JÜPİTER VE ÖZELLİKLERİ...

JÜPİTER                Jupiter, sistemin beşinci ve en büyük gezegenidir. Kütlesi bütün diğer gezegenlerin toplamından 2 kat fazladır. 1.9 x 1027 kg kütlesi ve 142,800 kilometre ekvator çevresiyle dev bir gezegendir. Zaman zaman Mars'ın parlaklığı Jupiteri geçse de, Güneş, Ay ve Venüs'den sonra gökyüzünün 4. en parlak cismidir.   Tanrıların kıralı Jupiter'den alır ismini (yunan : Zeus). Zeus, Kronus'un (Satürn) oğludur. Tarih öncesi çağlardan beri tanınmaktadır. Dört büyük uydusu Io, Europa, Ganimede ve Castillo 1610 yılında Galileo tarafından keşfedilmiş (Galilean uydular olarak da adlandırılırlar) ve dünya çevresinde dönmediği kesinleşen ilk cisimler olarak Kopernik'in güneş merkezli evren modeli lehine değerlendirilmişlerdir.   Jupiter ilk kez 1973'de Pioneer10 ve sonra da sırasıyla Pioneer11, Voyager1, Voyager2, Ulysses ve Galileo uzay araçları tarafından ziyaret edilmiştir. Galileo halen Jupiter çevresindeki yöründesinde olup en azından 2 yıl daha bilgi göndemeye devam edecektir. Gaz gezegenler, katı bir yüzeye sahip değildirler. Gazdan yapıları derinlikle yoğunluk kazanır. 1 atmosfer basınca eşit olan düzey gezegenin yüzeyi olarak kabul edilir. Bu gezegenlere bakarken gördüğümüz, atmosferlerinin (1 atmosfer seviyesinin hemen üzerindeki) en yüksek bulutlarıdır. . Jupiter hacmen %90'ı hidrojen, %10'u helyumdan, kütlesel olarak da %75'i hidrojen, %25'i helyumdan (eser oranlarda metan su amonyum ve kayadan) oluşmuştur. Bu bileşim güneş sisteminin oluşumundan önceki solar nebulanın bileşimine çok yakındır. Satürn de benzer bir bileşime sahip olmakla birlikte hidrojen ve helyum daha azdır.   İç yapısı hakkındaki bilgilerimiz büyük oranda dolaylı edinilmiş bilgilerdir. Galileo'nun atmosferik sondasının verdiği bilgiler, Tepe bulutlarından ancak 150 km. daha aşağıdaki seviyelere kadar olmuştur.   Muhtemelen 10-15 dünya kütlesinde bir çekirdeği, üzerinde gezegenin ana kütlesini oluşturan, sıvı metalik halde hidrojen, sonra moleküler sıvı hidrojen ve daha yukarılarda gaz atmosfer. Hidrojenin iyonize proton ve elektronlardan oluşmuş bu egzotik formu 4 milyon barı geçen basınçlar altında söz konusu olmaktadır. Anlaşılacağı gibi Jupiterin iç hidrojeni gaz değil sıvı haldedir, elektriksel olarak iletkendir ve Jupiterin manyetik alanının kaynağıdır. Bu katman muhtemelen helyum da içermektedir.   Bunun dışındaki katman ise derinlerde sıvı halde, daha dış kısımlara ulaştıkça da gaz halinde normal moleküler hidrojen ve helyumdan oluşmaktadır. Bizim görebildiğimiz atmosfer bu son kalın katmanın en tepe bölgesinden ibarettir.   Yakın zamanda yapılan deneylerin sonuçlarına bakılırsa, hidrojen ani olarak faz değiştirmemektedir. Bundan, Jupiterin ve diğer gaz gezegenlerin değişik katmanları arasında belirgin bir sınır olmadığı anlaşılır. Aşağıdaki resim daha açıklayıcı olabilir. En dış katman moleküler hidrojen'e karşılık gelir. Üst bölgelerinde gaz derin bölgelerinde sıvı haldedir. 