İçeriğe atla

Geri ve ileri yönlü hareket

Bu madde yerçekimsel olarak merkezi bir nesneye göre gök cisimlerinin geriye dönük hareketleri hakkındadır. belirli bir bakış noktasından görüldüğü şekliyle görünen hareket için Görünür ters yönlü hareket sayfasına bakınız.
Ters yön yörünge: uydu (kırmızı) ana gezegenin tersi yönde hareket etmektedir. (mavi/siyah)

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.

İleri yönlü hareket ise, birincil cismin dönüşüyle aynı yönde olan daha olağan bir harekettir.

Bununla birlikte, söz konusu hareket yönleri, birincil cisim dışındaki diğer başka nesnelere göre de tanımlanabilmektedir. Dönüş yönü, uzaktaki sabit yıldızlarda olduğu gibi eylemsiz bir referans noktasına göre belirlenir.

Güneş Sistemi'nde tüm gezegenlerin ve kuyruklu yıldızlar hariç diğer birçok nesnenin Güneş etrafındaki yörüngeleri doğrusaldır. Bu cisimler Güneş'in kendi ekseni etrafında döndüğü yönde olmak üzere Güneşin çevresinde dönerler. Bir başka deyişle Güneş'in kuzey kutbundan bakıldığında saat yönünün tersinde dönerler. Venüs ve Uranüs hariç, gezegenlerin kendi eksenleri etrafındaki dönüşleri de doğrusaldır. Doğal uyduların çoğu çevresinde döndükleri gezegenlere göre doğrusal yörüngelere sahiptir. Uranüs'ün doğrusal uyduları Uranüs'ün döndüğü yönde, fakat Güneş'e göre ters yönlü yörüngede dolanırlar. Neredeyse tüm düzenli uydular gelgit kilitlidir ve bu nedenle doğrusal dönüşe sahiptir. Neptün'ün ters yönlü uyduları, oldukça büyük ve gezegene yakın olan Triton uydusu hariç, genellikle küçük ve gezegenlerinden uzaktır. Tüm ters yönlü uyduların, gezegenleri tarafından yakalanmadan önce ayrı olarak oluştukları düşünülmektedir.

Dünya'nın düşük eğimli yapay uydularının çoğu doğrusal bir yörüngeye yerleştirilmiştir, çünkü bu durumda yörüngeye ulaşmak için daha az itici yakıt ihtiyacı ortaya çıkmakta olduğundan daha ekonomik bir yöntemdir.

Gök sistemlerinin oluşumu

Bir galaksi veya gezegen sistemi oluştuğunda, bu oluşuma yol açacak olan gaz ve toz bulutundan oluşan yakın malzemeler tıpkı kendi ekseni etrafında dönmekte olan disk şekline benzer bir şekil alır. Buradaki malzemenin çoğu belirli bir yörüngede döner ve tek yönde hareket eder. Hareketin bu tekdüzeliği bir gaz bulutunun çökmesinden kaynaklanır.[1] Çöküşün doğası açısal momentumun korunumu ile açıklanmaktadır. 2010 yılında geriye doğru yörüngeleri olan birkaç sıcak Jüpiter'in keşfi, gezegen sistemlerinin oluşumuyla ilgili teorilerin sorgulanmasına neden olmuştur.[2] Bu durum, yıldızların ve gezegenlerinin tek başlarına değil, moleküler bulutlar içeren yıldız kümelerinde oluştuğuna odaklanılarak açıklanabilir. Bir ön gezegen diski bir bulutla çarpıştığında ya da buluttan materyal çaldığında, bu durum diskin ve bunun sonucunda ortaya çıkan gezegenlerin geriye doğru hareket etmesine neden oluyor olabilir.[3][4]

Yörünge ve dönme parametreleri

Bir gök cisminin yörünge eğikliği ve eksen eğikliği cismin yörüngesinin veya dönüşünün doğrusal mı yoksa ters yönlü mı olduğunu göstermektedir.

Yörünge eğikliği

Bir gök cisminin yörünge eğimi, yörünge düzlemi ile cismin ana ekseninin ekvator düzlemi gibi başka bir referans noktası arasındaki açıdır. Güneş Sistemi'nde gezegenlerin yörünge eğimi, Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesinin düzlemi olan ekliptik düzlem referans alınarak hesaplanmaktadır.[5] Uyduların eğimi, yörüngesinde döndükleri gezegenin ekvatoru baz alınarak ölçülür. Eğimi 0 ila 90 derece arasında olan bir nesne, ana gezegenin döndüğü yönde dönmekte ya da yörüngede dolanmaktadır. Eğimi tam 90 derece olan bir cisim ne doğrusal ne de ters yönlü olan dik bir yörüngeye sahiptir. Eğimi 90 derece ile 180 derece arasında olan bir nesne ise ters yönlü bir yörüngededir.

Eksen eğikliği

Bir gök cisminin eksen eğikliği, bir nesnenin dönme ekseni ile nesnenin merkezinden geçen yörünge düzlemine dik bir çizgi arasındaki açıdır. eksen eğikliği 90 dereceye kadar olan bir nesne birincil ile aynı yönde dönmektedir. eksen eğikliği tam 90 derece olan bir cisim, ne doğrusal ne de ters yönlü olan dik bir dönüşe sahiptir. eksen eğikliği 90 derece ile 180 derece arasında olan bir nesne yörünge yönünün tersi yönde dönmektedir. Eksen eğikliğinden bağımsız olarak, Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegen veya uydunun kuzey kutbu, Dünya'nın kuzey kutbuyla aynı göksel yarım kürede bulunan kutup olarak tanımlanır.

Güneş sistemi elemanları

Gezegenler

Güneş Sistemi'ndeki sekiz gezegenin tümü Güneş'in etrafında, Güneş'in kendi ekseni etrafındaki dönüş yönüyle aynı yönde, Güneş'in kuzey kutbuna göre bakıldığında ise saat yönünün tersi yönünde dönmektedirler. Gezegenlerin altısı da kendi eksenleri etrafında Güneş'e göre doğrusal yönde dönerler. Venüs ve Uranüs bu duruma istisna teşkil etmekte olup, bu gezegenler kendi eksenleri etrafında Güneş'e göre ters yönde dönerler. Venüs'ün eksen eğikliği 177° olup, Güneş etrafında izlediği yörüngenin neredeyse tam tersi yönde kendi ekseni etrafında dönmektedir. Uranüs'ün eksen eğikliği ise 97,77°' olup, dönme ekseni Güneş Sistemi düzlemine neredeyse dik bir şekildedir.

Uranüs'ün olağandışı eksen eğikliğinin nedeni kesin olarak bilinmemekle birlikte buna ilişkin olası bir varsayım, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında Dünya büyüklüğünde bir ön gezegenin Uranüs ile çarpıştığı ve gezegenin eksen eğikliğinde çarpık bir yönelime neden olduğu şeklindedir.[6]

Venüs'ün 243 gün süren halihazırdaki yavaş ve ters yönlü dönüşüyle en başından beri oluşmuş olması olası görünmemektedir. Venüs muhtemelen Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin çoğunda olduğu gibi en başta birkaç saatlik bir periyoda sahip hızlı bir doğrusal dönüşe sahipti. Ancak Güneş'e önemli ölçüde yerçekimsel gelgit dağılımı yaşayacak kadar yakındır. Ayrıca geriye doğru bir tork yaratan, atmosferik gelgitler yaratacak kadar da aşırı sıcak ve kalın bir atmosfere sahiptir. Venüs'ün mevcut yavaş ters yönlü dönüşü, Venüs'ü Güneş'e kütleçekimsel olarak kilitlemeye çalışan gelgitler ile Venüs'ü ters yönlü yönde döndürmeye çalışan atmosferik gelgitler arasında bir denge halindedir. Gelgitler, günümüzdeki bu dengeyi korumanın yanı sıra, Venüs'ün dönüşünün ilkel hızlı doğrusal yönünden günümüzdeki yavaş ters yönlü dönüşüne doğru evrimini açıklamak için de yeterlidir.[7] Geçmişte Venüs'ün geriye doğru dönüşünü açıklamak için çarpışmalar ya da en baştan bu şekilde oluşmuş olması gibi çeşitli alternatif hipotezler de öne sürülmüştür.[a]

Güneş'e Venüs'ten daha yakın olmasına rağmen Merkür, yörüngesinin eksantrikliği nedeniyle 3:2 spin-yörünge rezonansına girdiği için gelgit kilitli değildir. Merkür'ün doğrusal dönüşü o kadar yavaştır ki, eksantrikliği nedeniyle açısal yörünge hızı enberi yakınındaki açısal dönüş hızını aşar ve Merkür'ün kendi gökyüzünde Güneş'in hareketinin geçici olarak tersine dönmüş gibi görünmesine neden olur. Dünya ve Mars'ın dönüşleri de Güneş'le olan gelgit kuvvetlerinden etkilenir, ancak gelgit kuvvetlerinin daha zayıf olduğu Güneş'ten daha uzakta oldukları için Merkür ve Venüs gibi bir denge durumuna ulaşmamışlardır.[8] Güneş Sistemi'nin gaz devleri çok büyüktür ve gelgit kuvvetlerinin dönüşlerini yavaşlatabilecek bir etki göstermek için Güneş'ten çok uzaktadırlar.[7]

Cüce gezegenler

Bilinen tüm cüce gezegenler ve cüce gezegen adayları Güneş etrafında doğrusal yörüngeye sahiptir, ancak bazıları kendi ekseni etrafında ters yönlü dönüşe sahiptir. Bunlardan biri olan Plüton'un eksen eğikliği yaklaşık 120 derecedir ve kendi ekseni etrafında Güneş'e göre ters yönde dönmektedir.[9] Plüton ve uydusu Charon birbirlerine gelgitsel olarak kilitlenmişlerdir. Plüton uydu sisteminin büyük bir çarpışma sonucu oluştuğu düşünülmektedir.[10][11]

Doğal uydular ve halkalar

Turuncu uydu ters yön yörüngededir

Bir doğal uydu, eğer bir gezegenin çekim alanında gezegen oluşurken oluşmuşsa, gezegenin yörüngesiyle ve kendi ekseni etrafındaki dönüş yönüyle aynı yönde hareket edecektir. Bu kapsamdaki uydular düzenli uydu olarak adlandırılır.

Ancak bir doğal uydu, bulunduğu yerden başka bir yerde oluşmuş ve daha sonra bir gezegenin çekim alanı tarafından yörüngeye çekilmişse, gezegenin doğrusal yönlü dönen tarafına mı yoksa ters yönlü döneceği tarafına mı yaklaştığına bağlı olarak ya ters yönlü ya da doğrusal yönlü bir yörüngeye çekilebilir. Bu şekildeki uydulara ise düzensiz uydu adı verilmektedir.[12]

Güneş Sistemi'nde asteroid büyüklüğündeki uyduların çoğu ters yönlü yörüngelere sahipken, Triton (Neptün'ün uydularının en büyüğü) dışındaki diğer tüm büyük uydular doğrusal yörüngelere sahiptir.[13] Satürn'ün Phoebe halkasındaki parçacıkların düzensiz uydu Phoebe'den kaynaklı olarak ters yönlü bir yörüngeye sahip oldukları düşünülmektedir.

Tüm ters yönlü uydular bir dereceye kadar gelgit yavaşlaması yaşarlar. Güneş Sistemi'nde bu etkinin ihmal edilemez olduğu tek uydu Neptün'ün uydusu Triton'dur. Diğer tüm ters yönlü uydular gezegene uzak yörüngelerdedir ve gezegenle aralarındaki gelgit kuvvetleri ihmal edilebilir düzeydedir.

Hill küresi içinde, ana cisimden daha uzak bir mesafede bulunan ters yönlü yörüngeler için kararlılık bölgesi, doğrusal yörüngeler için olandan daha uzaktadır. Bu durum Jüpiter'in etrafındaki ters yönlü uyduların sayısının çok oluşuna bir açıklama olarak öne sürülmüştür. Ancak Satürn'de ters yönlü/doğrusal uyduların daha dengeli bir karışımı olduğundan, bunun altında yatan nedenler daha karmaşık görünmektedir.[14]

Hyperion hariç, Güneş Sistemi'ndeki bilinen tüm düzenli gezegensel doğal uydular ana gezegenlerine gelgitsel olarak kilitlenmiştir, bu nedenle ana gezegenlerine göre sıfır dönüşe sahiptirler, ancak ana gezegenleri etrafında doğrusal yörüngelere sahip oldukları için Güneş'e göre ana gezegenleriyle aynı türde bir dönüşe sahiptirler. Yani, Uranüs hariç tüm gezegenler Güneş'e göre doğrusal bir dönüşe sahiptir.

