Jüpiter in bilinen 95 doğal uydusu vardır 2023 2023 itibarıyla Bu uydular yörüngeleri boyut ve fiziksel özellikle

Jüpiter'in bilinen 95 doğal uydusu vardır (2023 (2023) itibarıyla). 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.

Galilei uyduları: Io, Europa, Ganymede ve Callisto.

Liste

Renk Anahtarı
İç uydular	♠ Galilei uyduları	† Gruplandırılmamış uydular	♣ Himalia grubu	♦ Ananke grubu	♥ Carme grubu	‡ Pasiphae grubu

Sıra	Etiket	Adı	Mut. parl.	Çap (km)	Kütle (×10¹⁶kg)	Yarı büyük eksen (km)	Yörünge periyodu (d)	Yörünge eğikliği (°)	Dış merkezlik	Keşif yılı	Keşfeden	Grup
1	XVI	Metis	10,5	43 (60 × 40 × 34)	≈ 3.6	128852	+0.2988 (+7h 10m 16s)	2.226	0.0077	1979	(Voyager 1)	İç uydu
2	XV	Adrastea	12,0	16.4 (20 × 16 × 14)	≈ 0.2	129000	+0.3023 (+7h 15m 21s)	2.217	0.0063	1979	(Voyager 2)	İç uydu
3	V	Amalthea	7,1	167 (250 × 146 × 128)	208	181366	+0.5012 (+12h 01m 46s)	2.565	0.0075	1892	Barnard	İç uydu
4	XIV	Thebe	9,0	98.6 (116 × 98 × 84)	≈ 43	222452	+0.6778 (+16h 16m 02s)	2.909	0.0180	1979	Synnott (Voyager 1)	İç uydu
5	I	Io♠	-1,7	3643,2 (3660 × 3637 × 3631)	8931900	421700	+1,7691	0.050	0.0041	1610	Galilei	Galilean
6	II	Europa♠	-1,4	3121,6	4799800	671034	+3,5512	0.471	0.0094	1610	Galilei	Galilean
7	III	Ganymede♠	-2,1	5268,2	14819000	1070412	+7,1546	0.204	0.0011	1610	Galilei	Galilean
8	IV	Callisto♠	-1,2	4820,6	10759000	1882709	+16,689	0.205	0.0074	1610	Galilei	Galilean
9	XVIII	Themisto†	12,9	9	≈ 0,069	7405000	+130,18	44.590	0.2514	1975/2000	& / ve diğ.	Themisto
10	XIII	Leda♣	12,7	21.5	≈ 0.6	11196000	+242,02	27.641	0.1648	1974		Himalia
11	LXXI	Ersa♣	15,9	3	≈ 0,0045	11348700	+246,99	31.028	0.1043	2018	Sheppard ve diğ.	Himalia
12	LXV	Pandia♣	16,2	3	≈ 0,0045	11462300	+250,71	27.023	0.2084	2017	Sheppard ve diğ.	Himalia
13	VI	Himalia♣	7,9	139.6 (150 × 120)	420	11497400	+251,86	30.214	0.1510	1904		Himalia
14	X	Lysithea♣	11,2	42.2	≈ 6.3	11628300	+256,17	27.015	0.1377	1938		Himalia
15	VII	Elara♣	9,6	79.9	≈ 87	11671600	+257,60	30.216	0.2079	1905	Perrine	Himalia
16	LIII	Dia♣	16,3	4	≈ 0,009	12304900	+278,85	27.481	0.2606	2000	Sheppard ve diğ.	Himalia
17	XLVI	Carpo†	16,1	3	≈ 0,0045	17151800	+458,90	50.138	0.4967	2003	Sheppard ve diğ.	Carpo
18	LXII	Valetudo†	17,0	1	≈ 0,00015	18819000	+527,41	32.033	0.2018	2016	Sheppard ve diğ.	Valetudo
19	XXXIV	Euporie♦	16,3	2	≈ 0,0015	19593900	−560.32	147.851	0.1402	2001	Sheppard ve diğ.	Ananke
20	LX	Eupheme♦	16,6	2	≈ 0,0015	20126300	−583.31	150.042	0.4104	2003	Sheppard ve diğ.	Ananke
21	LV	(S/2003 J 18)♦	16,5	2	≈ 0,0015	20348800	−593.01	142.783	0.0465	2003	Gladman ve diğ.	Ananke
22	LII	(S/2010 J 2)♦	17,3	1	≈ 0,00015	20436700	−596.86	148.697	0.3403	2010	Veillet	Ananke
23	XLV	Helike♦	16,0	4	≈ 0,009	20479500	−598.74	155.067	0.1331	2003	Sheppard ve diğ.	Ananke
24		♦	16,3	2	≈ 0,0015	20512500	−600.18	151.163	0.3331	2003	Gladman ve diğ.	Ananke
25		♦	16,7	2	≈ 0,0015	20554400	-602.02	149.204	0.2777	2003	Sheppard ve diğ.	Ananke
26	XXXIII	Euanthe♦	16,4	3	≈ 0,0045	20583300	−603.29	146.808	0.1096	2001	Sheppard ve diğ.	Ananke
27		♦	16,6	2	≈ 0,0015	20600100	−604.03	146.739	0.2626	2017	Sheppard ve diğ.	Ananke
28	XXX	Hermippe♦	15,6	4	≈ 0,009	20666200	−606.94	146.753	0.1981	2001	Sheppard ve diğ.	Ananke
29	XXVII	Praxidike♦	14,9	7	≈ 0,043	20682900	−607.68	149.692	0.2959	2000	Sheppard ve diğ.	Ananke
30	XXIX	Thyone♦	15,8	4	≈ 0,009	20712800	−609.00	147.328	0.1770	2001	Sheppard ve diğ.	Ananke
31	XLII	Thelxinoe♦	16,3	2	≈ 0,0015	20893300	−616.97	146.916	0.1709	2003	Sheppard ve diğ.	Ananke
32		♦	16,5	2	≈ 0,0015	20976900	−620.68	147.968	0.1907	2017	Sheppard ve diğ.	Ananke
33	XII	Ananke♦	11,7	29.1	≈ 3.0	21042500	−623.59	148.675	0.1747	1951	Nicholson	Ananke
34	XL	Mneme♦	16,3	2	≈ 0,0015	21064100	−624.55	151.087	0.3428	2003	ve diğ.	Ananke
35		♦	16,8	1	≈ 0,00015	21154000	−628.56	143.824	0.1294	2016	Sheppard ve diğ.	Ananke
36	XXXV	Orthosie♦	16,7	2	≈ 0,0015	21171000	−629.31	148.488	0.4838	2001	Sheppard ve diğ.	Ananke
37	XXII	Harpalyke♦	15,9	4	≈ 0,009	21280200	−634.19	148.298	0.1602	2000	Sheppard ve diğ.	Ananke
38	XXIV	Iocaste♦	15,4	5	≈ 0,019	21431800	−640.98	149.424	0.3295	2000	Sheppard ve diğ.	Ananke
39		♦	16,1	3	≈ 0,0045	21492900	−643.72	155.775	0.2524	2017	Sheppard ve diğ.	Ananke
40		(S/2003 J 12)♦	17,0	1	≈ 0,00015	21557700	−646.64	154.690	0.3657	2003	Sheppard ve diğ.	Ananke
41		‡	16,7	2	≈ 0,0015	22048600	−668.85	149.401	0.4967	2003	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
42	XXV	Erinome♥	16,0	3	≈ 0,0045	22354300	−682.80	164.821	0.2052	2000	Sheppard ve diğ.	Carme
43	XXXI	♥	16,0	3	≈ 0,0045	22386500	−684.28	166.238	0.3150	2001	Sheppard ve diğ.	Carme
44	L	♥	16,5	2	≈ 0,0015	22408800	−685.30	164.347	0.1854	2003	Gladman ve diğ.	Carme
45	XX	♥	15,5	5	≈ 0,016	22433500	−686.44	163.261	0.3257	2000	Sheppard ve diğ.	Carme
46		♥	16,4	2	≈ 0,0015	22472900	−688.25	165.676	0.3852	2017	Sheppard ve diğ.	Carme
47		‡	16,4	2	≈ 0,0015	22543800	−691.51	155.185	0.3226	2017	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
48	XLVII	Eukelade♥	15,9	4	≈ 0,009	22576700	−693.02	163.822	0.2790	2003	Sheppard ve diğ.	Carme
49	XI	Carme♥	10,6	46.7	≈ 13	22579900	−693.17	163.535	0.2295	1938	Nicholson	Carme
50		♥	16,6	2	≈ 0,0015	22752500	−701.13	167.738	0.2928	2003	Gladman ve diğ.	Carme
51	XXVI	İsonoe♥	16,0	4	≈ 0,009	22776700	−702.25	162.834	0.2159	2000	Sheppard ve diğ.	Carme
52	(kayıp)	(S/2003 J 10)♥	16,8	2	≈ 0,0015	22896200	−707.78	163.481	0.2066	2003	Sheppard ve diğ.	Carme?
53	XXVIII	‡	15,5	4	≈ 0,009	22933400	−709.51	148.145	0.4290	2001	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
54	LVIII	‡	16,7	2	≈ 0,0015	22939900	−709.81	147.900	0.3013	2003	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
55	XLVIII	Cyllene‡	16,3	2	≈ 0,0015	22965200	−710.99	150.047	0.6079	2003	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
56	XXXVIII	Pasithee♥	16,8	2	≈ 0,0015	22967800	−711.11	164.727	0.2097	2001	Sheppard ve diğ.	Carme
57		♥	16,4	2	≈ 0,0015	22986900	−712.00	164.559	0.2937	2010	Jacobson ve diğ.	Carme
58		♥	16,6	3	≈ 0,0045	23088000	−715.4	162.105	0.2545	2003	Sheppard ve diğ.	Carme
59	VIII	Pasiphae‡	10,1	57.8	≈ 30	23119300	−718.16	151.998	0.4362	1908		Pasiphae
60	XXXVI	‡	16,7	2	≈ 0,0015	23146500	−719.42	144.563	0.3455	2001	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
61		♥	17,0	1	≈ 0,00015	23173700	−720.69	166.071	0.2039	2017	Sheppard ve diğ.	Carme
62	XXXII	Eurydome‡	16,2	3	≈ 0,0045	23214500	−722.59	150.289	0.2975	2001	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
63		♥	16,5	2	≈ 0,0015	23352500	−729.05	166.555	0.2460	2017	Sheppard ve diğ.	Carme
64	XXIII	♥	15,4	6.9	≈ 0,04	23377400	−730.21	166.899	0.2660	2000	Sheppard ve diğ.	Carme
65	XXXIX	‡	15,9	3	≈ 0,0045	23422300	−732.32	154.675	0.3358	2003	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
66	XXXVII	♥	16,4	2	≈ 0,0015	23512200	−736.54	166.177	0.2893	2001	Sheppard ve diğ.	Carme
67	XLIV	Kallichore♥	16,4	2	≈ 0,0015	23552900	−738.45	167.727	0.3183	2003	Sheppard ve diğ.	Carme
68	LXXII	(S/2011 J 1)♥	16,7	2	≈ 0,0015	23714400	−746.06	164.799	0.3193	2011	Sheppard ve diğ.	Carme
69		‡	16,6	2	≈ 0,0015	23753600	−747.91	147.253	0.4500	2017	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
70	XXI	♥	16,0	4	≈ 0,009	23848300	−752.39	162.749	0.2705	2000	Sheppard ve diğ.	Carme
71	XLIII	Arche♥	16,2	3	≈ 0,0045	23926500	−756.09	166.408	0.2367	2002	Sheppard ve diğ.	Carme
72	LVII	♥	15,8	4	≈ 0,009	23934500	−756.47	162.713	0.2413	2003	Sheppard ve diğ.	Carme
73	XLIX	‡	16,6	2	≈ 0,0015	23999700	−759.56	136.628	0.2347	2003	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
74		‡	16,8	1	≈ 0,00015	24114700	−765.03	152.125	0.1729	2011	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
75		♥	16,9	1	≈ 0,00015	24168700	−767.60	166.334	0.1702	2003	Sheppard ve diğ.	Carme
76	XIX	Megaclite‡	15,0	5	≈ 0,021	24212300	−769.68	145.574	0.3139	2000	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
77	XLI	‡	15,6	4	≈ 0,009	24283000	−773.05	151.908	0.3131	2003	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
78		(S/2003 J 23)‡	16,6	2	≈ 0,0015	24678200	−792.00	146.155	0.3208	2003	Sheppard ve diğ.	Pasiphae
79	XVII	‡	13,9	9.6	≈ 0,087	24692400	−792.69	149.792	0.3562	1999	Scotti ve diğ.	Pasiphae
80	IX	Sinope‡	11,1	35	≈ 7.5	24864100	−800.97	158.597	0.1669	1914	Nicholson	Pasiphae

