Dış merkezlik (astronomi) sayfasının kaynağını görüntüle

{{Hakkında|Astronomi'de kullanılan dışmerkezlik|Geometrideki kullanımı için|Eksantriklik (matematik)}}
[[Dosya:Kepler_orbits.svg|küçükresim|Eliptik, parabolik ve hiperbolik [[Kepler yörüngesi|Kepler yörüngeleri]]{{legend2|red|eliptik&nbsp;(dışmerkezlik&#61; 0.7)|border=1px solid #770D18}}{{legend2|limegreen|parabolik&nbsp;(dışmerkezlik &#61; 1)|border=1px solid black}}{{legend2|blue|hyperbolik&nbsp;(dışmerkezlik &#61; 1.3)|border=1px solid #444}}]]
[[Dosya:Animation_of_Orbital_eccentricity.gif|küçükresim|upright=1.14|Eksantrikliğe göre eliptik yörüngeler{{legend2|OrangeRed|0.0}}{{·}}{{legend2|Lime|0.2}}{{·}}{{legend2|Cyan|0.4}}{{·}}{{legend2|Gold|0.6}}{{·}}{{legend2|hotpink|0.8}}]]{{Astrodinamik}}

[[Astrodinamik]]te, bir [[Astronomik cisim|astronomik cismin]] yörünge eksantrikliği (dış merkezlilik), başka cisim etrafındaki [[yörünge]]sinin mükemmel bir [[daire]]den ne kadar saptığını belirleyen [[Boyutsuz nicelik|boyutsuz]] bir parametredir.

0 değeri [[dairesel yörünge]] olup 0 ile 1 arasındaki değerler [[Eliptik yörünge|eliptik bir yörünge]] çizer, 1 ise [[Parabolik yörünge|parabolik kaçış yörüngesi]] (veya yakalama yörüngesidir) ve 1'den büyük değerler [[Hiperbolik yörünge|hiperboldür]].

Her [[Kepler yörüngesi]] bir [[konik kesit]] olduğundan, terim adını konik kesitlerin parametrelerinden alır. Normalde izole edilmiş [[iki cisim problemi]] için kullanılır, ancak [[Galaksi]] boyunca bir rozet yörüngesini takip eden nesneler için uzantılar da vardır.

== Tanım ==
Ters-kare-yasa kuvvetine sahip [[iki cisim problemi]]nde, her yörünge bir [[Kepler yörüngesi]]dir. Bu Kepler yörüngesinin eksantrikliği, şeklini tanımlayan negatif olmayan bir sayıdır.

Eksantriklik aşağıdaki değerleri alabilir:

[[Dairesel yörünge]]: e = 0

[[Eliptik yörünge]]: 0 < e < 1

[[Parabolik yörünge]]: e = 1

[[Hiperbolik yörünge]]: e > 1

Eksantriklik (e) şu şekilde hesaplanır:

: <math>e = \sqrt{1 + \frac{2 E L^2}{m_\text{red}\, \alpha ^2}}</math><ref>{{Kitap kaynağı|url=https://www.worldcat.org/oclc/191847156|başlık=Foundations of mechanics|tarih=2008|yer=Providence, R.I.|yayıncı=AMS Chelsea Pub./American Mathematical Society|basım=2.2diğerleri=Jerrold E. Marsden|isbn=978-0-8218-4438-0|oclc=191847156|soyadı=Abraham|ad=Ralph}}</ref>

Burada {{math|''E''}} toplam yörünge enerjisi, {{math|''L''}} [[açısal momentum]], {{math|''m''<sub>red</sub>}} [[Azaltılmış kütle|indirgenmiş kütle]] ve {{math|''&alpha;''}} [[klasik fizik]]teki [[yerçekimi]] veya [[elektrostatik]] teorisinde olduğu gibi ters-kare yasası [[Merkezkaç kuvveti|merkezi kuvvet]] katsayısıdır:

: <math>F = \frac{\alpha}{r^2}</math>

(<math>\alpha</math> Bu, çekici bir kuvvet için negatif, itici bir kuvvet için pozitiftir; Kepler problemi ile ilgilidir.)

veya yerçekimi kuvveti durumunda;

: <math>e = \sqrt{1 + \frac{2 \varepsilon h^{2}}{\mu^2}}</math>{{Sfn|Bate|Mueller|White|Saylor|2020|p=24}}

burada {{math|''ε''}} özgül yörünge enerjisi (toplam enerjinin indirgenmiş kütleye bölümü), {{math|''μ''}} toplam kütleye dayalı [[Standart kütleçekim parametresi|standart yerçekimi parametresi]] ve {{math|''h''}} özgül göreli açısal momentumdur ([[açısal momentum]]un indirgenmiş kütleye bölümü).{{Sfn|Bate|Mueller|White|Saylor|2020|pp=12–17}}

0'dan 1'e kadar olan e değerleri için yörüngenin şekli giderek uzayan (veya düzleşen) bir elipstir;

1'den sonsuza kadar olan e değerleri için yörünge, 180'den 0 dereceye azalan 2 [[Ters trigonometrik fonksiyonlar|arccsc]](e) toplam dönüş yapan bir hiperbol dalıdır.

Burada toplam dönüş, dönüş sayısına benzer ancak açık eğriler (hız vektörü tarafından kapsanan açıdır) içindir. Elips ve hiperbol arasındaki sınır durum, e=1 olduğundaki paraboldür.

Radyal yörüngeler, eksantrikliğe göre değil yörüngenin enerjisine göre eliptik, parabolik veya hiperbolik olarak sınıflandırılır. Radyal yörüngelerin açısal momentumu sıfırdır dolayısıyla bire eşit eksantrikliği vardır. Enerji sabit tutulup açısal momentum azaltıldığında eliptik, parabolik ve hiperbolik yörüngelerin her biri karşılık gelen radyal yörünge tipine yönelirken e=1' e yönelir (veya parabolik durumda 1 olarak kalır).

İtici bir kuvvet için, radyal versiyon da dahil olmak üzere sadece hiperbolik yörünge geçerlidir.

Eliptik yörüngeler için basit bir kanıt; <math>\arcsin(e)</math>'nin mükemmel dairenin eksantrikliği ''e'' olan [[elips]]'e izdüşüm açısı verdiğini gösterir.

Örneğin, Merkür gezegeninin eksantrikliğini (''e'' = 0,2056) görmek üzere, 11,86 derece izdüşüm açısını bulmak için [[Ters trigonometrik fonksiyonlar|ters sinüs]]ü hesaplamak yeterlidir. Sonra herhangi dairesel nesneyi bu açıyla eğildiğinde, izleyicinin gözüne yansıtılan bu nesnenin görünen elipsi aynı eksantrikliğe sahip olur.

== Örnekler ==
[[Dosya:Eccentricity rocky planets.jpg|upright=2.27|küçükresim| Önümüzdeki 50.000 yıl içinde [[Merkür]], [[Venüs]], [[Dünya]] ve [[Mars]]'ın değişen yörünge eksantrikliğinin grafiği. Merkür ve Mars'ın eksantriklikleri Venüs ve Dünya'nınkilerden çok daha fazla olduğundan oklar kullanılan farklı ölçekleri göstermektedir. Bu grafikteki 0 noktası 2007 yılıdır.]]

Dünya'nın yörünge eksantrikliği yaklaşık {{gaps|0,016|7}}'dir ve yörüngesi neredeyse daireseldir. [[Venüs]] ve [[Neptün]]'ün eksantriklikleri daha da azdır. Yüz binlerce yıl boyunca Dünya yörünge eksantrikliği, gezegenler arasındaki yerçekiminin sonucunda yaklaşık {{gaps|0,003|4}} ile neredeyse 0,058 arasında değişmiştir.<ref name="Berger1991">{{Web kaynağı|url=http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/eccentricity_graph.html|başlık=Graph of the eccentricity of the Earth's orbit|arşivtarihi=6 Ocak 2018|arşivurl=https://web.archive.org/web/20180106070653/http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/eccentricity_graph.html|tarih=1991|yayıncı=Illinois State Museum (Insolation values for the climate of the last 10 million years)|yazar=A. Berger|yazar2=M.F. Loutre|name-list-style=amp|ölüurl=evet}}</ref>
{| class="wikitable sortable floatright"
|+ Güneş sistemi cisimlerinin dışmerkezliği
! Cisim || Dışmerkezlik
|-
| [[Triton (uydu)|Triton]] || {{gaps|0,000|02}}
|-
| [[Venus]] || {{gaps|0,006|8}}
|-
| [[Neptün]]|| {{gaps|0,008|6}}
|-
| [[Dünya]]|| {{gaps|0,016|7}}
|-
| [[Titan (uydu)|Titan]]|| {{gaps|0,028|8}}
|-
| [[Uranüs]]|| {{gaps|0,047|2}}
|-
| [[Jüpiter]]|| {{gaps|0,048|4}}
|-
| [[Satürn]]|| {{gaps|0,054|1}}
|-
| [[Ay]]|| {{gaps|0,054|9}}
|-
| [[1 Ceres]] || {{gaps|0,075|8}}
|-
| [[4 Vesta]] || {{gaps|0,088|7}}
|-
| [[Mars]] || {{gaps|0,093|4}}
|-
| [[10 Hygiea]] || {{gaps|0,114|6}}
|-
| [[Makemake]] || {{gaps|0,155|9}}
|-
| [[Haumea]] || {{gaps|0,188|7}}
|-
| [[Merkür]]|| {{gaps|0,205|6}}
|-
| [[2 Pallas]] || {{gaps|0,231|3}}
|-
| [[Pluto]] || {{gaps|0,248|8}}
|-
| [[3 Juno]] || {{gaps|0,255|5}}
|-
| [[324 Bamberga]] || {{gaps|0,340|0}}
|-
| [[Eris (dwarf planet)|Eris]] || {{gaps|0,440|7}}
|-
| [[Nereid (uydu)|Nereid]]|| {{gaps|0,750|7}}
|-
| [[90377 Sedna|Sedna]] || {{gaps|0,854|9}}
|-
| [[Halley kuyruklu yıldızı|Halley Kuy. Yıl.]]|| {{gaps|0,967|1}}
|-
| [[Hale-Bopp kuyruklu yıldızı|Hale-Bopp Kuy. Yıl]]|| {{gaps|0,995|1}}
|-
| [[İkeya seki kuyruklu yıldızı|Ikeya-Seki Kuy. Yıl.]]|| {{gaps|0,999|9}}
|-
|[[C/1980 E1]]|| 1,057
|-
| [[ʻOumuamua]] || 1,20{{efn|Oumuamua hiçbir zaman Güneş'e bağlı olmamıştır, bu nedenle yörüngesi hiperboliktir: e ≈ 1.20 > 1 .}}
|-
| [[C/2019 Q4 (Borisov)]]||3,5 {{efn|C/2019 Q4 (Borisov) hiçbir zaman Güneş'e bağlı olmamıştır, bu nedenle yörüngesi hiperboliktir: e ≈ 3,5 >> 1 .}}
|}
Tabloda tüm gezegenler ve cüce gezegenler ile seçilmiş asteroitler, kuyruklu yıldızlar ve uydular için değerler listelenmektedir. [[Merkür]]'ün, [[Güneş Sistemi]]'ndeki herhangi bir gezegenden daha büyük yörünge eksantrikliği vardır (''e'' = {{val|0,2056}}). Bu eksantriklik, Merkür'ün perihelion'da aphelion'a kıyasla iki kat daha fazla [[güneş radyasyonu]] alması için yeterlidir.

2006'da [[2006 yeni gezegen tanımı|gezegen statüsünden]] düşürülmeden önce, [[Plüton]] en eksantrik yörüngeli gezegen olarak kabul ediliyordu (''e'' = 0,248).

Diğer [[Neptün ötesi cisim|Neptün ötesi nesneler]], özellikle cüce gezegen [[Eris (cüce gezegen)|Eris]] (0,44) eksantrikliğ vardır. Daha da uzaktaki [[90377 Sedna|Sedna]]'nın tahmini 937&nbsp;[[Astronomik birim|AU]] [[Apsis (astronomi)|enöte]] ve yaklaşık 76&nbsp;AU [[enberi]] nedeniyle {{val|0.855}} gibi çok büyük eksantrikliği vardır.

Güneş Sistemi'ndeki asteroitlerin çoğunun yörünge eksantriklikleri 0 ile 0,35 arasında olup ortalama değer 0,17'dir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://filer.case.edu/sjr16/advanced/asteroid.html | başlık = Asteroids | erişimtarihi = 4 Nisan 2023 | tarih = 4 Mart 2007 | çalışma = web.archive.org | arşivengelli = evet | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070304161718/http://filer.case.edu/sjr16/advanced/asteroid.html | arşivtarihi = 4 Mart 2007 | ölüurl = evet }}</ref> Nispeten büyük eksantriklikleri muhtemelen Jüpiter'in etkisinden ve geçmişteki çarpışmalardan kaynaklanır.

[[Ay]]'ın değeri {{gaps|0,054|9}} olup, Güneş Sistemi'nin büyük uyduları arasında en eksantriklisidir. Dört [[Galilei uyduları|Galilei uydusu]]nun eksantrikliği 0,01'den daha azdır.

[[Neptün]]'ün en büyük uydusu [[Triton (uydu)|Triton]]'un eksantrikliği {{val|1.6e-5}}'dir. ({{gaps|0,000|016}}),<ref name="Triton">{{Web kaynağı | url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptuniansatfact.html |başlık= Neptün Uydusu Bilgi Formu | tarih = 22 Ocak 2008 | yayıncı = NASA | yazar = David R. Williams | arşivurl = https://web.archive.org/web/19961219054658/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptuniansatfact.html | arşivtarihi = 19 Aralık 1996}}</ref> Güneş Sistemi'ndeki bilinen uydular arasında en küçük eksantrikli olandır; yörüngesi mükemmel bir daire gibidir. Ancak, daha küçük uyduların, özellikle Neptün'ün üçüncü büyük uydusu [[Nereid (uydu)|Nereid]] (0,75) gibi [[Ayın düzensizliği|düzensiz uydular]]ın önemli eksantriklikleri olabilir.

[[Kuyruklu yıldız]]lar çok farklı eksantrik değerlidir. Periyodik kuyruklu yıldızların eksantriklikleri çoğunlukla 0,2 ile 0,7 arasındadır<ref name="Comets">{{Kitap kaynağı|url=https://books.google.com/books?id=35uwarLgVLsC&pg=PA281|başlık=Physics and Chemistry of the Solar System|tarih=2 Aralık 2012|yayıncı=Academic Press|isbn=9780323145848|soyadı=Lewis|ad=John}}</ref> ancak bazılarının eksantriklikleri 1'in biraz altında olup oldukça eksantrik eliptik yörüngelidir; örneğin [[Halley Kuyruklu Yıldızı]] 0,967 değerlidir.

Periyodik olmayan kuyruklu yıldızlar neredeyse [[parabolik yörünge]] izler ve bu nedenle 1'e daha da yakın eksantriklikleri vardır. 0,995 değerli [[Hale-Bopp kuyruklu yıldızı]]<ref name="Hale-Bopp-jpl" /> ve {{gaps|1,000|019}} değerli [[C/2006 P1|C/2006&nbsp;P1]] (McNaught) kuyruklu yıldızı bunun örekleridir.<ref name="McNaught-jpl">{{Web kaynağı | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C/2006+P1 |başlık= JPL Small-Body Database Browser: C/2006 P1 (McNaught) |erişimtarihi= 17 Aralık 2009 |tür= 2007-07-11 last obs | arşivurl = https://web.archive.org/web/20201205101036/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C/2006+P1 | arşivtarihi = 5 Aralık 2020}}</ref> Hale–Bopp'un değeri 1'den küçük olduğunda yörüngesi eliptiktir ve sisteme geri dönecektir.<ref name="Hale-Bopp-jpl">{{Web kaynağı | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Hale-Bopp |başlık= JPL Small-Body Database Browser: C/1995 O1 (Hale-Bopp) |erişimtarihi= 5 Aralık 2008 |tür= 2007-10-22 last obs | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110819173247/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Hale-Bopp | arşivtarihi = 19 Ağustos 2011}}</ref>

[[C/2006 P1|McNaught]] gezegenlerin etkisi altındayken [[Hiperbolik yörünge|hiperbolik bir yörünge]]liidir<ref name="McNaught-jpl" /> ancak yine de yaklaşık 10<sup>5</sup> yıllık bir yörünge periyoduyla Güneş'e bağlıdır.<ref name="Perth">{{Web kaynağı|url=http://www.perthobservatory.wa.gov.au/information/comet_mcnaught_info.html|başlık=Comet C/2006 P1 (McNaught) - facts and figures|arşivtarihi=18 Şubat 2011|arşivurl=https://web.archive.org/web/20110218054618/http://www.perthobservatory.wa.gov.au/information/comet_mcnaught_info.html|tarih=22 Ocak 2007|yayıncı=Perth Observatory in Australia|ölüurl=evet}}</ref> [[C/1980 E1]] Kuyruklu Yıldızı 1,057 eksantriklik ile Güneş kökenli bilinen hiperbolik kuyruklu yıldızlar arasında en büyük eksantrikliğe sahiptir,<ref name="C/1980E1-jpl">{{Web kaynağı | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1980E1 |başlık= JPL Küçük Gövde Veritabanı Tarayıcısı: C/1980 E1 (Bowell) |erişimtarihi= 22 Mart 2010 |tür= 1986-12-02 son gözlem | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110512172553/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1980E1 | arşivtarihi = 12 Mayıs 2011}}</ref> ve sonunda Güneş Sistemi'ni terk edecektir.

[[ʻOumuamua]], Güneş sistemi'nden geçtiği tespit edilen ilk [[yıldızlararası nesne]]'dir. Yörünge dış merkezliliğinin 1,20 olması, ʻOumuamua'nın Güneş'e hiçbir zaman kütleçekimsel olarak bağlı olmadığını gösterir. Dünya'dan 0,2 AU ({{gaps|30|000|000}}&nbsp;km; {{gaps|19|000|000}}&nbsp;mi) uzaklıkta keşfedilmiştir ve yaklaşık 200 metre çapındadır. Yıldızlararası hızı (sonsuzdaki hızı) 26,33&nbsp;km/s ({{gaps|58|900}}&nbsp;mph)'dir.

== Ortalama eksantriklik ==
Bir nesnenin ortalama eksantrikliği, belirli bir zaman aralığında [[Tedirginlik (astronomi)|pertürbasyonlar]] sonucu oluşan ortalama eksantrikliktir. Neptün'ün halen {{gaps|0,011|3}} anlık (güncel [[Devir (astronomi)|devir]]) eksantrikliği vardır<ref name="nssdc-Neptune">{{Web kaynağı | url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html |başlık= Neptün Bilgi Formu | tarih = 29 Kasım 2007 | yayıncı = NASA |soyadı= Williams |ad= David R. | arşivurl = https://web.archive.org/web/19961219055127/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html | arşivtarihi = 19 Aralık 1996}}</ref> ancak 1800'den 2050'ye kadar ortalama eksantriklik {{val|0.00859}}'dur.<ref name="ssd-mean">{{Web kaynağı | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/txt/p_elem_t1.txt |başlık= S.S. 1800'den 2050'ye kadar olan dönem için Seplerian elementler | erişim tarihi = 17 Aralık 2009 |yayıncı= JPL Güneş Sistemi Dinamiği | arşivurl = https://web.archive.org/web/20080922154522/http://ssd.jpl.nasa.gov/txt/p_elem_t1.txt | arşivtarihi = 22 Eylül 2008}}</ref>

== İklimsel etki ==
Yörünge mekaniği, mevsimlerin süresinin Dünya'nın yörüngesinin [[Gündönümü|gündönümleri]] ve [[ekinoks]]lar arasında taranan alanıyla orantılı olmasını gerektirir. Bu nedenle yörünge eksantrikliği aşırı olduğunda, yörüngenin uzak tarafında ([[Apsis (astronomi)|enöte]]) meydana gelen mevsimlerin süresi çok daha uzun olabilir. [[Kuzey yarımküre]]de sonbahar ve kış, Dünya'nın maksimum hızda hareket ettiği en yakın yaklaşmada ([[enberi]]) meydana gelirken, [[güney yarımküre]]de bunun tam tersi olur. Sonuçta, kuzey yarımkürede sonbahar ve kış, ilkbahar ve yazdan biraz daha kısadır; ancak küresel anlamda bu durum ekvatorun altında daha uzun olmaları ile dengelenir. 2006 yılında [[Milankoviç döngüsü|Milankovitch döngüleri]] nedeniyle kuzey yarımkürede yaz, kıştan 4,66 gün, ilkbahar ise sonbahardan 2,9&nbsp;gün daha uzundu.<ref>{{Web kaynağı | url = http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php | başlık = Earth's Seasons | erişimtarihi = 4 Nisan 2023 | tarih = 13 Ekim 2007 | çalışma = web.archive.org | arşivurl = https://web.archive.org/web/20220321003953/https://web.archive.org/web/20071013000301/http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php | arşivtarihi = 21 Mart 2022 | ölüurl = evet }}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.clim-past-discuss.net/2/519/2006/cpd-2-519-2006.pdf|başlık=Ekvatoral güneşlenme: presesyon harmoniklerinden eksantriklik frekanslarına|sayı=4|sayfalar=519-533|dergi=Clim. Past Discuss.|yıl=2006|cilt=2|doi=10.5194/cpd-2-519-2006|yazar1=Berger A.|yazar2=Loutre M.F.|yazar3=Mélice J.L.|erişim-tarihi=4 Nisan 2023|arşivurl=https://web.archive.org/web/20130512075100/http://www.clim-past-discuss.net/2/519/2006/cpd-2-519-2006.pdf|arşivtarihi=12 Mayıs 2013|ölüurl=hayır}}</ref>

[[Kubbemsi yalpalanma]] da Dünya'nın yörüngesinde gündönümlerini ve ekinoksların oluştuğu yeri yavaşça değiştirir. Bu, [[yörüngesel salınım]] da denilen dönme ekseninde değil, Dünya'nın yörüngesindeki yavaş bir değişimdir. Önümüzdeki {{gaps|10|000}} yıl boyunca, kuzey yarımkürede kışlar giderek uzayacak ve yazlar kısalacaktır. Ancak, bir yarımküredeki soğuma etkisi diğer yarımküredeki ısınma ile dengelenecek ve Dünya'nın yörüngesinin eksantrikliğinin neredeyse yarı yarıya azalacak olması nedeniyle genel değişikliklere karşı koyulacaktır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/lectures/climate.htm |başlık= Long Term Climate | website = ircamera.as.arizona.edu | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070504052250/http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/lectures/climate.htm | arşivtarihi = 4 Mayıs 2007}}</ref> Bu durum ortalama yörünge yarıçapını azaltacak ve her iki yarımküredeki sıcaklıkları orta buzul zirvesine yaklaştıracaktır.

== Dış Gezegenler ==
Keşfedilen birçok [[ötegezegen]]in çoğu Güneş sistemi'ndeki gezegenlerden daha çok yörünge eksantriklikleri vardır. Az yörünge eksantrikliği olan (dairesele yakın yörüngeler) ötegezegenler yıldızlarına çok yakındır ve yıldıza [[kütleçekim kilidi]] durumdadır.

Güneş Sistemi'ndeki sekiz gezegenin tümü dairesele yakın yörüngeliidir. Keşfedilen ötegezegenler, alışılmadık derecede az eksantriklikte Güneş Sistemi'nin nadir ve benzersiz olduğunu gösterir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://exoplanets.org/ecc.html |başlık= ECCENTRICITY | website = exoplanets.org | arşivurl = https://web.archive.org/web/20010122064600/http://exoplanets.org/ecc.html | arşivtarihi = 22 Ocak 2001}}</ref> Bir teori bu az eksantrikliği Güneş Sistemi'ndeki çok sayıda gezegene bağlarken; bir diğeri bunun benzersiz asteroit kuşakları nedeniyle ortaya çıktığını öne sürer. Başka çok gezegenli sistemler de bulunmuştur ancak hiçbiri Güneş Sistemi'ne benzemez. Güneş Sistemi, gezegenlerin neredeyse dairesel yörüngeli olmasına yol açan benzersiz [[Gezegenimsi|planetesimal]] sistemlere sahiptir.

