Esta página descreve os parâmetros orbitais e físicos de um exoplaneta.
Parâmetros orbitais A maioria dos candidatos a exoplanetas conhecidos foram descobertos usando métodos indiretos e, portanto, apenas alguns de seus parâmetros orbitais e físicos podem ser determinados. Por exemplo, dos seis parâmetros independentes que definem uma órbita, o método da velocidade radial pode determinar quatro: semi-eixo maior, excentricidade, longitude do periastro e tempo do periastro. Dois parâmetros permanecem desconhecidos: inclinação e longitude do nó ascendente.
Distância da estrela e período orbital thumb|300px|Gráfico de dispersão log-log mostrando massas, raios orbitais e período de todos os planetas extrasolares descobertos até setembro de 2014, com cores indicando o método de detecção:
Para referência, os planetas do Sistema Solar são marcados como círculos cinza. O eixo horizontal traça o logaritmo do semieixo maior e o eixo vertical traça o logaritmo da massa Existem exoplanetas que estão muito mais próximos de sua estrela hospedeira do que qualquer planeta do Sistema Solar está do Sol, e também existem exoplanetas muito mais distantes de sua estrela. Mercúrio, o planeta mais próximo do Sol a 0.4 unidades astronômicas (UA), leva 88 dias para uma órbita, mas as menores órbitas conhecidas de exoplanetas têm períodos orbitais de apenas algumas horas, (veja Planeta de período ultracurto). O sistema Kepler-11 tem cinco de seus planetas em órbitas menores que as de Mercúrio. Netuno está a 30 UA do Sol e leva 165 anos para orbitá-lo, mas existem exoplanetas que estão a milhares de UA de sua estrela e levam dezenas de milhares de anos para orbitar, por exemplo GU Piscium b.
Os métodos de velocidade radial e trânsito são mais sensíveis a planetas com órbitas pequenas. As primeiras descobertas, como 51 Pegasi b, eram gigantes gasosos com órbitas de poucos dias. Esses "Júpiteres quentes" provavelmente se formaram mais longe e migraram para dentro.
O método de imagem direta é mais sensível a planetas com grandes órbitas e descobriu alguns planetas que têm separações planeta-estrela de centenas de UA. No entanto, os discos protoplanetários geralmente têm apenas cerca de 100 UA de raio, e os modelos de acreção do núcleo preveem que a formação de planetas gigantes esteja dentro de 10 UA, onde os planetas podem coalescer com rapidez suficiente antes que o disco evapore. Planetas gigantes de período muito longo podem ter sido planetas órfãos que foram capturados, ou formados próximos e gravitacionalmente dispersos para fora, ou o planeta e a estrela podem ser um sistema binário amplo de massa desequilibrada com o planeta sendo o objeto principal de seu próprio disco protoplanetário separado. Modelos de instabilidade gravitacional podem produzir planetas em separações de várias centenas de UA, mas isso exigiria discos extraordinariamente grandes. Para planetas com órbitas muito amplas até várias centenas de milhares de UA, pode ser difícil determinar observacionalmente se o planeta está gravitacionalmente ligado à estrela.
A maioria dos planetas que foram descobertos estão a algumas UA de sua estrela hospedeira porque os métodos mais usados (velocidade radial e trânsito) requerem observação de várias órbitas para confirmar que o planeta existe e só houve tempo suficiente desde que esses métodos foram usado pela primeira vez para cobrir pequenas separações. Alguns planetas com órbitas maiores foram descobertos por imagens diretas, mas há uma faixa intermediária de distâncias, aproximadamente equivalente à região gigante gasosos do Sistema Solar, que é amplamente inexplorada. O equipamento de imagem direta para explorar aquela região foi instalado em dois grandes telescópios que começaram a operar em 2014, por exemplo, Gemini Planet Imager e VLT-SPHERE. O método de microlente detectou alguns planetas na faixa de 1 a 10 UA.Catalog Listing. Extrasolar Planets Encyclopaedia Parece plausível que na maioria dos sistemas exoplanetários existam um ou dois planetas gigantes com órbitas comparáveis em tamanho às de Júpiter e Saturno no Sistema Solar. Sabe-se agora que planetas gigantes com órbitas substancialmente maiores são raros, pelo menos em torno de estrelas semelhantes ao Sol.
A distância da zona habitável de uma estrela depende do tipo de estrela e essa distância muda durante a vida da estrela à medida que o tamanho e a temperatura da estrela mudam.
Excentricidade A excentricidade de uma órbita é uma medida de quão elíptica (alongada) ela é. Todos os planetas do Sistema Solar, exceto Mercúrio, têm órbitas quase circulares (e<0.1). A maioria dos exoplanetas com períodos orbitais de 20 dias ou menos têm órbitas quase circulares, ou seja, excentricidade muito baixa. Acredita-se que isso se deva à circularização de maré: redução da excentricidade ao longo do tempo devido à interação gravitacional entre dois corpos. A maioria dos planetas do tamanho de sub-Netuno encontrados pelo Telescópio Espacial Kepler com períodos orbitais curtos têm órbitas muito circulares. Em contraste, os planetas gigantes com períodos orbitais mais longos descobertos por método de velocidade radial têm órbitas bastante excêntricas. (Em julho de 2010, 55% desses exoplanetas têm excentricidades maiores que 0.2, enquanto 17% têm excentricidades maiores que 0.5). Excentricidades moderadas a altas (e>0.2) de planetas gigantes não são um efeito de seleção observacional, porque um planeta pode ser detectado igualmente bem, independentemente da excentricidade de sua órbita. A significância estatística das órbitas elípticas no conjunto de planetas gigantes observados é um tanto surpreendente, porque as teorias atuais de formação planetária sugerem que planetas de baixa massa devem ter sua excentricidade orbital circularizada por interações gravitacionais com o disco protoplanetário circundante. No entanto, à medida que um planeta cresce mais massivo e sua interação com o disco se torna não linear, pode induzir o movimento excêntrico do gás do disco circundante, que por sua vez pode excitar a excentricidade orbital do planeta. Baixas excentricidades estão correlacionadas com alta multiplicidade (número de planetas no sistema). Baixa excentricidade é necessária para habitabilidade, especialmente vida avançada.
Para sinais Doppler fracos próximos aos limites da capacidade de detecção atual, a excentricidade torna-se pouco restrita e tendenciosa para valores mais altos. Sugere-se que algumas das altas excentricidades relatadas para exoplanetas de baixa massa podem ser superestimadas, porque as simulações mostram que muitas observações também são consistentes com dois planetas em órbitas circulares. Observações relatadas de planetas únicos em órbitas moderadamente excêntricas têm cerca de 15% de chance de serem um par de planetas. Essa má interpretação é especialmente provável se os dois planetas orbitarem com uma ressonância de 2:1. Com a amostra de exoplanetas conhecida em 2009, um grupo de astrônomos estimou que "(1) cerca de 35% das soluções excêntricas de um planeta publicadas são estatisticamente indistinguíveis de sistemas planetários em ressonância orbital 2:1, (2) outros 40% não podem ser estatisticamente distinguido de uma solução orbital circular" e "(3) planetas com massas comparáveis à Terra poderiam estar escondidos em soluções orbitais conhecidas de super-Terras excêntricas e planetas de massa de Netuno".
Pesquisas de velocidade radial descobriram que órbitas de exoplanetas além de 0.1 UA são excêntricas, particularmente para planetas gigantes. Os dados de trânsito obtidos pelo Telescópio Espacial Kepler, são consistentes com os levantamentos RV e também revelaram que planetas menores tendem a ter órbitas menos excêntricas.
Inclinação vs. ângulo de rotação-órbita A inclinação orbital é o ângulo entre o plano orbital de um planeta e outro plano de referência. Para exoplanetas, a inclinação é geralmente indicada em relação a um observador na Terra: o ângulo usado é aquele entre a normal ao plano orbital do planeta e a linha de visão da Terra à estrela. Portanto, a maioria dos planetas observados pelo método de trânsito estão próximos de 90 graus.Mason, John (2008) Exoplanets: Detection, Formation, Properties, Habitability. Springer. . p. 2 Como a palavra 'inclinação' é usada em estudos de exoplanetas para essa inclinação da linha de visão, o ângulo entre a órbita do planeta e a rotação da estrela deve usar uma palavra diferente e é denominado ângulo de rotação-órbita ou alinhamento de rotação-órbita. Na maioria dos casos, a orientação do eixo de rotação da estrela é desconhecida. O Telescópio Espacial Kepler encontrou algumas centenas de sistemas multiplanetários e, na maioria desses sistemas, todos os planetas orbitam quase no mesmo plano, muito parecido com o Sistema Solar. No entanto, uma combinação de medições astrométricas e de velocidade radial mostrou que alguns sistemas planetários contêm planetas cujos planos orbitais são significativamente inclinados um em relação ao outro.Out of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby Planetary System. Scientific American. 24 May 2010. Mais da metade dos Júpiteres quentes têm planos orbitais substancialmente desalinhados com a rotação de sua estrela hospedeira. Uma fração substancial de Júpiteres quentes tem até órbitas retrógradas, o que significa que eles orbitam na direção oposta da rotação da estrela. Em vez de a órbita de um planeta ter sido perturbada, pode ser que a própria estrela tenha girado no início da formação de seu sistema devido a interações entre o campo magnético da estrela e o disco de formação do planeta."Tilting stars may explain backwards planets", New Scientist, 1 September 2010, Vol. 2776.
Precessão do periastro A precessão do periastro é a rotação da órbita de um planeta dentro do plano orbital, ou seja, os eixos da elipse mudam de direção. No Sistema Solar, as perturbações de outros planetas são a causa principal, mas para exoplanetas próximos o maior fator pode ser as forças de maré entre a estrela e o planeta. Para exoplanetas próximos, a contribuição relatividade geral para a precessão também é significativa e pode ser de ordem de magnitude maior do que o mesmo efeito para Mercúrio. Alguns exoplanetas têm órbitas significativamente excêntricas, o que facilita a detecção da precessão. O efeito da relatividade geral pode ser detectável em escalas de tempo de cerca de 10 anos ou menos.
Precessão nodal A precessão nodal é a rotação do plano orbital de um planeta. A precessão nodal é mais facilmente vista como distinta da precessão do periastro quando o plano orbital está inclinado à rotação da estrela, sendo o caso extremo uma órbita polar.
WASP-33 é uma estrela de rotação rápida que hospeda um Júpiter quente em uma órbita quase polar. O momento de massa do quadrupolo e o momento angular adequado da estrela são 1.900 e 400 vezes, respectivamente, maiores que os do Sol. Isso causa desvios clássicos e relativísticos significativos das leis de Kepler. Em particular, a rotação rápida causa grande precessão nodal por causa do achatamento da estrela e do efeito Lense-Thirring.
Rotação e inclinação axial thumb|400px|Gráfico da velocidade de rotação equatorial vs. massa de planetas comparando Beta Pictoris b aos planetas do Sistema Solar