Güneş Sistemi, Güneş'in kütleçekim kuvvetiyle yörüngede tutulan ve çeşitli gök cisimlerinden oluşmuş bir sistemdir. Güneş ve 8 gezegen ile onların doğruluğu onaylanmış 150 uydusu, 5 cüce gezegen ile onların bilinen toplam 8 uydusu ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper Kuşağı cisimleri, kuyruklu yıldızlar, gök taşları ve gezegenler arası toz girer.
Asteroit,, iç Güneş Sistemi'nde yörüngede dönen ve meteoroitlerden daha büyük, fakat cüce gezegenlerden daha küçük olan bir küçük güneş sistemi cismidir. Atmosferi olmayan metalik veya kayalık cisimlerdir. Asteroitlerin boyutları ve şekilleri, cüce gezegenler de dahil olmak üzere önemli ölçüde farklılık gösterir.
Aşağıda Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin Güneş'ten uzaklıklarına göre sıralanmış bir listesi bulunmaktadır. Çapı 500 km'den küçük cisimler listeye alınmamıştır.
- Güneş, Tayf sınıfı G2V ana kol yıldızı
- Karasal gezegenler, uyduları ve Güneş'e yakın yörüngeli asteroitler: İç Güneş Sistemi
- Merkür
- Merkür geçişli asteroitler
- Venüs
- Venüs geçişli asteroitler
- 524522 Zoozve (2002 VE68), Venüs'ün yarı-uydusu
- Dünya
- Ay
- Dünya'ya Yakın Asteroitler (99942 Apofis dahil)
- Dünya truvası (2010 TK7)
- Dünya geçişli asteroitler
- Mars
- Deimos
- Phobos
- Mars truvaları
- Mars geçişli asteroitler
- Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında bulunan Asteroit Kuşağı bünyesindeki asteroitler,
- Ceres, cüce gezegen
- Pallas
- Vesta
- Hygiea
- Bu asteroitlerin sayısı yüz binlercedir. Yukarıda bunların en büyük dördü listelenmiştir. Ayrıca bakınız: İstisnai asteroitler listesi, Asteroitlerin listesi ve Güneş sistemindeki nesnelerin kütleye göre listesi
- Asteroit kuşağından ayrı, bir dizi küçük gruplar
- Gaz Devleri, bunların uyduları, truva asteroitleri ve bazı küçük gezegenler: Dış güneş sistemi
- Jüpiter
- Jüpiter'in halkaları
- Jüpiter'in doğal uydularının listesi
- Jüpiter truvaları
- Yunan Kampı (L4)
- Truva Kampı (L5)
- Jüpiter geçişli asteroitler
- Satürn
- Satürn'ün halkaları
- Satürn'ün doğal uydularının listesi
- Mimas
- Enceladus
- Tethys (truva uyduları: Telesto and Calypso)
- Dione (truva uyduları: Helene and Polydeuces)
- Rhea
- Titan
- Hyperion
- Pheobe
- Iapetus
- Satürn'ün truva uyduları
- Çoban uydu
- Satürn geçişli asteroitler
- Uranüs
- Uranüs'ün halkaları
- Uranüs'ün uydularının listesi
- Miranda
- Ariel
- Umbriel
- Titania
- Oberon
- Uranüs truvalıları (2011 QF99)
- Uranüs geçişli asteroitler
- Neptün
- Neptün'ün halkaları
- Neptün'ün uydularının listesi
- Neptün truvaları
- Neptün geçişli asteroitler
- Truvalı olarak sınıflandırılmayan küçük gezegenler
- Neptün'ün yörüngesinin dışındaki Neptün ötesi cisimler
- Kuiper kuşağı cisimleri (KBO):
- Plutinolar
- Plüton, cüce gezegen
- Plüton sistemi
- Charon
- Nix
- Hydra
- Kerberos
- Styx
- 90482 Orcus
- Twotinolar
- Cubewanolar (klasik cisimler)
- Haumea, cüce gezegen
- Makemake, cüce gezegen
- 50000 Quaoar
- (307261) 2002 MS4
- 120347 Salacia
- 20000 Varuna
- Dağınık disk nesneleri
- Eris, cüce gezegen
- 225088 Gonggong
- (84522) 2002 TC302
- (87269) 2000 OO67
- V774104
- Ayrılmış nesne
- 90377 Sedna (muhtemelen Oort bulutu içinde)
- 541132 Leleākūhonua
- 2004 XR190
- 2012 VP113 (muhtemelen Oort bulutu içinde)
- Sednoidler
- Oort bulutu (kuramsal)
- Hills bulutu
- Oort bulutu'nun dışı
Kuyruklu yıldız ya da kirlikartopu, Güneş’in yakınından geçerken ısınarak gaz açığa çıkarmaya başlayan, buzlu, küçük Güneş Sistemi cisimleridir. Bu gaz çıkışı, görünür bir atmosfer veya koma ve bazen de bir kuyruk oluşturur. Bu fenomenler, kuyruklu yıldızın çekirdeğine etki eden güneş radyasyonu ve güneş rüzgarı etkilerinden kaynaklanır. Kuyruklu yıldız çekirdek’lerinin büyüklüğü, birkaç yüz metreden ile onlarca kilometreye kadar değişir ve gevşek buz, kozmik toz ve küçük kayalık parçacıklardan oluşur. Kuyruk bir astronomik birim ötesine uzanabilirken, koma Dünya'nın çapının 15 katına kadar çıkabilir. Yeterince parlaksa, teleskop yardımı olmadan Dünya'dan kuyruklu yıldız görülebilir ve gökyüzünde 30°'lik bir alt açı yayı olabilir. Kuyruklu yıldızlar eski çağlardan beri birçok kültür ve din tarafından gözlemlenmiş ve kaydedilmiştir.