Eğer bir çarpışma olursa, materyal herhangi bir yönde fırlatılabilir ve doğrusal ya da ters yönlü uydular halinde birleşebilir; dönüş yönü bilinmemekle birlikte, Haumea'nın uyduları için durum böyle olabilir.[15]

Asteroitler

Asteroitler genellikle Güneş etrafında doğrusal bir yörüngeye sahiptir. Az sayıdaki asteroidin ters yönlü yörüngede olduğu bilinmektedir.

Ters yön yörüngeye sahip bazı asteroitler sönmüş kuyruklu yıldızlar olabilir,[16] ancak bazıları ters yönlü yörüngelerini Jüpiter ile kütleçekimsel etkileşimler nedeniyle kazanmış olabilir.[17]

Küçük boyutları ve Dünya'ya olan uzaklıkları nedeniyle çoğu asteroidin dönüşünü teleskopik olarak analiz etmek zordur. 2012 itibarıyla 200'den az asteroit için veri mevcuttur ve kutupların yönelimini belirlemeye yönelik farklı yöntemler genellikle büyük tutarsızlıklara neden olmaktadır.[18] Poznan Gözlemevi'ndeki[19] asteroid dönüş vektör kataloğu, hangi referans düzleminin kastedildiğine bağlı olarak asteroid koordinatlarını genellikle asteroidin yörünge düzlemi yerine ekliptik düzleme göre verir ve "ters yönlü" veya "doğrusal" hareket ifadelerini kullanmaktan kaçınır.[20]

İkili asteroitler olarak da bilinen uydulu asteroitler, ana kuşak ve Dünya'ya yakın popülasyondaki çapı 10 km'den küçük tüm asteroitlerin yaklaşık %15'ini oluşturur ve çoğunun YORP etkisiyle parçalanacak kadar hızlı dönmesi sonucu oluştuğu düşünülmektedir.[21] 2012 itibarıyla ve dönüşün hesaplanabildiği konumlarda, asteroitlerin tüm uyduları asteroidin yörüngesinde asteroidin kendi ekseni etrafındaki dönüşüyle aynı yönde dönmektedir.[22]

Yörüngesel rezonansta olduğu bilinen cisimlerin çoğu rezonansta oldukları cisimlerle aynı yönde dönerler, ancak Jüpiter ve Satürn ile rezonansta olan birkaç ters yönlü asteroit de bulunmuştur.[23]

Kuyruklu yıldızlar

Oort bulutundan gelen kuyruklu yıldızların ters yönlü olma olasılığı asteroitlerden çok daha yüksektir.[16] Halley Kuyruklu Yıldızı Güneş'in etrafında ters yönlü bir yörüngeye sahiptir.[24]

Kuiper kuşağı cisimleri

Kuiper kuşağı cisimlerinin çoğu Güneş etrafında ters yönlü bir yörüngeye sahiptir. Ters yön yörüngeye sahip olduğu keşfedilen ilk Kuiper kuşağı nesnesi 2008 KV42'dir.[25] Ters yönlü yörüngeye sahip diğer Kuiper kuşağı nesneleri (471325) 2011 KT19,[26] (342842) 2008 YB3, (468861) 2013 LU28 ve 2011 MM4'dir.[27] Tüm bu cisimlerin yörüngeleri 100°-125° aralığındaki eğimleriyle oldukça eğiktir.

Meteorlar

Güneş etrafında ters yönlü bir yörüngede bulunan göktaşları Dünya'yla doğrusal yönlü dönmekte olan göktaşlarından daha hızlı çarparak atmosferde yanma eğilimi gösterirler ve Dünya'nın Güneş'ten uzağa bakan tarafına (yani geceleri) çarpma olasılıkları daha yüksektir; doğrusal yönlü hareket eden göktaşları ise daha yavaş kapanma hızlarına sahiptirler ve daha çok meteor olarak iniş yaparlar ve Dünya'nın Güneş'e bakan tarafına çarpma eğilimindedirler. Çoğu göktaşı doğrusal yönde hareket etmektedir.[28]

Güneş

Güneş'in Güneş Sistemi'nin kütle merkezi etrafındaki hareketi, gezegenlerden gelen tedirginlikler nedeniyle karmaşıklaşır. Her birkaç yüz yılda bir bu hareket doğrusal ve ters yönlü arasında değişir.[29]

Gezegensel atmosfer

Dünya atmosferi içinde ters yönlü hareket veya retrogresyon, hareketi genel bölgesel hava akışı yönünün tersi olan hava sistemlerinde görülür, örneğin batı rüzgarlarına karşı doğudan batıya veya doğu rüzgarları aracılığıyla batıdan doğuya. Gezegenin dönüşüne göre doğrusal hareket, Dünya'nın termosferindeki ve Venüs'ün üst troposferindeki atmosferik süper rotasyonda görülür. Simülasyonlar, Plüton'un atmosferine, dönüşüne göre ters yönde esen rüzgarların hakim olması gerektiğini göstermektedir.[30]

Yapay uydular

Düşük eğimli yörüngeler için tasarlanan yapay uydular genellikle doğrusal yönde dönmek üzere fırlatılır, çünkü bu, Dünya'nın dönüşünden yararlanarak yörüngeye ulaşmak için gereken itici yakıt miktarını en aza indirir (ekvatoral bir fırlatma sahası bu etki için en uygunudur). Ancak, İsrail Ofeq uyduları, fırlatma enkazının nüfusun yoğun olduğu kara alanlarına düşmemesini sağlamak için Akdeniz üzerinden batıya doğru, ters yönlü yönde fırlatılmaktadır.

