Gezegen kütleli uydular

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Güneş Sistemi
Nesneler
Listeler
Gezegenler
Güneş sistemindeki en büyük cüce gezegen olan Plüton'dan daha büyük gezegen kütleli uydular.

Gezegen kütleli uydular, gezegen kütlesine sahip olan ancak aynı zamanda birincil başka bir gezegenin doğal bir uydusu olan gök cisimleridir. Şekilsel olarak oldukça büyük,elipsoit ya da küreseldirler. Uydular, kimi durumlarda bir yüzey altı okyanus oluşumu meydana getirebilecek gelgit veya radyojenik ısıma sebebiyle hidrostatik denge noktasında olabilirler. Güneş sisteminde yer alan iki doğal uydu olan Ganymede ve Titan, Merkür gezegeninden daha az kütleli olmakla birlikte daha büyüktür. Aynı zamanda cüce gezegenler Plüton ve Eris'ten daha büyük ve kütleli olan yedi adet doğal uydu bulunmaktadır.

Uydu gezegen kavramı, yani uydular da dahil olmak üzere gezegen kütleli cisimlerin, Güneş çevresindeki gökmekaniğindeki günmerkezli yörüngeleri yerine gezegensel coğrafi özellikler gösterip göstermediğine göre sınıflandırılması ve buna göre bir gezegen olarak kabul edilmesi gerektiği fikri, örneğin Alan Stern gibi bazı gök bilimciler tarafından benimsenmiştir.[1] Gezegenlerin üç sınıfta (klasik, cüce, uydu) kavramsallaştırılması Uluslararası Astronomi Birliği tarafından kabul edilmemektedir.

Erken tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

Uydular ve klasik gezegenler arasında ayrım yapılması Güneş Sisteminin günmerkezli modelinin ortaya atılmasına dek bulunmamaktaydı. 1610 yılında Galileo başka bir gezegenin ilk uydularını keşfettiğinde (Jüpiter'in dört uydusu), bu cisimleri " harika hızlarda ve eşit olmayan aralıklar ile dönemlerde Jüpiter yıldızı çevresinde uçuşan dört gezegen" olarak tanımlamıştı.[2] Benzer biçimde, Christian Huygens, 1655 yılındaki Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ı keşfettikten sonra "planeta", "stella (star)", luna (ay) ve "satellite (eşlikçi)" terimlerini kullanarak onu tanımlamıştır.[3] Giovanni Cassini 1671 ve 1672 yıllarında Satürn'ün uyduları Iapetus ve Rhea'yı keşfini ilan ederken onları Nouvelles Planetes autour de Saturn ("Satürn etrafındaki yeni gezegenler") olarak nitelemiştir.[4] Ancak, Journal de Scavans 1986 tarihinde iki yeni Satürn uydusunun (Tethys ve Dione) Casssini tarafından keşfi için, zaman zaman Satürn'ü birincil gezegen olarak belirtmesine rağmen kesinlikle "uydular" terimini tercih etmiştir.[5] William Herchel 1787 yılında Uranüs yörüngesi etrafında keşfettiği iki cismi (Titania ve Oberon) ilan ederken bu cisimleri "uydular" ve "ikincil gezegenler" olarak tanımlamıştır.[6] Her ne kadar, 1868 yılında yayımlanan Smith's Illustrated Astronomi kitabında doğal uydular "ikincil gezegenler" olarak tanımlansa da, daha sonraki tüm doğal uydu keşfi ilanlarında sadece "satellite" yani uydu terimi tercih edilmiştir.[7][8]

Modern kavram[değiştir | kaynağı değiştir]

Triton'a kıyasla orta büyüklükteki uyduların kütleleri. Değerler ×1021 kg'dır. Dysomnia'nın bilinen aralığın merkezinde (0,3-0,5) bir değer verilir. Ölçülmeyen Vanth ve Ilmarë hariçtir. Enceladus, Miranda ve Mimas bu ölçekte neredeyse görünmez.
En büyük yedi uydunun karşılaştırmalı kütleleri. Değerler ×1021 kg.'dır. Triton'dan daha küçük olan uydular bu ölçekte zorlukla görülebilecektir.

