İçeriğe atla

Eris (cüce gezegen)

Bu madde bir cüce gezegen hakkındadır. Benzer bir ada sahip asteroit için 433 Eros sayfasına bakınız.
136199 Eris
Eris (ortada) ve Dysnomia (solda); Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntü.
Eris (ortada) ve Dysnomia (solunda); Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntü
Keşif
Keşfeden
Keşif tarihi5 Ocak 2005[2]
Adlandırmalar
MPC belirtmesi(136199) Eris
Adın kaynağı
Ἔρις Eris
Alternatif adlandırma
2003 UB313[3]
Xena (takma ad)
SıfatlarEridian[6][7]
Sembolçoğunlukla astrolojik
Yörünge özellikleri[3]
Dönem 31 Mayıs 2020
(JD 2459000.5)
İlk önkeşif tarihi3 Eylül 1954
Günöte97,457 AU (14,579 Tm)
Günberi38,271 AU (5,725 Tm)
Yarı büyük eksen
67,864 AU (10,152 Tm)
Dış merkezlik0,43607
559,07 y (204.199 g)
3,434 km/s
205,989°
0° 0d 6.307s / gün
Eğiklik44,040°
35,951°
Günberi zamanı
≈ 1 Aralık 2257[8]
±11 gün
151,639°
Bilinen doğal uydusuDysnomia
Fiziksel özellikler
B−V=0.78, V−R=0.45[9]
18,7[10]
–1,21[3]
34,4±1,4 mili yay-saniye[11]
Ortalama çap
2326±12 km
Ortalama yarıçap
1163±6 km[12][13]
(1,70±0,02)×107 km2[a]
Hacim(6,59±0,10)×109 km3[a]
Kütle
  • (1,6466±0,0085)×1022 kg (sistem)[14]
  • >1,6×1022 kg (sadece Eris)[b]
  • 0,0027 Dünya; 0,22 Ay
Ortalama yoğunluk
2,43±0,05 g/cm3[14]
Ekvatoral yerçekimi
0,82±0,02 m/s2
0,084±0,002 g[c]
Ekvatoral kurtulma hızı
1,38 ± 0,01 km/s[c]
15,786 g (eşzamanlı)[15]
≈ 78,3° yörüngeye (varsayılan)[d][16]
≈ 61,6° tutuluma (varsayılan)[d][e]
0,96+0,09
-0,04 [sic] geometric[12]
0,99+0,01
-0,09 Bond[17]
Yüzey sıcaklığımin.ort.maks.
(yaklaşık)30 K42 K[18]56 K
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam
Zaman aralıklı çekilen fotoğraflar Eris'in yıldızlardan oluşan fondaki hareketini göstermektedir.
Bir sanatçının izlenimiyle cüce gezegen Eris ve uydusu Dysonomia

Eris (küçük gezegen tanımı 136199 Eris), Güneş Sistemi'nde bilinen en kütleli ve ikinci en büyük cüce gezegendir.[19] Dağınık diskte bulunan bir Neptün ötesi cisimdir (TNO) ve yüksek bir yörünge dışmerkezliğine sahiptir.

Palomar Gözlemevi merkezli keşif ekibi, NASA ve bazı basın organları tarafından Güneş Sistemi'nin onuncu gezegeni olarak tanımlanmaktaydı. Uluslararası Astronomi Birliği, Ağustos 2006'da, Eris'in de durumunu netleştirecek olan, "gezegen" teriminin tanımını yayınladıktan sonra, gezegen olmadığına karar verildi. Onun yerine Plüton, Haumea, Makemake ve Ceres ile birlikte cüce gezegen sıfatını aldı.

Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden Michael E. Brown başkanlığındaki ekip, Hubble Uzay Teleskopu ile Temmuz 2005'te Dünya'dan 15 milyar km ötede bir gezegen tespit ettiğini açıklamış ve gezegene gayriresmî olarak "Xena" (Zeyna) adını vermişti. Teleskop Zeyna'nın çapını 2.389 km olarak ölçmüştür. Daha sonra 2015 yılında Plüton'a ulaşan New Horizons (Yeni Ufuklar) uzay sondasının yaptığı gözlemler sonucu, "Xena" (Zeyna)'nın çapının 2326 km olduğu ve Plüton'dan büyük değil ondan çok az küçük olduğu anlaşılmıştır.[20] (Ancak Plüton'un kütlesi Eris'ten küçüktür.) 2005 yılında yapılan gözlemlerde Eris'in bir uydusunun bulunduğu keşfedilmiştir ve bu uyduya Dysnomia adı verilmiştir.

Eris'in yörüngesi, Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenlerin yörüngesel düzlemine 45 derece eğik konumda bulunuyor. Bu eğim yüzünden 2005 yılına kadar gözlerden uzak kaldığı düşünülen Eris, Güneş'in çevresindeki turunu 560 yılda tamamlıyor.

Eris aynı zamanda herhangi bir uzay aracı tarafından ziyaret edilmemiş en büyük cisimdir.

Eris'in yörüngesi, Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenlerin yörüngesel düzlemine 45 derece eğik konumda bulunuyor. Bu eğim yüzünden 2005 yılına kadar gözlerden uzak kaldığı düşünülen Eris, Güneş'in çevresindeki turunu 560 yılda tamamlıyor. Böylesine uzun bir periyoda sahip olabilmesi için Eris'in Güneş'ten oldukça uzak olması gereklidir. Bu uzaklıkla Şubat 2016'da Güneş'ten uzaklığı 96.3AU'ydu. (Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığının 96.3 katı, Neptün ve Plüton'unkindense 3 kat uzun). Öyle ki, Eris 2018'de 2018 VG18'in keşfine kadar Güneş Sisteminde bilinen en uzak gökcismiydi. Yörünge hızı 3 kilometre 616 metre 92 santimetre saniye olması gerekir.[]

Sınıflandırma

Eris bir Neptün ötesi bir plütoid'dir. Yörüngesel özellikleri Eris'i daha çok bir Dağınık Disk olarak ya da Kuiper Kuşağı'ndan daha uzak ve az alışılagelmiş yörüngelere Neptün ve Güneş'in kütle çekim etkisiyle oturmuş bir Neptün ötesi Cisim olarak da tanımlar. Yine de yüksek yörünge yüksekliği genel olarak bilinen Dağınık Disklerden farklı olsa bazı kuramsal modeller Kuiper Kuşağı'nda oluşup dışarıya saçılan cisimlerin, Kuiper Kuşağının dışında oluşanlara kıyasla daha fazla yörüngesel eğime sahip olabileceği izlenimini uyandırır.

Başlarda Eris'in Plüto'dan daha büyük olduğu düşünüldüğü için, keşfinin ilk dönemlerinde NASA tarafından verilen röportajlarda 10. gezegen olarak tanımlanmıştır. Ancak Eris'in ve Plüto'nun bir gezegen olup olmadığı konusundaki belirsizliklerden ötürü 2006'da toplanan IAU tarafından verilen yeni tanıma göre Eris'in bir cüce gezegen olduğu konusunda karar kılınmıştır.

Yörünge

Eris, Cetus (Balina) takımyıldızı boyunca gökyüzünde küçük döngüler yapıyor.

Eris'in yörüngesini tamamlaması 558 yıl sürer. Güneş'ten günötesi 98 AU, günberisiyse 38 AU'dur.

Günberi'yi isabetli olarak hesaplamak için sayısal entegrasyon gereklidir. JPL Horizons tarafından yapılan sayısal entegrasyon gösterir ki Eris 1699'da Günberiye, 1977'deyse Gönöteye ulaşır ve 2257'de Günberiye tekrar ulaşacaktır. Öteki 8 gezegenin aksine, Eris'İn yörünge eğimi oldukça yüksek bir değer olan yörünge düzlemine göre 44°'dir.

