Güneş Sistemi: Revizyonlar arasındaki fark

 

== Yapısı ==

Clementine uzay sondasından çekilen ve [[Ay]]'ın ardından gelen günışığıyla görünen [[Tutulum|tutulum çemberi]]. Soldan sağa: Merkür, Mars, Satürn.]]

Güneş Sistemi'nin asıl bileşeni elbetteki sistemin bilinen kütlesinin % 99,86'sını oluşturan ve [[Yer çekimi|çekim kuvveti]] ile sistemi bir arada tutan [[anakol]]da yer alan G2V tipi bir sarı cüce olan [[Güneş]]'tir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.oso.chalmers.se/~michael/astrobiologi-2003/j.1468-4004.2000.00012.x.pdf | başlık = The origin and evolution of the solar system | erişimtarihi =22 Temmuz 2006| çalışma = University of York | yazar = M Woolfson | biçim = PDF | arşivurl = http://web.archive.org/web/20070925203400/http://www.oso.chalmers.se/~michael/astrobiologi-2003/j.1468-4004.2000.00012.x.pdf | arşivtarihi = 25 Eylül 2007}}</ref> Sistemin kalan kütlesinin % 90'ından fazlasını da Güneş'in etrafında dolanan en büyük iki gök cismi olan [[Jüpiter (gezegen)|Jüpiter]] ve [[Satürn (gezegen)|Satürn]] oluşturur.

 

== Oluşumu ve evrimi ==

Güneş Sistemi'nin ilk olarak [[Emanuel Swedenborg]]<ref>Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (İngilizcesi: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Cilt 1)</ref> tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra [[Immanuel Kant]] tarafından 1755 yılında genişletilen [[bulutsu varsayım]]a uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir teori [[Pierre-Simon Laplace]] tarafından bağımsız olarak 1796'da üretilmiştir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://links.jstor.org/sici?sici=0003-049X%28190901%2F04%2948%3A191%3C119%3ATPHOTE%3E2.0.CO%3B2-U&size=LARGE | başlık = The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System | erişimtarihi =23 Temmuz 2006| çalışma = American Philosophical Society | yıl = 1909 | arşivengelli = evet}}</ref> Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir [[moleküler bulut]]un çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır.<ref name="Arizona">{{Web kaynağı | url = http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html | başlık = Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System | erişimtarihi =27 Aralık 2006| çalışma = University of Arizona | arşivengelli = evet}}</ref> Çok eski [[gök taşı|gök taşların]]ın incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş'in bir [[yıldız kümesi]] içinde ve birkaç [[süpernova]] patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş'in oluşmasını tetiklemiş olabilir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.universetoday.com/am/publish/new_theory_solar_system_formation.html | başlık = New Theory Proposed for Solar System Formation | erişimtarihi =11 Ocak 2007| çalışma = Arizona State University | yıl = 2004 | yazar = Jeff Hester | arşivurl = http://web.archive.org/web/20070717170430/http://www.universetoday.com:80/am/publish/new_theory_solar_system_formation.html | arşivtarihi = 17 Temmuz 2007}}</ref>

 

Güneş'in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi Güneş kütlesine sahip [[T Tauri yıldızı|T Tauri yıldızları]] üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir.<ref name="Kitamara" /> Bu diskler birkaç yüz astronomik birim genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin [[kelvin]] sıcaklığa ulaşırlar.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v589n1/56674/56674.text.html | başlık = Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems | erişimtarihi =16 Kasım 2006| çalışma = Science Magazine | yıl = 2003 | yazar = Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger | arşivengelli = evet}}</ref>

 

Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan [[hidrojen]]in yoğunluğu ve basıncı [[önyıldız]]ın [[füzyon|nükleer füzyona]] başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği [[hidrostatik denge]]ye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada Güneş artık tam bir [[yıldız]] olmuştu.<ref>{{Web kaynağı | url = http://taylorandfrancis.metapress.com/(sxqte345bi55ypvaql4ter55)/app/home/contribution.asp?referrer=parent&backto=issue,3,6;journal,12,60;linkingpublicationresults,1:100654,1author=Antonio Chrysostomou and Phil W Lucas | başlık = The formation of stars | erişimtarihi =2 Mayıs 2007| çalışma = Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire | arşivengelli = evet}}</ref>

 

Daha da ötede, donma hattının gerisinde, daha uçucu olan buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, Jüpiter ve Satürn [[gaz devi]] hâline geldi. Uranüs ve Neptün daha az madde yakalayabildi ve çekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı için buz devi olarak bilinirler.<ref>{{Dergi kaynağı|son = Mummma | ilk = M. J. | yardımcıyazarlar = M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb, and R. Novak | ay = Haziran | yıl = 2003 | başlık=Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system | journal = Advances in Space Research | cilt = 31 | sayı = 12 | sayfalar = 2563–2575 | doi = 10.1016/S0273-1177(03)00578-7 | url=http://www.ifa.hawaii.edu/~meech/a740/papers/mumma03.pdf | format = PDF|erişimtarihi =16 Kasım 2006}}</ref><ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nature.com/nature/journal/v402/n6762/abs/402635a0.htmlyear=1999 | başlık = The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System | erişimtarihi =2 Nisan 2007| çalışma = Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado | yazar = Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F. Levison | arşivengelli = evet}}</ref>

 

Genç Güneş enerji üretmeye başladıktan sonra [[Güneş rüzgârı]] gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına sahiptir.<ref name="Elmegreen1979">{{Dergi kaynağı| son = Elmegreen | ilk = B. G. | ay = Kasım | yıl = 1979 | başlık = On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind | dergi = Astronomy and Astrophysics | cilt = 80 | sayı = 1 | sayfalar = 77–78 | url = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1979A%26A....80...77E&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf | format = [[PDF]] | erişimtarihi =11 Şubat 2007}}</ref><ref name=Heng_1979>{{Dergi kaynağı|yazar=Heng Hao | ay = November | yıl = 1979 | başlık = Disc-Protoplanet interactions | dergi = Astronomy and Astrophysics | cilt = 80 | sayı = 1 | sayfalar = 77–78 | url = http://cfa-www.harvard.edu/~kstanek/astro200/disk-protoplanet.pdf | format = [[PDF]] | erişimtarihi =19 Kasım 2006}}</ref>

 

 

Güneş bir sarı cüce olarak sınıflandırılır ancak [[Samanyolu|galaksimizde]] bulunan diğer yıldızlarla kıyaslandığında bu isim yanıltıcı olabilir çünkü Güneş ortalama büyüklük ve parlaklıkta bir yıldızdır. Yıldızlar, parlaklıkları ve yüzey sıcaklıklarına göre yerleştirildikleri [[Hertzsprung-Russell diyagramı]] ile sınıflandırılır. Genel olarak daha sıcak olan yıldızlar daha parlaktır. Bu modele uyan yıldızlar [[anakol]]u oluşturur ve Güneş anakolun tam ortasında yer alır. Ancak Güneş'ten daha parlak ve sıcak yıldızlara az rastlanırken, daha az parlak ve soğuk yıldızlara sıkça rastlanır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001udns.conf..119S | başlık = The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars | erişimtarihi =26 Aralık 2006| çalışma = Perkins Observatory | yıl = 2001 | yazar = Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A. | arşivengelli = evet}}</ref>

 

Güneş'in anakoldaki konumunun bir yıldızın yaşamının en güzel dönemi olduğuna inanılmaktadır. Henüz nükleer kaynaşma için kullandığı yakıt olan hidrojen kaynaklarını tüketmemiştir. Güneş gittikçe daha parlaklaşmaktadır, yaşamının başlarında şu ankinden 75% daha az parlaktı.<ref name="Kasting">{{Dergi kaynağı| last=Kasting| first=J.F.| coauthors=Ackerman, T.P.| year=1986| title=Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere| journal=Science| volume=234| pages=1383–1385}}</ref>

 

=== Gezegenlerarası ortam ===

 