Modern dönemde, Alan Stern uydu gezegenlerin de gezegen kategorileri arasında, cüce gezegenler ve klasik gezegenler ile birlikte üçüncü bir öğe olarak yer alması gerektiğini değerlendirmektedir.[9] Planemo terimi (Planetary mass object) bu üç popülasyonu da kapsamaktadır.[10] Stern'in ve IAU'nun gezegen tanımı hidrostatik dengeye dayanmaktadır. Buna göre, bir cismin kütlesinin değişebilmesi veya şekillendirilebilmesi için yeterli büyüklükte olması, böylece kendi kütleçekimi altında bir elipsoite dönüşebilmesi şartı aranmaktadır. IAU'nun tanımı kütlenin sabit cisim kuvvetinin üstesinden gelebilecek ölçüde büyük olması yönüyle ayrışmakta olup, bu tanım cismin yüzey altı okyanus oluşumu veya gelgit ısınması nedeniyle bir magma tabakası oluşumu yoluyla hidrostatik dengede bulunabilirliğine işaret etmemektedir.[11]

Yedi bütük doğal uydu hidrostatik denge durumunda olduğu bilinen cüce gezegen Plüton'dan daha büyüktür. Bu uydular aynı zamanda Plüton'dan da büyük olan diğer bir cüce gezegen Eris'ten dahi büyüktür. Bu yedi doğal uydu arasında, Dünya'nın uydusu Ay, Jüpiter'in dört Galileo uydusu (Io, Europa, Ganymede ve Callisto), Satürn'ün en büyük uydusu Titan ve Neptün'ün en büyük uydusu Triton yer almaktadır. Bunlara ilave olarak Ganymede ve Titan ise Merkür gezegeninden daha büyük olup, Callisto ise hemen hemen Merkür ile aynı büyüklüktedir. Tüm bu uydular elipsoit şeklindedir. Bununla birlikte, Merkür'den daha büyük olan iki uydunun kütlesi gezegenin kütlesinin yarısından daha azdır ve bir cismin hidrostatik dengede olacak kadar şekillendirilebilir olup olmadığını belirleyen şey, bileşim ve iç sıcaklığın yanı sıra kütledir. İo, Europa, Ganymede, Titan ve Triton'un genellikle hidrostatik denge durumunda oldukları kabul edilmekte ancak Ay'ın ve Callisto'nun denge durumu hakkında kesinlik bulunmamaktadır.

Bunlar dışında kalan yaklaşık bir düzine kadar uydu ise elipsoit şeklinde oldukları ve tarihlerinin belirli bir döneminde denge durumuna ulaştıkları varsayılmaktadır. Ancak, bu uyduların bazılarının zamanla katılaşacak kadar artan biçimde soğumuş olmaları nedeniyle halihazırda denge durumunda bulunmadıkları görülmüştür. Dysnomia'nın şekli bilinmemekte birlikte, katı bir cisim oluşturacak kadar çökmüş olması gerektiği kadar bir yoğunluğa sahip gibi görünmektedir.

Neptün'ün en büyük ikinci uydusu olan Proteus, jeofizik kavramsallaştırma konusunda tartışan ve savunan kimi yazarlarca zaman zaman bir gezegen olarak sınıflandırılmıştır.[12][13] Bu uydu, Mimas'tan daha büyüktür ama yuvarlak olmaktan oldukça uzaktır.

Halihazırda dengede bulunan uydular[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir uydunun hidrostatik denge durumunda olup olmadığının tanımlanabilmesi yakın gözlem gerektirmektedir ve bu yolla kanıtlanması kolaydır.

Dünya'nın tümüyle kayaç uydusu milyarca yıl öncesinde denge durumundan katılaşmaya geçmiştir,[14] ancak Plüton'dan daha büyük olan diğer altı uydunun birçoğunun, ki bunlardan dördü ağırlıklı olarak buzuldur, halen daha denge durumunda oldukları varsayılmaktadır. Buz kayaya oranlar daha az gerilme kuvvetine sahiptir ve alçak basınç ila düşük sıcaklık durumlarında kayalara göre daha fazla deforme olur. Bunun belki de en güçlü kanıtı, akışkan durumdaki maddenin metalik çekirdeği mi yoksa yer altı okyanusu mu olup olmadığı bilinmese bile, merkezindeki elektriksel olarak iletken durumdaki bazı maddelerin akışkan olarak hareket etmekte olduğu bir manyetik alana sahip olan Ganymede'dir.[15] Satürn'ün orta büyüklükteki uydularından biri olan Rhea ile Uranüs'ün iki uydusu Titania ve Oberonla birlikte denge durumunda bulunuyor olabilir.[11][16] Ancak Satürn'ün diğer elipsoit uyduları ise denge durumunda değildir.[16] Denge durumunda olmayanlara ilave olarak Mimas ve Tetys oldukça az düzeyde bir yoğunluğa sahiptir ve doğrulanması durumunda uydu gezegen olamayacak kadar ihmal edilemeyecek düzeyde bir iç gözenekliliğe sahip durumda olabilirler.[17][18] Uranüs'ün üç küçük elipsoit uydusunun durumları da Plüton'un uydusu Charon ile birlikte kesin olarak bilinmemektedir.[14]

Neptün ötesi cisim uyduları arasında yer alan Eris I Dysnomia, Orcus I Vanth ve muhtemelen Varda I Ilmarë en azından Satürn'ün en küçük elipsoit uydusu Mimas'ın boyutlarındadır. Ancak, Neptün ötesi cisimlerin yaklaşık 400 km çapındaki Satürn ve Uranüs'ün uydularına göre daha büyük (900–1000 km çapında) boyutlardaki katı cisimler oldukları değerlendirilmektedir. Hem Dysnomia hem de Vanth, 900–1000 km'den küçük karanlık cisimlerdir ve Dysnomia'nın düşük yoğunluklu olduğu bilinmektedir, bu da onun katı olamayacağını düşündürmektedir. Sonuç olarak bu cisimler kapsam dışı bırakılmıştır.[19]

Liste[değiştir | kaynağı değiştir]

Yes – dengede olduğuna inanılıyor
No – dengede olmadığı doğrulandı
Maybe– belirsiz kanıtlar
Gezegenlerin uyduları
Dünya'nın uydusu Jüpiter'in uyduları Uranüs'ün uyduları
Satürn'ün uyduları Neptün'ün uyduları
Genel olarak cüce gezegen olduğu kabul edilen cisimlerin uyduları
Plüton'un uyduları
Elipsoit uydular listesi[20]
Ay Resim Yarıçap Kütle Yoğunluk Yüzey kütleçekimi Keşif

yılı

Hidrostatik

denge

Adı Tanımı (km) (R☾) (1021 kg) (M☾) (g/cm3) (g)
Ganymede Jupiter III
2634,1±0,3 156,4% 148,2 201,8% 1,942±0,005 0,146 1610 Yes
Titan Saturn VI
2574,7±0,1 148,2% 134,5 183,2% 1,882±0,001 0,138 1655 Maybe[21]
Callisto Jupiter IV
2410,3±1,5 138,8% 107,6 146,6% 1,834±0,003 0,126 1610 Maybe[22]
Io Jupiter I
1821,6±0,5 104,9% 89,3 121,7% 3,528±0,006 0,183 1610 Yes
Ay (Luna) Earth I
1737,05 100% 73,4 100% 3,344±0,005 0,165 Tarih öncesi No[23]
Europa Jupiter II
1560,8±0,5 89,9% 48,0 65,4% 3,013±0,005 0,134 1610 Yes
Triton Neptune I
1353,4±0,9 79,9% 21,4 29,1% 2,059±0,005 0,080 1846 Yes
Titania Uranus III
788,9±1,8 45,4% 3,40±0,06 4,6% 1,66±0,04 0,040 1787 Maybe[11]
Rhea Saturn V
764,3±1,0 44,0% 2,31 3,1% 1,233±0,005 0,027 1672 Maybe[16]
Oberon Uranus IV
761,4±2,6 43,8% 3,08±0,09 4,2% 1,56±0,06 0,036 1787 Maybe[11]
Iapetus Saturn VIII
735,6±1,5 42,3% 1,81 2,5% 1,083±0,007 0,022 1671 No[16]
Charon Pluto I
603,6±1,4 34,7% 1,53 2,1% 1,664±0,012 0,029 1978 Maybe[14]
Umbriel Uranus II
584,7±2,8 33,7% 1,28±0,03 1,7% 1,46±0,09 0,023 1851
Ariel Uranus I
578,9±0,6 33,3% 1,25±0,02 1,7% 1,59±0,09 0,028 1851
Dione Saturn IV
561,4±0,4 32,3% 1,10 1,5% 1,476±0,004 0,024 1684 No[16]
Tethys Saturn III
533,0±0,7 30,7% 0,617 0,84% 0,973±0,004 0,015 1684 No[16]
Enceladus Saturn II
252,1±0,2 14,5% 0,108 0,15% 1,608±0,003 0,011 1789 No[16]
Miranda Uranus V
235,8±0,7 13,6% 0,064±0,003 0,09% 1,21±0,11 0,008 1948
Mimas Saturn I
198,2±0,4 11,4% 0,038 0,05% 1,150±0,004 0,006 1789 No[16]

(Saturn VII kütleçekimsel olarak yuvarlak olmayan ve Mimas'tan daha küçük boyutta olan Hyperion'dur.)

Atmosferleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Titan Dünya'dan daha yoğun bir atmosfere (1,4 bar) sahiptir ve ciddi bir atmosfere sahip olduğu bilinen tek uydudur. Triton (14 μbar), Io (1,9 nbar) ve Callisto'nun (26 pbar) atmosferleri çok incedir, ancak yine de atmosferik moleküller arasında çarpışmalara yetecek kadar geniştir. Diğer gezegen kütleli uyduların en fazla dış atmosferleri vardır.[24] Ay, Europa, Ganymede,[24] Enceladus,[25] Dione[26] ve Rhea[27] etrafında dış atmosferler tespit edilmiştir. Titania'nın etrafında bir dışküre olması da bir olasılıktır, ancak bu henüz doğrulanmamıştır.[28]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "Should Large Moons Be Called 'Satellite Planets'?". News.discovery.com. 14 Mayıs 2010. 25 Ekim 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  2. ^ Galileo Galilei (1989). Siderius Nuncius. Albert van Helden. University of Chicago Press. s. 26. 
  3. ^ Christiani Hugenii (Christiaan Huygens) (1659). Systema Saturnium: Sive de Causis Miradorum Saturni Phaenomenon, et comite ejus Planeta Novo. Adriani Vlacq. ss. 1-50. 
  4. ^ Giovanni Cassini (1673). Decouverte de deux Nouvelles Planetes autour de Saturne. Sabastien Mabre-Craniusy. ss. 6-14. 
  5. ^ Cassini, G. D. (1686–1692). "An Extract of the Journal Des Scavans. On April 22 st. N. 1686. Giving an Account of Two New Satellites of Saturn, Discovered Lately by Mr. Cassini at the Royal Observatory in Paris". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 16 (179–191). ss. 79-85. Bibcode:1686RSPT...16...79C. doi:10.1098/rstl.1686.0013. JSTOR 101844. 
  6. ^ William Herschel (1787). An Account of the Discovery of Two Satellites Around the Georgian Planet. Read at the Royal Society. J. Nichols. ss. 1-4. 
  7. ^ Birincil alıntılara bakın Güneş Sistemi gezegenlerinin ve uydularının keşif zaman çizelgesi
  8. ^ Smith, Asa (1868). Smith's Illustrated Astronomy. Nichols & Hall. s. 23. secondary planet Herschel. 
  9. ^ "Should Large Moons Be Called 'Satellite Planets'?". News.discovery.com. 14 Mayıs 2010. 20 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Kasım 2011. 
  10. ^ Basri, Gibor; Brown, Michael E. (2006). "Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?" (PDF). Annual Review of Earth and Planetary Sciences. Cilt 34. ss. 193-216. arXiv:astro-ph/0608417 $2. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. 31 Temmuz 2013 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  11. ^ a b c d Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-Neptunian objects". Icarus. 185 (1). ss. 258-273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 31 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 22 Aralık 2023. 
  12. ^ Emily Lakdawalla et al., What Is A Planet? 22 Ocak 2022 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. The Planetary Society, 21 April 2020
  13. ^ Williams, Matt. "A geophysical planet definition". Phys.org. 4 Ocak 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Mayıs 2022. 
  14. ^ a b c Nimmo, Francis; ve diğerleri. (2017). "Mean radius and shape of Pluto and Charon from New Horizons images". Icarus. Cilt 287. ss. 12-29. arXiv:1603.00821 $2. Bibcode:2017Icar..287...12N. doi:10.1016/j.icarus.2016.06.027. 
  15. ^ Planetary Science Decadal Survey Community White Paper, Ganymede science questions and future exploration 21 Ocak 2022 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  16. ^ a b c d e f g h P.C. Thomas (2010) 'Sizes, shapes, and derived properties of the Saturnian satellites after the Cassini nominal mission' 23 Aralık 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Icarus 208: 395–401
  17. ^ Leliwa-Kopystyński, J.; Kossacki, K. J. (2000). "Evolution of porosity in small icy bodies". Planetary and Space Science. 48 (7–8). ss. 727-745. doi:10.1016/S0032-0633(00)00038-6. 
  18. ^ Schenk, Paul; Buratti, Bonnie; Clark, Roger; Byrne, Paul; McKinnon, William; Matsuyama, Isamu; Nimmo, Francis; Scipioni, Francesca (2022). "Red Streaks on Tethys: Evidence for Recent Activity". copernicus.org. Europlanet Science Congress 2022. 20 Kasım 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2022. 
  19. ^ Grundy, W.M.; Noll, K.S.; Buie, M.W.; Benecchi, S.D.; Ragozzine, D.; Roe, H.G. (2019). "The Mutual Orbit, Mass, and Density of Transneptunian Binary Gǃkúnǁʼhòmdímà ((229762) 2007 UK126)". Icarus. Cilt 334. ss. 30-38. doi:10.1016/j.icarus.2018.12.037. 7 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). 
  20. ^ Şekillerin birçoğu NASA/JPL listesinden Planetary Satellite Physical Parameters alınmıştır. 4 Ocak 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Uranüs uyduları Jacobson (2014) çalışmasından alınmıştır.
  21. ^ Durante, Daniele; Hemingway, D. J.; Racioppa, P.; Iess, L.; Stevenson, D. J. (2019). "Titan's gravity field and interior structure after Cassini" (PDF). Icarus. Cilt 326. ss. 123-132. doi:10.1016/j.icarus.2019.03.003. hdl:11573/1281269. 7 Haziran 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 3 Nisan 2022. 
  22. ^ Castillo-Rogez, J. C.; ve diğerleri. (2011). "How differentiated is Callisto" (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference. s. 2580. 9 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 2 Ocak 2020. 
  23. ^ Garrick-Bethell, I.; Wisdom, J; Zuber, MT (4 Ağustos 2006). "Evidence for a Past High-Eccentricity Lunar Orbit". Science. 313 (5787). ss. 652-655. Bibcode:2006Sci...313..652G. doi:10.1126/science.1128237. PMID 16888135. 
  24. ^ a b "A moon with atmosphere". The Planetary Society (İngilizce). 8 Şubat 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Aralık 2023. 
  25. ^ Dougherty, M. K.; Khurana, K. K.; ve diğerleri. (2006). "Identification of a Dynamic Atmosphere at Enceladus with the Cassini Magnetometer". Science. 311 (5766). ss. 1406-9. Bibcode:2006Sci...311.1406D. doi:10.1126/science.1120985. PMID 16527966. 
  26. ^ Ghosh, Pallab (2 Mart 2012). "Oxygen envelops Saturn's icy moon". BBC News. 2 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2012. 
  27. ^ Teolis, B. D.; Jones, G. H.; Miles, P. F.; Tokar, R. L.; Magee, B. A.; Waite, J. H.; Roussos, E.; Young, D. T.; Crary, F. J.; Coates, A. J.; Johnson, R. E.; Tseng, W. - L.; Baragiola, R. A. (2010). "Cassini Finds an Oxygen-Carbon Dioxide Atmosphere at Saturn's Icy Moon Rhea". Science. 330 (6012). ss. 1813-1815. Bibcode:2010Sci...330.1813T. doi:10.1126/science.1198366. PMID 21109635. 
  28. ^ Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R.; Martinez, C.; Beisker, W.; Bredner, E.; Dunham, D.; Maley, P.; Lellouch, E.; Arlot, J. -E.; Berthier, J.; Colas, F.; Hubbard, W. B.; Hill, R.; Lecacheux, J.; Lecampion, J. -F.; Pau, S.; Rapaport, M.; Roques, F.; Thuillot, W.; Hills, C. R.; Elliott, A. J.; Miles, R.; Platt, T.; Cremaschini, C.; Dubreuil, P.; Cavadore, C.; Demeautis, C.; Henriquet, P.; ve diğerleri. (February 2009). "Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation" (PDF). Icarus. 199 (2). ss. 458-476. Bibcode:2009Icar..199..458W. doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011. 25 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Aralık 2023. 

Konuyla ilgili yayınlar[değiştir | kaynağı değiştir]

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Gezegen_kütleli_uydular&oldid=32532704" sayfasından alınmıştır