Jüpiter'in doğal uyduları

Jüpiter'in bilinen 79 adet doğal uydusu vardır[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 olan İo, Europa, Ganymede ve Callisto büyük ve aydın iken diğerleri soluk ve küçüktür.

Jüpiter'in bazı uyduları

Galilei uyduları: Io, Europa, Ganymede, ve Callisto.

Liste

Anahtar
♠ Galilei uyduları	† Düz yön (prograde) düzensiz uydular	‡ Ters yön (retrograde) yörünge uydular

Sıra [not 1]	Etiket [not 2]	Adı	Resim	Mut. parl.	Çap (km)[not 3]	Kütle (×10^16 kg)	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	60 × 40 × 34	≈ 3.6	128852	+7h 10m 16s	2.226	0.0077	1979	Synnott (Voyager 1)	İç uydular
2	XV	Adrastea		12.0	20 × 16 × 14	≈ 0.2	129000	+7h 15m 21s	2.217	0.0063	1979	Jewitt (Voyager 2)	İç uydular
3	V	Amalthea		7.1	250 × 146 × 128 (167±4.0)	208	181366	+12h 01m 46s	2.565	0.0075	1892	Barnard	İç uydular
4	XIV	Thebe		9.0	116 × 98 × 84	≈ 43	222452	+16h 16m 02s	2.909	0.0180	1979	Synnott (Voyager 1)	İç uydular
5	I	İo♠		-1.7	3660.0 × 3637.4 × 3630.6	8931900	421700	+1.7691	0.050[5]	0.0041	1610	Galilei	Galilei
6	II	Europa♠		-1.4	3121.6	4800000	671034	+3.5512	0.471[5]	0.0094	1610	Galilei	Galilei
7	III	Ganymede♠		-2.1	5262.4	14819000	1070412	+7.1546	0.204[5]	0.0011	1610	Galilei	Galilei
8	IV	Callisto♠		-1.2	4820.6	10759000	1882709	+16.689	0.205[5]	0.0074	1610	Galilei	Galilei
9	XVIII	Themisto†		13.5	8	0.069	7393216	+129.87	45.762	0.2115	1975/2000	Kowal & Roemer/ Sheppard et al.	Themisto
10	XIII	Leda†		12.8	16	0.6	11187781	+240.82	27.562	0.1673	1974	Kowal	Himalia
11	VI	Himalia†		8.3	170	670	11451971	+250.23	30.486	0.1513	1904	Perrine	Himalia
12	LXXI	Ersa†		15.9	2	0.0015	11453004	+250.40	30.606	0.0944	2018	Sheppard et al.	Himalia
13	LXV	Pandia†		16.2	2	0.0015	11494801	+251.77	28.155	0.1800	2017	Sheppard et al.	Himalia
14	X	Lysithea†		11.3	36	6.3	11740560	+259.89	27.006	0.1322	1938	Nicholson	Himalia
15	VII	Elara†		9.9	86	87	11778034	+259.64	29.691	0.1948	1905	Perrine	Himalia
16	LIII	Dia†		16.3	4	0.0090	12570424	+287.93	27.584	0.2058	2001	Sheppard et al.	Himalia
17	XLVI	Carpo†		16.2	3	0.0045	17144873	+458.62	56.001	0.2735	2003	Sheppard et al.	Carpo
18	— (kayıp)	S/2003 J 12‡		17.0	1	0.00015	17739539 (28717431±1136944)[6]	−482.69 (-944.29)[6]	142.680 (152.5±1.3)[6]	0.4449 (0.115±0.011)[6]	2003	Sheppard et al.	Ananke (doğrulanmadı)
19	LXII	Valetudo†		16.9	1		18928095	+532.00	34.014	0.2219	2016	Sheppard et al.	Valetudo
20	XXXIV	Euporie‡		16.4	2	0.0015	19088434	−538.78	144.694	0.0960	2002	Sheppard et al.	Ananke
21	LX	Eupheme‡		16.9	2	0.0015	19621780	−561.52	146.363	0.2507	2003	Sheppard et al.	Ananke
22	LV	S/2003 J 18‡		16.5	2	0.0015	20219648	−587.38	146.376	0.1048	2003	Gladman et al.	Ananke
23	LII	S/2010 J 2‡		17.5	1		20307150	−588.36	150.4	0.307	2010	Veillet	Ananke
