Gezegen
bir yıldız veya yıldız kalıntısının yörüngesinde dolanan gök cismi
👁 1 görüntülenmeGezegen sözcüğü, Türkçede "gezmek" fiilinden türemiştir. "Gezenler" ya da "dolaşanlar" anlamına gelen Antik Yunanca "πλανήται" (planḗtai) sözcüğü ise Antik Çağ'da Güneş, Ay ve gökyüzünde çıplak gözle görülebilen "beş ışık noktası" olan Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn için kullanılan bir isimdi. Gezegenlerin tarihsel olarak birtakım dinî çağrışımları olmuştur. Birçok kültür gök cisimlerini tanrılarla özdeşleştirmiştir. Mitoloji ve folklorla ilgili olan bu bağlar, yeni keşfedilen Güneş Sistemi cisimlerinin adlandırılmasında hâlâ devam eder. 16. ve 17. yüzyıllarda yermerkezliliğin yerini günmerkezliliğin almasıyla, Dünya da bir gezegen olarak kabul edilmiştir.
Teleskobun gelişmesiyle birlikte gezegen kelimesinin anlamı da; Dünya'nın ötesindeki gezegenlerin uydularını, buz devleri olan Uranüs ve Neptün'ü, Ceres ve daha sonra asteroit kuşağının bir parçası olduğu anlaşılan diğer gök cisimlerini ve Kuiper Kuşağı olarak bilinen buzlu cisimler topluluğunun en büyük üyesi olan Plüton gibi çıplak gözle görülemeyen cisimleri de kapsayacak şekilde genişledi. Kuiper Kuşağı'ndaki diğer büyük cisimlerin ve özellikle de Eris'in keşfi, bir gezegenin tam olarak nasıl tanımlanacağı konusunda tartışmalara yol açtı. 2006 yılında Uluslararası Astronomi Birliği, Güneş Sistemi'ndeki dört karasal gezegeni ve dört dev gezegeni "gezegen kategorisine" yerleştiren bir tanım yayımladı. Bu tanıma göre Ceres, Plüton ve Eris, cüce gezegen kategorisinde yer almıştır. Buna rağmen birçok gezegen bilimci "gezegen" terimini daha geniş anlamda, Ay gibi yuvarlak uyduların yanı sıra cüce gezegenleri de içerecek şekilde kullanmaya devam etmiştir.
Astronomideki gelişmeler, Güneş Sistemi dışında bulunan ve ötegezegen olarak adlandırılan beş binden fazla gezegenin keşfedilmesini sağlamıştır. Ötegezegenler, 51 Pegasi b gibi ana yıldızlarına yakın yörüngede bulunan sıcak Jüpiterler ve HD 20782 b'de gözlemlenebilen oldukça eksantrik yörüngeler gibi genellikle Güneş Sistemi gezegenlerinin sahip olmadığı olağandışı özellikler gösterir. Kahverengi cücelerin ve Jüpiter'den daha büyük gezegenlerin keşfi, bir gezegen ile yıldız arasındaki çizginin tam olarak nerede çizileceğine ilişkin tanımlama tartışmalarını da alevlendirmiştir. Çok sayıda ötegezegenin, yıldızlarının yaşanabilir bölgelerinde (gezegen yüzeyinde suyun sıvı hâlde var olabileceği bölgeler) yörüngede döndüğü tespit edilmiştir, fakat yaşamı desteklediği bilinen tek gezegen Dünya'dır.
Oluşumları
Gezegenlerin nasıl oluştuğu kesin olarak bilinmemektedir. En yaygın kabul gören teori, bir bulutsunun ince bir gaz ve toz diskine çökmesi sonucu bulutsudaki materyallerin toplanarak oluştukları yönündedir. Bu teoriye göre öncelikle, dönen bir öngezegen diskinin merkezinde bir önyıldız oluşur. Yığılma (esnek olmayan bir çarpışma süreci) yoluyla diskteki toz parçacıkları sürekli olarak kütle biriktirerek daha büyük cisimler meydana getirir. Ortaya çıkan ve gezegenimsi olarak bilinen bölgesel kütle yoğunlaşmaları, kütleçekimleri sayesinde daha fazla maddeyi çekerek yığılma sürecini hızlandırır. Bu yoğunlaşmalar, kütleçekiminin etkisiyle içe doğru çökerek öngezegenleri meydana getirene kadar daha da sıklaşır. Bir gezegen, Mars'ın kütlesinden daha büyük bir kütleye ulaştıktan sonra geniş çaplı bir atmosfer biriktirmeye başlar. Bu durum gezegenciklerin atmosfer sürüklenmesi yoluyla yakalanma oranını artırır. Katı ve gaz maddelerin yığılma geçmişine bağlı olarak bir dev gezegen, buz devi ya da karasal gezegen oluşur. Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün düzenli uydularının da benzer şekilde oluştuğu düşünülse de, Triton muhtemelen Neptün tarafından yakalanmış, Dünya'nın uydusu Ay ile Plüton'un uydusu Charon ise tahminen çarpışmalar sonucu oluşmuştur.
Bir önyıldız yeterince büyüdükten sonra yanarak bir yıldız hâline geldiğinde; geride kalan disk fotobuharlaşma, Güneş rüzgârı, Poynting-Robertson sürüklenmesi ve diğer benzer etkilerle içeriden dışarıya doğru kaybolur. Bundan sonra dahi birbirleri veya bir yıldızın yörüngesinde dönen öngezegenler varlıklarını sürdürebilir, fakat çoğu zaman içinde birbirleriyle çarpışarak daha büyük bir gezegen oluşturur ya da içeriğindeki maddeleri etrafına yayarak bu maddelerin kendilerinden daha büyük öngezegen veya gezegenler tarafından emilmesine sebep olurlar. Yeterince büyük hâle gelen bu gök cisimleri, komşu yörüngelerindeki maddenin büyük çoğunluğunu yakalayarak birer gezegen hâlini alırlar. Baska bir gök cismiyle çarpışmamış öngezegenler, kütleçekimsel yakalanma süreciyle başka bir gezegenin doğal uydusu haline gelebilir ya da diğer gök cisimlerinin kuşaklarında kalarak cüce gezegen veya küçük cisimlere dönüşürler.
Daha küçük gezegenimsilerin çarpması; radyoaktif bozunma ile birlikte, büyüyen gezegeni ısıtarak en azından kısmen erimesine yol açar. Gezegenin iç yoğunluğu değişmeye başlar ve daha yoğun malzemeler çekirdeğe doğru çekilir. Daha küçük karasal gezegenler bu yığılma nedeniyle atmosferlerinin büyük çoğunluğunu kaybetse de kaybolan gazlar, gezegenin mantosundan gaz çıkışıyla ve kuyruklu yıldızların gezegene çarpmasıyla yenilenebilir (daha küçük gezegenler ise elde ettikleri tüm atmosferi çeşitli kaçış süreçleriyle kaybederler).
Güneş haricindeki yıldızların etrafındaki gezegen sistemlerinin keşfedilmeleri ve gözlemlenmeleriyle birlikte bu görüşün geliştirilmesi, gözden geçirmesi ve yenilenmesi mümkün hâle gelmiştir. Atom numarası 2'den (helyum) büyük olan elementlerin bolluğunu tanımlayan metallik düzeyi teriminin, bir yıldızın gezegenlere sahip olma olasılığını belirlediği düşünülür. Bu nedenle, metal açısından zengin bir öbek I yıldızının, metal açısından fakir bir öbek II yıldızından muhtemelen daha büyük çapta bir gezegen sistemine sahip olacağı düşünülür.
Güneş Sistemi'ndeki gezegenler
Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen vardır. Bunlar, Güneş'e yakınlık sıralarına göre en yakından en uzağa sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Jüpiter, Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegen olup Dünya'nınkinin 318 katı kadar kütleye sahiptir. Merkür ise 0,055 Dünya kütlesiyle Güneş Sistemi'ndeki en küçük gezegendir.
Güneş Sistemi'ndeki gezegenler, bileşimlerine göre kategorilere ayrılabilirler. Karasal gezegenler Dünya'ya benzer ve çoğunluğu kayaç ve metalden oluşur. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars, Güneş Sistemi'ndeki karasal gezegenlerdir. Dünya Güneş Sistemi'ndeki en büyük karasal gezegendir. Dev gezegenler olan Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün, karasal gezegenlerden daha büyüktür. Bu gezegenler, bileşim açısından karasal gezegenlerden farklıdırlar. Güneş Sistemi'ndeki en yüksek kütleli iki gezegen olan Jüpiter ve Satürn, birer gaz devidir ve temelde hidrojen ile helyumdan oluşur. Satürn, 95 Dünya kütlesi kadardır ve bu kütle Jüpiter'in üçte birine tekabül eder. Buz devleri olan Uranüs ve Neptün ana olarak su, metan ve amonyak gibi düşük kaynama noktalı maddelerden oluşurken hidrojen ve helyumdan ibaret yoğun bir atmosfere sahiptirler. Uranüs ve Neptün, gaz devlerine kıyasla daha düşük kütlelilerdir (14 ila 17 Dünya kütlesi).
