Jüpiter (Müşteri, Erendiz) [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] en büyük [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]. Güneşten uzaklığa göre beşinci sırada. Adını Roma tanrılarının en büyüğü [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'den alır. Büyük ölçüde [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] oluşmakta ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] sınıfına girmektedir.

Fiziksel özellikler [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]
Jüpiter gerek çap, gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33 katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] görünüme sahiptir. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] derecesi ([Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]) 0.52 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter'in Güneş'ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K' den (-167°C) çok daha yüksek bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] sahiptir ve 126 K (-147°C) sıcaklığında bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] gibi ışır. Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] olarak adlandırılır.

İç yapı [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] grubundadır. Jüpiter ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ise, adını yine Jüpiter'den alan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'i ve benzer [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] içindeki toplam payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır. Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:

• Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir 'buz' ve 'kaya' tabakasının oluşturduğu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] bulunur. Bu noktada ısı 20.000K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20g./cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10.000 km.den küçük, ancak kütlesi Yer'in 10 katını aşkındır.
• Çekirdeği çevreleyen alanda [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] oluşmuş 40.000 km. kalınlığında [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4'üne dek uzanır, Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını, kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur. Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan içe doğru 1'den 5'e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır.
• En dışta 20.000 km. kalınlığında [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL](H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir.

Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir.
Jüpiter'in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş'in kütlesinin % 8'i kadar olan bir gezegenin [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] haline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, 'yıldız olmayı başaramamış' bir gökcismi olarak da tanımlanabilir.

Atmosfer [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'nin kökenini oluşturan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'nun varsayılan yapısına yakın olarak, %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır. Bunları %0.1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0.02 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur. Atmosferin derinliklerine doğru, yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir, 600 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir.
15.000 x 25.000 km. boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'nin çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanı olduğu düşünülmektedir.
[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] makalesinde konu hakkında daha ayrıntılı bilgi yer almaktadır.

Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ancak daha 1690 yılında [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü farketmiştir. Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30,003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40,630 saniyedir ve Sistem II adını alır. Jüpiter'den yayılan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29,730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyod Jüpiter'in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın, bu bölgelerdeki bulutların 400 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.

Halkalar [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi.
Jüpiter'in Halka Sistemi HalkalarYörüngeJüpiter'in Merkezinden UzaklıkRJ(km.)Halo Halka1,4 1,71100.000 122.000Ana HalkaAna Halka (iç)1,71122.000XVI Metis1,79128.100XV Adrastea1,80128.900Ana Halka (dış)1,81129.000Gossamer HalkaGossamer Halka (iç)1,81129.200V Amalthea2,54181.400XIV Thebe3,11221.900Gossamer Halka (dış)3,15224.900
[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] gibi Jüpiter halkaları da, toz denebilecek mikroskopik boyutlardan, onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar. Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve herbiri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler. Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur. Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında, Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür. Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni, kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanısıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] (albedo) derecesi ile üzerine düşen güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler. Satürn yolculuğu sırasında [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil, keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti. Bu bilgiler halkaların Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir. Bu uydulardan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] 'Ana halka'nın, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ise daha dışta yeralan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir. Metis ve Adrastea, Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler. Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken, iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder. En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir.

Manyetosfer [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] sahip gezegendir. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11o açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000 km. uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]. Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Jüpiter'in manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır. Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı, Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu alanın etkisi ile, Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir.
Jüpiter manyetosferi, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] gözlenir. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km. uzağında başlar. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km. ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur.
Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] bulunur.Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak, gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur.
Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır, ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ısısı 300-400 milyon K olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dahil olmak üzere Güneş sisteminin ([Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş sisteminin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir.
Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ortaya çıkmasına neden olurlar.
Jüpiter'in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlayan ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 giga[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] değerini bulduğu sanılır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km. yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamıştır, ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır.



Uydular [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]



Jüpiter'in 63 [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] bilinmektedir. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] 1610 yılında kendi yaptığı basit [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] Jüpiter'in en büyük 4 [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. Bu uydular sonradan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] olarak adlandırılmıştır. 1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla, bu sayı kısa sürede artmıştır. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır.

Jüpiter araştırmalarının tarihçesi [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

• Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Jüpiter, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Satürn ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
• Jüpiter'in yalnızca parlak bir yıldız değil, üzerinde değişik koyulukta kuşakların seçilebildiği dairesel görünümde bir cisim olduğunu ilk farkeden 1610 yılında [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] oldu. Galilei aynı zamanda Jüpiter'in en büyük dört uydusunu keşfetti ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] dışındaki bir gezegenin kendi etrafında dönen uyduları olabileceğinin bu ilk kanıtını, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'in o güne dek yaygın kabul görmeyen [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] desteklemek için kullandı.
• 1664'te İngiliz bilim adamı [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], ( ya da bazı kaynaklara göre Fransız-İtalyan bilim adamı [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]) [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'yi ilk kez gözledi.
• 1676'da Danimarkalı gökbilimci [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], Jüpiter'in uydularının [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] zamanlarındaki oynamaların gezegenin Yer'den uzaklığıyla ilişkisini ölçerek ilk kez [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] %25 yanılma payı ile hesapladı. Ölçüm araçlarının gelişmesinin katkısıyla, Romer'in bulduğu bu yöntem, 19. yüzyıl başında ışık hızının %1'den daha az hata ile hesaplanmasına olanak tanıdı.
• 1690'da Cassini, Jüpiter'in kendi etrafında dönüş süresinin kutuplarda ve ekvatorda farklı olduğunu ilk kez gözlemledi.
• 1932'de Alman gökbilimci [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] gözlemlere dayanarak Jüpiter atmosferinde [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] bulunduğunu saptadı, bunun ancak çok büyük miktarlarda [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] varlığı ile açıklanabileceğini bildirdi. Wildt, 1934'te gezegenin kütle ve yoğunluk verilerinden yola çıkarak Jüpiter'in iç yapısının ve atmosferinin bileşimini bugün kabul edilene benzer şekilde hesapladı.
• Hidrojen varlığının kanıtlanması ancak 1960'larda [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] tekniklerinin gelişmesi ile gerçekleşti. Tayfölçümsel yöntemlerle varlığı ortaya çıkarılması çok güç olan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ise ancak 1970'lerde uzay sondalarının hidrojen-helyum atomları arasındaki etkileşimleri ölçmeleri ile gösterilebildi.
• 1955 yılında Burke ve Franklin, Jüpiter'den yayılan yüksek miktardaki radyo ışınımını rastlantısal olarak saptadılar. Bu buluş, Jüpiter'in çok güçlü [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] keşfedilmesine yol açtı.

Pioneer 10 ve 11 uzay araçları [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

Kasım-Aralık 1973'te [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], Kasım-Aralık 1974'te [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] adlı uzay sondaları Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin ilk yakından gözlemini gerçekleştirdiler. Sırasıyla 1972 ve 1973 yıllarında fırlatılan birbirinin aynı bu iki araç, sınırlı teknik donanıma sahip olmalarına karşın daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladılar.

• Jüpiter'in boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
• Gezegenin çekim alanının çok düzenli olduğu görüldü, buna dayanarak Jüpiter'in büyük ölçüde akışkan bir yapıya sahip olduğu görüşü güç kazandı.
• Uyduların boyutları ve fiziksel özellikleri hakkında edinilen yeni bilgilerle Jüpiter sisteminin oluşumu ve evrimi üzerine yeni bakış açıları oluşturuldu.
• Manyetosfer ile ilgili çok sayıda ölçüm yapıldı.
• Jüpiter'in gezegenlerarası alana yüksek enerjili [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve düşük enerjili [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] yaydığı saptandı ve böylece bilinen [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] kaynaklarına yeni bir tanesi eklenmiş oldu.
• Gezegenin birçok fotoğrafı çekildi, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] alanda incelemelerle atmosferin bileşimi ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] özellikleri hakkında yeni bilgiler edinildi. Yeryüzünden gözlenemeyen kutup bölgelerinin görüntüleri elde edildi.
• [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'ye benzer, daha küçük boyutta lekeler saptandı, bu oluşumların meteorolojik olaylar olabileceği düşüncesi sağlamlaştı.
• [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ışınımının [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] tarafından örtülmesi incelenerek atmosferin değişik yükseltilerindeki sıcaklıklar ölçüldü.

Voyager 1 ve 2 uzay araçları [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]
[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] tarafından çekilmiş Jüpiter'in farklı fotoğraflarından oluşan bir animasyon. Voyager 1 Jüpiter'e yaklaşırken, her Jüpiter günü (yaklaşık 10 saat) her bir kare çekilmiştir.


1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uzay araçları sırasıyla Ocak-Mart 1979 ve Haziran-Temmuz 1979 tarihlerinde Jüpiter'in yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.