24	XLII	Thelxinoe‡		16.4	2	0.0015	20453753	−597.61	151.292	0.2684	2003	Sheppard et al.	Ananke
25	XXXIII	Euanthe‡		16.5	3	0.0045	20464854	−598.09	143.409	0.2000	2002	Sheppard et al.	Ananke
26	XLV	Helike‡		16.1	4	0.0090	20540266	−601.40	154.586	0.1374	2003	Sheppard et al.	Ananke
27	XXXV	Orthosie‡		16.7	2	0.0015	20567971	−602.62	142.366	0.2433	2002	Sheppard et al.	Ananke
28	LXVIII	S/2017 J 7‡		16.6	2	0.0015	20571458	−602.77	143.438	0.2147	2017	Sheppard et al.	Ananke
29	LIV	S/2016 J 1‡		17.0	3	0.0015	20595483	−603.83	139.839	0.1377	2016	Sheppard et al.	Ananke
30	LXIV	S/2017 J 3‡		16.5	2	0.0015	20639315	−605.76	147.915	0.1477	2017	Sheppard et al.	Ananke
31	XXIV	Iocaste‡		15.5	5	0.019	20722566	−609.43	147.248	0.2874	2001	Sheppard et al.	Ananke
32	— (kayıp)	S/2003 J 16‡		16.4	2	0.0015	20743779	−610.36	150.769	0.3184	2003	Gladman et al.	Ananke
33	XXVII	Praxidike‡		14.9	7	0.043	20823948	−613.90	144.205	0.1840	2001	Sheppard et al.	Ananke
34	XXII	Harpalyke‡		15.9	4	0.012	21063814	−624.54	147.223	0.2440	2001	Sheppard et al.	Ananke
35	XL	Mneme‡		16.4	2	0.0015	21129786	−627.48	149.732	0.3169	2003	Gladman et al.	Ananke
36	XXX	Hermippe‡		15.6	4	0.0090	21182086	−629.81	151.242	0.2290	2002	Sheppard et al.	Ananke
37	XXIX	Thyone‡		15.9	4	0.0090	21405570	−639.80	147.276	0.2525	2002	Sheppard et al.	Ananke
38	LXX	S/2017 J 9‡		16.1	2	0.0015	21429955	−640.90	152.661	0.2288	2017	Sheppard et al.	Ananke
39	XII	Ananke‡		12.0	28	3.0	21454952	−640.38	151.564	0.3445	1951	Nicholson	Ananke
40	L	Herse‡		16.6	2	0.0015	22134306	−672.75	162.490	0.2379	2003	Gladman et al.	Carme
41	XXXI	Aitne‡		16.0	3	0.0045	22285161	−679.64	165.562	0.3927	2002	Sheppard et al.	Carme
42	LXVII	S/2017 J 6‡		16.4	2	0.0015	22394682	−684.66	155.185	0.5569	2017	Sheppard et al.	Pasiphae (sınır üye)
43	LXXII	S/2011 J 1‡		16.7	1		22401817	−694.98	163.341	0.2328	2011	Sheppard et al.	Carme
44	XXXVII	Kale‡		16.4	2	0.0015	22409207	−685.32	165.378	0.2011	2002	Sheppard et al.	Carme
45	XX	Taygete‡		15.6	5	0.016	22438648	−686.67	164.890	0.3678	2001	Sheppard et al.	Carme
46	LXI	S/2003 J 19‡		16.8	2	0.0015	22696750	−698.55	166.657	0.2572	2003	Gladman et al.	Carme
47	XXI	Chaldene‡		16.0	4	0.0075	22713444	−699.33	167.070	0.2916	2001	Sheppard et al.	Carme
48	LVIII	Philophrosyne‡		16.7	2	0.0015	22720999	−699.68	141.812	0.0932	2003	Sheppard et al.	Pasiphae
49	— (kayıp)	S/2003 J 10‡		16.8	2	0.0015	22730813 (22462575±670198)[7]	−700.13 (-687.83)[7]	163.813 (162.38±0.90[7]	0.3438 (0.095±0.014)[7]	2003	Sheppard et al.	Carme
50	— (kayıp)	S/2003 J 23‡		16.8	2	0.0015	22739654	−700.54	148.849	0.3930	2004	Sheppard et al.	Pasiphae
51	XXV	Erinome‡		16.1	3	0.0045	22986266	−711.96	163.737	0.2552	2001	Sheppard et al.	Carme
