Jüpiter'in doğal uyduları
Vikipedi, özgür ansiklopedi
Jüpiter'in bilinen 63 adet doğal uydusu vardır. 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.
Konu başlıkları |
[değiştir] Jüpiter'in Doğal Uyduları
| No. | AD | Yörünge Yarı büyük eksen (km.) |
Dolanma süresi (gün) |
Çap (km.) | Keşif | Yıl |
|---|---|---|---|---|---|---|
| XVI | Metis | 128.000 | 0.29 | 44 | Synnott | 1979 |
| XV | Adrastea | 129.000 | 0.30 | 26x20x16 | Jewitt | 1979 |
| V | Amalthea | 181.000 | 0.50 | 262x146x134 | Barnard | 1892 |
| XIV | Thebe | 222.000 | 0.67 | 110x90 | Synnott | 1979 |
| I | Io | 422.000 | 1.77 | 3643 | Galilei | 1610 |
| II | Europa | 671.000 | 3.55 | 3122 | Galilei | 1610 |
| III | Ganymede | 1.070.000 | 7.15 | 5262 | Galilei | 1610 |
| IV | Callisto | 1.883.000 | 16.69 | 4821 | Galilei | 1610 |
| XVIII | Themisto | 7.507.000 | 130 | 9 | Sheppard | 2000 |
| XIII | Leda | 11.165.000 | 240.9 | 18 | Kowal | 1974 |
| VI | Himalia | 11.461.000 | 250.6 | 184 | Perrine | 1904 |
| X | Lysithea | 11.717.000 | 259.2 | 38 | Nicholson | 1938 |
| VII | Elara | 11.741.000 | 259.6 | 78 | Perrine | 1905 |
| S/2000 J11 | 12.555.000 | 287 | 4 | Sheppard | 2000 | |
| XLVI | Carpo | 16.989.000 | 456.1 | 3 | Sheppard | 2003 |
| S/2003 J3 | 18.339.885 | 504 | 2 | Sheppard | 2003 | |
| S/2003 J12 | 19.002.480 | 533.3 | 1 | Sheppard | 2003 | |
| XXXIV | Euporie | 19.302.000 | 550.7 | 2 | Sheppard | 2001 |
| S/2003 J18 | 20.700.000 | 606.3 | 2 | Gladman | 2003 | |
| XXXV | Orthosie | 20.721.000 | 622.6 | 2 | Sheppard | 2001 |
| XXXIII | Euanthe | 20.799.000 | 620.6 | 3 | Sheppard | 2001 |
| XXIX | Thyone | 20.940.000 | 627.3 | 4 | Sheppard | 2001 |
| S/2003 J16 | 21.000.000 | 595.4 | 2 | Gladman | 2003 | |
| XL | Mneme | 21.069.000 | 620.0 | 2 | Sheppard | 2003 |
| XXII | Harpalyke | 21.105.000 | 623.3 | 4 | Sheppard | 2000 |
| XXX | Hermippe | 21.131.000 | 633.9 | 4 | Sheppard | 2001 |
| XXVII | Praxidike | 21.147.000 | 625.3 | 7 | Sheppard | 2000 |
| XLII | Thelxinoe | 21.162.000 | 628.1 | 2 | Sheppard | 2003 |
| XXIV | Iocaste | 21.269.000 | 631.5 | 5 | Sheppard | 2000 |
| XII | Ananke | 21.276.000 | 610.5 | 28 | Nicholson | 1951 |
| S/2003 J15 | 22.000.000 | 668.4 | 2 | Sheppard | 2003 | |
| S/2003 J17 | 22.000.000 | 690.3 | 2 | Gladman | 2003 | |
| S/2003 J9 | 22.441.680 | 683.0 | 1 | Sheppard | 2003 | |
| S/2003 J19 | 22.800.000 | 701.3 | 2 | Gladman | 2003 | |
| XLIII | Arche | 22.931.000 | 723.9 | 3 | Sheppard | 2002 |
| XXXVIII | Pasithee | 23.096.000 | 719.5 | 2 | Sheppard | 2001 |
| XXI | Chaldene | 23.179.000 | 723.8 | 4 | Sheppard | 2000 |
| XXXVII | Kale | 23.217.000 | 729.5 | 2 | Sheppard | 2001 |
| XXVI | Isonoe | 23.217.000 | 725.5 | 4 | Sheppard | 2000 |
| XXXI | Aitne | 23.231.000 | 730.2 | 3 | Sheppard | 2001 |
| XXV | Erinome | 23.279.000 | 728.3 | 3 | Sheppard | 2000 |
| XX | Taygete | 23.360.000 | 732.2 | 5 | Sheppard | 2000 |
| XI | Carme | 23.404.000 | 702.3 | 46 | Nicholson | 1938 |
| XXIII | Kalyke | 23.583.000 | 743 | 5 | Sheppard | 2000 |
| XLVII | Eukelade | 23.661.000 | 746.4 | 4 | Sheppard | 2003 |
| XLIV | Kallichore | 24.043.000 | 764.7 | 2 | Sheppard | 2003 |
| S/2003 J5 | 24.084.180 | 759.7 | 4 | Sheppard | 2003 | |
| S/2003 J10 | 24.249.600 | 767 | 2 | Sheppard | 2003 | |
| XLV | Helike | 21.263.000 | 634.8 | 4 | Sheppard | 2003 |
| XXXII | Eurydome | 22.865.000 | 717.3 | 3 | Sheppard | 2001 |
| XXVIII | Autonoe | 23.039.000 | 762.7 | 4 | Sheppard | 2001 |
| S/2003 J4 | 23.257.920 | 723.2 | 2 | Sheppard | 2003 | |
| XXXVI | Sponde | 23.487.000 | 748.3 | 2 | Sheppard | 2001 |
| VIII | Pasiphae | 23.624.000 | 708 | 58 | Melotte | 1908 |
| XIX | Megaclite | 23.806.000 | 752.8 | 6 | Sheppard | 2000 |
| IX | Sinope | 23.939.000 | 724.5 | 38 | Nicholson | 1914 |
| XXXIX | Hegemone | 23.947.000 | 739.6 | 3 | Sheppard | 2003 |
| XLI | Aoede | 23.981.000 | 761.5 | 4 | Sheppard | 2003 |
| S/2003 J23 | 24.055.500 | 759.7 | 2 | Sheppard | 2003 | |
| XVII | Callirrhoe | 24.043.000 | 758.8 | 7 | Scotti | 1999 |
| XLVIII | Cyllene | 24.349.000 | 737.8 | 2 | Sheppard | 2003 |
| S/2003 J14 | 25.000.000 | 807.8 | 2 | Sheppard | 2003 | |
| S/2003 J2 | 28.570.410 | 982.5 | 2 | Sheppard | 2003 |
[değiştir] Renklerin anlamları
- Düzenli iç yörünge grubu
- Galilei uyduları
- Themisto düzensiz grubu
- Himalia düzensiz grubu
- Carpo düzensiz grubu
- Ananke ters yörüngeli düzensiz grubu
- Carme ters yörüngeli düzensiz grubu
- Pasiphee ters yörüngeli düzensiz grubu
- Pasiphee ters yörüngeli düzensiz grubu
[değiştir] Yörünge özellikleri
Jüpiter'in uyduları, yarı büyük ekseni 128.000 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 alan Metis'tir. Bilinen en uzak uydu ise, 200 RJ yarıçapındaki yörüngesi ile henüz resmi olarak adlandırılmamış S/2003 J2 geçici adlı küçük uydudur.
İç yörüngelerde yer alan uydular, Jüpiter'in ekvator düzlemine göre eğikliği yok denecek kadar az ve aynı şekilde dışmerkezliği çok küçük olan yörüngeler çizmeleri 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. Metis ve Adrastea Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve gezegenin çekim gücünden kaynaklanan gel-git etkisi 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 kalan Amalthea ve Thebe'nin de bu halkadaki materyelin kökeni olduğu düşünülür.
- Daha dış yörüngelerdeki dört düzenli uydu, Galilei uyduları olarak anılan İo, Europa, Ganymede, ve Callisto'dur. Bu dört büyük uydu, güçlü çekimleri ile birbirlerinin yörüngelerini şekillendirmiş ve dolanma periyotları dıştan içe doğru belirginleşen bir rezonans içine 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 ve Himalia düzensiz grubu'na ait uyduların arasında yer alan 43o eğimli ve yüksek bir dışmerkezlilik oranına sahip kendine özgü yörüngesi ile Themisto düzensiz grubu'nun bilinen tek üyesidir.
- Himalia düzensiz grubu, eğimi 26o ile 28o arasında değişen ve yarı büyük eksenleri 11-12 milyon km. civarında yörüngelerde kümelenmiş 5 uydudan oluşur. Bu gruba adını veren Himalia, grubun en erken keşfedilen ve en büyük üyesidir.
- Carpo, 51o eğimli ve çok yüksek dışmerkezliliğe sahip yörüngesi ile kendi başına bir grup oluşturur: Carpo düzensiz grubu
- Carme ters yörüngeli düzensiz grubu'na ait uydular, 165o lik eğimi ile düzenli uydulara ve Güneş 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 grubu da 145o - 151o 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 grubu ise 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.
[değiştir] Fiziksel özellikler
[değiştir] Uyduların boyut ve biçimleri
Jüpiter'in uyduları boyutları açısından da büyük bir çeşitlilik gösterirler. Galilei uyduları gezegenlerle boy ölçüşecek büyüklüktedir. Bu dört uydu Plüton'dan daha büyük yarıçapa sahiptir. Güneş sistemi'ndeki en büyük uydu olan Ganymede, 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 görüldüğü İo'nun üç eksende yapılan çap ölçümlerinde %2'ye varan farklar gözlenmiştir.
Galilei uydularından sonra büyüklükte beşinci sırayı alan ve düzenli iç uydular grubunun üyesi Amalthea'nın aşırı derecede bakışımsız şekli bu uydunun yapısı ve kökeni konusunda tartışmalara yol açmıştır.
Düzenli iç uydulardan Metis, Adrastea, ve Thebe ile düzensiz yörüngeye sahip uydulardan Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae, ve Sinope 20-200 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.
[değiştir] Dış görünüm ve yüzey özellikleri
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. İo ve Europa 0,65 düzeyine erişen beyazlık (albedo) dereceleri ile üzerlerine düşen güneş ışınlarının üçte ikisini yansıtırlar. Ganymede ve Callisto'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 ve Amalthea'nın kırmızı renkte olduğu gözlenir. Amalthea (Mars'ı da geride bırakarak Güneş Sistemi'nin en kırmızı üyesi unvanını alır.
Uyduların yüzey sıcaklıkları Jüpiter yörüngesinin güneşten uzaklığı ile uyumlu olarak 105K-110K (yaklaşık -165oC) 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 oluşturduğu elektrik akımı nedeniyle ısınan ve üzerinde önemli volkanik etkinliğin gözlendiği İo'da yüzey sıcaklığının yer yer 2000oC' ye ulaştığı gözlenmiştir.
İo'nun kükürt dioksit, Europa'nın ise oksijen ağırlıklı ince atmosferleri vardır. Bu iki uydunun çekim gücü güneş ışınlarının etkisi altında atmosferlerini oluşturan gazların sürekli olarak uzaya kaçmasına engel olamasa da, uydu yüzeyinden kopan materyel 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 artan jeolojik etkinlikle 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 bir levha tektoniği aktivitesi 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 bir volkanik etkinlik gösterir. Lav akımları, sıvı ya da akışkan materyelin 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 yanısıra, en azından İo söz konusu olduğunda Jüpiter'in manyetik alan etkinliği ile de ilişkilidir.
[değiştir] İç yapılar
Jüpiter uydularının son 30 yıl içinde çeşitli uzay araçları tarafından elde edilen yüzey görüntüleri, kütle ve yoğunluklarına ilişkin ölçümler ve kısmen de tayfölçüm verileri sayesinde iç yapıları hakkında bazı varsayımlarda bulunmak mümkün olmuştur. Galileo uzay sondası 1995-2003 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 sisteminin Güneş bulutsusunun yoğunlaşması 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 hafif elementlerden başlayarak 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 çevreleyen silikat ağırlıklı '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 göre kuyrukluyıldız ya da değişik asteroid yapılarından 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.
[değiştir] Jüpiter uydu sisteminin oluşumu ve evrimi
Güneş bulutsusu olarak adlandırılan gaz ve toz kütlesi 4,6 milyar yıl önce bilinmeyen bir nedenle yoğunlaşarak bugünkü şekliyle Güneş Sistemi'ni oluşturmaya başladığında, Jüpiter ve diğer gaz devlerinin 10.000 yıl gibi kısa bir süre içinde bugünkü kütlelerine yakın boyutlara ulaştıkları sanılmaktadır. Galilei uydularının da, Jüpiter'i oluşturan diskin gezegen üzerinde yoğunlaşamamış kalıntılarından bu dönem içinde ortaya çıktıklarına kesin gözüyle bakılır. Bu uyduların dışmerkezlik veeğiklik oranları çok düşük yörüngeleri bu düşünceyi destekler. İç yörünge grubundaki dört küçük uydu Metis, Adrastea, Amalthea,ve Thebe de 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. Özellikle Roche limiti içinde 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 gelmiş asteroid ya da belki de kuyrukluyıldız parçaları oldukları düşünülür. Yakalanma mekanizması, daha önceden Güneş çevresinde 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.
