İçeriğe atla

Jüpiter'in doğal uyduları

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Jüpiter'in bazı uyduları
Galilei uyduları: Io, Europa, Ganymede ve Callisto.

Jüpiter'in bilinen 95 doğal uydusu vardır (2023 (2023) itibarıyla).[1] Bu uydular yörüngeleri, boyut ve fiziksel özellikleri ve bu verilere göre tahmin edilebilecek oluşum mekanizmaları ile çok büyük çeşitlilik göstermektedir. Jüpiter'in, halkaları, manyetik alanı ve uyduları ile birlikte oluşturduğu ve küçük bir güneş sistemini andıran bu karmaşık yapı, Güneş Sistemi'nin evrimini aydınlatabilecek çok sayıda ipuçları barındırmaktadır. İç uyduları olan İo, Europa, Ganymede ve Callisto büyük ve aydın iken diğerleri soluk ve küçüktür.

Liste

[değiştir | kaynağı değiştir]
Renk Anahtarı
 
İç uydular 		♠
Galilei uyduları 		†
Gruplandırılmamış uydular 		♣
Himalia grubu 		♦
Ananke grubu 		♥
Carme grubu 		‡
Pasiphae grubu
Sıra
[not 1] 		Etiket
[not 2] 		Adı
 Resim Mut.
parl. 		Çap
(km)[not 3] 		Kütle
(×1016 kg) 		Yarı büyük
eksen
(km)[2] 		Yörünge periyodu
(d)[2][not 4] 		Yörünge eğikliği
(°)[2] 		Dış merkezlik
[3] 		Keşif
yılı[4] 		Keşfeden[4] Grup
[not 5]
1 XVI Metis
10,5 43
(60 × 40 × 34)		 ≈ 3.6 128852 +0.2988
(+7h 10m 16s)		 2.226 0.0077 1979 Synnott
(Voyager 1)		 İç uydu
2 XV Adrastea
12,0 16.4
(20 × 16 × 14)		 ≈ 0.2 129000 +0.3023
(+7h 15m 21s)		 2.217 0.0063 1979 Jewitt
(Voyager 2)		 İç uydu
3 V Amalthea
7,1 167
(250 × 146 × 128)		 208 181366 +0.5012
(+12h 01m 46s)		 2.565 0.0075 1892 Barnard İç uydu
4 XIV Thebe
9,0 98.6
(116 × 98 × 84)		 ≈ 43 222452 +0.6778
(+16h 16m 02s)		 2.909 0.0180 1979 Synnott
(Voyager 1)		 İç uydu
5 I Io♠
-1,7 3643,2
(3660 × 3637 × 3631)		 8931900 421700 +1,7691 0.050[5] 0.0041 1610 Galilei Galilean
6 II Europa♠
-1,4 3121,6 4799800 671034 +3,5512 0.471[5] 0.0094 1610 Galilei Galilean
7 III Ganymede♠
-2,1 5268,2 14819000 1070412 +7,1546 0.204[5] 0.0011 1610 Galilei Galilean
8 IV Callisto♠
-1,2 4820,6 10759000 1882709 +16,689 0.205[5] 0.0074 1610 Galilei Galilean
9 XVIII Themisto†
12,9 9 ≈ 0,069 7405000 +130,18 44.590 0.2514 1975/2000 Kowal & Roemer/
Sheppard ve diğ.		 Themisto
10 XIII Leda♣
12,7 21.5 ≈ 0.6 11196000 +242,02 27.641 0.1648 1974 Kowal Himalia
11 LXXI Ersa♣
15,9 3 ≈ 0,0045 11348700 +246,99 31.028 0.1043 2018 Sheppard ve diğ. Himalia
12 LXV Pandia♣
16,2 3 ≈ 0,0045 11462300 +250,71 27.023 0.2084 2017 Sheppard ve diğ. Himalia
13 VI Himalia♣
7,9 139.6
(150 × 120)		 420 11497400 +251,86 30.214 0.1510 1904 Perrine Himalia
14 X Lysithea♣
11,2 42.2 ≈ 6.3 11628300 +256,17 27.015 0.1377 1938 Nicholson Himalia
15 VII Elara♣
9,6 79.9 ≈ 87 11671600 +257,60 30.216 0.2079 1905 Perrine Himalia
16 LIII Dia♣
16,3 4 ≈ 0,009 12304900 +278,85 27.481 0.2606 2000 Sheppard ve diğ. Himalia
17 XLVI Carpo†
16,1 3 ≈ 0,0045 17151800 +458,90 50.138 0.4967 2003 Sheppard ve diğ. Carpo
18 LXII Valetudo†
17,0 1 ≈ 0,00015 18819000 +527,41 32.033 0.2018 2016 Sheppard ve diğ. Valetudo
19 XXXIV Euporie♦