Güneş, [[Işık|ışığın]] yanı sıra [[Plazma (fizik)|plazma]] denen yüklü parçacıklardan oluşan [[Güneş rüzgârı]]nı da ışıma yoluyla uzaya yayar. Bu parçacık akımı dışarı doğru saatte yaklaşık 1,5 milyon kilometre hızla yol alır<ref>{{Web kaynağı | url = http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml | başlık = Solar Physics: The Solar Wind | erişimtarihi =3 Ekim 2006| çalışma = Marshall Space Flight Center | tarih = 2006 | arşivurl = http://web.archive.org/web/20150624174738/http://solarscience.msfc.nasa.gov:80/SolarWind.shtml | arşivtarihi = 24 Haziran 2015}}</ref> ve günküre denen, Güneş Sistemi'nin içine yaklaşık 100 [[Astronomik birim|AB]] kadar giren seyrek bir atmosfer oluşturur. Buna aynı zamanda ''gezegenlerarası ortam'' adı da verilir. Güneş'in 11 yıllık Güneş çevrimi, sıklıkla oluşan Güneş parlamaları ve koronal kütle atımı günküreyi karıştırarak uzayda bir hava durumu oluşturur.<ref name="SunFlip">{{Web kaynağı | url = http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm | başlık = The Sun Does a Flip | erişimtarihi =4 Şubat 2007| çalışma = Science@NASA | tarih =15 Şubat 2001| ilk = Tony | son = Phillips | arşivurl = http://web.archive.org/web/20100329224425/http://science.nasa.gov:80/headlines/y2001/ast15feb_1.htm | arşivtarihi = 29 Mart 2010}}</ref> Güneş'in dönen manyetik alanı gezegenlerarası ortamı etkileyerek Güneş Sistemi'nde en büyük yapı olan günküresel akım katmanını oluşturur.<ref>{{Web kaynağı | url = http://quake.stanford.edu/~wso/gifs/HCS.html | başlık = Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet | erişimtarihi =22 Haziran 2006| çalışma = Wilcox Solar Observatory | arşivurl = http://web.archive.org/web/20060901124602/http://quake.stanford.edu/~wso/gifs/HCS.html | arşivtarihi = 1 Eylül 2006}}</ref>

[[Jeomanyetizma|Dünya'nın manyetik alanı]] [[Dünya atmosferi|atmosferini]], Güneş rüzgârı ile etkileşime girmekten korur. Venüs ve Mars'ın manyetik alanı yoktur dolayısıyla da Güneş rüzgârı bu gezegenlerin atmosferinin yavaş yavaş uzaya doğru kaçmasına neden olur.<ref name="gus">{{dergi kaynağı | last = Lundin | first = Richard | date = 9 Mart 2001 | title = Erosion by the Solar Wind|author=Rickard Lundin | journal = Science | volume = 291 | issue = 5510 | pages = 1909 | doi = 10.1126/science.1059763 | url = http://sciencemag.org/cgi/content/full/291/5510/1909 | accessdate =26 Aralık 2006|abstract=http://sciencemag.org/cgi/content/summary/291/5510/1909}}</ref> Güneş rüzgârının Dünya'nın manyetik alanıyla etkileşime geçmesi sonucunda manyetik kutuplar yakınlarında gözlemlenen [[kutup ışıkları]] oluşur.

 

|yazar=Beech, M.|yardımcıyazarlar=Duncan I. Steel|yıl=1995|ay=Eylül|başlık=On the Definition of the Term Meteoroid|dergi=Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society|cilt=36|sayı=3|sayfalar=281–284|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1995QJRAS..36..281B&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=44b52c369007834|erişimtarihi=31 Ağustos 2006}}</ref>

 

; Ceres

: [[Ceres (cüce gezegen)|Ceres]] (2,77&nbsp;AB) asteroit kuşağı içindeki en büyük gök cismidir ve [[cüce gezegen]] olarak sınıflandırılmıştır. Çapı 1000&nbsp;km'nin biraz altındadır, bu da kendi Yer çekiminin küresel bir şekil oluşturabilmesi için yeterlidir. Ceres 19. yüzyılda ilk keşfedildiğinde gezegen olarak düşünülmüş ancak daha sonraları diğer asteroitlerin de ortaya çıkmasıyla 1850'lerde asteroit olarak sınıflanmıştır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnClassrooms/1_hist_dawn/history_discovery/Development/a_modeling_scale.doc | başlık = History and Discovery of Asteroids | erişimtarihi =29 Ağustos 2006| çalışma = NASA | biçim = DOC | arşivurl = http://web.archive.org/web/20151107002140/http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnClassrooms/1_hist_dawn/history_discovery/Development/a_modeling_scale.doc | arşivtarihi = 7 Kasım 2015}}</ref> 2006 yılında cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılmıştır.

