Güneş Sistemi, Güneş’in kütleçekim kuvvetiyle yörüngede tutulan ve çeşitli gök cisimlerinden oluşmuş bir sistemdir. Güneş ve 8 gezegen ile onların doğruluğu onaylanmış 150 uydusu,[4] 5 cüce gezegen (Ceres, Plüton, Eris, Haumea, Makemake)[5] ile onların bilinen toplam 8 uydusu[4] ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper Kuşağı cisimleri, kuyruklu yıldızlar, gök taşları ve gezegenler arası toz girer.
Güneş Sistemi; Güneş, dört karasal iç gezegen; küçük, kaya ve metal içerikli asteroitlerden oluşan bir asteroit kuşağı; dört dev dış gezegen ve Kuiper Kuşağı denen buzsu cisimlerden oluşan ikinci bir kuşaktan ibarettir. Kuiper Kuşağı’nın ötesinde ise seyrek disk, gündurgun (İngilizce: heliopause) ve en son olarak da varsayımsal Oort Bulutu bulunur.
Güneş’ten olan uzaklıklarına göre gezegenler sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün’dür. Bu sekiz gezegenin altısının çevresinde doğal uydular döner. Ayrıca dış gezegenlerin her birinin toz ve diğer parçacıklardan oluşan halkaları vardır. Dünya dışındaki tüm gezegenler adlarını Yunan ve Roma mitolojisinin tanrılarından alır. Beş cüce gezegen ise Kuiper Kuşağı’nda yer alan Plüton, Haumea, Makemake, asteroit kuşağındaki en büyük cisim olan Ceres ve dağınık diskte yer alan Eris’tir. Plüton bilinen en büyük cüce gezegendir.
Terimler
Güneş etrafındaki bir yörüngede dolanan cisimler genel olarak üçe ayrılır: Gezegenler, Cüce Gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri.
Güneş’in etrafında dolanan, kendine küresel bir biçim verecek kadar kütlesi olan ve yörüngesinin yakın çevresini (doğal uyduları dışında) temizlemiş gök cisimlerine gezegen denir. Bilinen sekiz gezegen vardır: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün.
24 Ağustos 2006’da Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Plüton’u dışarıda bırakarak “gezegen” teriminin tanımlamasını değiştirdi. Plüton ile birlikte Eris, Ceres, Haumea ve Makemake yeni “cüce gezegen” sınıflaması içerisinde tanımlandı.[6] Cüce gezegenler, kütleçekimleri dairesel bir şekle sahip olmalarına yeten fakat yörüngeleri etrafındaki diğer cisimleri temizlemeye yetmeyen gök cisimleridir. Cüce gezegen sınıflamasına aday gösterilen gök cisimleri ise Vesta, Pallas, Hygiea ve Charon’dur. (IAU tarafından Charon’un uydu mu yoksa ikili bir sistemin parçası mı olduğuna henüz karar verilmemiştir. IAU’da Charon’un cüce gezegen olduğuna dair görüşler daha fazla olduğu için, söz konusu karar netleştiğinde Charon da cüce gezegen olarak sınıflandırılacaktır.)
Plüton, 1930 yılındaki keşfinden 2006 yılına kadar geçen sürede Güneş Sistemi’nin dokuzuncu gezegeni olarak kabul edilmiştir. Ancak 20. yüzyılın sonlarında ve 21. yüzyılın başlarında Plüton’a benzer birçok gök cismi keşfedilmiştir. Bu cisimlerin arasında en çok dikkati çeken Plüton’dan az küçük olan Eris’tir.
Bunların dışında kalan ve Güneş’in etrafında dolanan gök cisimlerine Küçük Güneş Sistemi Cisimleri denir.[7]
Doğal uydular ya da aylar Güneş’in çevresinde değil de gezegenlerin, cüce gezegenlerin ya da küçük Güneş Sistemi cisimlerinin etrafında dolanan gök cisimleridir.
Bir gezegenin Güneş’ten olan uzaklığı kendi yılı boyunca değişir. Güneş’e en çok yaklaştığı duruma günberi, en uzak olduğu duruma da günöte denir.
Gök bilimciler, Güneş Sistemi içindeki uzaklıkları genellikle astronomi birimi (AB) ile ölçer. Bir AB, Güneş ile Dünya arasındaki yaklaşık uzaklıktır ve kabaca 149.598.000 km’dir. Plüton Güneş’ten yaklaşık 38 AB uzaktayken Jüpiter kabaca 5,2 AB uzaklıktadır. Yıldızlararası uzaklık birimlerinin en bilineni olan bir ışık yılı kabaca 63.240 AB’dir.
Güneş Sistemi bazen gayri resmî olarak farklı bölgelere ayrılır. İç Güneş Sistemi, dört Yer benzeri gezegenden ve asteroit kuşağından oluşur. Bazıları Dış Güneş Sistemi tanımını asteroitlerin ötesindeki her şey olarak yapar.[8] Diğerleri ise dört gaz devini “orta bölge” olarak tanımlayıp Dış Güneş Sistemi’ni Neptün ötesi bölge olarak nitelendirir.[9]
Yapısı
Clementine uzay sondasından çekilen ve Ay’ın ardından gelen günışığıyla görünen tutulum çemberi. Soldan sağa: Merkür, Mars, Satürn.
Güneş Sistemi’nin asıl bileşeni sistemin bilinen kütlesinin %99,86’sını oluşturan ve çekim kuvveti ile sistemi bir arada tutan anakolda yer alan G2V tipi bir sarı cüce olan Güneş’tir.[10] Sistemin kalan kütlesinin %90’ından fazlasını da Güneş’in etrafında dolanan en büyük iki gök cismi olan Jüpiter ve Satürn oluşturur.
Güneş etrafında dolanan büyük gök cisimlerinin çoğu Dünya’nın yörüngesinin tutulum adı verilen düzleminde bulunur. Gezegenler tutuluma çok yakın bulunurken kuyruklu yıldızlar ve Kuiper kuşağı gök cisimleri tutulum çemberi ile büyük açılar yapar.
Güneş Sistemi’nde bulunan gök cisimlerinin ölçekli yörüngeleri (Sol üstten başlayarak saat yönünde)
Gezegenlerin hepsi ve diğer gök cisimlerinin çoğu, Güneş’in kuzey kutbunun üzerindeki bir noktasından bakıldığında, Güneş’in çevresindeki yörüngede saat yönünün tersinde dolanmaktadırlar. Ancak Halley kuyruklu yıldızı gibi istisnalar bulunur.
Gök cisimleri Güneş’in çevresinde Kepler yasalarına uygun olarak devinirler. Her gök cismi, odak noktalarından birinde Güneş’in bulunduğu yaklaşık bir elips yörünge üzerinde hareket eder. Güneş’e daha yakın olan gök cisimleri daha hızlı hareket eder. Gezegenlerin yörüngeleri hemen hemen daireseldir ama birçok kuyruklu yıldız, asteroit ve Kuiper kuşağı gök cisimleri oldukça dar eliptik yörüngeler izler.
Güneş Sistemi gösterimlerinde çok büyük uzaklıkları tasvir etme zorluğuna karşı, yörüngeler genellikle eşit uzaklıkta gösterilir. Gerçekte, birkaç istisna dışında bir gezegen ya da kuşağın Güneş’e olan uzaklığı arttıkça bir önceki yörünge ile olan uzaklığı da büyür. Örneğin Venüs, Merkür’den 0,33 AB daha dışarıdadır, Satürn ise Jüpiter’den 4,3 AB daha uzaktadır. Neptün de Uranüs’ten 10,5 AB daha uzaktadır. Bu yörünge uzaklıkları arasında bağıntı kurmaya çalışan Titius-Bode yasası gibi bazı girişimler olmuş ama kabul gören bir teori çıkmamıştır.
Ölçek ve mesafe
Güneş sisteminin ölçeği, ama gezegenlerin gerçek boyutu değil.
Oluşumu ve evrimi
Sanatçı gözüyle gezegen öncesi disk
Güneş Sistemi’nin ilk olarak Emanuel Swedenborg[11] tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel Kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu varsayıma uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796’da üretilmiştir.[12] Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır.[13] Çok eski gök taşlarının incelenmesi sonucunda; ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş’in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş’in oluşmasını tetiklemiş olabilir.[14]
Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve Güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge[15] 7.000 ile 20.000 AB çapında[13][16] ve Güneş’in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 Güneş kütlesi kadar).[17] Bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı.[13] Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında,[13] kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu.[18][19]
Güneş’in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi Güneş kütlesine sahip T Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir.[17] Bu diskler birkaç yüz astronomik birim genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.[20]
Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benzeyen, Orion Bulutsusu’nda gezegen öncesi disklerin Hubble tarafından çekilmiş görseli
Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı önyıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada Güneş artık tam bir yıldız olmuştu.[21]
Geride kalan gaz ve tozdan ibaret Güneş bulutsusundan çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yer alan önyıldız çevresinde dönen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile on metre çapında topaklar hâline gelmeleri, daha sonra çarpışarak 5 km çapında gezegenciklere dönüşmeleri ve sonraki birkaç milyon yıl boyunca çarpışmalara devam ederek her yıl kabaca 15 cm kadar büyümeleri sürecidir.[22]
İç Güneş Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca %0,6 kütlesinden[13] ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gök cisimleri sonunda Yer benzeri gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter’in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gök cisimlerinin bir araya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.[23]
Daha da ötede, donma hattının gerisinde, daha uçucu olan buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, Jüpiter ve Satürn gaz devi hâline geldi. Uranüs ve Neptün daha az madde yakalayabildi ve çekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı için buz devi olarak bilinirler.[24][25]
Sanatçı gözüyle Güneş’in gelecekteki evrimi. Solda anakol, ortada kızıl dev, sağda beyaz cüce.
Genç Güneş enerji üretmeye başladıktan sonra Güneş rüzgârı gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına sahiptir.[26][27]
Gök bilimciler Güneş Sistemi’nin Güneş anakoldan uzaklaşmaya başlayıncaya kadar bugünkü hâliyle kalacağını tahmin etmektedir. Güneş hidrojen yakıtını yaktıkça geride kalan yakıtı yakabilmek için giderek ısınır, dolayısıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Sonuç olarak kabaca her 1,1 milyar yılda bir yüzde on oranında parlaklığı artmaktadır.[28]
Tahminlere göre bugünden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra Güneş’in çekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Bunun sonunda Güneş şu anki çapının kabaca 100 katı kadar genişleyecek ve bir Kırmızı dev olacaktır.[29] Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.
En sonunda Güneş’in dış katmanları ayrılacak ve geride olağanüstü derecede yoğun bir gök cismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce Güneş’in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü Dünya kadar olacaktır.[30]
Tablolu Güneş Sistemi özeti
Gezegen Güneşe uzaklığı Çapı (km) Yıl uzunluğu Gün uzunluğu Uydu sayısı Türü
Güneş 0 km 1.324.332 224.000.000 yıl (Kuzey) 37 gün
(Ekvator) 26 gün
7.000.000.000+ Yıldız
İç Güneş Sistemi
Merkür 57.000.000 km 4.884 0,2 yıl 176 gün 0 Gezegen
Venüs 110.000.000 km 12.346 0,6 yıl 243 gün 0 Gezegen
Dünya 148.000.000 km 12.709 1 yıl 24 saat 1 Gezegen
Ay 148.384.000 km 3.483 27 gün eş zamanlı 0 Uydu (Dünya)
Mars 230.000.000 km 6.767 1,8 yıl 24 saat 2 Gezegen
Phobos 230.009.000 km 23 9 saat eş zamanlı 0 Uydu (Mars)
Deimos 230.023.000 km 12 30 saat eş zamanlı 0 Uydu (Mars)
Asteroit Kuşağı
Vesta 372.000.000 km 524 3,6 yıl 5 saat 0 Asteroit
Ceres 423.000.000 km 960 4,1 yıl 9 saat 4 dakika 0 Cüce Gezegen
Pallas 460.000.000 km 542 4,6 yıl 5 saat 0 Asteroit
Hygeia 523.000.000 km 433 5,4 yıl 28 saat 0 Asteroit
Dış Güneş Sistemi
Jüpiter 780.000.000 km 142.647 11,6 yıl 9 saat 54 dakika 67 Gezegen
İo 780.052.000 km 3.642 1,7 gün eş zamanlı 0 Uydu (Jüpiter)
Europa 780.096.000 km 3.122 3,6 gün eş zamanlı 0 Uydu (Jüpiter)
Ganymede 780.143.000 km 5.260 7,1 gün eş zamanlı 0 Uydu (Jüpiter)
Callisto 780.234.000 km 4.823 16,6 gün eş zamanlı 0 Uydu (Jüpiter)
Satürn 1.438.000.000 km 124.309 29,5 yıl 10 saat 37 dakika 62 Gezegen
Mimas 1.438.034.000 km 392 0,9 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
Enceladus 1.438.045.000 km 497 1,3 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
Tethys 1.438.054.000 km 1.024 1,8 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
Dione 1.438.073.000 km 1.154 2,7 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
Rhea 1.438.105.000 km 1.543 4,5 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
Titan 1.438.229.000 km 5.140 15,9 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
Hyperion 1.438.272.000 km 272 21,0 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
İapetus 1.438.823.000 km 1.432 79,7 gün eş zamanlı 0 Uydu (Satürn)
Uranüs 2.970.000.000 km 51.767 84,1 yıl 18 saat 23 dakika 27 Gezegen
Puck 2.970.027.000 km 164 0,7 gün eş zamanlı 0 Uydu (Uranüs)
Miranda 2.970.045.000 km 476 1,4 gün eş zamanlı 0 Uydu (Uranüs)
Ariel 2.970.073.000 km 1.064 2,7 gün eş zamanlı 0 Uydu (Uranüs)
Umbriel 2.970.104.000 km 1.142 4,4 gün eş zamanlı 0 Uydu (Uranüs)
Titania 2.970.165.000 km 1.570 8,6 gün eş zamanlı 0 Uydu (Uranüs)
Oberon 2.970.216.000 km 1.467 13,8 gün eş zamanlı 0 Uydu (Uranüs)
Neptün 4.568.000.000 km 49.138 164,8 yıl 16 saat 28 dakika 14 Gezegen
Proteus 4.568.039.000 km 423 1,1 gün eş zamanlı 0 Uydu (Neptün)
Triton 4.568.120.000 km 2.700 6,1 gün eş zamanlı 0 Uydu (Neptün)
Nereid 4.570.610.000 km 374 360 gün eş zamanlı 0 Uydu (Neptün)
Kuiper Kuşağı
Orcus 5.918.000.000 km 1.342 245,0 yıl 13 saat 11 dakika 1 Cüce Gezegen
Vanth 5.918.104.000 km 278 10 gün Eş zamanlı 0 Uydu (Orcus)
Huya 5.929.000.000 km 482 247 yıl 13 saat 0 Cüce Gezegen
Pluton 5.934.000.000 km 2.378 248,3 yıl 6 gün 9 saat 5 Cüce Gezegen
Charon 5.934.030.000 km 1.278 6 gün Eş zamanlı 0 Uydu (Plüton)
Ixion 5.947.034.000 km 1.012 249 yıl Belirsiz 0 Cüce Gezegen
Salacia 6.523.000.000 km 754 271 yıl 6 saat 1 Cüce Gezegen
Actaea 6.523.216.000 km 143 13 gün 6 saat 0 Uydu (Salacia)
Quaoar 6.700.000.000 km 1.431 285 yıl 17 saat 1 Cüce Gezegen
Weywot 6.700.279.000 km 87 22 gün Belirsiz 0 Uydu (Quaoar)
Makemake 8.150.000.000 km 1.467 378,7 yıl 7 saat 46 dakika 0 Cüce Gezegen
Haumea 8.367.000.000 km 1.560 405,2 yıl 3 saat 54 dakika 2 Cüce Gezegen
Namaka 8.367.256.000 km 143 17 gün Eş zamanlı 0 Uydu (Haumea)
Hiʻiaka 8.367.700.000 km 312 49 gün Eş zamanlı 0 Uydu (Haumea)
Dağınık Disk
Eris 10.854.000.000 km 2.438 569,8 yıl 25 saat 54 dakika 1 Cüce Gezegen
Dysnomia 10.854.210.000 km 254 15 gün Eş zamanlı 0 Uydu (Eris)
Sedna 18.232.000.000 km 1.823 12.637 yıl Belirsiz 0 Cüce Gezegen
Not: Tablo Güneşten uzaklıkları baz alınarak yapılmıştır.
Güneş
Ana madde: Güneş
Güneş, Güneş Sistemi’nin ana yıldızı ve en önemli öğesidir. Büyük kütlesi nükleer kaynaşmayı sürdürmek için yeterince yüksek bir iç yoğunluk sağlar. Nükleer kaynaşma çok büyük miktarlarda enerji açığa çıkarır ve bu enerjinin çoğu görünür ışık gibi elektromanyetik ışımalarla dış uzaya yayılır.
Güneş bir sarı cüce olarak sınıflandırılır ancak galaksimizde bulunan diğer yıldızlarla kıyaslandığında bu isim yanıltıcı olabilir çünkü Güneş ortalama büyüklük ve parlaklıkta bir yıldızdır. Yıldızlar, parlaklıkları ve yüzey sıcaklıklarına göre yerleştirildikleri Hertzsprung-Russell diyagramı ile sınıflandırılır. Genel olarak daha sıcak olan yıldızlar daha parlaktır. Bu modele uyan yıldızlar anakolu oluşturur ve Güneş anakolun tam ortasında yer alır. Ancak Güneş’ten daha parlak ve sıcak yıldızlara az rastlanırken, daha az parlak ve soğuk yıldızlara sıkça rastlanır.[31]
Hertzsprung-Russell diyagramı; anakol sağ alttan sol üste kadar uzanır.
Güneş’in anakoldaki konumunun bir yıldızın yaşamının en güzel dönemi olduğuna inanılmaktadır. Henüz nükleer kaynaşma için kullandığı yakıt olan hidrojen kaynaklarını tüketmemiştir. Güneş gittikçe daha parlaklaşmaktadır, yaşamının başlarında şu ankinden %75 daha az parlaktı.[32]
Güneş’in içinde bulunan hidrojen ve helyum oranlarının hesaplanması sonucunda yaşam süresinin yarısında olduğu ortaya çıkmaktadır. Sonunda anakoldan uzaklaşacak ve daha büyük, daha parlak ama daha soğuk olacak, kızıllaşarak yaklaşık beş milyar yıl içinde de kırmızı dev hâline gelecektir.[30] Bu noktada parlaklığı şu anki değerinin birkaç bin katı olacaktır.
Güneş Öbek I yıldızıdır; yani Evren’in gelişiminin son dönemlerinde doğmuştur. Daha yaşlı olan Öbek II yıldızlardan daha fazla miktarda, hidrojen ve helyumdan ağır elementler (gökbilimsel anlamda “metaller”) barındırır.[33] Hidrojen ve helyumdan daha ağır olan elementler eski ve patlayan yıldızların çekirdeklerinde oluşmuştur. Yani Evren’de bu elementlerin bulunabilmesi için ilk kuşak yıldızların ölmesi gerekmiştir. En eski yıldızlarda çok az miktarda metal varken, daha sonra doğan yıldızlarda daha fazla metal vardır. Bu yüksek metallik oranının Güneş’in gezegen sistemi oluşturmasında çok önemli olduğuna inanılmaktadır çünkü gezegenler bu metallerin kaynaşmasından oluşmuştur.[34]
Gezegenlerarası ortam
Günküresel akım katmanı
Güneş, ışığın yanı sıra plazma denen yüklü parçacıklardan oluşan Güneş rüzgârını da ışıma yoluyla uzaya yayar. Bu parçacık akımı dışarı doğru saatte yaklaşık 1,5 milyon kilometre hızla yol alır[35] ve günküre denen, Güneş Sistemi’nin içine yaklaşık 100 AB kadar giren seyrek bir atmosfer oluşturur. Buna aynı zamanda gezegenlerarası ortam adı da verilir. Güneş’in 11 yıllık Güneş çevrimi, sıklıkla oluşan Güneş parlamaları ve koronal kütle atımı günküreyi karıştırarak uzayda bir hava durumu oluşturur.[36] Güneş’in dönen manyetik alanı gezegenlerarası ortamı etkileyerek Güneş Sistemi’nde en büyük yapı olan günküresel akım katmanını oluşturur.[37]
Dünya yörüngesinden gözüken güney kutup ışıkları
Dünya’nın manyetik alanı atmosferini, Güneş rüzgârı ile etkileşime girmekten korur. Venüs ve Mars’ın manyetik alanı yoktur dolayısıyla da Güneş rüzgârı bu gezegenlerin atmosferinin yavaş yavaş uzaya doğru kaçmasına neden olur.[38] Güneş rüzgârının Dünya’nın manyetik alanıyla etkileşime geçmesi sonucunda manyetik kutuplar yakınlarında gözlemlenen kutup ışıkları oluşur.
Kozmik ışınlar Güneş Sistemi dışı kaynaklıdır. Günküre Güneş Sistemi’ni kısmen korur, ayrıca gezegenlerin manyetik alanları (eğer varsa) da koruma sağlar. Yıldızlararası ortamda bulunan kozmik ışınların yoğunluğu ve Güneş’in manyetik alanının kuvveti çok uzun zaman dilimleri içinde değişiklik gösterir. Dolayısıyla da Güneş Sistemi içinde kozmik ışıma düzeyi değişiklik gösterir ama bunun ne kadar olduğu bilinmemektedir.[39]
Gezegenlerarası ortamda en az iki disk tipi kozmik toz bölgesi bulunur. Birincisi iç Güneş Sistemi’nde yer alan ve zodyak ışıklarına neden olan zodyak toz bulutudur. Büyük bir olasılıkla, gezegenler arasındaki etkileşim nedeniyle asteroit kuşağında meydana gelen çarpışmalar sonucunda oluşmuştur.[40] İkincisi 10 AB ile 40 AB arasında uzanır ve büyük bir olasılıkla Kuiper kuşağında meydana gelen benzer çarpışmalar sonucunda oluşmuştur.[41][42]
İç Güneş Sistemi
İç Güneş Sistemi, Yer benzeri gezegenlerin ve asteroit kuşağının bulunduğu bölgeye verilen addır. Asıl olarak silikatlar ve metallerden oluşan bu bölgedeki gök cisimleri Güneş’e oldukça yakındır. Bu bölgenin yarıçapı, Jüpiter ile Satürn arasındaki uzaklıktan küçüktür. Eskiden bu bölgeye iç uzay, asteroit kuşağının ötesindeki bölgeye de dış uzay denmekteydi.
İç gezegenler
İç gezegenler. Soldan sağa: Merkür, Venüs, Dünya, ve Mars (boyutlar ölçeklidir)
Dört iç gezegen yoğun, kayaç bir yapıya sahiptir. Doğal uyduları ya çok azdır ya da hiç yoktur. Gezegen halkaları bulunmaz. Yüksek ergime noktasına sahip olan minerallerden oluşmuştur. Silikatlar katı taşküreyi ve yarı akışkan mantoyu oluşturur. Demir ve nikel gibi metaller ise gezegenlerin çekirdeğini oluşturur. İç gezegenlerden üçünün (Venüs, Dünya ve Mars) önemli birer atmosferi vardır. Hepsinde gök taşlarının oluşturduğu kraterler ve yanardağlar ile yarık vadiler gibi tektonik yüzey şekilleri bulunur.
Merkür
Merkür (0,4 AB) Güneş’e en yakın ve en küçük (0,055 Dünya kütlesi) gezegendir. Doğal uydusu yoktur ve gök taşı kraterlerinden başka bilinen tek jeolojik özelliği; büyük bir olasılıkla oluşumunun başlarında geçirdiği büzülme döneminde oluşmuş olan “kırışıklık sırtları”dır.[43] Merkür’ün önemsenmeyecek kadar az olan atmosferi Güneş rüzgârı nedeniyle yüzeyinden kopan atomlardan oluşur.[44] Görece büyük demir çekirdeği ve ince mantosu henüz tam olarak açıklanamamıştır. Varsayımlar arasında, büyük bir çarpışma nedeniyle dış katmanlarından kurtulduğu ve genç Güneş’in enerjisi yüzünden tam olarak kaynaşma yoluyla büyüyemediği vardır.[45][46]
Venüs
Venüs (0,7 AB) boyut olarak Dünya’ya yakındır (0,815 Dünya kütlesi) ve Dünya’ya benzer şekilde demir çekirdeğin çevresinde kalın silikat bir mantosu, önemli ölçüde bir atmosferi vardır, ayrıca iç jeolojik etkinliğin varlığına dair kanıtlar mevcuttur. Ancak Dünya’dan çok daha kurudur ve atmosferi doksan kat daha yoğundur. Venüs’ün doğal uydusu yoktur. Yüzey sıcaklığı 400 °C’nin üzerindedir, muhtemelen atmosferdeki sera gazları miktarının sebep olduğu bu durum Venüs’ü en sıcak gezegen yapar.[47] Günümüzde jeolojik etkinlik olduğuna dair kesin kanıtlar bulunmamakla birlikte, Venüs’ün önemli ölçüde bir atmosferi oluşturacak manyetik alanı olmamasından dolayı, var olan atmosferin ancak volkanik patlamalarla yenilendiği sanılmaktadır.[48]
Dünya
Dünya (1 AB) iç gezegenlerin içinde en büyük ve en yoğun olandır. Jeolojik etkinliği devam ettiği ve üzerinde yaşam olduğu bilinen tek gezegendir. Sıvı suküresi (hidrosfer) Yer benzeri gezegenler arasında eşsizdir ve levha hareketlerinin gözlemlendiği tek gezegendir. Dünya’nın atmosferi diğer gezegenlerin atmosferlerinden tamamen farklıdır, yaşamın olması nedeniyle %21 serbest oksijen içerecek şekilde değişmiştir.[49] Güneş Sistemi içindeki Yer benzeri gezegenler arasında tek büyük doğal uyduya, Ay’a sahip olan gezegendir.
Mars
Mars (1,5 AB) Dünya ve Venüs’ten küçüktür (0,107 Dünya kütlesi). Çoğunlukla karbon dioksitten oluşan önemli bir atmosferi vardır. Olympus Mons gibi yanardağlar ve Valles Marineris gibi yarık vadilerle kaplı olan yüzeyi çok yakın zamanlara kadar jeolojik etkinliğin devam ettiğini göstermektedir.[50] Mars’ın iki çok küçük doğal uydusu vardır. Deimos ve Phobos’un Mars’ın çekimine kapılmış olan asteroitler olduğu düşünülmektedir.[51]
Asteroitler asıl olarak kaya ve uçucu olmayan minerallerden oluşan küçük, Güneş Sistemi gök cisimleridir.
Ana asteroit kuşağı Mars ile Jüpiter arasında, Güneş’ten 2,3 ile 3,3 AB uzaklıktadır. Güneş Sistemi’nin oluşumundan kaldıkları ve Jüpiter’in kütleçekim gücü nedeniyle bir araya gelip bir gezegen oluşturamadıkları düşünülmektedir.
Asteroitlerin büyüklüğü birkaç yüz kilometreden mikroskobik boyutlara kadar değişmektedir. En büyükleri olan Ceres dışında hepsi Güneş Sistemi küçük gök cismi olarak sınıflandırılır; ancak Vesta, Pallas ve Hygiea gibi bazı asteroitler hidrostatik dengeye ulaştıkları kanıtlanırsa cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılabilirler.
Asteroit kuşağı içinde çapı bir kilometreyi geçen onbinlerce belki de milyonlarca gök cismi bulunur.[52] Buna rağmen ana asteroit kuşağının toplam kütlesinin Dünya’nın kütlesinin binde birini geçmesi pek olası değildir.[53] Ana kuşak çok yoğun değildir ve uzay sondaları sorunsuz olarak buradan geçebilmektedir. Çapları 10 ile 10−4 m arasında kalan asteroitler gök taşı olarak adlandırılır.[54]
Ceres
Ceres
Ceres (2,77 AB) asteroit kuşağı içindeki en büyük gök cismidir ve cüce gezegen olarak sınıflandırılmıştır. Çapı 1000 km’nin biraz altındadır, bu da kendi Yer çekiminin küresel bir şekil oluşturabilmesi için yeterlidir. Ceres 19. yüzyılda ilk keşfedildiğinde gezegen olarak düşünülmüş ancak daha sonraları diğer asteroitlerin de ortaya çıkmasıyla 1850’lerde asteroit olarak sınıflanmıştır.[55] 2006 yılında cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılmıştır.
Asteroit grupları
Ana kuşaktaki asteroitler yörünge özelliklerine göre gruplara ve ailelere ayrılır. Asteroit uydular, daha büyük asteroitlerin etrafında dönen asteroitlerdir. Gezegenlerin uyduları kadar belirgin olarak ayrılamazlar, ve bazen etrafında döndükleri asteroit kadar büyük olurlar. Asteroit kuşağında ayrıca Dünya’nın suyunun kaynağı olabilecek ana kuşak kuyruklu yıldızları da bulunur.[56]
Truvalı asteroitler Jüpiter’in Lagrange noktaları olan L4 ve L5 noktalarının (bir gezegenin yörüngesinde kütleçekimsel olarak kararlı bölgeler) her iki yanında yer alır. “Truvalı” terimi ayrıca diğer gezegen ve uyduların Lagrange noktalarında bulunan küçük gök cisimleri içinde kullanılır. Hilda ailesi Jüpiter ile 2:3 yörüngesel rezonans içindedir, yani Jüpiter’in Güneş etrafında dolandığı her iki turda Hilda ailesi asteroitleri üç tur atar.
İç Güneş Sistemi içinde ayrıca birçok başıboş asteroit de bulunur. Bunların yörüngeleri iç gezegenlerin yörüngeleri ile kimi zaman çakışır.
Orta Güneş Sistemi
Güneş Sistemi’nin orta bölgesinde gaz devleri ve bunların gezegen boyutunda uyduları yer alır. Centaurlar gibi birçok kısa dönemli kuyruklu yıldız da bu bölgede bulunur. Bu bölgeye bazen “‘Dış Güneş Sistemi'” de denir ancak bu terim son zamanlarda Neptün ötesindeki bölge için kullanılmaktadır. Bu bölgede bulunan katı gök cisimleri İç Güneş Sistemi’nin kayalıklı üyelerinden daha yüksek oranda “buz” içeren (su, amonyak ve metan) bir yapıya sahiptir.
Dış gezegenler
Yukarıdan aşağıya: Neptün, Uranüs, Satürn, ve Jüpiter (ölçeksiz).
Dört dış gezegen ya da gaz devi Güneş’in çevresindeki yörüngede dönen kütlenin %99’unu oluşturur. Jüpiter ve Satürn’ün atmosferleri asıl olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. Uranüs ve Neptün’ün atmosferlerinde yüksek yüzdelerde su, amonyak ve metan “buz”u bulunur. Bazı gök bilimciler bu iki gezegenin “buz devi” adı verilen başka bir sınıfta değerlendirilmesini önermiştir.[57] Gaz devlerinin dördünün de gezegen halkaları vardır ancak sadece Satürn’ün halkaları Dünya’dan kolaylıkla gözlemlenmektedir.
Jüpiter
Jüpiter (5,2 AB), diğer gezegenlerin tüm kütlesinin 2,5 katına denk gelen 318 Dünya kütlesiyle en büyük gezegendir. Asıl olarak hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Jüpiter’in kuvvetli iç ısısı atmosferinde bulut kuşakları ve Büyük Kırmızı Leke gibi yarı kalıcı oluşumlara neden olur. Jüpiter’in bilinen altmış üç doğal uydusu vardır. En büyük dört uydusu Ganymede, Callisto, İo, ve Europa yanardağ oluşumu ile içeriden ısınma gibi özellikler bakımından Yer benzeri gezegenler ile benzerlikler gösterir.[58] Güneş Sistemi’nin en büyük doğal uydusu Ganymede Merkür’den daha büyüktür.
Satürn
Satürn (9,5 AB), geniş halkaları ile tanınır ve atmosferik içeriği gibi çeşitli noktalarda Jüpiter ile benzerlik gösterir. Satürn’ün kütlesi çok daha azdır (95 Dünya kütlesi). Satürn’ün altmış bilinen ve üç tane doğrulanmamış doğal uydusu vardır. Bunların ikisi Titan ve Enceladus buzdan oluşmalarına rağmen volkanik etkinlik gösterir.[59] Titan, Merkür’den daha büyüktür ve Güneş Sistemi’nde önemli bir atmosfere sahip olan tek uydudur.
Uranüs
Uranüs (19,6 AB), dış gezegenlerin en hafifidir (14 Dünya kütlesi). Gezegenler arasında tutulum çemberi ile doksan derecenin üzerinde açı yapan eksenel eğikliğe sahip tek gezegendir, Güneş’in etrafında yan yatmış olarak döner. Çekirdeği diğer gaz devlerine göre daha soğuktur ve uzaya çok az ısı yayar.[60] Uranüs’ün yirmi yedi bilinen doğal uydusu vardır. Bunlar arasında en büyükleri Titania, Oberon, Umbriel, Ariel ve Miranda’dır.
Neptün
Neptün (30 AB), Uranüs’ten biraz küçük olmasına rağmen daha ağır (17 Dünya kütlesi) ve yoğundur. Daha fazla iç ısı yaymasına rağmen bu Jüpiter ve Satürn’den daha azdır.[61] Neptün’ün bilinen on üç doğal uydusu vardır. En büyüğü Triton sıvı nitrojenden kaynaçları ile jeolojik olarak etkindir.[62] Triton, geri devimli yörüngeye sahip olduğu bilinen tek doğal uydudur.
Kuyruklu yıldızlar
Ana madde: Kuyruklu yıldız
Hale-Bopp kuyruklu yıldızı
Kuyruklu yıldızlar, yalnızca birkaç kilometre büyüklüğünde olan, asıl olarak uçucu buzlardan oluşan Güneş Sistemi küçük gök cisimleridir. Oldukça fazla dışmerkezli yörüngeleri bulunur. Genellikle günberileri iç gezegenlerin yörüngeleri yakınında, günöteleri de Plüton’un ötesindedir. Bir kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemi’ne girdiğinde Güneş’e yakınlığı nedeniyle buzdan yüzeyleri süblimleşerek iyonize olur ve çıplak gözle görülebilen gaz ve tozdan oluşan uzun kuyruklu yıldız saçını (koma) oluşturur.
Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar iki yüz yıldan az süren yörüngelere sahiptir. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların yörüngesi binlerce yıl sürer. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların Kuiper kuşağında, Hale-Bopp kuyruklu yıldızı gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızların da Oort bulutunda doğduklarına inanılır. Kreutz grubu gibi birçok kuyruklu yıldız grubu tek bir ana kuyruklu yıldızın parçalanmasıyla oluşmuştur.[63] Hiperbolik yörüngeye sahip bazı kuyruklu yıldızlar Güneş Sistemi dışından gelmiş olabilir ancak bunların yörüngelerini belirlemek oldukça zordur.[64] Uçucu bileşenlerinin çoğu Güneş’e yaklaştıklarında oluşan ısınma nedeniyle artık tamamen kaybolmuş olan eski kuyruklu yıldızlar sıklıkla asteroit olarak sınıflandırılır.[65]
Centaurlar
Centaurlar, Jüpiter ile Neptün arasındaki bölgede yörüngede olan, 9 ile 30 AB uzaklıkta bulunan, buzdan oluşan kuyruklu yıldız benzeri gök cisimleridir. Bilinen en büyük centaur 10199 Chariklo’nun çapı 200 ile 250 km arasındadır.[66] İlk keşfedilen centaur 2060 Chiron kuyruklu yıldız olarak adlandırılmıştır çünkü Güneş’e yaklaştıkça kuyruklu yıldızlar gibi bir kuyruk oluşturur.[67] Bazı gök bilimciler centaurları içeri doğru saçılmış Kuiper kuşağı gök cisimleri olarak sınıflandırır.[68]
Neptün ötesi bölge
Neptün’ün ötesindeki alan ya da “Neptün ötesi bölge”, hâlâ büyük oranda keşfedilmemiş durumdadır. En büyüğü Dünya’nın beşte biri kadar bir çapa ve Ay’dan daha küçük bir kütleye sahip, çoğunlukla kaya ile buzdan oluşmuş, oldukça çok sayıda küçük gezegencikten meydana geldiği görünmektedir. Bu bölge bazen Dış Güneş Sistemi olarak ifade edilmekteyse de bazıları bu terimi asteroit kuşağının ötesi için kullanır.
Kuiper kuşağı
Ana madde: Kuiper kuşağı
Bilinen tüm Kuiper kuşağı gök cisimlerinin dört dış gezegen ile birlikte görüntüsü
Kuiper kuşağı bölgenin ilk oluşumudur ve asteroit kuşağına benzer şekilde büyük bir enkaz halkasıdır ancak büyük ölçüde buzdan oluşmuştur. Güneş’ten 30 ile 50 AB uzaklıktadır. Bu bölgenin kısa periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğu düşünülmektedir. Genel olarak küçük Güneş Sistemi cisimlerinden oluşmuştur fakat Quaoar, Varuna, (136108) 2003 EL61, (136472) 2005 FY9 ve Orcus gibi Kuiper kuşağının en büyük cisimleri cüce gezegenler olarak tekrar sınıflandırılabilir. Çapı 50 km’nin üzerinde 100.000’den fazla Kuiper kuşağı gök cismi olduğu tahmin edilmektedir ancak Kuiper kuşağının toplam kütlesinin Dünya’nın kütlesinin onda biri hatta yüzde biri olduğu düşünülmektedir.[69] Birçok Kuiper kuşağı gök cisminin birden fazla doğal uydusu vardır. Çoğunun yörüngesi tutulum çemberinin dışına çıkar.
Rezonant ve klasik Kuiper kuşağını gösteren diyagram
Kuiper kuşağı kabaca “rezonant” kuşak ve “klasik” kuşak olarak ikiye ayrılabilir. Rezonant kuşak, yörüngesi Neptün’ün yörüngesine bağlı olan gök cisimlerinden oluşur. Örneğin Neptün’ün her üç dönüşü için iki kere dönen ya da her iki dönüşü için bir kere dönen gök cisimleri gibi. Rezonant kuşak aslında Neptün’ün yörüngesi içinde başlar. Klasik kuşakta Neptün ile rezonans hâlinde olmayan gök cisimleri bulunur ve kabaca 39,4 AB ile 47,7 AB arasında yer alır.[70] Klasik Kuiper kuşağının bireyleri ilk keşfedilen üyeleri (15760) 1992 QB1’in isminden ötürü cubewano olarak adlandırılır.[71]
Plüton ve Charon
Plüton (ortalama 39 AB) cüce gezegeni Kuiper kuşağının bilinen en büyük gök cismidir. 1930 yılında keşfedildiğinde Güneş Sistemi’nin dokuzuncu gezegeni olarak değerlerdirilmişti, 2006 yılında resmî bir gezegen tanımının kabulünden sonra bu değişmiştir. Plüton’un yörüngesi görece dış merkezlidir. Tutulum düzlemiyle 17 derecelik bir açı yapar ve günberide 29,7 AB’den (Neptün’ün yörüngesi içinde) günötede 49,5 AB’ye kadar uzanır.
Plüton ve bilinen üç doğal uydusu
Plüton’un en büyük uydusu olan Charon’un gelecekte uydu sınıfında mı kalacağı yoksa cüce gezegen olarak mı sınıflandırılacağı kesinlik kazanmamıştır. Plüton ve Charon yüzeylerinin ötesindeki bir kütle merkezinin etrafındaki yörüngede döner ve bundan dolayı Plüton-Charon bir ikili sistem oluşturur. Daha küçük olan iki doğal uydu Nix ve Hydra Plüton ile Charon’un etrafında döner.
Plüton Neptün ile 3:2’lik bir rezonans içinde (Neptün’ün Güneş etrafında her üç dönüşü için Plüton iki kere döner) rezonans kuşağında yer alır. Kuiper kuşağı içinde bu rezonansı paylaşan gök cisimlerine plütinolar denir.[72]
Seyrek disk
Kara: seyrek; mavi: klasik; yeşil: rezonant
Seyrek disk Kuiper kuşağı ile örtüşür ama daha da dışarıya doğru uzanır. Seyrek diskte bulunan gök cisimlerinin Kuiper kuşağından geldiğine inanılır. Bu gök cisimleri Neptün’ün oluşum aşamasındaki dışarı doğru hareketi sırasında meydana gelen kütleçekimsel etkiler sonucunda kararsız yörüngelere saçılmışlardır. Seyrek diskteki gök cisimlerinin çoğunun günberisi Kuiper kuşağı içindedir ama günötesi 150 AB kadar uzaktadır. Bu gök cisimlerinin yörüngeleri tutulum düzlemi ile oldukça eğimlidir ve hatta kimi zaman diktir. Bazı gök bilimciler seyrek diskin Kuiper kuşağının bir bölgesi olarak değerlendirir ve buradaki nesneleri “seyrek Kuiper kuşağı nesneleri” olarak tanımlarlar.[73]
Eris ve doğal uydusu Dysnomia
Eris
Eris (ortalama 68 AB) bilinen en büyük seyrek disk gök cismidir. Tahmini 2400 km’lik çapıyla Plüton’dan %5 daha büyük olması nedeniyle bir gezegenin nasıl tanımlanacağı konusundaki tartışmaları başlatmıştır. Bilinen cüce gezegenlerin en büyüğüdür.[74] Tek doğal uydusu Dysnomia’dır. Plüton gibi yörüngesi oldukça dış merkezlidir. Günberisi 38,2 AB (kabaca Plüton’un Güneş’ten uzaklığına eş) ve günötesi 97,6 AB’dir.
Daha öte bölgeler
Voyager günkınına (heliosheath) girerken
Güneş Sistemi’nin bitip yıldızlararası uzayın başladığı nokta tam olarak tanımlanmamıştır; çünkü dış sınırlar iki ayrı kuvvet tarafından, Güneş rüzgârı ve Güneş’in kütleçekimi tarafından şekillenir. Güneş rüzgârının yaklaşık olarak Plüton’un uzaklığının dört katı kadar uzaklıkta yıldızlararası ortama yenik düştüğüne inanılır. Ancak Güneş’in Roche küresinin yani kütleçekimsel etkisinin, etkin menzilinin bin kat daha öteye uzandığına inanılır.
