text: 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, 5 cüce gezegen (Ceres, Plüton, Eris, Haumea, Makemake) ile onların bilinen toplam 8 uydusu 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 () 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. 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. 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. Diğerleri ise dört gaz devini "orta bölge" olarak tanımlayıp Dış Güneş Sistemi'ni Neptün ötesi bölge olarak nitelendirir. Yapısı 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. 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. 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 Oluşumu ve evrimi Güneş Sistemi'nin ilk olarak Emanuel Swedenborg 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. 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. 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. Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve Güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge 7.000 ile 20.000 AB çapında ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 Güneş kütlesi kadar). 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. Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında, kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu. 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. Bu diskler birkaç yüz astronomik birim genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar. 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. 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. 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 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. 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. 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. 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. 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. 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. Tablolu Güneş Sistemi özeti Not: Tablo Güneşten uzaklıkları baz alınarak yapılmıştır. 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. 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. 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. 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 (gök bilimsel anlamda "metaller") barındırır. 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. Gezegenlerarası ortam 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 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. Güneş'in dönen manyetik alanı gezegenlerarası ortamı etkileyerek Güneş Sistemi'nde en büyük yapı olan günküresel akım katmanını oluşturur. 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. 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. 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. İkincisi 10 AB ile 40 AB arasında uzanır ve büyük bir olasılıkla Kuiper kuşağında meydana gelen benzer çarpışmalar sonucunda oluşmuştur. 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 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. Merkür'ün önemsenmeyecek kadar az olan atmosferi Güneş rüzgârı nedeniyle yüzeyinden kopan atomlardan oluşur. 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. 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. 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. 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. 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. Mars'ın iki çok küçük doğal uydusu vardır. Deimos ve Phobos'un Mars'ın çekimine kapılmış olan asteroitler olduğu düşünülmektedir. 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. Buna rağmen ana asteroit kuşağının toplam kütlesinin Dünya'nın kütlesinin binde birini geçmesi pek olası değildir. 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. 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. 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. 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 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. 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. 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. 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. 