Jüpiter'in atmosferi var mı? Jüpiter'in atmosferi ve iç yapısı. Jüpiter'deki manyetik alan ve halkalar. Gerçekler ve sırlar
Jüpiter'in atmosferi Güneş'e yakındır; gezegen aynı zamanda "başarısız yıldız" olarak da adlandırılır, ancak kütlesi yıldızların enerjisini sağlayan termonükleer reaksiyonların gerçekleşmesi için çok küçüktür.
Hacmin büyük kısmı (yüzde 89) hidrojenden oluşuyor, yüzde 10'u helyumdan oluşuyor ve son yüzde su buharı, metan, asetilen, amonyak, hidrojen sülfür ve fosfor arasında bölünüyor. Gezegen, gaz kabuğuyla aynı maddelerden oluşuyor; yüzey ile atmosfer arasında net bir ayrım yok. Belli bir seviyede, devasa basıncın etkisi altında hidrojen sıvı hale gelir ve küresel bir okyanus oluşturur. Dünya'dan gözlem yaparken atmosferin yalnızca üst katmanını gözlemliyoruz. Turuncu renk tonu ona kükürt ve fosfor bileşikleri tarafından verilir. Bulut rengi doygunluğundaki değişiklikler atmosferik bileşimdeki farklılıkları doğrular.
Atmosferin katmanları
Atmosfer katmanları sıcaklık ve basınca göre bölünmüştür. Basıncın 1 bar olduğu yüzey seviyesinde troposfer bulunur. Hareketli hava akımlarının bölgeler ve kuşaklar oluşturduğu yer burasıdır; sıcaklık -110 santigrat derecede kalır.
Yukarıya doğru çıkıldıkça sıcaklık artar ve termosferde 725 dereceye ulaşır, basınç düşer. Bu bölgede Dünya'dan görülebilen parlak bir aurora beliriyor.
Hava sirkülasyonu
Jüpiter'in atmosferinin hareketi iki faktör tarafından belirlenir: kendi ekseni etrafında 10 saat olan yüksek dönüş hızı ve iç ısı açığa çıktığında ortaya çıkan yukarı doğru akış. Alternatif bölge şeritleri ve kuşaklar ekvatora paralel olarak sıralanır. Yerel rüzgarlar enlem arttıkça hız ve yön değiştirir. Ekvatorda hava kütleleri 140 m/s'ye kadar hızlarla hareket eder ve günlük dönüşlerini ılıman bölgelere göre 5 dakika daha hızlı tamamlar. Kutuplarda rüzgarlar azalır.
Yukarı doğru akışlar nedeniyle bölgeler ortaya çıkar. Burada basınçta artış oluyor ve donmuş amonyak kristalleri bulutlara açık renk veriyor. Bölgelerin sıcaklık okumaları, aşağıya doğru çekişi temsil eden kayışlara göre daha düşük ve görünür yüzey daha yüksektir. Bulutların alt katmanının koyu rengi, kahverengi amonyum hidrosülfür kristallerinden oluşur. Tüm şeritlerdeki trafik sabittir ve yönü değişmez. Bölgeler ve kuşaklar birbirine temas ettiğinde güçlü türbülanslar ortaya çıkar ve güçlü girdaplar oluşur.
Büyük Kırmızı Nokta (GRS)
300 yıldır gökbilimciler benzersiz bir olguyu gözlemliyorlar: Dünya'dan daha büyük bir kasırga. Büyük Kırmızı Leke'nin dış bölgeleri kaotik bir bulut girdabı yaratır, ancak merkeze yaklaştıkça hareket yavaşlar. Oluşum sıcaklığı diğer bölgelere göre daha düşüktür. Saat yönünün tersine 360 km/saat hızla hareket eder ve gezegenin etrafında tam bir devrimi 6 günde tamamlar. Bir yüzyıl boyunca antisiklonların sınırları yarıya indi. BCP, 1665 yılında J. Cassini tarafından fark edildi, ancak ortaya çıkma anı henüz belirlenmedi, bu nedenle kasırganın yaşı genel olarak inanılandan daha büyük olabilir.
Araştırma
Jüpiter'i ziyaret eden ilk uzay aracı 1971'de Pioneer 10'du. Gezegenin ve uyduların görüntülerini iletti ve manyetik alanı ölçtü. Sondanın ekipmanı Jüpiter'in iç ısısından önemli miktarda radyasyon tespit etti. Voyager 1 uçuşu, gaz devinin binlerce yüksek kaliteli görüntüsünü ve atmosferin üst bölgeleri hakkında bilgi sağladı.
Jüpiter araştırmalarına en büyük katkıyı 8 yıl süren Galileo misyonu sağladı. Cihazın inişi, atmosferin iç katmanları hakkında bilgi sağladı. Su içeriğinin normalden 100 kat daha az olduğu "kuru" alanlar, ince bir bulut kesitinin oluşturduğu "sıcak noktalar" bulundu ve kimyasal bileşenler analiz edildi. Ayrıntılı bir haritanın derlenmesi sayesinde gezegenin en iyi görüntüleri Cassini tarafından çekildi.
Gerçekler ve sırlar
Jüpiter çok eski zamanlardan beri gözlemleniyor ancak hala gizemlerle dolu. Güneş sistemindeki en büyük gezegenin Roma'nın yüce tanrısının adını alması boşuna değil. Kütlesi diğer tüm gezegenlerin toplamından 2 kat daha fazladır. Gaz devi kendi ekseni etrafında en hızlı döner, en güçlü manyetik alana sahiptir, görkemli BKP kasırgası Dünya'dan gözlemlenir ve yıldırım 1000 km'ye ulaşabilir. Uzun bir antisiklonun rengi ve doğası, Jüpiter hakkında bilinen birçok gerçek gibi hiçbir açıklamaya sahip değildir.
Sürekli tartışılan konulardan biri de gezegenin atmosferinde yaşamın ortaya çıkma olasılığıdır. Güçlü elektrik deşarjları ve orta sıcaklıklar, yoğun bir bulut tabakası altında karmaşık organik bileşiklerin oluşumunu teşvik edebilir, ancak yüzeyin sıvı durumu ve minimum su içeriği, bilinen yaşam formlarının varlığını dışlar.
Jüpiter en büyük gezegendir. Gezegenin çapı Dünya çapından 11 kat daha büyük olup 142.718 km'dir.
Jüpiter'in etrafında onu çevreleyen ince bir halka vardır. Halkanın yoğunluğu çok düşük olduğundan görünmez (Satürn gibi).
Jüpiter'in kendi ekseni etrafındaki dönüş süresi 9 saat 55 dakikadır. Bu durumda ekvatorun her noktası 45.000 km/saat hızla hareket eder.
Jüpiter katı bir top olmayıp gaz ve sıvıdan oluştuğu için ekvatoral kısımları kutup bölgelerine göre daha hızlı dönmektedir. Jüpiter'in dönme ekseni neredeyse yörüngesine dik olduğundan gezegendeki mevsim değişimi zayıf bir şekilde ifade ediliyor.
Jüpiter'in kütlesi, güneş sistemindeki diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesini çok aşıyor, yani 1,9. 10 27 kg. Üstelik Jüpiter'in ortalama yoğunluğu Dünya'nın ortalama yoğunluğunun 0,24'ü kadardır.
Jüpiter gezegeninin genel özellikleri
Jüpiter'in Atmosferi
Jüpiter'in atmosferi çok yoğundur. Güneş'in kimyasal bileşimine benzeyen hidrojen (%89) ve helyumdan (%11) oluşur (Şekil 1). Uzunluğu 6000 km'dir. Turuncu renkli atmosfer
fosfor veya kükürt bileşikleri ekleyin. Zehirli amonyak ve asetilen içerdiğinden insanlara zararlıdır.
Gezegenin atmosferinin farklı kısımları farklı hızlarda dönüyor. Bu fark, Jüpiter'in üç taneye sahip olduğu bulut kuşaklarının ortaya çıkmasına neden oldu: üstte - donmuş amonyak bulutları; altlarında amonyum ve metan hidrojen sülfit kristalleri bulunur ve en alt katmanda su buzu ve muhtemelen sıvı su bulunur. Üst bulutların sıcaklığı 130 °C'dir. Ayrıca Jüpiter'in hidrojen ve helyum koronası vardır. Jüpiter'deki rüzgarlar saatte 500 km hıza ulaşıyor.
Jüpiter'in simgesi, 300 yıldır gözlenen Büyük Kırmızı Nokta'dır. 1664 yılında bir İngiliz doğa bilimci tarafından keşfedilmiştir. Robert Hooke(1635-1703). Şimdi uzunluğu 25.000 km'ye ulaşıyor ve 100 yıl önce yaklaşık 50.000 km idi. Bu nokta ilk kez 1878'de tanımlandı ve 300 yıl önce çizildi. Kendi hayatını yaşıyor gibi görünüyor; genişliyor ve daralıyor. Rengi de değişir.
Amerikan sondaları Pioneer 10 ve Pioneer 11, Voyager 1 ve Voyager 2 ve Galileo, noktanın katı bir yüzeye sahip olmadığını; Dünya atmosferinde bir kasırga gibi döndüğünü buldu. Büyük Kırmızı Leke'nin atmosferik bir olay olduğuna, muhtemelen Jüpiter'in atmosferinde şiddetlenen bir kasırganın ucu olduğuna inanılıyor. Jüpiter'in atmosferinde 10.000 km'den daha büyük bir beyaz nokta da keşfedildi.
1 Mart 2009 tarihi itibariyle Jüpiter'in bilinen 63 uydusu bulunmaktadır. Bunlardan en büyüğü olan Europa, Merkür büyüklüğündedir. Ay'ın Dünya'ya olduğu gibi, her zaman bir tarafı Jüpiter'e dönüktür. Bu uydulara ilk kez İtalyan bir fizikçi, tamirci ve gökbilimci tarafından keşfedildiği için Galile uyduları adı verilmiştir. Galileo Galilei(1564-1642) 1610'da teleskopunu test ediyordu. Io'nun aktif yanardağları var.
Pirinç. 1. Jüpiter'in atmosferinin bileşimi
Jüpiter'in yirmi dış uydusu gezegenden o kadar uzaktadır ki yüzeyinden çıplak gözle görülemezler ve en uzaktakinin gökyüzünde Jüpiter Ay'dan daha küçük görünür.
Jüpiter'in atmosferi Dünya'nın aksine mezosfere sahip değildir. Jüpiter'de katı bir yüzey yoktur ve atmosferin en alt seviyesi olan troposfer, mantodaki hidrojen okyanusuna sorunsuz bir şekilde geçer. Sıvı ve gaz arasında net sınırlar yoktur çünkü bu seviyedeki sıcaklık ve basınç, hidrojen ve helyum için kritik noktalardan çok daha yüksektir. Hidrojen yaklaşık 12 bar basınçta süperkritik bir akışkan haline gelir.
Troposfer - amonyak, amonyum hidrosülfit ve su katmanlarından oluşan karmaşık bir bulut ve sis sistemi içerir. Jüpiter'in "yüzeyinde" gözlenen üst amonyak bulutları, ekvatora paralel çok sayıda bant halinde düzenlenmiştir ve "jet" olarak bilinen güçlü bölgesel atmosferik akımlar (rüzgarlar) tarafından sınırlanmıştır. Şeritlerin farklı renkleri vardır: Daha koyu şeritlere genellikle "kemer", açık şeritlere ise "bölgeler" adı verilir. Bölgeler, kayışlardan daha düşük sıcaklığa sahip yukarı doğru akış alanlarıdır; yani aşağı doğru akış alanları.
Şeritlerin ve jetlerin yapısının kökeni kesin olarak bilinmemektedir; bu yapının iki modeli önerilmiştir. Yüzey modeli, bunların kararlı iç bölgeler üzerindeki yüzey olayları olduğunu varsayar. Derin model, çizgilerin ve jetlerin, moleküler hidrojenden oluşan ve bir silindir sistemi şeklinde organize edilen Jüpiter mantosunda meydana gelen derin dolaşımın yüzeysel belirtileri olduğunu varsayar.
|
Jüpiter'in atmosferinin dinamiklerini açıklamaya yönelik ilk girişimler 1960'lara kadar uzanıyor. Kısmen o zamanlar oldukça gelişmiş olan karasal meteorolojiye dayanıyorlardı. Jüpiter'deki atmosferik akışların türbülans nedeniyle ortaya çıktığı ve bunun da atmosferin dış katmanındaki (bulutların üstünde) nemli konveksiyonla desteklendiği varsayılmıştır. Nemli konveksiyon, suyun yoğunlaşması ve buharlaşmasıyla ilişkili bir olaydır; karasal havanın oluşumunu etkileyen ana olaylardan biridir. Bu modelde akışların ortaya çıkışı, iki boyutlu türbülansın iyi bilinen özelliği ile ilişkilidir - küçük türbülanslı yapıların (girdapların) birleşip daha büyük girdaplar oluşturduğu sözde ters basamak. Gezegenin sonlu boyutundan dolayı bu tür yapılar belirli bir karakteristik ölçeğin ötesine büyüyemez, Jüpiter için buna Rhines ölçeği denir. Bunun nedeni Rossby dalgalarının etkisidir. Mekanizma şu: En büyük türbülanslı yapı belirli bir boyuta ulaştığında, enerji daha büyük yapıya değil Rossby dalgalarına akmaya başlar, ters kademe durur. Küresel, hızla dönen bir gezegende Rossby dalgalarının dağılım ilişkisi anizotropiktir, dolayısıyla paraleller yönündeki Rhines ölçeği meridyenler yönünden daha büyüktür. Bunun sonucunda ekvatora paralel uzanan büyük ölçekli yapılar oluşuyor. Bunların meridyen boyutları akarsuların gerçek genişliği ile aynı görünmektedir. Bu nedenle, yüzeye yakın modellerde girdaplar enerjiyi akışlara aktarır ve bu nedenle ortadan kaybolmaları gerekir. |
|
Jüpiter'in atmosferinin yüzey modelleri |
|
İlk derinlik modeli 1976 yılında Busse tarafından önerilmiştir. Hidrodinamikte iyi bilinen Taylor-Proudman teoremine dayanmaktadır; bu teorem şu şekildedir: Hızla dönen herhangi bir barotropik ideal akışkanda, akışlar, dönme eksenine paralel bir dizi silindir halinde düzenlenir. Teoremin koşulları muhtemelen Jüpiter'in iç koşullarında gözlemlenmektedir. Bu nedenle Jüpiter'in hidrojen mantosu pek çok silindire bölünebilir ve bunların her biri bağımsız dolaşıma sahiptir. Silindirlerin dış ve iç sınırlarının gezegenin görünür yüzeyiyle kesiştiği enlemlerde akışlar oluşur ve silindirlerin kendileri bölgeler ve kuşaklar halinde görünür. |
|
Jüpiter'in atmosferinin derin modelleri |
Jüpiter'in atmosferi bant kararsızlığı, girdaplar (siklonlar ve antisiklonlar), fırtınalar ve şimşek gibi çeşitli aktif olaylara maruz kalır. Girdaplar büyük kırmızı, beyaz ve kahverengi lekeler (ovaller) olarak görünür. En büyük iki nokta - Büyük Kırmızı Nokta (GRS) ve Oval BA - kırmızımsı bir renk tonuna sahiptir. Diğer birçok büyük nokta gibi bunlar da antisiklondur. Küçük antisiklonlar genellikle beyazdır. Girdapların derinliğinin birkaç yüz kilometreyi geçmediği varsayılmaktadır.
