stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Gezegen
Özellikler > Dinamik özellikler > Eksen eğikliği

Ana madde: Eksen eğikliği
Gezegenler, yıldızlarının ekvator düzlemine göre bir açıyla dönerler ve dolayısıyla eksen eğiklikleri farklılık gösterir. Bu durum, her yarım kürenin yıl boyunca aldığı ışık miktarının değişmesine yol açar. Kuzey yarımküre yıldızdan uzaklaştığında, güney yarımküre yıldıza doğru yönelir veya bunun tam tersi gerçekleşir. Bundan dolayı her gezegenin mevsimleri vardır ve bu da yıl boyunca iklimde değişikliklere yol açar. Her yarımkürenin, yörüngesi boyunca yıldızına en uzak veya en yakın olduğu zamanlara gündönümü adı verilir. Bir yarımküre yaz gündönümünde en uzun gündeyken diğer yarımküredeyse kış gündönümünde en kısa gün gerçekleşir. Her yarımkürenin aldığı ışık ve ısı miktarındaki fark, gezegenin her iki yarısı için hava durumunda yıllık değişikliklere neden olur. Jüpiter'in eksen eğikliği görece küçük olduğundan mevsimden mevsime gerçekleşen değişiklikler daha azken; daha fazla eksen eğikliğine sahip olan ve neredeyse yan yatmış Uranüs'ün yarımküreleri, gündönümleri sırasında sürekli olarak güneş ışığına veya karanlığa maruz kalır.
Güneş Sistemi'nde Merkür, Venüs, Ceres ve Jüpiter'de görece küçük; Pallas, Uranüs ve Plüton'da aşırı; Dünya, Mars, Vesta, Satürn ve Neptün'de ise orta derecede eksen eğikliği vardır. Ötegezegenlerde ise eksen eğiklikleri kesin olarak bilinmez, ancak çoğu sıcak gaz devinin, yıldızlarına olan yakınlıklarının bir sonucu olarak ihmal edilebilir bir eksen eğikliğine sahip olduğu düşünülür. Benzer şekilde, gezegen büyüklüğündeki uyduların eksen eğikliği dereceleri neredeyse sıfırdır ve Ay, 6,687° eğikliği ile bu konuda en büyük istisnadır. Bunlara ek olarak, Callisto'nun eksen eğikliği binlerce yıllık zaman dilimlerinde 0° ila 2° arasında değişir.
Özellikler > Dinamik özellikler > Dönme

Ayrıca bakınız: Ötegezegenlerin yörüngesel ve fiziksel parametreleri § Dönme ve eksen eğikliği
Gezegenler, merkezlerinden geçen görünmez eksenler etrafında dönerler. Bir gezegenin yıldızı etrafında dönme süresine yıldız günü denir. Venüs ve Uranüs dışındaki Güneş Sistemi'ndeki gezegenler, Güneş etrafında saat yönünün tersine, yani Güneş'in kuzey kutbu üzerinden bakıldığında saat yönünün tersine doğru döner. Ancak Uranüs'ün aşırı eksen eğikliği nedeniyle "kuzey" kutbunun hangisi olduğu konusunda farklı teamüller bulunur. Bu yüzden bu gezegenlerin saat yönünde mi yoksa saat yönünün tersine mi döndüğü konusunda da farklı yaklaşımlar vardır. Uranüs, hangi teamülün kullanıldığına bakılmaksızın yörüngesine göre geri yönlü bir şekilde döner.
Bir gezegenin dönüşü, oluşumu sırasında çeşitli etkenlerle tetiklenebilir. Yığılan cisimlerin ayrı ayrı sahip oldukları açısal momentumlar, gezegenin toplamında da bir açısal momentum oluşturabilir. Dev gezegenlerde gaz yığılması, açısal momentumun artmasına neden olur. Gezegenin oluşma sürecinin son aşamalarında, öngezegenlerin birleşimi esnasında gerçekleşebilecek stokastik bir süreç, gezegenin dönme eksenini rastgele değiştirebilir.
Gezegenlerin gün uzunluklarında farklılıklar vardır. Venüs'ün kendi etrafında dönmesi 243 gün sürerken dev gezegenler için bu süre birkaç saattir. Ötegezegenlerin kendi etrafında dönme süreleri bilinmemekle birlikte, 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 ve bu bağlamda bir tarafı sürekli gündüz, diğer tarafı ise sürekli gecedir. Güneşe en yakın olan gezegenler olan Merkür ve Venüs benzer şekilde görece daha yavaş bir şekilde kendi etraflarında dönerler. Merkür, Güneş etrafındaki her iki devri 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. Plüton ve Charon gibi Eris ve Dysnomia da birbirlerine kütleçekimsel olarak kilitlenmiştir. Orcus ve uydusu Vanth, birbirleriyle karşılıklı kütleçekim kilidi olan gezegenlere bir başka örnek olabilse de bu konu hakkındaki veriler kesin değildir. Bilinen dönme sürelerine sahip olan diğer cüce gezegenler, Dünya'dan daha hızlı döner. Örneğin Haumea'nın şekli, dönüş hızından dolayı bozulerak üç eksenli bir elipsoit hâline gelmiştir. Tau Boötis b adlı ötegezegen ve etrafında döndüğü yıldız Tau Boötis'in birbiriyle karşılıklı kütleçekim kilidindedir.
Özellikler > Dinamik özellikler > Yörünge temizleme

Ana madde: Yörünge bölgesini temizleme
IAU tanımına göre bir gezegenin belirleyici dinamik özelliği, etrafını temizlemiş olmasıdır. Etrafını temizlemiş bir gezegen, yörüngesindeki tüm küçük gezegenimsi cisimleri toplamak veya süpürmek için yeterli kütleyi biriktirmiştir. Bu durumda gezegen, diğer benzer boyuttaki gök cisimleriyle yörüngesini paylaşmak yerine, yıldızı etrafında tek başına döner. Bu özellik, IAU'nun Ağustos 2006'da açıkladığı gezegen tanımında yer alır. Şu ana kadar bu kriter yalnızca Güneş Sistemi'ne uygulansa da, keşfedilen birçok genç ötegezegen sisteminde kanıtlara göre çöküntü çemberlerinde yörünge temizliğinin gerçekleştiği görülür.
Özellikler > Fiziksel özellikler > Boyut ve şekil

Ayrıca bakınız: Dünya § Boyut ve büyüklük, Astronomik cisim § Boyut ve Gezegensel koordinat sistemi
Kütleçekimi, gezegenleri neredeyse küresel bir şekle getirdiği için bir gezegenin boyutu yine yaklaşık bir ortalama yarıçapla ifade edilebilir. Genellikle bir gezegenin şekli, sferoidin kutupsal ve ekvatoral yarıçapları verilerek veya bir referans elipsoidi belirlenerek açıklanabilir. Bu tür bir belirlemeyle gezegenin basıklığı, yüzey alanı ve hacmi hesaplanabilir; boyutu, şekli, dönme hızı ve kütlesi bilindiğinde normal kütleçekimi de hesaplanabilir. 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 daha büyük olduğu basık bir küredir.
Özellikler > Fiziksel özellikler > İç farklılaşma

