Güneş yapısal olarak bir yıldızdır. Yani diğer yıldızlar gibi Güneş de kendi enerjisini kendisi üretir. Diğer yıldızlardan farklılığı bize çok yakın olması ve Yer gibi diğer gezegenlerin de Güneş çevresinde dolanmasıdır. Güneşten gelen ışık ışınları bize 8 dakikada ulaşırken, Güneşlen sonra bize en yakın yıldız olan a Centauriden gelen ışınlar 4.3 yılda ulaşır. Güneş çevresinde dolanan ve altısı çok eskiden beri bilinen, dokuz büyük gezegen vardır. Bunlar Güneşe olan uzaklıkları sırasına göre; Merkür, Venüs, Yer, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plütodur. Ayrıca Mars ile Jüpiter gezegeni arasında, gezegenlerden daha küçük, çok sayıda küçük gezegenler vardır. Gezegenlerin hareketlerini açıklayan yasalar, on yedinci yüzyılın başında J.Kepler tarafından ortaya kondu. Kepler yasaları şu şekilde ifade edilir: 1. Bütün gezegenler, Güneş çevresinde, odaklarından birinde Güneş bulunan birer elips çizerler. 2. Gezegeni Güneşe birleştiren yarıçap vektörü, eşit zaman aralıklarında eşit alanlar süpürür. 3. iki gezegenin Güneşe olan ortalama uzaklıklarının küplerinin oranı, dolanma dönemlerinin kareleri oranına eşittir. Yani, (aı/a2)3 = (Pı/P2)2- Birinci yasa, gezegenlerin Güneşe uzaklığının sabit olmadığını; ikinci yasa, gezegen Güneşe yakın iken daha hızlı, uzak iken daha yavaş hareket ettiğini gösterir; üçüncü yasa ise yörüngesi daha büyük olan (Güneşe daha uzak) gezegenlerin dolanma dönemlerinin de daha büyük olduğunu gösterir. Üçüncü yasanın Nevvton tarafından düzeltilmiş şekli, a3/ P2 = G ( M + m ) / 4 ji2 dir. (Bu bağıntıdan yukarıdaki 3. maddede verilen ifadeyi bulmaya çalışınız.). Gözlemlerden, gezegenin Güneşe ortalama uzaklığı a ve dolanma dönemi P bulunabilir Güneşin ya da gezegenin kütlelerinden birisi bilinince diğerleri bu formülden hesaplanabilir. Çıplak gözle görülebilen gezegenler çoğu kez yıldızlarla karıştırılır. Gezegenlerle yıldızlar arasında şu belirgin farklar vardır: 1 - Gezegenler gök küresinde ekliptik dairesi yakınlarında bulunurlar. 2- Yıldızların biribirlerine göre konumları değişmez. Gezegenler ise yıldızlar arasında sürekli yer değiştirir. 3- Küçük bir dürbünle bile gezegenler yuvarlak disk şeklinde görünürken yıldızlar çok büyük teleskoplarla bile nokta kaynak olarak görünürler. 4- Gezegenler de Ay gibi Güneşlen aldığı ışığı yansıtırlar. Bu nedenle bir kısmı evreler gösterirler. Yıldızlar ise ışık kaynağıdır ve evre göstermezler. 5- Yıldızdan gelen ışık, yer atmosferinin etkisiyle titrerken gezegenlerin ışığı titremez. Şimdi gezegenlerin görünen hareketlerini inceleyelim. Bu hareketleri daha iyi anlamak için önce bir kaç tanım verelim: Yer- Güneş ve Yer-Gezegen doğrultuları arasındaki açıya, gezegenin uzanımı denir. Uzanım 0° (sıfır derece) ise gezegen kavuşum konumunda, uzanım 90° ise gezegen çeyrek konumunda, uzanım 180° ise gezegen karşı kavuşum konumundadır. Gezegen, Güneşe göre gözlem yerinin doğu tarafında ise gezegen doğu uzanımında, batı tarafında ise gezegen batı uzanımındadır denir. Doğu uzanımındaki gezegenler akşam Güneş battıktan sonra, batı uzanımındaki gezegenler ise sabah Güneş doğmadan gözlenebilir. Bir gezegenin, Güneş çevresinde tam bir dolanım yapması için geçen zamana, o gezegenin yıldızıl dönemi denir; Güneşten bakıldığı var sayıldığında, bir gezegenin bir yıldızdan art arda iki geçişi arasındaki zaman aralığıdır. Bir gezegenin aynı bir uzanımdan ardı ardına iki geçiş arasındakr zaman aralığına, o gezegenin kavuşum dönemi denir. Bunu, tı-t0 = S ile gösterelim. Gezegenin ve Yerin dolanma dönemleri P ve E alınırsa, açısal hızları, 2π / P ve 2π I E olur. Gezegenin Yere göre hareketi dikkate alınarak, I [(t1 t0) 2π / E ] (t1 t0)2π/ PI = 2π veya 1/ P = I (1 / E )- (1 /S ) I ya da her iki yanı S ye bölersek: I ( S / E )- ( S / P ) I =1 yazılabilir. Gözlemlerle gezegenlerin kavuşum dönemi S, kolayca belirlenebilir Yerin dolanma dönemi de bilindiğine göre gezegenin Güneş çevresindeki gerçek dolanma dönemi bu formülden hesaplanabilir Örneğin; Merkür ve Mars gezegenlerinin S=116 ve 780 gün olarak bilinen kavuşum dönemleri, Yerin dolanma dönemi E=365.25 gün ile beraber ilgili bağıntıda yerine konursa, Merkürün ve Marsın dolanma dönemleri sırasıyla 88 gün ve 687 gün olarak bulunur. Keplerin üçüncü yasasına göre, dolanma dönemlerinden Venüs ile Yerin yörünge yarıçapları oranının 3/4 olduğunu kolayca bulabilirsiniz. Güneş merkezli yarıçapları oranı 3/4 olan iki çember üzerinde Venüsün görünen hareketi kolayca incelenebilir. 0- 0 konumu kavuşum konumudur ve Venüsü göremeyiz. Bir ay sonra, Yer ve Venüs, 1- 1 konumundadırlar. Venüs, gök yüzünde Vde görülür. Bundan sonraki yörünge hareketini siz inceleyiniz. Venüs, 3- 3 konumunda en büyük batı uzanımtndadır, sabah yıldızı olarak görülür. Güneşten önce doğar, önce batar. 21-21 konumunda en büyük doğu uzanımında olan Venüs, Güneşten sonra doğar ve sonra batar, halk arasında akşam yıldızı olarak adlandırılmasının nedeni budur. En büyük batı uzanımından en büyük doğu uzanımına 18 ayda, en büyük doğu uzanımından en büyük batı uzanımına 6 ayda gelir. Bir dış gezegenin görünen hareketine örnek olarak, Mars verilmiştir. Bir iç gezegen en büyük parlaklığa en büyük uzanım yöresinde ulaşırken, bir dış gezegen karşı kavuşumda ulaşır . Ay ve iç gezegenlerin tersine, bir dış gezegenin evresinde çok az değişim görülür ve çıplak gözle fark edilemez. Alıntı