Güney yarımkürede bulunan BKP, Güneş Sisteminde bilinen en büyük girdaptır. Bu girdap, Dünya boyutunda birçok gezegeni barındırabilir ve en az 350 yıldır varlığını sürdürmektedir. BKP'nin güneyinde yer alan ve BKP'den üç kat daha küçük olan Oval BA, 2000 yılında üç beyaz ovalin birleşmesiyle oluşan kırmızı bir noktadır.
Jüpiter sürekli olarak şiddetli fırtınalara ve gök gürültülü sağanak yağışlara maruz kalır. Fırtına, suyun buharlaşması ve yoğunlaşması ile ilişkili olarak atmosferdeki nemli taşınımın sonucudur. Bunlar, parlak ve yoğun bulutların oluşmasına yol açan, yukarı doğru güçlü hava hareketinin olduğu alanlardır. Fırtınalar çoğunlukla kuşak bölgelerinde oluşur. Jüpiter'e yıldırım çarpması Dünya'dakinden çok daha güçlüdür, ancak sayıları daha azdır, dolayısıyla ortalama yıldırım aktivitesi seviyesi Dünya'dakine yakındır.
Üst atmosferin durumu hakkında bilgi, Jüpiter'in atmosferine inişi sırasında Galileo sondası tarafından elde edildi.
Atmosferin alt sınırı kesin olarak bilinmediğinden, 1 barın 90 km altında, 10 bar basınç seviyesi ve yaklaşık 340 K sıcaklık troposferin tabanı olarak kabul edilir. Bilimsel literatürde Jüpiter'in "yüzey" yükseklikleri için genellikle sıfır noktası olarak 1 bar basınç seviyesi seçilir. Dünya'da olduğu gibi, atmosferin üst seviyesi - ekzosfer - açıkça tanımlanmış bir sınıra sahip değildir. Yoğunluğu giderek azalır ve ekzosfer, “yüzeyden” yaklaşık 5000 km uzakta, gezegenler arası uzaya sorunsuz bir şekilde geçer.
 |
|
Juno uzay aracından elde edilen verilere göre, ağır amonyak bulutları da dahil olmak üzere bulut katmanları beklenenden daha derinde yer alıyor. Amonyağın bulut tepeleriyle sınırlı olmak yerine çok daha derinlerde, 350 kilometre derinlikte yoğunlaştığı görülüyor. Amonyak izi, yüzey bulutları (100 km derinlikte başlayan) ile konvektif bölge (500 km) arasında kaydedilir. |
|
Jüpiter'in Atmosferi |
Jovian atmosferindeki dikey sıcaklık değişimleri Dünya'dakilere benzer. Troposferin sıcaklığı, troposfer ile stratosfer arasındaki sınır olan tropopoz adı verilen minimum seviyeye ulaşana kadar yükseklikle birlikte azalır. Jüpiter'de tropopoz, görünür bulutların (veya 1 bar seviyesinin) yaklaşık 50 km üzerindedir; burada basınç ve sıcaklık 0,1 bar ve 110 K'ye yakındır. Stratosferde, termosfere girerken sıcaklık yaklaşık 200 K'ye yükselir. ve yaklaşık 320 km ve 1 µbar yükseklikte ve basınçta. Termosferde sıcaklık artmaya devam eder ve sonunda yaklaşık 1000 km yükseklikte ve 1 nanobar basınçta 1000 K'ye ulaşır.
Jüpiter'in troposferi karmaşık bir bulut yapısıyla karakterize edilir. 0,6-0,9 bar basınç seviyesinde bulunan üst bulutlar amonyak buzundan oluşur. Amonyum hidrosülfit (veya amonyum sülfür) (1-2 bar arası) ve sudan (3-7 bar) oluşan bir bulut alt katmanının olduğu varsayılmaktadır. Bunlar kesinlikle metan bulutları değil, çünkü oradaki sıcaklık yoğunlaşması için çok yüksek. Su bulutları, bulutların en yoğun katmanını oluşturur ve atmosfer dinamikleri üzerinde güçlü bir etkiye sahiptir. Bu, suyun yüksek yoğunlaşma ısısının ve amonyak ve hidrojen sülfüre (oksijen, nitrojen veya kükürtten daha yaygın bir kimyasal elementtir) kıyasla atmosferdeki daha yüksek içeriğinin sonucudur.
 |
|
Jüpiter'deki amonyak bulutları örneği
|
|
Jüpiter'in Atmosferi |
Ana bulut katmanının üzerinde çeşitli troposferik (200-500 mbar) ve stratosferik (10-100 mbar) sis katmanları bulunmaktadır. İkincisi, güneş ultraviyole radyasyonunun metan veya amonyak üzerindeki etkisi altında stratosferde (1-100 μbar) oluşan yoğunlaştırılmış ağır polisiklik aromatik hidrokarbonlardan veya hidrazinden oluşur. Stratosferde metan bolluğu moleküler hidrojene göre 10-4 iken, etan ve asetilen gibi diğer hidrokarbonların moleküler hidrojene oranı yaklaşık 10-6'dır.
Jüpiter'in termosferi 1 μbar'ın altındaki bir basınç seviyesinde bulunur ve atmosferik parlaklık, aurora ve X-ışını emisyonu gibi olaylarla karakterize edilir. Atmosferin bu seviyesinde artan elektron ve iyon yoğunlukları iyonosferi oluşturur. Atmosferdeki yüksek sıcaklıkların (800-1000 K) yaygınlığının nedenleri tam olarak açıklanamamıştır; Mevcut modeller 400 K'nin üzerindeki sıcaklıkları tahmin etmiyor. Bunun nedeni, yüksek enerjili güneş radyasyonunun (ultraviyole veya x-ışınları) soğurulması, yüklü parçacıkların Jüpiter'in manyetosferindeki hızlanma nedeniyle ısınması veya yukarı doğru yayılan yerçekimi dalgalarının yayılması olabilir.
Alçak enlemlerde ve kutuplarda, termosfer ve ekzosfer, ilk kez 1983 yılında Einstein Gözlemevi tarafından gözlemlenen X-ışını radyasyonunun kaynaklarıdır. Jüpiter'in manyetosferinden gelen enerjik parçacıklar, kutupları çevreleyen parlak kutup ışığı ovallerine neden olur. Yalnızca manyetik fırtınalar sırasında ortaya çıkan karasal benzerlerinin aksine, auroralar Jüpiter'in atmosferinde sürekli olarak gözlemlenmektedir. Jüpiter'in termosferi, Dünya dışında triatomik iyonun (H3 +) bulunduğu tek yerdir. Bu iyon, spektrumun orta kızılötesi bölgesinde 3 ila 5 μm arasındaki dalga boylarında güçlü emisyona neden olur ve termosferin ana soğutucusu olarak görev yapar.
Kimyasal bileşim
Jüpiter'in atmosferi, 7 Aralık 1995'te Jüpiter'in atmosferine fırlatılan Galileo uzay aracı tarafından doğrudan incelendiğinden, gaz devlerinin diğer atmosferlerine göre en kapsamlı şekilde incelenmiştir. Ayrıca bilgi kaynakları Kızılötesi Uzay Gözlemevi'nden (ISO), gezegenler arası sondalar Galileo ve Cassini'den gelen gözlemlerin yanı sıra yer tabanlı gözlem verileridir.
Jüpiter'i çevreleyen gaz zarfı ağırlıklı olarak moleküler hidrojen ve helyumdan oluşur. Helyumun bağıl miktarı, molekül sayısı açısından moleküler hidrojene göre 0,157 ± 0,0036'dır ve kütle oranı olan 0,234 ± 0,005, Güneş Sistemindeki birincil değerden çok da düşük değildir. Bunun nedeni tam olarak belli olmasa da hidrojenden daha yoğun olduğundan helyumun büyük bir kısmı Jüpiter'in çekirdeğinde yoğunlaşabilir. Atmosfer ayrıca su, metan (CH4), hidrojen sülfür (H2S), amonyak (NH3) ve fosfin (PH3) gibi birçok basit bileşiği de içerir. Derin troposferdeki (10 barın altındaki) göreceli bolluğu, Jüpiter'in atmosferinin karbon, nitrojen, kükürt ve muhtemelen oksijen açısından Güneş'ten 3-4 kat daha zengin olduğu anlamına gelir. Argon, kripton ve ksenon gibi soy gazların miktarı Güneş'tekilerin miktarını aşıyor (tabloya bakınız), neon ise açıkça daha az. Diğer kimyasal bileşikler, arsin (AsH 3) ve germane (GeH 4) yalnızca eser miktarlarda mevcuttur. Jüpiter'in üst atmosferi, güneş ultraviyole radyasyonunun ve Jüpiter'in manyetosferinden gelen yüklü parçacıkların etkisi altında oluşan, göreceli olarak küçük miktarlarda basit hidrokarbonlar içerir: etan, asetilen ve diasetilen. Atmosferin üst kısmındaki karbondioksit, karbon monoksit ve suyun, Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı gibi kuyruklu yıldızların Jüpiter'in atmosferiyle çarpışmasından kaynaklandığı düşünülüyor. Soğuk tuzak görevi gören tropopoz etkili bir şekilde hareket ettiği için troposferden su gelemez. suyun stratosfer seviyesine yükselmesini engeller.
|
|
||
Öğe |
Güneş |
Jüpiter/Güneş |
3,6 ± 0,5 (8 bar) |
||
0,033 ± 0,015 (12 bar) |
||
|
Elementlerin orandaki yaygınlığı |
||
Davranış |
Güneş |
Jüpiter/Güneş |
0,0108 ± 0,0005 |
||
2,3 ± 0,3*10 -3 |
||
1,5 ± 0,3*10 -4 |
1,66 ± 0,05*10 -4 |
|
3,0 ± 0,17*10 -5 |
2,25 ± 0,35*10 -5 |
|
|
Jüpiter ve Güneş'teki izotop oranı |
||
Yerden yapılan gözlemlerin yanı sıra uzay aracından yapılan gözlemler, Jüpiter'in atmosferindeki izotop oranlarına ilişkin bilgilerin geliştirilmesine yol açtı. Temmuz 2003 itibariyle, döteryumun bağıl miktarı için kabul edilen değer (2,25 ± 0,35) * 10 -5'tir; bu muhtemelen Güneş Sistemi'nin oluştuğu ilk-güneş bulutsusu için birincil değeri temsil eder. Jüpiter'in atmosferindeki nitrojen izotopları 15 N ve 14 N'nin oranı 2,3 * 10 -3'tür ve bu, dünya atmosferindekinden (3,5 * 10 -3) üçte bir daha düşüktür. İkinci keşif özellikle önemlidir, çünkü Güneş Sisteminin oluşumuna ilişkin önceki teoriler nitrojen izotopları için karasal değerlerin birincil olduğuna inanıyordu.
Sadece sudan oluşan Dünya'nın bulutlarının aksine, Jüpiter'in bulutları çeşitli hidrojen, karbon, nitrojen, oksijen, kükürt ve fosfor bileşikleri içerir. Bileşimleri basınç, sıcaklık, aydınlatma ve atmosferik hareketlerle belirlenir. Jüpiter'in atmosferinin, molekülleri çok fazla hidrojen içeren amonyak (NH3) ve metan (CH4) içerdiği uzun zamandır bilinmektedir. Ancak amonyak, metan, su buharı, amonyum hidrosülfür (NH3H2S), Jüpiter'in atmosferinin incelenebilecek kısmının küçük bileşenleridir. Jüpiter'in doğasında bulunan güçlü amonyak buharı bantlarının Satürn'de neredeyse hiç fark edilmediğini ve Uranüs ve Neptün'ün bunlara hiç sahip olmadığını, çünkü tüm amonyağın bulut katmanlarının altında derinlerde donduğunu unutmayın. Ancak bu gezegenlerin metan bantları çok genişliyor ve spektrumun kırmızı-mavi kısmında önemli bir yer kaplıyor, bu da bu gezegenlere mavi-yeşil rengini veriyor.
