Jüpiter
Yörünge dış merkezliği 0.048 392 66
Günberi 740,742,598 km 4.951 558 43 AB
Günöte 816,081,455 km 5.455 167 59 AB
Yörünge periyodu 4333.2867 d (11.86 a)
Kavuşum süresi 398.88 gün
Ort. yörünge hızı 13.056 km/s
Max. yörünge hızı 13.712 km/s
Min. yörünge hızı 12.446 km/s
Eğiklik 1.305 30°(Güneş ekvatoruna göre 6.09°)
Çıkış düğümü boylamı 100.556 15°
Günberi açısı 274.197 70°
Uydularının sayısı 63
Fiziksel özellikleri
Ekvatoral çap 142,984 km [1] (11.209 Dünya çapı)
Kutup çapı 133,709 km (10.517 Dünya çapı)
Basıklık 0.064 87
Yüzey alanı 6.14×1010 km2 (120.5 Dünya yüzeyi)
Hacim 1.431×1015 km3 (1321.3 Dünya hacmi)
Kütle 1.899×1027 kg (317.8 Dünya kütlesi)
Ana özkütle 1.326 g/cm3
Ekvatoral yerçekimi 23.12 m/s2 (2.358 g)
Kaçış hızı 59.54 km/s
Dönme periyodu 0.413 538 021 gün (9 h 55 min 29.685 s)
Dönme hızı 12.6 km/s = 45,300 km/h (ekvatorda)
Eksen eğikliği 3.13°
Kuzey kutbunun bahar açısı 268.05° (17 h 52 min 12 s)
Yükselim 64.49°
Albedo 0.52
Yüzey sıcaklığı
min ana max
110 K 152 K N/A K
Atmosfer özellikleri
Atmospheric pressure 70 kPa
Hidrojen ~86%
Helyum ~14%
Metan 0.1%
Su buharı 0.1%
Ammonia 0.02%
Etan 0.0002%
Phosphine 0.0001%
Hydrogen sulfide <0.00010%
Jüpiter (Müşteri, Erendiz) Güneş Sisteminin en büyük gezegeni. Güneşten uzaklığa göre beşinci sırada. Adını Roma tanrılarının en büyüğü Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.
Jüpiter gerek çap, gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33 katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.52 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter'in Güneş'ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K'den (-167 °C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147 °C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır.
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Jüpiter ve Satürn ise, adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır. Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir 'buz' ve 'kaya' tabakasının oluşturduğu çekirdek bulunur. Bu noktada ısı 20.000K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20 g/cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10.000 km.den küçük, ancak kütlesi Yer'in 10 katını aşkındır.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40.000 km. kalınlığında manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4'üne dek uzanır, Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını, kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur. Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan içe doğru 1'den 5'e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır.
En dışta 20.000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir.
Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir.
Jüpiter'in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş'in kütlesinin % 8'i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, 'yıldız olmayı başaramamış' bir gökcismi olarak da tanımlanabilir.
Atmosfer
Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu'nun varsayılan yapısına yakın olarak, %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır. Bunları %0.1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0.02 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.bundan öteri bu akfosfer zaralıdır.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur. Atmosferin derinliklerine doğru, yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir, 600 km/saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir.
15.000 x 25.000 km boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki Büyük Kırmızı Leke'nin çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanı olduğu düşünülmektedir.
Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü
Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ancak daha 1690 yılında Giovann Domenico Cassini ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü farketmiştir. Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır.
Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30,003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40,630 saniyedir ve Sistem II adını alır. Jüpiter'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29,730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyod Jüpiter'in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın, bu bölgelerdeki bulutların 400 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.
Halkalar
Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi.
Jüpiter'in Halka Sistemi
Halkalar Yörünge Jüpiter'in Merkezinden Uzaklık RJ (km.)
Halo Halka 1,4 1,71 100.000 122.000
Ana Halka Ana Halka(iç) 1,71 122.000
XVI Metis 1,79 128.100
XV Adrastea 1,80 128.900
Ana Halka(dış) 1,81 129.000
Gossamer Halka Gossamer Halka (iç) 1,81 129.200
V Amalthea 2,54 181.400
XIV Thebe 3,11 221.900
Gossamer Halka (dış)3,15 224.900
Satürn‘ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da, toz denebilecek mikroskopik boyutlardan, onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar. Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve herbiri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler. Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur. Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında, Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür.
Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni, kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanı sıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir beyazlık (albedo) derecesi ile üzerine düşen güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler.
Satürn yolculuğu sırasında Cassini-Huygens uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil, keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti. Bu bilgiler halkaların Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir. Bu uydulardan Metis ve Adrastea 'Ana halka'nın, Amalthea ve Thebe ise daha dışta yeralan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir. Metis ve Adrastea, Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler.
Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken, iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder. En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir.
Manyetosfer
Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Yer ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11° açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000 km uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir çift kutupludur. Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Jüpiter'in manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.
Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı, Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu alanın etkisi ile, Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir.
Jüpiter manyetosferi, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır.
Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km uzağında başlar. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km. ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur.
Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev Van Allen kuşağı bulunur. Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak, gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur.
Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır, ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu plazmanın ısısı 300-400 milyon K olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dahil olmak üzere Güneş sisteminin (Güneş taçküresi dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş sisteminin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir.
Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.
Jüpiter'in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan İo, Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlayan ve İo Plazma Torus'u adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 gigawatt değerini bulduğu sanılır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamıştır, ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır.
Uydular
Jüpiter'in 63 doğal uydusu bilinmektedir. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter'in en büyük 4 uydusu İo, Europa, Ganymede, ve Callisto'yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. Bu uydular sonradan Galilei uyduları olarak adlandırılmıştır. 1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden Voyager uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla, bu sayı kısa sürede artmıştır. Jüpiter'in doğal uyduları makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır.
Jüpiter araştırmalarının tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Jüpiter, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Satürn ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
Jüpiter'in yalnızca parlak bir yıldız değil, üzerinde değişik koyulukta kuşakların seçilebildiği dairesel görünümde bir cisim olduğunu ilk farkeden 1610 yılında Galileo Galilei oldu. Galilei aynı zamanda Jüpiter'in en büyük dört uydusunu keşfetti ve Dünya dışındaki bir gezegenin kendi etrafında dönen uyduları olabileceğinin bu ilk kanıtını, Kopernik'in o güne dek yaygın kabul görmeyen güneşmerkezli teorisini desteklemek için kullandı.
1664'te İngiliz bilim adamı Robert Hooke, ( ya da bazı kaynaklara göre Fransız-İtalyan bilim adamı Giovanni Domenico Cassini) Büyük Kırmızı Leke'yi ilk kez gözledi.
1676'da Danimarkalı gökbilimci Ole Christensen Romer, Jüpiter'in uydularının örtülme ve tutulma zamanlarındaki oynamaların gezegenin Yer'den uzaklığıyla ilişkisini ölçerek ilk kez ışık hızını %25 yanılma payı ile hesapladı. Ölçüm araçlarının gelişmesinin katkısıyla, Romer'in bulduğu bu yöntem, 19. yüzyıl başında ışık hızının %1'den daha az hata ile hesaplanmasına olanak tanıdı.
1690'da Cassini, Jüpiter'in kendi etrafında dönüş süresinin kutuplarda ve ekvatorda farklı olduğunu ilk kez gözlemledi.
1932'de Alman gökbilimci Rupert Wildt tayfölçümsel gözlemlere dayanarak Jüpiter atmosferinde metan ve amonyak bulunduğunu saptadı, bunun ancak çok büyük miktarlarda hidrojen varlığı ile açıklanabileceğini bildirdi. Wildt, 1934'te gezegenin kütle ve yoğunluk verilerinden yola çıkarak Jüpiter'in iç yapısının ve atmosferinin bileşimini bugün kabul edilene benzer şekilde hesapladı.
Hidrojen varlığının kanıtlanması ancak 1960'larda kızılötesi tayfölçüm tekniklerinin gelişmesi ile gerçekleşti. Tayfölçümsel yöntemlerle varlığı ortaya çıkarılması çok güç olan helyum ise ancak 1970'lerde uzay sondalarının hidrojen-helyum atomları arasındaki etkileşimleri ölçmeleri ile gösterilebildi.
1955 yılında Burke ve Franklin, Jüpiter'den yayılan yüksek miktardaki radyo ışınımını rastlantısal olarak saptadılar. Bu buluş, Jüpiter'in çok güçlü magnetosferinin keşfedilmesine yol açtı.
Pioneer 10 ve 11 uzay araçları
Kasım-Aralık 1973'te Pioneer 10, Kasım-Aralık 1974'te Pioneer 11 adlı uzay sondaları Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin ilk yakından gözlemini gerçekleştirdiler. Sırasıyla 1972 ve 1973 yıllarında fırlatılan birbirinin aynı bu iki araç, sınırlı teknik donanıma sahip olmalarına karşın daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladılar.
Jüpiter'in boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
Gezegenin çekim alanının çok düzenli olduğu görüldü, buna dayanarak Jüpiter'in büyük ölçüde akışkan bir yapıya sahip olduğu görüşü güç kazandı.
Uyduların boyutları ve fiziksel özellikleri hakkında edinilen yeni bilgilerle Jüpiter sisteminin oluşumu ve evrimi üzerine yeni bakış açıları oluşturuldu.
Manyetosfer ile ilgili çok sayıda ölçüm yapıldı.
Jüpiter'in gezegenlerarası alana yüksek enerjili elektron ve düşük enerjili protonlar yaydığı saptandı ve böylece bilinen kozmik ışınım kaynaklarına yeni bir tanesi eklenmiş oldu.Gezegenin birçok fotoğrafı çekildi, kızılötesi ve morötesi alanda incelemelerle atmosferin bileşimi ve meteorolojik özellikleri hakkında yeni bilgiler edinildi. Yeryüzünden gözlenemeyen kutup bölgelerinin görüntüleri elde edildi.
Büyük Kırmızı Leke'ye benzer, daha küçük boyutta lekeler saptandı, bu oluşumların meteorolojik olaylar olabileceği düşüncesi sağlamlaştı.
Beta Scorpio yıldızının radyo ışınımının Jüpiter'in atmosferi tarafından örtülmesi incelenerek atmosferin değişik yükseltilerindeki sıcaklıklar ölçüldü.
Voyager 1 ve 2 uzay araçları
Voyager 1 tarafından çekilmiş Jüpiter'in farklı fotoğraflarından oluşan bir animasyon.Voyager 1 Jüpiter'e yaklaşırken, her Jüpiter günü (yaklaşık 10 saat) her bir kare çekilmiştir.
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Ocak-Mart 1979 ve Haziran-Temmuz 1979 tarihlerinde Jüpiter'in yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Voyager 1, Jüpiter'in de Satürn‘ün halkalarına benzer bir halka sistemi bulunduğunu saptadı.
Jüpiter'in 3 yeni uydusu, Adrastea, Metis, ve Thebe keşfedildi.
Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi. Uyduların ayrıntılı yüzey fotoğrafları yardımıyla, iç yapıları hakkında değerli ipuçları sağlayan jeolojik özellikleri öğrenildi.
İo üzerinde volkanik aktivite gözlendi. Jüpiter manyetosferinin dış kesimlerine kadar uzanan alanda İo'dan kaynaklandığı sanılan kükürt, oksijen, ve sodyum izlerine rastlandı. Aynı elementlere ait iyonların İo yörüngesi içinde ışık hızının %10'una varan hızlara ulaşarak bir sıcak plazma alanı oluşturduğu saptandı. Pioneer uzay araçlarının gözlemleri ile çelişen bu bulgular iç manyetosferin değişken bir yapısı olduğu izlenimini oluşturdu.
İo'dan Jüpiter'e ulaşan akı hattının 5 milyon amper düzeyinde bir elektrik akımı taşıdığı saptandı.
Voyager 2'nin Satürn'e doğru yolculuğu sırasında Jüpiter manyetosferinin Satürn yörüngesine dek uzanan kuyruğu kanıtlandı.Jüpiter atmosferinde yıldırımlara neden olan yoğun elektrik boşalmaları saptandı.
Bulut hareketleri izlendi, atmosfer akımlarının önceden bilinmeyen ayrıntıları saptandı, Büyük Kırmızı Leke'nin altı günlük bir devirle saat yönünün tersinde döndüğü görüldü.Kutup ışıkları gözlendi.
Atmosferin üst kesimlerindeki helyum oranı ölçüldü, Güneş ve gezegenleri oluşturan ilksel Güneş Bulutsusu'nun bileşimi hakkında ipuçları sağlandı.
Ulysses uzay aracı
Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan Ulysses uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği ivmeyi kazanması amacıyla Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yaralanabileceği bir yol izledi. 8 Şubat 1992'de Jüpiter'in 450.000 km kadar yakınından geçen araç, bu fırsatı değerlendirerek 2-14 Şubat tarihlerini kapsayan dönemde Jüpiter'in manyetosferi üzerinde yoğunlaşan gözlemlerde bulundu.
İo Plazma Torus'u içinden geçerek ölçümler yaptı, manyetosferin çeşitli bölgelerinde manyetik alan, değişik frekanslarda ışınımlar, yüksek enerjili parçacıklar, ve plazma bileşenlerini hedef alan çok sayıda gözlem yaptı. Jüpiter yakın geçişi sonrasında kazandığı kutupsal yörüngesi sayesinde, Jüpiter manyetosferinin tutulum düzlemi dışındaki daha önce araştırılmamış bölgelerinde de gözlem yapma olanağını sağladı.
Ulysses, Kasım 2003-Nisan 2004 arasında ikinci kez Jüpiter'in yakınından geçti.
Galileo programı
1989 yılında fırlatılan Galileo uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşmakta idi.
Galileo'nun Jüpiter ile ilgili görevi planlanandan önce başladı. Temmuz 1994'te, gezegene ulaşmasından 18 ay önce, Shoemaker-Levy kuyrukluyıldızının Jüpiter'e çarpmasını yeryüzünden yapılan gözlemlere oranla daha elverişli açılardan görüntüledi.
Jüpiter'e yaklaşırken uzay aracından ayrılan atmosferik sonda 7 Aralık 1995'te gezegen atmosferine daldı, bir paraşüt yardımıyla yavaşlayarak, atmosferin derinliklerinde yüksek basınç ve ısı nedeniyle tahrip olmadan önce 58 dakika süreyle veri topladı ve yeryüzüne gönderdi. Ölçümler, atmosferin beklenenden çok daha kuru olduğu izlenimini verdi, ancak sonradan sondanın giriş noktasının alçalan kuru ve soğuk hava akımlarına denk gelen bir atmosfer bölgesinde olduğu görüşü ağırlık kazandı. Sonda, beklenen değerlerin beşte biri kadar su buharı, beklenenin yarısı kadar helyum ve metan düzeyleri gözledi. Yer atmosferinde gözlenenden 10 kat fazla yıldırım etkinliği saptandı.
Galileo yörünge aracı, 7 Aralık 1995'te Jüpiter çevresinde yörüngeye girdi ve görevini tamamladığı 2003 yılına dek 35 tur tamamladı, İo, Europa, Ganymede, Callisto, ve Amalthea ile ilgili gözlemleri gerçekleştirdiği 34 yakın geçiş yaptı. Uyduların yüzey şekilleri ve iç yapıları ile ilgili geniş bilgi edinilmesini sağladı.
Jüpiter halkalarının oluşumunda kozmik çarpışmalar sonucunda iç uydulardan kopan maddelerin katkısı anlaşıldı.Jüpiter manyetosferinin kendine özgü pek çok özelliği ortaya çıkarıldı.21 Eylül 2003'te uzatılmış görevini tamamlayan Galileo, yaşam barındırma olasılığı bulunan uydulara zarar vermemesi için, Jüpiter üzerine düşürülerek parçalandı.
Cassini-Huygens programı
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, Jüpiter'in çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için bu gezegenin yakınından geçen bir rota izledi. 30 Aralık 2000 tarihinde Jüpiter yakın geçişini gerçekleştiren sonda, bu tarihin öncesi ve sonrasını kapsayan birkaç aylık süre içinde bilimsel aygıtlarını Jüpiter hakkında veri toplamak için çalıştırdı.
Jüpiter'in bugüne dek elde edilen en yüksek çözünürlüklü görüntüleri kaydedildi.Jüpiter'in atmosferinde koyu renkli görünümü ile ayırdedilen kuşakların, alçalan gaz kütlelerinin oluşturduğu siklon alanları olduğu yönündeki yerleşmiş görüşü sarsan bulgular elde etti. Ayrıntılı görüntülerde, bu koyu kuşaklarda herbiri yükselen gaz kütleleri içeren açık renkli bulut kümelerinden oluşmuş çok sayıda küçük fırtına hücresinin bulunduğu ve net gaz hareketinin koyu kuşaklarda da yukarı doğru olduğu ortaya çıktı.Jüpiter halkalarının neden olduğu ışık saçılmasının ölçümü, halkaların düzensiz ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu ortaya koydu.
Chandra X-ışını gözlem uydusu ve Hubble uzay teleskopu
1999 yılında fırlatılarak Dünya etrafındaki yörüngesine oturtulan Chandra uydusu, X-ışını dalga boyunda yaptığı gözlemlerde, Jüpiter'in kutup bölgelerinde gözlenen dünyadakinden 1000 kat daha güçlü kutup ışıklarının elektronlarını kaybetmiş yüksek enerjili oksijen ve benzeri iyonların atmosfer ile etkileşimi sonucunda ortaya çıktığını belirledi.
Eşzamanlı olarak Hubble uzay teleskopundan alınan görüntülerde hidrojen iyonlarında artışa rastlanmaması, bu parçacıkların Güneş kaynaklı olamayacağını ortaya koydu. Böylece Jüpiter'de gözlenen kutup ışıklarının Yer atmosferindekinden farklı bir mekanizma ile oluştuğu ve büyük olasılıkla İo'dan kopan atomların Jüpiter manyetosferinde hızlanarak atmosfere çarpmalarının sonucu oldukları varsayımı güçlendi.
Tasarı aşamasındaki araştırmalar
Plüton ve uydusu Charon'u incelemek üzere NASA tarafından Ocak 2006'da fırlatılması planlanan ve hız kazanması için Jüpiter'in yakınından geçen bir rota izlemesi öngörülen New Horizons uzay sondası, Şubat-Mart 2007'de Jüpiter ile ilgili gözlemler yapabilecektir.
NASA tarafından geliştirilmekte olan Prometheus programının ilk aşaması JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter-Jüpiter Buz Uyduları Yörünge Aracı), Nükleer-Elektrik İtme Gücü ile hareket eden bir uzay sondası ile Jüpiter'in Galilei uyduları'nın ayrıntılı incelenmesini olanaklı kılacaktır. Bu projenin en erken fırlatma tarihi olarak 2015 yılı önerilmektedir.
Gözlem koşulları
Bir dış gezegen olan Jüpiter, güneş çevresinde 12 yıllık dolanma süresi ile 13 ay süren kavuşum devrine sahiptir ve her yıl bir burçtan diğerine geçer. Venüs'ten sonra gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Seyrek olarak, kısa dönemler için Mars parlaklıkta Jüpiter'i geçebilir.
Kavuşum dönemini kapsayan 1-2 aylık dönem dışında yıl boyunca rahatlıkla çıplak gözle izlenir. Yılın büyük bir bölümünde, en parlak yıldız olan Sirius'un -1,5 düzeyindeki parlaklığını aşar ve en uygun karşı konum koşullarında -2,7 gibi bir parlaklığa ulaşır. Bu yönleriyle amatör gözlem için Venüs ve Mars'tan daha elverişlidir. Karşı konumda 50 saniyeye yaklaşan görünür çapı ile insan gözünün 1 dakika olan ayırma gücünün sınırına çok yaklaşır ve küçük büyütmeli bir dürbünle gezegenin diski seçilebilir. Amatör bir teleskopla Jüpiter'in kuşakları, Büyük Kırmızı Leke ve gezegenin kendi etrafında dönüşü, Galilei uyduları ve gezegen etrafındaki hareketleri izlenebilir.
Güneş Sistemi'nde Jüpiter'in özel yeri
Bazı özellikleri, Jüpiter'i eşşiz kılmaktadır: Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegeni olmakla kalmaz, kütlesi tek başına diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin 2,5 katına ulaşır.Kendi etrafında dönüş süresi en kısa olan gezegendir.En güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahip gezegendir.Büyüklük ve çeşitlilik açısından en zengin uydu sistemine sahip gezegendir. Güneş Sistemi'nin en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir.
Merkür (Utarit), Güneş Sistemi'nin Güneş'e en yakın gezegenidir. Büyüklük açısından 8 gezegen arasından son sırayı alır. Adını Roma mitolojisinde ticaret ve yolculuk tanrısı ve tanrıların habercisi olarak bilinen Merkür'den alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Yer benzeri ya da 'kaya' yapılı gezegenler sınıfına girmektedir. Güneş'e yakınlığı nedeniyle yeryüzünden izlenmesi güçtür ve hakkında bilinenler sınırlıdır. Uydusu bulunmamaktadır.
Merkür, Güneş'e uzaklığı yaklaşık 46 milyon ile 70 milyon kilometre arasında değişen oldukça eliptik bir yörünge izler. Plüton'dan sonra Güneş Sistemi'nin gezegenleri arasında gözlenen en yüksek dışmerkezlik değerine sahip bu yörüngenin milyonlarca yıllık bir çevrim içinde zaman zaman daha da basıklaşarak dışmerkezlik derecesinin günümüzdeki 0,21'den 0,5 düzeyine dek yükselebildiği sanılmaktadır.
Merkür
Fiziksel özellikler
Merkür ile Dünya'nın boyutlarının karşılaştırılması
Merkür, Güneş Sistemi'nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi katı bir yapıya sahiptir. 5,43 g/cm³ olan yoğunluğu Yer ile karşılaştırılabilecek denli yüksektir ve Yer'den sonra Güneş Sistemi'nde karşılaşılan en büyük değerdedir. Merkür Güneş'e yakınlığı nedeniyle güneş ışınlarının güçlü etkisi altındadır ve sıcak bir gezegendir. Yüzey ısısı uzun süren Merkür günü sırasında 457 °C üzerindeki düzeylere çıkabilirken, etkili bir atmosferin yokluğu nedeniyle gece -172 °C'ye kadar düşmektedir. Gezegenin koyu bir yüzeyi vardır. Yüzeyin 0,11 albedo değeri vardır, yani üzerine düşen güneş ışınlarının ancak yaklaşık onda birini yansıtır.
Yüzey şekilleri
Merkür (Mariner 10 dan çekilmiş) Merkür yüzeyinin en dikkat çeken özelliği tüm gezegen üzerine dağılmış irili ufaklı çarpma kraterleridir. İlk bakışta Ay yüzeyine benzetilebilecek bu görünümün, daha dikkatli bir incelemede birçok farklılıklar içerdiği anlaşılır. Ay'da olduğu gibi kraterlerin yoğun bir şekilde iç içe geçtiği alanlar arasında, krater yoğunluğunun çok düşük olduğu, yumuşak engebeli geniş düzlükler yer alır.
Bu bölgeler kraterlerin sık olduğu bölgelere göre daha alçakta yer alırlar ve Ay'daki 'deniz'lere benzer şekilde, büyük çarpmalar sonucunda gezegen içinden yüzeye çıkan lav akıntıları ile oluştukları sanılır. Gerek bu oluşumların, gerekse büyük kraterlerin çoğunun, Güneş Sistemi içinde büyük çarpışmaların sürdüğü 4,5 ile 3,8 milyar yıl öncesini kapsayan dönemde meydana geldiği düşünülür. 3,8 milyar yıl öncesinden günümüze kadar, Güneş Sistemi büyük çarpışmaların sıklığının azaldığı, nisbeten sakin bir döneme girmiştir.
Merkür üzerindeki en büyük çarpışma izi, 1300 km çapındaki Caloris Havzasıdır. Bu dev lav denizi 100 km çapında bir gökcisminin çarpması ile gezegenin manto tabakasından yüzeye çıkan sıvılaşmış materyel ile oluşmuş, bu arada şok dalgalarının gezegen boyunca yayılarak diğer yüzünde odaklanması sonucunda Caloris Havzasının tam karşı kutbunda 500.000 km²'lik bir alan son derece engebeli bir hal almıştır. Ayrıca düzlükler üzerinde yüzlerce kilometre uzunluğunda ve yüksekliği 2-3 km'yi bulan kırıklar dikkati çeker. Bunlara, gezegenin soğuması sırasında küçülen hacminin neden olduğu sanılmaktadır. Kırıkların bazı kraterlerin içinden de geçmeleri krater oluşum döneminden daha sonra meydana geldiklerini düşündürür.
Gezegen yüzeyinin en dışta kalan birkaç metre kalınlığındaki kısmının, Ay yüzeyindekine benzer biçimde çok küçük göktaşlarının milyarlarca yıldır süren bombardımanı sonucunda ince bir toz haline gelmiş regolit tabakası olduğu varsayılır. Aynı Ay'da gözlendiği gibi az sayıdaki genç kraterin, ışınsal olarak kendilerini çevreleyen parlak beyaz çizgilerin ortasında yer aldığı görülür. Bu çizgiler, çarpma sırasında 'kirli' regolitin üzerine sıçrayan taze materyel ile ilişkilidir.
Yüzeyindeki maddeler
Merkür'ün yüzeydeki kurtulma hızı gezegenin düşük kütlesi nedeniyle Yer'in ancak % 40'ı kadardır. Bu düzeydeki bir çekim gücü, gezegen yüzeyindeki 400 °C'yi aşan sıcaklıklar karşısında gazların uzaya kaçmasına engel olamayacak denli güçsüzdür. Bu nedenle Merkür'ün çoğunlukla orta ağırlıktaki elementler içeren (oksijen, sodyum, potasyum) son derece seyrek bir atmosferi bulunmaktadır. Bu atmosfer durağan olmaktan çok, Merkür'ün konumunda etkisi güçlü olan güneş rüzgarı ve yüksek yüzey ısıları nedeniyle gezegen yüzeyinden koparılan ve kısa sürede uzay boşluğuna kaybedilen atomlardan oluşmuş, sürekli yenilenen bir yapıdadır. Bu şekliyle, Merkür atmosferini Yer'in egzosferi ile karşılaştırmak olasıdır. En ilginç olanı ise merkürün yerçekimi kuvvetinden kurtulmak dünyadakinden daha kolaydır.
Merkür'ün Manyetik Alanı
Merkür'ün küçük boyutuna oranla önemli sayılabilecek bir manyetik alanı bulunmaktadır. Ekseni Merkür'ün dönüş eksenine 11° eğimli, kutupları Yer'in manyetik kutuplarına göre ters yerleşmiş durumda, yani kuzey manyetik kutbu gezegenin coğrafi güney kutbuna komşu olan ve gezegen yüzeyinde Yer manyetik alanının % 1'i kadar güçlü bu alan, Merkür çevresinde küçük bir manyetosfer oluşturmaya yeterlidir.
Manyetosfer, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Merkür'ün manyetik alanı güneş rüzgarı ile gelen parçacıkları yakalayıp gezegen çevresinde tutacak kadar güçlü olmadığı için, Van Allen kuşakları yoktur.
Küçük bir gezegen olan Merkür'ün çekirdek sıcaklığının bir manyetik alan oluşturmak için gerekli olan sıvı demir kütlesini barındırmaya izin vermeyecek kadar düşük olduğu düşünülmektedir. Bu nedenle, bugün gözlenen manyetik alanın gezegen içindeki aktif bir manyetik dinamo tarafından sağlanmak yerine, çok önceleri mıknatıslanmış olan katı haldeki çekirdek tarafından sürdürüldüğü görüşü ortaya atılmıştır.
Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönüşü
Gözlem koşullarının güçlüğü, Merkür'ün teleskopla ayırdedilebilen yüzey yapılarının hareketlerine dayanarak dönüş periyodunun hesaplanmasını zorlaştırmıştır. 1960'lı yıllara gelinceye dek gezegenin kendi ekseni etrafında dönüşünün, Güneş çevresindeki hareketi ile 'kilitlenmiş' şekilde 88 günde tamamlandığına inanılıyordu. Gezegenin bir yüzünün sürekli karanlıkta kalarak çok düşük sıcaklıkta bulunması ile sonuçlanacak bu durum, 1962 yılında radyo gökbilim tekniklerinin Merkür'ün gece yüzünde sıcaklığın hiçbir zaman -160 °C'nin altına düşmediğini ortaya koyması ile tartışmalı hale geldi.
1965 yılında radar incelemeleri, gezegenin dönüş hızının yaklaşık 59 günlük bir devir ile uyumlu olduğunu gösterdi. İtalyan gökbilimci Giuseppe Colombo bu sürenin Merkür'ün yörünge periyodunun 2/3 ü kadar olduğuna dikkati çekerek, gezegenin alışılmamış bir dönüş-yörünge kilitlenmesi olabileceğini bildirdi. Bu, Mariner 10 uzay sondasının 1974 yılında Merkür'ü ziyareti sırasında doğrulandı. Bugün, Merkür'ün kendi etrafındaki dönüşünü 58,65 günde tamamladığı bilinmektedir. Yörünge ve dönüş periyodlarının bu şekilde 3:2 oranındaki senkronizasyonu, gezegenin oldukça eliptik yörüngesinin yol açtığı önemli yörünge hızı değişimleri ile daha uyumlu görülür. Bu şekilde, 1:1 oranındaki bir kilitlenmenin özellikle günberi dönemindeki hızlanma sırasında yol açacağı librasyon hareketleri ve buna bağlı güçlü gel-git etkileri ve iç gerilimler önlenmiş olmaktadır.
Merkür'ün bu dönüş biçimi ilginç sonuçlar doğurur. Gezegen kendi ekseni etrafında bir dönüşünü tamamladığı 58,65 günlük süre içinde Güneş çevresindeki dönüşünün de üçte ikisini gerçekleştirdiği için, güneşin görünür hareketi çok daha yavaş olmaktadır. Merkür'ün herhangi bir noktasında güneşin iki doğuşu arasında geçen süre dünya ölçülerine göre 176 gündür; diğer bir deyişle gezegenin bir günü iki yılına eşittir.
Bunun yanı sıra aşırı eliptik yörünge nedeniyle değişen yörünge hızı, gezegenin güneş çevresindeki açısal hızının bazen kendi etrafındaki açısal hızı aşmasına, yani güneşin görünür hareketinin ters yöne dönmesine yol açar; gezegenin bu eliptik çizgi üzerinde güneşe yaklaşıp uzaklaşmasıyla güneşin görünür boyutunun da değişmesi tabloya eklendiğinde Merkür üzerinde geçen bir günün öyküsü iyice renklenir:
Caloris Havzası, güneşin meridyenden yani öğle noktasından geçişi ile günberi geçişinin aynı zamana geldiği bir konumdadır. Merkür'ün her iki yılında bir, bu bölge öğle ile yaz ortasını bir arada yaşayarak gezegenin (ve Güneş Sistemi'nin) en sıcak yeri olur. Caloris Havzası'ndaki bir gözlemci güneşin doğudan yükseldikçe büyüdüğünü ve doğudan batıya doğru hareketinin yavaşladığını görür. Güneş en yüksek noktayı geçtikten ve alçalmaya başladıktan kısa bir süre sonra durur ve geriye doğru hareket etmeye başlar.
En yüksek noktadan bu kez ters yönde ikinci geçişinde en büyük görünür çapa ulaşır ve batıdan doğuya alçalırken yeniden küçülmeye başlar. Bir süre sonra tekrar yavaşlayarak durur ve doğudan batıya alışılmış hareketine döner. Batı-doğu doğrultusundaki bu geriye hareket dünya ölçüleriyle birkaç gün sürmüştür. Güneş öğle çizgisinden üçüncü kez geçer ve batıya doğru alçalırken küçülmeye devam eder. Güneş battığında bir Merkür yılı dolmuştur. İkinci yıl Caloris Havzasının gecesi boyunca geçer, güneş doğudan yükselmeye başladığında yeni bir yıla girilmiştir.
Caloris Havzasının 90 derece doğusunda bulunan bir gözlemci için gün çok farklı başlar. Büyük ve sıcak bir güneş doğudan yavaşça yükselmeye başlar, ancak bir süre sonra durarak yeniden alçalır, batarken en büyük çapa ulaşır, dünya ölçüleriyle 2 gün sonra tekrar doğar ve yükseldikçe görünür büyüklüğünün azaldığı gözlenir. Öğle çizgisinden geçerken en küçük halini almıştır, batıya doğru alçaldıkça tekrar büyümeye başlar. Batıdan battıktan kısa bir süre sonra aynı noktadan tekrar en büyük şekliyle doğduğu gözlenir, batı ufkundan bir süre yükseldikten sonra yeniden alçalır ve bir Merkür yılı boyunca görünmemek üzere batar
Merkür'ün tanınmasının tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Merkür Ay, Güneş, Venüs, Mars, Jüpiter, ve Satürn ile birlikte, görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren gökcisimlerinden biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
Eski Yunan'da sabah yıldızı olarak görüldüğünde Hermes, akşam yıldızı olarak görüldüğünde ise Apollo olmak üzere iki ayrı ad taşımaktaydı. Pisagor sayesinde bu iki yıldızın aslında aynı gökcismi olduğunu öğrenen ilkçağ dünyası, Merkür ve Venüs'ün Güneş çevresinde döndüğünü ileri süren Heraklit ile ilk kez güneşmerkezli görüş ile tanıştı. Romalılar ise gezegene Hermes'in Roma mitolojisindeki eşdeğeri olan ayakları kanatlı haberci tanrı Merkür'ün adını verirken büyük olasılıkla Merkür'ün sabah ufku ile akşam ufku arasındaki hızlı geçişlerinden etkilenmişlerdi.
1639'da İtalyan gökbilimci Giovanni Battista Zupi basit bir teleskop yardımı ile Merkür'ün evreleri olduğunu farketti. Gezegenin Güneş etrafında döndüğünü bildirdi.
1880'lerde İtalyan gökbilimci Giovanni Schiaparelli atmosferin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, Merkür'ün gökyüzünde yüksekte bulunduğu gündüz saatlerinde teleskopla yaptığı gözlemlerle, Merkür yüzeyindeki koyu ve açık renkli bölgeleri gösteren ilk 'albedo haritası'nı çizdi ve Merkür'ün dolanma süresi ile kendi etrafında dönme süresinin eşit olduğunu iddia etti.
Yunan asıllı ve Türkiye doğumlu Fransız gökbilimci Eugène Michel Antoniadi 1934 yılında yayınladığı kitabında Merkür'ün o zamana kadar yapılmış en ayrıntılı albedo haritasını sundu ve gezegenin dikkate değer bir atmosferi bulunduğunu öne sürdü.
1962 yılında Michigan Üniversitesinden W.E. Howard, gezegenin kızılötesi ve radyo ışınımları ölçümlerine dayanarak Merkür'ün gece yüzünün hiçbir zaman güneş ışığı almayan bir yüzeyden beklendiği kadar soğuk olmadığını, bu nedenle 88 günlük dönüş süresi iddialarının akla yakın olmadığını ileri sürdü.
1965'te Gordon H. Pettengil ve Rolff B. Dyce Porto Riko'daki Arecibo radyoteleskopu yardımıyla yaptıkları radar incelemeleri ile gezegenden yansıyan ışınların Doppler kaymasını ölçerek Merkür'ün kendi ekseni etrafındaki dönüşünü yaklaşık 59 günde tamamladığını hesapladılar. Bu bulgu üzerine İtalyan bilim adamı Giuseppe Colombo bugün kabul edilen 3:2 yörünge-dönüş senkronizasyonu görüşünü ortaya attı.
1991 yılında Arecibo radyoteleskopundan yapılan radar gözlemlerinde gezegenin kutup bölgelerinde donmuş halde su bulunabileceğini düşündüren bulgular elde edildi.
Mariner 10 uzay sondası
Bugüne dek Merkür'e gönderilen tek uzay aracı 1973 yılında fırlatılan Mariner 10 uzay sondasıdır. Sonda, Şubat 1974'te Venüs yakın geçişini gerçekleştirdikten ve gezegenle ilgili bilimsel gözlemler yaptıktan sonra, Güneş çevresinde Merkür yörüngesi ile kesişen ve yörünge dönemi Merkür'ün periyodunun tam iki katı olan eliptik bir yörüngeye girerek bu çizgi üzerinde her 176 günde bir Merkür'le karşılaşmaya başladı. 29 Mart 1974, 21 Eylül 1974 ve 16 Mart 1974 tarihlerinde gerçekleşen üç yakın geçişte gezegen hakkında çok değerli bilgiler elde edildi:
Merkür'ün kütlesi, çapı, dönüş süresi duyarlı olarak ölçüldü.
Gezegenin daha önce bilinmeyen manyetosferi keşfedildi, ince atmosferi hakkında veriler toplandı.
Ayrıntılı fotoğraflar çekildi, gezegenin yüzey haritası çıkarıldı. Ancak sondanın her geçişinde Merkür aynı konumda bulunduğundan, yüzeyin ancak yarıya yakın bölümü haritalanabildi.
Üçüncü geçişte gezegene 327 km yaklaşan sonda, bu geçişten kısa bir süre sonra yakıtının bitmesi ile görevini sonlandırdı. 1975 yılından bu yana bağlantı kurulamayan Mariner 10, sabit yörüngesinde her iki Merkür yılında bir gezegenle aynı noktada buluşmaya devam etmektedir.
Messenger Uzay Sondası
Yer'den Merkür'e gönderilen uzay araçları, gezegenin Güneş'e yakın konumu nedeniyle, gezegen çevresinde yörüngeye girebilmek için çok yüksek enerjiye gereksinim duymaktadır. Bu nedenle, Mariner 10 programında, gözlemler için çok az zaman tanıyan hızlı yakın geçişler ile yetinmek zorunda kalınmıştır.
1980'lerin sonlarına doğru NASA bilim adamlarından Chen-Wan Yen, bir uzay sondasını Merkür çevresinde yörüngeye sokmaya olanak tanıyabilecek ekonomik uçuş yolları tasarladı. MESSENGER bu plan üzerine kurulmuş karmaşık ve uzun bir rota izleyerek Mart 2011'de Merkür etrafında yörüngeye girmek üzere, 3 Ağustos 2004'te fırlatıldı. Gelişmiş bilimsel aygıtlarla donatılan sonda, yörüngeye girmeye uygun bir açı ve hız elde edebilmek için gerekli kütleçekim yardım manevralarını 1 kez Yer, 2 kez Venüs ve 3 kez de Merkür yakın geçişi ile gerçekleştirecektir. 1 yıl sürmesi planlanan yörünge etkinlikleri şu konular üzerinde yoğunlaşacaktır:
Merkür'ün tüm yüzeyinin yüksek çözünürlüklü (250 metre/piksel) görüntülerinin elde edilmesi
En azından gezegenin bir bölümünün topografik haritasının çıkarılması
Yüzey bileşenlerinin gezegen üzerinde dağılımı
Çekim alanının ayrıntılı haritası
Manyetik alanın 3-boyutlu modeli
Çeşitli elementlerin yüksekliğe göre dağılımı
Kutuplarda kraterlerin güneş almayan alanlarında korunmuş uçucu bileşenlerin araştırılması
BepiColombo programı
ESA (Avrupa Uzay Ajansı) tarafından 2012 yılında fırlatılması planlanan ve Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönüşünü aydınlatan Giuseppe Colombo'nun onuruna adlandırılan BepiColombo uzay aracı iki ayrı sondadan oluşacaktır. Merkür çevresinde iki değişik yörüngeye oturtulması planlanan sondalardan birinin gezegenin manyetosferi, diğerinin ise yüzey ve atmosferi ile ilgili gözlemler yapması öngörülmektedir.
Adlandırma
Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU), Merkür üzerindeki yüzey şekillerine verilen adların belli kurallara göre seçilmesini önermektedir:
* Kraterler: Ölmüş sanatçıların (besteci (örnek: Vivaldi, ressam, yazar) adları
* Dağlar: 'Caloris' (Latince 'sıcak' sözcüğünden)
* Sırtlar: Merkür araştırmalarına katkıda bulunmuş ölmüş bilim adamları
* Ovalar: Merkür gezegeninin veya tanrı Merkür'ün çeşitli dillerde adları
* Uçurumlar: Keşiflerde veya bilimsel araştırmalarda kullanılan ünlü gemilerin adları
* Vadiler: Radyoteleskop adları
Gözlem koşulları
Merkür, Güneş çevresinde yaklaşık 88 gün süren dolanma süresi ve 116 günlük kavuşum dönemi ile, gökyüzündeki görünür hareketini yılda üç kez yineler. Bir alt gezegen olması nedeniyle ile her zaman Güneş'e yakın konumdadır ve gözlenmesi Güneş'in parlak ışığı nedeniyle oldukça güçtür. -1,9 kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve bazen Satürn, Mars ve hatta Jüpiter'den daha ışıklı olabilmesine karşın hiçbir zaman karanlık bir zemin üzerinde izlenemediği için, her kavuşum döneminin en fazla birkaç gün süren bir kısmında, en yüksek batı ya da doğu uzanımı esnasında çıplak gözle görülebilir. Bu gözlem koşulları, doğu uzanımı için güneşin batışını izleyen, batı uzanımı için ise güneşin doğuşundan az önceki kısa bir süre için gerçekleşir.
Bu nedenle her 116 günlük dönemde Merkür bir kez 'akşam yıldızı', bir kez de 'sabah yıldızı' olarak izlenir. En yüksek uzanım, yörünge dışmerkezliğinin yüksek olması nedeniyle 18° ile 28° arasında değişir, ancak 28° bile rahat bir gözlem için yeterli değildir. Özellikle tutulum düzleminin ufka daha yakın olduğu yüksek enlemlerden gezegenin görülmesi çok zordur.
Gözlem noktası Yer ekvatoruna yaklaştıkça Merkür'ün sabah ya da akşam alacakaranlığında ufuktan yüksekliği artacağı için çıplak gözle görülebilmesi daha kolay olur. Merkür'ün oldukça eliptik yörüngesinin uzun ekseninin Yer yörüngesine göre konumuna bağlı olarak, dünyanın güney yarıküresinin sonbahar başlangıcına denk gelen döneminde, gezegenin olası en yüksek batı uzanımı ile 7°'lik yörünge eğikliğinin üst üste gelmesi sayesinde Merkür için en uygun gözlem koşulları oluşur. Aynı şekilde olası en yüksek doğu uzanımı ile yörünge eğikliği açısının birbiri üzerine eklenmesi, yine güney yarıküreden bu kez kış aylarında gezegenin rahat gözlenmesine olanak sağlar. Yüksek dışmerkezlik nedeniyle yörünge hızı dolanma sırasında çok değişir ve kavuşum süresi Yer'in Merkür yörüngesine oranla konumuna göre birkaç gün kayabilir.
Yer atmosferinin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, teleskop kullanılarak yapılan profesyonel gözlemler Merkür'ün ufuktan iyice yüksekte bulunduğu gün ortası saatlerinde gerçekleştirilir. Tam güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa güneşe çok yakın konumdaki gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar.
Kısıtlayıcı etmenler nedeniyle, yeryüzünden yapılan gözlemler en güçlü teleskoplar kullanıldığında dahi Merkür'ün yüzey şekilleri hakkında yeterli bilgi sağlayamamış ve elimizdeki bilgilerin büyük kısmı Mariner 10 uzay sondası tarafından sağlananlarla sınırlı kalmıştır.
Evreler
Bir teleskopla izlendiğinde Merkür'ün Ay ve Venüs gibi evreleri olduğu görülür. Gezegenin yeryüzüne en uzak ve Güneş'in arkasında bulunduğu üst kavuşum anında görünen yüzeyinin tümü aydınlandığından ışıklı bir daire şeklinde 'dolun' evresi söz konusudur. Bu aynı zamanda uzaklık nedeniyle Merkür'ün görünür çapının en az olduğu dönemdir. En iyi gözlem koşullarının oluştuğu en yüksek uzanım anında gezegen bir yarımdaire şeklinde görülür. Güneş ile Yer arasında kaldığı dönemlerde ise karanlık yüzünü göstererek bir 'hilal' şekli alır. Hilalin en ince olduğu dönemler gezegenin dünyaya en yakın olduğu ve görünür çapının en büyük olduğu dönemlerdir, ancak bu esnada güneş ışınları gezegenin görülmesini engeller.
Merkür'ün Güneş geçişleri
Merkür her yıl (ortalama) üç kez alt kavuşum konumundan geçtiği halde, yörüngesinin tutulum düzlemine 7 derecelik bir açı yapması nedeniyle güneş diskinin önünden geçişi nadiren gerçekleşir. Merkür yörüngesinin tutulum düzlemini kestiği noktalar, yani yörüngenin çıkan ve inen düğümleri ile Güneş ve Yer'in düz bir çizgi üzerinde yer almasını gerektiren bu durum her yüzyılda 12-14 kez ve yalnız Mayıs ve Kasım ayları içinde gözlenir. Güneş diski üzerinde küçük bir siyah beneğin ilerlemesi şeklinde izlenen bu olay, Merkür'ün yörünge hızının daha düşük olduğu günöte noktasına daha yakın olan Mayıs geçişlerinde daha yavaş olur ve 9 saat kadar sürebilir.
LATİNCE
GREKÇE
ARAPÇA
İBRANİCE
SANSKRİTÇE
DÜNYA
Terra
Geo
Arz
Aritz
Jagat
AY
Luna
Mene
Kamer
Levanah
Çandra
MERKÜR
Merkurius
Hermes
Utarid
Kokab
Budha
VENÜS
Venüs
Paphie
Zühre
Nogah
Şukra
GÜNEŞ
Sol
Helios
Şems
Şemeş
Surya
MARS
Mars
Ares
Merih
Madim
Mangala
JÜPİTER
Jupiter
Zeus
Muşteri
Tzedek
Brihaspati
SATÜRN
Satürn
Kronos
Zühal
Şabbatay
Şani
Yörüngesel özellikleri (Epoch J2000)
Güneş'ten ort. uzaklığı 778,412,027 km 5.203 363 01 AB
Yörünge uzunluğu 4.888 Tm 32.675 ABGüneş'ten ort. uzaklığı 778,412,027 km 5.203 363 01 AB
Yörünge dış merkezliği 0.048 392 66
Günberi 740,742,598 km 4.951 558 43 AB
Günöte 816,081,455 km 5.455 167 59 AB
Yörünge periyodu 4333.2867 d (11.86 a)
Kavuşum süresi 398.88 gün
Ort. yörünge hızı 13.056 km/s
Max. yörünge hızı 13.712 km/s
Min. yörünge hızı 12.446 km/s
Eğiklik 1.305 30°(Güneş ekvatoruna göre 6.09°)
Çıkış düğümü boylamı 100.556 15°
Günberi açısı 274.197 70°
Uydularının sayısı 63
Fiziksel özellikleri
Ekvatoral çap 142,984 km [1] (11.209 Dünya çapı)
Kutup çapı 133,709 km (10.517 Dünya çapı)
Basıklık 0.064 87
Yüzey alanı 6.14×1010 km2 (120.5 Dünya yüzeyi)
Hacim 1.431×1015 km3 (1321.3 Dünya hacmi)
Kütle 1.899×1027 kg (317.8 Dünya kütlesi)
Ana özkütle 1.326 g/cm3
Ekvatoral yerçekimi 23.12 m/s2 (2.358 g)
Kaçış hızı 59.54 km/s
Dönme periyodu 0.413 538 021 gün (9 h 55 min 29.685 s)
Dönme hızı 12.6 km/s = 45,300 km/h (ekvatorda)
Eksen eğikliği 3.13°
Kuzey kutbunun bahar açısı 268.05° (17 h 52 min 12 s)
Yükselim 64.49°
Albedo 0.52
Yüzey sıcaklığı
min ana max
110 K 152 K N/A K
Atmosfer özellikleri
Atmospheric pressure 70 kPa
Hidrojen ~86%
Helyum ~14%
Metan 0.1%
Su buharı 0.1%
Ammonia 0.02%
Etan 0.0002%
Phosphine 0.0001%
Hydrogen sulfide <0.00010%
Jüpiter (Müşteri, Erendiz) Güneş Sisteminin en büyük gezegeni. Güneşten uzaklığa göre beşinci sırada. Adını Roma tanrılarının en büyüğü Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.
Jüpiter gerek çap, gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33 katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.52 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter'in Güneş'ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K'den (-167 °C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147 °C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır.
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Jüpiter ve Satürn ise, adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır. Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir 'buz' ve 'kaya' tabakasının oluşturduğu çekirdek bulunur. Bu noktada ısı 20.000K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20 g/cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10.000 km.den küçük, ancak kütlesi Yer'in 10 katını aşkındır.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40.000 km. kalınlığında manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4'üne dek uzanır, Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını, kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur. Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan içe doğru 1'den 5'e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır.
En dışta 20.000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir.
Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir.
Jüpiter'in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş'in kütlesinin % 8'i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, 'yıldız olmayı başaramamış' bir gökcismi olarak da tanımlanabilir.
Atmosfer
Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu'nun varsayılan yapısına yakın olarak, %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır. Bunları %0.1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0.02 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.bundan öteri bu akfosfer zaralıdır.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur. Atmosferin derinliklerine doğru, yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir, 600 km/saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir.
15.000 x 25.000 km boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki Büyük Kırmızı Leke'nin çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanı olduğu düşünülmektedir.
Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü
Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ancak daha 1690 yılında Giovann Domenico Cassini ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü farketmiştir. Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır.
Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30,003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40,630 saniyedir ve Sistem II adını alır. Jüpiter'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29,730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyod Jüpiter'in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın, bu bölgelerdeki bulutların 400 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.
Halkalar
Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi.
Jüpiter'in Halka Sistemi
Halkalar Yörünge Jüpiter'in Merkezinden Uzaklık RJ (km.)
Halo Halka 1,4 1,71 100.000 122.000
Ana Halka Ana Halka(iç) 1,71 122.000
XVI Metis 1,79 128.100
XV Adrastea 1,80 128.900
Ana Halka(dış) 1,81 129.000
Gossamer Halka Gossamer Halka (iç) 1,81 129.200
V Amalthea 2,54 181.400
XIV Thebe 3,11 221.900
Gossamer Halka (dış)3,15 224.900
Satürn‘ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da, toz denebilecek mikroskopik boyutlardan, onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar. Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve herbiri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler. Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur. Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında, Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür.
Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni, kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanı sıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir beyazlık (albedo) derecesi ile üzerine düşen güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler.
Satürn yolculuğu sırasında Cassini-Huygens uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil, keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti. Bu bilgiler halkaların Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir. Bu uydulardan Metis ve Adrastea 'Ana halka'nın, Amalthea ve Thebe ise daha dışta yeralan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir. Metis ve Adrastea, Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler.
Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken, iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder. En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir.
Manyetosfer
Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Yer ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11° açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000 km uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir çift kutupludur. Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Jüpiter'in manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.
Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı, Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu alanın etkisi ile, Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir.
Jüpiter manyetosferi, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır.
Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km uzağında başlar. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km. ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur.
Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev Van Allen kuşağı bulunur. Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak, gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur.
Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır, ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu plazmanın ısısı 300-400 milyon K olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dahil olmak üzere Güneş sisteminin (Güneş taçküresi dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş sisteminin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir.
Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.
Jüpiter'in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan İo, Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlayan ve İo Plazma Torus'u adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 gigawatt değerini bulduğu sanılır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamıştır, ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır.
Uydular
Jüpiter'in 63 doğal uydusu bilinmektedir. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter'in en büyük 4 uydusu İo, Europa, Ganymede, ve Callisto'yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. Bu uydular sonradan Galilei uyduları olarak adlandırılmıştır. 1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden Voyager uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla, bu sayı kısa sürede artmıştır. Jüpiter'in doğal uyduları makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır.
Jüpiter araştırmalarının tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Jüpiter, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Satürn ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
Jüpiter'in yalnızca parlak bir yıldız değil, üzerinde değişik koyulukta kuşakların seçilebildiği dairesel görünümde bir cisim olduğunu ilk farkeden 1610 yılında Galileo Galilei oldu. Galilei aynı zamanda Jüpiter'in en büyük dört uydusunu keşfetti ve Dünya dışındaki bir gezegenin kendi etrafında dönen uyduları olabileceğinin bu ilk kanıtını, Kopernik'in o güne dek yaygın kabul görmeyen güneşmerkezli teorisini desteklemek için kullandı.
1664'te İngiliz bilim adamı Robert Hooke, ( ya da bazı kaynaklara göre Fransız-İtalyan bilim adamı Giovanni Domenico Cassini) Büyük Kırmızı Leke'yi ilk kez gözledi.
1676'da Danimarkalı gökbilimci Ole Christensen Romer, Jüpiter'in uydularının örtülme ve tutulma zamanlarındaki oynamaların gezegenin Yer'den uzaklığıyla ilişkisini ölçerek ilk kez ışık hızını %25 yanılma payı ile hesapladı. Ölçüm araçlarının gelişmesinin katkısıyla, Romer'in bulduğu bu yöntem, 19. yüzyıl başında ışık hızının %1'den daha az hata ile hesaplanmasına olanak tanıdı.
1690'da Cassini, Jüpiter'in kendi etrafında dönüş süresinin kutuplarda ve ekvatorda farklı olduğunu ilk kez gözlemledi.
1932'de Alman gökbilimci Rupert Wildt tayfölçümsel gözlemlere dayanarak Jüpiter atmosferinde metan ve amonyak bulunduğunu saptadı, bunun ancak çok büyük miktarlarda hidrojen varlığı ile açıklanabileceğini bildirdi. Wildt, 1934'te gezegenin kütle ve yoğunluk verilerinden yola çıkarak Jüpiter'in iç yapısının ve atmosferinin bileşimini bugün kabul edilene benzer şekilde hesapladı.
Hidrojen varlığının kanıtlanması ancak 1960'larda kızılötesi tayfölçüm tekniklerinin gelişmesi ile gerçekleşti. Tayfölçümsel yöntemlerle varlığı ortaya çıkarılması çok güç olan helyum ise ancak 1970'lerde uzay sondalarının hidrojen-helyum atomları arasındaki etkileşimleri ölçmeleri ile gösterilebildi.
1955 yılında Burke ve Franklin, Jüpiter'den yayılan yüksek miktardaki radyo ışınımını rastlantısal olarak saptadılar. Bu buluş, Jüpiter'in çok güçlü magnetosferinin keşfedilmesine yol açtı.
Pioneer 10 ve 11 uzay araçları
Kasım-Aralık 1973'te Pioneer 10, Kasım-Aralık 1974'te Pioneer 11 adlı uzay sondaları Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin ilk yakından gözlemini gerçekleştirdiler. Sırasıyla 1972 ve 1973 yıllarında fırlatılan birbirinin aynı bu iki araç, sınırlı teknik donanıma sahip olmalarına karşın daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladılar.
Jüpiter'in boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
Gezegenin çekim alanının çok düzenli olduğu görüldü, buna dayanarak Jüpiter'in büyük ölçüde akışkan bir yapıya sahip olduğu görüşü güç kazandı.
Uyduların boyutları ve fiziksel özellikleri hakkında edinilen yeni bilgilerle Jüpiter sisteminin oluşumu ve evrimi üzerine yeni bakış açıları oluşturuldu.
Manyetosfer ile ilgili çok sayıda ölçüm yapıldı.
Jüpiter'in gezegenlerarası alana yüksek enerjili elektron ve düşük enerjili protonlar yaydığı saptandı ve böylece bilinen kozmik ışınım kaynaklarına yeni bir tanesi eklenmiş oldu.Gezegenin birçok fotoğrafı çekildi, kızılötesi ve morötesi alanda incelemelerle atmosferin bileşimi ve meteorolojik özellikleri hakkında yeni bilgiler edinildi. Yeryüzünden gözlenemeyen kutup bölgelerinin görüntüleri elde edildi.
Büyük Kırmızı Leke'ye benzer, daha küçük boyutta lekeler saptandı, bu oluşumların meteorolojik olaylar olabileceği düşüncesi sağlamlaştı.
Beta Scorpio yıldızının radyo ışınımının Jüpiter'in atmosferi tarafından örtülmesi incelenerek atmosferin değişik yükseltilerindeki sıcaklıklar ölçüldü.
Voyager 1 ve 2 uzay araçları
Voyager 1 tarafından çekilmiş Jüpiter'in farklı fotoğraflarından oluşan bir animasyon.Voyager 1 Jüpiter'e yaklaşırken, her Jüpiter günü (yaklaşık 10 saat) her bir kare çekilmiştir.
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Ocak-Mart 1979 ve Haziran-Temmuz 1979 tarihlerinde Jüpiter'in yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Voyager 1, Jüpiter'in de Satürn‘ün halkalarına benzer bir halka sistemi bulunduğunu saptadı.
Jüpiter'in 3 yeni uydusu, Adrastea, Metis, ve Thebe keşfedildi.
Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi. Uyduların ayrıntılı yüzey fotoğrafları yardımıyla, iç yapıları hakkında değerli ipuçları sağlayan jeolojik özellikleri öğrenildi.
İo üzerinde volkanik aktivite gözlendi. Jüpiter manyetosferinin dış kesimlerine kadar uzanan alanda İo'dan kaynaklandığı sanılan kükürt, oksijen, ve sodyum izlerine rastlandı. Aynı elementlere ait iyonların İo yörüngesi içinde ışık hızının %10'una varan hızlara ulaşarak bir sıcak plazma alanı oluşturduğu saptandı. Pioneer uzay araçlarının gözlemleri ile çelişen bu bulgular iç manyetosferin değişken bir yapısı olduğu izlenimini oluşturdu.
İo'dan Jüpiter'e ulaşan akı hattının 5 milyon amper düzeyinde bir elektrik akımı taşıdığı saptandı.
Voyager 2'nin Satürn'e doğru yolculuğu sırasında Jüpiter manyetosferinin Satürn yörüngesine dek uzanan kuyruğu kanıtlandı.Jüpiter atmosferinde yıldırımlara neden olan yoğun elektrik boşalmaları saptandı.
Bulut hareketleri izlendi, atmosfer akımlarının önceden bilinmeyen ayrıntıları saptandı, Büyük Kırmızı Leke'nin altı günlük bir devirle saat yönünün tersinde döndüğü görüldü.Kutup ışıkları gözlendi.
Atmosferin üst kesimlerindeki helyum oranı ölçüldü, Güneş ve gezegenleri oluşturan ilksel Güneş Bulutsusu'nun bileşimi hakkında ipuçları sağlandı.
Ulysses uzay aracı
Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan Ulysses uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği ivmeyi kazanması amacıyla Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yaralanabileceği bir yol izledi. 8 Şubat 1992'de Jüpiter'in 450.000 km kadar yakınından geçen araç, bu fırsatı değerlendirerek 2-14 Şubat tarihlerini kapsayan dönemde Jüpiter'in manyetosferi üzerinde yoğunlaşan gözlemlerde bulundu.
İo Plazma Torus'u içinden geçerek ölçümler yaptı, manyetosferin çeşitli bölgelerinde manyetik alan, değişik frekanslarda ışınımlar, yüksek enerjili parçacıklar, ve plazma bileşenlerini hedef alan çok sayıda gözlem yaptı. Jüpiter yakın geçişi sonrasında kazandığı kutupsal yörüngesi sayesinde, Jüpiter manyetosferinin tutulum düzlemi dışındaki daha önce araştırılmamış bölgelerinde de gözlem yapma olanağını sağladı.
Ulysses, Kasım 2003-Nisan 2004 arasında ikinci kez Jüpiter'in yakınından geçti.
Galileo programı
1989 yılında fırlatılan Galileo uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşmakta idi.
Galileo'nun Jüpiter ile ilgili görevi planlanandan önce başladı. Temmuz 1994'te, gezegene ulaşmasından 18 ay önce, Shoemaker-Levy kuyrukluyıldızının Jüpiter'e çarpmasını yeryüzünden yapılan gözlemlere oranla daha elverişli açılardan görüntüledi.
Jüpiter'e yaklaşırken uzay aracından ayrılan atmosferik sonda 7 Aralık 1995'te gezegen atmosferine daldı, bir paraşüt yardımıyla yavaşlayarak, atmosferin derinliklerinde yüksek basınç ve ısı nedeniyle tahrip olmadan önce 58 dakika süreyle veri topladı ve yeryüzüne gönderdi. Ölçümler, atmosferin beklenenden çok daha kuru olduğu izlenimini verdi, ancak sonradan sondanın giriş noktasının alçalan kuru ve soğuk hava akımlarına denk gelen bir atmosfer bölgesinde olduğu görüşü ağırlık kazandı. Sonda, beklenen değerlerin beşte biri kadar su buharı, beklenenin yarısı kadar helyum ve metan düzeyleri gözledi. Yer atmosferinde gözlenenden 10 kat fazla yıldırım etkinliği saptandı.
Galileo yörünge aracı, 7 Aralık 1995'te Jüpiter çevresinde yörüngeye girdi ve görevini tamamladığı 2003 yılına dek 35 tur tamamladı, İo, Europa, Ganymede, Callisto, ve Amalthea ile ilgili gözlemleri gerçekleştirdiği 34 yakın geçiş yaptı. Uyduların yüzey şekilleri ve iç yapıları ile ilgili geniş bilgi edinilmesini sağladı.
Jüpiter halkalarının oluşumunda kozmik çarpışmalar sonucunda iç uydulardan kopan maddelerin katkısı anlaşıldı.Jüpiter manyetosferinin kendine özgü pek çok özelliği ortaya çıkarıldı.21 Eylül 2003'te uzatılmış görevini tamamlayan Galileo, yaşam barındırma olasılığı bulunan uydulara zarar vermemesi için, Jüpiter üzerine düşürülerek parçalandı.
Cassini-Huygens programı
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, Jüpiter'in çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için bu gezegenin yakınından geçen bir rota izledi. 30 Aralık 2000 tarihinde Jüpiter yakın geçişini gerçekleştiren sonda, bu tarihin öncesi ve sonrasını kapsayan birkaç aylık süre içinde bilimsel aygıtlarını Jüpiter hakkında veri toplamak için çalıştırdı.
Jüpiter'in bugüne dek elde edilen en yüksek çözünürlüklü görüntüleri kaydedildi.Jüpiter'in atmosferinde koyu renkli görünümü ile ayırdedilen kuşakların, alçalan gaz kütlelerinin oluşturduğu siklon alanları olduğu yönündeki yerleşmiş görüşü sarsan bulgular elde etti. Ayrıntılı görüntülerde, bu koyu kuşaklarda herbiri yükselen gaz kütleleri içeren açık renkli bulut kümelerinden oluşmuş çok sayıda küçük fırtına hücresinin bulunduğu ve net gaz hareketinin koyu kuşaklarda da yukarı doğru olduğu ortaya çıktı.Jüpiter halkalarının neden olduğu ışık saçılmasının ölçümü, halkaların düzensiz ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu ortaya koydu.
Chandra X-ışını gözlem uydusu ve Hubble uzay teleskopu
1999 yılında fırlatılarak Dünya etrafındaki yörüngesine oturtulan Chandra uydusu, X-ışını dalga boyunda yaptığı gözlemlerde, Jüpiter'in kutup bölgelerinde gözlenen dünyadakinden 1000 kat daha güçlü kutup ışıklarının elektronlarını kaybetmiş yüksek enerjili oksijen ve benzeri iyonların atmosfer ile etkileşimi sonucunda ortaya çıktığını belirledi.
Eşzamanlı olarak Hubble uzay teleskopundan alınan görüntülerde hidrojen iyonlarında artışa rastlanmaması, bu parçacıkların Güneş kaynaklı olamayacağını ortaya koydu. Böylece Jüpiter'de gözlenen kutup ışıklarının Yer atmosferindekinden farklı bir mekanizma ile oluştuğu ve büyük olasılıkla İo'dan kopan atomların Jüpiter manyetosferinde hızlanarak atmosfere çarpmalarının sonucu oldukları varsayımı güçlendi.
Tasarı aşamasındaki araştırmalar
Plüton ve uydusu Charon'u incelemek üzere NASA tarafından Ocak 2006'da fırlatılması planlanan ve hız kazanması için Jüpiter'in yakınından geçen bir rota izlemesi öngörülen New Horizons uzay sondası, Şubat-Mart 2007'de Jüpiter ile ilgili gözlemler yapabilecektir.
NASA tarafından geliştirilmekte olan Prometheus programının ilk aşaması JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter-Jüpiter Buz Uyduları Yörünge Aracı), Nükleer-Elektrik İtme Gücü ile hareket eden bir uzay sondası ile Jüpiter'in Galilei uyduları'nın ayrıntılı incelenmesini olanaklı kılacaktır. Bu projenin en erken fırlatma tarihi olarak 2015 yılı önerilmektedir.
Gözlem koşulları
Bir dış gezegen olan Jüpiter, güneş çevresinde 12 yıllık dolanma süresi ile 13 ay süren kavuşum devrine sahiptir ve her yıl bir burçtan diğerine geçer. Venüs'ten sonra gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Seyrek olarak, kısa dönemler için Mars parlaklıkta Jüpiter'i geçebilir.
Kavuşum dönemini kapsayan 1-2 aylık dönem dışında yıl boyunca rahatlıkla çıplak gözle izlenir. Yılın büyük bir bölümünde, en parlak yıldız olan Sirius'un -1,5 düzeyindeki parlaklığını aşar ve en uygun karşı konum koşullarında -2,7 gibi bir parlaklığa ulaşır. Bu yönleriyle amatör gözlem için Venüs ve Mars'tan daha elverişlidir. Karşı konumda 50 saniyeye yaklaşan görünür çapı ile insan gözünün 1 dakika olan ayırma gücünün sınırına çok yaklaşır ve küçük büyütmeli bir dürbünle gezegenin diski seçilebilir. Amatör bir teleskopla Jüpiter'in kuşakları, Büyük Kırmızı Leke ve gezegenin kendi etrafında dönüşü, Galilei uyduları ve gezegen etrafındaki hareketleri izlenebilir.
Güneş Sistemi'nde Jüpiter'in özel yeri
Bazı özellikleri, Jüpiter'i eşşiz kılmaktadır: Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegeni olmakla kalmaz, kütlesi tek başına diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin 2,5 katına ulaşır.Kendi etrafında dönüş süresi en kısa olan gezegendir.En güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahip gezegendir.Büyüklük ve çeşitlilik açısından en zengin uydu sistemine sahip gezegendir. Güneş Sistemi'nin en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir.
Merkür (Utarit), Güneş Sistemi'nin Güneş'e en yakın gezegenidir. Büyüklük açısından 8 gezegen arasından son sırayı alır. Adını Roma mitolojisinde ticaret ve yolculuk tanrısı ve tanrıların habercisi olarak bilinen Merkür'den alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Yer benzeri ya da 'kaya' yapılı gezegenler sınıfına girmektedir. Güneş'e yakınlığı nedeniyle yeryüzünden izlenmesi güçtür ve hakkında bilinenler sınırlıdır. Uydusu bulunmamaktadır.
Merkür, Güneş'e uzaklığı yaklaşık 46 milyon ile 70 milyon kilometre arasında değişen oldukça eliptik bir yörünge izler. Plüton'dan sonra Güneş Sistemi'nin gezegenleri arasında gözlenen en yüksek dışmerkezlik değerine sahip bu yörüngenin milyonlarca yıllık bir çevrim içinde zaman zaman daha da basıklaşarak dışmerkezlik derecesinin günümüzdeki 0,21'den 0,5 düzeyine dek yükselebildiği sanılmaktadır.
Merkür
Fiziksel özellikler
Merkür ile Dünya'nın boyutlarının karşılaştırılması
Merkür, Güneş Sistemi'nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi katı bir yapıya sahiptir. 5,43 g/cm³ olan yoğunluğu Yer ile karşılaştırılabilecek denli yüksektir ve Yer'den sonra Güneş Sistemi'nde karşılaşılan en büyük değerdedir. Merkür Güneş'e yakınlığı nedeniyle güneş ışınlarının güçlü etkisi altındadır ve sıcak bir gezegendir. Yüzey ısısı uzun süren Merkür günü sırasında 457 °C üzerindeki düzeylere çıkabilirken, etkili bir atmosferin yokluğu nedeniyle gece -172 °C'ye kadar düşmektedir. Gezegenin koyu bir yüzeyi vardır. Yüzeyin 0,11 albedo değeri vardır, yani üzerine düşen güneş ışınlarının ancak yaklaşık onda birini yansıtır.
Yüzey şekilleri
Merkür (Mariner 10 dan çekilmiş) Merkür yüzeyinin en dikkat çeken özelliği tüm gezegen üzerine dağılmış irili ufaklı çarpma kraterleridir. İlk bakışta Ay yüzeyine benzetilebilecek bu görünümün, daha dikkatli bir incelemede birçok farklılıklar içerdiği anlaşılır. Ay'da olduğu gibi kraterlerin yoğun bir şekilde iç içe geçtiği alanlar arasında, krater yoğunluğunun çok düşük olduğu, yumuşak engebeli geniş düzlükler yer alır.
Bu bölgeler kraterlerin sık olduğu bölgelere göre daha alçakta yer alırlar ve Ay'daki 'deniz'lere benzer şekilde, büyük çarpmalar sonucunda gezegen içinden yüzeye çıkan lav akıntıları ile oluştukları sanılır. Gerek bu oluşumların, gerekse büyük kraterlerin çoğunun, Güneş Sistemi içinde büyük çarpışmaların sürdüğü 4,5 ile 3,8 milyar yıl öncesini kapsayan dönemde meydana geldiği düşünülür. 3,8 milyar yıl öncesinden günümüze kadar, Güneş Sistemi büyük çarpışmaların sıklığının azaldığı, nisbeten sakin bir döneme girmiştir.
Merkür üzerindeki en büyük çarpışma izi, 1300 km çapındaki Caloris Havzasıdır. Bu dev lav denizi 100 km çapında bir gökcisminin çarpması ile gezegenin manto tabakasından yüzeye çıkan sıvılaşmış materyel ile oluşmuş, bu arada şok dalgalarının gezegen boyunca yayılarak diğer yüzünde odaklanması sonucunda Caloris Havzasının tam karşı kutbunda 500.000 km²'lik bir alan son derece engebeli bir hal almıştır. Ayrıca düzlükler üzerinde yüzlerce kilometre uzunluğunda ve yüksekliği 2-3 km'yi bulan kırıklar dikkati çeker. Bunlara, gezegenin soğuması sırasında küçülen hacminin neden olduğu sanılmaktadır. Kırıkların bazı kraterlerin içinden de geçmeleri krater oluşum döneminden daha sonra meydana geldiklerini düşündürür.
Gezegen yüzeyinin en dışta kalan birkaç metre kalınlığındaki kısmının, Ay yüzeyindekine benzer biçimde çok küçük göktaşlarının milyarlarca yıldır süren bombardımanı sonucunda ince bir toz haline gelmiş regolit tabakası olduğu varsayılır. Aynı Ay'da gözlendiği gibi az sayıdaki genç kraterin, ışınsal olarak kendilerini çevreleyen parlak beyaz çizgilerin ortasında yer aldığı görülür. Bu çizgiler, çarpma sırasında 'kirli' regolitin üzerine sıçrayan taze materyel ile ilişkilidir.
Yüzeyindeki maddeler
Merkür'ün yüzeydeki kurtulma hızı gezegenin düşük kütlesi nedeniyle Yer'in ancak % 40'ı kadardır. Bu düzeydeki bir çekim gücü, gezegen yüzeyindeki 400 °C'yi aşan sıcaklıklar karşısında gazların uzaya kaçmasına engel olamayacak denli güçsüzdür. Bu nedenle Merkür'ün çoğunlukla orta ağırlıktaki elementler içeren (oksijen, sodyum, potasyum) son derece seyrek bir atmosferi bulunmaktadır. Bu atmosfer durağan olmaktan çok, Merkür'ün konumunda etkisi güçlü olan güneş rüzgarı ve yüksek yüzey ısıları nedeniyle gezegen yüzeyinden koparılan ve kısa sürede uzay boşluğuna kaybedilen atomlardan oluşmuş, sürekli yenilenen bir yapıdadır. Bu şekliyle, Merkür atmosferini Yer'in egzosferi ile karşılaştırmak olasıdır. En ilginç olanı ise merkürün yerçekimi kuvvetinden kurtulmak dünyadakinden daha kolaydır.
Merkür'ün Manyetik Alanı
Merkür'ün küçük boyutuna oranla önemli sayılabilecek bir manyetik alanı bulunmaktadır. Ekseni Merkür'ün dönüş eksenine 11° eğimli, kutupları Yer'in manyetik kutuplarına göre ters yerleşmiş durumda, yani kuzey manyetik kutbu gezegenin coğrafi güney kutbuna komşu olan ve gezegen yüzeyinde Yer manyetik alanının % 1'i kadar güçlü bu alan, Merkür çevresinde küçük bir manyetosfer oluşturmaya yeterlidir.
Manyetosfer, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Merkür'ün manyetik alanı güneş rüzgarı ile gelen parçacıkları yakalayıp gezegen çevresinde tutacak kadar güçlü olmadığı için, Van Allen kuşakları yoktur.
Küçük bir gezegen olan Merkür'ün çekirdek sıcaklığının bir manyetik alan oluşturmak için gerekli olan sıvı demir kütlesini barındırmaya izin vermeyecek kadar düşük olduğu düşünülmektedir. Bu nedenle, bugün gözlenen manyetik alanın gezegen içindeki aktif bir manyetik dinamo tarafından sağlanmak yerine, çok önceleri mıknatıslanmış olan katı haldeki çekirdek tarafından sürdürüldüğü görüşü ortaya atılmıştır.
Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönüşü
Gözlem koşullarının güçlüğü, Merkür'ün teleskopla ayırdedilebilen yüzey yapılarının hareketlerine dayanarak dönüş periyodunun hesaplanmasını zorlaştırmıştır. 1960'lı yıllara gelinceye dek gezegenin kendi ekseni etrafında dönüşünün, Güneş çevresindeki hareketi ile 'kilitlenmiş' şekilde 88 günde tamamlandığına inanılıyordu. Gezegenin bir yüzünün sürekli karanlıkta kalarak çok düşük sıcaklıkta bulunması ile sonuçlanacak bu durum, 1962 yılında radyo gökbilim tekniklerinin Merkür'ün gece yüzünde sıcaklığın hiçbir zaman -160 °C'nin altına düşmediğini ortaya koyması ile tartışmalı hale geldi.
1965 yılında radar incelemeleri, gezegenin dönüş hızının yaklaşık 59 günlük bir devir ile uyumlu olduğunu gösterdi. İtalyan gökbilimci Giuseppe Colombo bu sürenin Merkür'ün yörünge periyodunun 2/3 ü kadar olduğuna dikkati çekerek, gezegenin alışılmamış bir dönüş-yörünge kilitlenmesi olabileceğini bildirdi. Bu, Mariner 10 uzay sondasının 1974 yılında Merkür'ü ziyareti sırasında doğrulandı. Bugün, Merkür'ün kendi etrafındaki dönüşünü 58,65 günde tamamladığı bilinmektedir. Yörünge ve dönüş periyodlarının bu şekilde 3:2 oranındaki senkronizasyonu, gezegenin oldukça eliptik yörüngesinin yol açtığı önemli yörünge hızı değişimleri ile daha uyumlu görülür. Bu şekilde, 1:1 oranındaki bir kilitlenmenin özellikle günberi dönemindeki hızlanma sırasında yol açacağı librasyon hareketleri ve buna bağlı güçlü gel-git etkileri ve iç gerilimler önlenmiş olmaktadır.
Merkür'ün bu dönüş biçimi ilginç sonuçlar doğurur. Gezegen kendi ekseni etrafında bir dönüşünü tamamladığı 58,65 günlük süre içinde Güneş çevresindeki dönüşünün de üçte ikisini gerçekleştirdiği için, güneşin görünür hareketi çok daha yavaş olmaktadır. Merkür'ün herhangi bir noktasında güneşin iki doğuşu arasında geçen süre dünya ölçülerine göre 176 gündür; diğer bir deyişle gezegenin bir günü iki yılına eşittir.
Bunun yanı sıra aşırı eliptik yörünge nedeniyle değişen yörünge hızı, gezegenin güneş çevresindeki açısal hızının bazen kendi etrafındaki açısal hızı aşmasına, yani güneşin görünür hareketinin ters yöne dönmesine yol açar; gezegenin bu eliptik çizgi üzerinde güneşe yaklaşıp uzaklaşmasıyla güneşin görünür boyutunun da değişmesi tabloya eklendiğinde Merkür üzerinde geçen bir günün öyküsü iyice renklenir:
Caloris Havzası, güneşin meridyenden yani öğle noktasından geçişi ile günberi geçişinin aynı zamana geldiği bir konumdadır. Merkür'ün her iki yılında bir, bu bölge öğle ile yaz ortasını bir arada yaşayarak gezegenin (ve Güneş Sistemi'nin) en sıcak yeri olur. Caloris Havzası'ndaki bir gözlemci güneşin doğudan yükseldikçe büyüdüğünü ve doğudan batıya doğru hareketinin yavaşladığını görür. Güneş en yüksek noktayı geçtikten ve alçalmaya başladıktan kısa bir süre sonra durur ve geriye doğru hareket etmeye başlar.
En yüksek noktadan bu kez ters yönde ikinci geçişinde en büyük görünür çapa ulaşır ve batıdan doğuya alçalırken yeniden küçülmeye başlar. Bir süre sonra tekrar yavaşlayarak durur ve doğudan batıya alışılmış hareketine döner. Batı-doğu doğrultusundaki bu geriye hareket dünya ölçüleriyle birkaç gün sürmüştür. Güneş öğle çizgisinden üçüncü kez geçer ve batıya doğru alçalırken küçülmeye devam eder. Güneş battığında bir Merkür yılı dolmuştur. İkinci yıl Caloris Havzasının gecesi boyunca geçer, güneş doğudan yükselmeye başladığında yeni bir yıla girilmiştir.
Caloris Havzasının 90 derece doğusunda bulunan bir gözlemci için gün çok farklı başlar. Büyük ve sıcak bir güneş doğudan yavaşça yükselmeye başlar, ancak bir süre sonra durarak yeniden alçalır, batarken en büyük çapa ulaşır, dünya ölçüleriyle 2 gün sonra tekrar doğar ve yükseldikçe görünür büyüklüğünün azaldığı gözlenir. Öğle çizgisinden geçerken en küçük halini almıştır, batıya doğru alçaldıkça tekrar büyümeye başlar. Batıdan battıktan kısa bir süre sonra aynı noktadan tekrar en büyük şekliyle doğduğu gözlenir, batı ufkundan bir süre yükseldikten sonra yeniden alçalır ve bir Merkür yılı boyunca görünmemek üzere batar
Merkür'ün tanınmasının tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Merkür Ay, Güneş, Venüs, Mars, Jüpiter, ve Satürn ile birlikte, görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren gökcisimlerinden biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
Eski Yunan'da sabah yıldızı olarak görüldüğünde Hermes, akşam yıldızı olarak görüldüğünde ise Apollo olmak üzere iki ayrı ad taşımaktaydı. Pisagor sayesinde bu iki yıldızın aslında aynı gökcismi olduğunu öğrenen ilkçağ dünyası, Merkür ve Venüs'ün Güneş çevresinde döndüğünü ileri süren Heraklit ile ilk kez güneşmerkezli görüş ile tanıştı. Romalılar ise gezegene Hermes'in Roma mitolojisindeki eşdeğeri olan ayakları kanatlı haberci tanrı Merkür'ün adını verirken büyük olasılıkla Merkür'ün sabah ufku ile akşam ufku arasındaki hızlı geçişlerinden etkilenmişlerdi.
1639'da İtalyan gökbilimci Giovanni Battista Zupi basit bir teleskop yardımı ile Merkür'ün evreleri olduğunu farketti. Gezegenin Güneş etrafında döndüğünü bildirdi.
1880'lerde İtalyan gökbilimci Giovanni Schiaparelli atmosferin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, Merkür'ün gökyüzünde yüksekte bulunduğu gündüz saatlerinde teleskopla yaptığı gözlemlerle, Merkür yüzeyindeki koyu ve açık renkli bölgeleri gösteren ilk 'albedo haritası'nı çizdi ve Merkür'ün dolanma süresi ile kendi etrafında dönme süresinin eşit olduğunu iddia etti.
Yunan asıllı ve Türkiye doğumlu Fransız gökbilimci Eugène Michel Antoniadi 1934 yılında yayınladığı kitabında Merkür'ün o zamana kadar yapılmış en ayrıntılı albedo haritasını sundu ve gezegenin dikkate değer bir atmosferi bulunduğunu öne sürdü.
1962 yılında Michigan Üniversitesinden W.E. Howard, gezegenin kızılötesi ve radyo ışınımları ölçümlerine dayanarak Merkür'ün gece yüzünün hiçbir zaman güneş ışığı almayan bir yüzeyden beklendiği kadar soğuk olmadığını, bu nedenle 88 günlük dönüş süresi iddialarının akla yakın olmadığını ileri sürdü.
1965'te Gordon H. Pettengil ve Rolff B. Dyce Porto Riko'daki Arecibo radyoteleskopu yardımıyla yaptıkları radar incelemeleri ile gezegenden yansıyan ışınların Doppler kaymasını ölçerek Merkür'ün kendi ekseni etrafındaki dönüşünü yaklaşık 59 günde tamamladığını hesapladılar. Bu bulgu üzerine İtalyan bilim adamı Giuseppe Colombo bugün kabul edilen 3:2 yörünge-dönüş senkronizasyonu görüşünü ortaya attı.
1991 yılında Arecibo radyoteleskopundan yapılan radar gözlemlerinde gezegenin kutup bölgelerinde donmuş halde su bulunabileceğini düşündüren bulgular elde edildi.
Mariner 10 uzay sondası
Bugüne dek Merkür'e gönderilen tek uzay aracı 1973 yılında fırlatılan Mariner 10 uzay sondasıdır. Sonda, Şubat 1974'te Venüs yakın geçişini gerçekleştirdikten ve gezegenle ilgili bilimsel gözlemler yaptıktan sonra, Güneş çevresinde Merkür yörüngesi ile kesişen ve yörünge dönemi Merkür'ün periyodunun tam iki katı olan eliptik bir yörüngeye girerek bu çizgi üzerinde her 176 günde bir Merkür'le karşılaşmaya başladı. 29 Mart 1974, 21 Eylül 1974 ve 16 Mart 1974 tarihlerinde gerçekleşen üç yakın geçişte gezegen hakkında çok değerli bilgiler elde edildi:
Merkür'ün kütlesi, çapı, dönüş süresi duyarlı olarak ölçüldü.
Gezegenin daha önce bilinmeyen manyetosferi keşfedildi, ince atmosferi hakkında veriler toplandı.
Ayrıntılı fotoğraflar çekildi, gezegenin yüzey haritası çıkarıldı. Ancak sondanın her geçişinde Merkür aynı konumda bulunduğundan, yüzeyin ancak yarıya yakın bölümü haritalanabildi.
Üçüncü geçişte gezegene 327 km yaklaşan sonda, bu geçişten kısa bir süre sonra yakıtının bitmesi ile görevini sonlandırdı. 1975 yılından bu yana bağlantı kurulamayan Mariner 10, sabit yörüngesinde her iki Merkür yılında bir gezegenle aynı noktada buluşmaya devam etmektedir.
Messenger Uzay Sondası
Yer'den Merkür'e gönderilen uzay araçları, gezegenin Güneş'e yakın konumu nedeniyle, gezegen çevresinde yörüngeye girebilmek için çok yüksek enerjiye gereksinim duymaktadır. Bu nedenle, Mariner 10 programında, gözlemler için çok az zaman tanıyan hızlı yakın geçişler ile yetinmek zorunda kalınmıştır.
1980'lerin sonlarına doğru NASA bilim adamlarından Chen-Wan Yen, bir uzay sondasını Merkür çevresinde yörüngeye sokmaya olanak tanıyabilecek ekonomik uçuş yolları tasarladı. MESSENGER bu plan üzerine kurulmuş karmaşık ve uzun bir rota izleyerek Mart 2011'de Merkür etrafında yörüngeye girmek üzere, 3 Ağustos 2004'te fırlatıldı. Gelişmiş bilimsel aygıtlarla donatılan sonda, yörüngeye girmeye uygun bir açı ve hız elde edebilmek için gerekli kütleçekim yardım manevralarını 1 kez Yer, 2 kez Venüs ve 3 kez de Merkür yakın geçişi ile gerçekleştirecektir. 1 yıl sürmesi planlanan yörünge etkinlikleri şu konular üzerinde yoğunlaşacaktır:
Merkür'ün tüm yüzeyinin yüksek çözünürlüklü (250 metre/piksel) görüntülerinin elde edilmesi
En azından gezegenin bir bölümünün topografik haritasının çıkarılması
Yüzey bileşenlerinin gezegen üzerinde dağılımı
Çekim alanının ayrıntılı haritası
Manyetik alanın 3-boyutlu modeli
Çeşitli elementlerin yüksekliğe göre dağılımı
Kutuplarda kraterlerin güneş almayan alanlarında korunmuş uçucu bileşenlerin araştırılması
BepiColombo programı
ESA (Avrupa Uzay Ajansı) tarafından 2012 yılında fırlatılması planlanan ve Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönüşünü aydınlatan Giuseppe Colombo'nun onuruna adlandırılan BepiColombo uzay aracı iki ayrı sondadan oluşacaktır. Merkür çevresinde iki değişik yörüngeye oturtulması planlanan sondalardan birinin gezegenin manyetosferi, diğerinin ise yüzey ve atmosferi ile ilgili gözlemler yapması öngörülmektedir.
Adlandırma
Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU), Merkür üzerindeki yüzey şekillerine verilen adların belli kurallara göre seçilmesini önermektedir:
* Kraterler: Ölmüş sanatçıların (besteci (örnek: Vivaldi, ressam, yazar) adları
* Dağlar: 'Caloris' (Latince 'sıcak' sözcüğünden)
* Sırtlar: Merkür araştırmalarına katkıda bulunmuş ölmüş bilim adamları
* Ovalar: Merkür gezegeninin veya tanrı Merkür'ün çeşitli dillerde adları
* Uçurumlar: Keşiflerde veya bilimsel araştırmalarda kullanılan ünlü gemilerin adları
* Vadiler: Radyoteleskop adları
Gözlem koşulları
Merkür, Güneş çevresinde yaklaşık 88 gün süren dolanma süresi ve 116 günlük kavuşum dönemi ile, gökyüzündeki görünür hareketini yılda üç kez yineler. Bir alt gezegen olması nedeniyle ile her zaman Güneş'e yakın konumdadır ve gözlenmesi Güneş'in parlak ışığı nedeniyle oldukça güçtür. -1,9 kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve bazen Satürn, Mars ve hatta Jüpiter'den daha ışıklı olabilmesine karşın hiçbir zaman karanlık bir zemin üzerinde izlenemediği için, her kavuşum döneminin en fazla birkaç gün süren bir kısmında, en yüksek batı ya da doğu uzanımı esnasında çıplak gözle görülebilir. Bu gözlem koşulları, doğu uzanımı için güneşin batışını izleyen, batı uzanımı için ise güneşin doğuşundan az önceki kısa bir süre için gerçekleşir.
Bu nedenle her 116 günlük dönemde Merkür bir kez 'akşam yıldızı', bir kez de 'sabah yıldızı' olarak izlenir. En yüksek uzanım, yörünge dışmerkezliğinin yüksek olması nedeniyle 18° ile 28° arasında değişir, ancak 28° bile rahat bir gözlem için yeterli değildir. Özellikle tutulum düzleminin ufka daha yakın olduğu yüksek enlemlerden gezegenin görülmesi çok zordur.
Gözlem noktası Yer ekvatoruna yaklaştıkça Merkür'ün sabah ya da akşam alacakaranlığında ufuktan yüksekliği artacağı için çıplak gözle görülebilmesi daha kolay olur. Merkür'ün oldukça eliptik yörüngesinin uzun ekseninin Yer yörüngesine göre konumuna bağlı olarak, dünyanın güney yarıküresinin sonbahar başlangıcına denk gelen döneminde, gezegenin olası en yüksek batı uzanımı ile 7°'lik yörünge eğikliğinin üst üste gelmesi sayesinde Merkür için en uygun gözlem koşulları oluşur. Aynı şekilde olası en yüksek doğu uzanımı ile yörünge eğikliği açısının birbiri üzerine eklenmesi, yine güney yarıküreden bu kez kış aylarında gezegenin rahat gözlenmesine olanak sağlar. Yüksek dışmerkezlik nedeniyle yörünge hızı dolanma sırasında çok değişir ve kavuşum süresi Yer'in Merkür yörüngesine oranla konumuna göre birkaç gün kayabilir.
Yer atmosferinin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, teleskop kullanılarak yapılan profesyonel gözlemler Merkür'ün ufuktan iyice yüksekte bulunduğu gün ortası saatlerinde gerçekleştirilir. Tam güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa güneşe çok yakın konumdaki gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar.
Kısıtlayıcı etmenler nedeniyle, yeryüzünden yapılan gözlemler en güçlü teleskoplar kullanıldığında dahi Merkür'ün yüzey şekilleri hakkında yeterli bilgi sağlayamamış ve elimizdeki bilgilerin büyük kısmı Mariner 10 uzay sondası tarafından sağlananlarla sınırlı kalmıştır.
Evreler
Bir teleskopla izlendiğinde Merkür'ün Ay ve Venüs gibi evreleri olduğu görülür. Gezegenin yeryüzüne en uzak ve Güneş'in arkasında bulunduğu üst kavuşum anında görünen yüzeyinin tümü aydınlandığından ışıklı bir daire şeklinde 'dolun' evresi söz konusudur. Bu aynı zamanda uzaklık nedeniyle Merkür'ün görünür çapının en az olduğu dönemdir. En iyi gözlem koşullarının oluştuğu en yüksek uzanım anında gezegen bir yarımdaire şeklinde görülür. Güneş ile Yer arasında kaldığı dönemlerde ise karanlık yüzünü göstererek bir 'hilal' şekli alır. Hilalin en ince olduğu dönemler gezegenin dünyaya en yakın olduğu ve görünür çapının en büyük olduğu dönemlerdir, ancak bu esnada güneş ışınları gezegenin görülmesini engeller.
Merkür'ün Güneş geçişleri
Merkür her yıl (ortalama) üç kez alt kavuşum konumundan geçtiği halde, yörüngesinin tutulum düzlemine 7 derecelik bir açı yapması nedeniyle güneş diskinin önünden geçişi nadiren gerçekleşir. Merkür yörüngesinin tutulum düzlemini kestiği noktalar, yani yörüngenin çıkan ve inen düğümleri ile Güneş ve Yer'in düz bir çizgi üzerinde yer almasını gerektiren bu durum her yüzyılda 12-14 kez ve yalnız Mayıs ve Kasım ayları içinde gözlenir. Güneş diski üzerinde küçük bir siyah beneğin ilerlemesi şeklinde izlenen bu olay, Merkür'ün yörünge hızının daha düşük olduğu günöte noktasına daha yakın olan Mayıs geçişlerinde daha yavaş olur ve 9 saat kadar sürebilir.
DÜNYA, GÜNEŞ, AY VE GEZEGENLERİN ÇEŞİTLİ DİLLERDE KARŞILIKLARI
LATİNCE
GREKÇE
ARAPÇA
İBRANİCE
SANSKRİTÇE
DÜNYA
Terra
Geo
Arz
Aritz
Jagat
AY
Luna
Mene
Kamer
Levanah
Çandra
MERKÜR
Merkurius
Hermes
Utarid
Kokab
Budha
VENÜS
Venüs
Paphie
Zühre
Nogah
Şukra
GÜNEŞ
Sol
Helios
Şems
Şemeş
Surya
MARS
Mars
Ares
Merih
Madim
Mangala
JÜPİTER
Jupiter
Zeus
Muşteri
Tzedek
Brihaspati
SATÜRN
Satürn
Kronos
Zühal
Şabbatay
Şani
