Başlığın diğer anlamları için Gezegen (anlam ayrımı) sayfasına bakınız.

Bir **gezegen** (veya **seyyare**), kendi yerçekimi sayesinde yuvarlak hâle gelecek kadar büyük olan ancak bir termonükleer füzyon başlatacak kadar büyük olmayan ve Uluslararası Astronomi Birliği'ne göre (tüm gezegen bilimcilere göre değil) komşu bölgesini gezegenimsilerden temizlemiş, bir yıldız veya yıldız kalıntısı yörüngesinde dönen astronomik cisimdir.

*Gezegen* terimi, tarih, astroloji, bilim, mitoloji ve din ile bağları olan antik bir isimdir. Dünya'nın dışında, Güneş sistemindeki beş gezegen genellikle çıplak gözle görülebilir. Bu gezegenler birçok erken kültür tarafından birer tanrı veya tanrıların elçileri olarak görülüyordu. Bilimsel bilgi birikimi ilerledikçe, insanların gezegenlere ilişkin algısı değişti. 2006 yılında, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Güneş sistemi içindeki gezegenleri tanımlayan bir kararı resmen kabul etti. Bu tanım birçok gezegen kütlesini, nerede veya neyin yörüngesinde döndüklerine göre gezegen tanımına dahil etmediğinden tartışmalıdır. 1950'den önce keşfedilen gezegensel cisimlerin sekizi şu anki tanım kapsamında "gezegen" olarak isimlendirilmeye devam edilse de, Ceres, Pallas, Juno, Vesta (her biri asteroit kuşağında birer gökcismidir) ve Plüton (ilk keşfedilen Neptün ötesi cisim) gibi bir zamanlar bilim camiası tarafından *gezegen* olarak kabul edilen bazı gök cisimleri, mevcut *gezegen* tanımı altında artık gezegen olarak adlandırılmamaktadır.

Batlamyus, gezegenlerin Dünya'nın yörüngesinde ilmekler atarak döndüğünü düşünmüştür. Gezegenlerin Güneş'in yörüngesinde döndüğü fikri birçok kez öne sürülmüş olsa da, bu görüş, Galileo Galilei tarafından gerçekleştirilen ilk teleskopik astronomik gözlemlerden elde edilen kanıtlarla sağlam bir şekilde desteklendiği 17. yüzyıla kadar genel kabul görmedi. Yaklaşık olarak aynı tarihlerde Johannes Kepler, Tycho Brahe tarafından teleskopun icadı öncesinde toplanmış verileri dikkatli bir şekilde analiz ederek gezegenlerin yörüngelerinin dairesel değil, eliptik olduğunu buldu. Gökbilimciler gözlem araçları geliştikçe her bir gezegenin aynı Dünya gibi yörünge kutbuna göre eğik bir eksen etrafında döndüğünü ve bazı gezegenlerin de Dünya'ya benzer şekilde buz tabakaları ve mevsimler gibi özelliklere sahip olduğunu gördüler. Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana, uzay sondaları ile yapılan yakın gözlemlerle, Dünya ve diğer gezegenlerin volkanizma, kasırgalar, tektonik hareketler ve hatta hidroloji gibi özellikleri paylaştığı keşfedildi.

Güneş sistemindeki gezegenler düşük yoğunluklu ve büyük dev gezegenler ile dev gezegenlere kıyasla daha küçük ve kayalık karasal gezegenler olarak ikiye ayrılır. Uluslararası Astronomi Birliği'nin tanımına göre Güneş sisteminde sekiz gezegen bulunmaktadır. Güneş'e olan uzaklıklarına göre sıralandığında Merkür, Venüs, Dünya ve Mars olmak üzere dört karasal ve onların ardından Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün olmak üzere dört dev gezegen bulunmaktadır. Güneş sistemindeki gezegenlerin altısının yörüngesinde dönen bir veya daha fazla doğal uydu bulunmaktadır.

Samanyolu'ndaki diğer yıldızların etrafında birkaç bin gezegen keşfedilmiştir. 1 Ocak 2021 itibarıyla 3.242 gezegen sisteminde (720 çoklu gezegen sistemi de dahil olmak üzere) Dünya ile neredeyse aynı boyutta 100'den fazla; Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığıyla aynı göreli uzaklığa sahip, yani başka bir deyişle yıldız çevresindeki yaşanabilir alanda bulunan dokuz; boyutları bakımından hemen hemen Ay'ın boyutundan Jüpiter'den iki kat büyük gaz devlerine kadar çeşitli büyüklüklerde 4.395 ötegezegen (diğer adıyla Güneş dışı gezegen) keşfedilmiştir. 20 Aralık 2011'de Kepler Uzay Teleskobu ekibi, Güneş benzeri bir yıldız olan Kepler-20'nin yörüngesinde dönen ilk Dünya büyüklüğündeki ötegezegenler olan Kepler-20e ve Kepler-20f'nin keşfini bildirdi. Kütleçekimsel mikromercekleme verilerinin analizini yapan 2012 tarihli bir araştırmada, Samanyolu'ndaki her yıldız için ortalama en az 1,6 bağlı gezegen olduğunu tahmin edilmektedir. Güneş benzeri yıldızların yaklaşık beşte birinin, yaşanabilir bölgesinde Dünya büyüklüğünde bir gezegene sahip olduğu düşünülmektedir.

Tarih
-----

Daha fazla bilgi: Astronomi tarihi, Gezegen tanımı ve Güneş sistemi astronomisinin zaman çizelgesi
*Cosmographia'dan* alınmış yermerkezli bir kozmolojik modelin basılı tercümesi, Antwerp, 1539
Gezegen fikri, tarihi boyunca antik çağın ilahi ışıklarından bilim çağının dünyaya benzer nesnelerine kadar değişmiştir. Kavram sadece Güneş sistemindekileri değil, Güneş sistemi dışındaki yüzlerce gezegeni içerecek şekilde genişlemiştir. Gezegenleri tanımlamanın doğasında bulunan belirsizlikler birçok bilimsel tartışmaya neden olmuştur.

Güneş sisteminin çıplak gözle görülebilen beş klasik gezegeni, antik çağlardan beri bilinmektedir ve bu gezegenlerin mitolojiye, dini kozmolojiye ve antik astronomiye kayda değer etkisi olmuştur. Antik çağlarda astronomlar, gökyüzünde göreceli olarak sabit bir konumda olan "sabitlenmiş yıldızların" aksine bazı ışıkların gökyüzü boyunca hareket ettiğini fark ettiler. Antik Yunanlar, bu ışıklara günümüzde gezegen kelimesinin İngilizcesi *planet* sözcüğünün kökeni olan Grekçe: πλάνητες ἀστέρες (*planētes asteres*, "gezgin yıldızlar") ya da kısaca Grekçe: πλανῆται (*planētai*, "gezginler") adını verdiler. Antik Yunanistan'da, Çin'de, Babil'de ve hatta bütün ilk çağ uygarlıklarında neredeyse tümüyle Dünya'nın evrenin merkezinde olduğuna ve bütün "gezegenlerin" Dünya'yı çevrelediğine inanılıyordu. Bu anlayışın sebebi yıldızların ve gezegenlerin her gün Dünya'nın etrafında dönüyor gibi görünmesi, Dünya'nın katı ve durağan olması ile hareket etmeyip sabit olduğu yönündeki sağduyuya dayandığı bariz algılardı.

### Babil

Ana madde: Babil astronomisi
Gezegenlere ait işlevsel bir teoriye sahip olduğu bilinen ilk uygarlık MÖ ikinci ve birinci binyıllarda Mezopotamya'da yaşayan Babillilerdir. Gezegenlerle ilgili günümüze ulaşan en eski astronomik metin, aşağı yukarı MÖ 2. binyıl kadar erken bir zamana tarihlenen ve Venüs'ün gökteki hareketlerinin gözlemlerini içeren bir listenin MÖ 7. yüzyıldan kalma bir kopyası olan Ammi-Şaduqa Venüs Tableti'dir. MUL.APİN, Güneş, Ay ve gezegenlerin yıl boyunca hareketlerini gösteren, MÖ 7. yüzyıldan kalma bir çift çiviyazısı tabletidir. Babil astrologları, daha sonradan Batı astrolojisine dönüşecek olan astrolojinin de temellerini attılar. MÖ 7. yüzyılda Yeni Asur İmparatorluğu döneminde yazılan *Enuma anu enlil*, bir alametler listesi ve bu alametlerin gezegenlerin hareketleri de dahil olmak üzere çeşitli göksel olaylarla ilişkilerini içermektedir. Venüs, Merkür, Mars, Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin tamamı Babil astronomları tarafından tanımlanmıştır. Erken modern dönemde teleskobun icat edilişine kadar bu söz konusu gezegenler bilinen yegâne gezegenler olarak kalacaktı.

### Greko-Romen astronomi

Ana madde: Yunan astronomisi

Batlamyus'un gezegensel küreleri| 1 
Ay
☾ | 2 
Merkür
☿ | 3 
Venüs
♀ | 4 
Güneş
☉ | 5 
Mars
♂ | 6 
Jüpiter
♃ | 7 
Satürn
♄ |

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

MÖ 1. yüzyılda Helenistik Dönem sırasında Yunanlar gezegenlerin konumlarını tahmin etmek için kendi matematiksel düzenlerini geliştirmeye başladılar. Babillilerin aritmetiğinden ziyade geometriye dayanan bu düzenler, en sonunda Babillilerin teorilerini karmaşıklık ve kapsamlılık açısından gölgede bırakacak ve Dünya'dan çıplak gözle gözlemlenebilen astronomik hareketlerin birçoğunu açıklayacaktı. Bu teoriler MS. 2. yüzyılda Batlamyus tarafından yazılan *Almagest* ile tam bir biçimde ifade edilecekti. Batlamyus'un teorileri öylesine egemendi ki, astronomi üzerinde gerçekleştirilmiş tüm önceki çalışmaların yerine geçti ve 13 yüzyıl boyunca Batı dünyasının nihai astronomi metni olarak kaldı. Yunanlara ve Romalılara göre, her biri Batlamyus'un açıklığa kavuşturduğu karmaşık yasalara istinaden Dünya'nın etrafında döndüğü varsayılan yedi gezegen vardı. Bunlar Dünya'ya yakınlıklarına göre sırasıyla (modern isimleri ve Batlamyus'un sıralaması) Ay, Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn'dü.

Cicero, *De Natura Deorum* (Türkçe: Tanrıların Doğası veya Tanrıların Doğası Üzerine) adlı eserinde MÖ 1. yüzyılda bilinen gezegenleri, o zamanki adlarını kullanarak sıraladı:

> Yanlışlıkla gezegen diye adlandırılan şu beş yıldızın da hareketleri olağanüstüdür; çünkü bütün sonsuzluk içinde ilerleyişini, geri dönüşünü, diğer belli başlı hareketlerini koruyan bir şey başıboş gezinmez. ...Yunanların Phainon (Aydınlatan) adını verdikleri, Saturnus’un yıldızı denilen şu yıldız dünyaya en uzak yıldızdır, bir seyrini yaklaşık 30 yılda tamamlar; seyri sırasında bazen önden giderek bazen geride kalarak, bazen akşamları kaybolarak bazen sabahları yeniden görünerek olağanüstü bir biçimde birçok şeye yol açarken yüzyılların öncesiz-sonrasız çağlarında hiç değiştirmeden hep aynı zamanlarda aynı şeyleri yapar. Bunun altında ise dünyaya daha yakın olan Phaethon (Işıltılı) adı verilen Iuppiter’in yıldızı hareket eder ve on iki burcun izlediği yörüngeyi on iki yılda tamamlar, seyri sırasında Saturnus yıldızının gösterdiği çeşitliliğin aynısını sergiler. Daha aşağıda yer alan buna en yakın yörüngeyi Mars’ın yıldızı denilen Pyroeis (Ateşli) tutar, daha üstteki iki yıldızın dolaştığı yörüngeyi yirmi dört aydan sanırım altı gün eksik bir sürede dolaşır. Bunun altında ise Mercurius’un yıldızı vardır, (Yunanlar buna Stilbon (Işık saçan) derler), burçlar kuşağını yaklaşık bir yıllık sürede dolaşır ve önünden giderken de gerisinden gelirken de Güneş’ten asla bir burca olan uzaklığından daha fazla uzaklaşmaz. Beş gezegenin en aşağısında yer alan ve dünyaya en yakın olan ise Venüs’ün yıldızıdır, Güneş’in önünden giderken buna Yunancada Phosphoros (Işık getiren) Latincede Lucifer (Sabah Yıldızı), Güneş’in gerisinden gelirken ise Hesperos (Akşam Yıldızı) denir; seyrini bir yılda tamamlar, burçlar kuşağını zikzak çizerek dolaşırken daha yukarıdaki yıldızların yaptığının aynısını yapar; önünden giderken de gerisinden gelirken de asla iki burca olan uzaklığından daha fazla uzaklaşmaz Güneş’ten.
> 
> 

### Hindistan

Ana maddeler: Hint astronomisi ve Hindu kozmolojisi
MS 499'da Hint astronom Aryabhata, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşünü açıkça bünyesinde barındıran bir gezegen modeli öne sürdü ve söz konusu durumun yıldızların görünür bir şekilde batıya doğru hareket etmesinden ötürü gerçekleştiğini açıkladı. Ayrıca gezegenlerin yörüngelerinin eliptik olduğuna inanmaktaydı. Aryabhata'nın takipçileri, diğer görüşler arasında Dünya'nın günlük dönüşü ilkelerinin takip edildiği ve bunlara dayanan bir dizi ikincil çalışmanın gerçekleştirildiği Güney Hindistan'da özellikle güçlüydü.

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

### Orta Çağ Müslüman astronomisi

Ana maddeler: Orta Çağ İslam dünyasında astronomi ve Orta Çağ İslam dünyasında kozmoloji
11. yüzyılda, Venüs'ün en azından zaman zaman Güneş'in altında olduğunu ortaya koyan İbn-i Sina tarafından Venüs geçişi gözlemlendi. 12. yüzyılda İbn Bacce "iki gezegeni Güneşin önündeki kara noktalar" olarak gözlemledi. Bu durum daha sonra 13. yüzyılda Meragalı astronom Kutbeddin Şirazî tarafından Merkür ve Venüs geçişi olarak tanımlandı. İbn Bacce'nin yaşadığı dönemde bir Venüs geçişi gerçekleşmediğinden bu durumu gözlemleyebilme imkânı yoktu.

### Rönesans Avrupası

Ayrıca bakınız: Günmerkezlilik

|
|  |
Rönesans gezegenleri, yaklaşık olarak 1543'ten 1610'a ve 1680'den 1781'e| 1 
Merkür
☿ | 2 
Venüs
♀ | 3 
Dünya
🜨 | 4 
Mars
♂ | 5 
Jüpiter
♃ | 6 
Satürn
♄ |

Bilimsel Devrim'in ortaya çıkışıyla "gezegen" terimi gökyüzü boyunca hareket eden bir şeyden (sabit yıldızlara ilişkin olarak); Dünya'nın etrafında dönen bir cisme (veya o sırada öyle olduğuna inanılan) dönüştü. 18. yüzyıla gelindiğindeyse Kopernik, Galileo ve Kepler'in günmerkezli modelinin kabul görmesiyle gezegen tanımı doğrudan Güneş'in etrafında dönen şeylere evrildi.

Böylece Dünya gezegenler listesine eklenirken Güneş ve Ay bu listenin dışında kaldı. 17. yüzyılda "gezegen" ve "uydu" terimleri birbirinin yerine kullanılmaktaydı ancak uydu terimi sonraki yüzyılda giderek daha yaygın hale gelecekti. 19. yüzyılın ortalarına kadar "gezegenlerin" sayısı hızla arttı çünkü Güneş'in etrafında döndüğü keşfedilen her yeni cisim bilim camiası tarafından gezegen olarak listelendi.