Oort Bulutu veya Öpik-Oort Bulutu, Güneş'in etrafında dönen kuyruklu yıldız kümesi. Bu kuyruklu yıldızların enberi ölçeği 5-50 AB ve enöte ölçeği ise 30.000-100.000 AB'dir. Unutulmamalıdır ki enöte yörüngeleri Plüton'un yörüngesinin çok ötesindedir.
Kuiper Kuşağı, Güneş Sistemi'nin kenarında bulunan bir halkadır. Esas olarak uzay kayaları ve cüce gezegenlerden oluşur. Neptün'ün yörüngesinin ötesine oturur. Gezegensel hareket düzeyinde ve Güneş'ten yaklaşık olarak 30 ila 50 astronomik birimden uzak bir disktir. Edgeworth-Kuiper Kuşağı adıyla da anılmaktadır. Hawaii'deki astronomlar 1992 yılında bu bölgede sayıları 1.000'i bulan buzlu cisimlerin ilkini keşfetmişlerdir. Bu cisimlerin bir bölümü çok yığışık olup çapları da yüzlerce kilometreyi bulabilmektedir. Kuiper Kuşağı ile Oort Bulutu'nun da üst üste bindiği bugünkü varsayımlar arasında yer almaktadır. Kuiper Kuşağı'nda bulunan gök cisimlerinin birer gezegen olup olmadığı yönünde de büyük tartışmalar bulunmaktadır. Kuiper Kuşağı'nda şimdiye kadar 400 gezegenimsi gök taşı bulunmuştur. Bu kuşakta çapı 100 km'den büyük en az 70.000 gök cismi olduğu varsayılmaktadır. Bu bölgeye Kuiper Uçurumu da denmektedir. Bu ismin verilmesindeki sebep ise kaya yoğunluğunun bu bölgede birdenbire azalmasıdır. NASA'nın Kuiper Kuşağı ve Plüton'a doğru yol alacak olan New Horizons uzay aracı da 2006 yılının Ocak ayında fırlatılmış, bir sene sonra 2007'de Jüpiter gezegeninin yanından geçmiştir. 14 Temmuz 2015'te Plüton'a en yakın noktadan geçerek gezegenin yapısı ve atmosferini incelemiştir. 2015 Nisan ayı itibarıyla New Horizons uydusu Plüton ile ilgili düşük çözünürlüklü görüntüleri göndermiş ve bilgilerimizi tazelemiştir.
Gaz devi terimi, kayalar veya diğer katı materyaller yerine, büyük bölümü gazlardan oluşan gezegenler için kullanılır. Yaygın kabul gören modellere göre, ortaya çıkmakta olan bir yıldızı çevreleyen ve içinde gezegenlerin oluştuğu gaz ve toz diskinin yıldıza yakın iç kısımlarında ağır metaller ve kayaçlar toplanırken, hafif gazlar ve buz parçacıkları diskin dış kısımlarında toplanıp Jüpiter, Satürn ve Neptün gibi gaz devi gezegenleri meydana getirir.
Asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'nde Güneş merkezli ve kabaca Jüpiter ile Mars gezegenlerinin yörüngeleri arasındaki uzayı kaplayan torus şeklinde bir bölgedir. Bu bölgede asteroit veya küçük gezegen olarak adlandırılan çok sayıda katı ve düzensiz şekillerde gök cisimleri bulunur. Tanımlanan nesneler çok farklı boyutlarda olabilir, fakat gezegenlerden çok daha küçüklerdir ve birbirlerinden ortalama olarak bir milyon kilometre uzaklıklarda bulunurlar. Bu asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'ndeki diğer asteroit popülasyonlarından ayırt edilebilmesi için ana asteroit kuşağı veya ana kuşak olarak da adlandırılır.
Küçük Güneş Sistemi Cismi, 2006 yılındaki kararla Uluslararası Astronomi Birliği'nce (UAB) tanımlanan güneş sisteminde bulunup ne gezegen, ne de cüce gezegen olan bir cisimdir:
Güneş'in etrafından dönen diğer cisimlere topluca "Küçük Güneş Sistemi Cismi" olarak telmih edilecek... Bunlar, şu anda Güneş Sistemi'nin çoğu asteroitlerini, çoğu Neptün-ötesi cisimleri (NÖC), kuyruklu yıldızlar ve diğer küçük cisimleri içerir.
Dağınık disk veya saçılmış disk, geniş Neptün ötesi cisimler ailesinin bir alt kümesi olarak genel itibarıyla buzlu küçük Güneş Sistemi cismi popülasyonuna sahip olan Güneş Sistemi'ndeki uzak bir çöküntü çemberidir. Dağınık disk cisimleri (SDO'lar-Scatterd Disk Objects) 0,8'e kadar değişen yörünge dışmerkezliklerine, 40°'ye kadar yüksek eğimlere ve 30 astronomik birim (4,5×109 km; 2,8×109 mi) daha büyük günberi mesafelerine sahiptir. Bu aşırı yörüngelerin gaz devleri tarafından kütleçekimsel “saçılmanın” bir sonucu olduğu düşünülmektedir ve bu nesneler Neptün tarafından tedirgin edilmeye devam etmektedir.
Geri yönlü hareket, genel olarak, astronomik bir nesnenin kütle çekimi altında bulunduğu birincil cismin dönüş yönüne göre tam tersi yönündeki yörünge veya dönme hareketi olarak tanımlanmaktadır. Ayrıca bir nesnenin dönme ekseninin salınımı veya üğrümü gibi diğer hareketleri de tanımlayabilir.
Gezegenimsi veya Gezegencikler, ön gezegen diski ve enkaz diski içinde var olduğu düşünülen katı cisimlerdir. Chamberlin-Moulton gezegenimsi hipotezine göre kozmik toz taneciklerinden oluştuğuna inanılır. Güneş Sistemi'nde yaklaşık 4,6 milyar yıl önce oluştuğuna inanılan bu cisimler, sistem oluşumunun incelenmesine yardımcı olurlar.
Ön gezegen diski, yeni oluşmuş genç bir yıldızın etrafını çevreleyen ve yoğun gaz ve tozun oluşturduğu dönen bir çöküntü çemberidir. Ön gezegen diski, yıldızın kendisi için bir toplanma diski olarak da düşünülebilir; çünkü gazlar veya diğer malzemeler diskin iç kenarından yıldızın yüzeyine düşüyor olabilir. Bu süreç gezegenlerin oluştuğu düşünülen birikme süreci ile karıştırılmamalıdır. Dış bir kaynak tarafından aydınlatılan foto-buharlaşan Ön gezegen disklerine ilgediskler denir.
Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hakkındaki bilimsel düşüncenin tarihi Kopernik Devrimi ile başlamıştır. "Güneş Sistemi" teriminin kayıtlara geçen ilk kullanımı 1704 yılına dayanmaktadır. On yedinci yüzyıldan beri filozoflar ve bilim insanları Güneş Sistemi ve Ay'ın kökenine ilişkin hipotezler oluşturmakta ve Güneş Sistemi'nin gelecekte nasıl değişeceğini tahmin etmeye çalışmaktadır. René Descartes, Güneş Sistemi'nin başlangıcı üzerine ilk hipotezi ortaya atan kişidir ancak on sekizinci yüzyılda tartışmaya daha fazla bilim insanı katılmış ve konuyla ilgili daha sonraki hipotezlerin temelini oluşturmuştur. Daha sonra özellikle yirminci yüzyılda, günümüzde yaygın olarak kabul edilen bulutsu hipotezi de dahil olmak üzere çeşitli hipotezler oluşmaya başlamıştır.
