Exoplanet orbital and physical parameters
ಈ ಪುಟವು ಬಾಹ್ಯಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೀಯ ಮತ್ತು ಭೌತಿಕ ನಿಯತಾಂಕಗಳನ್ನು ವಿವರಿಸುತ್ತದೆ. ಕಕ್ಷೀಯ ನಿಯತಾಂಕಗಳು ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಸಿದ್ಧವಾದ ಸೌರಾತೀತ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಪರೋಕ್ಷ ವಿಧಾನಗಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಅವುಗಳ ಕೆಲವು ಭೌತಿಕ ಮತ್ತು ಕಕ್ಷೀಯ ನಿಯತಾಂಕಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ಕಕ್ಷೆಯನ್ನು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸುವ ಆರು ಸ್ವತಂತ್ರ ನಿಯತಾಂಕಗಳಲ್ಲಿ, ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗ ವಿಧಾನವು ನಾಲ್ಕನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದುಃ ಅರೆ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷ, ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆ, ಪೆರಿಯಾಸ್ಟ್ರಾನ್ನ ರೇಖಾಂಶ ಮತ್ತು ಪೆರಿಯಾಸ್ಟ್ರಾನ್ನ ಸಮಯ. ಎರಡು ನಿಯತಾಂಕಗಳು ಅಜ್ಞಾತವಾಗಿ ಉಳಿದಿವೆಃ ಆರೋಹಣ ನೋಡ್ನ ಇಳಿಜಾರು ಮತ್ತು ರೇಖಾಂಶ. ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತು ಕಕ್ಷೀಯ ಅವಧಿಯಿಂದ ದೂರ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಯಾವುದೇ ಗ್ರಹವು ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿರುವುದಕ್ಕಿಂತ ತಮ್ಮ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಹೆಚ್ಚು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿರುವ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳಿವೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಬಹಳ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳೂ ಇವೆ. 0. 4 ಖಗೋಳ ಘಟಕಗಳಲ್ಲಿ (ಎಯು) ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಅತ್ಯಂತ ಹತ್ತಿರವಿರುವ ಗ್ರಹವಾದ ಬುಧವು ಕಕ್ಷೆಗೆ 88 ದಿನಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳ ತಿಳಿದಿರುವ ಚಿಕ್ಕ ಕಕ್ಷೆಗಳು ಕೆಲವೇ ಗಂಟೆಗಳ ಕಕ್ಷೆಯ ಅವಧಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ, ಅಲ್ಟ್ರಾ-ಶಾರ್ಟ್ ಅವಧಿಯ ಗ್ರಹವನ್ನು ನೋಡಿ. ಕೆಪ್ಲರ್-11 ವ್ಯವಸ್ಥೆಯು ತನ್ನ ಐದು ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಬುಧ ಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಸಣ್ಣ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿ ಹೊಂದಿದೆ. ನೆಪ್ಚೂನ್ ಸೂರ್ಯನಿಂದ 30 ಎಯು ದೂರದಲ್ಲಿದೆ ಮತ್ತು ಅದನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸಲು 165 ವರ್ಷಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ತಮ್ಮ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಸಾವಿರಾರು ಎಯು ಇರುವ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳಿವೆ ಮತ್ತು ಪರಿಭ್ರಮಿಸಲು ಹತ್ತಾರು ಸಾವಿರ ವರ್ಷಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ. ಜಿಯು ಪಿಸ್ಕಿಯಂ ಬಿ. ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗ ಮತ್ತು ಸಾಗಣೆ ವಿಧಾನಗಳು ಸಣ್ಣ ಕಕ್ಷೆಗಳಿರುವ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಅತ್ಯಂತ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಾಗಿರುತ್ತವೆ. 51 ಪೆಗ್ ಬಿ ಯಂತಹ ಆರಂಭಿಕ ಆವಿಷ್ಕಾರಗಳು ಕೆಲವು ದಿನಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯಗಳಾಗಿವೆ. ಈ "ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳು" ಬಹುಶಃ ಮತ್ತಷ್ಟು ಹೊರಕ್ಕೆ ರೂಪುಗೊಂಡವು ಮತ್ತು ಒಳಮುಖವಾಗಿ ವಲಸೆ ಹೋದವು. ನೇರ ಚಿತ್ರಣ ವಿಧಾನವು ದೊಡ್ಡ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಅತ್ಯಂತ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಾಗಿದೆ, ಮತ್ತು ನೂರಾರು ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖ ಆದಾಗ್ಯೂ, ಪ್ರೊಟೊಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸುಮಾರು 100 ಎಯು ತ್ರಿಜ್ಯದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ, ಮತ್ತು ಕೋರ್ ಸಂಚಯ ಮಾದರಿಗಳು ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ರಚನೆಯು 10 ಎಯು ಒಳಗೆ ಇರುತ್ತದೆ ಎಂದು ಊಹಿಸುತ್ತವೆ, ಅಲ್ಲಿ ಡಿಸ್ಕ್ ಆವಿಯಾಗುವ ಮೊದಲು ಗ್ರಹಗಳು ತ್ವರಿತವಾಗಿ ಒಗ್ಗೂಡಬಹುದು. ಬಹಳ ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳು ಸೆರೆಹಿಡಿಯಲಾದ, ಅಥವಾ ನಿಕಟವಾಗಿ ರೂಪುಗೊಂಡ ಮತ್ತು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಹೊರಕ್ಕೆ ಚದುರಿದ ರಾಕ್ಷಸ ಗ್ರಹಗಳಾಗಿರಬಹುದು, ಅಥವಾ ಗ್ರಹ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರವು ತನ್ನದೇ ಆದ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಪ್ರೊಟೊಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ನ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ವಸ್ತುವಾಗಿರುವ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ-ಸಮತೋಲನದ ವಿಶಾಲ ಅವಳಿ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಾಗಿರಬಹುದು. ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಅಸ್ಥಿರತೆಯ ಮಾದರಿಗಳು ಬಹು-ನೂರು ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಹಲವಾರು ಲಕ್ಷ ಖ. ಮಾ. ವರೆಗಿನ ವಿಶಾಲವಾದ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ, ಗ್ರಹವು ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಬಂಧಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿದೆಯೇ ಎಂಬುದನ್ನು ವೀಕ್ಷಣಾತ್ಮಕವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸುವುದು ಕಷ್ಟವಾಗಬಹುದು. ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಗ್ರಹಗಳು ತಮ್ಮ ಆತಿಥೇಯ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಒಂದೆರಡು ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖಗೋಳ ಖ ದೊಡ್ಡ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕೆಲವು ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ನೇರ ಚಿತ್ರಣದಿಂದ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ ಆದರೆ ಮಧ್ಯಮ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯ ದೂರಗಳಿವೆ, ಇದು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯ ಪ್ರದೇಶಕ್ಕೆ ಸರಿಸುಮಾರು ಸಮನಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಇದು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಅನ್ವೇಷಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿಲ್ಲ. ಆ ಪ್ರದೇಶವನ್ನು ಅನ್ವೇಷಿಸಲು ನೇರ ಚಿತ್ರಣ ಸಾಧನಗಳನ್ನು 2014 ರಲ್ಲಿ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯನ್ನು ಪ್ರಾರಂಭಿಸಿದ ಎರಡು ದೊಡ್ಡ ದೂರದರ್ಶಕಗಳಲ್ಲಿ ಅಳವಡಿಸಲಾಗಿದೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ. ಜೆಮಿನಿ ಪ್ಲಾನೆಟ್ ಇಮೇಜರ್ ಮತ್ತು ವಿಎಲ್ಟಿ-ಸ್ಫಿಯರ್. ಮೈಕ್ರೋಲೆನ್ಸಿಂಗ್ ವಿಧಾನವು 1-10 AU ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿ ಕೆಲವು ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಬಾಹ್ಯಗ್ರಹ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ, ಸೌರವ್ಯೂಹದಲ್ಲಿ ಗುರು ಮತ್ತು ಶನಿಯ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಗಾತ್ರಕ್ಕೆ ಹೋಲಿಸಬಹುದಾದ ಒಂದು ಅಥವಾ ಎರಡು ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳಿವೆ ಎಂಬುದು ತೋರಿಕೆಯಂತೆ ತೋರುತ್ತದೆ. ಗಣನೀಯವಾಗಿ ದೊಡ್ಡ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳು ಈಗ ಅಪರೂಪವೆಂದು ತಿಳಿದುಬಂದಿದೆ, ಕನಿಷ್ಠ ಸೂರ್ಯನಂತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸುತ್ತಲೂ. ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ವಾಸಯೋಗ್ಯ ವಲಯದ ಅಂತರವು ನಕ್ಷತ್ರದ ಪ್ರಕಾರವನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರದ ಗಾತ್ರ ಮತ್ತು ತಾಪಮಾನವು ಬದಲಾದಂತೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಜೀವಿತಾವಧಿಯಲ್ಲಿ ಈ ಅಂತರವು ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ. ಕಕ್ಷೆಯ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯು ಅದು ಎಷ್ಟು ಅಂಡಾಕಾರವಾಗಿದೆ (ಉದ್ದವಾಗಿದೆ) ಎಂಬುದರ ಅಳತೆಯಾಗಿದೆ. ಬುಧವನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಎಲ್ಲಾ ಗ್ರಹಗಳು ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ (ಇ <0.1). 20 ದಿನಗಳು ಅಥವಾ ಅದಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯ ಕಕ್ಷೀಯ ಅವಧಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಹೆಚ್ಚಿನ ಬಾಹ್ಯಗ್ರಹಗಳು ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ, ಅಂದರೆ. ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆ. ಇದು ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆಃ ಎರಡು ಕಾಯಗಳ ನಡುವಿನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯಿಂದಾಗಿ ಕಾಲಾನಂತರದಲ್ಲಿ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಕೆಪ್ಲರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಉಪ-ನೆಪ್ಚೂನ್ ಗಾತ್ರದ ಗ್ರಹಗಳು ಸಣ್ಣ ಕಕ್ಷೀಯ ಅವಧಿಗಳೊಂದಿಗೆ ಬಹಳ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಇದಕ್ಕೆ ವ್ಯತಿರಿಕ್ತವಾಗಿ, ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗ ವಿಧಾನಗಳಿಂದ ಪತ್ತೆಯಾದ ದೀರ್ಘ ಕಕ್ಷೀಯ ಅವಧಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳು ಸಾಕಷ್ಟು ವಿಲಕ್ಷಣ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. (ಜುಲೈ 2010ರಂತೆ, ಅಂತಹ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳಲ್ಲಿ ಶೇಕಡಾ 55ರಷ್ಟು 0.20ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ, ಶೇಕಡಾ 17ರಷ್ಟು 0.50ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ.) ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ಮಧ್ಯಮದಿಂದ ಹೆಚ್ಚಿನ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳು (ಇ> 0.2) ವೀಕ್ಷಣೆಯ ಆಯ್ಕೆಯ ಪರಿಣಾಮವಲ್ಲ, ಏಕೆಂದರೆ ಒಂದು ಗ್ರಹವನ್ನು ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಲೆಕ್ಕಿಸದೆ ಸಮಾನವಾಗಿ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಬಹುದು. ವೀಕ್ಷಿಸಿದ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ಸಮೂಹದಲ್ಲಿ ಅಂಡಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಸಂಖ್ಯಾಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಪ್ರಾಮುಖ್ಯತೆಯು ಸ್ವಲ್ಪ ಆಶ್ಚರ್ಯಕರವಾಗಿದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಗ್ರಹಗಳ ರಚನೆಯ ಪ್ರಸ್ತುತ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳು ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಗ್ರಹಗಳು ತಮ್ಮ ಕಕ್ಷೀಯ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ಪ್ರೊಟೊಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ನೊಂದಿಗೆ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳಿಂದ ವೃತ್ತಾಕಾರದಲ್ಲಿರಬೇಕು ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಒಂದು ಗ್ರಹವು ಹೆಚ್ಚು ಬೃಹತ್ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಬೆಳೆದಂತೆ ಮತ್ತು ಡಿಸ್ಕ್ನೊಂದಿಗಿನ ಅದರ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯು ರೇಖಾತ್ಮಕವಾಗದಂತೆ, ಇದು ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ಡಿಸ್ಕ್ನ ಅನಿಲದ ವಿಲಕ್ಷಣ ಚಲನೆಯನ್ನು ಪ್ರಚೋದಿಸಬಹುದು, ಇದು ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೀಯ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಪ್ರಚೋದಿಸಬಹುದು. ಕಡಿಮೆ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳು ಹೆಚ್ಚಿನ ಬಹುಸಂಖ್ಯೆಯೊಂದಿಗೆ (ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ಗ್ರಹಗಳ ಸಂಖ್ಯೆ) ಪರಸ್ಪರ ಸಂಬಂಧ ಹೊಂದಿವೆ. ವಾಸಯೋಗ್ಯತೆಗೆ, ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಮುಂದುವರಿದ ಜೀವನಕ್ಕೆ ಕಡಿಮೆ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯ ಅಗತ್ಯವಿದೆ. ಪ್ರಸ್ತುತ ಪತ್ತೆ ಸಾಮರ್ಥ್ಯದ ಮಿತಿಯ ಸಮೀಪವಿರುವ ದುರ್ಬಲ ಡಾಪ್ಲರ್ ಸಂಕೇತಗಳಿಗೆ, ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯು ಕಳಪೆಯಾಗಿ ನಿರ್ಬಂಧಿತವಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಹೆಚ್ಚಿನ ಮೌಲ್ಯಗಳ ಕಡೆಗೆ ಪಕ್ಷಪಾತವಾಗುತ್ತದೆ. ಕಡಿಮೆ-ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳಿಗೆ ವರದಿಯಾದ ಕೆಲವು ಹೆಚ್ಚಿನ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳು ಅತಿಯಾದ ಅಂದಾಜುಗಳಾಗಿರಬಹುದು ಎಂದು ಸೂಚಿಸಲಾಗಿದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಅನೇಕ ಅವಲೋಕನಗಳು ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿರುವ ಎರಡು ಗ್ರಹಗಳೊಂದಿಗೆ ಸ್ಥಿರವಾಗಿವೆ ಎಂದು ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ಗಳು ತೋರಿಸುತ್ತವೆ. ಮಧ್ಯಮ ವಿಲಕ್ಷಣ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದೇ ಗ್ರಹಗಳ ವರದಿ ಮಾಡಲಾದ ಅವಲೋಕನಗಳು ಜೋಡಿ ಗ್ರಹಗಳಾಗಿರಲು ಸುಮಾರು 15 ಪ್ರತಿಶತದಷ್ಟು ಅವಕಾಶವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಎರಡು ಗ್ರಹಗಳು 2:1 ಅನುರಣನದೊಂದಿಗೆ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತಿದ್ದರೆ ಈ ತಪ್ಪು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನವು ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ. 2009 ರಲ್ಲಿ ತಿಳಿದಿರುವ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ ಮಾದರಿಯೊಂದಿಗೆ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರ ಗುಂಪೊಂದು "(1) ಪ್ರಕಟವಾದ ವಿಲಕ್ಷಣ ಏಕ-ಗ್ರಹದ ಪರಿಹಾರಗಳಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು 35 ಪ್ರತಿಶತದಷ್ಟು 2:1 ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನದಲ್ಲಿ ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಿಂದ ಸಂಖ್ಯಾಶಾಸ್ತ್ರೀಯವಾಗಿ ಪ್ರತ್ಯೇಕಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ, (2) ಇನ್ನೂ 40 ಪ್ರತಿಶತವನ್ನು ಸಂಖ್ಯಾಶಾಸ್ತ್ರೀಯವಾಗಿ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೀಯ ಪರಿಹಾರದಿಂದ ಪ್ರತ್ಯೇಕಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ" ಮತ್ತು "(3) ಭೂಮಿಗೆ ಹೋಲಿಸಬಹುದಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ವಿಲಕ್ಷಣ ಸೂಪರ್-ಅರ್ಥ್ಸ್ ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ ಸಮೂಹ ಗ್ರಹಗಳ ತಿಳಿದ ಕಕ್ಷೀಯ ಪರಿಹಾರಗಳಲ್ಲಿ ಮರೆಮಾಡಬಹುದು" ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸಿದೆ. ರೇಡಿಯಲ್ ವೇಗ ಸಮೀಕ್ಷೆಗಳು 0.01 ಖ. ಮಾ. ಗಿಂತ ಮೀರಿದ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ ಕಕ್ಷೆಗಳು ವಿಕೇಂದ್ರೀಯವಾಗಿವೆ ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ, ವಿಶೇಷವಾಗಿ ದೊಡ್ಡ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ. ಕೆಪ್ಲರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಿಂದ ಪಡೆದ ರವಾನೆ ದತ್ತಾಂಶವು ಆರ್ವಿ ಸಮೀಕ್ಷೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಸ್ಥಿರವಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಸಣ್ಣ ಗ್ರಹಗಳು ಕಡಿಮೆ ವಿಲಕ್ಷಣ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಎಂದು ಸಹ ಬಹಿರಂಗಪಡಿಸಿದೆ. ಇನ್ಕ್ಲಿನೇಶನ್ ವರ್ಸಸ್ ಸ್ಪಿನ್-ಆರ್ಬಿಟ್ ಕೋನವು ಕಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರು ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೀಯ ಸಮತಲ ಮತ್ತು ಮತ್ತೊಂದು ಉಲ್ಲೇಖಿತ ಸಮತಲದ ನಡುವಿನ ಕೋನವಾಗಿದೆ. ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳಿಗೆ, ಭೂಮಿಯ ಮೇಲಿನ ವೀಕ್ಷಕನಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ಇಳಿಜಾರನ್ನು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಹೇಳಲಾಗುತ್ತದೆಃ ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೀಯ ಸಮತಲಕ್ಕೆ ಸಾಮಾನ್ಯ ಮತ್ತು ಭೂಮಿಯಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ದೃಷ್ಟಿ ರೇಖೆಯ ನಡುವಿನ ಕೋನವನ್ನು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಸಾಗಣೆ ವಿಧಾನದಿಂದ ವೀಕ್ಷಿಸಲಾದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಗ್ರಹಗಳು 90 ಡಿಗ್ರಿಗಳ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ. ಈ ದೃಷ್ಟಿ-ರೇಖೆಯ ಇಳಿಜಾರುಗಾಗಿ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ ಅಧ್ಯಯನಗಳಲ್ಲಿ 'ಇಳಿಜಾರು' ಎಂಬ ಪದವನ್ನು ಬಳಸುವುದರಿಂದ, ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೆ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ನಡುವಿನ ಕೋನವು ಬೇರೆ ಪದವನ್ನು ಬಳಸಬೇಕು ಮತ್ತು ಇದನ್ನು ಸ್ಪಿನ್-ಆರ್ಬಿಟ್ ಕೋನ ಅಥವಾ ಸ್ಪಿನ್-ಆರ್ಬಿಟ್ ಜೋಡಣೆ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಂದರ್ಭಗಳಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅಕ್ಷದ ದೃಷ್ಟಿಕೋನವು ತಿಳಿದಿಲ್ಲ. ಕೆಪ್ಲರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಕೆಲವು ನೂರು ಬಹು-ಗ್ರಹ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ ಮತ್ತು ಈ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿನವುಗಳಲ್ಲಿ ಎಲ್ಲಾ ಗ್ರಹಗಳು ಸೌರವ್ಯೂಹದಂತೆಯೇ ಒಂದೇ ಸಮತಲದಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಆಸ್ಟ್ರೋಮೆಟ್ರಿಕ್ ಮತ್ತು ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗದ ಮಾಪನಗಳ ಸಂಯೋಜನೆಯು ಕೆಲವು ಗ್ರಹ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳು ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಅವುಗಳ ಕಕ್ಷೀಯ ಸಮತಲಗಳು ಪರಸ್ಪರ ಗಮನಾರ್ಹವಾಗಿ ಓರೆಯಾಗಿವೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಿದೆ. ಅರ್ಧಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳು ಕಕ್ಷೀಯ ಸಮತಲಗಳನ್ನು ತಮ್ಮ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯೊಂದಿಗೆ ಗಣನೀಯವಾಗಿ ತಪ್ಪಾಗಿ ಜೋಡಿಸಿವೆ. ಬಿಸಿ-ಜುಪಿಟರ್ಗಳ ಗಣನೀಯ ಭಾಗವು ಹಿಮ್ಮೆಟ್ಟುವ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಸಹ ಹೊಂದಿದೆ, ಅಂದರೆ ಅವು ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯಿಂದ ವಿರುದ್ಧ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ. ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೆಯು ಅಸ್ತವ್ಯಸ್ತಗೊಳ್ಳುವ ಬದಲು, ನಕ್ಷತ್ರದ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ಮತ್ತು ಗ್ರಹವನ್ನು ರೂಪಿಸುವ ಡಿಸ್ಕ್ ನಡುವಿನ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳಿಂದಾಗಿ ನಕ್ಷತ್ರವು ತನ್ನ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ರಚನೆಯ ಆರಂಭದಲ್ಲಿ ತಿರುಗಿಕೊಂಡಿರಬಹುದು. ಪೆರಿಯಾಸ್ಟ್ರಾನ್ ಮುನ್ಸೂಚನೆಯು ಕಕ್ಷೀಯ ಸಮತಲದೊಳಗೆ ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೆಯ ತಿರುಗುವಿಕೆಯಾಗಿದೆ, ಅಂದರೆ. ದೀರ್ಘವೃತ್ತದ ಅಕ್ಷಗಳು ದಿಕ್ಕನ್ನು ಬದಲಾಯಿಸುತ್ತವೆ. ಸೌರವ್ಯೂಹದಲ್ಲಿ, ಇತರ ಗ್ರಹಗಳ ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ಧತೆಗಳು ಮುಖ್ಯ ಕಾರಣವಾಗಿವೆ, ಆದರೆ ಹತ್ತಿರದ ಬಾಹ್ಯಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಅತಿದೊಡ್ಡ ಅಂಶವೆಂದರೆ ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತು ಗ್ರಹದ ನಡುವಿನ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಶಕ್ತಿಗಳು. ಕ್ಲೋಸ್-ಇನ್ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳಿಗೆ, ಮುನ್ಸೂಚನೆಗೆ ಸಾಮಾನ್ಯ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆಯ ಕೊಡುಗೆಯೂ ಸಹ ಮಹತ್ವದ್ದಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಇದು ಬುಧ ಗ್ರಹದ ಅದೇ ಪರಿಣಾಮಕ್ಕಿಂತ ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದ ಕ್ರಮಗಳಾಗಿರಬಹುದು. ಕೆಲವು ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳು ಗಮನಾರ್ಹವಾಗಿ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ, ಇದು ಪೂರ್ವಭಾವಿಯನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲು ಸುಲಭವಾಗಿಸುತ್ತದೆ. ಸಾಮಾನ್ಯ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆಯ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು ಸುಮಾರು 10 ವರ್ಷಗಳು ಅಥವಾ ಅದಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯ ಅಳತೆಗಳಲ್ಲಿ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಬಹುದು. ನೋಡಲ್ ಪ್ರೀಸೆಷನ್ ನೋಡಲ್ ಪ್ರೀಸೆಷನ್ ಎಂಬುದು ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೀಯ ಸಮತಲದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯಾಗಿದೆ. ಕಕ್ಷೀಯ ಸಮತಲವು ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಗುವಿಕೆಗೆ ಒಲವು ತೋರಿದಾಗ ನೋಡಲ್ ಮುನ್ಸೂಚನೆಯು ಪೆರಿಯಾಸ್ಟ್ರಾನ್ ಮುನ್ಸೂಚನೆಯಿಂದ ಭಿನ್ನವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಹೆಚ್ಚು ಸುಲಭವಾಗಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ, ತೀವ್ರವಾದ ಪ್ರಕರಣವು ಧ್ರುವೀಯ ಕಕ್ಷೆಯಾಗಿದೆ. ಡಬ್ಲ್ಯು. ಎ. ಎಸ್. ಪಿ-33 ವೇಗವಾಗಿ ತಿರುಗುವ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು, ಬಹುತೇಕ ಧ್ರುವ ಕಕ್ಷೆಯಲ್ಲಿ ಬಿಸಿಯಾದ ಗುರುಗ್ರಹವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ನಕ್ಷತ್ರದ ಚತುರ್ಭುಜ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಕ್ಷಣ ಮತ್ತು ಸರಿಯಾದ ಕೋನೀಯ ಆವೇಗವು ಅನುಕ್ರಮವಾಗಿ 1900 ಮತ್ತು 400 ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಇದು ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ. ಇದು ಕೆಪ್ಲರ್ನ ನಿಯಮಗಳಿಂದ ಗಮನಾರ್ಹವಾದ ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಮತ್ತು ಸಾಪೇಕ್ಷತಾವಾದಿ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆ. ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿ ಹೇಳುವುದಾದರೆ, ವೇಗದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯು ನಕ್ಷತ್ರದ ಅಸ್ಪಷ್ಟತೆ ಮತ್ತು ಲೆನ್ಸ್-ಥಿರಿಂಗ್ ಪರಿಣಾಮದಿಂದಾಗಿ ದೊಡ್ಡ ನೋಡಲ್ ಪೂರ್ವಭಾವಿತ್ವವನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆ. ತಿರುಗುವಿಕೆ ಮತ್ತು ಅಕ್ಷೀಯ ಟಿಲ್ಟ್ ಏಪ್ರಿಲ್ 2014 ರಲ್ಲಿ, ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿಯ ಮೊದಲ ಮಾಪನವನ್ನು ಘೋಷಿಸಲಾಯಿತುಃ ಸೂಪರ್-ಜುಪಿಟರ್ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯ ಬೀಟಾ ಪಿಕ್ಟೋರಿಸ್ ಬಿ ಯ ದಿನದ ಉದ್ದವು 8 ಗಂಟೆಗಳು (ಗ್ರಹದ ಅಕ್ಷೀಯ ಟಿಲ್ಟ್ ಚಿಕ್ಕದಾಗಿದೆ ಎಂಬ ಊಹೆಯ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ). ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ 25 ಕಿ. ಮೀ. ನಷ್ಟು ಸಮಭಾಜಕ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ವೇಗದೊಂದಿಗೆ, ಇದು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳಿಗಿಂತ ವೇಗವಾಗಿದೆ, ಇದು ಹೆಚ್ಚು ಬೃಹತ್ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹವು ವೇಗವಾಗಿ ತಿರುಗುತ್ತದೆ ಎಂಬ ನಿರೀಕ್ಷೆಗೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿದೆ. ಬೀಟಾ ಪಿಕ್ಟೋರಿಸ್ ಬಿ ತನ್ನ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ 9 ಖ. ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿದೆ. ಅಂತಹ ದೂರದಲ್ಲಿ ಜೋವಿಯನ್ ಗ್ರಹಗಳ ತಿರುಗುವಿಕೆಯು ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದ ನಿಧಾನವಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಬೀಟಾ ಪಿಕ್ಟೋರಿಸ್ ಬಿ ಇನ್ನೂ ಬೆಚ್ಚಗಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಚಿಕ್ಕದಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಮುಂದಿನ ನೂರಾರು ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ, ಇದು ತಂಪಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಗುರುಗ್ರಹದ ಗಾತ್ರಕ್ಕೆ ಕುಗ್ಗುತ್ತದೆ, ಮತ್ತು ಅದರ ಕೋನೀಯ ಆವೇಗವನ್ನು ಕಾಪಾಡಿಕೊಂಡರೆ, ಅದು ಕುಗ್ಗುತ್ತಿದ್ದಂತೆ, ಅದರ ದಿನದ ಉದ್ದವು ಸುಮಾರು 3 ಗಂಟೆಗಳಿಗೆ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಅದರ ಸಮಭಾಜಕ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ವೇಗವು ಸುಮಾರು 40 ಕಿಮೀ/ಸೆ ವೇಗವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಬೀಟಾ ಪಿಕ್ಟೋರಿಸ್ ಬಿ ಯ ಚಿತ್ರಗಳು ವಿವರಗಳನ್ನು ನೇರವಾಗಿ ನೋಡಲು ಸಾಕಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿನ ರೆಸಲ್ಯೂಶನ್ ಹೊಂದಿಲ್ಲ ಆದರೆ ಗ್ರಹದ ವಿವಿಧ ಭಾಗಗಳು ವಿಭಿನ್ನ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಗ್ರಹವು ತಿರುಗುತ್ತಿದೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾದ ವಿರುದ್ಧ ದಿಕ್ಕುಗಳಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುತ್ತಿವೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಲು ಡಾಪ್ಲರ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರೋಸ್ಕೋಪಿ ತಂತ್ರಗಳನ್ನು ಬಳಸಲಾಯಿತು. ಮುಂದಿನ ಪೀಳಿಗೆಯ ದೊಡ್ಡ ಭೂ-ಆಧಾರಿತ ದೂರದರ್ಶಕಗಳೊಂದಿಗೆ, 2014 ರಲ್ಲಿ ಕಂದು ಕುಬ್ಜ ಲುಹ್ಮನ್ 16 ಬಿ ಯ ಮ್ಯಾಪಿಂಗ್ನಂತೆ ಗ್ರಹದ ಜಾಗತಿಕ ನಕ್ಷೆಯನ್ನು ಮಾಡಲು ಡಾಪ್ಲರ್ ಇಮೇಜಿಂಗ್ ತಂತ್ರಗಳನ್ನು ಬಳಸಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗುತ್ತದೆ. ಹಲವಾರು ಅನಿಲ ದೈತ್ಯರ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ 2017ರ ಅಧ್ಯಯನವು ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಪ್ರಮಾಣ ಮತ್ತು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಡುವೆ ಯಾವುದೇ ಪರಸ್ಪರ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಿಲ್ಲ. ಭೂಮಿಯ ಗ್ರಹಗಳ ತಿರುಗುವಿಕೆ ಮತ್ತು ಇಳಿಜಾರಿನ ಮೂಲವು ಭೂಮಿಯ ಗ್ರಹಗಳ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಮೇಲೆ ಬೃಹತ್ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಬೀರುತ್ತದೆ. ಗ್ರಹಗಳ ರಚನೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಕೊನೆಯ ಕೆಲವು ದೈತ್ಯ ಪರಿಣಾಮಗಳು ಭೂಮಂಡಲದ ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ದರವನ್ನು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸುತ್ತವೆ. ಸರಾಸರಿ ತಿರುಗುವ ಕೋನೀಯ ವೇಗವು ಗ್ರಹವು ಒಡೆಯಲು ಮತ್ತು ಪ್ರತ್ಯೇಕವಾಗಿ ಹಾರಲು ಕಾರಣವಾಗುವ ವೇಗದ ಸುಮಾರು 70 ಪ್ರತಿಶತವಾಗಿರುತ್ತದೆ; ಗ್ರಹಗಳ ಭ್ರೂಣದ ನೈಸರ್ಗಿಕ ಫಲಿತಾಂಶವು ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ವೇಗಕ್ಕಿಂತ ಸ್ವಲ್ಪ ದೊಡ್ಡ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುತ್ತದೆ. ನಂತರದ ಹಂತಗಳಲ್ಲಿ ಭೂಮಿಯ ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯು ಗ್ರಹಗಳೊಂದಿಗಿನ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದಲೂ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ದೈತ್ಯ ಪ್ರಭಾವದ ಹಂತದಲ್ಲಿ, ಪ್ರೊಟೊಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ನ ದಪ್ಪವು ಗ್ರಹಗಳ ಭ್ರೂಣಗಳ ಗಾತ್ರಕ್ಕಿಂತ ತುಂಬಾ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಮೂರು ಆಯಾಮಗಳಲ್ಲಿ ಯಾವುದೇ ದಿಕ್ಕಿನಿಂದ ಬರುವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ. ಇದು 0 ರಿಂದ 180 ಡಿಗ್ರಿಗಳವರೆಗಿನ ಗ್ರಹಗಳ ಅಕ್ಷೀಯ ಓರೆಯಾಗಲು ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಪ್ರಗತಿಯ ಮತ್ತು ಹಿಮ್ಮೆಟ್ಟುವಿಕೆಯ ತಿರುಗುವಿಕೆಗಳೆರಡೂ ಸಮಾನವಾಗಿ ಸಂಭವನೀಯವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಶುಕ್ರವನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಭೂಮಂಡಲದ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಸಾಮಾನ್ಯವಾದ ಸಣ್ಣ ಅಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರಿನೊಂದಿಗೆ ಮುಂದಕ್ಕೆ ತಿರುಗುವುದು, ದೈತ್ಯ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದ ನಿರ್ಮಿಸಲಾದ ಭೂಮಂಡಲದ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸಾಮಾನ್ಯವಲ್ಲ. ಗ್ರಹವು ತನ್ನ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದ್ದರೆ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಅಲೆಗಳ ಮೂಲಕ ಮತ್ತು ಗ್ರಹವು ದೊಡ್ಡ ಉಪಗ್ರಹವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ ಉಪಗ್ರಹ ಅಲೆಗಳ ಮೂಲಕ ದೈತ್ಯ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದ ನಿರ್ಧರಿಸಲ್ಪಟ್ಟ ಗ್ರಹದ ಆರಂಭಿಕ ಅಕ್ಷೀಯ ಓರೆಯನ್ನು ಗಣನೀಯವಾಗಿ ಬದಲಾಯಿಸಬಹುದು. ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಪರಿಣಾಮಗಳು ಹೆಚ್ಚಿನ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ, ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿ ಮತ್ತು ಅಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರು (ಓರೆಯಾಗುವಿಕೆ ಎಂದೂ ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ) ತಿಳಿದಿಲ್ಲ, ಆದರೆ ಬಹಳ ಚಿಕ್ಕದಾದ ಕಕ್ಷೆಗಳೊಂದಿಗೆ (ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಪರಿಣಾಮಗಳು ಹೆಚ್ಚಿರುವ) ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಂಖ್ಯೆಯ ಗ್ರಹಗಳು ಕಂಡುಬಂದಿವೆ, ಅವು ಬಹುಶಃ ಊಹಿಸಬಹುದಾದ ಸಮತೋಲನದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯನ್ನು ತಲುಪಿವೆ (ಅಂದರೆ. ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಲಾಕ್, ಸ್ಪಿನ್-ಆರ್ಬಿಟ್ ಅನುರಣನಗಳು ಮತ್ತು ರೆಟ್ರೋಗ್ರೇಡ್ ತಿರುಗುವಿಕೆಯಂತಹ ಅನುರಣನವಲ್ಲದ ಸಮತೋಲನ). ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಅಲೆಗಳು ಅಕ್ಷೀಯ ಓರೆಯನ್ನು ಶೂನ್ಯಕ್ಕೆ ಇಳಿಸುತ್ತವೆ ಆದರೆ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಪ್ರಮಾಣವು ಸಮತೋಲನವನ್ನು ತಲುಪುವುದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಮಯದ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಒಂದು ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ಗ್ರಹಗಳ ಉಪಸ್ಥಿತಿಯು ಅಕ್ಷೀಯ ಓರೆಯನ್ನು ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಸ್ಥಿತಿ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುವ ಅನುರಣನದಲ್ಲಿ ಸೆರೆಹಿಡಿಯಲು ಕಾರಣವಾಗಬಹುದು. ಈ ಸ್ಥಿತಿಯ ಸುತ್ತಲೂ ಸಣ್ಣ ಆಂದೋಲನಗಳಿವೆ ಮತ್ತು ಮಂಗಳ ಗ್ರಹದ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ ಈ ಅಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರಿನ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳು ಅಸ್ತವ್ಯಸ್ತವಾಗಿವೆ. ಬಿಸಿ ಗುರುಗಳು ತಮ್ಮ ಆತಿಥೇಯ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರವಾಗಿರುವುದು ಎಂದರೆ ಅವುಗಳ ಪರಿಭ್ರಮಣಾ-ಕಕ್ಷೆಯ ವಿಕಾಸವು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದಾಗಿ ಆಗುತ್ತದೆಯೇ ಹೊರತು ಇತರ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದಲ್ಲ. ಅಂತಹ ದ್ರವ-ವಸ್ತುವು ಅಲೆಗೆ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯಿಸುವ ವಿಧಾನದಿಂದಾಗಿ ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ತಿರುಗುವ ಕಕ್ಷೆಯ ಅನುರಣನಕ್ಕೆ ಸೆರೆಹಿಡಿಯಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ; ಆದ್ದರಿಂದ ಈ ರೀತಿಯ ಗ್ರಹವು ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯು ವೃತ್ತಾಕಾರವಾಗಿದ್ದರೆ ಸಿಂಕ್ರೊನಸ್ ತಿರುಗುವಿಕೆಗೆ ನಿಧಾನಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ, ಅಥವಾ, ಪರ್ಯಾಯವಾಗಿ, ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯು ವಿಕೇಂದ್ರೀಯವಾಗಿದ್ದರೆ ಅದು ಸಿಂಕ್ರೊನಸ್ ಅಲ್ಲದ ತಿರುಗುವಿಕೆಗೆ ನಿಧಾನಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳು ತಮ್ಮ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಮತ್ತಷ್ಟು ದೂರದಲ್ಲಿರುವಾಗ ಗ್ರಹಗಳ ವಲಸೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿದ್ದರೂ ಸಹ ಶೂನ್ಯ ಅಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರಿನ ಕಡೆಗೆ ವಿಕಸನಗೊಳ್ಳುವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ. ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳು ಕಾಲಾನಂತರದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ವೃತ್ತಾಕಾರವಾಗುತ್ತವೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ವಿಲಕ್ಷಣ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿನ ಇತರ ಗ್ರಹಗಳ ಉಪಸ್ಥಿತಿಯು, ಭೂಮಿಯಷ್ಟು ಚಿಕ್ಕದಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ವಾಸಯೋಗ್ಯ ವಲಯದಷ್ಟು ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದರೂ ಸಹ, ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹದ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಕಾಪಾಡಿಕೊಳ್ಳುವುದನ್ನು ಮುಂದುವರಿಸಬಹುದು, ಇದರಿಂದಾಗಿ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಸಮಯವು ಲಕ್ಷಾಂತರ ವರ್ಷಗಳ ಬದಲಿಗೆ ಶತಕೋಟಿಗಳಾಗಿರಬಹುದು. ಎಚ್. ಡಿ. 80606 ಬಿ ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಪ್ರಮಾಣವು ಸುಮಾರು 1.9 ದಿನಗಳು ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ. ಎಚ್ಡಿ 80606 ಬಿ ಸ್ಪಿನ್-ಆರ್ಬಿಟ್ ಅನುರಣನವನ್ನು ತಪ್ಪಿಸುತ್ತದೆ ಏಕೆಂದರೆ ಇದು ಅನಿಲ ದೈತ್ಯವಾಗಿದೆ. ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯು ಅದು ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದಿಂದ ಮುಚ್ಚಲ್ಪಡುವುದನ್ನು ತಪ್ಪಿಸುತ್ತದೆ ಎಂದರ್ಥ. ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಭೌತಿಕ ನಿಯತಾಂಕಗಳು ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗ ವಿಧಾನದಿಂದ ಒಂದು ಗ್ರಹವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಾಗ, ಅದರ ಕಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರು i ತಿಳಿದಿಲ್ಲ ಮತ್ತು 0 ರಿಂದ 90 ಡಿಗ್ರಿಗಳವರೆಗೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಈ ವಿಧಾನವು ಗ್ರಹದ ನಿಜವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು (ಎಂ) ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗುವುದಿಲ್ಲ, ಆದರೆ ಅದರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಾದ ಎಂ ಸಿನಿಗೆ ಕಡಿಮೆ ಮಿತಿಯನ್ನು ನೀಡುತ್ತದೆ. ಕೆಲವು ಸಂದರ್ಭಗಳಲ್ಲಿ ಬಾಹ್ಯಗ್ರಹವು ಕಂದು ಕುಬ್ಜ ಅಥವಾ ಕೆಂಪು ಕುಬ್ಜಗಳಂತಹ ಹೆಚ್ಚು ಬೃಹತ್ ವಸ್ತುವಾಗಿರಬಹುದು. ಆದಾಗ್ಯೂ, i ನ ಸಣ್ಣ ಮೌಲ್ಯದ ಸಂಭವನೀಯತೆಯು (30 ಡಿಗ್ರಿಗಳಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಎಂದು ಹೇಳಿ, ಇದು ನಿಜವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಕನಿಷ್ಠ ವೀಕ್ಷಿಸಿದ ಕಡಿಮೆ ಮಿತಿಯನ್ನು ದ್ವಿಗುಣಗೊಳಿಸುತ್ತದೆ) ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿದೆ (1−/2 ≈ 13 ಪ್ರತಿಶತ) ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಗ್ರಹಗಳು ನಿಜವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಗಮನಿಸಿರುವ ಕಡಿಮೆ ಮಿತಿಗೆ ಸಾಕಷ್ಟು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ. ಒಂದು ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೆಯು ದೃಷ್ಟಿಯ ರೇಖೆಗೆ ಸುಮಾರು ಲಂಬವಾಗಿದ್ದರೆ (ಅಂದರೆ. 90° ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದ್ದರೆ), ಸಾಗಣೆ ವಿಧಾನದ ಮೂಲಕ ಒಂದು ಗ್ರಹವನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಬಹುದು. ನಂತರ ಇಳಿಜಾರು ತಿಳಿಯುತ್ತದೆ, ಮತ್ತು ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗದ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿಂದ ಎಂ ಸಿನಿ ಜೊತೆಗಿನ ಇಳಿಜಾರು ಗ್ರಹದ ನಿಜವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ನೀಡುತ್ತದೆ. ಅಲ್ಲದೆ, ಬಹು-ಗ್ರಹ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ಆಸ್ಟ್ರೋಮೆಟ್ರಿಕ್ ಅವಲೋಕನಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ರಿಯಾತ್ಮಕ ಪರಿಗಣನೆಗಳು ಕೆಲವೊಮ್ಮೆ ಗ್ರಹದ ನಿಜವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ಮಿತಿಯನ್ನು ಒದಗಿಸಬಹುದು. 