Ana madde: Gezegen farklılaşması
Akışkan hâlde bulundukları oluşumları sırasında daha yoğun ve ağır maddeler gezegenin merkezine çökerken, daha hafif maddeler de yüzeye yakın kaldılar. Dolayısıyla her bir gezegenin yoğun bir çekirdeği ve çekirdeğini çevreleyen, şimdi veya daha önceleri akışkan hâlde bulunan bir mantodan oluşan farklılaşmış bir iç kısmı bulunur. Karasal gezegenlerin mantosu sert kabuklar altında bulunurken dev gezegenlerin mantosu direkt üst bulut katmanlarına karışmış durumdadır. Karasal gezegenlerin çekirdekleri demir ve nikel gibi elementlerden, mantoları ise silikatlardan oluşur. Jüpiter ve Satürn'ün, kayaç ve metal çekirdekleri olduğu düşünülür. Bu çekirdeklerin etrafında bir metalik hidrojen mantosu bulunur. 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 muhtemel olsa da, bu süreç her zaman tamamlanmış olmayabilir. Ceres, Callisto ve Titan'ın farklılaşma süreçleri tamamlanmıştır. Çarpışmalar sebebiyle yuvarlak olmadığı için bir cüce gezegen sayılmayan asteroit Vesta'nın; Venüs, Dünya ve Mars gibi farklılaşmaya uğramış bir iç yapısı vardır.
Özellikler > Fiziksel özellikler > Manyetosfer

Ana madde: Manyetosfer
Gezegenlerin içsel manyetik momentleri, manyetosferlerinin oluşmasına yol açar. Manyetik alanın varlığı, gezegenin jeolojik anlamda hâlâ canlı olduğunu gösterir. Başka bir deyişle, manyetize gezegenlerin iç kısımlarında manyetik alanlarını oluşturan iletken madde akışları vardır. Bu alanlar, gezegenlerin Güneş rüzgârıyla etkileşimini etkiler. Manyetize bir gezegen, kendi etrafında manyetosfer adı verilen ve Güneş rüzgârının nüfuz edemediği bir boşluk yaratır. Manyetosfer, gezegenin kendisinden daha büyük olabilir. Buna karşın manyetize olmayan gezegenler, sadece iyonosferin Güneş rüzgârıyla etkileşiminden oluşan ve gezegeni etkin bir şekilde koruyamayan manyetosferlere sahiptir.
Güneş Sistemi'ndeki sekiz gezegenden yalnızca Venüs ve Mars'ın bir manyetik alanı yoktur. Manyetize gezegenler arasında Merkür, manyetik alanı en zayıf olanıdır ve Güneş rüzgârını ancak saptırabilir. Jüpiter'in uydusu Ganymede, Merkür'den birkaç kat daha güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter'in manyetik alanı Güneş Sistemi'ndeki en güçlü manyetik alandır ve bu alanın yoğunluğu, Jüpiter'e Callisto'dan daha yakın olan tüm uydularına yapılacak mürettebatlı keşifler için bir sağlık riski oluşturur. Diğer dev gezegenlerin yüzeylerinde ölçülen manyetik alanların gücü kabaca Dünya'nınkine benzese de, manyetik momentleri Dünya'ya kıyasla dikkate değer ölçüde daha büyüktür. Uranüs ve Neptün'ün manyetik alanları, dönme eksenlerine göre yüksek derecede eğiktir ve gezegen merkezinden farklı yerde bulunur.
2000'de Avustralya Astronomik Gözlemevi'nde HD 179949 yıldızının yörüngesinde yaklaşık Jüpiter büyüklüğünde bir gezegen bulunduğu keşfedildi. Aynı yıl Kanada-Fransa-Hawaii Teleskobu'yla çalışan bir grup astronom yıldızın dışındaki gaz katmanda "parlak bir nokta" tespit etti. Bu parlak noktanın hareketlerini bir yıl boyunca izleyen astronomlar sonunda bu noktanın aslında keşfedilmiş gezegenin hareketleriyle kesin bir korelasyon gösterdiğini fark etti. Gezegenin kendi manyetik alanının, ana yıldıza enerji aktararak yıldızın kromosferini ısıttığı anlaşıldı. Bir gezegenin yıldızını ısıtabileceği ihtimali, 2000 yılında başka bilim insanları tarafından öngörülmüştü ancak bu keşif bir gezegenin gerçekten yıldızını ısıttığının net bir şekilde gözlemlendiği ilk örnektir.
Özellikler > İkincil özellikler

Ana maddeler: Doğal uydu ve halka sistemi
Neptün ve Plüton gibi Güneş Sistemi'ndeki bazı gezegen ya da cüce gezegenler, birbirleriyle veya daha küçük cisimlerle rezonans halinde olan yörünge periyotlarına sahiptir. Bu durum uydu sistemlerinde yaygındır (örneğin Jüpiter etrafındaki Io, Europa ve Ganymede arasındaki ya da Satürn etrafındaki Enceladus ve Dione arasındaki rezonans). Merkür ve Venüs dışındaki Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin doğal uyduları vardır. Dünya'nın bir, Mars'ın iki, dev gezegenlerin ise karmaşık gezegen sistemlerine benzer tipte çok sayıda uydusu vardır. Ceres ve Sedna dışında, üzerinde uzlaşılan tüm cüce gezegenler de en az bir uyduya sahiptir. Dev gezegenlerin birçok uydusu, karasal gezegenler ve cüce gezegenlerle benzer özelliklere sahiptir ve bazıları (özellikle Europa ve Enceladus) yaşama ev sahipliği yapma ihtimali açısından incelenmiştir.
Dört dev gezegenin yörüngesinde farklı büyüklük ve karmaşıklıkta gezegen halkaları bulunur. Halkalar ana olarak toz veya partikül maddeden oluşur, ancak kütleçekiminin yapılarını şekillendirdiği ve koruduğu "uyducuklar" barındırabilir. Gezegen halkalarının kökenleri tam olarak bilinmemekle birlikte, ana gezegenin etrafında dönen doğal uyduların Roche limitlerinin altına düşmesi ve gelgit kuvvetleri tarafından parçalanması sonucu oluştuğu düşünülür. Cüce gezegen Haumea ile Quaoar'ın da halkaları vardır.
Ötegezegenlerin etrafında herhangi bir ikincil özellik gözlemlenmemiştir. Bir yetim gezegen olarak tanımlanan kahverengi altcüce Cha 110913-773444'ün yörüngesinde bir öngezegen diski olduğu düşünülür ve kahverengi altı cüce OTS 44'ün de en az 10 Dünya kütlesinde bir öngezegen diskiyle çevrelendiği kanıtlanmıştır.
Tarih ve etimoloji

Daha fazla bilgi: Astronomi tarihi, gezegen tanımı ve Güneş Sistemi astronomisinin zaman çizelgesi
Güncel tanımlara göre bir gezegen, genellikle bir yıldızın, yıldız kalıntısının veya bir kahverengi cücenin yörüngesinde olması gerektiği düşünülen ve bu sayılan gök cisimlerinden biri olmayan, yuvarlak şeklindeki bir astronomik cisimdir.
Gezegen fikri, tarihi boyunca antik çağın ilahi ışıklarından bilim çağının dünyaya benzer cisimlerine kadar değişmiş, yalnızca Güneş Sistemi'ndekileri değil, Güneş Sistemi dışındaki cisimleri kapsayacak şekilde genişlemiştir. Hangi gök cisimlerinin gezegen sayılacağı konusundaki fikir birliği, zaman içinde değişikliğe uğramıştır. Günümüzdeki gezegen kavramı öncelerinin aksine asteroit, uydu ve cüce gezegenleri kapsamamaktadır. Günümüzde de bu konudaki anlaşmazlıklar devam eder.
Tarih ve etimoloji > Antik uygarlıklar ve klasik gezegenler

Güneş Sistemi'nin çıplak gözle görülebilen ve antik çağlardan beri bilinen beş klasik gezegeninin; mitoloji, dinî kozmoloji ve antik astronomiye birtakım etkileri olmuştur. Antik çağlarda astronomlar, gökyüzünde görece 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 πλανῆται (planētai, "gezginler") adını verdiler.
Antik Yunanistan, Çin, Babil ve hatta bütün ilk çağ uygarlıklarında neredeyse tümüyle Dünya'nın evrenin merkezinde olduğuna ve bütün "gezegen"lerin Dünya'yı çevrelediğine inanılıyordu. Bu anlayışın sebebi yıldızların ve gezegenlerin her gün Dünya'nın etrafında dönüyor gibi görünmesi, Dünya'nın katı ve durağan olması ve hareket etmeyip sabit olduğu yönündeki sağduyuya dayanan algılardı.
Tarih ve etimoloji > Babil