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. Neptün'ün bilinen on üç doğal uydusu vardır. En büyüğü Triton sıvı nitrojenden kaynaçları ile jeolojik olarak etkindir. Triton, geri devimli yörüngeye sahip olduğu bilinen tek doğal uydudur. Kuyruklu yıldızlar 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. Hiperbolik yörüngeye sahip bazı kuyruklu yıldızlar Güneş Sistemi dışından gelmiş olabilir ancak bunların yörüngelerini belirlemek oldukça zordur. Uçucu bileşenlerinin çoğu Güneş'e yaklaştıklarında oluşan ısınma nedeniyle artık tamamen kaybolmuş olan eski kuyruklu yıldızlar sıklıkla asteroit olarak sınıflandırılır. 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. İlk keşfedilen centaur 2060 Chiron kuyruklu yıldız olarak adlandırılmıştır çünkü Güneş'e yaklaştıkça kuyruklu yıldızlar gibi bir kuyruk oluşturur. Bazı gök bilimciler centaurları içeri doğru saçılmış Kuiper kuşağı gök cisimleri olarak sınıflandırır. 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 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. Birçok Kuiper kuşağı gök cisminin birden fazla doğal uydusu vardır. Çoğunun yörüngesi tutulum çemberinin dışına çıkar. Kuiper kuşağı kabaca "rezonant" kuşak ve "klasik" kuşak olarak ikiye ayrılabilir. Rezonant kuşak, yörüngesi Neptün'ün yörüngesine bağlı olan gök cisimlerinden oluşur. Örneğin Neptün'ün her üç dönüşü için iki kere dönen ya da her iki dönüşü için bir kere dönen gök cisimleri gibi. Rezonant kuşak aslında Neptün'ün yörüngesi içinde başlar. Klasik kuşakta Neptün ile rezonans hâlinde olmayan gök cisimleri bulunur ve kabaca 39,4 AB ile 47,7 AB arasında yer alır. Klasik Kuiper kuşağının bireyleri ilk keşfedilen üyeleri (15760) 1992 QB1'in isminden ötürü cubewano olarak adlandırılır. 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'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. Seyrek disk Seyrek disk Kuiper kuşağı ile örtüşür ama daha da dışarıya doğru uzanır. Seyrek diskte bulunan gök cisimlerinin Kuiper kuşağından geldiğine inanılır. Bu gök cisimleri Neptün'ün oluşum aşamasındaki dışarı doğru hareketi sırasında meydana gelen kütleçekimsel etkiler sonucunda kararsız yörüngelere saçılmışlardır. Seyrek diskteki gök cisimlerinin çoğunun 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. 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. 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 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. Günkürenin dış kenarının şekli, hem yıldızlararası ortam ile olan etkileşimlerin akışkanlar dinamiğine göre 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. 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. Oort bulutu 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. 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. 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. 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. 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. Güneş Sistemi'nin haritalanmamış bölgelerinde yeni gök cisimleri hâlâ keşfedilebilir. Samanyolu içindeki yeri Güneş Sistemi, yaklaşık 100.000 ışık yılı çapında olan ve içinde 200 milyar civarında yıldız barındıran Samanyolu gök adasında yer alır. Güneşimiz Samanyolu’nun Orion kolu diye bilinen dış spiral kollarından birinin içindedir. 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. 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. 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. 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. Yakın çevre 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. Güneş’in yıldızlararası uzayda izlediği yol üzerindeki solar apex Lyra takımyıldızının en parlak yıldızı olan Vega’nın mevcut konumu yönünde Herkül takımyıldızına yakındır. 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 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. 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. 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 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. Galileo’nun keşifleri takip eden Christiaan Huygens Satürn'ün uydusu Titan’ı ve Satürn’ün halkalarının şeklini keşfetmiştir. Giovanni Domenico Cassini, Satürn’ün dört uydusunu, Satürn’ün halkaları arasında yer alan Cassini ayrımını, ve Jüpiter’in Büyük Kırmızı Leke’sini keşfetmiştir. 