Eris'in görünülebilir parlaklığı 18.7 Kadir gibi amatör teleskoplar tarafından dahi belli olacak bir parlaklıktadır. 20 cm'lik CCD'ye sahip bir teleskop Eris'i uygun ortam koşullarında algılayabilir. 2005'e kadar keşfedilememesinin sebebi, Eris'in sahip olduğu yörünge eğimi olduğu düşünülüyor. Birçok güneş sistemi araştırmacısı güneş sistemindeki cisimleri yörünge düzleminde arar, çünkü çoğu cisim buradadır.

Dönüş

Eris'in kendi etrafında dönerken değişen parlaklık miktarı çok az olduğu için Eris'in bir gününü belirlemek hayli zordu. 2020'de yapılan en isabetli saptamalara göre Eris'in bir günü çok yüksek ihtimalle 14.56 dünya gününe eşittir. Bu tespit uzun zaman boyunca Eris'in parlaklığının izlenmesiyle oluşmuştur. Yüksek ihtimalle Eris'in bir günü Dysnomia'nın bir perioduna yakındır, ama eşit değildir. Bu durum bize şunu anlatır: Eris henüz uydusu tarafından bir kütleçekim kilidine girmemiştir, ancak zamanla girmesi muhtemeldir. Eris'in sahip olduğu eksen eğimi henüz kesin olarak saptanmamıştır, ancak Dysnomia'nın yörüngesel düzlemiyle aynı olması tahmin ediliyor. Bu değer yörüngesel düzleme göre 78°'ye eşittir. Eğer ki 78° ya da buna yakın bir eksen eğimi varsa, bu demek oluyor ki Eris'in kuzey yarımküresi neredeyse her zaman güneş alır.

Boyut, kütle ve yoğunluk

Eris'in çapı 2011'de 2326±12 km olacak şekilde belirlendi, bu büyüklük Eris'in hacmini Plüton'unkinden biraz daha küçük yapar(2372±4 km), ancak Eris Plütondan %27 daha ağırdır.

Eris'in Albedo'su Enceladus'tan sonra güneş sistemindeki en yüksek değer olan 0.96'dır.

Bu değerin sebebinin yörüngesinin yüksek dış merkezliliği yüzünden oluşan dengesiz ısı farkları yüzünden üstündeki buzların sürekli yer değiştirmesi olduğu söyleniyor. 2011'deki örtülmeden alınan verilere göre, Eris 2.52±0.07 g/cm³'lük bir yoğunluk ile Plütonun 1.88 g/cm³'lük yoğunluğundan yüksektir.

Radyoaktif bozunum yöntemi ile içsel ısıtma kullanılan modellerde Eris'in kabuğu ile çekirdeği arasında sıvı sudan oluşan bir okyanus bulundurabileceği düşünülmektedir.

Yıl Çap Kaynak
2005 1,199 km Hubble
2007 1,300 km Spitzer
2011 1,163 km Occultation

Yüzey ve Atmosfer

Eris'i keşfeden takım Haziran 2005'te Hawaii'deki 8 metre çapındaki Gemini North Telescope ile yapılan spektroskopik gözlemlerde, Eris'ten gelen kızılötesi ışıkla yüzeydeki buz metanının varlığını buldular, bu da Eris'in yüzeyinin Plütonun yüzeyine benzeyebileceğini akıllara getirdi.

Eris'in uzaktaki yüksek eksantrik yörüngesinden ötürü yüzey sıcaklığı 30 ile 56 K (-243.2 ile -217.2 °C) arasında değiştiği tahmin ediliyor. Eris'in yüzeyinin neden Plüton ve Triton gibi kızıl olmadığının cevabıysa Plüton ve Triton'un yüzeyindeki kızıllığın yüzeylerindeki Tholin depolarından geldiği düşünülmektedir ve bu Tholin depoları yüzeyi ısıttığı için bu ısınan gezegenlerdeki metan süblimleşir.

Ancak Eris, güneşin onu metanın yüzeyle birleşip yoğunlaşmasına yetecek kadar ısıtamayacağı için, yoğun Metanın yüzeyi kaplaması Albedoyu düşürür ve bütün kızıl Tholin kaynaklarının güneş ışığını almasını engeller ki sonuç olarak Eris'in renginin kızıl değil de beyaz olan buzlarla kaplı olmasıyla sonuçlanır.

