Gezegen

bir yıldız veya yıldız kalıntısının yörüngesinde dolanan gök cismi

Gezegen,[a] genellikle bir yıldızın, yıldız kalıntısının veya kahverengi cücenin yörüngesinde bulunan, yuvarlak hâle gelmiş bir astronomik cisimdir. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) gezegen 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.

Ölçekli olarak Güneş Sistemi'nin sekiz gezegeni (yukarıdan aşağıya ve soldan sağa): Satürn, Jüpiter, Uranüs, Neptün (dış gezegenler), Dünya, Venüs, Mars ve Merkür (iç gezegenler)

Gezegen sözcüğü "gezmek" fiilinden türemiştir ve "hareket edenler" veya "dolaşanlar" anlamına gelen Antik Yunanca πλανήται (planḗtai) kelimesine dayanır. Antik Çağ'da bu kelime Güneş, Ay ve yıldızların arka planında hareket eden, çıplak gözle görülebilen beş ışık noktasını (Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn) ifade etmek için kullanılırdı. Gezegenlerin tarihsel olarak birtakım dinî çağrışımları olmuştur. Birçok kültür gök cisimlerini tanrılarla özdeşleştirmiştir. Mitoloji ve folklorla ilgili olan bu bağlar, yeni keşfedilen Güneş Sistemi cisimlerinin adlandırılmasında hala devam eder. 16. ve 17. yüzyıllarda yermerkezliliğin yerini günmerkezliliğin almasıyla, Dünya da bir gezegen olarak kabul edilmiştir.

Teleskobun gelişmesiyle birlikte gezegen kelimesinin anlamı da; Dünya'nın ötesindeki gezegenlerin uydularını, buz devleri olan Uranüs ve Neptün'ü, Ceres ve daha sonra asteroit kuşağının bir parçası olduğu anlaşılan diğer gök cisimlerini ve Kuiper Kuşağı olarak bilinen buzlu cisimler topluluğunun en büyük üyesi olan Plüton gibi çıplak gözle görülemeyen cisimleri de kapsayacak şekilde genişledi. Kuiper Kuşağı'ndaki diğer büyük cisimlerin ve özellikle de Eris'in keşfi, bir gezegenin tam olarak nasıl tanımlanacağı konusunda tartışmalara yol açtı. 2006 yılında Uluslararası Astronomi Birliği, Güneş Sistemi'ndeki dört karasal gezegeni ve dört dev gezegeni "gezegen kategorisine" yerleştiren bir tanım yayınladı. Bu tanıma göre Ceres, Plüton ve Eris, cüce gezegen kategorisinde yer almıştır. Buna rağmen birçok gezegen bilimci "gezegen" terimini daha geniş anlamda, Ay gibi yuvarlak uyduların yanı sıra cüce gezegenleri de içerecek şekilde kullanmaya devam etmiştir.

Astronomideki gelişmeler, Güneş Sistemi dışında bulunan ve ötegezegen olarak adlandırılan beş binden fazla gezegenin keşfedilmesini sağlamıştır. Ötegezegenler, 51 Pegasi b gibi ana yıldızlarına yakın yörüngede bulunan sıcak Jüpiterler ve HD 20782 b'de gözlemlenebilen oldukça eksantrik yörüngeler gibi genellikle Güneş Sistemi gezegenlerinin sahip olmadığı olağandışı özellikler gösterir. Kahverengi cücelerin ve Jüpiter'den daha büyük gezegenlerin keşfi, bir gezegen ile yıldız arasındaki çizginin tam olarak nerede çizileceğine ilişkin tanımlama tartışmalarını da alevlendirmiştir. Çok sayıda ötegezegenin, yıldızlarının yaşanabilir bölgelerinde (gezegen yüzeyinde suyun sıvı hâlde var olabileceği bölgeler) yörüngede döndüğü tespit edilmiştir, fakat Dünya, yaşamı desteklediği bilinen tek gezegen olmaya devam eder.

İllüstrasyonlar
Bir öngezegen diski
Öngezegenlerin gezegen oluşumu sırasında çarpışması

Gezegenlerin nasıl oluştuğu kesin olarak bilinmez. En yaygın kabul gören teori, bir bulutsunun ince bir gaz ve toz diskine çökmesi sonucu bulutsudaki materyallerin toplanarak oluştuklar şeklindedir. Bu teoriye göre öncelikle dönen bir öngezegen diskinin merkezinde bir önyıldız oluşur. Yığılma (esnek olmayan bir çarpışma süreci) yoluyla diskteki toz parçacıkları sürekli olarak kütle biriktirerek daha büyük cisimler meydana getirir. Gezegenimsi olarak bilinen bölgesel kütle yoğunlaşmaları oluşur ve kütleçekimleri sayesinde daha fazla maddeyi çekerek yığılma sürecini hızlandırırlar. Bu yoğunlaşmalar, kütleçekiminin etkisiyle içe doğru çökerek öngezegenleri meydana getirene kadar daha da sıklaşır.[1] Bir gezegen, Mars'ın kütlesinden daha büyük bir kütleye ulaştıktan sonra geniş çaplı bir atmosfer biriktirmeye başlar.[2] Bu durum gezegenciklerin atmosfer sürüklenmesi yoluyla yakalanma oranını artırır.[3][4] Katı ve gaz maddelerin yığılma geçmişine bağlı olarak bir dev gezegen, buz devi ya da karasal gezegen oluşabilir.[5][6][7] Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün düzenli uydularının da benzer şekilde oluştuğu düşünülse de,[8][9] Triton muhtemelen Neptün tarafından yakalanmış,[10] Dünya'nın uydusu Ay[11] ile Plüton'un uydusu Charon ise tahminen çarpışmalar sonucu oluşmuştur.[12]

Bir önyıldız tutuşup bir yıldız hâline gelecek kadar büyüdüğünde, geride kalan disk fotobuharlaşma, Güneş rüzgârı, Poynting-Robertson sürüklenmesi ve diğer benzer etkilerle içeriden dışarıya doğru kaybedilir.[13][14] Bundan sonra dahi birbirleri veya bir yıldızın yörüngesinde dönen öngezegenler varlıklarını sürdürebilir fakat birçoğu zaman içinde birbirleriyle çarpışarak daha büyük bir gezegen oluşturur ya da içeriğindeki maddeleri etrafına yayarak bu maddelerin kendilerinden daha büyük öngezegen veya gezegenler tarafından emilmesine sebep olurlar.[15] Yeterince büyük hâle gelen bu gök cisimleri, komşu yörüngelerindeki maddenin büyük çoğunluğunu yakalayarak birer gezegene dönüşürler. Baska bir gök cismiyle çarpışmamış öngezegenler, kütleçekimsel yakalanma süreciyle başka bir gezegenin doğal uydusu haline gelebilir ya da diğer gök cisimlerinin kuşaklarında kalarak cüce gezegen veya küçük cisimlere dönüşebilirler.[16][17]

Süpernova kalıntısı püskürüğü, gezegen oluşumunu sağlayan maddeleri üretirken.

Daha küçük gezegenimsilerin çarpması (ve aynı zamanda radyoaktif bozunma) büyüyen gezegeni ısıtır ve en azından kısmen erimesine yol açar. Gezegenin içi yoğunluk bakımından farklılaşmaya başlar ve daha yüksek yoğunluklu malzemeler çekirdeğe doğru batar.[18] Daha küçük karasal gezegenler bu yığılma nedeniyle atmosferlerinin büyük çoğunluğunu kaybederler ancak kaybolan gazlar gezegenin mantosundan gaz çıkışıyla ve kuyruklu yıldızların gezegene çarpmasıyla yenilenebilir (daha küçük gezegenler ise elde ettikleri tüm atmosferi çeşitli kaçış süreçleriyle kaybederler[19]).[20]

Güneş'ten başka yıldızların etrafında gezegen sistemlerinin bulunduğunun keşfi ve gözlemiyle bu hesabı detaylandırmak, gözden geçirmek ve hatta yenilemek mümkün hâle gelir. Atom numarası 2'den (helyum) büyük olan elementlerin bolluğunu tanımlayan metallik düzeyi teriminin, bir yıldızın gezegenlere sahip olma olasılığını belirlediği düşünülür.[21][22] Bu nedenle, metal açısından zengin bir öbek I yıldızının, metal açısından fakir bir öbek II yıldızından muhtemelen daha büyük çapta bir gezegen sistemine sahip olacağı düşünülür.[23]

Güneş Sistemi'ndeki gezegenler

değiştir
Güneş Sistemi - boyutlar ölçeklidir ancak uzaklıklar ölçekli değildir
Güneş ve Güneş Sistemi'nin sekiz gezegeni
Güneş Sistemi'nin iç gezegenleri Merkür, Venüs, Dünya ve Mars

IAU tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen vardır.[24] Bunlar Güneş'e yakınlık sıralarına göre en yakından en uzağa sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Jüpiter, Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegen olup, Dünya'nın 318 katı kadar kütleye sahiptir. Merkür ise 0,055 Dünya kütlesindedir ve Güneş Sistemi'ndeki en küçük gezegendir.[25]

Güneş Sistemi'ndeki gezegenler, bileşimlerine göre kategorilere ayrılabilirler. Karasal gezegenler Dünya'ya benzer ve çoğunluğu kayaç ve metalden oluşur. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars, Güneş Sistemi'ndeki karasal gezegenlerdir. Dünya Güneş Sistemi'ndeki en büyük karasal gezegendir.[26] Dev gezegenler olan Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün, karasal gezegenlerden dikkate değer ölçüde daha büyüktür.[26] Dev gezegenler, bileşim açısından karasal gezegenlerden farklıdırlar. Birer gaz devi olan Jüpiter ve Satürn temel olarak hidrojen ve helyumdan oluşur ve Güneş Sistemi'ndeki en yüksek kütleli gezegenlerdir. Satürn, 95 Dünya kütlesi kadardır ve bu kütle Jüpiter'in ancak üçte birine tekabül eder.[27] Buz devleri olan Uranüs ve Neptün ana olarak su, metan ve amonyak gibi düşük kaynama noktalı maddelerden oluşur ve hidrojen ile helyumdan oluşan yoğun bir atmosfere sahiptirler. Uranüs ve Neptün, gaz devlerine kıyasla daha düşük kütlelilerdir (14 ila 17 Dünya kütlesi).[27]

Cüce gezegenler kütleçekim etkisiyle yuvarlak hâldedirler ancak yörüngelerini diğer gök cisimlerinden temizlemiş değildirler. Güneş'ten ortalama uzaklık sırasına göre, gök bilimciler arasında genel kabul görenler Ceres, Orcus, Plüton, Haumea, Quaoar, Makemake, Gonggong, Eris ve Sedna'dır.[28][29] Ceres, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında yer alan asteroit kuşağındaki en büyük gök cismidir. Diğer sekizinin hepsi Neptün ötesi yörüngede bulunur. Orcus, Plüton, Haumea, Quaoar ve Makemake, Neptün'ün yörüngesinin ötesinde yer alan Kuiper Kuşağı'nda bulunur. Gonggong ve Eris, Kuiper Kuşağı'ndan biraz daha uzakta bulunan ve Neptün ile etkileşimlerde Kuiper Kuşağı'na göre nispeten daha kararsız olan dağınık diskte bulunur. Sedna bilinen en büyük ayrık cisimdir. Ayrık cisimler, hiçbir zaman Güneş Sistemi gezegenlerinden herhangi biriyle etkileşime girecek kadar Güneş'e yaklaşmazlar ve yörüngelerinin kökenleri de hâlâ tartışılır. Katı bir yüzeye sahip olmaları bakımından dokuzu da karasal gezegenlere benzese de, kayaç ve metal yerine buz ve kayaçtan meydana gelmişlerdir. Dahası, hepsi Merkür'den daha küçüktür; Plüton boyutu bakımından bilinen en büyük cüce gezegen, Eris ise en yüksek kütleli cüce gezegendir.[30][31]

Güneş Sistemi'nde az on dokuz gezegen kütleli uydu veya uydu gezegen (elipsoit şekiller alabilecek kadar büyük uydular) vardır:[32]

Ay, İo ve Europa karasal gezegenlerle benzer bileşimlere sahiptir; diğerleri cüce gezegenler gibi buz ve kayadan, Tethys ise neredeyse saf buzdan oluşur. Europa genellikle buzlu bir gezegen olarak kabul edilir çünkü yüzeyindeki buz tabakası iç kısmının incelenmesini zorlaştırır.[26][32] Ganymede ve Titan yarıçap bakımından Merkür'den daha büyüktür. Callisto'nun da yarıçapı neredeyse Merkür'e eşittir fakat üçünün de kütlesi Merkür'e kıyasla daha azdır. Mimas, Dünya'nın kütlesinin yaklaşık altı milyonda biri kadar olan kütlesiyle genel olarak jeofiziksel açıdan gezegen olduğu kabul edilen en küçük cisimdir ancak jeofiziksel anlamda gezegen sayılamayacak ama daha büyük birçok cisim bulunur (örneğin Salacia).[28]

Güneş Sistemi'ndeki jeofiziksel açıdan gezegen olarak kabul edilen gök cisimlerinin tam sayısı bilinmez. Önceleri potansiyel olarak yüzlerce sayıda olduğu düşünülürken artık sadece çift haneli sayılarla ifade edilecek kadar düşük sayılarda oldukları tahmin edilir.[33]

Ötegezegenler

değiştir
 
Yıllara göre ötegezegen keşifleri ve keşif metotları.[34]

Ötegezegen (veya Güneş dışı gezegen), Güneş Sistemi'nin dışında bulunan gezegenlere verilen isimdir. 20 Ağustos 2024 itibarıyla, 4.963 gezegen sisteminde varlığı doğrulanmış 7.255 ötegezegen bulunmaktadır ve bu gezegen sistemlerinden 1.015 kadarı birden fazla gezegene sahiptir.[35][36][37][38] Kütleçekimsel mikromercekleme verilerini analiz eden 2012 tarihli bir araştırmanın sonucuna göre, Samanyolu'ndaki her yıldızın yörüngesinde ortalama en az 1,6 gezegen olduğu tahmin edilir.[39]

1992'nin başlarında, radyo astronomları Aleksander Wolszczan ve Dale Frail, PSR B1257+12 adlı pulsarın yörüngesinde dönen iki gezegenin keşfini duyurdular.[40] Bu keşif doğrulanmış olup, genellikle ötegezegenlerin ilk kesin tespiti olarak kabul edilir. Araştırmacılar, pulsarı meydana getiren süpernovadan arta kalan bir disk kalıntısından oluştuklarını tahmin eder.[41]

Sıradan bir anakol yıldızının yörüngesindeki bir ötegezegenin ilk doğrulanmış keşfi, Cenevre Üniversitesi'nden Michel Mayor ve Didier Queloz'un 51 Pegasi civarında bir ötegezegen tespitini duyurduğu 6 Ekim 1995 tarihinde gerçekleşti.[42] Bu tarihten uzay aracı Kepler'in yeni keşiflerine kadar bilinen bütün ötegezegenler, kütle bakımından Jüpiter ile karşılaştırılabilir seviyede olmaları veya daha kolay tespit edilebilmeleri dolayısıyla Jüpiter'den daha büyük gaz devleriydi. Kepler'in aday gezegenler kataloğu, boyut bakımından çoğunlukla Neptün büyüklüğündeki gezegenlerden Merkür'den daha küçük gezegenlere kadar değişiklik gösterir.[43][44]

20 Aralık 2011'de Kepler uzay teleskobu ekibi, Güneş benzeri bir yıldız olan Kepler-20'nin yörüngesinde dönen ilk Dünya büyüklüğündeki ötegezegenler olan Kepler-20e[45] ve Kepler-20f'nin[45] keşfini bildirdi.[46][47][48] O zamandan bu yana, yaklaşık olarak Dünya ile aynı büyüklükte 100'den fazla ötegezegen tespit edildi ve bunların 20'si yörüngesinde oldukları yıldızlarının yaşanabilir bölgesinde (yeterli atmosferik basınç sağlandığında karasal bir gezegenin yüzeyinde sıvı su bulundurabileceği yörünge aralığı) bulunur.[38][49][50] Güneş benzeri her 5 yıldızdan 1'inin yaşanabilir[b] bölgesinde "Dünya büyüklüğünde"[c] bir gezegen bulunur, bu nedenle en yakınının Dünya'dan 12 ışıkyılı uzaklıkta olduğu düşünülür.[51][52] Bu tür karasal gezegenlerin oluşum sıklığı, Samanyolu'ndaki akıllı ve iletişim kurabilen uygarlıkların sayısını tahmin eden Drake denklemindeki değişkenlerden biridir.[53]

Dünya gibi kayalık olabilen dev dünyalar veya Neptün gibi uçucu madde ve gazların karışımından oluşan mini Neptünler gibi Güneş Sistemi'nde olmayan bazı gezegen çeşitleri de bulunur. Dünya'nın kütlesinin yaklaşık iki katından daha az olan gök cisimlerinin Dünya gibi kayalık olması beklenir. Fakat iki katından fazla olan gök cisimleri, Neptün gibi uçucu maddelerin ve gazların bir karışımından meydana gelir.[54] Dünya'nın yarıçapının 1,75 katı, bu iki gezegen çeşidi arasında olası bir ayrım noktasıdır.[55]

Dünya'nın kütlesinin 5,5-10,4 katı kütleye sahip Gliese 581c gezegeni, potansiyel anlamda yaşanabilir bölgede olduğu için ilk keşfedildiğinde dikkat çekti[56] fakat daha sonraki çalışmalarda bu gezegenin yaşanabilir olabilmesi için yıldızına fazla yakında bulunduğu sonucuna varıldı.[57] Kahverengi cüceler içinde değerlendirilebilecek ve Jüpiter'den daha büyük gezegenlerin varlığı da bilinmez.[58]

Ana yıldızlarına Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegenin Güneş'e olan yakınlığına göre çok daha yakın olan ötegezegenler bulunmuştur. Güneş'e 0,4 AU ile en yakın gezegen olan Merkür'ün Güneş etrafındaki bir turu 88 gün sürerken, ultra kısa dönemli gezegenler bir günden daha kısa sürede bir tam turu tamamlayabilir. Kepler-11 sisteminde Merkür'ünkinden daha kısa bir yörüngede bulunan beş gezegen vardır ve bu gezegenlerin hepsi Merkür'den çok daha büyüktür. Yörüngesinde bulundukları yıldıza çok yakın oldukları için buharlaşmadan ötürü sadece bir çekirdekten ibaret kalan kitonyen gezegenlere dönüşen 51 Pegasi b gibi[42] sıcak Jüpiterler bulunur. Yıldızlarından çok daha uzakta olan ötegezegenler de bulunur. Neptün, Güneş'ten 30 AU uzaklıktadır ve Güneş etrafında tam tur atması 165 yıl sürer fakat yıldızlarından binlerce AU uzaklıkta olan ve kendi yıldızlarının etrafında bir tam tur atması bir milyon yıldan fazla süren ötegezegenler vardır (örneğin COCONUTS-2b).[59]

Nitelikler

değiştir

Her gezegenin benzersiz fiziksel özellikleri olmasına rağmen, aralarında birçok ortak nokta vardır. Halkalar veya doğal uydular gibi özelliklerden bazıları henüz yalnızca Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerde gözlemlenirken diğer bazı özellikler de ötegezegenlerde sıkça gözlemlenir.[60]

Dinamik özellikler

değiştir

Yörünge

değiştir
 
Plüton'unkine kıyasla Neptün'ün yörüngesi. Plüton'un yörüngesinin, Neptün'ün yörüngesine göre uzamasına (dış merkezlik) ve ekliptikle arasındaki geniş açıya (eğiklik) dikkat edin.

Güneş Sistemi'ndeki tüm gezegenler Güneş'in etrafında Güneş'in kendi etrafında döndüğü yönde döner. Bu yön Güneş'in kuzey kutbunun üzerinden bakıldığında saat yönünün tersinedir. En az bir ötegezegenin, WASP-17b'nin, ana yıldızının dönüşünün tersi yönde bir yörüngede olduğu bulundu.[61] Bir gezegenin yörüngesini baştan sona bir kez tamamlamasına o gezegenin yörünge periyodu veya yılı denir.[62]

Hiçbir gezegenin yörüngesi tam olarak dairesel değildir ve bu nedenle her birinin etrafında döndüğü yıldızdan uzaklığı yıl boyunca değişir. Bir gezegenin yıldızına en yakın olduğu noktaya Güneş Sistemi'nde periastron veya perihelion (günberi) adı verilirken, yıldızdan en uzak mesafesine de apastron veya aphelion (günöte) adı verilir. Bir gezegen periastrona yaklaşırken, tıpkı Dünya'da yere düşen bir nesnenin düşerken hızlanması gibi yerçekimi potansiyel enerjisi kinetik enerjiye dönüşür ve hızlanır. Gezegen apastrona yaklaştığındaysa, tıpkı Dünya'da yukarı doğru fırlatılan bir nesnenin yavaşlaması gibi yörüngesinin en ucuna yaklaştığı için yavaşlar.[63]

Her gezegenin yörüngesi bir dizi öğeyle tanımlanır:

  • Bir yörüngenin dış merkezliği, gezegenin eliptik (oval) yörüngesinin uzama derecesini açıklar. Düşük dış merkezlikli gezegenler daha dairesel yörüngelere sahipken, yüksek dış merkezlikli gezegenler daha eliptik yörüngelere sahiptir. Güneş Sistemi'ndeki gezegenler ve büyük uyduları nispeten düşük dış merkezliklere ve bu nedenle neredeyse daire şeklindeki yörüngelere sahiptir.[62] Kuyruklu yıldızlar, birçok Kuiper Kuşağı cismi ve birkaç ötegezegen ise çok yüksek dış merkezliklere ve bu nedenle son derece eliptik yörüngelere sahiptir.[64][65]
  • Yarı büyük eksen, gezegenin yörüngesinin boyutunu verir. Bu, gezegenin eliptik yörüngesinin orta noktasından en uzun çapına olan mesafedir. Bu mesafe, hiçbir gezegen yörüngesinde yıldız tam olarak merkez noktada bulunmadığı için apastron ile aynı anlama gelmez.[62]
  • Bir gezegenin yörünge eğikliği, yörüngesinin kurulu bir referans düzlemine göre ne kadar yukarı veya aşağıya eğik olduğunu belirtir. Güneş Sistemi'nde referans düzlemi, Dünya'nın yörünge düzlemi olan ekliptiktir. Ötegezegenler için gökyüzü düzlemi veya gök düzlemi olarak bilinen bu düzlem, Dünya'dan bakıldığında gözlemcinin görüş çizgisine dik olan düzlemdir.[66] Güneş Sistemi'nin sekiz gezegeni, ekliptiğe çok yakınken, kuyruklu yıldızlar ve Plüton gibi Kuiper Kuşağı cisimleri ekliptiğin çok daha uç açılarında bulunurlar.[67] Büyük uydular genellikle uydusu oldukları gezegenlerin ekvatorlarına göre çok eğik durumda değildir, ancak Dünya'nın uydusu Ay, Satürn'ün uydusu Iapetus ve Neptün'ün uydusu Triton birer istisnadır. Triton, gezegeninin dönüş yönünün tersine, yani geri yönlü yörüngeye sahip olması dolayısıyla büyük uydular arasında benzersizdir.[68]
  • Bir gezegenin referans düzlemi üzerinden yukarı ve aşağı geçtiği noktalara çıkış ve iniş düğümleri denir.[62] Çıkış düğümü boylamı, referans düzleminin 0 boylamıyla gezegenin çıkış düğümü arasındaki açıdır. Enberi açısı (Güneş Sistemi'nin perihelionu) ise bir gezegenin çıkış düğümüyle yıldıza en yakın olduğu nokta arasındaki açıdır.[62]

Eksen eğikliği

değiştir
 
Dünya'nın eksen eğikliği, yaklaşık olarak 23,4°'dir. Bu değer, 41.000 yıllık bir döngüde 22,1° ile 24,5° arasında salınır ve şu anda azalır.

Gezegenlerin eksen eğikliklerinde farklı dereceler bulunur. Gezegenler, yıldızlarının ekvator düzlemine göre bir açıyla dönerler. Bu, her yarım kürenin yıl boyunca aldığı ışık miktarının değişmesine neden olur; Kuzey Yarımküre yıldızdan uzaklaştığında, Güney Yarımküre yıldıza doğru yönelir veya bunun tam tersi gerçekleşir. Her gezegenin dolayısıyla mevsimleri vardır ve bu da yıl boyunca iklimde değişikliklere yol açar. Her yarımkürenin yıldızına en uzak veya en yakın olduğu zamanlara gündönümü adı verilir. Her gezegenin yörüngesi boyunca iki gündönümü vardır; bir yarımküre yaz gündönümünde en uzun gündeyken diğer yarımküredeyse kış gündönümünde en kısa gün gerçekleşir. Her yarımkürenin aldığı ışık ve ısı miktarındaki fark, gezegenin her iki yarısı için hava durumunda yıllık değişikliklere neden olur. Jüpiter'in eksen eğikliği çok küçüktür, bu yüzden mevsimden mevsime gerçekleşen değişiklikler minimum düzeydedir; Uranüs ise aşırı düzeyde eksen eğikliğine sahiptir ve neredeyse yan yatmış durumdadır. Bu da Uranüs'ün yarımkürelerinin gündönümleri sırasında sürekli olarak güneş ışığına veya karanlığa maruz kaldığı anlamına gelir.[69] Güneş Sistemi'nde, Merkür, Venüs, Ceres ve Jüpiter'de çok küçük eksen eğikliği; Pallas, Uranüs ve Plüton'da aşırı eksen eğikliği; Dünya, Mars, Vesta, Satürn ve Neptün'de ise orta derecede eksen eğikliği vardır.[70][71][72][73] Ötegezegenlerde ise eksen eğiklikleri kesin olarak bilinmez, ancak çoğu sıcak gaz devinin, yıldızlarına olan yakınlıklarının bir sonucu olarak ihmal edilebilir bir eksen eğikliğine sahip olduğu düşünülür.[74] Benzer şekilde, gezegen büyüklüğündeki uyduların eksen eğikliği dereceleri neredeyse sıfırdır[75] ve Ay, 6,687° eğikliği ile bu konuda en büyük istisnadır.[76] Bunlara ek olarak, Callisto'nun eksen eğikliği binlerce yıllık zaman dilimlerinde 0° ila 2° arasında değişir.[77]

Gezegenler, merkezlerinden geçen görünmez eksenler etrafında döner. Bir gezegenin dönme süresine yıldız günü denir. Güneş Sistemi'ndeki çoğu gezegen, Güneş etrafında saat yönünün tersine, yani Güneş'in kuzey kutbu üzerinden bakıldığında saat yönünün tersine doğru döner. Venüs[78] ve Uranüs[79] bu konuda birer istisna olup saat yönünün tersine doğru dönerler ancak Uranüs'ün aşırı eksen eğikliği nedeniyle "kuzey" kutbunun hangisi olduğu konusunda farklı teamüller bulunur. Bu yüzden bu gezegenlerin saat yönünde mi yoksa saat yönünün tersine mi döndüğü konusunda da farklı yaklaşımlar vardır.[80] Uranüs, hangi teamülün kullanıldığına bakılmaksızın yörüngesine göre geri yönlü bir şekilde döner.[79]

 
Güneş Sistemi gezegenlerinin ve Ay'ın dönme süresi (10.000 kez hızlandırılmıştır, negatif değerler geri yönlü hareketi gösterir), basıklık ve eksen eğikliğinin karşılaştırması (SVG animasyonu 10 Temmuz 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.)

Bir gezegenin dönüşü, oluşumu sırasında çeşitli etkenlerle tetiklenebilir. Yığılan cisimlerin tek başına sebep oldukları açısal momentum, gezegenin toplamında da bir açısal momentumun oluşmasını tetikleyebilir. Dev gezegenlerde gaz yığılması, açısal momentumun oluşumuna sebep olur. Gezegenin oluşma sürecinin son aşamalarında, öngezegenlerin birleşimi esnasında gerçekleşebilecek stokastik bir süreç, gezegenin dönme eksenini rastgele değiştirebilir.[81] Gezegenler arasında gün uzunluğunda büyük bir farklılık vardır; Venüs'ün kendi etrafında dönmesi 243 gün sürerken, dev gezegenler için bu süre birkaç saattir.[82] Ötegezegenlerin kendi etrafında dönme süreleri bilinmez, ancak sıcak gaz devleri yıldızlarına olan yakınlıkları nedeniyle kütleçekimsel olarak kilitlenmiş durumdadırlar (yani yörüngeleri dönüşleriyle senkronizedir). Bu da bu gezegenlerin yıldızlarına daima sadece bir yüzünü gösterdiği anlamına gelir, bir tarafı sürekli gündüz, diğer tarafı ise sürekli gecedir.[83] Güneşe en yakın olan gezegenler olan Merkür ve Venüs benzer şekilde çok yavaş bir şekilde kendi etraflarında dönerler. Merkür, Güneş etrafındaki her iki devri için üç kez kendi etrafında döndüğü bir kütleçekim kilidindedir.[84] Venüs'ün ise kendi etrafında dönüşü, kütleçekim kuvvetlerinin yavaşlatması ve Güneş ısısıyla oluşan atmosfer gelgitlerinin hızlandırması arasında bir denge durumunda olabilir.[85][86]

Tüm büyük uydular, ana gezegenleriyle kütleçekim kilidindedir.[87] Tıpkı Plüton ve Charon gibi[88] Eris ve Dysnomia da birbirlerine kütleçekimsel olarak kilitlenmiştir.[89] Orcus ve uydusu Vanth, birbirleriyle karşılıklı kütleçekim kilidi olan gezegenlere bir başka örnek olabilir ancak bu konu hakkındaki veriler kesin değildir.[90] Bilinen dönme sürelerine sahip olan diğer cüce gezegenler, Dünya'dan daha hızlı döner. Örneğin Haumea o kadar hızlı döner ki şekli bozulmuş ve üç eksenli bir elipsoit hâline gelmiştir.[91] Tau Boötis b adlı ötegezegen ve etrafında döndüğü yıldız Tau Boötis'in birbiriyle karşılıklı kütleçekim kilidinde olduğu görünür.[92][93]

Yörünge temizleme

değiştir

IAU tanımına göre, bir gezegenin belirleyici dinamik özelliği etrafını temizlemiş olmasıdır. Etrafını temizlemiş bir gezegen, yörüngesindeki tüm küçük gezegenimsi cisimleri toplamak veya süpürmek için yeterli kütleyi biriktirmiştir. Bu durumda gezegen, diğer benzer boyuttaki gök cisimleriyle yörüngesini paylaşmak yerine, yıldızı etrafında tek başına döner. Yukarıda açıklandığı üzere bu özellik, IAU'nun Ağustos 2006'da açıklanan resmî gezegen tanımının bir parçasıdır ve zorunlu hâle getirilmiştir.[24] Şu ana kadar bu kriter yalnızca Güneş Sistemi'ne uygulansa da, keşfedilen birçok genç ötegezegen sisteminde kanıtlara göre çöküntü çemberlerinde yörünge temizliğinin gerçekleştiği görülür.[94]

Fiziksel özellikler

değiştir

Boyut ve şekil

değiştir

Kütleçekimi, gezegenleri yaklaşık olarak küresel bir şekle getirdiği için bir gezegenin boyutu yine yaklaşık bir ortalama yarıçapla ifade edilebilir (örneğin, Dünya yarıçapı veya Jüpiter yarıçapı). Bununla birlikte, gezegenler tamamıyla küresel değildir. Örneğin, Dünya'nın kendi etrafında dönüşü kutuplarda hafifçe basıklaşmasına ve ekvator çevresinde bir şişkinliğe neden olur.[95] Bu nedenle Dünya'nın şekli tam anlamıyla bir küreden ziyade ekvator çapının, kutuptan kutuba çapından 43 kilometre (27 mi) daha büyük olduğu basık bir küredir.[96] Genellikle bir gezegenin şekli, sferoidin kutupsal ve ekvatoral yarıçapları verilerek veya bir referans elipsoidi belirlenerek açıklanabilir. Bu tür bir belirlemeyle gezegenin basıklığı, yüzey alanı ve hacmi hesaplanabilir; boyutu, şekli, dönme hızı ve kütlesi bilindiğinde normal kütleçekimi de hesaplanabilir.[97]

Bir gezegenin belirleyici fiziksel özelliği, kendi kütleçekim kuvvetinin, fiziksel yapısını bağlayan elektromanyetik kuvvetlere üstün gelmesi için yeterince büyük olmasıdır. Bu durum hidrostatik dengenin oluşmasını ve böylece tüm gezegenlerin küresel veya sferoit bir şekil almasını sağlar. Gök cisimleri kimyasal yapılarına bağlı olarak değişkenlik gösteren belli bir kütle değerine kadar düzensiz bir şekle sahip olabilir ancak bu belli kütle değeri aşıldığında, kütleçekim kuvveti cismi bir küre hâline çökene kadar kendi kütle merkezine doğru çeker.[98]

Kütle, gezegenleri yıldızlardan ayıran temel özelliktir. Güneş Sistemi'nde Güneş ve Jüpiter kütleleri arasında bir kütleye sahip hiçbir cisim yoktur ancak bu büyüklüklerde ötegezegenler bulunur. Alt yıldız kütlesi sınırının Jüpiter'in yaklaşık 75 ila 80 katı (MJ) olduğu tahmin edilir. Alt yıldız kütlesi sınırının yaklaşık olarak Jüpiter'in 75 katı (MJ) olduğu tahmin edilirken, güneş tipi izotop bolluğuna sahip gök cisimleri için üst gezegen kütlesi sınırı yalnızca yaklaşık 13 MJ'dir. Bu noktadan sonra gök cismi döteryum nükleer füzyonu için uygun koşullara ulaşır. Güneş Sistemi'nde Güneş haricinde böyle bir kütleye sahip gök cismi yoktur fakat bu boyutta ötegezegenler bulunur. 13 MJ sınırı evrensel olarak kabul edilmez ve Extrasolar Planets Encyclopaedia, 60 MJ'ye kadar[99] ve Exoplanet Data Explorer 24 MJ'ye kadarki gök cisimlerini gezegen kategorisine dahil eder.[100] Gezegen kütlesi ve yarıçapı arasındaki ilişki, döteryum füzyonunun başlangıcıyla dikkate değer ölçüde değişmez. Gezegen yarıçapı, herhangi bir gök cisminin kütlesi Satürn kütlesinden (dikkate değer seviyede sıkışmanın başladığı kütle değeridir), Güneş kütlesinin (M) 0,08 kadarına (yaklaşık 80 MJ olup hidrojen yanması ve bir kırmızı cüceye dönüşümün başlangıcıdır) kadar yaklaşık olarak sabit kalır ve bu nedenle bazı bilim insanları, kahverengi cücelerin de birer gezegen olarak kabul edilmesi gerektiğini savunur.[54]

Bilinen en küçük ötegezegenlerden biri olan ve kütlesi isabetli bir şekilde bilinen PSR B1257+12 A, bir pulsarın yörüngesinde olup 1992 yılında keşfedildi. Kütlesi Merkür'ün yaklaşık yarısı kadardır.[101] Daha da küçük olan WD 1145+017 b, bir beyaz cüce etrafında döner. Kütleçekimi yaklaşık olarak cüce gezegen Haumea'nın kütleçekimi kadardır ve genellikle küçük gezegen olarak adlandırılır.[102] Güneş dışında, Güneş benzeri bir anakol yıldızının etrafında dolandığı bilinen en küçük gezegen, muhtemelen Ay'dan biraz daha yüksek bir kütleye sahip olan Kepler-37b'dir.[44] Genellikle jeofiziksel olarak gezegen olarak kabul edilen Güneş Sistemi'ndeki en küçük gök cismi Satürn'ün uydusu Mimas'tır. Mimas'ın yarıçapı Dünya'nın yaklaşık %3,1'i ve kütlesi Dünya'nın yaklaşık %0,00063'ü kadardır.[103] Satürn'ün daha küçük bir uydusu olan Phoebe, Dünya'nın yarıçapının %1,7'si[104] ve Dünya'nın kütlesinin %0,00014'ü kadarlık bir asteroit olarak kabul edilir.[103] Phoebe'nin geçmişte hidrostatik dengeye ve farklılaşmaya ulaştığı ancak çarpışmalarla şeklinin bozulduğu düşünülür.[105] Bazı asteroitler, bir zamanlar yığılma ve farklılaşmaya başlamış fakat yıkıcı çarpışmalar sonucu sadece metalik veya kayalık bir çekirdekten[106][107][108] ya da çarpışma kalıntılarının yeniden bir araya gelmesinden ibaret birer öngezegen kalıntıları olabilir.[109]

İç farklılaşma

değiştir
 
Jüpiter'in merkezindeki kayaç çekirdeğini kaplayan derin metalik hidrojen katmanını gösteren bir illüstrasyon

Her gezegen, ilk oluşmaya başladığı sırada akışkan hâldeydi. İlk oluşum sırasında daha yoğun ve ağır maddeler gezegenin merkezine çökerken, daha hafif maddeler de yüzeye yakın kaldılar. Dolayısıyla her bir gezegenin yoğun bir çekirdeği ve çekirdeğini çevreleyen, şimdi veya daha önceleri akışkan hâlde bulunan bir mantodan oluşan farklılaşmış bir iç kısmı bulunur. Karasal gezegenlerin mantosu sert kabuklar altında bulunurken[110] dev gezegenlerin mantosu direkt olarak üst bulut katmanlarına karışmış durumdadır. Karasal gezegenlerin çekirdekleri demir ve nikel gibi elementlerden oluşurken, mantoları da silikatlardan oluşur. Jüpiter ve Satürn'ün, kayaç ve metal çekirdekleri olduğu düşünülür. Bu çekirdeklerin etrafında bir metalik hidrojen mantosu bulunur.[111] Jüpiter ve Satürn'den daha küçük olan Uranüs ve Neptün'ün, su, amonyak, metan ve diğer buzlardan oluşan mantolarla çevrili kayaç çekirdekleri vardır.[112] Bu gezegenlerin çekirdeklerindeki akışkan hareketi, manyetik alan üreten bir jeodinamo yaratır.[110] Benzer farklılaşma süreçlerinin, bazı büyük uydular ve kimi cüce gezegenlerde de gerçekleşmiş olması muhtemeldir fakat bu süreç her zaman tamamlanmış olmayabilir. Ceres, Callisto ve Titan'ın farklılaşma sürecinin tamamlanmadığı gözlemlenir.[113][114] Çarpışmalar sebebiyle yuvarlak olmadığı için bir cüce gezegen sayılmayan asteroit Vesta'nın, tıpkı Venüs, Dünya ve Mars gibi farklılaşmaya uğramış bir iç yapısı vardır.[108]

Atmosfer

değiştir
 
Dünya'nın atmosferi

Merkür hariç[115] Güneş Sistemi'ndeki tüm gezegenler, yüzeylerine yakın gazları tutabilmek için yeterli kütleçekimine sahip olduklarından dolayı dikkate değer bir atmosfere sahiptirler. Satürn'ün en büyük uydusu olan Titan, Dünya'nın atmosferine kıyasla daha yoğun bir atmosfere sahiptir;[116] Neptün'ün en büyük uydusu Triton[117] ve cüce gezegen Plüton'un atmosferlerinin yoğunluğu ise daha azdır.[118] Bu gezegenlerden daha büyük olan dev gezegenler, hafif gazlar olan hidrojen ve helyumu büyük miktarlarda tutacak kadar yüksek kütleye sahiptir. Öte yandan daha küçük gezegenler ise bu gazları uzaya kaybeder.[119] Yıldızlar arası gezegenlerin analizi, bu hafif gazları tutabilme eşiğinin yaklaşık olarak 2,0+0,7
-0,6
ME civarında olduğunu gösterir; bu da Dünya ve Venüs'ün karasal gezegenler için maksimum boyuta yakın olduğu anlamına gelir.[54]

Dünya'nın atmosferi, Dünya üzerinde meydana gelen çeşitli yaşamsal süreçlerin serbest oksijen molekülü üretmesi nedeniyle diğer gezegenlerden farklı bir bileşime sahiptir.[120] Mars ve Venüs'ün atmosferlerinde en fazla bulunan gaz karbondioksittir ancak yoğunlukları açısından atmosferleri birbirlerinden farklılık gösterir. Mars atmosferinin ortalama yüzey basıncı Dünya atmosferinin %1'inden daha azdır (bu basınç, suyun sıvı hâlde bulunmasına engel olacak kadar düşüktür),[121] Venüs atmosferinin ortalama yüzey basıncıysa Dünya'nın yaklaşık 92 katıdır.[122] Venüs atmosferinin, geçmişte meydana gelen bir kaçak sera etkisi sonucu oluştuğu muhtemeldir. Bu durum Venüs'ü yüzey sıcaklığı açısından, Merkür'den bile daha sıcak kılar.[123] Zorlu yüzey koşullarına rağmen, yerden 50–55 km yükseklikte Venüs atmosferinin sıcaklık ve basınç değerleri Dünya koşullarına benzerdir (Dünya dışında bu durumun Güneş Sistemi'nde görüldüğü tek yerdir) ve bu bölge, gelecekte gerçekleştirilecek mürettebatlı keşif görevleri için olası bir üs olarak önerilmiştir.[124] Titan ise Güneş Sistemi'nde Dünya dışında atmosferi azot açısından zengin olan tek gök cismidir. Dünya'nın koşulları, suyun üçlü noktasına yakın olduğu için suyun gezegen yüzeyinde üç farklı hâlde var olmasına imkân tanırken, Titan'ın koşulları da metanın üçlü noktasına yakındır.[125]

