Esta página describe los parámetros físicos y orbitales de los exoplanetas .
La mayoría de los candidatos a planetas extrasolares conocidos se han descubierto utilizando métodos indirectos y, por lo tanto, solo se pueden determinar algunos de sus parámetros físicos y orbitales. Por ejemplo, de los seis parámetros independientes que definen una órbita, el método de velocidad radial puede determinar cuatro: semieje mayor , excentricidad , longitud del periastrón y tiempo del periastrón. Dos parámetros permanecen desconocidos: inclinación y longitud del nodo ascendente .
Hay exoplanetas que están mucho más cerca de su estrella madre que cualquier planeta del Sistema Solar del Sol, y también hay exoplanetas que están mucho más lejos de su estrella. Mercurio , el planeta más cercano al Sol a 0,4 unidades astronómicas (UA), tarda 88 días en realizar una órbita, pero las órbitas más pequeñas conocidas de exoplanetas tienen períodos orbitales de solo unas pocas horas, véase Planeta de período ultracorto . El sistema Kepler-11 tiene cinco de sus planetas en órbitas más pequeñas que la de Mercurio. Neptuno está a 30 UA del Sol y tarda 165 años en orbitarlo, pero hay exoplanetas que están a miles de UA de su estrella y tardan decenas de miles de años en orbitarlo, por ejemplo GU Piscium b . [1]
Los métodos de velocidad radial y de tránsito son más sensibles a los planetas con órbitas pequeñas. Los primeros descubrimientos, como 51 Peg b, fueron gigantes gaseosos con órbitas de unos pocos días. [2] Estos " Júpiter calientes " probablemente se formaron más lejos y migraron hacia el interior.
El método de imágenes directas es más sensible a los planetas con órbitas grandes, y ha descubierto algunos planetas que tienen separaciones planeta-estrella de cientos de UA. Sin embargo, los discos protoplanetarios suelen tener solo alrededor de 100 UA de radio, y los modelos de acreción del núcleo predicen que la formación de planetas gigantes se realizará dentro de las 10 UA, donde los planetas pueden fusionarse lo suficientemente rápido antes de que el disco se evapore . Los planetas gigantes de período muy largo pueden haber sido planetas rebeldes que fueron capturados , [3] o se formaron cerca y se dispersaron gravitacionalmente hacia afuera, o el planeta y la estrella podrían ser un sistema binario ancho desequilibrado en masa con el planeta siendo el objeto principal de su propio disco protoplanetario separado. Los modelos de inestabilidad gravitacional podrían producir planetas con separaciones de varios cientos de UA, pero esto requeriría discos inusualmente grandes. [4] [5] Para planetas con órbitas muy amplias de hasta varios cientos de miles de UA, puede ser difícil determinar observacionalmente si el planeta está ligado gravitacionalmente a la estrella.
La mayoría de los planetas que se han descubierto se encuentran a un par de UA de su estrella anfitriona porque los métodos más utilizados (velocidad radial y tránsito) requieren la observación de varias órbitas para confirmar que el planeta existe y solo ha habido tiempo suficiente desde que se utilizaron por primera vez estos métodos para cubrir pequeñas separaciones. Algunos planetas con órbitas más grandes se han descubierto mediante imágenes directas, pero existe un rango medio de distancias, aproximadamente equivalente a la región de los gigantes gaseosos del Sistema Solar, que está en gran parte inexplorada. El equipo de imágenes directas para explorar esa región se instaló en dos grandes telescopios que comenzaron a operar en 2014, por ejemplo, Gemini Planet Imager y VLT-SPHERE . El método de microlente ha detectado algunos planetas en el rango de 1 a 10 UA. [6] Parece plausible que en la mayoría de los sistemas exoplanetarios, haya uno o dos planetas gigantes con órbitas comparables en tamaño a las de Júpiter y Saturno en el Sistema Solar. Ahora se sabe que los planetas gigantes con órbitas sustancialmente más grandes son raros, al menos alrededor de estrellas similares al Sol. [7]
La distancia de la zona habitable de una estrella depende del tipo de estrella y esta distancia cambia durante la vida de la estrella a medida que cambia el tamaño y la temperatura de la estrella.