16,3 2 ≈ 0,0015 19593900 −560.32 147.851 0.1402 2001 Sheppard ve diğ. Ananke
20 LX Eupheme♦
16,6 2 ≈ 0,0015 20126300 −583.31 150.042 0.4104 2003 Sheppard ve diğ. Ananke
21 LV S/2003 J 18♦
16,5 2 ≈ 0,0015 20348800 −593.01 142.783 0.0465 2003 Gladman ve diğ. Ananke
22 LII S/2010 J 2♦
17,3 1 ≈ 0,00015 20436700 −596.86 148.697 0.3403 2010 Veillet Ananke
23 XLV Helike♦
16,0 4 ≈ 0,009 20479500 −598.74 155.067 0.1331 2003 Sheppard ve diğ. Ananke
24   S/2003 J 16♦
16,3 2 ≈ 0,0015 20512500 −600.18 151.163 0.3331 2003 Gladman ve diğ. Ananke
25   S/2003 J 2♦
16,7 2 ≈ 0,0015 20554400 -602.02 149.204 0.2777 2003 Sheppard ve diğ. Ananke
26 XXXIII Euanthe♦
16,4 3 ≈ 0,0045 20583300 −603.29 146.808 0.1096 2001 Sheppard ve diğ. Ananke
27 LXVIII S/2017 J 7♦ 16,6 2 ≈ 0,0015 20600100 −604.03 146.739 0.2626 2017 Sheppard ve diğ. Ananke
28 XXX Hermippe♦
15,6 4 ≈ 0,009 20666200 −606.94 146.753 0.1981 2001 Sheppard ve diğ. Ananke
29 XXVII Praxidike♦
14,9 7 ≈ 0,043 20682900 −607.68 149.692 0.2959 2000 Sheppard ve diğ. Ananke
30 XXIX Thyone♦
15,8 4 ≈ 0,009 20712800 −609.00 147.328 0.1770 2001 Sheppard ve diğ. Ananke
31 XLII Thelxinoe♦ 16,3 2 ≈ 0,0015 20893300 −616.97 146.916 0.1709 2003 Sheppard ve diğ. Ananke
32 LXIV S/2017 J 3♦
16,5 2 ≈ 0,0015 20976900 −620.68 147.968 0.1907 2017 Sheppard ve diğ. Ananke
33 XII Ananke♦
11,7 29.1 ≈ 3.0 21042500 −623.59 148.675 0.1747 1951 Nicholson Ananke
34 XL Mneme♦
16,3 2 ≈ 0,0015 21064100 −624.55 151.087 0.3428 2003 Gladman ve diğ. Ananke
35 LIV S/2016 J 1♦
16,8 1 ≈ 0,00015 21154000 −628.56 143.824 0.1294 2016 Sheppard ve diğ. Ananke
36 XXXV Orthosie♦
16,7 2 ≈ 0,0015 21171000 −629.31 148.488 0.4838 2001 Sheppard ve diğ. Ananke
37 XXII Harpalyke♦
15,9 4 ≈ 0,009 21280200 −634.19 148.298 0.1602 2000 Sheppard ve diğ. Ananke
38 XXIV Iocaste♦
15,4 5 ≈ 0,019 21431800 −640.98 149.424 0.3295 2000 Sheppard ve diğ. Ananke
39 LXX S/2017 J 9♦ 16,1 3 ≈ 0,0045 21492900 −643.72 155.775 0.2524 2017 Sheppard ve diğ. Ananke
40   S/2003 J 12♦
17,0 1 ≈ 0,00015 21557700 −646.64 154.690 0.3657 2003 Sheppard ve diğ. Ananke
41   S/2003 J 4‡
16,7 2 ≈ 0,0015 22048600 −668.85 149.401 0.4967 2003 Sheppard ve diğ. Pasiphae
42 XXV Erinome♥
16,0 3 ≈ 0,0045 22354300 −682.80 164.821 0.2052 2000 Sheppard ve diğ. Carme
43 XXXI Aitne♥
16,0 3 ≈ 0,0045 22386500 −684.28 166.238 0.3150 2001 Sheppard ve diğ. Carme
44 L Herse♥ 16,5 2 ≈ 0,0015 22408800 −685.30 164.347 0.1854 2003 Gladman ve diğ. Carme
45 XX Taygete♥
15,5 5 ≈ 0,016 22433500 −686.44 163.261 0.3257 2000 Sheppard ve diğ. Carme
46 LXIII S/2017 J 2♥
16,4 2 ≈ 0,0015 22472900 −688.25 165.676 0.3852 2017 Sheppard ve diğ. Carme
47 LXVII S/2017 J 6‡ 16,4 2 ≈ 0,0015 22543800 −691.51 155.185 0.3226 2017 Sheppard ve diğ. Pasiphae
48 XLVII Eukelade♥
15,9 4 ≈ 0,009 22576700 −693.02 163.822 0.2790 2003 Sheppard ve diğ. Carme
49 XI Carme♥
10,6 46.7 ≈ 13 22579900 −693.17 163.535 0.2295 1938 Nicholson Carme
50 LXI S/2003 J 19♥ 16,6 2 ≈ 0,0015 22752500 −701.13 167.738 0.2928 2003 Gladman ve diğ. Carme
51 XXVI İsonoe♥
16,0 4 ≈ 0,009 22776700 −702.25 162.834 0.2159 2000 Sheppard ve diğ. Carme
52 (kayıp) S/2003 J 10♥
16,8 2 ≈ 0,0015 22896200 −707.78 163.481 0.2066 2003 Sheppard ve diğ. Carme?
53 XXVIII Autonoe‡
15,5 4 ≈ 0,009 22933400 −709.51 148.145 0.4290 2001 Sheppard ve diğ. Pasiphae
54 LVIII Philophrosyne‡ 16,7 2 ≈ 0,0015 22939900 −709.81 147.900 0.3013 2003 Sheppard ve diğ. Pasiphae
55 XLVIII Cyllene‡ 16,3 2 ≈ 0,0015 22965200 −710.99 150.047 0.6079 2003 Sheppard ve diğ. Pasiphae
56 XXXVIII Pasithee♥
16,8 2 ≈ 0,0015 22967800 −711.11 164.727 0.2097 2001 Sheppard ve diğ. Carme
57 LI S/2010 J 1♥
16,4 2 ≈ 0,0015 22986900 −712.00 164.559 0.2937 2010 Jacobson ve diğ. Carme
58   S/2003 J 24♥ 16,6 3 ≈ 0,0045 23088000 −715.4 162.105 0.2545 2003 Sheppard ve diğ. Carme
59 VIII Pasiphae‡
10,1 57.8 ≈ 30 23119300 −718.16 151.998 0.4362 1908 Melotte Pasiphae
60 XXXVI Sponde‡
16,7 2 ≈ 0,0015 23146500 −719.42 144.563 0.3455 2001 Sheppard ve diğ. Pasiphae
61 LXIX S/2017 J 8♥
17,0 1 ≈ 0,00015 23173700 −720.69 166.071 0.2039 2017 Sheppard ve diğ. Carme
62 XXXII Eurydome‡
16,2 3 ≈ 0,0045 23214500 −722.59 150.289 0.2975 2001 Sheppard ve diğ. Pasiphae
63 LXVI S/2017 J 5♥ 16,5 2 ≈ 0,0015 23352500 −729.05 166.555 0.2460 2017 Sheppard ve diğ. Carme
64 XXIII Kalyke♥
15,4 6.9 ≈ 0,04 23377400 −730.21 166.899 0.2660 2000 Sheppard ve diğ. Carme
65 XXXIX Hegemone‡ 15,9 3 ≈ 0,0045 23422300 −732.32 154.675 0.3358 2003 Sheppard ve diğ. Pasiphae
66 XXXVII Kale♥
16,4 2 ≈ 0,0015 23512200 −736.54 166.177 0.2893 2001 Sheppard ve diğ. Carme
67 XLIV Kallichore♥ 16,4 2 ≈ 0,0015 23552900 −738.45 167.727 0.3183 2003 Sheppard ve diğ. Carme
68 LXXII S/2011 J 1♥ 16,7 2 ≈ 0,0015 23714400 −746.06 164.799 0.3193 2011 Sheppard ve diğ. Carme
69 LIX S/2017 J 1‡
16,6 2 ≈ 0,0015 23753600 −747.91 147.253 0.4500 2017 Sheppard ve diğ. Pasiphae
70 XXI Chaldene♥
16,0 4 ≈ 0,009 23848300 −752.39 162.749 0.2705 2000 Sheppard ve diğ. Carme
71 XLIII Arche♥
16,2 3 ≈ 0,0045 23926500 −756.09 166.408 0.2367 2002 Sheppard ve diğ. Carme
72 LVII Eirene♥ 15,8 4 ≈ 0,009 23934500 −756.47 162.713 0.2413 2003 Sheppard ve diğ. Carme
73 XLIX Kore‡
16,6 2 ≈ 0,0015 23999700 −759.56 136.628 0.2347 2003 Sheppard ve diğ. Pasiphae
74 LVI S/2011 J 2‡ 16,8 1 ≈ 0,00015 24114700 −765.03 152.125 0.1729 2011 Sheppard ve diğ. Pasiphae
75   S/2003 J 9♥
16,9 1 ≈ 0,00015 24168700 −767.60 166.334 0.1702 2003 Sheppard ve diğ. Carme
76 XIX Megaclite‡
15,0 5 ≈ 0,021 24212300 −769.68 145.574 0.3139 2000 Sheppard ve diğ. Pasiphae
77 XLI Aoede‡ 15,6 4 ≈ 0,009 24283000 −773.05 151.908 0.3131 2003 Sheppard ve diğ. Pasiphae
78   S/2003 J 23‡
16,6 2 ≈ 0,0015 24678200 −792.00 146.155 0.3208 2003 Sheppard ve diğ. Pasiphae
79 XVII Callirrhoe‡
13,9 9.6 ≈ 0,087 24692400 −792.69 149.792 0.3562 1999 Scotti ve diğ. Pasiphae
80 IX Sinope‡
11,1 35 ≈ 7.5 24864100 −800.97 158.597 0.1669 1914 Nicholson Pasiphae

Yörünge özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter'in uyduları, yarı büyük ekseni 128.000 ile 28,5 milyon km arasında değişen çok geniş bir yörünge yelpazesine dağılmış durumdadırlar. Gezegene bilinen en yakın uydu 1,79 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngesi ile, Jüpiter bulutlarının yalnızca 56.000 km üzerinde yol alan Metis'tir. Bilinen en uzak uydu ise, 200 RJ yarıçapındaki yörüngesi ile henüz resmi olarak adlandırılmamış S/2003 J2 geçici adlı küçük uydudur.

İç yörüngelerde yer alan uydular, Jüpiter'in ekvator düzlemine göre eğikliği yok denecek kadar az ve aynı şekilde dışmerkezliği çok küçük olan yörüngeler çizmeleri nedeniyle 'düzenli uydular' olarak adlandırılır ve bu özellikleri uyduların Jüpiter'in oluşumu sırasında meydana geldiklerini düşündürür.. Yüksek eğiklik ve dışmerkezliğe sahip yörüngelerde ve bazıları da ters yönde hareket eden 'düzensiz uydular'ın ise kendi içlerinde benzer yörünge özelliklerine sahip birkaç grup içinde toplanmaları dikkati çeker. Bu uyduların içinde yer aldıkları gruplara göre değişen ortak ve büyük olasılıkla Jüpiter dışı kökenleri olduğu düşünülür.

  • Düzenli yörüngeye sahip gezegenlerden en içte yer alan dördü, çapı 200 km.yi geçmeyen orta büyüklükte uydulardır. Bu uydular Jüpiter'in halkaları içinde yer alırlar. Metis ve Adrastea Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve gezegenin çekim gücünden kaynaklanan gel-git etkisi nedeniyle bütünlüklerini uzun süre koruyamama tehlikesi altındadırlar. Jüpiter'in Ana halkası'nın büyük ölçüde bu uydulardan gel-git etkisi ile kopan parçacıkları içermesi olasıdır. Ayrıca bu iki uydu Jüpiter etrafındaki dönüşlerini Jüpiter'in kendi etrafındaki bir dönüşünden daha kısa sürede tamamlar ve bu nedenle gezegen tarafından frenlenerek, giderek alçalan ve uyduların parçalanarak Jüpiter üzerine düşmesine yol açacak bir yörünge izlerler. Halo halka sınırları içinde kalan Amalthea ve Thebe'nin de bu halkadaki materyalin kökeni olduğu düşünülür.
  • Daha dış yörüngelerdeki dört düzenli uydu, Galilei uyduları olarak anılan İo, Europa, Ganymede ve Callisto'dur. Bu dört büyük uydu, güçlü çekimleri ile birbirlerinin yörüngelerini şekillendirmiş ve dolanma periyotları dıştan içe doğru belirginleşen bir rezonans içine girmiştir. İo (1,77 gün), Europa (3,55 gün) ve Ganymede (7,16 gün) kabaca 1:2:4 oranları ile ifade edilebilecek devirlere sahiptir. Callisto'nun 16,69 günlük dolanma süresi diğer Galilei uydularınınkinin tam katı değilse de, gelecekte bu dört uydunun tam anlamıyla birbirine 'çekimsel olarak kilitlenmiş' yörüngeler izleyecekleri tahmin edilebilir.
  • Themisto, Galilei uyduları ve Himalia düzensiz grubu'na ait uyduların arasında yer alan 43° eğimli ve yüksek bir dışmerkezlilik oranına sahip kendine özgü yörüngesi ile Themisto düzensiz grubu'nun bilinen tek üyesidir.
  • Himalia düzensiz grubu, eğimi 26° ile 28° arasında değişen ve yarı büyük eksenleri 11-12 milyon km civarında yörüngelerde kümelenmiş 5 uydudan oluşur. Bu gruba adını veren Himalia, grubun en erken keşfedilen ve en büyük üyesidir.
  • Carpo, 51° eğimli ve çok yüksek dışmerkezliliğe sahip yörüngesi ile kendi başına bir grup oluşturur: Carpo düzensiz grubu
  • Carme ters yörüngeli düzensiz grubu'na ait uydular, 165°'lik eğimi ile düzenli uydulara ve Güneş Sistemi'ndeki gezegenlere göre ters yönde hareket eden yörüngeler izler. Bu gruptaki tüm uyduların yörüngeleri dışmerkezlik açısından birbirine çok benzer oldukları gibi, 23-24 milyon km yarı büyük eksen uzunluğu içinde kümelenmiştir. Bu yörünge özellikleri grup üyelerinin aynı kökeni paylaştıkları görüşünü destekler niteliktedir.
  • Ananke ters yörüngeli düzensiz grubu da 145° - 151° eğimli ters yörüngelerde hareket eden uyduları içine alır. Dışmerkezlilikleri daha değişken olmakla birlikte, yarı büyük eksenleri 19-21 milyon km sınırları arasında toplanmış yörüngeleri ile bu uydular da tutarlı bir grup oluşturur.
  • Pasiphae ters yörüngeli düzensiz grubu ise daha geniş bir yelpazeye yayılmış yörüngeleriyle daha az türdeş bir topluluktur.

Yeni keşfedilen ve henüz resmi ad almamış uyduların büyük çoğunluğu yeterli gözlem süresini geçirmedikleri için yörüngelerine ait bilgiler kesinleşmemiş durumdadır. Tabloda yer alan bu uydulara ait bilgilerin ve gruplandırmanın kesin olmadığını gözönünde tutmak gerekmektedir.

Fiziksel özellikler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Uyduların boyut ve biçimleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter'in uyduları boyutları açısından da büyük bir çeşitlilik gösterirler. Galilei uyduları gezegenlerle boy ölçüşecek büyüklüktedir. Bu dört uydu Plüton'dan daha büyük yarıçapa sahiptir. Güneş Sistemi'ndeki en büyük uydu olan Ganymede, Merkür'den de büyüktür. Galilei uyduları büyük kütleleri ve kuvvetli yerçekimi nedeniyle tam bir küreye yakın biçimler almıştır. Güneş sistemi içinde bulunan çeşitli gök cisimleri üzerinde yapılan gözlemlerden öğrenildiği kadarıyla, 1000 km. civarında bir çap, bir gök cisminin oluşumu sırasında yoğunlaşan maddelerin açığa çıkardığı enerji nedeniyle ısınıp eriyerek tabakalar halinde farklılaşması ve kabaca küresel bir şekil ortaya çıkması için yeterli olmaktadır. Kuramsal hesaplamalar da buna yakın sonuçlar vermektedir. Galilei uydularının Jüpiter ile de çekimsel olarak kilitlenmiş olmaları, yani gezegen çevresinde dolanma süreleri ile kendi eksenleri etrafında dönme sürelerinin eşit olması nedeniyle kusursuz bir küreden biraz farklı biçimde olmaları beklenir. Bu, kuramsal olarak uzun ekseni gezegenin ağırlık merkezinden geçen ve şişkin ucu gezegene dönük olan bir armut şeklidir. Uzay sondalarının yaptığı ölçümler böyle bir yapıyı gösterecek duyarlılıkta olmamakla birlikte, büyük uydulardan gezegene en yakın olan ve gel-git güçlerinin etkisinin en fazla görüldüğü İo'nun üç eksende yapılan çap ölçümlerinde %2'ye varan farklar gözlenmiştir.

Galilei uydularından sonra büyüklükte beşinci sırayı alan ve düzenli iç uydular grubunun üyesi Amalthea'nın aşırı derecede bakışımsız şekli bu uydunun yapısı ve kökeni konusunda tartışmalara yol açmıştır.

Düzenli iç uydulardan Metis, Adrastea ve Thebe ile düzensiz yörüngeye sahip uydulardan Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae ve Sinope 20–200 km. arasında değişen çapları ile orta büyüklükte ve genellikle düzensiz şekillerdedir.

Bilinen uydulardan geri kalan tümü düzensiz yörüngelere sahip ve çapları birkaç kilometreyi geçmeyen 'kaya' veya 'buz' parçaları olarak kabul edilir. Bugün için gözlenebilirlik alt sınırı 1 km. kadar olduğundan, Jüpiter'in henüz saptanamamış çok sayıda daha küçük uydusu olması mantıklı görünmektedir.

Dış görünüm ve yüzey özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter sisteminin çeşitli üyelerinin kolaylıkla gözlenebilen temel özellikleri farklı köken ve geçmişlerini ele verir niteliktedir. Galilei uyduları'nın diğer uydulara göre belirgin derecede parlak oldukları ve parlaklıklarının Jüpiter'den uzaklıklarına paralel olarak azaldığı dikkati çeker. İo ve Europa 0,65 düzeyine erişen beyazlık (albedo) dereceleri ile üzerlerine düşen güneş ışınlarının üçte ikisini yansıtırlar. Ganymede ve Callisto'nun beyazlık dereceleri sırasıyla 0,43 ve 0,17 iken, geri kalan uydular 0,05 ile 0,1 arasında değişen beyazlık düzeyleri ile oldukça karanlık yüzeylere sahiptir. Europa, İo ve Amalthea'nın kırmızı renkte olduğu gözlenir. Amalthea (Mars'ı da geride bırakarak Güneş Sistemi'nin en kırmızı üyesi unvanını alır.

Uyduların yüzey sıcaklıkları Jüpiter yörüngesinin güneşten uzaklığı ile uyumlu olarak 105K-110K (yaklaşık -165 °C) civarındadır. Beyazlık derecesi düşük olan uydular güneş ışınlarını büyük oranda soğurdukları için güneş alan yüzeyleri 125K'e kadar ısınabilir. Güçlü gel-git etkileri ve Jüpiter'in manyetik alanının oluşturduğu elektrik akımı nedeniyle ısınan ve üzerinde önemli volkanik etkinliğin gözlendiği İo'da yüzey sıcaklığının yer yer 2000 °C'ye ulaştığı gözlenmiştir.

İo'nun kükürt dioksit, Europa'nın ise oksijen ağırlıklı ince atmosferleri vardır. Bu iki uydunun çekim gücü güneş ışınlarının etkisi altında atmosferlerini oluşturan gazların sürekli olarak uzaya kaçmasına engel olamasa da, uydu yüzeyinden kopan materyal atmosferleri yenilemeye devam eder. Ganymede ve Callisto'nun benzer mekanizma ile korunan çok daha seyrek birer atmosferi olduğu gözlenmiştir.

Galilei uydularının gözlenen yüzey yapıları dış yörüngelerden iç yörüngelere doğru giderek artan jeolojik etkinlikle uyumludur. Bu dört uydudan en dışta yer alan Callisto'nun yüzeyi Güneş Sistemi'nin erken dönemlerindeki yapısını korumaktadır. Ganymede'in yüzeyinde buna benzer yaşlı bölgelere daha genç görünümlü açık renkli alanlar eşlik eder ve Yerküre'dekine benzer bir levha tektoniği aktivitesi ile açıklanabilecek oluşumlar gözlenir. Europa'nın ise son derece kendine özgü ve çok genç yüzey şekilleri çok daha hareketli bir jeolojik yapı ile ilişkilidir. Galilei uydularından en içte kalanı, İo, yoğun bir volkanik etkinlik gösterir. Lav akımları, sıvı ya da akışkan materyalin şekil değiştirdiği havzalar, uzay sondalarının gözlem süresi içinde dahi değişimin izlenebildiği son derece dinamik bir yüzey oluşturur. Bu özellikler, Jüpiter'in dev kütlesi ve uydular arasındaki gel-git etkileşimlerinin iç yörüngelere doğru giderek artan etkilerinin yanı sıra, en azından İo söz konusu olduğunda Jüpiter'in manyetik alan etkinliği ile de ilişkilidir.

İç yapılar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter uydularının son 30 yıl içinde çeşitli uzay araçları tarafından elde edilen yüzey görüntüleri, kütle ve yoğunluklarına ilişkin ölçümler ve kısmen de tayfölçüm verileri sayesinde iç yapıları hakkında bazı varsayımlarda bulunmak mümkün olmuştur. Galileo uzay sondası 1995-2003 yılları arasında toplam 34 yakın geçişle dört Galilei uydusu ve Amalthea hakkında bilinenlerin büyük ölçüde artmasını sağlamıştır. Bu bilgiler ışığında, Jüpiter uydu sisteminin, Güneş Sistemi'ne benzer biçimde merkezden dışa doğru bir farklılaşma gösterdiği dikkat çekmektedir. Galilei uydularının yoğunluğu en dışta yer alan Callisto için 1,8 g/cm³'ten, en içteki İo için 3,5 g/cm³'e doğru artar. Bu, Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde Jüpiter ve uydu sisteminin Güneş bulutsusunun yoğunlaşması ile oluşmaya başlaması sırasında sistemin merkezinde gerçekleşen sıcaklık artışı ile ilişkilidir. Jüpiter'e en yakın uydular artan sıcaklığın etkisi ile tümüyle sıvı duruma geçerek içerdikleri maddeler tabakalar halinde farklılaşmış, aynı zamanda hafif elementlerden başlayarak sıcaklıkla orantılı bir madde kaybı yaşamışlardır. Böylece uyduların içerdiği 'buz'-'kaya'-metal oranı iç yörüngelerden dışa doğru değişir. 'Buz' tanımına girecek hafif bileşiklerden yoksun İo büyük bir metal çekirdeği çevreleyen silikat ağırlıklı 'kaya' katmanlarından oluşurken, Europa daha küçük bir çekirdeğe ve kaya tabakasının dışında önemli bir su katmanına sahiptir. Bu, dışta donmuş halde su içeren bir kabuk ile onun altında derinliğinin 100 km'ye ulaştığı düşünülen bir sıvı 'okyanus'tan oluşmaktadır. Ganymede'in içerdiği su kütlesi çok daha fazladır ve okyanusu uydunun yarıçapının yarısına kadar varan derinliktedir. Callisto ise düşük yoğunluğundan anlaşılacağı gibi buz oranı yüksek bir uydudur, ancak türdeş bir iç yapıya sahip olması, bileşenlerinin eriyerek tabakalaşmasına yol açacak sıcaklıklara hiçbir zaman ulaşamamış olduğunu düşündürür.

Küçük uyduların çoğunun çap ve kütle ölçümleri duyarlılıkla yapılamamış olduğundan yoğunlukları ve dolayısıyla iç yapılarına ilişkin güvenilir bilgiler yoktur. Bunların önemli bir kısmının Jüpiter sistemi ile birlikte oluşmamış, ancak gezegenin çekim alanına sonradan yakalanmış cisimler olmaları bakımından, kökenlerine göre kuyrukluyıldız ya da değişik asteroid yapılarından biri ile benzer olmaları beklenir. Benzer yörünge özellikleri nedeniyle aynı grup içinde toplanan uyduların aynı gökcisminin parçaları olma olasılığı fazladır.

Uyduların tek tek incelenmesine olanak bulunduğunda çarpıcı bulgularla karşılaşılabilmektedir. Galileo uzay sondası 2002 yılında yaptığı Amalthea yakın geçişinde uydunun yoğunluğunun 0,86 g/cm³ olduğunu saptadı. Uydunun sudan hafif olması ancak birbirine gevşek olarak bağlanmış ve aralarında büyük boşluklar bulunan çok sayıda parçadan oluşması ile açıklanabilir. Bu örnek Jüpiter uyduları hakkında öğrenilecek çok şey olduğunu göstermesi yanı sıra, Güneş sisteminin çeşitli üyelerinin kendilerine özgü beklenmedik özelliklerinin olabileceğine işaret etmesi açısından da önem taşımaktadır.

Jüpiter uydu sisteminin oluşumu ve evrimi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş bulutsusu olarak adlandırılan gaz ve toz kütlesi 4,6 milyar yıl önce bilinmeyen bir nedenle yoğunlaşarak bugünkü şekliyle Güneş Sistemi'ni oluşturmaya başladığında, Jüpiter ve diğer gaz devlerinin 10.000 yıl gibi kısa bir süre içinde bugünkü kütlelerine yakın boyutlara ulaştıkları sanılmaktadır. Galilei uydularının da, Jüpiter'i oluşturan diskin gezegen üzerinde yoğunlaşamamış kalıntılarından bu dönem içinde ortaya çıktıklarına kesin gözüyle bakılır. Bu uyduların dışmerkezlik ve eğiklik oranları çok düşük yörüngeleri bu düşünceyi destekler. İç yörünge grubundaki dört küçük uydu Metis, Adrastea, Amalthea ve Thebe de benzer özelliklere sahip düzenli yörüngeleri ile Jüpiter sistemi içinden köken almış izlenimi verirler, ancak gezegene yakınlıkları nedeniyle çok uzun süreler korunması kuşkulu olan bu yörüngelere bilinmeyen mekanizmalarla daha sonradan yerleşmiş olmaları olasıdır. Özellikle Roche limiti içinde yer alan en iç iki uydunun bu konumda oluşmaları fiziksel açıdan gerçekçi görülmemektedir.

Düzensiz yörüngeye sahip, özellikle de ters hareketli uyduların ise Jüpiter'in çekim alanına yakalanarak sonradan uydusu haline gelmiş asteroid ya da belki de kuyrukluyıldız parçaları oldukları düşünülür. Yakalanma mekanizması, daha önceden Güneş çevresinde Jüpiter yörüngesi ile kesişen bir yörünge üzerinde yol alan bir gökcisminin bir nedenle hız değiştirmesini gerektirir. Bu nedenler günümüzde, bilinen asteroid ve kuyrukluyıldız yörüngelerinde yeterli değişikliği yaratabilecek güçte değildir. Bu nedenle düzensiz yörüngeli uyduların da Jüpiter tarafından yakalanmalarının Güneş Sistemi'nin çok erken dönemlerinde gerçekleşmiş olduğu sanılmaktadır.

İç yörüngelerdeki uydular, Jüpiter'in halkaları ve Jüpiter arasında önemli etkileşimler vardır ve bunlar halkalar ve iç uyduların bugün sahip oldukları özelliklerin bazılarından sorumludurlar. Galilei uyduları büyük kütleleri ile birbirlerinin yörüngelerini şekillendirerek belirli bir rezonans içine girmişlerdir. Gerek bu uydularla gezegen arasındaki gel-git etkileşimleri, gerekse Jüpiter'in manyetik alanından kaynaklanan elektrik akımları, uyduların iç yapıları, yüzey şekilleri ve jeolojik özellikleri ve bunlardan kaynaklanan atmosfer özelliklerini bugün gözlenen şekilde evrimleştirmiştir. En iç yörüngelerde yer alan dört küçük uydu ise halkaların bugün bilinen şekillerini korumasında etkilidir ve halkaların en azından bir kısmının kaynağı olarak da görülmektedir.

Jüpiter'in uydularının tanınmasının kısa tarihçesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Başka gezegenlerin de Yer ve Ay örneğini andırır şekilde uydu sistemlerinin bulunabileceğinin farkına ilk kez, kendi yaptığı teleskopu gökyüzüne çeviren İtalyan gök bilimci ve fizikçi Galileo Galilei varmıştır. 1610 yılında Jüpiter'in çevresinde dolanan 4 büyük uyduyu keşfetmiş ve dönemin güçlü ailesinin onuruna 'Medici yıldızları' olarak adlandırmıştır. Yeni uyduları Galilei'den daha önce gözlediğini iddia eden Simon Marius bu buluşu kendine maletmeyi başaramadıysa da önerdiği İo, Europa, Ganymede ve Callisto adları yerleşmiştir. Galilei, uyduları gezegenden uzaklık sırasıyla I'den IV'e kadar Roma rakamları ile adlandırmayı tercih etmiş, Medici yıldızları adı ise daha sonra yerini Galilei uyduları ya da 'Galilei ayları' tanımına bırakmıştır. Gökyüzünde yer alan her varlığın Dünya etrafında döndüğünü varsayan, dönemin yermerkezli görüşü bu buluşla sarsılmış ve Kopernik'in o günlerde yaygın kabul görmeyen güneşmerkezli teorisi yerini sağlamlaştırmıştır.

1892'de Edward Emerson Barnard daha küçük bir yörüngede dolanan ve buluş sırasına göre V numara ile adlandırılan Amalthea'yı keşfetmiştir. 20. yüzyılda astrofotografi tekniklerinin geliştirilmesi sayesinde, aralıklarla çekilen fotoğraflarda yer değiştiren gökcisimleri incelenerek güneş sisteminin çok sayıda yeni üyesi bulunmuştur. 1904-1951 yılları arasında bulunan 7 yeni Jüpiter uydusu, isim verilmeden Jüpiter VI-XII olarak sınıflandırılmış, 1974 yılında Charles Kowal tarafından onüçüncü uydu Leda'nın keşfi sonrasında Uluslararası Gökbilim Birliği'nin bugün de uygulanmakta olan Gezegen Sistemi Adlandırma Kuralları ortaya konmuştur. Bu kurallar doğrultusunda, ilk beş uyduda olduğu gibi yeni aylara da Roma tanrısı Jüpiter veya Yunan mitolojisindeki eşdeğeri Zeus'un eşleri ya da aşıklarının adları verilmiştir.

1979 yılında Voyager 1 uzay sondasının Jüpiter gezegeninin yakınından geçerken kaydettiği görüntülerde üç yeni uydu daha saptanarak bilinen uydu sayısı 16'ya çıkmış, XIV Thebe, XV Adrastea ve XVI Metis adı verilen bu uydular bir uzay aracı yardımı ile keşfedilen ilk gök cisimleri olarak tarihe geçmiştir.

XVII Callirrhoe 1999'da Spacewatch grubu tarafından bulunmuş, 2000 yılında Scott S. Sheppard, David C. Jewitt ve arkadaşları onsekizinci uyduyu saptamışlardır. Bu uydunun 1974'te XIII Leda'yı bulan Charles Kowal tarafından 1975'te saptanarak Themisto adı ile önerilen ancak tekrar gözlenemediği için yörüngesi hesaplanamayan ve resmen tanınmayan 'kayıp uydu' olduğu anlaşılmıştır. Sheppard ve Jewitt'in Hawaii Üniversitesi'ndeki grubu dünyanın çeşitli yörelerinden gök bilimcilerle işbirliği halinde yoğun bir sistematik araştırma başlatmış ve 2000-2003 yılları arasında Jüpiter'in daha önce bilinmeyen 45 yeni uydusu daha saptanmıştır. CCD teknolojisi kullanılarak ve Jüpiter'in Hill küresi olarak adlandırılan çekim alanının tümünü kapsayan tarama ile 1 km çapına kadar en küçük uydularının belirlenebilmesi mümkün olmaktadır. Yeni bulunan uydulardan 15 tanesi henüz yörünge hesaplamaları kesinleşmediği için adlandırılmamış, geçici kodları ile bilinmektedirler.

Görüntüleme tekniklerinin giderek daha duyarlı hale gelmesi ve gelecek yıllarda dış gezegenlere gönderilmesi planlanan yeni uzay sondalarının 1 kilometreden daha küçük gökcisimlerinin saptanmasını olası kılması yeni soruları ortaya çıkarmaktadır. Büyük gezegenlerin çevresinde dolanan astronomik sayıda küçük uydunun tanımlanması ve adlandırılması, hatta halkaları oluşturan sayısız küçük parçacığın birer uydu adayı olarak algılanması olasılığına karşı, Uluslararası Gökbilim Birliği gezegenlerin adlandırılmasında bir boyut alt sınırı getirilebileceğini düşünmektedir. Birliğin 2004 yılında aldığı bir karara göre Jüpiter'in uydularına tanrı Zeus ve Jüpiter'in soyundan gelenlerin adlarının da verilmesine başlanmıştır.

Jüpiter uydularının gözlenmesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Galilei uyduları, 4, 5 ile 6. kadir dereceleri arasında değişen parlaklıkları ile çıplak gözle görülebilecek ölçüdedirler, ancak Jüpiter'in kuvvetli ışığı buna engel olur. Küçük bir dürbün ya da amatör teleskopla Jüpiter'in her iki yanında kolaylıkla görülürler ve gezegen çevresindeki hızlı hareketleri nedeniyle konumlarındaki değişiklikleri birkaç saatlik bir gözlem süresi içinde izlemek mümkündür. Galilei uydularının Jüpiter'in arkasından geçişleri ile örtülmeleri, gezegenin gölgesinden geçişleri sırasında gerçekleşen tutulmaları ve gezegenin önünden geçişleri esnasında güneş ışınlarını kesmeleri ile Jüpiter üzerine düşen gölgelerini izlemek ilgi çekicidir.

Galilei uyduları dışında kalan uydular küçük ve parlaklığı az olmaları nedeniyle ancak güçlü teleskoplarla gözlenebilirler.

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Sıra, Jüpiter'e ortalama uzaklıklarına göre pozisyonu belirtmektedir.
  2. ^ Etiket her uydunun isimlendirme sırasına göre verilen Roma rakamı adını belirtmektedir.
  3. ^ "60 × 40 × 34" gibi birden fazla çap belirtilen uydular uydunun küre şeklinde olmadığı ve her boyutun doğru ölçümlendiği durumlarda boyutları belirtmektedir.
  4. ^ Negatif sayılar ters yön yörüngeleri belirtmektedir.
  5. ^ "?" uydunun hangi gruba ait olduğunun henüz kesinlik kazanmadığı durumları belirtmektedir.

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Sheppard, Scott S. "Moons of Jupiter". Earth & Planets Laboratory. Carnegie Institution for Science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2022. 
  2. ^ a b c "Natural Satellites Ephemeris Service". IAU: Minor Planet Center. 31 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2011. Note: some semi-major axis were computed using the µ value, while the eccentricities were taken using the inclination to the local Laplace plane 
  3. ^ Scott S. Sheppard. "Jupiter's Known Satellites". Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2018. 
  4. ^ a b "Gazetteer of Planetary Nomenclature". Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). U.S. Geological Survey. 7 Kasım 2008. 25 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008. 
  5. ^ a b c d Siedelmann P.K.; Abalakin V.K.; Bursa, M.; Davies, M.E.; de Bergh, C.; Lieske, J.H.; Obrest, J.; Simon, J.L.; Standish, E.M.; Stooke, P.; Thomas, P.C. (2000). The Planets and Satellites 2000. IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Ağustos 2008. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
Wikimedia Commons'ta Jüpiter'in doğal uyduları ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Jüpiter%27in_doğal_uyduları&oldid=34164136" sayfasından alınmıştır