2013 ರಲ್ಲಿ ಟ್ರಾನ್ಸಿಟಿಂಗ್ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಅದರ ವಾತಾವರಣದ ಪ್ರಸರಣ ವರ್ಣಪಟಲದಿಂದ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು ಎಂದು ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಲಾಯಿತು, ಏಕೆಂದರೆ ಇದನ್ನು ವಾತಾವರಣದ ಸಂಯೋಜನೆ, ತಾಪಮಾನ, ಒತ್ತಡ ಮತ್ತು ಅಳತೆಯ ಎತ್ತರವನ್ನು ಸ್ವತಂತ್ರವಾಗಿ ನಿರ್ಬಂಧಿಸಲು ಬಳಸಬಹುದು, ಆದಾಗ್ಯೂ 2017 ರ ಅಧ್ಯಯನವು ಪ್ರಸರಣ ವರ್ಣಪಟಲವು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ನಿಸ್ಸಂದಿಗ್ಧವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ. ಗ್ರಹದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲು ಟ್ರಾನ್ಸಿಟ್-ಟೈಮಿಂಗ್ ವ್ಯತ್ಯಾಸವನ್ನು ಸಹ ಬಳಸಬಹುದು. ತ್ರಿಜ್ಯ, ಸಾಂದ್ರತೆ ಮತ್ತು ಬೃಹತ್ ಸಂಯೋಜನೆ ಕೆಪ್ಲರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದ ಇತ್ತೀಚಿನ ಫಲಿತಾಂಶಗಳಿಗೆ ಮುಂಚಿತವಾಗಿ, ಹೆಚ್ಚಿನ ದೃಢೀಕರಿಸಿದ ಗ್ರಹಗಳು ಗುರುಗ್ರಹದ ಗಾತ್ರಕ್ಕೆ ಹೋಲಿಸಬಹುದಾದ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯ ಅಥವಾ ದೊಡ್ಡದಾಗಿವೆ ಏಕೆಂದರೆ ಅವುಗಳನ್ನು ಸುಲಭವಾಗಿ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲಾಗುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಕೆಪ್ಲರ್ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಿದ ಗ್ರಹಗಳು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಗಾತ್ರ ಮತ್ತು ಭೂಮಿಯ ಗಾತ್ರದ ನಡುವೆ ಇರುತ್ತವೆ. ಒಂದು ಗ್ರಹವನ್ನು ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗ ಮತ್ತು ಸಾಗಣೆ ವಿಧಾನಗಳೆರಡರಿಂದಲೂ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಬಹುದಾದರೆ, ಅದರ ನಿಜವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮತ್ತು ಅದರ ತ್ರಿಜ್ಯ ಎರಡನ್ನೂ ಮತ್ತು ಅದರ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು. ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಗ್ರಹಗಳು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಮತ್ತು ಹೀಲಿಯಂನಿಂದ ಕೂಡಿವೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ಮಧ್ಯಂತರ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಗ್ರಹಗಳು ನೀರನ್ನು ಪ್ರಮುಖ ಘಟಕವಾಗಿ ಹೊಂದಿವೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಗ್ರಹವು ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಇತರ ಭೂಮಂಡಲದ ಗ್ರಹಗಳಂತೆಯೇ ಕಲ್ಲಿನ ಗ್ರಹವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ. ಅನಿಲ ದೈತ್ಯರು, ಉಬ್ಬಿದ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಸೂಪರ್-ಜುಪಿಟರ್ಗಳು ಬಿಸಿಯಾಗಿರುವ ಅನಿಲ ಗ್ರಹಗಳು ಅವುಗಳ ಆತಿಥೇಯ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ವಿಪರೀತ ಸಾಮೀಪ್ಯದಿಂದ ಉಂಟಾಗುತ್ತವೆ, ಅಥವಾ ಅವು ರಚನೆಯಾದಾಗಿನಿಂದ ಇನ್ನೂ ಬಿಸಿಯಾಗಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಶಾಖದಿಂದ ವಿಸ್ತರಿಸಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. ತಂಪಾದ ಅನಿಲ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ, ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಸ್ವಲ್ಪ ದೊಡ್ಡದಾದ ಗರಿಷ್ಠ ತ್ರಿಜ್ಯವಿದೆ, ಇದು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಕೆಲವು ಗುರುಗ್ರಹ-ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ತಲುಪಿದಾಗ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಬಿಂದುವನ್ನು ಮೀರಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಸೇರಿಸುವುದರಿಂದ ತ್ರಿಜ್ಯವು ಕುಗ್ಗುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಶಾಖವನ್ನು ಗಣನೆಗೆ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುವಾಗ, ಸಾಗುವ ಅನೇಕ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳು ಅವುಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಗಮನದಲ್ಲಿಟ್ಟುಕೊಂಡು ನಿರೀಕ್ಷೆಗಿಂತ ದೊಡ್ಡದಾಗಿರುತ್ತವೆ, ಅಂದರೆ ಅವು ಆಶ್ಚರ್ಯಕರವಾಗಿ ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಒಂದು ಸಂಭವನೀಯ ವಿವರಣೆಗಾಗಿ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ವಿಭಾಗವನ್ನು ನೋಡಿ. ಉಬ್ಬಿದ ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳ ಹೊರತಾಗಿ, ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಮತ್ತೊಂದು ರೀತಿಯ ಗ್ರಹವಿದೆಃ ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕೆಲವು ಪಟ್ಟು ಮಾತ್ರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಸೂಪರ್-ಪಫ್ಗಳು ಆದರೆ ನೆಪ್ಚೂನ್ಗಿಂತ ದೊಡ್ಡ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಕೆಪ್ಲರ್-51 ಸುತ್ತಲಿನ ಗ್ರಹಗಳು ಉಬ್ಬಿದ ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳಿಗಿಂತ ತುಂಬಾ ಕಡಿಮೆ ದಟ್ಟವಾಗಿರುತ್ತವೆ (ಹೆಚ್ಚು ಹರಡಿರುತ್ತವೆ), ಬಲಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಪ್ಲಾಟ್ಗಳಲ್ಲಿ ಮೂರು ಕೆಪ್ಲರ್-51 ಗ್ರಹಗಳು ಡಿಫ್ಯುಸಿಟಿ ವರ್ಸಸ್ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಪ್ಲಾಟ್ನಲ್ಲಿ ಎದ್ದು ಕಾಣುತ್ತವೆ. ಐಸ್ ದೈತ್ಯರು ಮತ್ತು ಸೂಪರ್-ನೆಪ್ಚೂನ್ ಕೆಪ್ಲರ್-101ಬಿ ಮೊದಲ ಸೂಪರ್-ನೆಪ್ಚೂನ್ ಅನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಯಿತು. ಇದು ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೂರು ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಆದರೆ ಅದರ ಸಾಂದ್ರತೆಯು ಹೈಡ್ರೋಜನ್-ಹೀಲಿಯಂ-ಪ್ರಾಬಲ್ಯದ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯರಿಗಿಂತ ಭಿನ್ನವಾಗಿ ಅದರ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಶೇಕಡಾ 60 ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಭಾರವಾದ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಸೂಪರ್-ಅರ್ಥ್ಸ್, ಮಿನಿ-ನೆಪ್ಚೂನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಅನಿಲ ಕುಬ್ಜಗಳು ಒಂದು ಗ್ರಹವು ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ನಡುವಿನ ತ್ರಿಜ್ಯ ಮತ್ತು/ಅಥವಾ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ, ಆ ಗ್ರಹವು ಭೂಮಿಯಂತೆ ಕಲ್ಲಿನದ್ದಾಗಿದೆ, ನೆಪ್ಚೂನ್ನಂತಹ ಬಾಷ್ಪಶೀಲ ಮತ್ತು ಅನಿಲದ ಮಿಶ್ರಣ, ಹೈಡ್ರೋಜನ್/ಹೀಲಿಯಂ ಹೊದಿಕೆ (ಮಿನಿ-ಜುಪಿಟರ್) ಹೊಂದಿರುವ ಸಣ್ಣ ಗ್ರಹ, ಅಥವಾ ಬೇರೆ ಯಾವುದಾದರೂ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಪ್ರಶ್ನೆ ಇದೆ. 1 ರಿಂದ 4 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳೊಂದಿಗೆ ಕೆಪ್ಲರ್ ಚಲಿಸುವ ಕೆಲವು ಗ್ರಹಗಳು ತಮ್ಮ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ರೇಡಿಯಲ್-ವೇಗ ಅಥವಾ ಟ್ರಾನ್ಸಿಟ್-ಟೈಮಿಂಗ್ ವಿಧಾನಗಳಿಂದ ಅಳೆಯುತ್ತವೆ. ಲೆಕ್ಕ ಹಾಕಿದ ಸಾಂದ್ರತೆಗಳು 1.5 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯದವರೆಗೆ, ಈ ಗ್ರಹಗಳು ಕಲ್ಲಿನವು ಮತ್ತು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಸಂಕೋಚನದಿಂದಾಗಿ ಹೆಚ್ಚುತ್ತಿರುವ ತ್ರಿಜ್ಯದೊಂದಿಗೆ ಆ ಸಾಂದ್ರತೆಯು ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, 1.5 ಮತ್ತು 4 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ನಡುವೆ ಹೆಚ್ಚುತ್ತಿರುವ ತ್ರಿಜ್ಯದೊಂದಿಗೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ. 1. 5 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಮೇಲೆ, ಗ್ರಹಗಳು ಹೆಚ್ಚುತ್ತಿರುವ ಪ್ರಮಾಣದ ಬಾಷ್ಪಶೀಲ ಮತ್ತು ಅನಿಲವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಎಂದು ಇದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಸಾಮಾನ್ಯ ಪ್ರವೃತ್ತಿಯ ಹೊರತಾಗಿಯೂ, ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ತ್ರಿಜ್ಯದಲ್ಲಿ ವ್ಯಾಪಕ ಶ್ರೇಣಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿವೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಅನಿಲ ಗ್ರಹಗಳು ವಿವಿಧ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳು ಮತ್ತು ಸಂಯೋಜನೆಗಳ ಕಲ್ಲಿನ ಕೋರ್ಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು ಮತ್ತು ಬಾಷ್ಪಶೀಲಗಳ ದ್ಯುತಿ ಆವಿಯಾಗುವಿಕೆಯಿಂದಲೂ ಆಗಿರಬಹುದು. ಉಷ್ಣ ವಿಕಸನೀಯ ವಾತಾವರಣದ ಮಾದರಿಗಳು ಕಲ್ಲಿನ ಮತ್ತು ಅನಿಲ ಗ್ರಹಗಳ ನಡುವಿನ ವಿಭಜಕ ರೇಖೆಯಾಗಿ ಭೂಮಿಯ 1.75 ಪಟ್ಟು ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಿರಣದಿಂದಾಗಿ ತಮ್ಮ ಅನಿಲ ಹೊದಿಕೆಯನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಂಡ ಹತ್ತಿರದ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ, ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಲೋಹತ್ವದ ಅಧ್ಯಯನಗಳು ಕಲ್ಲಿನ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಅನಿಲ ಕುಬ್ಜಗಳ ನಡುವೆ 1.7 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯದ ವಿಭಜನೆಯ ರೇಖೆಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ, ನಂತರ ಅನಿಲ ಕುಬ್ಜಗಳು ಮತ್ತು ಅನಿಲ ದೈತ್ಯರ ನಡುವೆ 3.9 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯದಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊಂದು ವಿಭಜನೆಯ ರೇಖೆಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಈ ವಿಭಜಕ ರೇಖೆಗಳು ಸಂಖ್ಯಾಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಪ್ರವೃತ್ತಿಗಳಾಗಿವೆ ಮತ್ತು ಸಾರ್ವತ್ರಿಕವಾಗಿ ಅನ್ವಯಿಸುವುದಿಲ್ಲ, ಏಕೆಂದರೆ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ದೂರವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಂತೆ ಗ್ರಹದ ರಚನೆಯ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುವ ಲೋಹತ್ವದ ಹೊರತಾಗಿ ಇನ್ನೂ ಅನೇಕ ಅಂಶಗಳಿವೆ-ದೊಡ್ಡದಾದ ಕಲ್ಲಿನ ಗ್ರಹಗಳು ದೊಡ್ಡ ದೂರದಲ್ಲಿ ರೂಪುಗೊಳ್ಳಬಹುದು. ದತ್ತಾಂಶದ ಸ್ವತಂತ್ರ ಮರುವಿಶ್ಲೇಷಣೆಯು ಅಂತಹ ಯಾವುದೇ ವಿಭಜಕ ರೇಖೆಗಳಿಲ್ಲ ಮತ್ತು 1 ಮತ್ತು 4 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ನಡುವೆ ಗ್ರಹಗಳ ರಚನೆಯ ನಿರಂತರತೆ ಇದೆ ಮತ್ತು ಮೂಲಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ನಲ್ಲಿನ ಘನ ವಸ್ತುಗಳ ಪ್ರಮಾಣವು ಸೂಪರ್-ಅರ್ಥ್ಸ್ ಅಥವಾ ಮಿನಿ-ನೆಪ್ಚೂನ್ಗಳು ರೂಪುಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆಯೇ ಎಂದು ನಿರ್ಧರಿಸುತ್ತದೆ ಎಂದು ಅನುಮಾನಿಸಲು ಯಾವುದೇ ಕಾರಣವಿಲ್ಲ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಸುಮಾರು ಎರಡು ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಮೇಲೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ವಸ್ತುಗಳು ಗಮನಾರ್ಹ ಹೈಡ್ರೋಜನ್-ಹೀಲಿಯಂ ಲಕೋಟೆಗಳನ್ನು ಸಂಗ್ರಹಿಸುತ್ತವೆ ಎಂದು 300 ಕ್ಕೂ ಹೆಚ್ಚು ಗ್ರಹಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ 2016 ರಲ್ಲಿ ಮಾಡಿದ ಅಧ್ಯಯನಗಳು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ, ಅಂದರೆ ಕಲ್ಲಿನ ಸೂಪರ್-ಅರ್ಥ್ಗಳು ಅಪರೂಪವಾಗಬಹುದು. ಕೆಪ್ಲರ್-138ಡಿ ಎಂಬ ಕಡಿಮೆ-ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಭೂಮಿಯ-ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಗ್ರಹದ ಆವಿಷ್ಕಾರವು ಕಲ್ಲಿನ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಕಡಿಮೆ-ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಗ್ರಹಗಳೆರಡೂ ಸಂಭವಿಸುವ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯನ್ನು ಅತಿಕ್ರಮಿಸುತ್ತದೆ ಎಂಬುದನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕಡಿಮೆ-ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಗ್ರಹಗಳು ಸಾಗರ ಗ್ರಹವಾಗಿರಬಹುದು ಅಥವಾ ಅವಶೇಷ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ವಾತಾವರಣವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಸೂಪರ್-ಅರ್ಥ್ ಆಗಿರಬಹುದು ಅಥವಾ ಉಗಿ ವಾತಾವರಣವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಬಿಸಿ ಗ್ರಹವಾಗಿರಬಹುದು ಅಥವಾ ಹೈಡ್ರೋಜನ್-ಹೀಲಿಯಂ ವಾತಾವರಣವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಮಿನಿ-ನೆಪ್ಚೂನ್ ಆಗಿರಬಹುದು. ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಗ್ರಹದ ಮತ್ತೊಂದು ಸಾಧ್ಯತೆಯೆಂದರೆ ಅದು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಇಂಗಾಲದ ಮಾನಾಕ್ಸೈಡ್, ಇಂಗಾಲದ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್, ಮೀಥೇನ್ ಅಥವಾ ಸಾರಜನಕದಿಂದ ಕೂಡಿದ ದೊಡ್ಡ ವಾತಾವರಣವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. 2014 ರಲ್ಲಿ, ಕೆಪ್ಲರ್-10 ಸಿ ಯ ಹೊಸ ಅಳತೆಗಳು ಇದು ಭೂಮಿಯ ಸಾಂದ್ರತೆಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ನೆಪ್ಚೂನ್-ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಗ್ರಹ (17 ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳು) ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ, ಇದು ಕೆಪ್ಲರ್-10 ಸಿ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ 20 ಪ್ರತಿಶತದಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿನ ಒತ್ತಡದ ನೀರಿನ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಬಂಡೆಯಿಂದ ಕೂಡಿದೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ ಆದರೆ ಹೈಡ್ರೋಜನ್-ಪ್ರಾಬಲ್ಯದ ಹೊದಿಕೆ ಇಲ್ಲ. ಇದು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ 'ಸೂಪರ್-ಅರ್ಥ್' ಎಂಬ ಪದಕ್ಕೆ ಬಳಸಲಾಗುವ 10-ಭೂಮಿಯ-ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೇಲಿನ ಮಿತಿಯನ್ನು ಮೀರಿದ್ದರಿಂದ, ಮೆಗಾ-ಅರ್ಥ್ ಎಂಬ ಪದವನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸಲಾಗಿದೆ. ಇದೇ ರೀತಿಯ ಬೃಹತ್ ಮತ್ತು ದಟ್ಟವಾದ ಗ್ರಹವು ಕೆಪ್ಲರ್-131ಬಿ ಆಗಿರಬಹುದು, ಆದರೂ ಅದರ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಕೆಪ್ಲರ್ 10ಸಿ ಯಷ್ಟು ಅಳೆಯಲಾಗಿಲ್ಲ. ಮುಂದಿನ ಅತ್ಯಂತ ಬೃಹತ್ ಘನ ಗ್ರಹಗಳು ಈ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಅರ್ಧದಷ್ಟುಃ 55 ಕ್ಯಾನ್ಕ್ರಿ ಇ ಮತ್ತು ಕೆಪ್ಲರ್-20ಬಿ. ಅನಿಲ ಗ್ರಹಗಳು ದೊಡ್ಡ ಘನ ಕೋರ್ಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು. ಶನಿ-ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಗ್ರಹವಾದ ಎಚ್. ಡಿ. 149026 ಬಿ, ಶನಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಮೂರನೇ ಎರಡರಷ್ಟು ಭಾಗವನ್ನು ಮಾತ್ರ ಹೊಂದಿದೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ಇದು 60 ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳು ಅಥವಾ ಅದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಬಂಡೆಯ-ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಮಧ್ಯಭಾಗವನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು. ಸಿಒಆರ್ಒಟಿ-20ಬಿ ಗುರುಗ್ರಹದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ 4.24 ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಆದರೆ ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಕೇವಲ 0.84 ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ; ಭಾರೀ ಅಂಶಗಳು ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಕೇಂದ್ರೀಕೃತವಾಗಿದ್ದರೆ ಅದು 800 ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಲೋಹದ ಮಧ್ಯಭಾಗವನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು, ಅಥವಾ ಭಾರೀ ಅಂಶಗಳು ಗ್ರಹದಾದ್ಯಂತ ಹೆಚ್ಚು ಹರಡಿಕೊಂಡಿದ್ದರೆ ಅದು 300 ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಮಧ್ಯಭಾಗವನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು. ಸಾರಿಗೆ-ಸಮಯದ ವ್ಯತ್ಯಾಸದ ಅಳತೆಗಳು ಕೆಪ್ಲರ್-52ಬಿ, ಕೆಪ್ಲರ್-52ಸಿ ಮತ್ತು ಕೆಪ್ಲರ್-57ಬಿಗಳು ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ 30ರಿಂದ 100 ಪಟ್ಟು ಗರಿಷ್ಠ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ನಿಜವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ತುಂಬಾ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿರಬಹುದು. ಸುಮಾರು 2 ಭೂಮಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ಗಾತ್ರದೊಂದಿಗೆ, ಅವು ಒಂದೇ ಗಾತ್ರದ ಕಬ್ಬಿಣದ ಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ದೊಡ್ಡ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು. ಅವು ತಮ್ಮ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಬಹಳ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ಪ್ರತಿಯೊಂದೂ ಆವಿಯಾದ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯ ಅಥವಾ ಕಂದು ಕುಬ್ಜದ ಅವಶೇಷ ಕೋರ್ (ಚ್ಥೋನಿಯನ್ ಗ್ರಹ) ಆಗಿರಬಹುದು. ಅವಶೇಷದ ಮಧ್ಯಭಾಗವು ಸಾಕಷ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದ್ದರೆ, ಅದು ವಾತಾವರಣದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಂಡಿದ್ದರೂ ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳವರೆಗೆ ಅಂತಹ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಉಳಿಯಬಹುದು. ಸಾವಿರಾರು ಭೂಮಿಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳವರೆಗಿನ ಘನ ಗ್ರಹಗಳು ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ (ಬಿ-ಟೈಪ್ ಮತ್ತು ಒ-ಟೈಪ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು; 5-120 ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳು) ಸುತ್ತಲೂ ರೂಪುಗೊಳ್ಳಬಹುದು, ಅಲ್ಲಿ ಮೂಲಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ ಸಾಕಷ್ಟು ಭಾರವಾದ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಅಲ್ಲದೆ, ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೆಚ್ಚಿನ ಯುವಿ ವಿಕಿರಣ ಮತ್ತು ಗಾಳಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಅದು ಡಿಸ್ಕ್ನಲ್ಲಿರುವ ಅನಿಲವನ್ನು ಫೋಟೋ ಆವಿಯಾಗಿಸುತ್ತದೆ, ಕೇವಲ ಭಾರವಾದ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ಬಿಡುತ್ತದೆ. ಹೋಲಿಕೆಗಾಗಿ, ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಭೂಮಿಯ 17 ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿಗೆ ಸಮನಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಗುರುಗ್ರಹವು ಭೂಮಿಯ 318 ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿಗೆ ಸಮನಾಗಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಐಎಯುನ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ನ ಕಾರ್ಯನಿರತ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನದಲ್ಲಿ ಬಳಸಲಾದ 13-ಜುಪಿಟರ್-ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮಿತಿಯು ಭೂಮಿಯ ಸುಮಾರು 4000 ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿಗೆ ಸಮನಾಗಿರುತ್ತದೆ. ತಂಪಾದ ಗ್ರಹಗಳು ಗರಿಷ್ಠ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಏಕೆಂದರೆ ಆ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಸೇರಿಸುವುದರಿಂದ ಗ್ರಹವು ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುವ ಬದಲು ತೂಕದ ಅಡಿಯಲ್ಲಿ ಸಂಕುಚಿತಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಘನ ಗ್ರಹಗಳ ಗರಿಷ್ಠ ತ್ರಿಜ್ಯವು ಅನಿಲ ಗ್ರಹಗಳ ಗರಿಷ್ಠ ತ್ರಿಜ್ಯಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆಯಿರುತ್ತದೆ. ಒಂದು ಗ್ರಹದ ಗಾತ್ರವನ್ನು ಅದರ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ವಿವರಿಸಿದಾಗ, ಇದು ಗೋಳದಿಂದ ಆಕಾರವನ್ನು ಅಂದಾಜು ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಒಂದು ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯು ಧ್ರುವಗಳಲ್ಲಿ ಚಪ್ಪಟೆಯಾಗಲು ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ; ಆದ್ದರಿಂದ ಸಮಭಾಜಕ ತ್ರಿಜ್ಯವು ಧ್ರುವ ತ್ರಿಜ್ಯಕ್ಕಿಂತ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದ್ದು, ಅದನ್ನು ಒಬ್ಲೇಟ್ ಗೋಳಾಕಾರಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರವಾಗಿಸುತ್ತದೆ. ಟ್ರಾನ್ಸಿಟಿಂಗ್ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳ ಅಸ್ಪಷ್ಟತೆಯು ಟ್ರಾನ್ಸಿಟ್ ಬೆಳಕಿನ ವಕ್ರಾಕೃತಿಗಳ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುತ್ತದೆ. ಪ್ರಸ್ತುತ ತಂತ್ರಜ್ಞಾನದ ಮಿತಿಯಲ್ಲಿ, ಎಚ್ಡಿ 189733ಬಿ ಶನಿಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಒಬ್ಲೇಟ್ ಆಗಿದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗಿದೆ. ಗ್ರಹವು ತನ್ನ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದ್ದರೆ, ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಅಲೆಗಳು ಗ್ರಹವನ್ನು ನಕ್ಷತ್ರದ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿ ವಿಸ್ತರಿಸಿ, ಗ್ರಹವನ್ನು ತ್ರಿಕೋನ ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರವಾಗಿಸುತ್ತವೆ. ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ವಿರೂಪವು ಗ್ರಹ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರದ ನಡುವಿನ ರೇಖೆಯ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಇರುವುದರಿಂದ, ಟ್ರಾನ್ಸಿಟ್ ಫೋಟೊಮೆಟ್ರಿಯಿಂದ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವುದು ಕಷ್ಟ; ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ವಿರೂಪವು ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ವಿರೂಪಕ್ಕಿಂತ ದೊಡ್ಡದಾದ ಸಂದರ್ಭಗಳಲ್ಲಿ (ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದಿಂದ ಲಾಕ್ ಮಾಡಲಾದ ಬಿಸಿ ಗುರುಗ್ರಹಗಳಂತೆಯೇ) ಇದು ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ವಿರೂಪದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಮಾಣದ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು ಟ್ರಾನ್ಸಿಟ್ ಬೆಳಕಿನ ವಕ್ರಾಕೃತಿಗಳ ಮೇಲೆ ಬೀರುತ್ತದೆ. ಕಲ್ಲಿನ ಗ್ರಹಗಳ ಭೌತಿಕ ಬಿಗಿತ ಮತ್ತು ಅನಿಲ ಗ್ರಹಗಳ ಕಲ್ಲಿನ ಕೋರ್ಗಳು ಮೇಲೆ ತಿಳಿಸಲಾದ ಆಕಾರಗಳಿಂದ ಮತ್ತಷ್ಟು ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತವೆ. ಅಸಮವಾಗಿ ವಿಕಿರಣಗೊಂಡ ಮೇಲ್ಮೈಗಳಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಉಷ್ಣದ ಅಲೆಗಳು ಮತ್ತೊಂದು ಅಂಶವಾಗಿದೆ. ದೂರದ ನಕ್ಷತ್ರ-ಆಧಾರಿತ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಿಂದ ಭೂಮಿಯನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವುದು ಟಿಪ್ಪಣಿಗಳು ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳು ಕೆಪ್ಲರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ದೂರದರ್ಶಕ ವಿಜ್ಞಾನ ಸಂಸ್ಥೆ ಸ್ಟ್ರಾಮ್ಗ್ರೆನ್ ಸರ್ವೆ ಫಾರ್ ಆಸ್ಟೆರೋಸಿಸ್ಮಾಲಜಿ ಮತ್ತು ಗ್ಯಾಲಕ್ಟಿಕ್ ಆರ್ಕಿಯಾಲಜಿ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ಗಳು ಮತ್ತು ಡೇಟಾಬೇಸ್ಗಳ ಸಾರ್ವಜನಿಕ ದತ್ತಾಂಶ ಆರ್ಕೈವ್ ಪ್ಯಾರಿಸ್ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದ ಎಕ್ಸ್ಟ್ರಾಸೋಲಾರ್ ಪ್ಲಾನೆಟ್ಸ್ ಎನ್ಸೈಕ್ಲೋಪೀಡಿಯಾ ದಿ ಹ್ಯಾಬಿಟಬಲ್ ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಸ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ ಬೈ ಯುಪಿಆರ್ ಅರೆಸಿಬೋ ನ್ಯೂ ವರ್ಲ್ಡ್ಸ್ ಅಟ್ಲಾಸ್ ಬೈ ನಾಸಾ/ಜೆಪಿಎಲ್ ಪ್ಲಾನೆಟ್ ಕ್ವೆಸ್ಟ್ ಆಸ್ಟ್ರೋಬಯಾಲಜಿ ಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಸೈನ್ಸ್