Jüpiter, Güneş'e en yakın beşinci gezegen ve Güneş Sistemi'nin en büyük gezegenidir. Gaz devi olan Jüpiter'in kütlesi, Güneş Sistemi'ndeki diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin yaklaşık 2,5 katıdır ve Güneş'in kütlesinin binde birinden biraz daha azdır. Jüpiter'in çapı, Dünya'nın çapının 11 katı, Güneş'in çapının onda biri kadardır. Güneş'in çevresinde 5,20AU (778,5Gm) uzaklıkta dolanır ve bir turunu 11,86 yılda tamamlar. Jüpiter, Dünya'nın gece gökyüzünde Ay ve Venüs'ten sonra görülen en parlak üçüncü doğal gök cismidir ve tarih öncesi çağlardan beri gözlemlenmektedir. Adını, Antik Roma dininin baş tanrısı Jüpiter'den alır.
Jüpiter, Güneş Sistemi'nin oluşumundan sonra meydana gelen ilk gezegendir ve ilkel Güneş Sistemi dönemindeki Güneş'e doğru göçü, diğer gezegenlerin oluşum sürecini büyük ölçüde etkilemiştir. Jüpiter'in atmosferi, kütlece %76 hidrojen ve %24 helyumdan oluşur ve daha yoğun bir iç bölgeye sahiptir. Atmosferinde karbon, oksijen, kükürt ve neon gibi elementlerin yanı sıra amonyak, su buharı, fosfin, hidrojen sülfür ve hidrokarbonlar gibi bileşiklerin izlerine rastlanır. Jüpiter'deki helyum bolluğu, Güneş'tekinin yaklaşık %80'i düzeyindedir ve bu açıdan Satürn'ün bileşimine benzer. Dış atmosfer, etkileşim sınırlarında türbülans ve fırtınaların görüldüğü bir dizi enlemsel kuşağa bölünmüştür. Bunun en belirgin sonucu, 1831'den beri kayıtlara geçmiş devasa bir fırtına olan Büyük Kırmızı Leke'dir.
Jüpiter'in yaklaşık on saatte bir dönüşünü tamamlayan hızlı dönme hareketi nedeniyle şekli basık küremsidir. Ekvator yarıçapı, kutuplardaki yarıçapından yaklaşık %7 daha büyüktür. İç yapısının, sıvı metalik hidrojenden oluşan dış bir manto ile daha yoğun maddeden oluşan dağınık bir iç çekirdekten meydana geldiği düşünülmektedir. Jüpiter'in iç kısmındaki sürekli büzülme, gezegenin Güneş'ten aldığı enerjiden daha fazla ısı üretmesine neden olur. Jüpiter'in manyetik alanı, Güneş Sistemi'ndeki en güçlü ve ikinci en büyük kesintisiz yapıdır ve sıvı metalik hidrojen çekirdeğindeki girdap akımlarının etkisiyle oluşur. Güneş rüzgârı, Jüpiter'in manyetosferiyle etkileşime girerek onu dışa doğru genişletir ve gezegenin yörüngesini etkiler.
Jüpiter'in çevresinde en az 115 uydu bulunmaktadır. En büyük dört uydusu olan Io, Europa, Ganymede ve Callisto, manyetosferin içinde dolanır ve sıradan dürbünlerle görülebilir. Bu uydular arasında en büyüğü olan Ganymede, Merkür gezegeninden daha büyüktür. Jüpiter'i, çoğunlukla tozdan oluşan sönük bir halka sistemi çevreler. Jüpiter'in halkaları üç ana bölümden oluşur: hale adı verilen parçacıklardan oluşan iç torus, görece parlak ana halka ve dıştaki örümcek ağı benzeri gossamer halka. Halkalar, görünür ışık ve yakın kızılötesi ışınımda kırmızımsı bir renge sahiptir. Halka sisteminin yaşı bilinmemekle birlikte, muhtemelen Jüpiter'in oluşumuna kadar uzanmaktadır. Jüpiter, 1973'ten bu yana dokuz robotik uzay aracı tarafından ziyaret edildi. Bunların yedisi yakın geçiş gerçekleştirdi, ikisi ise gezegenin yörüngesine girerek özel araştırma görevleri yürüttü. İki uzay aracı daha Jüpiter'e doğru yol almaktadır. Ayrıca diğer gezegen sistemlerinde Jüpiter'e benzer ötegezegenler de keşfedildi.