Gündurgun (Heliopause)
Günküre iki ayrı bölgeye ayrılır. Güneş rüzgârı azami hızıyla Plüton’un yörüngesinin üç katı uzaklığa yani yaklaşık 95 AB öteye kadar uzanır. Bu bölgenin kıyısı Güneş rüzgârının yıldızlararası ortamdan gelen rüzgârlarla çarpıştığı noktadır. Burada rüzgâr yavaşlar, yoğunlaşır ve daha türbülanslı hâle gelir. Bir kuyruklu yıldızın kuyruğu gibi görünen ve davranan, günkını diye bilinen büyük oval bir yapı oluşur ve yıldız rüzgârı yönünde 40 AB kadar, aksi yönde de bunun birçok katı kadar uzanır. Günkürenin dış sınırına gündurgun adı verilir. Bu bölge Güneş rüzgârının tamamen sona erdiği ve yıldızlararası uzayın başladığı noktadır.[75]
Günkürenin dış kenarının şekli, hem yıldızlararası ortam ile olan etkileşimlerin akışkanlar dinamiğine göre[76] hem de güneye doğru yönelen Güneş’in manyetik alanıyla belirlenir. Örneğin, kuzey yarıkürede, güney yarıküreye göre 9 AB daha öteye uzanır. Gündurgunun ötesinde yaklaşık 230 AB’nde Güneş’in Samanyolu içinde yol alırken geride bıraktığı plazma dalgası bulunur.[77]
Henüz gündurgunun ötesine hiçbir uzay aracı geçmemiştir bu nedenle de yerel yıldızlararası uzayın koşullarını kesin olarak bilmek mümkün değildir. Günkürenin Güneş Sistemi’ni kozmik ışınlardan nasıl koruduğu tam olarak anlaşılamamıştır. Bunu anlamak için günkürenin ötesine bir görev uçuşu düzenlenmesi önerilmiştir.[78][79]
Oort bulutu
Ana madde: Oort bulutu
Sanatçı gözüyle Kuiper kuşağı ve varsayımsal Oort bulutu
Sedna’nın teleskobik görseli
Varsayımsal Oort bulutu bir trilyon kadar buz gök cisminden oluşan, tüm uzun periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğuna inanılan, Güneş Sistemi’ni 50 AB’den çevrelemeye başlayarak kabaca 1 ışık yılı, 50.000 AB uzaklığa kadar yayılan ve 100.000 AB’e kadar (1,8 ışıkyılı) uzanması olası olan büyük bir kütledir. Dış gezegenlerle olan kütleçekimsel etkileşimler sonucunda iç Güneş Sistemi’nden dışarı doğru atılmış gök cisimlerinden oluştuğuna inanılır. Oort bulutu gök cisimleri çok yavaş hareket eder ve çarpışmalar, geçen bir yıldızın kütleçekimsel etkileri ya da galaktik gelgit gibi sık rastlanmayan olaylardan etkilenir.[80][81]
Sedna ve İç Oort bulutu
90377 Sedna büyük, Plüton benzeri kızılımsı bir gök cismidir. Çok büyük bir ekliptik yörüngesi vardır, günberisi 76 AB’den başlar ve günötesi 928 AB’den geçer, dönüşü 12.050 yıl sürer. Gök cismini 2003 yılında bulan Mike Brown, Sedna’nın ne seyrek diskin ne de Kuiper kuşağının bir parçası olamayacağını; çünkü günberisinin Neptün’ün dışarı doğru hareketinden etkilenemeyecek kadar uzakta olduğunu belirtir. Onunla birlikte bazı gök bilimciler, 45 AB’lik günberi, 415 AB’lik günöte ve 3420 yıllık yörünge periyoduna sahip olan 2000 CR105 gök cismiyle birlikte Sedna’nın ayrı bir sınıflandırmaya ait olabileceğini düşünmektedir.[82] Brown bu yeni sınıflandırmayı “İç Oort bulutu” olarak tanımlar. Her ne kadar Güneş’e yakın olsa da Oort bulutunun oluşumuna benzer bir süreç ile oluşmuş olabileceği düşünülmektedir.[83]
Sınırlar
Güneş Sistemi’mizin çoğu hâlâ bilinmemektedir. Güneş’in kütleçekim alanının yaklaşık iki ışık yılı (125.000 AB) uzaklığa kadar olan çevredeki yıldızların kütleçekim kuvvetlerine baskın çıktığı tahmin edilmektedir. Buna karşın Oort bulutunun dış kısmı 50.000 AB’nin ötesine geçemez.[84] Sedna gibi buluşlara rağmen, Kuiper kuşağı ile Oort bulutu arasındaki onbinlerce AB yarıçaplı alanın hemen hemen hiç haritası çıkarılamamıştır. Aynı zamanda Merkür ile Güneş arasındaki bölge hakkında da çalışmalar devam etmektedir.[85] Güneş Sistemi’nin haritalanmamış bölgelerinde yeni gök cisimleri hâlâ keşfedilebilir.
Samanyolu içindeki yeri
Güneş Sisteminin gök adamız içinde yeri
Güneş Sistemi, yaklaşık 100.000 ışık yılı çapında olan ve içinde 200 milyar civarında yıldız barındıran Samanyolu gök adasında yer alır.[86] Güneşimiz Samanyolu’nun Orion kolu diye bilinen dış spiral kollarından birinin içindedir.[87] Güneş’in gök ada merkezinden uzaklığı yaklaşık 30,000 ışık yılıdır ve gök ada içinde hızı yaklaşık 220 km/s’dir, öyle ki tam bir turu her 225–250 milyon yılda bir atmaktadır. Bu tur Güneş Sistemi’nin gök adasal yılı olarak bilinir.[88]
Güneş Sistemi’nin gök ada içindeki konumu, Dünya üzerinde yaşamın oluşmasında büyük olasılıkla etken olmuştur. Yörüngesi hemen hemen daireseldir ve kabaca spiral kollarla aynı hıza sahiptir, yani çok nadiren spiral kolların içinden geçer. Spiral kollar potansiyel olarak tehlikeli olan süpernovaların daha yoğun olarak bulunduğu bir bölge olduğu için, bu özellik Dünya üzerinde yaşamın oluşabilmesi için çok uzun süreli yıldızlararası kararlılık periyotları sağlamıştır.[89] Güneş Sistemi aynı zamanda gök ada merkezinin yıldızlarla dolu ortamından da uzaktadır. Merkezde, yakındaki yıldızlardan gelen kütleçekimsel etkiler Oort bulutunda bulunan gök cisimlerini rahatsız edebilir ve iç Güneş Sistemi’ne birçok kuyruklu yıldız gönderebilirdi. Bu da Dünya üzerindeki yaşamı sona erdirecek potansiyeli olan çarpışmalara neden olabilirdi. Gök ada merkezinin yoğun ışıması da karmaşık yaşamın gelişmesini engelleyebilirdi.[89] Bazı bilimadamlarının görüşüne göre, Güneş Sistemi’nin şimdiki konumunda bile, yakın geçmişte oluşmuş süpernovalar radyoaktif toz tanecikleri ve kuyruklu yıldız benzeri gök cisimlerini Güneş’e doğru göndermek suretiyle, son 35.000 yıl içinde Dünya’daki yaşamı ters yönde etkileyebilirlerdi.[90]
Yakın çevre
Sanatçı gözüyle Yerel Kabarcık
Güneş Sistemi’nin gök adadaki yakın çevresi, Yerel Yıldızlararası Bulut olarak bilinir, Yerel kabarcık içerisindeki yaklaşık 30 ışık yılı genişliğinde yoğun bir bulut alanıdır. Yerel Kabarcık, yıldızlararası ortam içinde bulunan, kum saati şeklinde ve yaklaşık 300 ışık yılı genişliğinde bir boşluktur. Kabarcık yakın geçmişte oluşmuş çeşitli süpernovaların ürünü olan yüksek sıcaklıkta plazma ile kaplanmıştır.[91]
Güneş’in yıldızlararası uzayda izlediği yol üzerindeki solar apex[a] Lyra takımyıldızının en parlak yıldızı olan Vega’nın mevcut konumu yönünde Herkül takımyıldızına yakındır.[92]
Güneş’e on ışık yılı (95 trilyon km) yakınlıktaki alanda nispeten az yıldız bulunur. En yakını 4,4 ışık yılı uzaklıkta bulunan üçlü yıldız sistemi Alpha Centauri’dir. Alpha Centauri A ve Alpha Centauri B Güneş benzeri, birbirine yakın bir çift yıldızdır. Aynı zamanda Proxima Centauri olarak da bilinen küçük kızıl cüce Alpha Centauri C bu çift yıldıza 0,2 ışık yılı uzaklıktaki yörüngede döner. Bunlardan sonra 5,9 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Barnard Yıldızı, 7,8 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Wolf 359 ve 8,3 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Lalande 21185 yer alır. On ışık yılı yakınlıkta bulunan en büyük yıldız, Güneş’in iki katı kütleye sahip parlak bir anakol yıldızı olan Sirius’dur. Bu yıldızın yörüngesinde Sirius B denen beyaz cüce döner. Sirius 8,6 ışık yılı uzaklıktadır. On ışık yılı içinde bulunan diğer yıldız sistemleri 8,7 ışık yılı uzaklıktaki ikili kızıl cüce sistemi Luyten 726-8 ve 9,7 ışık yılı uzaklıkta yer alan tekil kızıl cüce Ross 154’tür[93] Güneş’e benzer en yakın tekil yıldız 11,9 ışık yılı uzakta bulunan Tau Ceti’dir. Kütlesi Güneş’in kütlesinin yüzde seksenidir ancak parlaklığı yalnızca yüzde altmışı kadardır.[94] Güneş’e en yakın gezegen sistemine sahip yıldız sistemi, 10,5 ışık yılı uzakta yer alan ve Güneş’ten daha az parlak ve daha çok kızıl olan Epsilon Eridani yıldız sistemidir. Varlığı kanıtlanan tek gezegeni Epsilon Eridani b’nin kütlesi kabaca Jüpiter’in 1,5 katıdır ve yıldızının çevresinde her 6,9 yılda bir tur atar.[95]
Keşif ve araştırma
Binlerce yıl boyunca birkaç istisna haricinde insanoğlu Güneş Sistemi’nin varlığına inanmadı. İnanışlara göre Dünya, Evren’in merkezinde sabit olarak durmaktaydı ve gökyüzünde bulunan kutsal göksel nesnelerden de farklı bir kategorideydi. Mikolaj Kopernik ve Hint gök bilimci Aryabhata ile Yunan filozof Samoslu Aristarchus gibi öncülleri kozmosun Güneş merkezli düzeni hakkında kuramlar geliştirmişlerdi. Galileo Galilei, Johannes Kepler, ve Isaac Newton tarafından önderlik edilen 17. yüzyılın kavramsal ilerlemeleri aşama aşama yalnızca Dünya’nın Güneş’in etrafında döndüğü fikrinin değil aynı zamanda diğer gezegenlerin de Dünya’nın uyduğu aynı fiziksel kurallara uyduğu dolayısıyla da tinsel değil maddesel varlıklar olduğu fikirlerinin de Kabul edilmesini sağlamıştır.
