Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# Mars truvalısı

Jüpiter ve iç gezegenlerin yörüngeleri ile birlikte gösterilen Mars ve Jüpiter truva asteroitlerinin L5 grubu (yeşil renkle gösterilmiştir) ve L4 grubu (açık mavi). Mars kırmızıyla gösterilmiştir. Dış yörünge Jüpiter'inkidir.
1999 UJ7'nin Güneş ve Mars'a göre animasyonu 1600-2500
  Güneş **·**   1999 UJ7 **·**   Mars
2007 NS2'nin Güneş ve Mars'a göre animasyonu 1600-2500  Güneş **·**   2007 NS2 **·**   Mars
**Mars truvalıları,** Mars gezegeninin Güneş etrafındaki yörüngesini paylaşan bir grup truva cismidir. Mars'ın 60° önünde ve arkasında iki Lagrange noktası çevresinde bulunurlar. Mars truvalılarının kökeni tam olarak anlaşılamamıştır. Bir teori, bunların Güneş Sistemi oluşurken Lagrange noktalarında sıkışan, Mars'ın oluşumundan kalma ilkel nesneler olduğunu öne sürmektedir. Ancak, Mars truvalılarına yönelik olarak yapılan spektral çalışmalar, durumun böyle olmayabileceğini göstermektedir. Başka bir teori, Güneş Sistemi'nin oluşumunun ilerleyen dönemlerinde asteroitlerin düzensiz bir şekilde Mars'ın Lagrange noktalarına girmiş olmasıdır. Bu nesnelerin kısa dinamik ömürleri göz önüne alındığında bu da sorgulanabilir. Eureka ve diğer iki Mars truvalısının spektrumları olivin bakımından zengin bir bileşime işaret etmektedir. Asteroit kuşağında olivin bakımından zengin nesneler nadir olduğundan, Mars truvalılarından bazılarının Mars'ta gezegensel bir embriyo ile karşılaştığında yörüngeyi değiştiren büyük bir çarpışmadan yakalanan enkazlar olduğu öne sürülmüştür.

Halihazırda bu grup, uzun vadeli sayısal simülasyonlarla kararlı Mars truvası olduğu doğrulanan 16 asteroiti içermektedir, bunların tamamı Küçük Gezegen Merkezi tarafından tanınmaktadır.

Yakın yörünge benzerlikleri nedeniyle, L5 grubunun daha küçük üyelerinin çoğunun Eureka'nın YORP etkisiyle döndükten sonra kopan parçaları olduğu varsayılmaktadır (Eureka'nın dönme periyodu 2,69 saattir). L4 Truvası 1999 UJ7, görünüşe göre YORP dönüşünü engelleyen kaotik bir rotasyon yüzünden ~50 saat gibi çok daha uzun bir dönme periyoduna sahiptir.

**L4 (*öncü*): (121514) 1999 UJ7
* 2023 FW14

**L5 (*arka*): 5261 Eureka (1990 MB)
* (101429) 1998 VF31
* (311999) 2007 NS2
* (385250) 2001 DH47
* 2009 SE
* 2011 SC191
* 2011 SL25
* 2011 SP189
* 2011 UB256
* 2011 UN63
* 2016 CP31
* 2018 EC4
* 2018 FC4
* 2018 FM29

## Ayrıca bakınız

* Truva (gök cismi)
* Truva noktalarının yakınında yörüngede dönen küçük gezegenler
	+ Dünya truvaları
	+ Jüpiter truvaları
	+ Neptün truvaları
	+ Uranüs truvaları
	+ Venüs truvaları

## Kaynakça
# Uranüs Truvalısı (astronomi)

**Uranüs Truva asteroidi,** güneş merkezli yörüngesi Uranüs gezegenininki ile 1:1 ortalama hareket rezonansında olan ve Güneş-Uranüs çiftinin iki kararlı Lagrange noktasından (L4 veya L5) birinin etrafında bulunan, yani Uranüs'ün 60° önünde veya arkasındaki bir yörüngede seyreden asteroidlere verilen genel isimdir.

23 Mayıs 2019 itibarıyla, Küçük Gezegen Merkezi Uranüs'ün sadece bir adet truva cismini listelemektedir: Bu cisim ise Uranüs'ün L4 noktası çevresinde bulunan 2011 QF99 adlı asteroittir. Bu uzak nesne Jet İtki Laboratuvarı tarafından bir centaur olarak sınıflandırılmıştır. Çapı 60 kilometre gibi nispeten küçük olup, kararsız olarak tanımlanan yörüngesinden ayrılmadan önce en fazla bir milyon yıl boyunca Uranüs'ü "takip etmesi" beklenmektedir.

