Jüpiter

Ana asteroit kuşağının arkasına geçtiğimizde karşımıza Güneş Sistemi’nin devi Jüpiter çıkar. Etrafında dönmekte olduğu Güneş’ten ortalama uzaklığı 777.000.000 kilometredir. Bir yılı bizimkinin yaklaşık oniki katıdır. Kendi etrafında döndüğü eksen, yörünge düzlemine göre dik olduğundan mevsim farklılıkları görülmez. Ama zaten Jüpiter gibi bir dünyada mevsim olmasının da bir anlamı yoktur.

Yörüngesel hızı Dünya’nınkinin yarsınıdan azdır. Kavuşum dönemi 399 gündür; bu da Jüpiter’in her tıl karşı-konuma geldiği anlamına gelir. Ayrıca yılın birçok ayında gözlem için uygun durumdadır. Onu sadece Venüs –çok nadir olarak da Mars- gölgede bırakabilir.

Jüpiter parlaklığını esas olarak büyüklüğüne borçludur. Çapı ekvatordan ölçüldüğünde 143.000 km kadardır. Ancak kutuplar arası çapı daha küçüktür, çünkü herhangi bir teleskopla da görülebileceği gibi bir küre olarak oldukça basıktır. Bu durum gezegenin kendi ekseni etrafında dönme hızı çoj yüksek olduğu için ortaya çıkar. Jüpiter’de bir gün Güneş sistemindeki diğer bütün gezegenlerin günlerinden kısadır. Ekvatorda bir gün 9 saat 50,5 dakikadır; yani ekvatordaki parçacıklar saatte 45 bin kilometrelik bir hızla dönmektedirler. Ekvator bölgesinden uzaklaşıldığında dönme süresi beş dakika uzar. Boylamsal olarak farklı yerlerde bulunan yüzey şekillerinin her birinin de kendilerine has dönme süreleri vardır.

Jüpiter kelimenin tam anlamıyla katı değildir. Yüzeyinin yapısı gazlıdır; bizim gördüklerimiz de üst katmanlardaki bulutlardan başka birşey değildir. Toplam ağırlığı çok fazla değildir; Jüpiter hacimsel olarak Dünya’dan 1300 kat büyüktür, ancak Dünya’dan sadece 318 kat ağırdır. Böyle olduğu halde, Jüpiter’in hacmi Güneş sistemindeki diğer bütün gezegenlerin hacimlerinin toplamından büyüktür. Zaten, Güneş sistemi, Güneş, Jüpiter ve çeşitli enkazlardan oluşur, diyenler de vardır!

Binizim gördüğümüz bulutlar gerçekten de çok soğuktur. Ancak çekirdek kısmının sıcaklığının 30.000 ile 50.000*C (54.000 ile 90.000*F) arasında değişiyor olduğu düşünülmektedir. Üstelik Jüpiter etrafa, sadece Güneş’ten aldığı enerjiyi yansıtıyor olması halinde yayması gerekenden 1,7 kat fazla fazla enerji yaymaktadır. Acaba o kendi çapında bir küçük yıldız olarak kabul edilebilir mi?

Bu birzamanlar çok tutulan bir düşünceydi. Yüz yıldan biraz daha uzun bir süre önce R.A. Proctor şöyle yazmıştı: “Jüpiter hâlâ kor halinde olan bir kütle. Baştan başa sıvı ile kaplı yüzeyi yoğun ateşin etkisiyle kaynıyor ve fokurduyor; bu durumda da sürekli olarak büyük bulutların oluşmasına neden oluyor. Bulutlar, dev gezegenin hızlı dönüşünün etkisiyle kuşaklar şeklinde bir araya geliyorlar.” Oldukça etkileyici bir tasvir; ama bugün bir gezegen ile bir yıldız arasında farklılıklar olduğunu biliyoruz. Bu ayrımın en temel ölçütü hacme dayanır. Bu arada, ancak bin tane Jüpiter’in, hacmi Güneş kadar olan bir cisme karşılık geldiğini de belirteyim.

Özetleyecek olursak: Bir yıldız toz ile gazdan oluşur. Bu maddeler kütle çekim kuvvetinin etkisi ile biraraya toplanırlar. Parçacıklar büzülen bulutun merkezine doğru hareket ederlerken meydana gelen çarpışmalar, yoğunluğun ve sıcaklığın artmasına neden olur. Sıcaklık kritik bir değer olan 10.000.000*C’a (18.000.000*F) eriştiğinde çekirdek tepkimeleri oluşur ve yıldız parlamaya başlar. Bunun gerçekleşebilmesi için, yıldızın ilk halinin, Jüpiter’in bugünkü büyüklüğünden en az on kat daha büyük olması gerekir. Dolayısıyla bu da, Jüpiter’in çeirdeğinin hiçbir zaman çekirdek tepkimelerini başlatabilecek kadar sıcak olmayacağı anlamına gelir. Son yıllarda, uzayın uzak bölgelerinde yıldız mı yoksa gezegen mi olduğu belli olmayan, ayrımın tam sınırında bulunan bazı gökcisimleri tespit edildi. Bnu tür cisimlere Kahverengi Cüceler adı verilmiştir. Onlardan daha sonra tekrar bahsedeceğim. Ancak Jüpiter, bir Kahverengi Cüce bile sayılamayacak kadar küçüktür.

Jüpiter’in çekirdeğindeki yüksek sıcaklığı açıklayaniki kuram vardır. Jüpiter yılda bir milimetre gibi bir hızla yavaş yavaş büzülüyor olabilir. Bu durumda ortaya çıkan fazla enerji,kütle çekimi ile bağıntılıdır. Ancak olan biteni genellikle basit bir ısı yayılımı gibi görünüyor; demek istediğim, Güneş sistemini oluşturan bulutsudan şekillenmesinden bu yana geçen süre Jüpiter’e soğuması için yetmemiş.

Teleskop ,ile Jüpiter’e baktığımızda, üzerinde koyu renk kuşaklar bulunan sarımtırak bir yuvarlak görürsünüz. Ayrıca parlak ara bölgeler ve sürekli hareket halinde olan leke, tutam veya zincir gibi görünen bazı şekiller vardır. Birkaç dakika bakacak olursanız, bu şekillerin gezegenin yuvarlağı üzerinde bir taraftan diğerine doğru yavaşça ilerlediğini görebilirsiniz. Bir şeklin bir kenardan diğerine taşınması altı saatten az sürer.

1930’larda spektroskop kullanılarak yapılan gözlemler, Jüpiter’in yapısını anlamak için gösterilen ilk çabadır. Güneş’te olduğu gibi Jüpiter’de de hidrojen ve helyumun bol miktarda bulunması bekleniliyordu. Ancak bu gazlar, Jüpiter’deki koşullara benzer koşullar altında kendilerini göstermekten utandıkları için olacak ki saptanabilen ilk gazlar amonyak ve metan gibi bileşiklerdi. Amonyağın kimyasal formülü NH3’tür; yani üç hidrojen atomunun bir nitrojen atomu ile birleşmesinden meydana gelir. Daha çok bataklık gazı adıyla bilinen metanın formülü ise CH4’tür; açıkça görüldüğü gibi hidrojen ve karbondan oluşmaktadır. O zamandan beri daha kesin sonuçlar elde etmeyi başardık. Jüpiter’in atmosferinin yüzde 89’unu hidrojen oluşturur; geriye kalanın yüzde 11 helyumdur; bu durumda diğer elementler için sadece yüzde birlik bir kısım kalır. Peki ya iç kısımlarda ne var?

1932 yılında Rupert Wildt, üzeri kalın bir buz tabakasıyla kaplı katı bir çekirdek olduğunu iddia etti. Bu buz tabakasının üzerinde ise hidrojen bakımından zengin atmosfer vardı. W.R Ramsey ise, çekirdeğin de hidrojenden oluştuğunu ancak bu hidrojenin basınç nedeniyle metalleştiğine inanıyordu. Ramsey’in kuramına göre çekirdeğin üzerinde normal katı hidrojenden oluşan kalın tabaka, onun üzerindeyse atmosfer vardı.

Ramsey’in kuramının bazı açılardan gerçeğe çok da ters düşmediği söylenebilir. Ancak bugün elimizde, sıcak ve demir silkatlı çekirdeğin sıvı hidrojenden oluşan kabuklarla çevrili olduğu yönünde güvenilir kanıtlar var. Bu kabukların altta kalanı metalik, üstteki ise bildiğimiz basit moleküllü hidrojenden oluşuyor. Sıvı hidrojenin hemen üzerinde başlayan atmosfer yaklaşık 1000 km kalınlığında. İçinde birçok farklı bulut katmanı yer alıyor. Bunlardan biri su buzu kristallerinden oluşuyor. Hatta sıvı sudan oluşan bir katman bile olabilir. Yukarıya doğru çıkıldığında amonyak sirrusları olarak adlandırılan amonyak kristallerine rastlanıyor. Jüpiter üzerinde görülen canlı renklerin, bazı kimyasal ve fiziksel süreçlerin (mesela yıldırımlar) aslında beyaz olan amonyak sirruslarını renklendirilmesi sonucu ortaya çıktıkları düşünülüyor.

Gezegenin üzerinde en belirgin şekilde görülen yerler, ekvatora paralel olarak uzanan kuşaklardır. Hemen her zaman faredilebilen bu kuşakların enlemleri de pek değişmez.

Ana kuşaklar hep görünüyor olsalar da ne kalınlık ne de yoğunluk açısından sabit kalmazlar. Genellikle Kuzey Ekvator Kuşağı (NEB), en belirgin olan kuşaktır; ama 1985-86 yıllarında olduğu gibi Güney Ekvator Kuşağı’nın (SEB)daha baskın bir hal aldığı olur. Ancak SEB çok değişkendir. 1989 yılının Mayıs ve Haziran ayları civarında yani Jüpiter Güneş’in öbür tarafındayken GEkKuş tamamen kaybolmuş, ancak bir süre sonra tekrar oluşmuştur. 1992 yılının sonlarındaysa hem GEkKuş hem de Güney Ilıman Kuşağı (STB) belli belirsiz hale gelmiştir. Bana kalırsa en ilginç yıl 1962’dir. O yıl iki ekvator kuşağı birleşerek küre üzerinde geniş, krom sarısı bir kuşak oluşturmuşlar.

Jüpiter üzerindeki özel oluşumların dönüş sürelerini hesaplamak zor değildir. Dönüş hızı son derece yüksek olduğundan, birkaç dakikalık bir gözlemle bile şekillerin soldan sağa doğru küre boyunca hareket ettikleri rahatça görülebilir. Yapılması gereken tek şey, şeklin orta boylama art arda iki gelişi arasında geçen süreyi belirlemektir. Yüzey şekillerinin geçiş süreleri ise bir dakikadan daha az bir yanılma payıyla ölçülebiliyor. Bir şeklin tam aynı yerden iki kere geçmesi arasında geçen zamanın gezegenin dönüş süresini vereceği çok açık. Ancak gerçek hayatta bir şeklin iki geçişini de görebilmek nadiren mümkün olur; çünkü bu on saatlik bir zaman demektir. Ancak şekillerin geçişlerinin tam olmadığı dönüşlere de rastlanır.

İlginç etkinliklerin çoğu ekvatorun yakınında, güney dönencesinde ve güneydeki ılıman kuşak çevresinde yaşanır. Kutuplarda hareket daha azdır. Kuzey yarım küre ise güneye göre daha sakindir. Bu durum, Büyük Kızıl Benek olarak adlandırılan hayli iri oluşumun güneyde bulunmasıyla bağlantılı olabilir.

Benek,1878 yılında çok bariz bir şekilde görünür hale geldi, ama daha önce de vardı. 1664 yılında Robert Hooke tarafından görülmüştü; Paris Gözlemev’nin ilk müdürü Cassani de 1965 yılında onu çizmişti. Dolayısıyla daha önce de görülmüş olabilirdi. Ömrü az rastlanır biçimde uzun olan bu lekenin bir benzeri daha yoktur.

Uzay çağından önce Kızıl Benek’in yapısını açıklama amacıyla bazıları oldukça çılgın sayılabilecek birçok farklı kuram öne sürülmüştür. Söz gelimi 1943 yılında E. Schönberg lekenin bir volkan ağzıolduğunu iddia etmişti. Emin olunan tek şey lekenin sabit olmadığıydı. En çok tutulan kuram, Jüpiter üzerine yaptığı çalışmalarla dünya çapında ün kazanmış olan Bertrant Peek adlı amatör bir ingilize aitti. Lekenin, Jüpiter’in atmosferinin üst kısımlarında bulunan bir gök cismi olduğunu iddia eden Peek, görüntüsündeki değişimleri de seviyedeki değişikliklere bağlıyordu. Cisim alçaldığında üzeri bulutlarla kaplanacak; bulut katmanının üstüne kadar yükseldiğinde ise tekrar görünür hale gelecekti. Yapılan hesaplamalar, seviye değişikliğinin 11 kilometreden fazla olmadığını gösteriyordu.

Peek, bu yükseliş alçalış nedenini, ünlü tuzlu sudaki yumurta deneyi ile bir benzerlik kurarak açıkladı. Tuzlu su karışımı bardağın dibinde daha yoğunsa -ki genelde böyle olur- Yumurta yoğunluğun belirdiği bir seviyede suyun içinde yüzer. Suya biraz daha tuz karıştırırsak, yani karışımın yoğunluğunu arttırırsak, yumurta bardağın ağzına doğru yükselir. Dolayısıyla, Jüpiter’in atmosferinin Kızıl Benek’in bulunduğu kısmının yoğunluğunda az da olsa bir artış olursa Benek yukarı doğru itilecektir.

Bu konuda başka bir kuram da Raymond Hide tarafından öne sürülmüştür. Hide, bulutların altında kalan Jüpiter’in yüzeyinde çeşitli yüzey şekilleri varsa, bunların kuvvetli rüzgârların oluşmasına neden olacağını söyler. Yüzeyde atmosferin etrafında dolaşabileceği bazı büyük oluşumlar mevcutsa -söz gelimi bir dağ- bu şeklin tepesinde Taylor kolonu olarak adlandırılan hareketsiz bir gaz kolonu oluşacaktır. Bu durumda Kızıl Benek,kolonun üst kısmı olabilir.

Neyse ki uzay araştırmaları sayesinde bugğn bu iki kuramın da yanlışolduğunu anlamış bulunuyoruz. Kızıl Benek aslında Jüpiter’in hava durumunun yol açtığı dev bir kasırga. Çok büyük olduğu için bu kadar uzun sürüyor; ancak sonsuza kadar da sürmesi imkânsız tabii ki. Neden bu renk olduğu ise hâlâ esrarını koruyor; ama fosforla bir bağlantısı olabilir.

1955’te ilginç bir gelişme yaşandı. Amerikalı B.F. Burke ve K.L. Franklin, Jüpiter’in yaydığı radyo dalgalarının, dalga boyları dekametrelerden desimetrelere doğru azalırken şiddetinin arttığını buldular. Bu beklenmedik keşif şans eseri bulunmuştu. Burkeve Franklin bu tür bir araştırma yapmıyorlardı; ancak ara sıra aldıkları radyo dalgalarının, hep Jüpiter, aletlerine göre belirli bir konumdayken ortaya çıktığını saptamışlardı. Radyo dalgalarının yapay olduğu gibi bir iddia hiç olmadı. Işık dalgaları ve radyo dalgaları, elektromanyetik olaylar sonucunda ortaya çıkarlar; aralarındaki tek temel fark dalgaboylarınınuzunluğudur. Jüpiter’den yayılan dalgaların sırrı ilk başta çözülememişti. Dalgalar ile yüzey şekilleri arasında bir bağlantı kurulamamıştı. Ancak radyo dalgalarıyla, Jüpiter’in kendisine en yakın uydusu olan İo arasında bir ilişki var gibi görünüyordu. Bu da ikinci bir sürpriz oldu; çünkü o sırada henüz İo’nun volkanik bir yapıya sahip olduğu bilinmiyordu. Jüpiter’in çok büyük bir manyetik alanına ve yanı sıra Dünya’nın çevresindeki Van Allen kuşaklarına benzeyen ama onlardan çok daha güçlü olan ışınım bölgelerine sahip olduğu düşünülüyordu.

Dünya’dan yürütülen gözlemler çok şey öğrenilmişti; ancak asıl ihtiyacımız olan şey, uzay araçlarının Jüpiter’in yakınından göndereceği bilgilerdi. Bunların ilki Pioner’lardı. Pioner’lardan No.10 1973 yılının Aralık ayında hedefinin yanından geçmişti; onu bir yıl sonra No:11izledi. İkisi de görevlerini başarıyla yapmışlardı; ancak ilk iki Voyager onların başarısını gölgede bıraktı. 1977 yılında fırlatılan iki Voyager’dan ilki olan Voyager1, 1979 yılının 5 Mart’ında, ikizi Voyager2 ise yine yine aynı yılın 9 Temmuz’unda Jüpiter’in yanından geçti. O zamamdan beri iki sonda daha gönderildi. Ulysses, Güneş’in kutuplarını incelemek üzere yola çıkmıştı ama daha önce, Şubat 1992’de Jüpiter’in yakınlarından geçti.

Başı çeken Pioneer 10, yolculuğuna 2 Mart’ta 1972’de Cape Canaveral’dan başlamıştı. Bir yıl dokuz ay sonra asteroit kuşağını sağ salim geçmeyi başararak Jüpiter’e 132.000 km kadar yaklaştı. Ayrıca Jüpiter’in ışınım bölgelerinin umulandan çok daha güçlü çıkması sonucu Pioneer 10, öngörülmemiş bir tehlike altına girmişti. Araç bulutlara biraz yaklaşacak olursa içindeki aletler tamamen bozulacaktı. Neyse ki herşey yolunda gitti; araç tehlikeden kılpayı kurtularak bize Kızıl Benek’in, renkli alanların, kuşakların ve bölgelerin harikulâde fotoğraflarını gönderdi. Böylece Jüpiter’in, sürekli korkunç fırtınaların görüldüğü son derece zalim bir dünya olduğu doğrulanmış oldu. Ayrıca manyetik alanının da gerçekten çok güçlü olduğu anlaşılmıştır.

Kendinden bir öncekinin ikizi sayılabilecek olan Pioneer 11, Jüpiter’in yakınınaondan bir yıl kadar sonra vardı. Pioneer 11’in yörüngesi değiştirilmişti; bulutların üst kısmına 46.500 km kadar yaklaştı ve ışınım tehlikesinin en yüksek olduğu ekvator bölgesinin üzerinden hızla geçip gitti. Daha önce öğrendiklerimizi doğrulayan bilgiler yollayın aracın görevi henüz bitmemişti; çünkü hâlâ, Satürn ile 1979 yılında buluşmasına olanak verecek kadar gücü vardı. Pioneer’lardan hiçbiri geri dönmeyecekti. Birkaç yıl sonra çok hızlı hareket eden bu araçların izini tamamen kaybetmiş olacağız.

Sadece birer öncü olan Pioneer’lar üzerinde daha fazla durmayacağım. Ayrıca 1979 yılnda gezegene sırayla 350.005 ve 723.994 km kadar yaklaşn Voyager’laedan çok daha fazla şey öğrendik. En büyük keşiflerden biri halka sisteminin keşfiydi. Jüpiter’in halkaları Satürn’ünkilere hiç benzemez; çok ince ve koyu renkli olduklarından onları Dünya’dan, teleskop kullanarak görmek imkânsızdır.Kızıl Benek’in yapısı anlaşılmıştı; ayrıca Pioneer’lar geçtiği zamandan o yana oldukça değişmiş olan yüzeyinin mükemmel fotoğrafları da çekmişti. Kutup ışıklarına rastlanmıştı; üstelik gezegene neredeyse sürekli olarak yıldırım düştüğü ve şimşeklerin çaktığı saptanmıştı. Bu da Jüpiter’in fırtınalı bir dünya olmanın yanı sıra gürültülü de olduğunu gösteriyordu ( Metan ve amonyak gazlarının varlığını da göz önüne alırsak üstüne bir de kokulu!)

Belki de Voyager’lar tarafından yürütülen çalışmalar sonucunda yapılan en büyük keşif, Jüpiter’in manyetik alanıyla ilgiliydi. Bu manyetik alan çok güçlü olmasının yanı sıra son derece de genişti. Manyetosfer o kadar genişti ki Satürn’ü bile içine aldığı zamanlar oluyordu. Üstelik Voyager’lar Jüpiter’in manyetik alanı ile volkanik uydu İo arasında bir ilişki olduğnu da doğrulamışlardı.

Şu ana kadar Jüpiter’e eşlik edenlerden çok az söz ettim; ancak özel olarak incelemeye değecekleri kesin. Büyük olan dört tanesi o kadar iri ve parlaktır ki, onları herhangi bir teleskopla veya iyi bir dürbünle rahatça görebilirsiniz. Hatta kekin gözlü insanlar çıplak gözle görebilir. Galileo’nun 1610 yılının Ocak ayında ilkel teleskobunu kullanarak incelediği bu dörtlü, Galilei uyduları olarak bilinir. Ancak aslında, Galileo’dan çok kısa bir süre önce Marius adlı başka bir gözlemci tarafından keşfedilmiş de olabilirler. Onlara bugün kullanmakta olduğumuz isimlerin (İo, Europa, Ganymede ve Calisto) verilmesini öneren de yine Marius’tur. İo, Ay’ımızdan biraz büyüktür; Europa biraz küçük; Ganymede ve Callisto ise çok daha büyüktür. Ganymedenin çapı Merkür’ünkinden büyüktür; ama ağırlık olarak ondan hafiftir.

Voyager’lardan önce, Galilei uydularına Dünya’daki güçlü telsekoplarla bakıldığında yüzeylerinde birkaç bulanık gölgelik görüldüğü olmuştu; ancak şekiller hiçbir zaman ayrıntılı olarak görülememişti. Voyager’lar sayesinde, dört uydunun birbirine benzemediğini kanıtlayan mükemmel görüntüler elde edilmişti. Ganymede ile Callisto buzlu ve kraterli; Europa buzlu ama yumuşak yapılı; İo ise sülfür kaplı ve volkanikti.

İo gerçek bir şok yaratmıştı. Sülfür volkanlarından püsküren lavlar yüzeyin çok yukarılarına kadar çıkıyordu; dağlar neredeyse hiç durmadan patlıyorlardı. Lav akıntıları inanılmayacak kadar geniş alanlara yayılıyordu. Volkan ağızlarında 550*C (1000*F) gibi yüksek bir sıcaklık ölçülmüştü; ancak yüzeyin ortalama sıcaklığı –55*C ( -100*F)’nin altındaydı. Püskürtülen maddelerin hızı da oldukça yüksekti. Bu açıdan İo’nun volkanlarının bizimkilerden çok daha sert olduğu söylenebilir. Bunlardan başka yüzeyde, sıvı sülfürle dolu siyah göller vardı ve bu göllerin içinde, bizim aysbergleri, hatırlatan katı sülfür kütleleri yüzüyordu.

İo’nun kabuğu büyük olasılıkla, sadece üstten 800 metrelik kısmı katı olan sülfür ve sülfür dioksitten oluşan beş altı kilometre derinliğinde bir denizdi. Isı içeriden sülfür okyanusununaltından püsküren lav şeklinde dışarı atılıyordu. Sonuçta ortaya sülfür, sülfür dioksit gazı ve sülfür dioksit karından oluşan bir karışım çıkıyordu. Asında İo’daki bu oluşumlara, volkan değil gayzer dememiz daha uygun olur. İç ısısı, İo’nun Jüpiter etrafında yörüngesinin dairesel olmasıyla ilgili olabilir. Yörüngenin dairesel olmaması ise İo’nun, hem Jüpiter’in hem de diğer Galilei uydularının kütlesel çekişlerine maruz kalmasıyla bağlantılıdır. Bu durum uydunun çalkalanmasına ve ısınmasına neden olur. İo volkanlarının püskürttüğü parçalar, Jüpiter tarafından yakalanır. Bu parçalar gezegenin etrafında İo’nun yörüngesini merkez alır bir biçimde bir boru gibi uzanırlar. Ayrıca İo ile Jüpiter’in arasında çok kuvvetli bir elektrik akımı vardır. Böylecesonunda İo’nun, Jüpiter’in radyo dalgaları üzerinde niçin bu kadar etkili olduğunu da anlayabildik.

Kesin olan birşey var ki İo’ya hiç gitmeyeceğiz. Yüzeyinin hareketli oluşu, sürekli patlamalar görülmesi ve volkanların ağızlarından uzaklaştıkça dondurucu hale gelen sıcaklık gibi bahaneler yeterli; ayrıca İo’nun Jüpiter’in ışınım alanının en kalın olduğu bölgelerden birinde hareket ediyor olması da ayrı bir konu. Volkanların bazılarını uzaktan da olsa hala izleyebiliyoruz; Hubble Uzay Teleskobu’nun bize gönderdiği fotoğraflar arasında varlar. Fotoğraflar Voyager’lardan gönderilenler kadar kaliteli değiller tabii, ama yine de ayırma gücünün yeterli sayılabileceğini söylemeliyim. Bu bile Hubble Teleskobu’nun hatalı aynasına rağmen bir başarısızlık olarak görülmemesini kanıtlıyor.

İo’dan pek de küçük olmayan ve Jüpiter’den uzaklığı İo’nunkinin iki katından az olan Europa’nın bu kadar hareketsiz oluşuna bir anlam vermek zordur.Voyager’ların gönderdiği fotoğraflarda görülen tek şekil buz üzerinde görülen çatlaklardı. Çatlak bir yumurta kabuğuna benzeyen bu görüntüsüyle Europa, bir haritacının korkulu rüyası sayılabilirdi. Buzdan kabuğun altında sıvı sudan meydana gelen bir okyanus bulunduğu ve bu okyanusta ilkel canlı türlerinin var olabileceği yönünde ciddi iddialar var.

Ganymede de buzdan bir kabukla kaplıdır; ama İo’dan farklı olarak üzerinde kraterler, ovalar ve oyuklar da vardır. Callisto’nun yüzeyinde o kadar çok krater vardır ki, yüzey seviyesi olarak kabul edilecek kadar bir yer bulmak imkânsız gibidir. Uyduların hiçbirinde aymosfere rastlanmamıştır. Göreceli olarak büyük olan Ganymede bile, bizim atmosferimizin yoğunluğunun bir katrilyonda birinden daha yoğüun bir atmosfer tutmaktadır. Jüpiterin bilinen oniki uydusu daha vardır. Bu uyduların hepsinin çapı 320 kilometreden küçüktür; dolayısıyla amatörlerin sahip olduğu normal teleskoplarla görülmeleri olanaksızdır. 1892 yılında E.E. Bernard tarafından keşfedilen Amalthea’nın şekli biçimsizdir. Voyager’ların gönderdiği fotoğraflarda, yüzeyinde kraterler, oluklar ve dağ sıraları olduğu görülmüştür. Bir gözlemcinin sadece teleskop kullanarak keşfettiğison Jüpiter uydusu odur; ondan sonrakilerin keşfinde ya fotoğraf ya da uzay araçları kullanılmıştır. Metis Adrastea, Amalthea ve Thebe Jüpiter’e Galilei uydularının hepsinden daha yakınlarken; Leda Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphaé ve Sinope ise daha uzaktalardır. Jüpiter’den uzaklıkları ise 20 ile 24 milyon km arasında değişen son dört uydu, doğudan batıya doğru hareket etmektedirler. Bu durum onların Jüpiter tarafından yakalanmış asteroitler olduğu konusunda şüpheye yer bırakmıyor. Jüpiter’den bu kadar uzakta olan bu uyduların yörüngeleri dairesel olmaktan çok uzaktır.

Jüpiter, amatör bir gözlemci için gözlenmeye değer gezegenlerden biridir denebilir. Dış yüzey sürekli değişmektedir; birazdan ne ile karşılaşacağını kimse tahmin edemez. Eskilerin, bu Dev Gezegen’e Tanrıların Kralı’nın adını vermeleri son derece yerinde bir davranıştır doğrusu.