52	XLI	Aoede‡		15.6	4	0.0090	23044175	−714.66	160.482	0.4311	2003	Sheppard et al.	Pasiphae
53	XLIV	Kallichore‡		16.3	2	0.0015	23111823	−717.81	164.605	0.2041	2003	Sheppard et al.	Carme
54	LXVI	S/2017 J 5‡		16.5	2	0.0015	23169389	−720.49	164.331	0.2842	2017	Sheppard et al.	Carme
55	LXIX	S/2017 J 8‡		17.0	1	0.0015	23174446	−720.73	164.782	0.3118	2017	Sheppard et al.	Carme
56	XXIII	Kalyke‡		15.5	5	0.019	23180773	−721.02	165.505	0.2139	2001	Sheppard et al.	Carme
57	XI	Carme‡		11.0	46	13	23197992	−702.28	165.047	0.2342	1938	Nicholson	Carme
58	XVII	Callirrhoe‡		14.1	9	0.087	23214986	−727.11	139.849	0.2582	2000	Spahr, Scotti	Pasiphae
59	XXXII	Eurydome‡		16.3	3	0.0045	23230858	−723.36	149.324	0.3769	2002	Sheppard et al.	Pasiphae
60	LXIII	S/2017 J 2‡		16.9	2	0.0015	23240957	−723.83	166.398	0.2360	2017	Sheppard et al.	Carme
61	XXXVIII	Pasithee‡		16.8	2	0.0015	23307318	−726.93	165.759	0.3288	2002	Sheppard et al.	Carme
62	LI	S/2010 J 1‡		16.5	2		23314335	−724.34	163.2	0.320	2010	Jacobson et al.	Carme
63	XLIX	Kore‡		16.6	2	0.0015	23345093	−723.72	137.371	0.1951	2003	Sheppard et al.	Pasiphae
64	XLVIII	Cyllene‡		16.3	2	0.0015	23396269	−731.10	140.148	0.4115	2003	Sheppard et al.	Pasiphae
65	LVI	S/2011 J 2‡		16.9	1		23400981	−731.32	148.77	0.3321	2011	Sheppard et al.	Pasiphae
66	XLVII	Eukelade‡		16.0	4	0.0090	23483694	−735.20	163.996	0.2828	2003	Sheppard et al.	Carme
67	LIX	S/2017 J 1‡		16.8	2	0.0015	23483978	−734.15	149.197	0.3969	2017	Sheppard et al.	Pasiphae
68	— (kayıp)	S/2003 J 4‡		16.7	2	0.0015	23570790 (22766748±1780215)[8]	−739.29 (-701.85)[8]	147.175 (143.2±1.3)[8]	0.3003 (0.1111±0.0077)[8]	2003	Sheppard et al.	Pasiphae
69	VIII	Pasiphae‡		10.4	60	30	23609042	−739.80	141.803	0.3743	1908	Melotte	Pasiphae
70	XXXIX	Hegemone‡		16.0	3	0.0045	23702511	−745.50	152.506	0.4077	2003	Sheppard et al.	Pasiphae
71	XLIII	Arche‡		16.3	3	0.0045	23717051	−746.19	164.587	0.1492	2002	Sheppard et al.	Carme
72	XXVI	İsonoe‡		16.0	4	0.0075	23800647	−750.13	165.127	0.1775	2001	Sheppard et al.	Carme
73	— (kayıp)	S/2003 J 9‡		17.0	1	0.00015	23857808	−752.84	164.980	0.2761	2003	Sheppard et al.	Carme
74	LVII	Eirene‡		15.9	4	0.0090	23973926	−758.34	165.549	0.3070	2003	Sheppard et al.	Carme
75	IX	Sinope‡		11.4	38	7.5	24057865	−739.33	153.778	0.2750	1914	Nicholson	Pasiphae
76	XXXVI	Sponde‡		16.7	2	0.0015	24252627	−771.60	154.372	0.4431	2002	Sheppard et al.	Pasiphae
77	XXVIII	Autonoe‡		15.6	4	0.0090	24264445	−772.17	151.058	0.3690	2002	Sheppard et al.	Pasiphae
78	XIX	Megaclite‡		15.0	5	0.021	24687239	−792.44	150.398	0.3077	2001	Sheppard et al.	Pasiphae
79	— (kayıp)	S/2003 J 2‡		16.6	2	0.0015	28570410 (27734694±10756087)[9]	-981.55 (-943.69)[9]	153.521 (151.3±2.5)[9]	0.4074 (0.1197±0.0024)[9]	2003	Sheppard et al.	Pasiphae (doğrulanmadı)