Bir enkaz diski, bir yıldız etrafındaki yörüngede toz ve enkazın çevresel bir diskidir. Bazen bu diskler, sağdaki Fomalhaut'un görüntüsünde görüldüğü gibi belirgin halkalar içeriyor. Evrimleşmiş bir nötron yıldızı çevresinde yörüngede en az bir tane enkaz diski olduğu gibi hem olgun hem de genç yıldızların çevresinde çöküntü diskleri bulunmuştur. Daha genç olan enkaz diskleri, yeryüzü gezegenleri büyümeyi bitirebildiğinde, öngezegensel disk fazını takiben bir gezegen sistemi oluşumunda bir evre oluşturabilir. Ayrıca, gezegenler arasındaki çarpışmaların kalıntıları olarak, aksi halde asteroitler ve kuyrukkucuları olarak üretilip korunabilirler.
Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göre küçük gezegen, Güneş'in etrafında doğrudan yörüngede dönen ve ne gezegen ne de kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan bir gök cismidir. IAU, 2006 yılından önce resmen küçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar; cüce gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarak yeniden sınıflandırıldı.
Nice modeli, Güneş Sistemi'nin dinamik evrimi için önerilmiş bir senaryodur. Adını, ilk olarak 2005 yılında geliştirildiği Côte d'Azur Gözlemevinin bulunduğu Fransa'nın Nice kentinden almıştır. Model temel olarak ön gezegen diskinin dağılmasından uzun bir süre sonra dev gezegenlerin ilk oluşum yapılanmasından mevcut konumlarına doğru hareket ettiğini öne sürmektedir. Bu yönüyle Güneş sisteminin oluşumuna dair öne sürülen önceki modellerden farklıdır. Bu gezegen hareketi, Güneş sisteminin dinamik simülasyonlarındaki Geç Dönem Ağır Bombardımanı, Oort bulutunun oluşumu ve Kuiper kuşağı cisimleri, Jüpiter truvaları ve Neptün ötesi cisimler de dahil olmak üzere küçük Güneş sistemi kütlelerinin ortaya çıkışı gibi tarihi olayları açıklamak için kullanılır.
Çakıl birikimi, çapı santimetreden metreye kadar değişen parçacıkların, diskte bulunan gazdan kaynaklanan aerodinamik sürükleme ile güçlendirilen bir protogezegensel diskte gezegenimsiler halinde birikmesidir. Bu sürükleme, küçük cisimlerin bazılarının daha büyük cisimlerin yanından geçerken göreceli hızlarını azaltarak kütle çekiminden kaçmasını engeller. Bu taşlar daha sonra spiral çizerek ya da çeken cismin yüzeyine doğru yerleşerek birikir. Bu süreç, büyük cisimlerin malzeme biriktirebileceği alanı artırarak büyümeyi hızlandırır. Gezegenimsi cisimlerin bu yolla hızlı büyümesi, gaz diskinin dağılmasından önce dış Güneş Sistemi'nde dev gezegen çekirdeklerinin oluşmasını sağlar. Buz çizgisini geçtikten sonra su buzunu kaybeden çakıl taşlarının boyutlarındaki azalma ve Güneş'ten uzaklaştıkça azalan gaz yoğunluğu, iç Güneş Sistemi'ndeki çakıl taşı yığılma oranlarını yavaşlatarak daha küçük karasal gezegenlerin, küçük kütleli Mars cisimlerinin ve düşük kütleli asteroit kuşağının oluşmasına neden olur.
Gezegensel göç, bir yıldızın çevresindeki bir gezegen veya diğer bir nesnenin yakın bölgelerdeki gezegenimsiler veya gaz diski ile etkileşime girmesi sonucu özellikle yarı büyük eksenleri veya diğer yörünge parametlerinin bozuluma uğramasıyla meydana gelmektedir. Gezegensel göç, sıcak Jüpiterlerin en olası açıklamasıdır. Ön gezegen diskinden gezegen oluşumuna ilişkin genel kabul gören teori, bu tür dev gezegenlerin yıldızlarına bu kadar yakın oluşamayacağını, nitekim bu kadar küçük yarıçaplarda yeterli kütle bulunmadığını ve sıcaklığın kayalık veya buzlu gezegenimsilerin oluşumuna izin vermeyecek kadar yüksek olduğunu öngörmektedir.
Aşağıda yer alan ana hat, Güneş Sistemi'ne genel bir bakış ve güncel bir rehber olarak hazırlanmıştır:
