HD 10180

El sistema contiene seis planetas con masas mínimas de entre 12 y 46 veces la de la Tierra (con masas que van desde aproximadamente la de Urano hasta la de un planeta menor que Saturno ) a radios orbitales de 0,06, 0,13, 0,27, 0,49, 1,43 y 3,38 UA . En el Sistema Solar, este conjunto de órbitas encajaría dentro del cinturón principal de asteroides .

No se conocen planetas en resonancias de movimiento medio , aunque el sistema tiene varias resonancias cercanas ^{[ 7 ]} , incluidas 3c:2i:1d y 3e:2j:1f. Las razones aproximadas de los períodos de las órbitas adyacentes son (procediendo hacia afuera): 1:5, 1:3, 1:3, 2:5, 1:5, 3:11.

Dado que se desconoce la inclinación de las órbitas de los planetas, actualmente solo se pueden obtener las masas planetarias mínimas. Las simulaciones dinámicas sugieren que el sistema no puede ser estable si las masas reales de los planetas superan las masas mínimas en un factor mayor que tres (correspondiente a una inclinación menor a 20°, donde 90° es de canto). ^{[ 7 ]} Un estudio de 2020 estableció límites superiores en las masas de los planetas confirmados basándose en no detecciones en la astrometría de Gaia : el planeta c es <8,626 M _J , el planeta d es <10,37 M _J , el planeta e es <20,44 M _J , el planeta f es <14,03 M _J , el planeta g es <10,62 M _J , y el planeta h es <22,63 M _J . ^{[ 17 ]} Si bien algunos de estos límites superiores están en el rango de masa de las enanas marrones , es probable que las masas reales sean significativamente menores.      

HD 10180 b es un posible planeta del tamaño de la Tierra (masa mínima 1,3 veces la de la Tierra) ubicado a 0,02 UA. Su radio orbital se estimó originalmente con una órbita casi circular a una distancia de 0,02225 ± 0,00035 UA (más cerca que Mercurio , aproximadamente una séptima parte de la distancia y correspondientemente más caliente), tardando 1,1 días en completar una órbita completa. ^{[ 21 ]} Los parámetros estimados del planeta b se revisaron en 2012 con un radio orbital ligeramente menor y una órbita más excéntrica. ^{[ 10 ]} La probabilidad de falsa detección fue inicialmente del 1,4%; ^{[ 7 ]} su probabilidad fue mejorada por Mikko Tuomi en 2012, pero no fue confirmada por estudios posteriores, como el de Kane en 2014. ^{[ 16 ]}

HD 10180 c , con una masa mínima comparable a la de Urano , es un Neptuno caliente . Las simulaciones dinámicas sugieren que si el gradiente de masa fuera mayor que un factor de dos, el sistema no sería estable. Su período orbital y excentricidad se estimaron originalmente en 5,75979 ± 0,00062 y 0,045 ± 0,026 respectivamente; sin embargo, estos valores se revisaron en 2012 a favor de una órbita más excéntrica. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1 %. ^{[ 7 ]}

HD 10180 i es una posible pero no confirmada supertierra caliente afirmada por Mikko Tuomi en 2012. ^{[ 10 ]} Estudios posteriores no lo han confirmado.

HD 10180 d es un Neptuno caliente. Su masa se estimó inicialmente en >11,75 ± 0,65 masas terrestres (menor que la de Urano ) y en una órbita ligeramente excéntrica; sin embargo, en 2012 se volvió a estimar con una masa mayor y una órbita menos excéntrica.

Se cree que HD 10180 e es un Neptuno caliente con aproximadamente el doble de la masa de Neptuno. Su distancia orbital y excentricidad estimadas se redujeron en 2012. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1 %. ^{[ 7 ]}

HD 10180 j es una posible supertierra caliente o enana gaseosa , afirmada por Mikko Tuomi en 2012. ^{[ 10 ]} Estudios posteriores no lo han confirmado.

HD 10180 f es un Neptuno caliente y de masa similar a HD 10180 e. Con una distancia orbital de 0,49 UA y una excentricidad de 0,12, su órbita es análoga a la de Mercurio, con un rango de temperatura de cuerpo negro similar. Sin embargo, debido a su gran masa, cualquier efecto invernadero causado por una atmósfera le proporcionaría temperaturas abrasadoras, similares a las de Venus o incluso superiores. Su distancia orbital y excentricidad estimadas se redujeron ligeramente en 2012. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1 %. ^{[ 7 ]}

HD 10180 g es un planeta gigante con una masa mayor que la de Neptuno. Tiene una órbita significativamente excéntrica ^{[ 16 ]} a 1,4 UA y cruza la zona habitable prevista del sistema o se encuentra dentro de ella ^{[ 16 ] [ 22 ],} aunque no se ajusta a los modelos actuales de habitabilidad planetaria debido a su gran masa (al menos 23 veces la de la Tierra). Si es un gigante gaseoso , probablemente sea de Clase II de Sudarsky . Existe la posibilidad de que un satélite natural con suficiente presión atmosférica pueda tener agua líquida en su superficie. Su distancia orbital y excentricidad estimadas se redujeron en 2012, pero permanece en la zona habitable. La probabilidad de falsa detección es menor al 0,1%. ^{[ 7 ]}

HD 10180 h es el planeta conocido más grande y externo del sistema. Originalmente, se pensó que era un planeta gigante del tamaño de Saturno con una masa mínima 65 veces mayor que la de la Tierra, aunque esta masa mínima se ha revisado a la baja hasta 46 masas terrestres. ^{[ 18 ]} Orbita a 3,4 UA, una distancia comparable a la distancia de la parte exterior del cinturón de asteroides al Sol y, por lo tanto, es probable que sea un planeta de clase I de Sudarsky . La probabilidad de detección espuria es del 0,6 %. ^{[ 7 ]}