Cüce gezegenler, kütleçekim etkisiyle yuvarlak hâlde olsalar da yörüngelerini diğer gök cisimlerinden temizlemiş değildirler. Güneş'ten ortalama uzaklık sırasına göre, astronomlar arasında genel kabul görenler Ceres, Orcus, Plüton, Haumea, Quaoar, Makemake, Gonggong, Eris ve Sedna'dır. Ceres, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında yer alan asteroit kuşağındaki en büyük gök cismidir. Diğer sekiz cüce gezegenin tamamı Neptün ötesi yörüngede bulunur. Orcus, Plüton, Haumea, Quaoar ve Makemake; Neptün'ün yörüngesinin ötesinde yer alan Kuiper Kuşağı'nda; Gonggong ve Eris ise Kuiper Kuşağı'ndan daha uzakta bulunan ve Neptün ile etkileşimlerde Kuiper Kuşağı'na göre nispeten daha kararsız olan dağınık diskte yer alır. Sedna, bilinen en büyük ayrık cisimdir. Ayrık cisimler, hiçbir zaman Güneş Sistemi gezegenlerinden herhangi biriyle etkileşime girecek kadar Güneş'e yaklaşmazlar ve yörüngelerinin kökenleri de hâlâ tartışılır. Katı bir yüzeye sahip olmaları bakımından dokuzu da karasal gezegenlere benzese de, kayaç ve metal yerine buz ve kayaçtan meydana gelmişlerdir. Tamamı Merkür'den daha küçüktür. Plüton, boyutu bakımından bilinen en büyük cüce gezegen, Eris ise en yüksek kütleli cüce gezegendir.
Güneş Sistemi'nde az on dokuz gezegen kütleli uydu veya uydu gezegen (elipsoit şekiller alabilecek kadar büyük uydular) vardır:
- Dünya'nın uydusu: Ay
- Jüpiter'in dört uydusu: İo, Europa, Ganymede ve Callisto
- Satürn'ün yedi uydusu: Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan ve Iapetus
- Uranüs'ün beş uydusu: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ve Oberon
- Neptün'ün bir uydusu: Triton
- Plüton'un bir uydusu: Charon
Ay, İo ve Europa karasal gezegenlerle benzer bileşimlere sahiptir. Diğerleri, cüce gezegenler gibi buz ve kayadan, Tethys ise neredeyse saf buzdan oluşur. Europa genellikle buzlu bir gezegen olarak kabul edilir çünkü yüzeyindeki buz tabakası iç kısmının incelenmesini zorlaştırır. Ganymede ve Titan yarıçap bakımından Merkür'den daha büyüktür. Callisto'nun da yarıçapı neredeyse Merkür'e eşittir fakat üçünün de kütlesi Merkür'e kıyasla daha azdır. Mimas, Dünya'nın kütlesinin yaklaşık altı milyonda biri kadar olan kütlesiyle genel olarak jeofiziksel açıdan gezegen olduğu kabul edilen en küçük cisim olsa da, jeofiziksel anlamda gezegen sayılamayacak ancak daha büyük birçok cisim bulunur (örneğin Salacia).
Güneş Sistemi'ndeki jeofiziksel açıdan gezegen olarak kabul edilen gök cisimlerinin tam sayısı bilinmemektedir. Önceleri potansiyel olarak yüzlerce sayıda olduğu düşünülürken artık sadece çift haneli sayılarla ifade edilecek kadar düşük sayılarda oldukları tahmin edilir.
Ötegezegenler
Ötegezegen veya Güneş dışı gezegen, Güneş Sistemi'nin dışında bulunan gezegenlerdir. 20 Nisan 2026 itibarıyla, 4.808 gezegen sisteminde varlığı doğrulanmış 6.415 ötegezegen bulunmaktadır ve bu gezegen sistemlerinden 1.061 kadarı birden fazla gezegene sahiptir. Kütleçekimsel mikromercekleme verilerini analiz eden 2012 tarihli bir araştırmanın sonucuna göre, Samanyolu'ndaki her yıldızın yörüngesinde ortalama en az 1,6 gezegen olduğu tahmin edilir.
