Abdullah Adı: Yusuf Ziya Soyadı: EMUCE Soyadı

Öğrnecinin:
Öğremenin:
Adı: Abdullah
Adı: Yusuf Ziya
Soyadı: EMUCE
Soyadı: KINACI
Numarası: 280
Okulu: Ayşe Kırali
Ortaokulu
GEZEGENLER
Merkür
Venüs
Dünya
Mars
Jüpiter(bizim ilgileneceğimiz)
Satürn
Uranüs
Neptün
Plüton(reddedildi)
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 basık elipsoid görünüme sahiptir. Beyazlık derecesi
(albedo) 0,52 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 yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji
ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır.
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki
alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksekUranüs benzeri gezegenler grubundadır. Jüpiter ve Satürn ise, adını
yine Jüpiter'den alan Jüpiter benzeri gezegenler grubu içindedir. Jüpiter benzeri 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 Sistemi'nin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük
kısmını hidrojen vehelyumun 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 % 3-4½ 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 20.000 K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar
nedeniyle yoğunluğu 20 g/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 ¾'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.
Jüpiter’in iç yapısının resmi
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 rüzgârlar nadir değildir.
15.000×25.000 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
Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır.
Ancak daha 1690 yılında Giovann 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
rüzgârlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker
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 üzerineSatürn‘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 yanı sıra 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 sırasındaCassini-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 uydulardanMetis 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. varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında
Voyager 1 ve 2 uzada çekilen fotoğraflarda gösterildi.
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 11° 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 rüzgârı 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 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 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 Kelvin olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dahil olmak üzere Güneş Sistemi'nin (Güneş taçküresi dışında)
bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş Sistemi'nin 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 kısıtlamış ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar
yaratabilecek durumdadır.
Jüpiter'in 63 doğal uydusu bilinmektedir. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter'in en büyük
dört uydusu İo,Europa, Ganymede, ve Callisto'yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. 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 kısa
sürede artmıştır. Jüpiter'in doğal uyduları makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır.
Jüpiter’in uyduları
Şu ana kadar Jüpiter’e gidilmedi , fakat bu
gezi NASA tarafından düşünülüyor.
Hazırlayan:
Not: Her şey tam
öğretmenim