Ötegezegenler

Yıldızlar ve gezegen sistemleri tek başlarına oluşmak yerine yıldız kümeleri içinde doğma eğilimindedirler. Ön gezegensel diskler küme içindeki moleküler bulutlarla çarpışabilir ya da onlardan malzeme çalabilir ve bu da disklerin ve onların sonucunda ortaya çıkan gezegenlerin yıldızlarının etrafında eğimli ya da ters yönlü yörüngelere sahip olmalarına yol açabilir.[3][4] Geriye doğru hareket aynı sistemdeki diğer gök cisimleriyle kütleçekimsel etkileşimlerden (Bkz. Kozai mekanizması)[1] ya da başka bir gezegenle neredeyse çarpışmadan da kaynaklanabilir ya da yıldızın manyetik alanı ile gezegen oluşturan disk arasındaki etkileşimler nedeniyle yıldızın kendisi, elemanlarının oluşumunun başlarında ters dönmüş olabilir.[31][32]

IRAS 16293-2422 önyıldız yığılma diskinin zıt yönlerde dönen parçaları vardır. Bu, ters yönde dönen bir yığılma diskinin bilinen ilk örneğidir. Eğer bu sistem gezegenler oluşturursa, iç gezegenler muhtemelen dış gezegenlerin tersi yönde yörüngede dönecektir.[33]

WASP-17b, yıldızının yörüngesinde yıldızın döndüğü yönün tersine döndüğü keşfedilen ilk ötegezegendir.[34] Bir gün sonra ikinci bir gezegen daha keşfedilmiştir: HAT-P-7b.[35]

Bir çalışmada, bilinen tüm sıcak Jüpiterlerin yarısından fazlasının yörüngelerinin ana yıldızlarının dönüş ekseniyle yanlış hizalandığı ve altısının yörüngelerinin geriye doğru olduğu görülmüştür.[2] Buna ilişkin ortaya atılan bir açıklama, sıcak Jüpiterlerin, pertürbasyonların daha yaygın olduğu ve gezegenlerin komşu yıldızlar tarafından yerçekimsel olarak yakalanmasının mümkün olduğu yoğun kümelerde oluşma eğiliminde olduğudur.[36]

Gezegen oluşumu sırasındaki son birkaç dev çarpışma, karasal bir gezegenin dönüş hızının ana belirleyicisi olma eğilimindedir. Dev çarpışma aşamasında, bir ön gezegen diskin kalınlığı gezegen embriyolarının boyutundan çok daha büyüktür, bu nedenle çarpışmaların üç boyutta herhangi bir yönden gelmesi eşit derecede olasıdır. Bu da çarpışan gezegenlerin eksen eğikliğinin 0 ila 180 derece arasında değişmesine ve herhangi bir yönün diğer yönler kadar olası olmasına ve hem doğrusal hem de ters yönlü dönüşlerin eşit derecede muhtemel olmasına neden olur. Bu nedenle, Venüs hariç Güneş Sistemi'nin karasal gezegenleri için yaygın olan küçük eksenel eğimli doğrusal dönüş, genel olarak karasal gezegenler için yaygın değildir.[37]

Yıldızların galaktik yörüngeleri

İnsan gözünün görebildiği kadarıyla yıldızların örüntüsü gökyüzünde sabit görünür; bunun nedeni yıldızların Dünya'ya olan büyük uzaklıklarının çıplak gözle görülemeyecek bir hareketle sonuçlanmasıdır. Gerçekte yıldızlar galaksilerinin merkezi etrafında dönerler.

Bir disk galaksinin genel dönüşüne göre yörüngesi geriye doğru olan yıldızların galaktik diskten ziyade galaktik halede bulunma olasılığı daha yüksektir. Samanyolu'nun dış halesi, yörüngesi geriye doğru olan ve dönüşü geriye doğru veya sıfır olan birçok küresel kümeye sahiptir.[38][39] Halenin yapısı süregelen bir tartışmanın konusudur. Bazı çalışmalar iki farklı bileşenden oluşan bir hale bulduklarını iddia etmişlerdir.[40][41][42] Bu çalışmalar, içte daha metal zengini, doğrusal (yani yıldızlar galaksinin yörüngesinde ortalama olarak disk dönüşü ile birlikte dönerler) ve dışta metal fakiri, ters yönlü (diske karşı dönen) bir bileşene sahip "ikili" bir hale olduğunu göstermektedir. Ancak bu bulgular, böyle bir ikiliğe karşı çıkan diğer çalışmalar tarafından sorgulanmıştır.[43][44] Bu çalışmalar, gelişmiş bir istatistiksel analiz kullanıldığında ve ölçüm belirsizlikleri hesaba katıldığında, gözlemsel verilerin bir ikilik olmadan açıklanabileceğini göstermektedir.

Yakındaki Kapteyn Yıldızı'nın Samanyolu ile birleşen bir cüce galaksiden kopması sonucunda galaksi etrafındaki yüksek hızlı ters yönlü yörüngesine oturduğu düşünülmektedir.[45]

Galaksiler

Uydu galaksiler

Galaksi kümeleri içindeki galaksilerin yakın geçiş ve birleşmeleri, galaksilerden materyal çekebilir ve daha büyük galaksilerin etrafında ileriye ya da geriye doğru yörüngelerde küçük uydu galaksiler yaratabilir.[46]

Samanyolu'nun etrafında Samanyolu'nun dönüşüne göre geriye doğru bir yörüngede dönen Complex H adlı bir galaksi Samanyolu ile çarpışmaktadır.[47][48]

Ters dönen şişkinlikler

NGC 7331, diskin geri kalanıyla ters yönde dönen bir şişkinliğe sahip olan bir galaksi örneğidir; bu şişkinlik muhtemelen içeri giren materyalin bir sonucudur.[49]

Kara delik merkezleri

Spiral bir galaksinin merkezinde en az bir süper kütleli kara delik bulunur.[50] Dönüşü kendi diskinin dönüşünün tersi yönde olan bir kara delik, hiç püskürme gerçekleştirmeyen doğrusal yönlü bir kara deliğe göre çok daha güçlü püskürtmeler yapar. Bilim insanları, bir yığılma diskinin iç kenarı ile kara delik arasındaki boşluğa dayanarak ters yönlü kara deliklerin oluşumu ve evrimi için teorik bir çerçeve oluşturmuşlardır.[51][52][53]

Ayrıca bakınız

Dipnotlar

  1. ^ Venüs'ün geriye dönük dönüşü ölçülebilir şekilde yavaşlamaktadır. Uydular tarafından ilk kez ölçüldüğünden bu yana milyonda bir parça kadar yavaşladığı tespit edilmiş olup, bu yavaşlamanın, yerçekimi ve atmosferik gelgitler arasındaki denge ile bağdaşmayacağı iddia edilmektedir.