Gezegen atmosferleri, değişen güneş ışınımından veya gezegenin iç enerjisinden etkilendiğinden, bu durum dinamik hava sistemlerinin oluşmasına neden olur. Dünya'daki kasırgalar, Mars'ta gezegen boyunca gerçekleşen kum fırtınaları, Jüpiter'deki (Büyük Kırmızı Leke olarak adlandırılan) Dünya'dan daha büyük antisiklon ve Neptün'ün atmosferindeki lekeler, bu sistemlere verilebilecek örneklerdendir.[69] HD 189733 b üzerindeki Büyük Kırmızı Leke'den iki kat daha büyük olan sıcak bölge,[126] Jüpiter tipinde sıcak bir gezegen olan Kepler-7b'deki bulutlar,[127] bir süper dünya olan GJ 1214 b vb. gibi örnekler, ötegezegenlerde tespit edilen hava durumu modelleri arasındadır.[128][129]

Tıpkı kuyruklu yıldızların kuyruklarını kaybetmesi gibi, sıcak Jüpiterlerin de yörüngesinde döndükleri yıldızlarına oldukça yakın bulunmalarından dolayı yıldız radyasyonu nedeniyle atmosferlerinin uzaya dağıldığı kanıtlanmıştır.[130][131] Bu gezegenlerin gündüz ve gece tarafları arasında süpersonik rüzgârlar üreten büyük sıcaklık farkları olabilir[132] ancak bunu etkileyen birden fazla faktör söz konusudur ve gündüzle gecelerin sıcaklık farkını etkileyen atmosfer dinamiklerinin ayrıntıları karmaşıktır.[133][134]

Manyetosfer

değiştir
 
Dünya'nın manyetosferi (şema)

Gezegenlerin dikkate değer özelliklerinden biri de manyetosferlerin oluşmasını sağlayan içsel manyetik momentleridir. Manyetik alanın varlığı gezegenin jeolojik anlamda hâlâ canlı olduğunu gösterir. Başka bir deyişle, manyetize gezegenlerin iç kısımlarında manyetik alanlarını oluşturan, iletken madde akışları vardır. Bu alanlar gezegenlerin Güneş rüzgârıyla etkileşimini dikkate değer ölçüde değiştirir. Manyetize bir gezegen, kendi etrafında manyetosfer adı verilen ve Güneş rüzgârının nüfuz edemediği bir boşluk yaratır. Manyetosfer, gezegenin kendisinden çok daha büyük olabilir. Buna karşın manyetize olmayan gezegenler, sadece iyonosferin Güneş rüzgârıyla etkileşiminden oluşan ve gezegeni etkin bir şekilde koruyamayan küçük manyetosferlere sahiptir.[135]

Güneş Sistemi'ndeki sekiz gezegenden sadece Venüs ve Mars'ın bir manyetik alanı yoktur.[135] Manyetize gezegenler arasında Merkür manyetik alanı en zayıf olanıdır ve Güneş rüzgârını ancak saptırabilir. Jüpiter'in uydusu Ganymede, Merkür'den birkaç kat daha güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter'in manyetik alanı Güneş Sistemi'ndeki en güçlü manyetik alandır (öylesine yoğundur ki Jüpiter'e Callisto'dan daha yakın olan tüm uydularına yapılacak mürettebatlı keşifler için ciddi bir sağlık riski oluşturur[136]). Diğer dev gezegenlerin yüzeylerinde ölçülen manyetik alanların gücü kabaca Dünya'nınkine benzerdir fakat manyetik momentleri Dünya'ya kıyasla dikkate değer ölçüde daha büyüktür. Uranüs ve Neptün'ün manyetik alanları, dönme eksenlerine göre yüksek derecede eğiktir ve gezegen merkezinden farklı yerde bulunur.[135]

2003 yılında Hawaii'de HD 179949 yıldızını gözlemleyen bir gök bilimci ekibi, yıldızın yüzeyinde, yörüngesinde dolanan bir sıcak Jüpiter'in manyetosferi tarafından yaratıldığı anlaşılan parlak bir nokta tespit etti.[137][138]

İkincil özellikler

değiştir
 
Satürn'ün halkaları

Güneş Sistemi'ndeki bazı gezegenler veya cüce gezegenler (Neptün ve Plüton gibi) birbirleriyle veya daha küçük cisimlerle rezonans halinde olan yörünge periyotlarına sahiptir. Bu durum uydu sistemlerinde yaygındır (örneğin Jüpiter etrafındaki Io, Europa ve Ganymede arasındaki ya da Satürn etrafındaki Enceladus ve Dione arasındaki rezonans). Merkür ve Venüs dışındaki tüm gezegenlerin genellikle doğal uyduları vardır. Dünya'nın bir, Mars'ın iki ve dev gezegenlerin karmaşık gezegen sistemlerine benzer tipte çok sayıda uydusu vardır. Ceres ve Sedna dışında, üzerinde uzlaşılan tüm cüce gezegenlerin de en az bir uydusu olduğu bilinir. Dev gezegenlerin birçok uydusu, karasal gezegenler ve cüce gezegenlerle benzer özelliklere sahiptir ve bazıları (özellikle Europa ve Enceladus) yaşama ev sahipliği yapma ihtimali açısından incelenmiştir.[139][140][141][142][143]

Dört dev gezegenin yörüngesinde farklı büyüklük ve karmaşıklıkta gezegen halkaları bulunur. Halkalar ana olarak toz veya partikül maddeden oluşur ancak kütleçekiminin yapılarını şekillendirdiği ve koruduğu "uyducuklar" barındırabilir. Gezegen halkalarının kökenleri tam olarak bilinmemekle birlikte, ana gezegenin etrafında dönen doğal uyduların Roche limitlerinin altına düşmesi ve gelgit kuvvetleri tarafından parçalanması sonucu oluştuğu düşünülür.[144][145] Cüce gezegen Haumea[146] ve Quaoar'ın da halkaları vardır.[147]

Ötegezegenlerin etrafında herhangi bir ikincil özellik gözlemlenmemiştir. Bir yetim gezegen olarak tanımlanan kahverengi altcüce Cha 110913-773444'ün yörüngesinde küçük bir öngezegen diski olduğu düşünülür[148] ve kahverengi altı cüce OTS 44'ün de en az 10 Dünya kütlesinde dikkate değer bir öngezegen diskiyle çevrelendiği kanıtlanmıştır.[149]

Tarih ve kelime kökeni

değiştir

Güncel tanımlara göre bir gezegen, genellikle bir yıldızın, yıldız kalıntısının veya bir kahverengi cücenin yörüngesinde olması gerektiği düşünülen ve bu sayılan gök cisimlerinden biri olmayan, yuvarlak şeklindeki bir astronomik cisimdir.[150]

Gezegen fikri, tarihi boyunca antik çağın ilahi ışıklarından bilim çağının dünyaya benzer cisimlerine kadar değişmiştir. Kavram sadece Güneş Sistemi'ndekileri değil, Güneş Sistemi dışındaki yüzlerce gezegeni içerecek şekilde genişlemiştir. Hangi gök cisimlerinin gezegen sayılacağı konusundaki fikir birliği birkaç kez değişmiştir. Gezegen kavramı daha önce asteroitleri, uyduları ve Plüton gibi cüce gezegenleri de kapsıyordu.[151][152][153] Günümüzde de bu konudaki anlaşmazlıklar devam eder.[153]

Antik uygarlıklar ve klasik gezegenler

değiştir
 
Bir zamanlar gezgin yıldızlar olarak adlandırılan ve gökyüzünde hareket eden bu "ışıkların" hareketi, gezegenlerin klasik tanımının temelini oluşturur

Güneş Sistemi'nin çıplak gözle görülebilen beş klasik gezegeni, antik çağlardan beri bilinir ve bu gezegenlerin mitolojiye, dinî kozmolojiye ve antik astronomiye kayda değer etkisi olmuştur. Antik çağlarda astronomlar, gökyüzünde göreceli olarak sabit bir konumda olan "sabitlenmiş yıldızların" aksine bazı ışıkların gökyüzü boyunca hareket ettiğini fark ettiler.[154] Antik Yunanlar, bu ışıklara günümüzde gezegen kelimesinin İngilizcesi planet sözcüğünün kökeni olan Grekçeπλάνητες ἀστέρες (planētes asteres, "gezgin yıldızlar") ya da kısaca Grekçeπλανῆται (planētai, "gezginler")[155] adını verdiler.[156][157][158] Antik Yunanistan'da, Çin'de, Babil'de ve hatta bütün ilk çağ uygarlıklarında[159][160] neredeyse tümüyle Dünya'nın evrenin merkezinde olduğuna ve bütün "gezegenlerin" Dünya'yı çevrelediğine inanılıyordu. Bu anlayışın sebebi yıldızların ve gezegenlerin her gün Dünya'nın etrafında dönüyor gibi görünmesi,[161] Dünya'nın katı ve durağan olması ve hareket etmeyip sabit olduğu yönündeki sağduyuya dayanan algılardı.[162]

Gezegenlere ait işlevsel bir teoriye sahip olduğu bilinen ilk uygarlık MÖ 2. ve 1. binyıllarda Mezopotamya'da yaşayan Babillilerdir. Gezegenlerle ilgili günümüze ulaşan en eski astronomik metin, aşağı yukarı MÖ 2. binyıl kadar erken bir zamana tarihlenen ve Venüs'ün gökteki hareketlerinin gözlemlerini içeren bir listenin MÖ 7. yüzyıldan kalma bir kopyası olan Ammi-Şaduqa Venüs tabletidir.[163] MUL.APİN, Güneş, Ay ve gezegenlerin yıl boyunca hareketlerini gösteren, MÖ 7. yüzyıldan kalma bir çift çiviyazısı tabletidir.[164] Batı astronomisinin ve aslında tüm Batı müspet ilimlerindeki çabaların kökeni, geç dönem Babil astronomisidir.[165] Yeni Asur İmparatorluğu döneminde yazılan Enuma Anu Enlil, bir alametler listesi ve bu alametlerin gezegenlerin hareketleri de dahil çeşitli göksel olaylarla ilişkilerini içerir.[166][167] Venüs, Merkür, Mars, Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin tamamı Babil astronomları tarafından tanımlanmıştır. Erken modern dönemde teleskobun icat edilişine kadar bu söz konusu gezegenler bilinen yegâne gezegenler olarak kalacaktı.[168]

Greko-Romen astronomi

değiştir

Antik Yunanlar gezegenlere ilk başta Babilliler kadar anlam yüklememişlerdi. MÖ 6. ve 5. yüzyıllarda Pisagorcuların Dünya, Güneş, Ay ve gezegenlerin, evrenin merkezindeki "Merkezî Ateş" etrafında döndüğü bağımsız bir gezegen teorisi geliştirdiği görülür. Çok daha önce Babilliler tarafından biliniyor olsa da Pisagor ve Parmenides'in akşam yıldızı (Hesperus) ile seher yıldızının (Fosforus) aynı ve tek (Latincede Venüs'e karşılık gelen Yunan tanrısı Afrodit)[169] olduklarını tespit eden ilk kişiler olduğu söylenir. MÖ 3. yüzyılda Sisamlı Aristarkus gezegenlerin Güneş'in çevresinde dolandığı bir günmerkezli sistem ortaya koydu. Bilimsel devrime kadar yermerkezli sistem görüşü hâkim olmaya devam etti.[162]

MÖ 1. yüzyılda, Helenistik Dönem sırasında Yunanlar gezegenlerin konumlarını tahmin etmek için kendi matematiksel düzenlerini geliştirmeye başladılar. Babillilerin aritmetiğinden ziyade geometriye dayanan bu düzenler, en sonunda Babillilerin teorilerini karmaşıklık ve kapsamlılık açısından gölgede bırakacak ve Dünya'dan çıplak gözle gözlemlenebilen astronomik hareketlerin birçoğunu açıklayacaktı. Bu teoriler MS 2. yüzyılda Batlamyus tarafından yazılan Almagest ile tam bir biçimde ifade edildi. Batlamyus'un teorileri öylesine egemen hâle geldi ki, astronomi üzerinde gerçekleştirilmiş tüm önceki çalışmaların yerine geçti ve bin üç yüz yıl boyunca Batı dünyasının nihai astronomi metni olarak kaldı.[163][170] Yunanlara ve Romalılara göre, her biri Batlamyus'un açıklığa kavuşturduğu karmaşık yasalara istinaden Dünya'nın etrafında döndüğü varsayılan yedi gezegen vardı. Bunlar Dünya'ya yakınlıklarına göre sırasıyla (modern isimleri ve Batlamyus'un sıralaması) Ay, Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn'dü.[158][170][171]

Orta Çağ astronomisi

değiştir
 
Batlamyus'un yermerkezli modelinin 1660 yılında yapılmış bir illüstrasyonu

Batı Roma İmparatorluğu'nun çöküşünden sonra astronomi Hindistan'da ve Orta Çağ İslam dünyasında daha fazla gelişti. MS 499'da Hint astronom Aryabhata, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşünü açıkça bünyesinde barındıran bir gezegen modeli öne sürdü ve söz konusu durumun yıldızların görünür bir şekilde batıya doğru hareket etmesinden ötürü gerçekleştiğini açıkladı. Ayrıca gezegenlerin yörüngelerinin eliptik olduğuna inanıyordu.[172] Aryabhata'nın takipçileri, diğer görüşler arasında Dünya'nın günlük dönüşü ilkelerinin takip edildiği ve bunlara dayanan bir dizi ikincil çalışmanın gerçekleştirildiği Güney Hindistan'da bilhassa nüfuzluydu.[173]

1500 yılında Kerala astronomi ve matematik okulundan Nilakantha Somayaji, Tantrasamgraha adlı eserinde Aryabhata'nın modelini gözden geçirdi.[174] Somayaji, Aryabhata'nın Aryabhatiya eserinin bir eleştirisi olan Aryabhatiyabhasya adlı eserinde, kendisinden daha sonra Tycho Brahe tarafından 16. yüzyılın sonlarında ortaya konulan Tycho sistemine benzer şekilde Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn'ün Güneş'in etrafında, Güneşin de Dünya'nın etrafında döndüğü bir gezegen modeli geliştirdi. Geliştirdiği gezegen modeli, Kerala okulundan kendisini takip eden birçok astronom tarafından kabul gördü.[174]

 
Bîrunî'nin (973-1048) eseri et-Tefhîm'in el yazmasında yer alan bu çizimde Güneş'e karşı konumuna göre Ay'ın evreleri görülüyor

İslam'ın Altın Çağı'nda astronomi, çoğunlukla Orta Doğu, Orta Asya, Endülüs ve Kuzey Afrika'da, daha sonra da Uzak Doğu ve Hindistan'da gerçekleşmiştir. Bir hezârfen olan İbnü'l-Heysem gibi bu astronomlar, Batlamyus'un ilmek sistemine itiraz etmelerine ve alternatifler aramalarına rağmen genellikle yermerkezciliği kabul etmişlerdir. 10. yüzyıl astronomu Siczî, Dünya'nın kendi ekseni etrafında döndüğünü kabul etmiştir.[175] 11. yüzyılda Venüs geçişi İbn-i Sina tarafından gözlemlenmiştir.[176] İbn Sina'nın çağdaşı Bîrunî, Dünya'nın yarıçapını belirlemek için Eratostenes'in yalnızca tek bir dağda gözlem yapılmasını gerektiren eski yönteminden farklı olarak trigonometrik bir yöntem geliştirmiştir.[177]

11. yüzyılda, Venüs'ün en azından zaman zaman Güneş'in altında olduğunu ortaya koyan İbn-i Sina tarafından Venüs geçişi gözlemlendi.[178] 12. yüzyılda İbn Bacce "iki gezegeni Güneş'in önündeki kara noktalar" hâlinde gözlemledi. Bu durum daha sonra 13. yüzyılda Meragalı astronom Kutbüddîn Şîrâzî tarafından Merkür ve Venüs geçişi olarak tanımlandı.[179] İbn Bacce'nin yaşadığı dönemde bir Venüs geçişi gerçekleşmediğinden bu durumu gözlemleyebilme imkânı yoktu.[180]

Bilimsel Devrim ve dış gezegenlerin keşfi

değiştir
 
Emanuel Bowen tarafından 1747 yılında yapılan gerçek ölçekli Güneş Sistemi posteri. O zamanlar Uranüs, Neptün ve asteroit kuşakları henüz keşfedilmemişti.

Bilimsel Devrim'in ortaya çıkışıyla "gezegen" terimi gökyüzü boyunca hareket eden bir şeyden (sabit yıldızların karşıtı); Dünya'nın etrafında dönen bir cisme (veya o sırada öyle olduğuna inanılan) dönüştü. 18. yüzyıla gelindiğindeyse Kopernik, Galileo ve Kepler'in günmerkezli modelinin kabul görmesiyle gezegen tanımı doğrudan Güneş'in etrafında dönen şeylere evrildi. Böylece Dünya gezegenler listesine eklenirken[181] Güneş ve Ay bu listenin dışında kaldı. Kopernik'in birincil gezegen sayısı, William Herschel'in Uranüs'ü keşfettiği 1781 yılına kadar geçerli kaldı.[182]

17. yüzyılda Jüpiter'in dört uydusu (Galilei uyduları) ve Satürn'ün beş uydusu keşfedildiğinde, Ay'ın da içinde değerlendirildiği birincil gezegenlerin yörüngesinde dönen "uydu gezegenler" veya "ikincil gezegenler" kategorisine dahil edildiler ancak sonraki yıllarda kısaca "uydu" olarak adlandırıldılar. Bilim insanları 1920'lere kadar gezegen uydularını da gezegen olarak kabul ediyorlardı fakat bu kullanım bilim camiası dışında yaygın değildi.[153]

19'uncu yüzyılın ilk on yılında dört yeni "gezegen" keşfedildi: Ceres (1801'de), Pallas (1802'de), Juno (1804'te) ve Vesta (1807'de). Çok geçmeden bunların daha önce bilinen gezegenlerden oldukça farklı oldukları anlaşıldı: Hepsi Mars ve Jüpiter arasındaki (asteroit kuşağı) genel uzay bölgesinde bulunuyorlardı ve yörüngeleri bazen çakışıyordu. Bu bölge sadece bir adet gezegenin yörüngede olmasının beklendiği bir bölgeydi. Ayrıca bu gök cisimleri diğer tüm gezegenlerden çok daha küçüklerdi ve hatta parçalanmış daha büyük bir gezegenin parçaları olabileceklerinden şüpheleniliyordu. Herschel bunlara asteroit (Yunanca "yıldız benzeri") adını verdi çünkü en büyük teleskoplardan bakıldığında bile bir diske sahip olmayan yıldızlara benziyorlardı.[152][183]

Bu durum 1840'larda birkaç asteroit daha keşfedilene kadar (1845'te Astraea; 1847'de Hebe, Iris ve Flora; 1848'de Metis ve 1849'da Hygiea) kırk yıl boyunca değişmedi. Her yıl yeni "gezegenler" keşfediliyordu. Sonuç olarak astronomlar asteroitleri (küçük gezegenler) büyük gezegenlerden ayrı olarak tablolaştırmaya ve asteroitlere soyut gezegen sembolleri yerine numaralar atamaya başladılar.[152] Ancak asteroitler hâlâ küçük gezegenler olarak kabul görüyorlardı.[184]

Neptün, 1846 yılında keşfedilmiştir ve konumu Uranüs üzerindeki kütleçekiminin etkisi sayesinde tahmin edilmiştir. Merkür'ün yörüngesi de benzer şekilde etkileniyor gibi göründüğü için, 19. yüzyılın sonlarında Güneş'e daha yakın başka bir gezegen olabileceği düşünülüyordu. Ancak Merkür'ün gerçek yörüngesiyle Newton'un kütleçekim yasalarının tahminleri arasındaki tutarsızlık, daha sonraları gelişmiş bir kütleçekim teorisi olan Einstein'ın genel göreliliği ile açıklanmıştır.[185][186]

Plüton 1930 yılında keşfedildi. İlk gözlemler Dünya'dan daha büyük olduğuna inanılmasına sebep olduğundan[187] hemen dokuzuncu gezegen olarak kabul edildi. Daha sonraki gözlemler Plüton'un aslında çok daha küçük olduğunu ortaya koymuştur. 1936'da Ray Lyttleton Plüton'un Neptün'ün yörüngesinden çıkmış bir uydusu olabileceğini,[188] 1964'te Fred Whipple ise Plüton'un bir kuyruklu yıldız olabileceğini öne sürmüştür.[189] 1978'de Plüton'un uydusu Charon'un keşfi, Plüton'un kütlesinin Dünya'nın sadece %0,2 kadarı olduğunu gösterdi.[190] Yine de bu kütle bilinen asteroitlerin kütlesinden çok daha yüksek olduğundan ve o sırada başka hiçbir Neptün ötesi cisim keşfedilmediğinden, Plüton gezegen statüsünü korudu ve ancak 2006 yılına gelindiğinde gezegen statüsünü resmî olarak kaybetti.[191][192]

1950'lerde Gerard Kuiper, asteroitlerin kökeni üzerine makaleler yayınladı. Asteroitlerin daha önce düşünüldüğü gibi genellikle küresel olmadığını ve asteroit ailelerinin, gök cisimlerinin çarpışmalarının kalıntıları olduğunu fark etti. Böylece en büyük asteroitleri "gerçek gezegenler" olarak, daha küçük olanları ise çarpışma kalıntıları olarak ikiye ayırdı. 1960'lardan itibaren "küçük gezegen" terimi çoğunlukla "asteroit" terimiyle yer değiştirdi ve jeolojik olarak evrimleşmiş en büyük üçü olan Ceres, Pallas ve Vesta hariç literatürde asteroitlerden gezegen olarak bahsetme oranı azaldı.[184]

1960'larda Güneş Sistemi'nin uzay sondaları tarafından keşfedilmeye başlanması gezegen bilimine olan ilginin yeniden artmasına yol açmıştır. O sıralarda uydularla ilgili tanımlamalarda bir bölünme meydana geldi: Gezegen bilimciler büyük uyduları da gezegen olarak yeniden değerlendirmeye başladı ancak gezegen bilimci olmayan astronomlar genellikle bundan uzak durdu (bu tanımlama, 19. yüzyılda Satürn'ün uydusu Hyperion veya Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos gibi yuvarlak olmayanlar da dahil tüm uyduları ikincil gezegenler olarak sınıflandıran tanımla aynı değildir[193][194]).[153]

Gezegen teriminin tanımlanması

değiştir
 
Güneş Sistemi'ndeki gök cisimlerini gösteren Euler diyagramı.