• Voyager 1, Jüpiter'in de [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] benzer bir halka sistemi bulunduğunu saptadı.
• Jüpiter'in 3 yeni uydusu, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] keşfedildi.
• Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi. Uyduların ayrıntılı yüzey fotoğrafları yardımıyla, iç yapıları hakkında değerli ipuçları sağlayan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] özellikleri öğrenildi.
• [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] üzerinde [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] aktivite gözlendi. Jüpiter manyetosferinin dış kesimlerine kadar uzanan alanda İo'dan kaynaklandığı sanılan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] izlerine rastlandı. Aynı elementlere ait [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] İo yörüngesi içinde ışık hızının %10'una varan hızlara ulaşarak bir sıcak [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] alanı oluşturduğu saptandı. Pioneer uzay araçlarının gözlemleri ile çelişen bu bulgular iç manyetosferin değişken bir yapısı olduğu izlenimini oluşturdu.
• İo'dan Jüpiter'e ulaşan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] hattının 5 milyon [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] düzeyinde bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] akımı taşıdığı saptandı.
• Voyager 2'nin [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'e doğru yolculuğu sırasında Jüpiter manyetosferinin Satürn yörüngesine dek uzanan kuyruğu kanıtlandı.
• Jüpiter atmosferinde [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] neden olan yoğun elektrik boşalmaları saptandı.
• Bulut hareketleri izlendi, atmosfer akımlarının önceden bilinmeyen ayrıntıları saptandı, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'nin altı günlük bir devirle saat yönünün tersinde döndüğü görüldü.
• [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] gözlendi.
• Atmosferin üst kesimlerindeki [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] oranı ölçüldü, Güneş ve gezegenleri oluşturan ilksel [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'nun bileşimi hakkında ipuçları sağlandı.

Ulysses uzay aracı [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] kazanması amacıyla Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yaralanabileceği bir yol izledi. 8 Şubat 1992'de Jüpiter'in 450.000 km. kadar yakınından geçen araç, bu fırsatı değerlendirerek 2-14 Şubat tarihlerini kapsayan dönemde Jüpiter'in manyetosferi üzerinde yoğunlaşan gözlemlerde bulundu. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] içinden geçerek ölçümler yaptı, manyetosferin çeşitli bölgelerinde manyetik alan, değişik frekanslarda ışınımlar, yüksek enerjili parçacıklar, ve plazma bileşenlerini hedef alan çok sayıda gözlem yaptı. Jüpiter yakın geçişi sonrasında kazandığı kutupsal yörüngesi sayesinde, Jüpiter manyetosferinin tutulum düzlemi dışındaki daha önce araştırılmamış bölgelerinde de gözlem yapma olanağını sağladı.
Ulysses, Kasım 2003-Nisan 2004 arasında ikinci kez Jüpiter'in yakınından geçti.

Galileo programı [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

1989 yılında fırlatılan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşmakta idi.

• Galileo'nun Jüpiter ile ilgili görevi planlanandan önce başladı. Temmuz 1994'te, gezegene ulaşmasından 18 ay önce, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] Jüpiter'e çarpmasını yeryüzünden yapılan gözlemlere oranla daha elverişli açılardan görüntüledi.
• Jüpiter'e yaklaşırken uzay aracından ayrılan atmosferik sonda 7 Aralık 1995'te gezegen atmosferine daldı, bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] yardımıyla yavaşlayarak, atmosferin derinliklerinde yüksek basınç ve ısı nedeniyle tahrip olmadan önce 58 dakika süreyle veri topladı ve yeryüzüne gönderdi. Ölçümler, atmosferin beklenenden çok daha kuru olduğu izlenimini verdi, ancak sonradan sondanın giriş noktasının alçalan kuru ve soğuk hava akımlarına denk gelen bir atmosfer bölgesinde olduğu görüşü ağırlık kazandı. Sonda, beklenen değerlerin beşte biri kadar su buharı, beklenenin yarısı kadar helyum ve metan düzeyleri gözledi. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] atmosferinde gözlenenden 10 kat fazla [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] etkinliği saptandı.
• Galileo yörünge aracı, 7 Aralık 1995'te Jüpiter çevresinde yörüngeye girdi ve görevini tamamladığı 2003 yılına dek 35 tur tamamladı, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], ve [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ile ilgili gözlemleri gerçekleştirdiği 34 yakın geçiş yaptı. Uyduların yüzey şekilleri ve iç yapıları ile ilgili geniş bilgi edinilmesini sağladı.
• Jüpiter halkalarının oluşumunda kozmik çarpışmalar sonucunda iç uydulardan kopan maddelerin katkısı anlaşıldı.
• Jüpiter manyetosferinin kendine özgü pek çok özelliği ortaya çıkarıldı.
• 21 Eylül 2003'te uzatılmış görevini tamamlayan Galileo, yaşam barındırma olasılığı bulunan uydulara zarar vermemesi için, Jüpiter üzerine düşürülerek parçalandı.

Cassini-Huygens programı [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uzay aracı, Jüpiter'in çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için bu gezegenin yakınından geçen bir rota izledi. 30 Aralık 2000 tarihinde Jüpiter yakın geçişini gerçekleştiren sonda, bu tarihin öncesi ve sonrasını kapsayan birkaç aylık süre içinde bilimsel aygıtlarını Jüpiter hakkında veri toplamak için çalıştırdı.

• Jüpiter'in bugüne dek elde edilen en yüksek çözünürlüklü görüntüleri kaydedildi.
• Jüpiter'in atmosferinde koyu renkli görünümü ile ayırdedilen kuşakların, alçalan gaz kütlelerinin oluşturduğu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] alanları olduğu yönündeki yerleşmiş görüşü sarsan bulgular elde etti. Ayrıntılı görüntülerde, bu koyu kuşaklarda herbiri yükselen gaz kütleleri içeren açık renkli bulut kümelerinden oluşmuş çok sayıda küçük fırtına hücresinin bulunduğu ve net gaz hareketinin koyu kuşaklarda da yukarı doğru olduğu ortaya çıktı.
• Jüpiter halkalarının neden olduğu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ölçümü, halkaların düzensiz ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu ortaya koydu.

Chandra X-ışını gözlem uydusu ve Hubble uzay teleskopu [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

1999 yılında fırlatılarak Dünya etrafındaki yörüngesine oturtulan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uydusu, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] dalga boyunda yaptığı gözlemlerde, Jüpiter'in kutup bölgelerinde gözlenen dünyadakinden 1000 kat daha güçlü kutup ışıklarının elektronlarını kaybetmiş yüksek enerjili [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve benzeri [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] atmosfer ile etkileşimi sonucunda ortaya çıktığını belirledi. Eşzamanlı olarak [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] alınan görüntülerde [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] iyonlarında artışa rastlanmaması, bu parçacıkların [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] kaynaklı olamayacağını ortaya koydu. Böylece Jüpiter'de gözlenen kutup ışıklarının [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] farklı bir mekanizma ile oluştuğu ve büyük olasılıkla [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'dan kopan atomların Jüpiter manyetosferinde hızlanarak atmosfere çarpmalarının sonucu oldukları varsayımı güçlendi.

Tasarı aşamasındaki araştırmalar [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

• [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve uydusu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'u incelemek üzere [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] tarafından Ocak 2006'da fırlatılması planlanan ve hız kazanması için Jüpiter'in yakınından geçen bir rota izlemesi öngörülen [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] uzay sondası, Şubat-Mart 2007'de Jüpiter ile ilgili gözlemler yapabilecektir.
• [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] tarafından geliştirilmekte olan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] programının ilk aşaması [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] (Jupiter Icy Moons Orbiter-Jüpiter Buz Uyduları Yörünge Aracı), [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ile hareket eden bir uzay sondası ile Jüpiter'in [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'nın ayrıntılı incelenmesini olanaklı kılacaktır. Bu projenin en erken fırlatma tarihi olarak 2015 yılı önerilmektedir.

Gözlem koşulları [[Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]]

Bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] olan Jüpiter, güneş çevresinde 12 yıllık dolanma süresi ile 13 ay süren [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] devrine sahiptir ve her yıl bir [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] diğerine geçer. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'ten sonra gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Seyrek olarak, kısa dönemler için [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] parlaklıkta Jüpiter'i geçebilir. [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] dönemini kapsayan 1-2 aylık dönem dışında yıl boyunca rahatlıkla çıplak gözle izlenir. Yılın büyük bir bölümünde, en parlak yıldız olan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL]'un -1,5 düzeyindeki parlaklığını aşar ve en uygun [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] koşullarında -2,7 gibi bir parlaklığa ulaşır. Bu yönleriyle amatör gözlem için Venüs ve Mars'tan daha elverişlidir. Karşı konumda 50 saniyeye yaklaşan [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ile insan gözünün 1 dakika olan ayırma gücünün sınırına çok yaklaşır ve küçük büyütmeli bir dürbünle gezegenin diski seçilebilir. Amatör bir teleskopla Jüpiter'in kuşakları, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve gezegenin kendi etrafında dönüşü, [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL] ve gezegen etrafındaki hareketleri izlenebilir.
Güneş Sistemi'nde Jüpiter'in özel yeri
Bazı özellikleri, Jüpiter'i eşşiz kılmaktadır:

• Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegeni olmakla kalmaz, kütlesi tek başına diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin 2,5 katına ulaşır.
• Kendi etrafında dönüş süresi en kısa olan gezegendir.
• En güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahip gezegendir.
• Büyüklük ve çeşitlilik açısından en zengin uydu sistemine sahip gezegendir. Güneş Sistemi'nin en büyük gezegen uydusu [Link'i Görebilmeniz İçin Kayıt Olunuz.! Kayıt OL], Jüpiter etrafında dönmektedir.