Erisi şu anda tutulum düzlemine göre 50°'lik bir açıyla kutuptan görüyoruz, şu anda günöteye yakın konumda gördüğümüz kutup gönberide aralıksız karanlık kışta kalmıştır.

Günberiye yakın bir vakitte süblimleşme sebebiyle bir atmosferik basınç oluşmuş olabilir, güneşli yarımküreden güneş almayan yarımküreye doğru bir rüzgar oluşuyor olabilir, yani güneş almayan (kış) yarımküresi bir soğuk tuzağı gibi davranıyor olabilir.

Eris uydu sistemi
İsim Çap (km) Yarı büyük eksen

(km)

Kütle

(1022 kg)

Keşif tarihi
Eris 2326±12[12]>1,6[b]5 Ocak 2005
Dysnomia 700±115[21]37273±64[14]<0,05[15]10 Eylül 2005[22]

Notlar

  1. ^ a b Ortalama yarıçaptan hesaplanmıştır
  2. ^ a b Eris'in kendi kütlesi, sistemin kütlesi (1,6466×1022 kg)[14] ile Dysnomia'nın kendi kütlesi (<5×1020 kg)[15] arasındaki farktır: 1,6466×1022 kg – 0,05×1022 kg = 1,5966×1022 kg ≈ 1,6×1022 kg.
  3. ^ a b Bilinen parametrelere göre hesaplanmıştır
  4. ^ a b Eris'in, Eris'in yörüngesine göre 78,29° eğikliğe sahip Dysnomia'nın yörüngesiyle aynı düzlemde dönmesi durumunda varsayılan eksen eğikliği.[14]
  5. ^ Holler vd. (2021) Dysnomia yörüngesinin kuzey kutbu tutulum enlemini β = 28,41° olarak belirledi; bu kutbun Eris'in kuzey kutbunun dönüşüne benzer bir şekilde yönlendirildiği varsayılır.[14][16] β, tutulum düzlemine olan açısal sapmayı temsil ederken, düzleme göre i eğikliği β = +90° ekliptik kuzey kutbundaki açısal sapmadır, düzleme göre i, β'nın tamamlayıcısı olacaktır. Dolayısıyla β = 28,41° varsayıldığında, i = 90° – (28,41°) = 61,59° olarak hesaplanır ve tutulum düzlemine göre açısal sapmayı gösterir.