La excentricidad de una órbita es una medida de cuán elíptica (alargada) es. Todos los planetas del Sistema Solar, excepto Mercurio , tienen órbitas casi circulares (e<0,1). [8] La mayoría de los exoplanetas con períodos orbitales de 20 días o menos tienen órbitas casi circulares, es decir, una excentricidad muy baja. Se cree que esto se debe a la circularización de marea : reducción de la excentricidad con el tiempo debido a la interacción gravitatoria entre dos cuerpos. La mayoría de los planetas de tamaño subneptuniano encontrados por la sonda espacial Kepler con períodos orbitales cortos tienen órbitas muy circulares. [9] Por el contrario, los planetas gigantes con períodos orbitales más largos descubiertos por métodos de velocidad radial tienen órbitas bastante excéntricas. (A julio de 2010, el 55% de estos exoplanetas tienen excentricidades mayores de 0,2, mientras que el 17% tienen excentricidades mayores de 0,5. [10] ) Las excentricidades moderadas a altas (e>0,2) de los planetas gigantes no son un efecto de selección observacional, porque un planeta puede detectarse aproximadamente igualmente bien independientemente de la excentricidad de su órbita. La significación estadística de las órbitas elípticas en el conjunto de planetas gigantes observados es algo sorprendente, porque las teorías actuales de formación planetaria sugieren que los planetas de baja masa deberían tener su excentricidad orbital circularizada por interacciones gravitacionales con el disco protoplanetario circundante . [11] [12] Sin embargo, a medida que un planeta se vuelve más masivo y su interacción con el disco se vuelve no lineal, puede inducir un movimiento excéntrico del gas del disco circundante, lo que a su vez puede excitar la excentricidad orbital del planeta. [13] [14] [15] Las excentricidades bajas se correlacionan con una multiplicidad alta (número de planetas en el sistema). [16] La excentricidad baja es necesaria para la habitabilidad, especialmente para la vida avanzada. [17]
En el caso de señales Doppler débiles cercanas a los límites de la capacidad de detección actual, la excentricidad se ve limitada de forma deficiente y sesgada hacia valores más altos. Se sugiere que algunas de las altas excentricidades informadas para exoplanetas de baja masa pueden ser sobreestimaciones, porque las simulaciones muestran que muchas observaciones también son consistentes con dos planetas en órbitas circulares. Las observaciones informadas de planetas individuales en órbitas moderadamente excéntricas tienen una probabilidad de alrededor del 15 % de ser un par de planetas. [18] Esta interpretación errónea es especialmente probable si los dos planetas orbitan con una resonancia de 2:1. Con la muestra de exoplanetas conocida en 2009, un grupo de astrónomos estimó que "(1) alrededor del 35% de las soluciones excéntricas de un solo planeta publicadas son estadísticamente indistinguibles de los sistemas planetarios en resonancia orbital 2:1, (2) otro 40% no se puede distinguir estadísticamente de una solución orbital circular" y "(3) los planetas con masas comparables a la Tierra podrían estar ocultos en soluciones orbitales conocidas de supertierras excéntricas y planetas con masa de Neptuno". [19]
Los estudios de velocidad radial han descubierto que las órbitas de los exoplanetas a más de 0,1 UA son excéntricas, en particular en el caso de los planetas grandes. Los datos de tránsito obtenidos por la sonda espacial Kepler son coherentes con los estudios de RV y también revelaron que los planetas más pequeños tienden a tener órbitas menos excéntricas. [20]
La inclinación orbital es el ángulo entre el plano orbital de un planeta y otro plano de referencia. En el caso de los exoplanetas, la inclinación suele indicarse con respecto a un observador en la Tierra: el ángulo utilizado es el que se forma entre la normal al plano orbital del planeta y la línea de visión de la Tierra a la estrella. Por lo tanto, la mayoría de los planetas observados por el método de tránsito tienen un ángulo cercano a los 90 grados. [21] Dado que en los estudios de exoplanetas se utiliza la palabra "inclinación" para esta inclinación de la línea de visión, el ángulo entre la órbita del planeta y la rotación de la estrella debe utilizar una palabra diferente y se denomina ángulo de giro-órbita o alineación de giro-órbita. En la mayoría de los casos, se desconoce la orientación del eje de rotación de la estrella. La sonda espacial Kepler ha descubierto unos cientos de sistemas multiplanetarios y, en la mayoría de estos sistemas, todos los planetas orbitan casi en el mismo plano, de forma muy similar al Sistema Solar. [9] Sin embargo, una combinación de mediciones astrométricas y de velocidad radial ha demostrado que algunos sistemas planetarios contienen planetas cuyos planos orbitales están significativamente inclinados entre sí. [22] Más de la mitad de los Júpiter calientes tienen planos orbitales sustancialmente desalineados con la rotación de su estrella madre. Una fracción sustancial de Júpiter calientes incluso tienen órbitas retrógradas , lo que significa que orbitan en la dirección opuesta a la rotación de la estrella. [23] En lugar de que la órbita de un planeta haya sido perturbada, puede ser que la propia estrella se haya volcado al principio de la formación de su sistema debido a las interacciones entre el campo magnético de la estrella y el disco de formación de planetas. [24]
La precesión del periastrón es la rotación de la órbita de un planeta dentro del plano orbital, es decir, los ejes de la elipse cambian de dirección. En el Sistema Solar, las perturbaciones de otros planetas son la causa principal, pero para los exoplanetas cercanos, el factor más importante pueden ser las fuerzas de marea entre la estrella y el planeta. Para los exoplanetas cercanos, la contribución relativista general a la precesión también es significativa y puede ser órdenes de magnitud mayor que el mismo efecto para Mercurio . Algunos exoplanetas tienen órbitas significativamente excéntricas, lo que hace que sea más fácil detectar la precesión. El efecto de la relatividad general puede detectarse en escalas de tiempo de aproximadamente 10 años o menos. [25]
La precesión nodal es la rotación del plano orbital de un planeta. La precesión nodal se distingue más fácilmente de la precesión del periastrón cuando el plano orbital está inclinado respecto de la rotación de la estrella, siendo el caso extremo una órbita polar.
WASP-33 es una estrella de rápida rotación que alberga un Júpiter caliente en una órbita casi polar. El momento de masa cuadrupolar y el momento angular propio de la estrella son 1900 y 400 veces mayores, respectivamente, que los del Sol. Esto provoca desviaciones clásicas y relativistas significativas de las leyes de Kepler . En particular, la rápida rotación causa una gran precesión nodal debido a la achatación de la estrella y al efecto Lense-Thirring . [26]
En abril de 2014 se anunció la primera medición del periodo de rotación de un planeta : la duración del día del gigante gaseoso superjúpiter Beta Pictoris b es de 8 horas (según el supuesto de que la inclinación axial del planeta es pequeña). [27] [28] [29] Con una velocidad de rotación ecuatorial de 25 km por segundo, esto es más rápido que para los planetas gigantes del Sistema Solar, en línea con la expectativa de que cuanto más masivo es un planeta gigante, más rápido gira. La distancia de Beta Pictoris b a su estrella es de 9 UA. A tales distancias, la rotación de los planetas joviales no se ve ralentizada por los efectos de las mareas. [30] Beta Pictoris b todavía es cálido y joven y durante los próximos cientos de millones de años se enfriará y se encogerá hasta aproximadamente el tamaño de Júpiter, y si se conserva su momento angular , entonces, a medida que se encoja, la duración de su día disminuirá a aproximadamente 3 horas y su velocidad de rotación ecuatorial se acelerará hasta aproximadamente 40 km/s. [28] Las imágenes de Beta Pictoris b no tienen una resolución lo suficientemente alta como para ver directamente los detalles, pero se utilizaron técnicas de espectroscopia Doppler para mostrar que diferentes partes del planeta se movían a diferentes velocidades y en direcciones opuestas de lo que se infirió que el planeta está rotando. [27] Con la próxima generación de grandes telescopios terrestres será posible utilizar técnicas de imágenes Doppler para hacer un mapa global del planeta, como el mapeo de la enana marrón Luhman 16B en 2014. [31] [32] Un estudio de 2017 de la rotación de varios gigantes gaseosos no encontró correlación entre la tasa de rotación y la masa del planeta. [33]
Los impactos gigantes tienen un gran efecto en la rotación de los planetas terrestres . Los últimos impactos gigantes durante la formación planetaria tienden a ser el principal determinante de la velocidad de rotación de un planeta terrestre. En promedio, la velocidad angular de rotación será aproximadamente el 70% de la velocidad que haría que el planeta se rompa y se desmorone; el resultado natural de los impactos de embriones planetarios a velocidades ligeramente mayores que la velocidad de escape . En etapas posteriores, la rotación de los planetas terrestres también se ve afectada por los impactos con planetesimales . Durante la etapa de impacto gigante, el grosor de un disco protoplanetario es mucho mayor que el tamaño de los embriones planetarios, por lo que las colisiones tienen la misma probabilidad de provenir de cualquier dirección en tres dimensiones. Esto da como resultado una inclinación axial de los planetas acrecionados que varía de 0 a 180 grados con cualquier dirección tan probable como cualquier otra con giros progrados y retrógrados igualmente probables. Por lo tanto, el giro progrado con una pequeña inclinación axial, común para los planetas terrestres del Sistema Solar excepto Venus, no es común en general para los planetas terrestres formados por impactos gigantes. La inclinación axial inicial de un planeta determinada por impactos gigantes puede ser modificada sustancialmente por las mareas estelares si el planeta está cerca de su estrella y por las mareas satelitales si el planeta tiene un satélite grande. [34]
Para la mayoría de los planetas, no se conocen el período de rotación ni la inclinación axial (también llamada oblicuidad), pero se ha detectado una gran cantidad de planetas con órbitas muy cortas (donde los efectos de las mareas son mayores) que probablemente habrán alcanzado una rotación de equilibrio que se puede predecir ( es decir, bloqueo de marea , resonancias de giro-órbita y equilibrios no resonantes como la rotación retrógrada ). [30]
Las mareas gravitacionales tienden a reducir la inclinación axial a cero, pero en una escala de tiempo más larga que la velocidad de rotación alcanza el equilibrio. Sin embargo, la presencia de múltiples planetas en un sistema puede provocar que la inclinación axial quede capturada en una resonancia llamada estado de Cassini . Hay pequeñas oscilaciones alrededor de este estado y, en el caso de Marte, estas variaciones de inclinación axial son caóticas. [30]
La proximidad de los Júpiter calientes a su estrella anfitriona significa que su evolución de giro-órbita se debe principalmente a la gravedad de la estrella y no a otros efectos. No se cree que la velocidad de rotación de los Júpiter calientes se capture en la resonancia de giro-órbita debido a la forma en que un cuerpo fluido de este tipo reacciona a las mareas; un planeta como este, por lo tanto, se desacelera hasta una rotación sincrónica si su órbita es circular o, alternativamente, se desacelera hasta una rotación no sincrónica si su órbita es excéntrica. Es probable que los Júpiter calientes evolucionen hacia una inclinación axial cero incluso si hubieran estado en un estado de Cassini durante la migración planetaria cuando estaban más lejos de su estrella. Las órbitas de los Júpiter calientes se volverán más circulares con el tiempo, sin embargo, la presencia de otros planetas en el sistema en órbitas excéntricas, incluso algunos tan pequeños como la Tierra y tan alejados como la zona habitable, puede continuar manteniendo la excentricidad del Júpiter caliente, de modo que la duración de la circularización de las mareas puede ser de miles de millones de años en lugar de millones de años. [30]
Se prevé que la velocidad de rotación del planeta HD 80606 b sea de aproximadamente 1,9 días. [30] HD 80606 b evita la resonancia giro-órbita porque es un gigante gaseoso. La excentricidad de su órbita significa que evita quedar atrapado por las mareas.
Cuando se encuentra un planeta mediante el método de velocidad radial , su inclinación orbital i es desconocida y puede variar de 0 a 90 grados. El método no puede determinar la masa verdadera ( M ) del planeta, sino que proporciona un límite inferior para su masa , M sen i . En algunos casos, un exoplaneta aparente puede ser un objeto más masivo, como una enana marrón o una enana roja. Sin embargo, la probabilidad de un valor pequeño de i (digamos menos de 30 grados, lo que daría una masa verdadera al menos el doble del límite inferior observado) es relativamente baja (1− √ 3 /2 ≈ 13%) y, por lo tanto, la mayoría de los planetas tendrán masas verdaderas bastante cercanas al límite inferior observado. [2]
Si la órbita de un planeta es casi perpendicular a la línea de visión (es decir, i cerca de 90°), se puede detectar un planeta mediante el método de tránsito . Entonces se conocerá la inclinación, y la inclinación combinada con M sen i a partir de observaciones de velocidad radial dará la masa real del planeta.
Además, las observaciones astrométricas y las consideraciones dinámicas en sistemas de múltiples planetas a veces pueden proporcionar un límite superior a la masa real del planeta.
En 2013 se propuso que la masa de un exoplaneta en tránsito también se puede determinar a partir del espectro de transmisión de su atmósfera, ya que se puede utilizar para restringir de forma independiente la composición atmosférica, la temperatura, la presión y la altura de escala , [35] sin embargo, un estudio de 2017 encontró que el espectro de transmisión no puede determinar de forma inequívoca la masa. [36]
La variación del tiempo de tránsito también se puede utilizar para encontrar la masa de un planeta. [37]
Antes de los resultados recientes del observatorio espacial Kepler , la mayoría de los planetas confirmados eran gigantes gaseosos de tamaño comparable a Júpiter o mayores, porque son los más fáciles de detectar. Sin embargo, los planetas detectados por Kepler tienen en su mayoría un tamaño entre el de Neptuno y el de la Tierra. [9]
Si un planeta es detectable tanto por el método de velocidad radial como por el de tránsito, se puede determinar tanto su masa real como su radio, así como su densidad . Se infiere que los planetas con baja densidad están compuestos principalmente de hidrógeno y helio , mientras que los planetas de densidad intermedia tienen agua como componente principal. Se infiere que un planeta de alta densidad es rocoso, como la Tierra y los demás planetas terrestres del Sistema Solar.
Los planetas gaseosos que están calientes se deben a la proximidad extrema a su estrella anfitriona o porque todavía están calientes desde su formación y se expanden por el calor. En el caso de los planetas gaseosos más fríos, existe un radio máximo que es ligeramente mayor que el de Júpiter y que se produce cuando la masa alcanza unas pocas masas de Júpiter. Si se añade masa más allá de este punto, el radio se reduce. [38] [39] [40]
Incluso teniendo en cuenta el calor de la estrella, muchos exoplanetas en tránsito son mucho más grandes de lo esperado dada su masa, lo que significa que tienen una densidad sorprendentemente baja. [41] Véase la sección del campo magnético para una posible explicación.
Además de los Júpiter calientes inflados , existe otro tipo de planeta de baja densidad: los superplanetas con masas que son apenas unas pocas veces la de la Tierra pero con radios mayores que Neptuno. Los planetas que rodean a Kepler-51 [42] son mucho menos densos (mucho más difusos) que los Júpiter calientes inflados, como se puede ver en los gráficos de la derecha, donde los tres planetas de Kepler-51 se destacan en el gráfico de difusión frente a radio.
Kepler-101b fue el primer superneptuno descubierto. Tiene tres veces la masa de Neptuno, pero su densidad sugiere que los elementos pesados constituyen más del 60% de su masa total, a diferencia de los gigantes gaseosos dominados por hidrógeno y helio. [43]
Si un planeta tiene un radio y/o masa entre el de la Tierra y Neptuno, entonces surge la pregunta de si el planeta es rocoso como la Tierra, una mezcla de volátiles y gases como Neptuno, un planeta pequeño con una envoltura de hidrógeno/helio (mini-Júpiter), o de alguna otra composición.
Algunos de los planetas en tránsito de Kepler con radios en el rango de 1 a 4 radios terrestres han tenido sus masas medidas por métodos de velocidad radial o tiempo de tránsito. Las densidades calculadas muestran que hasta 1,5 radios terrestres, estos planetas son rocosos y que la densidad aumenta con el aumento del radio debido a la compresión gravitacional. Sin embargo, entre 1,5 y 4 radios terrestres, la densidad disminuye con el aumento del radio. Esto indica que por encima de 1,5 radios terrestres, los planetas tienden a tener cantidades crecientes de volátiles y gas. A pesar de esta tendencia general, existe un amplio rango de masas en un radio dado, lo que podría deberse a que los planetas gaseosos pueden tener núcleos rocosos de diferentes masas y composiciones, [44] y también podría deberse a la fotoevaporación de volátiles. [45] Los modelos de atmósfera evolutiva térmica sugieren un radio de 1,75 veces el de la Tierra como línea divisoria entre planetas rocosos y gaseosos. [46] Excluyendo los planetas cercanos que han perdido su envoltura de gas debido a la irradiación estelar, los estudios de la metalicidad de las estrellas sugieren una línea divisoria de 1,7 radios terrestres entre planetas rocosos y enanas gaseosas, y luego otra línea divisoria en 3,9 radios terrestres entre enanas gaseosas y gigantes gaseosos. Estas líneas divisorias son tendencias estadísticas y no se aplican universalmente, porque hay muchos otros factores además de la metalicidad que afectan la formación de planetas, incluida la distancia a la estrella: puede haber planetas rocosos más grandes que se formaron a distancias mayores. [47] Un nuevo análisis independiente de los datos sugiere que no existen tales líneas divisorias y que hay un continuo de formación de planetas entre 1 y 4 radios terrestres y no hay razón para sospechar que la cantidad de material sólido en un disco protoplanetario determina si se forman supertierras o minineptunos. [48] Estudios realizados en 2016 basados en más de 300 planetas sugieren que la mayoría de los objetos de más de dos masas terrestres acumulan importantes capas de hidrógeno y helio, lo que significa que las supertierras rocosas pueden ser raras. [49]
El descubrimiento del planeta de baja densidad y masa similar a la Tierra, Kepler-138d, muestra que existe un rango superpuesto de masas en el que se encuentran tanto planetas rocosos como planetas de baja densidad. [50] Un planeta de baja densidad y masa baja podría ser un planeta oceánico o una supertierra con una atmósfera de hidrógeno remanente, o un planeta caliente con una atmósfera de vapor, o un mini-Neptuno con una atmósfera de hidrógeno y helio. [51] Otra posibilidad para un planeta de baja densidad y masa baja es que tenga una gran atmósfera compuesta principalmente de monóxido de carbono , dióxido de carbono , metano o nitrógeno . [52]
En 2014, nuevas mediciones de Kepler-10c descubrieron que se trataba de un planeta con una masa similar a la de Neptuno (17 masas terrestres) y una densidad superior a la de la Tierra, lo que indica que Kepler-10c está compuesto principalmente de roca con posiblemente hasta un 20 % de hielo de agua a alta presión, pero sin una envoltura dominada por hidrógeno. Debido a que esto está muy por encima del límite superior de 10 masas terrestres que se utiliza comúnmente para el término "supertierra", se ha acuñado el término mega-tierra . [53] [54] Un planeta igualmente masivo y denso podría ser Kepler-131b, aunque su densidad no está tan bien medida como la de Kepler 10c. Los siguientes planetas sólidos conocidos más masivos tienen la mitad de esta masa: 55 Cancri e y Kepler-20b . [55]