=== Kuyruklu yıldızlar ===

{{ana madde|Kuyruklu yıldız}}

 

Kuyruklu yıldızlar, yalnızca birkaç kilometre büyüklüğünde olan, asıl olarak uçucu buzlardan oluşan Güneş Sistemi küçük gök cisimleridir. Oldukça fazla dışmerkezli yörüngeleri bulunur. Genellikle [[günberi]]leri iç gezegenlerin yörüngeleri yakınında, [[günöte]]leri de [[Plüton (cüce gezegen)|Plüton]]'un ötesindedir. Bir kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemi'ne girdiğinde Güneş'e yakınlığı nedeniyle buzdan yüzeyleri süblimleşerek iyonize olur ve çıplak gözle görülebilen gaz ve tozdan oluşan uzun kuyruklu yıldız saçını (koma) oluşturur.

 

Kuiper kuşağı bölgenin ilk oluşumudur ve asteroit kuşağına benzer şekilde büyük bir enkaz halkasıdır ancak büyük ölçüde buzdan oluşmuştur. Güneş'ten 30 ile 50&nbsp;AB uzaklıktadır. Bu bölgenin kısa periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğu düşünülmektedir. Genel olarak küçük Güneş Sistemi cisimlerinden oluşmuştur fakat [[50000 Quaoar|Quaoar]], [[20000 Varuna|Varuna]], (136108) 2003 EL₆₁, (136472) 2005 FY₉ ve [[90482 Orcus|Orcus]] gibi Kuiper kuşağının en büyük cisimleri cüce gezegenler olarak tekrar sınıflandırılabilir. Çapı 50&nbsp;km'nin üzerinde 100.000'den fazla Kuiper kuşağı gök cismi olduğu tahmin edilmektedir ancak Kuiper kuşağının toplam kütlesinin Dünya'nın kütlesinin onda biri hatta yüzde biri olduğu düşünülmektedir.<ref name="Delsanti-Beyond_The_Planets">{{Web kaynağı | url = http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf | başlık = The Solar System Beyond The Planets | erişimtarihi =3 Ocak 2007| çalışma = Institute for Astronomy, University of Hawaii | yıl = 2006 | yazar = Audrey Delsanti and David Jewitt | biçim = PDF | arşivurl = http://web.archive.org/web/20100331165329/http://www.ifa.hawaii.edu:80/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf | arşivtarihi = 31 Mart 2010}}</ref> Birçok Kuiper kuşağı gök cisminin birden fazla [[doğal uydu]]su vardır. Çoğunun yörüngesi [[tutulum]] çemberinin dışına çıkar.

Kuiper kuşağı kabaca "rezonant" kuşak ve "klasik" kuşak olarak ikiye ayrılabilir. Rezonant kuşak, yörüngesi Neptün'ün yörüngesine bağlı olan gök cisimlerinden oluşur. Örneğin Neptün'ün her üç dönüşü için iki kere dönen ya da her iki dönüşü için bir kere dönen gök cisimleri gibi. Rezonant kuşak aslında Neptün'ün yörüngesi içinde başlar. Klasik kuşakta Neptün ile rezonans hâlinde olmayan gök cisimleri bulunur ve kabaca 39,4&nbsp;AB ile 47,7&nbsp;AB arasında yer alır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0309251 | başlık = Procedures, Resources and Selected Results of the Deep Ecliptic Survey | erişimtarihi =7 Eylül 2006| çalışma = Lowell Observatory, University of Pennsylvania,

Large Binocular Telescope Observatory, Massachusetts Institute of Technology, University of Hawaii, University of California at Berkeley | yıl = 2005 | yazar = M. W. Buie, R. L. Millis, L. H. Wasserman, J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, E. I. Chiang, A. B. Jordan, K. J. Meech, R. M. Wagner, D. E. Trilling | arşivurl = http://web.archive.org/web/20120118131015/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0309251 | arşivtarihi = 18 Ocak 2012}}</ref> Klasik Kuiper kuşağının bireyleri ilk keşfedilen üyeleri (15760) 1992 QB₁'in isminden ötürü ''cubewano'' olarak adlandırılır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/3/PDF/20.pdf | başlık = Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System | erişimtarihi =26 Aralık 2006| tarih =24 Ağustos 2006| yazar = E. Dotto1, M.A. Barucci2, and M. Fulchignoni | biçim = PDF | arşivurl = http://web.archive.org/web/20151106231908/http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/3/PDF/20.pdf | arşivtarihi = 6 Kasım 2015}}</ref>

 

: [[Plüton (cüce gezegen)|Plüton]] (ortalama 39&nbsp;[[Astronomik birim|AB]]) [[cüce gezegen]]i Kuiper kuşağının bilinen en büyük gök cismidir. 1930 yılında keşfedildiğinde Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak değerlerdirilmişti, 2006 yılında resmî bir [[2006 yeni gezegen tanımı|gezegen tanımın]]ın kabulünden sonra bu değişmiştir. Plüton'un yörüngesi görece dış merkezlidir. Tutulum düzlemiyle 17 derecelik bir açı yapar ve [[günberi]]de 29,7&nbsp;AB'den (Neptün'ün yörüngesi içinde) [[günöte]]de 49,5&nbsp;AB'ye kadar uzanır.

: Plüton'un en büyük uydusu olan [[Charon (uydu)|Charon]]'un gelecekte uydu sınıfında mı kalacağı yoksa cüce gezegen olarak mı sınıflandırılacağı kesinlik kazanmamıştır. Plüton ve Charon yüzeylerinin ötesindeki bir [[Ağırlık merkezi|kütle merkezinin]] etrafındaki yörüngede döner ve bundan dolayı Plüton-Charon bir ikili sistem oluşturur. Daha küçük olan iki doğal uydu [[Nix (uydu)|Nix]] ve [[Hydra (uydu)|Hydra]] Plüton ile Charon'un etrafında döner.

: Plüton Neptün ile 3:2'lik bir rezonans içinde (Neptün'ün Güneş etrafında her üç dönüşü için Plüton iki kere döner) rezonans kuşağında yer alır. Kuiper kuşağı içinde bu rezonansı paylaşan gök cisimlerine ''plütinolar'' denir.<ref name="Fajans_et_al_2001">{{dergi kaynağı | last = Fajans | first = J. | coauthors = L. Frièdland | month = October | year = 2001 | title = Autoresonant (nonstationary) excitation of pendulums, Plutinos, plasmas, and other nonlinear oscillators | journal = American Journal of Physics | volume = 69 | issue = 10 | pages = 1096–1102 | doi = 10.1119/1.1389278 | url = http://scitation.aip.org/journals/doc/AJPIAS-ft/vol_69/iss_10/1096_1.html | accessdate =26 Aralık 2006| abstract = http://scitation.aip.org/getabs/servlet/GetabsServlet?prog=normal&id=AJPIAS000069000010001096000001&idtype=cvips&gifs=yes}}</ref>

 

=== Seyrek disk ===

 

Seyrek disk [[Kuiper kuşağı]] ile örtüşür ama daha da dışarıya doğru uzanır. Seyrek diskte bulunan gök cisimlerinin Kuiper kuşağından geldiğine inanılır. Bu gök cisimleri Neptün'ün oluşum aşamasındaki dışarı doğru hareketi sırasında meydana gelen kütleçekimsel etkiler sonucunda kararsız yörüngelere saçılmışlardır. Seyrek diskteki gök cisimlerinin çoğunun [[günberi]]si Kuiper kuşağı içindedir ama [[günöte]]si 150&nbsp;AB kadar uzaktadır. Bu gök cisimlerinin yörüngeleri [[tutulum]] düzlemi ile oldukça eğimlidir ve hatta kimi zaman diktir. Bazı gök bilimciler seyrek diskin Kuiper kuşağının bir bölgesi olarak değerlendirir ve buradaki nesneleri "seyrek Kuiper kuşağı nesneleri" olarak tanımlarlar.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/kb/big_kbo.html | başlık = The 1000 km Scale KBOs | erişimtarihi =16 Temmuz 2006| çalışma = University of Hawaii | yıl = 2005 | yazar = David Jewitt | arşivurl = http://web.archive.org/web/20090603175151/http://www.ifa.hawaii.edu:80/faculty/jewitt/kb/big_kbo.html | arşivtarihi = 3 Haziran 2009}}</ref>

 

 

; Eris

 

== Daha öte bölgeler ==

 

=== Gündurgun (Heliopause) ===

 

== Samanyolu içindeki yeri ==

 

Güneş Sistemi, yaklaşık 100.000 [[ışık yılı]] çapında olan ve içinde 200 milyar civarında yıldız barındıran [[Samanyolu]] [[gök ada]]sında yer alır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306443 | başlık = Magnetic fields in cosmology | erişimtarihi =23 Temmuz 2006| yıl = 2003 | yazar = A.D. Dolgov | arşivengelli = evet}}</ref> Güneşimiz Samanyolu’nun [[Orion kolu]] diye bilinen dış spiral kollarından birinin içindedir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0101259 | başlık = Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk | erişimtarihi =23 Temmuz 2006| yıl = 2001 | yazar = R. Drimmel, D. N. Spergel | arşivengelli = evet}}</ref> Güneş’in gök ada merkezinden uzaklığı yaklaşık 30,000 ışık yılıdır ve gök ada içinde hızı yaklaşık 220&nbsp;km/s’dir, öyle ki tam bir turu her 225–250 milyon yılda bir atmaktadır. Bu tur Güneş Sistemi'nin gök adasal yılı olarak bilinir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml | başlık = Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) | erişimtarihi =2 Nisan 2007| çalışma = The Physics Factbook | yıl = 2002 | ilk = Stacy | son = Leong | arşivurl = http://web.archive.org/web/20151107043747/http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml | arşivtarihi = 7 Kasım 2015}}</ref>

 

=== Uzay araçları ile gözlemler ===

 

Uzay Çağı’nın başlangıcından beri önemli ölçüde araştırma, çeşitli uzay araştırma kurumları tarafından düzenlenen misyonlarda robot uzay araçları tarafından gerçekleştirildi.

Güneş Sistemi’nde bulunan gök cisimlerinin üzerinden alçaktan uçmayı başaran ilk sonda 1959 yılında Ay görevinde bulunan ''Luna 1'' ‘dir. Aslında Ay yüzüne çarpması planlanan sonda hedefini kaçırmış ve Güneş’in çevresinde yörüngeye giren ilk insan yapısı nesne olmuştur. ''Mariner 2'' 1962 yılında Venüs’ün yakınından geçerek başka bir gezegene yaklaşan ilk sonda olmuştur. Mars yakınından yapılan ilk başarılı uçuş 1964’te ''Mariner 4'' iledir. Merkür’ün yakınından ise 1974’te ''[[Mariner 10]]'' ile geçilmiştir.

 

Dış gezegenleri inceleyen ilk sonda 1973 yılında Jüpiter’in yakınından geçen ''[[Pioneer 10]]'' olmuştur. Satürn’ü ilk olarak 1979’da ''[[Pioneer 11]]'' ziyaret etmiştir. ''Voyager'' programından yer alan sondalar 1977’de fırlatıldıktan sonra dış gezegenler etrafında çizdikleri büyük turlarını tamamlamıştır. Her iki sonda da Jüpiter’in yanından 1979’da, Satürn’ün yanından da 1981’de geçmiştir. ''[[Voyager 2]]'' daha sonra 1986’da Uranüs’e ve 1989’da Neptün’e yakınlaştı. ''Voyager'' sondaları şu anda Neptün’ün ötesinde güneşkını ve gündurgun bölgelerini bulup incelemek için yoldadırlar. [[NASA]]’ya göre her iki ''Voyager'' sondası da bitiş şokuyla Güneş’ten yaklaşık 93 AB uzaklıkta karşılaşmıştır.<ref name="Voyager" /><ref>{{Web kaynağı | url = http://my.execpc.com/~culp/space/timeline.html | başlık = Time Line of Space Exploration | erişimtarihi =1 Temmuz 2006| yıl = 2002 | yazar = Randy Culp | arşivurl = http://web.archive.org/web/20150423102424/http://my.execpc.com:80/~culp/space/timeline.html | arşivtarihi = 23 Nisan 2015}}</ref>