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 '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 materyalin 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 '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:
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 (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 materyal 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 materyalin 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. 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. , 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 gök bilimci 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 bu buluşla sarsılmış ve 'in o günlerde yaygın kabul görmeyen 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 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 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 1999'da Spacewatch grubu tarafından bulunmuş, 2000 yılında , 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 gök bilimcilerle 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

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

Kaynakça

^ Sheppard, Scott S. "Moons of Jupiter". Earth & Planets Laboratory. Carnegie Institution for Science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 20 Aralık 2022.
^ ^a ^b ^c "Natural Satellites Ephemeris Service". IAU: Minor Planet Center. 31 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından . 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
^ Scott S. Sheppard. "Jupiter's Known Satellites". Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 17 Temmuz 2018.
^ ^a ^b "Gazetteer of Planetary Nomenclature". Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). U.S. Geological Survey. 7 Kasım 2008. 25 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008.
^ ^a ^b ^c ^d 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). . IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Ağustos 2008.

Dış bağlantılar

İngilizce Vikipedi Jüpiter'in doğal uyduları sayfası
İngilizce Vikipedi Doğal uyduların adlandırılması sayfası
NASA Solar System Exploration6 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
IAU Gezegen Sistemi Adlandırmaları12 Nisan 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde .

[2] Sıra, Jüpiter'e ortalama uzaklıklarına göre pozisyonu belirtmektedir.

[3] Etiket her uydunun isimlendirme sırasına göre verilen Roma rakamı adını belirtmektedir.

[4] "60 × 40 × 34" gibi birden fazla çap belirtilen uydular uydunun küre şeklinde olmadığı ve her boyutun doğru ölçümlendiği durumlarda boyutları belirtmektedir.

[6] Negatif sayılar ters yön yörüngeleri belirtmektedir.

[9] "?" uydunun hangi gruba ait olduğunun henüz kesinlik kazanmadığı durumları belirtmektedir.

[SheppardMoons-1] Sheppard, Scott S. "Moons of Jupiter". Earth & Planets Laboratory. Carnegie Institution for Science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 20 Aralık 2022.

[inner-5] "Natural Satellites Ephemeris Service". IAU: Minor Planet Center. 31 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından . 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

[shep-7] Scott S. Sheppard. "Jupiter's Known Satellites". Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 17 Temmuz 2018.

[discovered-8] "Gazetteer of Planetary Nomenclature". Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). U.S. Geological Survey. 7 Kasım 2008. 25 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008.

[inclination-10] 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). . IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Ağustos 2008.