Gezegenlerin hepsi Güneş'in çevresindeki kendi yörüngesinde döner. Bu yörüngeleri Güneş'in baskın kütleçekim alanıyla birlikte öteki gezegenlerin az etkili kütleçekim alanları birlikte belirler. Yörüngeleri ve gezegenlerin hareketlerini matematiksel olarak doğru bir şekilde ilk açıklayan kişi Johannes Kepler olmuştur. Kepler gezegenlerin yörünge hareketlerini gösteren ve kendi adıyla anılan üç yasa bulmuştur:
1) Gezegenler Güneş'in çevresinde elips şeklinde yörüngelerde döner. Güneş, bu elipslerin odaklarından birinde yer alır.
2) Bir gezegeni Güneş'e bağlayan varsayımsal bir doğru, gezegen yörüngesi boyunca ilerlerken eşit zaman aralıklarında eşit miktarda alanı tarar. Bir başka deyişle gezegenlerin hızı Güneş'e yaklaştıkça artar, uzaklaştıkça azalır.
3) Bir gezegenin Güneş'in çevresindeki dönüş periyodunun (Dünya'nınki bir yıldır) karesi ile Güneş'e uzaklığının kübü orantılıdır.
Kepler'in yasalarının tümü yalnızca gözlemlere, temel olarak da yıllarca asistanlığını yaptığı Tycho Brahe'nin eşsiz gözlemlerine dayanıyordu. Kepler bir matematikçi ve gökbilimciydi; gezegenlerin yörünge hareketlerine yol açan fiziksel nedenler hakkında hiçbir fikri yoktu. Gezegenlerin neden bu yörüngelerde döndüğünü açıklayan kişi Isaac Newton olmuştur. Ağaçtan yere düşen bir elmayla Ay'ı Dünya'nın çevresindeki yörüngede tutan kuvvetin aslında aynı olduğu düşüncesinden yola çıkan Newton, Evren'deki temel kuvvetlerden biri olan kütleçekim kuvvetini açıklayan ünlü yasayı bulmuştur.
Gezegen yörüngeleri basık birer elips değil de çembere yakın elipslerdir. Bu elips yörüngelerin basıklıkları birbirinden farklıdır. Venüs'ün yörüngesi neredeyse kusursuz bir çembere yakındır. Ama Güneş'e ondan daha yakın Merkür'se oldukça basık bir elips yörüngede ilerler.
Gezegenlerin Güneş'in çevresinde döndükleri yörüngeler aynı düzlem üzerinde değildir; bunların çok az da olsa birbirleriyle açı farkı vardır. Aslında bu açı farkları çok küçüktür ve neredeyse hepsi de aynı düzlemde dönüyor denebilir. Dünya'nın Güneş'in çevresinde döndüğü yörünge düzlemi -ki buna ekliptik düzlem ya da kısaca ekliptik denir- temel alınırsa, Merkür dışındaki gezegenlerin düzlemlerinin 3,5°lik bir bantta yer aldığı görülür. Dünya'nınkine en yakın yörünge düzlemi ondan yalnızca 0,75° farklı bir düzlemde dönen Uranüs'ünkidir; açısal olarak ekliptiğe en uzak yörünge düzlemi de 7° ile Merkür'ünkidir.
Bütün gezegenler aynı zamanda kendi eksenlerinde de döner. Bu dönüşleri de tıpkı Güneş'in çevresindeki ilerleyişleri gibi yine, Güneş Sistemi'ne yukarıdan bakıldığında saatin tersi yöndedir. Bu kuralı Venüs ile Uranüs bozar. Venüs, öteki gezegenlerin tam tersi yönde döner; ki bu durumun açıklanması gökbilimcileri biraz zora sokar. Uranüs'ünse ekseni ekliptiğe neredeyse paraleldir; kuzey kutbu Güneş'e dönük bir biçimde, yani öteki gezegenlerin eksen dönüş yönlerine dik açıyla döner. Dev gezegenlerin kendi eksenlerindeki dönüşleri, karasal gezegenlere göre çok daha hızlıdır.
Eksen dönüşünün gezegenler üzerindeki temel etkisi, onları, ekvator bölgelerini şişkinleştirerek, küre şeklinden uzaklaştırmasıdır. Şişkinliğin miktarı gezegenin kendi eksenindeki dönüş hızına olduğu kadar, gezegeni oluşturan maddelerin sağlamlığına ve dayanıklılığına da bağlıdır. Ekvator bölgesindeki şişkinlik bütün gezegenlerde görülür. Ama en belirgin olarak Satürn'de gözlenir. Bu dev gezegen kendi eksenindeki bir turunu yalnızca 10,5 saatte tamamlar. Dünya'nın geoid şeklinde olmasının temel nedeni de yine eksenindeki dönüşüdür.
Ay'ın Dünya'nın geoid şekli üzerindeki kütleçekim etkisi Dünya'nın ekseninin 26.000 yıllık bir periyotla dairesel bir salınım yapmasına (presesyon) yol açar. Bir başka deyişle yeryüzünden bakıldığında Kutup Yıldızı (Polaris) her zaman kuzeyi göstermemiştir ve göstermeyecektir. İklimbilimciler bu salınımın yeryüzündeki uzun dönemli iklim değişimlerinin nedenlerinden biri olabileceğini düşünmektedir.
Gezegenlerin eksenleri Güneş çevresinde döndükleri düzlemlere dik değildir. Örneğin Dünya'nın ekseninin ekliptik düzleme dik olan doğruyla 23,5°lik bir açı farkı vardır. Bu durum bütün gezegenler için geçerlidir; hepsinin ekseni de az ya da çok eğiktir. Gezegenlerde iklimlerin olmasının temel nedeni eksenlerdeki bu eğikliktir.
1960'lı yıllardan beri giderek artan uzay araçlı Güneş Sistemi araştırmaları sayesinde, gezegenlere ilişkin bilgilerimiz çok artmıştır. Öyle ki Güneş Sistemi'ndeki cisimler birer gökbilim nesnesi olmaktan çıkmış, jeofiziksel nesnelere dönüşmüşlerdir. Artık onların da birçok fiziksel özelliği, gözlemlere dayanan jeofiziksel yöntemlerle incelenmektedir.
Bir gezegen kendi kütleçekim kuvvetinin etkisi altındaki bir gökcismidir. Bir başka deyişle gezegenin kendi kütlesinden kaynaklanan kütleçekim kuvveti onu içe doğru çökertmeye çalışır. Ama bu çökmeye karşı koyan, gezegenin dönmesinden, atomların dayanıklılığına ve iç enerjilerine kadar birtakım başka kuvvetler vardır. Gezegen bu kuvvetlerin dengelendiği büyüklükteki bir gökcismidir. Buna hidrostatik denge denir ve gezegenlerin küre (ya da küreye benzer) şekillerinin nedeni bu hidrostatik dengedir. Karasal gezegenlerin yüzeylerindeki (kabuklarındaki) en alçak bölgelerle en yüksek noktalar arasındaki 10-15 km'lik yükseklik farkı (Dünya için Pasifik'teki Mariana Hendeği ile Everest Tepesi arasındaki ~20 km) gezegenlerin büyüklüklerinin yanında ihmal edilebilecek kadar küçük kalır ve gezegenlerin küresel olmadıklarını göstermez. Dünya 0 (ekliptik)
Merkür 7
Venüs 3,39
Satürn 2,49
Neptün 1,77
Mars 1,85
Jüpiter 1,3
Uranüs 0,77
3245.png
Gezegen düzlemlerinin ekliptik düzlemle yaptığı açılar.
Karasal gezegenlerin iç yapısı sismik dalgalarla incelenir. Bir gezegenin yüzeyine yerleştirilen duyarlı sismometrelerle o gezegenin iç yapısı hakkında önemli bilgiler (iç tabakaların sınırları, o tabakalardaki maddenin katı ya da sıvı halde bulunuşu vs.) elde edilir. Kuşkusuz hakkında en çok şey bilinen gezegen Dünya'dır. Ama Ay'daki, Venüs'teki ve Mars'taki depremler de kaydedilmiştir.
Karasal gezegenlerin içlerinde birer demir-nikel çekirdek bulunur. Gezegenler arasında göreli olarak en büyük demir-nikel çekirdek Merkür'ünkidir; en küçük de Mars'ınkidir. Dünya'nın çekirdeği iç çekirdek ve dış çekirdek olarak iki bölümden oluşur. Dış çekirdek sıvı haldedir. İç çekirdekse katıdır. Karasal gezegenlerin ortalama yoğunlukları 3,5-5,5 g/cm3 arasındadır.