Giderek artan sayıda gök bilimci, 1990'larda ve 2000'lerin başında Güneş Sistemi'nin aynı bölgesinde (Kuiper Kuşağı) Plüton'un boyutlarına yaklaşan birçok benzer cisim bulunduğu için Plüton'un bir gezegen olarak sınıflandırılmaması gerektiğini savundu. Plüton'un binlerce cisimden oluşan bir popülasyon içinden sadece “küçük” bir cisim olduğu anlaşıldı.[195] Gök bilimciler, Plüton'un gezegenlikten çıkarılmasını gerekçelendirmek adına asteroitlerin kategori düşürülmesini sık sık emsal olarak gösterdiler ancak bu düşürülme asteroitlerin bir kuşakta yer almasından ziyade asteroitlerin gezegenlerden jeofiziksel farklılıklarına dayanarak yapılmıştı.[153]

Plüton'dan %27 oranında daha büyük bir gök cismi olan Eris'in 2005 yılında keşfi, resmî bir gezegen tanımı oluşturulması için bir itici güç oldu.[195] Bunun sebebi, temelde Plüton'un bir gezegen olarak kabul edilmesinin mantıken Eris'in de bir gezegen olarak kabul edilmesini gerektirmesiydi. Gezegenlere ve gezegen olmayan gök cisimlerine isim vermek için farklı prosedürler uygulandığından Eris'in keşfi bir nevî acil bir durum yarattı çünkü kurallara göre bir gezegenin ne olduğu tanımlanmadan Eris de belli bir kategoriye edilemezdi.[153] O dönemde ayrıca bir Neptün ötesi cismin yuvarlak olması için gereken büyüklüğün, dev gezegenlerin uyduları için gereken büyüklükle (yaklaşık çap 400 km) aynı olduğu düşünülüyordu ki bu sayı Kuiper Kuşağı'nda yaklaşık 200, kuşağın ötesindeyse binlerce yuvarlak cisim olduğuna işaret ediyordu.[98][196] Birçok astronom, halkın bu kadar çok sayıda gezegen yaratan bir tanımı kabul etmeyeceğini savundu.[153]

Bir gezegen;
  1. Güneş'in yörüngesinde dolanan,
  2. Kendi kütleçekiminin katı cisim kuvvetlerine üstün gelmesini sağlayıp hidrostatik denge hâline (neredeyse yuvarlak şekle) gelmesine yetecek düzeyde kütleye sahip
  3. Yörünge çevresindeki komşu bölgesini temizlemiş gökcismidir.
Kaynak: "IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6" (PDF). IAU. 24 Ağustos 2006. Erişim tarihi: 23 Haziran 2009. 

Sorunu çözmek için Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) bir gezegen tanımı oluşturmaya koyuldu ve Ağustos 2006'da bir tanım oluşturdu. Bu tanıma göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen (Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) olduğu kabul edilir. İlk iki koşulu yerine getiren ancak üçüncü koşulu yerine getirmeyen cisimler, diğer gezegenlerin doğal uyduları olmamaları koşuluyla birer cüce gezegen olarak sınıflandırılır. Başlangıçta Uluslararası Astronomi Birliği komitesi, 3 numaralı maddeyi bir kriter olarak dahil etmediği için daha fazla sayıda gezegeni içerecek bir tanım hazırlamıştı.[197] Uzun tartışmalardan sonra oylamayla, üçüncü maddeyi sağlamayan gök cisimlerinin cüce gezegen olarak sınıflandırılmasına karar verildi.[192][198] Bu cüce gezegenlere örnek olarak Ceres, Plüton ve Eris örnek olarak verilebilir.[24][32][199]

Eleştiriler ve Uluslararası Astronomi Birliğinin tanımına alternatifler

değiştir

Uluslararası Astronomi Birliğinin tanımı evrensel kabul görmemiş ve kullanılmamıştır. Gezegen jeolojisinde gök cisimleri jeofiziksel özelliklerine bakılarak gezegen olarak tanımlanır. Bir gök cismi, mantosunun kendi ağırlığı altında plastikleşmesi için gereken kütleye yaklaştığında dinamik (gezegensel) bir jeoloji kazanabilir. Bu, cismin kararlı, yuvarlak bir şekil aldığı hidrostatik denge durumuna yol açar ve bu da jeofiziksel tanımlarda gezegenliğin ayırt edici özelliği olarak kabul edilir. Örneğin:[200]

Hiçbir zaman nükleer füzyonun gerçekleşmediği ve yörünge parametrelerinden bağımsız olarak hidrostatik denge nedeniyle yuvarlak hâle gelmek için yeterli kütleçekimine sahip yıldızaltı kütleli bir cisim.[201]

Güneş Sistemi'nde bu kütle genellikle bir cismin yörüngesini temizlemesi için gereken kütleden daha azdır. Dolayısıyla jeofiziksel tanımlara göre “gezegen” olarak kabul edilen Ceres ve Plüton gibi bazı cisimler Uluslararası Astronomi Birliğinin tanımına göre gezegen olarak kabul edilir (uygulamada hidrostatik denge gerekliliği dünya çapında "gevşetilerek" gök cisimlerinin kendi yerçekimi altında yuvarlanma ve sıkışma gerekliliğine dönüştürülmüştür; örneğin Merkür aslında hidrostatik dengede değildir[202] ancak yine de bir gezegen olarak kabul edilir).[32] Bu tür tanımların savunucuları genellikle uzaydaki konumun önemli olmaması gerektiğini ve gezegenliğin bir gök cisminin içsel özellikleriyle tanımlanması gerektiğini savunur.[32] Cüce gezegenlerin bir küçük gezegen kategorisi olarak önerilmiş olmasına (küçük gezegenlerin gezegen altı cisimler kategorisinin altında incelendiği tanımın aksine) ve Uluslararası Astronomi Birliğinin tanımına karşın gezegen jeologları cüce gezegenleri normal birer gezegen olarak ele almaya devam eder.[28] Birçok gezegen bilimci de gezegen terimini cüce gezegenlerin yanı sıra Ay gibi yuvarlak hâle gelmiş uyduları da kapsayacak şekilde daha geniş anlamda kullanmaya devam etmiştir.[203]

Bilinen cisimler arasında bile cüce gezegenlerin sayısı kesin değildir. 2019 yılında Grundy ve çalışma arkadaşları, bazı orta büyüklükteki Neptün ötesi cisimlerin düşük yoğunluklarına dayanarak, bir Neptün ötesi cismin hidrostatik dengeye ulaşması için gereken sınırlayıcı boyutun aslında dev gezegenlerin buzlu uydularından çok daha büyük olduğunu ve yaklaşık 900–1000 km çapında olduğunu ileri sürmüştür.[28] Asteroit kuşağında bulunan Ceres[204] ve muhtemelen bu eşiği geçen diğer sekiz Neptün ötesi gök cismi Orcus, Plüton, Haumea, Quaoar, Makemake, Gonggong, Eris ve Sedna'nın birer cüce gezegen olduğu üzerinde genel bir fikir birliği vardır.[29][205]

Gezegen jeologları, tıpkı ilk modern astronomlar gibi, Dünya'nın uydusu Ay ve Plüton'un uydusu Charon da dahil olmak üzere bilinen on dokuz gezegen kütleli uyduyu kimi zaman “uydu gezegenler” adı altında inceler.[32][206] Bazıları daha da ileri giderek Pallas ve Vesta gibi nispeten büyük, jeolojik açıdan evrimleşmiş ama yine de çok yuvarlak olmayan cisimleri;[32] Hygiea gibi çarpışmalarla yüzeyi tamamen bozulduktan sonra yeniden yığılma süreci geçirip yuvarlaklaşmış cisimleri;[109][207][208] hatta en küçük gezegen kütleli uydu olan Satürn'ün uydusu Mimas çapındaki her şeyi gezegen olarak kabul eder (bu tanıma göre Neptün'ün uydusu Proteus gibi yuvarlak olmayan ancak Mimas'tan daha büyük olan gök cisimleri bile kapsama alınabilir).[32]

Ötegezegenler

değiştir

Ötegezegenlerin keşfinden önce bile, bir gök cisminin bir asteorit kuşağı gibi farklı bir popülasyonun parçası olması halinde mi yoksa döteryumun termonükleer füzyonu yoluyla enerji üretecek kadar büyük olması halinde mi gezegen olarak kabul edilmesi gerektiği konusunda belli anlaşmazlıklar vardı.[195] Buna ek olarak döteryum füzyonuyla enerji üretemeyecek kadar küçük olan (hatta kütlesi sadece Jüpiter kadar olan) gök cisimleri, tıpkı yıldızlar ve kahverengi cücelerde olduğu gibi bir gaz bulutunun çökmesiyle oluşabilir.[209] Bu nedenle, bir gök cisminin gezegenlik değerlendirilmesinde o cismin nasıl oluştuğunun dikkate alınıp alınmaması gerektiği konusunda bir anlaşmazlık vardı.[195]

1992 yılında astronom Aleksander Wolszczan ve Dale Frail, PSR B1257+12 adlı bir pulsarın etrafında gezegenler keşfettiklerini duyurdular.[40] Bu keşif, başka bir yıldızın etrafındaki bir gezegen sisteminin ilk kesin tespiti olarak kabul edilir. Daha sonra 6 Ekim 1995'te, Cenevre Gözlemevi'nde çalışan astronom Michel Mayor ve Didier Queloz, sıradan bir anakol yıldızı olan 51 Pegasi'nin yörüngesinde bulunan bir ötegezegenin ilk kesin tespitini duyurdular.[210]

Ötegezegenlerin keşfi, bir başka belirsizliğe yol açarak bir gezegenin ne zaman bir yıldız olarak değerlendirilebileceği konusunda tartışma yarattı. Bilinen birçok ötegezegen, Jüpiter'in kütlesinin birkaç katında olup kahverengi cüceler olarak bilinen yıldız cisimlerine yakın kütle değerine sahiplerdir. Kahverengi cüceler, hidrojenin döteryum adı verilen daha ağır bir izotopunu füzyon tepkimesine sokabilmeleri nedeniyle genellikle birer yıldız olarak kabul edilir. Jüpiter'in kütlesinin 75 katından daha ağır olan cisimler hidrojeni füzyon tepkimesine sokabilirken, Jüpiter'in kütlesinin 13 katı olan cisimler döteryumu füzyon tepkimesine sokabilir. Döteryum oldukça nadirdir ve galaksimizdeki hidrojenin %0,0026'sından daha azına tekâbül eder. Keşfedilmelerinden çok önce çoğu kahverengi cücede döteryum füzyonu durmuş olduğu için bu durum onları süper kütleli gezegenlerden ayırt edilemez hâle getirir.[211]

Uluslararası Astronomi Birliğinin ötegezegen tanımı

değiştir

2006 Uluslararası Astronomi Birliği tanımı, ötegezegenler için bazı zorluklar taşır çünkü kullanılan dil Güneş Sistemi'ne özeldir ve yuvarlaklık ile yörünge bölgesinin temizlenmesi gibi kriterler ötegezegenler için şu anda gözlemlenebilir değildir.[150] 2018'de bu tanım, ötegezegenler hakkındaki bilginin artmasıyla yeniden değerlendirildi ve güncellendi.[150] Şu anki resmî ötegezegen tanımı şöyledir:[212]

  1. Gerçek kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için gerekli sınır kütlesinin altında olan (günümüzde Güneş benzeri metalikliğe sahip cisimler için 13 Jüpiter kütlesi olarak hesaplanır) yıldızlar, kahverengi cüceler veya yıldız kalıntıları etrafında dönen ve merkezi cisimle kütle oranı L4/L5 kararsızlık sınırının altında olan (M/Mmerkez < 2/(25+√621)) cisimler "gezegen" olarak adlandırılır (nasıl oluştuklarına bakılmaksızın). Bir ötegezegenin gezegen olarak kabul edilmesi için gereken minimum kütle/boyut, Güneş Sistemi için kullanılanla aynı olmalıdır.
  2. Döteryumun termonükleer füzyonu için sınır kütlesinin üzerinde gerçek kütleye sahip yıldızaltı cisimler, nasıl oluştuklarına veya nerede bulunduklarına bakılmaksızın "kahverengi cüce" olarak adlandırılır.
  3. Genç yıldız kümelerinde bulunan ve döteryumun termonükleer füzyonu için gerekli sınır kütlesinin altında kütleye sahip serbest dolaşan cisimler "gezegen" değil, "alt kahverengi cüce" (veya en uygun isim ne ise) olarak adlandırılır.[212]

Uluslararası Astronomi Birliği, bu tanımın, ötegezegenler hakkındaki bilginin artmasıyla birlikte değişebileceğini belirtti.[212] 2022'de bu tanımın tarihini ve gerekçesini tartışan bir inceleme makalesi, 3. maddede geçen "genç yıldız kümelerinde" ifadesinin, bu tür gök cisimleri uzayda başka yerlerde de bulunduğu için çıkarılmasını önerdi. Ayrıca, "alt kahverengi cüceler" teriminin daha güncel olan "serbest gezegen kütleli cisimler" ile değiştirilmesi gerektiğini öne sürdü. "Gezegen kütleli cisim" terimi, kütlesi tipik bir gezegen kütlesine sahip olup serbest dolaşan veya bir yıldız yerine bir kahverengi cüce etrafında dönen gök cisimlerini tanımlamak için de kullanılmıştır.[150] Özellikle de yetim gezegenler gibi gezegen kütlesine sahip serbest dolaşan gök cisimleri bazen yine de gezegen olarak anılır.[213]

13 Jüpiter kütlesi sınırı evrensel kabul görmemiştir. Bu kütle sınırının altındaki gök cisimleri bazen döteryumla füzyon tepkimesi gerçekleştirebilir ve tepkimeye giren döteryum miktarı da gök cisminin bileşimine bağlıdır.[214][215] Bununla beraber döteryum evrende oldukça nadir bulunur ve bu nedenle gök cisimlerinin döteryum füzyonu evresi esasında çok uzun sürmez. Bir yıldızda gerçekleşen hidrojen füzyonundan farklı olarak döteryum füzyonu bir gök cisminin gelecekteki evrimini önemli düzeyde etkilemez.[58] Kütle ve yarıçap (veya yoğunluk) arasındaki ilişki, 13 Jüpiter kütlesi sınırında özel bir unsura sahip değildir. Bu durum, kahverengi cücelerin kendilerinden kütlesel açıdan daha hafif Jüpiter benzeri gezegenlerle aynı fiziksel özelliklere ve iç yapıya sahip olduğunu ve doğal olarak gezegen olarak kabul edilebileceğini gösterir.[54][58]

Bu nedenlerden ötürü birçok ötegezegen kataloğu, bazen 60 Jüpiter kütlesine kadar çıkabilen 13 Jüpiter kütlesinden daha ağır cisimleri içerir (hidrojen füzyonunun başladığı ve bir kırmızı cüce yıldız hâline gelme sınırı yaklaşık 80 Jüpiter kütlesidir[58]).[99][100][216][217] Anakol yıldızlarının durumu, "gezegen" teriminin bu kapsayıcı tanımını savunmak için de kullanılmıştır çünkü anakol yıldızları da kapsadıkları iki büyüklük derecesi boyunca yapılarında, atmosferlerinde, sıcaklıklarında, spektral özelliklerinde ve muhtemelen oluşum mekanizmalarında büyük ölçüde farklılık gösterirler fakat hepsi hidrostatik dengeye sahip, nükleer füzyonun gerçekleştiği gök cisimleri olarak tek bir sınıf altında kabul değerlendirilirler.[58]

Mitoloji ve adlandırma

değiştir
 
Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin Latince isimlerinin kendilerinden türetildiği Olimposlu Yunan tanrıları.

Dünya dışındaki Güneş Sistemi gezegenlerinin, birçok dildeki adları, Antik Çağ'da Babilliler, Yunanlar ve Romalılar tarafından birbiri ardına geliştirilen adlandırma uygulamalarından türetilmiştir. Yunanların gezegenlere tanrılarının isimlerini verme geleneği neredeyse tamamıyla Babillilerden alınmadır. Babilliler, Fosforus'u (Venüs) aşk tanrıçaları olan, Akadca adıyla İştar; Pirois'i (Mars) savaş tanrıları olan Nergal, Stilbon'u (Satürn) bilgelik tanrıları olan Nabu ve Faeton'u (Jüpiter) baş tanrıları Marduk adıyla anıyorlardı.[218] Yunan ve Babil adlandırma gelenekleri arasında çok fazla uyum bulunur ve bu durum birbirlerinden bağımsız bir şekilde ortaya çıkmadıklarını işaret eder.[163] Buna karşın iki adlandırma geleneği arasında çeviri bakımından farklar bulunur. Örneğin Nergal, Babillilerin savaş tanrısıydı ve Yunanlar bu nedenden ötürü Nergal'i Ares ile özdeşleştirmişti. Ancak Ares'in aksine Nergal aynı zamanda veba ve yeraltı tanrısıydı.[219][220][221]

Antik Yunanistan'da, ışık saçan iki büyük gök cismi olan Güneş ve Ay, antik Titan tanrıları olan Helios ve Selene; en yavaş gezegen (Satürn) "parıldayan" anlamına gelen Fainon; ardından gelen (Jüpiter) parlak anlamına gelen Faeton; kızıl gezegen (Mars) Pirois; en parlak olan (Venüs) ışık getiren anlamına gelen Fosforus ve son olarak anlık görünen gezegen (Merkür) ışıldayan anlamına gelen Stilbon olarak adlandırılmıştı. Yunanlar ayrıca her bir gezegeni, Olimposlular ve Titan panteonlarındaki tanrılardan birine verdiler:[163]

  • İkisi de birer Titan olan Helios ve Selene (sonradan yerlerini Olimposlu Apollon ve Artemis'e bıraktılar) hem gezegen hem de tanrı ismiydi;
  • Fainon, Olimposluların babası olan Titan Kronos için kutsaldı;
  • Faeton, babası Kronos'u tahttan indirerek kral olarak yerine geçen Zeus için kutsaldı;
  • Pirois, Zeus'un oğlu ve savaş tanrısı olan Ares'e verilmişti;
  • Fosforus aşk tanrıçası Afrodit tarafından yönetiliyordu;
  • Hızlı hareket eden Stilbon'a ise tanrıların elçisi, bilgi ve zeka tanrısı olan Hermes hâkimdi.[163]

Modern Yunanlar'ın gezegenleri kendi dillerindeki antik adlarıyla anıyor olmalarına rağmen diğer Avrupa dilleri, Roma İmparatorluğu'nun ve sonrasında Katolik Kilisesi'nin etkisi sebebiyle gezegenlerin Yunanca adları yerine Latince adlarını kullanır. Tıpkı Yunanlar gibi Hint-Avrupalı olan Romalılar, Yunanlarla farklı tanrı isimleri altında ortak bir panteonu paylaşuyordu, ancak Yunan şiir kültürünün tanrılarına vermiş olduğu zengin anlatı geleneklerinden yoksundular. Roma Cumhuriyeti'nin geç dönemlerinde Romalı yazarlar Yunan anlatılarının çoğunu alıp neredeyse aslından ayırt edilemez hâle gelene kadar kendi panteonlarına uyguladılar.[222]

Romalılar Yunan astronomisini incelerken gezegenlere kendi tanrı isimleri olan Mercurius (Hermes için), Venüs (Afrodit), Mars (Ares), Iuppiter (Zeus) ve Saturnus (Kronos) isimlerini verdiler. 18. ve 19. yüzyıllarda sonraki gezegenler keşfedildiğinde bu adlandırma uygulaması Neptūnus (Poseidon) ile korunmuştur. Bazı Romalılar muhtemelen Mezopotamya'da ortaya çıkmış ancak Helenistik Mısır'da gelişen bir inancı takip ettiğinden, gezegenlerin adlarını aldığı yedi tanrının Dünya işleriyle saatlik vardiyalarla ilgilendiğine inanıyorlardı. Vardiya sırası Satürn, Jüpiter, Mars, Güneş, Venüs, Merkür ve Ay (en uzak gezegenden en yakın gezegene) şeklindeydi.[223] Bu nedenle ilk gün Satürn tarafından başlatılırken (1. saat), ikinci gün Güneş tarafından başlatılıyor (25. saat), ardından Ay (49. saat), Mars, Merkür, Jüpiter ve Venüs geliyordu. Her güne o günü başlatan tanrının adı verildiğinden, Roma takviminde haftanın günlerinin sıralaması da Nundina döngüsünün reddedilmesinden sonra bu şekildedir ve birçok modern dilde bu sıralama korunmuştur.[224] İngilizcedeki Saturday (Cumartesi), Sunday (Pazar) ve Monday (Pazartesi), söz konusu Latince gün isimlerinin doğrudan çevirisidir. Diğer günler ise adlarını sırasıyla Mars, Merkür, Jüpiter ve Venüs'e benzer veya eşdeğer kabul edilen Anglosakson tanrıları olan Tīw (Tuesday - Salı), Wōden (Wednesday - Çarşamba), Þunor (Thursday - Perşembe) ve Frīġ (Friday - Cuma) adlı tanrılardan almıştır.[225]

Dünya, İngilizce adı Greko-Romen mitolojiden türetilmemiş tek gezegendir. Dünya'nın bir tanrı adı ile anılmamasının sebebi henüz 17. yüzyılda genel anlamda bir gezegen olarak kabul edilmiş olmasıdır (aynı durum İngilizcede Güneş ve Ay için de geçerlidir ancak artık birer gezegen olarak kabul edilmezler).[181] Dünya'nın İngilizce adı olan Earth, "toprak" ve "kir" anlamına geldiği gibi, direkt Dünya için de kullanılan Eski İngilizce'deki eorþe kelimesinden gelir.[226] İngilizcedeki earth, Almancadaki Erde, Felemenkçe'deki aarde ve İskandinav dillerindeki jord sözcüklerinden görülebileceği üzere, İngilizcedeki Earth sözcüğü, tıpkı muadili olan diğer Cermen dillerindeki gibi nihayetinde Proto-Cermence'deki erþō kelimesinden türemiştir. Latin dillerinin çoğu, "deniz" sözcüğünün karşıtı "kuru toprak" anlamındaki eski Latince terra (veya terra'nın bazı çeşitlerini) sözcüğünü korur.[227] Romence olmayan diller kendi yerel sözcüklerini kullanır. Örneğin Yunanlar, orijinal adı olan Γή (Ge) sözcüğünü kullanmayı sürdürür.[228]

Avrupa dışındaki kültürler başka gezegen adlandırma sistemleri kullanır. Gezegen sözcüğü Türkçede gezmek fiilinden türemiştir.[229] Modern Türkçede, Dünya dışındaki Güneş Sistemi gezegenleri Latince isimlerinin Türkçe okunuşlarıyla anılır. Bu gezegenler Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn, Neptün ve Uranüs'tür. Kutadgu Bilig'de Merkür'e dilek anlamındaki Tilek,[230] Mars'a Kürüd (Bakır Sokum, Bakır-sukımı[231] olarak da adlandırılır), Jüpiter'e Ongay (Anadolu'da Öngay veya Öngey olarak da adlandırılır) ve Satürn'e Sekentir denilir.[232][233] Güneş için Eski Türkçede Kün ve Kuyaş gibi sözcükler kullanılırken, Ay sözcüğü korunarak günümüze gelmiştir.[233] Dünya ise Eski Türkçede Acun ismiyle anılıyordu.[233]

Gezegenlerin çoğunun yerel Farsça isimleri, Yunan ve Latin isimlerine benzer şekilde, Mezopotamya tanrılarının İran tanrılarıyla özdeşleştirilmesine dayanır. Merkür, Nabu'ya benzeyen Batı İran tanrısı Tīriya'nın (kâtiplerin koruyucusu) adından gelen Tir (Farsça: تیر); Venüs, Anahita'nın adından gelen Nāhid (ناهید); Mars, Veretragna'nın adından gelen Bahrām (بهرام); ve Jüpiter, Ahura Mazda'nın adından gelen Hürmüz (هرمز) adıyla anılır. Satürn'ün Farsça adı Keyvān (کیوان), “kalıcı, sabit” anlamına gelen Akadca kajamānu'dan alınmıştır.[234]

Hindistan, yedi geleneksel gezegeni (Güneş için Surya, Ay için Çandra, Merkür için Budha, Venüs için Şukra, Mars için Mangala, Jüpiter için Bṛhaspati ve Satürn için Şani) ve sırasıyla kuzey ve güney ay düğümleri olan Rahu ve Ketu'yu içeren Navagraha'ya dayalı bir sistem kullanır.[235]

Çin ve tarihsel olarak Çin'in kültürel etkisi altında kalmış Doğu Asya ülkeleri (Japonya, Kore ve Vietnam gibi) beş Çin elementi olan su (Merkür 星 “su yıldızı”), metal (Venüs 星 “metal yıldızı”), ateş (Mars 星 “ateş yıldızı”), tahta (Jüpiter 星 “tahta yıldızı”) ve toprağa (Satürn 星 “toprak yıldızı”) dayalı bir adlandırma sistemi kullanır.[224] Uranüs (王星 “gökyüzü kralı yıldız”), Neptün (王星 “deniz kralı yıldız”) ve Plüton'un (王星 “yeraltı kralı yıldız”) Çince, Korece ve Japoncadaki isimleri, bu tanrıların Roma ve Yunan mitolojisindeki rollerine dayanan birer öyküntüdür.[236][237][d] 19. yüzyılda Alexander Wylie ve Li Şanlan ilk 117 asteroitin isimlerini Çinceye öyküntü yoluyla Çinceye çevirmişlerdir ve bu isimlerin birçoğu günümüzde de kullanılır. Bu çevirilere örnek olarak Ceres (神星 “tahıl tanrıçası yıldızı”), Pallas (神星 “bilgelik tanrıçası yıldızı”), Juno (神星 “evlilik tanrıçası yıldızı”), Vesta (神星 “ocak tanrıçası yıldızı”) ve Hygiea (神星 “sağlık tanrıçası yıldızı”) verilebilir.[239] Bu tür çeviriler, 21. yüzyılda keşfedilen Haumea (神星 “hamilelik tanrıçası yıldızı”), Makemake (神星 “kuş tanrıçası yıldızı”) ve Eris (神星 “kavga tanrıçası yıldızı”) gibi bazı cüce gezegenler de dahil olmak üzere daha sonra keşfedilen bazı küçük gezegenlere genişletilmiştir. Bununla beraber, daha iyi bilinen asteroitler ve cüce gezegenler dışında bu çevirilerin çoğu Çin astronomi sözlükleri dışında nadiren kullanılır.[236]

Geleneksel İbrani astronomisinde, yedi geleneksel gezegenin çoğunlukla tanımlayıcı isimleri vardır. Güneş "sıcak olan" anlamına gelen חמה Ḥammah, Ay "beyaz olan" anlamına gelen לבנה Levanah, Venüs "parlak gezegen" anlamına gelen כוכב נוגה Kokhav Nogah, Merkür "gezegen" (ayırt edici özelliklerinden yoksun olduğu düşünülürse) anlamına gelen כוכב Kokhav, Mars "kırmızı olan" anlamına gelen מאדים Ma'adim ve Satürn "dinlenen" (diğer görünür gezegenlere kıyasla yavaş hareket etmesine dayanarak) anlamına gelen שבתאי Şabatay adıyla anılır.[240] Aralarında farklı olan צדק Tzedek, yani "adalet" olarak adlandırılan Jüpiter'dir.[240] İlk olarak Babil Talmudu'nda görülen bu isimler, aslında gezegenlerin orijinal İbranice isimleri değildir. Salamisli Epifanios MS 377 yılında pagan veya Kenan bölgesine ait çağrışımları olan bir dizi ismi kayda geçmiştir. Dini nedenlerle değiştirilen bu isimler muhtemelen gezegenlerin tarihi ve orijinal Sami isimleridir. Bu isimler Babil astronomisine kadar uzanan eski bir kökene sahip olabilirler.[240] Uranüs (אורון Oron, “küçük ışık”) ve Neptün (רהב Rahab, İncil'de geçen bir deniz canavarı) için İbranice isimler 2009 yılında seçilmiştir.[241] Bundan önce “Uranüs” ve “Neptün” isimleri aynen kullanılıyordu.[242]

Arapça'da Merkür, (عُطَارِد, Utârit), Venüs (الزهرة, el-Zühre, "parlak olan",[243] tanrıça el-Uzzâ'nın bir sıfatı[244]), Dünya (الأرض, el-Arz, eretz ile aynı köktendir), Mars (اَلْمِرِّيخ, el-Merih[245]), Jüpiter (المشتري, el-Müşteri[246]) ve Satürn (زُحَل, Zühal, "geri çekilen"[247]) ismiyle anılır.[248][249] Merkür, Mars ve Jüpiter'in Arapçası için farklı kelime kökenleri ortaya atıldıysa da akademide bu üçünün kökeni hakkında bir fikir birliği yoktur.[245][246][249][250]

Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenler 18. ve 19. yüzyıllarda keşfedildiğinde, Uranüs bir Yunan tanrısının, Neptün ise bir Roma tanrısının (Poseidon'un Roma Panteonu'ndaki karşılığı) adını almıştır. Asteroitler de başlangıçta mitolojiden isimlendirilmiştir - Ceres, Juno ve Vesta ana Roma tanrıçalarıdır ve Pallas Yunan tanrıçası Athena'nın bir lâkabıdır. Daha fazla gök cismi keşfedildikçe bunlara ilk olarak küçük tanrıçaların isimleri verilmeye başlanmış ve 1852'deki yirminci asteroit Massalia'dan itibaren mitolojik adlandırma kısıtı kaldırılmıştır.[251] Plüton (adını Yunan yeraltı tanrısından almıştır) keşfedildiğinde bir gezegen olarak kabul edildiğinden klasik isimlerden biri verilmiştir. Neptün ötesinde daha fazla cisim keşfedildikten sonra, yörüngelerine bağlı bazı adlandırma kuralları uygulamaya konmuştur: Neptün ile 2:3 rezonansta olanlara (plütinolar) yeraltı mitlerinden isimler verilirken diğerlerine yaratılış mitlerinden isimler verilmiştir. Neptün ötesi küçük gezegenlerin çoğu diğer kültürlerdeki tanrı ve tanrıçaların isimlerini almıştır (örneğin Quaoar bir Tongva tanrısının adını taşır). Roma ve Yunan tanrılarının adının verilmesi geleneğini devam ettiren birkaç istisna vardır. Keşfedildiğinde onuncu bir gezegen olarak kabul edilen Eris, bu istisnalara bir örnektir.[252][253]

Uydulara (gezegen kütleli olanlar da dahil) genellikle ana gezegenleriyle ilişkili isimler verilir. Jüpiter'in gezegen kütleli uyduları Zeus'un dört sevgilisinin (ya da ilişkiye girdiği partnerlerinin) adını; Satürn'ün uyduları, Kronos'un kardeşler olan Titanların adını; Uranüs'ün uyduları, Shakespeare ve Pope'un eserlerindeki karakterlerin (başlangıçta özellikle peri mitolojisinden esinlenilmişti[254] ancak bu durum Miranda'nın isimlendirilmesiyle sona ermiştir) adını almıştır. Neptün'ün gezegen kütleli uydusu Triton adını Neptün'ün oğlundan; Plüton'un gezegen kütleli uydusu Charon, adını yeni ölenlerin ruhlarını yeraltı dünyasına (Plüton'un etki alanı) taşıyan ölülerin kayıkçısı Haron'dan almıştır.[255]

Semboller

değiştir
En yaygın gezegen sembolleri
Güneş

 

Merkür

 

Venüs

 

Dünya

 

Ay

 

Mars

 

Jüpiter

 

Satürn

 

Uranüs

  veya  

Neptün

 

Merkür, Venüs, Jüpiter, Satürn ve muhtemelen Mars'ın yazılı sembollerinin geç Yunan papirüs metinlerinde bulunan biçimlerine kadar izi sürülmüştür. Jüpiter ve Satürn'ün sembolleri, bu sembollere karşılık gelen Yunanca adların monogramları olarak tanımlanırken, Merkür'ün sembolü stilize bir kadüsedir.[256]

Annie Scott Dill Maunder'e göre, gezegen sembollerinin öncülleri sanatta klasik gezegenlerle ilişkili tanrıları temsil etmek için kullanılmıştır. Francesco Bianchini tarafından 18. yüzyılda keşfedilen ancak 2. yüzyılda yapılmış Bianchini planisferi,[257] tanrıların gezegen sembollerinin tahminen ilk hâllerini ellerinde tuttuğu Antik Yunan kişileştirmelerini gösterir. Merkür'ün elinde bir kadüse; Venüs'ün kolyesinde başka bir kolyeye bağlı bir kordon; Mars'ın elinde bir mızrak; Jüpiter'in elinde bir asa; Satürn'ün elinde bir tırpan; Güneş'te ışınlar saçan bir taç; Ay'ın ise bir hilâlin tutturulduğu bir başlığı vardır.[258] Haç işaretli modern şekiller ilk olarak 16. yüzyıl civarında ortaya çıkmıştır. Maunder'e göre, haçların eklenmesi “eski pagan tanrılarının sembollerine bir nevî Hristiyanlık tadı verme girişimi" gibi görünür.[258] Dünya ise klasik bir gezegen olarak kabul edilmediği için günmerkezli modelin kabulünün öncesinden kalma ve dünyanın dört yanını temsil eden bir sembolden türemiştir.[259]

Güneş'in etrafında dönen başka gezegenler keşfedildiğinde yeni semboller üretildi. En yaygın astronomik sembol olan Uranüs'ün sembolü⛢,[260] Johann Gottfried Köhler tarafından yapılmıştır ve sembolün üretildiği tarihlerde henüz yeni keşfedilmiş bir element olan platini temsil etmesi amaçlanmıştır.[261][262] Jérôme Lalande tarafından üretilmiş olan alternatif sembol ♅, Uranüs'ün kâşifi Herschel'i temsilen tepesinde H harfi olan bir küredir.[263] Günümüzde ilk sembol⛢ çoğunlukla astronomlar tarafından, ikinci sembol ♅ ise astrologlar tarafından kullanılır, ancak her iki sembolü de farklı bağlamlarda bulmak mümkündür.[260] Keşfedildiklerinde gezegen olarak kabul edilen bazı asteroitlere de aynı şekilde soyut semboller verilmiştir. Örneğin Ceres'i bir orak (⚳), Pallas'ı mızrak (⚴), Juno'yu bir kraliyet asası (⚵) ve Vesta'yı bir ocak (⚶) sembolü temsil ediyordu. Ancak keşfedilen gök cisimlerinin sayısı giderek arttıkça sembol vermek yerine numaralandırma uygulamasına geçildi (mitolojiden bir isim almamış ilk asteroit olan Massalia, aynı zamanda kâşifi tarafından bir sembol verilmeyen ilk asteroittir). İlk keşfedilen dört asteroit olan Ceres, Pallas, Juno ve Vesta'nın sembolleri diğerlerinden daha uzun süre kullanımda kalmıştır.[152] Öyle ki günümüzde bile NASA Ceres'in sembolünü kullanır - Ceres aynı zamanda bir cüce gezegen olan tek asteroittir.[264] Neptün'ün sembolü (♆), Neptün'ün üç dişli mızrağını temsil eder.[262] Plüton'un astronomik sembolü bir P ve L harflerinin bir monogramından ibarettir (♇)[265] ancak Uluslararası Astronomi Birliği, Plüton'u yeniden sınıflandırdığından beri bu sembolün kullanımı azalmıştır.[264] Plüton'un yeniden sınıflandırılmasından bu yana NASA, Plüton'un geleneksel astrolojik sembolü olan ve Plüton'un çatal dişi üzerinde bir gezegen küresi olan sembolü (⯓) kullanır.[264]

Unicode'daki bazı nadir rastlanan gezegen sembolleri
Dünya

 

Vesta

 

Juno

 

Ceres

 

Pallas

 

Hygiea

 

Orcus

 

Plüton

  or  

Haumea

 

Quaoar

 

Makemake

 

Gonggong

 

Eris

 

Sedna

 

Uluslararası Astronomi Birliği, modern makalelerde gezegen sembollerini kullanmak yerine, büyük gezegenler için tek harfli veya iki harfli (Merkür ve Mars'ı birbirinden ayırt etmek için) kısaltmaları destekler. Güneş ve Dünya'nın sembolleri yine de yaygın kullanılır çünkü Güneş kütlesi ve Dünya kütlesi gibi benzer birimler astronomide yaygındır.[266] Günümüzde diğer gezegen sembollerine çoğunlukla astrolojide rastlanır. Astrologlar ilk keşfedilen birkaç asteroit için eski astronomik sembolleri yeniden diriltmiş ve diğer gök cisimleri için de yeni semboller üretmeye devam eder.[264] Bunlara 21. yüzyılda keşfedilen cüce gezegenler için verilen nispeten standart astrolojik semboller de dahildir. Bu cüce gezegenlere astronomlar tarafından sembol verilmemiştir zira keşfedildikleri tarihlerde gezegen sembollerinin kullanımı astronomide çoğunlukla bırakılmıştı. Birçok astrolojik sembol Unicode'a dahil edilmiştir ve bu yeni sembollerden birkaçı (Haumea, Makemake ve Eris'in sembolleri) Unicode'a dahil edildiğinden beridir NASA tarafından da astronomide kullanılır.[264] Örneğin Eris'in sembolü, tanrıça Eris'e tapan bir din olan Discordianizm'e ait geleneksel bir semboldür. Diğer cüce gezegen sembolleri çoğunlukla (Haumea hariç) geldikleri kültürlerin yerel yazılarındaki baş harflerdir. Buna ek olarak Makemake'nin yüzü veya Gonggong'un yılan kuyruğu gibi bazı semboller, söz konusu gök cismiyle ilişkilendirilen tanrı veya kültürle ilgili bir öğeyi de temsil ederler.[264][267]

Ayrıca bakınız

değiştir
  1. ^ Seyyare de denir.
  2. ^ Bu beşte birlik istatistiği oluşturmak amacıyla kullanılmış "yaşanabilir bölge" terimi Dünya'nın yıldız akısının 0,25'ten 4'e kadar olan bölgesini ifade eder (Güneş için 0,5-2 astronomik birime denk gelir).
  3. ^ "Dünya boyutu" bu istatistiği oluşturmak amacıyla Dünya yarı çapının 1-2 katı olarak alınmıştır.
  4. ^ Korece'de bu isimler Çince karakterlerden ziyade Hangıl alfabesinde yazılır, örneğin Plüton için 명왕성 şeklinde bir yazım mevcuttur. Vietnamca'da, bu isimleri doğrudan Sino-Vietnamca olarak okumak yerine öyküntülerini kullanmak daha yaygındır, örneğin Merkür için Thuỷ tinh yerine sao Thuỷ denilir. Plüton sao Minh Vương yerine sao Diêm VươngYama yıldızıdır”.[238]

Kaynakça

değiştir
  1. ^ Wetherill, G. W. (1980). "Formation of the Terrestrial Planets". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 18 (1): 77-113. Bibcode:1980ARA&A..18...77W. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.000453. 
  2. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal. 778 (1): 1-29. arXiv:1310.2211 $2. Bibcode:2013ApJ...778...77D. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. 
  3. ^ Inaba, S.; Ikoma, M. (2003). "Enhanced Collisional Growth of a Protoplanet that has an Atmosphere". Astronomy and Astrophysics. 410 (2): 711-723. Bibcode:2003A&A...410..711I. doi:10.1051/0004-6361:20031248 . 
  4. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, J. J.; Lissauer; Bodenheimer, P. (2014). "Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope". Icarus. 241: 298-312. arXiv:1405.7305 $2. Bibcode:2014Icar..241..298D. doi:10.1016/j.icarus.2014.06.029. 
  5. ^ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). "Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints". Icarus. 199 (2): 338-350. arXiv:0810.5186 $2. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. 
  6. ^ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). "Giant Planet Formation". Seager, S. (Ed.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. ss. 319-346. arXiv:1006.5486 $2. Bibcode:2010exop.book..319D. 
  7. ^ Chambers, J. (2011). "Terrestrial Planet Formation". S. Seager. (Ed.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson. ss. 297-317. Bibcode:2010exop.book..297C. 
  8. ^ Canup, Robin M.; Ward, William R. (2008). Origin of Europa and the Galilean Satellites. University of Arizona Press. s. 59. arXiv:0812.4995 $2. Bibcode:2009euro.book...59C. ISBN 978-0-8165-2844-8. 
  9. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks". The Astrophysical Journal. 806 (1). ss. 29pp. arXiv:1504.04364 $2. Bibcode:2015ApJ...806..203D. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. 
  10. ^ Agnor, C. B.; Hamilton, D. P. (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter" (PDF). Nature. 441 (7090). ss. 192-4. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. 14 Ekim 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mayıs 2022. 
  11. ^ Taylor, G. Jeffrey (31 Aralık 1998). "Origin of the Earth and Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. 10 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Nisan 2010. 
  12. ^ Stern, S.A.; Bagenal, F.; Ennico, K.; Gladstone, G.R.; ve diğerleri. (16 Ekim 2015). "The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons". Science. 350 (6258). s. aad1815. arXiv:1510.07704 $2. Bibcode:2015Sci...350.1815S. doi:10.1126/science.aad1815. PMID 26472913. 
  13. ^ Dutkevitch, Diane (1995). The Evolution of Dust in the Terrestrial Planet Region of Circumstellar Disks Around Young Stars (PhD thesis). University of Massachusetts Amherst. Bibcode:1995PhDT..........D. 25 Kasım 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  14. ^ Matsuyama, I.; Johnstone, D.; Murray, N. (2005). "Halting Planet Migration by Photoevaporation from the Central Source". The Astrophysical Journal. 585 (2): L143-L146. arXiv:astro-ph/0302042 $2. Bibcode:2003ApJ...585L.143M. doi:10.1086/374406. 
  15. ^ Kenyon, Scott J.; Bromley, Benjamin C. (2006). "Terrestrial Planet Formation. I. The Transition from Oligarchic Growth to Chaotic Growth". The Astronomical Journal. 131 (3): 1837-1850. arXiv:astro-ph/0503568 $2. Bibcode:2006AJ....131.1837K. doi:10.1086/499807. Diğer özetKenyon, Scott J. Personal web page. 
  16. ^ Martin, R. G.; Livio, M. (1 Ocak 2013). "On the formation and evolution of asteroid belts and their potential significance for life". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters (İngilizce). 428 (1). ss. L11-L15. arXiv:1211.0023 $2. doi:10.1093/mnrasl/sls003. ISSN 1745-3925. 
  17. ^ Peale, S. J. (September 1999). "Origin and Evolution of the Natural Satellites". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (İngilizce). 37 (1). ss. 533-602. Bibcode:1999ARA&A..37..533P. doi:10.1146/annurev.astro.37.1.533. ISSN 0066-4146. 13 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022. 
  18. ^ Ida, Shigeru; Nakagawa, Yoshitsugu; Nakazawa, Kiyoshi (1987). "The Earth's core formation due to the Rayleigh-Taylor instability". Icarus. 69 (2): 239-248. Bibcode:1987Icar...69..239I. doi:10.1016/0019-1035(87)90103-5. 
  19. ^ Chuang, F. (6 Haziran 2012). "FAQ – Atmosphere". Planetary Science Institute (İngilizce). 23 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022. 
  20. ^ Kasting, James F. (1993). "Earth's early atmosphere". Science. 259 (5097): 920-6. Bibcode:1993Sci...259..920K. doi:10.1126/science.11536547. PMID 11536547. 
  21. ^ Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2). s. 1102. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383. 
  22. ^ Wang, Ji; Fischer, Debra A. (2013). "Revealing a Universal Planet-Metallicity Correlation for Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars". The Astronomical Journal. 149 (1). s. 14. arXiv:1310.7830 $2. Bibcode:2015AJ....149...14W. doi:10.1088/0004-6256/149/1/14. 
  23. ^ Harrison, Edward Robert (2000). Cosmology: The Science of the Universe (İngilizce). Cambridge University Press. s. 114. ISBN 978-0-521-66148-5. 14 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022. 
  24. ^ a b c "IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes". International Astronomical Union. 2006. 29 Nisan 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Aralık 2009. 
  25. ^ "Planetary Physical Parameters". Solar System Dynamics. Jet Propulsion Laboratory. 4 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2022. 
  26. ^ a b c Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System. 2nd. Academic Press. s. 59. ISBN 978-0-12-446744-6. 
  27. ^ a b Marley, Mark (2 Nisan 2019). "Not a Heart of Ice". planetary.org (İngilizce). The Planetary Society. 12 Ağustos 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2022. 
  28. ^ a b c d Grundy, W.M.; Noll, K.S.; Buie, M.W.; Benecchi, S.D.; ve diğerleri. (December 2018). "The Mutual Orbit, Mass, and Density of Transneptunian Binary Gǃkúnǁʼhòmdímà ((229762) 2007 UK126)" (PDF). Icarus. Cilt 334. s. 30. Bibcode:2019Icar..334...30G. doi:10.1016/j.icarus.2018.12.037. 7 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  29. ^ a b Emery, J. P.; Wong, I.; Brunetto, R.; Cook, J. C.; Pinilla-Alonso, N.; Stansberry, J. A.; Holler, B. J.; Grundy, W. M.; Protopapa, S.; Souza-Feliciano, A. C.; Fernández-Valenzuela, E.; Lunine, J. I.; Hines, D. C. (2024). "A Tale of 3 Dwarf Planets: Ices and Organics on Sedna, Gonggong, and Quaoar from JWST Spectroscopy". Icarus. Cilt 414. arXiv:2309.15230 $2. Bibcode:2024Icar..41416017E. doi:10.1016/j.icarus.2024.116017. 
  30. ^ Brown, Michael E.; Schaller, Emily L. (15 Haziran 2007). "The Mass of Dwarf Planet Eris" (PDF). Science. 316 (5831). s. 1585. Bibcode:2007Sci...316.1585B. doi:10.1126/science.1139415. PMID 17569855. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Eylül 2015. 
  31. ^ "How Big Is Pluto? New Horizons Settles Decades-Long Debate". NASA. 7 Ağustos 2017. 9 Kasım 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2022. 
  32. ^ a b c d e f g h Lakdawalla, Emily (21 Nisan 2020). "What Is A Planet?". The Planetary Society. 22 Ocak 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Nisan 2022. 
  33. ^ Sykes, Mark V. (March 2008). "The Planet Debate Continues". Science. 319 (5871): 1765. doi:10.1126/science.1155743. ISSN 0036-8075. PMID 18369125. 
  34. ^ "Pre-generated Exoplanet Plots". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. NASA Exoplanet Archive. 30 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Haziran 2022. 
  35. ^ Schneider, J. "Interactive Extra-solar Planets Catalog". The Extrasolar Planets Encyclopedia. Erişim tarihi: 20 Ağustos 2024. 
  36. ^ "Exoplanet Archive Planet Counts". 12 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  37. ^ Johnson, Michele; Harrington, J.D. (26 Şubat 2014). "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. 26 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2014. 
  38. ^ a b "The Habitable Exoplanets Catalog - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo". phl.upr.edu. 20 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  39. ^ Cassan, Arnaud; D. Kubas; J.-P. Beaulieu; M. Dominik ve diğerleri. (12 Ocak 2012). "One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations". Nature. 481 (7380): 167-169. doi:10.1038/nature10684. PMID 22237108. 21 Kasım 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Kasım 2021. 
  40. ^ a b Wolszczan, A.; Frail, D. A. (1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12". Nature. 355 (6356): 145-147. Bibcode:1992Natur.355..145W. doi:10.1038/355145a0. 
  41. ^ Wolszczan, Alex (2008). "Planets Around the Pulsar PSR B1257+12". Extreme Solar Systems. Cilt 398. ss. 3+. Bibcode:2008ASPC..398....3W. 13 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022. 
  42. ^ a b "What worlds are out there?". Canadian Broadcasting Corporation (İngilizce). 25 Ağustos 2016. 25 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2017. 
  43. ^ Chen, Rick (23 Ekim 2018). "Top Science Results from the Kepler Mission". NASA. 11 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2022. The most common size of planet Kepler found doesn't exist in our solar system—a world between the size of Earth and Neptune—and we have much to learn about these planets. 
  44. ^ a b Barclay, Thomas; Rowe, Jason F.; Lissauer, Jack J.; Huber, Daniel; ve diğerleri. (28 Şubat 2013). "A sub-Mercury-sized exoplanet". Nature (İngilizce). 494 (7438). ss. 452-454. arXiv:1305.5587 $2. Bibcode:2013Natur.494..452B. doi:10.1038/nature11914. ISSN 0028-0836. PMID 23426260. 19 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2022. 
  45. ^ a b "Kepler: A Search For Habitable Planets – Kepler-20e". NASA. 20 Aralık 2011. 31 Mart 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2011. 
  46. ^ "NASA Discovers First Earth-size Planets Beyond Our Solar System". NASA. 20 Aralık 2011. 16 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2011. 
  47. ^ Hand (20 Aralık 2011). "Kepler discovers first Earth-sized exoplanets". Nature. doi:10.1038/nature.2011.9688. 
  48. ^ Overbye (20 Aralık 2011). "Two Earth-Size Planets Are Discovered". New York Times. 20 Aralık 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Aralık 2011. 
  49. ^ Kopparapu, Ravi Kumar (2013). "A revised estimate of the occurrence rate of terrestrial planets in the habitable zones around kepler m-dwarfs". The Astrophysical Journal Letters. 767 (1). s. L8. arXiv:1303.2649 $2. Bibcode:2013ApJ...767L...8K. doi:10.1088/2041-8205/767/1/L8. 
  50. ^ Watson, Traci (10 Mayıs 2016). "NASA discovery doubles the number of known planets". USA Today. 10 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Mayıs 2016. 
  51. ^ Sanders, R. (4 Kasım 2013). "Astronomers answer key question: How common are habitable planets?". newscenter.berkeley.edu. 7 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Kasım 2013. 
  52. ^ Petigura, E. A.; Howard, A. W.; Marcy, G. W (2013). "Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars". Proceedings of the National Academy of Sciences. 110 (48): 19273-19278. doi:10.1073/pnas.1319909110. PMC 3845182 $2. PMID 24191033. 12 Kasım 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Kasım 2021. 
  53. ^ Drake, Frank (29 Eylül 2003). "The Drake Equation Revisited". Astrobiology Magazine. 28 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  54. ^ a b c d Chen, Jingjing; Kipping, David (2016). "Probabilistic Forecasting of the Masses and Radii of Other Worlds". The Astrophysical Journal. 834 (1): 17. arXiv:1603.08614 $2. doi:10.3847/1538-4357/834/1/17. 27 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Temmuz 2021. 
  55. ^ Lopez, E. D.; Fortney, J. J. (2013). "Understanding the Mass-Radius Relation for Sub-Neptunes: Radius as a Proxy for Composition". The Astrophysical Journal. 792 (1): 1. arXiv:1311.0329 $2. Bibcode:2014ApJ...792....1L. doi:10.1088/0004-637X/792/1/1. 
  56. ^ "New 'super-Earth' found in space". BBC News. 25 Nisan 2007. 10 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Nisan 2007. 
  57. ^ von Bloh; ve diğerleri. (2007). "The Habitability of Super-Earths in Gliese 581". Astronomy and Astrophysics. 476 (3). ss. 1365-1371. arXiv:0705.3758 $2. Bibcode:2007A&A...476.1365V. doi:10.1051/0004-6361:20077939. 
  58. ^ a b c d e Hatzes, Artie P.; Rauer, Heike (2015). "A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship". The Astrophysical Journal. 810 (2). s. L25. arXiv:1506.05097 $2. Bibcode:2015ApJ...810L..25H. doi:10.1088/2041-8205/810/2/L25. 
  59. ^ Zhang, Zhoujian; Liu, Michael C.; Claytor, Zachary R.; Best, William M. J.; ve diğerleri. (1 Ağustos 2021). "The Second Discovery from the COCONUTS Program: A Cold Wide-orbit Exoplanet around a Young Field M Dwarf at 10.9 pc". The Astrophysical Journal Letters. 916 (2). s. L11. arXiv:2107.02805 $2. Bibcode:2021ApJ...916L..11Z. doi:10.3847/2041-8213/ac1123 . hdl:20.500.11820/4f26e8e5-5d42-4259-bc20-fcb093d664b6. ISSN 2041-8205. 
  60. ^ "Extrasolar Planets". lasp.colorado.edu. 5 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022. 
  61. ^ Anderson, D. R.; Hellier, C.; Gillon, M.; Triaud, A. H. M. J.; Smalley, B.; Hebb, L.; Collier Cameron, A.; Maxted, P. F. L.; Queloz, D.; West, R. G.; Bentley, S. J.; Enoch, B.; Horne, K.; Lister, T. A.; Mayor, M.; Parley, N. R.; Pepe, F.; Pollacco, D.; Ségransan, D.; Udry, S.; Wilson, D. M. (2009). "WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit". The Astrophysical Journal. 709 (1): 159-167. arXiv:0908.1553 $2. Bibcode:2010ApJ...709..159A. doi:10.1088/0004-637X/709/1/159. 
  62. ^ a b c d e Young, Charles Augustus (1902). Manual of Astronomy: A Text Book. Ginn & company. ss. 324-327. 
  63. ^ Dvorak, R.; Kurths, J.; Freistetter, F. (2005). Chaos And Stability in Planetary Systems. New York: Springer. s. 90. ISBN 978-3-540-28208-2. 
  64. ^ Moorhead, Althea V.; Adams, Fred C. (2008). "Eccentricity evolution of giant planet orbits due to circumstellar disk torques". Icarus. 193 (2): 475-484. arXiv:0708.0335 $2. Bibcode:2008Icar..193..475M. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.009. 
  65. ^ "Planets – Kuiper Belt Objects". The Astrophysics Spectator. 15 Aralık 2004. 15 Kasım 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  66. ^ Tatum, J. B. (2007). "17. Visual binary stars". Celestial Mechanics. Personal web page. Erişim tarihi: 2 Şubat 2008. 
  67. ^ Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. (2002). "A Correlation between Inclination and Color in the Classical Kuiper Belt". Astrophysical Journal. 566 (2): L125. arXiv:astro-ph/0201040 $2. Bibcode:2002ApJ...566L.125T. doi:10.1086/339437. 
  68. ^ Peter Goldreich (Nov 1966). "History of the Lunar Orbit". Reviews of Geophysics. 4 (4): 411. Bibcode:1966RvGSP...4..411G. doi:10.1029/RG004i004p00411. 
  69. ^ a b Harvey, Samantha (1 Mayıs 2006). "Weather, Weather, Everywhere?". NASA. 31 Ağustos 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  70. ^ Planetary Fact Sheets 4 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., at http://nssdc.gsfc.nasa.gov 22 Eylül 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  71. ^ Schorghofer, N.; Mazarico, E.; Platz, T.; Preusker, F.; Schröder, S. E.; Raymond, C. A.; Russell, C. T. (6 Temmuz 2016). "The permanently shadowed regions of dwarf planet Ceres". Geophysical Research Letters. 43 (13): 6783-6789. Bibcode:2016GeoRL..43.6783S. doi:10.1002/2016GL069368. 
  72. ^ Carry, B. (2009). "Physical properties of (2) Pallas". Icarus. 205 (2): 460-472. arXiv:0912.3626 $2. Bibcode:2010Icar..205..460C. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.007. 
  73. ^ Thomas, P. C. (1997). "Vesta: Spin Pole, Size, and Shape from HST Images". Icarus. 128 (1): 88-94. Bibcode:1997Icar..128...88T. doi:10.1006/icar.1997.5736. 
  74. ^ Winn, Joshua N.; Holman, Matthew J. (2005). "Obliquity Tides on Hot Jupiters". The Astrophysical Journal. 628 (2): L159. arXiv:astro-ph/0506468 $2. Bibcode:2005ApJ...628L.159W. doi:10.1086/432834. 
  75. ^ Seidelmann, P. Kenneth, (Ed.) (1992). Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac. University Science Books. s. 384. ISBN 978-1891389856. 
  76. ^ Lang, Kenneth R. (2011). The Cambridge Guide to the Solar System (2. bas.). Cambridge University Press. ISBN 978-1139494175. 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  77. ^ Bills, Bruce G. (2005). "Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter". Icarus. 175 (1): 233-247. Bibcode:2005Icar..175..233B. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. 27 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Temmuz 2023. 
  78. ^ Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L. (1963). "Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements". Science. 139 (3558): 910-911. Bibcode:1963Sci...139..910G. doi:10.1126/science.139.3558.910. PMID 17743054. 
  79. ^ a b Belton, M. J. S.; Terrile, R. J. (1984). Bergstralh, J. T. (Ed.). Rotational properties of Uranus and Neptune. Voyager "Uranus-Neptune" Workshop Pasadena February 6–8, 1984. ss. 327-347. Bibcode:1984NASCP2330..327B. 
  80. ^ Borgia, Michael P. (2006). The Outer Worlds; Uranus, Neptune, Pluto, and Beyond. Springer New York. ss. 195-206. ISBN 978-0-387-46322-3. 
  81. ^ Lissauer, Jack J. (September 1993). "Planet formation". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 129-174. Bibcode:1993ARA&A..31..129L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001021. 
  82. ^ "Planet Compare". Solar System Exploration. NASA. 9 Mart 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2022. 
  83. ^ Zarka, Philippe; Treumann, Rudolf A.; Ryabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B. (2001). "Magnetically-Driven Planetary Radio Emissions and Application to Extrasolar Planets". Astrophysics and Space Science. 277 (1/2): 293-300. Bibcode:2001Ap&SS.277..293Z. doi:10.1023/A:1012221527425. 
  84. ^ Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. (1965). "Theory of Rotation for the Planet Mercury". Science. 150 (3704): 1717. Bibcode:1965Sci...150.1717L. doi:10.1126/science.150.3704.1717. PMID 17768871. 
  85. ^ Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (May 2003). "Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part I: Theory" (PDF). Icarus. 163 (1): 1-23. Bibcode:2003Icar..163....1C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00042-3. 27 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 9 Eylül 2006. 
  86. ^ Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (2003). "Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part II: Numerical Simulations" (PDF). Icarus. 163 (1): 24-45. Bibcode:2003Icar..163...24C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5. 2 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 9 Eylül 2006. 
  87. ^ Schutz, Bernard (2003). Gravity from the Ground Up. Cambridge University Press. s. 43. ISBN 978-0521455060. 6 Ağustos 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Nisan 2017. 
  88. ^ Young, Leslie A. (1997). "The Once and Future Pluto". Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. 30 Mart 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2007. 
  89. ^ Szakáts, R.; Kiss, Cs.; Ortiz, J. L.; Morales, N.; Pál, A.; Müller, T. G. (2023). "Tidally locked rotation of the dwarf planet (136199) Eris discovered via long-term ground-based and space photometry". Astronomy & Astrophysics. 669: L3. arXiv:2211.07987 $2. Bibcode:2023A&A...669L...3S. doi:10.1051/0004-6361/202245234. 
  90. ^ Ortiz, J. L.; Cikota, A.; Cikota, S.; Hestroffer, D.; Thirouin, A.; Morales, N.; Duffard, R.; Gil-Hutton, R.; Santos-Sanz, P.; De La Cueva, I. (2010). "A mid-term astrometric and photometric study of trans-Neptunian object (90482) Orcus". Astronomy & Astrophysics. 525: A31. arXiv:1010.6187 $2. Bibcode:2011A&A...525A..31O. doi:10.1051/0004-6361/201015309. 
  91. ^ Rabinowitz, D. L.; Barkume, Kristina; Brown, Michael E.; Roe, Henry; Schwartz, Michael; Tourtellotte, Suzanne; Trujillo, Chad (2006). "Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 EL61, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt". Astrophysical Journal. 639 (2): 1238-1251. arXiv:astro-ph/0509401 $2. Bibcode:2006ApJ...639.1238R. doi:10.1086/499575. 
  92. ^ Singal, Ashok K. (May 2014). "Life on a tidally-locked planet". Planex Newsletter. 4 (2): 8. arXiv:1405.1025 $2. Bibcode:2014arXiv1405.1025S. 
  93. ^ Walker, G. A. H.; Croll, B.; Matthews, J. M.; Kuschnig, R.; Huber, D.; Weiss, W. W.; Shkolnik, E.; Rucinski, S. M.; Guenther, D. B. (2008). "MOST detects variability on tau Bootis possibly induced by its planetary companion". Astronomy and Astrophysics. 482 (2): 691-697. arXiv:0802.2732 $2. Bibcode:2008A&A...482..691W. doi:10.1051/0004-6361:20078952. 25 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2023. 
  94. ^ Faber, Peter; Quillen, Alice C. (26 Kasım 2007). "The Total Number of Giant Planets in Debris Disks with Central Clearings". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (4): 1823-1828. arXiv:0706.1684 $2. Bibcode:2007MNRAS.382.1823F. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12490.x. 
  95. ^ Milbert, D. G.; Smith, D. A. "Converting GPS Height into NAVD88 Elevation with the GEOID96 Geoid Height Model". National Geodetic Survey, NOAA. 11 Ekim 1997 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mart 2007. 
  96. ^ Sandwell, D. T.; Smith, Walter H. F. (7 Temmuz 2006). "Exploring the Ocean Basins with Satellite Altimeter Data". NOAA/NGDC. 15 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Nisan 2007. 
  97. ^ Wieczorek, M. A. (2015), Schubert, Gerald (Ed.), "10.05 – Gravity and Topography of the Terrestrial Planets", Treatise on Geophysics (İngilizce) (2. bas.), Oxford: Elsevier, ss. 153-193, ISBN 978-0-444-53803-1, 13 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 13 Mayıs 2022 
  98. ^ a b Brown, Michael E. (2006). "The Dwarf Planets". California Institute of Technology. 27 Haziran 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2008. 
  99. ^ a b Schneider, J. (2016). "III.8 Exoplanets versus brown dwarfs: The CoRoT view and the future". The CoRoT Legacy Book (İngilizce). EDP Sciences. s. 157. arXiv:1604.00917 $2. doi:10.1051/978-2-7598-1876-1.c038. ISBN 978-2-7598-1876-1. 
  100. ^ a b Wright, Jason T; Fakhouri, Onsi; Marcy, G.; Han, Eunkyu; Feng, Ying; Johnson, John Asher (2010). "The Exoplanet Orbit Database". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 123 (902): 412-422. arXiv:1012.5676 $2. Bibcode:2011PASP..123..412W. doi:10.1086/659427. 
  101. ^ Konacki, M.; Wolszczan, A. (2003). "Masses and Orbital Inclinations of Planets in the PSR B1257+12 System". The Astrophysical Journal. 591 (2): L147-L150. arXiv:astro-ph/0305536 $2. Bibcode:2003ApJ...591L.147K. doi:10.1086/377093. 
  102. ^ Veras, Dimitri (2021). "Planetary Systems Around White Dwarfs". Oxford Research Encyclopedia of Planetary Science (İngilizce). Oxford University Press. arXiv:2106.06550 $2. doi:10.1093/acrefore/9780190647926.013.238. ISBN 978-0-19-064792-6. 6 Haziran 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2022. 
  103. ^ a b Jacobson, Robert. A. (1 Kasım 2022). "The Orbits of the Main Saturnian Satellites, the Saturnian System Gravity Field, and the Orientation of Saturn's Pole*". The Astronomical Journal. 164 (5): 199. Bibcode:2022AJ....164..199J. doi:10.3847/1538-3881/ac90c9. 
  104. ^ Thomas, P. C. (July 2010). "Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission" (PDF). Icarus. 208 (1): 395-401. Bibcode:2010Icar..208..395T. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.025. 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2023. 
  105. ^ Jia-Rui C. Cook and Dwayne Brown (26 Nisan 2012). "Cassini Finds Saturn Moon Has Planet-Like Qualities". JPL/NASA. 27 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  106. ^ Gaffey, Michael (1984). "Rotational spectral variations of asteroid (8) Flora: Implications for the nature of the S-type asteroids and for the parent bodies of the ordinary chondrites". Icarus. 60 (1): 83-114. Bibcode:1984Icar...60...83G. doi:10.1016/0019-1035(84)90140-4. 21 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ekim 2024. 
  107. ^ Hardersen, Paul S.; Gaffey, Michael J.; Abell, Paul A. (2005). "Near-IR spectral evidence for the presence of iron-poor orthopyroxenes on the surfaces of six M-type asteroid". Icarus. 175 (1): 141. Bibcode:2005Icar..175..141H. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.017. 
  108. ^ a b Asphaug, E.; Reufer, A. (2014). "Mercury and other iron-rich planetary bodies as relics of inefficient accretion". Nature Geoscience. 7 (8): 564-568. Bibcode:2014NatGe...7..564A. doi:10.1038/NGEO2189. 
  109. ^ a b Yang, B.; Hanuš, J.; Carry, B.; Vernazza, P.; Brož, M.; Vachier, F.; Rambaux, N.; Marsset, M.; Chrenko, O.; Ševeček, P.; Viikinkoski, M.; Jehin, E.; Ferrais, M.; Podlewska-Gaca, E.; Drouard, A.; Marchis, F.; Birlan, M.; Benkhaldoun, Z.; Berthier, J.; Bartczak, P.; Dumas, C.; Dudziński, G.; Ďurech, J.; Castillo-Rogez, J.; Cipriani, F.; Colas, F.; Fetick, R.; Fusco, T.; Grice, J.; Jorda, L. (2020), "Binary asteroid (31) Euphrosyne: Ice-rich and nearly spherical", Astronomy & Astrophysics, cilt 641, s. A80, arXiv:2007.08059 $2, Bibcode:2020A&A...641A..80Y, doi:10.1051/0004-6361/202038372 
  110. ^ a b "Planetary Interiors". Department of Physics, University of Oregon. 8 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  111. ^ Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House. ISBN 978-0-8160-5196-0. 
  112. ^ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (December 1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12): 1517-1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  113. ^ Neumann, W.; Breuer, D.; Spohn, T. (2 Aralık 2015). "Modelling the internal structure of Ceres: Coupling of accretion with compaction by creep and implications for the water-rock differentiation" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 584: A117. Bibcode:2015A&A...584A.117N. doi:10.1051/0004-6361/201527083. 22 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2016. 
  114. ^ Monteux, J.; Tobie, G.; Choblet, G.; Le Feuvre, M. (2014). "Can large icy moons accrete undifferentiated?" (PDF). Icarus. 237: 377-387. Bibcode:2014Icar..237..377M. doi:10.1016/j.icarus.2014.04.041. 9 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Ağustos 2022. 
  115. ^ Zurbuchen, Thomas H.; Raines, Jim M.; Gloeckler, George; Krimigis, Stamatios M.; Slavin, James A.; Koehn, Patrick L.; Killen, Rosemary M.; Sprague, Ann L.; McNutt Jr., Ralph L.; Solomon, Sean C. (2008). "MESSENGER Observations of the Composition of Mercury's Ionized Exosphere and Plasma Environment". Science. 321 (5885): 90-92. Bibcode:2008Sci...321...90Z. doi:10.1126/science.1159314. PMID 18599777. 
  116. ^ Coustenis, Athéna; Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. s. 130. ISBN 978-981-270-501-3. 14 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Mart 2010. 
  117. ^ "Neptune: Moons: Triton". Solar System Exploration. 10 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Aralık 2007. 
  118. ^ Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Forget, F.; Vangvichith, M.; Käufl, H.-U. (2015). "Exploring the spatial, temporal, and vertical distribution of methane in Pluto's atmosphere". Icarus. 246: 268-278. arXiv:1403.3208 $2. Bibcode:2015Icar..246..268L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.027. 18 Nisan 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ekim 2024. 
  119. ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. 129 (1): 518-525. arXiv:astro-ph/0410059 $2. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329. 
  120. ^ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics. Saunders College Publishing. s. 67. ISBN 978-0-03-006228-5. 
  121. ^ Haberle, R. M. (2015), "Solar System/Sun, Atmospheres, Evolution of Atmospheres | Planetary Atmospheres: Mars", North, Gerald R.; Pyle, John; Zhang, Fuqing (Ed.), Encyclopedia of Atmospheric Sciences, Academic Press, ss. 168-177, doi:10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN 978-0123822253 
  122. ^ Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). "The surface of Venus". Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699-1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  123. ^ S. I. Rasoonl; C. de Bergh (1970). "The Runaway Greenhouse Effect and the Accumulation of CO2 in the Atmosphere of Venus". Nature. 226 (5250): 1037-1039. Bibcode:1970Natur.226.1037R. doi:10.1038/2261037a0. PMID 16057644. 
  124. ^ Badescu, Viorel (2015). Zacny, Kris (Ed.). Inner Solar System: Prospective Energy and Material Resources. Heidelberg: Springer-Verlag GmbH. s. 492. ISBN 978-3319195681. 21 Ağustos 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Mayıs 2023. .
  125. ^ Horst, Sarah (2017). "Titan's Atmosphere and Climate". J. Geophys. Res. Planets. 122 (3): 432-482. arXiv:1702.08611 $2. Bibcode:2017JGRE..122..432H. doi:10.1002/2016JE005240. 
  126. ^ Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J. (2007). "A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD 189733 b". Nature. 447 (7141): 183-186. arXiv:0705.0993 $2. Bibcode:2007Natur.447..183K. doi:10.1038/nature05782. PMID 17495920. 
  127. ^ Demory, Brice-Olivier; de Wit, Julien; Lewis, Nikole; Fortney, Jonathan; Zsom, Andras; Seager, Sara (2013). "Inference of Inhomogeneous Clouds in an Exoplanet Atmosphere". The Astrophysical Journal Letters. 776 (2): L25. arXiv:1309.7894 $2. Bibcode:2013ApJ...776L..25D. doi:10.1088/2041-8205/776/2/L25. 
  128. ^ Moses, Julianne (1 Ocak 2014). "Extrasolar planets: Cloudy with a chance of dustballs". Nature. 505 (7481): 31-32. Bibcode:2014Natur.505...31M. doi:10.1038/505031a. PMID 24380949. 
  129. ^ Benneke, Björn; Wong, Ian; Piaulet, Caroline; Knutson, Heather A.; Lothringer, Joshua; Morley, Caroline V.; Crossfield, Ian J. M.; Gao, Peter; Greene, Thomas P.; Dressing, Courtney; Dragomir, Diana (10 Aralık 2019). "Water Vapor and Clouds on the Habitable-zone Sub-Neptune Exoplanet K2-18b". The Astrophysical Journal Letters. 887 (1): L14. arXiv:1909.04642 $2. Bibcode:2019ApJ...887L..14B. doi:10.3847/2041-8213/ab59dc. ISSN 2041-8205. 
  130. ^ Ballester, Gilda E.; Sing, David K.; Herbert, Floyd (2007). "The signature of hot hydrogen in the atmosphere of the extrasolar planet HD 209458b". Nature. 445 (7127). ss. 511-514. Bibcode:2007Natur.445..511B. doi:10.1038/nature05525. PMID 17268463. 28 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Eylül 2019. 
  131. ^ Villarreal D'Angelo, Carolina; Esquivel, Alejandro; Schneiter, Matías; Sgró, Mario Agustín (21 Eylül 2018). "Magnetized winds and their influence in the escaping upper atmosphere of HD 209458b". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 479 (3). ss. 3115-3125. doi:10.1093/mnras/sty1544. ISSN 0035-8711. 10 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2022. 
  132. ^ Harrington, Jason; Hansen, Brad M.; Luszcz, Statia H.; Seager, Sara (2006). "The phase-dependent infrared brightness of the extrasolar planet Andromeda b". Science. 314 (5799). ss. 623-626. arXiv:astro-ph/0610491 $2. Bibcode:2006Sci...314..623H. doi:10.1126/science.1133904. PMID 17038587. 
  133. ^ Showman, Adam P.; Tan, Xianyu; Parmentier, Vivien (December 2020). "Atmospheric Dynamics of Hot Giant Planets and Brown Dwarfs". Space Science Reviews (İngilizce). 216 (8). s. 139. arXiv:2007.15363 $2. Bibcode:2020SSRv..216..139S. doi:10.1007/s11214-020-00758-8. ISSN 0038-6308. 14 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2022. 
  134. ^ Fortney, Jonathan J.; Dawson, Rebekah I.; Komacek, Thaddeus D. (March 2021). "Hot Jupiters: Origins, Structure, Atmospheres". Journal of Geophysical Research: Planets (İngilizce). 126 (3). arXiv:2102.05064 $2. Bibcode:2021JGRE..12606629F. doi:10.1029/2020JE006629. ISSN 2169-9097. 14 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2022. 
  135. ^ a b c Kivelson, Margaret Galland; Bagenal, Fran (2007). "Planetary Magnetospheres". Lucy-Ann McFadden; Paul Weissman; Torrence Johnson (Ed.). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. s. 519. ISBN 978-0-12-088589-3. 
  136. ^ De Angelis, G.; Clowdsley, M. S.; Nealy, J. E.; Tripathi, R. K.; ve diğerleri. (January 2004). "Radiation analysis for manned missions to the Jupiter system". Advances in Space Research (İngilizce). 34 (6). ss. 1395-1403. Bibcode:2004AdSpR..34.1395D. doi:10.1016/j.asr.2003.09.061. PMID 15881781. 25 Nisan 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Temmuz 2022. 
  137. ^ Gefter, Amanda (17 Ocak 2004). "Magnetic planet". Astronomy. 1 Haziran 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ocak 2008. 
  138. ^ Shkolnik, E.; Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A. (10 Kasım 2003). "Evidence for Planet-induced Chromospheric Activity on HD 179949". The Astrophysical Journal (İngilizce). 597 (2). ss. 1092-1096. arXiv:astro-ph/0303557 $2. Bibcode:2003ApJ...597.1092S. doi:10.1086/378583. ISSN 0004-637X. 10 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2022. 
  139. ^ Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science. 48 (7–8). ss. 617-636. Bibcode:2000P&SS...48..617G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8. 
  140. ^ Fortes, A. D. (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus. 146 (2). ss. 444-452. Bibcode:2000Icar..146..444F. doi:10.1006/icar.2000.6400. 
  141. ^ Jones, Nicola (11 Aralık 2001). "Bacterial explanation for Europa's rosy glow". New Scientist Print Edition. 10 Nisan 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  142. ^ Taubner, Ruth-Sophie; Pappenreiter, Patricia; Zwicker, Jennifer; Smrzka, Daniel; Pruckner, Christian; Kolar, Philipp; Bernacchi, Sébastien; Seifert, Arne H.; Krajete, Alexander; Bach, Wolfgang; Peckmann, Jörn; Paulik, Christian; Firneis, Maria G.; Schleper, Christa; Rittmann, Simon K.-M. R. (27 Şubat 2018). "Biological methane production under putative Enceladus-like conditions". Nature Communications. 9 (1). s. 748. Bibcode:2018NatCo...9..748T. doi:10.1038/s41467-018-02876-y. ISSN 2041-1723. PMC 5829080 $2. PMID 29487311. 
  143. ^ Affholder, Antonin; ve diğerleri. (7 Haziran 2021). "Bayesian analysis of Enceladus's plume data to assess methanogenesis". Nature Astronomy. 5 (8). ss. 805-814. Bibcode:2021NatAs...5..805A. doi:10.1038/s41550-021-01372-6. 7 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Temmuz 2021. 
  144. ^ Molnar, L. A.; Dunn, D. E. (1996). "On the Formation of Planetary Rings". Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 28. ss. 77-115. Bibcode:1996DPS....28.1815M. 
  145. ^ Thérèse, Encrenaz (2004). The Solar System. 3. Springer. ss. 388-390. ISBN 978-3-540-00241-3. 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  146. ^ Ortiz, J. L.; Santos-Sanz, P.; Sicardy, B.; Benedetti-Rossi, G.; Bérard, D.; Morales, N.; ve diğerleri. (2017). "The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation" (PDF). Nature. 550 (7675). ss. 219-223. arXiv:2006.03113 $2. Bibcode:2017Natur.550..219O. doi:10.1038/nature24051. hdl:10045/70230 . PMID 29022593. 7 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Ekim 2022. 
  147. ^ Bruno E. Morgado; ve diğerleri. (8 Şubat 2023), "A dense ring of the trans-Neptunian object Quaoar outside its Roche limit", Nature, 614 (7947), Bibcode:2023Natur.614..239M, doi:10.1038/S41586-022-05629-6 Wikidata Q116754015
  148. ^ Luhman, K. L.; Adame, Lucía; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria (2005). "Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk". Astrophysical Journal. 635 (1). s. L93. arXiv:astro-ph/0511807 $2. Bibcode:2005ApJ...635L..93L. doi:10.1086/498868. 
  149. ^ Joergens, V.; Bonnefoy, M.; Liu, Y.; Bayo, A.; ve diğerleri. (2013). "OTS 44: Disk and accretion at the planetary border". Astronomy & Astrophysics. 558 (7). s. L7. arXiv:1310.1936 $2. Bibcode:2013A&A...558L...7J. doi:10.1051/0004-6361/201322432. 
  150. ^ a b c d Lecavelier des Etangs, A.; Lissauer, Jack J. (1 Haziran 2022). "The IAU working definition of an exoplanet". New Astronomy Reviews (İngilizce). 94: 101641. arXiv:2203.09520 $2. Bibcode:2022NewAR..9401641L. doi:10.1016/j.newar.2022.101641. ISSN 1387-6473. 13 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022. 
  151. ^ "What is a Planet? | Planets". NASA Solar System Exploration. 26 Nisan 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mayıs 2022. 
  152. ^ a b c d Hilton, James L. (17 Eylül 2001). "When Did the Asteroids Become Minor Planets?". U.S. Naval Observatory. 21 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Nisan 2007. 
  153. ^ a b c d e f g Metzger, Philip T.; Grundy, W. M.; Sykes, Mark V.; Stern, Alan; Bell III, James F.; Detelich, Charlene E.; Runyon, Kirby; Summers, Michael (2022). "Moons are planets: Scientific usefulness versus cultural teleology in the taxonomy of planetary science". Icarus. Cilt 374. s. 114768. arXiv:2110.15285 $2. Bibcode:2022Icar..37414768M. doi:10.1016/j.icarus.2021.114768. 11 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ağustos 2022. 
  154. ^ "Ancient Greek Astronomy and Cosmology". The Library of Congress. 1 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mayıs 2016. 
  155. ^ πλάνης 9 Mayıs 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., πλανήτης 9 Mayıs 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Liddell, Henry George; Scott, Robert; A Greek–English Lexicon at the Perseus Project.
  156. ^ "Definition of planet". Merriam-Webster Online. 25 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2007. 
  157. ^ "Planet Etymology". dictionary.com. 2 Temmuz 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Haziran 2015. 
  158. ^ a b "planet, n". Oxford English Dictionary. 2007. 4 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2008.  Note: select the Etymology tab
  159. ^ Neugebauer, Otto E. (1945). "The History of Ancient Astronomy Problems and Methods". Journal of Near Eastern Studies. 4 (1): 1-38. doi:10.1086/370729. 
  160. ^ Ronan, Colin. "Astronomy Before the Telescope". Astronomy in China, Korea and Japan (Walker bas.). ss. 264-265. 
  161. ^ Kuhn, Thomas S. (1957). The Copernican Revolution. Harvard University Press. ss. 5-20. ISBN 978-0-674-17103-9. 
  162. ^ a b Frautschi, Steven C.; Olenick, Richard P.; Apostol, Tom M.; Goodstein, David L. (2007). The Mechanical Universe: Mechanics and Heat. Advanced. Cambridge [Cambridgeshire]: Cambridge University Press. s. 58. ISBN 978-0-521-71590-4. OCLC 227002144. 
  163. ^ a b c d e Evans, James (1998). The History and Practice of Ancient Astronomy. Oxford University Press. ss. 296-7. ISBN 978-0-19-509539-5. 12 Aralık 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Şubat 2008. 
  164. ^ Francesca Rochberg (2000). "Astronomy and Calendars in Ancient Mesopotamia". Jack Sasson (Ed.). Civilizations of the Ancient Near East. III. s. 1930. ISBN 978-0684192796. 
  165. ^ Aaboe, Asger (1991), "The culture of Babylonia: Babylonian mathematics, astrology, and astronomy", Boardman, John; Edwards, I. E. S.; Hammond, N. G. L.; Sollberger, E.; Walker, C. B. F (Ed.), The Assyrian and Babylonian Empires and other States of the Near East, from the Eighth to the Sixth Centuries B.C., The Cambridge Ancient History, 3 (2), Cambridge: Cambridge University Press, ss. 276-292, ISBN 978-0521227179 
  166. ^ Lambert, W. G.; Reiner, Erica (1987). "Babylonian Planetary Omens. Part One. Enuma Anu Enlil, Tablet 63: The Venus Tablet of Ammisaduqa". Journal of the American Oriental Society. 107 (1): 93-96. doi:10.2307/602955. JSTOR 602955. 
  167. ^ Kasak, Enn; Veede, Raul (2001). Mare Kõiva; Andres Kuperjanov (Ed.). "Understanding Planets in Ancient Mesopotamia" (PDF). Electronic Journal of Folklore. 16: 7-35. CiteSeerX 10.1.1.570.6778 $2. doi:10.7592/fejf2001.16.planets. 4 Şubat 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2008. 
  168. ^ A. Sachs (2 Mayıs 1974). "Babylonian Observational Astronomy". Philosophical Transactions of the Royal Society. 276 (1257): 43-50 [45 & 48-9]. Bibcode:1974RSPTA.276...43S. doi:10.1098/rsta.1974.0008. JSTOR 74273. 
  169. ^ Burnet, John (1950). Greek philosophy: Thales to Plato. Macmillan and Co. ss. 7-11. ISBN 978-1-4067-6601-1. 28 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2008. 
  170. ^ a b Goldstein, Bernard R. (1997). "Saving the phenomena: the background to Ptolemy's planetary theory". Journal for the History of Astronomy. 28 (1): 1-12. Bibcode:1997JHA....28....1G. doi:10.1177/002182869702800101. 
  171. ^ Ptolemy; Toomer, G. J. (1998). Ptolemy's Almagest. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00260-6. 
  172. ^ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. "Aryabhata the Elder". MacTutor History of Mathematics archive. 1 Şubat 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2022. 
  173. ^ Sarma, K. V. (1997). "Astronomy in India". Selin, Helaine (Ed.). Encyclopaedia of the History of Science, Technology, and Medicine in Non-Western Cultures. Kluwer Academic Publishers. s. 116. ISBN 0-7923-4066-3. 
  174. ^ a b Ramasubramanian, K. (1998). "Model of planetary motion in the works of Kerala astronomers". Bulletin of the Astronomical Society of India. 26: 11-31 [23-4]. Bibcode:1998BASI...26...11R. 
  175. ^ Bausani, Alessandro (1973). "Cosmology and Religion in Islam". Scientia/Rivista di Scienza. 108 (67). s. 762. 
  176. ^ Ragep, Sally P. (2007). "Ibn Sina, Abu Ali [known as Avicenna] (980?1037)". Thomas Hockey (Ed.). Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al-Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā. The Biographical Encyclopedia of Astronomers. Springer. ss. 570-572. Bibcode:2000eaa..bookE3736.. doi:10.1888/0333750888/3736. ISBN 978-0-333-75088-9. 
  177. ^ Huth, John Edward (2013). The Lost Art of Finding Our Way. Harvard University Press. ss. 216-217. ISBN 978-0-674-07282-4. 
  178. ^ Sally P. Ragep (2007). "Ibn Sina, Abu Ali [known as Avicenna] (980?1037)". Thomas Hockey (Ed.). Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā. The Biographical Encyclopedia of Astronomers. Springer. ss. 570-572. Bibcode:2000eaa..bookE3736.. doi:10.1888/0333750888/3736. ISBN 978-0-333-75088-9. 
  179. ^ Ansari, S. M. Razaullah (2002). History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997. Springer. s. 137. ISBN 978-1-4020-0657-9. 
  180. ^ Fred Espenak. "Six millennium catalog of Venus transits: 2000 BCE to 4000 CE". NASA/GSFC. 21 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Şubat 2012. 
  181. ^ a b Van Helden, Al (1995). "Copernican System". Rice University. 3 Haziran 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ocak 2008. 
  182. ^ Dreyer, J. L. E. (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel. 1. Royal Society ve Royal Astronomical Society. s. 100. 
  183. ^ "asteroid". Oxford English Dictionary (Çevrimiçi bas.). Oxford University Press.  (Abonelik veya katılımcı kurum üyeliği gerekli.)
  184. ^ a b Metzger, Philip T.; Sykes, Mark V.; Stern, Alan; Runyon, Kirby (2019). "The Reclassification of Asteroids from Planets to Non-Planets". Icarus. Cilt 319. ss. 21-32. arXiv:1805.04115 $2. Bibcode:2019Icar..319...21M. doi:10.1016/j.icarus.2018.08.026. 
  185. ^ Baum, Richard P.; Sheehan, William (2003). In Search of Planet Vulcan: The Ghost in Newton's Clockwork. Basic Books. s. 264. ISBN 978-0738208893. 
  186. ^ Park, Ryan S.; Folkner, William M.; Konopliv, Alexander S.; Williams, James G.; ve diğerleri. (2017). "Precession of Mercury's Perihelion from Ranging to the MESSENGER Spacecraft". The Astronomical Journal. 153 (3). s. 121. Bibcode:2017AJ....153..121P. doi:10.3847/1538-3881/aa5be2 . hdl:1721.1/109312 . 
  187. ^ Croswell, Ken (1997). Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems. The Free Press. s. 57. ISBN 978-0-684-83252-4. 
  188. ^ Lyttleton, Raymond A. (1936). "On the possible results of an encounter of Pluto with the Neptunian system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 97 (2). ss. 108-115. Bibcode:1936MNRAS..97..108L. doi:10.1093/mnras/97.2.108. 
  189. ^ Whipple, Fred (1964). "The History of the Solar System". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 52 (2). ss. 565-594. Bibcode:1964PNAS...52..565W. doi:10.1073/pnas.52.2.565. PMC 300311 $2. PMID 16591209. 
  190. ^ Christy, James W.; Harrington, Robert Sutton (1978). "The Satellite of Pluto". The Astronomical Journal. 83 (8). ss. 1005-1008. Bibcode:1978AJ.....83.1005C. doi:10.1086/112284. 
  191. ^ Luu, Jane X.; Jewitt, David C. (1996). "The Kuiper Belt". Scientific American. 274 (5). ss. 46-52. Bibcode:1996SciAm.274e..46L. doi:10.1038/scientificamerican0596-46. 
  192. ^ a b "Pluto loses status as a planet". British Broadcasting Corporation. 24 Ağustos 2006. 26 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  193. ^ Hind, John Russell (1863). An introduction to astronomy, to which is added an astronomical vocabulary. Londra: Henry G. Bohn. s. 204. 30 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2023. 
  194. ^ Hunter, Robert; Williams, John A.; Heritage, S. J., (Ed.) (1897). The American Encyclopædic Dictionary. 8. Chicago and New York: R. S. Peale and J. A. Hill. ss. 3553-3554. 30 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2023. 
  195. ^ a b c d Basri, Gibor; Brown, Michael E (2006). "Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 34: 193-216. arXiv:astro-ph/0608417 $2. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. 
  196. ^ Brown, Mike (23 Şubat 2021). "How Many Dwarf Planets Are There in the Outer Solar System?". Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü. 19 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ağustos 2022. 
  197. ^ Rincon, Paul (16 Ağustos 2006). "Planets plan boosts tally 12". British Broadcasting Corporation. 2 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  198. ^ Green, D. W. E. (13 Eylül 2006). "(134340) Pluto, (136199) Eris, and (136199) Eris I (Dysnomia)" (PDF). IAU Circular. Central Bureau for Astronomical Telegrams, International Astronomical Union. 8747: 1. Bibcode:2006IAUC.8747....1G. Circular No. 8747. 24 Haziran 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2011. 
  199. ^ "Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union". IAU. 2001. 16 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008. 
  200. ^ Stern, S. Alan; Levison, Harold F. (2002), Rickman, H. (ed.), "Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes", Highlights of Astronomy, San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific, 12, pp. 205–213, Bibcode:2002HiA....12..205S, ISBN 1-58381-086-2. See p. 208.
  201. ^ Runyon, Kirby D.; Stern, S. Alan (17 Mayıs 2018). "An organically grown planet definition — Should we really define a word by voting?". Astronomy. 10 Ekim 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ekim 2019. 
  202. ^ Solomon, Sean Carl; Nittler, Larry R.; Anderson, Brian Jay (2018). Mercury: the view after Messenger. Cambridge Planetary Science. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ss. 72-73. ISBN 978-1-107-15445-2. 
  203. ^ Grossman, Lisa (24 Ağustos 2021). "The definition of planet is still a sore point – especially among Pluto fans". Science News. 10 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2022. 
  204. ^ Raymond, C. A.; Ermakov, A. I.; Castillo-Rogez, J. C.; Marchi, S.; Johnson, B. C.; Hesse, M. A.; Scully, J. E. C.; Buczkowski, D. L.; Sizemore, H. G.; Schenk, P. M.; Nathues, A. (August 2020). "Impact-driven mobilization of deep crustal brines on dwarf planet Ceres". Nature Astronomy (İngilizce). 4 (8): 741-747. Bibcode:2020NatAs...4..741R. doi:10.1038/s41550-020-1168-2. ISSN 2397-3366. 21 Haziran 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Haziran 2022. 
  205. ^ Barr, Amy C.; Schwamb, Megan E. (1 Ağustos 2016). "Interpreting the densities of the Kuiper belt's dwarf planets". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 460 (2): 1542-1548. arXiv:1603.06224 $2. doi:10.1093/mnras/stw1052 . ISSN 0035-8711. 
  206. ^ Villard, Ray (14 Mayıs 2010). "Should Large Moons Be Called 'Satellite Planets'?". Discovery News. Discovery, Inc. 5 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Kasım 2011. 
  207. ^ Urrutia, Doris Elin (28 Ekim 2019). "Asteroid Hygiea May be the Smallest Dwarf Planet in the Solar System". Space.com. Purch Group. 5 Kasım 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2022. 
  208. ^ "The solar system may have a new smallest dwarf planet: Hygiea". Science News. Society for Science. 28 Ekim 2019. 31 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2022. 
  209. ^ Boss, Alan P.; Basri, Gibor; Kumar, Shiv S.; Liebert, James; Martín, Eduardo L.; Reipurth, Bo; Zinnecker, Hans (2003). "Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?". Brown Dwarfs. 211: 529. Bibcode:2003IAUS..211..529B. 12 Mayıs 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ekim 2024. 
  210. ^ Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). "A Jupiter-mass companion to a solar-type star". Nature. 378 (6356): 355-359. Bibcode:1995Natur.378..355M. doi:10.1038/378355a0. 
  211. ^ Basri, Gibor (2000). "Observations of Brown Dwarfs". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): 485-519. Bibcode:2000ARA&A..38..485B. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.485. 
  212. ^ a b c "Official Working Definition of an Exoplanet". IAU position statement. 3 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Kasım 2020. 
  213. ^ "ESO telescopes help uncover largest group of rogue planets yet". European Southern Observatory. 22 Aralık 2021. 25 Aralık 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Aralık 2021. 
  214. ^ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". The Astrophysical Journal. 770 (2): 120. arXiv:1305.0980 $2. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. 
  215. ^ Spiegel, D. S.; Burrows, Adam; Milsom, J. A. (2011). "The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets". The Astrophysical Journal. 727 (1): 57. arXiv:1008.5150 $2. Bibcode:2011ApJ...727...57S. doi:10.1088/0004-637X/727/1/57. 
  216. ^ Schneider, Jean; Dedieu, Cyril; Le Sidaner, Pierre; Savalle, Renaud; Zolotukhin, Ivan (2011). "Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database". Astronomy & Astrophysics. 532 (79): A79. arXiv:1106.0586 $2. Bibcode:2011A&A...532A..79S. doi:10.1051/0004-6361/201116713. 
  217. ^ Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive 27 Ocak 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., NASA Exoplanet Archive
  218. ^ Huxley, Margaret (2000). "The Gates and Guardians in Sennacherib's Addition to the Temple of Assur". Iraq. 62: 109-137. doi:10.2307/4200484. ISSN 0021-0889. JSTOR 4200484. 
  219. ^ Wiggermann, Frans A. M. (1998). "Nergal A. Philological". Reallexikon der Assyriologie. Bavarian Academy of Sciences and Humanities. 6 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2022. 
  220. ^ Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian Astrology: An Introduction to Babylonian and Assyrian Celestial Divination (İngilizce). Museum Tusculanum Press. ss. 128-129. ISBN 978-87-7289-287-0. 
  221. ^ Cecilia, Ludovica (6 Kasım 2019). "A Late Composition Dedicated to Nergal". Altorientalische Forschungen. 46 (2): 204-213. doi:10.1515/aofo-2019-0014. hdl:1871.1/f23ff882-1539-4906-bc08-049906f8d505 . ISSN 2196-6761. 22 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2022. 
  222. ^ Rengel, Marian; Daly, Kathleen N. (2009). Greek and Roman Mythology, A to Z 29 Aralık 2022 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. United States: Facts On File, Incorporated. p. 66.
  223. ^ Zerubavel, Eviatar (1989). The Seven Day Circle: The history and meaning of the week. University of Chicago Press. s. 14. ISBN 978-0-226-98165-9. 28 July 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2008. 
  224. ^ a b Falk, Michael; Koresko, Christopher (2004). "Astronomical names for the days of the week". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 93: 122-133. arXiv:astro-ph/0307398 $2. Bibcode:1999JRASC..93..122F. doi:10.1016/j.newast.2003.07.002. 
  225. ^ Ross, Margaret Clunies (January 2018). "Explainer: the gods behind the days of the week". The Conversation (İngilizce). 13 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022. 
  226. ^ "earth". Oxford English Dictionary. 10 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2021. 
  227. ^ Harper, Douglas (2001). "Etymology of "terrain"". Online Etymology Dictionary. 21 Kasım 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ocak 2008. 
  228. ^ Kambas, Michael (2004). Greek-English, English-Greek Dictionary. Hippocrene Books. s. 259. ISBN 978-0781810029. 
  229. ^ Eyuboğlu, İsmet Zeki (2017). Türk dilinin etimoloji sözlüğü. Genişletilmiş ve güncellenmiş yeni basım. İstanbul: Say Yayınları. ISBN 978-605-02-0609-8. 
  230. ^ Toprak, TC Funda (1 Ocak 2005). "TÜRKLERDE KOZMOLOJİ BİLGİSİ VE İSLAM SONRASI METİNLERDE GEÇEN YILDIZ-GEZEGEN İSİMLERİNİN ETİMOLOJİSİ (Knowledge of Cosmology in the Turks and Etymology of the Planets and Stars Mentioned in the Post-Islamic Period Texts)". TİKA 1. Uluslararası Türkoloji Sempozyumu, s. 20-27. 26 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Aralık 2023. 
  231. ^ Türk Kozmolojisine Giriş (PDF). Emel Esin. Kabalcı Yayınları. 2001. s. 61. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2021. 
  232. ^ Kaçalin, Mustafa Sinan ((Ed.)). Kutadgu Bilig (PDF). Yusuf Has Hacib. Türkiye Cumhuriyeti Kültür ve Turizm Bakanlığı. 6 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2021. 
  233. ^ a b c Türk Mitolojisi (PDF). Bahaeddin Ögel. Türk Tarih Kurumu. 1971. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2021. 
  234. ^ Panaino, Antonio (20 Eylül 2016). "Planets". Encyclopædia Iranica. 24 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
  235. ^ Markel, Stephen Allen (1989). The Origin and Early Development of the Nine Planetary Deities (Navagraha) (PhD). University of Michigan. 13 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ağustos 2022. 
  236. ^ a b 卞毓麟 [Bian Yulin] (2007). ""阋神星"的来龙去脉" (PDF). 中国科技术语 [China Terminology] (Çince). 9 (4): 59-61. doi:10.3969/j.issn.1673-8578.2007.04.020. 21 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 21 Eylül 2022. 
  237. ^ Ian (25 Eylül 2019). "Planetary Linguistics | Latin, Greek, Sanskrit & Different Languages". The Nine Planets (İngilizce). 2 Şubat 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Ağustos 2024. 
  238. ^ "Cambridge English-Vietnamese Dictionary". 7 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Eylül 2022. 
  239. ^ 李竞 [Li Jing] (2018). "小行星世界中的古典音乐". 中国科技术语 [China Terminology]. 20 (3): 66-75. doi:10.3969/j.issn.1673-8578.2018.03.015. 5 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2023. 
  240. ^ a b c Stieglitz, Robert (Apr 1981). "The Hebrew names of the seven planets". Journal of Near Eastern Studies. 40 (2): 135-137. doi:10.1086/372867. JSTOR 545038. 
  241. ^ Ettinger, Yair (31 Aralık 2009). "Uranus and Neptune Get Hebrew Names at Last". Haaretz. 5 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ekim 2022. 
  242. ^ Zucker, Shay (2011). "Hebrew names of the planets". Proceedings of the International Astronomical Union. 260: 301-305. Bibcode:2011IAUS..260..301Z. doi:10.1017/S1743921311002432. 
  243. ^ Ragep, F.J.; Hartner, W. (24 Nisan 2012). "Zuhara". Encyclopaedia of Islam (Second bas.). 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – referenceworks.brillonline.com vasıtasıyla. 
  244. ^ Natan, Yoel (31 Temmuz 2018). Moon-o-theism. volume I of II. Yoel Natan. ISBN 9781438299648. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla. 
  245. ^ a b Ali-Abu'l-Hassan, Mas'ûdi (31 Temmuz 2018). "Historical Encyclopaedia: Entitled "Meadows of gold and mines of gems"". Printed for the Oriental Translation Fund of Great Britain and Ireland. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla. 
  246. ^ a b Galter, Hannes D. (23-27 Eylül 1991). "Die Rolle der Astronomie in den Kulturen Mesopotamiens" [The role of astronomy in the cultures of the Mesopotamians]. Beiträge Zum 3. Grazer Morgenländischen Symposion (23–27 September 1991). 3. Grazer Morgenländischen Symposion [Third Graz Oriental Symposium]. Graz, Avusturya: GrazKult (31 Temmuz 1993 tarihinde yayınlandı). ISBN 9783853750094. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla. 
  247. ^ Meyers, Carol L.; O'Connor, M.; O'Connor, Michael Patrick (31 Temmuz 1983). The Word of the Lord Shall Go Forth: Essays in honor of David Noel Freedman in celebration of his sixtieth birthday. Eisenbrauns. ISBN 9780931464195. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla. 
  248. ^ "Planetary Spheres كواكب". 29 Ağustos 2016. 29 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  249. ^ a b al-Masūdī (31 Temmuz 2018). "El-Masūdī's Historical Encyclopaedia, entitled "Meadows of Gold and Mines of Gems."". Oriental Translation Fund of Great Britain and Ireland. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla. 
  250. ^ Eilers, Wilhelm (1976). Sinn und Herkunft der Planetennamen (PDF). Munich: Bavarian Academy of Sciences and Humanities. 10 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 28 Ağustos 2022. 
  251. ^ Schmadel, Lutz (2012). Dictionary of Minor Planet Names (6. bas.). Springer. s. 15. ISBN 978-3642297182. 
  252. ^ "Minor Planet Naming Guidelines (Rules and Guidelines for naming non-cometary small Solar-System bodies) – v1.0" (PDF). Working Group Small Body Nomenclature (PDF). 20 Aralık 2021. 20 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 1 Mayıs 2022. 
  253. ^ "IAU: WG Small Body Nomenclature (WGSBN)". Working Group Small Body Nomenclature. 8 Şubat 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Şubat 2022. 
  254. ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten. 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. 
  255. ^ "Gazetteer of Planetary Nomenclature". IAU. 21 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Haziran 2022. 
  256. ^ Jones, Alexander (1999). Astronomical Papyri from Oxyrhynchus. American Philosophical Society. ss. 62-63. ISBN 978-0-87169-233-7. 
  257. ^ "Bianchini's planisphere". Florence, Italy: Istituto e Museo di Storia della Scienza (Institute and Museum of the History of Science). 27 Şubat 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ağustos 2018. 
  258. ^ a b Maunder, A.S.D. (1934). "The origin of the symbols of the planets". The Observatory. Cilt 57. ss. 238-247. Bibcode:1934Obs....57..238M. 
  259. ^ Mattison, Hiram (1872). High-School Astronomy. Sheldon & Co. ss. 32-36. 
  260. ^ a b Iancu, Laurentiu (14 Ağustos 2009). "Proposal to Encode the Astronomical Symbol for Uranus" (PDF). unicode.org. 2 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 12 Eylül 2022. 
  261. ^ Bode, J.E. (1784). Von dem neu entdeckten Planeten. Beim Verfaszer. ss. 95-96. Bibcode:1784vdne.book.....B. 
  262. ^ a b Gould, B.A. (1850). Report on the history of the discovery of Neptune. Smithsonian Enstitüsü. ss. 5, 22. 
  263. ^ Francisca Herschel (August 1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory. 40: 306. Bibcode:1917Obs....40..306H. 
  264. ^ a b c d e f Miller, Kirk (26 Ekim 2021). "Unicode request for dwarf-planet symbols" (PDF). unicode.org. 23 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 8 Ağustos 2022. 
  265. ^ "NASA's Solar System Exploration: Multimedia: Gallery: Pluto's Symbol". NASA. 1 Ekim 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Kasım 2011. 
  266. ^ The IAU Style Manual (PDF). 1989. s. 27. 26 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 8 Ağustos 2022. 
  267. ^ Anderson, Deborah (4 Mayıs 2022). "Out of this World: New Astronomy Symbols Approved for the Unicode Standard". unicode.org. The Unicode Consortium. 6 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ağustos 2022. 