Teleskobik gözlemler
Isaac Newton’un teleskopunun bir kopyası
Güneş Sistemi’nin ilk araştırması, gök bilimcilerin çıplak gözle görülemeyecek kadar sönük olan gök cisimlerinin haritasını çıkarmaya başladıklarında teleskoplarla yapıldı.
Galileo Galilei, Güneş Sistemi’nin üyeleri hakkında fiziksel bulguları keşfeden ilk kişidir. Ay yüzünde kraterler olduğunu Güneş’in üzerinde Güneş lekeleri bulunduğunu, ve Jüpiter’in yörüngesinde dört uydusu olduğunu keşfetmiştir.[96] Galileo’nun keşifleri takip eden Christiaan Huygens Satürn’ün uydusu Titan’ı ve Satürn’ün halkalarının şeklini keşfetmiştir.[97] Giovanni Domenico Cassini, Satürn’ün dört uydusunu, Satürn’ün halkaları arasında yer alan Cassini ayrımını, ve Jüpiter’in Büyük Kırmızı Leke’sini keşfetmiştir.[98]
Edmond Halley 1705 yılında bir kuyruklu yıldızın farklı zamanlarda görülen kayıtlarının aslında her 75-76 yılda bir düzenli olarak geri gelen bir gök cismine ait olduğunu fark etti. Bu Güneş’in çevresinde gezegenlerin dışında gök cisimlerinin de yörüngede olduğuna dair ilk kanıttı.[99] Bu sıralarda (1704) “Güneş sistemi” terimi ilk olarak kullanılmaya başlandı[100]
William Herschel 1781 yılında Taurus takımyıldızında bir ikili yıldız sistemini incelerken yeni bir kuyruklu yıldız olduğunu sandığı bir gök cismiyle karşılaştı. Aslında bu gök cisminin yörüngesi yeni bir gezegen olduğunu kanıtladı. Uranüs keşfedilen ilk gezegendir.[101]
Giuseppe Piazzi 1801 yılında Mars ile Jüpiter arasında başlarda yeni bir gezegen olduğuna inanılan Ceres’i keşfetti. Ancak aynı bölgede ardı ardına gelen küçük dünyaların keşfi sonucunda yeni bir sınıflama olan asteroit ortaya çıkmıştır.[102]
Uranüs’ün yörüngesi üzerindeki tutarsızlık 1846 yılında daha uzaktan büyük bir gezegenin çekim gücünün etkisi olabileceği kanısını uyandırdı. Urbain Le Verrier’nin hesaplamaları sonucunda Neptün’ün keşfi mümkün oldu.[103] Merkür’ün yörüngesinin aşırı günberi devinimi Le Verrier’yi 1859 yılında Merkür ötesinde Vulkan adında bir gezegen olduğunu önermeye itti ama sonradan bunun doğru olmadığı anlaşıldı.
Güneş Sistemi’nin tam olarak ne zaman keşfedildiği tartışma konusu olsa da 19. yüzyılda gerçekleştirilen iki gözlem Güneş Sistemi’nin doğasını ve Evren’deki yerini şüphe götürmeyecek şekilde ortaya koymuştur. Bunlardan birincisi 1838 yılında Friedrich Wilhelm Bessel’in başarılı bir şekilde Dünya’nın Güneş etrafındaki hareketinin neden olduğu, bir yıldızın konumunda olan görünen kaymayı, yıldız ıraklık açısını ölçmesidir. Bu Güneş merkezliliğin ilk doğrudan deneysel kanıtı olmasının ötesinde Güneş Sistemimiz ile diğer yıldızlar arasında engin uzaklıkların var olduğunu da açığa çıkarmıştır. İkinci olarak da 1856 yılında Peder Angelo Secchi, yeni icat edilen spektroskop kullanarak Güneş’in ve diğer yıldızların tayf izlerini birbiriyle karşılaştırdı ve hemen hemen aynı olduklarını ortaya çıkardı. Güneş’in bir yıldız olduğunun farkına varılması, diğer yıldızların da kendi sistemleri olacağı varsayımını doğurdu ancak bunun kanıtlanması için 140 yıl geçmesi gerekti.
Dış gezegenlerin yörüngelerinde olan diğer tutarsızlıklar Percival Lowell’ı daha da ötede bir başka gezegen daha olması sonucuna itti. Ölümünden sonra Lowell Gözlemevi’nin sürdürdüğü araştırma sonucunda Clyde Tombaugh 1930 yılında Plüton’u keşfetti. Ancak Plüton dış gezegenlerin yörüngelerini bozamayacak kadar küçüktü ve buluşu dolayısıyla tesadüfidir. Ceres gibi Plüton’da önceleri gezegen olarak sınıflandırıldı ancak yakınlarında benzer gök cisimlerinin bulunması üzerine UAB tarafından 2006 yılında cüce gezegen olarak tekrar sınıflandırıldı.[103]
Kendi gezegen sistemimizin dışında 1992 yılında PSR 1257+12 atarcasının yörüngesinde gezegen sisteminin varlığına dair ilk kanıtlar bulundu. Üç yıl sonra ilk Güneş Sistemi dışında güneşbenzeri bir yıldızın etrafında dönengezegen olan 51 Pegasi b keşfedildi. 2008 yılı itibarıyla 221 gezegen sistemi bulunmuştur.[104]
Gök bilimciler David Jewitt ve Jane Luu 1992 yılında (15760) 1992 QB1’yı keşfetti. Bu Kuiper kuşağı diye bilinecek olan, Plüton ve Charon gibi buz gök cisimlerinin bulunduğu ve asteroit kuşağı benzeri bölgede bulunan ilk gök cismiydi.[105][106]
Mike Brown, Chad Trujillo ve David Rabinowitz 2005 yılında Plüton’dan daha büyük olan, Neptün’ün keşfinden sonra, Güneş etrafında dolanan en büyük gök cismi Eris’i keşfetti.[107]
Uzay araçları ile gözlemler
Sanatçı gözüyle Pioneer 10. 1983 yılında Plüton’un yörüngesinin ötesine geçmiş, son mesajı Ocak 2003’te 82 AB uzaklıktan alınmıştır. 35 yaşındaki bu uzay sondası 43,400 km/s hızla Güneş’ten uzaklaşmaktadır.[108] Uzay Çağı’nın başlangıcından beri önemli ölçüde araştırma, çeşitli uzay araştırma kurumları tarafından düzenlenen misyonlarda robot uzay araçları tarafından gerçekleştirildi.
Güneş Sistemi’nde bulunan tüm gezegenler Artık Dünya’dan fırlatılan uzay araçları ile ziyaret edilmiştir. İnsansız gerçekleştirilen bu misyonlarda tüm gezegenlerin yakından çekilmiş fotoğrafları elde edilmiş ve yüzeye inildiği durumlarda toprak ve atmosfer analizleri kısmen gerçekleştirilebilmiştir.
Uzaya gönderilen insan yapısı ilk nesne 1957’de fırlatılan ve bir yılı aşkın bir süre yörüngede kalan Sovyet uydusu Sputnik 1 ‘dir. Uzaydan Dünya’nın resmini ilk olarak 1959’da fırlatılan ABD uzay sondası Explorer 6 çekmiştir.
Alçaktan uçuşlar
Güneş Sistemi’nde bulunan gök cisimlerinin üzerinden alçaktan uçmayı başaran ilk sonda 1959 yılında Ay görevinde bulunan Luna 1 ‘dir. Aslında Ay yüzüne çarpması planlanan sonda hedefini kaçırmış ve Güneş’in çevresinde yörüngeye giren ilk insan yapısı nesne olmuştur. Mariner 2 1962 yılında Venüs’ün yakınından geçerek başka bir gezegene yaklaşan ilk sonda olmuştur. Mars yakınından yapılan ilk başarılı uçuş 1964’te Mariner 4 iledir. Merkür’ün yakınından ise 1974’te Mariner 10 ile geçilmiştir.
Voyager 1 tarafından, 6 milyar km uzaktan çekilen Dünya görseli. Işık çizgileri Güneş’ten yayılan ışınların kırınımıyla oluşmuştur.
Dış gezegenleri inceleyen ilk sonda 1973 yılında Jüpiter’in yakınından geçen Pioneer 10 olmuştur. Satürn’ü ilk olarak 1979’da Pioneer 11 ziyaret etmiştir. Voyager programından yer alan sondalar 1977’de fırlatıldıktan sonra dış gezegenler etrafında çizdikleri büyük turlarını tamamlamıştır. Her iki sonda da Jüpiter’in yanından 1979’da, Satürn’ün yanından da 1981’de geçmiştir. Voyager 2 daha sonra 1986’da Uranüs’e ve 1989’da Neptün’e yakınlaştı. Voyager sondaları şu anda Neptün’ün ötesinde güneşkını ve gündurgun bölgelerini bulup incelemek için yoldadırlar. NASA’ya göre her iki Voyager sondası da bitiş şokuyla Güneş’ten yaklaşık 93 AB uzaklıkta karşılaşmıştır.[75][109]
Bir kuyrukluyıldızın yakınından ilk olarak 1985 yılında ICE (International Cometary Explorer) sondası geçmiştir. İncelenen kuyrukluyıldız Giacobini-Zinner kuyrukluyıldızıdır.[110] Asteroitlerin yakınından yapılan ilk uçuşlar ise Galileo uzay sondası tarafından yapılmıştır. Jüpiter’e giderken yol üzerinde 1991’de 951 Gaspra ve 1993’te 243 Ida resimlenmiştir.
Henüz hiçbir Kuiper kuşağı gök cismine uzayaracıyla ulaşılamamıştır. 19 Ocak 2006’da fırlatılan New Horizons (Yeni Ufuklar) uzay sondası bu bölgeyi araştıracak ilk insan yapımı uzay aracı olma yolunda ilerlemektedir. Bu aracın Plüton2un yanından Temmuz 2015’te geçmesi planlanmaktadır. Eğer uygun olursa misyon diğer Kuiper kuşağı gök cisimlerini gözlemlemek için uzatılabilecektir.[111]
Yörünge, iniş ve gezginci robotlar
1966 yılında Ay, yörüngesinde insan yapımı bir yapay uydu bulunan (Luna 10) ilk gök cismi olmuştur. Bu uyduyu 1971 yılında, Mars gezegeninin yörüngesine giren Mariner 9, 1975 yılında Venüs’ün yörüngesine giren Venera 9, 1995’te Jüpiter’in yörüngesine giren Galileo), 2000 yılında asteroit 433 Eros’un yörüngesine giren NEAR Shoemaker ve 2004 yılında Satürn’ün yörüngesine giren Cassini–Huygens izlemiştir. MESSENGER uzay sondası 2011 yılında Merkür’ün yörüngesine girmek üzere yoldadır. 2011 yılında Vesta asteroitinin yörüngesine,2015 yılında da cüce gezegen Ceres’in yörüngesine Dawnuzayaracı girecektir.
Bir diğer Güneş Sistemi gök cismine iniş yapan ilk sonda Sovyet yapımı Luna 2 uzay sondasıdır ve 1959 yılında Ay’a çarpmıştır. Bu tarihten sonra giderek daha da uzaktaki gezegenlere ulaşılmıştır. 1966 yılında Venüs’ün yüzeyine Venera 3, 1971’de Mars’ın yüzeyine Mars 3, 2001 yılında asteroid 433 Eros’un yüzeyine NEAR Shoemaker, 2005 yılında Satürn’ün doğal uydusu Titan yüzeyine Huygens ve kuyruklu yıldız Tempel 1’in yüzeyine Deep Impact inmiş ya da çakılmıştır. Galileo yörüngeden 1995 yılında Jüpiter’in atmosferine bir sonda göndermiştir. Jüpiter’in fiziksel bir yüzeyi olmadığı için aşağı indikçe artan sıcaklık ve basınç sonucu sonda yok olmuştur.
Günümüze kadar yalnızca Ay ve Mars üzerine gezginci robotlar indirilmiştir. Bir gök cismini gezen ilk gezginci robot 1970 yılında Ay yüzeyine inen Sovyet Lunokhod 1 ‘dir. Bir başka gezegen yüzeyine ilk inen ise 1997’de Mars’ın yüzeyinde 500 metre kadar hareket eden Sojourner gezginci robotudur. İnsan tarafından kullanılan tek gezginci araç ise NASA’nın 1971 ve 1972 yılları arasında Apollo 15, 16 ve 17 misyonlarında yer alan Ay aracıdır.
İnsanlı araştırmalar
Güneş Sistemi’nin insanlı araştırılması Dünya’nın yakın çevresi ile sınırlı kalmıştır. Uzaya ulaşan ilk insan, yani yerden 100 km. yüksekliği geçen ve Dünya’nın yörüngesinde dolaşan 12 Nisan 1961’de Vostok 1 uzay aracı içinde fırlatılan Sovyet kozmonot Yuri Gagarin’dir. Bir başka Güneş Sistemi gök cisminin yüzeyinde yürüyen ilk insan ise Apollo 11 görevi sırasında 21 Temmuz 1969’da Ay üzerinde yürüyen Amerikalı Neil Armstrong’dur. ABD’nin uzay mekiği tekrar tekrar yörüngeye giren başarılı fırlatmalarda kullanılan tek uzay aracıdır. Birden fazla kişiyi barındırabilen ilk uzay istasyonu NASA’nın Skylab uzay istasyonudur. 1973 ile 1974 yılları arasında içinde üç kişi barınmıştır. Uzay’daki ilk insane yerleşimi ise 1989’dan 1999’a kadar yaklaşık on yıl boyunca açık kalan Sovyet uzay istasyonu Mir’dir. 2001 yılında görevden alınan bu istasyonun yerine Uluslararası Uzay İstasyonu geçmiştir ve o zamandan beri sürekli olarak içinde insan barındırmıştır. 2004 yılında SpaceShipOne özel olarak finanse edilen ve yörünge altı uçuşla uzaya çıkabilen ilk özel uzay aracı olmuştur.
Görsel özet
Bu bölüm Güneş Sistemi cisimlerinin, büyüklüğüne ve görüntü kalitesine göre örneklemesidir. Hacime göre sıralanmıştır. Bazı atlanmış nesneler burada yer alanlardan daha büyüktür. Özellikle Eris yüksek kalitede görüntüsünün olmamasından dolayı listede yer almamıştır.
Güneş Sistemi
The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA’s Solar Dynamics Observatory – 20100819.jpg
Jupiter New Horizons.jpg
Saturn closeup.jpg
Uranus2.jpg
Neptune – Voyager 2 (29347980845) flatten crop.jpg
Africa and Europe from a Million Miles Away.png Venus-real color.jpg
Güneş
(yıldız) Jüpiter
(gezegen) Satürn
(gezegen) Uranüs
(gezegen) Neptün
(gezegen) Dünya
(gezegen) Venüs
(gezegen)
Mars 23 aug 2003 hubble.jpg
Moon Ganymede by NOAA.jpg
Two Halves of Titan.png
Mercury in color – Prockter07 centered.jpg
Callisto.jpg
Io highest resolution true color.jpg
FullMoon2010.jpg
Mars
(gezegen) Ganymede
(Jüpiter’in uydusu) Titan
(Satürn’ün uydusu) Merkür
(gezegen) Callisto
(Jüpiter’in uydusu) Io
(Jüpiter’in uydusu) Ay
(Dünya’nın uydusu)
Europa-moon.jpg
Triton Voyager 2.jpg
Global LORRI mosaic of Pluto in true colour.jpg
Titania (moon) color, cropped.jpg
PIA07763 Rhea full globe5.jpg
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
Iapetus as seen by the Cassini probe – 20071008.jpg
Europa
(Jüpiter’in uydusu) Triton
(Neptün’ün uydusu) Plüton
(Kuiper kuşağı cismi) Titania
(Uranüs’ün uydusu) Rhea
(Satürn’ün uydusu) Oberon
(Uranüs’ün uydusu) Iapetus
(Satürn’ün uydusu)
Charon by New Horizons on 13 July 2015.png
PIA00040 Umbrielx2.47.jpg
Ariel (moon).jpg
Dione color south.jpg
PIA18317-SaturnMoon-Tethys-Cassini-20150411.jpg
PIA19562-Ceres-DwarfPlanet-Dawn-RC3-image19-20150506.jpg
Vesta full mosaic.jpg
Charon
(Plüton’un uydusu) Umbriel
(Uranüs’ün uydusu) Ariel
(Uranüs’ün uydusu) Dione
(Satürn’ün uydusu) Tethys
(Satürn’ün uydusu) Ceres
(asteroit) Vesta
(asteroit)
Enceladus from Voyager.jpg
PIA18185 Miranda’s Icy Face.jpg
Proteus Voyager 2 cropped.jpg
Mimas PIA12568.jpg
Hyperion in natural colours.jpg
Phoebe cassini.jpg
PIA12714 Janus crop.jpg
Enceladus
(Satürn’ün uydusu) Miranda
(Uranüs’ün uydusu) Proteus
(Neptün’ün uydusu) Mimas
(Satürn’ün uydusu) Hyperion
(Satürn’ün uydusu) Phoebe
(Satürn’ün uydusu) Janus
(Satürn’ün uydusu)
PIA09813 Epimetheus S. polar region.jpg
Rosetta triumphs at asteroid Lutetia.jpg
Prometheus 12-26-09a.jpg
Flying By Pandora.jpg
(253) mathilde crop.jpg
Leading hemisphere of Helene – 20110618.jpg
243 Ida large.jpg
Epimetheus
(Satürn’ün uydusu) Lutetia
(asteroit) Prometheus
(Satürn’ün uydusu) Pandora
(Satürn’ün uydusu) Mathilde
(asteroit) Helene
(Satürn’ün uydusu) Ida
(asteroit)
Bu kutu: görüntületartışdeğiştir
Notlar
^ Solar apex: Göksel küre üzerinde Güneş ve Güneş Sistemi’nin sabit yıldızlara doğru hareket eder gibi göründüğü nokta
Kaynakça
^ “Solar System Objects”. NASA/JPL Solar System Dynamics. 7 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Haziran 2022.
^ a b “Latest Published Data”. The International Astronomical Union Minor Planet Center. 5 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Haziran 2022.
^ Mumma, M. J.; Disanti, M. A.; Dello Russo, N.; Magee-Sauer, K.; Gibb, E.; Novak, R. (2003). “Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system”. Advances in Space Research. 31 (12). ss. 2563-2575. Bibcode:2003AdSpR..31.2563M. CiteSeerX 10.1.1.575.5091 $2. doi:10.1016/S0273-1177(03)00578-7.
^ a b NASA Science. “In Depth: Moons”. NASA. 1 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2020.
^ International Astronomical Union. “Dwarf Planets and their Systems”. Planetary Names. 17 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2015.
^ Akwagyiram, Alexis (20 Ağustos 2005). “Farewell Pluto?”. BBC News. 15 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mart 2006.
^ “The Final IAU Resolution on the definition of “planet” ready for voting”. IAU. 24 Ağustos 2006. 7 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2007.
^ nineplanets.org. “An Overview of the Solar System”. 12 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2007.
^ Amir Alexander (2006). “New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper Belt”. The Planetary Society. 20 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ M Woolfson. “The origin and evolution of the solar system” (PDF). University of York. 25 Eylül 2007 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Temmuz 2006.
^ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (İngilizcesi: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Cilt 1)
^ “The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System”. American Philosophical Society. 1909. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006.
^ a b c d e “Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System”. University of Arizona. 29 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006.
^ Jeff Hester (2004). “New Theory Proposed for Solar System Formation”. Arizona State University. 17 Temmuz 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ocak 2007.
^ Irvine, W. M. “The chemical composition of the pre-solar nebula”. Amherst College, Massachusetts. 15 Aralık 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2007.
^ Rawal, J. J. (Ocak 1985). “Further Considerations on Contracting Solar Nebula” (PDF). Physics and Astronomy. 34 (1). ss. 93-100. doi:10.1007/BF00054038. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006.[ölü/kırık bağlantı]
^ a b Yoshimi Kitamura (10 Aralık 2002). “Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage”. The Astrophysical Journal. 581 (1). ss. 357-380. doi:10.1086/344223. Erişim tarihi: 9 Ocak 2007.[ölü/kırık bağlantı]
^ Greaves, Jane S. (7 Ocak 2005). “Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems”. Science. 307 (5706). ss. 68-71. doi:10.1126/science.1101979. 15 Ocak 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006.
^ “Present Understanding of the Origin of Planetary Systems”. National Academy of Sciences. 5 Nisan 2000. 3 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2007.
^ Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger (2003). “Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems”. Science Magazine. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006.[ölü/kırık bağlantı]
^ Chrysostomou, Antonio; W Lucas, Phil. “The formation of stars”. Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire. Erişim tarihi: 2 Mayıs 2007.
^ Goldreich, Peter; Ward, William R. (1973). “The Formation of Planetesimals”. The American Astronomical Society. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006.[ölü/kırık bağlantı]
^ Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli (2001). “The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt” (PDF). Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice. 27 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006.
^ Mumma, M. J. (Haziran 2003). “Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system” (PDF). Advances in Space Research. 31 (12). ss. 2563-2575. doi:10.1016/S0273-1177(03)00578-7. 9 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 16 Kasım 2006.
^ Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F. Levison. “The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System”. Department of Physics, Queen’s University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007.
^ Elmegreen, B. G. (Kasım 1979). “On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind” (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1). ss. 77-78. 12 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 11 Şubat 2007.
^ Heng Hao (Kasım 1979). “Disc-Protoplanet interactions” (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1). ss. 77-78. 7 Eylül 2006 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006.
^ JEFF HECHT (1994). “Science: Fiery future for planet Earth”. NewScientist. 1 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007.
^ “The fading: red giants and white dwarfs”. 31 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2006.
^ a b Pogge, Richard W. (1997). “The Once and Future Sun”. Perkins Observatory. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A. (2001). “The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars”. Perkins Observatory. 9 Ekim 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.
^ Kasting, J.F. (1986). “Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere”. Science. Cilt 234. ss. 1383-1385.
^ T. S. van Albada, Norman Baker (1973). “On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters”. Astrophysical Journal. Cilt 185. ss. 477-498.
^ Charles H. Lineweaver (2000). “An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect”. University of New South Wales. 12 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006.
^ “Solar Physics: The Solar Wind”. Marshall Space Flight Center. 2006. 24 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Ekim 2006.
^ Phillips, Tony (15 Şubat 2001). “The Sun Does a Flip”. Science@NASA. 29 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Şubat 2007.
^ “Artist’s Conception of the Heliospheric Current Sheet”. Wilcox Solar Observatory. 1 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Haziran 2006.
^ Lundin, Richard (9 Mart 2001). “Erosion by the Solar Wind”. Science. 291 (5510). s. 1909. doi:10.1126/science.1059763. 10 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.
^ Langner, U. W. (2005). “Effects of the position of the solar wind termination shock and the heliopause on the heliospheric modulation of cosmic rays”. Advances in Space Research. 35 (12). ss. 2084-2090. doi:10.1016/j.asr.2004.12.005. 21 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Şubat 2007.
^ “Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud”. 1998. 1 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Şubat 2007.
^ “ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets”. ESA Science and Technology. 2003. 2 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Şubat 2007.
^ Landgraf, M. (Mayıs 2002). “Origins of Solar System Dust beyond Jupiter”. The Astronomical Journal. 123 (5). ss. 2857-2861. doi:10.1086/339704. Erişim tarihi: 9 Şubat 2007.
^ Schenk P., Melosh H.J. (1994), Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere, Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994LPI….25.1203S
^ Bill Arnett (2006). “Mercury”. The Nine Planets. 24 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Eylül 2006.
^ Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury’s mantle, Icarus, v. 74, p. 516–528.
^ Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
^ Mark Alan Bullock (1997). “The Stability of Climate on Venus” (PDF). Southwest Research Institute. 14 Haziran 2007 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.
^ Paul Rincon (1999). “Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus” (PDF). Johnson Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics, University of New Mexico, Albuquerque, NM. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006.
^ Anne E. Egger, M.A./M.S. “Earth’s Atmosphere: Composition and Structure”. VisionLearning.com. 2 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.
^ David Noever (2004). “Modern Martian Marvels: Volcanoes?”. NASA Astrobiology Magazine. 19 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006.
^ Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna (2004). “A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness”. The Astronomical Journal. Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.
^ “New study reveals twice as many asteroids as previously believed”. ESA. 2002. 13 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ Krasinsky, G. A. (Temmuz 2002). “Hidden Mass in the Asteroid Belt”. Icarus. 158 (1). ss. 98-105. doi:10.1006/icar.2002.6837. 25 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ekim 2020.
^ Beech, M. (Eylül 1995). “On the Definition of the Term Meteoroid”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 36 (3). ss. 281-284. 28 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Ağustos 2006.
^ “History and Discovery of Asteroids” (DOC). NASA. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ağustos 2006.
^ Phil Berardelli (2006). “Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water”. SpaceDaily. 18 Ekim 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ Jack J. Lissauer, David J. Stevenson (2006). “Formation of Giant Planets” (PDF). NASA Ames Araştırma Merkezi; California Institute of Technology. Erişim tarihi: 16 Ocak 2006.[ölü/kırık bağlantı]
^ Pappalardo, R T (1999). “Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional Studies”. Brown University. 23 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ocak 2006.
^ J. S. Kargel (1994). “Cryovolcanism on the icy satellites”. U.S. Geological Survey. Erişim tarihi: 16 Ocak 2006.[ölü/kırık bağlantı]
^ Hawksett, David; Longstaff, Alan; Cooper, Keith; Clark, Stuart (2005). “10 Mysteries of the Solar System”. Astronomy Now. 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ocak 2006.
^ Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R. (1990). “Post Voyager comparisons of the interiors of Uranus and Neptune”. NASA, Ames Research Center. 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ocak 2006.
^ Duxbury, N.S., Brown, R.H. (1995). “The Plausibility of Boiling Geysers on Triton”. Beacon eSpace. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ocak 2006.
^ Sekanina, Zdenek (2001). “Kreutz sungrazers: the ultimate case of cometary fragmentation and disintegration?”. Publications of the Astronomical Institute of the Academy of Sciences of the Czech Republic. Cilt 89 p. 78–93.
^ Królikowska, M. (2001). “A study of the original orbits of hyperbolic comets”. Astronomy & Astrophysics. 376 (1). ss. 316-324. doi:10.1051/0004-6361:20010945. 1 Mayıs 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ocak 2007.
^ Fred L. Whipple (Nisan 1992). “The activities of comets related to their aging and origin”. Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.[ölü/kırık bağlantı]
^ Stansberry (2005). “TNO/Centaur diameters and albedos”. 5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ Patrick Vanouplines (1995). “Chiron biography”. Vrije Universitiet Brussel. 16 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ “List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects”. IAU: Minor Planet Center. 10 Mayıs 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007.
^ Audrey Delsanti and David Jewitt (2006). “The Solar System Beyond The Planets” (PDF). Institute for Astronomy, University of Hawaii. 31 Mart 2010 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Ocak 2007.
^ M. W. Buie, R. L. Millis, L. H. Wasserman, J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, E. I. Chiang, A. B. Jordan, K. J. Meech, R. M. Wagner, D. E. Trilling (2005). “Procedures, Resources and Selected Results of the Deep Ecliptic Survey”. Lowell Observatory, University of Pennsylvania, Large Binocular Telescope Observatory, Massachusetts Institute of Technology, University of Hawaii, University of California at Berkeley. 18 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.
^ E. Dotto1, M.A. Barucci2, and M. Fulchignoni (24 Ağustos 2006). “Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System” (PDF). 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.
^ Fajans, J. (Ekim 2001). “Autoresonant (nonstationary) excitation of pendulums, Plutinos, plasmas, and other nonlinear oscillators”. American Journal of Physics. 69 (10). ss. 1096-1102. doi:10.1119/1.1389278. Erişim tarihi: 26 Aralık 2006.
^ David Jewitt (2005). “The 1000 km Scale KBOs”. University of Hawaii. 3 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Temmuz 2006.
^ Mike Brown (2005). “The discovery of 2003 UB313 Eris, the 10th planet largest known dwarf planet”. CalTech. 10 Eylül 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2006.
^ a b “Voyager Enters Solar System’s Final Frontier”. NASA. 27 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007.
^ Fahr, H. J.; Kausch, T.; Scherer, H. (2000). “A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction”. Institut für Astrophysik und Extraterrestrische Forschung der Universität Bonn. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ P. C. Frisch (2002). “The Sun’s Heliosphere & Heliopause”. University of Chicago. 2 Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ R. L. McNutt, Jr.; ve diğerleri. (2006). “Innovative Interstellar Explorer”. AIP Conference Proceedings. Cilt 858. ss. 341-347. 23 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Şubat 2008.
^ “Interstellar space, and step on it!”. New Scientist. 5 Ocak 2007. 16 Nisan 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Şubat 2007.
^ Stern SA, Weissman PR. (2001). “Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud”. Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. 12 Mayıs 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006.
^ Bill Arnett (2006). “The Kuiper Belt and the Oort Cloud”. nineplanets.org. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ Jewitt, David (2004). “Sedna – 2003 VB12”. University of Hawaii. 2 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ Mike Brown. “Sedna”. CalTech. 12 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mayıs 2007.
^ T. Encrenaz, JP. Bibring, M. Blanc, MA. Barucci, F. Roques, PH. Zarka (2004). The Solar System: Third edition. Springer. s. 1.
^ Durda D.D.; Stern S.A.; Colwell W.B.; Parker J.W.; Levison H.F.; Hassler D.M. (2004). “A New Observational Search for Vulcanoids in SOHO/LASCO Coronagraph Images”. 30 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006.
^ A.D. Dolgov (2003). “Magnetic fields in cosmology”. 9 Ekim 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006.
^ R. Drimmel, D. N. Spergel (2001). “Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk”. 9 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006.
^ Leong, Stacy (2002). “Period of the Sun’s Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)”. The Physics Factbook. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007.
^ a b Leslie Mullen (2001). “Galactic Habitable Zones”. Astrobiology Magazine. 23 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006.
^ “Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction”. Physorg.com. 2005. 1 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Şubat 2007.
^ “Near-Earth Supernovas”. NASA. 13 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006.
^ C. Barbieri (2003). “Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana”. IdealStars.com. Erişim tarihi: 12 Şubat 2007.
^ “Stars within 10 light years”. SolStation. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007.
^ “Tau Ceti”. SolStation. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007.
^ “HUBBLE ZEROES IN ON NEAREST KNOWN EXOPLANET”. Hubblesite. 2006. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ocak 2008.
^ Eric W. Weisstein (2006). “Galileo Galilei (1564–1642)”. Wolfram Research. 2 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ “Discoverer of Titan: Christiaan Huygens”. ESA Space Science. 2005. 18 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ “Giovanni Domenico Cassini (June 8, 1625–September 14, 1712)”. SEDS.org. 5 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ “Comet Halley”. University of Tennessee. 24 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006.
^ “Etymonline: Solar System”. 10 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Ocak 2008.
^ “Herschel, Sir William (1738–1822)”. enotes.com. 21 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ “Discovery of Ceres: 2nd Centenary, 1 January 1801–1 January 2001”. astropa.unipa.it. 2000. 5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ a b J. J. O’Connor and E. F. Robertson (1996). “Mathematical discovery of planets”. St. Andrews University. 12 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Kasım 2006.
^ “Extrasolar Planets Encyclopedia”. Paris Observatory. 5 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Ocak 2008.
^ Luu, Jane X.; Jewitt, David C. (2002). “KUIPER BELT OBJECTS: Relics from the Accretion Disk of the Sun”. Massachusetts Teknoloji Enstitüsü, Hawaii Üniversitesi. Erişim tarihi: 9 Kasım 2006.
^ Minor Planet Center. “List of Trans-Neptunian Objects”. 15 Ekim 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007.
^ “Eris (2003 UB313”. Solstation.com. 2006. 5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Kasım 2006.
^ Donald Savage; Michael Mewhinney (25 Şubat 2003). “Farewell Pioneer 10”. NASA. 4 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2007.
^ Randy Culp (2002). “Time Line of Space Exploration”. 23 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Temmuz 2006.
^ Comet Space Missions 6 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Erişim tarihi 2007-10-23
^ “New Horizons NASA’s Pluto-Kuiper Belt Mission”. 2006. 23 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Temmuz 2006.