### 19'uncu yüzyıl

On bir gezegen, 1807 - 1845| 1 
Merkür
☿ | 2 
Venüs
♀ | 3 
Dünya
⊕ | 4 
Mars
♂ | 5 
Vesta
⚶ | 6 
Juno
⚵ | 7 
Ceres
⚳ | 8 
Pallas
⚴ | 9 
Jüpiter
♃ | 10 
Satürn
♄ | 11 
Uranüs
⛢ |

19'uncu yüzyılda astronomlar, yakın zamanda keşfedilen ve neredeyse yarım asırdır gezegen olarak sınıflandırılmış olan göksel cisimlerin (Ceres, Pallas, Juno ve Vesta gibi) geleneksel olarak gezegen kabul edilenlerden çok farklı olduklarını fark etmeye başladılar. Bu cisimler Mars ve Jüpiter arasındaki bölgede (asteroit kuşağı) bulunuyorlardı ve kütleleri çok daha küçüktü. Bundan dolayı bu cisimler "asteroit" ismiyle tekrar sınıflandırıldı. "Gezegen" terimi, resmi herhangi bir tanımı bulunmadığından ötürü Güneş'in etrafında dönen herhangi bir "büyük" cisim olarak anlaşılmaya başlandı. Asteroitler ve gezegenler arasında çarpıcı bir büyüklük farkı olduğundan ve Neptün'ün 1846 yılındaki keşfinden sonra art arda gerçekleşen bir sürü yeni gezegen keşfi sona ermiş gibi göründüğü için resmi bir tanıma gerek yoktu.

### 20'nci yüzyıl

|
|  |
Gezegenler 1854-1930,
Güneş Sistemi gezegenleri 2006-günümüz| 1 
Merkür
☿ | 2 
Venüs
♀ | 3 
Dünya
⊕ | 4 
Mars
♂ | 5 
Jüpiter
♃ | 6 
Satürn
♄ | 7 
Uranüs
⛢ | 8 
Neptün
♆ |

20'nci yüzyılda Plüton keşfedildi. İlk gözlemler sonucunda Dünya'dan daha büyük olduğu kanısı oluşunca Plüton derhal dokuzuncu gezegen olarak kabul edildi. Daha sonraları yapılan izleme çalışmalarında Plüton'un aslında çok daha küçük olduğu bulundu. 1936 yılında Ray Lyttleton Neptün'ün yörüngesinden çıkmış bir uydu olabileceğini, 1964 yılında ise Fred Whipple Plüton'un bir kuyrukluyıldız olabileceğini öne sürdü. Plüton, bilinen bütün asteroitlerden büyük olduğundan ve cüce gezegenler ile diğer Neptün ötesi cisimler henüz iyi gözlemlenmemiş olduğundan gezegen statüsünü 2006 yılına kadar korudu.

|
|  |
Güneş Sistemi gezegenleri 1930-2006| 1 
Merkür
☿ | 2 
Venüs
♀ | 3 
Dünya
⊕ | 4 
Mars
♂ | 5 
Jüpiter
♃ | 6 
Satürn
♄ | 7 
Uranüs
⛢ | 8 
Neptün
♆ | 9 
Plüton
♇ |

1992 yılında astronom Aleksander Wolszczan ve Dale Frail, PSR B1257+12 pulsarının etrafında gezegenlerin keşfedildiğini duyurdular. Bu keşif, genel olarak başka bir yıldızın etrafında bulunan bir gezegen sisteminin ilk kesin keşfi olarak kabul edilir. Daha sonra, 6 Ekim 1995 tarihinde Cenevre Gözlemevi'nde çalışan Michel Mayor ve Didler Queloz, sıradan bir anakol yıldızının (51 Pegasi) yörüngesinde dönen ilk ötegezegenin kesin bir biçimde keşfedildiğini duyurdu.

Ötegezegenlerin keşfi, bir gezegenin tanımlanmasında başka bir belirsizliğe yol açtı. Bu belirsizlik bir gezegenin hangi noktada yıldız olarak sayılabileceğiydi. Bilinen birçok ötegezegen Jüpiter'den katbekat fazla kütleye sahiptir ve bu durumdan ötürü kahverengi cüceler olarak bilinen gök cisimlerine yaklaşmaktadırlar. Kahverengi cüceler, daha ağır bir hidrojen izotopu olan döteryumun füzyonunu gerçekleştirebilmeleri sebebiyle genelde yıldız olarak kabul edilirler. Jüpiter'in 75 kat büyüklüğündeki cisimler hidrojen füzyonu gerçekleştirirken 13 Jüpiter kütlesindeki cisimler sadece döteryum füzyonu gerçekleştirebilirler. Döteryum oldukça nadirdir ve çoğu kahverengi cücenin keşfinden çok önce döteryum füzyonu bitmiş olacağından süper kütleli gezegenlerden ayırt edilemez hâle gelirler.

### 21'inci yüzyıl

20. yüzyılın ikinci yarısında Güneş sisteminde daha fazla cismin keşfedilmesinin yanı sıra diğer yıldızların etrafında da büyük gök cisimlerinin keşfedilmesi sonucunda bir gezegenin neyden meydana geldiği konusunda anlaşmazlıklar ortaya çıktı. Bir gök cismi bir kuşağın parçası olduğu zaman mı, yoksa döteryumun termonükleer füzyonu ile enerji üretebilecek kadar büyük olduğu zaman mı bir gezegen olarak kabul edilebileceği hususunda farklı tartışmalar bulunmaktaydı.

1990'larda ve 2000'lerin başında sayıları giderek artan birçok astronom, Plüton ile Güneş sisteminin aynı bölgesinde (Kuiper kuşağı) yer alan ve boyutu Plüton'a yaklaşan birçok benzer gök cismi bulunduğundan dolayı Plüton'un gezegenlikten çıkarılması gerektiğini ileri sürdü. Plüton, diğer binlercesi içinde sadece ufak bir gök cismiydi.

Quaoar, Sedna ve Eris gibi bazı gök cisimleri popüler basında onuncu gezegen olarak ilan edilse de bilimsel olarak yaygın kabul görmedi. 2005 yılında, o zamanlarda Plüton'dan %27 daha büyük olduğu düşünülen Eris adlı gök cisminin keşfinin duyurulmasıyla gezegen teriminin resmî bir tanımının yapılmasına dair bir gereklilik ve kamu isteği oluştu.

Sorunu kabul eden IAU, bir gezegen tanımı oluşturmaya koyuldu ve Ağustos 2006'da yeni bir tanım ortaya koydu. Yeni tanıma göre yörüngelerini temizlemiş çok daha büyük gök cisimleri olan Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gezegen olarak kabul edildi ve Güneş sistemindeki gezegen sayısı sekize düştü. Aynı zamanda ilk tanımlandığında üç gök cisminden ibaret (Ceres, Plüton ve Eris) yeni bir gezegen sınıfı olan cüce gezegenler oluşturuldu.

#### Ötegezegenler

Ötegezegenlerin (veya Güneş dışı gezegen) resmi bir tanımı yoktur. 2003 yılında Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) Ötegezegenler Çalışma Grubu bir demeç yayınladı ancak bu demeç hiçbir zaman resmi bir IAU kararı olarak sunulmayıp, IAU üyeleri tarafından da oylanmadı. Bu demeç çoğunlukla gezegenler ve kahverengi cüceler arasındaki çizgi üzerine hazırlanmış aşağıdaki yönergelerden oluşur:

1. Gerçek kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında olan (şu an için Güneş ile aynı izotop bolluğuna sahip nesneler için Jüpiter'in kütlesinin 13 katı olarak hesaplanmaktadır), yıldızların veya yıldız kalıntılarının yörüngesinde dolanan gökcisimleri (nasıl oluştuklarından bağımsız olarak) "gezegendir". Güneş dışı bir cismin gezegen olarak kabul edilebilmesi için gereken minimum kütle ve boyut, Güneş sisteminde kullanılanla aynı olmalıdır.
2. Gerçek kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin üzerinde olan yıldız altı cisimler, nasıl oluştukları veya nerede bulunduklarından bağımsız olarak birer "kahverengi cücedir".
3. Kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında olan, genç yıldız kümelerinde serbest dolaşan cisimler "gezegen" değil, "kahverengi altcücelerdir" (veya hangi isim en uygunsa).

Bu çalışma tanımı, açıklandığı zamandan beri astronomlar tarafından akademik dergilerde ötegezegen keşifleri yayımlanırken yaygın olarak kullanılmaktadır. Bu tanım geçici olsa da, daha kalıcı bir tanım resmi olarak kabul edilene kadar etkin bir çalışma tanımı olmaya devam etmektedir. Alt kütle sınırı konusundaki anlaşmazlığı ele almadığından Güneş sistemi içindeki nesnelerle ilgili tartışmalardan uzak durmuş oldu. Bu tanım aynı zamanda kahverengi cücelerin yörüngesinde dolanan gök cisimlerinin (örneğin 2M1207b) gezegenlik durumu hakkında da yorum yapmamaktadır.

Kahverengi altcücenin bir tanımı da yığılma yerine bulut çöküşü yoluyla oluşan gezegen kütleli bir cisimdir. Kahverengi altcüce ile gezegen arasındaki bu oluşum ayrımı evrensel olarak kabul edilmiş değildir. Astronomlar, gezegenlerin oluşum sürecini sınıflandırmanın bir parçası olarak ele alıp almama konusunda ikiye bölünmüştür. Bu düşünce ayrılığının bir nedeni de oluşum sürecinin belirlenmesinin çoğu zaman mümkün olmamasıdır. Örneğin, bir yıldızın etrafında yığılma sonucu oluşan bir gezegen, sistemden çıkıp serbest dolanır hâle gelebileceği gibi, bir yıldız kümesinde bulut çöküşüyle kendi kendine oluşan bir kahverengi altcüce, bir yıldızın yörüngesine girebilir.

Bir çalışmada 10 *M*Jüp üzerindeki nesnelerin yerçekimi dengesizliğiyle oluştuğu ve bir gezegen olarak değerlendirilmemesi gerektiği öne sürülmektedir.

13 Jüpiterlik kütle sınırı, gezegen tanımı açısından kesin bir eşik değerinden ziyade ortalama bir kütleyi temsil etmektedir. Büyük gök cisimlerinin döteryumlarının çoğu füzyon tepkimesine girerken daha küçük olanların döteryumlarının sadece çok az bir kısmı füzyon tepkimesine girer ve 13 *M*J bu iki bölge arasında bir değerdir. Yapılan hesaplamalar aslında bir gök cisminin toplam kütlesi 12 ila 14 *M*J arasında değişirken, başlangıçtaki döteryum içeriğinin %50'sinin füzyon tepkimesine girdiğini göstermektedir. Füzyona uğrayan döteryum miktarı sadece kütleye değil, aynı zamanda gök cisminin bileşimine, mevcut helyum ve döteryum miktarına da bağlıdır. 2011 yılı itibarıyla Ötegezegenler Ansiklopedisi, "Gözlemlenen kütle spektrumunda 13 *M*Jüp etrafında belirli bir özelliğin olmaması, bu kütle sınırını unutma tercihini pekiştiriyor." diyerek 25 Jüpiter kütlesine kadar olan gök cisimlerini kapsamına dahil etmiştir. 2016 itibarıyla bu sınır, bir kütle-yoğunluk ilişkileri çalışmasına dayanarak 60 Jüpiter kütlesine yükseltilmiştir. Ötegezegen Veri Kâşifi, "IAU Çalışma Grubu tarafından yapılan 13 Jüpiterlik kütle ayrımı, katı çekirdekli gezegenler için fiziksel olarak gerekçesizdir ve sin i belirsizliği nedeniyle gözlemsel olarak sorunludur." uyarısında bulunarak 24 Jüpiter kütlesine kadar olan gök cisimlerini ötegezegen olarak listeler. NASA Ötegezegen Arşivi, kütlesi (veya minimum kütlesi) 30 Jüpiter kütlesine eşit veya daha az olan gök cisimlerini içermektedir.

Gezegenleri ve kahverengi cüceleri ayırmak için bir başka kriter de, gök cisminin döteryum füzyonu, oluşum süreci veya konumu yerine çekirdek basıncında coulomb basıncının mı yoksa dejenere elektron basıncının mı baskın olduğu kriteridir.

#### 2006 IAU gezegen tanımı

Ana madde: 2006 yeni gezegen tanımı
Güneş sistemindeki cisimleri gösteren Euler diyagramı.

Alt sınır konusu, 2006 yılındaki Uluslararası Astronomi Birliği'nin genel kurul toplantısında ele alındı. Pek çok tartışma ve kabul görmeyen bir tekliften sonra, toplantıda kalanların büyük çoğunluğu bir kararı kuruldan geçirmek için oy kullandı. Bu karara göre Güneş sistemi içindeki gezegenler aşağıdaki gibi tanımlanmaktadır: 

> Bir "gezegen";
> 
> 
> (a) Güneş'in yörüngesinde dolanan,
> 
> 
> (b) kendi kütle çekiminin katı cisim kuvvetlerine üstün gelmesini sağlayıp hidrostatik denge hâline (neredeyse yuvarlak şekle) gelmesine yetecek düzeyde kütleye sahip ve
> 
> 
> (c) yörünge çevresindeki komşu bölgesini temizlemiş,
> 
> 
> gök cismidir.
> 
> 
> 
> Sekiz gezegen Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür.
> 
> 

Bu tanıma göre Güneş sisteminde sekiz gezegen olduğu kabul edilir. İlk iki koşulu yerine getiren ancak üçüncü koşulu sağlamayan (Ceres, Plüton ve Eris gibi) gök cisimleri, aynı zamanda diğer gezegenlerin doğal uyduları olmamaları koşuluyla cüce gezegen kategorisine dahil edilir. Başlangıçta bir IAU komitesi, kriter olarak (c)'yi içermediği için çok daha fazla sayıda gezegen içerecek bir tanım önermişti. Uzun tartışmalardan sonra, bir oylama ile bu cisimlerin *cüce gezegenler* olarak sınıflandırılması gerektiğine karar verildi.

Bu tanım, başlangıç aşamasındaki gezegenlerin yörüngesel komşu bölgesini diğer daha küçük gök cisimlerinden temizlediği gezegen oluşum teorilerine dayanmaktadır. Bu durum gök bilimci Steven Soter tarafından şu şekilde tarif edilmiştir:

> İkincil disk yığılmasının nihai ürünü, birbirleri arasındaki çarpışmaların önlenmesini sağlayan rezonanslı veya kesişmeyen yörüngelerde bulunan, görece az sayıdaki büyük gök cisimleridir (gezegenlerdir). KBO'lar da (İngilizce: Kuiper belt objects, Türkçe: Kuiper kuşağı cisimleri) dahil olmak üzere küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar, birbirleriyle ve gezegenlerle çarpışabilmeleri dolayısıyla gezegenlerden farklıdırlar.
> 
> 

2006 IAU tanımı, tanımda kullanılan dilin Güneş sistemine özgü olması, yuvarlaklık ve yörünge bölgesini temizleme kriterlerinin an itibarıyla gözlemlenebilir olmaması nedeniyle, ötegezegenlerin tanımlanmasında bazı zorluklar taşımaktadır.

#### Margot ölçütü

Gök bilimci Jean-Luc Margot, kütlesine, yarı büyük eksenine ve etrafında döndüğü yıldızın kütlesine bağlı olarak bir gök cisminin ömrü boyunca yörüngesini temizleyip temizleyemeyeceğini belirleyen matematiksel bir ölçüt ortaya koydu. Bu formül, gezegenler için değeri 1'den büyük olan π adlı bir değer üretmektedir. Formüle göre bilinen sekiz gezegen ve tüm ötegezegenler 100'ün üzerinde π değerlerine sahipken Ceres, Plüton ve Eris'in π değerleri 0,1 veya 0,1'den daha azdır. π değeri 1 veya daha fazla olan gök cisimlerinin hemen hemen küresel olması beklenir, böylece yörünge bölgesini temizlemiş olma gereksinimini karşılayan gök cisimleri, yuvarlaklık gereksinimini otomatik olarak yerine getirmiş olur.

### Önceden *gezegen* olarak kabul edilen gök cisimleri

Ana madde: Eski gezegenler listesi
Aşağıdaki tablo, bir zamanlar gezegen olarak kabul edilirken artık IAU tarafından gezegen olarak kabul edilmeyen gök cisimlerini ve bu gök cisimlerinin Soter'in dinamik baskınlığı destekleyen 2006 yılı tanımı veya Stern'in hidrostatik dengeyi destekleyen 2002 ve 2017 yılı tanımları gibi alternatif gezegen tanımlarına göre birer gezegen olarak kabul edilip edilemeyeceğini listelemektedir.

| Gök cismi | IAU sınıflandırması | Dinamik
baskınlık | Hidrostatik
denge | Notlar |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| Güneş | Yıldız | Uygulanamaz | Uygulanamaz | Klasik Antik Çağ'da ve Orta Çağ Avrupası'nda, günümüz itibarıyla çürütülmüş yermerkezli modele göre bir klasik gezegen (Antik Yunanca *πλανῆται*, gezginler) olarak sınıflandırılmıştır. |
| Ay | Doğal uydu | Hayır | Evet |
| Io, Europa | Doğal uydular | Hayır | Muhtemelen (tahminen gelgitsel ısınmadan dolayı dengede) | Jüpiter'in en büyük bu dört uydusu, kâşifi Galileo Galilei'nin adından gelen Galilei uyduları ismiyle anılır. Bu uyduları, kendisine hamilik yapan Medici ailesinin onuruna "Medici Gezegenleri" olarak adlandırdı. İkincil gezegenler olarak bilinirlerdi. |
| Ganymede, Callisto | Doğal uydular | Hayır | Evet |
| Titan | Doğal uydu | Hayır | Evet |  |
| Rhea | Doğal uydu | Hayır | Muhtemelen (2002'de tanım dışı bırakıldı) | Satürn'ün büyük uydularından beşi, Christiaan Huygens ve Giovanni Domenico Cassini tarafından keşfedildi. Jüpiter'in büyük uyduları gibi bu uydular da birer ikincil gezegen olarak biliniyordu. |
| Iapetus, Tethys, Dione | Doğal uydular | Hayır | Hayır |
| Titania, Oberon | Doğal uydular | Hayır |  | Uranüs'ün bu iki büyük uydusu William Herschel tarafından keşfedildi ve ikincil gezegenler olarak adlandırıldı. |
| Juno | Asteroit | Hayır | Hayır | 1801 ve 1807 arasında gerçekleşen keşiflerinden 1850'lerde asteroit olarak yeniden sınıflandırılana kadar birer gezegen olarak kabul edildiler. Ceres çok daha sonra, 2006 yılında IAU tarafından bir cüce gezegen olarak sınıflandırıldı. |
| Pallas | Asteroit | Hayır | Hayır |
| Vesta | Asteroit | Hayır | Önceden |
| Ceres | Cüce gezegen ve asteroit | Hayır | Evet |
| Astraea, Hebe, Iris, Flora, Metis, Hygiea, Parthenope, Victoria, Egeria, Irene, Eunomia | Asteroitler | Hayır | Evet | 1845 ve 1851 arasında daha fazla asteroit keşfedildi. Mars ve Jüpiter arasında bulunan gök cismi sayısının hızla artması, asteroit olarak yeniden sınıflandırılmalarına sebep oldu. Bu tanım 1854'te geniş çapta kabul görmüştür. |
| Plüton | Cüce gezegen ve Kuiper kuşağı cismi | Hayır | Evet | Bilinen ilk Neptün-ötesi cisim (başka bir deyişle yarı büyük ekseni Neptün ötesinde olan bir küçük gezegen). 1930'daki keşfinden 2006'da bir cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılmasına kadar bir gezegen olarak kabul edildi. |

Mitoloji ve adlandırma
----------------------

Ayrıca bakınız: Haftanın günleri
Güneş sistemindeki gezegenlerin Latince isimlerinin kendilerinden türetildiği Olimposlu Yunan tanrıları.
Batı dünyasındaki gezegen adları, Yunanlar ve Babilliler'den Romalılara geçmiş olan adlandırma adetlerinden türemiştir. Antik Yunanistan'da, ışık saçan iki büyük gök cismi Güneş ve Ay antik Titan tanrıları olan *Helios* ve *Selene*; en yavaş gezegen (Satürn) "parıldayan" anlamına gelen *Phainon*; ardından gelen (Jüpiter) parlak anlamına gelen *Phaethon*; kızıl gezegen (Mars) *Pyroeis*; en parlak olan (Venüs) ışık getiren anlamına gelen *Fosforus* ve son olarak anlık görünen gezegen (Merkür) ışıldayan anlamına gelen *Stilbon* olarak adlandırılmıştı. Yunanlar ayrıca her bir gezegeni tanrı panteonları Olimposlular ve Titanlar arasından verdiler:

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

Yunanların gezegenlere tanrılarının isimlerini verme geleneği neredeyse tamamıyla Babillilerden alınmadır. Babilliler, Fosforus'u (Venüs) aşk tanrıçaları olan *İştar*; Pyroeis'i (Mars) savaş tanrıları olan *Nergal*, Stilbon'u (Satürn) bilgelik tanrıları olan *Nabu*, ve Phaethon'u (Jüpiter) baş tanrıları *Marduk* adıyla anıyorlardı. Yunan ve Babil adlandırma gelenekleri arasında çok fazla uyum bulunmaktadır ve bu durum birbirlerinden bağımsız bir şekilde ortaya çıkmadıklarını işaret etmektedir. Buna karşın iki adlandırma geleneği arasında çeviri bakımından farklar bulunmaktadır. Örneğin, Nergal Babillilerin savaş tanrısıydı ve Yunanlar bu nedenden ötürü Nergal'i Ares ile özdeşleştirmişti. Ancak Ares'in aksine Nergal aynı zamanda veba ve yeraltı tanrısıydı.

Günümüzde, Batı dünyasındaki çoğu toplum, gezegenleri Olimpos tanrılarından türetilen isimlerle bilmektedir. Modern Yunanlar, gezegenleri kendi dillerindeki antik adlarıyla anıyor olmalarına rağmen, diğer Avrupa dilleri Roma İmparatorluğu'nun ve sonrasında Katolik Kilisesi'nin etkisi sebebiyle gezegenlerin Yunanca adları yerine Latince adlarını kullanmaktadır. Tıpkı Yunanlar gibi Hint-Avrupalı olan Romalılar, Yunanlarla farklı tanrı isimleri altında ortak bir panteonu paylaşmaktaydı ancak Yunan şiir kültürünün tanrılarına vermiş olduğu zengin anlatı geleneklerinden yoksundular. Roma Cumhuriyeti'nin geç dönemlerinde Romalı yazarlar Yunan anlatılarının çoğunu alıp neredeyse aslından ayırt edilemez hale gelene kadar kendi panteonlarına uyguladılar. Romalılar Yunan astronomisini incelerken gezegenlere kendi tanrı isimleri olan *Mercurius* (Hermes için), *Venüs* (Afrodit), *Mars* (Ares), *Iuppiter* (Zeus) ve *Saturnus* (Kronos) isimlerini verdiler. 18. ve 19. yüzyıllarda sonraki gezegenler keşfedildiğinde bu adlandırma uygulaması *Neptūnus* (Poseidon) ile korunmuştur. Uranüs ise Roma'daki karşılığı yerine direkt olarak bir Yunan tanrısının ismini aldığından bu anlamda özeldir.

Bazı Romalılar muhtemelen Mezopotamya'da ortaya çıkmış ancak Helenistik Mısır'da gelişen bir inancı takip ettiğinden, gezegenlerin adlarını aldığı yedi tanrının Dünya işleriyle saatlik vardiyalarla ilgilendiğine inanıyorlardı. Vardiya sırası Satürn, Jüpiter, Mars, Güneş, Venüs, Merkür ve Ay (en uzak gezegenden en yakın gezegene) şeklindeydi. Bu nedenle ilk gün Satürn tarafından başlatılırken (1. saat), ikinci gün Güneş tarafından başlatılıyor (25. saat), ardından Ay (49. saat), Mars, Merkür, Jüpiter ve Venüs geliyordu. Her güne o günü başlatan tanrının adı verildiğinden, Roma takviminde haftanın günlerinin sıralaması da Nundina döngüsünün reddedilmesinden sonra bu şekildedir ve birçok modern dilde bu sıralama korunmuştur. İngilizcedeki *Saturday* (Cumartesi), *Sunday* (Pazar) ve *Monday* (Pazartesi), söz konusu Latince gün isimlerinin doğrudan çevirisidir. Diğer günler ise adlarını sırasıyla Mars, Merkür, Jüpiter ve Venüs'e benzer veya eşdeğer kabul edilen Anglo-Sakson tanrıları olan *Tīw* (Tuesday - Salı), *Wōden* (Wednesday - Çarşamba), *Þunor* (Thursday - Perşembe) ve *Frīġ* (Friday - Cuma) adlı tanrılardan almıştır.

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

Avrupa dışındaki kültürler başka gezegen adlandırma sistemleri kullanmaktadır. Hindistan, yedi geleneksel gezegeni (Güneş için *Surya*, Ay için *Çandra*, Merkür için *Budha*, Venüs için *Şukra*, Mars için *Mangala*, Jüpiter için *Bṛhaspati* ve Satürn için *Şani*) ve sırasıyla kuzey ve güney ay düğümleri olan *Rahu* ve *Ketu*'yu içeren Navagraha'ya dayalı bir sistem kullanır.

Çin ve tarihsel olarak Çin'in kültürel etkisi altında kalmış Doğu Asya ülkeleri (Japonya, Kore ve Vietnam gibi) beş Çin elementi olan su (Merkür), metal (Venüs), ateş (Mars), odun (Jüpiter) ve toprağa (Satürn) dayalı bir adlandırma sistemi kullanmaktadır.

Modern Türkçede, Dünya dışındaki Güneş sistemi gezegenleri Latince isimlerinin Türkçe okunuşlarıyla anılmaktadır. Bu gezegenler Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn, Neptün ve Uranüs'tür. Kutadgu Bilig'de Merkür dilek anlamındaki *Tilek*, Mars'a *Kürüd* (*Bakır Sokum, Bakır-sukımı* olarak da adlandırılır), Jüpiter'e *Ongay* (Anadolu'da Öngay veya Öngey olarak da adlandırılır) ve Satürn'e *Sekentir* denilmektedir. Güneş için Eski Türkçede *Kün* ve *Kuyaş* gibi sözcükler kullanılırken, Ay sözcüğü korunarak günümüze gelmiştir. Dünya ise Eski Türkçede *Acun* ismiyle anılıyordu.

Geleneksel İbrani astronomisinde, yedi geleneksel gezegenin çoğunlukla tanımlayıcı isimleri vardır. Güneş "sıcak olan" anlamına gelen חמה *Ḥammah*, Ay "beyaz olan" anlamına gelen לבנה *Levanah*, Venüs "parlak gezegen" anlamına gelen כוכב נוגה *Kokhav Nogah*, Merkür "gezegen" (ayırt edici özelliklerinden yoksun olduğu düşünülürse) anlamına gelen כוכב *Kokhav*, Mars "kırmızı olan" anlamına gelen מאדים *Ma'adim* ve Satürn "dinlenen" (diğer görünür gezegenlere kıyasla yavaş hareket etmesine dayanarak) anlamına gelen שבתאי *Şabatay* adıyla anılır. Aralarında farklı olan צדק *Tzedek*, yani "adalet" olarak adlandırılan Jüpiter'dir. Steiglitz, Jüpiter'in orijinal adı olan ve "Baal'ın gezegeni" anlamına gelen כוכב בעל *Kokhav Ba'al* isminin, II. Samuel'de adı geçen İşboşetin putperest olarak görülüp örtülmesine benzer şekilde bir putperestlik olarak görülüp צדק *Tzedek* ismiyle örtüldüğünü ileri sürmektedir.

Arapça'da Merkür, عُطَارِد (*Utârit*, İştar / Astarte ile kökteş), Venüs الزهرة (el-Zühre, "parlak olan", tanrıça el-Uzzâ'nın bir sıfatı), Dünya الأرض (el-*Arz*, eretz ile aynı köktendir), Mars اَلْمِرِّيخ (*el-Merih*, geri yönlü hareketinden dolayı "tüysüz ok" anlamına gelen bu ismi almıştır), Jüpiter المشتري (*el-Müşteri*, Akadca "güvenilir olan") ve Satürn زُحَل (*Zühal*, "geri çekilen") ismiyle anılır.

Oluşum
------

Ana madde: Nebula hipotezi
Bir sanatçının gözünden öngezegensel disk.
Gezegenlerin nasıl oluştuğu kesin bir şekilde bilinmemektedir. Gezegenlerin bir bulutsunun ince bir gaz ve toz diskine çökmesi ile oluşması yönündeki teori, en çok kabul gören gezegen oluşumu teorisidir. Çekirdekte dönmekte olan bir ön gezegen diskiyle çevrili bir önyıldız oluşur. Yığılma (bir esnek olmayan çarpışma süreci) yoluyla diskteki toz parçacıkları sürekli olarak kütle biriktirerek daha büyük cisimler meydana getirir. Gezegencikler olarak bilinen bölgesel kütle yoğunlaşmaları oluşur ve kütle çekimleri sayesinde daha fazla maddeyi çekerek yığılma sürecini hızlandırırlar. Bu yoğunlaşmalar, kütle çekiminin etkisiyle içe doğru çökerek öngezegenleri oluşturana kadar daha da sıklaşır. Bir gezegen, Mars'ın kütlesinden biraz daha büyük bir kütleye ulaştıktan sonra geniş çaplı bir atmosfer biriktirmeye başlar. Bu durum gezegenciklerin atmosfer sürüklenmesi yoluyla yakalanma oranını büyük ölçüde artırır. Katı ve gaz maddelerin yığılma geçmişine bağlı olarak bir dev gezegen, buz devi ya da bir karasal gezegen oluşabilir.

Asteroitlerin çarpışmasıyla gezegenlerin oluşumu (sanatçı konsepti).
Bir önyıldız tutuşup bir yıldız hâline gelecek kadar büyüdüğünde, geride kalan disk fotobuharlaşma, Güneş rüzgârı, Poynting-Robertson sürüklenmesi ve diğer benzer etkilerle içeriden dışarıya doğru uzaklaşarak kaybedilir. Bundan sonra dahi birbirleri veya bir yıldızın yörüngesinde dönen öngezegenler varlıklarını sürdürebilir fakat birçoğu zaman içinde birbirleriyle çarpışarak daha büyük bir gezegen oluşturur ya da içeriğindeki maddeleri etrafına yayarak bu maddelerin kendilerinden daha büyük öngezegen veya gezegenler tarafından emilmesine sebep olurlar. Yeterince büyük hale gelen bu gök cisimleri, komşu yörüngelerindeki maddenin büyük çoğunluğunu yakalayarak birer gezegene dönüşürler. Çarpışma yaşamamış öngezegenler bir kütle çekimsel yakalanma süreciyle gezegenlerin doğal uydusu haline gelebilir ya da diğer gök cisimlerinin kuşaklarında kalarak cüce gezegen veya küçük cisimlere dönüşebilirler.

Daha küçük gezegenciklerin kuvvetli çarpması (ve aynı zamanda radyoaktif bozunma) büyümekte olan gezegeni ısıtacak ve en azından kısmen erimesine yol açacaktır. Gezegenin içi kütle bakımından farklılaşmaya başlayarak daha yoğun bir çekirdek oluşumuna sebep olur. Daha küçük karasal gezegenler bu yığılma nedeniyle atmosferlerinin büyük çoğunluğunu kaybederler ancak kaybolan gazlar, gezegenin mantosundan gaz çıkışıyla ve sonradan kuyruklu yıldızların etkisiyle yenilenebilir (daha küçük gezegenler ise elde ettikleri tüm atmosferi çeşitli kaçış süreçleriyle kaybederler).

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

Süpernova kalıntısı püskürüğü, gezegen oluşumunu sağlayan maddeleri üretmekte.

Güneş sistemi
-------------

Güneş sistemi – boyutlar ölçeklidir ancak uzaklıklar ölçekli değildirGüneş ve Güneş sisteminin sekiz gezegeniGüneş sisteminin iç gezegenleri Merkür, Venüs, Dünya ve MarsDört dev gezegen Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün, Güneş ve birkaç güneş lekesine karşı
Ana madde: Güneş Sistemi
Ayrıca bakınız: Güneş Sistemi'ndeki kütleçekimsel yuvarlak nesneler listesi
IAU tanımına göre Güneş sistemindeki sekiz gezegen, Güneş'e yakınlık sıralarına göre aşağıdaki gibi sıralanabilir:

1. ☿ **Merkür**
2. ♀ **Venüs**
3. 🜨 **Dünya**
4. ♂ **Mars**
5. ♃ **Jüpiter**
6. ♄ **Satürn**
7. ⛢ **Uranüs**
8. ♆ **Neptün**

Jüpiter, Güneş sistemindeki en büyük gezegen olup, 318 Dünya kütlesine sahiptir. Merkür ise 0,055 Dünya kütlesindedir ve en güneş sistemindeki en küçük gezegendir.

Güneş sistemindeki gezegenler bileşimlerine göre kategorilere ayrılabilirler:

* **Karasal gezegenler**: Hacimleri büyük ölçüde kayaçtan oluşan, Dünya benzeri gezegenlerdir. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars bu kategoridedir. 0,055 Dünya kütlesindeki Merkür Güneş sisteminin en küçük karasal gezegenidir. Dünya ise Güneş sistemindeki en büyük karasal gezegendir.
* **Dev gezegenler** (Jüpiter benzer gezegenler): Karasal gezegenlerden çok daha büyük olan devasa boyutlardaki gezegenlerdir.
	+ **Gaz devleri** Jüpiter ve Satürn, büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşan dev gezegenler olmalarının yanı sıra, Güneş sistemindeki en büyük gezegenlerdir. Jüpiter, 318 Dünya kütlesiyle Güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Satürn ise bu kütlenin üçte birine karşılık gelen yaklaşık 95 Dünya kütlesindedir.
	+ **Buz devleri** Uranüs ve Neptün, büyük ölçüde düşük kaynama noktasına sahip su, metan ve amonyak gibi maddelerden oluşmaktadır. Uranüs ve Neptün, hidrojen ve helyumdan oluşan kalın bir atmosfere sahiptirler. İkisi de Güneş sisteminin gaz devleri olan Jüpiter ve Satürn'den daha az kütlelidir. Uranüs yaklaşık 14, Neptün yaklaşık 17 Dünya kütlesine sahiptir.

Güneş sistemindeki jeofiziksel gezegenlerin sayısı bilinmemektedir. Önceleri potansiyel olarak yüzlerce sayıda olduğu düşünülürken artık sadece çift haneli sayılarla ifade edilecek kadar düşük sayılarda oldukları tahmin edilmektedir.

### Gezegen özellikleri

|  | Ad | Ekvatoral çap | Kütle | Yarı büyük eksen (AU) | Yörünge periyodu (yıl) | Güneş'in ekvatoruna göre eğiklik (°) | Dış merkezlik | Dönme süresi (gün) | Varlığı doğrulanmış uydular | Eksen eğikliği (°) | Halkalar | Atmosfer |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 1. | Merkür | 0,383 | 0,06 | 0,39 | 0,24 | 3,38 | 0,206 | 58,65 | 0 | 0,10 | yok | minimal |
| 2. | Venüs | 0,949 | 0,81 | 0,72 | 0,62 | 3,86 | 0,007 | −243,02 | 0 | 177,30 | yok | CO2, N2 |
| 3. | Dünya(a) | 1,000 | 1,00 | 1,00 | 1,00 | 7,25 | 0,017 | 1,00 | 1 | 23,44 | yok | N2, O2, Ar |
| 4. | Mars | 0,532 | 0,11 | 1,52 | 1,88 | 5,65 | 0,093 | 1,03 | 2 | 25,19 | yok | CO2, N2, Ar |
| 5. | Jüpiter | 11,209 | 317,83 | 5,20 | 11,86 | 6,09 | 0,048 | 0,41 | 79 | 3,12 | var | H2, He |
| 6. | Satürn | 9,449 | 95,16 | 9,54 | 29,45 | 5,51 | 0,054 | 0,44 | 82 | 26,73 | var | H2, He |
| 7. | Uranüs | 4,007 | 14,54 | 19,19 | 84,02 | 6,48 | 0,047 | −0,72 | 27 | 97,86 | var | H2, He, CH4 |
| 8. | Neptün | 3,883 | 17,15 | 30,07 | 164,79 | 6,43 | 0,009 | 0,67 | 14 | 29,60 | var | H2, He, CH4 |
| Renk lejantı:       karasal gezegenler       gaz devleri       buz devleri (hem buz hem de gaz devleri birer dev gezegendir)

(a) Tam değerler Dünya maddesinde görülebilir. |

Ötegezegenler
-------------

Ana madde: Ötegezegen
Haziran 2022'ye kadar her yıl keşfedilen ötegezegen sayıları (veriler NASA Ötezgezegen Arşivi'nden alınmıştır).
Ötegezegen (Güneş dışı gezegen), Güneş sisteminin dışında bulunan gezegenlere verilen isimdir. 10 Şubat 2024 itibarıyla,
4.144 gezegen sisteminde varlığı doğrulanmış 5.622 ötegezegen bulunmaktadır ve bu gezegen sistemlerinden 893 kadarı birden fazla gezegene sahiptir.

1992'nin başlarında, radyo astronomları Aleksander Wolszczan ve Dale Frail, PSR 1257+12 adlı pulsarın yörüngesinde dönen iki gezegenin keşfini duyurdular. Bu keşif doğrulanmış olup, genellikle ötegezegenlerin ilk kesin tespiti olarak kabul edilmektedir. Bu pulsar gezegenlerinin, gezegen oluşumunun ikinci evresinde pulsarı üreten süpernovanın olağandışı kalıntılarından oluştuklarına ya da süpernovadan kurtulduktan sonra mevcut yörüngelerine bozunan dev gezegenlerden arta kalan katı çekirdekler oldukları düşünülmektedir.

*Kepler* Gezegen Adaylarının Boyutları – 2.036 yıldızın yörüngesindeki 2.740 adaya dayalı olarak (4 Kasım 2013 (2013-11-04) itibarıyla) (NASA).
Sıradan bir anakol yıldızının yörüngesindeki bir ötegezegenin ilk doğrulanmış keşfi, Cenevre Üniversitesi'nden Michel Mayor ve Didier Queloz'un 51 Pegasi civarında bir ötegezegen tespitini duyurduğu 6 Ekim 1995 tarihinde gerçekleşti. Bu tarihten uzay aracı Kepler'in yeni keşiflerine kadar bilinen bütün ötegezegenler, kütle olarak Jüpiter ile karşılaştırılabilir veya daha kolay tespit edilebilmeleri dolayısıyla Jüpiter'den daha büyük gaz devleriydi. Kepler'in aday gezegenler kataloğu, boyut bakımından çoğunlukla Neptün büyüklüğündeki gezegenlerden Merkür'den daha küçük gezegenlere kadar değişiklik gösterir.

Dünya gibi kayalık olabilen dev dünyalar veya Neptün gibi uçucu madde ve gazların karışımından oluşan mini neptünler gibi Güneş sisteminde olmayan bazı gezegen çeşitleri bulunmaktadır. Dünya'nın yarıçapının 1,75 katı, bu iki gezegen çeşidi arasında olası bir ayrım noktasıdır. Yörüngesinde bulundukları yıldıza çok yakın olduğu için buharlaşmadan ötürü sadece geriye kalan çekirdekten ibaret kitonyen gezegenlere dönüşen sıcak Jüpiterler bulunmaktadır. Bir başka olası gezegen türü ise Güneş sistemine kıyasla daha yüksek oranda karbon içeren sistemlerde oluşan karbon gezegenidir.

Kütleçekimsel mikromercekleme verilerini analiz eden 2012 tarihli bir araştırmanın sonucuna göre, Samanyolu'ndaki her yıldızın yörüngesinde ortalama en az 1,6 bağlı gezegen olduğu tahmin edilmektedir.

20 Aralık 2011'de Kepler Uzay Teleskobu ekibi, Güneş benzeri bir yıldız olan Kepler-20'nin yörüngesinde dönen ilk Dünya büyüklüğündeki ötegezegenler olan Kepler-20e ve Kepler-20f'nin keşfini bildirdi.

Güneş benzeri her 5 yıldızdan 1'inin yaşanabilir bölgesinde "Dünya büyüklüğünde" bir gezegen bulunmaktadır, bu nedenle en yakınının Dünya'dan 12 ışıkyılı uzaklıkta olduğu düşünülmektedir. Bu tür karasal gezegenlerin oluşum sıklığı, Samanyolu'ndaki akıllı ve iletişim kurabilen uygarlıkların sayısını tahmin eden Drake denklemindeki değişkenlerden biridir.

Nitelikler
----------

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

### Dinamik özellikler

#### Yörünge

Ana maddeler: Yörünge ve yörünge öğeleri
Ayrıca bakınız: Kepler'in gezegensel hareket yasaları ve Ötegezegenlerin yörüngesel ve fiziksel parametreleri § Yörünge parametreleri
Plüton'unkine kıyasla Neptün'ün yörüngesi. Plüton'un yörüngesinin, Neptün'ün yörüngesine göre uzamasına (dış merkezlik) ve ekliptikle arasındaki geniş açıya (eğiklik) dikkat edin.
Güneş Sistemindeki tüm gezegenler Güneş'in etrafında Güneş'in kendi etrafında döndüğü yönde döner. Bu yön Güneş'in kuzey kutbunun üzerinden bakıldığında saat yönünün tersinedir. En az bir güneş dışı gezegenin, WASP-17b'nin, Güneş'in dönüşünün tersi yönde bir yörüngede olduğu bulundu. Bir gezegenin yörüngesini baştan sona bir kez tamamlamasına o gezegenin yörünge periyodu veya *yılı* denir.

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

Her gezegenin yörüngesi bir dizi öğeyle tanımlanır:

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

#### Eksen eğikliği

Ana madde: Eksen eğikliği
Dünya'nın eksen eğikliği, yaklaşık olarak 23,4°'dir. Bu değer, 41.000 yıllık bir döngüde 22,1° ile 24,5° arasında salınır ve şu anda azalmaktadır.
Gezegenlerin ekseni eğikliklerinde farklı dereceler bulunur; yıldızlarının ekvator düzlemine göre bir açıyla dönerler. Bu, her yarım kürenin yıl boyunca aldığı ışık miktarının değişmesine neden olur; kuzey yarım küre yıldızdan uzaklaştığında, güney yarım küre yıldıza doğru yönelir veya bunun tam tersi gerçekleşir. Her gezegenin dolayısıyla mevsimleri vardır ve bu da yıl boyunca iklimde değişikliklere yol açar. Her yarım kürenin yıldızına en uzak veya en yakın olduğu zamanlara gündönümü adı verilir. Her gezegenin yörüngesi boyunca iki gündönümü vardır; bir yarım küre yaz gündönümünde en uzun gündeyken, diğer yarım kürede ise kış gündönümünde en kısa gün gerçekleşir. Her yarım kürenin aldığı ışık ve ısı miktarındaki fark, gezegenin her iki yarısı için hava durumunda yıllık değişikliklere neden olur. Jüpiter'in eksen eğikliği çok küçüktür, bu yüzden mevsimden mevsime gerçekleşen değişiklikler minimum düzeydedir; Uranüs ise aşırı düzeyde eksen eğikliğine sahiptir ve neredeyse yan yatmış durumdadır. Bu da Uranüs'ün yarım kürelerinin gündönümleri sırasında sürekli olarak güneş ışığına veya karanlığa maruz kaldığı anlamına gelir. Güneş Sistemi'nde, Merkür, Venüs, Ceres ve Jüpiter'de çok küçük eksen eğikliği; Pallas, Uranüs ve Plüton'da aşırı eksen eğikliği; Dünya, Mars, Vesta, Satürn ve Neptün'de ise orta derecede eksen eğikliği vardır. Ötegezegenlerde ise eksen eğiklikleri kesin olarak bilinmemektedir ancak çoğu sıcak gaz devinin, yıldızlarına olan yakınlıklarının bir sonucu olarak ihmal edilebilir bir eksen eğikliğine sahip olduğu düşünülmektedir. Benzer şekilde, gezegen büyüklüğündeki uyduların eksen eğikliği dereceleri neredeyse sıfırdır ve Ay, 6,687° eğiklik ile bu konuda en büyük istisnadır. Bunlara ek olarak, Callisto'nun eksen eğikliği binlerce yıllık zaman dilimlerinde 0 ile 2 derece arasında değişmektedir.

#### Dönme

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

Güneş sistemi gezegenlerinin ve Ay'ın dönme süresi (10.000 kez hızlandırılmıştır, negatif değerler geri yönlü hareketi göstermektedir), basıklık ve eksen eğikliğinin karşılaştırması (SVG animasyonu 10 Temmuz 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.)Bir gezegenin dönüşü, oluşumu sırasında çeşitli etkenlerle tetiklenebilir. Yığılan cisimlerin tek başına sebep oldukları açısal momentum, toplamda da bir açısal momentumun oluşmasını tetikleyebilir. Dev gezegenlerde gaz yığılması, açısal momentumun oluşumuna sebep olur. Son olarak, gezegenin oluşma sürecinin son aşamalarında, öngezegenlerin birleşimi esnasında gerçekleşebilecek stokastik bir süreç, gezegenin dönme eksenini rastgele değiştirebilir. Gezegenler arasında gün uzunluğunda büyük bir farklılık vardır; Venüs'ün kendi etrafında dönmesi 243 gün sürerken, dev gezegenler için bu süre birkaç saattir. Ötegezegenlerin dönme süreleri bilinmemektedir, ancak sıcak gaz devleri yıldızlarına olan yakınlıkları nedeniyle kütleçekimsel olarak kilitlenmiş durumdadırlar (yani yörüngeleri dönüşleriyle senkronizedir). Bu da bu gezegenlerin yıldızlarına daima sadece bir yüzünü gösterdiği anlamına gelir, bir tarafı sürekli gündüz, diğer tarafı ise sürekli gecededir. Güneşe en yakın olan gezegenler olan Merkür ve Venüs benzer şekilde çok yavaş bir şekilde kendi etraflarında dönerler. Merkür, Güneş etrafındaki her iki devir için üç kez kendi etrafında döndüğü bir kütleçekim kilidindedir. Venüs'ün ise kendi etrafında dönüşü kütleçekim kuvvetlerinin yavaşlatması ve Güneş ısısıyla oluşan atmosfer gelgitlerinin hızlandırması arasında bir denge durumunda olabilir.

Tüm büyük uydular, ana gezegenleriyle kütleçekim kilidindedir. Tıpkı Plüton ve Charon gibi Eris ve Dysnomia da birbirlerine kütleçekimsel olarak kilitlenmiştir. Orcus ve uydusu Vanth, birbirlerine karşılıklı kütleçekim kilidi olan gezegenlere bir başka örnek olabilir ancak veriler kesin değildir. Bilinen dönme sürelerine sahip olan diğer cüce gezegenler, Dünya'dan daha hızlı dönmektedir. Haumea o kadar hızlı dönmektedir ki şekli bozulmuş ve üç eksenli bir elipsoit hâline gelmiştir. Tau Boötis b adlı ötegezegen ve etrafında döndüğü yıldız Tau Boötis'in birbirine karşılıklı kütleçekim kilidinde olduğu görünmektedir.

#### Yörünge temizleme

Ana madde: Civarını temizleme
IAU tanımına göre, bir gezegenin belirleyici dinamik özelliği *çevresini temizlemiş* olmasıdır. Çevresini temizlemiş bir gezegen, yörüngesindeki tüm küçük gezegenimsi cisimleri toplamak veya süpürmek için yeterli kütleyi biriktirmiştir. Bu durumda, diğer benzer boyuttaki gök cisimleriyle yörüngesini paylaşmak yerine, yıldızı etrafında tek başına döner. Yukarıda açıklandığı üzere bu özellik, IAU'nun Ağustos 2006'da açıklanan resmî gezegen tanımının bir parçası olarak zorunlu hale getirilmiştir. Şu ana kadar bu kriter yalnızca Güneş Sistemi'ne uygulanmaktadır, ancak keşfedilen birçok genç ötegezegen sisteminde, kanıtlara göre çöküntü çemberlerinde yörünge temizliğinin gerçekleştiği görülmektedir.

### Fiziksel özellikler

#### Boyut ve şekil

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

#### Kütle

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

Kütle, gezegenleri yıldızlardan ayıran temel özelliktir. Alt yıldız kütlesi sınırının yaklaşık olarak Jüpiter'in 75 katı (*M*J) olduğu tahmin edilirken, güneş tipi izotop bolluğuna sahip gök cisimleri için üst gezegen kütlesi sınırı yalnızca yaklaşık 13 *M*J'dir. Bu noktadan sonra gök cismi döteryum nükleer füzyonu için uygun koşullara ulaşır. Güneş Sistemi'nde Güneş haricinde böyle bir kütleye sahip gök cismi yoktur fakat bu boyutta ötegezegenler bulunmaktadır. 13 *M*J sınırı evrensel olarak kabul edilmez ve Ötegezegenler Ansiklopedisi, 60 *M*J'ye kadar ve Ötegezegen Veri Kâşifi 24 *M*J'ye kadarki gök cisimlerini gezegen kategorisine dahil eder. Gezegen kütlesi ve yarıçapı arasındaki ilişki, döteryum füzyonunun başlangıcıyla dikkate değer ölçüde değişmez. Gezegen yarıçapı, herhangi bir gök cisminin kütlesi Satürn kütlesinden (dikkate değer seviyede sıkışmanın başladığı kütle değeridir), Güneş kütlesinin (*M*☉) 0,08 kadarına (yaklaşık 80 *M*J olup hidrojen yanması ve bir kırmızı cüceye dönüşümün başlangıcıdır) kadar yaklaşık olarak sabit kalır ve bu nedenle bazı bilim insanları, kahverengi cücelerin birer yüksek kütleli Jüpiter gezegeni olarak kabul edilmesi gerektiğini savunmaktadır.

Bilinen en küçük ötegezegenlerden biri olan ve kütesi isabetli bir şekilde bilinen PSR B1257+12 A bir pulsarın yörüngesinde olup 1992 yılında keşfedildi. Kütlesi Merkür'ün yaklaşık yarısı kadardır. Daha da küçük olan WD 1145+017 b, bir beyaz cüce etrafında döner. Kütleçekimi yaklaşık olarak cüce gezegen Haumea'nın kütleçekimi kadardır ve genellikle küçük gezegen olarak adlandırılır. Güneş dışında, Güneş benzeri bir anakol yıldızının etrafında dolandığı bilinen en küçük gezegen, muhtemelen Ay'dan biraz daha yüksek bir kütleye sahip olan Kepler-37b'dir. Genellikle jeofiziksel olarak gezegen olarak kabul edilen Güneş Sistemi'ndeki en küçük gök cismi Satürn'ün uydusu Mimas'tır. Mimas'ın yarıçapı Dünya'nın yaklaşık %3,1'i ve kütlesi Dünya'nın yaklaşık %0.00063'ü kadardır. Satürn'ün daha küçük bir uydusu olan Phoebe, şu anda Dünya'nın yarıçapının %1,7'si ve Dünya'nın kütlesinin % 0,00014'ü kadarlık bir asteroit olarak kabul edilir. Phoebe'nin geçmişte hidrostatik dengeye ve farklılaşmaya ulaştığı ancak çarpışmalarla şeklinin bozulduğu düşünülmektedir. Bazı asteroitler, bir zamanlar yığılma ve farklılaşmaya başlamış fakat yıkıcı çarpışmalar sonucu sadece metalik veya kayalık bir çekirdekten ya da çarpışma kalıntılarının yeniden bir araya gelmesinden ibaret birer öngezegen kalıntıları olabilir.

#### İç farklılaşma

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

#### Atmosfer

Ana maddeler: Atmosfer ve Dünya dışı atmosfer
Ana madde: Dünya dışı gökyüzü
Dünya'nın atmosferi
Merkür hariç Güneş Sistemi'ndeki tüm gezegenler, yüzeylerine yakın gazları tutabilmek için yeterli kütle çekimine sahip olduklarından dolayı kayda değer bir atmosfere sahiptirler. Saturn'ün en büyük uydusu olan Titan, Dünya'nın atmosferine kıyasla daha yoğun bir atmosfere sahiptir; Neptün'ün en büyük uydusu Triton ve cüce gezegen Plüton'un atmosferlerinin yoğunluğu ise daha azdır. Daha büyük dev gezegenler, hafif gazlar olan hidrojen ve helyumu büyük miktarlarda tutacak kadar yüksek kütleye sahiptir. Öbür yandan daha küçük gezegenler ise bu gazları uzaya kaybeder. Yıldızlar arası gezegenlerin analizi, bu hafif gazları tutabilme eşiğinin yaklaşık olarak 2,0+0,7  
-0,6 *M*E civarında olduğunu göstermektedir; bu da Dünya ve Venüs'ün karasal gezegenler için maksimum boyuta yakın olduğu anlamına gelir.

Dünya'nın atmosferi, Dünya üzerinde meydana gelen çeşitli yaşamsal süreçlerin serbest oksijen molekülü üretmesi nedeniyle diğer gezegenlerden farklı bir bileşime sahiptir. Mars ve Venüs'ün atmosferlerinde en fazla bulunan gaz karbondioksittir ancak yoğunlukları açısından atmosferleri birbirlerinden farklılık gösterir. Mars atmosferinin ortalama yüzey basıncı Dünya atmosferinin %1'inden daha azdır (sıvı suyun varlığına izin vermeyecek kadar düşük bir basınçtır), Venüs atmosferinin ise ortalama yüzey basıncı Dünya'nın yaklaşık 92 katıdır. Venüs atmosferinin, geçmişinde meydana gelen bir kaçak sera etkisi sonucu oluştuğu muhtemeldir, bu durum Venüs'ü yüzey sıcaklığı açısından, Merkür'den bile daha sıcak kılar. Zorlu yüzey koşullarına rağmen, yerden 50–55 km yükseklikte Venüs atmosferinin sıcaklık ve basınç değerleri Dünya koşullarına benzerdir (Dünya dışında bu durumun Güneş Sistemi'nde görüldüğü tek yer) ve bu bölge, gelecekteki insan keşifleri için olası bir üs olarak önerilmiştir. Titan ise Güneş Sistemi'nde Dünya dışında atmosferi azot açısından zengin olan tek gökcismidir. Dünya'nın koşulları, suyun üçlü noktasına yakın olduğu için suyun gezegen yüzeyinde üç farklı hâlde var olmasına imkân tanırken, Titan'ın koşulları da metanın üçlü noktasına yakındır.

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

Ayrıca bakınız
--------------

* Gezegen bilimi
* Gezegensel yaşanabilirlik
* Güneş dışı gezegenler listesi
* Küçük gezegen

Notlar
------

1. ↑  2006 yeni gezegen tanımı'na göre.
2. ↑  Bu tanım, 2006'da IAU tarafından kabul edilen resmi bir tanım (IAU Karar 5A) ve 2001/2003'te bir IAU çalışma grubu tarafından verilen bir demeçte Güneş Sistemi dışındaki nesneler için teklif edilen gayri resmî bir çalışma tanımından (bu tanıma ait bir IAU kararı yoktur) alınmıştır. Resmi 2006 tanımı yalnızca Güneş Sistemi için geçerliyken 2003 çalışma tanımı diğer yıldızların çevresindeki gezegenler için geçerlidir. Güneş dışı gezegen sorunu, 2006 IAU konferansında çözülemeyecek kadar karmaşık bulunmuştur.
3. ↑  Güneş benzeri G-tipi anakol yıldızları için veri bulunmamaktadır. Bu istatistik K-tipi ana kol yıldızı verilerinden çıkarılmıştır.
4. 1 2  Bu beşte birlik istatistiği oluşturmak amacıyla kullanılmış "yaşanabilir bölge" terimi Dünya'nın yıldız akısının 0.25'ten 4'e kadar olan bölgesini ifade etmektedir (Güneş için 0.5-2 astronomik birime denk gelmektedir).
5. 1 2  "Dünya boyutu" bu istatistiği oluşturmak amacıyla Dünya yarı çapının 1-2 katı olarak alınmıştır.
6. ↑  Margot parametresi, ünlü matematik sabiti π ≈ 3.14159265... ile karıştırılmamalıdır.
7. ↑  Güneş, bir diskten ikincil yığılmayla değil, yıldızlararası bir buluttan çekirdek yığılmasıyla oluştuğundan Soter'in gezegen tanımının dışında tutulmuştur.
8. ↑  Güneş, hidrostatik dengede olmasına karşın kendi içinde kendi kendini sürdüren zincirleme bir nükleer füzyon tepkimesiyle enerji ürettiği için Stern'in gezegen tanımının dışında tutulmuştur.
9. ↑  Huygens, eseri *Systema Saturnium* 24 Mayıs 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.'da *Planetes novus* ("yeni gezegen") olarak adlandırmaktadır.
10. ↑  İkisi de Cassini'nin *Découverte de deux nouvelles planetes autour de Saturne* adlı kitabında *nouvelles planètes* (yeni gezegenler) olarak geçer.
11. 1 2  Her ikisi de bir zamanlar Cassini tarafından *"An Extract of the Journal Des Scavans..."* 17 Nisan 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. adlı kitabında "gezegen" olarak adlandırılmıştı. "Uydu" terimi, bu tür gök cisimlerini, yörüngelerinde dolandıkları gök cisimlerinden ("ana gezegenler") ayırt etmek için halihazırda kullanılmaya başlanmıştı.
12. ↑  Hem Titania hem de Oberon, Herschel'in 1787'de gerçekleştirdiği keşfinde "ikincil gezegenler" olarak isimlendirildi.
13. 1 2  Dünya'ya göre ölçülmüştür.