Kaynakça

  1. ^ a b Grossman, Lisa (13 Ağustos 2008). "Planet found orbiting its star backwards for first time". New Scientist. 17 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2009. 
  2. ^ a b "NAM2010 at the University of Glasgow". 16 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Nisan 2010. 
  3. ^ a b Lisa Grossman (23 Ağustos 2011). "Stars that steal give birth to backwards planets". New Scientist. 25 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  4. ^ a b Ingo Thies, Pavel Kroupa, Simon P. Goodwin, Dimitris Stamatellos, Anthony P. Whitworth, "A natural formation scenario for misaligned and short-period eccentric extrasolar planets" 10 Haziran 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 11 July 2011
  5. ^ McBride, Neil; Bland, Philip A.; Gilmour, Iain (2004). An Introduction to the Solar System. Cambridge University Press. s. 248. ISBN 978-0-521-54620-1. 
  6. ^ Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. ss. 485-86. ISBN 978-0-8165-1208-9. 
  7. ^ a b Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques (2010). "Tidal Evolution of Exoplanets". S. Seager (Ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. arXiv:1009.1352 $2. 
  8. ^ Strom, Robert G.; Sprague, Ann L. (2003). Exploring Mercury: the iron planetÜcretsiz kayıt gerekli. Springer. ISBN 978-1-85233-731-5. 
  9. ^ "Pluto (minor planet 134340)". 25 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  10. ^ Canup, R. M. (8 Ocak 2005). "A Giant Impact Origin of Pluto-Charon" (PDF). Science. 307 (5709): 546-550. Bibcode:2005Sci...307..546C. doi:10.1126/science.1106818. PMID 15681378. 6 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  11. ^ Stern, S. A.; Weaver, H. A.; Steff, A. J.; Mutchler, M. J.; Merline, W. J.; Buie, M. W.; Young, E. F.; Young, L. A.; Spencer, J. R. (23 Şubat 2006). "A giant impact origin for Pluto's small moons and satellite multiplicity in the Kuiper belt". Nature. 439 (7079): 946-948. Bibcode:2006Natur.439..946S. doi:10.1038/nature04548. PMID 16495992. 13 Ocak 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Temmuz 2011. 
  12. ^ Encyclopedia of the solar system. Academic Press. 2007. 
  13. ^ Mason, John (22 Temmuz 1989). "Science: Neptune's new moon baffles the astronomers". New Scientist. 12 Temmuz 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2009. 
  14. ^ Astakhov, S. A.; Burbanks, A. D.; Wiggins, S.; Farrelly, D. (2003). "Chaos-assisted capture of irregular moons". Nature. 423 (6937): 264-267. Bibcode:2003Natur.423..264A. doi:10.1038/nature01622. PMID 12748635. 
  15. ^ Matija Ćuk, Darin Ragozzine, David Nesvorný, "On the Dynamics and Origin of Haumea's Moons" 30 Haziran 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 12 August 2013
  16. ^ a b Hecht, Jeff (1 Mayıs 2009). "Nearby asteroid found orbiting Sun backwards". New Scientist. 20 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2009. 
  17. ^ S. Greenstreet, B. Gladman, H. Ngo, M. Granvik, and S. Larson, "Production of Near-earth Asteroids on Retrograde Orbits", The Astrophysical Journal Letters, 749:L39 (5pp), 2012 April 20
  18. ^ Paolicchi, P.; Kryszczyńska, A. (2012). "Spin vectors of asteroids: Updated statistical properties and open problems". Planetary and Space Science. 73 (1): 70-74. Bibcode:2012P&SS...73...70P. doi:10.1016/j.pss.2012.02.017. 
  19. ^ "Physical studies of asteroids at Poznan Observatory". 5 Haziran 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  20. ^ "Documentation for Asteroid Spin Vector Determinations". 4 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  21. ^ Kevin J. Walsh, Derek C. Richardson & Patrick Michel, "Rotational breakup as the origin of small binary asteroids" 4 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Nature, Vol. 454, 10 July 2008
  22. ^ N. M. Gaftonyuk, N. N. Gorkavyi, "Asteroids with satellites: Analysis of observational data" 30 Haziran 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Solar System Research, May 2013, Volume 47, Issue 3, pp. 196–202
  23. ^ Morais, M. H. M.; Namouni, F. (21 Eylül 2013). "Asteroids in retrograde resonance with Jupiter and Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. 436 (1): L30-L34. arXiv:1308.0216 $2. Bibcode:2013MNRAS.436L..30M. doi:10.1093/mnrasl/slt106. 
  24. ^ "Comet Halley". 5 Ekim 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  25. ^ Hecht, Jeff (5 Eylül 2008). "Distant object found orbiting Sun backwards". New Scientist. 19 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2009. 
  26. ^ Chen, Ying-Tung; Lin, Hsing Wen; Holman, Matthew J; Payne, Matthew J; Fraser, Wesley C; Lacerda, Pedro; Ip, Wing-Huen; Chen, Wen-Ping; Kudritzki, Rolf-Peter; Jedicke, Robert; Wainscoat, Richard J; Tonry, John L; Magnier, Eugene A; Waters, Christopher; Kaiser, Nick; Wang, Shiang-Yu; Lehner, Matthew (5 Ağustos 2016). "Discovery of A New Retrograde Trans-Neptunian Object: Hint of A Common Orbital Plane for Low Semi-Major Axis, High Inclination TNOs and Centaurs". The Astrophysical Journal. 827 (2): L24. arXiv:1608.01808 $2. Bibcode:2016ApJ...827L..24C. doi:10.3847/2041-8205/827/2/L24. 
  27. ^ C. de la Fuente Marcos; R. de la Fuente Marcos (2014). "Large retrograde Centaurs: visitors from the Oort cloud?". Astrophysics and Space Science. 352 (2): 409-419. arXiv:1406.1450 $2. Bibcode:2014Ap&SS.352..409D. doi:10.1007/s10509-014-1993-9. 
  28. ^ AAlex Bevan; John De Laeter (2002). Meteorites: A Journey Through Space and Time. UNSW Press. s. 31. ISBN 978-0-86840-490-5. 
  29. ^ Javaraiah, J. (12 Temmuz 2005). "Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 362 (2005): 1311-1318. arXiv:astro-ph/0507269 $2. Bibcode:2005MNRAS.362.1311J. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09403.x. 