(472651) 2015 DB216 adlı bir diğer asteroidin ise bir Uranüs'ün truvası olabileceği değerlendirilmektedir.

Bu tür truvaların Uranüs'ün yörüngesine nasıl girebildiği konusunda çeşitli teoriler ortaya atılmıştır. Yerçekimsel saçılma bunlardan en yaygın olanıdır ve bu tür asteroitlerin (ya da kuyruklu yıldızların) diğer gezegenler tarafından yerçekimsel olarak çekilerek Uranüs'e ya da Uranüs'ün yerçekimsel çekiminin nötr olduğu bir yere doğru ideal bir yörüngeye yönlendirilmiş olabileceğini ileri sürer.

| Tanım
 | Lagrange
Noktası

 | Yarı büyük eksen
(AU)

 | Günberi
(AU)

 | Dış Merkezlik
 | Eğim (°)
 | Görünür
büyüklük
(H )

 | Çap
(M )

 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 2011 QF99 | L4 | 19,167
 | 15,765
 | 0,177
 | 10,796
 | 9,6
 | 60
 |
| 2014 YX49 | L4 | 19,113
 | 13,762
 | 0,279
 | 25,524
 | 8,79
 | 77
 |

## Ayrıca bakınız

* Truvalı (gök cismi)
* Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin listesi

## Kaynakça
# Neptün Truvalısı (astronomi)

Neptün'ün L4 truvalıları, referans için plütinolarla birlikte.

|  |  |
| --- | --- |
|       Neptün truvalıları (seçilmiş)   **·** 2001 QR322   **·** 2005 TN53   **·** 2007 VL305 |       Plütinolar   **·** Plüton   **·** Orcus   **·** Ixion |

**Neptün truvalıları**, diğer gezegenlerin truvalılarına benzer şekilde, Neptün'ün kararlı Lagrange noktalarından birine yakın Güneş etrafında dolanan cisimlerdir. Bu nedenle yaklaşık olarak Neptün ile aynı yörünge periyoduna sahiptirler ve yaklaşık olarak aynı yörünge yolunu izlerler. Şu anda 28 Neptün truvalısı bilinmektedir, bunların 24'ü Neptün'ün 60° ötesindeki Güneş-Neptün L4 Lagrange noktasına yakın bir yörüngede dönerken, dördü Neptün'ün 60° arkasındaki L5 bölgesine yakın bir yörüngede döner. Neptün truvalıları, Jüpiter truvalıları ile olan benzerliği nedeniyle 'truvalı' olarak adlandırılır.

2005 TN53'ün yüksek bir eğikliğe sahip yörüngesinde keşfedilmesi önemliydi (> 25°), çünkü Jüpiter truvalılarının eğimlerinin 40°'ye kadar olması nedeniyle "kalın" bir truvalı bulutuna işaret ediyordu. Bu da, yerinde veya çarpışma sonrası oluşum yerine, donma yakalamasının bir göstergesiydi. Büyük Neptün truvalılarının (yarıçap ≈ 100 km) Jüpiter truvalılarından sayıca daha fazla olabileceğinden şüphelenilmektedir.

2010 yılında, bilinen ilk L5 Neptün truvalısı olan 2008 LC18'in keşfi duyuruldu. Neptün'ün arkasından gelen L5 bölgesi, gökyüzünün yıldızlarla dolu bir bölgesi olan Samanyolu'nun merkezine doğru görüş hattı boyunca yer aldığından, şu anda gözlemlenmesi çok zordur.

## Kaynakça
# Kuiper Kuşağı

Güneş sisteminin kenarında bulunan Kuiper Kuşağı (yeşil)
Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin Güneş'e kıyasla büyüklükleri.
**Kuiper Kuşağı**, Güneş Sistemi'nin kenarında bulunan bir halkadır. Esas olarak uzay kayaları ve cüce gezegenlerden oluşur. Neptün'ün yörüngesinin ötesine oturur. Gezegensel hareket düzeyinde ve Güneş'ten yaklaşık olarak 30 ila 50 astronomik birimden uzak bir disktir. **Edgeworth-Kuiper Kuşağı** adıyla da anılmaktadır. Hawaii'deki astronomlar 1992 yılında bu bölgede sayıları 1.000'i bulan buzlu cisimlerin ilkini keşfetmişlerdir. Bu cisimlerin bir bölümü çok yığışık olup çapları da yüzlerce kilometreyi bulabilmektedir. Kuiper Kuşağı ile Oort Bulutu'nun da üst üste bindiği bugünkü varsayımlar arasında yer almaktadır. Kuiper Kuşağı'nda bulunan gök cisimlerinin birer gezegen olup olmadığı yönünde de büyük tartışmalar bulunmaktadır. Kuiper Kuşağı'nda şimdiye kadar 400 gezegenimsi gök taşı bulunmuştur. Bu kuşakta çapı 100 km'den büyük en az 70.000 gök cismi olduğu varsayılmaktadır.

Hata: İlk satırda bir resim belirtilmelidir.

Bu bölgeye Kuiper Uçurumu da denmektedir. Bu ismin verilmesindeki sebep ise kaya yoğunluğunun bu bölgede birdenbire azalmasıdır. NASA'nın Kuiper Kuşağı ve Plüton'a doğru yol alacak olan New Horizons uzay aracı da 2006 yılının Ocak ayında fırlatılmış, bir sene sonra 2007'de Jüpiter gezegeninin yanından geçmiştir. 14 Temmuz 2015'te Plüton'a en yakın noktadan geçerek gezegenin yapısı ve atmosferini incelemiştir. 2015 Nisan ayı itibarıyla New Horizons uydusu Plüton ile ilgili düşük çözünürlüklü görüntüleri göndermiş ve bilgilerimizi tazelemiştir.

## Ayrıca Bakınız

* New Horizons

## Kaynakça
# Plütino

**Plütino**, Neptün ile 2:3 yörüngesel rezonansında bulunan; yani Neptün, Güneş etrafında üç tur attığında iki tur atan Kuiper Kuşağı'ndaki gök cisimlerine Astronomi'de verilen isimdir. Bu rezonans, Neptün ile Uranüs'ün Güneş Sistemi'nin başındaki yıllarda yaptıkları göçten kaynaklanır. Cüce gezegen olan Plüton, bu grubun en büyük üyesi olup gruba verilen ismin de esin kaynağıdır. Plütinolar Kuiper Kuşağı'nın iç kısmını oluşturur ve bilinen Kuiper Kuşağı nesnelerinin yaklaşık dörtte birini temsil ederler. Ayrıca, Plütionlar bilinen Neptün ötesi cisimlerin en kalabalık sınıfını oluştururlar.

## Kaynakça
# 28978 Ixion

28978 Ixion| 2006 yılında Ixion'un Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiş görüntüsü. |
| Keşif |
| Keşfeden | Derin Ekliptik Araştırma |
| Keşif yeri | Cerro Tololo Göz. |
| Keşif tarihi | 22 Mayıs 2001 |
| Adlandırmalar |
| MPC belirtmesi | (28978) Ixion |
| Telaffuz | /ɪkˈsaɪ.ən/ |
| Adın kaynağı | Ιξίων *Ixīōn* |
| Alternatif adlandırma | 2001 KX76 |
| Küçük gezegen kategorisi | NÖC **·** plutino **·** UKG |
| Sıfatlar | Ixionian /ɪksiˈoʊniən/ |
| Sembol |  or  (astrological) |
| Yörünge özellikleri |
| Dönem 2025-05-05 (JD 2460800.5) |
| Belirsizlik parametresi 0 |
| Gözlem yayı | 39.88 yıl (14,565 gün) |
| İlk önkeşif tarihi | 17 Temmuz 1982 |
| Günöte | 49.019 AU |
| Günberi | 29.730 AU |
| Yarı büyük eksen | 39.375 AU |
| Dış merkezlik | 0.24494 |
| Yörünge periyodu | 247.076 yr (90,245 d) |
| Ortalama ayrıklık | 293.547° |
| Ortalama devinim | 0° 0d 14.361s / gün |
| Eğiklik | 19.675° |
| Çıkış düğümü boylamı | 71.099° |
| Günberi zamanı | 2070-12-13 |
| Perihelyon açısı | 300.585° |
| Bilinen doğal uydusu | 0 |
| Fiziksel özellikler |
| Tayf tipi | NÖC (moderately red) B–V=1,009±0,051 V–R=0,61±0,03 V–I=1,146±0,086 |
| Görünür büyüklük | 19.8 |
| Mutlak parlaklık *(H)* | 3,774±0,021 3.6  |
| Boyutlar | 756,9 km × 684,9 km (projected, occultation) |
| Ortalama çap | 709,6±0,2 km |
| Sinodal dönme süresi | 12,4±0,3 h  |
| Geometrik albedo | 0,108±0,002 geometrik 0,037±0,007 Bond |
| Sıcaklık | 64+0,7 -1,1 K |
|  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam |
|  |

**28978 Ixion** (/ɪkˈsaɪ.ən/, geçici adı **2001 KX76**) büyük bir Neptün ötesi nesnedir. Kuiper kuşağında, Neptün'ün ötesinde Güneş Sistemi'nin dış kesimlerinde yörüngede dönen buzlu nesnelerin bulunduğu bir bölgede yer almaktadır. Ixion, Neptün ile 2:3 yörünge rezonansında bulunan dinamik bir nesne sınıfı olan plutino olarak sınıflandırılır. Mayıs 2001'de Cerro Tololo Inter-American Gözlemevi'ndeki Derin Ekliptik Araştırma astronomları tarafından keşfedilmiş ve Temmuz 2001'de duyurulmuştur. Nesne, Lapitler'in kralı olan Yunan mitolojisindeki Ixion karakterinden adını almıştır.

Görünür ışıkta Ixion, yüzeyini kaplayan organik bileşikler nedeniyle koyu ve orta derecede kırmızı renkte görünür. Ixion'un yüzeyinde su buzu bulunduğu şüphelenilmektedir, ancak kalın bir organik bileşik tabakasının altında iz miktarda bulunabilir. Ixion'un ölçülen çapı 710 km (440 mi) olup, bu da onu bilinen en büyük dördüncü plutino yapmaktadır. Düzensiz şekilli Küçük Güneş Sistemi cisimleri ile küresel cüce gezegenler arasında bir geçiş nesnesi gibi görünmektedir. Ixion'un şu anda bir doğal uydusu olduğu bilinmemektedir, bu nedenle kütlesi ve yoğunluğu bilinmemektedir.

## Kaynakça
# 20000 Varuna

20000 Varuna
|  HUT tarafından elde edilen 20000 Varuna fotoğrafı (2005)
 |
| **Keşif** |
| **Keşfeden** | Robert S. McMillan (Spacewatch) |
| **Keşif yılı** | 28 Kasım 2000 |
| Tanımlamalar
 |
| **MPC tanımlaması** | 20000 Varuna |
| **Sonraki adı** | Varuna |
| **Diğer adları** | 2000 WR106 |
| **Küçük gezegen kategorisi** | TNO (Cubewano) Scat-Ext |
| **Sıfat** | Varunian |
| Yörünge Özellikleri
 |
| **Dönem 23 Temmuz 2010 (JG 2455400.5)** |
| **Günberi** |  | 40,494 AB (6 057,848 Gm) |
| **Günöte** |  | 45,313 AB (6 778,797 Gm) |
| **Yarı büyük eksen** | (a) | 42,904 AB (6 418,322 Gm) |
| **Dışmerkezlik** | (e) | 0,056 |
| **Yörünge süresi** | (P) | 102 646,1 g 281,03 y |
| **Ortalama yörünge hızı** |  | 4,53 km/sn |
| **Ortalama anomali** |  | 101,764° |
| **Yörünge eğikliği** | (i) | 17,2° |
| **Yükselen düğüm boylamı** | (Ω) | 97,303° |
| **Enberi açısı** | (ω) | 266,736° |
| Fiziksel özellikler
 |
| **Boyutlar** |  | 757 km 500 ± 100 km (Spitzer) 1003 km (Chord)
(elipsoit)? |
| **Kütle** |  | ≈3,7×1020? kg |
| **Yoğunluk** |  | 0,992 g/cm³ |
| **Kütle çekimi** |  | 0,15 m/sn² |
| **Kurtulma hızı** |  | 0,39 km/sn |
| **Yıldız dönme süresi** |  | 6,34 s |
| **Beyazlık** (albedo) |  | 0,037–0,26 |
| **Yüzey sıcaklığı** |  | ≈43–41 K |
| **Asteroit tayf sınıfı** |  | B-V=0.93 V-R=0.64 |
| **Görünür parlaklık** | (V) | 19,9 (karşı konum) |
| **Mutlak parlaklık** | (V) | 3,7 |

**20000 Varuna** ya da geçici adıyla **2000 WR106**, bir neptün ötesi cisimdir. 2000 yılında Amerikalı gök bilimci Robert McMillan tarafından keşfedilmiştir. Adı Hindu tanrısı Varuna'dan gelmektedir. Varuna gökyüzü, yağmur, okyanuslar ve ırmaklar ile gökteki kutsal okyanusun tanrısıdır.

## Kaynakça
# Oort bulutu

Oort bulutu (şematize edilmiş)
**Oort Bulutu** veya **Öpik-Oort Bulutu**, Güneş'in etrafında dönen kuyruklu yıldız kümesi. Bu kuyruklu yıldızların enberi ölçeği 5-50 AB (Astronomi birimi) ve enöte ölçeği ise 30.000-100.000 AB'dir (bu uzaklıkların hepsi güneş merkezlidir). Unutulmamalıdır ki enöte yörüngeleri Plüton'un yörüngesinin (ortalama 39 AB) çok ötesindedir.

Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri 270.000 AB uzakta olduğundan, bu kuyruklu yıldızların yörüngeleri yakınından geçtikleri yıldızlar tarafından değiştirilebilir. Bunun sonucu ya Güneş Sistemi'ne doğru ya da yörüngeyi değiştiren yıldıza doğru yönelirler. Doğal olarak bu tür kuyruklu yıldızların yörüngeleri yüz binlerce yıl olabilir. Bu özelliklerinden dolayı Oort Bulutu, *donmuş kuyruklu yıldızların deposu* olarak da anılır.

İlk olarak 1932'de Ernst Öpik, bir kuyruklu yıldız deposunun varlığından söz etmiştir. 1950'de Jan Hendrik Oort, çok uzak bir gezegenden gelen kuyruklu yıldızlardan söz etmiştir.

Bulut'taki tahmini kuyruklu yıldızların sayısı 1011 ile 1012 (100 milyar ile 1000 milyar)'dır. Tahmini toplam kütlesi 3•1025 kg'dır. 100.000 AB yarıçaplı bir bulut yörüngesinin yaşam süresi ise, 1,1 milyar yıl tahmin edilmektedir.

Oort Bulutu'nun iki ayrı bölgeden oluştuğu düşünülmektedir: Küre şeklindeki dış Oort Bulutu ve disk şeklindeki iç Oort Blutu veya Hills Bulutu.

## Hipotez

1932'de Estonyalı astronom Ernst Öpik, uzun dönemli kuyruklu yıldızların Güneş Sistemi'nin en dış kenarında yörüngede bir buluttan geldiğini ileri sürdü. Hollandalı astronom Jan Oort, 1950'de bu fikri bağımsız olarak bir çelişkiyi çözmek için uğraştı.

Güneş Sistemi'nin varlığı boyunca, kuyruk yıldızlarının yörüngeleri kararsızdır ve sonunda dinamikler, bir kuyruklu yıldızın Güneş'le veya bir gezegenle çarpışması veya başka şekilde Güneş Sistemi'nden gezegensel dalgalanmalar yoluyla atılması gerektiğini belirtir.

Dahası, uçucu kompozisyonu, Güneş'e defalarca yaklaştıkça, kuyruklu yıldız bölünür veya daha fazla gaz çıkmasını önleyen bir izolasyon kabuğunu geliştirene kadar radyasyon yavaşça uçucu maddeleri kaynatır.

## Kaynakça
# Güneş sistemindeki nesnelerin kütleye göre listesi

**Güneş sistemindeki büyük nesnelerin kütleye göre listesi** aşağıdadır. Listede sadece kütlesi Dünya kütlesinin binde birinden fazla olan nesneler gösterilmiştir. Bunlar Güneş'in yanı sıra 8 gezegen, 2 cüce gezegen ve 7 büyük uydudur. Diğer uydu, cüce gezegen, asteroit ve kuyruklu yıldızların kütleleri çok daha azdır.

Birinci sütunda nesnenin adı, ikinci sütunda türü, üçüncü sütunda 1021 kg cinsinden kütlesi, dördüncü sütunda Dünya’ya göre kütlesi ve beşinci sütun da nesneyi keşfeden astronomun adı ve keşif yılı gösterilmiştir.

| Adı | Türü | Kütlesi (1021 kg cinsinden) | Kütlesi (Dünya kütlesi cinsinden) | Keşfeden astronom ve yılı
 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| Güneş | Yıldız | 1988500000 | 333000 |  |
| Jüpiter | Gezegen (Gaz devi) | 1898200 | 317.83 |  |
| Satürn | Gezegen (Gaz devi) | 568340 | 95.162 |  |
| Neptün | Gezegen (Gaz devi), (Buz devi) | 102413 | 17.147 | Urbain Le Verrier (1846)
 |
| Uranüs | Gezegen (Gaz devi), (Buz devi) | 86813 | 14.536 | William Herschel (1781)
 |
| Dünya | Gezegen (Karasal gezegen) | 5972.4 | 1 |  |
| Venüs | Gezegen (Karasal gezegen) | 4867.5 | 0.815 |  |
| Mars | Gezegen (Karasal gezegen) | 641.7 | 0.107 |  |
| Merkür | Gezegen (Karasal gezegen) | 330.1 | 0.0553 |  |
| Ganymade | Uydu (Jüpıter) | 148.2 | 0.0248 | Galileo Galilei (1610)
 |
| Titan | Uydu (Satürn) | 134.5 | 0.0225 | Christiaan Huygens (1655)
 |
| Callisto | Uydu (Jupiter) | 107.6 | 0.018 | Galileo Galilei (1610)
 |
| İo | Uydu (Jüpiter) | 89.32 | 0.015 | Galileo Galilei (1610)
 |
| Ay | Uydu (Dünya) | 73.42 | 0.0123 |  |
| Europa | Uydu (Jüpiter) | 48.00 | 0.008035 | Galileo Galilei (1610)
 |
| Triton | Uydu (Neptün) | 21.39 | 0.003599 | William Lassell (1880)
 |
| Eris | Cüce gezegen | 16.6 | 0.0028 | Michael E. Brown (2005)
 |
| Plüton | Cüce gezegen | 13.03 | 0.0022 | Clyde Tombaugh (1930)
 |

Yukarıda sayılanların dışında en büyük kütleli nesne Haumea adlı cüce gezegendir ki, kütlesi Pluton'un üçte birinden azdır.
# Güneş Sistemi'ndeki en büyük kraterlerin listesi

Aşağıda Güneş Sistemi'ndeki muhtelif dünyalarda bulunan en büyük çarpma kraterleri sıralanmıştır.

| Gök cismi
 | Krater
 | Çap
 | Ana cismin
çapı

 | Oran
 |  | Notlar
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Merkür
 | Caloris Havzası
 | 01.551.550 km
 | 4.880 km
 | 32%
 |  |  |
| Rembrandt
 | 00.715715 km
 | 15%
 |  |  |
| Venüs
 | Mead
 | 00.28280 km
 | 12,100 km
 | 2%
 |  |  |
| Dünya
 | Vredefort
 | 00.275250–300 km (160–190 mi) | 12.740 km
 | 2%
 |  |  |
| Sudbury Havzası
 | 00.250250 km
 | 2%
 |  |  |
| Chicxulub Krateri
 | 00.182182 km
 | 1,4%
 |  | Kretase-Tersiyer yok oluşunun sebebi
 |
| Ay
(Dünya'nın uydusu)

 | Oceanus Procellarum
 | 02.53.000 km
 | 3.470 km
 | 86%
 |  | Çarpma havzası olduğu teyit edilmemiştir.
 |
| Güney Kutbu–Aitken Havzası
 | 02.52.500 km
 | 70%
 |  |  |
| Mare Imbrium
 | 01.1451145 km
 | 33%
 |  |  |
| Mars
 | Kuzey Kutup Havzası
 | 09.5510.600×8.500 km
 | 6.780 km
 | 125–155%
 |  | Çarpma havzası olduğu teyit edilmemiştir.
 |
| Utopia Planitia
 | 03.33.300 km
 | 50%
 |  | Mars ve Güneş Sistemi'nde teyit edilmiş en büyük çarpma havzası
 |
| Hellas Planitia
 | 02.32.300 km
 | 34%
 |  | Güneş Sistemi'nde görülebilen en büyük kraterdir.
 |
| Vesta
 | Rheasilvia
 | 00.505505 km
 | 529 km (569 km)
 | 90%
 |  | Ayrıca Güneş Sistemi'nin en yüksek dağlarının listesine bakınız
 |
| Veneneia
 | 00.40395 km
 | 70%
 |  | Kısmen Rheasilvia tarafından örtülmüştür.
 |
| Ceres
 | Kerwan
 | 00.28284 km
 | 952 km
 | 30%
 |  | Resmin ortasının altındaki sönük, sığ krater.
 |
| Yalode
 | 00.27271 km
 | 28%
 |  |  |
| Ganymede
(Jüpiter'in uydusu)

 | Epigeus
 | 00.343343 km
 | 5.270 km
 | 6.5%
 |  |  |
| Callisto
(Jüpiter'in uydusu)

 | Valhalla
 | 00.36360 km
 | 4.820 km
 | 7,5%
 |  |  |
| Heimdall
 | 00.21210 km
 | 4%
 | (iyi resimler alınamamıştır)
 |
| Mimas
(Satürn'ün uydusu)

 | Herschel
 | 00.139139 km
 | 396 km
 | 35%
 |  | Ayrıca Güneş Sistemi'nin en yüksek dağlarının listesine bakınız
 |
| Tethys
(Satürn'ün uydusu)

 | Odysseus
 | 00.445445 km
 | 1.060 km
 | 42%
 |  |  |
| Dione
(Satürn'ün uydusu)

 | Evander
 | 00.350350 km
 | 1.023 km
 | 34%
 |  |  |
| Rhea
(Satürn'ün uydusu)

 | Mamaldi
 | 00.480480 km
 | 1.530 km
 | 31%
 |  |  |
| Tirawa
 | 00.36360 km
 | 24%
 |  |  |
| Titan
(Satürn'ün uydusu)

 | Menrva
 | 00.392392 km
 | 5.150 km
 | 7,5%
 |  |  |
| İapetus
(Satürn'ün uydusu)

 | Turgis
 | 00.58580 km
 | 1.470 km
 | 40%
 |  |  |
| Engelier
 | 00.504504 km
 | 34%
 |  |  |
| Gerin
 | 00.445445 km
 | 30%
 |  | Gerin'in üstünde Engelier bulunmaktadır.
 |
| Falsaron
 | 00.424424 km
 | 29%
 |  |  |
| Titania
(Uranus'un uydusu)

 | Gertrude
 | 00.326326 km
 | 1.580 km
 | 21%
 |  | Titania'nın azının resimleri çekilmiş olduğundan onda da büyük kraterler olabilir.
 |
| Plüton
 | isimsiz krater
 | 00.450450 km
 | 2.370 km
 | 19%
 |  | Resmin üst sağında olup zor seçilir.
 |
| Charon
(Plüton'nun uydusu)

 | Mordor
 | 00.475ca. 475 km
 | 1.207 km
 | 40%
 |  | Kuzey kutupta koyu bir bölgedir. Çarpma havzası olduğu teyit edilmemiştir.
 |
| *isimsiz krater* | 00.150ca. 150 km
 | 12%
 |  | Üst sağdaki krater Mordor Macula'yla üst üste kesişir
 |

## Kaynakça
# Dokuzuncu Gezegen

Bir Ressamın Gözünden Dokuzuncu Gezegen
Dokuzuncu Gezegen'in Dünya (solda) ve Neptün (sağda) ile karşılaştırılması
**Dokuzuncu Gezegen** (İngilizce: Planet Nine), Güneş Sistemi'nin dış bölgesindeki kuramsal bir gezegendir. Dokuzuncu gezegenin kütlesi Dünya gezegeninin 10 katıdır. Bu gezegenin varlığı, Kuiper Kuşağı'ndaki Neptünötesi cisimlerin olağandışı yörünge rotasyonundan tahmin edilmiştir.

Dokuzuncu gezegenin eliptik yörüngesi
20 Ocak 2016'da Caltech araştırmacıları, Konstantin Batygin ve Michael E. Brown bir başka dolaylı kanıt göstermekle yeni bilimsel model ile Neptünötesi cisimlerin olağandışı yörüngelerinin bir dev gezegenin etkisi altında olduğunu onayladılar.

## Özellikleri

### Yörünge

Dokuzuncu Gezegen Güneş'in etrafında çok eliptik bir yörünge izler. Gezegenin bu yörüngesinde bir tam tur dönmesi 10.000 ila 20.000 yıl arasında sürer.

### Boyut

Tahminlere göre Dokuzuncu Gezegen'in kütlesi yaklaşık Dünya'nınkinden 10 kat daha fazladır.

### Kompozisyon

Brown tahminlerine göre, Dokuzuncu Gezegen bir buz devidir ve bu konuda Uranüs ve Neptün'e benzer. Çoğunlukla ağır gazlardan ve buzlardan oluşan bir gezegendir.

## İsimleri

Brown ve Batygin, Dokuzuncu Gezegen için "Jehoshaphat" ve "George" adlarını kullanıyorlar. "Biz kendi aramızda ona *Fatty* diyoruz." diyorlar fakat hala Dokuzuncu Gezegen'in resmi bir ismi yok.

## Kaynakça
# Vulkanoid

Bir vulkanoid, sanatçı izlenimi
**Vulkanoidler**, Merkür gezegeninin yörüngesindeki dinamik olarak kararlı bir bölgede Güneş'in yörüngesinde dönen varsayımsal bir asteroit popülasyonudur. Adlarını, 1915'te genel göreliliğin ortaya çıkmasıyla çürütülen varsayımsal gezegen Vulcan'dan alırlar. Şimdiye kadar hiçbir vulkanoid keşfedilmemiştir, var olup olmadıkları henüz belli değildir.

Eğer varlarsa, vulkanoidler çok küçük ve Güneş'in parlaklığına yakın oldukları için tespit edilmeleri çok zordur. Güneş'e yakınlıkları nedeniyle, yerden aramalar yalnızca alacakaranlık veya güneş tutulması sırasında gerçekleştirilebilir. Herhangi bir vulkanoidin yaklaşık 100 metre ile 6 kilometre arasında bir çapta ve muhtemelen yerçekimsel olarak kararlı bölgenin dış kenarına yakın, neredeyse dairesel yörüngelerde bulunması gerektiği düşünülmektedir.

Vulkanoidler, bulundukları takdirde, bilim insanlarına ilk gezegen oluşum dönemine ait materyallerin yanı sıra Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde yaygın olan koşullara ilişkin içgörüler sağlayabilir. Güneş Sistemi'ndeki diğer her kütleçekimsel olarak kararlı bölgenin nesneler içerdiği tespit edilmesine rağmen; Yarkovsky etkisi gibi yerçekimsel olmayan kuvvetler veya Güneş Sistemi'nin ilk aşamalarında gezegen göçünün etkisi bu bölgedeki asteroidleri tüketmiş olabilir.

## Ayrıca bakınız

* Vulcan (varsayımsal gezegen)
# Dünya'nın iddia edilen uyduları

Dünya ve Cruithne
**Dünya'nın iddia edilen uyduları**, Dünya'nın Ay dışında da doğal uyduları olduğuna yönelik iddialardır. Diğer uydular için birçok aday gösterilmiş olmasına rağmen, Ay dışında varlığı bilimsel açıdan kanıtlanabilen bir doğal uydu olmamıştır.

19. ve 20. yüzyıllarda "ikinci Ay" için birçok bilimsel araştırma yapılmıştır; ancak bu araştırma alanı bilimsel olmayan çok sayıda iddia ve düzmeceyle de karşılaşmıştır. Dünya'nın diğer uydularına ilişkin iddiaların hiçbiri kanıtlanamamıştır.

Ay Dünya'nın tek doğal uydusu olmasına rağmen, bazı yakın Dünya cisimleri Dünya yörüngesi ile rezonans içinde yörüngelere sahiptir. Bu cisimler bazı durumlarda uydularla karıştırılabilirler. 3753 Cruithne gibi yarı uydular Dünya ile 1:1 rezonansta yörüngeleri sebebiyle uydu olarak algılanabilmektedirler.

### İddia edilen bazı gök cisimleri

* 1913 Büyük Meteor Birikintisi
* WT1190F
* 3753 Cruithne
* 1991 VG
* (85770) 1998 UP1
* 2000 PH5
* 54509 YORP
* 2001 GO2
* 2002 AA29
* 2003 YN 107
* (164207) 2004 GU 9
* (277810) 2006 FV35
* 2006 JY26
* 2006 RH120
* (419624) 2010 SO16
* 2010 TK7
* 2013 BS 45
* 2013 LX 28
* 2014 OL 339
* 2015 SO2
* 2015 XX 169
* 2015 YA
* 2015 YQ 1
* 469219 Kamoʻoalewa
* DN16082203
* 2020 CD3
* 2020 PN 1
* 2020 PP 1
* 2020 XL 5
* 2022 NX 1

## Kaynakça