İçeriğe atla

İo (uydu)

Io
Galileo adlı uzay aracından alınan doğru renk resmi.
Galileo uzay aracından alınan Io'nun doğru renk resmi. Merkezin hemen solundaki kara leke patlamakta olan volkan Prometheus. İki tarafta da bulunan beyazımsı ovalar volkanik olarak tevdi edilen donmuş Kükürt dioksit, daha sarımsı bölgelerde daha fazla sülfür var.
Keşif
KeşfedenGalileo Galilei
Keşif tarihi8 Ocak 1610[1]
Adlandırmalar
Adın kaynağı
Ἰώ Īō
Alternatif adlar
Jüpiter I
SıfatlarIonian[2][3]
Yörünge özellikleri
Enberi420000 km (0,002807 AU)
Enöte423400 km (0,002830 AU)
Ortalama yörünge yarıçapı
421700 km (0,002819 AU)
Dış merkezlik0,0041
1,769137786 g
(152853,5047 sn,
42,45930686 sa)
17,334 km/s
Eğiklik0,05° (Jüpiter'in ekvatoru)
2,213° (Ekliptik)
Doğal uydusuJüpiter
GrupGalilei uyduları
Fiziksel özellikler
5,02 (Karşı konum)[4]
Boyutlar3.660,0 × 3.637,4 × 3.630,6 km[5]
Ortalama yarıçap
1821,6±0,5 km (0.286 Dünya)[6]
41910000 km2 (0.082 Dünya)
Hacim2,53×1010 km3 (0.023 Dünya)
Kütle(8,931938±0,000018)×1022 kg (0.015 Dünya)[6]
Ortalama yoğunluk
3,528±0,006 g/cm3[6]
1,796 m/sn2 (0,183 g)
Atalet momenti faktörü
0,37824±0,00022[7]
2,558 km/sn
Eşzamanlı
Ekvatoral dönme hızı
271 km/sa
Albedo0,63±0,02[6]
Yüzey sıcaklığımin.ort.maks.
Surface90 K110 K130 K[8]
Atmosfer
Yüzey basıncı
5 - 40 nbar
Bileşimleri%90 Kükürt dioksit
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

İo veya Io (eski adıyla Jüpiter I), Jüpiter'in Galilei uydularından yörüngesi en içte bulunanı ve üçüncü en büyük olanıdır. Güneş Sisteminin en büyük dördüncü uydusudur. 1610 yılında Galileo Galilei tarafından keşfedilmiştir. Adını Yunan mitolojisinde Zeus'un sevgililerinden biri olan "Io" karakterinden alır. Güneş Sistemi'nde üzerinde sürekli olarak gazlar ve lav püskürten yanardağlar bulunan tek uydudur.

Io, 400 aktif yanardağı ve jeolojik yapısı ile Güneş Sistemi'ndeki en aktif gök cismi[9][10] ve en yüksek yoğunluk ve yüzey yerçekimine sahip olan uydudur. Jüpiter'in çekim gücü ile kendi çekim gücü arasındaki iç sürtünmeden dolayı sürekli gelgitlere maruz kalmaktadır. Volkanları, yüzeyden 500 km yukarıya sülfür ve sülfür dioksit püskürtür.

Io, Europa ve Ganymede ile 1:2:4 oranında bir Laplace rezonansı içinde gezegeninin etrafında dönmektedir.

Io'nun keşfi ve yapılan gözlemler

Io'nun kaşifi Galileo Galilei

Io'nun bildirilen ilk gözlemi, Galileo Galilei tarafından 7 Ocak 1610 tarihinde Padova Üniversitesi'nde 20x kırılmalı teleskop kullanılarak gerçekleşti. Ancak bu gözlemde Galileo, teleskopunun düşük gücü nedeniyle Io ve Europa'yı ayıramadı ve bu yüzden ikisini tek bir ışık noktası olarak kaydetti. Ertesi gün 8 Ocak 1610'da (IAU'nun Io için keşif tarihi olarak kullanılan) Galileo'nun Jüpiter sistemi gözlemleri sırasında Io ve Europa ilk kez ayrı cisimler olarak gözlemlendi.[1] Io'nun ve Jüpiter'in diğer Galilei uydularının keşfi, Mart 1610'da Galileo'nun Sidereus Nuncius'unda yayınlandı.[11] Simon Marius, 1614'te yayınladığı Mundus Jovialis''inde Io ile birlikte Jüpiter'in diğer uydularını 1609'da Galileo'nun keşfinden bir hafta önce ilk olarak kendisinin gözlemlediğini iddia etti. Galileo bu iddiadan şüphe etmiş ve Marius'un çalışmasını "intihal" olarak nitelendirmiştir. Her halükarda Marius'un ilk gözlemi, Gregoryen takviminin 8 Ocak 1610'una eşdeğer olan Jülyen takviminin 29 Aralık 1609'unda gerçekleşti ve bu nedenle Galileo, kesin bir şekilde Jüpiter uydularını Marius'tan önce keşfetmişti.[12] Galileo'nun çalışmasını Marius'tan önce yayınladığı göz önüne alındığından, Galileo'nun keşfi olarak kabul edilir.[13]

Pioneer

Io'nun yanından geçen ilk uzay aracı, sırasıyla 3 Aralık 1973 ve 2 Aralık 1974'te Pioneer 10 ve 11 sondalarıydı.[14] Radyo izleme, Io'nun kütlesi ve boyutu hakkında daha doğru bir tahmin sağladı, bu da dört Galilei uydusu arasında en yüksek yoğunluğa sahip olduğunu ve ağırlıklı olarak su buzundan değil silikat kayalardan oluştuğunu düşündürdü.[15] İki Pioneer sondası ayrıca, Io'nun yörüngesi çevresinde ince bir atmosferin ve yoğun bir radyasyon kuşağının varlığını da ortaya çıkardı. Pioneer 11'deki kameralar da kuzey kutbu bölgesinin güzel bir fotoğrafını çekmeyi başardı.[16] Pioneer 10'un üst geçişi sırasında yakın çekim fotoğraflar çekmesi planlanmıştı, fakat yoğun radyasyon alanı nedeniyle bu fotoğraflar kaybedildi.[14]

Voyager

Io'nun güney kutup bölgesini kapsayan Voyager 1 mozaik görüntüsü. Bu görüntü, Io'nun en yüksek on zirvesinden ikisini, sol üstteki Euboea Montes'i ve alttaki Haemus Mons'u içerir.

Voyager 1 ve Voyager 2 sondaları 1979 yılında Io'nun yanından geçtiğinde, daha gelişmiş görüntüleme sistemleri sayesinde çok daha ayrıntılı görüntüler elde edilebildi. Voyager 1, 5 Mart 1979'da 20.600 km mesafeden Io'nun yakınından geçti.[17] Yaklaşım sırasında elde edilen görüntüler çarpma kraterlerinin olmadığı, garip ve çok renkli bir manzarayı ortaya çıkardı.[18][19] Yüksek çözünürlüklü görüntüler, tuhaf şekilli çukurlarla kesintiye uğramış nispeten genç bir yüzeyi, Everest Dağı'ndan daha yüksek olan dağları ve volkanik lav akıntılarına benzeyen özellikleri gösterdi.[20]

Yaklaşımdan kısa bir süre sonra Voyager seyrüsefer mühendisi Linda A. Morabito, görüntülerden birinde yüzeyden çıkan bir baca dumanını fark etti.[21] Diğer Voyager 1 görüntülerinin analizi, yüzeye dağılmış buna benzer dokuz baca dumanını gösterdi ve böylece Io'nun volkanik olarak aktif olduğu kanıtlanmış oldu.[20] Aslında bu sonuç, Voyager 1 yakınlaşmasından kısa bir süre önce Stanton J. Peale, Patrick Cassen ve R. T. Reynolds tarafından yayınlanan bir makalede tahmin edilmişti. Yazarlar, Io'nun iç kısmının Europa ve Ganymede ile yörüngesel rezonansının neden olduğu önemli bir gelgit ısınması yaşaması gerektiğini hesaplamışlardı.[22] Bu uçuştan elde edilen veriler, Io yüzeyinde kükürt ve kükürt dioksit buzlarının hakim olduğunu gösterdi. Bu bileşikler aynı zamanda Io'nun ince atmosferine ve yörüngesinde merkezlenmiş plazma torusuna da hakimdir.[23][24][25]

Voyager 2, 9 Temmuz 1979'da 1.130.000 km mesafeden Io geçişini yaptı. Voyager 1 kadar yakına yaklaşamasa da, iki uzay aracı tarafından çekilen görüntülerin karşılaştırmaları, bu yakınlaşmalar arasındaki dört ayda meydana gelen birkaç yüzey değişikliğini gösterdi. Voyager 2 bütün bunlara ek olarak, Jüpiter (Jovian) sisteminden ayrılırken Io'nun hilal şeklindeki gözlemlerini, Mart'ta gözlemlenen dokuz baca dumanından yedisinin Temmuz 1979'da hala aktif olduğunu ve yakın geçişler arasında sadece Pele yanardağının kapandığını ortaya koydu.[26]

Galileo

Galileo uzay aracı, 1995'te Jüpiter'e ulaştı ve 1999'un sonlarında Io'nun yanından geçti. Galileo, Io'ya diğer bütün sondalardan daha fazla yaklaştı, birçok fotoğraf çekti, püsküren volkanlar gözlemledi ve Io'nun Güneş Sistemi'ndeki kayaç iç gezegenler gibi büyük bir demir çekirdeği olduğunu keşfetti.

Yörünge ve dönüş

Io, Europa ve Ganymede'nin Laplace rezonansının animasyonu (kavuşumlar renk değişiklikleriyle vurgulanır)

Io, Jüpiter'in etrafında gezegenin merkezinden 421.700 km ve bulut tepelerinden 350.000 km uzaklıktaki yörüngesinde dönmektedir. Jüpiter'in Galilei uydularından en içte olanıdır ve yörüngesi Thebe ve Europa'nın arasında yer alır. Jüpiter'in iç uyduları da dahil olmak üzere beşinci sıradaki uydudur. Yörüngesini tamamlaması 42,456 saat sürer, bu da tek bir gece gözleminde hareketinin büyük bir kısmının tespit edilebileceği anlamına gelir. Europa ile 2:1, Ganymede ile 4:1 yörüngesel rezonanstadır. Bu rezonans, jeolojik aktivitesi için ana ısı kaynağını oluşturan 0,0041'lik yörünge dış merkezliğinin korunmasına yardımcı olur.[22] Bu zoraki dış merkezlik olmasa, gelgit zayıflamasından dolayı yörüngesi dairesel hale gelecek ve jeolojik olarak daha az aktif bir uydu olmasına yol açacaktı.

Diğer Galilei uyduları ve Ay gibi, Io da yörünge periyodu ile senkronize bir şekilde döner ve bir yüzü neredeyse Jüpiter'e dönük olur. Bu senkronizasyon, uydunun boylam sisteminin tanımında da kullanılmaktadır. Io'nun başlangıç meridyeni, kuzey ve güney kutbu ile ekvatoru alt-Jovian noktasında keser. Bununla birlikte, bu meridyen için benzersiz bir referans olarak atanacak hiçbir yüzey özelliği henüz tanımlanmamıştır. Io'nun her zaman Jüpiter'e bakan tarafı alt-jovian yarımküre olarak bilinirken, her zaman uzağa bakan tarafı anti-jovian yarımküre olarak bilinir. Ayrıca, hareket yönüne bakan taraf ön yarımküre, ters yöne bakan taraf ise arka yarımküre olarak tanımlanır.[27]

Volkanizma

Io'nun zoraki yörünge eksantrikliği tarafından üretilen gelgit ısınması, onu yüzlerce volkanik baca ve muazzam lav akıntılarıyla güneş sisteminin volkanik olarak en aktif dünyalarından biri haline getirmiştir. Büyük bir patlama sırasında, çoğunlukla magnezyum açısından zengin mafik veya ultramafik tipte bazaltik lavlardan oluşan onlarca hatta yüzlerce kilometrelik lav akıntıları üretilebilir. Bu aktivitenin yan ürünleri; kükürt, kükürt dioksit ve piroklastik silikatlardır (kül benzeri). Bunlar 200 km yüksekliğe kadar püskürtülür, büyük şemsiye şeklinde duman üretir ve çevresindeki toprağı kırmızı, siyah ve beyaz renklere bezeyerek Io'nun alacalı atmosferini oluşturur. Io'nun volkanik bulutlarından bazılarının geri düşmeden önce yüzeyden 500 km'den fazla uzaklaştığı,[28] püskürtülen malzemenin yaklaşık 1 km/s hıza ulaştığı[29][30] ve çapı 1000 km'nin üzerinde kırmızı halkalar oluşturduğu görülmüştür.[31]

Io'nun yüzeyi, genellikle düz ve dik duvarlarla çevrelenmiş patera olarak bilinen volkanik çöküntülerle bezelidir.[32] Bu nitelikleri onları karasal kalderalara benzetir, fakat aynı şekilde boş lav odasının çökmesi nedeniyle mi oluştukları bilinmemektedir.[33] Dünya ve Mars'taki benzerlerinden farklı olarak bu çöküntüler genellikle kalkan volkanlarının zirvelerinde bulunmaz ve ortalama 41 km çaplarıyla daha büyüktür (en büyüğü Loki Patera 202 km çapındadır).[32] Oluşum mekanizması ne olursa olsun, birçok pateranın morfolojisi ve dağılımı bu oluşumların yapısal olarak kontrol edildiğini ve çoğunlukla faylar veya dağlarla sınırlandırıldığını göstermektedir.[32] Pateralar genellikle kendilerini hem lav gölleri, hem de 2001 yılında Gish Bar Patera'daki bir patlamada olduğu gibi patera ovalarına yayılan lav akışları olarak gösteren volkanik patlamaların sahnelendiği yerdir.[10][34]

Kaynakça

  1. ^ a b Blue, Jennifer (9 Kasım 2009). "Planet and Satellite Names and Discoverers". USGS. 16 Aralık 2001 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Haziran 2020. 
  2. ^ S. W. Kieffer (1982) "Ionian Vulcanism", in David Morrison, ed., Satellites of Jupiter, vol. 3, International Astronomical Union
  3. ^ "Electron Beams and Ion Composition Measured at Io and in Its Torus", Science, 18 Ekim 1996
  4. ^ "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. 9 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Eylül 2007. 
  5. ^ Thomas, P. C. (1998). "The Shape of Io from Galileo Limb Measurements". Icarus. 135 (1). ss. 175-180. Bibcode:1998Icar..135..175T. doi:10.1006/icar.1998.5987. 
  6. ^ a b c d Yeomans, Donald K. (13 Temmuz 2006). "Planetary Satellite Physical Parameters". JPL Solar System Dynamics. 21 Haziran 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mayıs 2020. 
  7. ^ Schubert, G.; Anderson, J. D.; Spohn, T.; McKinnon, W. B. (2004). "Interior composition, structure and dynamics of the Galilean satellites". Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (Ed.). Jupiter : the planet, satellites, and magnetosphere. New York: Cambridge University Press. ss. 281-306. ISBN 978-0521035453. OCLC 54081598. 2 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mayıs 2020. 
  8. ^ Rathbun, J. A.; Spencer, J.R.; Tamppari, L.K.; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, L.D. (2004). "Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument". Icarus. 169 (1). ss. 127-139. Bibcode:2004Icar..169..127R. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.021. 
  9. ^ Rosaly MC Lopes (2006). "Io: The Volcanic Moon". Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson (Ed.). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. s. 419–431. ISBN 978-0-12-088589-3. 
  10. ^ a b Lopes, R. M. C. (2004). "Lava lakes on Io: Observations of Io's volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys". Icarus, 169. s. 140–174. Bibcode:2004Icar..169..140L. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013. 
  11. ^ Cruikshank, D. P.; Nelson, R. M. (2007). "A history of the exploration of Io". Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (Ed.). Io after Galileo. Springer-Praxis. ss. 5-33. ISBN 978-3-540-34681-4. 
  12. ^ Van Helden, Albert (14 Ocak 2004). "The Galileo Project / Science / Simon Marius". Rice University. 25 Haziran 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  13. ^ Baalke, Ron. "Discovery of the Galilean Satellites". Jet Propulsion Laboratory. 6 Ocak 1997 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ocak 2010. 
  14. ^ a b Fimmel, R. O. (1977). "First into the Outer Solar System". Pioneer Odyssey. NASA. 21 Ekim 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2007. 
  15. ^ Anderson, J. D. (1974). "Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10". Science. 183 (4122). ss. 322-323. Bibcode:1974Sci...183..322A. doi:10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098. 
  16. ^ "Pioneer 11 Images of Io". Galileo Home Page. 9 Nisan 1997 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Nisan 2007. 
  17. ^ "Voyager Mission Description". NASA PDS Rings Node. 19 Şubat 1997. 27 Mayıs 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  18. ^ Smith, B. A. (1979). "The Jupiter system through the eyes of Voyager 1". Science. 204 (4396). ss. 951-972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. 
  19. ^ "Jupiter moon shows color, erosion signs". The Milwaukee Sentinel. United Press International. 6 Mart 1979. s. 2. 
  20. ^ a b Strom, R. G. (1979). "Volcanic eruption plumes on Io". Nature. 280 (5725). ss. 733-736. Bibcode:1979Natur.280..733S. doi:10.1038/280733a0. 
  21. ^ Morabito, L. A. (1979). "Discovery of currently active extraterrestrial volcanism". Science. 204 (4396). s. 972. Bibcode:1979Sci...204..972M. doi:10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432. 
  22. ^ a b Peale, S. J. (1979). "Melting of Io by Tidal Dissipation" (PDF). Science. 203 (4383). ss. 892-894. Bibcode:1979Sci...203..892P. doi:10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724. 11 Şubat 2020 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  23. ^ Soderblom, L. A. (1980). "Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results". Geophys. Res. Lett. 7 (11). ss. 963-966. Bibcode:1980GeoRL...7..963S. doi:10.1029/GL007i011p00963. 
  24. ^ Pearl, J. C. (1979). "Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io". Nature. 288 (5725). ss. 757-758. Bibcode:1979Natur.280..755P. doi:10.1038/280755a0. 
  25. ^ Broadfoot, A. L. (1979). "Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter". Science. 204 (4396). ss. 979-982. Bibcode:1979Sci...204..979B. doi:10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434. 
  26. ^ Strom, R. G.; Schneider, N. M. (1982). "Volcanic eruptions on Io". Morrison, D. (Ed.). Satellites of Jupiter. Arizona Üniversitesi Yayınları. ss. 598-633. ISBN 0-8165-0762-7. 
  27. ^ Lopes, R. M. C.; Williams, D. A. (2005). "Io after Galileo". Reports on Progress in Physics. 68 (2). ss. 303-340. Bibcode:2005RPPh...68..303L. doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02. 
  28. ^ P. E. Geissler; M. T. McMillan (2008). "Galileo observations of volcanic plumes on Io". Icarus. Cilt 197. ss. 505-518. doi:10.1016/j.icarus.2008.05.005. 
  29. ^ Roesler, F. L.; Moos, H. W.; Oliversen, R. J.; Woodward, Jr., R. C.; Retherford, K. D.; Scherb, F.; McGrath, M. A.; Smyth, W. H.; Feldman, P. D.; Strobel, D. F. (Ocak 1999). "Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS". Science. 283 (5400). ss. 353-357. Bibcode:1999Sci...283..353R. doi:10.1126/science.283.5400.353. PMID 9888844. 
  30. ^ Geissler, P. E.; McEwen, A. S.; Ip, W.; Belton, M. J. S.; Johnson, T. V.; Smyth, W. H.; Ingersoll, A. P. (Ağustos 1999). "Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io". Science. 285 (5429). ss. 870-874. Bibcode:1999Sci...285..870G. doi:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151. 
  31. ^ Ashley Gerard Davies (2007). Cambridge University Pres (Ed.). Volcanism on Io. s. 235. ISBN 0-521-85003-7. 
  32. ^ a b c Radebaugh, D.; ve diğ. (2001). "Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?". J. Geophys. Res. 106 (E12). ss. 33005-33020. Bibcode:2001JGR...10633005R. doi:10.1029/2000JE001406. 
  33. ^ Leone, Giovanni; Gerard Davies, Ashley; Wilson, Lionel (30 Ekim 2009). "Volcanic history, geologic analysis and map of the Prometheus Patera region on Io". Journal of Volcanology and Geothermal Research. 187 (1–2). ss. 93-105. doi:10.1016/j.jvolgeores.2009.07.019. 
  34. ^ "Gish Bar Patera, Io: geology and volcanic activity, 1996–2001" (PDF). www.lpi.usra.edu. 29 Ekim 2008 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2022. 

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta İo (uydu) ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunur.

Genel bilgiler

Filmler

Resimler

Haritalar

Ek başvurular

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter</span> Güneş Sisteminde yer alan en büyük gezegen

Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegenidir. Güneş'ten uzaklığa göre beşinci sırada yer alır. Adını Roma mitolojisindeki tanrıların en büyüğü olan Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devi sınıfına girmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Europa (uydu)</span> Jüpiterin Uydusu

Europa, Jüpiter'in yörüngesinde bulunan dört Galilei uydusunun en küçüğüdür. Galileo Galilei tarafından keşfedilen dört büyük uydudan gezegene yakınlık açısından ikinci sırada bulunur, bu nedenle Jüpiter'in "II" numaralı uydusu olarak adlandırılmıştır. Jüpiter'in bilinen 80 uydusu arasında gezegene en yakın altıncı uydudur ve ayrıca Ay'dan biraz küçük olan 3.100 kilometrelik çapı ile Güneş Sistemi'ndeki altıncı en büyük uydudur. 1610 yılında Galileo Galilei tarafından keşfedildi ve adını Girit Kralı Minos'un Fenikeli annesi ve Zeus'un sevgilisi olan Europa'dan aldı.

<span class="mw-page-title-main">Ganymede (uydu)</span> Jüpiterin uydusu

Ganymede, Jüpiter'in doğal uydularından biridir. Jüpiter'in ve aynı zamanda Güneş Sistemi'nin en büyük uydusudur. Merkür gezegeninden çap olarak daha büyüktür, ancak kütlesinin yalnızca yarısı kadardır. Ganymede'nin yoğunluğu çok daha azdır. 7 Ocak 1610 tarihinde Galileo Galilei tarafından bulunmuş ve o dönemde tanımlanan 4 Galilei uydusu arasında gezegene yakınlık açısından üçüncü sırada bulunması nedeniyle Jüpiter'in 'III' numaralı uydusu olarak adlandırılmıştır. Galile Uyduları grubuna Io, Europa ve Callisto da dahildir.

<span class="mw-page-title-main">Callisto (uydu)</span> Jüpiterin uydusu

Callisto, Jüpiter'in doğal uydularından biridir. Büyüklükte Jüpiter'in uyduları arasında ikinci, Güneş Sistemi'ndeki tüm uydular arasında üçüncü sırayı alır. 7 Ocak 1610 tarihinde Galileo Galilei tarafından bulundu ve o dönemde tanımlanan 4 Galilei uydusu içinde gezegene en uzaktaki olması nedeniyle Jüpiter'in 'IV' numaralı uydusu olarak adlandırılmıştır. Diğer Galilei uyduları ile yörüngesel rezonansda olmayan tek Galilei uydusudur. Güneş Sistemi'nde, üzerinde en çok krater bulunan gök cismidir. Yüzeyi son 4 milyar yıldır hiç değişmemiştir.

<span class="mw-page-title-main">Amalthea (uydu)</span>

Amalthea, Jüpiter'in doğal uydularından biridir. Düzenli iç yörünge grubunun üyesidir. Galilei uydularından sonra ilk bulunan Jüpiter uydusudur. Bu nedenle 'Jüpiter V' adını almıştır.

<span class="mw-page-title-main">Elara (uydu)</span>

Elara, Jüpiter'in doğal uydularından biridir. Yörüngesi açısından Himalia düzensiz grubunun üyelerindendir. Charles Dillon Perrine tarafından 1905 yılında keşfedilmiştir. Jüpiter'in 8. en büyük uydusudur. İsmi Zeus'un sevgililerinden Elera'dan gelmektedir. 1975'e dek Jüpiter VII olarak adlandırılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Triton (uydu)</span>

Triton, Neptün gezegeninin en büyük doğal uydusudur. 10 Ekim 1846'da İngiliz gök bilimci William Lassell tarafından keşfedilen ilk Neptün uydusuydu. Güneş Sistemi'nde, gezegeninin tersi yönünde bir yörüngeye sahip tek büyük uydudur. Ters yön yörüngesi ve Plüton'a benzer kompozisyonu nedeniyle Kuiper kuşağından yakalanan bir cüce gezegen olduğu düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Titan (uydu)</span> Satürn uydusu

Titan, Satürn'ün en büyük uydusu ve yoğun bir atmosferi olduğu bilinen tek doğal uydudur. Dünya dışında, yüzeyinde kararlı sıvı bulundurduğu kanıtlanan 2. gök cismi olan Titan'daki büyük su kütleleri gibi görünen okyanusların, metan gazının sıvı hali olduğu görülmüştür.

<span class="mw-page-title-main">Galilei uyduları</span> Jüpiterin en büyük 4 uydusu İo, Europa, Ganymede, ve Callistonun ortak adı

Galilei uyduları, Jüpiter'in en büyük dört uydusu olan Io, Europa, Ganymede ve Callisto'dur. Klasik gezegenlerin en sönüğü olan Satürn'den sonra çıplak gözle en kolay görülebilen Güneş Sistemi cisimleridir. Parlak Jüpiter'e olan yakınlıkları çıplak gözle gözlemi çok zorlaştırsa da, yüksek ışık kirliliği olan gece gökyüzü koşullarında bile sıradan dürbünlerle kolayca görülebilirler. Teleskobun icadı, uyduların 1610 yılında keşfedilmesini sağladı. Bu sayede, insanlar klasik gezegenleri takip etmeye başladığından beri keşfedilen ilk Güneş Sistemi cisimleri ve Dünya'nın ötesindeki herhangi bir gezegenin yörüngesinde bulunan ilk cisimler oldular.

Sinope, Jüpiter'in düzensiz uydularından birisidir. S. B. Nicholson tarafından 1914 yılında keşfedildi. İsmini Yunan mitolojisinden almıştır. Jüpiter'in birçok uydusu gibi Sinope de ismini 1975 yılına kadar almamıştır. Daha önceden Jüpiter IX veya Hades olarak isimlendirilmişti. Megaclite 2000 yılında keşfedilinceye kadar Jüpiter'in bilinen en uzaktaki uydusuydu.

<span class="mw-page-title-main">Carme</span>

Carme, Jüpiter'in düzensiz uydularından birisidir. Seth Barnes Nicholson tarafından Haziran 1938'de Mount Wilson Observatory Kaliforniya'da keşfedildi. Daha sonra Yunan Mitolojisinden Carme ismi verildi. Birçok Jüpiter uydusu gibi 1975'e kadar günümüzdeki ismi kullanılmadı, 1955-1975 arasında ise daha çok Jupiter XI olarak adlandırıldı. Bazen de "Pan" olarak isimlendirildi..

<span class="mw-page-title-main">Ananke (uydu)</span> Jüpiterin uydusu

Ananke Jüpiter'in düzensiz uydularından birisidir. Seth Barnes Nicholson tarafından 1951 yılında keşfedildi ve mitolojik ihtiyaç, zorunluluk ve kader Tanrıçası Ananke'nin ismi verildi. Günümüzdeki ismini 1975'te almıştır. Daha önceden Jupiter XII olarak biliniyordu, şu anda Jüpiter'in başka bir uydusu olan "Adrastea" olarak da adlandırılırdı.

Lysithea, Jüpiter'in düzensiz uydularından birisidir ve 16 km çapındaki küçük uydu 259 günde bir tur atar. Seth Barnes tarafından 1938 yılında keşfedildi. Adını Zeus'un sevgilisi mitolojik karakter Lysitha'dan almıştır. Jüpiter'e uzaklığı Elara ile aynıdır. Jüpiter X olarak da bilinir. 1975 yılına kadar Jupiter X ve Demeter olarak adlandırılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter'in manyetosferi</span> Jüpiter gezegeninin manyetosferi

Jüpiter'in manyetosferi, güneş rüzgarının akışı içinde gezegenin içsel manyetik alanı tarafından oluşturulan boşluktur. Güneş yönünde yedi milyon kilometreye kadar uzanırken, ters yönde neredeyse Satürn'ün yörüngesine kadar erişir. Bu sebeple Jüpiter manyetosferi, Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenlerin manyetosferlerinden daha büyük ve daha güçlüdür. Heliosferden sonra bilinen en büyük sürekli yapıdır. Dünya manyetosferinden daha geniş ve daha düzdür, ayrıca manyetik momenti yaklaşık 18.000 kat daha büyüktür. Jüpiter'in manyetik alanı, 1950'lerin sonunda radyo emisyonları gözlemleriyle ilk kez tespit edilmiş ve 1973'te Pioneer 10 uzay aracı tarafından doğrudan gözlemlenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Despina (uydu)</span>

Despina, Neptün'ün üçüncü en yakın iç uydusudur. Adını Yunan mitolojisindeki Poseidon ve Demeter'in kızı olan nemf Despoina'dan almıştır.

<span class="mw-page-title-main">Bianca (uydu)</span>

Bianca Uranüs'ün iç uydularından biridir. 23 Ocak 1986'da Voyager 2 tarafından çekilen görüntüler sayesinde keşfedildi ve geçici olarak S/1986 U 9 olarak adlandırıldı. Daha sonra uyduya, Shakespeare'in Hırçın Kız adlı oyunundaki Katherine'in kız kardeşinin ismi verilmiştir. Ayrıca Uranüs VIII olarak da bilinir.

<span class="mw-page-title-main">Naiad (uydu)</span>

Naiad, Neptün'ün en içteki uydusu ve gezegenin merkezinden 48.224 km uzaklıktaki uydularla herhangi bir gaz devinin merkezine en yakın olanıdır. Adını Yunan mitolojisinin naiadlarından almıştır. Uydu, kütle çekimsel etkiyle Neptün'e kilitlidir ve yedi saat dört dakikanın biraz altında, Güneş Sistemindeki bir gezegensel uydunun en kısa yörünge zamanına sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Thalassa (uydu)</span>

Thalassa, Neptün'ün en içteki ikinci uydusudur. Thalassa, Yunan mitolojisinde Aether ve Hemera'nın kızı olan deniz tanrıçası Thalassa'nın adını almıştır. "Thalassa", aynı zamanda "deniz" anlamına gelen Yunanca bir kelimedir.

<span class="mw-page-title-main">Düzensiz uydu</span> Uzak, eğimli ve genellikle eksantrik ve retrograd yörüngeyi takip eden doğal uydu

Astronomide düzensiz uydu veya düzensiz doğal uydu, uzak, eğik ve genellikle dış merkezli, ters yön yörünge izleyen bir doğal uydudur. Bunlar, oluşumunu yörüngelerinde gerçekleştiren düzenli uydulardan farklı olarak ana gezegenleri tarafından yakalanmışlardır. Düzensiz uydular, genellikle benzer şekilde düzensiz yörüngelere sahip olan fakat sonunda uzaklaşarak ayrılacak olan geçici uyduların aksine sabit bir yörüngeye sahiptir. Terim, şekle atıfta bulunmaz; örneğin Triton yuvarlak bir uydudur, fakat yörüngesi nedeniyle düzensiz olarak kabul edilir.

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter'in halkaları</span> Jüpiter gezegeninin halkaları

Jüpiter'in halkaları ya da Jüpiter halka sistemi, Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegen olan Jüpiter'in çevresinde bulunan halka sistemidir. Satürn ve Uranüs sistemlerinden sonra Güneş Sistemi'nde keşfedilen üçüncü halka sistemiydi. İlk olarak 1979'da Voyager 1 uzay aracı tarafından gözlemlendi ve 1990'larda Jüpiter yörüngesine giren Galileo uzay aracı tarafından araştırıldı. Hubble Uzay Teleskobu ve Dünya'dan da uzun süre gözlemlenmiştir. Halkaların Dünya'dan gözlemlenmesi, mevcut en büyük teleskopları gerektirir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.