Şengül Şirin
|
Gezegenler - Jüpiter
Gezegenler - Jüpiter
Gezegenler - Jüpiter
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 1,33 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 2,3 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 %3-4,5 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, 0,001 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 30,003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40,630 saniyedir ve Sistem II adını alır
Jüpiter'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29,730 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
Jüpiter'in Halka Sistemi Halkalar Yörünge Jüpiter'in Merkezinden Uzaklık RJ (km ) Halo Halka
1,4 1,71 100 000 122 000 Ana Halka Ana Halka (iç) 1,71 122 000 XVI Metis 1,79 128 100 XV Adrastea 1,80 128 900 Ana Halka (dış) 1,81 129 000 Gossamer Halka Gossamer Halka (iç) 1,81 129 200 V Amalthea 2,54 181 400 XIV Thebe 3,11 221 900 Gossamer Halka (dış) 3,15 224 900 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, 0,05 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 1,79 ve 1,81 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
Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev Van Allen kuşağı bulunur Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir Bunun Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak, gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur
Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır, ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu plazmanın ısısı 300-400 milyon K olarak ölçülmüştür Bu, Güneş'in merkezi de dahil olmak üzere Güneş sisteminin (Güneş taçküresi dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş sisteminin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir
Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar
Jüpiter'in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir Büyük uydulardan gezegene en yakın olan İo, Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlayan ve İo Plazma Torus'u adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 gigawatt değerini bulduğu sanılır Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamıştır, ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır
__________________
Arkadaşlar, efendiler ve ey millet, iyi biliniz ki, Türkiye Cumhuriyeti şeyhler, dervişler, müritler, meczuplar memleketi olamaz En doğru, en hakiki tarikat, medeniyet tarikatıdır
|