İçeriğe atla

Uydu sistemi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Bir sanatçının gözünden Satürn'ün uydu sistemi
Sol tarafta yuvarlak, sarı-kahverengimsi bir cisim (Satürn) görünmektedir. Bu cisim ekvator düzlemine göre eğik bir açıyla görülmektedir. Satürn'ün etrafında halkalar ve küçük halka uydular bulunmaktadır. Daha sağda büyük yuvarlak uydular uzaklık sırasına göre gösterilmiştir.
Satürn, halkaları ve büyük buzul uyduları - Mimas'tan Rhea'ya.

Bir uydu sistemi, bir gezegen kütleli cismin (alt kahverengi cüceler ve yetim gezegenler dahil) veya bir küçük gezegenin etrafında ya da onun çift merkezi üzerindeki bir yörüngede bulunan, kütleçekimsel olarak birbirine bağlı nesneler kümesidir. Genel olarak, uydu sistemi bir doğal uydular kümesidir, ancak bu tür sistemler aynı zamanda gezegen çöküntü çemberleri, halka sistemleri, uyducuklar, küçük gezegen uyduları ve yapay uydular gibi cisimlerden oluşabileceği gibi bunların her biri kendi uydu sistemlerine de sahip olabilir. (bkz. Alt Uydular ). Bazı cisimler birincil yörüngelerinden yerçekimsel olarak etkilenen yörüngelere sahip olan yarı uydulara da sahiptir, ancak bunlar genellikle uydu sisteminin bir parçası olarak kabul edilmezler. Uydu sistemleri, manyetik, gelgit, atmosferik, yörünge rezonansları ve librasyon gibi yörüngesel etkileşimleri içeren karmaşık ilişki biçimlerine sahip olabilir. Büyük uydu nesnelerinin her biri Roma rakamlarıyla gösterilir. Uydu sistemleri ya ana cismin iyelik sıfatlarıyla (örneğin "Joviyen sistemi") veya daha az yaygın olarak birincil cisimlerin adıyla (örneğin "Jüpiter sistemi") anılır. Yalnızca bir uydunun bilindiği veya ortak bir ağırlık merkezine sahip ikili sistem olduğu durumlarda, birincil cisim ve büyük uydunun isimleri tire ile bağlanarak ifade edilebilir (örneğin " Dünya-Ay sistemi ").

Pek çok Güneş Sistemi nesnesinin bir uydu sistemine sahip olduğu bilinmesine rağmen bunların kökenlerine ilişkin belirsizlikler bulunmaktadır. Dikkate değer örnekler arasında, bilinen 95 uydusuyla [1] (büyük Galile uyduları dahil) Jüpiter sistemi ve bilinen 146 uydusuyla (Titan ve Güneş Sistemi'ndeki en görünür halkalar dahil) Satürn Sistemi yer alır. Her iki uydu sistemi de büyük ve çeşitlidir, hatta Güneş Sistemi'ndeki dev gezegenlerin tamamı büyük uydu sistemlerine ve gezegen halkalarına sahiptir. Bu noktadan hareketle bunun genel bir eğilim olduğu anlaşılmaktadır. Güneş'ten daha uzaktaki bazı nesneler de, birden fazla uydudan oluşan uydu sistemlerine sahiptir; bunlar arasında birden fazla nesnenin ortak bir kütle merkezinin etrafında döndüğü karmaşık Plüton sisteminin yanı sıra birçok asteroit ve plütino da bulunmaktadır. Dünya-Ay sistemi ve Mars'ın iki küçük doğal uydudan meydana gelen sistemi dışında, diğer karasal gezegenler genellikle uydu sistemi olarak kabul edilmezler. Dünya'dan fırlatılan yapay uydular bu karasal gezegenlerin bazılarının yörüngesinde bulunmaktadır.

Doğal uyduların yaygın olduğu çıkarımına rağmen, Güneş Sistemi dışındaki uydu sistemleri hakkında çok az şey bilinmektedir. J1407b güneş dışı bir uydu sistemine örnektir.[2] Ayrıca kendi gezegen sisteminden fırlatılan yetim gezegenlerin de bir uydu sistemine sahip olabileceği ileri sürülmektedir.[3]

Doğal oluşum ve evrimi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegen sistemleri gibi uydu sistemleri de kütleçekim kuvvetinin bir ürünüdür ancak aynı zamanda hayali kuvvetler tarafından da varlığını sürdürmektedir. Genel fikir birliğine göre, çoğu gezegen sisteminin yığılma diskleri kaynaklı olarak oluştuğu düşünülse de, uydu sistemlerinin oluşumu hakkında daha az veri bulunmaktadır. Pek çok uydunun kökeni vaka bazında araştırılmakta olup, daha büyük sistemlerin bir veya daha fazla sürecin birleşimiyle oluştuğu düşünülmektedir.

Sistem kararlılığı

[değiştir | kaynağı değiştir]
L4 yerçekimi ivmeleri

Hill küresi, bir gök cisminin çekim gücüne hakim olduğu bölgedir. Güneş Sistemi gezegenleri arasında yer alan Neptün ve Uranüs, Güneş'e uzak yörüngelerde Güneş'in çekim etkisinin azalması nedeniyle en büyük Hill kürelerine sahip olan iki gezegendir. Bununla birlikte, dev gezegenlerin tümü 100 milyon kilometre çap civarında bir Hill küresine sahiptir. Buna karşılık Merkür ve Ceres'in Güneş'e daha yakın olan Hill küreleri ise oldukça dardır. Hill küresinin dışında Lagrange noktaları hariç olmak üzere, Güneş'in kütleçekim etkisi yüksektir.

Uydular, ana cismin önünde ve arkasında yer alan L4 ve L5 Lagrange noktalarında kararlı bir durumda bulunmaktadır. Bunlar, ortak tabanı iki kütlenin merkezleri arasındaki çizgi olan yörünge düzlemindeki iki eşkenar üçgenin üçüncü köşelerinde yer alır. Öyle ki bu noktalar, daha büyük kütlenin etrafındaki yörüngesi nispetinde daha küçük cismin arkasında (L5) veya önünde (L4) bulunur. Üçgen noktalar (L4 ve L5), M1/M2 oranının yaklaşık 24,96 olması koşuluyla kararlı denge noktalarıdır.[note 1][4] Bu noktalardaki bir cisim tedirgin edildiğinde noktadan uzaklaşır, ancak tedirginlikle artan veya azalan faktörün (kütle çekimi veya açısal momentum kaynaklı hız) tersi faktör de aynı şekilde artar veya azalır ve cismin yolunu noktanın etrafında kararlı, barbunya fasulyesi şeklinde bir yörüngeye doğru büker (birlikte dönen referans sisteminde görüldüğü üzere).

Genellikle doğal uyduların, gezegenin dönüş yönüyle (doğrusal yön yörünge olarak bilinir) aynı yörüngede dolanması gerektiği düşünülür. Bu nedenle, bu yörüngede dolanan uydular için düzenli uydu terminolojisi kullanılır. Bununla birlikte, gezegenin döndüğü yönün tersine (retrograd) bir yörünge de mümkündür. Bu istisnai cisimler için ise düzensiz uydu terimi kullanılır ve kütleçekimsel yakalanma yoluyla yörüngeye yerleştiği düşünülür.[5]

Yığılma teorileri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Dev gezegenlerin etrafındaki yığılma diskleri, gezegenlerin oluştuğu yıldızların etrafındaki disk oluşumuna benzer bir şekilde meydana gelebilir (örneğin, bu durum, Uranüs[6], Satürn ve Jüpiter'in uydu sistemlerinin oluşumuna ilişkin teorilerden biridir). Bu erken gaz bulutu, ön-uydu diski (Dünya-Ay sistemi söz konusu olduğunda ön-ay diski) olarak bilinen bir tür gezegen çöküntü çemberidir.[7][8] Gezegenlerin oluşumu sırasındaki gaz modelleri, gezegen-uydu(lar) kütle oranı için 10.000:1'lik genel bir kuralla örtüşmektedir[9] ( bunun önemli bir istisnası Neptün'dür). Yığılma, bazıları tarafından Dünya-Ay sisteminin kökeni için bir teori olarak da ileri sürülmektedir,[10] ancak sistemin açısal momentumu ve Ay'ın daha küçük olan demir çekirdek yapısı nedeniyle bu teori tam olarak doğrulanamamaktadır.[10]

Enkaz diskleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Uydu sistemi oluşumu için ileri sürülen bir diğer mekanizma da enkaz yığılmasıdır. Galile uydularının daha erken dönemlerde parçalanan uyduların dağılması sonucu oluşan yeni nesil uydular olduğu düşünülmektedir. Halka sistemleri, Roche limiti yakınında dağılmış uyduların bir sonucu olabilen bir çeşit gezegen çöküntü çemberidir. Bu tür diskler zaman içinde birleşerek doğal uyduları meydana getirebilir.

Çarpışma teorileri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Büyük Çarpışma Hipotezi
Plüton'un uydularının oluşumu. Şekil 1: Plüton'a yaklaşan bir Kuiper kuşağı nesnesi ; 2: KBO Plüton'u etkiliyor; 3: Plüton'un çevresinde bir toz halkası oluşuyor; 4: enkaz birleşerek Charon'u oluşturur; 5: Plüton ve Charon küresel cisimlere dönüşürler.

Çarpışma, başta Dünya ve Plüton olmak üzere uydu sistemlerinin oluşumuna ilişkin önde gelen teorilerden birisidir. Böyle bir sistemdeki nesneler çarpışma ailesinin bir parçası olabilir ve bu köken, yörünge elemanları ve bileşimleri karşılaştırılarak doğrulanabilir. Ay'ın kökeninin dev çarpışmalar olabileceğini göstermek için bilgisayar simülasyonları kullanılmaktadır. Devasa çarpışma nedeniyle Dünya'nın erken dönemlerinde birden fazla uydunun oluştuğu düşünülmektedir. Plüton sisteminin yanı sıra diğer Kuiper kuşağı nesneleri ve asteroitlerin oluşumunu açıklamak için de benzer modeller kullanılmaktadır. Bu aynı zamanda Mars'ın uydularının kökenine dair de geçerli bir teori olarak öne çıkmaktadır.[11] Her iki bulgu seti de Phobos'un kökeninin, Mars ile gerçekleşen bir çarpışma sonucu dışa doğru fırlayan ve Mars yörüngesinde yeniden biriken malzemelerden form kazanmasını desteklemektedir.[12] Çarpışma aynı zamanda Uranüs sistemindeki tuhaflıkları açıklamak için de kullanılmaktadır.[13][14] 2018'de geliştirilen modeller, gezegenin olağandışı dönüşünün, Dünya'nın iki katı büyüklüğünde bir nesneyle eğik bir çarpışma yaşandığını desteklemekte ve bu nesnenin sistemin buzul yapıdaki uydularını oluşturmak üzere yeniden bir araya gelmiş olduğunun olasılık dahilinde olduğunu öne sürmektedir.[15]

Kütleçekimsel yakalama teorileri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Mars uydu sisteminin kökenine ilişkin tartışmalı asteroit kuşağı teorisini gösteren bir animasyon

Bazı teoriler, kütleçekimsel yakalama fenomeninin Neptün'ün büyük uydusu Triton'un,[16] Mars'ın uydularının [17] ve Satürn'ün uydusu Phoebe'nin kökeni olduğunu ileri sürmektedir.[18][19] Bazı bilim adamları, genç gezegenlerin etrafındaki geniş atmosferlerin, yakalanmaya yardımcı olmak için çevreden geçen nesnelerin hareketini yavaşlatan bir mekanizma olduğunu öne sürmektedirler. Hipotez, Jüpiter ve Satürn'ün düzensiz uydu yörüngelerini açıklamak için ortaya atılmıştır.[20] Yakalanmanın en belirgin işaretlerinden biri, bir cismin dönmekte olduğu gezegenin bir yüzüne yaklaşması sonucu ortaya çıkabilen ters yönlü bir yörüngeye oturmasıdır.[5] Yakalamanın Dünya'nın uydusu Ay'ının da kökeni olduğu öne sürülmüş olmasına rağmen, daha sonrasında anlaşıldığı üzere Dünya ve Ay örneklerinde bulunan hemen hemen aynı izotop oranları nedeniyle bu teori geniş çapta kabul görmemiştir.[21]

Geçici yakalama

[değiştir | kaynağı değiştir]

Doğal uydu yakalama sürecine dair bulgular Jüpiter tarafından yakalanan nesnelerin doğrudan gözlemlenmesiyle elde edilmiştir. En uzunu yaklaşık on iki yıl süren bu tip beş adet yakalama gözlemlenmiştir. Bilgisayar modellemesine dayanarak, 111P/Helin-Roman-Crockett kuyruklu yıldızının gelecekteki 18 yıl sürecek olan yakalanmasının 2068 yılında başlayacağı tahmin edilmektedir.[22][23] Ancak geçici olarak yakalanan yörüngeler oldukça düzensiz ve istikrarsızdır, bu nedenle kararlı bir şekilde yakalanmanın ardındaki teorik süreçler istisnai olarak gerçekleşebilir.

Tartışmalı teoriler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Uzay Gemisi Uydu Teorisi ve Shklovsky'nin "İçi Boş Phobos" hipotezi gibi bazı tartışmalı erken dönem teorileri uyduların hiçbir şekilde doğal olarak oluşmadığını öne sürmektedir. Bu teoriler genellikle Occam'ın usturasını geçememektedir. Yapay uydular artık Güneş Sistemi'nde yaygın olarak görülse de, bunların en büyüğü olan Uluslararası Uzay İstasyonu'nun en geniş boyutu 108,5 metredir ve en küçük doğal uyduların birkaç kilometrelik boyutlarına kıyasla çok küçüktür.

Önemli uydu sistemleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Plüton-Charon sistemi (yörünge yolları gösterilmiştir): Hubble Uzay Teleskobu tarafından Temmuz 2012'de çekilen, Nix, Hydra, Kerberos ve Styx'in yörüngesindeki Plüton ve Charon ikili sistemi
Dünya'ya yakın asteroit (136617) 1994 CC ve uydu sisteminin radar görüntülerinin bir animasyonu

Günberi sırasına göre birden fazla nesneden oluşan veya gezegen kütleli nesnelerin etrafında bulunan Güneş Sistemi'nde yer alan bilinen uydu sistemleri:

Gezegen kütlesi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Cisim Sınıf Günberi (AU) Doğal uyduları Gezegen kütleli uyduları Yapay uyduları Halkalar/

Halka grupları

Notlar
Venüs Gezegen 0,7184 1 Bkz.Akatsuki (uzay aracı)
Dünya Gezegen 0,9832687 1 The Moon 2,465* Bkz.Dünya gözlem uyduları listesi, Yer eş zamanlı yörüngede bulunan uydular listesi, Uzay istasyonları listesi
Ay Doğal uydu 1,0102 10* Bkz.Lunar Reconnaissance Orbiter, Lunar Orbiter program
Mars Gezegen 1,3814 2 11* *6 tanesi terk edilmiştir. (Bkz.Mars yörünge araçları listesi)
1 Ceres Cüce Gezegen 2,5577 1* *Dawn
Jüpiter Gezegen 4,95029 95[1] Ganymede, Callisto, Io, Europa 1 4 Halka sistemiyle birlikte dört büyükGalilei uydusu, Juno 2017 itibariyle, Bkz.Jüpiter'in uyduları veJüpiter'in halkaları
Satürn Gezegen 9,024 146 Titan, Rhea, lapetus, Dione, Tethys, Enceladus, Mimas 7
Uranüs Gezegen 20,11 28 Titania, Oberon 13 Halka sistemiyle birlikte, Bkz.Uranüs'ün uyduları
134340 Plüton-Charon Cüce Gezegen (ikili) 29,658 5 Charon (ikili) Bkz. Pluton'un uyduları
Neptün Gezegen 29,81 16 Triton 5 Halka sistemiyle birlikte, Bkz. Neptün'ün uyduları
90482 Orcus Cüce Gezegen 30,866 1 Vanth?
225088 Gonggong Cüce Gezegen 33,781 1
136108 Haumea Cüce Gezegen 34,952 2 1 Bkz. Haumea'nın uyduları, halka sistemi bulunduğu 2017'de keşfedildi.
(532037) 2013 FY27 Cüce Gezegen candidate 35,199 1
120347 Salacia Cüce Gezegen candidate 37,697 1
136199 Eris Cüce Gezegen 37,911 1 Dysnomia
136472 Makemake Cüce Gezegen 38,590 1
174567 Varda Cüce Gezegen candidate 39,510 1 Ilmarë
50000 Quaoar Cüce Gezegen 41,868 1 2 Halka sistemi bulunduğu 2023'te keşfedildi

Küçük Güneş Sistemi cisimleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Küçük gezegen uydusu
Cisim Sınıf Günberi (AU) Doğal uyduları Yapay uyduları Halkaları/ Halka grupları Notlar
66391 Moshup Merkür geçişli 0,20009 1 İkili sistem
(66063) 1998 RO1 Aten 0,27733 1 İkili sistem
(136617) 1994 CC Dünya'ya yakın 0,95490 2 Üçlü sistem
(153591) 2001 SN263 Dünya'ya yakın 1,03628119 2 Üçlü sistem
(285263) 1998 QE2 Dünya'ya yakın 1,0376 1 İkili sistem
67P/Churyumov–Gerasimenko Kuyruklu yıldız 1,2432 1* *Rosetta, 2014 Ağustos'tan beri
2577 Litva Mars geçişli 1,6423 2 İkili sistem
3749 Balam Ana kuşak asteroidi 1,9916 2 İkili sistem
41 Daphne Ana kuşak asteroidi 2,014 1 İkili sistem
216 Kleopatra Ana kuşak asteroidi 2,089 2
93 Minerva Ana kuşak asteroidi 2,3711 2
45 Eugenia Ana kuşak asteroidi 2,497 2
130 Elektra Ana kuşak asteroidi 2,47815 3
22 Kalliope Ana kuşak asteroidi 2,6139 1 İkili: Linus
90 Antiope Ana kuşak asteroidi 2,6606 1 İkili: S/2000 (90) 1
87 Sylvia Ana kuşak asteroidi 3,213 2
107 Camilla Cybele asteroitleri 3,25843 2 Üçlü sistem
617 Patroclus Jüpiter truvalısı 4,4947726 1 İkili: Menoetius
2060 Chiron Centaur 8,4181 2
10199 Chariklo Centaur 13,066 2 Halka sistemine sahip olduğu bilinen ilk küçük gezegen, bkz. Chariklo'nun uyduları
47171 Lempo Neptün ötesi cisim 30,555 2 Üçlü/İkili sistem ve eşlikçileri
(48639) 1995 TL8 Kuiper kuşağı nesnesi 40,085 1 İkili: S/2002 (48639) 1
1998 WW31 Kuiper kuşağı nesnesi 40,847 1 İkili: S/2000 (1998 WW31) 1

Özellikler ve etkileşimler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Özellikle de birden fazla gezegen kütleli cismi içeren doğal uydu sistemleri, birden fazla cisim üzerinde veya daha geniş bir sistemde etkileri olabilecek karmaşık etkileşimlere sahip olabilir.

Halka sistemleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Jüpiter'in halkalarının oluşumuna ilişkin bir model

Halka sistemleri toz, uyducuk veya diğer küçük nesnelerden meydana gelmiş olan nesneler topluluğudur, En dikkate değer örnekleri arasında Satürn çevresindeki halka sistemleri bulunmaktadır, ancak diğer üç gaz devinin (Jüpiter, Uranüs ve Neptün) de çevrelerinde halka sistemleri bulunduğu bilinmektedir. Dış gezegenlerle ilgili çalışmalar, bunların dev gezegenlerin çevresinde yaygın olabileceğini göstermektedir. J1407b adlı ötegezegenin çevresinde keşfedilen 90 milyon km'lik (0,6 AU) gezegensel halka sistemi, "Satürn steroitleri"[24] veya "Süper Satürnler"[2][25] olarak tanımlanmıştır. Parlaklık ve yansıtma analizleri, PDS 110'da daha da geniş bir diskin bulunabileceğini göstermektedir.[26]

Başka nesnelerin de halka sistmlerine sahip olduğu keşfedilmiştir. Cüce gezegen Haumea, halka sistemine sahip olduğu tespit edilen ilk küçük gezegen ve Neptün ötesi cisimdir.[27] Çapı yaklaşık 250 kilometre (160 mi) olarak ölçülen bir centaur olarak sınıflandırılan 10199 Chariklo, şimdiye kadar bir halka sistemine sahip olduğu keşfedilen en küçük nesnedir.[28] Bu nesne, , arasında 9 kilometre (6 mi) boşluk bulunan, iki adet (6-7 kilometre (4 mi) ve 2–4 kilometre (2 mil) genişliğinde) dar ve yoğun bir halka sistemine sahiptir.[28][29] Satürn uydusu Rhea, bir uydunun etrafında oluştuğu ilk kez ön görülen, parçacıklı bir disk içinde üç dar, nispeten yoğun şeritten oluşan zayıf bir halka sistemine sahip olabilir.[30]

Çoğu halkanın kararsız olduğu ve on ya da yüz milyonlarca yıl içinde dağılacağı düşünülmekteydi. Ancak Satürn'ün halkaları üzerinde yapılan çalışmalar, bunların Güneş Sistemi'nin ilk günlerinden kalma olabileceğini göstermektedir.[31] Mevcut teoriler, bazı halka sistemlerinin tekrar eden döngüler halinde oluşabileceğini ve Roche limitine ulaşır ulaşmaz parçalanan doğal uydulara birikebileceğini öne sürmektedir.[32] Bu teori Satürn'ün halkalarının ve Mars'ın uydularının uzun ömürlülüğünü açıklamak için kullanılmaktadır.

Yerçekimi etkileşimleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yörünge konfigürasyonları

[değiştir | kaynağı değiştir]
Üç Galilei uydusunun sergilediği Laplace rezonansı. Şekildeki oranlar yörünge dönemlerine aittir. Bağlantı noktaları kısa renk değişiklikleriyle vurgulanır.
Janus ve Epimetheus'un at nalı değişim yörüngelerinin dönen referans düzlemi tasviri

Cassini yasaları, Laplace düzlemi tarafından tanımlanan devinimleri ile bir sistem içindeki uyduların hareketini tanımlar.[33][34] Çoğu uydu sistemi birincil uydunun ekliptik düzleminde yörüngede bulunur. Bunun bir istisnası, gezegenin ekvator düzleminde yörüngede dönen Dünya'nın uydusudur.[33]

Yörüngedeki cisimlerin birbirleri üzerinde uyguladıkları düzenli, periyodik yerçekimi etkisi yörünge rezonansı olarak bilinir. Yörüngesel rezonanslar birçok uydu sisteminde mevcuttur:

  • 2:4 Tethys – Mimas (Satürn'ün uyduları)
  • 1:2 Dione – Enceladus (Satürn'ün uyduları)
  • 3:4 Hyperion – Titan (Satürn'ün uyduları)
  • 1:2:4 Ganymede – Europa – Io (Jüpiter'in uyduları)
  • 1:3:4:5:6 yakın rezonanslar - Styx, Nix, Kerberos ve Hydra (Plüton'un uyduları) (Styx rezonanstan yaklaşık %5,4, Nix yaklaşık %2,7, Kerberos yaklaşık %0,6 ve Hydra yaklaşık %0,3).[35]

Diğer olası yörünge etkileşimleri arasında librasyon ve eş yörünge yapıları sayılabilir. Satürn uyduları Janus ve Epimetheus yörüngelerini paylaşırlar, yarı büyük eksenlerindeki fark her ikisinin de ortalama çapından daha azdır. Librasyon, yörüngedeki cisimlerin birbirlerine göre algılanan salınım hareketidir. Dünya-Ay uydu sisteminin bu etkiyi yarattığı bilinmektedir.

Birkaç sistemin ortak bir çift merkezinin yörüngesinde döndüğü ve ikili yoldaşlar olarak adlandırıldığı bilinmektedir. En dikkate değer sistem, aynı zamanda bir cüce gezegen ikilisi olan Plüton sistemidir. 90 Antiope ve 1998 RO1 gibi neredeyse eşit kütleye sahip "gerçek ikililer" de dahil olmak üzere birkaç küçük gezegen de bu yapıyı paylaşmaktadır. Nix, Hydra (Plüton'un uyduları) ve Hyperion (Satürn'ün uydusu) örneklerinde olduğu gibi, bazı yörünge etkileşimleri ve ikili konfigürasyonların daha küçük uyduların küresel olmayan biçimler almasına ve dönmek yerine düzensiz bir şekilde "yuvarlanmasına" neden olduğu bulunmuştur.[36]

Gelgit etkileşimi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Gelgit çıkıntısının Dünya'nın dönüşüyle nasıl ileri itildiğini gösteren Dünya-Ay sisteminin şeması. Bu ofset çıkıntı Ay'a net bir tork uygulayarak onu güçlendirirken Dünya'nın dönüşünü yavaşlatır.

Gelgit ivmesi de dahil olmak üzere gelgit enerjisinin hem birincil cisim hem de uydular üzerinde çeşitli etkileri olabilir. Ay'ın gelgit kuvvetleri Dünya'yı ve gezegenin hidrosferini deforme etmektedir, benzer şekilde diğer gezegenlerin uydularında da gelgit sürtünmesinden kaynaklanan ısının bu uyduların jeolojik olarak hareketli yapılarının bir nedeni olduğu bulunmuştur. Fiziksel deformasyonun bir başka uç örneği ise 66391 Moshup adlı Dünya'ya yakın asteroidin, kendi uydusunun gelgit kuvvetleri tarafından şekillendirilen devasa ekvator çıkıntısıdır; bu tür deformasyonlar Dünya'ya yakın asteroidler arasında yaygın olabilmektedir.[37]

Gelgit etkileşimleri de kararlı yörüngelerin zaman içinde değişmesine neden olur. Örneğin Triton'un Neptün etrafındaki yörüngesi giderek bozulmaktadır ve bundan 3,6 milyar yıl sonra Triton'un Neptün'ün Roche limiti içerisinden geçeceği[38] ve bunun da ya Neptün'ün atmosferiyle çarpışmasına ya da Triton'un parçalanarak Satürn'ün etrafındakine benzer şekilde Neptün çevresinde büyük bir halka oluşturmasına neden olacağı tahmin edilmektedir.[38] Benzer bir süreç Phobos'u da Mars'a yaklaştırmaktadır ve 50 milyon yıl içinde onun da ya gezegenle çarpışacağı ya da bir gezegen halkası oluşturarak parçalanacağı tahmin edilmektedir.[39] Gelgit ivmesi ise Ay'ı yavaş yavaş Dünya'dan uzaklaştırır, öyle ki sonunda Ay kütleçekim bağlarından kurtulabilir ve sistemden dışarı fırlayabilir.[40]

Tedirginlik ve istikrarsızlık

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana cismin gelgit kuvvetleri uydular üzerinde yaygın olsa da, çoğu uydu sistemi kararlı durumda kalmaktadır. Uyduların kendi kütleçekimleri de birbirlerine etki ettiğinden, özellikle erken oluşum dönemlerinde uydular arasında tedirginlikler meydana gelebilir ve bu da uyduların sistemden fırlamasına ya da uydular arasında veya birincil cisimle çarpışmalara yol açabilir. Simülasyonlar bu tür etkileşimlerin Uranüs sisteminin iç uydularının yörüngelerinin kaotik ve muhtemelen kararsız olmalarına neden olduğunu göstermektedir.[41] Io'nun gösterdiği bazı hareketler, yörüngelerinin rezonansa girmesi nedeniyle Europa'nın kütleçekiminden kaynaklanan tedirginliklerle açıklanabilir. Neptün'ün, bilinen diğer tüm dev gezegenlerde görüldüğü gibi ana gezegen ve ortak uydular arasındaki 10.000:1 kütle oranını takip etmemesinin bir nedeni olarak da bu tedirginlik teorisi öne sürülmüştür.[42] Dünya-Ay sistemine ilişkin diğer bir teoriye göre, Ay ile aynı zamanda oluşan ikinci bir eşlikçinin, sistemin erken dönemlerinde Ay tarafından tedirgin edilerek Ay ile çarpışmasına neden olmuş olabileceği öne sürülmektedir.[43]

Atmosferik ve manyetik etkileşim

[değiştir | kaynağı değiştir]
Jüpiter sistemindeki Io (yeşil) ve Europa (mavi) tarafından üretilen gaz torusları

Bazı uydu sistemlerine dahil olan bazı cisimler arasında gaz geçişleri gerçekleştiği bilinmektedir. Bu duruma ilişkin dikkate değer örnekler arasında Jüpiter, Satürn ve Plüton sistemleri yer almaktadır. Io'dan kaynaklanan plazma torusu etkisi, Jüpiter'in volkanik uydusu Io'nun, Jüpiter ile Europa dahil diğer nesnelerin zayıf bir atmosferi bulunması nedeniyle esas olarak bir oksijen ve kükürt aktarımıdır. Satürn'ün uydusu Enceladus tarafından üretilen bir oksijen ve hidrojen torusu, Satürn çevresindeki E halkasının bir parçasını oluşturmaktadır. Plüton ve Charon arasındaki nitrojen gazı aktarımı da benzer şekilde modellenmiştir [44] ve New Horizons uzay sondası tarafından gözlemlenebilir olması beklenmektedir. Satürn'ün uydusuTitan (nitrojen) ve Neptün'ün uydusu Triton'un (hidrojen) da benzer bir torus ürettiği tahmin edilmektedir.

Jüpiter'in kuzey kutup ışıklarının ana ışık ovalini, kutupsal emisyonları ve Jüpiter'in doğal uydularıyla etkileşimi sonucu oluşan noktaları gösteren görüntüsü

Uydu sistemlerinde karmaşık manyetik etkileşimler gözlemlenmiştir. Bunlardan en önemlisi Jüpiter'in güçlü manyetik alanının Ganymede ve Io ile olan etkileşimidir. Gözlemler, bu tür etkileşimlerin uyduların atmosferlerinin sıyrılmasına ve etkileyici kutup ışıklarının oluşmasına neden olabileceğini göstermektedir.

Tarih

[değiştir | kaynağı değiştir]
El-Biruni'nin astronomi çalışmalarından bir örnek, Güneş'in konumuna göre Ay'ın farklı evrelerini açıklamaktadır.

Uydu sistemleri kavramı tarih öncesine dayanmaktadır. İlk insanlar tarafından da Ay biliniyordu. En eski astronomi modelleri, Dünya'nın etrafında dönen gök cisimlerine (ya da bir "gök küresine") dayanıyordu. Bu fikir jeosentrizm (Dünya'nın evrenin merkezi olduğu) olarak biliniyordu. Ancak yermerkezli model, Venüs ya da Mars gibi gözlemlenen diğer gezegenlerin yörüngesinde dönen gök cisimleri olasılığını genellikle kabul etmemekteydi.

Seleucia'lı Seleukos (d. 190 M.Ö.), gelgit fenomenini da inceleyen gözlemler yapmıştır;[45] bunun Ay'ın çekiminden ve Dünya'nın Dünya - Ay çift merkezi etrafında dönmesinden kaynaklandığını iddia etmiştir.

Günmerkezcilik (Güneş'in evrenin merkezi olduğu doktrini) 16. yüzyılda popülerlik kazanmaya başladıkça, astronominin odak noktası gezegenlere yöneldi ve gezegenlerin uydu sistemleri fikri genel olarak gözden düştü. Ancak bu modellerin bazılarında Güneş ve Ay, Dünya'nın uyduları olarak gösterilmeye devam edilmiştir.

Nicholaus Copernicus, öldüğü yıl olan 1543'te, Dē Revolutionibus Orbium Coelestium (Göksel Kürelerin Devinimleri Üzerine) adlı eserinde Ay'ın Dünya etrafında döndüğünü gösteren bir model ortaya atmıştır.

Gezegenlerin yörüngesinde dönen gök cisimlerine ilişkin ilk kesin kanıtın elde edilebilmesi ise 1609 veya 1610'da Galileo tarafından Galilei uydularının keşfedilmesine kadar mümkün olmamıştır.

Halka sistemi olarak tabir edilen adlandırma, ilk olarak 1655 yılında Christiaan Huygens'in Satürn'ün halkalarla çevrili olduğunu düşünmesiyle ortaya çıkmıştır.[46]

Dünya dışında bir uydu sistemini keşfeden ilk uzay sondası, 1969 yılında Phobos'u gözlemlemekle görevlendirilen Mariner 7 idi. İkiz sondalar Voyager 1 ve Voyager 2, ise 1979'da Jüpiter sistemini keşfeden ilk sondalardır.

Bölgeler ve yaşanabilirlik

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Doğal uyduların yaşanabilirliği
Sanatçının, yıldız çevresindeki yaşanabilir bölge içinde yörüngede dönen yüzey suyu okyanuslarına sahip bir uydu izlenimi

Gelgit ısınma modellerine dayanarak, bilim insanları gezegen sistemlerindekine benzer şekilde uydu sistemlerinde de bazı bölgeler tanımlamışlardır. Bu bölgelerden biri de gezegen çevresindeki yaşanabilir bölgedir (ya da "yaşanabilir kenar"). Bu teoriye göre, gezegenlerine yaşanabilir sınırdan daha yakın bir konumda bulunan uydular, yüzeylerinde sıvı suyu barındıramazlar. Tutulmaların etkileri ve bir uydunun yörünge kararlılığından kaynaklanan kısıtlamalar da bu kavrama dahil edildiğinde, bir uydunun yörünge eksantrikliğine bağlı olarak, bir uydunun yıldızsal yaşanabilir bölge içinde yaşanabilir uydulara ev sahipliği yapabilmesi için kabaca 0,2 güneş kütlesi birimlik minimum bir kütleye sahip olması gerektiği görülür.[47]

Ana gezegenin içsel manyetik alanı tarafından kritik bir şekilde tetiklenen öte uyduların manyetik ortamı, öte uyduların yaşanabilirliği üzerinde bir başka etki olarak tanımlanmıştır.[48] En önemlisi, dev bir gezegenden yaklaşık 5 ila 20 gezegen yarıçapı arasındaki mesafelerde bulunan uyduların yansıma ve gelgit ısınması açısından yaşanabilir olabileceği, ancak yine de gezegensel manyetosferin yaşanabilirliklerini kritik bir şekilde etkileyeceği bulunmuştur.

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Daha kesin olarak, ≈ 24,9599357944

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b Sheppard, Scott S. "The Jupiter Satellite and Moon Page". Carnegie Institution, Department of Terrestrial Magnetism. 18 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Temmuz 2018. 
  2. ^ a b Matthew A. Kenworthy, Eric E. Mamajek (22 Ocak 2015). "Modeling giant extrasolar ring systems in eclipse and the case of J1407b: sculpting by exomoons?". The Astrophysical Journal (İngilizce). 800 (2): 126. arXiv:1501.05652 $2. doi:10.1088/0004-637X/800/2/126. 
  3. ^ The Survival Rate of Ejected Terrestrial Planets with Moons by J. H. Debes, S. Sigurdsson
  4. ^ "The Lagrange Points" (PDF). 20 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 26 Haziran 2024. , Neil J. Cornish with input from Jeremy Goodman
  5. ^ a b Encyclopedia of the solar system. Academic Press. 2007. 
  6. ^ Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics. 413: 373–380. doi:10.1051/0004-6361:20031515. 
  7. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks". The Astrophysical Journal. 806 (1): 29pp. arXiv:1504.04364 $2. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. 
  8. ^ Ward, William R.; Canup, Robin M. (2010). "Circumplanetary Disk Formation". The Astronomical Journal. 140 (5): 1168-1193. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1168. ISSN 0004-6256. 
  9. ^ Bate et al 2003 (Monthly Notices of RSA, vol. 341, pp. 213-229)
  10. ^ a b "The Formation of the Moon". 27 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Haziran 2024. 
  11. ^ Giuranna, M.; Roush, T. L.; Duxbury, T.; Hogan, R. C.; ve diğerleri. (2010). "Compositional Interpretation of PFS/MEx and TES/MGS Thermal Infrared Spectra of Phobos" (PDF). European Planetary Science Congress Abstracts, Vol. 5. 12 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 1 Ekim 2010. 
  12. ^ "Mars Moon Phobos Likely Forged by Catastrophic Blast". Space.com. 27 Eylül 2010. 30 Eylül 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ekim 2010. 
  13. ^ Hunt, Garry E.; Patrick Moore (1989). Atlas of Uranus. Cambridge University Press. ss. 78-85. ISBN 978-0-521-34323-7. 
  14. ^ Morbidelli, A.; Tsiganis, K.; Batygin, K.; Crida, A.; Gomes, R. (2012). "Explaining why the uranian satellites have equatorial prograde orbits despite the large planetary obliquity". Icarus. 219 (2): 737-740. arXiv:1208.4685 $2. doi:10.1016/j.icarus.2012.03.025. ISSN 0019-1035. 
  15. ^ Kegerreis, J. A.; Teodoro, L. F. A.; Eke, V. R.; Massey, R. J.; Catling, D. C.; Fryer, C. L.; Korycansky, D. G.; Warren, M. S.; Zahnle, K. J. (2018). "Consequences of Giant Impacts on Early Uranus for Rotation, Internal Structure, Debris, and Atmospheric Erosion". The Astrophysical Journal. 861 (1): 52. arXiv:1803.07083 $2. doi:10.3847/1538-4357/aac725. ISSN 1538-4357. 
  16. ^ Agnor, C. B.; Hamilton, D. P. (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter" (PDF). Nature. 441 (7090): 192-4. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. 14 Ekim 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Haziran 2024. 
  17. ^ "Origin of Martian Moons from Binary Asteroid Dissociation" 21 Şubat 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., AAAS - 57725, American Association for Advancement of Science Annual Meeting 2002
  18. ^ Johnson, Torrence V.; Lunine, Jonathan I. (2005). "Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System". Nature. 435 (7038): 69-71. doi:10.1038/nature03384. PMID 15875015. 
  19. ^ Martinez, C. (6 Mayıs 2005). "Scientists Discover Pluto Kin Is a Member of Saturn Family". Cassini–Huygens News Releases. 10 Mayıs 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  20. ^ Jewitt, David; Haghighipour, Nader (2007), "Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45 (1), ss. 261-295, arXiv:astro-ph/0703059 $2, Bibcode:2007ARA&A..45..261J, doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092459 
  21. ^ Wiechert, U.; Halliday, A. N.; Lee, D.-C.; Snyder, G. A.; Taylor, L. A.; Rumble, D. (October 2001). "Oxygen Isotopes and the Moon-Forming Giant Impact". Science. 294 (12): 345-348. doi:10.1126/science.1063037. PMID 11598294. 
  22. ^ Ohtsuka, Katsuhito; Yoshikawa, M.; Asher, D. J.; Arakida, H.; Arakida, H. (October 2008). "Quasi-Hilda comet 147P/Kushida-Muramatsu. Another long temporary satellite capture by Jupiter". Astronomy and Astrophysics. 489 (3): 1355–1362. arXiv:0808.2277 $2. doi:10.1051/0004-6361:200810321. 
  23. ^ Kerensa McElroy (14 Eylül 2009). "Captured comet becomes moon of Jupiter". Cosmos Online. 18 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Eylül 2009. 
  24. ^ O'Neill, Ian (12 Ocak 2012). "'Saturn on Steroids' Exoplanet Discovered?". Discovery News. 11 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ocak 2014. 
  25. ^ Gigantic ring system around J1407b much larger, heavier than Saturn’s 25 Aralık 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., on University of Rochester website.
  26. ^ Osborn, H. P.; ve diğerleri. (2017). "Periodic Eclipses of the Young Star PDS 110 Discovered with WASP and KELT Photometry". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (1): 740-749. arXiv:1705.10346 $2. doi:10.1093/mnras/stx1249. 
  27. ^ Ortiz, J. L.; Santos-Sanz, P.; Sicardy, B.; ve diğerleri. (2017). "The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation". Nature. 550 (7675): 219-223. arXiv:2006.03113 $2. doi:10.1038/nature24051. PMID 29022593. 
  28. ^ a b Braga-Ribas, F.; Sicardy, B.; Ortiz, J. L.; Snodgrass, C.; Roques, F.; Vieira-Martins, R.; Camargo, J. I. B.; Assafin, M.; Duffard, R.; Jehin, E.; Pollock (26 Mart 2014). "A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo". Nature. 508 (7494): 72-75. arXiv:1409.7259 $2. doi:10.1038/nature13155. PMID 24670644. 
  29. ^ Klotz, Irene (27 Mart 2014). "Step aside Saturn: Little asteroid has rings too". Thomson Reuters. 29 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2014. 
  30. ^ Jones, Geraint H.; ve diğerleri. (March 2008). "The Dust Halo of Saturn's Largest Icy Moon, Rhea". Science. AAAS. 319 (5868): 1380-1384. doi:10.1126/science.1151524. PMID 18323452. 
  31. ^ "Saturn's Rings May Be Old Timers". NASA (News Release 2007-149). 12 Aralık 2007. 15 Nisan 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Nisan 2008. 
  32. ^ "Saturn's moons could reassemble after a cosmic smash-up". 22 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Haziran 2024. 
  33. ^ a b V V Belet︠s︡kiĭ (2001). Essays on the Motion of Celestial Bodies. Birkhäuser. s. 183. ISBN 978-3-7643-5866-2. 
  34. ^ Tremaine, S.; Touma, J.; Namouni, F. (2009). "Satellite dynamics on the Laplace surface". The Astronomical Journal. 137 (3): 3706-3717. arXiv:0809.0237 $2. doi:10.1088/0004-6256/137/3/3706. 
  35. ^ Matson, J. (11 Temmuz 2012). "New Moon for Pluto: Hubble Telescope Spots a 5th Plutonian Satellite". Scientific American web site. 21 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2012. 
  36. ^ "Pluto's Moons Are Even Weirder Than Thought". Space.com. 11 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Haziran 2024. 
  37. ^ Ostro, Steven. J.; Margot, J.-L.; Benner, L. A. M.; Giorgini, J. D.; Scheeres, D. J.; Fahnestock, E. G.; Broschart, S. B.; Bellerose, J.; Nolan, M. C.; Magri, C.; Pravec (2006). "Radar Imaging of Binary Near-Earth Asteroid (66391) 1999 KW4". Science. 314 (5803): 1276-1280. doi:10.1126/science.1133622. ISSN 0036-8075. PMID 17038586. 
  38. ^ a b Chyba, C. F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P. D. (July 1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Astronomy and Astrophysics. 219 (1–2): L23-L26. 
  39. ^ "NASA – Phobos". Solarsystem.nasa.gov. 26 Kasım 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2014. 
  40. ^ Robert Roy Britt (18 Ağustos 2006). "Earth's moon could become a planet". CNN Science & Space. 2 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Kasım 2009. 
  41. ^ Showalter, Mark R.; Lissauer, Jack J. (17 Şubat 2006). "The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics". Science. 311 (5763): 973-977. doi:10.1126/science.1122882. PMID 16373533. 
  42. ^ Naeye, R. (September 2006). "How Moon Mass is Maintained". Sky & Telescope. 112 (3): 19. 
  43. ^ Jutzi, M.; Asphaug, E. (2011). "Forming the lunar farside highlands by accretion of a companion moon". Nature. 476 (7358): 69-72. doi:10.1038/nature10289. ISSN 0028-0836. PMID 21814278. 
  44. ^ Tucker, O.J.; Johnson, R.E.; Young, L.A. (2015). "Gas transfer in the Pluto–Charon system: A Charon atmosphere". Icarus. 246: 291-297. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.002. ISSN 0019-1035. 
  45. ^ Lucio Russo, Flussi e riflussi, Feltrinelli, Milano, 2003, 88-07-10349-4.
  46. ^ Alexander, A. F. O'D. (1962). The Planet Saturn. Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society. 88. Londra: Faber and Faber Limited. ss. 108-109. doi:10.1002/qj.49708837730. ISBN 978-0-486-23927-9. 
  47. ^ Heller, René (September 2012). "Exomoon habitability constrained by energy flux and orbital stability". Astronomy and Astrophysics. 545: L8. arXiv:1209.0050 $2. doi:10.1051/0004-6361/201220003. 
  48. ^ Heller, René (September 2013). "Magnetic shielding of exomoons beyond the circumplanetary habitable edge". The Astrophysical Journal Letters. 776 (2): L33. arXiv:1309.0811 $2. doi:10.1088/2041-8205/776/2/L33. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Uydu_sistemi&oldid=33810300" sayfasından alınmıştır