En tellurisk planet (fra den latinske tellusen , "jorden, bakken "), i motsetning til de gassformede planetene , er en planet som hovedsakelig består av bergarter og metall som generelt har tre konsentriske konvolutter ( kjerne , kappe og skorpe ). Overflaten er solid og består hovedsakelig av ikke-flyktige materialer, vanligvis silikatbergarter og metallisk jern. Dens tetthet er derfor forholdsvis høy, mellom 4 og 5,7.
I vårt solsystem er de telluriske planetene de fire indre planetene , som ligger mellom solen og asteroidebeltet : Merkur , Venus , Jorden og Mars . Den Moon så vel som Io , den første av Jupiter fire store måner, har en lignende struktur, og kan derfor også bli beskrevet som telluric . De jordbaserte planetene er mye mindre enn gassplanetene, men har en mye høyere tetthet fordi de hovedsakelig består av jern og silikater .
Vi søker aktivt etter planeter av denne typen blant andre planetariske systemer enn våre egne, men deres påvisning blir vanskeliggjort av deres lave masse, mye mindre enn for gassgiganter eller stjerner . Flere jordplaneter har imidlertid blitt oppdaget: Gliese 581 c i april 2007, Kepler-186 i april 2014, Kepler-452 b og kanskje elleve andre i juli 2015, og i slutten av 2015 tre planeter med jorddimensjoner som kan beskytte vannvæske rundt stjernen TRAPPIST-1 .
Terrestriske planetene har omtrent det samme struktur: en sentral metallisk kjerne (ofte jern ) som er omgitt av et silikat kappe . The Moon er lik, men har en mye mindre kjerne av jern. De jordiske planetene har kløfter , kratere , fjell og vulkaner . De har sekundære atmosfærer (atmosfærer generert via indre vulkanisme eller kometets innvirkning) og fast grunn, i motsetning til gassgiganter som på sin side har en primær atmosfære (atmosfærer direkte fanget fra den opprinnelige soltåken ) og en grunnvæske eller gass.
Teoretisk er det to typer telluriske eller steinete planeter: en dominert av silisiumforbindelser (silikatplaneter) og den andre dominert av karbonforbindelser ( karbonholdige planeter eller "diamantplaneter"), slik som karbonholdige kondritter . De fire jordbaserte planetene i solsystemet er alle av den første typen. Som Marc Kuchner og kolleger antyder , kan karbonplaneter dannes i en karbonrik eller oksygenfattig protoplanetarisk plate . Rundt en jernkjerne ville det dannes et lag med karbider og muligens grafitt , der det, hvis trykkforholdene tillater det, kan dannes et lag rikt på diamanter . Planeten kan være omgitt av en sekundær atmosfære rik på karbonforbindelser.
The Solar System har fire terrestriske planetene: Merkur , Venus , Jorden og Mars . Bare en jordbasert planet, Jorden, er kjent for å ha en aktiv hydrosfære .
Planet | Ekvatorial radius | Masse | Tyngdekraften | Vipp av aksen |
---|---|---|---|---|
Kvikksølv | 2439,7 km (0,383 Jorden) |
(0,055 jord) |
3,301 × 10 23 kg 3,70 m / s 2 (0,378 g ) |
0,03 ° |
Venus | 6 051,8 km (0,95 jord) |
(0,815 jord) |
4.867 5 × 10 24 kg 8,87 m / s 2 (0,907 g ) |
177,36 ° |
Jord | 6.378.137 km | 5,972 4 × 10 24 kg | 9,780 m / s 2 (0,997 32 g ) |
23,44 ° |
mars | 3.396,2 km (0.532 jord) |
(0,107 jord) |
6,441 71 × 10 23 kg 3,69 m / s 2 (0,377 g ) |
25,19 ° |
Under dannelsen av solsystemet var det sannsynligvis mange flere ( planetesimaler ), men de smeltet sammen med, ble ødelagt av de fire gjenværende planetene i soltåken, eller utvist fra solsystemet via gravitasjonsslyngeeffekten .
De jordiske planetene er plassert i den indre delen av solsystemet. Dette er ikke tilfeldig, for siden de er nær solen, har temperaturen en tendens til å være høyere, og de letteste komponentene i deres primære atmosfære (hydrogen og helium) har rømt ut i rommet for å nå frigjøringshastigheten på planeten. Deres posisjon bestemmer også deres overflatetemperaturer som er relativt høye og deres revolusjonsperioder som er kortere enn de for gasskjempene i det ytre solsystemet, mens deres rotasjonsperioder er lengre.
