|
JÜPİTER: GAZ DEVİ
 |
Jüpiter'in Kimlik Kartı
Ekvator Çapı: 142,984 km
Kütle: 318 Myer
Ortalama Yoğ.: 1,330 kg/m3
Kurtulma Hızı: 60.2 km/sn
Beyazlık Derecesi: 0.52
Yörünge Basıklığı: 0.048
Yörünge Eğimi: 1.30
Ekvatorun Yör. Eğimi:3.12
Güneş'e Uzaklık: Ort: 5.20 AB
En Yakın Uzaklık: 4.95 AB
En Uzak Uzaklık: 5.46 AB
|
|
Güneş Sistemi'nin dış bölgesine girildiğinde, Jüpiter ile karşılaşılır. Bir gaz devi olan Jüpiter, gerek çap ve gerekse kütle açısından, Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegendir. Jüpiter’in kütlesi, yer kütlesinin, yaklaşık 318 katı, Güneş kütlesinin 1/1000 kadardır. Güneş Sistemi'mizdeki diğer bütün gezegenlerin, uyduların, asteroidlerin, kuyrukluyıldızların ve meteorların toplam kütlesinden, 2.5 kat daha büyüktür. Jüpiter, hacim olarak da Dünya’nın 1400 katıdır. Güneş’e yakınlık bakımından ise beşincidir. Dünya’ya göre, 5.2 kat daha Güneş’e uzaktır.
 |
|
"Büyük kırmızı leke" ve jüpiterin 4 uydusu.
|
Jüpiter, en güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahiptir. Büyüklük ve çeşitlilik açısından, en zengin uydu sistemini barındırmaktadır. Uydularından oluşan ailesiyle, minik bir Güneş Sistemi'ne benzemektedir. Güneş Sistemi'nin, en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir. Büyük miktarda hidrojenle, az bir oranda helyumdan oluşmaktadır.
Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün ile birlikte gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır. Jüpiter'in, küçük kaya çekirdeği, büyüklük olarak kaya yapılı gezegenlerle karşılaştırılabilir. Jüpiter, katı olmadığından; tüm bölümleri, aynı hızla dönmemektedir. Bulutlarının dönüş periyodu; kutuplarda, ekvatordan beş dakika daha uzundur. Jüpiter’in yüzeyinde; katı bir kıta ve sudan bir okyanus bulunmamaktadır.
JÜPİTER'İN GÖZLENMESİ
Bir dış gezegen olan Jüpiter, Güneş etrafında, 12 yıllık dolanma süresine sahiptir. Kendi etrafında döndüğü eksen, yörünge düzlemine dik olduğundan; mevsim farklılıkları görülmez. Güneş, Ay ve Venüs'ten sonra, gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Mars, parlaklıkta, Jüpiter'i belirli zamanlarda geçebilir.
Jüpiter hakkındaki detaylı bilgilerimizin çoğu, gezegene yakın geçiş yapan veya çevresinde yörüngeye oturtulan insansız uzay araçlarının gözlemlerine dayanmaktadır. Jüpiter’e, çıplak gözle bakıldığında, parlak bir yıldıza benzemektedir. Parlaklığını, büyüklüğüne borçludur. Küçük bir teleskopla bile, açık-koyu renkli bulut kuşakları, kırmızı lekeler ve Galileo uyduları görülebilmektedir.
 |
|
Galileo uzay aracı yakın fotoğraflar çekiyor.
|
JÜPİTER'İN KEŞFİ
3 Aralık 1973 tarihinde, Jüpiter’e ulaşan Pioneer 10, Dünya’ya, Jüpiter’in bulutlarına ait ilginç fotoğraflar göndermiştir. 1979 yılında Voyager araçları, Jüpiter’in, Dünya’dan görülemeyecek kadar ince; 3 tane halkası olduğunu bulmuştur. 1995 den 2003 yılına kadar Jüpiter’in yörüngesinde kalan Galileo uzay aracı, yakın plan fotoğraflar çekmiş ve atmosfere girerek bazı deney ve ölçümler yapmıştır.
Son olarak Satürn ve halkaları üzerinde inceleme yapmak üzere yollanan Cassini uzay aracı, 2000-2001 yılları arasında Jüpiter üzerinde, yakın incelemeler de bulunmuştur. Ayrıca teleskoplarla da gözlemler yapılmaktadır. Bu araştırmalar sonucunda, Jüpiter’in uydularının sayısının, 63'den fazla olduğu belirlenmiştir.
JÜPİTER'İN DIŞ TABAKASINDA: KASIRGALAR- TÜRBÜLANSLAR
 |
|
Atmosferin yapısı
|
Jüpiter, sürekli olarak bulutlarla kaplıdır. Atmosferinde, derinlik arttıkça, basınç ve sıcaklık artmaktadır. Bu derinlikle birlikte basınç ve sıcaklık artışı, bulut tepelerinin altında, hidrojenin, elektriksel iletken bir akışkan haline gelmesini sağlar. Bununla birlikte, herhangi bir derinlikte katı bir yüzeye sahip değildir.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin, özellikle ekvatora yakın enlemlerinde belirginleşen, ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülmektedir. Sarıdan kahverengiye kadar değişik renk ve tonlardaki kuşaklar, gezegendeki yoğun atmosfer hareketlerinin bir ürünüdür. Bu kuşaklar, küçük bir kuzey-güney hareketi ile doğu veya batı yönünde akan gazlardır.
Jüpiter’in kuşak ve bölgelerindeki dönen bulut desenlerinin anlaşılmasında, Dünya’daki fırtına veya kasırga yapılarından faydalanılmaktadır. Bu fırtınalar beyaz ovaller ve kahverengi ovaller olarak bilinmektedir. Beyaz ovallerin, Jüpiter atmosferinde ortalama bulutlardan daha yüksek olan, soğuk bulutlar olduğu gözlenmiştir. Kahverengi ovaller ise, daha sıcak ve alçak bulutlardır. Bunlar normal bulut tabakalarındaki oyuklardır.
BÜYÜK KIRMIZI LEKE
İlk kez 1664 yılında, İngiliz astronom Robert Hooke tarafından gözlenmiştir. Galileo uzay aracından alınan görüntülerden, Büyük Kırmızı Leke’nin çevresindeki bulut yapılarına göre, 50 km daha yüksekte yer alan bir yüksek basınç alanı olduğu anlaşılmıştır.
Büyük Kırmızı Leke; gezegenin dinamik atmosferinde, aşağıdan yukarıya doğru hızla yükselen maddeden kaynaklanmış olup, yaklaşık olarak 8 km yüksekliğinde, 25,000 km uzunluğunda ve 12,000 km genişliğindedir.
Büyük Kırmızı Leke’nin içerisinde ve çevresindeki bulut hareketlerinden, lekenin, saatin dönme yönünün ters yönünde döndüğü anlaşılmıştır. Ayrıca lekenin kuzeyinde, hakim rüzgarların batıya; güneyinde ise doğuya doğru esmekte olduğu görülmüştür.
 |
|
Büyük kırmızı leke
|
Bu fırtına, Jüpiter yüzeyinde hareket ederken, saatte 500 km hızla esen rüzgarıyla, önüne çıkan diğer fırtınaları yutar. Çoğunlukla kahverengi ya da kırmızı olan bu büyük fırtınanın, zaman zaman pembeye dönüştüğü de görülmektedir. Bu kararlı rüzgar yapısı, Jüpiter’in detaylı gözlemlerinin yapıldığı, son 300 yıldan beri, genel karakterini değiştirmemiştir.
KÜÇÜK KIRMIZI LEKE
2006 yılında, Jüpiter’in ünlü Büyük Kırmızı Leke’sinden başka, ikinci bir kırmızı lekeye daha kavuşmakta olduğu gözlenmiştir. Bazı gözlemcilerce, Küçük Kırmızı Leke diye adlandırılan bu leke, büyüğünün, yarısı kadar çapa sahiptir. Daha önce beyaz bir leke olarak belirlenen oluşumun, Büyük Kırmızı Leke gibi uzun süreli bir fırtına olduğu düşünülmektedir. Astronomlara göre fırtına, alt katmanlardan aldığı maddeyi, Jüpiter’in ana bulut katmanının kilometrelerce üstüne taşıyan ve önce beyaz bir kütle olarak beliren oluşumdur.
