Jüpiter`in Halka Sistemi

GÜNEŞ
SİSTEMİNDEKİ HERHANGİ
BİR GEZEGEN
MELİSA
SÜRMEN
6/B
182
YUSUF
ZİYA KINACI
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 elipsod görünüme sahiptir . Beyazlık derecesi 0,52
olan gezegen ,böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlası görünür tarafta
yansıtmaktır.Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde Jüpiter’in Güneşten aldığı
enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür.Bu nedenle gezegen, Güneş’e olan
uzaklığına göre hesaplanan 106K’den (-167 C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir
ve 126K(-147 C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır.Jüpiter’in kendi içinde yarattığı bu
enerji fazlası ,gezegenin yer çekimi etkisi ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi
sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır .
jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfertabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin Güneş Sistemi'nin
kökenini oluşturan güneş bulutsusunun 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.
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 üzerine varlığından
kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen
fotoğraflarda gösterildi.
Jüpiter'in Halka Sistemi
Halkalar
Halo Halka
Yörünge
Jüpiter'in Merkezinden
Uzaklık
RJ
(km.)
1,4 1,71
100.000 122.000
Ana Halka
Gossamer
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
1,81
129.200
V Amalthea
2,54
181.400
XIV Thebe
3,11
221.900
Gossamer Halka
3,15
224.900
(iç)
(dış)
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 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 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 veThebe 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 der. 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.