Jüpiter'in doğal uyduları
![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/eb/Jupiter.moons1.jpg/300px-Jupiter.moons1.jpg)
![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/27/Galilean_satellites.png/300px-Galilean_satellites.png)
Jüpiter'in bilinen 95doğal uydusuvardır (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 olanİo,Europa,GanymedeveCallistobüyük 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 (×1016kg) |
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/ Sheppardve 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 | Gladmanve 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 ekseni128.000 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 alanMetis'tir. Bilinen en uzak uydu ise, 200 RJyarıçapındaki yörüngesi ile henüz resmi olarak adlandırılmamış S/2003 J2 geçici adlı küçük uydudur.
İç yörüngelerde yer alan uydular, Jüpiter'inekvatordüzlemine göreeğikliğiyok denecek kadar az ve aynı şekildedışmerkezliğiçok küçük olanyörüngelerçizmeleri 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.MetisveAdrasteaJüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ(Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegeninRoche Limiti'nin içinde bulunurlar ve gezegenin çekim gücünden kaynaklanangel-gitetkisi 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 kalanAmaltheaveThebe'nin de bu halkadaki materyalin kökeni olduğu düşünülür.
- Daha dış yörüngelerdeki dört düzenli uydu,Galilei uydularıolarak anılanİo,Europa,GanymedeveCallisto'dur. Bu dört büyük uydu, güçlü çekimleri ile birbirlerinin yörüngelerini şekillendirmiş ve dolanma periyotları dıştan içe doğru belirginleşen birrezonansiçine 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 veHimalia düzensiz grubu'na ait uyduların arasında yer alan 43° eğimli ve yüksek bir dışmerkezlilik oranına sahip kendine özgü yörüngesi ileThemisto 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 verenHimalia,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 veGüneş 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 grubuda 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 grubuise 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 uydularıgezegenlerle boy ölçüşecek büyüklüktedir. Bu dört uyduPlüton'dan daha büyük yarıçapa sahiptir.Güneş Sistemi'ndeki en büyük uydu olanGanymede,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 görüldüğüİo'nun üç eksende yapılan çap ölçümlerinde %2'ye varan farklar gözlenmiştir.
Galilei uydularından sonra büyüklükte beşinci sırayı alan ve düzenli iç uydular grubunun üyesiAmalthea'nın aşırı derecede bakışımsız şekli bu uydunun yapısı ve kökeni konusunda tartışmalara yol açmıştır.
Düzenli iç uydulardanMetis,AdrasteaveThebeile düzensiz yörüngeye sahip uydulardanLeda,Himalia,Lysithea,Elara,Ananke,Carme,PasiphaeveSinope20–200 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.İoveEuropa0,65 düzeyine erişenbeyazlık(albedo) dereceleri ile üzerlerine düşen güneş ışınlarının üçte ikisini yansıtırlar.GanymedeveCallisto'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 veAmalthea'nın kırmızı renkte olduğu gözlenir. Amalthea (Mars'ı da geride bırakarakGüneş 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 oluşturduğuelektrik akımınedeniyle 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 inceatmosferlerivardır. 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 artanjeolojiketkinlikle 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 birlevha tektoniğiaktivitesi 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 birvolkaniketkinlik gösterir.Lavakımları, 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'inmanyetik alanetkinliği 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 detayfölçümverileri sayesinde iç yapıları hakkında bazı varsayımlarda bulunmak mümkün olmuştur.Galileouzay sondası1995-2003 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 sistemininGüneş bulutsusununyoğunlaşması 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 hafifelementlerdenbaşlayarak 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 çevreleyensilikatağırlıklı '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 görekuyrukluyıldızya da değişikasteroidyapılarından 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 bulutsusuolarak adlandırılan gaz ve toz kütlesi 4,6 milyar yıl önce bilinmeyen bir nedenle yoğunlaşarak bugünkü şekliyleGüneş Sistemi'ni oluşturmaya başladığında,Jüpiterve diğergaz devlerinin10.000 yıl gibi kısa bir süre içinde bugünkü kütlelerine yakın boyutlara ulaştıkları sanılmaktadır.Galilei uydularınında, Jüpiter'i oluşturan diskin gezegen üzerinde yoğunlaşamamış kalıntılarından bu dönem içinde ortaya çıktıklarına kesin gözüyle bakılır. Bu uydularındışmerkezlikveeğiklikoranları çok düşükyörüngeleribu düşünceyi destekler. İç yörünge grubundaki dört küçük uyduMetis,Adrastea,AmaltheaveThebede 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. ÖzellikleRoche limitiiçinde 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 gelmişasteroidya da belki dekuyrukluyıldızparçaları oldukları düşünülür.Yakalanma mekanizması,daha öncedenGüneşçevresinde 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 deYerveAyörneğini andırır şekilde uydu sistemlerinin bulunabileceğinin farkına ilk kez, kendi yaptığıteleskopugökyüzüne çeviren İtalyan gök bilimci ve fizikçiGalileo Galileivarmıştır. 1610 yılında Jüpiter'in çevresinde dolanan 4 büyük uyduyu keşfetmiş ve dönemin güçlü ailesinin onuruna 'Mediciyıldızları' olarak adlandırmıştır. Yeni uyduları Galilei'den daha önce gözlediğini iddia eden Simon Marius bu buluşu kendine maletmeyi başaramadıysa da önerdiğiİo,Europa,GanymedeveCallistoadları yerleşmiştir. Galilei, uyduları gezegenden uzaklık sırasıyla I'den IV'e kadar Roma rakamları ile adlandırmayı tercih etmiş, Medici yıldızları adı ise daha sonra yeriniGalilei uydularıya da 'Galilei ayları' tanımına bırakmıştır. Gökyüzünde yer alan her varlığın Dünya etrafında döndüğünü varsayan, döneminyermerkezli görüşübu buluşla sarsılmış veKopernik'in o günlerde yaygın kabul görmeyengüneşmerkezli teorisiyerini sağlamlaştırmıştır.