Jüpiter'in bulut seviyesinde su buharı içeriği 1,5*10-3, metan 8,3*10-3, gaz fazındaki amonyum hidrosülfür 2,8*10-5, amonyak 1,7*10-4'tür. Aynı zamanda amonyak içeriği de değişkendir ve rakıma bağlıdır. Görünür bulut örtüsünü oluşturan şey budur; yoğunlaşma sıcaklığı basınca bağlıdır ve ortalama olarak bulut seviyesinde gözlemlenenle örtüşen 130-200 K'dir. 165 K sıcaklıkta, amonyak buz kristallerinin üzerindeki amonyak basıncı 1,9 mbar'dır ve 170 K'de iki katına çıkar. Aynı basınçta metan yoğunlaşması için önemli ölçüde daha düşük bir sıcaklık, 79 K gerekir. Bu nedenle atmosferdeki metan, Jüpiter katı faza geçerken görünüşe göre yoğunlaşmıyor.
Bulutlarda kristallerin yanı sıra sıvı amonyak damlaları da bulunmalıdır. Bu karışımdaki bulutların rengi, bölgelerin karakteristik özelliği olan hafif sarımsı bir renk tonuyla beyazdır. Ancak kayışların kırmızı-kahverengi tonlarını açıklayabilmek için başka bir renklendirici maddeye ihtiyaç vardır. Görünüşe göre, kayışlara, içeriği yaklaşık 6 * 10-7 olan, hidrojenli gazlı bir fosfor bileşiği olan fosfin (PH 3) tarafından bazı renk tonları verilmektedir. 290 ila 600 K arasındaki sıcaklıklarda kırmızı fosforun salınmasıyla ayrışır. Tersine, düşük sıcaklıklarda fosfor tekrar hidrojenle birleşir. Bulutların rengi ayrıca hidrojen ve amonyum polisülfürler ve kükürt ile de ilişkilendirilebilir. Jüpiter'in atmosferinde bulunan gazların listesi ayrıca etan, asetilen ve az miktarda hidrosiyanik asit (HCN) içerir.
Bulutların görünen yüzeyinin sadece birkaç on kilometrelik ince bir tabaka olduğu unutulmamalıdır. Kristal amonyum bulutlarının altında başka katmanlar da vardır: amonyum sülfattan, sulu bir amonyak çözeltisinden, su buzu kristallerinden ve son olarak su damlalarından.
Bölgeler, kuşaklar ve girdaplar
Jüpiter'in görünür yüzeyi ekvator'a paralel birçok çizgiye bölünmüştür. İki tür şerit vardır: nispeten açık bölgeler ve koyu bölgeler. Geniş ekvator bölgesi (EZ) yaklaşık olarak 7°G ve 7°K enlemleri arasında uzanır. EZ'nin üstünde ve altında sırasıyla 18°K ve 18°G'ye uzanan Kuzey ve Güney Ekvator Kuşakları (NEB ve SEB) bulunur. Ekvatorun uzağında Kuzey ve Güney Tropikal Bölgeler (NtrZ ve STrZ) bulunur. Kuşakların ve bölgelerin bu sürekli değişimi, görünür tezahürlerinin daha az fark edilir hale geldiği 50° Güney ve Kuzey'e kadar devam ediyor. Kuşaklar muhtemelen kutuplara doğru yaklaşık 80° kuzey veya güneye doğru devam ediyor.
Bölgeler ve kuşaklar arasındaki renk farkı, bulutların opaklığı arasındaki farklardan kaynaklanmaktadır. Bölgelerdeki amonyak konsantrasyonu daha yüksektir, bu da yüksek rakımlarda daha yoğun amonyak buzu bulutlarına yol açar ve bu da bölgeleri daha hafif hale getirir. Öte yandan kuşak bulutları daha incedir ve daha düşük rakımlarda bulunur. Üst troposfer, bölgelerde daha soğuk, bölgelerde ise daha sıcaktır. Jüpiter'in bölgelerini ve kuşaklarını bu kadar renkli yapan maddelerin kesin doğası bilinmiyor, ancak bunlar kükürt, fosfor ve karbondan oluşan karmaşık bileşikleri içeriyor olabilir.
Jüpiter kuşakları "jetler" adı verilen bölgesel atmosferik akımlarla (rüzgarlar) sınırlanmıştır. Batıya doğru hareket eden jetler (geriye doğru hareket) genellikle bölgelerden kuşaklara (ekvatordan uzağa) hareket ederken gözlemlenirken, doğu yönünde hareket eden jetler (normal hareket) genellikle kuşaklardan bölgelere hareket ederken gözlemlenir. Jüpiter'in atmosferine ilişkin modeller, bölgesel rüzgarların bölgelerde hızlarını azalttığını, ekvatordan kutuplara doğru ise hızlarını artırdığını gösteriyor. Bu nedenle kuşaklardaki rüzgar eğimi siklonik, bölgelerde ise antisikloniktir. Ekvator bölgesi kuralın bir istisnasıdır; jetlerin doğuya doğru güçlü bir hareketi vardır ve yerel minimum rüzgar hızı tam olarak ekvatorda bulunur. Jüpiter'deki jetlerin hızı çok yüksek, bazı yerlerde 100 m/s'ye ulaşıyor. Bu hız 0,7-1 bar basınç aralığında yer alan amonyak bulutlarına karşılık gelmektedir. Jüpiter'in dönüşüyle aynı yönde dönen jetler, ters yönde dönen jetlerden (geriye doğru) daha güçlüdür. Jetlerin dikey boyutları bilinmiyor. Bölgesel rüzgarlar bulutların üzerinde 2-3 yükseklik ölçeğine eşit yükseklikte ölür. Aynı zamanda, bulut seviyesinin altındaki rüzgar hızı çok az artıyor ve 22 bar basınç seviyesine kadar sabit kalıyor; bu, Galileo iniş aracının ulaştığı maksimum derinlik.
 |
 |
|
Jüpiter'in bulut bantlarının resmi kısaltmalarıyla tanımlanan konumunun şematik temsili. Büyük Kırmızı Nokta ve BA ovali sırasıyla güney tropik bölgelerde ve güney ılıman bölgelerde bulunur. Jovian atmosferi bölgelere ve kuşaklara bölünmüştür ve her birinin kendi adı vardır ve kendine özgü ayırt edici özelliklere sahiptir. Kutuplardan yaklaşık 40-48° Kuzey/Güney'e kadar uzanan güney ve kuzey kutup bölgelerinden başlarlar. Bu mavimsi gri alanlar genellikle özelliksizdir. Kuşaklar ve bölgeler için tipik olan bulut dokusu bazen atmosferik rahatsızlıklar (pertürbasyonlar) nedeniyle bozulur. Güney tropikal bölgedeki bu özellikle istikrarlı ve uzun süreli rahatsızlıklardan birine " Güney tropik rahatsızlığı"(STD). Gözlemsel tarih, 1901'den 1939'a kadar açıkça ayırt edilebildiği, STD'nin varlığının en uzun dönemlerinden birine işaret ediyor. Pertürbasyon ilk kez 28 Şubat 1901'de Percy B. Molesworth tarafından fark edildi. Karışıklık, genellikle parlak olan STZ'nin kısmen kararmasına neden oldu. O zamandan bu yana Güney Tropikal Bölge'de benzer birkaç rahatsızlık gözlemlendi. |
|
Jüpiter'in Atmosferi |
Jüpiter'in bulutlarının "şerit yapısının" kökeni tam olarak belli değil, ancak onu kontrol eden mekanizmalar Dünya'nın Hadley hücresini anımsatıyor. En basit yorum: Bölgeler, atmosferik yükselmenin olduğu yerlerdir ve kuşaklar, aşağı doğru yükselmenin bir tezahürüdür. Bölgelerde yükselen ve amonyakla zenginleşen hava genişleyip soğuyarak yüksek ve yoğun bulutlar oluşturur. Kuşaklarda hava adyabatik süreçlerle alçalıp ısıtılıyor ve beyaz amonyak bulutları buharlaşarak alttaki koyu renkli bulutları ortaya çıkarıyor. Jüpiter'deki şeritlerin konumu ve genişliği sabittir ve 1980'ler ile 2000'ler arasında nadiren değişmektedir. Değişimin bir örneği, kuzey tropikal bölgeler ile 23° Kuzeydeki kuzey ılıman bölgeler arasındaki güçlü doğu jetinin hızındaki hafif azalmadır. Ancak zamanla çizgilerin rengi ve renk yoğunluğu değişir.
Atmosfer dinamikleri
1966'dan beri Jüpiter'in Güneş'ten aldığından çok daha fazla ısı yaydığı biliniyor. Gezegenin ışınım gücü ile alınan güneş ışınımı arasındaki oranın yaklaşık 1,67 ± 0,09 olduğu varsayılmaktadır. Jüpiter'in iç ısı akışı 5,44 ± 0,43 W/m2 iken, toplam yayılan güç 335 ± 26 PW'dir. Bu değer, Güneş'in yaydığı toplam gücün yaklaşık milyarda birine eşittir.
Jüpiter'den yayılan ısı akışlarının ölçümleri, kutup ve ekvator bölgeleri ile gündüz ve gece tarafları arasında pratikte hiçbir fark olmadığını gösterdi. Bunda önemli bir rol, atmosferin yatay hareketlerinde gazın transferi olan adveksiyon nedeniyle ısının sağlanmasıyla oynanır. Kayışların ve bölgelerin, girdapların ve dumanların düzenli yapısının arka planında, hızlı gaz akışları gözlenir - 120 m/s'ye varan hızlara sahip rüzgarlar. Hidrojenin yüksek ısı kapasitesini hesaba katarsak gezegenin farklı bölgelerinde sıcaklığın sabit olması şaşırtıcı olmayacaktır.
Bulut katmanına ısı ileten güçlü dolaşımın nedeni hiç şüphesiz gezegenin bağırsaklarından yayılan ısı akışıdır. Pek çok bilimsel çalışmada, Jüpiter ve diğer dev gezegenlerin çok yavaş sıkışmaları sonucunda derinliklerinde ek enerji açığa çıktığı okunabilir; Üstelik hesaplamalar, bunun için gezegeni yılda milimetre sıkıştırmanın yeterli olduğunu gösteriyor. Ancak Jüpiter'in yapısına ilişkin bilgiler bu hipotezi desteklemiyor.
Uzay aracının gezegenin yerçekimi alanındaki hareketinin analizi, kişinin iç kısmının yapısını ve maddenin durumunu yargılamasına olanak tanır. Cihazların hareketi, bunun hidrojen ve helyum karışımından oluşan bir gaz-sıvı gezegen olduğunu ve katı bir yüzeye sahip olmadığını gösteriyor. Jüpiter'in şekli, yalnızca sıvı bir gezegenin olabileceği gibi matematiksel olarak idealdir. Boyutsuz eylemsizlik momenti çok düşük bir değere sahiptir: 0,254. Bu, gezegenin merkezinde yüksek bir kütle yoğunluğunun olduğunu gösterir. Çekirdeğinin önemli bir kısmı sıvı haldedir. Ve sıvı çekirdek pratikte sıkıştırılamaz. Isı akışının kaynağı, Jüpiter'in çekirdeğinde ve kabuklarında depolanan, gezegenin oluşumu sırasında (4,5 milyar yıl önce) açığa çıkan ısı olabilir.
Jüpiter'in evriminin ilk aşamalarında uzaya muazzam enerji akışları yaydığına dair kanıtlar var. Gezegenlerine Güneş'ten çok daha yakın olan Jüpiter'in Galile uyduları, birim alan başına Güneş'ten Merkür'den daha fazla enerji aldı. Bu olayların izleri Ganymede'nin yüzeyinde korunmaktadır. Hesaplamalar Jüpiter'in en yüksek parlaklığının Güneş'in parlaklığının 1/10'una ulaşabileceğini gösteriyor. Jüpiter'in ışınlarında, kısmen Ganymede dahil olmak üzere tüm uyduların yüzeyindeki buzlar eridi. Gezegenin kalıntı ısısı o uzak çağdan beri korunmuştur. Ve şu anda önemli bir ısı kaynağı, hidrojenden daha yoğun olan helyumun gezegenin merkezine doğru yavaş yavaş inmesi olabilir.
Jüpiter'in atmosferindeki dolaşım, Dünya'nınkinden belirgin şekilde farklıdır. Jüpiter'in yüzeyi sıvıdır; katı bir yüzey yoktur. Bu nedenle dış gaz kabuğunun herhangi bir bölgesinde konveksiyon meydana gelebilir. Henüz Jüpiter'in atmosferinin dinamikleri hakkında kapsamlı bir teori yok. Böyle bir teori şu gerçekleri açıklamalıdır: ekvator'a göre simetrik dar sabit bantların ve akışların varlığı, batıdan doğuya (gezegenin dönüş yönünde) güçlü bir ekvatoral akış, ayrıca kuşaklar ve kuşaklar arasındaki farklar. Büyük Kırmızı Nokta gibi büyük girdapların kökeni ve stabilitesi gibi.
 |
|
Gezegenin ektorun yakınında bulunan sıcak bölgelerinde, Jüpiter'in atmosferinin her konveksiyon hücresi, maddeleri soğudukları yere yukarı doğru kaldırır ve ardından onları kutuplara daha yakın bir yere atar. Ve bu süreç sürekli olarak gerçekleşir. Gaz karışımı yükseldikçe önce yoğunlaşırlar ve daha sonra daha yükseklerde amonyum hidrosülfür bulutları oluşur. Jüpiter'in parlak bölgelerinde bulunan amonyak bulutları yalnızca en yüksek noktada görülür. Atmosferin üst katmanları gezegenin dönüş yönünde batıya doğru hareket eder. Coriolis kuvvetleri amonyak bulutlarını ters yönde iterken. |
|
Jüpiter'in Atmosferi |
Jüpiter'in atmosferinde neredeyse hiç meridyen akımı yoktur. Bölgeler ve kuşaklar, atmosferde uzunlamasına yönde küresel bir genişliğe sahip artan ve azalan akış alanlarıdır. Ekvatora paralel olan bu atmosferik akımlar, Dünya'nın alize rüzgarlarına bir miktar benzerlik göstermektedir. Bu doğal ısı makinesindeki itici güçler, gezegenin derinliklerinden gelen ısı akışları, Güneş'ten alınan enerji ve gezegenin hızlı dönüşüdür. Bu durumda bölgelerin ve bantların görünür yüzeyleri farklı yüksekliklerde olmalıdır. Bu, termal ölçümlerle doğrulandı: bölgelerin kayışlardan daha soğuk olduğu ortaya çıktı. Sıcaklıklardaki farklılık, bölgelerin görünen yüzeyinin yaklaşık 20 km daha yüksekte olduğunu gösteriyor. BCP'nin kayışlardan daha yüksek ve birkaç derece daha soğuk olduğu ortaya çıktı. Ve tam tersine, mavi noktaların atmosferin derin katmanlarından yükselen termal radyasyon kaynakları olduğu ortaya çıktı. Gezegenin kutup ve ekvator bölgeleri arasında önemli bir sıcaklık farkı bulunamadı. Dolaylı olarak bu, şu sonuca varmamızı sağlar: Gezegenin iç ısısı, atmosferinin dinamiklerinde Güneş'ten alınan enerjiden daha önemli bir rol oynar. Görünür bulut seviyesinde ortalama sıcaklık 130 K'ye yakındır.
Yere dayalı gözlemlere dayanarak gökbilimciler Jüpiter'in atmosferindeki kuşakları ve bölgeleri ekvatoral, tropikal, ılıman ve kutupsal olarak ayırdılar. Atmosferin derinliklerinden yükselen, Jüpiter üzerindeki önemli Coriolis kuvvetlerinin etkisi altındaki bölgelerdeki ısıtılmış gaz kütleleri uzunlamasına yönde gerilir ve bölgelerin karşıt kenarları paraleller boyunca birbirine doğru hareket eder. Bölgelerin ve kuşakların sınırlarında (aşağı yönlü akım alanları) güçlü türbülans görülebilir; hareket hızları burada 100 m/s'ye kadar, hatta ekvator bölgesinde 150 m/s'ye kadar en yüksek değerlere ulaşır. Ekvatorun kuzeyinde, kuzeye yönlendirilen bölgelerdeki akışlar Coriolis kuvvetleri tarafından doğuya, güneye yönlendirilen akışlar ise batıya doğru saptırılır. Güney yarımkürede sapmaların yönü tersinedir. Bu tam olarak Dünya'da alize rüzgarlarının oluşturduğu hareketlerin yapısıdır. Kemerlerdeki ve bölgelerdeki bulutların “çatısı” farklı yüksekliklerdedir. Renklerindeki farklılıklar, küçük gazlı bileşenlerin faz geçişlerinin sıcaklığı ve basıncı ile belirlenir. Işık bölgeleri, yüksek amonyak içeriğine sahip yükselen gaz sütunlarıdır, kayışlar ise amonyak bakımından tükenmiş aşağı doğru akışlardır. Kayışların parlak rengi muhtemelen amonyum polisülfürlerden ve fosfin gibi diğer bazı renklendirici bileşenlerden kaynaklanmaktadır.
Jüpiter'in atmosferindeki girdaplar
Deneysel veriler, Jüpiter'in bulut katmanının dinamiklerinin, gezegenin bulut altı atmosferinde etkili olan güçlü kuvvetlerin yalnızca dışsal bir tezahürü olduğunu göstermektedir. Bulutlarda güçlü bir girdap oluşumunun, çapı 1000 km veya daha fazla olan yerel bir kasırganın nasıl ortaya çıktığını gözlemlemek mümkün oldu. Bu tür oluşumlar uzun bir süre, birkaç yıl yaşar ve en büyüğü birkaç yüz yıl bile yaşar. Bu tür girdaplar, örneğin atmosferde yükselen ısıtılmış gazın büyük kütlelerinin hareketinin bir sonucu olarak oluşur.
Ortaya çıkan girdap, küçük bileşenlerin buharlarıyla ısıtılmış gaz kütlelerini bulutların yüzeyine taşır ve bu da atmosferdeki dolaşım zincirini kapatır. Ortaya çıkan amonyak karı kristalleri, kar ve damla şeklindeki amonyak çözeltileri ve bileşikleri, sıradan su karı ve buz yavaş yavaş atmosfere iner ve buharlaşacakları bir sıcaklık seviyesine ulaşır. Gaz fazında madde bulut katmanına geri döner.
 |
|
Görünür aralıkta ve kızılötesinde Jüpiter'deki değişiklikler |
|
Jüpiter'in Atmosferi |
Jüpiter'in atmosferi yüzlerce girdaba ev sahipliği yapar: Dünya atmosferinde olduğu gibi 2 sınıfa ayrılabilen yuvarlak dönen yapılar: siklonlar ve antisiklonlar. Birincisi gezegenin dönüş yönünde döner (kuzey yarımkürede saat yönünün tersine ve güney yarımkürede saat yönünde); ikincisi - ters yönde. Bununla birlikte, dünya atmosferinin aksine, Jüpiter'in atmosferinde antisiklonlar siklonlara göre daha baskındır: çapı 2000 km'yi aşan girdapların %90'ından fazlası antisiklonlardır. Girdapların "ömrü", boyutlarına bağlı olarak birkaç günden yüzyıllara kadar değişir: örneğin, çapı 1000 ila 6000 km arasında olan antisiklonların ortalama ömrü 1-3 yıldır. Girdaplar, Jüpiter'in kararsız oldukları ekvatorunda (10° enlem dahilinde) hiçbir zaman gözlemlenmemiştir. Hızla dönen herhangi bir gezegende olduğu gibi, Jüpiter'in antisiklonları yüksek basınç merkezleridir, siklonlar ise alçak basınç merkezleridir.
Jüpiter'deki antisiklonlar her zaman ekvatordan kutuplara doğru rüzgar hızının arttığı bölgelerle sınırlıdır. Genellikle parlaktırlar ve beyaz ovaller şeklinde görünürler. Boylam boyunca ilerleyebilirler ama aynı enlemde kalırlar ve onları doğuran bölgeyi terk edemezler. Çevrelerindeki rüzgar hızı 100 m/s'ye ulaşabilir. Aynı bölgede bulunan farklı antisiklonlar birbirine yaklaşırken birleşme eğilimindedir. Bununla birlikte, Jüpiter'in atmosferinde diğerlerinden farklı olarak iki antisiklon gözlemlendi ve gözlendi: 2000 yılında oluşan Büyük Kırmızı Nokta (GRS) ve BA oval. Beyaz ovallerin aksine, yapılarına kırmızı renk hakimdir - muhtemelen gezegenin derinliklerinden yükselen kırmızımsı bir madde nedeniyle. Jüpiter'de antisiklonlar tipik olarak konvektif fırtınalar da dahil olmak üzere daha küçük yapıların birleşmesinden oluşur, ancak büyük ovaller de dengesiz jetlerden oluşabilir. Bu durum en son 1938-1940'ta güney ılıman bölgedeki istikrarsızlık nedeniyle birkaç beyaz ovalin oluştuğu dönemde gözlemlendi; daha sonra birleşerek Oval BA'yı oluşturdular.
Antisiklonların aksine Joviyen siklonları düzensiz şekilli kompakt, karanlık yapılardır. En koyu ve en düzenli siklonlara kahverengi ovaller denir. Ancak birçok büyük, uzun ömürlü siklonun varlığı göz ardı edilemez. Jüpiter, kompakt siklonlara ek olarak, siklonik dönüş sergileyen birkaç düzensiz şekilli, lifli "kümeler" sergiler. Bunlardan biri güney ekvator kuşağında BKP'nin batısında yer alıyor. Bu "artıklara" siklonik bölgeler (CR'ler) adı verilir. Kasırgalar her zaman yalnızca kuşaklarda oluşur ve antisiklonlar gibi yaklaştıkça birleşirler.
Girdapların derin yapısı tam olarak belli değil. Yaklaşık 500 km'nin üzerindeki herhangi bir kalınlık kararsızlığa yol açacağından nispeten ince olduklarına inanılıyor. Büyük antisiklonlar, gözlenen bulutluluğa göre onlarca kilometrenin üzerine çıkmaz. Bir hipotez, girdapların derin konveksiyon "tüyleri" (veya "konveksiyon sütunları") olduğunu öne sürüyor, ancak şu anda bu, gezegen bilim adamları arasında popülerlik kazanmadı.
Mavi ve kahverengi tonlarındaki girdap oluşumları sadece sabit kuşak ve bölgelerde değil, aynı zamanda Jüpiter'in kutup bölgelerinde de gözlemlendi. Buradaki bulut katmanının karakteristik görünümü, koyu ve açık kahverengi ve mavimsi lekelerin bulunduğu açık kahverengi bir alandır. Burada bölgesel dolaşımın istikrarsızlaştığı enlem bölgelerinde kuşaklar ve kuşaklar yerini “dantel yakalar” ve “tüyler” gibi meteorolojik oluşumlara bırakıyor. Gezegenin kutuplarına yakın alanlar yalnızca uzay aracından görülebiliyor. Noktaların görünen kaosu yine de genel dolaşım düzenine uyuyor ve atmosferin derinliklerindeki hareketler belirleyici bir rol oynuyor.
Teorisyenler bir takım varsayımlar yaparak Jüpiter'de (ve Satürn'de) görülenlere benzeyen silindirik bir modeldeki fenomenleri elde etmeyi başardılar. Gezegenin yapısı, ekseni kutup ekseni olan iç içe geçmiş silindirlerden oluşan bir sistemdir. Silindirler tüm gezegenin içinden geçer ve örneğin 40° kuzeyde yüzeye çıkar. w. ve 40° G'de. w. Gördüğümüz şey, bu silindirlerin farklı hızlarda dönen dilimleridir. Ekvatordan sayarsak, silindirler gezegenin yarıçapının yarısı kadar derinlere nüfuz eder. Noktalar veya ovaller ayrıca silindirler arasına sıkıştırılmış sütunları da temsil eder. Bu arada, bazı gözlemciler kuzey yarımkürede aynı enlemde BCP'ye simetrik olarak aynı büyüklükte, ancak daha az belirgin bir noktanın bazen görülebildiğine dikkat çekiyor.
Bulut katmanındaki kırılmalar yoluyla yavru mavi lekeler gözlemlenebilir. Bununla birlikte, çoğu zaman kırılmalar noktalarla ilişkili değildir ve alt bulut katmanları bunların arasından görülebilmektedir. Kuzey Ekvator Kuşağı sınırı boyunca bir dizi benzer kırılma gözlendi. Boşluklar oldukça uzun bir süredir, birkaç yıldır var. Bunların kopma olduğu, bu yerlerden artan ısı akışıyla kanıtlanmaktadır. Sıcaklık derinlikle birlikte hızla artar. Zaten 2 barlık bir basınç seviyesinde bu yaklaşık 210 K'dir. Çok derinlerden gelen radyo emisyonu ise daha yüksek bir sıcaklığın göstergesidir. Hesaplamalara göre 300 km derinlikte Jüpiter'in atmosferi, yüzeyindeki Venüs'ün atmosferi kadar sıcaktır (yaklaşık 730 K).
Jüpiter'de fırtınalar
Yıldırım Jüpiter'in atmosferinde de kaydediliyor. Voyager'lardan alınan görüntüler, Jüpiter'in gece tarafında, 1000 km'ye veya daha fazlasına kadar devasa büyüklükte ışık parlamalarının olduğunu gösterdi. Bunlar, enerjisi dünyevi olanlardan çok daha büyük olan süper yıldırımlardır. Ancak Jüpiter yıldırımlarının sayısının karasal yıldırımlardan daha az olduğu ortaya çıktı. İlginç bir şekilde Jüpiter yıldırımı, Venüs'teki fırtınaların keşfedilmesinden 3 ay sonra keşfedildi.
Jüpiter'deki fırtınalar Dünya'dakilere benzer. Kuşakların siklonik bölgelerinde, özellikle güçlü batı jetleri içinde zaman zaman ortaya çıkan, yaklaşık 1000 km büyüklüğünde parlak ve devasa bulutlar olarak görünürler. Girdapların aksine fırtınalar kısa ömürlü bir olgudur; en güçlüsü birkaç ay sürebilir, ortalama varoluş süresi ise 3-4 gündür. Bunların Jovian troposferinin katmanlarındaki nemli konveksiyonun bir sonucu olduğuna inanılıyor. Aslında gök gürültülü fırtınalar, nemli hava kütlelerini, bulutlar halinde yoğunlaşıncaya kadar derinliklerden giderek daha yükseğe kaldıran “konveksiyon sütunlarıdır” (tüyler). Jovian fırtına bulutlarının tipik yüksekliği 100 km'dir, yani yaklaşık 5-7 barlık bir basınç seviyesine kadar uzanırlar, varsayımsal su bulutları ise 0,2-0,5 barlık bir basınç seviyesinde başlarlar.
Elbette Jüpiter'deki fırtınalar şimşek olmadan tamamlanmış sayılmaz. Jüpiter'in gece tarafının Galileo ve Cassini uzay aracı tarafından çekilen görüntüleri, Jüpiter kuşaklarında ve batıdaki jetlere yakın yerlerde, özellikle 51°K, 56°G ve 14°G enlemlerinde düzenli ışık parlamaları ortaya koyuyor. Jüpiter'e yıldırım çarpması genellikle Dünya'dakinden daha güçlüdür. Ancak çok daha az sıklıkta ortaya çıkıyorlar ve flaşlarıyla dünyevi flaşlarla hemen hemen aynı miktarda ışık yaratıyorlar. Jüpiter'in kutup bölgelerinde çok sayıda şimşek çakması kaydedildi, bu da Jüpiter'i Dünya'dan sonra kutup yıldırımlarının görülebildiği ikinci gezegen haline getirdi.
Her 15-17 yılda bir, Jüpiter'de özellikle güçlü bir fırtına faaliyeti dönemi başlıyor. Çoğunlukla doğudan gelen en güçlü jetin bulunduğu 23°C enleminde görülür. Bu en son Haziran 2007'de yaşandı. Kuzey Ilıman Bölge'de 55° boylamda ayrı ayrı konumlanan iki fırtınanın kuşak üzerinde önemli bir etki yaratması ilginçtir. Gök gürültülü fırtınaların oluşturduğu koyu renkli madde kuşağın bulanıklığına karışarak rengini değiştirdi. Gök gürültülü fırtınalar yaklaşık 170 m/s hızla, hatta jetin kendisinden biraz daha hızlı hareket ediyordu, bu da dolaylı olarak atmosferin derin katmanlarında daha da güçlü rüzgarların varlığını gösteriyor.
Jüpiter en büyük gezegendir Güneş Sistemi. Güneş'ten beşinci yörüngede bulunur.
Kategoriye ait gaz devleri ve böyle bir sınıflandırmanın doğruluğunu tamamen haklı çıkarmaktadır.
Jüpiter, adını eski yüce gök gürültüsü tanrısının onuruna aldı. Muhtemelen gezegenin eski çağlardan beri bilinmesi ve bazen mitolojide bulunması nedeniyle.
Ağırlık ve boyut.
Jüpiter ile Dünya'nın boyutlarını karşılaştırırsanız aralarında ne kadar fark olduğunu anlayabilirsiniz. Jüpiter, gezegenimizin yarıçapından 11 kat daha büyüktür.
Üstelik Jüpiter'in kütlesi Dünya'nın kütlesinden 318 kat daha fazla! Bu aynı zamanda devin yoğunluğunun küçüklüğünden de etkileniyor (Dünya'nınkinden neredeyse 5 kat daha düşük).
Yapı ve kompozisyon.
Oldukça ilginç olan gezegenin çekirdeği taştan yapılmıştır. Çapı yaklaşık 20 bin kilometredir.
Bunu, çekirdeğin iki katı çapa sahip bir metalik hidrojen tabakası takip eder. Bu katmanın sıcaklığı 6 ile 20 bin derece arasında değişmektedir.
Bir sonraki katman hidrojen, helyum, amonyak, su ve diğerlerinden oluşan bir maddedir. Kalınlığı da yaklaşık 20 bin kilometredir. İlginç bir şekilde, bu katman yüzeyde gaz halindedir, ancak daha sonra yavaş yavaş sıvıya dönüşür.
Son dış katman çoğunlukla hidrojenden oluşur. Ayrıca bir miktar helyum ve biraz daha az diğer elementler de var. Bu katman gaz halindedir.
Yörünge ve dönüş.
Jüpiter'in yörünge hızı çok yüksek değil. Gezegen, merkezdeki yıldızın etrafında tam bir devrimi neredeyse 12 yılda tamamlıyor.
Ancak tam tersine kendi ekseni etrafındaki dönüş hızı yüksektir. Ve daha da fazlası - sistemdeki tüm gezegenler arasında en yüksek olanı. Bir geri dönüş 10 saatten az sürer.
Jüpiter gezegeni hakkında bilgiler
Atmosfer.
Jüpiter'in atmosferi yaklaşık %89 hidrojen ve %8-10 helyumdan oluşur. Geriye kalan kırıntılar metan, amonyum, su ve daha fazlasından geliyor.
Uzaktan gözlemlendiğinde Jüpiter'in bantları açıkça görülebiliyor; atmosferin bileşim, sıcaklık ve basınç bakımından farklılık gösteren katmanları. Hatta farklı renkleri bile var; bazıları daha açık, bazıları daha koyu. Bazen gezegenin etrafında farklı yönlerde ve neredeyse her zaman farklı hızlarda hareket ediyorlar ki bu oldukça güzel.
Jüpiter'in atmosferinde belirgin olaylar meydana gelir: yıldırım, fırtınalar ve diğerleri. Gezegenimizden çok daha büyük ölçekteler.
Sıcaklık.
Güneş'e olan uzaklığa rağmen gezegendeki sıcaklıklar oldukça yüksek.
Atmosferde - yaklaşık -110 °C ila +1000 °C arası. Peki gezegenin merkezine olan mesafe azaldıkça sıcaklık da artıyor.
Ancak bu eşit şekilde gerçekleşmez. Özellikle atmosferinde farklı katmanlardaki sıcaklık değişimi oldukça beklenmedik bir şekilde gerçekleşir. Bu değişikliklerin tamamını açıklamak henüz mümkün değil.
— Kendi ekseni etrafındaki hızlı dönüşü nedeniyle Jüpiter'in yüksekliği biraz uzar. Böylece ekvator yarıçapı kutup yarıçapını neredeyse 5 bin kilometre aşıyor (sırasıyla 71,5 bin km ve 66,8 bin km).
— Jüpiter'in çapı, bu tür yapıya sahip gezegenlerin sınırına mümkün olduğu kadar yakındır. Gezegenin teorik olarak daha da artmasıyla küçülmeye başlayacak, ancak çapı neredeyse değişmeden kalacak. Şimdi sahip olduğu şeyin aynısı.
Böyle bir sıkıştırma yeni bir Yıldızın ortaya çıkmasına yol açacaktır.
— Jüpiter'in atmosferinde devasa, sürekli bir kasırga var - buna sözde Jüpiter'in Kırmızı Noktası(gözlendiğinde renginden dolayı). Bu noktanın boyutu Dünya'nın birkaç çapını aşıyor! 15 x 30 bin kilometre - bu yaklaşık olarak boyutudur (ve son 100 yılda 2 kat küçülmüştür).
— Gezegenin çok ince ve görünmez 3 halkası var.
"Jüpiter'e elmas yağıyor."
— Jüpiter var en fazla uydu sayısı güneş sisteminin tüm gezegenleri arasında - 67.
Bu uydulardan biri olan Europa, 90 kilometre derinliğe ulaşan küresel bir okyanusu içeriyor. Bu okyanustaki suyun hacmi Dünya okyanuslarının hacminden daha büyüktür (her ne kadar uydunun boyutu Dünya'dan belirgin şekilde daha küçük olsa da). Belki bu okyanusta yaşayan organizmalar vardır.
Jüpiter, Güneş Sistemi'nde Güneş'ten beşinci gezegendir. Bu dev bir gezegen. Jüpiter'in ekvator çapı Dünya'nın neredeyse 11 katıdır. Jüpiter'in kütlesi Dünya'nın kütlesini 318 kat aşıyor.
Jüpiter gezegeni insanlar tarafından eski çağlardan beri bilinmektedir: Merkür, Venüs, Mars, Satürn gibi gece gökyüzünde çıplak gözle görülebilir. 16. yüzyılın sonlarında ilk kusurlu teleskoplar Avrupa'da yaygınlaşmaya başlayınca İtalyan bilim adamı Galileo Galilei kendisi için böyle bir cihaz yapmaya karar verdi. Bunu astronominin yararına kullanmayı tahmin etti. 1610'da Galileo bir teleskopla Jüpiter'in etrafında dönen küçük "yıldızları" gördü. Galileo (Galilean uyduları) tarafından keşfedilen bu dört uyduya Io, Europa, Ganymede, Callisto adı verildi.
Eski Romalılar tanrılarının çoğunu Yunan tanrılarıyla özdeşleştirdiler. Roma'nın yüce tanrısı Jüpiter, Olimpos'un yüce tanrısı Zeus ile aynıdır. Jüpiter'in uydularına Zeus'un çemberindeki karakterlerin isimleri verildi. Io onun birçok sevgilisinden biridir. Europa, Zeus tarafından kaçırılan ve güçlü bir boğaya dönüştürülen güzel bir Fenikeli kadındır. Ganymede, Zeus'a hizmet eden yakışıklı, genç bir sakidir. Zeus'un karısı Hera, kıskançlık yüzünden su perisi Callisto'yu ayıya dönüştürdü. Zeus onu Ursa Major takımyıldızı şeklinde gökyüzüne yerleştirdi.
Neredeyse üç yüzyıl boyunca, bilim tarafından Jüpiter'in uyduları olarak bilinen yalnızca Galilean uyduları kaldı. 1892'de Jüpiter'in beşinci uydusu Amalthea keşfedildi. Amalthea, annesi yeni doğan oğlunu babası tanrı Kronos'un dizginsiz gazabından korumak zorunda kaldığında Zeus'u sütüyle besleyen ilahi bir keçidir. Amalthea Boynuzu bir peri masalı bereketine dönüştü. Amalthea'dan sonra Jüpiter'in uydularına ilişkin keşifler bereket gibi yağmaya başladı. Şu anda Jüpiter'in 63 uydusu bilinmektedir.
Jüpiter ve uyduları, yalnızca Dünya'dan gelen bilim adamları tarafından modern bilimsel yöntemler kullanılarak incelenmekle kalmıyor, aynı zamanda uzay aracı kullanılarak daha yakın mesafelerden de inceleniyor. Amerikan gezegenlerarası otomatik istasyonu Pioneer 10, Jüpiter'e ilk kez 1973'te nispeten yakın bir mesafeye geldi, Pioneer 11 ise bir yıl sonra. 1979'da Amerikan uzay araçları Voyager 1 ve Voyager 2 Jüpiter'e yaklaştı. 2000 yılında Cassini otomatik gezegenlerarası istasyon Jüpiter'in yanından geçti ve gezegen ve uyduları hakkındaki fotoğrafları ve benzersiz bilgileri Dünya'ya iletti. 1995'ten 2003'e kadar, görevi Jüpiter ve uyduları hakkında ayrıntılı bir çalışma yürütmek olan Galileo uzay aracı Jüpiter sistemi içinde çalışıyordu. Uzay aracı yalnızca Jüpiter ve onun birçok uydusu hakkında büyük miktarda bilgi toplanmasına yardımcı olmakla kalmadı, aynı zamanda Jüpiter'in etrafında küçük katı parçacıklardan oluşan bir halka da keşfetti.
Jüpiter'in uydularının tamamı iki gruba ayrılabilir. Bunlardan biri, dört Galilean uydusu ve Amalthea'yı içeren dahilidir (Jüpiter'e daha yakın konumdadır). Nispeten küçük Amalthea dışında hepsi büyük kozmik cisimlerdir. Galile uydularının en küçüğü Europa'nın çapı, Ay'ımızın çapının yaklaşık 0,9 katıdır. En büyüğü olan Ganymede'nin çapı Ay'ın çapının 1,5 katıdır. Tüm bu uydular, Jüpiter'in ekvator düzleminde, gezegenin dönüş yönünde neredeyse dairesel yörüngelerinde hareket ederler. Ayımız gibi, Jüpiter'in Galilean uyduları da gezegenlerine her zaman aynı tarafla dönerler: her uydunun kendi ekseni etrafında ve gezegen etrafında dönüş süresi aynıdır. Çoğu bilim adamı, Jüpiter'in bu beş ayının kendi gezegenleriyle birlikte oluştuğuna inanıyor.
Jüpiter'in çok sayıda dış uydusu küçük kozmik cisimlerdir. Dış uydular hareket halindeyken Jüpiter ekvatorunun düzlemine uymazlar. Jüpiter'in dış uydularının çoğu, gezegenin dönüş yönünün tersi yönde yörüngede döner. Büyük olasılıkla hepsi Jüpiter dünyasında "yabancılar". Belki de bunlar Jüpiter'in yakınında çarpışan büyük kozmik cisimlerin veya güçlü bir çekim alanında parçalanan bir atadan gelen parçalardır.
Bugüne kadar bilim adamları Jüpiter gezegeni ve uyduları hakkında büyük miktarda bilgi topladılar; uzay aracı nispeten yakın mesafelerden çekilmiş çok sayıda fotoğrafı dünyaya iletti. Ancak bilim adamlarının gezegenlerin uyduları hakkındaki daha önce var olan fikirlerini bozan gerçek bir sansasyon, Jüpiter'in uydusu Io'da volkanik patlamaların meydana gelmesiydi. Küçük kozmik cisimler, varoluşları sırasında uzayda soğurlar; derinlikleri, volkanik aktiviteyi sürdürmek için gerekli olan muazzam sıcaklığı korumamalıdır.
Io, yalnızca toprak altı aktivitesinden bazı izleri taşıyan bir cisim değil, aynı zamanda Güneş Sistemi'nde şu anda bilinen en aktif volkanik cisimdir. Io'daki volkanik patlamaların neredeyse sürekli olduğu düşünülebilir. Ve güçleri karasal volkanların patlamalarından kat kat daha fazladır.
Jüpiter'in Özellikleri
Uzun zaman önce ölü bir bloğa dönüşmesi gereken küçük bir kozmik bedene “hayat” veren şey. Bilim adamları, Jüpiter'in muazzam yerçekimi kuvvetinin ve Europa ve Ganymede'nin yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, uyduyu oluşturan kayalardaki sürtünme nedeniyle gezegenin gövdesinin sürekli ısındığına inanıyor. Io, her dönüşte yörüngesini iki kez değiştirerek Jüpiter'e doğru ve Jüpiter'den radyal olarak 10 km uzaklaşır. Periyodik olarak sıkıştırılan ve çözülen Io'nun vücudu, bükülmüş bir telin ısınmasıyla aynı şekilde ısınır.
Çocukları Jüpiter'in ve onun geniş ailesinin üyelerinin bilinen gerçeklerine ve henüz açığa çıkmamış sırlarına ilgi gösterin. İnternet bu konuya olan ilgiyi tatmin etmek için bir fırsat sunuyor.
4.14. Jüpiter
4.14.1. fiziksel özellikler
|
|
Jüpiter (gaz devi) güneş sisteminin beşinci gezegenidir.
Ekvator yarıçapı: 71492 ± 4 km, kutup yarıçapı: 66854 ± 10 km.
Kütle: 1,8986 × 1027 kg veya 317,8 Dünya kütlesi.
Ortalama yoğunluk: 1,326 g/cm³.
Jüpiter'in küresel albedosu 0,54'tür.
Jüpiter'in "yüzeyinin" birim alanı başına iç ısı akışı, Güneş'ten alınan akışa yaklaşık olarak eşittir. Bu bakımdan Jüpiter, karasal gezegenlerden çok yıldızlara daha yakındır. Ancak Jüpiter'in iç enerjisinin kaynağının nükleer reaksiyonlar olmadığı açıktır. Gezegenin yerçekimsel sıkıştırması sırasında biriken enerji rezervi yayılır.
4.14.2. Yörüngenin elemanları ve hareketin özellikleri
Jüpiter'in Güneş'ten ortalama uzaklığı 778,55 milyon km'dir (5,204 AU). Yörünge eksantrikliği e = 0,04877'dir. Güneş etrafındaki devrim süresi 11.859 yıl (4331.572 gün); ortalama yörünge hızı – 13,07 km/s. Yörüngenin ekliptik düzleme eğimi 1.305°'dir. Dönme ekseni eğimi: 3,13°. Gezegenin ekvator düzlemi yörünge düzlemine yakın olduğundan Jüpiter'de mevsimler yaşanmaz.
Jüpiter, güneş sistemindeki diğer gezegenlerden daha hızlı döner ve açısal dönüş hızı ekvatordan kutuplara doğru azalır. Dönme süresi 9.925 saattir. Hızlı dönüşü nedeniyle Jüpiter'in kutupsal sıkışması oldukça dikkat çekicidir: kutup yarıçapı ekvator yarıçapından %6,5 daha azdır.
Jüpiter, 5000 km'den fazla derinliğe kadar uzanan güneş sistemindeki gezegenler arasında en büyük atmosfere sahiptir. Jüpiter'in katı bir yüzeyi olmadığından, atmosferin iç sınırı, basıncın 10 bar (yani yaklaşık 10 atm) olduğu bir derinliğe karşılık gelir.
Jüpiter'in atmosferi esas olarak moleküler hidrojen H2 (yaklaşık %90) ve helyum He'den (yaklaşık %10) oluşur. Atmosfer aynı zamanda basit moleküler bileşikler de içerir: su, metan, hidrojen sülfür, amonyak ve fosfin vb. En basit hidrokarbonların (etan, benzen ve diğer bileşikler) izleri de bulunmuştur.
Atmosfer, iç ısıyı yüzeye taşıyan konvektif akışların tezahürünün sonucu olan açık bölgeler ve koyu kuşaklardan oluşan belirgin çizgili bir yapıya sahiptir.
Işık bölgeleri alanında yukarı doğru akışa karşılık gelen artan basınç vardır. Bölgeleri oluşturan bulutlar daha yüksek bir seviyede bulunur ve açık renkleri görünüşe göre artan amonyak NH3 ve amonyum hidrosülfür NH4HS konsantrasyonuyla açıklanmaktadır.
Aşağıdaki karanlık kuşak bulutları muhtemelen bazı basit hidrokarbonların yanı sıra fosfor ve kükürt bileşiklerini de içeriyor. Normal şartlarda renksiz olan bu bileşikler, Güneş'ten gelen UV ışınlarına maruz kalma sonucu koyu bir renk alırlar. Karanlık bölgelerdeki bulutlar, aydınlık bölgelere göre daha yüksek bir sıcaklığa sahiptir ve aşağı yönlü akım alanlarını temsil eder. Bölgeler ve kuşaklar Jüpiter'in dönüş yönünde farklı hareket hızlarına sahiptir.
|
IR aralığında Jüpiter |
Güçlü türbülansın gözlemlendiği kuşak ve kuşakların sınırlarında girdap yapıları ortaya çıkıyor ve bunun en çarpıcı örneği, Jüpiter'in atmosferinde 350 yılı aşkın süredir var olan dev bir kasırga olan Büyük Kırmızı Nokta (GRS) oluyor. BKP'deki gaz, yaklaşık 6 Dünya günü dönüş periyoduyla saat yönünün tersine döner. Bölgedeki rüzgar hızı 500 km/saati aşıyor. Lekenin parlak turuncu rengi, görünüşe göre atmosferdeki kükürt ve fosforun varlığından kaynaklanıyor.
Jüpiter en büyük gezegendir
BCP'nin uzunluğu yaklaşık 30 bin km, genişliği ise 13 bin km'dir (Dünya'dan önemli ölçüde daha büyük). Spotun boyutu sürekli değişiyor ve küçülme eğilimi var, çünkü 100 yıl önce BKP yaklaşık 2 kat daha büyüktü. Nokta gezegenin ekvatoruna paralel hareket ediyor.
4.14.4. İç yapı
|
Jüpiter'in iç yapısı |
Şu anda Jüpiter'in merkezinde katı bir çekirdek, ardından az miktarda helyumla karıştırılmış bir sıvı metalik hidrojen katmanı ve çoğunlukla moleküler hidrojenden oluşan bir dış katman bulunduğuna inanılıyor. Genel, genel olarak oluşturulmuş konsepte rağmen, yine de pek çok belirsiz ve belirsiz ayrıntı içermektedir.
Çekirdeği tanımlamak için en sık gezegenin kayalık çekirdeği modeli kullanılır, ancak ne maddenin çekirdekte ulaşılan aşırı basınç ve sıcaklıklardaki özellikleri (en az 3000-4500 GPa ve 36000 K) ne de ayrıntılı bileşimi açıklanmaktadır. bilinen. 12 ila 45 Dünya kütlesi (veya Jüpiter'in kütlesinin %3 ila 15'i) ağırlığında katı bir çekirdeğin varlığı, Jüpiter'in çekim alanı ölçümlerinden kaynaklanmaktadır. Ek olarak, proto-Jüpiter'in hafif hidrojen ve helyumun daha sonra birikmesi için katı (buz veya kaya) embriyosu, gezegen sistemlerinin kökenine ilişkin modern modellerde gerekli bir unsurdur (bkz. bölüm 4.6).
Çekirdek, damlacıklar halinde yoğunlaşan helyum ve neon karışımı içeren metalik bir hidrojen tabakasıyla çevrelenmiştir. Bu kabuk gezegenin yarıçapının yaklaşık %78'ine kadar uzanır. Sıvı metalik hidrojen durumuna ulaşmak için en az 200 GPa'lık bir basınç ve yaklaşık 10.000 K'lık bir sıcaklık gereklidir (tahmini).
Metalik hidrojen tabakasının üstünde, helyum katkılı gaz-sıvı (süperkritik durumda) hidrojenden oluşan bir kabuk bulunur. Bu kabuğun üst kısmı, Jüpiter'in atmosferi olan dış katmana sorunsuz bir şekilde geçer.
Bu basit üç katmanlı model çerçevesinde ana katmanlar arasında net bir sınır yoktur ancak faz geçiş bölgelerinin kalınlığı da küçüktür. Sonuç olarak neredeyse tüm süreçlerin yerelleştirildiğini varsayabiliriz, bu da her katmanı ayrı ayrı ele almamıza olanak tanır.
Jüpiter güçlü bir manyetik alana sahiptir. Görünür bulut yüzeyi seviyesindeki alan kuvveti kuzey kutbunda 14 oersted, güney kutbunda ise 10,7 oersted'dir. Dipol ekseni dönme eksenine 10° eğimlidir ve polarite dünyanın manyetik alanının polaritesine zıttır. Manyetik alanın varlığı, Jüpiter'in derinliklerinde iyi bir iletken olan, yüksek hızda dönen ve manyetik alanlar oluşturan metalik hidrojenin varlığıyla açıklanmaktadır.
Jüpiter, gündüz tarafında gezegenin 50-100 yarıçapına kadar uzanan, gece tarafında ise Satürn'ün yörüngesinin ötesine uzanan güçlü bir manyetosfer ile çevrilidir. Eğer Jüpiter'in manyetosferi Dünya yüzeyinden görülebilseydi, açısal boyutları Ay'ın boyutlarını aşacaktı.
Dünyanın manyetosferi ile karşılaştırıldığında, Jüpiter manyetosferi sadece boyut ve güç bakımından daha büyük olmakla kalmaz, aynı zamanda biraz farklı bir şekle sahiptir ve ayrıca dipol ile birlikte belirgin dört kutuplu ve sekiz kutuplu bileşenlere sahiptir. Jüpiter'in manyetosferinin şekli, Dünya'da bulunmayan iki ek faktör tarafından belirlenir: Jüpiter'in hızlı dönüşü ve yakındaki ve güçlü bir manyetosferik plazma kaynağının - Jüpiter'in uydusu Io'nun varlığı.
|
Jüpiter radyo aralığında |
Volkanik aktivite sayesinde, gezegenin üst katmanından yalnızca 4,9R J uzaklıkta bulunan Io, Jüpiter'in manyetosferine her saniye kükürt, kükürt dioksit, oksijen ve sodyum açısından zengin 1 tona kadar nötr gaz sağlıyor. Bu gaz kısmen iyonize olur ve Io'nun yörüngesinin yakınında bir plazma simidi oluşturur.
Hızlı dönme ve intramanyetosferik plazma oluşumunun birleşik eyleminin bir sonucu olarak, ek bir manyetik alan kaynağı yaratılır - Jüpiter manyetodisk. Plazma, düşük enlem bölgesinde manyetosferin çekirdeğinde yoğunlaşarak bir manyetodisk oluşturur - ince bir akım katmanı, azimut akımının değeri gezegenden uzaklıkla orantılı olarak azalır. Manyetik diskteki toplam akım yaklaşık 100 milyon amper değerine ulaşır.
Jüpiter'in radyasyon kuşaklarında hareket eden elektronlar, radyo aralığında manyetosferden gelen güçlü, tutarsız sinkrotron radyasyonunun kaynağıdır.
4.14.6. Jüpiter'in uydularının ve halkalarının genel özellikleri
Şu anda Jüpiter'in 63 doğal uydusu ve bir halka sistemine sahip olduğu bilinmektedir. Tüm uydular iki kategoriye ayrılır: düzenli ve düzensiz.
Sekiz düzenli uydu, Jüpiter'in dönme yönünde neredeyse dairesel yörüngelerde yörüngesinde döner. Sıradan uydular ise dahili (Amalthea grubunun uyduları) ve ana (veya Galilean) olarak ikiye ayrılır.
Çoban arkadaşları. Jüpiter'in dört iç uydusu Metis (60 × 40 × 34 km), Adrastea (20 × 16 × 14 km), Amalthea (250 × 146 × 128 km) ve Theba (116 × 98 × 84 km) düzensiz şekil ve sözde rolü oynamak Jüpiter'in halkalarının parçalanmasını önleyen çoban uyduları.
Jüpiter'in halkaları. Jüpiter'in atmosferden 55.000 km yükseklikte bulunan soluk halkaları vardır. Karakteristik turuncu renge sahip iki ana halka ve çok ince bir iç halka vardır. Halkaların ana kısmının yarıçapı 123-129 bin km'dir. Halkaların kalınlığı yaklaşık 30 km'dir. Halkalar neredeyse her zaman dünyevi gözlemciye doğru yan taraftadır, bu yüzden uzun süre fark edilmediler. Halkaların kendisi esas olarak güneş ışınlarını zayıf şekilde yansıtan toz ve küçük taş parçacıklarından oluşur ve bu nedenle onları ayırt etmek zordur.
Galile uyduları. Jüpiter'in dört Galile uydusu (Io, Europa, Ganymede ve Callisto) Güneş Sistemindeki en büyük uydular arasındadır. Galile uydularının toplam kütlesi, Jüpiter'in yörüngesindeki tüm nesnelerin %99,999'udur (Galile uyduları hakkında daha fazla bilgi için aşağıdaki bölüm 4.14.7'ye bakınız).
Düzensiz uydular. Yörüngeleri büyük dışmerkezliliklere sahip olan uydulara düzensiz uydular denmesi gelenekseldir; veya ters yönde yörüngede hareket eden uydular; veya yörüngeleri ekvator düzlemine büyük eğimlerle karakterize edilen uydular. Düzensiz uyduların, "Truva atları" veya "Yunanlılar" arasından ele geçirilen asteroitler olduğu anlaşılıyor.
Jüpiter'in dönüş yönünde yörüngesinde dönen düzensiz uydular:
Themisto (bir aile oluşturmaz);
Himalia grubu (Leda, Himalia, Lysitia, Elara, S/2000 J 11);
Carpo (bir aile oluşturmaz).
Jüpiter'in yörüngesinde ters yönde dönen düzensiz uydular:
S/2003 J 12 (bir aile oluşturmaz);
Karme grubu (13 uydu);
Ananke grubu (16 uydu);
Pasiphe grubu (17 uydu);
S/2003 J 2 (aile oluşturmaz).
4.14.7. Galile uyduları: Io, Europa, Ganymede ve Callisto
Jüpiter'in Galile uyduları (Io, Europa, Ganymede ve Callisto), 8 Ocak 1610'da Galileo Galilei (adını aldığı kişi) tarafından keşfedildi.
Galilean uyduları eşzamanlı olarak dönüyor ve dev gezegenin güçlü gelgit kuvvetlerinin etkisiyle her zaman Jüpiter'e doğru aynı tarafa bakıyor (yani 1:1 dönüş-yörünge rezonansındalar). Ayrıca Io, Europa ve Ganymede yörünge rezonansındadır; yörünge dönemleri 1:2:4 oranındadır. Galilean uydularının yörünge rezonanslarının kararlılığı, keşiften bu yana, yani 400 Dünya yılı ve 20 binden fazla "uydu" (Ganymede) yılı boyunca (Ganymede'in yörünge süresi 7.155 Dünya günüdür) gözlemlenmiştir.
Ve hakkında(ortalama çap - 3640 km, kütle - 8,93 × 10 22 kg veya 0,015 Dünya kütlesi, ortalama yoğunluk - 3,528 g / cm3) Jüpiter'e diğer Galilean uydularından (ortalama olarak yüzeyinden 4,9R J uzaklıkta) daha yakındır. Görünüşe göre bu, güneş sistemindeki en yüksek volkanik aktiviteden kaynaklanıyor. Io'nun yüzeyinde aynı anda 10'dan fazla volkan patlayabilir. Sonuç olarak Io'nun topografyası birkaç yüzyıl boyunca tamamen değişiyor. İyonya'daki yanardağların en büyük patlamaları, maddeyi 1 km/s hızla 300 km yüksekliğe fırlatır. Karasal volkanlar gibi, Io'daki volkanlar da kükürt ve kükürt dioksit yayarlar. Io'da darbe kraterleri neredeyse yoktur, çünkü bunlar sürekli patlamalar ve lav akışlarıyla yok edilir. Io'da volkanların yanı sıra volkanik olmayan dağlar, erimiş kükürt gölleri ve yüzlerce kilometre uzunluğunda viskoz lav akıntıları vardır. Diğer Galileo uydularından farklı olarak Io'da su veya buz yoktur.
Avrupa(çap - 3122 km, kütle - 4,80 × 10 22 kg veya 0,008 Dünya kütlesi, ortalama yoğunluk - 3,01 g / cm3) Jüpiter'in yüzeyinden ortalama 8,4R J uzaklıkta bulunur. Avrupa tamamen muhtemelen yaklaşık 100 km kalınlığında bir su tabakasıyla kaplıdır (kısmen 10-30 km kalınlığında buzlu yüzey kabuğu şeklinde; kısmen de yüzey altı sıvı okyanusu şeklinde olduğuna inanılıyor). Daha aşağıda kayalar yatıyor ve ortasında da sözde küçük bir metal çekirdek var. Okyanusun derinliği 90 km'ye kadardır ve hacmi Dünya okyanuslarının hacmini aşmaktadır. Onu sıvı halde tutmak için gereken ısı, muhtemelen gelgit etkileşimleri nedeniyle üretiliyor (özellikle gelgitler uydunun yüzeyini 30 metreye kadar yüksekliğe çıkarıyor). Europa'nın yüzeyi oldukça düzdür, yalnızca birkaç yüz metre yükseklikte tepe benzeri oluşumlar vardır. Uydunun yüksek albedosu (0,67), yüzeydeki buzun oldukça temiz olduğunu gösteriyor. Kraterlerin sayısı azdır; çapı 5 km'den büyük olan yalnızca üç krater vardır.
Jüpiter'in güçlü manyetik alanı, Europa'nın tuzlu okyanusunda, olağandışı manyetik alanını oluşturan elektrik akımlarına neden olur.
Manyetik kutuplar uydunun ekvatoruna yakın konumdadır ve sürekli değişmektedir. Alan gücü ve yönelimindeki değişiklikler, Europa'nın Jüpiter'in manyetik alanından geçişiyle ilişkilidir. Europa'nın okyanusunda yaşamın olabileceğine inanılıyor.
Ganymede'in yüzeyinde temel olarak iki tür bölge vardır: çok eski, yoğun kraterlere sahip karanlık bölgeler ve geniş sıra sıra sırtlar ve çentiklerle işaretlenmiş daha genç (ama aynı zamanda eski) aydınlık bölgeler. Işık bölgelerinin kökeni açıkça tektonik süreçlerle ilişkilidir. Ganymede'in her iki yüzeyinde de çok sayıda çarpma krateri mevcut; bu da bunların 3-3,5 milyar yıla kadar (ay yüzeyine benzer) kadar eski olduğunu gösteriyor.
Callisto(çap - 4821 km, kütle - 1,08 × 10 23 kg veya 0,018 Dünya kütlesi, ortalama yoğunluk - 1,83 g / cm3) Jüpiter'in yüzeyinden ortalama 25,3R J uzaklıkta bulunur. Callisto, Güneş Sistemindeki en kraterli cisimlerden biridir. Sonuç olarak uydunun yüzeyi çok eskidir (yaklaşık 4 milyar yıl) ve jeolojik aktivitesi son derece düşüktür. Callisto, tüm Galilean uyduları arasında en düşük yoğunluğa sahiptir (bir eğilim gözlenmektedir: uydu Jüpiter'den ne kadar uzak olursa yoğunluğu da o kadar düşük olur) ve muhtemelen %60'ı buz ve sudan, %40'ı ise kaya ve demirden oluşur. Callisto'nun 200 km kalınlığında bir buz kabuğuyla kaplı olduğu ve altında yaklaşık 10 km kalınlığında bir su tabakasının bulunduğu varsayılmaktadır. Daha derin katmanlar, merkeze doğru kaya ve demirin kademeli olarak arttığı, sıkıştırılmış kayalar ve buzdan oluşuyor gibi görünüyor.
Ek literatür:
T. Owen, S. Atreya, H. Nieman. “Ani tahmin”: Huygens uzay aracı tarafından Titan atmosferinin incelenmesinin ilk sonuçları
Temel veri
| Bir obje | yarıçap yörüngeler, milyon km. Gezegen Jüpiter kısa açıklaması |
orbital dolaşım süresi |
yarıçap, bin km | Ağırlık (kg | dolaşım süresi kendi ekseni etrafında günler |
serbest düşüş ivmesi, g | yüzey sıcaklığı, K |
| Güneş | — | — | 695 | 2*10^30 | 24,6 | ||
| Merkür | 58 | 88 gün | 2,4 | 3,3*10^23 | 58,6 | 0,38 | 440 |
| Venüs | 108 | 225 gün | 6,1 | 4,9*10^24 | 243 (varış) | 0,91 | 730 |
| Toprak | 150 | 365 gün | 6,4 | 6*10^24 | 1 | 1 | 287 |
| Mars | 228 | 687 gün | 3,4 | 6,4*10^23 | 1,03 | 0,38 | 218 |
| Jüpiter | 778 | 12 yıl | 71 | 1,9*10^27 | 0,41 | 2,4 | 120 |
| Satürn | 1429 | 29 yıl | 60 | 5,7*10^26 | 0,45 | 0,92 | 88 |
| Uranüs | 2871 | 84 yaşında | 26 | 8,7*10^25 | 0,72 (devir) | 0,89 | 59 |
| Neptün | 4504 | 165 yıl | 25 | 1,0*10^26 | 0,67 | 1,1 | 48 |
Gezegenlerin en büyük uyduları
| Bir obje | yarıçap yörüngeler, bin km. |
orbital dolaşım süresi, günler |
yarıçap, km | Ağırlık (kg | etrafında dönüyor |
| Gannymede | 1070 | 7,2 | 2634 | 1,5*10^23 | Jüpiter |
| Titanyum | 1222 | 16 | 2575 | 1,4*10^23 | Satürn |
| Callisto | 1883 | 16,7 | 2403 | 1,1*10^23 | Jüpiter |
| Ve hakkında | 422 | 1,8 | 1821 | 8,9*10^22 | Jüpiter |
| Ay | 384 | 27,3 | 1738 | 7,4*10^22 | Toprak |
| Avrupa | 671 | 3,6 | 1565 | 4,8*10^22 | Jüpiter |
| Triton | 355 | 5.9 (dizi) | 1353 | 2,2*10^22 | Neptün |
obr - yörünge hareketinin tersi yönde döner
Jüpiter güneş sistemindeki en büyük gezegendir, çapı Dünya çapının 11 katı, kütlesi ise Dünya kütlesinin 318 katıdır. Jüpiter'in Güneş etrafındaki yörüngesi 12 yıl sürerken, Güneş'e olan ortalama uzaklığı 800 milyon km'dir. Atmosferdeki bulut kuşakları ve Büyük Kırmızı Nokta, Jüpiter'i çok güzel bir gezegen haline getiriyor.
Jüpiter kayalık bir gezegen değildir. Güneş'e en yakın dört kayalık gezegenin aksine Jüpiter devasa bir gaz topudur. Güneş'ten daha da uzakta üç gaz devi daha var: Satürn, Uranüs ve Neptün. Kimyasal bileşimleri bakımından bu gaz gezegenleri Güneş'e çok benzer ve Güneş Sistemi'nin kayalık iç gezegenlerinden çok farklıdır. Örneğin Jüpiter'in atmosferi yüzde 85 hidrojen ve yaklaşık yüzde 14 helyumdur. Jüpiter'in bulutları arasından katı, kayalık bir yüzey göremesek de, gezegenin derinliklerinde hidrojen o kadar basınç altındadır ki bir metalin bazı özelliklerini alır.
Jüpiter kendi ekseni etrafında son derece hızlı döner; her 10 saatte bir devrim yapar. Dönüş hızı o kadar yüksektir ki gezegen ekvator boyunca çıkıntı yapar. Bu hızlı dönüş aynı zamanda bulutların uzun, renkli şeritler halinde uzandığı üst atmosferdeki çok güçlü rüzgarların da nedenidir. Atmosferin farklı kısımları biraz farklı hızlarda döner ve bulut bantlarının oluşmasına neden olan da bu farktır. Jüpiter'in üzerindeki bulutlar düzensiz ve fırtınalıdır, dolayısıyla bulut bantlarının görünümü yalnızca birkaç gün içinde değişebilir. Ayrıca Jüpiter'in bulutları çok sayıda girdap ve büyük noktalar içerir. Bunların en büyüğü, Dünya'dan daha büyük olan Büyük Kırmızı Nokta olarak adlandırılan bölgedir. Küçük bir teleskopla bile görülebilir. Büyük Kırmızı Nokta, Jüpiter'in atmosferinde 300 yıldır gözlemlenen devasa bir fırtınadır. Jüpiter'in etrafında yörüngede en az 16 ay var. Biri
onlar, güneş sistemimizdeki en büyük uydudur; Merkür gezegeninden daha büyüktür.
Jüpiter'e Yolculuk
Jüpiter'e halihazırda beş uzay aracı gönderildi. Bunlardan beşincisi olan Galileo, Ekim 1989'da altı yıllık bir yolculuğa fırlatıldı. Pioneer 10 ve Pioneer 11 uzay araçları ilk kez ölçümler yaptı. Bunları 1979'da nefes kesen yakın çekim fotoğraflar sağlayan iki Voyager uzay aracı takip etti. 1991'den sonra Hubble Uzay Teleskobu Jüpiter'i fotoğraflamaya başladı ve bu görüntülerin kalitesi Voyager'ların çektiği görüntülerden daha düşük değil. Buna ek olarak, Hubble Uzay Teleskobu birkaç yıl boyunca fotoğraf çekecekken, Voyager'ların Jüpiter'in yanından geçerken yalnızca kısa bir süreleri vardı.
Zehirli gaz bulutları
Jüpiter'deki koyu, kırmızımsı çizgilere kuşak, daha açık çizgilere ise bölge adı verilir. Uzay aracı ve Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen fotoğraflar, sadece birkaç hafta içinde bel ve kalçalarda gözle görülür değişiklikler olduğunu ortaya koyuyor. Bunun nedeni, Jüpiter'in bize görünen karakteristik özelliklerinin aslında üst atmosferdeki renkli ve beyaz bulutlar olmasıdır. Büyük Kırmızı Noktanın yakınında bulutlar, girdaplar ve dalgalarla güzel desenler oluşturur. Girdaplar halinde dönen bulutlar, hızı 500 km/saati aşan kuvvetli rüzgarlarla şeritler boyunca sürükleniyor.
Jüpiter'in atmosferinin büyük bir kısmı insanlara zararlı olacaktır. Baskın gazların (hidrojen ve helyum) yanı sıra metan, zehirli amonyak, su buharı ve asetilen de içerir. Böyle bir yerin pis koktuğunu görürsünüz. Bu gaz bileşimi güneşinkine benzer.
Beyaz bulutlar donmuş amonyak ve su buzu kristalleri içerir. Kahverengi, kırmızı ve mavi bulutlar renklerini boyalarımız veya kükürt gibi kimyasallara borçlu olabilir. Gök gürültülü fırtına yıldırımları atmosferin dış katmanlarından görülebilir.
Aktif bulut katmanı oldukça incedir; gezegenin yarıçapının yüzde birinden daha azdır. Bulutların altında sıcaklık giderek artar. Ve bulut katmanının yüzeyinde sıcaklık -160 ° C olmasına rağmen, atmosferden yalnızca 60 km aşağıya inersek, Dünya yüzeyindeki sıcaklığın aynısını buluruz. Ve biraz daha derinde sıcaklık zaten suyun kaynama noktasına ulaşıyor.
Olağandışı madde
Jüpiter'in derinliklerinde madde çok alışılmadık bir şekilde kendini taşımaya başlar. Gezegenin merkezinde küçük bir demir çekirdeğin bulunduğu göz ardı edilemese de derin bölgenin en büyük kısmı hidrojenden oluşuyor. Gezegenin içinde, muazzam basınç altında hidrojen gazdan sıvıya dönüşüyor. Daha derin seviyelerde, atmosferin üst katmanlarının muazzam ağırlığı nedeniyle basınç denemeye devam ediyor.
Yaklaşık 100 km derinlikte geniş bir sıvı hidrojen okyanusu vardır. 17.000 km'nin altında hidrojen o kadar sıkışır ki atomları yok olur. Ve sonra metal gibi davranmaya başlıyor; bu durumda elektriği kolaylıkla iletir. Metalik hidrojenden akan elektrik akımı Jüpiter'in etrafında güçlü bir manyetik alan oluşturur.
Jüpiter'in derinliklerindeki metalik hidrojen, gökbilimcilerin inceleyebileceği ve laboratuvarda yeniden üretilmesi neredeyse imkansız olan sıra dışı bir madde türü örneğidir.
Neredeyse bir yıldız
Jüpiter, Güneş'ten aldığından daha fazla enerjiyi serbest bırakır. Uzay aracı tarafından yapılan ölçümler, Jüpiter'in güneş ışınımından aldığından yaklaşık yüzde 60 daha fazla termal enerji yaydığını gösterdi.
Ek ısının üç kaynaktan geldiğine inanılıyor: Jüpiter'in oluşumundan kalan ısı rezervlerinden; yavaş sıkıştırma, gezegenin daralması sürecinde açığa çıkan enerjinin çamuru; ve son olarak radyoaktif bozunma enerjisinden.
Jüpiter Gezegeni
Ancak bu ısı, yıldızlarda olduğu gibi hidrojenin helyuma dönüşmesi sonucu ortaya çıkmaz. Aslında böyle bir sonlanmanın enerjisinden yararlanan en küçük yıldızlar bile Jüpiter'den yaklaşık 80 kat daha büyüktür. Bu, diğer "güneş sistemlerinin" yıldızdan küçük olmasına rağmen Jüpiter'den daha büyük gezegenlere sahip olabileceği anlamına gelir.
Radyo istasyonu Jüpiter
Jüpiter doğal bir radyo istasyonudur. Tamamen gürültüden oluştuğu için Jüpiter'in radyo sinyallerinden hiçbir anlam çıkarılamaz. Bu radyo sinyalleri, Jüpiter'in çok güçlü manyetik alanından geçen elektronlar tarafından yaratılıyor. Kaotik radyo kükremesinin üzerine güçlü fırtınalar ve yıldırım çarpmaları eklenir. Jüpiter, her yöne 50 gezegen çapı kadar uzanan güçlü bir manyetik alana sahiptir. Güneş sistemindeki başka hiçbir gezegen bu kadar güçlü bir manyetizmaya sahip değildir veya bu kadar güçlü radyo emisyonu üretmez.
Jüpiter'in uyduları
Jüpiter'in 16 uydudan oluşan ailesi, Jüpiter'in Güneş rolünü, büyüteçlerinin ise gezegen rolünü oynadığı minyatür bir güneş sistemi gibidir. En büyük uydusu Ganymede'dir, çapı 5262 km'dir. Kayalık bir çekirdeğin üzerinde yer alan kalın bir buz kabuğuyla kaplıdır. Göktaşı bombardımanına dair çok sayıda iz ve 4 milyar yıl önce dev bir asteroitle çarpışmaya dair kanıtlar var.
Callisto neredeyse Ganymede kadar büyüktür ve yüzeyinin tamamı yoğun kraterlerle kaplıdır. Avrupa en hafif yüzeye sahiptir. Avrupa'nın beşte biri, üzerinde 100 km kalınlığında bir buz kabuğu oluşturan sudan oluşuyor. Bu buzlu kaplama, ışığı Venüs'ün bulutları kadar güçlü bir şekilde yansıtıyor.
Tüm döngüler arasında en güzel olanı, Jüpiter'e en yakın dönen Io'dur. Io'nun kisti tamamen sıra dışıdır; siyah, kırmızı ve sarının bir karışımıdır. Bu şaşırtıcı renk, Io'nun derinliklerinden büyük miktarda kükürtün püskürmesiyle açıklanıyor. Voyager'ın kameraları Io'da birkaç aktif yanardağ gösteriyordu; yüzeyden 200 km yükseklikte kükürt çeşmeleri yayarlar. Kükürt lavı 1000 m ve bir saniye hızla uçuyor. Bu lav malzemesinin bir kısmı Io'nun sıfır yerçekiminden kaçıyor ve Jüpiter'i çevreleyen bir halka oluşturuyor.
Io'nun yüzeyi gıcırdıyordu. Bunu neredeyse meteor kraterleri görünümünde olduğu için söyleyebiliriz. Io'nun yörüngesi Jüpiter'e 400.000 km'den daha yakındır. Bu nedenle Io muazzam gelgit kuvvetlerine maruz kalıyor. Io'nun içindeki gelgitlerin sürekli olarak gerilmesi ve sıkışması, yoğun bir iç sürtünme yaratır. Bu sayede Io'nun Güneş'ten çok uzak olmasına rağmen iç bölgeler sıcak ve erimiş halde kalıyor.
Jüpiter'in dört büyük uydusunun yanı sıra küçük "ayları" da vardır. Bunlardan dördü Jüpiter'in yüzeyinin üzerinde Io'dan daha alçakta uçuyor ve bilim insanları bunların, varlığı sona eren diğer uyduların büyük parçaları olduğuna inanıyor.
Jüpiter'in Atmosferi
Jüpiter'in atmosferinin basıncı Dünya'nın atmosferinin basıncına ulaştığında durup etrafımıza bakacağız. Yukarıda, etrafta dönen yoğun beyaz yoğun amonyak bulutlarının olduğu her zamanki mavi gökyüzünü görebilirsiniz. Bu yükseklikte hava sıcaklığı -100o C'ye ulaşır.
Jüpiter bulutlarından bazılarının kırmızımsı rengi, burada birçok karmaşık kimyasal bileşiğin bulunduğunu gösteriyor. Atmosferdeki çeşitli kimyasal reaksiyonlar, güneşten gelen ultraviyole ışınım, güçlü yıldırım çarpmaları (Jüpiter'deki fırtına etkileyici bir görüntü olsa gerek!) ve gezegenin iç kısmından gelen ısı ile başlatılır.
Jüpiter'in atmosferi hidrojen (%87) ve helyumun (%13) yanı sıra az miktarda metan, amonyak, su buharı, fosforin, propan ve diğer birçok maddeyi içerir. Jüpiter atmosferinin turuncuya dönmesine hangi maddelerin neden olduğunu belirlemek zordur.
Bir sonraki bulut katmanı, -10°C sıcaklıktaki kırmızı-kahverengi amonyum hidrosülfür kristallerinden oluşur. 20°C sıcaklıkta ve birkaç atmosfer basınçta (neredeyse bunun üzerinde) su buharı ve su kristalleri bulutların alt katmanını oluşturur. Jüpiter'in okyanusunun tam yüzeyi.
Tüm bu muhteşem bulut yapılarının ortaya çıktığı atmosferik katmanın kalınlığı 1000 km'dir.
Ekvator'a paralel koyu çizgiler ve açık bölgeler, farklı yönlerdeki atmosferik akımlara karşılık gelir (bazıları gezegenin dönüşünün gerisinde kalır, diğerleri onu ilerletir). Bu akıntıların hızı 100 m/s'ye kadar çıkmaktadır. Çok yönlü akıntıların sınırında dev girdaplar oluşuyor.
Yaklaşık 15 x 30 bin kilometre boyutlarında eliptik şekilli devasa bir atmosferik girdap olan Büyük Kırmızı Nokta özellikle etkileyicidir. Ne zaman ortaya çıktığı bilinmiyor ancak 300 yıldır yer tabanlı teleskoplarla gözlemleniyor. Bu antisiklon bazen neredeyse kayboluyor ve sonra tekrar ortaya çıkıyor. Açıkçası karasal antisiklonların akrabasıdır, ancak boyutundan dolayı çok daha uzun ömürlüdür.
Jüpiter'e gönderilen Voyager'lar, gezegenin iç yapısına ilişkin halihazırda var olan modeli doğrulayan bulutların kapsamlı bir analizini gerçekleştirdi. Jüpiter'in bir kaos dünyası olduğu kesinlikle açık hale geldi: gök gürültüsü ve şimşeklerle birlikte sonsuz fırtınalar var, bu arada Kırmızı Nokta da bu kaosun bir parçası. Ve gezegenin gece tarafında Voyager'lar çok sayıda şimşek çakması kaydetti.
Jüpiter Okyanusu
Jovian okyanusu gezegendeki ana element olan hidrojenden oluşur. Yeterince yüksek basınçta hidrojen sıvıya dönüşür. Jüpiter'in atmosfer altındaki tüm yüzeyi, sıvılaştırılmış moleküler hidrojenden oluşan devasa bir okyanustur.
Sıvı hidrojen okyanusunda 100 m/s hızla süper yoğun rüzgarla hangi dalgalar ortaya çıkıyor? Hidrojen denizi yüzeyinin net bir sınıra sahip olması pek olası değildir: yüksek basınçlarda üzerinde bir gaz-sıvı hidrojen karışımı oluşur. Bu, Jüpiter okyanusunun tüm yüzeyinin sürekli "kaynamasına" benziyor. 1994 yılında bir kuyruklu yıldızın buraya düşmesi, kilometrelerce yükseklikte devasa bir tsunamiye neden oldu.
Jüpiter okyanusun 20.000 kilometre derinine dalarken basınç ve sıcaklık hızla artar. 46 bin km uzaklıkta. Jüpiter'in merkezinden itibaren basınç 3 milyon atmosfere ulaşır, sıcaklık ise 11 bin derecedir. Hidrojen yüksek basınca dayanamaz ve sıvı metalik duruma dönüşür.
Çekirdek. Jüpiter'in ikinci okyanusuna 30 bin km daha dalalım. Merkeze daha yakın, sıcaklık 30 bin dereceye ulaşır ve basınç 100 milyon atmosferdir: burada gezegenin okyanusun aksine taş ve metallerden oluşan küçük ("sadece" 15 Dünya kütlesi!) çekirdeği bulunur. . Bunda şaşırtıcı bir şey yok - sonuçta Güneş aynı zamanda ağır elementlerin safsızlıklarını da içeriyor. Çekirdek, ağır kimyasal elementlerden oluşan parçacıkların yapışması sonucu oluşmuştur. Gezegenin oluşumu onunla başladı.
Jüpiter'in uyduları ve halkası
Jüpiter ve uyduları hakkındaki bilgiler, birkaç otomatik uzay aracının gezegene yakın uçuşu sayesinde önemli ölçüde genişletildi. Bilinen uyduların toplam sayısı 13'ten 16'ya çıktı. Bunlardan ikisi - Io ve Europa - Ay'ımız büyüklüğünde, diğer ikisi - Ganymede ve Callisto - ise bir buçuk kat daha büyük çaptadır.
Jüpiter'in etki alanı oldukça geniştir: Dıştaki sekiz uydusu ondan o kadar uzaktadır ki, çıplak gözle gezegenin kendisinden gözlemlenemezler. Uyduların kökeni gizemlidir: yarısı Jüpiter'in etrafında ters yönde hareket eder (diğer 12 uydunun dönüşü ve gezegenin kendisinin günlük dönüş yönü ile karşılaştırıldığında).
Jüpiter'in uyduları, her birinin kendi "yüzü" ve tarihi olan ve bize ancak uzay çağında ortaya çıkan en ilginç dünyalardır.
Pioneer uzay istasyonları sayesinde, Jüpiter'in etrafında, Satürn'ün ünlü halkasına benzer şekilde boşaltılan bir gaz tozu halkasının varlığına dair önceki fikir doğrudan doğrulandı.
Jüpiter'in ana halkası gezegenden bir yarıçap uzaklıktadır ve 6 bin km genişliğe sahiptir. ve 1 km kalınlığa sahiptir. Uydulardan biri bu halkanın dış kenarı boyunca yörüngede dönüyor. Ancak gezegene daha da yakın olan, neredeyse bulut katmanına ulaşan Jüpiter'in çok daha az yoğun "iç" halkalarından oluşan bir sistem var.
Jüpiter'in halkasını Dünya'dan görmek neredeyse imkansızdır: çok incedir ve Jüpiter'in dönme ekseninin yörünge düzlemine göre küçük bir eğimi nedeniyle sürekli olarak gözlemciye doğru çevrilir.