Disse planetene har også et annet punkt til felles: fraværet eller det lave antallet naturlige satellitter og deres lille størrelse (mindre enn 15 000 km i diameter).
The Moon , Io, og Europa er hovedsakelig laget av stein og anses telluric kropper, men de trenger ikke dreie seg direkte rundt Solen Strålingen som Jupiter avgir under dannelsen må ha varmet en stor del av Jupiters ringer som fører til en steinete sammensetning for de to satellittene, selv om de ligger utenfor islinjen ( frostlinjen ) i solsystemet.
I følge noen astronomer er Ceres en viktig jordlegeme, selv om den ikke skapte et vakuum rundt den , må den betraktes som en planet. Andre astronomer, derimot, hovedsakelig på grunn av dens tetthet, tror at de har mer til felles med satellittene til gassgigantene. Den Dawn Mission av NASA , som vil besøke Ceres i 2015 for å samle inn data, vil belyse sin klasse.
De fleste asteroider har samme sammensetning som steinete planeter, men de er ikke sfæriske i form og har ikke gjennomgått prosessen med intern differensiering , så de regnes ikke som jordlegemer.
Til slutt har kropper som Pluto , Ganymede og Titan (noen forskere inkluderer også Europa på listen, betraktet som et grenseorgan til begge kategorier) mange egenskaper som de deler med jordbaserte planeter, for eksempel å være solide., At de har en tynn atmosfære , men de består hovedsakelig av is og bergarter av flyktig natur (som tetthetsverdiene indikerer: 1,5 til 2 g / cm 3 ) fordi de ligger utenfor solsystemets islinje. Til tross for forskjellene i sammensetning og indre struktur, anser noen astronomer dem som telluriske legemer. Andre tilbød alternative klassifiseringer og beskrivelser, for eksempel isdverger , men disse ble avvist av International Astronomical Union .
Den ukomprimerte tettheten til en jordbasert planet er den gjennomsnittlige tettheten som materialene vil ha ved null trykk . En høy ukomprimert tetthetsverdi indikerer et høyere metallinnhold. Den ukomprimerte tettheten brukes mer enn den faktiske gjennomsnittstettheten fordi planetkjernen har en tendens til å øke den (den gjennomsnittlige tettheten til en planet avhenger av størrelsen så vel som av sammensetningen).
De ukomprimerte tetthetene til de jordbaserte planetene, de tre største asteroider og to gassgigantesatellitter er vist nedenfor. Tetthet har en tendens til å avta etter hvert som avstanden fra solen øker.
Gjenstand | Masse ( M ⊕ ) | Terrestrisk radius (R ⊕ ) | faktisk gjennomsnittlig tetthet (g / cm 3 ) | ukomprimert tetthet (g / cm 3 ) | hovedakse ( UA ) |
---|---|---|---|---|---|
Kvikksølv![]() |
0,053 | 0,3825 | 5.4 | 5.3 | 0,39 |
Venus ![]() |
0,815 | 0,9488 | 5.2 | 4,4 - 3,95 | 0,72 |
Jord ![]() |
1 | 1 | 5.5 | 4,4 - 4,03 | 1.0 |
Måne ![]() |
0,012 | 0,2726 | 3.3 | 3.3 | 1.0 |
mars ![]() |
0,107 | 0,53226 | 3.9 | 3,8 - 3,71 | 1.5 |
Vesta ![]() |
4,5 × 10 -5 | 0,0414 | 3.4 | 3.4 | 2.3 |
Pallas ![]() |
3,6 × 10 -5 | 0,0417 | 2.8 | 2.8 | 2.8 |
Ceres ![]() |
1,59 × 10 -4 | 0,076 | 2.1 | 2.1 | 2.8 |
Europa | 0,008 | 0,2460 | 3,96 | 3,96 | 5.2 |
Io | 0,015 | 0,2845 | 3.55 | 3.55 | 5.2 |
Hoved unntaket fra denne regelen er tettheten til månen , som sannsynligvis skylder sin lavere tetthet til sin uvanlige opprinnelse .
Det er ikke kjent om terrestriske planeter utenfor solenergi også følger denne trenden. For eksempel, Kepler-10b har en tetthet på 8,8 g / cm 3 og bane nærmere enn avstanden kvikksølv. På den annen side, planeter Kepler- 11b] til Kepler-11f bane så nær sin stjerne som Merkur, men har lavere tetthet enn planetene i vårt system.