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. Bu sıralarda (1704) “Güneş sistemi” terimi ilk olarak kullanılmaya başlandı 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. Uzay araçları ile gözlemler Uzay Çağı’nın başlangıcından beri önemli ölçüde araştırma, çeşitli uzay araştırma kurumları tarafından düzenlenen misyonlarda robot uzay araçları tarafından gerçekleştirildi. Güneş Sistemi’nde bulunan 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. 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. Bir kuyrukluyıldızın yakınından ilk olarak 1985 yılında ICE (International Cometary Explorer) sondası geçmiştir. İncelenen kuyrukluyıldız Giacobini-Zinner kuyrukluyıldızıdır. 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. 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. Notlar Kaynakça Dış bağlantılar İnteraktif 3 Boyutlu Güneş Sistemi ve Gök cisimlerinin yörüngelerini gösteren program The Nine Planets: Bill Arnett tarafından hazırlanmış, İngilizce bir sayfa. Celestia OpenGL ile yazılmış 3 boyutlu uzay simulasyon programı


source: wikipedia

text: Periyodik tablo, kimyasal elementlerin sınıflandırılması için geliştirilmiş tablodur. Dilimizde periyodik tablo, periyodik cetvel, periyodik çizelge, elementler tablosu gibi birçok şekilde isimlendirilmiştir. Bu tablo bilinen bütün elementlerin artan atom numaralarına (buna proton sayısı da denir) göre bir sıralanışıdır. Periyodik cetvelden önce de bu yönde çalışmalar yapılmış olmakla birlikte, mucidi genelde Rus kimyager Dmitri Mendeleyev kabul edilir. 1869'da Mendeleyev atomları artan atom ağırlığına göre sıraladığında belli özelliklerin tekrarlandığını fark etti. Özellikleri tekrarlanan elementleri alt alta yerleştirdi ve buna grup adını verdi. Genel bakış Grup, periyot ve bloklar Grup Dış katman elektron dizilimi aynı olan elementlerin oluşturduğu birliğe grup denir. Gruplar periyodik tablodaki sütunlardır. Aynı gruptaki elementlerin kimyasal özellikleri benzerdir. Gruplar iki şekilde adlandırılır. Birincisi IUPAC'ın önerdiği 1'den 18'e kadar olan sayılardır. İkincisi ise daha sık kullanılan harf (A,B) ve rakamlardan oluşan adlandırmadır. Periyot Periyodik tablodaki satırlara periyot denir. Toplam yedi periyot vardır. Altıncı periyot 32 elemente sahip uzun bir periyottur, bu periyodun 14 elementi aşağıya taşınmıştır. Bunlara lantanit denir. Aynı şey yedinci periyot için de geçerlidir. Yedinci periyottan ayrılan bölümlere ise aktinit denir. (Periyodik tablonun altında bulunan 2 periyot şeklinde olan yer.) Blok Elementler (hidrojen ve helyum dışında) değerlik orbitallerine göre s,p, d ve f olmak üzere dört ana bloğa ayrılır. s ve p ana grup, d ve f yan grup olarak bilinir. Düzenli değişimler Periyodik tabloda soldan sağa ya da yukarıdan aşağı gidildikçe düzenli değişen birtakım özellikler vardır. Atom yarıçapı Atomların büyüklüğü ölçülürken Van der Waals yarıçapı dikkate alınır. Çekirdekle dış katmanlarda bulunan elektronlar arasındaki çekim kuvveti ne kadar büyük olursa atom yarıçapı da o kadar küçük olur. Örneğin ikinci periyot elementlerinden lityumun son katman elektronu 3 protonla çekilirken, florunki 9 proton tarafından çekilir. Bu yüzden soldan sağa gidildikçe yarıçap azalır. Yukarıdan aşağı gidildikçe dış katman elektronları çekirdekten daha uzakta bulunur. Atom yarıçapı artar. İyonlaşma enerjisi Gaz halde bulunan bir atomdan bir elektron koparmak için gereken enerjiye iyonlaşma enerjisi denir. Soldan sağa gidildikçe çekirdekle son katman elektronları arasındaki çekim kuvveti artacağından iyonlaştırmak için daha fazla enerjiye gerek vardır. O yüzden soldan sağa gidildikçe düzenli olarak artış beklenir ancak 2A ve 5A elementlerinin küresel simetrik özelliğinden dolayı sıralamada yerleri farklıdır. 