Kaynakça
--------

1. 1 2 3 4  "IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes". International Astronomical Union. 2006. 29 Nisan 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Aralık 2009.
2. 1 2  "Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union". *IAU*. 2001. 16 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
3. ↑  "NASA discovery doubles the number of known planets". *USA TODAY*. 10 Mayıs 2016. 10 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Mayıs 2016.
4. ↑  Schneider, Jean (16 January 2013). "Interactive Extra-solar Planets Catalog" 5 Temmuz 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. *The Extrasolar Planets Encyclopaedia*. Retrieved 2013-01-15.
5. 1 2  "Kepler: A Search For Habitable Planets – Kepler-20e". NASA. 20 Aralık 2011. 31 Mart 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2011.
6. 1 2  "Kepler: A Search For Habitable Planets – Kepler-20f". NASA. 20 Aralık 2011. 31 Mart 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2011.
7. 1 2  "NASA Discovers First Earth-size Planets Beyond Our Solar System". NASA. 20 Aralık 2011. 16 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2011.
8. 1 2  Hand (20 Aralık 2011). "Kepler discovers first Earth-sized exoplanets". *Nature*. doi:10.1038/nature.2011.9688.
9. 1 2  Overbye (20 Aralık 2011). "Two Earth-Size Planets Are Discovered". *New York Times*. 20 Aralık 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Aralık 2011.
10. 1 2  Cassan, Arnaud; D. Kubas; J.-P. Beaulieu; M. Dominik ve diğerleri. (12 Ocak 2012). "One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations". *Nature*. **481** (7380): 167-169. doi:10.1038/nature10684. PMID 22237108. 21 Kasım 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Kasım 2021. KB1 bakım: Diğerlerinin yanlış kullanımı (link)
11. 1 2  Sanders, R. (4 Kasım 2013). "Astronomers answer key question: How common are habitable planets?". *newscenter.berkeley.edu*. 7 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Kasım 2013.
12. 1 2  Petigura, E. A.; Howard, A. W.; Marcy, G. W (2013). "Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars". *Proceedings of the National Academy of Sciences*. **110** (48): 19273-19278. doi:10.1073/pnas.1319909110. PMC 3845182 $2. PMID 24191033. 12 Kasım 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Kasım 2021.
13. ↑  "Ancient Greek Astronomy and Cosmology". The Library of Congress. 1 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mayıs 2016.
14. ↑  πλάνης 9 Mayıs 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. πλανήτης 9 Mayıs 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Liddell, Henry George; Scott, Robert; *A Greek–English Lexicon* at the Perseus Project.
15. ↑  "Definition of planet". Merriam-Webster OnLine. 25 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2007.
16. ↑  "*Planet* Etymology". *dictionary.com*. 2 Temmuz 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Haziran 2015.
17. 1 2  "planet, n". *Oxford English Dictionary*. 2007. 4 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2008.  *Note: select the Etymology tab*
18. ↑  Neugebauer, Otto E. (1945). "The History of Ancient Astronomy Problems and Methods". *Journal of Near Eastern Studies*. **4** (1): 1-38. doi:10.1086/370729.
19. ↑  Ronan, Colin. "Astronomy Before the Telescope". *Astronomy in China, Korea and Japan* (Walker bas.). ss. 264-265.
20. ↑  Kuhn, Thomas S. (1957). *The Copernican Revolution*. Harvard University Press. ss. 5-20. ISBN 978-0-674-17103-9.
21. 1 2 3 4  Evans, James (1998). *The History and Practice of Ancient Astronomy*. Oxford University Press. ss. 296-7. ISBN 978-0-19-509539-5. 12 Aralık 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Şubat 2008.
22. ↑  Francesca Rochberg (2000). "Astronomy and Calendars in Ancient Mesopotamia". Jack Sasson (Ed.). *Civilizations of the Ancient Near East*. **III**. s. 1930.
23. ↑  Holden, James Herschel (1996). *A History of Horoscopic Astrology*. AFA. s. 1. ISBN 978-0-86690-463-6.
24. ↑  Hermann Hunger, (Ed.) (1992). *Astrological reports to Assyrian kings*. State Archives of Assyria. **8**. Helsinki University Press. ISBN 978-951-570-130-5.
25. ↑  Lambert, W. G.; Reiner, Erica (1987). "Babylonian Planetary Omens. Part One. Enuma Anu Enlil, Tablet 63: The Venus Tablet of Ammisaduqa". *Journal of the American Oriental Society*. **107** (1): 93-96. doi:10.2307/602955. JSTOR 602955.
26. ↑  Kasak, Enn; Veede, Raul (2001). Mare Kõiva; Andres Kuperjanov (Ed.). "Understanding Planets in Ancient Mesopotamia" (PDF). *Electronic Journal of Folklore*. **16**: 7-35. CiteSeerX 10.1.1.570.6778 $2. doi:10.7592/fejf2001.16.planets. 4 Şubat 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2008.
27. ↑  A. Sachs (2 Mayıs 1974). "Babylonian Observational Astronomy". *Philosophical Transactions of the Royal Society*. **276** (1257): 43-50 [45 & 48-9]. Bibcode:1974RSPTA.276...43S. doi:10.1098/rsta.1974.0008. JSTOR 74273.
28. ↑  Burnet, John (1950). *Greek philosophy: Thales to Plato*. Macmillan and Co. ss. 7-11. ISBN 978-1-4067-6601-1. 28 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2008.
29. 1 2  Goldstein, Bernard R. (1997). "Saving the phenomena: the background to Ptolemy's planetary theory". *Journal for the History of Astronomy*. **28** (1): 1-12. Bibcode:1997JHA....28....1G. doi:10.1177/002182869702800101.
30. ↑  Ptolemy; Toomer, G. J. (1998). *Ptolemy's Almagest*. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00260-6.
31. ↑  Cicero, M. T. (20 Mart 2012). *Tanrıların Doğası*. Menzilcioğlu, Çiğdem tarafından çevrildi. Kabalcı Yayınları. ss. 215-217. 10 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Haziran 2021.
32. ↑  J. J. O'Connor and E. F. Robertson, Aryabhata the Elder 19 Ekim 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. MacTutor History of Mathematics archive
33. ↑  Sarma, K. V. (1997) "Astronomy in India" in Selin, Helaine (editor) *Encyclopaedia of the History of Science, Technology, and Medicine in Non-Western Cultures*, Kluwer Academic Publishers, 0-7923-4066-3, p. 116
34. 1 2  Ramasubramanian, K. (1998). "Model of planetary motion in the works of Kerala astronomers". *Bulletin of the Astronomical Society of India*. **26**: 11-31 [23-4]. Bibcode:1998BASI...26...11R.
35. ↑  Ramasubramanian etc. (1994)
36. ↑  Sally P. Ragep (2007). "Ibn Sina, Abu Ali [known as Avicenna] (980?1037)". Thomas Hockey (Ed.). *Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā*. *The Biographical Encyclopedia of Astronomers*. Springer Science+Business Media. ss. 570-572. Bibcode:2000eaa..bookE3736.. doi:10.1888/0333750888/3736. ISBN 978-0-333-75088-9.
37. ↑  S. M. Razaullah Ansari (2002). *History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997*. Springer. s. 137. ISBN 978-1-4020-0657-9.
38. ↑  Fred Espenak. "Six millennium catalog of Venus transits: 2000 BCE to 4000 CE". NASA/GSFC. 21 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Şubat 2012.
39. 1 2  Van Helden, Al (1995). "Copernican System". Rice University. 3 Haziran 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ocak 2008.
40. ↑  See primary citations in Timeline of discovery of Solar System planets and their moons
41. ↑  Hilton, James L. (17 Eylül 2001). "When Did the Asteroids Become Minor Planets?". U.S. Naval Observatory. 21 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Nisan 2007.
42. ↑  Croswell, K. (1997). *Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems*. The Free Press. s. 57. ISBN 978-0-684-83252-4.
43. ↑  Lyttleton, Raymond A. (1936). "On the possible results of an encounter of Pluto with the Neptunian system". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **97** (2): 108-115. Bibcode:1936MNRAS..97..108L. doi:10.1093/mnras/97.2.108 Özgürce erişilebilir.
44. ↑  Whipple, Fred (1964). "The History of the Solar System". *Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America*. **52** (2): 565-594. Bibcode:1964PNAS...52..565W. doi:10.1073/pnas.52.2.565. PMC 300311 $2. PMID 16591209.
45. ↑  Luu, Jane X.; Jewitt, David C. (1996). "The Kuiper Belt". *Scientific American*. **274** (5): 46-52. Bibcode:1996SciAm.274e..46L. doi:10.1038/scientificamerican0596-46.
46. 1 2  Wolszczan, A.; Frail, D. A. (1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12". *Nature*. **355** (6356): 145-147. Bibcode:1992Natur.355..145W. doi:10.1038/355145a0.
47. ↑  Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). "A Jupiter-mass companion to a solar-type star". *Nature*. **378** (6356): 355-359. Bibcode:1995Natur.378..355M. doi:10.1038/378355a0.
48. ↑  Basri, Gibor (2000). "Observations of Brown Dwarfs". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics*. **38** (1): 485-519. Bibcode:2000ARA&A..38..485B. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.485.
49. ↑  Green, D. W. E. (13 Eylül 2006). "(134340) Pluto, (136199) Eris, and (136199) Eris I (Dysnomia)" (PDF). *IAU Circular*. Central Bureau for Astronomical Telegrams, International Astronomical Union. **8747**: 1. Bibcode:2006IAUC.8747....1G. Circular No. 8747. 24 Haziran 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2011.
50. ↑  Saumon, D.; Hubbard, W. B.; Burrows, A.; Guillot, T.; Lunine, J. I.; Chabrier, G. (1996). "A Theory of Extrasolar Giant Planets". *Astrophysical Journal*. **460**: 993-1018. arXiv:astro-ph/9510046 $2. Bibcode:1996ApJ...460..993S. doi:10.1086/177027.
51. ↑  See for example the list of references for: Butler, R. P. (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". University of California and the Carnegie Institution. 15 Ağustos 2000 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
52. ↑  Stern, S. Alan (22 Mart 2004). "Gravity Rules: The Nature and Meaning of Planethood". SpaceDaily. 26 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
53. ↑  Whitney Clavin (29 Kasım 2005). "A Planet With Planets? Spitzer Finds Cosmic Oddball". NASA. 24 Aralık 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2006.
54. ↑  Schlaufman, Kevin C. (2018). "Evidence of an Upper Bound on the Masses of Planets and Its Implications for Giant Planet Formation". *The Astrophysical Journal*. **853** (1): 37. arXiv:1801.06185 $2. Bibcode:2018ApJ...853...37S. doi:10.3847/1538-4357/aa961c.
55. ↑  Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (20 Haziran 2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". *The Astrophysical Journal*. **770** (2): 120. arXiv:1305.0980 $2. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120.
56. ↑  Spiegel; Adam Burrows; Milsom (2010). "The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets". *The Astrophysical Journal*. **727** (1): 57. arXiv:1008.5150 $2. Bibcode:2011ApJ...727...57S. doi:10.1088/0004-637X/727/1/57.
57. ↑  Schneider, J.; Dedieu, C.; Le Sidaner, P.; Savalle, R.; Zolotukhin, I. (2011). "Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database". *Astronomy & Astrophysics*. **532** (79): A79. arXiv:1106.0586 $2. Bibcode:2011A&A...532A..79S. doi:10.1051/0004-6361/201116713.
58. ↑  Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future, Jean Schneider, 4 Apr 2016
59. ↑  Hatzes Heike Rauer, Artie P. (2015). "A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship". *The Astrophysical Journal*. **810** (2): L25. arXiv:1506.05097 $2. Bibcode:2015ApJ...810L..25H. doi:10.1088/2041-8205/810/2/L25.
60. ↑  Wright, J. T.; ve diğerleri. (2010). "The Exoplanet Orbit Database". arXiv:1012.5676v1 $2.
61. ↑  Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive 27 Ocak 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. NASA Exoplanet Archive
62. ↑  Basri, Gibor; Brown, Michael E (2006). "Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?". *Annu. Rev. Earth Planet. Sci*. **34**: 193-216. arXiv:astro-ph/0608417 $2. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058.
63. ↑  Boss, Alan P.; Basri, Gibor; Kumar, Shiv S.; Liebert, James; Martín, Eduardo L.; Reipurth, Bo; Zinnecker, Hans (2003). "Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?". *Brown Dwarfs*. **211**: 529. Bibcode:2003IAUS..211..529B.
64. ↑  Rincon, Paul (16 Ağustos 2006). "Planets plan boosts tally 12". British Broadcasting Corporation. 2 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
65. ↑  "Pluto loses status as a planet". British Broadcasting Corporation. 24 Ağustos 2006. 26 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
66. 1 2  Soter, Steven (2006). "What is a planet?". *Astronomical Journal*. **132** (6): 2513-2519. arXiv:astro-ph/0608359 $2. Bibcode:2006AJ....132.2513S. doi:10.1086/508861.
67. ↑  "Simpler way to define what makes a planet". *Science Daily*. 10 Kasım 2015. 13 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
68. ↑  "Why we need a new definition of the word 'planet'". *The Los Angeles Times*. 13 Kasım 2015. 3 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Haziran 2021.
69. ↑  Margot, Jean-Luc (2015). "A quantitative criterion for defining planets". *The Astronomical Journal*. **150** (6): 185. arXiv:1507.06300 $2. Bibcode:2015AJ....150..185M. doi:10.1088/0004-6256/150/6/185.
70. ↑  Stern, S. Alan; Levison, Harold F. (2002), Rickman, H. (ed.), "Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes", *Highlights of Astronomy*, San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific, **12**, pp. 205–213, Bibcode:2002HiA....12..205S, ISBN 1-58381-086-2. See p. 208.
71. 1 2  Runyon, K. D. Stern, S. A. Lauer, T. R. Grundy, W. Summers, M. E. Singer, K. N. (2017). *A Geophysical Planet Definition*. 48th Lunar and Planetary Science Conference. The Woodlands, Texas.  30 Mart 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
72. ↑  Lindberg, David C. (2007). *The Beginnings of Western Science* (2. bas.). Chicago: The University of Chicago Press. s. 257. ISBN 978-0-226-48205-7.
73. 1 2  Salmon, Thomas; Tytler, James (1782). "The New Universal Geographical Grammar". 26 Eylül 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
74. ↑  Giovanni Cassini (1673). Decouverte de deux Nouvelles Planetes autour de Saturne. Sabastien Mabre-Craniusy. pp. 6–14.
75. ↑  
Herschel, W.S. (1787). "An account of the discovery of two satellites revolving round the Georgian Planet [Uranus]". *Philosophical Transactions of the Royal Society of London*. **77**: 125-129. doi:10.1098/rstl.1787.0016 Özgürce erişilebilir. JSTOR 106717. And the heavens now displayed the original of my drawing, by shewing, in the situation I had delineated them, *The Georgian Planet* [Uranus] attended by two satellites.  
I confess that this scene appeared to me with additional beauty, as the little secondary planets seemed to give a dignity to the primary one, which raises it into a more conspicuous situation among the great bodies of our solar system.
76. ↑  Hilton, James L. "When did the asteroids become minor planets?". Astronomical Almanac – FAQ. United States Navy. 24 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mayıs 2008.
77. ↑  "The Planet Hygea". *spaceweather.com*. 1849. 27 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Nisan 2008.
78. ↑  Ross, Kelley L. (2005). "The days of the week". The Friesian School. 10 Mayıs 2000 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
79. ↑  Cochrane, Ev (1997). *Martian Metamorphoses: The planet Mars in ancient myth and tradition*. Aeon Press. ISBN 978-0-9656229-0-5. 21 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2008.
80. ↑  Cameron, Alan (2005). *Greek Mythography in the Roman World*. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-517121-1.
81. ↑  Zerubavel, Eviatar (1989). *The Seven Day Circle: The history and meaning of the week*. University of Chicago Press. s. 14. ISBN 978-0-226-98165-9. 28 July 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2008.
82. ↑  Falk, Michael; Koresko, Christopher (2004). "Astronomical names for the days of the week". *Journal of the Royal Astronomical Society of Canada*. **93**: 122-133. arXiv:astro-ph/0307398 $2. Bibcode:1999JRASC..93..122F. doi:10.1016/j.newast.2003.07.002.
83. ↑  "earth". *Oxford English Dictionary*. 10 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2021.
84. ↑  Harper, Douglas (September 2001). "Etymology of "terrain"". *Online Etymology Dictionary*. 21 Kasım 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ocak 2008.
85. ↑  Falk, M. (1999). Astronomical Names for the Days of the Week. *Journal of the Royal Astronomical Society of Canada*, *93*, 122.
86. ↑  Toprak, TC Funda (1 Ocak 2005). "TÜRKLERDE KOZMOLOJİ BİLGİSİ VE İSLAM SONRASI METİNLERDE GEÇEN YILDIZ-GEZEGEN İSİMLERİNİN ETİMOLOJİSİ (Knowledge of Cosmology in the Turks and Etymology of the Planets and Stars Mentioned in the Post-Islamic Period Texts)". *TİKA 1. Uluslararası Türkoloji Sempozyumu, s. 20-27*. 26 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Aralık 2023.
87. ↑  *Türk Kozmolojisine Giriş* (PDF). *Emel Esin*. Kabalcı Yayınları. 2001. s. 61. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2021.
88. ↑  Kaçalin, Mustafa Sinan, (Ed.) (Kasım 100000). *Kutadgu Bilig* (PDF). *Yusuf Has Hacib*. Türkiye Cumhuriyeti Kültür ve Turizm Bakanlığı. 6 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2021.  Tarih değerini gözden geçirin: `|tarih=` (yardım)
89. 1 2 3  *Türk Mitolojisi* (PDF). *Bahaeddin Ögel*. Türk Tarih Kurumu. 1971. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2021.
90. 1 2  Stieglitz, Robert (Apr 1981). "The Hebrew names of the seven planets". *Journal of Near Eastern Studies*. **40** (2): 135-137. doi:10.1086/372867. JSTOR 545038.
91. ↑  Ragep, F.J.; Hartner, W. (24 Nisan 2012). "Zuhara". *Encyclopaedia of Islam* (Second bas.). 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – referenceworks.brillonline.com vasıtasıyla.
92. ↑  Natan, Yoel (31 Temmuz 2018). *Moon-o-theism*. volume I of II. Yoel Natan. ISBN 9781438299648. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla.
93. ↑  Ali-Abu'l-Hassan, Mas'ûdi (31 Temmuz 2018). "Historical Encyclopaedia: Entitled "Meadows of gold and mines of gems"". Printed for the Oriental Translation Fund of Great Britain and Ireland. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla.
94. ↑  Galter, Hannes D. (23–27 Eylül 1991). "Die Rolle der Astronomie in den Kulturen Mesopotamiens" [The role of astronomy in the cultures of the Mesopotamians]. *Beiträge Zum 3. Grazer Morgenländischen Symposion (23–27 September 1991)*. 3. Grazer Morgenländischen Symposion [Third Graz Oriental Symposium]. Graz, Austria: GrazKult (31 Temmuz 1993 tarihinde yayınlandı). ISBN 9783853750094. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla.
95. ↑  Meyers, Carol L.; O'Connor, M.; O'Connor, Michael Patrick (31 Temmuz 1983). *The Word of the Lord Shall Go Forth: Essays in honor of David Noel Freedman in celebration of his sixtieth birthday*. Eisenbrauns. ISBN 9780931464195. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla.
96. ↑  "Planetary Spheres كواكب". 29 Ağustos 2016. 29 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi.
97. ↑  al-Masūdī (31 Temmuz 2018). "El-Masūdī's Historical Encyclopaedia, entitled "Meadows of Gold and Mines of Gems."". Oriental Translation Fund of Great Britain and Ireland. 9 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2021 – Google Books vasıtasıyla.
98. ↑  Wetherill, G. W. (1980). "Formation of the Terrestrial Planets". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics*. **18** (1): 77-113. Bibcode:1980ARA&A..18...77W. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.000453.
99. ↑  D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". *The Astrophysical Journal*. **778** (1): 77 (29 pp.). arXiv:1310.2211 $2. Bibcode:2013ApJ...778...77D. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77.
100. ↑  Inaba, S.; Ikoma, M. (2003). "Enhanced Collisional Growth of a Protoplanet that has an Atmosphere". *Astronomy and Astrophysics*. **410** (2): 711-723. Bibcode:2003A&A...410..711I. doi:10.1051/0004-6361:20031248 Özgürce erişilebilir.
101. ↑  D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2014). "Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope". *Icarus*. **241**: 298-312. arXiv:1405.7305 $2. Bibcode:2014Icar..241..298D. doi:10.1016/j.icarus.2014.06.029.
102. ↑  Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). "Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints". *Icarus*. **199** (2): 338-350. arXiv:0810.5186 $2. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004.