1992'de Aleksander Wolszczan ve Dale Frail, PSR B1257+12 adlı pulsarın yörüngesinde dönen iki gezegeni keşfettiklerini açıkladı. Doğrulanan bu keşif, genellikle ötegezegenlerin ilk kesin tespiti olarak kabul edilir. Araştırmacılar, pulsarı meydana getiren süpernovadan arta kalan bir disk kalıntısından oluştuklarını tahmin eder.
Sıradan bir anakol yıldızının yörüngesindeki bir ötegezegenin ilk doğrulanmış keşfi, Cenevre Üniversitesi'nden Michel Mayor ve Didier Queloz'un 51 Pegasi civarında bir ötegezegen tespitini duyurduğu 6 Ekim 1995 tarihinde gerçekleşti. Bu tarihten uzay aracı Kepler'in yeni keşiflerine kadar bilinen bütün ötegezegenler, kütle bakımından Jüpiter ile karşılaştırılabilir seviyede olmaları veya daha kolay tespit edilebilmeleri dolayısıyla Jüpiter'den daha büyük gaz devleriydi. Kepler ile keşfedilen aday gezegenler kataloğunda, boyut bakımından çoğunlukla Neptün büyüklüğündekilerden Merkür'den daha küçüklerine kadar çeşitli gezegenler vardır.
20 Aralık 2011'de Kepler uzay teleskobu ekibi, Güneş benzeri bir yıldız olan Kepler-20'nin yörüngesinde dönen ilk Dünya büyüklüğündeki ötegezegenler olan Kepler-20e ve Kepler-20f'nin keşfini duyurdu. O zamandan bu yana, 20'sinin yörüngesinde oldukları yıldızlarının yaşanabilir bölgesinde (yeterli atmosferik basınç sağlandığında karasal bir gezegenin yüzeyinde sıvı su bulundurabileceği yörünge aralığı) konumlandığı, Dünya ile yaklaşık olarak aynı büyüklükte 100'den fazla ötegezegen tespit edildi. Güneş benzeri her 5 yıldızdan 1'inin yaşanabilir bölgesinde "Dünya büyüklüğünde" bir gezegen bulunur, bu nedenle en yakınının Dünya'dan 12 ışıkyılı uzaklıkta olduğu düşünülür. Bu tür karasal gezegenlerin oluşum sıklığı, Samanyolu'ndaki akıllı ve iletişim kurabilen uygarlıkların sayısını tahmin eden Drake denklemindeki değişkenlerden biridir.
Dünya gibi kayalık olabilen dev dünyalar veya Neptün gibi uçucu madde ve gazların karışımından oluşan mini Neptünler gibi Güneş Sistemi'nde olmayan bazı gezegen çeşitleri de bulunur. Dünya'nın kütlesinin yaklaşık iki katından daha az olan gök cisimlerinin Dünya gibi kayalık olması beklenir. Fakat iki katından fazla olan gök cisimleri, Neptün gibi uçucu maddelerin ve gazların bir karışımından meydana gelir. Dünya'nın yarıçapının 1,75 katı, bu iki gezegen çeşidi arasında olası bir ayrım noktasıdır.
Dünya'nın kütlesinin 5,5-10,4 katı kütleye sahip Gliese 581c gezegeni, potansiyel anlamda yaşanabilir bölgede olduğu için ilk keşfedildiğinde dikkat çekti fakat daha sonraki çalışmalarda bu gezegenin yaşanabilir olabilmesi için yıldızına fazla yakında bulunduğu sonucuna varıldı. Kahverengi cüceler içinde değerlendirilebilecek ve Jüpiter'den daha büyük gezegenlerin varlığı da bilinmez.
Ana yıldızlarına Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegenin Güneş'e olan yakınlığına göre çok daha yakın olan ötegezegenler bulunmuştur. Güneş'e 0,4 AU ile en yakın gezegen olan Merkür'ün Güneş etrafındaki bir turu 88 gün sürerken, ultra kısa dönemli gezegenler bir günden daha kısa sürede bir tam turu tamamlayabilir. Kepler-11 sisteminde Merkür'ünkinden daha kısa bir yörüngede bulunan beş gezegen vardır ve bu gezegenlerin hepsi Merkür'den çok daha büyüktür. Yörüngesinde bulundukları yıldıza çok yakın oldukları için buharlaşmadan ötürü sadece bir çekirdekten ibaret kalan kitonyen gezegenlere dönüşen 51 Pegasi b gibi sıcak Jüpiterler bulunur. Yıldızlarından çok daha uzakta olan ötegezegenler de bulunur. Neptün, Güneş'ten 30 AU uzaklıktadır ve Güneş etrafında tam tur atması 165 yıl sürer fakat, yıldızlarından binlerce AU uzaklıkta olan ve kendi yıldızlarının etrafında bir tam tur atması bir milyon yıldan fazla süren ötegezegenler vardır (örneğin COCONUTS-2b).
Özellikler
Her gezegenin benzersiz fiziksel özellikleri olmasına rağmen, aralarında birçok ortak nokta vardır. Halkalar veya doğal uydular gibi özelliklerden bazıları henüz yalnızca Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerde gözlemlenirken diğer bazı özellikler de ötegezegenlerde sıkça gözlemlenir.
Yörünge
Güneş Sistemi'ndeki tüm gezegenler Güneş'in etrafında, Güneş'in kendi etrafında döndüğü yönde döner. Bu yön, Güneş'in kuzey kutbunun üzerinden bakıldığında saat yönünün tersinedir. En az bir ötegezegenin, WASP-17b'nin, ana yıldızının dönüşünün tersi yönde bir yörüngede olduğu tespit edilmiştir. Bir gezegenin yörüngesini baştan sona bir kez tamamlamasına o gezegenin yörünge periyodu veya yılı denir.
Hiçbir gezegenin yörüngesinin dairesel olmamasından ötürü, her birinin etrafında döndüğü yıldızdan uzaklığı yıl boyunca değişir. Bir gezegenin yıldızına en yakın olduğu noktaya Güneş Sistemi'nde günberi (periastron, perihelion), en uzak olduğu noktaya ise günöte (apastron, aphelion) denir. Bir gezegen günberisine yaklaşırken, kütleçekimsel potansiyel enerji kinetik enerjiye dönüşür ve hızlanır. Gezegen günöteye yaklaştığındaysa, yörüngesinin en ucuna yaklaştığı için yavaşlar.
Her gezegenin yörüngesi bir dizi öğeyle tanımlanır:
- Düşük dış merkezlikli gezegenler daha dairesel, yüksek dış merkezlikli gezegenler ise daha eliptik yörüngelere sahiptir. Güneş Sistemi'ndeki gezegenler ve büyük uyduları nispeten düşük dış merkezliklere ve bu nedenle neredeyse daire şeklindeki yörüngelere sahiptir. Kuyruklu yıldızlar, birçok Kuiper Kuşağı cismi ve birkaç ötegezegen ise görece daha yüksek dış merkezliklere ve bundan ötürü eliptik yörüngelere sahiptir.
- Yarı büyük eksen, gezegenin eliptik yörüngesinin orta noktasından en uzun çapına olan mesafe olan yörüngesinin boyutunu verir. Bu mesafe, hiçbir gezegen yörüngesinde yıldız tam olarak merkez noktada bulunmadığı için günöte ile aynı anlama gelmez.
- Bir gezegenin yörünge eğikliği, yörüngesinin kurulu bir referans düzlemine göre ne kadar yukarı veya aşağıya eğik olduğunu belirtir. Güneş Sistemi'nde referans düzlemi, Dünya'nın yörünge düzlemi olan ekliptiktir. Ötegezegenler için gökyüzü düzlemi veya gök düzlemi olarak bilinen bu düzlem, Dünya'dan bakıldığında gözlemcinin görüş çizgisine dik olan düzlemdir. Güneş Sistemi'nin sekiz gezegeni ekliptiğe yakınken, kuyruklu yıldızlar ve Plüton gibi Kuiper Kuşağı cisimleri ekliptiğin çok daha uç açılarında bulunurlar. Büyük uydular genellikle uydusu oldukları gezegenlerin ekvatorlarına göre çok eğik durumda değildir, ancak Dünya'nın uydusu Ay, Satürn'ün uydusu Iapetus ve Neptün'ün uydusu Triton birer istisnadır. Triton, gezegeninin dönüş yönünün tersine, yani geri yönlü yörüngeye sahip olması dolayısıyla büyük uydular arasında benzersizdir.
- Bir gezegenin referans düzlemi üzerinden yukarı ve aşağı geçtiği noktalara çıkış ve iniş düğümleri denir. Çıkış düğümü boylamı, referans düzleminin 0 boylamıyla gezegenin çıkış düğümü arasındaki açıdır. Enberi açısı (Güneş Sistemi'nin günberisi) ise bir gezegenin çıkış düğümüyle yıldıza en yakın olduğu nokta arasındaki açıdır.
Eksen eğikliği
Gezegenler, yıldızlarının ekvator düzlemine göre bir açıyla dönerler ve dolayısıyla eksen eğiklikleri farklılık gösterir. Bu durum, her yarım kürenin yıl boyunca aldığı ışık miktarının değişmesine yol açar. Kuzey yarımküre yıldızdan uzaklaştığında, güney yarımküre yıldıza doğru yönelir veya bunun tam tersi gerçekleşir. Bundan dolayı her gezegenin mevsimleri vardır ve bu da yıl boyunca iklimde değişikliklere yol açar. Her yarımkürenin, yörüngesi boyunca yıldızına en uzak veya en yakın olduğu zamanlara gündönümü adı verilir. Bir yarımküre yaz gündönümünde en uzun gündeyken diğer yarımküredeyse kış gündönümünde en kısa gün gerçekleşir. Her yarımkürenin aldığı ışık ve ısı miktarındaki fark, gezegenin her iki yarısı için hava durumunda yıllık değişikliklere neden olur. Jüpiter'in eksen eğikliği görece küçük olduğundan mevsimden mevsime gerçekleşen değişiklikler daha azken; daha fazla eksen eğikliğine sahip olan ve neredeyse yan yatmış Uranüs'ün yarımküreleri, gündönümleri sırasında sürekli olarak güneş ışığına veya karanlığa maruz kalır.
Güneş Sistemi'nde Merkür, Venüs, Ceres ve Jüpiter'de görece küçük; Pallas, Uranüs ve Plüton'da aşırı; Dünya, Mars, Vesta, Satürn ve Neptün'de ise orta derecede eksen eğikliği vardır. Ötegezegenlerde ise eksen eğiklikleri kesin olarak bilinmez, ancak çoğu sıcak gaz devinin, yıldızlarına olan yakınlıklarının bir sonucu olarak ihmal edilebilir bir eksen eğikliğine sahip olduğu düşünülür. Benzer şekilde, gezegen büyüklüğündeki uyduların eksen eğikliği dereceleri neredeyse sıfırdır ve Ay, 6,687° eğikliği ile bu konuda en büyük istisnadır. Bunlara ek olarak, Callisto'nun eksen eğikliği binlerce yıllık zaman dilimlerinde 0° ila 2° arasında değişir.
Dönme
Gezegenler, merkezlerinden geçen görünmez eksenler etrafında dönerler. Bir gezegenin yıldızı etrafında dönme süresine yıldız günü denir. Venüs ve Uranüs dışındaki Güneş Sistemi'ndeki gezegenler, Güneş etrafında saat yönünün tersine, yani Güneş'in kuzey kutbu üzerinden bakıldığında saat yönünün tersine doğru döner. Ancak Uranüs'ün aşırı eksen eğikliği nedeniyle "kuzey" kutbunun hangisi olduğu konusunda farklı teamüller bulunur. Bu yüzden bu gezegenlerin saat yönünde mi yoksa saat yönünün tersine mi döndüğü konusunda da farklı yaklaşımlar vardır. Uranüs, hangi teamülün kullanıldığına bakılmaksızın yörüngesine göre geri yönlü bir şekilde döner.
Bir gezegenin dönüşü, oluşumu sırasında çeşitli etkenlerle tetiklenebilir. Yığılan cisimlerin ayrı ayrı sahip oldukları açısal momentumlar, gezegenin toplamında da bir açısal momentum oluşturabilir. Dev gezegenlerde gaz yığılması, açısal momentumun artmasına neden olur. Gezegenin oluşma sürecinin son aşamalarında, öngezegenlerin birleşimi esnasında gerçekleşebilecek stokastik bir süreç, gezegenin dönme eksenini rastgele değiştirebilir.