Gözlem bilgisi
Bir dış gezegen olan Jüpiter'in Güneş çevresindeki dolanma süresi 11,86 yıldır. Dünya ile Jüpiter arasındaki kavuşum dönemi ise yaklaşık 398,88 gün (yaklaşık 13 ay) sürer. Bu yörünge hareketi nedeniyle gezegen her yıl gökyüzünde yaklaşık bir zodyak takımyıldızı kadar doğuya kayar. Jüpiter gökyüzünde Güneş, Ay ve Venüs'ten sonra izlenebilen en parlak dördüncü doğal gök cismidir (ancak günberi karşı konumlarında kısa süreler için Mars Jüpiter'den daha parlak hale gelebilir).
Gezegenin Güneş'in arkasında kaldığı (Güneş ile kavuşumda olduğu) yaklaşık 1-2 aylık dönem dışında, Jüpiter yıl boyunca gökyüzünde çıplak gözle rahatlıkla izlenebilir. Yılın büyük bölümünde gökyüzünün en parlak yıldızı olan Sirius'un (-1,46 kadir) parlaklığını aşar ve en elverişli karşı konum koşullarında ise -2,94 kadir parlaklığa kadar ulaşır. Karşı konum sırasında açısal çapı 50,1 yay saniyesine (50,1″) kadar genişleyerek insan gözünün yaklaşık 1 yay dakikası (60″) olan ayırma gücü sınırına çok yaklaşır. Bu dönemlerde Jüpiter, gökyüzünde yaklaşık 121 gün boyunca görünür bir geri hareket sergiler.
Jüpiter'in yörüngesi Dünya'nın oldukça dışında yer aldığından, Dünya'dan görülen evre açısı hiçbir zaman 11,5°'yi geçmez. Bu nedenle yeryüzündeki teleskoplardan bakıldığında Ay veya Venüs gibi hilal evreleri göstermez ve daima neredeyse tam aydınlık bir disk olarak görünür. Küçük büyütmeli bir dürbünle bile gezegenin dairesel diski ve dört büyük Galilei uydusu (İo, Europa, Ganymede ve Callisto) seçilebilir. 10 ila 15 cm açıklığa sahip amatör bir teleskopla Jüpiter'in bulut kuşakları ve uygun konumda olduğunda Büyük Kırmızı Leke rahatlıkla gözlemlenebilir.
Fiziksel özellikler
Jüpiter gerek çap gerekse kütle açısından Güneş Sistemi'ndeki 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 basıkelipsoit görünüme sahiptir. Geometrik albedosu 0,538 (Bond albedosu 0,503) olan gezegen, böylece yüzeyine düşen Güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tarafta 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 yer çekiminin etkisi ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır ve gezegenin yılda yaklaşık 1 mm küçülmesine yol açar.
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 fark etmiştir. 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 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 41 saniyedir ve Sistem II adını alır. Jüpiter'den yayılan mikrodalga ve radyo dalga boyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyot Jüpiter'in resmi dönüş hızı olarak kabul edilir. Bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu, ekvatorda ölçülen farklı hızın ise bu bölgelerdeki bulutların 400 km/saat hıza ulaşan rüzgârlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.
İç yapısı
Güneş Sistemi'ndeki dev gezegenler, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki ana sınıfa ayrılır. Uranüs ve Neptün, 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek olan buz devleridir. Jüpiter ve Satürn ise kütlelerinin büyük bölümü hidrojen ve helyumdan oluşan gaz devleridir. Bu gaz devlerinin, 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 hızı, uydularının davranışı gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra spektroskopi çalışmaları ve uzay araştırmalarıyla zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkâr modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş Sistemi'nin 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 ila %4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
Gezegenin merkezinde, daha önce varsayıldığı gibi keskin sınırlı ve katı bir kütle yerine, manto tabakası ile iç içe geçmiş dağınık bir çekirdek yer alır. Juno misyonu verilerine göre bu dağınık çekirdek, gezegen yarıçapının %30 ila %50'sine kadar yayılmakta ve toplam kütlesi Dünya'nın 7 ila 25 katına ulaşan ağır elementlerden oluşmaktadır. Bu yapının, gezegenin oluşumu sırasında gaz ve katıların karışmasıyla ya da erken dönemde yaklaşık 10 Dünya kütlesindeki dev bir ön-gezegenin çarpması sonucu oluştuğu tahmin edilmektedir. Merkezdeki sıcaklığın yaklaşık 20.000 K, basıncın ise 40 megabar civarında olduğu hesaplanmaktadır.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş bir manto tabakası yer alır. Hidrojen, milyonlarca atmosferi aşan aşırı yüksek basınç altında moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır; ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası, merkezden itibaren gezegen yarıçapının yaklaşık %80'ine dek uzanır, Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını ve kütlesinin büyük çoğunluğunu oluşturur. Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu ve yoğunluğunun dıştan içe doğru kademeli olarak yükseldiği sanılmaktadır.