Kaynakça

  1. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets". IAU: Minor Planet Center. 1 Mayıs 2007. 4 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2007. 
  2. ^ Brown, Mike (2006). "The discovery of 2003 UB313 Eris, the largest known dwarf planet". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. 19 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mayıs 2007. 
  3. ^ a b c "JPL Small-Body Database Browser: 136199 Eris (2003 UB313)" (14 Aralık 2019, çözüm tarihi). 12 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Şubat 2020. 
  4. ^ "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". Minor Planet Center. 25 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Eylül 2008. 
  5. ^ Buie, Marc (6 Kasım 2007). "Orbit Fit and Astrometric record for 136199". Deep Ecliptic Survey. 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Aralık 2007. 
  6. ^ "David Morrison (2008) Ask an Astrobiologist". 25 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  7. ^ Ian Douglas (2013) Semper Human
  8. ^ "Horizons Batch for 136199 Eris on 2257-Dec-01" (Perihelion occurs when rdot flips from negative to positive). JPL Horizons On-Line Ephemeris System. 4 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2023.  (JPL#84/Soln.date: 2023-Aug-22)
  9. ^ Snodgrass, C.; Carry, B.; Dumas, C.; Hainaut, O. (Şubat 2010). "Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family". Astronomy and Astrophysics. 511: A72. arXiv:0912.3171 $2. Bibcode:2010A&A...511A..72S. doi:10.1051/0004-6361/200913031. 
  10. ^ "AstDys (136199) Eris Ephemerides". Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. 12 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Şubat 2016. 
  11. ^ M. E. Brown; E.L. Schaller; H.G. Roe; D. L. Rabinowitz; C. A. Trujillo (2006). "Direct measurement of the size of 2003 UB313 from the Hubble Space Telescope" (PDF). The Astrophysical Journal. 643 (2): L61-L63. arXiv:astro-ph/0604245 $2. Bibcode:2006ApJ...643L..61B. CiteSeerX 10.1.1.256.601 $2. doi:10.1086/504843. 10 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 11 Nisan 2006. 
  12. ^ a b c Sicardy, B.; Ortiz, J. L.; Assafin, M.; Jehin, E.; Maury, A.; Lellouch, E.; Gil-Hutton, R.; Braga-Ribas, F.; Colas, F.; Widemann (2011). "Size, density, albedo and atmosphere limit of dwarf planet Eris from a stellar occultation" (PDF). European Planetary Science Congress Abstracts. 6: 137. Bibcode:2011epsc.conf..137S. 18 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 14 Eylül 2011. 
  13. ^ Beatty, Kelly (November 2010). "Former 'tenth planet' may be smaller than Pluto". NewScientist.com. Sky and Telescope. 23 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ekim 2011. 
  14. ^ a b c d e f Holler, Bryan J.; Grundy, William M.; Buie, Marc W.; Noll, Keith S. (Şubat 2021). "The Eris/Dysnomia system I: The orbit of Dysnomia" (PDF). Icarus. 355: 114130. arXiv:2009.13733 $2. Bibcode:2021Icar..35514130H. doi:10.1016/j.icarus.2020.114130. 114130. 13 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 16 Eylül 2023. 
  15. ^ a b c 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 from long-term ground based and space photometry". Astronomy & Astrophysics. L3: 669. arXiv:2211.07987 $2. Bibcode:2023A&A...669L...3S. doi:10.1051/0004-6361/202245234. 
  16. ^ a b Holler, Bryan J.; Grundy, William; Buie, Marc W.; Noll, Keith (Ekim 2018). Breaking the degeneracy of Eris' pole orientation. 50th DPS Meeting. American Astronomical Society. Bibcode:2018DPS....5050903H. 509.03. 
  17. ^ Verbiscer, Anne J.; Helfenstein, Paul; Porter, Simon B.; Benecchi, Susan D.; Kavelaars, J. J.; Lauer, Tod R. (Nisan 2022). "The Diverse Shapes of Dwarf Planet and Large KBO Phase Curves Observed from New Horizons". The Planetary Science Journal. 3 (4): 31. Bibcode:2022PSJ.....3...95V. doi:10.3847/PSJ/ac63a6. 95. 
  18. ^ "Eris Facts". Space Facts. 28 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Eylül 2023. 
  19. ^ "Dwarf Planets". Kanada Uzay Ajansı. 12 Mart 2020. 26 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ocak 2023. 
  20. ^ "How Big Is Pluto? New Horizons Settles Decades-Long Debate". NASA. 2015. 5 Ekim 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Temmuz 2015. 
  21. ^ Brown, Michael E.; Butler, Bryan J. (18 Eylül 2018). "Medium-sized Satellites of Large Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 156 (4): 164. arXiv:1801.07221 $2. Bibcode:2018AJ....156..164B. doi:10.3847/1538-3881/aad9f2. ISSN 1538-3881. 
  22. ^ Brown, M. E.; Van Dam, M. A.; Bouchez, A. H.; Le Mignant, D.; Campbell, R. D.; Chin, J. C. Y.; Conrad, A.; Hartman, S. K.; Johansson, E. M.; Lafon, R. E.; Rabinowitz, D. L. Rabinowitz; Stomski, P. J. Jr.; Summers, D. M.; Trujillo, C. A.; Wizinowich, P. L. (2006). "Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects" (PDF). The Astrophysical Journal. 639 (1): L43-L46. arXiv:astro-ph/0510029 $2. Bibcode:2006ApJ...639L..43B. doi:10.1086/501524. 3 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 19 Ekim 2011. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi</span> Güneş ve Güneş merkezli astronomik cisimler

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.