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 R_J (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngesi ile, Jüpiter bulutlarının yalnızca 56.000 km üzerinde yol alan Metis'tir. Bilinen en uzak uydu ise, 200 R_J 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 R_J (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 43° eğimli ve yüksek bir dışmerkezlilik oranına sahip kendine özgü yörüngesi ile Themisto 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 veren Himalia, 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 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 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 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.

Fiziksel özellikler

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.

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 -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 oluşturduğu elektrik akımı nedeniyle 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 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 yanı sıra, en azından İo söz konusu olduğunda Jüpiter'in manyetik alan etkinliği ile de ilişkilidir.

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.

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 ve eğiklik 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.

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 Jüpiter VI-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, XIV Thebe, XV Adrastea, ve XVI Metis 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 XIII Leda'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.

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 gerçekleşen tutulmaları, 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.

Notlar

1. Sıra, Jüpiter'e ortalama uzaklıklarına göre pozisyonu belirtmektedir.
2. Etiket her uydunun isimlendirme sırasına göre verilen Roma rakamı adını belirtmektedir.
3. "60 × 40 × 34" gibi birden fazla çap belirtilen uydular uydunun küre şeklinde olmadığı ve her boyutun doğru ölçümlendiği durumlarda boyutları belirtmektedir.
4. Negatif sayılar ters yön yörüngeleri belirtmektedir.
5. "?" uydunun hangi gruba ait olduğunun henüz kesinlik kazanmadığı durumları belirtmektedir.

Kaynakça

1. Sheppard, Scott S. "The Giant Planet Satellite and Moon Page". Departamenteso e pa pajaro of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 22 Eylül 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Eylül 2012.
2. "Natural Satellites Ephemeris Service". IAU: Minor Planet Center. 31 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2011. Note: some semi-major axis were computed using the µ value, while the eccentricities were taken using the inclination to the local Laplace plane
3. Scott S. Sheppard. "Jupiter's Known Satellites". Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2018.
4. "Gazetteer of Planetary Nomenclature". Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). U.S. Geological Survey. 7 Kasım 2008. 25 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008.
5. Siedelmann 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. Erişim tarihi: 31 Ağustos 2008.
6. Gray, Bill. "Pseudo-MPEC for S/2003 J 12". projectpluto.com. 18 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2018.
7. Gray, Bill. "Pseudo-MPEC for S/2003 J 10". projectpluto.com. 18 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2018.
8. Gray, Bill. "Pseudo-MPEC for S/2003 J 4". projectpluto.com. 18 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2018.
9. Bill, Gray. "Pseudo-MPEC for S/2003 J 2". projectpluto.com. 18 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2018.

Dış bağlantılar

• 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 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• IAU Gezegen Sistemi Adlandırmaları13 Şubat 2013 tarihinde WebCite sitesinde arşivlendi