Ana madde: Babil astronomisi
Gezegenlere ait işlevsel bir teoriye sahip olduğu bilinen ilk uygarlık MÖ 2. ve 1. binyıllarda Mezopotamya'da hükûm süren Babillilerdir. Gezegenlerle ilgili günümüze ulaşan en eski astronomik metin, aşağı yukarı MÖ 2. binyıl kadar erken bir zamana tarihlenen ve Venüs'ün gökteki hareketlerinin gözlemlerini içeren bir listenin MÖ 7. yüzyıldan kalma bir kopyası olan Ammi-Şaduqa Venüs tabletidir. MÖ 7. yüzyıla tarihlenen MUL.APİN, Güneş, Ay ve gezegenlerin yıl boyunca hareketlerini gösteren, bir çift çiviyazısı tabletidir. Batı astronomisinin ve aslında tüm Batı müspet ilimlerindeki çabaların kökeni, geç dönem Babil astronomisidir. Yeni Asur İmparatorluğu döneminde yazılan Enuma Anu Enlil, bir alametler listesi ve bu alametlerin gezegenlerin hareketleri de dahil çeşitli göksel olaylarla ilişkilerini içerir. 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.
Tarih ve etimoloji > Greko-Romen astronomi

Ana madde: Antik Yunan astronomisi
Antik Yunanlar gezegenlere ilk başta Babilliler kadar anlam yüklememişlerdi. MÖ 6. ve 5. yüzyıllarda Pisagorcular; Dünya, Güneş, Ay ve gezegenlerin, evrenin merkezindeki "Merkezî Ateş" etrafında döndüğü bağımsız bir gezegen teorisi geliştirdi. 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 hâkim 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, Dünya'dan çıplak gözle gözlemlenebilen astronomik hareketlerin birçoğunu açıkladı. Bu teoriler MS 2. yüzyılda Batlamyus tarafından yazılan Almagest ile tam bir biçimde ifade edildi. Batlamyus'un teorileri, astronomi üzerinde gerçekleştirilmiş tüm önceki çalışmaların yerine geçti ve yaklaşık 1300 yıl 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.
Tarih ve etimoloji > Orta Çağ astronomisi

Batlamyus'un yermerkezli modelinin 1660 yılında yapılmış bir illüstrasyonu
Bîrunî'nin (973-1048) eseri 'in el yazmasında yer alan bu çizimde Güneş'e karşı konumuna göre Ay'ın evreleri görülüyor
Batı Roma İmparatorluğu'nun çöküşünden sonra astronomi, Hindistan ve İslam dünyasında daha fazla gelişti. MS 499'da Aryabhata, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşünü açıkça bünyesinde barındıran bir gezegen modeli öne sürerek söz konusu durumun yıldızların görünür bir şekilde batıya doğru hareket etmesinden ötürü gerçekleştiğini açıkladı. Ayrıca gezegenlerin yörüngelerinin eliptik olduğuna inanıyordu. Aryabhata'nın takipçileri, diğer görüşler arasında Dünya'nın günlük dönüşü ilkelerinin takip edildiği ve bunlara dayanan bir dizi ikincil çalışmanın gerçekleştirildiği Güney Hindistan'da bilhassa nüfuzluydu.
1500'de Kerala astronomi ve matematik okulundan Nilakantha Somayaji, Tantrasamgraha adlı eserinde Aryabhata'nın modelini gözden geçirdi. Somayaji, Aryabhata'nın Aryabhatiya eserinin bir eleştirisi olan Aryabhatiyabhasya'da, kendisinden daha sonra Tycho Brahe tarafından 16. yüzyılın sonlarında ortaya konulan Tycho sistemine benzer şekilde Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn'ün Güneş'in etrafında, Güneşin de Dünya'nın etrafında döndüğü bir gezegen modeli geliştirdi. Geliştirdiği gezegen modeli, Kerala okulundan kendisini takip eden birçok astronom tarafından kabul gördü.
İslam'ın Altın Çağı'nda astronomi çalışmaları, çoğunlukla Orta Doğu, Orta Asya, Endülüs ve Kuzey Afrika'da, daha sonra da Uzak Doğu ve Hindistan'da gerçekleşti. Bir hezârfen olan İbnü'l-Heysem gibi bu astronomlar, Batlamyus'un ilmek sistemine itiraz etmelerine ve alternatifler aramalarına rağmen genellikle yermerkezciliği kabul etmişlerdi. 10. yüzyıl astronomu Siczî, Dünya'nın kendi ekseni etrafında döndüğünü ifade etti. 11. yüzyılda Venüs geçişi İbn Sina tarafından gözlemlendi. İbn Sina'nın çağdaşı Bîrûnî, Dünya'nın yarıçapını belirlemek için Eratosthenes'in yalnızca tek bir dağda gözlem yapılmasını gerektiren eski yönteminden farklı olarak trigonometrik bir yöntem geliştirdi.
11. yüzyılda İbn Sina, Venüs geçişini gözlemleyerek Venüs'ün en azından zaman zaman Güneş'in altında olduğunu ortaya koydu. 12. yüzyılda İbn Bacce "iki gezegeni Güneş'in önündeki kara noktalar" hâlinde gözlemledi. Bu durum daha sonra 13. yüzyılda Meragalı astronom Kutbüddîn Şîrâzî tarafından Merkür ve Venüs geçişi olarak tanımlandı. İbn Bacce'nin yaşadığı dönemde bir Venüs geçişi gerçekleşmediğinden bu durumu gözlemleyebilme imkânı yoktu.
Tarih ve etimoloji > Gezegen kavramının tanımlanması

1990'lar ve 2000'lerin başında, Güneş Sistemi'nin aynı bölgesinde (Kuiper Kuşağı) Plüton'un boyutlarına yaklaşan birçok benzer cisim bulunduğu için Plüton'un bir gezegen olarak sınıflandırılmaması gerektiğini savunan astronomların sayısı artış gösterdi. Plüton'un binlerce cisimden oluşan bir popülasyon içinden "küçük" bir cisim olduğu anlaşıldı. Astronomlar, Plüton'un gezegenlikten çıkarılmasını gerekçelendirmek adına asteroitlerin kategori düşürülmesini sık sık emsal olarak gösterdiler ancak bu düşürülme asteroitlerin bir kuşakta yer almasından ziyade asteroitlerin gezegenlerden jeofiziksel farklılıklarına dayanarak yapılmıştı.
2005'te, Plüton'dan %27 oranında daha büyük bir gök cismi olan Eris'in keşfi, resmî bir gezegen tanımı oluşturulması için bir itici güç oldu. Bunun sebebi temelde, Plüton'un bir gezegen olarak kabul edilmesinin mantıken Eris'in de bir gezegen olarak kabul edilmesini gerektirmesiydi. Gezegenlere ve gezegen olmayan gök cisimlerine isim vermek için farklı prosedürler uygulandığından Eris'in keşfi bir nevî acil bir durum yarattı, çünkü kurallara göre bir gezegenin ne olduğu tanımlanmadan Eris de belli bir kategoriye edilemezdi. O dönemde ayrıca bir Neptün ötesi cismin yuvarlak olması için gereken büyüklüğün, dev gezegenlerin uyduları için gereken büyüklükle (yaklaşık çap 400 km) aynı olduğu düşünülüyordu ki bu sayı Kuiper Kuşağı'nda yaklaşık 200, kuşağın ötesindeyse binlerce yuvarlak cisim olduğuna işaret ediyordu. Birçok astronom, halkın bu kadar çok sayıda gezegen yaratan bir tanımı kabul etmeyeceğini savundu.
Sorunu çözmek için Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Ağustos 2006'da bir gezegen tanımı oluşturdu. Buna göre bir gezegen:
Güneş'in yörüngesinde dolanan,
Kendi kütleçekiminin katı cisim kuvvetlerine üstün gelmesini sağlayıp hidrostatik denge hâline (neredeyse yuvarlak şekle) gelmesine yetecek düzeyde kütleye sahip,
Yörünge çevresindeki komşu bölgesini temizlemiş gök cismidir.
Bu tanıma göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen (Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) vardır. İlk iki koşulu yerine getirip üçüncüyü yerine getirmeyen cisimler, diğer gezegenlerin uyduları olmamaları koşuluyla birer cüce gezegen olarak sınıflandırılır. Başlangıçta Uluslararası Astronomi Birliği komitesi, 3 numaralı maddeyi bir kriter olarak dahil etmediği için daha fazla sayıda gezegeni içerecek bir tanım hazırlamıştı. Uzun tartışmalardan sonra oylamayla, üçüncü maddeyi sağlamayan gök cisimlerinin cüce gezegen olarak sınıflandırılmasına karar verildi. Bu cüce gezegenlere örnek olarak Ceres, Plüton ve Eris örnek olarak verilebilir.
Tarih ve etimoloji > Ötegezegenler

Daha fazla bilgi: Ötegezegen § Keşif tarihi ve Kahverengi cüce
Ötegezegenlerin keşfinden önce bile, bir gök cisminin bir asteorit kuşağı gibi farklı bir popülasyonun parçası olması halinde mi yoksa döteryumun termonükleer füzyonu yoluyla enerji üretecek kadar büyük olması halinde mi gezegen olarak kabul edilmesi gerektiği konusunda belli anlaşmazlıklar vardı. Buna ek olarak döteryum füzyonuyla enerji üretemeyecek kadar küçük olan (hatta kütlesi sadece Jüpiter kadar olan) gök cisimleri, tıpkı yıldızlar ve kahverengi cücelerde olduğu gibi bir gaz bulutunun çökmesiyle oluşabilir. Bu nedenle, bir gök cisminin gezegenlik değerlendirilmesinde o cismin nasıl oluştuğunun dikkate alınıp alınmaması gerektiği konusunda bir anlaşmazlık vardı.
1992 yılında astronom Aleksander Wolszczan ve Dale Frail, PSR B1257+12 adlı bir pulsarın etrafında gezegenler keşfettiklerini duyurdular. Bu keşif, başka bir yıldızın etrafındaki bir gezegen sisteminin ilk kesin tespiti olarak kabul edilir. Daha sonra 6 Ekim 1995'te, Cenevre Gözlemevi'nde çalışan astronom Michel Mayor ve Didier Queloz, sıradan bir anakol yıldızı olan 51 Pegasi'nin yörüngesinde bulunan bir ötegezegenin ilk kesin tespitini duyurdular.
Ötegezegenlerin keşfi, bir başka belirsizliğe yol açarak bir gezegenin ne zaman bir yıldız olarak değerlendirilebileceği konusunda tartışma yarattı. Bilinen birçok ötegezegen, Jüpiter'in kütlesinin birkaç katında olup kahverengi cüceler olarak bilinen yıldız cisimlerine yakın kütle değerine sahiplerdir. Kahverengi cüceler, hidrojenin döteryum adı verilen daha ağır bir izotopunu füzyon tepkimesine sokabilmeleri nedeniyle genellikle birer yıldız olarak kabul edilir. Jüpiter'in kütlesinin 75 katından daha ağır olan cisimler hidrojeni füzyon tepkimesine sokabilirken, Jüpiter'in kütlesinin 13 katı olan cisimler döteryumu füzyon tepkimesine sokabilir. Döteryum oldukça nadirdir ve galaksimizdeki hidrojenin %0,0026'sından daha azına tekâbül eder. Keşfedilmelerinden çok önce çoğu kahverengi cücede döteryum füzyonu durmuş olduğu için bu durum onları süper kütleli gezegenlerden ayırt edilemez hâle getirir.