103. ↑  D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). "Giant Planet Formation". S. Seager. (Ed.). *Exoplanets*. University of Arizona Press, Tucson, AZ. ss. 319-346. arXiv:1006.5486 $2. Bibcode:2010exop.book..319D.
104. ↑  Chambers, J. (2011). "Terrestrial Planet Formation". S. Seager. (Ed.). *Exoplanets*. University of Arizona Press, Tucson, AZ. ss. 297-317. Bibcode:2010exop.book..297C.
105. ↑  Dutkevitch, Diane (1995). *The Evolution of Dust in the Terrestrial Planet Region of Circumstellar Disks Around Young Stars* (PhD thesis). University of Massachusetts Amherst. Bibcode:1995PhDT..........D. 25 Kasım 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
106. ↑  Matsuyama, I.; Johnstone, D.; Murray, N. (2005). "Halting Planet Migration by Photoevaporation from the Central Source". *The Astrophysical Journal*. **585** (2): L143-L146. arXiv:astro-ph/0302042 $2. Bibcode:2003ApJ...585L.143M. doi:10.1086/374406.
107. ↑  Kenyon, Scott J.; Bromley, Benjamin C. (2006). "Terrestrial Planet Formation. I. The Transition from Oligarchic Growth to Chaotic Growth". *Astronomical Journal*. **131** (3): 1837-1850. arXiv:astro-ph/0503568 $2. Bibcode:2006AJ....131.1837K. doi:10.1086/499807. Diğer özet – *Kenyon, Scott J. Personal web page*.
108. ↑  Ida, Shigeru; Nakagawa, Yoshitsugu; Nakazawa, Kiyoshi (1987). "The Earth's core formation due to the Rayleigh-Taylor instability". *Icarus*. **69** (2): 239-248. Bibcode:1987Icar...69..239I. doi:10.1016/0019-1035(87)90103-5.
109. ↑  Kasting, James F. (1993). "Earth's early atmosphere". *Science*. **259** (5097): 920-6. Bibcode:1993Sci...259..920K. doi:10.1126/science.11536547. PMID 11536547.
110. ↑  Aguilar, David; Pulliam, Christine (6 Ocak 2004). "Lifeless Suns Dominated The Early Universe" (Basın açıklaması). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 26 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ekim 2011.
111. ↑  Sykes, Mark V. (March 2008). "The Planet Debate Continues". *Science*. **319** (5871): 1765. doi:10.1126/science.1155743. ISSN 0036-8075. PMID 18369125.
112. ↑  "Pre-generated Exoplanet Plots". *exoplanetarchive.ipac.caltech.edu*. NASA Exoplanet Archive. 30 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Haziran 2022.
113. ↑  Schneider, J. "Interactive Extra-solar Planets Catalog". *The Extrasolar Planets Encyclopedia*. Erişim tarihi: 10 Şubat 2024. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler (link)
114. ↑  "Exoplanet Archive Planet Counts". 12 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
115. ↑  Johnson, Michele; Harrington, J.D. (26 Şubat 2014). "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". *NASA*. 26 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2014.
116. ↑  "The Habitable Exoplanets Catalog - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo". *phl.upr.edu*. 20 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi.
117. ↑  Lopez, E. D.; Fortney, J. J. (2013). "Understanding the Mass-Radius Relation for Sub-Neptunes: Radius as a Proxy for Composition". *The Astrophysical Journal*. **792** (1): 1. arXiv:1311.0329 $2. Bibcode:2014ApJ...792....1L. doi:10.1088/0004-637X/792/1/1.
118. ↑  Drake, Frank (29 Eylül 2003). "The Drake Equation Revisited". Astrobiology Magazine. 28 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
119. ↑  "Extrasolar Planets". *lasp.colorado.edu*. 5 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2022.
120. ↑  Anderson, D. R.; Hellier, C.; Gillon, M.; Triaud, A. H. M. J.; Smalley, B.; Hebb, L.; Collier Cameron, A.; Maxted, P. F. L.; Queloz, D.; West, R. G.; Bentley, S. J.; Enoch, B.; Horne, K.; Lister, T. A.; Mayor, M.; Parley, N. R.; Pepe, F.; Pollacco, D.; Ségransan, D.; Udry, S.; Wilson, D. M. (2009). "WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit". *The Astrophysical Journal*. **709** (1): 159-167. arXiv:0908.1553 $2. Bibcode:2010ApJ...709..159A. doi:10.1088/0004-637X/709/1/159.
121. 1 2 3 4 5  Young, Charles Augustus (1902). *Manual of Astronomy: A Text Book*. Ginn & company. ss. 324-327.
122. ↑  Dvorak, R.; Kurths, J.; Freistetter, F. (2005). *Chaos And Stability in Planetary Systems*. New York: Springer. s. 90. ISBN 978-3-540-28208-2.
123. ↑  Moorhead, Althea V.; Adams, Fred C. (2008). "Eccentricity evolution of giant planet orbits due to circumstellar disk torques". *Icarus*. **193** (2): 475-484. arXiv:0708.0335 $2. Bibcode:2008Icar..193..475M. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.009.
124. ↑  "Planets – Kuiper Belt Objects". *The Astrophysics Spectator*. 15 Aralık 2004. 15 Kasım 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
125. ↑  Tatum, J. B. (2007). "17. Visual binary stars". *Celestial Mechanics*. Personal web page. Erişim tarihi: 2 Şubat 2008.
126. ↑  Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. (2002). "A Correlation between Inclination and Color in the Classical Kuiper Belt". *Astrophysical Journal*. **566** (2): L125. arXiv:astro-ph/0201040 $2. Bibcode:2002ApJ...566L.125T. doi:10.1086/339437.
127. ↑  Peter Goldreich (Nov 1966). "History of the Lunar Orbit". *Reviews of Geophysics*. **4** (4): 411. Bibcode:1966RvGSP...4..411G. doi:10.1029/RG004i004p00411.
128. 1 2  Harvey, Samantha (1 Mayıs 2006). "Weather, Weather, Everywhere?". NASA. 31 Ağustos 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
129. ↑  Planetary Fact Sheets 4 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. at  22 Eylül 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
130. ↑  Schorghofer, N.; Mazarico, E.; Platz, T.; Preusker, F.; Schröder, S. E.; Raymond, C. A.; Russell, C. T. (6 Temmuz 2016). "The permanently shadowed regions of dwarf planet Ceres". *Geophysical Research Letters*. **43** (13): 6783-6789. Bibcode:2016GeoRL..43.6783S. doi:10.1002/2016GL069368.
131. ↑  Carry, B. (2009). "Physical properties of (2) Pallas". *Icarus*. **205** (2): 460-472. arXiv:0912.3626 $2. Bibcode:2010Icar..205..460C. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.007.
132. ↑  Thomas, P. C. (1997). "Vesta: Spin Pole, Size, and Shape from HST Images". *Icarus*. **128** (1): 88-94. Bibcode:1997Icar..128...88T. doi:10.1006/icar.1997.5736.
133. ↑  Winn, Joshua N.; Holman, Matthew J. (2005). "Obliquity Tides on Hot Jupiters". *The Astrophysical Journal*. **628** (2): L159. arXiv:astro-ph/0506468 $2. Bibcode:2005ApJ...628L.159W. doi:10.1086/432834.
134. ↑  Seidelmann, P. Kenneth, (Ed.) (1992). *Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac*. University Science Books. s. 384.
135. ↑  Lang, Kenneth R. (2011). *The Cambridge Guide to the Solar System* (2. bas.). Cambridge University Press. ISBN 978-1139494175. 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi.
136. ↑  Bills, Bruce G. (2005). "Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter". *Icarus*. **175** (1): 233-247. Bibcode:2005Icar..175..233B. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. 27 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Temmuz 2023.
137. ↑  Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L. (1963). "Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements". *Science*. **139** (3558): 910-911. Bibcode:1963Sci...139..910G. doi:10.1126/science.139.3558.910. PMID 17743054.
138. 1 2  Belton, M. J. S.; Terrile, R. J. (1984). Bergstralh, J. T. (Ed.). *Rotational properties of Uranus and Neptune*. Voyager "Uranus-Neptune" Workshop Pasadena February 6–8, 1984. ss. 327-347. Bibcode:1984NASCP2330..327B.
139. ↑  Borgia, Michael P. (2006). *The Outer Worlds; Uranus, Neptune, Pluto, and Beyond*. Springer New York. ss. 195-206.
140. ↑  Lissauer, Jack J. (September 1993). "Planet formation". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics*. **31**: 129-174. Bibcode:1993ARA&A..31..129L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001021.
141. ↑  "Planet Compare". *Solar System Exploration*. NASA. 9 Mart 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2022.
142. ↑  Zarka, Philippe; Treumann, Rudolf A.; Ryabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B. (2001). "Magnetically-Driven Planetary Radio Emissions and Application to Extrasolar Planets". *Astrophysics and Space Science*. **277** (1/2): 293-300. Bibcode:2001Ap&SS.277..293Z. doi:10.1023/A:1012221527425.
143. ↑  Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. (1965). "Theory of Rotation for the Planet Mercury". *Science*. **150** (3704): 1717. Bibcode:1965Sci...150.1717L. doi:10.1126/science.150.3704.1717. PMID 17768871.
144. ↑  Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (May 2003). "Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part I: Theory" (PDF). *Icarus*. **163** (1): 1-23. Bibcode:2003Icar..163....1C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00042-3. 27 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 9 Eylül 2006.
145. ↑  Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (2003). "Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part II: Numerical Simulations" (PDF). *Icarus*. **163** (1): 24-45. Bibcode:2003Icar..163...24C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5. 2 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 9 Eylül 2006.
146. ↑  Schutz, Bernard (2003). *Gravity from the Ground Up*. Cambridge University Press. s. 43. ISBN 978-0521455060. 6 Ağustos 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Nisan 2017.
147. ↑  Young, Leslie A. (1997). "The Once and Future Pluto". *Southwest Research Institute, Boulder, Colorado*. 30 Mart 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2007.
148. ↑  Szakáts, R.; Kiss, Cs.; Ortiz, J. L.; Morales, N.; Pál, A.; Müller, T. G. (2023). "Tidally locked rotation of the dwarf planet (136199) Eris discovered via long-term ground-based and space photometry". *Astronomy & Astrophysics*. **669**: L3. arXiv:2211.07987 $2. Bibcode:2023A&A...669L...3S. doi:10.1051/0004-6361/202245234.
149. ↑  Ortiz, J. L.; Cikota, A.; Cikota, S.; Hestroffer, D.; Thirouin, A.; Morales, N.; Duffard, R.; Gil-Hutton, R.; Santos-Sanz, P.; De La Cueva, I. (2010). "A mid-term astrometric and photometric study of trans-Neptunian object (90482) Orcus". *Astronomy & Astrophysics*. **525**: A31. arXiv:1010.6187 $2. Bibcode:2011A&A...525A..31O. doi:10.1051/0004-6361/201015309.
150. ↑  Rabinowitz, D. L.; Barkume, Kristina; Brown, Michael E.; Roe, Henry; Schwartz, Michael; Tourtellotte, Suzanne; Trujillo, Chad (2006). "Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 EL61, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt". *Astrophysical Journal*. **639** (2): 1238-1251. arXiv:astro-ph/0509401 $2. Bibcode:2006ApJ...639.1238R. doi:10.1086/499575.
151. ↑  Singal, Ashok K. (May 2014). "Life on a tidally-locked planet". *Planex Newsletter*. **4** (2): 8. arXiv:1405.1025 $2. Bibcode:2014arXiv1405.1025S.
152. ↑  Walker, G. A. H.; Croll, B.; Matthews, J. M.; Kuschnig, R.; Huber, D.; Weiss, W. W.; Shkolnik, E.; Rucinski, S. M.; Guenther, D. B. (2008). "MOST detects variability on tau Bootis possibly induced by its planetary companion". *Astronomy and Astrophysics*. **482** (2): 691-697. arXiv:0802.2732 $2. Bibcode:2008A&A...482..691W. doi:10.1051/0004-6361:20078952. 25 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2023.
153. ↑  Faber, Peter; Quillen, Alice C. (26 Kasım 2007). "The Total Number of Giant Planets in Debris Disks with Central Clearings". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **382** (4): 1823-1828. arXiv:0706.1684 $2. Bibcode:2007MNRAS.382.1823F. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12490.x.
154. ↑  Milbert, D. G.; Smith, D. A. "Converting GPS Height into NAVD88 Elevation with the GEOID96 Geoid Height Model". National Geodetic Survey, NOAA. 11 Ekim 1997 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mart 2007.
155. ↑  Sandwell, D. T.; Smith, Walter H. F. (7 Temmuz 2006). "Exploring the Ocean Basins with Satellite Altimeter Data". NOAA/NGDC. 15 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Nisan 2007.
156. ↑  Wieczorek, M. A. (2015), Schubert, Gerald (Ed.), "10.05 – Gravity and Topography of the Terrestrial Planets", *Treatise on Geophysics* (İngilizce) (2. bas.), Oxford: Elsevier, ss. 153-193, ISBN 978-0-444-53803-1, 13 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 13 Mayıs 2022
157. ↑  Brown, Michael E. (2006). "The Dwarf Planets". *California Institute of Technology*. 27 Haziran 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2008.
158. ↑  Schneider, J. (2016). "III.8 Exoplanets versus brown dwarfs: The CoRoT view and the future". *The CoRoT Legacy Book* (İngilizce). EDP Sciences. s. 157. arXiv:1604.00917 $2. doi:10.1051/978-2-7598-1876-1.c038. ISBN 978-2-7598-1876-1.
159. ↑  Wright, Jason T; Fakhouri, Onsi; Marcy, G.; Han, Eunkyu; Feng, Ying; Johnson, John Asher (2010). "The Exoplanet Orbit Database". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific*. **123** (902): 412-422. arXiv:1012.5676 $2. Bibcode:2011PASP..123..412W. doi:10.1086/659427.
160. 1 2  Chen, Jingjing; Kipping, David (2016). "Probabilistic Forecasting of the Masses and Radii of Other Worlds". *The Astrophysical Journal*. **834** (1): 17. arXiv:1603.08614 $2. doi:10.3847/1538-4357/834/1/17. 27 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Temmuz 2021.
161. ↑  Konacki, M.; Wolszczan, A. (2003). "Masses and Orbital Inclinations of Planets in the PSR B1257+12 System". *The Astrophysical Journal*. **591** (2): L147-L150. arXiv:astro-ph/0305536 $2. Bibcode:2003ApJ...591L.147K. doi:10.1086/377093.
162. ↑  Veras, Dimitri (2021). "Planetary Systems Around White Dwarfs". *Oxford Research Encyclopedia of Planetary Science* (İngilizce). Oxford University Press. arXiv:2106.06550 $2. doi:10.1093/acrefore/9780190647926.013.238. ISBN 978-0-19-064792-6. 6 Haziran 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2022.
163. ↑  Barclay, Thomas; Rowe, Jason F.; Lissauer, Jack J.; Huber, Daniel; Fressin, François; Howell, Steve B.; Bryson, Stephen T.; Chaplin, William J.; Désert, Jean-Michel; Lopez, Eric D.; Marcy, Geoffrey W. (28 Şubat 2013). "A sub-Mercury-sized exoplanet". *Nature* (İngilizce). **494** (7438): 452-454. arXiv:1305.5587 $2. Bibcode:2013Natur.494..452B. doi:10.1038/nature11914. ISSN 0028-0836. PMID 23426260. 19 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Temmuz 2023.
164. 1 2  Jacobson, Robert. A. (1 Kasım 2022). "The Orbits of the Main Saturnian Satellites, the Saturnian System Gravity Field, and the Orientation of Saturn's Pole\*". *The Astronomical Journal*. **164** (5): 199. Bibcode:2022AJ....164..199J. doi:10.3847/1538-3881/ac90c9.
165. ↑  Thomas, P. C. (July 2010). "Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission" (PDF). *Icarus*. **208** (1): 395-401. Bibcode:2010Icar..208..395T. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.025. 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2023.
166. ↑  Jia-Rui C. Cook and Dwayne Brown (26 Nisan 2012). "Cassini Finds Saturn Moon Has Planet-Like Qualities". JPL/NASA. 27 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
167. ↑  Gaffey, Michael (1984). "Rotational spectral variations of asteroid (8) Flora: Implications for the nature of the S-type asteroids and for the parent bodies of the ordinary chondrites". *Icarus*. **60** (1): 83-114. Bibcode:1984Icar...60...83G. doi:10.1016/0019-1035(84)90140-4.
168. ↑  Hardersen, Paul S.; Gaffey, Michael J.; Abell, Paul A. (2005). "Near-IR spectral evidence for the presence of iron-poor orthopyroxenes on the surfaces of six M-type asteroid". *Icarus*. **175** (1): 141. Bibcode:2005Icar..175..141H. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.017.
169. 1 2  Asphaug, E.; Reufer, A. (2014). "Mercury and other iron-rich planetary bodies as relics of inefficient accretion". *Nature Geoscience*. **7** (8): 564-568. Bibcode:2014NatGe...7..564A. doi:10.1038/NGEO2189.
170. ↑  Yang, B.; Hanuš, J.; Carry, B.; Vernazza, P.; Brož, M.; Vachier, F.; Rambaux, N.; Marsset, M.; Chrenko, O.; Ševeček, P.; Viikinkoski, M.; Jehin, E.; Ferrais, M.; Podlewska-Gaca, E.; Drouard, A.; Marchis, F.; Birlan, M.; Benkhaldoun, Z.; Berthier, J.; Bartczak, P.; Dumas, C.; Dudziński, G.; Ďurech, J.; Castillo-Rogez, J.; Cipriani, F.; Colas, F.; Fetick, R.; Fusco, T.; Grice, J.; Jorda, L. (2020), "Binary asteroid (31) Euphrosyne: Ice-rich and nearly spherical", *Astronomy & Astrophysics*, cilt 641, s. A80, arXiv:2007.08059 $2, Bibcode:2020A&A...641A..80Y, doi:10.1051/0004-6361/202038372
171. 1 2  "Planetary Interiors". *Department of Physics, University of Oregon*. 8 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2008.
172. ↑  Elkins-Tanton, Linda T. (2006). *Jupiter and Saturn*. New York: Chelsea House. ISBN 978-0-8160-5196-0.
173. ↑  Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (December 1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". *Planetary and Space Science*. **43** (12): 1517-1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
174. ↑  Neumann, W.; Breuer, D.; Spohn, T. (2 Aralık 2015). "Modelling the internal structure of Ceres: Coupling of accretion with compaction by creep and implications for the water-rock differentiation" (PDF). *Astronomy & Astrophysics*. **584**: A117. Bibcode:2015A&A...584A.117N. doi:10.1051/0004-6361/201527083. 22 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 10 Temmuz 2016.  Geçersiz `|doi-access=free` (yardım)
175. ↑  Monteux, J.; Tobie, G.; Choblet, G.; Le Feuvre, M. (2014). "Can large icy moons accrete undifferentiated?" (PDF). *Icarus*. **237**: 377-387. Bibcode:2014Icar..237..377M. doi:10.1016/j.icarus.2014.04.041. 9 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Ağustos 2022.
176. ↑  Zurbuchen, Thomas H.; Raines, Jim M.; Gloeckler, George; Krimigis, Stamatios M.; Slavin, James A.; Koehn, Patrick L.; Killen, Rosemary M.; Sprague, Ann L.; McNutt Jr. Ralph L.; Solomon, Sean C. (2008). "MESSENGER Observations of the Composition of Mercury's Ionized Exosphere and Plasma Environment". *Science*. **321** (5885): 90-92. Bibcode:2008Sci...321...90Z. doi:10.1126/science.1159314. PMID 18599777.
177. ↑  Coustenis, Athéna; Taylor, F. W. (2008). *Titan: Exploring an Earthlike World*. World Scientific. s. 130. ISBN 978-981-270-501-3. 14 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Mart 2010.
178. ↑  "Neptune: Moons: Triton". *Solar System Exploration*. 10 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Aralık 2007.
179. ↑  Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Forget, F.; Vangvichith, M.; Käufl, H.-U. (January 2015). "Exploring the spatial, temporal, and vertical distribution of methane in Pluto's atmosphere". *Icarus*. **246**: 268-278. arXiv:1403.3208 $2. Bibcode:2015Icar..246..268L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.027.
180. ↑  Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". *The Astronomical Journal*. **129** (1): 518-525. arXiv:astro-ph/0410059 $2. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329.
181. ↑  Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). *Introductory Astronomy & Astrophysics* (4.4isbn=978-0-03-006228-5 bas.). Saunders College Publishing. s. 67.
182. ↑  Haberle, R. M. (2015), "Solar System/Sun, Atmospheres, Evolution of Atmospheres | Planetary Atmospheres: Mars", North, Gerald R.; Pyle, John; Zhang, Fuqing (Ed.), *Encyclopedia of Atmospheric Sciences* (2.2sayfalar=168-177 bas.), Academic Press, doi:10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN 978-0123822253
183. ↑  Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). "The surface of Venus". *Rep. Prog. Phys*. **66** (10): 1699-1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04.
184. ↑  S. I. Rasoonl; C. de Bergh (1970). "The Runaway Greenhouse Effect and the Accumulation of CO2 in the Atmosphere of Venus". *Nature*. **226** (5250): 1037-1039. Bibcode:1970Natur.226.1037R. doi:10.1038/2261037a0. PMID 16057644.
185. ↑  Badescu, Viorel (2015). Zacny, Kris (Ed.). *Inner Solar System: Prospective Energy and Material Resources*. Heidelberg: Springer-Verlag GmbH. s. 492. ISBN 978-3319195681. 21 Ağustos 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Mayıs 2023. .
186. ↑  Horst, Sarah (2017). "Titan's Atmosphere and Climate". *J. Geophys. Res. Planets*. **122** (3): 432-482. arXiv:1702.08611 $2. Bibcode:2017JGRE..122..432H. doi:10.1002/2016JE005240.
187. ↑  Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J. (2007). "A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD 189733 b". *Nature*. **447** (7141): 183-186. arXiv:0705.0993 $2. Bibcode:2007Natur.447..183K. doi:10.1038/nature05782. PMID 17495920. 