Konuyla ilgili yayınlar

değiştir
  • Armitage, Philip J. (2020). Astrophysics of planet formation. second edition. Cambridge, UK New York, NY Melbourne, VIC New Delhi Singapore: Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-34422-7. 
  • Goodstein, David L.; Goodstein, Judith R. (17 Mayıs 2013). Feynman'ın Kayıp Dersi: Gezegenlerin Güneş Çevresindeki Hareketleri. Aydın, Zekeriya tarafından çevrildi (2 bas.). Alfa Yayınları. ISBN 978-6051067230. 
  • Lissauer, Jack Jonathan; De Pater, Imke (2019). Fundamental planetary science: physics, chemistry, and habitability. Updated edition. Cambridge New York Port Melbourne: Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-41198-1. 

Moore, Patrick (1 Ocak 2009). Gezegenler Kılavuzu. Özbal, Özlem tarafından çevrildi. Tübitak Yayınları. ISBN 978-9754030365. 

  • Murdin, Paul. Gezegenlerin Gizli Yaşamı Güncel Bir Güneş Sistemi Kullanım Kılavuzu. Akbaytürk, Sinan tarafından çevrildi. ISBN 978-6259448107. 

Yıldız, Mutlu (11 Aralık 2020). "Gezegenlerin ve Barınak Yıldızlarının Evrimi". Turkish Journal of Astronomy and Astrophysics (İngilizce). 1 (1): 5-8. ISSN 2757-7295. 

Dış bağlantılar

değiştir