  30. ^ Bertrand, T.; Forget, F.; White, O.; Schmitt, B.; Stern, S.A.; Weaver, H.A.; Young, L.A.; Ennico, K.; Olkin, C.B. (2020). "Pluto's beating heart regulates the atmospheric circulation: results from high resolution and multi‐year numerical climate simulations" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 125 (2). Bibcode:2020JGRE..12506120B. doi:10.1029/2019JE006120. 21 Kasım 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  31. ^ "Tilting stars may explain backwards planets" 23 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., New Scientist, 1 September 2010, Issue 2776.
  32. ^ Dong Lai, Francois Foucart, Douglas N. C. Lin, "Evolution of Spin Direction of Accreting Magnetic Protostars and Spin-Orbit Misalignment in Exoplanetary Systems" 30 Haziran 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  33. ^ "Still-Forming Solar System May Have Planets Orbiting Star in Opposite Directions, Astronomers Say" 27 Nisan 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., National Radio Astronomy Observatory, February 13, 2006
  34. ^ Anderson, D. R.; Hellier, C.; Gillon, M.; Triaud, A. H. M. J.; Smalley, B.; Hebb, L.; Cameron, A. Collier; Maxted, P. F. L.; Queloz, D.; West, R. G.; Bentley, S. J.; Enoch, B.; Horne, K.; Lister, T. A.; Mayor, M.; Parley, N. R.; Pepe, F.; Pollacco, D.; Ségransan, D.; Udry, S.; Wilson, D. M. (20 Ocak 2010). "WASP-17b: An ultra-low density planet in a probable retrograde orbit". The Astrophysical Journal. 709 (1): 159-167. arXiv:0908.1553 $2. Bibcode:2010ApJ...709..159A. doi:10.1088/0004-637X/709/1/159. 
  35. ^ "Second backwards planet found, a day after the first" 27 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., New Scientist, 13 August 2009
  36. ^ Paul M. Sutter (9 Aralık 2022). "Trading spaces: How swapping stars create hot Jupiters". Universe Today. 4 Haziran 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  37. ^ Sean N. Raymond, Eiichiro Kokubo, Alessandro Morbidelli, Ryuji Morishima, Kevin J. Walsh, "Terrestrial Planet Formation at Home and Abroad" 30 Haziran 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Submitted on 5 Dec 2013 (v1), last revised 28 Jan 2014 (this version, v3)
  38. ^ Kravtsov, V. V. (2001). "Globular clusters and dwarf spheroidal galaxies of the outer galactic halo: On the putative scenario of their formation" (PDF). Astronomical and Astrophysical Transactions. 20 (1): 89-92. Bibcode:2001A&AT...20...89K. doi:10.1080/10556790108208191. 19 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 13 Ekim 2009. 
  39. ^ Kravtsov, Valery V. (2002). "Second parameter globulars and dwarf spheroidals around the Local Group massive galaxies: What can they evidence?". Astronomy & Astrophysics. 396: 117-123. arXiv:astro-ph/0209553 $2. Bibcode:2002A&A...396..117K. doi:10.1051/0004-6361:20021404. 
  40. ^ Daniela Carollo; Timothy C. Beers; Young Sun Lee; Masashi Chiba; John E. Norris; Ronald Wilhelm; Thirupathi Sivarani; Brian Marsteller; Jeffrey A. Munn; Coryn A. L. Bailer-Jones; Paola Re Fiorentin; Donald G. York (13 Aralık 2007). "Two stellar components in the halo of the Milky Way" (PDF). Nature. 450 (7172): 1020-5. arXiv:0706.3005 $2. Bibcode:2007Natur.450.1020C. doi:10.1038/nature06460. PMID 18075581. 26 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 13 Ekim 2009. 
  41. ^ Daniela Carollo (2010). "Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from Sloan Digital Sky Survey DR7". The Astrophysical Journal. 712 (1): 692-727. arXiv:0909.3019 $2. Bibcode:2010ApJ...712..692C. doi:10.1088/0004-637X/712/1/692. 
  42. ^ Timothy C. Beers (2012). "The Case for the Dual Halo of the Milky Way". The Astrophysical Journal. 746 (1): 34. arXiv:1104.2513 $2. Bibcode:2012ApJ...746...34B. doi:10.1088/0004-637X/746/1/34. 
  43. ^ R. Schoenrich; M. Asplund; L. Casagrande (2011). "On the alleged duality of the Galactic halo". MNRAS. 415 (4): 3807-3823. arXiv:1012.0842 $2. Bibcode:2011MNRAS.415.3807S. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19003.x. 
  44. ^ R. Schoenrich; M. Asplund; L. Casagrande (2014). "Does SEGUE/SDSS indicate a dual Galactic halo?". The Astrophysical Journal. 786 (1): 7. arXiv:1403.0937 $2. Bibcode:2014ApJ...786....7S. doi:10.1088/0004-637X/786/1/7. 
  45. ^ "Backward star ain't from round here". New Scientist. 25 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2023. 
  46. ^ M. S. Pawlowski, P. Kroupa, and K. S. de Boer, "Making Counter-Orbiting Tidal Debris – The Origin of the Milky Way Disc of Satellites" 30 Haziran 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  47. ^ Cain, Fraser (22 Mayıs 2003). "Galaxy Orbiting Milky Way in the Wrong Direction". Universe Today. 19 Ağustos 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ekim 2009. 
  48. ^ Lockman, Felix J. (2003). "High-velocity cloud Complex H: a satellite of the Milky Way in a retrograde orbit?". The Astrophysical Journal Letters. 591 (1): L33-L36. arXiv:astro-ph/0305408 $2. Bibcode:2003ApJ...591L..33L. doi:10.1086/376961. 
  49. ^ Prada, F.; C. Gutierrez; R. F. Peletier; C. D. McKeith (14 Mart 1996). "A Counter-rotating Bulge in the Sb Galaxy NGC 7331". The Astrophysical Journal. 463: L9-L12. arXiv:astro-ph/9602142 $2. Bibcode:1996ApJ...463L...9P. doi:10.1086/310044. 
  50. ^ Merritt, D.; Milosavljević, M. (2005). "Massive Black Hole Binary Evolution". Living Reviews in Relativity. 8: 8. arXiv:astro-ph/0410364v2 $2. Bibcode:2005LRR.....8....8M. doi:10.12942/lrr-2005-8. 
  51. ^ "Some black holes make stronger jets of gas". UPI. 1 Haziran 2010. 21 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Haziran 2010. 
  52. ^ Atkinson, Nancy (1 Haziran 2010). "What's more powerful than a supermassive black hole? A supermassive black hole that spins backwards". The Christian Science Monitor. 18 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Haziran 2010. 
  53. ^ Garofalo, D.; Evans, D.A.; Sambruna, R.M. (August 2010). "The evolution of radio-loud active galactic nuclei as a function of black hole spin". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 406 (2): 975-986. arXiv:1004.1166 $2. Bibcode:2010MNRAS.406..975G. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16797.x Özgürce erişilebilir. 

Konuyla ilgili yayınlar

Wikimedia Commons'ta Geri ve ileri yönlü hareket ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Venüs</span> Güneş sisteminde yer alan, Güneşe en yakın 2., sıcaklık açısından 1. sırada yer alan gezegen

Venüs, Güneş Sistemi'nde Güneş'e uzaklık bakımından ikinci sıradaki, sıcaklık bakımından ise birinci sıradaki gezegendir.

<span class="mw-page-title-main">Merkür</span> Güneş sisteminde yer alan, Güneşe en yakın ve sistem içerisindeki en küçük gezegen

Merkür, Güneş Sistemi'ndeki en küçük ve Güneş'e en yakın gezegendir. Adını, ticaret ve iletişim tanrısı ve tanrıların habercisi olan antik Roma tanrısı Mercurius'tan (Mercury) almıştır. Yüzey kütleçekimi yaklaşık olarak Mars ile aynı olan bir karasal gezegen olarak sınıflandırılır. Yüzeyi, milyarlarca yıldır biriken sayısız çarpma olayının bir sonucu olarak yoğun şekilde kraterlerle kaplıdır. En büyük krateri olan Caloris Planitia, 1.550 km (960 mi) çapındadır ve gezegenin çapının üçte biri kadardır. Dünya'nın uydusu Ay'a benzer şekilde Merkür'ün yüzeyi, bindirme faylarından kaynaklanan geniş bir uçurum sistemi (yarıklar) ve çarpma olayı kalıntıları tarafından oluşturulan parlak ışın sistemleri sergiler.

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter</span> Güneş Sisteminde yer alan en büyük gezegen

Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegenidir. Güneş'ten uzaklığa göre beşinci sırada yer alır. Adını Roma mitolojisindeki tanrıların en büyüğü olan Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devi sınıfına girmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Uranüs</span> güneş sisteminin 7. gezegeni

Uranüs, Güneş'e yakınlık bakımından yedinci gezegendir. Gazlı, camgöbeği renginde bir buz devidir. Gezegenin büyük bir kısmı, astronominin "buz" ya da uçucu maddeler olarak adlandırdığı maddenin süperkritik fazındaki su, amonyak ve metandan oluşur. Gezegenin atmosferi karmaşık katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve tüm Güneş Sistemi gezegenleri arasında 49 K ile en düşük minimum sıcaklığa sahiptir. Gezegenin 82,23°'lik belirgin bir eksenel eğimi ve 17 saat 14 dakikalık bir geriye dönüş periyodu vardır. Bu, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık bir yörünge döneminde kutuplarının yaklaşık 42 yıl sürekli güneş ışığı aldığı ve ardından 42 yıl sürekli karanlık olduğu anlamına gelir.

<span class="mw-page-title-main">Yörünge eğikliği</span>

Gökbilimde, bir yörüngenin eğikliği, o yörüngenin içinde bulunduğu düzlemin referans olarak alınan bir düzlemle yaptığı açıya verilen addır ve derece cinsinden ifade edilir.

<span class="mw-page-title-main">Dış merkezlik (astronomi)</span>

Astrodinamikte, bir astronomik cismin yörünge eksantrikliği, başka cisim etrafındaki yörüngesinin mükemmel bir daireden ne kadar saptığını belirleyen boyutsuz bir parametredir.

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

Gezegen; genellikle bir yıldız, yıldız kalıntısı ya da 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.

<span class="mw-page-title-main">Gliese 876</span>

Gliese 876, Kova takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 15 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir kırmızı cüce yıldızdır. 2011 yılında yıldızı yörüngeleyen dört güneş dışı gezegen onaylanmıştır. Orta gezegenlerin ikisi Jüpiter benzeri iken, en yakın gezegenin küçük bir Neptüne ya da geniş bir karasal gezegene benzediği, en dıştaki gezegeninse kütlece Uranüs'e benzediği düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Ay'ın yörüngesi</span>

Ay, Dünya'nın etrafındaki yörüngesinde doğrusal yönde döner ve İlkbahar Ekinoksu ve yıldızlara göre bir döngüsünü yaklaşık 27,32 günde ve Güneş'e göre bir döngüsünü yaklaşık 29,53 günde tamamlar. Dünya ve Ay, Dünya'nın merkezinden yaklaşık 4.670 km (2.900 mi) uzaklıkta yer alan bir çift merkez odağındaki yörüngelerinde dönerek Dünya-Ay sistemi adı verilen bir uydu sistemi oluştururlar. Ortalama olarak, Ay'a olan uzaklık Dünya'nın merkezinden yaklaşık 385.000 km (239.000 mi) olup, bu da yaklaşık 60 Dünya yarıçapına veya 1,282 ışık saniyesine karşılık gelmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Doğal uydu</span> bir gezegenin yörüngesinde dönen gök cismi

Doğal uydu, en yaygın kullanımıyla, bir gezegenin, cüce gezegenin veya küçük bir Güneş Sistemi cisminin yörüngesinde dönen astronomik bir cisimdir.

<span class="mw-page-title-main">Sıcak Jüpiter</span>

Sıcak Jüpiterler, fiziksel olarak Jüpiter'e benzeyen ancak çok kısa yörünge periyotlarına sahip olan, gaz devi ötegezegen sınıfıdır. Yıldızlarına olan yakınlığı ve yüksek yüzey-atmosfer sıcaklıklarından dolayı, "sıcak Jüpiterler" olarak adlandırılmaktadırlar.

<span class="mw-page-title-main">Düzensiz uydu</span> Uzak, eğimli ve genellikle eksantrik ve retrograd yörüngeyi takip eden doğal uydu

Astronomide düzensiz uydu veya düzensiz doğal uydu, uzak, eğik ve genellikle dış merkezli, ters yön yörünge izleyen bir doğal uydudur. Bunlar, oluşumunu yörüngelerinde gerçekleştiren düzenli uydulardan farklı olarak ana gezegenleri tarafından yakalanmışlardır. Düzensiz uydular, genellikle benzer şekilde düzensiz yörüngelere sahip olan fakat sonunda uzaklaşarak ayrılacak olan geçici uyduların aksine sabit bir yörüngeye sahiptir. Terim, şekle atıfta bulunmaz; örneğin Triton yuvarlak bir uydudur, fakat yörüngesi nedeniyle düzensiz olarak kabul edilir.

<span class="mw-page-title-main">Galaktik gelgit</span>

Samanyolu Galaksi'si gibi galaksilerin yerçekimsel alanına maruz kalan cisimlere etki eden gelgit dalgaları galaktik gelgit olarak bilinmektedir. Galaktik çarpışmalar, cüce galaksi ya da uydu galaksileri ve Samanyolu Galaksisi'nin Güneş Sistemimizde bulunan Oort bulutundaki gelgit etkisi yaratmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Dönme süresi</span> bir gök cisminin kendi ekseni etrafında tam bir dönüşü tamamlaması için geçen zamandır

Dönme süresi, bir gök cisminin kendi ekseni etrafında tam bir dönüşü tamamlaması için geçen zamandır. Örneğin, Dünya'nın günün uzunluğuna karşılık gelen 24 saatlik bir dönme süresi vardır. Güneş'in yörüngesinde dönen her şey için aşağıdaki özellikler sayılabilir:

<span class="mw-page-title-main">Doğal uyduların yaşanabilirliği</span>

Doğal uyduların yaşanabilirliği, bir uydunun yaşam için habitat sağlama potansiyelinin incelenmesini tanımlar, ancak yaşam barındırdığının bir göstergesi değildir. Doğal uyduların sayısının gezegenlerden büyük bir farkla fazla olması beklenmektedir ve bu nedenle bu çalışma astrobiyoloji ve dünya dışı yaşam arayışı için önemlidir. Bununla birlikte, uydulara özgü önemli çevresel değişkenler vardır.

<span class="mw-page-title-main">Gezegensel göç</span>

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.

Eş-yörüngesel hareket, iki veya daha fazla sayıda astronomik cismin birincil cisim yörüngesiyle aynı veya benzer mesafede bulunan bir yörüngede seyretmesi durumudur. Başka bir deyişle bu cisimler, 1:1 ortalama hareket rezonansında veya ters yönlü ise 1:-1 rezonansındadır.

<span class="mw-page-title-main">Uydu sistemi</span>

Bir uydu sistemi, bir gezegen kütleli cismin veya bir küçük gezegenin etrafında ya da onun çift merkezi üzerindeki bir yörüngede bulunan, kütleçekimsel olarak birbirine bağlı nesneler kümesidir. Genel olarak, uydu sistemi bir doğal uydular kümesidir, ancak bu tür sistemler aynı zamanda gezegen çöküntü çemberleri, halka sistemleri, uyducuklar, küçük gezegen uyduları ve yapay uydular gibi cisimlerden oluşabileceği gibi bunların her biri kendi uydu sistemlerine de sahip olabilir.. Bazı cisimler birincil yörüngelerinden yerçekimsel olarak etkilenen yörüngelere sahip olan yarı uydulara da sahiptir, ancak bunlar genellikle uydu sisteminin bir parçası olarak kabul edilmezler. Uydu sistemleri, manyetik, gelgit, atmosferik, yörünge rezonansları ve librasyon gibi yörüngesel etkileşimleri içeren karmaşık ilişki biçimlerine sahip olabilir. Büyük uydu nesnelerinin her biri Roma rakamlarıyla gösterilir. Uydu sistemleri ya ana cismin iyelik sıfatlarıyla veya daha az yaygın olarak birincil cisimlerin adıyla anılır. Yalnızca bir uydunun bilindiği veya ortak bir ağırlık merkezine sahip ikili sistem olduğu durumlarda, birincil cisim ve büyük uydunun isimleri tire ile bağlanarak ifade edilebilir.

Bir gök cismi, başka bir gök cisminin etrafında kararlı bir yörüngeye girdiğinde kütleçekimsel yakalanma meydana gelir.

<span class="mw-page-title-main">Ultra kısa dönemli gezegen</span> Yörünge periyodu bir Dünya gününden daha kısa olan ötegezegen

Ultra kısa dönemli gezegen, yörünge periyodu bir Dünya gününden daha kısa olan bir ötegezegen türüdür. Bu kadar kısa bir mesafede, gelgit etkileşimleri nispeten hızlı bir yörünge ve dönüş evrimine yol açar. Bu nedenle, yaşlı bir anakol yıldızı etrafında bir USP gezegeni varsa, gezegenin büyük olasılıkla dairesel bir yörüngesi vardır ve kütleçekimsel kilitlenmeye maruz kalmıştır. Boyutları 2 dünya yarıçapını aşan çok fazla USP gezegeni yoktur. Güneş benzeri yıldızların yaklaşık 200'de biri ultra kısa dönemli bir gezegene sahiptir. Bu oluşum oranının konak yıldızın kütlesine güçlü bir bağımlılığı vardır. Oluşum oranı, M-tipi kırmızı cüceler için % 'ten F cüceleri için % 'e kadar düşer. USP gezegenlerinin çoğu %70 kaya ve %30 demirden oluşan Dünya benzeri bir bileşimle tutarlı görünmektedir, fakat K2-229b daha büyük bir demir çekirdeği olduğunu düşündüren daha yüksek bir yoğunluğa sahiptir. WASP-47e ve 55 Cnc e daha düşük bir yoğunluğa sahiptir ve tamamen kaya veya bir su tabakasıyla çevrili kayalık-demir bir cisimle uyumludur.


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.