Los planetas gaseosos pueden tener núcleos sólidos de gran tamaño. El planeta HD 149026 b, con una masa similar a la de Saturno , tiene solo dos tercios del radio de Saturno, por lo que puede tener un núcleo de roca y hielo de 60 masas terrestres o más. [38] CoRoT-20b tiene 4,24 veces la masa de Júpiter, pero un radio de solo 0,84 veces el de Júpiter; puede tener un núcleo metálico de 800 masas terrestres si los elementos pesados están concentrados en el núcleo, o un núcleo de 300 masas terrestres si los elementos pesados están más distribuidos por todo el planeta. [56] [57]
Las mediciones de variación en el tiempo de tránsito indican que Kepler-52b, Kepler-52c y Kepler-57b tienen masas máximas entre 30 y 100 veces la de la Tierra, aunque las masas reales podrían ser mucho menores. Con radios de aproximadamente 2 radios terrestres [58] de tamaño, podrían tener densidades mayores que las de un planeta de hierro del mismo tamaño. Orbitan muy cerca de sus estrellas, por lo que cada uno podría ser el núcleo remanente ( planeta ctónico ) de un gigante gaseoso evaporado o una enana marrón . Si un núcleo remanente es lo suficientemente masivo, podría permanecer en ese estado durante miles de millones de años a pesar de haber perdido la masa atmosférica. [59] [60]
Los planetas sólidos de hasta miles de masas terrestres pueden formarse alrededor de estrellas masivas ( estrellas de tipo B y tipo O ; 5-120 masas solares), donde el disco protoplanetario contendría suficientes elementos pesados. Además, estas estrellas tienen una alta radiación ultravioleta y vientos que podrían fotoevaporar el gas en el disco, dejando solo los elementos pesados. [61] A modo de comparación, la masa de Neptuno equivale a 17 masas terrestres, Júpiter tiene 318 masas terrestres y el límite de 13 masas de Júpiter utilizado en la definición de trabajo de la IAU de un exoplaneta equivale aproximadamente a 4000 masas terrestres. [61]
Los planetas fríos tienen un radio máximo porque al añadir más masa en ese punto, el planeta se comprime por el peso en lugar de aumentar el radio. El radio máximo de los planetas sólidos es menor que el radio máximo de los planetas gaseosos. [61]
Cuando el tamaño de un planeta se describe utilizando su radio, esto se aproxima a la forma por una esfera. Sin embargo, la rotación de un planeta hace que se aplane en los polos; por lo que el radio ecuatorial es mayor que el radio polar, haciéndolo más cercano a un esferoide achatado . La achatación de los exoplanetas en tránsito afectará las curvas de luz de tránsito. En los límites de la tecnología actual ha sido posible demostrar que HD 189733b es menos achatado que Saturno . [62] Si el planeta está cerca de su estrella, entonces las mareas gravitacionales alargarán el planeta en la dirección de la estrella, haciendo que el planeta se acerque más a un elipsoide triaxial . [63] Debido a que la deformación de marea es a lo largo de una línea entre el planeta y la estrella, es difícil de detectar a partir de la fotometría de tránsito; tendrá un efecto en las curvas de luz de tránsito de un orden de magnitud menor que el causado por la deformación rotacional incluso en casos donde la deformación de marea es mayor que la deformación rotacional (como es el caso de los Júpiter calientes bloqueados por marea ). [62] La rigidez material de los planetas rocosos y los núcleos rocosos de los planetas gaseosos causará más desviaciones de las formas mencionadas anteriormente. [62] Las mareas térmicas causadas por superficies irradiadas de manera desigual son otro factor. [64]
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