Jüpiter Gezegeni Jüpiter Genel Bilgi

**Prof. Dr. Sinsi** · 10-19-2012

Jüpiter Gezegeni - Jüpiter Genel Bilgi

Jüpiter (Gezegen)

Jüpiter (Genel Bilgi)

Güneşten 778 dünyadan 800 milyon km

uzakta dünyadan 1300 defa daha büyük yarıçapı 71

555 km

(dünyanınkinin 11

2 katı) yoğunluğu 1

33 gr

/cm3 kütle çekimi dünyadakinin iki katı güneş çevresinde dolanım süresi 11

86 yıl kendi çevresinde dönüşü ise 10 saat (bu nedenle kutuplardan geçen çapı ekvatordan geçen çapına göre 1/5 oranında daha basıktır; ekvatordaki hızı saniyede 40

000 km/s dir

) kütlesi %99 hidrojen ve helyumdan oluşmuş; ayrıca bir miktar metan ve amonyak vardır güney yarısında 45

000 km

çapında konumu değişmeyen iri bir kırmızı benek görülür bu beneğin kendi etrafında dönen fosfor içerik taşıyan bir bulut olduğu varsayılmaktadır ayrıca birçok renkli kuşağı bulunur insanı hemen öldürebilecek kadar çok güçlü manyetik alanı bulunur bu manyetik alanın içteki güçlü konveksiyon akımlarıyla meydana geldiği varsayılır

Venüs’ten sonra en parlak görünen gezegendir

12 uydusu olup 4 tanesi Galilei uyduları olarak bilinir (Europa Callisto Ganymede Io)

Güneşten aldığı enerjinin 2-3 katını uzaya salar

Çekirdeğinde sıcaklık 20

000 bulutların üzerinde -135 0C dir

1972 yılında atılan Pioneer 10 1973 de gezegenin 132

000 km

yakınına dek gelerek 1973 yılında atılan Pioneer 11 ise 1974 yılında daha yakına gelerek ayrıntılı bilgiler göndermiştir

Jüpiter (Ayrıntılı)

Jüpiter (Müşteri Erendiz) Güneş sisteminin en büyük gezegeni

Güneşten uzaklığa göre beşinci sırada

Adını Roma tanrılarının en büyüğü Jüpiter'den alır

Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir

Fiziksel özellikler

Jüpiter gerek çap gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir

Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 133 katı) gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir

Beyazlık derecesi (albedo) 0

52 olan gezegen böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır

Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde Jüpiter'in Güneş'ten aldığı enerjinin 23 katı kadarını dışarı yaydığı görülür

Bu nedenle gezegen Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K' den (-167°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır

Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır

Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır

İç yapı

Gaz devleri içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar

Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır

Jüpiter ve Satürn ise adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir

Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür

20

yüzyıl başlarından itibaren gezegenlerin çap kütle yoğunluk kendi etrafında dönme hızları uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir

Bu bilgiler çerçevesinde Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır

Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır

Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-45 arasında olabileceği hesaplanmaktadır

Bu sonuca gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır

Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:

Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir 'buz' ve 'kaya' tabakasının oluşturduğu çekirdek bulunur

Bu noktada ısı 20

000K basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır

Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20g

/cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10

000 km

den küçük ancak kütlesi Yer'in 10 katını aşkındır

Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40

000 km

kalınlığında manto tabakası yer alır

Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar

Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4'üne dek uzanır Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur

Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu yoğunluğunun dıştan içe doğru 1'den 5'e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır

En dışta 20

000 km

kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur

Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç ısı ve yoğunluk düşer hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir

Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir

Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir

Jüpiter'in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır

Kütlesi daha büyük olan bir gezegen artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa daha küçük bir hacme sahip olacaktı

Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum kütlesi Güneş'in kütlesinin % 8'i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır

Bu nedenle 0001 Güneş kütlesindeki Jüpiter 'yıldız olmayı başaramamış' bir gökcismi olarak da tanımlanabilir