Kvikksølv består av 70% metalliske materialer (hovedsakelig jern) og 30% silikatbergarter . Tettheten er 5,427 g / cm 3 . Geologer anslår at kjernen opptar omtrent 42% av volumet. Den smeltede kjernen er omgitt av en kappe av silikatbergarter. På kvikksølvskorpen er det mange små rygger som strekker seg hundrevis av kilometer i lengden. Dette antyder at kjernen og kappen avkjøles og trekkes sammen når skorpen allerede hadde stivnet.
Hypoteser eksisterer for å forklare dette høye jerninnholdet. Den mest aksepterte teorien er at kvikksølv hadde et forhold mellom metall og silikat som tilsvarer kondrittene og hadde en masse på ca. 2,25 ganger sin nåværende masse. Men tidlig i solsystemets historie kunne kvikksølv ha blitt truffet av et planetesimal på omtrent 1/6 massen av kvikksølv og en diameter på flere hundre kilometer. Virkningen ville ha revet bort mye av den primitive skorpen og kappen, og etterlatt kjernen intakt.
Alternativt kunne kvikksølv ha dannet seg fra soltåken før solens energiproduksjon stabiliserte seg. Den planet ville ha vært 2 ganger sin nåværende massen, men som det proto ble kontrahert, bør temperaturen være mellom 2500 og 3000 K , og kanskje til og med opp til 10 000 K . Den steinete overflaten av kvikksølv kan fordampes ved slike temperaturer og danne en atmosfære av "bergdamp" som kan bæres av solvinden .
En tredje hypotese foreslår at solskyen forårsaket et drag på partiklene under kvikksølv tilvekst , hvilket betyr at de lettere materialer separert fra accreting materialer.
Hver hypotese gir en annen overflatesammensetning, og de to romoppdragene, MESSENGER og BepiColombo , må gjøre observasjoner for å verifisere dem.
Med en tetthet på 5,26 g / cm 3 og en radius på 6,051 km , er Venus jordens tvillingsøster. Den venusianske skorpen representerer omtrent 0,34% av planetens radius, og analysene gjort av forskjellige sonder har vist at det ytre materialet i Venus ligner den terrestriske granitt og basalt .
Venus ville ha en steinete kappe som representerer omtrent 52,5% av planetens radius, hovedsakelig sammensatt av silikater og metalloksider.
Kjernen til Venus ville bestå av to deler: en ytre kjerne bestående av flytende jern og nikkel som ville representere omtrent 30% av planetens radius; en indre kjerne bestående av solid jern og nikkel som sies å være omtrent 17% av Venus 'radius. Men denne presisjonen er spekulativ, for i motsetning til jorden var det ingen seismiske målinger. Det er ikke umulig at kjernen til Venus er helt flytende.
Jorden består av:
Som en første tilnærming kan vi vurdere at Mars-skorpen har en jevn tetthet på 2,9 g / cm 3 , noe som fører til en gjennomsnittlig tykkelse på omtrent 50 km , eller 4,4% av planetens radius.
I mangel av utnyttbare seismiske data er det fortsatt vanskelig å spesifisere den indre strukturen på planeten. Bruken av informasjonen som ble samlet inn av de forskjellige sonder som utforsket planeten, har likevel gjort det mulig å fastslå at den vil bestå av en solid kappe av silikater rik på jern og en flytende kjerne eller i det minste fortsatt i det vesentlige flytende. En kommunikasjon rapporterte beregninger basert på geokjemiske modeller av planeten, ifølge hvilke kjernen ville inneholde 5 til 13,5% svovel og kappen ville inneholde 11 til 15,5% jern.
Marsens kjerne ville ha en radius på mellom 1300 og 2000 km (dvs. mellom 38% og 59% planetens radius, usikkerhet delvis på grunn av det ukjente angående den delen av kappen som kunne være flytende og derfor ville redusere størrelsen av kjernen; vi finner ganske ofte verdien 1480 km som radiusen til kjernen til Mars, eller 43,7% av middelradiusen på selve planeten. Dataene fra Mars Pathfinder har således gjort det mulig å foredle de som tidligere er samlet inn med Viking sonder og fastslår at massen til Mars er ganske konsentrert i sentrum, noe som argumenterer for en tett kjerne og ikke for stor.
Med en estimert temperatur på ca. 2000 K , ville kjernen til Mars være helt flytende for en hastighet av lette elementer (hovedsakelig svovel) på 14,2%, noe som antyder en sammensetning hovedsakelig av jern legert med andre metaller (typisk nikkel) og kanskje opptil 17% lyselementer. Eksperimenter utført på jern-svovel- og jern-nikkel-svovelsystemer ved trykk som er sammenlignbare med de som er beregnet i hjertet av Mars, fører til at man vurderer at Mars-kjernen, fremdeles helt flytende, vil stivne ved overflatekrystallisering, i kontakt med kappen og danner slags "flak" som faller i "snø" til sentrum; en annen mulighet kan være dannelsen av et fast frø av krystallisert jernsulfid i midten av den flytende kjernen.
Vi vurderer i dag at Månen er en differensiert kropp: dens dybdestruktur er ikke homogen, men skyldes en prosess med avkjøling, krystallisering av den opprinnelige magma og migrasjon av den utviklede magmaen. Denne differensieringen resulterte i en skorpe (på overflaten) og en kjerne (på dybden), mellom hvilken kappen er plassert.
Månen har en gjennomsnittlig tetthet på 3,346 4 g / cm 3 , noe som gjør den til den nest tetteste månen i solsystemet etter Io. Størrelsen på Månens kjerne er bare omtrent 20% av Månens radius, mens den er mer i størrelsesorden 50% for de fleste andre terrestriske legemer.
Måneskorpen består av et bredt utvalg av elementer: uran , thorium , kalium , oksygen , silisium , magnesium , jern , titan , kalsium , aluminium og hydrogen . Tykkelsen på skorpen varierer fra 40 til 100 kilometer, avhengig av sted. I den første rekkefølgen kan vi vurdere at skorpen til det synlige ansiktet er dobbelt så tynn som det skjulte ansiktet. Geofysikere anslår nå at den gjennomsnittlige tykkelsen vil være rundt 35 - 45 kilometer på det synlige ansiktet. Skorpen i det skjulte ansiktet er høyst 100 kilometer tykt.
I følge dataene som er tilgjengelige hittil, er mantelen trolig homogen over hele månen. Noen hypoteser foreslår imidlertid at det skjulte ansiktet vil ha en litt annen kappe enn det synlige ansiktet, noe som kan være årsaken til forskjellen i skorpe mellom de to halvkulene. Analyse av sjø basalter indikerer at mantelen består hovedsakelig av mineraler, slik som olivin , ortopyroksen, og klinopyroxsen, og at månen mantel er rikere på jern enn den til jorden.
På samme måte er det for øyeblikket lite informasjon tilgjengelig for å begrense tilstedeværelsen av en kjerne. Lasertelemeturdataene som er samlet fra Luna- og Apollo- oppdragene, tillater imidlertid forskere å tro at en liten kjerne med en radius på 300 - 400 km faktisk er til stede. Denne er mye mindre tett enn jordens (inneholder ikke eller veldig lite jern) og kan være delvis flytende.
Den første telluriske eksoplaneten som ble oppdaget, var Gliese 581 c i april 2007 (en annen så ut til å ha blitt oppdaget, OGLE-2005-BLG-390L b , 26. januar 2006). Den andre er Kepler-186 den 17. april 2014, av landstørrelse og i den beboelige sonen til stjernen. De23. juli 2015, Kunngjør NASA oppdagelsen av en jordisk planet som kretser rundt en stjernetype av solen, Kepler-452 b , hvis eksistens er bekreftet av målinger på bakken; kunngjøringen inkluderer også elleve andre kandidatplaneter på mindre enn to jordradier som også kretser i den beboelige sonen til deres stjerne. På slutten av 2015 ble tre planeter med jordiske dimensjoner som er i stand til å huse flytende vann, oppdaget rundt stjernen TRAPPIST-1 ; deres nærhet (ca. 40 al og stjernetypen skulle snart tillate oss å studere atmosfæren til disse planetene ved spektroskopi.
Flertallet av planetene som finnes utenfor solsystemet vårt er gasskjemper fordi de gir større svingning på vertsstjernen og derfor lettere blir oppdaget. Imidlertid antas en rekke planeter utenfor solenergi å være jordiske.
På begynnelsen av 1990-tallet ble de første eksoplaneter oppdaget som kretser rundt den pulserende PSR B1257 + 12 med massene 0,02, 4,3 og 3,9 ganger Jorden. De ble oppdaget ved en tilfeldighet: deres transitt forårsaket forstyrrelser i pulsarens radioutslipp (hvis de ikke hadde vært i bane rundt en pulsar, ville de ikke blitt oppdaget).