En dışta moleküler hidrojen (H2) tabakası bulunur. Gezegende belirgin bir katı ya da sıvı yüzey sınırı yoktur. Basınç ve sıcaklık kritik değerlerin üzerinde olduğundan, gaz halindeki üst atmosfer derinlere inildikçe kademeli ve kesintisiz bir biçimde süperkritik akışkana dönüşür.
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 etkisiyle kendi üzerine çökerek Jüpiter'e oranla daha büyük bir yoğunluğa fakat daha küçük bir hacme sahip olur. 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 hâline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, 'yıldız olmayı başaramamış' bir gök cismi olarak da tanımlanabilir.
Juno uzay aracı tarafından gerçek renklerde görüntülenen Büyük Kırmızı Leke'nin yakın çekimi. Kameranın çekim tekniği nedeniyle görüntüde belirgin bir fıçı bükülmesi (distorsiyon) bulunmaktadır.
Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin, hacimce yaklaşık %89 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %10 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır. Kütlece ise yaklaşık %76 hidrojen ve %24 helyumdan oluşur. Bunları yaklaşık %0,3 oranla metan (CH4), %0,026 oranla amonyak (NH3), %0,1 düzeyinde su buharı (H2O) ve hidrojen döterid izler. Karbon, oksijen, azot, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır.
Gaz devlerinin belirgin bir katı yüzeyi bulunmaz; gezegenin derinliklerine doğru inildikçe gaz tabakasından akışkan iç katmanlara kesintisiz bir geçiş söz konusudur. Gezegenin çapı ve hacmi hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) basınç seviyesi sınır olarak kabul edilir. Ancak atmosfer olarak tanımlanan alan, hidrojen yoğunluğunun sıvı hidrojen düzeyine ulaştığı binlerce kilometre derinlikteki yüksek basınç bölgelerine kadar uzanır.
Uzaktan bakıldığında Jüpiter yüzeyinin, özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. Açık renkli bölgeler "zon", koyu renkli bölgeler ise "kuşak" olarak adlandırılır. Atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal hâlindeki amonyak parçacıklarından oluşur. Atmosferin derinliklerine doğru yoğuşma sıcaklıklarına göre amonyum hidrosülfür ve su bulutları tabakalar hâlinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir. Zonal jet akımlarında rüzgâr hızlarının 100 m/s'ye (yaklaşık 360 ila 600 km/saat) ulaşması olağandır.
Yaklaşık 16.500 × 11.000 km boyutları ile Dünya'dan daha büyük olan Büyük Kırmızı Leke, 1831'den beri kesintisiz olarak kaydedilen çok uzun ömürlü devasa bir antisiklonik fırtınadır. Son yıllarda yapılan gözlemler fırtınanın giderek küçüldüğünü göstermektedir. 2021 yılında gerçekleştirilen Juno yakın geçişi, fırtınanın bulut tepelerinden itibaren yaklaşık 300 ila 500 km derinliğe kadar uzandığını belirlemiştir.
Jüpiter'in manyetosferi ve İo uydusunun oluşturduğu plazma torusu
Jüpiter, Güneş Sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Dünya ile karşılaştırıldığında manyetik dipol momenti yaklaşık 19.000 kat daha büyüktür. Temelde çift kutup yapısında olan bu alanın manyetik ekseni, Jüpiter'in dönme ekseniyle 10,31° açı yapar ve gezegen merkezinin 8.000 km açığından geçer. Kutupların ters konumlanması nedeniyle Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutup yapısının yanı sıra Jüpiter'in manyetik alanında yapıyı karmaşıklaştıran dört kutup ve sekiz kutup bileşenleri de bulunur. Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan çekirdeğin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından sıvı metalik hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki konveksiyon ve elektron akımları, 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 rüzgârı adı verilen plazma akımının gezegenin manyetik alanının etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak 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 rüzgârının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km uzağında başlar. Güneş rüzgârının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak bu sınır yanlara doğru genişler ve gezegenin arkasında Satürn'ün yörüngesine kadar uzanan devasa bir manyetik kuyruk oluşturur.
Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev Van Allen kuşağı bulunur. Bu bölgelerden kaynaklanan 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 hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu plazmanın sıcaklığı 300-400 milyon Kelvin olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dâhil olmak üzere Güneş Sistemi'nin (Güneş taçküresi dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Jüpiter manyetosferi, Güneş'in heliyosferinden sonra hacim açısından Güneş Sistemi'ndeki en büyük ikinci kesintisiz yapıdır.
Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olur.
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 torusu adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın 1000 gigavat değerini bulduğu hesaplanmaktadır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km yarıçapındaki alan, yoğun radyasyon nedeniyle uzay araçlarının elektronik sistemleri için son derece zorlu bir ortam oluşturmaktadır.
JWST tarafından kızılötesi dalga boyunda elde edilen bu görüntüde Jüpiter'in sönük halkaları ile Amalthea ve Adrastea uyduları görülmektedir.
Yakın bir tarihe kadar Güneş Sistemi'nde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'teki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları, 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarla kanıtlandı.
Satürn'ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da toz denebilecek mikroskopik boyutlardan onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşur. Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve her biri 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 yanı sıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir yansıtılabilirlik derecesi (albedo derecesi) ile üzerine düşen Güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünür. Satürn yolculuğu sırasında Cassini-Huygens uzay sondası 2000 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 yer alan '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 'Hale halkası' 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 gezegenler arası toz olabilir.
Jüpiter'in bilinen 115 doğal uydusu vardır. Bunların yalnızca 16'sının çapı 10 km'den büyüktür. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter'in en büyük dört uydusu İo, Europa, Ganymede ve Callisto'yu keşfederek ilk kez Dünya'dan başka bir gezegene ait uyduların varlığını kanıtlamıştır. Bu uydular sonradan Galilei uyduları olarak adlandırılmıştır. 1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden Voyager uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla bu sayı hızla artmıştır.
Jüpiter araştırmalarının tarihçesi
Jüpiter, eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars ve Satürn ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gök cisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın günlerine adını veren varlıklardan biri olarak tarih boyunca insan kültüründe yerini korumuştur.
Jüpiter'in dairesel bir disk görünümünde olduğunu 1610 yılında ilk fark eden ve gezegenin en büyük dört uydusunu keşfeden Galileo Galilei oldu. Galilei, Dünya dışındaki bir gezegenin kendi etrafında dönen uyduları olabileceğinin bu ilk kanıtını, Kopernik'in o güne dek yaygın kabul görmeyen güneşmerkezli modelini desteklemek için kullandı. 1664'te İngiliz bilim insanı Robert Hooke (veya bazı kaynaklara göre Giovanni Domenico Cassini) Büyük Kırmızı Leke'yi ilk kez gözlemledi. 1676'da Danimarkalı gök bilimci Ole Christensen Rømer, Jüpiter'in uydularının örtülme ve tutulma zamanlarındaki gecikmelerin gezegenin Dünya'dan uzaklığıyla ilişkisini ölçerek ilk kez ışık hızını %25 yanılma payı ile hesapladı. 1690'da ise Cassini, gezegenin kendi etrafında dönüş süresinin kutuplarda ve ekvatorda farklı olduğunu ilk kez belirledi.
1932'de Alman gök bilimci Rupert Wildt, spektroskopik gözlemlere dayanarak Jüpiter atmosferinde metan ve amonyak bulunduğunu saptadı ve bunun ancak çok büyük miktarlarda hidrojen varlığı ile açıklanabileceğini bildirdi. Wildt, 1934'te gezegenin kütle ve yoğunluk verilerinden yola çıkarak Jüpiter'in iç yapısının ve atmosferinin bileşimini hesapladı. 1955 yılında Bernard Burke ve Kenneth Franklin'in Jüpiter'den yayılan güçlü radyo dalgalarını keşfetmesi, gezegenin devasa manyetosferinin varlığını ortaya çıkardı. Hidrojenin varlığı 1960'larda kızılötesi spektroskopi tekniklerinin gelişmesiyle kesin olarak kanıtlandı, helyum ise 1970'lerde uzay araçlarının ölçümleriyle gösterilebildi.