	* "First Map of an Extrasolar Planet". *Center for Astrophysics* (Basın açıklaması). 9 Mayıs 2007. 5 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2022.
188. ↑  Demory, Brice-Olivier; de Wit, Julien; Lewis, Nikole; Fortney, Jonathan; Zsom, Andras; Seager, Sara (2013). "Inference of Inhomogeneous Clouds in an Exoplanet Atmosphere". *The Astrophysical Journal Letters*. **776** (2): L25. arXiv:1309.7894 $2. Bibcode:2013ApJ...776L..25D. doi:10.1088/2041-8205/776/2/L25.
189. ↑  Moses, Julianne (1 Ocak 2014). "Extrasolar planets: Cloudy with a chance of dustballs". *Nature*. **505** (7481): 31-32. Bibcode:2014Natur.505...31M. doi:10.1038/505031a. PMID 24380949.
190. ↑  Benneke, Björn; Wong, Ian; Piaulet, Caroline; Knutson, Heather A.; Lothringer, Joshua; Morley, Caroline V.; Crossfield, Ian J. M.; Gao, Peter; Greene, Thomas P.; Dressing, Courtney; Dragomir, Diana (10 Aralık 2019). "Water Vapor and Clouds on the Habitable-zone Sub-Neptune Exoplanet K2-18b". *The Astrophysical Journal Letters*. **887** (1): L14. arXiv:1909.04642 $2. Bibcode:2019ApJ...887L..14B. doi:10.3847/2041-8213/ab59dc. ISSN 2041-8205.  Geçersiz `|doi-access=free` (yardım)

Dış bağlantılar
---------------

|  |
| --- |
| Vikipedi'nin kardeş projelerinden**Gezegen**hakkında daha fazla bilgi edinin  |
| Vikisözlük'te ara | Vikisözlük'te tanımlar |
|
|
| Vikisöz'de ara | Vikisöz'de alıntılar |
| Vikikaynak'ta ara | Vikikaynak'ta belgeler |
| Vikikitap'ta ara | Vikikitap'ta kitaplar |
|
| Vikiversite'de ara | Vikiversite'de eğitim kaynakları |
| Vikiveri'de ara | Vikiveri'de veri |
|
|
|
|

### Tanımlama ve yeniden sınıflandırma tartışması

* Working definition of "planet" from IAU WGESP — the lower bound remained a matter of consensus in February 2003\* Steven Soter's article "*What is a Planet*" in Scientific American, January 2007, pp 34–41.
* Stern & Levinson's article "Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes." 24 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* Gravity Rules: The Nature and Meaning of Planethood4 Kasım 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.; S. Alan Stern; 22 Mart 2004
* BBC: "Planets plan boost tally 12" 2006-08-16 2 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* BBC: "Pluto loses status as a planet" 2006-08-2430 Mayıs 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* BBC: "Pluto vote 'hijacked' in revolt" 2006-08-25 23 Temmuz 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

### Diğer bağlantılar

* 3 Boyutlu Gökyüzü Haritası, 50000 Quaoar, 90377 Sedna ve diğer astreoidlerin konumları
* Uzay Kampı Türkiye Websitesi 18 Ağustos 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* International Astronomical Union 15 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* Solar System Live 21 Eylül 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (an interactive orrery)
* Solar System Viewer 12 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (animation)
* Pictures of the Solar System 16 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* NASA Planet Quest 25 Şubat 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* Illustration comparing the sizes of the planets with each other, the sun, and other stars 13 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

| * g
* t
* d
Güneş Sistemi |
| --- |
|  |
| 
* Güneş
	+ Heliosfer

 | 

|  |  |
| --- | --- |
| 
* Gezegenler
	+ Halkalar
	+ Uydular

 | 
* **Merkür**
* **Venüs**
* **Dünya**
	+ 1 uydu
* **Mars**
	+ 2 uydu: Phobos
	+ Deimos
* **Jüpiter**
	+ Halkalar
	+ 95 uydu: Ganymede
	+ Callisto
	+ Io
	+ Europa
* **Satürn**
	+ Halkalar
	+ 146 uydu: Titan
	+ Rhea
	+ Iapetus
	+ Dione
	+ Tethys
	+ Enceladus
	+ Mimas
* **Uranüs**
	+ Halkalar
	+ 27 uydu: Titania
	+ Oberon
	+ Umbriel
	+ Ariel
	+ Miranda
* **Neptün**
	+ Halkalar
	+ 14 uydu: Triton

 |
| Küçükgezegenler | 

|  |  |
| --- | --- |
| Cüce gezegenler | 
* **Ceres**
* **Orcus**
	+ 1 uydu: Vanth
* **Plüton**
	+ 5 uydu: Charon, Hydra, Nix, Kerberos, Styx
* **Haumea**
	+ 2 uydu: Hiʻiaka, Namaka
* **Quaoar**
	+ 1 uydu: Weywot
* **Makemake**
	+ 1 uydu: MK2
* **Gonggong**
	+ 1 uydu: Xiangliu
* **Eris**
	+ 1 uydu: Dysnomia
* **Sedna**

 |
| Asteroitler(Küçük GüneşSistemi cisimleri) | 

|  |  |
| --- | --- |
| Kayda değer asteroitler | 
* **Vesta**
* **Gaspra**
* **Ida**
* **Apofis**
* **Kalliope**
* Pallas
* Juno
* Hygiea

 |
| Gruplar ve aileler | 
* Dünya'ya yakın cisimler
* **Asteroit kuşağı**
* **Truvalılar**
	+ Venüs
	+ Dünya
	+ Mars
	+ Jüpiter
	+ Uranüs
	+ Neptün
* **Centaurlar**
* Aktif asteroitler
* Asteroit uyduları
* Meteoroitler

 |

 |
| Neptün ötesi(Uzak Küçükgezegenler) | 

|  |  |
| --- | --- |
| Kuiper Kuşağı | 
* **Plütinolar**
	+ Ixion
* **Cubewanolar**
	+ 2002 UX25
	+ Varuna
	+ Albion
	+ 2002 TX300
	+ Huya
	+ 2002 AW197

 |
| Dağınık disk | 
* Gǃkúnǁʼhòmdímà
* 2002 TC302
* 2004 XR190

 |
| Diğer | 
* **Sednoidler**
	+ 2012 VP113
* **Ayrık cisimler**
* **Damocloidler**
* **Oort bulutu cisimleri**
	+ Hills bulutu

 |

 |

 |
| Kuyruklu yıldızlar | 
* Kuyruklu yıldız listeleri
	+ Periyodik kuyruklu yıldızlar
	+ Periyodik olmayan kuyruklu yıldızlar
* Güneşe yakın
* Büyük
* Sönmüş
* Kayıp

 |

 |
| Listeler | 
* Güneş Sistemi cisimleri
	+ Kütleye göre
	+ Keşif tarihine göre
* Küçük gezegenler
* Kütleçekimsel yuvarlak nesneler
* Doğal uydular
	+ En yüksek dağlar
	+ En büyük kraterler

 |
| Kuramsal | 
* Dokuzuncu Gezegen
* Vulkanoidler
* Dünya'nın iddia edilen uyduları

 |
| Ayrıca bakınız: Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi \* yörüngelerine göre Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin listesi\* Astronomide kullanılan Türkçe isimler |

|  |  |
| --- | --- |
| Otorite kontrolü Bunu Vikiveri'de düzenleyin | 
* BNF: cb119528802 (data)
* GND: 4046212-2
* LCCN: sh85102653
* NARA: 10646853
* NDL: 00574136
* NKC: ph115737
* NLI: 987007550799605171

 |