Gezegen

Bir gezegen (veya seyyare), kendi yerçekimi sayesinde yuvarlak hale 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
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 ( "gezgin yıldızlar") ya da kısaca ( "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
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 yegane gezegenler olarak kalacaktı.
Greko-Romen astronomi
Antik Yunanlar gezegenlere ilk başta Babilliler kadar anlam yüklememişlerdi. MÖ 6. ve 5. yüzyıllarda Pisagorcuların Dünya, Güneş, Ay ve gezegenlerin, evrenin merkezindeki "Merkezi 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, Saturnusun 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 Iuppiterin 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 Marsın yıldızı denilen Pyroeis (Ateşli) tutar, daha üstteki iki yıldızın dolaştığı yörüngeyi yirmi dört aydan sanırım altı gün eksik bir sürede dolaşır. Bunun altında ise Mercuriusun yıldızı vardır, (Yunanlar buna Stilbon (Işık saçan) derler), burçlar kuşağını yaklaşık bir yıllık sürede dolaşır ve önünden giderken de gerisinden gelirken de Güneşten asla bir burca olan uzaklığından daha fazla uzaklaşmaz. Beş gezegenin en aşağısında yer alan ve dünyaya en yakın olan ise Venüsün yıldızıdır, Güneşin önünden giderken buna Yunancada Phosphoros (Işık getiren) Latincede Lucifer (Sabah Yıldızı), Güneşin 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 Güneşten.
Hindistan
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
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 Şirazi tarafından Merkür ve Venüs geçişi olarak tanımlandı. İbn Bacce'nin yaşadığı dönemde bir Venüs geçişi gerçekleşmediğinden bu durumu gözlemleyebilme imkanı yoktu.
Rönesans Avrupası
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
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
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.
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 hale 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 resmi 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:
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.
Gerçek kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin üzerinde olan yıldız altı cisimler, nasıl oluştukları veya nerede bulunduklarından bağımsız olarak birer "kahverengi cücedir".
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 hale gelebileceği gibi, bir yıldız kümesinde bulut çöküşüyle kendi kendine oluşan bir kahverengi altcüce, bir yıldızın yörüngesine girebilir.
Bir çalışmada 10 MJüp 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 MJ bu iki bölge arasında bir değerdir. Yapılan hesaplamalar aslında bir gök cisminin toplam kütlesi 12 ila 14 MJ 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 MJüp 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 Kaşifi, "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
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 haline (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 adlı bir değer üretmektedir. Formüle göre bilinen sekiz gezegen ve tüm ötegezegenler 100'ün üzerinde değerlerine sahipken Ceres, Plüton ve Eris'in değerleri 0,1 veya 0,1'den daha azdır. 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
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.
Mitoloji ve adlandırma
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 hakimdi.
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. İngilizce'deki 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 İngilizce'de 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 eorte kelimesinden gelir. İngilizce'deki earth, Almanca'daki Erde, Felemenkçe'deki aarde ve İskandinav dillerindeki jord sözcüklerinden görülebileceği üzere, İngilizce'deki Earth sözcüğü, tıpkı muadili olan diğer Cermen dillerindeki gibi nihayetinde Proto-Cermence'deki ertō kelimesinden türemiştir. Romen 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, َُِ (Utarit, İştar / Astarte ile kökteş), Venüs (el-Zühre, "parlak olan", tanrıça el-Uzza'nın bir sıfatı), Dünya (el-Arz, eretz ile aynı köktendir), Mars َِِْ (el-Merih, geri yönlü hareketinden dolayı "tüysüz ok" anlamına gelen bu ismi almıştır), Jüpiter (el-Müşteri, Akadca "güvenilir olan") ve Satürn َُ (Zühal, "geri çekilen") ismiyle anılır.
Oluşum
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.
Bir önyıldız tutuşup bir yıldız haline gelecek kadar büyüdüğünde, geride kalan disk fotobuharlaşma, Güneş rüzgarı, 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.
Güneş sistemi
IAU tanımına göre Güneş sistemindeki sekiz gezegen, Güneş'e yakınlık sıralarına göre aşağıdaki gibi sıralanabilir:
☿ Merkür
♀ Venüs
Dünya
♂ Mars
♃ Jüpiter
♄ Satürn
⛢ Uranüs
♆ 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
Ötegezegenler
Ötegezegen (Güneş dışı gezegen), Güneş sisteminin dışında bulunan gezegenlere verilen isimdir.
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.
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
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
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
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. 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. Plüton ve Charon birbirlerine, 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 haline gelmiştir. Tau Boötis b adlı ötegezegen ve etrafında döndüğü yıldız Tau Boötis'in birbirine karşılıklı kütleçekim kilidinde olduğu görünmektedir.
Yörünge 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 resmi 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
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
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 haline çökene kadar kendi kütle merkezine doğru çeker.
Kütle, gezegenleri yıldızlardan ayıran temel özelliktir. Alt yıldız kütlesi sınırının yaklaşık olarak Jüpiter'in 75 katı (MJ) olduğu tahmin edilirken, güneş tipi izotop bolluğuna sahip gök cisimleri için üst gezegen kütlesi sınırı yalnızca yaklaşık 13 MJ'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 MJ sınırı evrensel olarak kabul edilmez ve Ötegezegenler Ansiklopedisi, 60 MJ'ye kadar ve Ötegezegen Veri Kaşifi 24 MJ'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 MJ 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.