<span class="mw-page-title-main">Plüton</span> Cüce gezegen

Plüton, Kuiper Kuşağı'nda bulunan bir cüce gezegendir. Güneş Sistemi'nde bilinen en büyük cüce gezegen ve Neptün ötesi cisim ve doğrudan Güneş etrafında dolanan en büyük on altıncı cisimdir. 2006 yılına dek gezegen olarak sınıflandırılmaktaydı. Plüton, bünyesinde birçok cisim barındıran Kuiper Kuşağı'nın en belirgin üyelerinden biridir.

<span class="mw-page-title-main">Neptün</span> Uranüsten sonra Güneşe en uzak ve uzaklık sıralamasına göre sekizinci gezegen

Neptün, Güneş Sistemi'nin sekizinci, Güneş'e en uzak ve katı yüzeyi bulunmayan gezegenidir. Gaz gezegenler sınıfında yer alan Neptün, Jüpiter ve Satürn'e kıyasla farklı yapısından ötürü buz devi olarak da sınıflandırılır. Güneş sisteminin Uranüs ile beraber en soğuk iki gezegeninden biridir. Katı yüzeye sahip olmamakla birlikte gezegenin dış katmanı genel olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. İç katmanında ise gezegenin kütlesinin çoğu kayalık bir çekirdeğin üzerindeki sıcak ve yoğun maddelerden oluşur. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus'ten alan gezegen, Güneş Sistemi'nde çapına göre en büyük dördüncü, kütlesine göre ise en büyük üçüncü gezegendir. Dünya'dan 17 kat fazla kütlesiyle, ikizi sayılabilecek Uranüs'ten biraz daha büyük ve daha yoğundur. Güneş'e olan uzaklığı ortalama 30 Astronomik birimdir.

<span class="mw-page-title-main">Gezegen</span> bir yıldız veya yıldız kalıntısının yörüngesinde dolanan gök cismi

Gezegen, genellikle bir yıldızın, yıldız kalıntısının veya kahverengi cücenin yörüngesinde bulunan, yuvarlak hâle gelmiş bir astronomik cisimdir. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen bulunur. Bunlar, karasal gezegenler Merkür, Venüs, Dünya ve Mars; dev gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Gezegen oluşumu için bilimsel açıdan mevcut en iyi teori, bir bulutsunun kendi içine çökmesi sonucu bir yıldızlararası bulut meydana getirdiğini ve yıldızlararası bulutun da bir önyıldız ve bunun yörüngesinde dönen bir öngezegen diski oluşturduğunu öne süren bulutsu hipotezidir. Gezegenler bu disk içinde, kütleçekiminin etkisiyle maddelerin kademeli olarak birikmesi sonucu, yığılma (akresyon) olarak adlandırılan süreçte büyürler.

Neptün ötesi cisim Güneş Sistemi'nde bulunup ortalama yörüngesi Neptün'ün yarı büyük ekseninden daha büyük olan küçük gezegenlerin genel ismidir. Uzayın bu bölümünde kalan Kuiper kuşağı, Oort bulutu ve dağınık disk cisimleri bu kategoridendir.

<span class="mw-page-title-main">90377 Sedna</span> Asteroit

Sedna Güneş Sistemi'nin en dışında yer alan ve 2003 yılında keşfedilen bir cüce gezegendir. Spektroskopisi, Sedna'nın yüzey bileşiminin diğer bazı Neptün ötesi cisimlere benzer şekilde büyük ölçüde su, metan ve azot buzları ile tholinlerin bir karışımı olduğunu ortaya koymuştur. Yüzeyi Güneş Sistemi nesneleri arasında en kırmızı olanlardan biridir. Sedna, tahmini belirsizlikler dahilinde bir uyduya sahip olduğu bilinmeyen en büyük gezegenimsi olarak Ceres ile eşdeğerdir. Yaklaşık 1.000 km'lik bir çapa sahiptir ve kütlesi bilinmemektedir.

<span class="mw-page-title-main">Kuiper Kuşağı</span> gök cisimlerinden oluşan halka

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.

<span class="mw-page-title-main">Cüce gezegen</span> Güneşin veya başka bir yıldızın etrafında hareket eden, gezegen olarak kabul edilebilecek kadar büyük olmayan yuvarlak bir metal ve kaya veya gaz kütlesi

Cüce gezegen, doğrudan Güneş etrafında hareket ettiği bir yörüngede bulunan, bu nedenle başka bir cismin doğal uydusu olmayan, kütleçekimsel olarak yuvarlak olacak kadar büyük, ancak Güneş Sistemi'nin sekiz klasik gezegeni gibi yörünge baskınlığı elde etmek için yetersiz olan küçük gezegen kütleli bir cisimdir. En tipik cüce gezegen örneği, 2006 yılında "cüce" kavramı benimsenmeden önce onlarca yıl boyunca bir gezegen olarak kabul edilen Plüton'dur.

<span class="mw-page-title-main">Charon (uydu)</span> Küçük gezegen Plütonun en büyük doğal uydusu

Charon, cüce gezegen Plüton'un bilinen beş doğal uydusunun en büyüğüdür. Ortalama yarıçapı 606 km (377 mi) olan Charon, Plüton, Eris, Haumea, Makemake ve Gonggong'dan sonra bilinen altıncı büyük Neptün ötesi cisimdir. 1978 yılında James Christy tarafından Washington, DC'deki Amerika Birleşik Devletleri Deniz Gözlemevi'nin Flagstaff İstasyonu'nda (NOFS) çekilen fotoğraf plakaları kullanılarak keşfedildi. Plüton'un diğer uyduları Nix ve Hydra'nın 2005 yılında, Kerberos'un 2011 yılında ve Styx'in ise 2012 yılında keşfinden sonra (134340) Pluto I olarak da tanımlanmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Dysnomia (uydu)</span> Eris cüce gezegeninin doğal uydusu

Dysnomia (resmi olarak (136199) Eris I Dysnomia), cüce gezegen Eris'in bilinen tek uydusudur ve muhtemelen Pluto I Charon'dan sonra bir cüce gezegende bilinen en büyük ikinci uydudur. Mike Brown tarafından 2005 yılında keşfedilmiştir. Geçici adı S/2005 (2003 UB313) 1 'dir. Adı Yunan mitolojisinde Eris'in kızı Dysnomia'dan gelir. Grekçe: Δυσνομία (kanunsuzluk) anlamındadır.

<span class="mw-page-title-main">Küçük Güneş Sistemi cismi</span>

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.

<span class="mw-page-title-main">Haumea</span> Neptünün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegen

Haumea Neptün'ün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegendir. 2004 yılında Caltech'ten Michael E. Brown liderliğindeki bir ekip tarafından Palomar Gözlemevi'nde keşfedildi ve resmi olarak 2005 yılında İspanya'daki Sierra Nevada Gözlemevi'nden José Luis Ortiz Moreno liderliğindeki bir ekip tarafından duyuruldu. Moreno'nun ekibi, 2003 yılında aynı ekip tarafından çekilen ön keşif görüntülerinde gök cismini keşfetmişti. Bu duyurudan sonra 2003 EL61 geçici adını almıştır. 17 Eylül 2008'de, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından cüce gezegen olarak kabul edildi ve Hawaii doğum tanrıçasının adı olan Haumea olarak adlandırıldı. Plüton'un sadece üçte biri kütlesindedir.

<span class="mw-page-title-main">Makemake</span> Güneş Sisteminde bir cüce gezegen

Makemake Güneş Sistemi'ndeki bilinen dördüncü büyük cüce gezegen ve Klasik Kuiper kuşağı cismi popülasyonundaki ikinci büyük Kuiper kuşağı cismidir. Makemake'nin çapı kabaca Plüton'un dörtte üçü kadardır. S/2015 (136472) 1 adında bir uydusu vardır. Bu gezegenin ortalama 30 K olan aşırı düşük sıcaklığı bize yüzeyi hakkında bazı detaylar vermektedir. Tahminlere göre yüzeyi; metan, etan ve olasılıkla nitrojen buzulları ile kaplıdır.

<span class="mw-page-title-main">Dağınık disk</span>

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.

<span class="mw-page-title-main">Klasik Kuiper Kuşağı cismi</span>

Klâsik Kuiper Kuşağı cismi (aynı zamada kubvano , düşük dış merkezlikli Kuiper Kuşağı cisimlerinden olup yörüngesi Neptün'ün dışında ve onunla yörüngesel rezonans hâlinde olmayan gök cisimlerine verilen addır. Kubvano yörüngelerinin ana eksenleri 40–50 AB civarında oyup Plüton'nun hilafına Neptün'ün yörüngesini geçmezler. Başka bir ifadeyle düşük dış merkezlikleri ve bazen klâsik gezegenler gibi düşük eğimli yörüngeleri vardır.

<span class="mw-page-title-main">Centaur (küçük gezegen)</span>

Centaur, Güneş Sisteminin dış bölgesindeki gaz devleri Jüpiter ve Neptün gezegenleri arasında, tutarlı olmayan yörüngelerde bulunan bir küçük Güneş Sistemi cismidir. Bu cisimlerin yörüngelerindeki tutarsızlık, bir veya birden çok büyük gezegenin yörüngeleriyle kesişmelerinden kaynaklanır. Centaur'ların kendileri, kısa ömürlü kararsız yörüngelere sahiptir ve birkaç milyon yıl içinde Kuiper kuşağı nesnelerinin aktif olmayan popülasyonundan Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının aktif grubuna geçiş yaparlar.

Burada listelenen nesneler, kendi yerçekimleri nedeniyle küre veya elipsoidal bir şekle sahip olan, yani hidrostatik denge durumunda bulunan Güneş Sistemi cisimlerini içermektedir. Listelenen cisimlerin boyutları ve türleri cüce gezegenler ve uydulardan, gezegenler ve Güneş'e kadar değişmektedir. Bu liste küçük Güneş Sistemi cisimlerini içermemekte, ancak şekilleri henüz belirlenmemiş olası gezegen kütleli cisimleri içermektedir. Güneş'in yörünge öğeleri Galaksi merkezine göre listelenirken, diğer tüm nesneler Güneş'e olan mesafelerine göre listelenir.

<span class="mw-page-title-main">Ayrık cisim</span>

Ayrık cisimler, Güneş sisteminin dış bölgelerinde yer alan dinamik bir küçük gezegen sınıfıdır. Neptün ötesi cisimler (TNO) olarak adlandırılan geniş bir ailenin mensubudurlar. Bu nesneler Güneş'e olan en yakın konumları Neptün'ün kütleçekimsel kuvvetinden yeterli bir uzaklıkta bulunan yörüngelere sahiptir. Bu nedenle Neptün ve bilinen diğer gezegenlerden sınırlı olarak etkilenirler. Bu durum nedeniyle Güneş sisteminden ayrık bir durumda bulunmakta, ancak Güneş'in etkisinden de kaçamamaktadırlar.

<span class="mw-page-title-main">541132 Leleākūhonua</span> Asteroit

541132 Leleākūhonua (geçici adlandırması 2015 TG387) Güneş Sistemi'nin en dış kısmında bulunan bir aşırı Neptün ötesi nesne ve sednoiddir. İlk olarak 13 Ekim 2015'te Hawaii'de bulunan Mauna Kea Gözlemevi'nde gözlemlenmiştir. Cadılar Bayramı tarihine yakın bir tarihte keşfedilmiş olması ve geçici adlandırması olan 2015 TG387'de yer alan harflere dayanarak, kaşifleri tarafından gayri resmi olarak "Goblin" olarak adlandırılmış ve daha sonra yörüngesini Pasifik altın yağmur kuşunun uçuşuna benzemesi sebebiyle Leleākūhonua adını almıştır. Sedna ve 2012 VP113'ten sonra keşfedilen üçüncü sednoiddir ve yaklaşık 220 kilometre (140 mil) çapındadır.

<span class="mw-page-title-main">Çift gezegen</span>

Çift gezegen, astronomide iki adet gezegen veya gezegen kütleli nesneden oluştuğu ve bunların ortak ağırlık merkezinin her iki cismin de dışında yer aldığı ikili bir uydu sistemidir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.