Da 51 Pegasi b , den første og eneste eksoplaneten som hittil ble funnet rundt en fortsatt smeltet stjerne , ble oppdaget, antok mange astronomer at det måtte ha vært en tellurisk gigant, ettersom det er spekulert i at en gassgigant ikke kunne eksistere så nær stjernen ( 0,052 AU), det samme gjør 51 Pegasi f. Etter diametermålinger på en lignende eksoplanet ( HD 209458 b ) ble det imidlertid vist at disse planetene faktisk var gasskjemper.
I juni 2005 ble den første planeten rundt en smeltet stjerne som kan være tellurisk funnet og kretset rundt den røde dvergen Gliese 876 , 15 lysår unna. Denne planeten har en masse på 7 til 9 ganger den for jorden og har en periode på to jorddager. Men radiusen og sammensetningen av Gliese 876 d er fortsatt ukjent.
10. august 2005 observerte Probing Lensing Anomalies Network / Robotic Telescope Network (PLANET / RoboNet) og Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) signaturen til en kald planet kalt OGLE-2005-BLG-390L b , med omtrent 5,5 ganger massen av jorden og rundt 21 000 lysår unna i stjernebildet Skorpionen. Den nylig oppdagede planeten kretser rundt vertsstjernen i en avstand som er lik vårt systemets asteroidebelt . Planeten avslørte sin eksistens gjennom en teknikk kjent som en gravitasjonsmikrolins , som for tiden er den eneste som oppdager planeter med mindre masse enn jorden.
I april 2007 kunngjorde et team på 11 europeiske forskere oppdagelsen av en potensielt beboelig eksoplanet, med temperaturer som ligner på jordens. Planeten ble oppdaget av European Southern Observatory's telescope basert i La Silla , Chile, som er et spesielt instrument som deler lys for å finne svingninger med forskjellige bølgelengder. Disse svingningene kan avsløre eksistensen av andre planeter. Forskere har avslørt planeter som kretser rundt den røde dvergen Gliese 581 . Gliese 581 c ble opprinnelig ansett som beboelig, men en nyere studie (april 2009) antyder at Gliese 581 d er en bedre kandidat. Allikevel har dette skapt større interesse for å finne en planet som kretser rundt en stjerne med lavere styrke. Omtrent 80% av stjernene i nærheten av jorden er røde dverger. Planetene Gliese 581 c og Gliese 581 d er omtrent 5 til 7 ganger tyngre enn jorden og klassifiseres derfor som superjordene .
Gliese 581 e har en masse på omtrent 1,9 ganger jordens, men det kan være i størrelsesorden 2 ganger mer oppvarming på grunn av tidevannskrefter enn for den vulkanske satellitten til Jupiter: Io . En ideell jordplanet ville være 2 ganger jordens masse og en omløpstid på 25 dager rundt en rød dverg.
Oppdagelsen av Gliese 581g ble kunngjort i september 2010 og antas å være den første planeten som noensinne er funnet i den beboelige sonen , den mest jordlignende planeten, og kandidateksoplaneten som er best egnet til å ha en potensiell form. .
Den Kepler oppdrag søker å oppdage planeter som Jorden går i bane rundt andre stjerner ved å observere sine transporter i foran stjernen. Kepler-sonden ble lansert 6. mars 2009. Oppdragets varighet vil vare 3 ½ år for å oppdage og bekrefte tilstedeværelsen av en planet som Jorden med en baneavstand som ligner den på jorden. Siden det er 1 års intervaller for en planet som Jorden å passere (passere foran stjernen), vil det ta omtrent 4 passeringer for en pålitelig bekreftelse.
Dimitar Sasselov, en samarbeidspartner på Kepler-oppdraget, nevnte nylig på TED-foredraget i 2010 at det har vært hundrevis av potensielle terrestriske planeter siden Kepler ble lansert. Hvis disse planetene blir bekreftet av nærmere undersøkelse, vil det være den største oppdagelsen av eksoplaneter til dags dato. De vitenskapelige teamene til Kepler-oppdraget er foreløpig pålagt å holde de første resultatene av alle potensielt landbaserte eksoplaneter hemmelige til de kan bekrefte resultatene. Den første offentlige kunngjøringen om eventuelle resultater forventes tidlig i 2011.
2. februar 2011 publiserte Kepler Space Observatory misjonsteam listen over 1 235 potensielle eksoplaneter , hvorav 54 kan være i den " beboelige sonen ". Noen få av disse planetene har samme størrelse som jorden eller større.
Definert som: "planetens radius ( RP ) er mindre enn eller lik 2 ganger jordens (R ⊕ )" (eller, R P ≤ 2,0 R ⊕ ). Seks av disse kandidatene [navngitt: KOI 326.01 (R P = 0,85), KOI 701,03 (R P = 1,73), KOI 268,01 (R P = 1,75), KOI 1026,01 (R P = 1,77), KOI 854,01 (R P = 1,91 ), KOI 70.03 (R P = 1,96)] er i oppholdsrommet . En nyere studie fant at en av disse kandidatene (KOI 326.01) faktisk er mye større og varmere enn det ble sagt i den første rapporten.En rekke andre teleskoper som er i stand til direkte avbildning av terrestriske eksoplaneter, er også på jobb. Disse inkluderer Terrestrial Planet Finder , Space Interferometry Mission , Darwin , Mission New Worlds og det overveldende store teleskopet .
Tittel | Planet | Stjerne | Verdier | Merknader |
---|---|---|---|---|
Planet nærmest 1 M ⊕ | Gliese 581 th | Gliese 581 | 1,7 til 3,1 M ⊕ | Nær stjernen og potensielt vulkansk som Io . |
Kepler-11 f | Kepler-11 | 2,3 M ⊕ | ||
Planet nærmest 1 R ⊕ | Kepler-10b | Kepler-10 | 1,416 R ⊕ | Med en masse på 3,3 - 5,7 M ⊕ . Den mindre massive Gliese 581 e er derfor sannsynligvis mindre enn Kepler-10b, med mindre den har en mye lavere tetthet. |
Planet nærmest 1 AU fra stjernen | HD 142 b (tommer) | HD 142 (no) | 1 AU | |
Planet med omløpsperiode nærmest 365 dager | HD 17092 b | HD 17092 | 359,9 dager | |
Høyere sannsynlighet for flytende vann |
Gliese 581 g (ubekreftet) |
Gliese 581 | Vi vet ikke eksplisitt | 3,1 M ⊕ (minimumsmasse); midt i oppholdsrommet til den røde dvergen . |
Flere mulige klassifiseringer for terrestriske planeter er foreslått:
Den standard type av terrestrisk planet sett i Solar System, laget hovedsakelig av et silisiumbasert stein kappe med et metall (jern) kjerne. En teoretisk type jordplanet som nesten utelukkende er sammensatt av jern og derfor har høyere tetthet og en mindre radius enn andre jordplaneter med sammenlignbar masse. Kvikksølv har en metallkjerne som tilsvarer 60-70% av sin planetmasse. Det anslås at metalliske planeter dannes i områder med svært høye temperaturer (så nær stjernen), slik som kvikksølv, og hvis den protoplanetære skiven er rik på jern. En teoretisk type jordplanet som består av silikatbergarter, men ikke har en metallkjerne, dvs. det motsatte av en metallisk planet. Solsystemet vårt inneholder ikke denne typen planeter, men kondritter og meteoritter er av denne typen. Det antas at kjerneløse planeter dannes langt fra stjernen, der oksiderende flyktige materialer er vanlige.Karbonplanet eller diamantplanet
En teoretisk type jordplanet som hovedsakelig består av karbonbaserte mineraler. Solsystemet inneholder ikke denne typen planeter, men det er karbonholdige asteroider (type C asteroider). En teoretisk type jordplanet fullstendig dekket med et hav av vann på hundre kilometer dybde. Ingen havplanet er bekreftet, men Gliese 1214b kan være en. Superjordene representerer de største jordiske planetene.De tyngste materialene ( nikkel , jern ) konvergerer mot sentrum av planeten for å danne kjernen . Under trykk kan sentrum av kjernen bli solid, men den akkumulerte varmen kan etterlate en del av den flytende. Andre materialer, med litt lavere tetthet , fanges opp mellom kjernen og overflaten, og utgjør en kappe hvis flytbarhet er en funksjon av resttemperaturen på planeten. Overflaten danner en skorpe av materialer med mindre tetthet. De mindre tette materialene ( vann , gass ) blir kastet ut mot overflaten og kan utgjøre en atmosfære hvis tyngdekraften på planeten gjør at de kan beholdes til tross for deres letthet og solvindens tendens til å føre dem bort.