10,000 km derinikte basınç 1 milyon bar'a ve ısı 6,000 Kelvin'e ulaşır ve hidrojen sıvımetalik faza dönüşür. Bu fazda Hidrojen atomları parçalanarak güneşin içindeki gibi ionize proton ve elektronlar halindedir. (en kalın katman) Üçüncü katman yüksek basınç ve ısı altınaki su, amonyak ve metandan oluşan koyu çorba kıyamında buzdan oluşmaktadır. En derinde de 10-15 dünya kütlesinde kaya ya da buzsu-kaya çekirdek bulunmaktadır Atmosferin üst bölgelerinde üç farklı bulut tabakası olduğuna inanılmaktadır. Amonyak buzu bulutları, amonyumhidrosülfid bulutları ve su buzu bulutları. Ancak Galileo sondası bulutlar hakkinda belirgin olmayan sonuçlar göndermiştir (Sondalardan ilki en üst bölge hakkında bilgi verirken ikincisi biraz daha alçak bölge verilerini göndermiştir). Sondalar, ayrıca, atmosferin beklenenden çok daha az miktarlarda su içerdiğini göstermiştir. Şaşırtıcı olan bir diğer konu da sıcaklığın ve yoğunluğun beklenenden yüksek bulunmasıdır. Sonuçların, beklenenden farklı olması, sondaların atmosfere giriş notalarının (sağda) olağan dışı olmasına, giriş noktasının en sıcak ve bulutsuz bir bölgeye rastlamasına bağlanmıştır. Jupiter ve diğer gaz gezegenlerin üst atmosferleri, enlemleri boyunca kalın bantlar halinde birbirlerinden ayrılan çok hızlı rüzgarlarla karakterizedir. Birbirine komşu bantların rüzgarları aksi yündedir. Bantlar arasında renk değişikliğinin nedeni olarak minimal kimyasal farklılıklar ve ısı farklılıkları gösterilmektedir. Açık renkli bantlar zone (bölge,kuşak), koyu renkli bantlar ise belt (kemer) olarak adlandırılır. Jupiterin bantları uzun zamandan beri bilinmektedir, ancak bantlar arasındaki girdaplar ilk kez Voyager uzay aracı tarafından görüntülenmiştir. Galileo Sondası bantların hızının beklenenden çok yüksek olduğunu, saatte 650 km.'yi aştığını ve sondanın gözlem yapabildiği derinliğe kadar da aynen devam ettiğini göstermiştir. Bu rüzgarlar binlerce km derinliklere kadar ulaşıyor da olabilir. Jupiter atmosferinin aynı zamanda yoğun türbülanslar içerdiği de anlaşılmıştır. Rüzgarların, dünyadaki gibi güneşin etkisiyle değil, Jupiterin iç ısısından kaynaklandığı anlaşılmaktadır. Bulutların canlı renklerinin nedeni muhtemelen atmosferde eser miktarlarda bulunan elementler arasındaki kimyasal reaksiyonlardır. Belki de bundan, bileşimleri farklı renklere sahip olan kükürt sorumludur. Henüz bu olayın detayları bilinmemektedir. Renkler bulutların yükseklikleri ile de ilişkilidir. Alçak bulutlardan yüksek bulutlara doğru sıralarsak, en aşağıdakiler mavi, sonra kahverengi, beyaz ve en yüksektekiler de kırmızı bulutlardır. Bazen aşağıdaki bulutlar, üsttekiler arasında oluşan deliklerden görülürler. Büyük Kırmızı Nokta (GRS, Great Red Spot) üçyüz yıldan fazla bir zamandan beri astronomlar tarafından gözlenmektedir.(İlk farkeden Cassini ya da Robert Hook - 17.Yüzyıl). GRS 12,000 km'ye 25,000 km boyutlarında, iki adet dünyayı içine alabilecek büyüklükte oval bir lekedir. Bulut tepeleri çevreden beligin şekilde daha yüksek ve soğuk olan bu bölgenin, kendi etrafındaki dönüş yönünden, bir yüksek basınç alanı olduğu anlaşılmaktadır.Benzer yapılar Satürn ve Neptünde de görülmüştür. Böyle bir oluşumun bu kadar uzun zamandan beri varlığını sürdürebilmesinin nedenleri henüz bilinmemektedir.   Jupiter Güneşden aldığından daha fazla enerji yayar. İç kısımları oldukça sıcaktır. Çekirdeği muhtemelen 20,000 Kelvin civarındadır. Isı yerçekimine bağlı olarak, gezegenin yavaş sıkışması sonucu oluşur (Kelvin-Helmholtz mekanizması). Jupiter, güneşte olduğu gibi nükleer füzyonla ısı oluşturmaz, sıcaklık ve basınç nükleer reaksiyonları tetikleyebilecek düzeyde değildir. Oluşan ısı jupiterin sıvı katmanlarında konveksiyona neden olur. Atmosferdeki bulut hareketliliğinin nedeni olarak bu konveksiyon akımları gösterilmektedir. Jupiterin çapı, bir gaz gezegeninin olabileceği en büyük çapa yakındır. Jupiterin kütlesini arttıracak şekilde madde ilave edilebilse çapının değişmediği ya da çok az büyüdüğü görülürdü. Bir yıldızın daha büyük olabilmesinin nedeni, çekirdeğindeki nükleer reaksiyondur. Jupiterin bir yıldız olabilmesi için kütlesinin 80 kat daha büyük olması gerekirdi. Jupiterin muazzam büyüklükte bir manyetik alanı vardır. Jupiter manyetosferi 650 milyon km.'den öteye uzanır, aylarını içine alır, dahası Satürn'ün yörüngesini aşar. Io'daki aktivitenin bir bölümü kısmen de olsa, bu manyetik alana bağlanır. Yandaki 1. görüntü, Cassini uzay aracındaki iyon ve nötr kütle spektrometresiyle elde edilmiştir ve Jupiter'in muazzam manyetik alanını göstermektedir.   Soldaki resimde Jupiterin kuzey kutbunu bir kement gibi çevreleyen , ve floresan gibi ışıldayan bir gaz perdesi görülmekte. Bu gezegenin kuvvetli manyetik alanıyla oluşan aurora'dır. Tıpkı dünyadaki kuzey ışıkları gibi ama çok daha kuvvetli ve büyük. (Aurora, yüksek enerjili elektronların manyetik alan içindeki akımı sırasında atmosferik gazları iyonize ederek parlamalarına neden olmasından kaynaklanır.) Satürn gibi Jupiterin de halkaları vardır, ancak çok daha küçük ve solukturlar.Voyager 1 Jupiter'i ziyaret edene dek hiç kimse halkaları olacağını beklemiyordu. O zamandan beri, infrared teleskoplarla hem yeryüzünden hem de Galileo aracından pek çok görüntü elde edildi. Jupiter halkaları, Satürn'ünkilerin tersine oldukça karanlıktır, kaya menşeli olduğu, buz içermediği düşünülmektedir. 1994 Temmuzunda Shomaker-Levy 9 kuyruklu yıldızı Jupiterle çarpıştı. Astronomik anlamda bile çok sık rastlanamayacak bu olay amatör teleskoplarla dahi izlenebildi. Hubble Uzay Teleskopu ile bir yıl sonrasına kadar olayın etkileri (kalıntıları) takip edilebildi. (Kuyruklu yıldızlar bölümüne bakınız)   Geceleyin Jupiter Venüs'den sonra en parlak gezegendir. Galilean uyduları iyi bir dürbünle görülebilir. Bilinen 28 uydusu vardır. Dört büyük Galilean uydu, isimlendirilmiş 12 küçük uydu ve yeni bulunmuş ve halen isimlendirilmemiş 12 uydu daha. (gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız)   Jupiter Sayısal Değerler  Kütle (kg) 1.900e+27   Kütle (Dünya = 1) 3.1794e+02   Ekvatoryal yarıçap (km) 71,492   Ekvatoryal yarıçap (Dünya = 1) 1.1209e+01   Ort. Yoğunluk (gm/cm^3) 1.33   Ort. Güneşden uzaklık (km) 778,330,000   Ort. Güneşden uzaklık (Dünya = 1) 5.2028   Rotasyon süresi (gün) 0.41354   Orbital periyod (gün) 4332.71   Ort. Orbital hız (km/sn) 13.07   Orbital eksantriklik 0.0483   Eksen eğimi (derece) 3.13   Orbital eğim (derece) 1.308   Ekvatoryal yer çekimi (m/sn^2) 22.88   Ekvatoryal kaçış hızı (km/sn) 59.56   Görünür geometrik beyazlık 0.52   Magnitude (Vo) -2.70   Ort. bulut ısısı -121°C   Atmosferik basınç (bar) 0.7   Atmosferik bileşimi Hidrojen Helyum 90%  10%                                Kaynak: www.catamaranvega.com/astro/04/04_03.html