1A<3A<2A<4A<6A<5A<7A<8A Bir elektronu uzaklaştırmak için gereken enerji, elektronun çekirdekten uzaklığına bağlıdır. Bu sebeple yukarıdan aşağı inildikçe atom yarıçapı arttığından iyonlaşma enerjisi azalır. Elektronegatiflik Elektronegatiflik, bir atomun kimyasal bağdaki elektronları kendine doğru çekme yeteneğinin bir ölçüsüdür. Doğrudan bir ölçümü yoktur, ancak iyonlaşma enerjisi ve elektron ilgisinin aritmetik ortalaması olarak düşünülebilir. Soldan sağa doğru iyonlaşma enerjisi ve elektron ilgisi arttığından elektronegatiflik artar. Yukarıdan aşağı ise azalır. Diğer özellikler Bir periyotta soldan sağa doğru gidildikçe; Proton, nötron sayıları ve kütle numarası artar. Atom numarası artar. Değerlik elektron sayısı artar. Elektron alma isteği (ametallik) artar. Yörünge sayısı değişmez. Atom hacmi ve çapı azalır. Bir grupta yukarıdan aşağıya inildikçe; Proton, nötron sayıları ve kütle numarası artar. Atom numarası artar. Değerlik elektron sayısı değişmez (Bu nedenle aynı gruptaki elementlerin kimyasal özellikleri benzerdir). Elektron verme isteği (metalik karakter) artar. Yörünge sayısı artar. Atom hacmi ve çapı artar. Tarihçe Altın, gümüş, kalay, bakır, kurşun, cıva ve demir gibi elementler eski çağlardan beri biliniyordu. Bir elementin ilk bilimsel olarak bulunması 1649 yılında Hennig Brand'ın fosforu bulmasıyla başlamıştır. Bundan sonraki 200 yıl boyunca elementler ve onların bileşikleri hakkında kimyacılar tarafından pek çok bilgi elde edilmiştir. Bununla beraber 1869 yılına kadar toplam 63 element bulunabilmiştir. 1817 yılında Johann Dobereiner benzer kimyasal özelliklere sahip olan stronsiyum, kalsiyum ve baryuma bakarak, stronsiyumun atom ağırlığının kalsiyum ve baryum atom ağırlıklarının ortasında olduğuna dikkat çekmiştir. 1829 yılında klor, brom ve iyot üçlüsünün de benzer özellikler gösterdiği bulunmuştu. Yine benzer davranış lityum, sodyum ve potasyum için de gözleniyordu. 1829 ve 1858 yılları arasında bu konuda pek çok araştırma yapıldı. Bu sırada halojenler grubu katıldı. Oksijen, kükürt, selenyum ve tellür bir grubun üyesi olarak düşünülürken azot, fosfor, arsenik, antimon ve bizmut başka bir grup içine yerleştirildiler. İlk periyodik tabloyu oluşturma şerefi Fransız bilim insanı Alexandre-Émile Béguyer de Chancourtois'e düştü. De Chancourtois, silindirin çevresine 16 kütle birimleri yerleştirerek element ve iyonları buraya oturttu. Benzer özelliklerdeki elementler bu silindir üzerinde düşey satırlarda gruba ayırmıştı. Atom ağırlıkları sekizin katı kadar olan elementlerin özellikleri benzerdi. 1864 yılında yazılan bir yazıda Newlands bunu Oktav kanunu (Law of Octaves) olarak tanımladı. Bu kanuna göre herhangi bir element tablodaki sekizinci elementle benzerlikler gösteriyordu. Genelde periyodik tablonun babası olarak Alman bilim insanı Julius Lothar Meyer ve Rus bilim insanı Dmitri Mendeleyev kabul edilir. Her ikisi de birbirinden habersiz olarak dikkate değer benzer sonuçlar üretmişlerdir. Mendeleyev atomların artan atom ağırlıklarına göre sıralandıklarında belli özelliklerin tekrarlandığını görmüştür. Daha sonra elementleri tekrarlanan özelliklerine göre alt alta sıralayarak ilk iki periyodu yedişer, sonraki üç periyodu ise onyedişer element içeren bir periyodik sistem hazırlamıştır. Mendeleyev'in hazırladığı periyodik sistemde bazı yerleri henüz keşfedilmemiş elementlerin olduğunu düşünerek boş bırakmıştır. Daha sonra bulunan skandiyum, galyum, germanyum elementleri tablodaki boşluklara yerleşmişlerdir. 1895 yılında Lord Rayleigh, yeni bir soygaz (argon) keşfettiğini bildirdi. Bu element periyodik tabloda bilinen hiçbir yere oturtulamadı. 1898 yılında William Ramsay bu elementin klor ile potasyum arasında bir yere konulabileceğini önerdi. Helyum da aynı grubun bir üyesi olarak düşünüldü. Bu grup elementlerinin değerliklerinin sıfır olması nedeniyle sıfır grubu olarak adlandırıldı. Mendeleyev'in periyodik tablosu her ne kadar elementlerin periyodik özelliklerini gösterse de neden özelliklerin tekrarlandığı konusunda herhangi bir bilgi vermemektedir. Moseley ve modern periyodik yasa 1911'de Ernest Rutherford atom çekirdekleri alfa parçacıklarının saçılması deneyiyle çekirdek yükünün belirlenebileceğini gösterdi. Rutherford'un gösterdiği diğer bir şey bir çekirdeğin yükünün atom ağırlığı ile orantılı olduğuydu. Yine 1911'de Antonius van den Broek bir seri çalışmasıyla elementlerin atom ağırlıklarının atom üzerindeki yüke yaklaşık eşit olduğunu gösterdi. Bu yük daha sonra atom numarası olarak tanımlandı ve periyodik tablodaki elementleri yerleştirmede kullanıldı. 1913'te Henry Moseley bir grup elementin X-ışınlar tayf çizgilerin dalga boylarını ölçerek, atom numarası ile elementlerin X-ışınları dalga boylarının ilişkili olduğunu gösterdi. Bu çalışma Mendeleyev, Meyer ve diğerlerinin yaptığı gibi atom ağırlıklarının temel seçmedeki yanlışlıklarını gösteriyordu. Fakat neden periyodik özellikler gözleniyor sorusunun yanıtı ise Niels Bohr'un elementlerdeki elektronik yapıyı incelemesiyle başlar denilebilir. Periyodik tablodaki en son büyük değişiklik, 20. yüzyılın ortalarında Glenn Seaborg'un çalışmasıyla ortaya çıktı. 1940'ta plutonyumu bulmasıyla başlayan araştırması, 94'ten 102'ye kadar olan tüm uranyum ötesi elementleri bulmasıyla sürdü. Periyodik tablodaki lantanit serisinin altına aktinitler serisini yerleştirdi. 1951'de Seaborg bu çalışmaları ile kimyada Nobel Ödülünü kazandı. 106 nolu element seaborgiyum (Sg) olarak adlandırıldı. Kaynakça Dış bağlantılar Dinamik Periyodik Tablo Periyodik Tablo (TÜBİTAK) Sınıflandırma sistemleri Dmitri Mendeleyev Rus icatları


text: Plüton (küçük gezegen tanımı: 134340 Pluto; sembolleri: veya ), Kuiper Kuşağı'nda bulunan bir cüce gezegendir. Güneş Sistemi'nde bilinen en büyük cüce gezegen ve Neptün ötesi cisim ve doğrudan Güneş etrafında dolanan en büyük on altıncı cisimdir. 2006 yılına dek gezegen olarak sınıflandırılmaktaydı. Plüton, bünyesinde birçok cisim barındıran Kuiper Kuşağı'nın en belirgin üyelerinden biridir. Plüton, diğer Kuiper Kuşağı üyelerine benzer biçimde taş ve buzdan oluşmaktadır ancak bu kuşaktaki cüce gezegenlere nispeten oldukça küçüktür. Kütle ve hacim olarak Ay'ın yaklaşık olarak beşte biri kadardır. Plüton, eksenindeki dış merkezli eğim sayesinde yörüngesinin yaklaşık olarak 1/6'lık bir kısmında Güneş'e Neptün'den daha yakındır. Plüton, 1930'da keşfedildiğinden 2006 yılına kadar, Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak değerlendirilmiştir. 1970'li yıllardan sonra Güneş Sistemi'nin dışında bir cüce gezegen olan 2060 Chiron saptanana kadar küçük bir gezegen olarak düşünülen Plüton'un gezegenlik durumu tartışılmaya başlanmıştır. 20. yüzyılın sonları ve 21. yüzyılın başlarında Güneş Sistemi'nin dışında Plüton'a benzeyen birçok nesne gözlemlenip 2005'te buna, o sırada Plüton'dan yaklaşık %27 daha büyük olarak değerlendirilen Eris de eklenmiştir. 24 Ağustos 2006'da, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU ya da UAB) Güneş Sistemi'nde bir gezegen olmanın koşullarını tanımlamıştır. Bu tanımlamaya göre Plüton kendi komşu bölgesini gezegenimsilerden temizleyemediği için gezegenlikten çıkartılmış, Eris ve Ceres ile birlikte yeni bir küme olan "Cüce Gezegenler" diğer bir adıyla "Kuiper Kuşağı" sınıfına dahil edilmiştir. Böylece Plüton yeniden sınıflandırılmış, küçük gezegenler dizinine eklenmiş ve astronomik adı yani numarası 134340 olarak değiştirilmiştir. Plüton, bazı araştırmacılar tarafından hâlâ gezegen olarak onaylanmaktadır. Plüton'un en büyük uydusu Charon, Plüton'un yarısı büyüklüğündedir ve bazı bilim insanlarınca ikili sistem olarak gösterilir, çünkü yörüngesi başka bir ağırlık merkezinin içinde yer almaz. IAU tarafından Plüton cüce gezegen sınıfına alınana dek geçen sürede, Charon, Plüton'un uydusu olarak kabul edilmiştir. Plüton'un bilinen iki küçük uydusu daha vardır, bunlar Nix ve Hydra'dır. Bu uydular 2005'te saptanmıştır. Ayrıca New Horizons uzay aracı Plüton'un dağlarının 3.500 metre olduğunu bulmuştur ve uydunun içinde Plüton'u bulan kişinin (Clyde Tombaugh) külleri vardır. Bunun nedeni ise bu kişinin Plüton'a giden uydunun fırlatılışını görmeden önce ölmesidir. Keşfi 1840'ta, klasik mekaniğin kullanılmasıyla, Urbain Le Verrier tarafından Uranüs'ün yörüngesindeki kuşkular analiz edildi ve henüz saptanmamış bir gezegen olan Neptün'ün konumu tahmin edildi. 19. yüzyıldan sonra yapılan gözlemlerde, Uranüs'ün yörüngeleri üzerindeki kuramlar, Neptün'ün ayrı bir gezegen olarak kabul edilmesi konusunu tartışmaya açtı. 1894'te, varlıklı bir Bostonlı olan Percival Lowell, Lowell Gözlemevi'ni kurdu, Lowell'in 1894'te Flagstaff, Arizona'da başladığı astronomik arayışlar sonucunda, Neptün'ün gözlenmesi imkânlı hale geldi ve Neptün Lowell tarafından "X Gezegeni" olarak düşünüldü. Ancak yeni bir X gezegeninin (bilinmeyen gezegen) varlığından daha şüphe ediliyordu. 1909'da, Lowell ve William H. Pickering böyle bir gezegen için çeşitli gök koordinatları önerdi. Lowell'in 1916'daki ölümüne dek yapılan çalışmalardan bir sonuç alınamadı. 19 Mart 1915'te, Lowell Gözlemevi'nde Plüton'un iki fotoğrafının çekilmesine rağmen, bu yeni cisim fark edilemedi. Lowell'in ardından, Constance Lowell'in Percival'le on yıl süren miras hukuku mücadelesi nedeniyle, milyon dolarlık gözlemevi işleyemez duruma geldi. Özetle X Gezegeni 1929'a kadar aranamadı. Bu tarihten sonra Vesto Melvin Slipher, Clyde Tombaugh'a Plüton'u saptama görevini verdi. Kansas'tan gelen Tombaugh, Lowell Gözlemevi'nde Slipher'in yaptığı çizimlerden etkilendi. Tombaugh iki hafta arayla çekilmiş fotoğraf çiftlerinde sistematik imajlama yoluyla, fotoğrafları karşılaştırarak, herhangi bir nesne değişikliği olup olmadığını araştırdı. Araştırmalarında pırıldaklı karşılaştırıcı kullanıyordu. Bu sistem levhaları hızla aşağı ve yukarı yönlerde değiştirerek değişiklikleri saptama metoduna göre işliyordu ve böylece fotoğraflar arasında konum ve görünüşü değişmiş olan herhangi bir nesnenin deviniminin sanal görüntüsü yaratılabiliyordu. 18 Şubat 1930'da Tombaugh, aynı yılın Ocak 23 ve 29'unda çektiği iki imaj arasında önemli bir görüntü devinimi olduğunu fark etti. 21 Ocak'ta çekilen çözünürlüğü iyi olmayan bir fotoğraf da bu yeni cismi onaylıyordu. Daha sonra yapılan dikkatli gözlemler de bu yeni cismi onayladı ve 13 Mart 1930'da Harvard Üniversitesi Gözlemevi Plüton'un saptandığını duyurdu. Ad Bu keşif tüm dünyada yankı uyandırdı. Bu yeni cismi adlandırma hakkına sahip olan Lowell Gözlemevi'ne Atlas'tan Zymal'e kadar 1000'i aşkın isim önerisi geldi. Tombaugh başka bir isim bulunup kalıplaşmadan, bu yeni cismin adlandırılması gerektiğini Slipher'e bildirdi. Slipher önce Zeus adını teklif etti, ardından Percival ve son olarak da kendi ilk adı olan Constance'yi önerdi. Bu öneriler kabul görmedi. Plüton adı o dönemde on bir yaşında Oxfordlu bir öğrenci olan Venetia Burney (1918–2009) tarafından ortaya atıldı. Venetia, gök bilimin yanı sıra klasik mitolojiyle de ilgileniyordu. Plüton'un da muhtemelen karanlık ve soğuk bir gök cismi olduğunu düşündüğü için bu yeni cisme klasik mitolojide yer altı dünyasının tanrısı olarak kabul edilen "Plüton" adını önerdi. Bu fikir Oxford Üniversitesinde eski bir kütüphaneci olan dedesi Falconer Madan ile yaptığı bir sohbet sırasında aklına gelmişti. Madan bu düşünceyi, Profesör Herbert Hall Turner'e aktardı. Turner de bu düşünceyi ABD'deki meslektaşlarına aktardı. Cisim resmî olarak 24 Mart 1930'da kabul edildi. Lowell Gözlemevinin her üyesine üç isimden oluşan küçük bir liste sunuldu ve bu listeden bir ismi seçmeleri istendi. İsim adayları Minerva (başka bir astroitin ismi olarak kabul edildi), Kronos (döneminde pek sevilmeyen bir astronom olan Thomas Jefferson Jackson See tarafından önerildiği için değer yitirdi) ve Plüton'du. Plüton oy birliğiyle seçildi. Bu ad 1 Mayıs 1930'da duyuruldu. Bu duyurunun üzerine dedesi Madan, Venetia'ya 5 paund ödül verdi. Yörünge ve dönme 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 kendi ekseni etrafında 6,39 Dünya gününde döner. Plüton'un ekseni Uranüs ile benzerlik gösterir, yörüngesel eğimi 120° kadardır. Bu yüzden Plüton'daki mevsimsel değişim uç noktalara ulaşır. Plüton'da gün dönümlerinde yüzeyin dörtte biri aydınlıkken kalan kısım karanlıktır; dörtte üçü aydınlıkken ise dörtte biri karanlıktır. Gezegendeki bir yıl 248,3 Dünya yılına karşılık gelir, yani Plüton'un Güneş'in etrafındaki dönüşü yaklaşık 248 Dünya yılı sürer. X Gezegeni ve Plüton'un gezegen olduğu düşüncesinin ortadan kalkması Plüton'un küçük oluşu ve yörüngelerindeki çözümsüzlük, Lowell'in X Gezegeni düşüncesi üzerinde kuşkuların ortaya çıkmasına neden oldu. 20. yüzyıl boyunca Plüton'un kütlesi gözden geçirildi. 1978'de, Plüton'un uydusu olan Charon'un keşfiyle Plüton'un kütlesinin ölçümü olası hale geldi. Plüton'un kütlesi Uranüs'ün yörüngelerindeki tutarsızlıklar nedeniyle net hesaplanamasa da kabaca Dünya'nın kütlesinin %0,2'si olarak kabul edildi. Sonraki dönemlerde, X Gezegeni üzerinde Robert Sutton Harrington tarafından önemli çalışmalar yapıldıysa da bu araştırmalar başarısızlıkla sonuçlandı. 1992'de Myles Standish, Voyager 2'nin 1989'da Neptün'e yaptığı uçuşta elde ettiği bilgileri kullanarak Uranüs'ün çekim gücünün Plüton'a etkisini saptadı ve bu bulgu Plüton'un kütlesinde %0,5'lik bir değişime gidilmesi gerektiğini gösterdi. Bu bilgiler, Güneş Sistemi'nde yeni bir X gezegeni olması gerektiği düşüncesini ortadan kaldırdı. Bugüne geldiğimizde, önemli bilim insanlarının çoğu, "X Gezegeni"ni kabul etmemektedir. Bunun yanında, Lowell'in 1915'te konumlandırdığı X Gezegeni'nin verileri; bugün Plüton'un konumlandırılışı ile tutarlılık göstermekte olsa da Ernest W. Brown bunun bir rastlantıdan ibaret olduğunu ortaya koymuştur. Sonuç olarak, "X Gezegeni" Güneş Sistemi'ndeki olması varsayılan dokuzuncu gezegeni ifade eder. Plüton'un yörüngesinin Neptün'e tabii oluşu ve bu gezegenin diğer gezegenlere oranla oldukça küçük olması nedeniyle gezegen olarak görülmemesi, X Gezegeni fikrinin ortadan kalkmasına katkı sağlamıştır. Ayrıca Kuiper Kuşağı'nda 70.000'e yakın plütonsu gök cisminin bulunuşu da Plüton'u yalnızca Kuiper'in bir üyesi olarak görmek gerekliliğini doğurmuştur. Hatta 2005'te keşfedilen Eris adlı cismin, Plüton'dan daha büyük olduğu sonucuna varılmıştır. Tüm bunlardan sonra Plüton, 2006 Prag'da gerçekleştirilen Uluslararası Astronomi Birliği toplantısında gezegenlikten çıkarılmış ve cüce gezegen sınıfına koyulmuştur. Plüton 2008'de alınan yeni bir kararla bu sınıftan da alınarak Plütonumsu sınıfına yerleştirilmiştir. Fiziksel özellikler Plüton'un yörünge hızı 4,666 km/s ve kütlesi 1,305×1022 kg'dır. Yüzey sıcaklığı yaklaşık -238 C'dir. Plüton'un yüzeyinin bu denli soğuk olmasının sonucunda; zaman zaman sahip olduğu ince atmosfer dahi buz tutar. Plüton'un görsel kadri ortalama 15,1 olup, günberide bu rakam 13,65 olur. Plüton'u görüntülemek için yaklaşık 30 cm diyaframlı için teleskoplar kullanılır; çünkü açısal çapı yalnızca 0,11"'dir. Bugün bile, gelişkin teleskopların Plüton'un yüzey ayrıntılarını tam anlamıyla sunduğu söylenemez. Plüton'dan alınan ilk görseller, 1980'li yıllardan sonra gerçekleşmiştir. Plüton'un büyük bir uydusu olan Charon'un keşfi, bu konudaki çalışmaların önünü açmıştır. Böylece Plüton-Charon sistemindeki tutulmalar sırasında, ortalama parlaklığın değişimi gözlenerek, analizler yapılmıştır. Plüton'da parlak bir ışın noktası yayılımı, tutulma sonrası oluşan karanlıktan daha büyük bir ışın farkı doğurur. Bilgisayarlarla yapılan gözlem işlemlerinin birçoğunda, ışın haritaları yaratılır ve bu yöntem sayesinde değişen parlaklık değerleri takip edilebilir. Günümüzde bilgisayar destekli uzay gözlemlerinin önemli bir bölümü, güncel olarak en yüksek görsel çözünürlük kalitesini sunan Hubble Uzay Teleskobu tarafından yapılmakta, bu sayede birçok ayrıntı önemli oranda görüntülenebilmektedir. Bu haritalar, Hubble'nin çektiği görsellerden en uygun piksellerin seçilip, karmaşık bilgisayar işlemleriyle uyarlanmasıyla oluşturulmuştur. Plüton'un yüzeyi 1994 ve 2003-4 yılları arasında değişime uğramış; kuzey kutup bölgesi aydınlanıp, güney kutup bölgesi kararmıştır. Bunun yanında, Plüton'daki kırmızılık derecesi 2000-2002 arasında önemli ölçüde artmıştır. Bu değişimlerin kaynağının -bir yılı 248 Dünya yılına denk gelen bir cisimdeki- mevsimsel değişimlere bağlı olduğu düşünülmektedir. Plüton'un yörünge eğikliğinin ve yörüngesindeki dış merkezliliğin fazla oluşu; bu mevsimsel değişimin hızlanmasını sağlamıştır. Plüton üzerinde yapılan çalışmalar, cisim yüzeyinin yaklaşık %98'ini karbon monoksit ve metanın da eklenmesiyle, nitrojen buzlarının oluşturduğunu ortaya koymuştur. Plüton'un Charon'a bakan yüzeyi daha çok buz haline gelmiş metan içerirken; diğer yüzü daha çok nitrojen ve karbon monoksit buzlarıyla kaplıdır. Yapı Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler sonucunda, Plüton'un yoğunluğunun 1,8 ilâ 2,1 g/cm3 arasında değiştiği; yapısının %30-%50 arasında buz kütlelerinden, %50-%70 arasında ise kayalardan oluştuğu tahmin edilmektedir. Radyoaktif minerallerin ısı sonucunda ayrışmasıyla kayalarının çözünmesi, buz kütlelerinin oluşmasını sağlamıştır. Bilim insanlarına göre Plüton'un iç yapısı farklılıklar göstermektedir. Kayalıklar, buz örtüsüyle çevrilmiş yoğun bir çekirdeğin etrafını sarmaktadır. Yani Plüton'da manto tabakası buzullardan oluşmaktadır. Yer kabuğunun merkezini oluşturan çekirdeğin çapıysa yaklaşık 1.700 km kadardır. Plüton yüzeyindeki ısınımın devam etmesiyle, manto-çekirdek sınırında 100-180 kilometre kadar kalın; bir yeraltı okyanus tabakası oluşmuştur. Kütle Plüton'un kütlesi 1.31×1022 kg'dır. Bu rakam Dünya'nın yaklaşık 0,002'sine tekabül eder; ayrıca çapı 2.306 (+/- 20) km olan Plüton; bu değerde Ay'ın %66'sı kadardır. Plüton'un atmosferi; katı kütlenin küçüklüğünden dolayı kesin olarak tahmin edilememektedir. Önceleri astronomlar, Plüton'un X Gezegeni olduğunu varsaymıştır. Bunun bir sonucu olarak, başlangıçta Plüton'un kütlesi; Uranüs ve Neptün ile olan etkisi çerçevesinde hesaplanmaya çalışılmıştır. 