Pioneer 10 ve 11 uzay araçları
Kasım-Aralık 1973'te Pioneer 10, Kasım-Aralık 1974'te Pioneer 11 adlı uzay sondaları Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin ilk yakından gözlemini gerçekleştirdi. Sırasıyla 1972 ve 1973 yıllarında fırlatılan ve birbirinin aynı olan bu iki araç, sınırlı teknik donanıma sahip olmalarına karşın daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı.
Jüpiter'in boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
Gezegenin çekim alanının çok düzenli olduğu görüldü, buna dayanarak Jüpiter'in büyük ölçüde akışkan bir yapıya sahip olduğu görüşü güç kazandı.
Uyduların boyutları ve fiziksel özellikleri hakkında edinilen yeni bilgilerle Jüpiter sisteminin oluşumu ve evrimi üzerine yeni bakış açıları oluşturuldu.
Manyetosfer ile ilgili çok sayıda ölçüm yapıldı.
Jüpiter'in gezegenler arası alana yüksek enerjili elektron ve düşük enerjili protonlar yaydığı saptandı ve böylece bilinen kozmik ışınım kaynaklarına yeni bir tanesi eklenmiş oldu.
Gezegenin birçok fotoğrafı çekildi. Kızılötesi ve morötesi alandaki incelemelerle atmosferin bileşimi ve meteorolojik özellikleri hakkında yeni bilgiler edinildi. Yeryüzünden gözlenemeyen kutup bölgelerinin görüntüleri elde edildi.
Büyük Kırmızı Leke'ye benzer daha küçük boyutta lekeler saptandı ve bu oluşumların meteorolojik olaylar olabileceği düşüncesi sağlamlaştı.
Voyager 1 Jüpiter'e yaklaşırken her Jüpiter gününde (yaklaşık 10 saatte bir) çekilen fotoğraflardan oluşan canlandırma
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Ocak-Mart 1979 ve Haziran-Temmuz 1979 tarihlerinde Jüpiter'in yakınından geçerek gözlemlerde bulundu.
Voyager 1, Jüpiter'in de Satürn'ün halkalarına benzer bir halka sistemi bulunduğunu saptadı.
Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi. Uyduların ayrıntılı yüzey fotoğrafları yardımıyla, iç yapıları hakkında değerli ipuçları sağlayan jeolojik özellikleri öğrenildi.
İo üzerinde volkanik aktivite gözlendi. Jüpiter manyetosferinin dış kesimlerine kadar uzanan alanda İo'dan kaynaklandığı sanılan kükürt, oksijen ve sodyum izlerine rastlandı. Aynı elementlere ait iyonların İo yörüngesi içinde ışık hızının %10'una varan hızlara ulaşarak bir sıcak plazma alanı oluşturduğu saptandı. Pioneer uzay araçlarının gözlemleri ile çelişen bu bulgular, iç manyetosferin değişken bir yapısı olduğu izlenimini oluşturdu.
İo'dan Jüpiter'e ulaşan akı hattının 5 milyon amper düzeyinde bir elektrik akımı taşıdığı saptandı.
Voyager 2'nin Satürn'e doğru yolculuğu sırasında Jüpiter manyetosferinin Satürn yörüngesine dek uzanan kuyruğu kanıtlandı.
Jüpiter atmosferinde yıldırımlara neden olan yoğun elektrik boşalmaları saptandı.
Bulut hareketleri izlendi ve atmosfer akımlarının önceden bilinmeyen ayrıntıları saptandı. Büyük Kırmızı Leke'nin altı günlük bir periyotla saat yönünün tersinde döndüğü görüldü.
Atmosferin üst kesimlerindeki helyum oranı ölçülerek Güneş'i ve gezegenleri oluşturan ilksel Güneş bulutsusu'nun bileşimi hakkında ipuçları sağlandı.
Ulysses uzay aracı
Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan Ulysses uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği ivmeyi kazanması amacıyla Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yararlanabileceği bir rota izledi. 8 Şubat 1992'de Jüpiter'in yaklaşık 409.000 km yakınından geçen araç, bu fırsatı değerlendirerek 2-14 Şubat tarihlerini kapsayan dönemde Jüpiter'in manyetosferi üzerinde yoğunlaşan gözlemlerde bulundu. İo plazma torusu içinden geçerek ölçümler yaptı; manyetosferin çeşitli bölgelerinde manyetik alan, radyo dalgaları, yüksek enerjili parçacıklar ve plazma bileşenlerine yönelik çok sayıda gözlem yürüttü. Jüpiter yakın geçişi sonrasında kazandığı kutupsal yörünge sayesinde, Jüpiter manyetosferinin tutulum düzlemi dışındaki daha önce araştırılmamış yüksek enlem bölgelerinde de gözlem yapma olanağı buldu.
Ulysses, Şubat 2004'te bu kez yaklaşık 120 milyon km gibi çok daha uzak bir mesafeden ikinci kez Jüpiter'in yakınından geçti.
Galileo programı
1989 yılında fırlatılan Galileo uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşuyordu.
Galileo'nun Jüpiter ile ilgili görevi planlanandan önce başladı. Temmuz 1994'te, gezegene ulaşmasından 18 ay önce, Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının Jüpiter'e çarpmasını yeryüzünden yapılan gözlemlere oranla daha elverişli açılardan doğrudan görüntüledi.
Jüpiter'e yaklaşırken uzay aracından ayrılan atmosferik sonda, 7 Aralık 1995'te gezegen atmosferine daldı. Bir paraşüt yardımıyla yavaşlayarak atmosferin derinliklerindeki yüksek basınç ve sıcaklık nedeniyle tahrip olmadan önce 58 dakika boyunca veri topladı ve Dünya'ya gönderdi. Ölçümler atmosferin beklenenden çok daha kuru olduğu izlenimini verdi ancak sonradan sondanın giriş noktasının alçalan kuru hava akımlarına denk gelen bir atmosfer bölgesinde olduğu anlaşıldı. Sonda; beklenen değerlerin beşte biri kadar su buharı, beklenenin yarısı kadar helyum ve metan düzeyleri kaydetti. Dünya atmosferinde gözlenenden 10 kat daha güçlü yıldırım etkinliği saptandı.
Galileo yörünge aracı, 7 Aralık 1995'te Jüpiter çevresinde yörüngeye girdi ve görevini tamamladığı 2003 yılına dek 35 tur tamamladı; İo, Europa, Ganymede, Callisto ve Amalthea uydularına yönelik 34 yakın geçiş gerçekleştirdi. Uyduların yüzey şekilleri ve iç yapıları ile ilgili geniş bilgi edinilmesini sağladı.
Jüpiter halkalarının oluşumunda kozmik çarpışmalar sonucunda iç uydulardan kopan maddelerin katkısı anlaşıldı.
Jüpiter manyetosferinin kendine özgü pek çok özelliği ortaya çıkarıldı.
21 Eylül 2003'te uzatılmış görevini tamamlayan Galileo, yaşam barındırma olasılığı bulunan uydulara zarar vermemesi için Jüpiter üzerine düşürülerek kontrollü biçimde imha edildi.
Cassini-Huygens programı
Cassini uzay aracı tarafından Aralık 2000'de elde edilen Jüpiter görüntüsü
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, Jüpiter'in çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için bu gezegenin yakınından geçen bir rota izledi. 30 Aralık 2000 tarihinde Jüpiter yakın geçişini gerçekleştiren sonda, bu tarihin öncesi ve sonrasını kapsayan birkaç aylık süre içinde bilimsel aygıtlarını Jüpiter hakkında veri toplamak için çalıştırdı.
Jüpiter'in o güne dek elde edilen en yüksek çözünürlüklü küresel görüntüsü kaydedildi.
Jüpiter'in atmosferinde koyu renkli görünümü ile ayırt edilen kuşakların, alçalan gaz kütlelerinin oluşturduğu siklon alanları olduğu yönündeki yerleşmiş görüşü sarsan bulgular elde edildi. Ayrıntılı görüntülerde, bu koyu kuşaklarda her biri yükselen gaz kütleleri içeren açık renkli bulut kümelerinden oluşmuş çok sayıda küçük fırtına hücresinin bulunduğu ve net gaz hareketinin koyu kuşaklarda da yukarı doğru olduğu ortaya çıktı.
Jüpiter halkalarının neden olduğu ışık saçılmasının ölçümü, halkaların düzensiz ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu ortaya koydu.
Chandra X-ışını gözlem uydusu ve Hubble uzay teleskobu
1999 yılında fırlatılarak Dünya etrafındaki yörüngesine oturtulan Chandra uydusu, X ışını dalga boyunda yaptığı gözlemlerde, Jüpiter'in kutup bölgelerinde gözlenen Dünya'dakinden 1000 kat daha güçlü kutup ışıklarının elektronlarını kaybetmiş yüksek enerjili oksijen ve benzeri iyonların atmosfer ile etkileşimi sonucunda ortaya çıktığını belirledi. Eşzamanlı olarak Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan görüntülerde hidrojen iyonlarında artışa rastlanmaması, bu parçacıkların Güneş kaynaklı olamayacağını ortaya koydu. Böylece Jüpiter'de gözlenen kutup ışıklarının Dünya atmosferindekinden farklı bir mekanizma ile oluştuğu ve büyük olasılıkla İo'dan kopan atomların Jüpiter manyetosferinde hızlanarak atmosfere çarpmalarının bir sonucu olduğu varsayımı güçlendi.
New Horizons uzay sondası
Plüton ve uydusu Charon'u incelemek üzere NASA tarafından Ocak 2006'da fırlatılan ve hız kazanması için Jüpiter'in yakınından geçen bir rota izlemesi öngörülen New Horizons uzay sondası, 28 Şubat 2007 tarihinde Jüpiter'e en yakın konumuna geldi. Sonda kameraları ile İo'daki volkanik püskürmeleri ve dört Galilei uydusunu ayrıntılı olarak inceledi.
Juno uzay aracı
NASA'nın New Frontiers programı kapsamında Ağustos 2011'de fırlatılan Juno uzay aracı, 4 Temmuz 2016'da Jüpiter'in kutupsal yörüngesine girdi. Gezegenin iç yapısını, yerçekimi ve manyetik alanını, su bolluğunu ve kutup atmosferini incelemek üzere göreve başlayan araç, Jüpiter'in dağınık bir çekirdeğe sahip olduğunu ortaya koydu ve kutup bölgelerindeki çoklu siklon kümelerini ilk kez ayrıntılı olarak görüntüledi. Birincil görevini tamamladıktan sonra görev süresi uzatılan Juno, gezegenin yanı sıra Ganymede, Europa ve İo uydularına da yakın geçişler gerçekleştirdi. Görev süresinin sonunda aracın, yaşam barındırma olasılığı bulunan buzlu uyduları Dünya kaynaklı biyolojik maddelerle kirletmemesi amacıyla Jüpiter atmosferine yönlendirilerek kontrollü biçimde imha edilmesi planlanmıştır.
İptal edilen ve gelecekteki projeler
Jüpiter'in buzlu uydularında sıvı su okyanuslarının bulunma olasılığı, bu uydulara yönelik özel araştırma projelerinin geliştirilmesini sağladı. NASA tarafından planlanan nükleer-elektrik itki sistemli JIMO (Jüpiter Buz Uyduları Yörünge Aracı) projesi, bütçe kısıtlamaları nedeniyle 2005 yılında iptal edildi. Ardından NASA ve ESA ortaklığıyla geliştirilmesi düşünülen EJSM/Laplace projesi de bütçe sorunları nedeniyle hayata geçirilemedi.
Bu projelerin ardından uzay ajansları bağımsız görevler başlattı:
JUICE: Avrupa Uzay Ajansı (ESA) tarafından 14 Nisan 2023'te fırlatıldı. Uzay aracının 2031 yılında Jüpiter sistemine ulaşarak Ganymede, Callisto ve Europa uydularını incelemesi ve ardından Ganymede yörüngesine girmesi planlanmaktadır.
Europa Clipper: NASA tarafından 14 Ekim 2024'te fırlatıldı. 2030 yılında Jüpiter'e varması beklenen araç, Europa uydusunun yüzey altı okyanusunu ve yaşama elverişlilik potansiyelini araştırmak üzere uydunun yakınından onlarca kez geçiş yapacaktır.
Ayrıca Çin Ulusal Uzay İdaresi (CNSA), 2030'lu yıllarda Jüpiter sistemine ve Callisto uydusuna ulaşması hedeflenen Tianwen-4 görevini planlamaktadır.
Notlar
↑Jüpiter'in atmosferi ve görünümü sürekli değiştiği için gezegenin bugünkü hali bu fotoğrafın çekildiği andaki haline birebir benzemeyebilir. Yine de görüntünün sağ altında belirgin şekilde görülen meşhur Büyük Kırmızı Leke ve gezegenin ayırt edici kuşakları gibi bazı yapılar varlığını korumaktadır.
↑Kullanılan 658 nm, 502 nm ve 395 nm ışık filtreleri, sırasıyla yaklaşık olarak kırmızı, yeşil ve mavi renklere karşılık gelir.
1234561 bar atmosferik basınç seviyesini ifade eder.
↑1 bar atmosferik basınç seviyesi içindeki hacim esas alınmıştır.
↑"HORIZONS Planet-center Batch call for January 2023 Perihelion". ssd.jpl.nasa.gov (Perihelion for Jupiter's planet-centre (599) occurs on 2023-Jan-21 at 4.9510113au during a rdot flip from negative to positive). NASA/JPL. 7 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2021.
↑de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2. güncelleme bas.). New York: Cambridge University Press. s.250. ISBN978-0-521-85371-2. 17 Temmuz 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Mayıs 2023.
12Archinal, B. A.; Acton, C. H.; A'Hearn, M. F.; Conrad, A.; Consolmagno, G. J.; Duxbury, T.; Hestroffer, D.; Hilton, J. L.; Kirk, R. L.; Klioner, S. A.; McCarthy, D.; Meech, K.; Oberst, J.; Ping, J.; Seidelmann, P. K. (2018). "Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements: 2015". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 130 (3): 22. Bibcode:2018CeMDA.130...22A. doi:10.1007/s10569-017-9805-5.
↑Bjoraker, G. L.; Wong, M. H.; de Pater, I.; Ádámkovics, M. (Eylül 2015). "Jupiter's Deep Cloud Structure Revealed Using Keck Observations of Spectrally Resolved Line Shapes". The Astrophysical Journal. 810 (2): 10. arXiv:1508.04795. Bibcode:2015ApJ...810..122B. doi:10.1088/0004-637X/810/2/122. 122.
↑De Crespigny, Rafe. "Emperor Huan and Emperor Ling"(PDF). Asian studies, Online Publications. 7 Eylül 2006 tarihinde kaynağından(PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2017. Xu Huang apparently complained that the astronomy office had failed to give them proper emphasis to the eclipse and to other portents, including the movement of the planet Jupiter (taisui). At his instigation, Chen Shou/Yuan was summoned and questioned, and it was under this pressure that his advice implicated Liang Ji.
↑Stuart Ross Taylor (2001). Solar system evolution: a new perspective: an inquiry into the chemical composition, origin, and evolution of the solar system (2., illus., revised bas.). Cambridge University Press. s.208. ISBN978-0-521-64130-2.
↑Irwin, Patrick G. J. (2009). Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure (2. bas.). Springer. s.4. ISBN978-3-642-09888-8.
↑Wahl, S. M. (2017). vd. "Comparing Jupiter interior structure models to Juno gravity measurements and the role of a dilute core". Geophysical Research Letters. 44 (10): 4649–4659. Bibcode:2017GeoRL..44.4649W. doi:10.1002/2017GL073160.
↑Atreya, Sushil K.; Mahaffy, P. R.; Niemann, H. B.; Wong, M. H.; Owen, T. C. (Şubat 2003). "Composition and origin of the atmosphere of Jupiter—an update, and implications for the extrasolar giant planets". Planetary and Space Science. 51 (2): 105–112. Bibcode:2003P&SS...51..105A. doi:10.1016/S0032-0633(02)00144-7.
↑Sheppard, Scott S. "Moons of Jupiter". Earth & Planets Laboratory. Carnegie Institution for Science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2022.
.svg){kind=small}
Wikimedia Commons'ta ilgili ortam
_(jupiter-auroras2).jpeg)