Atmosfer

Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır

Bu atmosferin Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu'nun varsayılan yapısına yakın olarak %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır

Bunları %0

1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0

02 oranla amonyak (NH3) izler

Azot hidrojen karbon oksijen kükürt fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır

Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz yumuşak bir geçiş sözkonusudur

Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir

Ancak çoğu zaman atmosfer olarak adlandırılan alan hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10

000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir

Uzaktan bakıldığında Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür

atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur

Atmosferin derinliklerine doğru yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler

Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir 600 km

/saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir

15

000 x 25

000 km

boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki Büyük Kırmızı Leke'nin çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanı olduğu düşünülmektedir

Jüpiter'in atmosferi makalesinde konu hakkında daha ayrıntılı bilgi yer almaktadır

Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü

Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır

Ancak daha 1690 yılında Giovanni Domenico Cassini ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü farketmiştir

Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır

Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır

Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40630 saniyedir ve Sistem II adını alır

Jüpiter'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır

'Sistem III' adı verilen bu periyod Jüpiter'in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 400 km

/saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker

Halkalar

Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi

Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi

Satürn‘ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da toz denebilecek mikroskopik boyutlardan onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar

Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve herbiri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler

Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur

Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür

Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanısıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır

Jüpiter halkaları 005 gibi bir beyazlık (albedo) derecesi ile üzerine düşen güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler

Satürn yolculuğu sırasında Cassini-Huygens uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti

Bu bilgiler halkaların Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir

Bu uydulardan Metis ve Adrastea 'Ana halka'nın Amalthea ve Thebe ise daha dışta yeralan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir

Metis ve Adrastea Jüpiter'in merkezinden 179 ve 181 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler

Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder

En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner

Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir

Manyetosfer

Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir

Yer ile karşılaştırıldığında 19

000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11o açı yapan ve gezegenin merkezine 8

000 km

uzaktan geçen kutupları ters yerleşmiş olan bir çift kutupludur

Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır

Bu çift kutuplunun yanı sıra Jüpiter'in manyetik alanının yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır

Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur

Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur

Bu alanın etkisi ile Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir

Jüpiter manyetosferi Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir

Manyetosferin en dışında plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir

Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km

uzaklıkta saptanmıştır

Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz manyetosferin sınırını belirler

Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km

uzağında başlar

Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km

ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur

10-19-2012	#1
Prof. Dr. Sinsi	Jüpiter Gezegeni Jüpiter Genel Bilgi Jüpiter Gezegeni - Jüpiter Genel Bilgi Jüpiter (Gezegen) Jüpiter (Genel Bilgi) Güneşten 778 dünyadan 800 milyon km uzakta dünyadan 1300 defa daha büyük yarıçapı 71555 km (dünyanınkinin 112 katı) yoğunluğu 133 gr/cm3 kütle çekimi dünyadakinin iki katı güneş çevresinde dolanım süresi 1186 yıl kendi çevresinde dönüşü ise 10 saat (bu nedenle kutuplardan geçen çapı ekvatordan geçen çapına göre 1/5 oranında daha basıktır; ekvatordaki hızı saniyede 40000 km/s dir) kütlesi %99 hidrojen ve helyumdan oluşmuş; ayrıca bir miktar metan ve amonyak vardır güney yarısında 45000 km çapında konumu değişmeyen iri bir kırmızı benek görülür bu beneğin kendi etrafında dönen fosfor içerik taşıyan bir bulut olduğu varsayılmaktadır ayrıca birçok renkli kuşağı bulunur insanı hemen öldürebilecek kadar çok güçlü manyetik alanı bulunur bu manyetik alanın içteki güçlü konveksiyon akımlarıyla meydana geldiği varsayılır Venüs’ten sonra en parlak görünen gezegendir 12 uydusu olup 4 tanesi Galilei uyduları olarak bilinir (Europa Callisto Ganymede Io) Güneşten aldığı enerjinin 2-3 katını uzaya salar Çekirdeğinde sıcaklık 20000 bulutların üzerinde -135 0C dir 1972 yılında atılan Pioneer 10 1973 de gezegenin 132000 km yakınına dek gelerek 1973 yılında atılan Pioneer 11 ise 1974 yılında daha yakına gelerek ayrıntılı bilgiler göndermiştir Jüpiter (Ayrıntılı) Jüpiter (Müşteri Erendiz) Güneş sisteminin en büyük gezegeni Güneşten uzaklığa göre beşinci sırada Adını Roma tanrılarının en büyüğü Jüpiter'den alır Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir Fiziksel özellikler Jüpiter gerek çap gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 133 katı) gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir Beyazlık derecesi (albedo) 052 olan gezegen böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde Jüpiter'in Güneş'ten aldığı enerjinin 23 katı kadarını dışarı yaydığı görülür Bu nedenle gezegen Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K' den (-167°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır İç yapı Gaz devleri içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır Jüpiter ve Satürn ise adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür 20 yüzyıl başlarından itibaren gezegenlerin çap kütle yoğunluk kendi etrafında dönme hızları uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir Bu bilgiler çerçevesinde Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-45 arasında olabileceği hesaplanmaktadır Bu sonuca gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır: Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir 'buz' ve 'kaya' tabakasının oluşturduğu çekirdek bulunur Bu noktada ısı 20000K basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20g/cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10000 kmden küçük ancak kütlesi Yer'in 10 katını aşkındır Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40000 km kalınlığında manto tabakası yer alır Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4'üne dek uzanır Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu yoğunluğunun dıştan içe doğru 1'den 5'e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır En dışta 20000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç ısı ve yoğunluk düşer hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir Jüpiter'in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır Kütlesi daha büyük olan bir gezegen artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa daha küçük bir hacme sahip olacaktı Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum kütlesi Güneş'in kütlesinin % 8'i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır Bu nedenle 0001 Güneş kütlesindeki Jüpiter 'yıldız olmayı başaramamış' bir gökcismi olarak da tanımlanabilir Atmosfer Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır Bu atmosferin Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu'nun varsayılan yapısına yakın olarak %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır Bunları %01 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %002 oranla amonyak (NH3) izler Azot hidrojen karbon oksijen kükürt fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz yumuşak bir geçiş sözkonusudur Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir Ancak çoğu zaman atmosfer olarak adlandırılan alan hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir Uzaktan bakıldığında Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur Atmosferin derinliklerine doğru yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir 600 km/saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir 15000 x 25000 km boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki Büyük Kırmızı Leke'nin çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanı olduğu düşünülmektedir Jüpiter'in atmosferi makalesinde konu hakkında daha ayrıntılı bilgi yer almaktadır Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır Ancak daha 1690 yılında Giovanni Domenico Cassini ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü farketmiştir Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40630 saniyedir ve Sistem II adını alır Jüpiter'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır 'Sistem III' adı verilen bu periyod Jüpiter'in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 400 km/saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker Halkalar Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi Satürn‘ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da toz denebilecek mikroskopik boyutlardan onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve herbiri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanısıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır Jüpiter halkaları 005 gibi bir beyazlık (albedo) derecesi ile üzerine düşen güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler Satürn yolculuğu sırasında Cassini-Huygens uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti Bu bilgiler halkaların Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir Bu uydulardan Metis ve Adrastea 'Ana halka'nın Amalthea ve Thebe ise daha dışta yeralan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir Metis ve Adrastea Jüpiter'in merkezinden 179 ve 181 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir Manyetosfer Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir Yer ile karşılaştırıldığında 19000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11o açı yapan ve gezegenin merkezine 8000 km uzaktan geçen kutupları ters yerleşmiş olan bir çift kutupludur Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır Bu çift kutuplunun yanı sıra Jüpiter'in manyetik alanının yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur Bu alanın etkisi ile Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir Jüpiter manyetosferi Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir Manyetosferin en dışında plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km uzaklıkta saptanmıştır Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz manyetosferin sınırını belirler Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km uzağında başlar Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur