MARS YÜZEYİNDEN BİR GÖRÜNTÜ

                MERKÜR (Utarit)

Güneş sistemi'nin Güneş'e en yakın gezegenidir. Büyüklük açısından 9 gezegen arasında sekizinci sırayı alır, yalnız Plüton Merkür'den daha küçüktür. Adını Roma mitolojisinde ticaret ve yolculuk tanrısı ve tanrıların habercisi olarak bilinen Merkür'den alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri Venüs, Mars,Jüpiter ve Satürn, ) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Yer benzeri ya da 'kaya' yapılı gezegenler sınıfına girmektedir. Güneş'e yakınlığı nedeniyle yeryüzünden izlenmesi güçtür ve hakkında bilinenler sınırlıdır. Uydusu bulunmamaktadır.









Ekvator Çapı:      3476 km
Kütle:         0.0123 Myer
Ortalama Yoğ.:   3344 kg/m3
Kurtulma Hızı:    2.4 km/sn
Albedo:      0.11
Yörünge basıklığı:   0.0549
Yörünge eğimi:   5.15°
Ekvatorun yörüngeye eğimi:    6.68°
Güneş'e uzaklık:  0,387 AB
Yer’e uzaklık   Ort:   384,400 km
      Enberi:   363,300 km
      Enöte:   405,500 km
Yüzey sıcaklığı:
en yüksek: 730 K (457oC)
ortalama: 440 K (167oC)
en düşük: 100 K (-173oC)


  AÇIKLAMALAR :
           
    1) Gezegenlerin kütlesi dünya cinsinden verilecektir. Dünyanın kütlesi = 5,97 x 1024 kg = 6113 kg
    2) Albedo, güneş ışığını yansıtması miktarına denir. Mesela merkürün albedosu 0.11 dir. Bu da 11/100 dür. Yani merkür güneş ışığının % 11 ini yansıtır deriz.
    3) Enberi, gezegenin güneşe en yakın olduğu noktaya denir.
    4) Enöte, gezegenin güneşe en uzak olduğu noktaya denir.
    5) Gezegenlerin güneşe uzaklığı bazen AB (astronomi birimi) cinsinden verilebilir. 1 AB = 150 milyon km (dünyanın güneşe olan uzaklığı). Gezegenin güneşe uzaklığı AB cinsinden verilirse verilen sayıyı 150 milyon ile çarpıp km cinsinden bulabiliriz.[/b]
     
   NOT : Bundan sonraki uzay birimlerinde yukarıda belirttiğimiz birimleride kullanabiliriz. Yukarıdaki birimlere, hatırlamak için bakabilirsiniz.             
   NOT 2 : Pluto artık gezegen olarak kabul edilmiyor. 9 gezegen arasından çıkartıldı. güneş sisteminin artık 8 gezegeni olduğunu söyleyebiliriz. Yalnız pluto, güneş sisteminde kendisi gibi olan gezegenlerden oluşan cüce gezegenler sınıfına dahil edilidi.

       VENÜS (Zühre)

Eski Türkler'de Gök Göbeği, Çivi, Gök Çivisi, Kırgızlar'da Demirkazık, Moğol ve Tunguzlar'da Altın Direk, Roma Astrolojisi'nde Lucifer), Güneş'e uzaklık bakımından ikinci gezegendir. Eski Roma tanrıçası Venüs'ün (Eski Yunan Mitolojisi'nde Afrodit) adını almıştır.

Büyüklüğü açısından Dünya ile benzerlik gösterdiğinden Dünya ile kardeş gezegen olarak da bilinmektedir. Gökyüzünde Güneş'e yakın konumda bulunduğundan ve yörüngesi Dünya'nınkine göre Güneş'e daha yakın olduğundan yeryüzünden sadece Güneş doğmadan önce veya battıktan sonra görülebilir. Bu yüzden Venüs Akşam Yıldızı veya Sabah Yıldızı olarak da isimlendirilir. Bir diğer adı da 'Çoban yıldızı'dır. Görülebildiği zamanlar, gökyüzündeki en parlak cisim olarak dikkat çeker.

Venüs çok yoğun bir atmosfere sahiptir. Öyle ki Venüs’ün dışından Venüs’ün yüzeyini görmek imkansızdır. Etrafında çok yoğun bulut katmanı bulunmaktadır. Bu bulutlar dünyadaki gibi su bulutu değil, sülfürik asit bulutudur. Bu bulutlar Venüs’ün çevresinden hiç bir zaman ve hiçbir yerde eksik olmazlar. Bu yüzden Venüs’te daima sülfürik asit yağmurları olur. Buna rağmen Venüs, yüzeyine uzay aracı indirilen birkaç gezegenden bir tanesidir. Venüs'e sağ salim üç uzay aracı indirilmiştir. Bunun üçünü de ruslar indirmiştir. Aşağıda bu üç aracın Venüs yüzeyinden çektiği fotoğraflar bulunmaktadır.

Venüs, yoğun bir atmosfere sahip olduğu için bu atmosfer yüzey sıcaklıklarını her yerde hemen hemen aynı tutar. Yüzey sıcaklığında diğer gezegenler gibi gece gündüz farkı pek yoktur. Bu özelliği Yer’e benzer. Yer’deki bulutların yeryüzüne uzaklığı en az 5-6 km iken Venüs’te bu rakam en düşük 30 km dir.









  GENEL ÖZELLİKLER

Venüs
Ekvator Çapı:      12104 km
Kütle:         0.815 Myer
Ortalama Yoğ.:   5243 kg/m3
Kurtulma Hızı:    10.4 km/sn
Albedo:      0.59
Yörünge basıklığı:   0.0068
Yörünge eğimi:   3.39°
Ekvatorun yörüngeye eğimi:    177.4°
Güneş’e uzaklık      Ort:   0.723 AB
         Enberi:   0.728 AB
         Enöte:   0.718 AB
Ortalama yüzey sıcaklığı:  737 K (464oC)

       
     VENÜS YÜZEYİNDEN ÇEKİLEN FOTOĞRAFLAR










AÇIKLAMALAR :
           
    1) Gezegenlerin kütlesi dünya cinsinden verilecektir. Dünyanın kütlesi = 5,97 x 1024 kg = 6113 kg
    2) Albedo, gezegenin güneş ışığını yansıtması miktarına denir. Mesela merkürün albedosu 0.11 dir. Bu da 11/100 dür. Yani merkür güneş ışığının % 11 ini yansıtır deriz.
    3) Enberi, gezegenin güneşe en yakın olduğu noktaya denir.
    4) Enöte, gezegenin güneşe en uzak olduğu noktaya denir.
    5) Gezegenlerin güneşe uzaklığı bazen AB (astronomi birimi) cinsinden verilebilir. 1 AB = 150 milyon km (dünyanın güneşe olan uzaklığı). Gezegenin güneşe uzaklığı AB cinsinden verilirse verilen sayıyı 150 milyon ile çarpıp km cinsinden bulabiliriz.
    6)Dünya'yı tanımlarken bazen "Yer" ismini de kullanabiliriz. 
     
  NOT 1 : Bundan sonraki uzay birimlerinde yukarıda belirttiğimiz birimleride kullanabiliriz. Yukarıdaki birimlere, hatırlamak için bakabilirsiniz.             
   NOT 2 : Pluto artık gezegen olarak kabul edilmiyor. 9 gezegen arasından çıkartıldı. Güneş sisteminin artık 8 gezegeni olduğunu söyleyebiliriz. Yalnız pluto, güneş sisteminde kendisi gibi olan gezegenlerden oluşan cüce gezegenler sınıfına dahil edildi.

      MERAK ETTİĞİNİZ VEYA KAFANIZA TAKILAN SORULARI YOLLADIĞINIZ TAKDİRDE YARDIMCI OLMAYA
      ÇALIŞACAĞIM.

                        GÜNEŞ'İN DİĞER FOTOĞRAFLARI

                    Jüpiter (Müşteri):
Güneş sisteminin en büyük gezegeni. Güneşten uzaklığa göre beşinci sırada. Adını Roma tanrılarının en büyüğü Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.

Fiziksel özellikler
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 elipsoid görünüme sahiptir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.52 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter'in Güneş'ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K' den (-167°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır.

İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Jüpiter ve Satürn ise, adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır. Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
•   Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir 'buz' ve 'kaya' tabakasının oluşturduğu çekirdek bulunur. Bu noktada ısı 20.000K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20g./cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10.000 km.den küçük, ancak kütlesi Yer'in 10 katını aşkındır.
•   Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40.000 km. kalınlığında manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4'üne dek uzanır, Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını, kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur. Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan içe doğru 1'den 5'e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır.
•   En dışta 20.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir.
Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir.
Jüpiter'in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş'in kütlesinin % 8'i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, 'yıldız olmayı başaramamış' bir gökcismi olarak da tanımlanabilir.

Atmosfer
Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu'nun varsayılan yapısına yakın olarak, %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır. Bunları %0.1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0.02 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur. Atmosferin derinliklerine doğru, yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir, 600 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir.

Büyük Kırmızı Leke
15.000 x 25.000 km. boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki Büyük Kırmızı Leke'nin çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanı olduğu düşünülmektedir.



Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü
Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ancak daha 1690 yılında Giovanni 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 rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.

Halkalar
Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi.
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 yanısıra 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 ve Thebe ise daha dışta yeralan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir. Metis ve Adrastea, Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler. Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken, iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder. En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir.

Manyetosfer
Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Yer ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11o açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000 km. uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir çift kutupludur. Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Jüpiter'in manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır. Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı, Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu alanın etkisi ile, Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir.
Jüpiter manyetosferi, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km. uzağında başlar. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km. ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur.
Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev Van Allen kuşağı bulunur.Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak, gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur.
Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır, ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu plazmanın ısısı 300-400 milyon K olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dahil olmak üzere Güneş sisteminin (Güneş taçküresi dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş sisteminin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir.
Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.
Jüpiter'in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan İo, Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlayan ve İo Plazma Torus'u adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 gigawatt değerini bulduğu sanılır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km. yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamıştır, ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır.

Uydular
Jüpiter'in 63 doğal uydusu bilinmektedir. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter'in en büyük 4 uydusu İo, Europa, Ganymede, ve Callisto'yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. Bu uydular sonradan Galilei uyduları olarak adlandırılmıştır. 1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden Voyager uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla, bu sayı kısa sürede artmıştır. Jüpiter'in doğal uyduları makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır.

Güneş Sistemi'nde Jüpiter'in özel yeri
Bazı özellikleri, Jüpiter'i eşşiz kılmaktadır:
•   Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegeni olmakla kalmaz, kütlesi tek başına diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin 2,5 katına ulaşır.
•   Kendi etrafında dönüş süresi en kısa olan gezegendir.
•   En güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahip gezegendir.
•   Büyüklük ve çeşitlilik açısından en zengin uydu sistemine sahip gezegendir. Güneş Sistemi'nin en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir.

Genel Özellikler:
Ekvator Çapı:      142,984 km
Kütle:         317.8 Myer
Ortalama Yoğ.:   1326 kg/m3
Kurtulma Hızı:    60.2 km/sn
Albedo:      0.52
Yörünge basıklığı:   0.048
Yörünge eğimi:   1.30°
Ekvatorun yörüngeye eğimi:    3.12°
Ekvatorda yer çekimi: (1 bar düzeyinde) 23,12 m/s2
Güneş etrafında dolanma süresi: 4335,3 gün
Yer’e uzaklık     En yakın :  588500000 km
                     En uzak :  968100000 km

Güneş’e uzaklık    Ort:   5.203 AB
              Enberi:   4.950 AB
         Enöte:   5.455 AB

AÇIKLAMALAR :
           
    1) Gezegenlerin kütlesi dünya cinsinden verilecektir. Dünyanın kütlesi = 5.874*10^24 kg
    2) Albedo, gezegenin güneş ışığını yansıtması miktarına denir. Mesela merkürün albedosu 0.11 dir. Bu da 11/100 dür. Yani merkür güneş ışığının % 11 ini yansıtır deriz.
    3) Enberi, gezegenin güneşe en yakın olduğu noktaya denir.
    4) Enöte, gezegenin güneşe en uzak olduğu noktaya denir.
    5) Gezegenlerin güneşe uzaklığı bazen AB (astronomi birimi) cinsinden verilebilir. 1 AB = 150 milyon km (dünyanın güneşe olan uzaklığı). Gezegenin güneşe uzaklığı AB cinsinden verilirse verilen sayıyı 150 milyon ile çarpıp km cinsinden bulabiliriz.
    6)Dünya'yı tanımlarken bazen "Yer" ismini de kullanabiliriz.
    7)1 °C(santigrat) = 273 °K(kelvin)    [uzayda sıcaklık birimleri genelde kelvin olarak verilir]

  NOT 1 : Bundan sonraki uzay birimlerinde yukarıda belirttiğimiz birimleride kullanabiliriz. Yukarıdaki birimlere, hatırlamak için bakabilirsiniz.             
  NOT 2 : Pluto artık gezegen olarak kabul edilmiyor. 9 gezegen arasından çıkartıldı. Güneş sisteminin artık 8 gezegeni olduğunu söyleyebiliriz. Yalnız pluto, güneş sisteminde kendisi gibi olan gezegenlerden oluşan cüce gezegenler sınıfına dahil edildi.

Jupiter'in Galileo Uyduları





IO  (Jupiter I)



Çap: 3630 km
Kütle: 8.93e22 kg
Yörünge: Jupiter’den 422,000 km
   
        Jupiter'in Galilean Uydularından en içerde olanıdır, ve 3. büyük uydusudur. Mitolojide Zeus'un (Jupiter) kıskanç Hera'dan saklama çabasında olduğu sevgilisidir.

        1610'da Galileo ve Marius tarafından keşfedilmiştir.

        Dış güneş sistemindeki çoğu uydunun tersine, Io ve Europa'nın bileşimleri teresterial gezegenlerinkine benzer. Temel olarak silis-kayadırlar. Galileo uzay aracından edinilen son bilgiler ışığında, en az 900 km çapında demir (ya da demir ve demirsülfid karışımı) bir çekirdeği olduğu anlaşılmıştır.
   Io yüzeyi, güneş sistemindeki hiçbir cismin yüzeyine benzemez. Voyager uzay aracının gönderdiği ilk resimler bilim adamlarını şakınlığa uğratmıştır. Bol sayıda krater göreceklerini sanan gökbilimciler, Io'nun çok genç yüzüyle karşılaşmışlardır.
Kraterler yerine, yüzey çok sayıda volkanlar ve volkanik çöküntülerle karakterizedir. Volkanlardan bazıları aktiftir.Voyager 300 km'ye ulaşan volkan püskürmeleri saptamıştır (sağda). Püsküren maddenin kükürt ya da kükürtdioksit olduğu sanılmaktadır. Volkanik aktivite hızla değişmektedir. Voyager1 ve Voyager 2'nin 4 ay arayla ziyaretlerinde bazı volkanın söndüğü ve başka volkanın aktif hale geldiği saptanmıştır. Ayrıca lava akıntılarının şekli de görünür şekilde değişmiştir.    
        Io yukarıda anlatılanlar dışında da ilginç yüzey şekilleri gösterir; kilometrelerce derinlikte çöküntüler, erimiş halde kükürt gölleri, açıkça volkan olmadığı belli olan yüksek dağlar (solda), yüzlerce kilometre uzunluğunda koyu kıvamlı sıvı akıntıları ve volkan bacaları gibi pek çok yüzey şekli içerir. Kükürt ve kükürt bileşenleri pek çok değişik renk alırlar, Io'nun rengarenk yüzeyinden de bunlar sorumludur. Io toprağının sodyumdan da zengin olduğu sanılmaktadır.

        Io'nun yüzeyi ortalama 130 Kelvin civarındadır. bununla birlikte sıcak noktalarda ısı 2000 Kelvin'i bulur.

        Io, Europa, Ganimede ve Jupiter arasında önemli gelgit etkileşimi vardır. bu nedenle de bu üç uydu da birbirleriyle senkron yörüngelere sahiptirler. Ganimede bir tur tamamladığında Europa 2 ve Io 4 tam tur tamamlamış olur. Io nun hep aynı yüzü Jupiter' bakmakla birlikte, Ganimede ve Europa'nın etkisiyle yalpalama hareketi yapar ve bu uyduların çekim etkisiyle 100m'lik bir gelgit hareketine maruz kalır. Bu da (tıpkı bir demir teli sürekli eğip büktüğümüz zaman ısınması gibi) Io'nun ısınmasına neden olur. Io Jupiterin manyetik alanını keserek hareket ettiğinden üzerinde elektrik akımları oluşur. Hernekadar gelgit ısınmasıyla karşılaştırılamazsa da ortaya çıkan enerji milyar kilowat mertebesindedir.

       Kükürtdioksit ve belki başka gazlardan da oluşmuş ince bir atmosferi vardır. Diğer Galilean Uydulardan farklı olarak Io'da hiç, ya da çok az su vardır.




EUROPA  (Jupiter II)



Çap: 3138 km
Kütle: 4.80e22 kg
Yörünge: Jupiter’den 670,900 km
   
        Jupiter'in Galilean uydularından ikincisi ve 4.en büyük uydusudur. Ay'dan birazcık daha küçüktür. 1610'da Galileo ve Marius tarafından keşfedilmiştir.

        Silis kayadan oluşmuştur. Buzdan ince bir kabuğu vardır. Yüzeyi diğer güneş sistemi cisimlerinden farklı olarak oldukça düzdür. Az sayıda yükseklik gösteren şekiller birkaçyüz metreyi aşmaz.
   Europa'nın yüzey görüntüsü, dünyadaki buz denizlerine çok benzer. Buzdan yüzeyin altında (belki de 50 km derinliklere varan) sıvı halde su bulunması olasılığı yüksektir. Eğer bu varsayım doğru ise, Europa, Dünya dışında, kayda değer miktarlarda su bulunan tek cisim olacaktır.
Europa'daki en çarpıcı özellik, bütün yüzey boyunca devam eden, birbirini kesen koyu renkte yollardır. En kalın olanları 20 km enindedirler ve kenarlar daha koyu ortası ise daha açık renkte şeritler şeklindedir. Oluşumlarıyla ilgili son teori, volkanik gayzer patlamalarının neden olduğu çatlaklar şeklindedir.    

        Hubble Uzay teleskopuyla yapılan son gözlemler, oksijenden oluşmuş çok ince bir atmosferi olduğunu göstermiştir. Oksijenin kaynağı, kesinlikle biyolojik değildir. Yüzeye çarpan güneş ışığı ve yüklü partiküllerin su buharını elektrolizi ile oksijen ve hidrojen açığa çıkmakta, hidrojen uzaya kaçarak geride ağır olan oksijeni bırakmaktadır.
        Voyager uzay aracı ile Europa çok iyi gözlenemedi, ama Galileo aracının esas amaçlarından biri buydu ve yapılan gözlemler bilim adamlarını büyük oranda doğruladı. Elde edilen resimlerde yüzey görüntüleri, dünyanın buz denizlerinin baharlardaki erime zamanlarına    şaşırtıcı derecede benzemekteydi. Yine de Europa'nın yüzeyinin ve iç katmanlarının doğası tam olarak bilinmemekle birlikte, yüzeyin altında bir okyanus bulunduğunu gösteren kanıtlar giderek artmaktadır.



GANYMEDE  (Jupiter III)



Çap: 5262 km
Kütle: 1.48e23 kg
Yörünge: Jupiter’den 1,070,000 km
   
        Ganimede güneş sisteminin en büyük uydusudur. Merkür'den büyüktür ancak kütlesi daha azdır. Pluto'dan çok daha büyüktür. Galileo ve Marius tarafından 1610'da bulunmuştur.

        Küçük bir erimiş demir/kükürt çekirdek üstünde silikat kayadan oluşmuş mağma ve üzerinde donmuş buzul bir kabuktan oluşur. Io'nun üzerine donmuş buzlu bir kabuk geçirilirse sanırım Ganimede'ye benzerdi.

        Ganimede yüzeyi iki değişik yüzey şeklinin eşit oranlarda dağılımını gösterir. Çok yaşlı, yoğun olarak kraterler içeren koyu bölgeler (sol üst) ve kısmen daha genç, birbirini kesen oluklar ve çizgiler şeklinde uzanan kabartılar. Detayları bilinmemekle birlikte, bu yüzey şekillerinin tektonik kaynaklı oldukları açıktır. Bu yönüyle Ganimede, hali hazırda tektonik aktivite göstermese de, Dünya'ya, Venüs ve Mars'dan daha çok benzer.
        Ganimede kraterleri oldukça yaşlıdırlar (3-3.5 milyar yıl). Bu yaşlı kraterler, ay kraterlerinden çok daha düz, orta çukurları çok daha sığ, ve çevrelerindeki halka da, aydaki gibi yüksek ve sarp değildir. Bu durum muhtemelen Ganimede'nin buz kabuğunun zayıflığındandır ve kabuğun yüzer halde olması, jeolojik zaman içinde kraterlerin ancak izlerinin kalmasına neden olur. (sağda)    

        Hubble Uzay Teleskopu, Ganimede üzerinde de Eoropa'da olduğu gibi, ince oksijen atmosferi bulunduğunu göstermiştir. (Ancak bu asla yaşam varlığının kanıtı değildir)

        Galileo uzay aracı, Ganimede yanından ilk geçişi sırasında, Jupiterin muazzam manyetik alanı içinde, Ganimede'nin kendine ait bir magnetosferi olduğunu saptamıştır.



CALLISTO  (Jupiter IV)



Çap: 4800 km
Kütle: 1.08e23 kg
Yörünge: Jupiter’den 1,883,000 km
   
        Jupiterin 8. ve 2. en büyük uydusu Callisto, Galilean uyduların en dışda olanıdır. 1610'da Galileo ve Marius tarafından bulunmuştur. Merkür'den birazdaha küçük ancak kütlesi Merkür'ün 1/3'ü kadardır.

        İç yapısı, Ganimedenin aksine homojen bir yapı gösterir. %40 buz ve %60 kaya ve demir. Muhtemelen, Titian ve Triton da buna çok benzerdirler. Ancak Galileo uzay aracıyla elde edilen son bulgular derinlik arttıkça kaya oranının da arttığını göstermiştir.
Callisto'nun yüzeyi tamamen kraterlerle kaplıdır. Ay ve Mars yüzeyi gibi çok yaşlı bir yüzeye sahiptir. Güneş sistemindeki, krater yoğunluğu en fazla olan ve en eski kraterlere sahip cisimdir. Yüzey yapıs,ı tek tük nispeten genç kraterler dışında 4 milyar yıldan bu yana hemen hiç değişmemiştir.    
   Bir seri iç içe halkalarla çevrili ve geniş çöküntüler şeklinde görünen, büyük kraterleri, buzun milyonlarca yıl içindeki yavaş hareketiyle düzleşmişlerdir. Bunlardan, Valhalla ismi verilen en büyüğü, 3000 km çapında olup, çok halkalı kraterlerin en iyi örneklerindendir (soldaki resmin üst bölümünde).

        Callisto'nun esas olarak karbondioksidden oluşmuş çok ince bir atmosferi vardır. Sahip olduğu zayıf manyetik alan, yüzeyin altinda tuzlu (iletken) sıvı bulunduğunun kanıtı sayılmaktadır.