ATMOSFER'DE "DİFERANSİYEL DÖNME"
İtalyan astronom Cassini, 1690 yılında, Jüpiter’in aydınlık ve karanlık kuşakları üzerinde yaptığı gözlemlerden, kutup enlemlerindeki dönme hızının, ekvatordakinden daha yavaş olduğuna dikkat çekmiştir. Bu şekilde, enleme bağlı hız farklılığı gösteren dönmeye, diferansiyel dönme denmektedir.
Jüpiter atmosferinin, kutuplar yakınında dönme periyodu, 9 saat 55 dakika 30 saniye olup, ekvatordaki dönme periyodundan, 5 dakika daha uzundur. Bu yüzden, farklı enlemlerdeki bulutlar, zıt yönlerde dönerler. Diferansiyel dönmenin varlığı, Jüpiter’in yüzey tabakalarının, henüz katılaşmamış bir gezegen olduğunun, en güzel göstergesidir.
Jüpiter atmosferindeki hareketler, Güneş’ten aldığı ışınım, gezegenin iç ısısı ve diferansiyel dönme ile kontrol altında tutulmaktadır. 1960’lı yılların sonuna doğru, Jüpiter’in, Yer’den yapılan gözlemleri, önemli bir özelliği daha ortaya çıkarmıştır. Buna göre Jüpiter, kızılöte bölgede, Güneş’ten soğurduğu ışınımın, iki katı bir ışınım yaymaktadır.
 |
|
Atmosfer kuşaklarının hareketleri
|
Jüpiter, kütlesiyle orantılı olarak büyük bir ısı kapasitesine sahiptir. Dolayısıyla ilk oluşumu süresince, çekimsel büzülme altında kazandığı ısı enerjisini, son derece düşük bir hızla, ışınım olarak geri yayınlamıştır. Bu ısı enerjisinin, büyük bir kısmını, milyarlarca yıldan beri koruyarak, halen kızılöte dalga boylarında yayınlamaya devam etmektedir.
KONVEKSİYON HAREKETLER VE ÜST ATMOSFERİN YAPISI
Bu ısı enerjisi, Jüpiter atmosferinde, etkin konveksiyon hareketlerinin başlamasına neden olmaktadır. Konveksiyon hareketleri ile gezegenin diferansiyel dönmesinin etkileşmesi sonucu; aydınlık ve karanlık kuşaklar oluşmaktadır. Buna göre ısınarak, iç bölgelerden yükselen gazlar, yüzeye ulaştıklarında soğuyarak, açık renkte görünürler. Buna karşılık yüzeyde, soğumuş olan gazlar, hızla iç bölgelere doğru geri dönerek; ısınmaya başlarlar ve koyu renkte görünen bölgeleri oluştururlar.
Jüpiter’in üst atmosfer katmanlarında, 3 temel bulut yapısının olduğu anlaşılmıştır. En üstte, donmuş amonyak kristallerinden oluşan 25 km kalınlığında bir bulut katmanı bulunmaktadır. Bunun altında, amonyak (NH3) ve hidrojen sülfür (H2S) moleküllerinin birleşmesiyle meydana gelen amonyum-hidrosülfit (NH4SH) kristallerini içeren, ikinci bir bulut katmanı yeralmaktadır. En altta ise, ağırlıklı olarak donmuş su kristalleri içeren, üçüncü bir bulut katmanı daha bulunmaktadır.
Galileo sondasının, 1995 te, Jüpiter’in üst atmosferi İçindeki kısa yolculuğu süresince, atmosferin kimyasal bileşimi ile ilgili detaylı ölçümler yapmıştır. Bu ölçümlere göre, hidrojen ve helyumun göreceli fazlalığının, Güneşle aynı olduğu gözlenmiştir. Bunun yanısıra, karbon, azot ve kükürt gibi ağır elementlerin de, kayda değer miktarda bulunduğu kesinlik kazanmıştır.
Jüpiter’in ağır elementler açısından bu zenginliğin nedeni, oluşumundan bu yana, kütlesel çekimle, üzerine düşen bol miktardaki gezegenler arası artık maddelerden kaynaklanmaktadır. Bunlara en son örnek, SL-9 kuyrukluyıldızıdır.
 |
|
Jüpiter'in, atmosferik gaz-toz-parçacık katmanlarının hareketinden bir kesit.
|
JÜPİTER'İN ATMOSFER GAZLARI VE GÜNEŞ
Galileo sondasının, Jüpiter atmosferinde sürpriz sayılabilecek önemli bir bulguda, helyum gibi birer asal gaz olan, argon (Ar), kripton (Kr) ve zenon (Xe) elementlerinin oranlarının, Güneş’tekinden üç kat daha fazla olmasıdır.
Jüpiter’deki bu gazların kaynağı, yalnızca Güneş Sistemi'ni meydana getiren Güneş bulutsusu olsaydı, bu oranların Güneş’teki ile aynı olması gerekirdi. Bu durumda; argon, kripton ve zenon oranlarında görülen fazlalığın; aynı karbon, azot ve kükürt oranlarındaki fazlalıkları sağlayan, katı gezegenimsilerce sağlanmış olabileceği akla gelmektedir. Ancak, Jüpiter’in, Güneş’e olan uzaklığı dikkate alındığında; oluşum anındaki Güneş bulutsusu sıcaklığının, bu bölgelerde argon, zenon ve kripton’un katılaşmasına engel olacak kadar yüksek olduğu ortaya çıkmaktadır.
Jüpiter’de izlenen bu artık asal gaz bolluğu, bugün için büyük ölçüde kabul gören bir teori ile açıklanmaya çalışılmaktadır. Bu teoriye göre; Jüpiter, Güneş’ten çok daha uzaktaki soğuk bir bölgede; yeterince katılaşmış Ar, Xe, Kr içeren gezegenimsilerden oluşmuştur. Güneş ve diğer sistem üyeleri ile çekimsel olarak etkileşen Jüpiter’in, yörüngesi, zamanla daralmış ve bugünkü Güneş’e daha yakın olan kararlı yörüngesine oturmuştur.
JÜPİTER'İN: ATMOSFER KİMYASI
Jüpiter'in, kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Galileo sondasının, 1995 te Jüpiter atmosferinde aldığı veriler, Güneş Sistemi'ni oluşturan Güneş Bulutsusu'nun yapısına benzemektedir. Atmosferinin, % 86 oranında, moleküler hidrojen (H2) ve % 13 oranında helyum(He) içerdiği belirlenmiştir. Jüpiterin atmosferindeki atomların oranları; farklı maddelerin kütlelerine dönüştürüldüğünde, % 75 hidrojen ve % 24 helyum ve % 1 oranında diğer maddeler içermektedir.
Jüpiter, ağır elementler içeren büyük kütleli, kayadan oluşan bir çekirdeğe sahiptir. Bu durumda, gezegenin bir bütün halindeki kimyasal bileşimi; % 71 Hidrojen, % 24 Helyum ve % 5 oranında diğer ağır elementler olarak karşımıza çıkmaktadır.
ATMOSFER'DEKİ "ŞİMŞEKLER ŞİDDETLİ"
Atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar, kristal amonyak ve su parçacıklarından oluşmaktadır. Atmosferin derinliklerine doğru; yoğunluk sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar, tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde, dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenmektedir.
Galileo sondasının, radyo alıcıları ile yapılan gözlemler sonucunda, Jüpiter atmosferindeki şimşeklerin, Yer’deki kadar sık oluşmadığı, ancak çok daha büyük enerji taşıdığı anlaşılmıştır. Galileo sondasıyla yapılan doppler deneyi ile, Jüpiter atmosferinin, derinliklerinde esen rüzgarların, daha büyük hızlara sahip olduğu (650 km/saat) görülmüş ve Jüpiter rüzgarlarını doğuran enerji kaynağının, gezegenin kendi iç ısısı olduğu kanıtlanmıştır. Eğer rüzgarlar, Yer’de olduğu gibi sadece Güneş ışınları ile harekete geçiyor olsaydı; rüzgar hızlarının azalması gerekirdi.
JÜPİTER'İN ÇEKİRDEĞİ
Jüpiter’in kendi etrafında dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, basıklık değeri, % 6.5 dir. Bu değer, 142,984 km olan ekvator çapının, 133,708 km olan kutup çapına oranıdır. Satürn kadar olmasa da, ekvatorda geniş, kutuplarda basık olan elipsoidal bir görünüme sahiptir.
Bu güne kadar yapılan modellerden en tutarlısı, Jüpiter’in kütlece % 2.6 nın çekirdekten oluştuğunu öngörmektedir.
Jüpiter’in çekirdeğinin merkezinde, demir ve ağır metaller ile bunların çevresinde de, daha hafif elementleri içeren bir buz ve kaya tabakasının bulunduğu kabul edilmektedir. Çekirdeğin merkezinde, 70 milyon atmosferlik yüksek basınç nedeniyle, yoğunluğun, 23 g/cm3 ve ısının, 25, 000 °K olduğu düşünülmektedir. Bu çekirdeğin, 11,000 km olan çapının; Yer’in çapından biraz küçük olmasına rağmen; kütlesi, Yer kütlesinin 8 katıdır. Jüpiter’in çekirdeğinin çevresi, 3,000 km kalınlıkta, yarı-akışkan bir tabaka ile sarılmıştır. Ağırlıklı olarak, kökeni, buzlu gezegenimsilerden gelen; H2O, NH3, CH4 ve bunların oluşturduğu diğer bileşikleri içermektedir.
 |
|
Jüpiterin iç yapısı
|
YÜKSEK BASINÇ ALTINDA: "SIVI METALİK HİDROJEN"
Bir elektron ve bir protondan oluşan hidrojen atomları, çok yüksek basınç altında birbirlerine yaklaştığında, elektron alış-verişinde bulunurlar. Jüpiter’in yüksek basınç altındaki bölgelerinde, elektrik akımı üreten elektronların hareket yönleri, gezegenin dönmesi ve konvektif hareketleriyle kontrol edilmektedir.
Bu hareketler, üzerinden elektrik akımı geçen bir bakır teldeki elektronların hareketine benzemektedir. Böylece yüksek basınç altında, Jüpiter’in derinliklerinde yer alan hidrojen, bir metal gibi davranır. Bu durum, sıvı metalik hidrojen halidir.
Laboratuvar deneyleri, 1.4 milyon atmosfer basınç altında hidrojenin, sıvı metal haline geldiğini göstermiştir. Jüpiter üzerine yapılan son çalışmalar, bu koşulların, bulut katmanının, 7000 km altında oluşmaya başladığını göstermektedir.
Jüpiterin iç yapısı, genel olarak, dört ana katmandan oluşmaktadır. 11,000 km çapında kayalık katı bir çekirdek, kabaca 3,000 km kalınlıklı sıvılaşmış buzul maddeleri içeren bir katmanla sarılıdır. Bunu 56,000 km kalınlıklı, helyum ve metalik hidrojen içeren bir manto tabakası takip etmektedir.
Jüpiter’in, nispeten düşük olan yoğunluğu,suyun yoğunluğunun 1.33 katıdır ve akışkan bir yapısı vardır. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının, konveksiyon akımlarıyla yüzeye kadar aktarılabilmesi, ancak tümüyle akışkan bir iç yapıyla mümkündür.
YILDIZ OLAMAMIŞ: DEV GEZEGEN
Jüpiterin çapının, bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın büyüklükte olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi, Jüpiter’den daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim etkisi ile kendi üzerine çökerek; Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacime sahip olacaktır.
Jüpiter’in bir yıldız olabilmesi için, şu anki kütlesinden, yaklaşık 80 kat daha fazla olması gerekir. Bu nedenle Jüpiter, yıldız olmayı başaramamış bir gökcismi olarak da tanımlanabilir. Son zamanlarda, uzayın uzak bölgelerinde yıldız mı yoksa gezegen mi olduğu belli olmayan ve ayrımın sınırında bulunan bazı gök cisimleri tesbit edilmiştir. Bu tip cisimlere, kahverengi cüceler denir. Jüpiter, bir kahverengi cüce olamayacak kadar küçüktür.
Sonuç olarak, Jüpiter, dev kütlesi ve kütlesel çekim gücüyle, Dünya gezegeninin, koruyucu bekçiliğini yapmaktadır. Asteroid ve kuyrukluyıldızları üzerine çekerek; Dünya yaşamını olumlu anlamda etkilemektedir. Özellikle, Mars-Jüpiter arasında bulunan asteroid kuşağındaki göktaşlarını, kendisine çekerek; bir bilardo deliği görevi yapmaktadır.
|
