سب سے زیادہ حساس ہوتے ہیں۔ 51 پیگ بی جیسی ابتدائی دریافتیں چند دنوں کے مدار والے گیس دیو تھے۔ یہ "گرم جپٹرس" ممکنہ طور پر مزید باہر بن گئے اور اندر کی طرف ہجرت کر گئے۔ براہ راست امیجنگ کا طریقہ بڑے مدار والے سیاروں کے لیے سب سے زیادہ حساس ہے، اور اس نے کچھ ایسے سیارے دریافت کیے ہیں جن میں سیارے اور ستاروں کی علیحدگی سینکڑوں اے یو ہے۔ تاہم، پروٹوپلانیٹری ڈسک عام طور پر رداس میں صرف 100 اے یو کے قریب ہوتی ہیں، اور بنیادی ایکریشن ماڈل 10 اے یو کے اندر وشال سیارے کی تشکیل کی پیش گوئی کرتے ہیں، جہاں ڈسک کے بخارات بننے سے پہلے سیارے تیزی سے یکجا ہو سکتے ہیں۔ بہت طویل عرصے کے دیو سیارے بدمعاش سیارے ہو سکتے ہیں جو پکڑے گئے تھے، یا قریب سے بنے تھے اور کشش ثقل سے باہر کی طرف بکھرے ہوئے تھے، یا سیارہ اور ستارہ ایک بڑے پیمانے پر متوازن وسیع بائنری نظام ہو سکتا ہے جس میں سیارہ اپنی علیحدہ پروٹوپلانیٹری ڈسک کا بنیادی مقصد ہو۔ کشش ثقل کے عدم استحکام کے نمونے کثیر سو AU علیحدگی پر سیارے پیدا کر سکتے ہیں لیکن اس کے لیے غیر معمولی طور پر بڑی ڈسکوں کی ضرورت ہوگی۔ کئی لاکھ اے یو تک کے بہت وسیع مدار والے سیاروں کے لیے مشاہداتی طور پر اس بات کا تعین کرنا مشکل ہو سکتا ہے کہ آیا سیارہ کشش ثقل سے ستارے سے جڑا ہوا ہے۔ زیادہ تر سیارے جو دریافت کیے گئے ہیں وہ اپنے میزبان ستارے سے چند AU کے اندر ہیں کیونکہ سب سے زیادہ استعمال ہونے والے طریقوں (شعاعی رفتار اور نقل و حمل) کے لیے سیارے کے موجود ہونے کی تصدیق کے لیے کئی مداروں کے مشاہدے کی ضرورت ہوتی ہے اور ان طریقوں کو پہلی بار چھوٹے علیحدگی کا احاطہ کرنے کے لیے استعمال کیے جانے کے بعد سے صرف کافی وقت ہوا ہے۔ بڑے مدار والے کچھ سیارے براہ راست امیجنگ کے ذریعے دریافت کیے گئے ہیں لیکن فاصلے کی درمیانی حد ہے، جو تقریبا نظام شمسی کے گیس دیو خطے کے برابر ہے، جو کہ بڑی حد تک غیر دریافت شدہ ہے۔ اس خطے کی تلاش کے لیے براہ راست امیجنگ کا سامان دو بڑی دوربینوں پر نصب کیا گیا تھا جنہوں نے 2014 میں کام شروع کیا، جیسے۔ جیمنی پلینٹ امیجر اور وی ایل ٹی-سپیئر۔ مائکرو لینسنگ کے طریقہ کار نے 1-10 AU رینج میں چند سیاروں کا پتہ لگایا ہے۔ یہ قابل فہم معلوم ہوتا ہے کہ زیادہ تر بیرونی سیاروں کے نظاموں میں، ایک یا دو دیوہیکل سیارے ہیں جن کے مدار نظام شمسی میں مشتری اور سیارچے کے مداروں سے موازنہ کر سکتے ہیں۔ کافی بڑے مدار والے دیوہیکل سیارے اب کم از کم سورج جیسے ستاروں کے آس پاس نایاب ہونے کے لیے جانے جاتے ہیں۔ ستارے سے قابل رہائش زون کا فاصلہ ستارے کی قسم پر منحصر ہوتا ہے اور یہ فاصلہ ستارے کی زندگی کے دوران بدلتا ہے جیسے جیسے ستارے کا سائز اور درجہ حرارت بدلتا ہے۔ مرکزیت مدار کی سنکیتا اس بات کی پیمائش ہے کہ یہ کتنا انڈاکار (لمبا) ہے۔ مرکری کے علاوہ نظام شمسی کے تمام سیاروں کے قریب سرکلر مدار ہیں (e <0.1)۔ 20 دن یا اس سے کم کے مداری ادوار والے زیادہ تر بیرونی سیاروں میں قریب سرکلر مدار ہوتے ہیں، یعنی بہت کم سنکیتا۔ خیال کیا جاتا ہے کہ یہ سمندری سرکلرائزیشن کی وجہ سے ہے: دو اجسام کے درمیان کشش ثقل کے تعامل کی وجہ سے وقت کے ساتھ سنکیتا میں کمی۔ مختصر مداری ادوار کے ساتھ کیپلر خلائی جہاز کے ذریعہ پائے جانے والے زیادہ تر ذیلی نیپٹون سائز کے سیارے بہت سرکلر مدار رکھتے ہیں۔ اس کے برعکس، شعاعی رفتار کے طریقوں سے دریافت ہونے والے طویل مداری ادوار والے دیوہیکل سیارے کافی سنکی مدار رکھتے ہیں۔ (جولائی 2010 تک، ایسے بیرونی سیاروں میں سے 55 فیصد میں 0.2 سے زیادہ سنکیتا ہوتی ہے، جبکہ 17 فیصد میں 0.5 سے زیادہ سنکیتا ہوتی ہے۔) دیو سیاروں کی معتدل سے اعلی سنکیتا (e> 0.2) مشاہداتی انتخاب کا اثر نہیں ہے، کیونکہ کسی سیارے کا اس کے مدار کی سنکیتا سے قطع نظر یکساں طور پر اچھی طرح سے پتہ لگایا جا سکتا ہے۔ مشاہدہ شدہ دیوہیکل سیاروں کے مجموعے میں انڈاکار مداروں کی شماریاتی اہمیت کسی حد تک حیران کن ہے، کیونکہ سیاروں کی تشکیل کے موجودہ نظریات سے پتہ چلتا ہے کہ کم بڑے پیمانے کے سیاروں کو آس پاس کے پروٹوپلانیٹری ڈسک کے ساتھ کشش ثقل کے تعاملات کے ذریعے اپنی مداری سنکیتا کو سرکلرائز کرنا چاہیے۔ تاہم، جیسے جیسے کوئی سیارہ زیادہ بڑے پیمانے پر بڑھتا ہے اور ڈسک کے ساتھ اس کا تعامل غیر لکیری ہو جاتا ہے، یہ آس پاس کی ڈسک کی گیس کی غیر معمولی حرکت کو جنم دے سکتا ہے، جو بدلے میں سیارے کی مداری سنکیتا کو متحرک کر سکتا ہے۔ کم سنکیتا اعلی کثرت (نظام میں سیاروں کی تعداد) کے ساتھ منسلک ہیں۔ رہائش، خاص طور پر اعلی درجے کی زندگی کے لیے کم سنکیتا کی ضرورت ہوتی ہے۔ موجودہ پتہ لگانے کی صلاحیت کی حدود کے قریب کمزور ڈوپلر سگنلز کے لیے، سنکیتا ناقص طور پر محدود ہو جاتی ہے اور اعلی اقدار کی طرف متعصبانہ ہو جاتی ہے۔ یہ تجویز کیا جاتا ہے کہ کم بڑے پیمانے پر بیرونی سیاروں کے لیے رپورٹ کی گئی کچھ اعلی سنکیتا زیادہ تخمینہ ہو سکتی ہیں، کیونکہ تخروپن سے پتہ چلتا ہے کہ بہت سے مشاہدات سرکلر مداروں پر دو سیاروں کے ساتھ بھی مطابقت رکھتے ہیں۔ معتدل سنکی مداروں میں واحد سیاروں کے رپورٹ شدہ مشاہدات میں سیاروں کی جوڑی ہونے کا تقریبا 15 فیصد امکان ہے۔ یہ غلط تشریح خاص طور پر اس صورت میں ممکن ہے جب دونوں سیارے 2:1 گونج کے ساتھ چکر لگاتے ہوں۔ 2009 میں معلوم ہونے والے ایکسوپلینیٹ کے نمونے کے ساتھ، ماہرین فلکیات کے ایک گروپ نے اندازہ لگایا کہ "(1) شائع شدہ سنکی ایک سیارے کے حلوں میں سے تقریبا 35 فیصد 2:1 مداری گونج میں سیاروں کے نظام سے شماریاتی طور پر ناقابل شناخت ہیں، (2) مزید 40 فیصد کو شماریاتی طور پر سرکلر مداری حل سے ممتاز نہیں کیا جا سکتا ہے" اور "(3) زمین سے موازنہ کرنے والے کمیت والے سیارے سنکی سپر ارتھز اور نیپٹون ماس سیاروں کے معروف مداری حلوں میں چھپ سکتے ہیں"۔ شعاعی رفتار کے سروے میں 0.1 AU سے آگے کے بیرونی سیارے کے مدار سنکی پائے گئے، خاص طور پر بڑے سیاروں کے لیے۔ کیپلر خلائی جہاز کے ذریعہ حاصل کردہ ٹرانزٹ ڈیٹا، آر وی سروے کے مطابق ہے اور یہ بھی انکشاف ہوا ہے کہ چھوٹے سیاروں کے مدار کم سنکی ہوتے ہیں۔ جھکاؤ بمقابلہ گھماؤ مدار کا زاویہ مدار کا جھکاؤ کسی سیارے کے مداری سطح اور حوالہ کے دوسرے سطح کے درمیان کا زاویہ ہے۔ بیرونی سیاروں کے لیے، جھکاؤ عام طور پر زمین پر ایک مبصر کے حوالے سے بیان کیا جاتا ہے: استعمال کیا جانے والا زاویہ سیارے کے مداری جہاز اور زمین سے ستارے تک نظر کی لکیر کے درمیان ہوتا ہے۔ لہذا، ٹرانزٹ طریقہ کار کے ذریعے مشاہدہ کیے جانے والے زیادہ تر سیارے 90 ڈگری کے قریب ہوتے ہیں۔ چونکہ لفظ 'جھکاؤ' اس نظر کی لکیر کے جھکاؤ کے لیے بیرونی سیارے کے مطالعے میں استعمال ہوتا ہے اس لیے سیارے کے مدار اور ستارے کی گردش کے درمیان کے زاویے کو ایک مختلف لفظ استعمال کرنا چاہیے اور اسے اسپن آربٹ اینگل یا اسپن آربٹ الائنمنٹ کہا جاتا ہے۔ زیادہ تر معاملات میں ستارے کے گردشی محور کی سمت نامعلوم ہوتی ہے۔ کیپلر خلائی جہاز نے چند سو کثیر سیاروں کے نظام دریافت کیے ہیں اور ان میں سے زیادہ تر نظاموں میں تمام سیارے تقریبا ایک ہی سطح پر گردش کرتے ہیں، بالکل نظام شمسی کی طرح۔ تاہم، فلکیاتی اور شعاعی رفتار کی پیمائش کے امتزاج سے پتہ چلتا ہے کہ کچھ سیاروں کے نظام ایسے سیاروں پر مشتمل ہوتے ہیں جن کے مداری طیارے ایک دوسرے کے مقابلے میں نمایاں طور پر جھکے ہوتے ہیں۔ نصف سے زیادہ گرم جپٹرس کے مداری طیاروں کو ان کے اصل ستارے کی گردش کے ساتھ کافی حد تک غلط ترتیب دیا گیا ہے۔ گرم جپائٹرز کے کافی حصے میں یہاں تک کہ پیچھے ہٹنے والے مدار بھی ہوتے ہیں، جس کا مطلب ہے کہ وہ ستارے کی گردش سے مخالف سمت میں چکر لگاتے ہیں۔ کسی سیارے کے مدار میں خلل ڈالنے کے بجائے، یہ ہو سکتا ہے کہ ستارہ خود اپنے نظام کی تشکیل میں ستارے کے مقناطیسی میدان اور سیارے کی تشکیل کرنے والی ڈسک کے درمیان تعاملات کی وجہ سے پلٹ گیا ہو۔ پیریاسٹرون پریسیشن، مداری سطح کے اندر کسی سیارے کے مدار کی گردش ہے، یعنی۔ الپس کے محور سمت بدلتے ہیں۔ نظام شمسی میں، دوسرے سیاروں سے خلل پیدا ہونا بنیادی وجہ ہے، لیکن قریبی بیرونی سیاروں کے لیے سب سے بڑا عنصر ستارے اور سیارے کے درمیان سمندری قوتیں ہو سکتی ہیں۔ قریبی بیرونی سیاروں کے لیے، پیش قدمی میں عمومی رشتہ دارانہ شراکت بھی اہم ہے اور مرکری کے لیے اسی اثر سے بڑی شدت کے آرڈر ہو سکتے ہیں۔ کچھ بیرونی سیاروں میں نمایاں طور پر سنکی مدار ہوتے ہیں، جس سے پیش قدمی کا پتہ لگانا آسان ہو جاتا ہے۔ عمومی اضافیت کا اثر تقریبا 10 سال یا اس سے کم کے اوقات میں معلوم کیا جا سکتا ہے۔ نوڈل پریسیشن نوڈل پریسیشن کسی سیارے کے مداری سطح کی گردش ہے۔ نوڈل پریسیشن کو زیادہ آسانی سے پیریاسٹرون پریسیشن سے الگ دیکھا جاتا ہے جب مداری طیارہ ستارے کی گردش کی طرف مائل ہوتا ہے، انتہائی صورت قطبی مدار کی ہوتی ہے۔ ڈبلیو اے ایس پی-33 ایک تیز گردش کرنے والا ستارہ ہے جو تقریبا قطبی مدار میں ایک گرم مشتری کی میزبانی کرتا ہے۔ ستارے کا کواڈروپول ماس مومنٹ اور مناسب کونیی مومنٹم بالترتیب 1900 اور 400 گنا ہے، جو سورج سے بڑا ہے۔ یہ کیپلر کے قوانین سے اہم کلاسیکی اور رشتہ دار انحراف کا سبب بنتا ہے۔ خاص طور پر، تیز گردش ستارے کی عدم موجودگی اور لینس تھرنگ اثر کی وجہ سے بڑے نوڈل پیش قدمی کا سبب بنتی ہے۔ گردش اور محوری جھکاؤ اپریل 2014 میں، کسی سیارے کی گردش کی مدت کی پہلی پیمائش کا اعلان کیا گیا تھا: سپر جوپیٹر گیس دیو بیٹا پکٹورس بی کے لیے دن کی لمبائی 8 گھنٹے ہے (اس مفروضے کی بنیاد پر کہ سیارے کا محوری جھکاؤ چھوٹا ہے۔) 25 کلومیٹر فی سیکنڈ کی استوائی گردش کی رفتار کے ساتھ، یہ نظام شمسی کے دیوہیکل سیاروں کے مقابلے میں تیز ہے، اس توقع کے مطابق کہ ایک دیوہیکل سیارہ جتنا بڑا ہوگا، اتنا ہی تیزی سے گھومتا ہے۔ بیٹا پکٹورس بی کا اپنے ستارے سے فاصلہ 9 AU ہے۔ اس طرح کے فاصلے پر جووین سیاروں کی گردش سمندری اثرات سے سست نہیں ہوتی ہے۔ بیٹا پکٹورس بی اب بھی گرم اور جوان ہے اور اگلے سیکڑوں لاکھوں سالوں میں، یہ ٹھنڈا ہو جائے گا اور تقریبا مشتری کے سائز تک سکڑ جائے گا، اور اگر اس کی کونیی رفتار برقرار رہے گی، تو جیسے جیسے یہ سکڑتا جائے گا، اس کے دن کی لمبائی کم ہوتی جائے گی تقریبا 3 گھنٹے اور اس کی استوائی گردش کی رفتار تقریبا 40 کلومیٹر فی سیکنڈ تک ہو جائے گی۔ بیٹا پکٹورس بی کی تصاویر میں اتنی زیادہ ریزولوشن نہیں ہے کہ وہ براہ راست تفصیلات دیکھ سکے لیکن ڈوپلر سپیکٹروسکوپی تکنیک کا استعمال یہ ظاہر کرنے کے لیے کیا گیا کہ سیارے کے مختلف حصے مختلف رفتار سے اور مخالف سمتوں میں حرکت کر رہے تھے جہاں سے یہ اندازہ لگایا گیا تھا کہ سیارہ گھوم رہا ہے۔ زمین پر مبنی بڑی دوربینوں کی اگلی نسل کے ساتھ سیارے کا عالمی نقشہ بنانے کے لیے ڈوپلر امیجنگ تکنیک کا استعمال ممکن ہوگا، جیسے 2014 میں براؤن ڈوارف لوہمان 16 بی کی نقشہ سازی۔ کئی گیس جنات کی گردش کے 2017 کے مطالعے میں سیارے کی گردش کی شرح اور کمیت کے درمیان کوئی تعلق نہیں پایا گیا۔ زمینی سیاروں کے گھومنے اور جھکاؤ کی ابتدا زمینی سیاروں کے گھومنے پر بڑے اثرات کا بڑا اثر پڑتا ہے۔ سیاروں کی تشکیل کے دوران آخری چند دیوہیکل اثرات زمینی سیارے کی گردش کی شرح کا بنیادی تعین کرنے والے ہوتے ہیں۔ اوسطا گھماؤ کونیی رفتار اس رفتار کا تقریبا 70 فیصد ہوگی جس کی وجہ سے سیارہ ٹوٹ کر الگ ہو جائے گا۔ سیاروں کے جنین کا قدرتی نتیجہ فرار کی رفتار سے قدرے زیادہ رفتار سے اثر انداز ہوتا ہے۔ بعد کے مراحل میں زمینی سیارے کا چکر بھی سیاروں کے ساتھ اثرات سے متاثر ہوتا ہے۔ وشال اثرات کے مرحلے کے دوران، پروٹوپلانیٹری ڈسک کی موٹائی سیاروں کے جنین کے سائز سے کہیں زیادہ بڑی ہوتی ہے لہذا تصادم کے تین جہتوں میں کسی بھی سمت سے آنے کا یکساں امکان ہوتا ہے۔ اس کے نتیجے میں 0 سے 180 ڈگری تک کے جمع شدہ سیاروں کا محوری جھکاؤ ہوتا ہے جس کا امکان کسی بھی دوسرے کی طرح ہوتا ہے جس میں پروگریڈ اور ریٹروگریڈ دونوں ہی برابر ممکنہ ہوتے ہیں۔ لہذا، ایک چھوٹے محوری جھکاؤ کے ساتھ پروگریڈ اسپن، جو نظام شمسی کے زمینی سیاروں کے لیے وینس کے علاوہ عام ہے، عام طور پر دیوہیکل اثرات سے بنے زمینی سیاروں کے لیے عام نہیں ہے۔ کسی سیارے کے ابتدائی محوری جھکاؤ کا تعین دیوہیکل اثرات سے ہوتا ہے جسے تارکی جوار سے کافی حد تک تبدیل کیا جا سکتا ہے اگر سیارہ اپنے ستارے کے قریب ہے اور سیٹلائٹ کے جوار سے اگر سیارے کا کوئی بڑا سیٹلائٹ ہے۔ سمندری طوفان کے اثرات زیادہ تر سیاروں کے لیے، گردش کا دورانیہ اور محوری جھکاؤ (جسے ترچھا بھی کہا جاتا ہے) معلوم نہیں ہے، لیکن بہت مختصر مداروں (جہاں سمندری طوفان کے اثرات زیادہ ہوتے ہیں) کے ساتھ سیاروں کی ایک بڑی تعداد کا پتہ چلا ہے جو شاید ایک توازن گردش تک پہنچ چکے ہوں گے جس کی پیش گوئی کی جا سکتی ہے (یعنی۔ ٹائڈل لاک، اسپن آربٹ گونج، اور غیر گونج توازن جیسے کہ ریٹروگریڈ گردش)۔ کشش ثقل کی لہریں محوری جھکاؤ کو صفر تک کم کر دیتی ہیں لیکن گردش کی شرح سے زیادہ طویل وقت کے بعد توازن تک پہنچ جاتی ہیں۔ تاہم، کسی نظام میں متعدد سیاروں کی موجودگی محوری جھکاؤ کو ایک گونج میں پکڑنے کا سبب بن سکتی ہے جسے کیسینی حالت کہا جاتا ہے۔ اس حالت کے ارد گرد چھوٹے چھوٹے ارتعاش ہوتے ہیں اور مریخ کے معاملے میں یہ محوری جھکاؤ کے تغیرات افراتفری کا شکار ہوتے ہیں۔ گرم جپٹرس کی اپنے میزبان ستارے سے قربت کا مطلب یہ ہے کہ ان کے گردشی مدار کا ارتقاء زیادہ تر ستارے کی کشش ثقل کی وجہ سے ہوتا ہے نہ کہ دوسرے اثرات کی وجہ سے۔ گرم جپٹرس کی گردش کی شرح کے بارے میں یہ نہیں سوچا جاتا ہے کہ وہ گردشی مدار کی گونج میں پکڑی جاتی ہے کیونکہ اس طرح کا سیال جسم جوار پر رد عمل ظاہر کرتا ہے۔ اس طرح کا سیارہ ہم وقت گردش میں سست ہو جاتا ہے اگر اس کا مدار سرکلر ہو، یا، متبادل طور پر، اگر اس کا مدار سنکی ہو تو یہ غیر ہم وقت گردش میں سست ہو جاتا ہے۔ گرم جپٹرس کے صفر محوری جھکاؤ کی طرف بڑھنے کا امکان ہے یہاں تک کہ اگر وہ سیاروں کی منتقلی کے دوران کیسینی حالت میں تھے جب وہ اپنے ستارے سے مزید دور تھے۔ گرم جپٹرس کے مدار وقت کے ساتھ زیادہ سرکلر ہو جائیں گے، تاہم سنکی مداروں پر نظام میں دوسرے سیاروں کی موجودگی، یہاں تک کہ زمین جتنی چھوٹی اور قابل رہائش زون جتنی دور، گرم جپٹر کی سنکی پن کو برقرار رکھ سکتی ہے تاکہ سمندری سرکلرائزیشن کے لیے وقت کی لمبائی لاکھوں سالوں کے بجائے اربوں ہو سکتی ہے۔ سیارے ایچ ڈی 80606 بی کی گردش کی شرح تقریبا 1.9 دن ہونے کی پیش گوئی کی گئی ہے۔ ایچ ڈی 80606 بی گردشی مدار کی گونج سے بچتا ہے کیونکہ یہ ایک گیس دیو ہے۔ اس کے مدار کی سنکیتا کا مطلب یہ ہے کہ یہ سمندری طور پر بند ہونے سے بچتا ہے۔ جسمانی پیرامیٹرز ماس جب کوئی سیارہ شعاعی رفتار کے طریقہ کار سے پایا جاتا ہے، تو اس کا مداری جھکاؤ i نامعلوم ہوتا ہے اور اس کی حد 0 سے 90 ڈگری تک ہو سکتی ہے۔ یہ طریقہ سیارے کی حقیقی کمیت (M) کا تعین کرنے سے قاصر ہے، بلکہ اس کی کمیت، M sini کے لیے ایک کم حد دیتا ہے۔ بعض صورتوں میں ایک ظاہری بیرونی سیارہ زیادہ بڑا شے ہو سکتا ہے جیسے براؤن ڈوارف یا ریڈ ڈوارف۔ تاہم، i کی ایک چھوٹی سی قدر کا امکان (جیسے کہ 30 ڈگری سے کم، جو ایک حقیقی کمیت کو مشاہدہ شدہ نچلی حد سے کم از کم دوگنا دے گا) نسبتا کم ہے (1−/2 ≈ 13 ٪) اور اس لیے زیادہ تر سیاروں کی حقیقی کمیت مشاہدہ شدہ نچلی حد کے کافی قریب ہوگی۔ اگر کسی سیارے کا مدار نقطہ نظر کی لکیر سے تقریبا عمودی ہو (یعنی۔ 90° کے قریب)، ٹرانزٹ طریقہ کار کے ذریعے کسی سیارے کا پتہ لگایا جا سکتا ہے۔ اس کے بعد جھکاؤ معلوم ہو جائے گا، اور شعاعی رفتار کے مشاہدات سے ایم سینی کے ساتھ مل کر جھکاؤ سیارے کی حقیقی کمیت دے گا۔ نیز، متعدد سیاروں کے نظاموں میں فلکیاتی مشاہدات اور متحرک تحفظات بعض اوقات سیارے کی حقیقی کمیت کو ایک اوپری حد فراہم کر سکتے ہیں۔ 2013 میں یہ تجویز پیش کی گئی تھی کہ ٹرانزٹنگ ایکسوپلینیٹ کی کمیت کا تعین اس کے ماحول کے ٹرانسمیشن سپیکٹرم سے بھی کیا جا سکتا ہے، کیونکہ اسے آزادانہ طور پر ماحولیاتی ساخت، درجہ حرارت، دباؤ اور پیمانے کی اونچائی کو محدود کرنے کے لیے استعمال کیا جا سکتا ہے، تاہم 2017 کے ایک مطالعے سے پتہ چلا ہے کہ ٹرانسمیشن سپیکٹرم غیر واضح طور پر کمیت کا تعین نہیں کر سکتا۔ ٹرانزٹ-ٹائمنگ کی تغیرات کو کسی سیارے کی کمیت کو تلاش کرنے کے لیے بھی استعمال کیا جا سکتا ہے۔ رداس، کثافت، اور بلک کمپوزیشن کیپلر خلائی رصد گاہ کے حالیہ نتائج سے پہلے، زیادہ تر تصدیق شدہ سیارے گیس کے دیو تھے جو سائز میں مشتری یا اس سے بڑے کے مقابلے میں بڑے تھے کیونکہ ان کا آسانی سے پتہ لگایا جاتا ہے۔ تاہم، کیپلر کے ذریعے دریافت کیے گئے سیارے زیادہ تر نیپٹون کے سائز اور زمین کے سائز کے درمیان ہیں۔ اگر کسی سیارے کا پتہ شعاعی رفتار اور منتقلی کے دونوں طریقوں سے لگایا جا سکتا ہے، تو اس کی حقیقی کمیت اور اس کے رداس کے ساتھ ساتھ اس کی کثافت کا بھی تعین کیا جا سکتا ہے۔ کم کثافت والے سیاروں کا اندازہ لگایا جاتا ہے کہ وہ بنیادی طور پر ہائیڈروجن اور ہیلیم پر مشتمل ہیں، جبکہ درمیانی کثافت والے سیاروں کا اندازہ لگایا جاتا ہے کہ پانی ایک اہم جزو ہے۔ زیادہ کثافت والے سیارے کو پتھریلا سمجھا جاتا ہے، جیسے زمین اور نظام شمسی کے دیگر زمینی سیارے۔ گیس کے دیو، پفی سیارے، اور سپر جوپیٹر گیس کے سیارے جو گرم ہوتے ہیں وہ اپنے میزبان ستارے سے انتہائی قربت کی وجہ سے ہوتے ہیں، یا اس وجہ سے کہ وہ اپنی تشکیل سے اب بھی گرم ہیں اور گرمی سے پھیلتے ہیں۔ ٹھنڈے گیس والے سیاروں کے لیے، زیادہ سے زیادہ رداس ہوتا ہے جو مشتری سے قدرے بڑا ہوتا ہے جو اس وقت ہوتا ہے جب کمیت چند مشتری تک پہنچ جاتی ہے۔ اس نقطہ سے آگے کمیت کا اضافہ رداس کو سکڑنے کا سبب بنتا ہے۔ یہاں تک کہ جب ستارے سے گرمی کو مدنظر رکھتے ہوئے، بہت سے منتقل ہونے والے بیرونی سیارے اپنی کمیت کو دیکھتے ہوئے توقع سے بہت بڑے ہوتے ہیں، یعنی ان کی کثافت حیرت انگیز طور پر کم ہوتی ہے۔ ایک ممکنہ وضاحت کے لیے مقناطیسی میدان کا حصہ دیکھیں۔ پھولے ہوئے گرم جپٹرس کے علاوہ، کم کثافت والے سیارے کی ایک اور قسم ہے: سپر پفس جن کی کمیت زمین سے صرف چند گنا زیادہ ہے لیکن ریڈیائی نیپٹون سے بڑی ہے۔ کیپلر-51 کے آس پاس کے سیارے پھولے ہوئے گرم جپٹرس کے مقابلے میں کہیں کم گھنے (کہیں زیادہ پھیلے ہوئے) ہیں جیسا کہ دائیں طرف کے پلاٹوں میں دیکھا جا سکتا ہے جہاں تین کیپلر-51 سیارے بازی بمقابلہ رداس پلاٹ میں کھڑے ہیں۔ آئس جنات اور سپر نیپٹونز کیپلر-101 بی دریافت ہونے والا پہلا سپر نیپٹون تھا۔ اس کی کمیت نیپٹون کی کمیت سے تین گنا زیادہ ہے لیکن اس کی کثافت سے پتہ چلتا ہے کہ بھاری عناصر اس کی کل کمیت کا 60 فیصد سے زیادہ حصہ بناتے ہیں، جیسا کہ ہائیڈروجن-ہیلیم-غالب گیس جنات کے برعکس ہے۔ اگر کسی سیارے کا رداس اور/یا کمیت زمین اور نیپٹون کے درمیان ہے، تو اس بارے میں سوال پیدا ہوتا ہے کہ آیا وہ سیارہ زمین کی طرح پتھریلا ہے، نیپٹون جیسے اتار چڑھاؤ اور گیس کا مرکب، ہائیڈروجن/ہیلیم لفافے (منی-جوپٹر) والا چھوٹا سیارہ، یا کسی اور ساخت کا ہے۔ 1 سے 4 ارتھ ریڈیائی کی حد میں ریڈیائی کے ساتھ کیپلر ٹرانزٹ کرنے والے کچھ سیاروں کی کمیت کی پیمائش ریڈیل-ویلیوٹی یا ٹرانزٹ-ٹائمنگ کے طریقوں سے کی گئی ہے۔ حساب شدہ کثافت سے پتہ چلتا ہے کہ زمین کے 1.5 ریڈیائی تک، یہ سیارے چٹانی ہیں اور کشش ثقل کے دباؤ کی وجہ سے بڑھتے ہوئے ریڈیئس کے ساتھ یہ کثافت بڑھ جاتی ہے۔ تاہم، 1.5 اور 4 ارتھ ریڈیائی کے درمیان کثافت بڑھتی ہوئی ریڈیائی کے ساتھ کم ہوتی جاتی ہے۔ اس سے ظاہر ہوتا ہے کہ 1.5 ارتھ ریڈیائی سے اوپر، سیاروں میں اتار چڑھاؤ اور گیس کی مقدار میں اضافہ ہوتا ہے۔ اس عمومی رجحان کے باوجود، کسی دیئے گئے رداس میں کمیتوں کی ایک وسیع رینج موجود ہے، جس کی وجہ یہ ہو سکتی ہے کہ گیس کے سیاروں میں مختلف کمیتوں اور ساختوں کے پتھریلے کور ہو سکتے ہیں، اور یہ اتار چڑھاؤ کی تصویر کشی کی وجہ سے بھی ہو سکتا ہے۔ تھرمل ارتقائی ماحول کے نمونے پتھریلی اور گیسی سیاروں کے درمیان تقسیم کرنے والی لکیر کے طور پر زمین کے 1.75 گنا رداس کی تجویز کرتے ہیں۔ قریبی سیاروں کو چھوڑ کر جنہوں نے تارکیی تابکاری کی وجہ سے اپنا گیس لفافہ کھو دیا ہے، ستاروں کی دھات کاری کے مطالعے سے پتہ چلتا ہے کہ چٹانی سیاروں اور گیس بونوں کے درمیان 1.7 ارتھ ریڈیائی کی تقسیم کی لکیر ہے، پھر گیس بونوں اور گیس جنات کے درمیان 3.9 ارتھ ریڈیائی پر ایک اور تقسیم کی لکیر ہے۔ یہ تقسیم کرنے والی لکیریں شماریاتی رجحانات ہیں اور عالمی سطح پر لاگو نہیں ہوتیں، کیونکہ دھات کاری کے علاوہ بہت سے دوسرے عوامل ہیں جو سیارے کی تشکیل کو متاثر کرتے ہیں، بشمول ستارے سے فاصلہ-بڑے پتھریلے سیارے ہو سکتے ہیں جو بڑے فاصلے پر بنے ہوں۔ اعداد و شمار کے ایک آزاد تجزیہ سے پتہ چلتا ہے کہ ایسی کوئی تقسیم کرنے والی لکیریں نہیں ہیں اور 1 اور 4 ارتھ ریڈیائی کے درمیان سیارے کی تشکیل کا تسلسل موجود ہے اور اس بات پر شک کرنے کی کوئی وجہ نہیں ہے کہ پروٹوپلانیٹری ڈسک میں ٹھوس مواد کی مقدار اس بات کا تعین کرتی ہے کہ آیا سپر ارتھ یا منی نیپٹون تشکیل پاتے ہیں۔ 300 سے زیادہ سیاروں پر مبنی 2016 میں کیے گئے مطالعات سے پتہ چلتا ہے کہ زمین کے تقریبا دو کمیتوں پر زیادہ تر اشیاء ہائیڈروجن-ہیلیم کے اہم لفافے جمع کرتی ہیں، جس کا مطلب ہے کہ چٹانی سپر ارتھ نایاب ہو سکتے ہیں۔ کم کثافت والے زمین کے بڑے پیمانے پر سیارے کیپلر-138 ڈی کی دریافت سے پتہ چلتا ہے کہ بڑے پیمانے پر ایک اوور لیپنگ رینج موجود ہے جس میں چٹانی سیارے اور کم کثافت والے سیارے دونوں پائے جاتے ہیں۔ کم بڑے پیمانے پر کم کثافت والے سیارے ایک سمندری سیارہ یا سپر ارتھ ہو سکتے ہیں جس میں بقیہ ہائیڈروجن ماحول ہو، یا بھاپ کے ماحول والا گرم سیارہ، یا ہائیڈروجن ہیلیم ماحول والا منی نیپٹون ہو سکتا ہے۔ کم کمیت والے کم کثافت والے سیارے کا ایک اور امکان یہ ہے کہ اس کا ایک بڑا ماحول ہے جو بنیادی طور پر کاربن مونو آکسائیڈ، کاربن ڈائی آکسائیڈ، میتھین یا نائٹروجن سے بنا ہے۔ بڑے پیمانے پر ٹھوس سیارے 2014 میں، کیپلر-10 سی کی نئی پیمائشوں سے پتہ چلا کہ یہ ایک نیپٹون ماس سیارہ (17 ارتھ ماس) ہے جس کی کثافت زمین سے زیادہ ہے، جس سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ کیپلر-10 سی زیادہ تر چٹان پر مشتمل ہے جس میں ممکنہ طور پر 20 فیصد تک ہائی پریشر والی پانی کی برف ہے لیکن اس میں ہائیڈروجن کے غلبہ والا لفافہ نہیں ہے۔ چونکہ یہ 10-ارتھ ماس اوپری حد سے بہت اوپر ہے جو عام طور پر 'سپر ارتھ' کی اصطلاح کے لیے استعمال ہوتی ہے، اس لیے میگا ارتھ کی اصطلاح تیار کی گئی ہے۔ اسی طرح کا بہت بڑا اور گھنے سیارے کیپلر-131 بی ہو سکتا ہے، حالانکہ اس کی کثافت کیپلر 10 سی کی طرح نہیں ناپی گئی ہے۔ اگلے سب سے بڑے ٹھوس سیارے اس کمیت کا نصف ہیں: 55 کینکری ای اور کیپلر-20 بی۔ گیس کے سیاروں میں بڑے ٹھوس کور ہو سکتے ہیں۔ سیٹرن ماس سیارہ ایچ ڈی 149026 بی میں سیٹرن کے رداس کا صرف دو تہائی حصہ ہے، اس لیے اس میں زمین کے 60 ماس یا اس سے زیادہ کا راک آئس کور ہو سکتا ہے۔ سی او آر او ٹی-20 بی کی کمیت مشتری سے 4.24 گنا زیادہ ہے لیکن اس کا رداس مشتری سے صرف 0.84 گنا زیادہ ہے۔ اس میں 800 زمینی کمیتوں کا دھاتی مرکز ہو سکتا ہے اگر بھاری عناصر مرکز میں مرتکز ہوں، یا 300 زمینی کمیتوں کا مرکز اگر بھاری عناصر پورے سیارے میں زیادہ تقسیم ہوں۔ ٹرانزٹ ٹائم کی تغیرات کی پیمائش سے پتہ چلتا ہے کہ کیپلر-52 بی، کیپلر-52 سی اور کیپلر-57 بی کی زیادہ سے زیادہ کمیت زمین سے 30 اور 100 گنا کے درمیان ہے، حالانکہ اصل کمیت بہت کم ہو سکتی ہے۔ سائز میں تقریبا 2 ارتھ ریڈیائی کے ساتھ، ان کی کثافت اسی سائز کے لوہے کے سیارے سے بڑی ہو سکتی ہے۔ وہ اپنے ستاروں کے بہت قریب چکر لگاتے ہیں، لہذا ان میں سے ہر ایک بخارات میں تبدیل شدہ گیس دیو یا بھوری بونے کا بقیہ مرکز (چتھونین سیارہ) ہو سکتا ہے۔ اگر بقیہ کور کافی بڑا ہے تو یہ ماحولیاتی کمیت کو کھونے کے باوجود اربوں سالوں تک ایسی حالت میں رہ سکتا ہے۔ زمین کے ہزاروں کمیتوں تک کے ٹھوس سیارے بڑے ستاروں (بی قسم اور او قسم کے ستارے ؛ 5-120 شمسی کمیت) کے ارد گرد تشکیل پا سکتے ہیں، جہاں پروٹوپلانیٹری ڈسک میں کافی بھاری عناصر ہوتے ہیں۔ نیز، ان ستاروں میں اعلی یووی تابکاری اور ہوائیں ہوتی ہیں جو ڈسک میں موجود گیس کو فوٹو بخارات بنا سکتی ہیں، اور صرف بھاری عناصر کو چھوڑ سکتی ہیں۔ موازنہ کے لیے، نیپٹون کی کمیت زمین کے 17 کمیتوں کے برابر ہے، مشتری کی کمیت زمین کے 318 کمیتوں کے برابر ہے، اور آئی اے یو کی ایکسوپلینیٹ کی عملی تعریف میں استعمال ہونے والی 13-جوپیٹر کمیت کی حد زمین کے تقریبا 4000 کمیتوں کے برابر ہے۔ سرد سیاروں کا زیادہ سے زیادہ رداس ہوتا ہے کیونکہ اس مقام پر زیادہ کمیت کا اضافہ سیارے کے رداس کو بڑھانے کے بجائے وزن کے نیچے سکڑنے کا سبب بنتا ہے۔ ٹھوس سیاروں کا زیادہ سے زیادہ رداس گیس سیاروں کے زیادہ سے زیادہ رداس سے کم ہوتا ہے۔ شکل جب کسی سیارے کے سائز کو اس کے رداس کا استعمال کرتے ہوئے بیان کیا جاتا ہے، تو یہ ایک دائرے کے لحاظ سے شکل کا تخمینہ لگاتا ہے۔ تاہم، کسی سیارے کی گردش اسے قطبوں پر چپٹا ہونے کا سبب بنتی ہے۔ اس لیے استوائی رداس قطبی رداس سے بڑا ہوتا ہے، جس کی وجہ سے یہ اوبلیٹ اسپیرائڈ کے قریب ہوتا ہے۔ منتقل ہونے والے بیرونی سیاروں کی عدم موجودگی ٹرانزٹ لائٹ کے منحنی خطوط کو متاثر کرے گی۔ موجودہ ٹیکنالوجی کی حدود میں یہ ظاہر کرنا ممکن رہا ہے کہ ایچ ڈی 189733 بی سیٹرن سے کم اوبلیٹ ہے۔ اگر سیارہ اپنے ستارے کے قریب ہے، تو کشش ثقل کی لہریں سیارے کو ستارے کی سمت میں بڑھا دیں گی، جس سے سیارہ سہ رخی الپسائڈ کے قریب ہو جائے گا۔ چونکہ سمندری طوفان کی اخترتی سیارے اور ستارے کے درمیان ایک لکیر کے ساتھ ہوتی ہے، اس لیے ٹرانزٹ فوٹومیٹری سے اس کا پتہ لگانا مشکل ہے۔ اس کا اثر ٹرانزٹ لائٹ کے منحنی خطوط پر ہوگا جو کہ گردش کی اخترتی کی وجہ سے ہونے والی شدت سے کم ہے یہاں تک کہ ان صورتوں میں بھی جہاں سمندری طوفان کی اخترتی گردش کی اخترتی سے بڑی ہے (جیسا کہ سمندری طوفان سے بند گرم جپٹر کے معاملے میں ہے)۔ پتھریلی سیاروں کی مادی سختی اور گیس سیاروں کے پتھریلی کور مذکورہ بالا شکلوں سے مزید انحراف کا سبب بنیں گے۔ ناہموار تابکاری والی سطحوں کی وجہ سے پیدا ہونے والی تھرمل لہریں ایک اور عنصر ہیں۔ یہ بھی دیکھیں کہ دور دراز ستاروں پر مبنی نظاموں سے زمین کا پتہ لگانا حوالہ جات بیرونی روابط کیپلر پبلک ڈیٹا آرکائیو بذریعہ خلائی دوربین سائنس انسٹی ٹیوٹ اسٹرومگرین سروے برائے ایسٹروسیسمولوجی اینڈ گیلیکٹک آرکیالوجی ایکسوپلانیٹ کیٹلاگ اور ڈیٹا بیس ماورائے شمسی سیارے انسائیکلوپیڈیا بذریعہ پیرس آبزرویٹری رہائش پذیر ایکسوپلانیٹس کیٹلاگ بذریعہ یو پی آر ایریسیبو نیو ورلڈز اٹلس بذریعہ ناسا/جے پی ایل پلینٹ کیوسٹ ایسٹرو بائیولوجی پلینٹری سائنس