1892'deEdward Emerson Barnarddaha küçük bir yörüngede dolanan ve buluş sırasına göre V numara ile adlandırılanAmalthea'yı keşfetmiştir. 20. yüzyıldaastrofotografitekniklerinin 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 yılındaCharles Kowaltarafından onüçüncü uyduLeda'nın keşfi sonrasındaUluslararası Gökbilim Birliği'nin bugün de uygulanmakta olanGezegen SistemiAdlandırma Kuralları ortaya konmuştur. Bu kurallar doğrultusunda, ilk beş uyduda olduğu gibi yeni aylara da Roma tanrısıJüpiterveya Yunan mitolojisindeki eşdeğeriZeus'un eşleri ya da aşıklarının adları verilmiştir.
1979 yılındaVoyager 1uzay sondasının Jüpiter gezegeninin yakınından geçerken kaydettiği görüntülerde üç yeni uydu daha saptanarak bilinen uydu sayısı 16'ya çıkmış, XIVThebe,XVAdrasteave XVIMetisadı verilen bu uydular bir uzay aracı yardımı ile keşfedilen ilk gök cisimleri olarak tarihe geçmiştir.
XVIICallirrhoe1999'daSpacewatchgrubu tarafından bulunmuş, 2000 yılındaScott S. Sheppard,David C. Jewittve arkadaşları onsekizinci uyduyu saptamışlardır. Bu uydunun 1974'te XIII Leda'yı bulan Charles Kowal tarafından 1975'te saptanarakThemistoadı ile önerilen ancak tekrar gözlenemediği için yörüngesi hesaplanamayan ve resmen tanınmayan 'kayıp uydu' olduğu anlaşılmıştır. Sheppard ve Jewitt'inHawaii 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.CCDteknolojisi kullanılarak ve Jüpiter'inHill küresiolarak 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 tanrıZeusveJüpiter'in soyundan gelenlerin adlarının da verilmesine başlanmıştır.
Jüpiter uydularının gözlenmesi[değiştir|kaynağı değiştir]
Galilei uyduları, 4, 5 ile 6.kadirdereceleri arasında değişenparlaklıklarıile çıplak gözle görülebilecek ölçüdedirler, ancak Jüpiter'in kuvvetli ışığı buna engel olur. Küçük bir dürbün ya da amatörteleskoplaJüpiter'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 ileörtülmeleri,gezegenin gölgesinden geçişleri sırasında gerçekleşentutulmalarıve 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]
- ^Sıra, Jüpiter'e ortalama uzaklıklarına göre pozisyonu belirtmektedir.
- ^Etiket her uydunun isimlendirme sırasına göre verilenRoma rakamıadını belirtmektedir.
- ^"60 × 40 × 34" gibi birden fazla çap belirtilen uydular uydunun küre şeklinde olmadığı ve her boyutun doğru ölçümlendiği durumlarda boyutları belirtmektedir.
- ^Negatif sayılar ters yön yörüngeleri belirtmektedir.
- ^"?"uydunun hangi gruba ait olduğunun henüz kesinlik kazanmadığı durumları belirtmektedir.
Kaynakça[değiştir|kaynağı değiştir]
- ^Sheppard, Scott S."Moons of Jupiter".Earth & Planets Laboratory.Carnegie Institution for Science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 20 Aralık 2022.
- ^abc"Natural Satellites Ephemeris Service".IAU: Minor Planet Center. 31 Ağustos 2017 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:8 Ocak2011.
Note: some semi-major axis were computed using the µ value, while the eccentricities were taken using the inclination to the local Laplace plane
- ^Scott S. Sheppard."Jupiter's Known Satellites".Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:17 Temmuz2018.
- ^ab"Gazetteer of Planetary Nomenclature".Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN).U.S. Geological Survey. 7 Kasım 2008. 25 Ağustos 2009 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008.
- ^abcdSiedelmann 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 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 31 Ağustos 2008.
Dış bağlantılar[değiştir|kaynağı değiştir]
![]() |
Wikimedia Commons'taJüpiter'in doğal uydularıile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır. |
- İngilizce Vikipedi Jüpiter'in doğal uyduları sayfası
- İngilizce Vikipedi Doğal uyduların adlandırılması sayfası
- The Nine Planets
- Sheppard's Jupiter Satellite Data
- NASA Solar System Exploration6 Temmuz 2013 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.
- IAU Gezegen Sistemi Adlandırmaları12 Nisan 2012 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.