[değiştir] Jüpiter'in uydularının tanınmasının kısa tarihçesi
Başka gezegenlerin de Yer ve Ay örneğini andırır şekilde uydu sistemlerinin bulunabileceğinin farkına ilk kez, kendi yaptığı teleskopu gökyüzüne çeviren İtalyan gökbilimci ve fizikçi Galileo Galilei varmıştır. 1610 yılında Jüpiter'in çevresinde dolanan 4 büyük uyduyu keşfetmiş ve dönemin güçlü ailesinin onuruna 'Medici yıldızları' olarak adlandırmıştır. Yeni uyduları Galilei'den daha önce gözlediğini iddia eden Simon Marius bu buluşu kendine maletmeyi başaramadıysa da önerdiği İo, Europa, Ganymede, ve Callisto adları yerleşmiştir. Galilei, uyduları gezegenden uzaklık sırasıyla I'den IV'e kadar Roma rakamları ile adlandırmayı tercih etmiş, Medici yıldızları adı ise daha sonra yerini Galilei uyduları ya da 'Galilei ayları' tanımına bırakmıştır. Gökyüzünde yer alan her varlığın Dünya etrafında döndüğünü varsayan, dönemin yermerkezli görüşü bu buluşla sarsılmış ve Kopernik'in o günlerde yaygın kabul görmeyen güneşmerkezli teorisi yerini sağlamlaştırmıştır.
1892'de Edward Emerson Barnard daha küçük bir yörüngede dolanan ve buluş sırasına göre V numara ile adlandırılan Amalthea'yı keşfetmiştir. 20. yüzyılda astrofotografi tekniklerinin 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 JüpiterVI-XII olarak sınıflandırılmış, 1974 yılında Charles Kowal tarafından onüçüncü uydu Leda'nın keşfi sonrasında Uluslararası Gökbilim Birliği'nin bugün de uygulanmakta olan Gezegen Sistemi Adlandırma Kuralları ortaya konmuştur. Bu kurallar doğrultusunda, ilk beş uyduda olduğu gibi yeni aylara da Roma tanrısı Jüpiter veya Yunan mitolojisindeki eşdeğeri Zeus'un eşleri ya da aşıklarının adları verilmiştir.
1979 yılında Voyager 1 uzay sondasının Jüpiter gezegeninin yakınından geçerken kaydettiği görüntülerde üç yeni uydu daha saptanarak bilinen uydu sayısı 16'ya çıkmış, XIVThebe, XVAdrastea, ve XVIMetis adı verilen bu uydular bir uzay aracı yardımı ile keşfedilen ilk gök cisimleri olarak tarihe geçmiştir.
XVII Callirrhoe 1999'da Spacewatch grubu tarafından bulunmuş, 2000 yılında Scott S. Sheppard, David C. Jewitt ve arkadaşları onsekizinci uyduyu saptamışlardır. Bu uydunun 1974'te XIIILeda'yı bulan Charles Kowal tarafından 1975'te saptanarak Themisto adı ile önerilen ancak tekrar gözlenemediği için yörüngesi hesaplanamayan ve resmen tanınmayan 'kayıp uydu' olduğu anlaşılmıştır. Sheppard ve Jewitt'in Hawaii Üniversitesi'ndeki grubu dünyanın çeşitli yörelerinden gökbilimcilerle işbirliği halinde yoğun bir sistematik araştırma başlatmış ve 2000-2003 yılları arasında Jüpiter'in daha önce bilinmeyen 45 yeni uydusu daha saptanmıştır. CCD teknolojisi kullanılarak ve Jüpiter'in Hill küresi olarak 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 tanrı Zeus ve Jüpiter'in soyundan gelenlerin adlarının da verilmesine başlanmıştır.
[değiştir] Jüpiter uydularının gözlenmesi
Galilei uyduları, 4,5 ile 6. kadir dereceleri arasında değişen parlaklıkları ile çıplak gözle görülebilecek ölçüdedirler, ancak Jüpiter'in kuvvetli ışığı buna engel olur. Küçük bir dürbün ya da amatör teleskopla Jüpiter'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 ile örtülmeleri, gezegenin gölgesinden geçişleri sırasında gerçekleşentutulmaları, ve 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.
[değiştir] Kaynakça
