FANDOM


Şablon:Sil


Şablon:İnfobox Magnetosfer

[1]

Jüpiter’in Manyetosferi Edit

Jüpiter manyetosferi gezegenin manyetik alanından kaynaklanan solar rüzgarında oluşan bir oyukluktur. Güneşe doğru neredeyse 7 milyon kilometreye uzanan ve ters yönde de neredeyse Satürn’ün yörüngesine kadar uzanan bu manyetosfer Güneş Sistemi’nde hiçbir gezegenin sahip olmadığı büyüklükte güce ve büyüklüğe sahiptir, ve Heliosfer’den sonra da Güneş Sistemi’nde bilinen en uzun süreli devamlılığa sahiptir. Dünyanın manyetosferinden daha geniş ve kalın olan bu manyetosfer, büyüklük sıralaması bakımından da manyetik döngüsünün ortalama 18.000 kez daha büyük olması gibi dünyanınkinden daha güçlüdür. Jüpiter’in manyetik alanının keşfine ilk olarak 1950’lerin sonunda radyo dalgalarının emilimi gözlemleri yapılırken değinildi ve tam olarak da 1973 yılında Pioneer 10 hava aracı tarafından ortaya çıkarıldı.

Jüpiter’in iç manyetik alanı sıvı metal karışımı hidrojenden oluşan gezegenin dış yüzeyinin elektriksel akımları sonucu oluşmuştur. Jüpiterin aylarından biri olan Io ayı gezegene bol miktarda sülfür dioksit bırakarak gezegenin etrafında daha büyük bir oranda torus kabartısı oluşturur. Jüpiter’in manyetik alanı da bu kabartıyı kendisiyle aynı yönde ve hızda dönmeye zorlar. Dönen torus da manyetik alana da plazma yükleyerek şeklini “manyetodisk” adı verilen pankek benzeri bir yapıya çeker. Yani, aslına bakılırsa Jüpiter’in manyetosferi dünyadaki atmosferin oluşum şeklinin aksine solar rüzgarlarla değil de kendi ayı olan Io’nun plazması sayesinde oluşur. Manyetosferdeki bu güçlü akıntılar gezegenin kutuplarında kalıcı gün ağarmasına ve Jüpiter’in oldukça zayıf bir “radyo pulsar”ı olarak düşünülmesine neden olan yoğun oranda değişiklik gösterebilen radyo dalgası yayımına neden olur. Jüpiter’deki kalıcı gün doğuşu durumu kızılötesi, görünebilir, ultraviyole ve yumuşak X-ray ışınlarını da içeren manyetik spektrumun neredeyse her bir katınde gözlemlenmiştir.


Manyetösferin bu hareketi parçaları yakalayıp hızlandırarak dünyadaki Van Allen Kemeri’ne benzeyen bir radyasyon birikintisine neden olur, ama Jüpiter’deki Dünya’dakinde binlerce kez daha güçlüdür. Enerjik parçacıkların Jüpiter’in en büyük aylarının yüzeyleriyle girdiği etkileşim de gözle görünür bir şekilde onların kimyasal ve fiziksel özelliklerini etkiler. Aynı parçacıklar aynı zamanda Jüpiter’in ince gezegen çevre sistemi içerisindeki parçacıkları hem etkiler hem de bunlardan etkilenir. Radyasyon şeritleri uzay araçlarına ve muhtemelen de insanlı hava seyahat araçlarına büyük bir oranda tehlike teşgil etmektedir.

Yapısı Edit

Jüpiter’in manyetosferi içerisinde “yay demeti”, “ manyetik çalı”, “manyetik aralık”, “manyetik kuyruk”, “manyetik disk”, ve diğer birçok bileşeni içeren karışık bir yapıya sahiptir. Jüpiter’in etrafındaki manyetik alan birçok değişik sebepten oluşmaktadır. Bunlardan bazıları gezegenin içindeki sıvı sirkülasyonu, Jüpiter’in etrafını kaplayan plazmadaki elektriksel akışlar, ve gezegenin manyetosferinin sınırında oluşan ani akışlardır. Manyetosfer, gezegenler arası manyetik alanı taşıyan solar rüzgar plazmasının içerisine gömülüdür.

Manyetik alan iç yüzeyi Edit

Jüpiter’in manyetik alanının cüssesi Dünya’nınki gibi dış çehresindeki iletken sıvının sirkülasyonuyla desteklenen iç dinamo tarafından oluşturulmaktadır. Ama, Dünya’nınki erimiş demir ve nikelden oluşurken Jüpiter’inki metalik hidrojenden oluşmaktadır. Dünya’nınki gibi Jüpiter’in manyetik alanı da tekli manyetik eksenin sonunda bulunan güney ve kuzey ucundan oluşan yapısıyla çoğunlukla çift kutupludur. Buna rağmen, güney kutbu kuzey yarım kürede, kuzey kutbu da güney yarım kürede yer alan Dünya’nın aksine Jüpiter’inkinde kutuplardan güneyi güney yarım kürede, kuzeyi ise kuzey yarım kürede yer almaktadır. Jüpiter’in manyetik alanında ayriyetten dörtlü, sekizli ve daha fazla içeriğe sahip olan kutuplar vardır; ama, bunlar çift kutubun onda birinden daha az bir etkiye sahiplerdir. Bu çiftucay Jüpiter’in ekseninden yaklaşık 1o derece eğridir: bu özelliğiyle Dünya’nınkine benzemektedir. (11.3 derece). Çiftucayın manyetik alan gücü yaklaşık olark 428 μT (4.28 G)’dir. Bu da oralama olarak 1.56 × 1020 T·m3 manyetik hıza denk gelmektedir. Bu özelliği Jüpiter’in manyetik alanının Dünya’nınkinden 10 kat daha güçlü olmasını, manyetik hızının da 18.000 kez daha fazla olmasını sağlar. Jüpiter’in manyetik alanı, 9 saat 55 dakikalık bir periyodla atmosferinin altındaki bölgeyle aynı hızda döner. Pioneer(öncü) uzay aracının 1970’lerin ortasındaki ilk gözleminden beri manyetik alanın gücünde ve yapısında herhangi bir değişiklik gözlenmedi.


Boyutu ve şekli Edit

Jüpiter’in iç manyetik alanı, Güneşten gelen iyonize haldeki parçacık desteleri olarak bilinen solar rüzgarların direkt olarak atmosferiyle etkileşime girmesini engeller; bunun yerine solar rüzgarınınkinden farklı bir plazma olan ve manyetosfer olarak adlandırılan, solar rüzgar akışında bir boşluk yaratan bir yapıyla bu ışın demetini gezegenden savuşturur. Jovian manyetosferi o kadar büyüktür ki Güneş ve koronası ancak bir oda kadar yer kaplar. Eğer birisi Dünya’dan onu görebilseydi, 1700 kez Dünya’dan uzak olmasına rağmen o gökyüzünde dolunaydan 5 kat daha büyük görünebilirdi. Dünya’daki gibi, yoğun ve soğuk solar plazmayı daha az yoğunlukta ve daha sıcak olanından ayıran sınıra magnetopause adı verilir. Magnetopause’dan gezegenin zeminine uzaklık güneşin dik ışıklarla geldiği bir noktada 45 ile 100R arasındadır. Magnetopause’nin pozisyonu ise solar aktiviteye bağlı olan solar rüzgarların baskısına göre değişiklik göstermektedir. Magnetopause’nin ön yüzünde ( gezegenin yüzeyine yaklaşık olarak 80-100R arası bir mesafede), manyetosferle solar rüzgarın çarpışmasından ortaya çıkan canlı-hareketli gibi görünen bir karmaşa olarak adlandırılan bow shoch (yay demeti) yatmaktadır. Yay demetiyle manyetopause arasındaki bölgeye ise magnetoshealth (manyetikçalı) adı verilir.

Gezegenin tersi istikametinde de solar rüzgar Jüpiter’in manyetik alan çizgilerini bazen Satürn’ün yörüngesinin bile ötesine kadar uzanan uzun ve iz bırakan bir şekilde dağıtarak magnetotail’i (manyetik kuyruk) oluşturur. Jüpiterin manyetik kuyruğu da Dünya’nınkine benzemektedir. Bu kuyruk iki dilimden oluşmaktadır(resimdeki mavi noktalar): Jupiter’e doğru yönelen güney dilimde bulunan manyetik alan ve ondan uzaklaşan kuzey dilimde bulunan manyetik alan. Dilimler, kuyruk akışkan örtüsü adı verilen ince bir katmanla birbirinden ayrılırlar. Dünya’nınki gibi Jovian kuyruğu solar plazmanın manyetosferim iç bölgelerine girebildiği bir kanal görevini üstlenir. Burasi da ısınır ve Jüpiter’e 10R kadar yakınlıktaki radyasyon kemerlerini oluşturur.

Jüpiter’in manyetosferi üç kısıma ayrılmaktadır: iç , orta ve dış manyetosfer. İç manyetosfer gezegene 10R uzaklıkta bir mesafede bulunmaktadır. İçindeki manyetik alan yaklaşık olarak çiftucay olarak kalmaktadır, çünkü manyetosferik ekvatoral plasma örtüsü içindeki ani akışların duruma katkısı küçük kalmaktadır. Orta (10 – 40R arası) ve dış (40R’den fazla) manyetosferlerde manyetik alan çiftucay şeklinde değildir ve plazma örtüsüyle olan ilişkisinden dolayı ciddi şekilde dağılmış haldedir.


Io’nun Rolü Edit

Jüpiter’in manyetosferinin şekli her ne kadar genel hatlarıyla Dünya’nınkine benzese de, gezegene yaklaştıkça yapısı oldukça farklı bir hal alır. Jüpiter’in volkanik olarak aktif ayı Io kendi çapında güçlü bir plazma kaynağıdır ve her saniye Jüpiter’in manyetosferini 1.000 kg kadar fazla oranda materyalle doldurmaktadır. Io yüzeyindeki güçlü volkanik patlamalar, sülfür ve oksijen iyonları üreten (S+, O+, S2+ and O2+ ) solar ultraviyole radyasyon tarafından iyonize edilen ve atomlarına ayrılan yüksek oranlarda sülfür dioksit salınımı yapar. Bu iyonlar uydunun atmosferinden kaçarlar ve Io plazma simitini/yumrusunu oluştururlar: Jüpiter’i çevreleyen Io’nun yörüngesinde konuşlanmış kalın ve soğuk yumru sarmalı. Simitin içindeki plazma sıcaklığı radyasyon kemerlerindekinden “10 keV (100 million K)” çok daha düşüktür “10–100 eV (100,000–1,000,000 K)”. Yumru içindeki plazma Jüpiter’le aynı yönde dönmeye zorlanark her ikisinin de aynı rotasyon periyodlarına sahip olması anlamına gelmektedir. Esasında Io yumrusu Jovian manyetosferinin dinamiklerini değiştirmektedir.

Birkaç aşamanın sonunda plazma yavaş yavaş Jüpiter’den uzağa doğru akmaya başlar. Plazma gezegenden uzaklaştıkça içerisinde oluşan dairesel akımlar aynı yönde dönmeye ayak uydurarak hızını aşamalı bir şekilde arttırırlar. Bu dairesel akımlar ayrıca rotanın aksi yönünde dönmekle sonuçlanan manyetik alandaki azimutal yapıların da kaynağını oluşturur. Plazmanın parçacık sayısı bakımından yoğunluğu Io yumrusuna doğru 35R’lik bir uzaklık arasında 2,000 cm−3 den yaklaşık 0.2 cm−3’e kadar düşmektedir. Manyetosferin ortalarına doğru, Jüpiter’den yaklaşık olarak 20R’den fazla bir mesafede, aynı yönde dönme yavaş yavaş kırılır ve plazma gezegenden daha yavaş dönmeye başlar. En sonunda 40R’den fazla uzaklıklarda ( dış manyetosferde) bu plazma manyetik alandan tamamıyla uzaklaşır ve manyetosferden manyetik kuyruk aracılığıyla ayrılır. Soğuk, yoğun plazma dışarıya doğru hareket ederken, yerine sıcak, daha az yoğunlukta ( sıcaklığı 200 milyon K ya da daha fazla) gelir. Bu plazma, dışyalıtık halde Jüpiter’e yaklaştıkça ısınır ve Jüpiter’in iç manyetosferindeki radyasyon kemerlerini oluştururlar.

Manyetodisk Edit

Dünya’nın manyetik alanı yaklaşık olarak gözyaşı şeklindeyken Jüpiter’inki daha da yayvan, diske benzer bir şekildedir ve ekseninde dönem dönem değişiklikler/kaymalar görünebilir. Diske benzer bir şekil almasının temel sebebi aynı yönde dönmeye zorlayan plazmadan kaynaklanan merkez çekim kuvveti ve sıcak plazmanın termal çekim kuvvetidir. Bu iki neden de gezegene uzaklığı 20R ya da daha fazla bir mesafedeki manyetodisk olarak bilinen ve pankeke benzer şekildeki formu oluşturan manyetik alan çizgilerini gerirler. Manyetodisk manyetik ekvador yakınlarında bulunan ince bir örtüye sahiptir. Manyetik alan örtünün üzerinde Jüpiter’den uzağa, örtünün altında ise Jüpiter’e doğru konuşlanmıştır. Io’daki plazma yüklenmesi Jovian manyetosferinin boyutlarını fazlasıyla aşar çünkü manyetodisk solar rüzgarın bakısını dengeleyen ek bir iç baskı yaratır.Io’nun yokluğunda gezegen yüzeyiyle manyetosfer arasındaki fark 42R’den fazla olmazdı; ama, şu anda ortalama olarak 75R civarında.

Manyetodisk alanının şekli ekvator plazma örtüsü boyunca akan azimutal halka akımı tarafından şekillendirilir.Bu akımın gezegene ait manyetik alanla etkileşime geçmesi sonucunda Lorents kuvveti, aynı yönde birlikte dönen plazmanın gezegenden uzaklaşmasını engelleyen merkezi kuvveti oluşturur.ekvatoral akım içerisinde bulunan total halka kuvvetinin 90 ile 160 milyon amper kuvvetinde olduğu tahmin ediliyor.

Dinamikler Edit

Birlikte Dönme ve Ani Akımlar Edit

Jüpiter’in manyetosferini yürüten temel sebep gezegenin dönüşüdür. Bu yönden bakıldığında Jüpiter, tekkutuplu jenaratör adı verilen aygıta çok benzerdir. Jüpiter döndükçe iyonosferi de bağlantılı bir şekilde gezegenin kutup noktalarındaki manyetik alanlara kayar. Kutupsal manyetik kuvvet rotasyon yönünde toplandığı için, hareket sonucu ortaya çıkan Lorents kuvveti negatif yüklü elektronları kutuplara iterken pozitif yüklü iyonlar da ekvatora doğru itilir. Bunun sonucu olarak da kutuplar negatif yüklü, ekvatora yakın bölgeler ise pozitif yüklü olur. Jüpiter’in manyetosferi yüksek derecede geçirgen plazmayla dolu olduğu için, manyetosfer boyunca elektriksel döngü yakınlarda oluşur. Direkt akım adı verilen bir akım manyetik alan çizgileri boyunca iyonosferden ekvatoral plazma örtüsüne doğru akar. Bu akım daha sonra ekvatoral plazma örtüsü içerisinde radyal olarak gezegenden uzağa doğru akmaya başlar ve son olarak da gezegenin iyonosferine kutuplarla bağlantılı noktalar boyunca manyetosferin dışından tekrar ulaşır. Manyetik alan çizgileri boyunca akan bu akımlara genellikle alan hizalanması ya da Birkeland akımlar olarak adlandırılır. Dairesel akımlar gezegenin manyetik alanıyla etkileşime girer ve Lorentz kuvvetinin oluşmasına neden olarak manyetosferik plazmayı gezegenin rotasyonuyla aynı yönde hızlandırır. İyonosferden plazma örtüsüne akan akım özellikle plazma örtüsünün alakalı kısmı gezegenden daha yavaş döndüğünde daha güçlüdür. Yukarıda da bahsedildiği gibi, birlikte dönme Jüpiter’den 20 ile 40R arasında bozulur. Bu alan manyetik alanın oldukça gerildiği manyetodiske karşılık gelmektedir. Manyetodiske akan güçlü direkt akım Jovian manyetik kutuplarından yaklaşık olarak 16 ± 1°’ye kadar uzanan oldukça kısıtlı bir enlem bölgesinde oluşurlar. Bu dar döngüsel bölgeler Jüpiter’in ana auroral ovallarına tekavül etmektedir. (Alttaki resme bakınız) Yaklaşık 50R uzaklıktan dış manyetosferden geri dönen akım, elektriksel dngünün yakınlarından, Jovian iyonosferine giriş yapar. Jovian atmosferindeki dairesel akımın 60 milyon ile 140 milyon amper arasında olduğu tahmin ediliyor. Birlikte dönmeyle plazmanın hızlanması, Jovian rotasyonundan plazmanın kinetik enerjisine doğru enerji transferine neden olur. Bu manada, Dünya’nın manyetosferi temel anlamıyla solar rüzgarlar sonucunda güçlenirken Jüpiter’in manyetosferi gezegenin dönmesi sonucunda güçlenir.

Değişim Değişkenliği ve Tekrar Bağlanma Edit

Jovian manyetosferinin dinamiklerinin deşifrasyonunda karşılaşılan temel problem, ağır soğuk plazmanın 6 R uzaklığındaki Io yumrusundan 50 R’den daha uzakta bulunan dış manyetosfere olan taşınmasından kaynaklanmaktadır. Bu işlemin kesin mekanizması bilinmemektedir, ama değişim değişkenliğinden kaynaklanan plazma difüzyonu olduğu varsayılmaktadır. İşlem hidrodinamiklerdeki Rayleigh- Taylor değişkenliğine benzerdir. Jovian manyetosferinin bulunduğu durumda, merkezkaç kuvveti yerçekimini oluşturan etkendir; ağır sıvı soğuk ve yoğun iyon plazmasıdır, ve hafif sıvı da sıcak, daha az yoğunluktaki dış manyetosfer plazmasıdır. Bu değişkenlik plazmayla dolu manyetik akım tünellerinin iç ve dış manyetosferlerindeki değişime neden olur. Batmayan boş manyetik akım tünelleri iyon plazmasıyla dolu ağır tünelleri Jüpiter’den öteye iterken kendisi gezegene doğru hareket eder. Manyetik akım tünellerinin bu değişimi manyetosferik türbülans formunu oluşturur.

Manyetik alan tünellerinin bu oldukça kuramsal değişim teorisi kısmen Galileo uzay aracı tarafından onaylandı. Bu boşluklar dış manyetosferden gelen neredeyse boş manyetik alan tünellerine karşılık gelebilir. Orta manyetosferde Galileo, artan enerji parçacıkları tünellerine ve güçlendirilmiş manyetik alanlara neden olan dış manyetosferdeki sıcak plazmanın manyetodiskle etkileşime girmesiyle oluşan sözde püskürme olaylarını saptadı. Ama, soğuk plazmanın dışa taşınmasını açıklayacak hiçbir mekanizma henüz bilinmiyor.

Soğuk iyon plazmasıyla dolu manyetik tüneller dış manyetosfere ulaştığında , manyetik alanı plazmadan ayıran bir tür tekrar bağlanma işlemine girerler. Sonraki muhtemelen plazmoid şeklinde (büyük plazma damlası) magnetotailin altına atılırken önceki sıcak ve daha az yoğunluktakiplazmayla dulu manyetik tüneller şeklinde im manyetosfere geri döner. Yeniden bağlanma işlemi 2-3 günde bir düzenli olarak oluşan ve Galileo sondası tarafından da gözlemlenen global yeniden yapılanma olaylarına da karşılık gelebilir. Yeniden yapılanma olayları, sık sık birlikte dönmeyi bırakan ve dışa doğru akmaya başlayan plazma hareketindeki ani değişmelerin yanında genellikle hızlı ve kaotik manyetik alan güç ve yön değişimlerini de kapsar. Genellikle şafak sıralarında gözlemlenirler.Açık alan çizgileri boyunca kuyruğun altına akan plazma gezegensel rüzgar olarak adlandırılır.

Solar Rüzgarı’nın Etkisi Edit

Jovian manyetosferinin dinamikleri her ne kadar genel olarak enerjinin içsel kaynaklarına bağlı olsa da solar rüzgar da muhtemelen yüksek enerjili protan kaynağı olarak önemli bir role sahiptir. Dış manyetosferin yapısı, alacakaranlık-şafaj asimetrisini de içeren solar rüzgarla yönlendirilen manyetosferin özelliklerini de gösteriyor. Özellikle, alacakaranlık durumundaki manyetik alan çizgileriyle şafak zamanındakiler zıt yönde bulunmaktadır. Buna ek olarak, şafak manyetosferi manyetik kuyrukla bağlantılı olarak açık alan çizgileri oluştururken alacakaranlık manyetosferinde alan çizgileri kapalıdır. Bütün bu gözlemler Dünya’da Dungey döngüsü olarak bilinen bir solar rüzgar yeniden bağlanma aşamasının Jovian manyetosferinde de yer alabileceğini gösteriyor. Solar rüzgarın boyutunun Jüpiter’in manyetosferinin dinamikleri üzerindeki etkisi henüz bilinmiyor; buna rağmen, bu durum yüksek solar aktivitesi sırasında oluyor olabilir. Radyasyon kemerlerinden oluşan senkronik emilimlerin yanı sıra şafak dalgaları, optik ve X-ray ışın yayımı da solar rüzgarın plazma sirkülasyonunu yönlendirmesi ya da manyetosferdeki içsel işlemleri ayarlamasını belirterek hepsinin solar rüzgar basıncıyla olan ilşkilerini göstermektedir.

Emisyon/Yayım Edit

Şafak/Gün Ağarması Edit

Jüpiter her iki kutbunda da parlak ve sürekli bir gün ağarmasına sahiptir. Geçici ve sadece solar aktivitenin olduğu zamanlarda oluşan dünya’nın şafağının aksine, Jüpiter’inkinin yoğunluğu günden güne değişse de her zaman varlığını sürdürür. Üç türden oluşmaktadırlar: manyetik kutuplardan yaklaşık 16° uzakta bulunan parlak ve dar daireden ( eni 1000 km.’den az) oluşan ana oval, Jüpiter’in iyonosferini en büyük aylarına bağlayan manyetik alan çizgilerinin ayak izine karşılık gelen uyduların şafak noktaları, ana ovaller içerisine yerleşen kısa süreli kutup emisyonları. Şajak emisyonları her ne kadar radyo dalgalarından tutun da X-ray ışınlarına kadar neredeyse elektromanyetik spektrumun her bir parçasında tespit edilseler de onlar orta-kızılaltında ve derin ultraviyole spektral bölgelerde en parlaklarıdır.

Ana ovaller Jovian şafağının baskın bir tarafıdır. Onlar sabit yer ve şekillere sahiplerdir; ama, yoğunlukları solar rüzgar basıncı tarafından fazlasıyla modüle edilirler, yani ne kadar güçlü solar rüzgar o kadar zayıf şafak anlamına gelir. Yukarıda da bahsedildiği gibi, ana ovaller,manyetodisk plazma ve Jovian iyonosferi arasında bulunan elektrik düşüşüyle hızlandırılan güçlü elektron akışı tarafından sürdürülmektedir. Bu elektronlar, plazmanın manyetodiskte birlikte dönmesini sağlayan alan içinde hizalanmış akımları taşırlar.Ekvatoral örtüde sadece kısıtlı bir gücü taşıdıkları için potansiyel düşüşler geliştirirler. Çökelen enerjiler yaklaşık olark 10–100 keV arasında bir güce sahiptir ve ultraviyole ışınlarına neden olarak hidrojenin iyonize olması ve moleküler olan Jüpiter’in atmosferinin derinliklerini oluşturur. İyonosfere giren toplam enerji 10 – 100 TW arasındadır. Buna ek olarak, iyonosfere akan akımlar Joule ısıtma sistemi olarak bilinen bir işlem sonucunda da ısınır. 300 TW’ye kadar ısı üretebilen bu ısınma, Jovian şafağındaki güçlü kızılötesi ışınlara ve kısmen de Jüpiter’in termosferinin ısınmasına neden olur. Noktaların üç tane Galilean ayına karşılık geldiği bulunmuştur: Io, Europa ve Ganymere. Plazmanın birlikte dönmesi aylarla olan komuşuluğundan dolayı yavaşladığından bunlar gelişirler. En parlak nokta manyetosferdeki plazmanın ana kaynağı olan Io ayına aittir. İyoniyan şafak noktalarının Jovian’dan İyon iyonosferine akan Alfven akımlarıyla bağlantılı olduğu düşünülmektedir. Yüzeylerinden yükselen su buzlarındankaynaklanan en zayıf plazma kaynaklarına sahip olduklarından dolayı, Europa’nın ve Ganymere’in noktaları çok daha fazla donuktur. Parlak yay ve noktalar ana ovallerin içerisinde düzensiz bir şekilde bulunurlar. Bu geçici fenomenlerin solar rüzgarla olan etkileşimle bağlantılı olduğu düşünülmektedir. Bu alandaki manyetik çizgilerin manyetotaile açıldığı düşünülmektedir. Ana ovallerin içinde gözlenen ikincil ovaller ise açık ve kapalı manyetik alan çizgilerinin sınırlarıyla ya da kutup zirveleriyle bağlantılı olabilir. Kutup şafak yayımları Dünya’da gözlemlenenlere benzerdir: her ikisi de manyetik alan solarının gezegeninkiyle olan yeniden bağlantısı sırasında elektronlar muhtemel düşüşler aracılığıyla gezegene doğru hızlandırıldığında görülürler. Her iki ana oval içindeki bölgeler şafaksal X-ray ışınlarını yayarlar. Gün doğumundaki X ışınlarının spektrumu, muhtemelen enerjik S ve O iyonları Jüpiter’in kutup atmosferine çökeldiği zaman görünen yüksek şekilde iyonize haldeki oksijen ve sülfürün spektral çizgilerinden oluşmuşlardır. Bu çküntünün kaynağı hala bilinmemektedir.

Bir Pulsar Olarak Jüpiter Edit

Jüpiter, spektral bölgede birkaç kiloherzden onlarca megaherze kadar bir aralıkta gerilim oluşturan radyo dalgalarının güçlü bir kaynağı rolünü oynamaktadır. Yaklaşık 0.3 MHz’den daha az olan frekanslardan oluşan radyo dalgaları Jovian kilometrik radyasyon ya da KOM olarak adlandırılır. 0.3 ile 3 MHz aralığındaki frekanslar hektometrik radyasyon ya da HOM olarak adlandırılırken 3 ile 40 MHz aralığında yayım yapan frekans dalgaları ise dekametrik radyasyon ya da DAM olarak adlandırılırlar. Sonuncu radyasyon ilk olarak Dünya’dan gözlemlendi ve ortalama on saatlik periyodikliği bu radyasyonun Jüpiter’den geldiğinin ortaya çıkarılmasına yardımcı oldu. Dekametrik yayılımın Io ve Io- Jüpiter akım sistemiyle bağlantılı kısmı olan en kuvvetli kısmı DAM olarak adlandırılır.

Bu yayılımın büyük bir kısmı, elektronlar kutupları arasında ileri geri sekerken aural bölgeler yakınında gelişen Cylotron Maser Değişkenliği olarak adlandırılan bir mekanizma tarafından üretildiği düşünülmektedir. Radyo dalgalarının üretiminde yer alan elektronlar muhtemelen gezegenin kutuplarından manyetodiske akım taşıyor olanlardır. Jovian radyo dalgası yayımının yoğunluğu zamandan zamana göre değişiklik göstermektedir. Buna rağmen, Jüpiter periyodik olarak diğer bütün maddelerden daha çok parlayan kısa ama güçlü patlamalar yaymaktadır ( S patlamaları). Diğer bütün HOM/KOM parçalarını gücü 10 GW civarındayken, DAM bileşeninin yaydığı toplam güc yaklaşık 100 GW’tır. Karşılaştırma yapılırsa, Dünya’nın yaydığı toplam radyo enerjisinin yaklaşık 0.1 GW civarında olduğu görülmektedir. Jüpiter’in radyo ve parçacık yayımının onu bir şekilde pulsara benzer kılan dönüşüyle/rotasyonuyla oldukça bağlantılı olduğu görülmektedir. Bu periyodik ayarlama muhtemelen, yüksek enlemli manyetik anormalliklerin yanı sıra rotasyonel eğimle bağlantılı olan manyetik döngü eğimi tarafından neden olunan Jovian manyetosferindeki asimetrilerle bağlantılıdır. Jüpiter’in radyo yayımını tetikleyen fizik kuralları, pulsarların radyo yayımında uygulanana benzerdir. Onlar sadece ölçek bakımından değişiklik gösterirler ve Jüpiter küçük bir radyo pulsarı olarak düşünülebilir. Buna ek olarak, Jupiter’in radyo yayımı büyük oranda solar rüzgar basıncına bağlıdır ve bu nedenle de solar aktiviteye de bağlı olur. Nispeten geniş ölçekli radyasyona ek olarak Jüpiter, gezegenin iç kemerlerinde tutulan bağıl elektronların ivme ışınım yayılımı olan 0.1 ile 15 GHz arasında frekanslara sahip senkronik radyasyon da yaymaktadır. DIM yayımına katkıda bulunan elektronların enerjisi 0.1 ile 100 MeV arasındayken, temel katkı enerjisi 1 ile 20 MeV arasında olan elektronlardan gelir. Bu yayıllım çeşidi, gezegenin manyetik alan ve radyasyon kemer yapısını araştırmak üzere 1960’lı yıllardan beri iyi bir şekilde çözümlendirilip araştırılmıştır. Dış manyetosferde bulunan radyasyon kemerlerindeki parçacıklar, iç manyetosfere taşınırken dışayalıtık bir halde hızlandırılırlar. Jüpiter’in manyetosferi, Dünya’nın yörüngesine kadar geleen yüksek enerjili elektron ve iyon akıntıları püskürtmektedir. Bu akıntılar radyo dalgalarının yayımı gibi oldukça yüksek oranda ayarlıdır ve gezegenin dönüş periyodlarına göre değişiklikler göstermektedirler. Bu açıdan bakıldığında da Jüpiter bir pulsara benzerlik göstermektedir.

Çember ve aylarla olan etkileşim Edit

Jüpiter’in yoğun manyetosferi 4 tane olan Galilean uydularının yörüngelerinin tamamını ve kendi çember sistemini sarmalar. Manyetik ekvator yakınlarında dönerken bu parçalar, manyetosferden gelen enerji parçacıkları yüzeylerini değiştirirken manyetosfer plazmasının kaynağını ve yüzeyini oluştururlar. Parçacıklar materyalleri yüzeylerden uzağa fışkırtırlar ve radyolizler aracılığıyla kimyasal değişiklikler yaratırlar. Plazmanın gezegenle birlikte dönmesi, gözle görülebilir yarım küresel asimetrilere neden olarak plazmanın tercihen ayların rastgele olan yarım küreleriyle etkileşime girmeleri anlamına gelmektedir. Buna ek olarak, ayların oldukça büyük iç manyetik alanları Jovian manyetik alanına da katkıda bulunurlar.

Jüpiter’e yaklaştıkça gezegenin daireleri ve ufak ayları radyasyon kemerlerinden yüksek enerjili parçaları kendilerine doğru çekerler. Aslında, Jüpiter’in dairelerinin varlığı ilk olarak, gezegene yaklaştıkça yüksek enerjili iyonların sayısındaki ani düşüşü tespit eden Öncü 11(Pioneer 11)’in verileri baz alınarak ortaya atıldı. Gezegensel manyetik alan, solar ultraviyole radyasyonunun etkisi altında elektriksel yüklenme elde eden mikroölçer dalga parçacıklarının da hareketini oldukça etkilemektedir. Bunların davranışları birlikte dönen iyonların hareketlerine benzemektedir. Yörüngesel hareket ile birlikte dönme arasındaki resonant etkileşiminin, oldukça eğimli ve eksantik yörüngeler üzerindeki miniölçer parçacıkları oluşturan Jüpiter’in en içteki ışık dalgasınının oluşumundan sorumlu olduğu düşünülmektedir. Parçacıklar ana halkada oluşurlar; buna rağmen, Jüpiter’e doğru hareket etmeye başladıklarında yörüngeleri, eğimlerini ve eksantriklerini arttıran 1.71Rj’de konuşlanan güçlü 3:2 Lorentz resonansı tarafından modifiye edilir. 1.4Rj’de bulunan bir diğer 2:1 Lorentz resonansı ışık halkasının iç sınırlarını tanımlar.

Bütün Galilean ayları, dönerken sağlam iyonosferleri 1.000 ile 10.000 cm−3 arasında bir elektron yoğunluğuyla destekleyen, yüzey basıncı 0.01 ile 1 nbar arasında olan ince bir atmosfere sahiptirler. Birlikte dönen soğuk manyetosferik plazma akıntısı Alfven sürgarları olarak bilinen çivi şeklinde yapılar yaratarak kısmen de olsa iyonosferlerinde endüklenen akıntılar tarafından etraflarında dağıtılırlar. Büyük ayların eş-dönüş akıntılarıyla etkileşimleri, yay demeti formunun oluşumunu engelleyen eş-dönüş hızı ses altında olmasına rağmen (74-328 km arasında aolan hız), Venüs gibi manyetize olmamış gezegenlerle solar rüzgarların etkileşimine benzemektedir. Eş dönüş içerisindeki plazmanın basıncı sürekli olarak ayların atmosferinden (özellikle de Io’dan) gazları atar ve bu atomların bazıları iyonize edilir ve eş-dönüşe katılır. Bu işlem iyon torusunu en önde olmak üzere ayların yörüngelerinin yakınlarında bulunan gaz ve plazma torisini yaratır. Bunun etkisiyle de Galilean ayları (özellikle Io) Jüpiter’in iç ve orta manyetosferlerinde temel plazma kaynakları olarak görev alırlar. Bu arada, enerji parçacıkları çoğunlukla Alfven rüzgarları sayesinde bozulmamış olarak kalır ve ayların yüzeyine serbestçe ulaşabilir ( Ganymede dışında). Buzlu Galilean ayları Europa, Ganymede ve Callisto, Jüpiter’in manyetik alanındaki değişikliklere karşı endüklenmiş manyetik kuvvetler yaratırlar. Bu manyetik kuvvetler etraflarında, alan çevresindeki değişikliklere karşı iyileştirici rol oynayan çiftucay manyetik alanlarını yaratırlar. Endüksiyonun, Jüpiter’in büyük buzlu aylarında oluşması muhtemel tuzlu su yüzeylerinin üstlerinde yera aldığı düşünülmektedir. Bu yer altı okyanusları muhtemelen içerisinde yaşamı barındırıyor ve bu nedenle varlıkları 1990’larda uzay aracıyla yapılan en önemli keşiflerden biriydi. İç manyetik kuvvete sahip olan Ganymede ile Jovian manyetosferinin etkileşimi onu manyetize olmamış ayların etkileşiminden ayırmaktadır. Ganymede’nin iç manyetik alanı, Jüpiter’in manyetosferinde ufak bir manyetosfer yaratarak ortalama 2 Ganymede çapında bir çapla Jüpiter’in manyetosferinin içerisine bir oyuk açar. Ganymede’nin manyetik alanı, eş-döner plazma akıntısını kendi manyetosferine göre çevirir. Ayriyetten, bu alan, enerji parçacıklarına kapalı olan alan çizgilerinde bulunan ayın ekvatoral bölgelerini de korur.

Değişmiş parçacıklar Galilean aylarının yüzey özellikleri üzerinde de önemli bir etkiye sahiptir. Io’dan türeyen plazma, Europa ve Ganymede’nun yarım kürelerinin uzandığı yerlerde genellikle bulunan sülfür ve sodyum iyonlarını gezegenden ötelere taşır. Buna rağmen, Callistio’da bilinmeyen sebeplerden dolayı sülfür önde bulunan yarım kürede toplanmıştır. Plazma, ayrıca ayların yarım kürelerindeki ( Callistio hariç) kararmadan da sorumlu tutulabilir. Daha çok isotopik halde bulunan akışla beraber enerjik elekton ve iyonlar, atomları ve molekülleri dışarı savurarak ve suyun ve diğer kimyasal bileşiklerin radyoliz olmasına neden olarak buz yüzeyine akın ederler. Bu enerji dolu parçacıklar suyu oksijen ve hidrojenlerine ayırarak buzlu aylarda ince bir oksijen katmanı oluştururlar (hidrojen çabucak kaçtığı için). Galilean aylarının yüzeylerinde radyolojik olarak üretilen bileşenler ayrıca ozon ve hidrojen peroksidi de içerirler. Eğer organik maddeler ve karbonatlar da varlığını göstermiş olsaydı, karbon dioksit, metanol ve karbonik asit de üretilebilirdi. Sülfürün varlığında ise muhtemel ürünler arasında sülfür dioksit, hidrojen disülfür ve sülfürik asit de bulunabilirdi. Oksijen ve ozon gibi radyolizler tarafından üretilen oksidanlar su altında saklanıyor olabilir ve yaşam için muhtemel bir enerji kaynağı olarak jeolojik zaman aralıkları içerisinde okyanusların altına taşınabilirdi.

Keşfi Edit

Jüpiter’in manyetik alanının varlığına dair ilk kanıt, dekametrik radyo yayımının (DAM) keşfiyle 1955 yılında ortaya atıldı.DAM’in spektrumu 40 MHz’ye kadar ulaştığı için astronomlar, yaklaşık 1 militeslas (10 gauss) gücünde bir gücün Jüpiter tarafından salındığına dair çıkarımlarda bulundular. 1959 yılında, elektromanyetik spektrumun mikrodalgayla bağlantılı bulunan bölümünde yapışan gözlemler, Jovian desimetrik yayınımının keşfine ve gezegenin radyasyon kemerlerinde bulunan bağıl elektronlar tarafından yayılan şeyin senkroton radyasyonu olduğunun fark edilmesine olanak sağladı. Bu senkroton yayılımlar, Jüpiter’in etrafındaki elektronların sayısını ve enerjisini tahmin etmede ve manyetik kuvvet ve onun eğimi hakkında tahminlerde bulunabilmek için kullanıldı. 1973 yılına kadar manyetik kuvvetin 2 faktör altında toplandığı düşünülüyordu; ama, eğiminin 10 derece olduğu doğru bir şekilde tahmin edilmişti. Jüpiter’in DAM’inin değişim içerisinde olduğu gerçeği 1964 yılında keşfedildi ve Jüpiter’in dönüş periyodlarının tam olarak tahmin edilmesini sağladı. Jovian manyetik alanının tam olarak keşfi Aralık 1973’de, Öncü 10 (Pioneer 10) uzay aracının gezegenin yakınında uçuşu sırasında oldu.

1970 Sonrası Keşifler Edit

2009’a kadar toplamda sekiz uzay aracı Jüpiter’in etrafında uçtu ve hepsi de Jovian manyetosferi hakkında sahip olunan bilgiye katkıda bulundu. Jüpiter’e ulaşan ilk insansız roket, Aralık 1973’te gezegenin merkezine 2.9 R uzaklıktan geçen Pioneer 10 uzay aracıydı. Onun ikizi Pioneer 11 ise bir yıl sonra oldukça eğimli bir yörüngede seyehat ederek ve gezegene 1.6 R kadar yaklaşarak Jüpiter’e olan ziyaretini gerçekleştirdi. Pioneer, iç manyetik alanda en iyi frekanslar sağladı. Jüpiter’deki radyasyon oranı uzay aracının tasarımcılarının beklediğinden 10 kat daha fazla çıktığı için uzay aracının hayatta kalamayacağına dair korkular yaşatsa da; buna rağmen, uzay aracının büyük bir kısmı geçiş sırasında Jüpiter’in manyetosferinde o sırada oluşan zayıflığın sayesinde sağlam kalarak sadece birkaç ufak hasarla ayakta kalmayı başarmıştır. Buna rağmen, radyasyonun etkisiyle yanlış komutlar alan araç, Io ayının birçok resmini kaybetmiştir. Bir sonraki olan ve teknolojik olarak da daha avantajlı bulunan Voyager uzay aracının yoğun radyasyon oranıyla başa çıkabilmesi için tekrar dizayn edilmesi gerekmiştir. Voyager 1 ve 2 Jüpiter’e 1979 – 1980 yıllarında ulaşmışlar ve neredeyse ekvatoral düzlem üzerinde uçuşlar yapmışlardır. Gezegenin merkezine 5R uzaklıktan geçen Voyager 1 ilk olarak Io plazma torusuyla karşılaşmıştır. Voyager 2 10 R uzaklıktan geçmiş ve Ekvatoral düzlemdeki akım örtüsünü keşfetmiştir. Jüpiter’e ulaşan bir sonraki uzay aracı ise 1922 yılında varış yapıp gezegenin kutupsal manyetosferini inceleyen Ulysses’tir. 1955 yılından 2003 yılına kadar Jüpiter’in yörüngesinde kalan Galileo uzay aracı ise Ekvatoral düzleme 100 R uzaklıkta bulunan Jüpiter’in manyetik alanı hakkında kapsamlı bir bilgi vermiştir. Araştırılan bölgeler içerisinde manyetik kuyruk, manyetosferdeki şafak ve tan oluşum sektörleri de bulunuyordu. Her ne kadar Galileo Jüpiter’deki sert radyasyon şartlarına başarılı bir şakilde dayanabilse de yine de birkaç teknik problemle karşılaşıldı. Bunun yanında, uzay aracının jiroskopu artan birçok hata gösterdi. Birkaç kez uzay aracının dönen ve dönmeyen parçaları arasında elektriksel kıvılcımlar çıkarak aracın güvenli moda geçmesine neden oldu. Bunun sonucunda da 16., 18., ve 33. Yörüngelere ait bütün bilgiler kaybedildi. Radyasyon ayrıca Galileo’nun ultra-sabir kuvars osilatöründe evre değişim ve kaymalarına neden oldu. 2000 yılında Cassini uzay aracı Jüpiter’in etrafında uçarken, Galileo’yla bağlantılı bir şekilde verilerin toplanmasını sağladı.Jüpiter’i en son ziyaret eden uzay aracı ise 2500R kadar uzunlukta bir alanda seyahat ederek Jovian manyetotailinde eşi benzeri olmaya bir araştırma yürüten New Horizons’tur. Jüpiter’in manyetosferinin örtüsü, Dünya’nın manyetik alanıyla karşılaştırıldığında daha zayıf kalmaktadır. Gelecekte yapılacak olan görevler (örneğin Juno), Jovian manyetosferinin dinamiklerini anlama konusunda önemli gelişmeler sağlayacaktır. 2003 yılında NASA, dış polar sistemde yapılabilir olan gelecekteki keşifleri göz önüne alarak “Human Outer Planets Exploration”(HOPE) (İnsan Dış Gezegen Keşifleri) adında bir araştırma yürütmüştür. Jüpiter’e olan uzaklığından kaynaklanan düşük radyasyon seviyesi ve jeolojik olarak insan yaşamına olan uygunluğundan dolayı Callisto’nun yüzeyinde bir yer inşa etmenin muhtemel olup olmadığı tartışılmıştır. Callisto, Jüpiter’in Galilean uyduları arasından insan keşfine elverişli olan tek uydudur. Io, Europa ve Ganymere’deki iyonize haldeki radyasyonun seviyesi insan hayatı için elverişsizdir ve yeterli koruyuvu önlemler de henüz icat edilmemiştir.


Referanslar Edit

^ Jump up to:a b c d e Smith, 1974

^ Jump up to:a b c d e Khurana, 2004, sayfa 3–5

^ Jump up to:a b c Russel, 1993, sayfa 694

^ Jump up to:a b c Zarka, 2005, sayfa 375–377

^ Jump up^ Blanc, 2005, sayfa 238 (Tablo III)

^ Jump up to:a b c d e f g h i j k l m n o p q r Khurana, 2004, sayfa 1–3

^ Jump up to:a b c d e f g Khurana, 2004, sayfa 5–7

^ Jump up to:a b Bolton, 2002

^ Jump up to:a b Bhardwaj, 2000, sayfa 342

^ Jump up^ Khurana, 2004, sayfa 12–13

^ Jump up to:a b c d Kivelson, 2005, sayfa 303–313

^ Jump up to:a b c d e f g Russel, 1993, sayfa 715–717

^ Jump up to:a b c Russell, 2001, sayfa 1015–1016

^ Jump up to:a b Krupp, 2004, sayfa 15–16

^ Jump up^ Russel, 1993, sayfa 725–727

^ Jump up to:a b c d Khurana, 2004, sayfa 17–18

^ Jump up^ Khurana, 2004, sayfa 6–7

^ Jump up to:a b c Krupp, 2004, sayfa 3–4

^ Jump up to:a b c d e f Krupp, 2004, sayfa 4–7

^ Jump up to:a b c Krupp, 2004, sayfa 1–3

^ Jump up to:a b c d e f Khurana, 2004, sayfa 13–16

^ Jump up to:a b Khurana, 2004, sayfa 10–12

^ Jump up^ Russell, 2001, sayfa 1024–1025

^ Jump up to:a b Khurana, 2004, sayfa 20–21

^ Jump up to:a b Wolverton, 2004, sayfa 100–157

^ Jump up^ Russell, 2001, sayfa 1021–1024

^ Jump up^ Kivelson, 2005, sayfa 315–316

^ Jump up^ Blanc, 2005, sayfa 250–253

^ Jump up to:a b c d e Cowley, 2001, sayfa 1069–76

^ Jump up to:a b c d e f g Blanc, 2005, sayfa 254–261

^ Jump up to:a b Cowley, 2001, sayfa 1083–87

^ Jump up^ Russell, 2008

^ Jump up to:a b Krupp, 2007, sayfa 216

^ Jump up^ Krupp, 2004, sayfa 7–9

^ Jump up to:a b c d Krupp, 2004, sayfa 11–14

^ Jump up^ Khurana, 2004, sayfa 18–19

^ Jump up^ Russell, 2001, sayfa 1011

^ Jump up to:a b Nichols, 2006, sayfa 393–394

^ Jump up^ Krupp, 2004, sayfa 18–19

^ Jump up^ Nichols, 2006, sayfa 404–405

^ Jump up to:a b Elsner, 2005, sayfa 419–420

^ Jump up to:a b Palier, 2001, sayfa 1171–73

^ Jump up to:a b c d Bhardwaj, 2000, sayfa 311–316

^ Jump up^ Cowley, 2003, sayfa 49–53

^ Jump up^ Bhardwaj, 2000, sayfa 316–319

^ Jump up^ Bhardwaj, 2000, sayfa. 306–311

^ Jump up^ Bhardwaj, 2000, sayfa 296

^ Jump up^ Miller Aylward et al. 2005, sayfa 335–339.

^ Jump up^ Bhardwaj, 2000, Tablo 2 ve 5

^ Jump up to:a b Clarke, 2002

^ Jump up^ Blanc, 2005, sayfa 277–283

^ Jump up^ Palier, 2001, sayfa 1170–71

^ Jump up to:a b c d Zarka, 1998, sayfa. 20,160–168

^ Jump up^ Zarka, 1998, sayfa 20, 173–181

^ Jump up to:a b c Hill, 1995

^ Jump up to:a b Zarka, 2005, sayfa 371–375

^ Jump up^ Santos-Costa, 2001

^ Jump up^ Zarka, 2005, sayfa 384–385

^ Jump up^ Krupp, 2004, sayfa. 17–18

^ Jump up to:a b c d e Kivelson, 2004, sayfa 2–4

^ Jump up^ Johnson, 2004, sayfa 1–2

^ Jump up to:a b Johnson, 2004, sayfa 3–5

^ Jump up to:a b Burns, 2004, sayfa 1–2

^ Jump up^ Burns, 2004, sayfa 12–14

^ Jump up^ Burns, 2004, sayfa 10–11

^ Jump up to:a b Burns, 2004, sayfa. 17–19

^ Jump up^ Kivelson, 2004, sayfa 8–10

^ Jump up^ Kivelson, 2004, sayfa 1–2

^ Jump up^ Cooper, 2001, sayfa 137,139

^ Jump up to:a b Kivelson, 2004, sayfa. 10–11

^ Jump up to:a b Kivelson, 2004, sayfa 16–18 Jump up^ Williams, 1998, sayfa 1

^ Jump up to:a b Cooper, 2001, sayfa 154–156

^ Jump up^ Johnson, 2004, sayfa 15–19

^ Jump up^ Hibbitts, 2000, sayfa 1

^ Jump up to:a b Johnson, 2004, sayfa 8–13

^ Jump up^ Burke, 1955

^ Jump up^ Drake, 1959

^ Jump up^ Fieseler, 2002

^ Jump up^ Troutman, 2003


This page was moved from wikipedia:tr:Vikipedi makalesi. It's edit history can be viewed at Vikipedi makalesi/edithistory

Ad blocker interference detected!


Wikia is a free-to-use site that makes money from advertising. We have a modified experience for viewers using ad blockers

Wikia is not accessible if you’ve made further modifications. Remove the custom ad blocker rule(s) and the page will load as expected.

Also on FANDOM

Random Wiki