Dış gezegen, Güneş Sistemi'nin en dıştaki yörüngelerde bulunan gezegenlere verilen isimdir. Dev gezegenler veya Jovian gezegenleri olarak da adlandırılan bu dört dış gezegen: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Toplu olarak Güneş'in yörüngesinde olduğu bilinen kütlenin %99'unu oluştururlar. Bu gezegenler, Güneş'e en yakın ilk 4 gezegenden farklı olarak gaz yapıdadırlar. Jüpiter ve Satürn gaz devi, Uranüs ve Neptün ise buz devi olarak sınıflandırılır. Dört dev gezegen de halkalara sahiptir, fakat yalnızca Satürn'ün halka sistemi Dünya'dan kolayca gözlemlenebilir. Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün halka-uydu sistemleri Güneş Sistemi'nin adeta minyatür versiyonları gibidir. Neptün'ün halka sistemi, en büyük uydusu Triton'un yakalanmasıyla dağıldığı için önemli ölçüde farklıdır.
Gezegen, genellikle bir yıldızın, yıldız kalıntısının veya kahverengi cücenin yörüngesinde bulunan, yuvarlak hâle gelmiş bir astronomik cisimdir. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen bulunur. Bunlar, karasal gezegenler Merkür, Venüs, Dünya ve Mars; dev gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Gezegen oluşumu için bilimsel açıdan mevcut en iyi teori, bir bulutsunun kendi içine çökmesi sonucu bir yıldızlararası bulut meydana getirdiğini ve yıldızlararası bulutun da bir önyıldız ve bunun yörüngesinde dönen bir öngezegen diski oluşturduğunu öne süren bulutsu hipotezidir. Gezegenler bu disk içinde, kütleçekiminin etkisiyle maddelerin kademeli olarak birikmesi sonucu, yığılma (akresyon) olarak adlandırılan süreçte büyürler.
Jüpiter kütlesi, kütlenin Jüpiter'in toplam kütlesine eşitlenmesi (1.8986 × 1027 kg, 317.83 Dünya kütlesi; 1 Dünya kütlesi eşittir 0.00315 Jüpiter kütlesi). Jüpiter kütlesi; Gaz devi, dış gezegenler ve Güneş dışı gezegenlerin kütlelerini tanımlamak için kullanılır. Ayrıca kahverengi cücelerin kütle tanımları için de kullanılmaktadır. Jüpiter kütlesi'nin sembolü: MJ.
Dev Dünya veya süper Dünya, astronomide Dünya'dan daha fazla kütleye sahip, fakat Güneş Sistemi'nin buz devleri olan Uranüs ve Neptün'den çok daha az kütleye sahip olan bir tür ötegezegendir. Bu terim yalnızca gezegenin kütlesine işaret eder ve yüzey koşulları ya da yaşanabilirlik konusunda bir şey ima etmez. Kütle ölçeğinin üst ucundaki gezegenler için alternatif olarak "gaz cüceleri" terimi daha doğru olsa da, yaygın olarak "mini-Neptün" terimi kullanılır.
Sıcak Jüpiterler, fiziksel olarak Jüpiter'e benzeyen ancak çok kısa yörünge periyotlarına sahip olan, gaz devi ötegezegen sınıfıdır. Yıldızlarına olan yakınlığı ve yüksek yüzey-atmosfer sıcaklıklarından dolayı, "sıcak Jüpiterler" olarak adlandırılmaktadırlar.
Sıcak Neptün, Uranüs ve Neptün'e benzer bir kütleye sahip, fakat onlardan farklı olarak yıldızına 1 AU'dan daha yakın bir yörüngede dolanan bir tür dev gezegendir. 2007 yılında keşfedilen doğrulanmış ilk sıcak Neptün, yaklaşık 33 ışık yılı uzaklıktaki bir ötegezegen olan Gliese 436 b'dir. Son gözlemler, Samanyolu'nda daha önce düşünülenden daha fazla potansiyel sıcak Neptün popülasyonu olabileceğini göstermiştir. Sıcak Neptünler asıl doğal yerinde veya doğal yeri dışında oluşmuş olabilir.
Öte uydu veya güneşdışı uydu, bir ötegezegen veya başka türlü yıldız olmayan güneşdışı cisim etrafında dönen doğal bir uydudur.
Kepler-438b, dünyaya yakın, onaylanmış bir öte gezegendir. Yüzeyi, muhtemelen kayalıktır. Çalgı takımyıldızı bölgesinde yer alan Kepler-438b, Dünya'dan yaklaşık olarak 472,9 ışık yılı uzaklıkta, bir kırmızı cüce yıldızın yaşanabilir bölgesinin iç kenarındaki yörüngesinde dönüyor. Güneş'in ışık akısından 1,4 kat fazlasını alır. Gezegen, NASA'nın Kepler uzay aracı tarafından, bir gezegenin yıldızının önünden geçerken neden olduğu karartma etkisinin ölçüldüğü geçiş yöntemi kullanılarak keşfedildi. NASA, 6 Ocak 2015 tarihinde gezegenin bir öte gezegen olduğunu resmi olarak açıkladı.
Mini-Neptün, kalın bir hidrojen–helyum atmosferi ve muhtemelen derin buz katmanları, kaya veya sıvı okyanusuyla Neptün'e benzeyen fakat Neptün'den daha az kütleli bir gezegendir.
Hiyanus gezegeni, hidrojen bakımından zengin bir atmosfer altında sıvı su okyanusuna sahip özel bir ötegezegen türüdür.
Çakıl birikimi, çapı santimetreden metreye kadar değişen parçacıkların, diskte bulunan gazdan kaynaklanan aerodinamik sürükleme ile güçlendirilen bir protogezegensel diskte gezegenimsiler halinde birikmesidir. Bu sürükleme, küçük cisimlerin bazılarının daha büyük cisimlerin yanından geçerken göreceli hızlarını azaltarak kütle çekiminden kaçmasını engeller. Bu taşlar daha sonra spiral çizerek ya da çeken cismin yüzeyine doğru yerleşerek birikir. Bu süreç, büyük cisimlerin malzeme biriktirebileceği alanı artırarak büyümeyi hızlandırır. Gezegenimsi cisimlerin bu yolla hızlı büyümesi, gaz diskinin dağılmasından önce dış Güneş Sistemi'nde dev gezegen çekirdeklerinin oluşmasını sağlar. Buz çizgisini geçtikten sonra su buzunu kaybeden çakıl taşlarının boyutlarındaki azalma ve Güneş'ten uzaklaştıkça azalan gaz yoğunluğu, iç Güneş Sistemi'ndeki çakıl taşı yığılma oranlarını yavaşlatarak daha küçük karasal gezegenlerin, küçük kütleli Mars cisimlerinin ve düşük kütleli asteroit kuşağının oluşmasına neden olur.
Bu liste, potansiyel olarak yaşanabilir ötegezegenlerin bir listesini sunmaktadır. Liste büyük ölçüde Yaşanabilir Ötegezegenler Kataloğu tarafından yapılan yaşanabilirlik tahminlerine ve NASA Ötegezegen Arşivi'nden alınan verilere dayanmaktadır. HEC, Arecibo'daki Porto Riko Üniversitesi Planetary Habitability Laboratory tarafından sürdürülmektedir. Ayrıca, süper yaşanabilir gezegenlerin spekülatif bir listesi de geliştirilmektedir.
Gezegensel göç, bir yıldızın çevresindeki bir gezegen veya diğer bir nesnenin yakın bölgelerdeki gezegenimsiler veya gaz diski ile etkileşime girmesi sonucu özellikle yarı büyük eksenleri veya diğer yörünge parametlerinin bozuluma uğramasıyla meydana gelmektedir. Gezegensel göç, sıcak Jüpiterlerin en olası açıklamasıdır. Ön gezegen diskinden gezegen oluşumuna ilişkin genel kabul gören teori, bu tür dev gezegenlerin yıldızlarına bu kadar yakın oluşamayacağını, nitekim bu kadar küçük yarıçaplarda yeterli kütle bulunmadığını ve sıcaklığın kayalık veya buzlu gezegenimsilerin oluşumuna izin vermeyecek kadar yüksek olduğunu öngörmektedir.
Helyum gezegeni, helyum ağırlıklı atmosfere sahip varsayımsal bir gezegen türüdür. Bu durum, atmosferleri öncelikle hidrojenden oluşan ve yalnızca ikincil bileşen olarak helyum içeren Jüpiter ve Satürn gibi yaygın gaz devleriyle tezat oluşturur. Helyum gezegenleri çeşitli şekillerde oluşabilir. Güneş sisteminde helyum gezegeni bulunmamasına rağmen bazı gök bilimciler bu tür gezegenlerin gökadamızda yaygın olduğunu düşünmektedir. Gliese 436 b helyum gezegeni olmaya aday bir ötegezegendir.
Bir uydu sistemi, bir gezegen kütleli cismin veya bir küçük gezegenin etrafında ya da onun çift merkezi üzerindeki bir yörüngede bulunan, kütleçekimsel olarak birbirine bağlı nesneler kümesidir. Genel olarak, uydu sistemi bir doğal uydular kümesidir, ancak bu tür sistemler aynı zamanda gezegen çöküntü çemberleri, halka sistemleri, uyducuklar, küçük gezegen uyduları ve yapay uydular gibi cisimlerden oluşabileceği gibi bunların her biri kendi uydu sistemlerine de sahip olabilir.. Bazı cisimler birincil yörüngelerinden yerçekimsel olarak etkilenen yörüngelere sahip olan yarı uydulara da sahiptir, ancak bunlar genellikle uydu sisteminin bir parçası olarak kabul edilmezler. Uydu sistemleri, manyetik, gelgit, atmosferik, yörünge rezonansları ve librasyon gibi yörüngesel etkileşimleri içeren karmaşık ilişki biçimlerine sahip olabilir. Büyük uydu nesnelerinin her biri Roma rakamlarıyla gösterilir. Uydu sistemleri ya ana cismin iyelik sıfatlarıyla veya daha az yaygın olarak birincil cisimlerin adıyla anılır. Yalnızca bir uydunun bilindiği veya ortak bir ağırlık merkezine sahip ikili sistem olduğu durumlarda, birincil cisim ve büyük uydunun isimleri tire ile bağlanarak ifade edilebilir.
Kitonyen gezegen hidrodinamik kaçış olarak adlandırılan, bir gaz devinin hidrojen ve helyum atmosferinin ve dış katmanlarının soyulması sonucu ortaya çıkan varsayımsal bir gök cisimleri sınıfıdır. Bu tür atmosferik sıyırma muhtemelen bir yıldıza yakınlığın bir sonucudur. Geriye kalan karasal veya metalik çekirdek birçok açıdan karasal bir gezegene benzeyecektir.
Herhangi bir gezegen, ana yıldızıyla karşılaştırıldığında son derece zayıf bir ışık kaynağıdır. Örneğin Güneş gibi bir yıldız, etrafında dönen gezegenlerden yansıyan ışıktan yaklaşık bir milyar kat daha parlaktır. Bu kadar zayıf bir ışık kaynağını tespit etmenin esas zorluğuna ek olarak, ana yıldızdan gelen ışık, onu silip süpüren bir parlamaya neden olur. Bu nedenlerden ötürü, Ocak 2024 itibarıyla rapor edilen ötegezegenlerin çok azı doğrudan gözlemlendi; hatta daha azı, konak yıldızdan ayrıştırıldı.
Çift gezegen, astronomide iki adet gezegen veya gezegen kütleli nesneden oluştuğu ve bunların ortak ağırlık merkezinin her iki cismin de dışında yer aldığı ikili bir uydu sistemidir.
Ultra kısa dönemli gezegen, yörünge periyodu bir Dünya gününden daha kısa olan bir ötegezegen türüdür. Bu kadar kısa bir mesafede, gelgit etkileşimleri nispeten hızlı bir yörünge ve dönüş evrimine yol açar. Bu nedenle, yaşlı bir anakol yıldızı etrafında bir USP gezegeni varsa, gezegenin büyük olasılıkla dairesel bir yörüngesi vardır ve kütleçekimsel kilitlenmeye maruz kalmıştır. Boyutları 2 dünya yarıçapını aşan çok fazla USP gezegeni yoktur. Güneş benzeri yıldızların yaklaşık 200'de biri ultra kısa dönemli bir gezegene sahiptir. Bu oluşum oranının konak yıldızın kütlesine güçlü bir bağımlılığı vardır. Oluşum oranı, M-tipi kırmızı cüceler için % 'ten F cüceleri için % 'e kadar düşer. USP gezegenlerinin çoğu %70 kaya ve %30 demirden oluşan Dünya benzeri bir bileşimle tutarlı görünmektedir, fakat K2-229b daha büyük bir demir çekirdeği olduğunu düşündüren daha yüksek bir yoğunluğa sahiptir. WASP-47e ve 55 Cnc e daha düşük bir yoğunluğa sahiptir ve tamamen kaya veya bir su tabakasıyla çevrili kayalık-demir bir cisimle uyumludur.
Extrasolar Planets Encyclopaedia, Şubat 1995'te Jean Schneider tarafından Fransa, Paris'teki Meudon Gözlemevi'nde kurulmuş bir astronomi internet sitesidir. Bu internet sitesi, bilinen ve aday tüm ötegezegenlerin bir veritabanını tutar ve her gezegen için ayrı ayrı sayfalar ve tam listeli etkileşimli bir katalog tablosu sunar. Ana katalog, doğrulanmış tüm ötegezegenlerin veritabanlarının yanı sıra doğrulanmamış gezegen tespitlerinin bir veritabanını da içerir. Veritabanları, hakemli yayınlardan ve konferanslardan elde edilen yeni verilerle sık sık güncellenmektedir.