1955'ten başlayarak Plüton'un kütlesiyle ilgili çeşitli veriler ortaya koyulmuş; 1971'deki çalışmalarda Plüton'un kütlesinin kabaca Mars'tan daha küçük olduğu sonucuna varılmıştır. Ayrıca 1976'da, Dale Cruikshank, Carl Pilcher ve David Morrison'un yaptıkları bir araştırmada, ilk kez Plüton'un yansıtabilirlik derecesini belirlemiştir. Bu da Plüton'un zemin sentezindeki metan buzu faktörünü ortaya çıkarmıştır. Bu, Plüton'un parlak bir gezegen olması anlamına gelmiş, bundan dolayı Plüton'un kütlesinin Dünya'nın kütlesinin %1'inden fazla olamayacağı anlaşılmıştır. -Plüton'un yansıtabilirlik derecesi Dünya'nınkinden 1,3-2,0 kat daha büyüktür. 1978'de Plüton'un uydusu olan Charon'un gözlenmesiyle Kepler'in gezegensel hareket yasalarından yararlanılarak, Plüton-Charon sisteminin kütlesinin hesaplanması olanaklı hale gelmiştir. Böylece Charon'un kütleçekim etkisi hesaplanarak, Plüton'un gerçek kütlesi saptanmıştır. Charon'un keşfi uyarlamalı optik çalışmalarına da izin verdiğinden; Plüton'un gerçek çapının hesaplanmasında da önemli rol oynamıştır. Plüton, Güneş sistemi'ndeki karasal gezegenler dikkate alındığında küçük bir kütleye sahiptir. Hatta gezegenlere ait yedi uydudan da daha hafiftir. Kütlece Plüton'dan büyük olan uydular: Ganymede, Titan, Kalisto, İo, Ay, Europa ve Triton'dur. Plüton'un çapı bir cüce gezegen olan Ceres'ten yaklaşık iki kat daha uzundur. Bu oran, iki cismin kütlesel orantısında da yaklaşık olarak geçerlidir. 2005'te keşfedilen bir cüce gezegen olan Eris'in mi, yoksa Plüton'un mu çapının daha büyük olduğu tartışmalı bir konu olmakla birlikte; kütlesel olarak Plüton'un Eris'ten bir miktar büyük olduğu saptanmıştır. Atmosfer Plüton'un atmosferi; yüzeyindeki buz kütlelerini oluşturan nitrojen, karbon monoksit ve metan gazlarıyla çevrilidir. Plüton'un yüzey basıncı 6,5-24 μbar değerleri arasında değişmektedir. Cismin yörüngesi; atmosferi üzerinde büyük bir etki yaratır. Bunun bir sonucu olarak, Plüton'un Güneş'e olan uzaklığı arttıkça, atmosferinde buz kütleleri oluşur; hatta oluşan bu kütleler yüzeye doğru düşer. Plüton Güneş'e yaklaştıkça, cismin katı yüzeyinin sıcaklığı artar. Böylece buzlar süblimleşmiş gazlar haline gelir. Yani sera etkisinin tersinde bir hareket oluşur ve yüzeydeki buharlaşma sonucu atmosferde yoğunluk meydana gelir. Oluşan süblimleşme sonucunda ise cismin yüzeyi soğur. Araştırmacılar, bu soğumayla Plüton'daki sıcaklığın 43 K (−230 °C) kadar olduğunu saptamıştır. Güçlü bir sera gazı olan metanın varlığıyla, Plüton atmosferinde oluşan sıcaklık terselmesi sonucunda; Plüton yüzeyinden 10 km yukarı çıkıldığında sıcaklık yaklaşık 36 K daha fazla ölçülür, bununla birlikte cismin alt atmosferindeki metan yoğunluğu, üst atmosferinden daha fazladır. Uydular Plüton beş doğal uyduya sahiptir: ilk keşfedileni Charon 1978'de James W. Christy tarafından keşfedilmiştir. Diğer küçük uyduları olan Niks ve Hidra ise 2005'te saptanmıştır. Ayrıca, Plüton-Charon sistemi Güneş Sistemi'nin birkaç ikili sisteminin en büyüğü olması bakımından dikkate değerdir. 2011 Temmuz'unda Hubble Uzay Teleskobu tarafından çapı 13 ile 34 km arasında olan Kerberos adında 4. uydu keşfedilmiştir. 7 Temmuz 2012'de Styx isimli 5. uydu da keşfedilmiştir. Çapı yaklaşık 10–25 km. arası olarak tespit edilmiştir. Plüton'un uyduları, diğer gözlemlenen sistemler göz önüne alındığında Plüton'a oldukça yakındır. Bu özelliğinden dolayı Plüton sistemi, araştırmacılar tarafından: "Son derece yoğun ve büyük ölçüde boş" bir sistem olarak nitelendirilir. Niks ve Hidra'nın kütlesinde gözenekli/buzlu yoğunluk 1.0 g/cm3 olarak kabul edilmektedir. Galeri Videolar Kaynakça Güneş Sistemi Uzay aracının ziyaret ettiği küçük gezegenler Plüton Plütinolar Cüce gezegenler


text: Venus, Veneridae familyasına bağlı bir hayvan cinsidir. Dış bağlantılar Kaynakça Veneridae