Dev gezegenlerin iç yapısı sismik dalgalarla incelenemez; çünkü onların katı bir yüzeyi yoktur. Onun yerine çevrelerinde dolanan bir uydunun ya da uzay aracının izlediği yörüngeye bakılır ve buradan kütleçekim alanına ilişkin bilgi edinilir. Bu da gezegenin iç yapısına ilişkin bir görüş verir.
Hacimlerinin büyük bölümünü hidrojen ve helyum oluşturduğundan, dev gezegenlerin ortalama yoğunlukları oldukça düşüktür. Örneğin Satürn'ün ortalama yoğunluğu 0,7 g/cm3'tür (Eğer su dolu dev bir kabın içine konabilseydi, Satürn batmaz, yüzerdi).
gezegenlerin temel özellikleri
Bu dev gezegenlerin merkezlerinde, silisyum bileşiklerinden (kaya) oluşan birkaç Dünya büyüklüğünde birer çekirdek vardır. Bu çekirdek metalik hidrojen tabakasıyla kuşatılmıştır. Aşırı basınçtan dolayı hidrojen normal H2 şeklindeki molekül yapısında değildir; atomlarına ayrılmıştır. Bu haliyle hidrojen, elektriksel olarak iletkendir. Dev gezegenlerin manyetik alanlarının kaynağının bu metalik hidrojen tabakası olduğu düşünülmektedir.
Uranüs ve Neptün'ün iç basınçları düşük olduğundan onlarda metalik hidrojen tabakası olmayabilir. Onun yerine çekirdeği buzlardan (su, metan, amonyak buzları karışımı) oluşan bir tabaka sarar.
Devlerin en üst katmanı, birkaç yüz kilometre kalınlığındaki atmosferleridir.
Gezegenlerin iç sıcaklıkları, yüzey sıcaklıklarından çok daha yüksektir. Örneğin Dünya'nın çekirdeğindeki sıcaklık 4700°C, Jüpiter'in çekirdeğindeki sıcaklık da 30.000°C kadardır. Bu ısının bir bölümü gezegenlerin oluşumlarından kalmadır. Büyük bölümü de radyoaktif elementlerin bozunması sırasında ortaya çıkar.
Gezegenlerin yüzeylerini birkaç jeolojik süreç şekillendirir. Bunlar kıta kayma hareketleri, volkanik etkinlikler, meteorit çarpmaları ve iklimdir. Gezegen yüzeylerinin yaşı bu süreçlere göre değişir. Kıta kayma hareketlerinin hâlâ sürdüğü tek gezegen Dünya'dır. Öteki karasal gezegenlerde bu hareketler ya hiç başlamamıştır ya da bir süre önce sona ermiştir. Volkanik etkinlikler günümüzde Dünya yüzeyinin şekillenmesinde ikincil önemdedir. Ancak geçmişte çok daha önemli bir rolü vardı. Günümüzde Jüpiter'in uydusu Io'da, şiddetli yanardağ patlamaları, uydunun yüzeyini sürekli değiştirmektedir. Ay'ın tersine Mars ve Venüs'te yanardağlar vardır.
Asteroitler karasal gezegenleri sürekli bombardıman eder. Ama bunun da sıklığı zaman içinde iyice azalmıştır. Giderek de azalmaktadır. Bu bombardımanın en güzel örneklerine Ay'ın ve Merkür'ün yüzeylerinde rastlanır. Dünya'nın yüzeyinde görülebilen çok az sayıda çarpma krateri vardır. Çünkü atmosferindeki hava olaylarının yol açtığı erozyon onları birkaç milyon yıl gibi jeolojik açıdan çok kısa zaman dilimlerinde ortadan kaldırır.
Aynı durum Venüs için de geçerlidir. Hatta Venüs'ün atmosferi öyle kalın ve yoğundur ki, çapı 50 m'nin altında olan göktaşları daha yüzeye ulaşamadan buharlaşır. O nedenle Venüs'teki en küçük çarpma kraterlerinin çapı 1,5 km dolayındadır. Daha küçük krater bulunmaz. Mars'ın atmosferi çok incedir. Ama Kızıl Gezegen'in yüzeyini de sık sık ortaya çıkan çok güçlü ve zaman zaman da bütün gezegeni kaplayan fırtınalar şekillendirir. Merkür'ün dışında bütün gezegenlerin atmosferi vardır. Atmosferin içeriği, yoğunluğu ve yapısı gezegenden gezegene değişir.
Gezegenlerin çoğunda bulunan önemli bir özellik de, gezegenin yapısından kaynaklanan bir manyetik alanın olmasıdır. Gezegenlerin manyetik alanları Güneş'in manyetik alanıyla sürekli etkileşim içindedir. Ancak gezegenler Güneş'ten çok uzaktır ve Güneş'in manyetik alanının gezegenlerin manyetik alanları üzerindeki etkisi önemsiz kalır. Ne var ki Güneş, gezegenlerin manyetik alanlarını asıl güneş rüzgârıyla etkiler. Uzay araçlarının gezegenlere hem yakın hem de uzak bölgelerde yaptığı manyetik alan ve güneş rüzgârı ölçümleri sayesinde, gezegenlerin manyetik alanlarına ilişkin ayrıntılı bir resim oluşmuştur.
Gezegenlerin manyetik alanları ancak gezegenden kısa bir mesafe öteye kadar etkilidir ve şeklini korur. Sonra güneş rüzgârının etkisiyle bu manyetik alanın şekli bozulur. Şekli, yan yatmış bir gözyaşı damlasını andıran bu alana manyetosfer denir. Bir gezegenin en dış sınırını o gezegenin manyetosferi oluşturur. Büyüklüğü ve şekli, gezegenin manyetik alanına ve güneş rüzgârına bağlıdır. Güneş rüzgârının Dünya dolaylarındaki hızı 400 km/s kadar ve yoğunluğu da yaklaşık 10 parçacık/cm3'tür. Ama bu iki nicelik de Güneş'in etkinlik durumuna göre zaman içinde değişir.
Gezegenlerin manyetik alanlarının şiddeti çok değişiktir. Hatta bazılarının manyetik alanları yoktur. Ayrıca gezegenlerin eksenlerine göre manyetik alanın konumlanışı da farklıdır. Satürn'ün dönme ekseni manyetik ekseniyle çakışır, yani coğrafi kutuplarıyla manyetik kutupları üst üstedir. Dünya ile Jüpiter'de iki eksen arasında 10 derece kadar bir fark bulunur. Uranüs ile Neptün'deyse bu açı farkı 50 dereceye kadar çıkar.
Uranüs ve Neptün'ün iç basınçları düşük olduğundan onlarda metalik hidrojen tabakası olmayabilir. Onun yerine çekirdeği buzlardan (su, metan, amonyak buzları karışımı) oluşan bir tabaka sarar.
Devlerin en üst katmanı, birkaç yüz kilometre kalınlığındaki atmosferleridir.
Gezegenlerin iç sıcaklıkları, yüzey sıcaklıklarından çok daha yüksektir. Örneğin Dünya'nın çekirdeğindeki sıcaklık 4700°C, Jüpiter'in çekirdeğindeki sıcaklık da 30.000°C kadardır. Bu ısının bir bölümü gezegenlerin oluşumlarından kalmadır. Büyük bölümü de radyoaktif elementlerin bozunması sırasında ortaya çıkar.
Gezegenlerin yüzeylerini birkaç jeolojik süreç şekillendirir. Bunlar kıta kayma hareketleri, volkanik etkinlikler, meteorit çarpmaları ve iklimdir. Gezegen yüzeylerinin yaşı bu süreçlere göre değişir. Kıta kayma hareketlerinin hâlâ sürdüğü tek gezegen Dünya'dır. Öteki karasal gezegenlerde bu hareketler ya hiç başlamamıştır ya da bir süre önce sona ermiştir. Volkanik etkinlikler günümüzde Dünya yüzeyinin şekillenmesinde ikincil önemdedir. Ancak geçmişte çok daha önemli bir rolü vardı. Günümüzde Jüpiter'in uydusu Io'da, şiddetli yanardağ patlamaları, uydunun yüzeyini sürekli değiştirmektedir. Ay'ın tersine Mars ve Venüs'te yanardağlar vardır.
Asteroitler karasal gezegenleri sürekli bombardıman eder. Ama bunun da sıklığı zaman içinde iyice azalmıştır. Giderek de azalmaktadır. Bu bombardımanın en güzel örneklerine Ay'ın ve Merkür'ün yüzeylerinde rastlanır. Dünya'nın yüzeyinde görülebilen çok az sayıda çarpma krateri vardır. Çünkü atmosferindeki hava olaylarının yol açtığı erozyon onları birkaç milyon yıl gibi jeolojik açıdan çok kısa zaman dilimlerinde ortadan kaldırır.
Aynı durum Venüs için de geçerlidir. Hatta Venüs'ün atmosferi öyle kalın ve yoğundur ki, çapı 50 m'nin altında olan göktaşları daha yüzeye ulaşamadan buharlaşır. O nedenle Venüs'teki en küçük çarpma kraterlerinin çapı 1,5 km dolayındadır. Daha küçük krater bulunmaz. Mars'ın atmosferi çok incedir. Ama Kızıl Gezegen'in yüzeyini de sık sık ortaya çıkan çok güçlü ve zaman zaman da bütün gezegeni kaplayan fırtınalar şekillendirir. Merkür'ün dışında bütün gezegenlerin atmosferi vardır. Atmosferin içeriği, yoğunluğu ve yapısı gezegenden gezegene değişir.
Gezegenlerin çoğunda bulunan önemli bir özellik de, gezegenin yapısından kaynaklanan bir manyetik alanın olmasıdır. Gezegenlerin manyetik alanları Güneş'in manyetik alanıyla sürekli etkileşim içindedir. Ancak gezegenler Güneş'ten çok uzaktır ve Güneş'in manyetik alanının gezegenlerin manyetik alanları üzerindeki etkisi önemsiz kalır. Ne var ki Güneş, gezegenlerin manyetik alanlarını asıl güneş rüzgârıyla etkiler. Uzay araçlarının gezegenlere hem yakın hem de uzak bölgelerde yaptığı manyetik alan ve güneş rüzgârı ölçümleri sayesinde, gezegenlerin manyetik alanlarına ilişkin ayrıntılı bir resim oluşmuştur.
Gezegenlerin manyetik alanları ancak gezegenden kısa bir mesafe öteye kadar etkilidir ve şeklini korur. Sonra güneş rüzgârının etkisiyle bu manyetik alanın şekli bozulur. Şekli, yan yatmış bir gözyaşı damlasını andıran bu alana manyetosfer denir. Bir gezegenin en dış sınırını o gezegenin manyetosferi oluşturur. Büyüklüğü ve şekli, gezegenin manyetik alanına ve güneş rüzgârına bağlıdır. Güneş rüzgârının Dünya dolaylarındaki hızı 400 km/s kadar ve yoğunluğu da yaklaşık 10 parçacık/cm3'tür. Ama bu iki nicelik de Güneş'in etkinlik durumuna göre zaman içinde değişir.
Gezegenlerin manyetik alanlarının şiddeti çok değişiktir. Hatta bazılarının manyetik alanları yoktur. Ayrıca gezegenlerin eksenlerine göre manyetik alanın konumlanışı da farklıdır. Satürn'ün dönme ekseni manyetik ekseniyle çakışır, yani coğrafi kutuplarıyla manyetik kutupları üst üstedir. Dünya ile Jüpiter'de iki eksen arasında 10 derece kadar bir fark bulunur. Uranüs ile Neptün'deyse bu açı farkı 50 dereceye kadar çıkar.
arasal gezegenlerde -ve Ay'da- çekirdeğin gezegen hacmine oranı.
Jüpiter'in bir manyetik alanını olduğu 1956'da -Dünya'nınki de 1958'de- fark edilmiştir. Jüpiter'in çevresinde güneş rüzgârı, Dünya çevresindekinin ancak yüzde 4'ü kadar etkilidir. Jüpiter'in kutuplarında da tıpkı Dünya'dakilere benzer auroraların oluştuğu gözlenmiştir. Satürn'ün manyetik alanıysa 1979'da Pioneer 11'in ölçümleri sayesinde keşfedilmiştir. Hubble Uzay Teleskopu sayesinde de kutuplarındaki auroralar gözlenebilmiştir. Uranüs ile Neptün'ün manyetosferleri Voyager 2'nin ölçümleriyle ortaya çıkmıştır. Bu uzaklıkta güneş rüzgârının çok hafifleyen etkisi nedeniyle bu dev gezegenlerin manyetik alanlarının manyetosferleri üzerinde daha büyük bir etkisi vardır.
Güneş Sistemi yıldızlar arası uzayda (gökadanın merkezinin çevresindeki yörüngesinde) bir bütün olarak ilerlerken, zayıf da olsa bir manyetik alanın etkisinde kalır. Güneş'in manyetik alanı ve güneş rüzgârı bu zayıf manyetik alanın etkisini daha da zayıflatır.
Ay gibi ne koruyucu bir atmosferi ne de bir manyetik alanı olan cisimlerin yüzeyleri güneş rüzgârının yıpratıcı etkisine açıktır. Öte yandan gezegenlerin büyük bölümünün hem atmosferi hem de manyetik alanı vardır.
Bir gezegenin yüzeyinin ortalama sıcaklığını belirleyen iki temel etmen vardır. Bunlardan birincisi, gezegenin Güneş'e olan uzaklığıdır. Yörüngesi Güneş'ten uzak olan gezegenlerin ortalama yüzey sıcaklığı da düşük olur. İkinci etmen de gezegenlerin atmosferinin içeriğidir; çünkü Güneş'ten ışınlarla gelen ısının ne kadarının gezegen yüzeyinde tutulacağını atmosferin içeriği belirler. Örneğin Merkür'ün yörüngesi, Güneş'e Venüs'ünkinden daha yakındır. Bu durumda ortalama yüzey sıcaklığının daha yüksek olması beklenir. Ne var ki Merkür'ün yok denecek kadar ince bir atmosferi varken Venüs'ün çok yoğun bir atmosferi vardır. Bu yoğun atmosferin yarattığı sera etkisi nedeniyle Venüs'ün ortalama sıcaklığı 470 derecenin üstündedir. Bu yüzey sıcaklığıyla Venüs, Güneş Sistemi'nde yüzeyi en sıcak gezegendir.
Jüpiter
Satürn
Uranüs
Neptün
Dünya
Atmosfer
Moleküler hidrojen
Metalik hidrojen
Buz
Kaya
Merkür ve Venüs'ün dışında bütün gezegenlerin uyduları vardır. Geriye kalan karasal gezegenlerden Dünya'nın bir (Ay) ve Mars'ın da iki uydusu (Fobos ile Deimos) bulunur. Dev gezegenlerinse çok sayıda uydusu vardır. Bu dört gezegenin bugüne değin toplam 140 dolayında uydusu keşfedilmiştir. Gezegenlerin çevresinde dönen bütün uydular da doğal olarak gezegenlerle aynı hareket yasalarına göre kendi yörüngelerinde dönerler. Güneş Sistemi'ndeki büyük uydularla küçük uyduların büyük bölümünün kendi yörüngelerindeki ilerleyişi, gezegenlerin Güneş çevresindeki ilerleyişiyle aynı yöndedir. Bunlar normal uydulardır. Tıpkı Ay'ın Dünya'nın çevresindeki dönüşünde olduğu gibi, büyük uyduların çoğu, gezegeninin çevresinde bir turunu tamamlarken, aynı zamanda kendi ekseninde de bir tur döner. Bir başka deyişle gezegenlerinden bakıldığında bu uyduların hep aynı yüzü görünür.
Gaz devi gezegenlerinin ortak bir özelliği çevrelerinde birer halka sisteminin olmasıdır. Satürn'ün çevresindeki halkalar Galilei'den bu yana biliniyor; gerçi Galilei büyütme gücü düşük teleskobuyla onların halka sistemi olduğunu fark edememişti. Onların küçük göktaşlarının oluşturduğu halkalar olduğunu 1659'da Christiaan Huygens açıkladı. Yüzlerce yıl boyunca halka sistemlerinin yalnızca Satürn'e özgü olduğu sanıldı. Ama güçlü teleskoplar ve gönderilen uzay araçları sayesinde zamanla dört dev gezegenin de halkaları olduğu anlaşıldı.
Jüpiter'in bir manyetik alanını olduğu 1956'da -Dünya'nınki de 1958'de- fark edilmiştir. Jüpiter'in çevresinde güneş rüzgârı, Dünya çevresindekinin ancak yüzde 4'ü kadar etkilidir. Jüpiter'in kutuplarında da tıpkı Dünya'dakilere benzer auroraların oluştuğu gözlenmiştir. Satürn'ün manyetik alanıysa 1979'da Pioneer 11'in ölçümleri sayesinde keşfedilmiştir. Hubble Uzay Teleskopu sayesinde de kutuplarındaki auroralar gözlenebilmiştir. Uranüs ile Neptün'ün manyetosferleri Voyager 2'nin ölçümleriyle ortaya çıkmıştır. Bu uzaklıkta güneş rüzgârının çok hafifleyen etkisi nedeniyle bu dev gezegenlerin manyetik alanlarının manyetosferleri üzerinde daha büyük bir etkisi vardır.
Güneş Sistemi yıldızlar arası uzayda (gökadanın merkezinin çevresindeki yörüngesinde) bir bütün olarak ilerlerken, zayıf da olsa bir manyetik alanın etkisinde kalır. Güneş'in manyetik alanı ve güneş rüzgârı bu zayıf manyetik alanın etkisini daha da zayıflatır.
Ay gibi ne koruyucu bir atmosferi ne de bir manyetik alanı olan cisimlerin yüzeyleri güneş rüzgârının yıpratıcı etkisine açıktır. Öte yandan gezegenlerin büyük bölümünün hem atmosferi hem de manyetik alanı vardır.
Bir gezegenin yüzeyinin ortalama sıcaklığını belirleyen iki temel etmen vardır. Bunlardan birincisi, gezegenin Güneş'e olan uzaklığıdır. Yörüngesi Güneş'ten uzak olan gezegenlerin ortalama yüzey sıcaklığı da düşük olur. İkinci etmen de gezegenlerin atmosferinin içeriğidir; çünkü Güneş'ten ışınlarla gelen ısının ne kadarının gezegen yüzeyinde tutulacağını atmosferin içeriği belirler. Örneğin Merkür'ün yörüngesi, Güneş'e Venüs'ünkinden daha yakındır. Bu durumda ortalama yüzey sıcaklığının daha yüksek olması beklenir. Ne var ki Merkür'ün yok denecek kadar ince bir atmosferi varken Venüs'ün çok yoğun bir atmosferi vardır. Bu yoğun atmosferin yarattığı sera etkisi nedeniyle Venüs'ün ortalama sıcaklığı 470 derecenin üstündedir. Bu yüzey sıcaklığıyla Venüs, Güneş Sistemi'nde yüzeyi en sıcak gezegendir.
Jüpiter
Satürn
Uranüs
Neptün
Dünya
Atmosfer
Moleküler hidrojen
Metalik hidrojen
Buz
Kaya
Merkür ve Venüs'ün dışında bütün gezegenlerin uyduları vardır. Geriye kalan karasal gezegenlerden Dünya'nın bir (Ay) ve Mars'ın da iki uydusu (Fobos ile Deimos) bulunur. Dev gezegenlerinse çok sayıda uydusu vardır. Bu dört gezegenin bugüne değin toplam 140 dolayında uydusu keşfedilmiştir. Gezegenlerin çevresinde dönen bütün uydular da doğal olarak gezegenlerle aynı hareket yasalarına göre kendi yörüngelerinde dönerler. Güneş Sistemi'ndeki büyük uydularla küçük uyduların büyük bölümünün kendi yörüngelerindeki ilerleyişi, gezegenlerin Güneş çevresindeki ilerleyişiyle aynı yöndedir. Bunlar normal uydulardır. Tıpkı Ay'ın Dünya'nın çevresindeki dönüşünde olduğu gibi, büyük uyduların çoğu, gezegeninin çevresinde bir turunu tamamlarken, aynı zamanda kendi ekseninde de bir tur döner. Bir başka deyişle gezegenlerinden bakıldığında bu uyduların hep aynı yüzü görünür.
Gaz devi gezegenlerinin ortak bir özelliği çevrelerinde birer halka sisteminin olmasıdır. Satürn'ün çevresindeki halkalar Galilei'den bu yana biliniyor; gerçi Galilei büyütme gücü düşük teleskobuyla onların halka sistemi olduğunu fark edememişti. Onların küçük göktaşlarının oluşturduğu halkalar olduğunu 1659'da Christiaan Huygens açıkladı. Yüzlerce yıl boyunca halka sistemlerinin yalnızca Satürn'e özgü olduğu sanıldı. Ama güçlü teleskoplar ve gönderilen uzay araçları sayesinde zamanla dört dev gezegenin de halkaları olduğu anlaşıldı.