Güneş sistemindeki gezegenimsi sistemler [[asteroid kuşağı]], [[Hilda asteroitleri|Hilda ailesi]], [[Kuiper kuşağı]], [[Hills bulutu]] ve [[Oort bulutu]]'nu içerir. Keşfedilen [[ötegezegen]] sistemlerinde ya hiç gezegenimsi sistem yoktur ya da çok büyük bir tane vardır. Yaşanabilirlik özellikle de gelişmiş yaşam için az eksantriklik gereklidir.<ref>{{Kitap kaynağı|başlık=Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe|url=https://archive.org/details/rareearthwhycomp0000ward|sayfalar=[https://archive.org/details/rareearthwhycomp0000ward/page/122 122]-123|yayıncı=Springer|kaynak=Ward|yıl=2000|isbn=0-387-98701-0|author=Ward, Peter|yazar2=Brownlee, Donald}}</ref> Çok sayıda gezegen sistemlerinin yaşanabilir ötegezegenleri olma olasılığı daha çoktur.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Exoplanet orbital eccentricity: multiplicity relation and the Solar System|sayı=1|sayfalar=20-4|dergi=Proc Natl Acad Sci U S A|yıl=2015|cilt=112|pmc=4291657|pmid=25512527|doi=10.1073/pnas.1406545111|soyadı1=Limbach|ad1=MA|soyadı2=Turner|ad2=EL|arxiv=1404.2552|bibcode=2015PNAS..112...20L}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Planetesimals in Debris Disks|tarih=15 Aralık 2015|ad1=Andrew N.|soyadı1=Youdin|ad2=George H.|soyadı2=Rieke|arxiv=1512.04996}}</ref> Güneş Sistemi'ne ilişkin [[Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hipotezleri tarihi#Seçkin konular|Büyük göç hipotezi]], dairesel yörüngelerini ve diğer benzersiz özelliklerini anlamaya da yardımcı olur.<ref name="Zubritsky_2011">{{Web kaynağı | url = http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/young-jupiter.html |başlık= Jupiter's Youthful Travels Redefined Solar System |erişimtarihi= 4 Kasım 2015 |yayıncı= [[NASA]] | soyadı1 = Zubritsky | ad1 = Elizabeth | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110609234138/http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/young-jupiter.html | arşivtarihi = 9 Haziran 2011}}</ref><ref name="Sanders_2011">{{Web kaynağı | url = http://www.universetoday.com/88374/how-did-jupiter-shape-our-solar-system/ |başlık= How Did Jupiter Shape Our Solar System? |erişimtarihi= 4 Kasım 2015 |tarih= 23 Ağustos 2011 |iş= [[Universe Today]] | soyadı1 = Sanders | ad1 = Ray | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110922015657/http://www.universetoday.com/88374/how-did-jupiter-shape-our-solar-system/ | arşivtarihi = 22 Eylül 2011}}</ref><ref name="Choi_2015">{{Web kaynağı | url = http://www.space.com/28901-wandering-jupiter-oddball-solar-system.html |başlık= Jupiter's 'Smashing' Migration May Explain Our Oddball Solar System |erişimtarihi= 4 Kasım 2015 |tarih= 23 Mart 2015 |yayıncı= Space.com | soyadı1 = Choi | ad1 = Charles Q. | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150323231400/http://www.space.com/28901-wandering-jupiter-oddball-solar-system.html | arşivtarihi = 23 Mart 2015}}</ref><ref name="Davidsson_2014">{{Web kaynağı | url = https://thehistoryofthesolarsystem.wordpress.com/tag/the-grand-tack/ |başlık= Mysteries of the asteroid belt |erişimtarihi= 7 Kasım 2015 | website = The History of the Solar System | soyadı1 = Davidsson | ad1 = Dr. Björn J. R. | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150714014816/https://thehistoryofthesolarsystem.wordpress.com/tag/the-grand-tack/ | arşivtarihi = 14 Temmuz 2015}}</ref><ref name="Raymond_2013">{{Web kaynağı | url = http://planetplanet.net/2013/08/02/the-grand-tack/ |başlık= The Grand Tack |erişimtarihi= 7 Kasım 2015 |tarih= 2 Ağustos 2013 | website = PlanetPlanet | soyadı1 = Raymond | ad1 = Sean | arşivurl = https://web.archive.org/web/20140412181158/http://planetplanet.net/2013/08/02/the-grand-tack/ | arşivtarihi = 12 Nisan 2014}}</ref><ref name="O'Brien_2014">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Water delivery and giant impacts in the 'Grand Tack' scenario|sayfalar=74-84|dergi=Icarus|yıl=2014|cilt=239|doi=10.1016/j.icarus.2014.05.009|soyadı1=O'Brien|ad1=David P.|soyadı2=Walsh|ad2=Kevin J.|soyadı3=Morbidelli|ad3=Alessandro|soyadı4=Raymond|ad4=Sean N.|soyadı5=Mandell|ad5=Avi M.|arxiv=1407.3290|bibcode=2014Icar..239...74O|s2cid=51737711}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Relative Likelihood for Life as a Function of Cosmic Time|tarih=August 2016|sayı=8|sayfalar=040|dergi=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|cilt=2016|doi=10.1088/1475-7516/2016/08/040|ad1=Abraham|soyadı1=Loeb|ad2=Rafael|soyadı2=Batista|ad3=David|soyadı3=Sloan|arxiv=1606.08448|bibcode=2016JCAP...08..040L|s2cid=118489638}}</ref><ref>{{Web kaynağı | url = https://www.cfa.harvard.edu/news/2016–17 |başlık= Is Earthly Life Premature from a Cosmic Perspective? |tarih= 1 Ağustos 2016 |yayıncı= Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | arşivengelli = evet}}</ref>

== Ayrıca bakınız ==

* [[Zaman denklemi]]

== Notlar ==
<references group="lower-alpha" />
==Kaynakça==
{{Kaynakça}}<nowiki>{{</nowiki>{{Yörüngeler}}

[[Kategori:Gök mekaniği]]