Astronomi

Kayalık gezegenler neden oluşur?

Kayalık gezegenler neden oluşur?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bir gaz ve toz bulutundan bir yıldız sistemi oluştuğunda, toz neden bir yıldız oluşturmak için gazla birlikte ağırlık merkezine doğru hareket etmiyor? Neden yığılma diskindeki toz, proto-yıldıza düşmek yerine kayalık gezegenler oluşturmak için toplanır?


Güneşin ve güneş sisteminin oluştuğu bulutsu, çoğunlukla hidrojen ve helyum, aynı zamanda az miktarda "toz" da dahil olmak üzere daha ağır elementler içeriyordu.

Birikme diskinin merkezinde biten herhangi bir toz, güneşin bir parçası haline geldi. Örneğin güneş %0.01 silikon içerir. Bu sadece küçük bir orandır, ancak yine de yaklaşık 2 imes10^{26}kg$, Dünya'nın kütlesinin 100 katıdır. Kayaları oluşturan Demir, Nikel, Oksijen, Karbon ve diğer elementleri eklediğinizde, güneşte binlerce kayalık gezegeni oluşturmaya yetecek kadar madde olduğunu görürsünüz. (http://www.space.com/17170-what-is-the-sun-made-of.html)

Bu nedenle, kayalık gezegenleri oluşturmaya devam eden, tozun yalnızca güneşe düşmeyen kısmıdır.

Gezegen oluşum sürecinin ayrıntıları karmaşıktır (ve tam olarak anlaşılmamıştır), ancak güneşin oluşumundan sonra, güneş rüzgarı iç güneş sistemini gaz ve uçucu maddelerden temizleyerek, yalnızca tutunamayacak kadar küçük olan kayalık gezegenleri geride bıraktı. büyük hidrojen helyum zarfı. Daha ileride, buz hattının ötesinde, su ve diğer uçucu maddeler katıdır ve yerçekimsel olarak hidrojen ve helyum mantolarını çeken çok daha büyük gezegenler oluşabilir.

Bakın Dünya nasıl güneşin etrafında yörüngeye oturdu? gezegen oluşumu hakkında daha fazla bilgi için.


Doğa Neden Ötegezegenleri Bu Kadar Kolay Şekillendiriyor?

Gezegen avcıları için heyecan verici bir zaman. Son birkaç yılda, ekstrasolar gezegenlerin araştırılması (kısaca “exoplanet”), astronominin en sıcak konularından biri haline geldi. Son zamanlarda katıldığım her ötegezegen konuşmasında, konuşmacı bugüne kadar keşfedilen toplam ötegezegen sayısını duyurarak başladı ve bu sayıyı Çarşamba günü itibariyle toplam sayı olan “Eh," satırları boyunca çabucak takip ettiler. , ama muhtemelen şimdiye kadar güncelliğini yitirmiştir.” Kepler Uzay Teleskobu, COROT ve diğer yer tabanlı gözlemevleri sayesinde, gezegen avcıları bunları o kadar hızlı buluyor ki, muhtemelen onları barkodlamaya başlamalıyız.

Astrobites'te bize ayak uydurursanız, yaşanabilir bölgeler, sıcak Jüpiterler ve süper Dünyalar hakkında her şeyi okuduğunuzdan şüpheniz olmasın (sonuçta, “Exoplanets”, gönderilerimiz için en yaygın etiketlerden biridir ve yalnızca “Gözlemler”). Bugün, galaksimizdeki ötegezegenlerin görünürdeki bolluğunu takdir etmek biraz zaman alan yakın tarihli bir arXiv gönderimini özetlemek istiyorum, özellikle de ilk başta neden bu kadar bol olduklarını doğru olarak bilmediğimiz için. Makale, o kadar da büyük olmayan dış gezegen oluşumuna ilişkin teorik anlayışımızın bir özetidir. Mevcut teorik anlayışımıza göre, ötegezegenler oluşturmak parkta yürümek değildir, ancak Doğa bunu kolaylaştırıyor. Yazar bu bilmeceyi şimdiye kadar okuduğum en şiirsel ve özlü özetlerden birinde özetliyor: “Güneş Sistemimizin ötesindeki dünyaların her yerde bulunması kafamızı karıştırıyor”.

Bugüne kadar bilinen gezegen sistemlerinin çoğu.

Her Yerdeki Gezegenler

Kepler, 2009'dan beri yalnızca gezegenleri avlıyor, ancak şimdiden yaklaşık 3.000 ekstrasolar gezegen adayı keşfetti (114'ü ekstrasolar gezegen olarak onaylandı). Bu bize, oluşumlarının ender rastlanan ötegezegenler olmaması gerektiğini söyler. Dahası, özellikleri büyük ölçüde değişir. Bazıları Dünya'dan daha küçük, bazıları ise Jüpiter'imizi pısırık gösteriyor. Bazıları yıldızlarının yakınında oluşur, radyasyon ve kavurucu ısı ile yıkanır, diğerleri büyük yörüngelerde soğuk hayatlar yaşar. Bazıları gaz devleri, bazıları kayalıktır, bu da ötegezegenlerin yoğunluğunun bile strafordan demire kadar büyük ölçüde değiştiği anlamına gelir. Sonuç olarak, bu şeyler hemen hemen her yerde bulunabilir. Bir gezegen inşa etmek gerçekten bu kadar kolay mı?

Gezegen oluşumu hakkında düşünmenin iki temel yolu vardır. “aşağıdan yukarı” yaklaşımı denir Çekirdek Toplamaküçük nesnelerin birleşerek daha büyük nesneler oluşturduğu . “yukarıdan aşağıya” yaklaşımı Yerçekimi Kararsızlığıdaha küçük parçalara ayrılan büyük bir gaz ve toz bulutu içerir. Bu paradigmalar mutlak değildir ve iş başında olan başka süreçler olabilir, ancak bunlar şu anda ele alınan temel modellerdir.

Kayalık Bir Gezegen İnşa Etme…Ya Da Değil

Kayalık gezegenleri çekirdek birikiminin bir ürünü olarak ve gazlı gezegenleri yerçekimi kararsızlığının bir sonucu olarak düşünmek biraz mantıklı. Bu zaten başlamak için yeterince doğal bir hipotez. Ancak ortaya çıktığı gibi, şu anki çekirdek birikimi modellerimizle kayalık gezegenler ve gazlı gezegenlerin küçük çekirdekleri inşa etmek, Doğa'daki bu nesnelerin yaygınlığının önerdiğinden daha zor. Bazı mikrometre boyutunda toz taneleri ile başlamanız ve tamamen büyümüş bir gezegenle bitirmeniz gerekiyor. Bu büyüme dokuz büyüklük sırasına kadar uzanıyor. Bu zaten yeterince göz korkutucu değilse, toz, etrafındaki gazın toz tanelerinden daha yavaş hareket etmesi nedeniyle bir tür rüzgarla da karşılaşır. Bu, bir gezegenin olgunlaşması için gereken süreden çok daha kısa bir zaman ölçeğinde tozun yıldıza doğru spiral şeklinde dönmesine neden olan bir sürüklenmeyi ortaya çıkarır. Bu, Metre Boyutlu Bariyer olarak bilinir. En çok ev sahibi yıldızdan yaklaşık 1 AU uzaklıkta bulunan metre büyüklüğündeki toz tanelerini etkilediği için denir, ancak yine de yıldızdan herhangi bir mesafedeki toz taneleri için bir sorundur. Bunu aşmak için, toz taneleri ve çevresi arasındaki sayısız etkileşim dikkate alınarak modeller daha karmaşık hale getirildi, ancak bu modellerin hiçbiri henüz test edilebilir değil. Yazar, Occam'ın Razor'ına atıfta bulunarak, bu tür sağlam, yaygın olarak meydana gelen bir sürecin tamamlanmasını sağlamak için bu tür küçük bozulmalara eğilimli olmaması gerektiğini öne sürerek bu yaklaşımlara şüpheyle yaklaşıyor.

Yerçekimi kararsızlığı paradigması, inandırıcılığı açısından o kadar sınırlı değildir, ancak tam olarak oluşturulmuş bir çalışma teorisi henüz geliştirilmemiştir. Kararsızlığın kendisinin gezegen oluşumunun tek itici gücü olup olmadığı veya belki de çekirdek birikimi ile birlikte çalışıp çalışmadığı henüz bilinmiyor. Girdapların, tıpkı bir bardak biranızı veya bir fincan kakaonuzu çalkaladığınızda ve içlerindeki tozu hapsederek ötegezegenlerde birleşmelerine izin verdiğinizde olduğu gibi gelişebileceği tahmin ediliyor.

Göz atmak

Gezegenleri oluştururken bu senaryolardan hangisinin (varsa) iş başında olduğu net değil. Yaptığımız gibi, sadece sonuca baktığımızda çok zor olduğu ortaya çıkıyor. Kepler Uzay Teleskobu ile, diğerlerinden farklı olarak garip özelliklere sahip birkaç sistem bulduk. Kağıt bunlardan birkaçını özetliyor. Örneğin kendi güneş sistemimiz “normal” görünmüyor. Birçok sistemde, gaz devleri yıldızlarına daha yakın oturma eğilimindeyken, kayalık gezegenler daha uzakta kalır. Ayrıca, sözde sıcak Jüpiterlerin de yaygın olduğu düşünülmüyor, ancak Kepler, tespit edilmesi daha kolay olduğu için birçoğunu hemen buldu. Belki de sonunda, yıldızın yakınında kayalık gezegenler ve daha uzaklarda gazlı gezegenler olan bizimkine benzer daha fazla sistem bulacağız. Gerçekten istediğimiz şey, gezegenleri oluşturmak için bir araya geldiklerinde gezegenimsileri inceleme yeteneğidir. Bunun şu anda mümkün olmadığı düşünülse de yazar, bir astronomun sıradan bir anakol yıldızı yerine bir beyaz cücenin önünden geçen nesneleri incelemeyi önerdiğini belirtiyor. Bu şekilde, daha küçük nesneler ışığın bir kısmını engelleyecek ve Kepler onları görebilecek. Belki de bazı parçaları, çok hızlı bir şekilde keşfettiğimiz daha büyük canavarlar haline gelmeden önce görebiliriz.


Kayalık gezegenler neden gaz devleri ve hatta yıldızlar kadar büyümüyor?

Kepler 10c'nin (dünyanın iki katı büyüklüğünde) yaklaşık olarak kayalık gezegenlerin büyüklüğü kadar olduğunu okudum. Yörüngelerine yeterince kayalık malzeme topladıklarını varsayarsak, kayalık gezegenlerin neden yıldızlar kadar büyük olamayacağını merak ediyorum. https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-10c

Daha büyük olan herhangi bir şey gaz biriktirecek ve bir gaz devi haline gelecektir, çünkü daha büyük kütleleri, hafif ve hareketli gaz moleküllerini daha iyi tutmalarına yardımcı olur.

Bu, Jüpiter veya Neptün'ün içinde dünya boyutunda bir gezegen olabileceği anlamına mı geliyor?

Çoğu kayalık gezegen don çizgisinin içinde oluşur. Bu, yeni oluşan yıldızdan gelen ısının buharlaştığı veya suyu hidrojen ve oksijene ayırdığı bir çizgidir. Bu daha hafif elementler ve gazlar daha sonra güneş rüzgarı yoluyla dış güneş sistemine itilir.

Dış güneş sisteminde kayalık bir gezegen oluşursa ve bu erken bir zamanda, bir gaz devi haline gelir çünkü bunu yapacak kütle oradadır. Geç oluşursa, zaten oluşmuş daha büyük gezegenler tarafından yenilir veya güneş sisteminden atılır.


Kayalık gezegenler neden oluşur? - Astronomi

Ay veya gezegenler Dünya'ya benzer şekillerde mi, aynı zaman diliminde mi yoksa her ikisinde birden mi toplandı? Ayın ve diğer gezegenlerin yığılma geçmişleri Dünya'nınkiyle nasıl karşılaştırılır?

Ay'ın dünya ile aynı şekilde, yani genç güneş sistemindeki enkazdan malzeme toplayan genç güneşin etrafında yörüngede kayalık bir çekirdek olarak oluşması olası değildir. Daha olası bir senaryo, erken dünya (çekirdek oluştuktan sonra, ancak dünya tamamen yığılmadan önce) ile Mars boyutunda kayalık bir cisim arasındaki çarpışmanın bir yan ürünü olarak Ay'dır.

Güneş ve asteroit kuşağı arasındaki gezegenlerin tümü büyük ölçüde silikat kayalardan oluşur. Yani kütlelerinin çoğu "çok yüksek" sıcaklıklarda buharlaşan elementlerden ve bileşiklerden oluşur. Tüm bu tür karasal gezegenler benzer şekillerde oluştu ve içlerinde benzer dikey katmanlara (tipik olarak çekirdek, manto ve kabuk) yol açtı. Ancak onları oluşturan malzeme, genç güneşten uzaklıkla, muhtemelen dar bantlar halinde bir şekilde değişiyordu. İyi bir örnek, Dünya ile Mars arasındaki Fe'nin kütle kesrinin yanı sıra K/Th kütle oranı oranındaki farktır.

Ayın kökenine ilişkin net ve ayrıntılı açıklamalar aşağıdaki sitelerde mevcuttur:

Etki-köken teorisi ile ilgili sorunlar, iyi alıntılanan bir Wikipedia girişinde de vurgulanmıştır.

Ayın kökeni hakkında ek kısa ama anlayışlı bir açıklama şu adreste mevcuttur:

Bu sayfa en son 10 Şubat 2016 tarihinde güncellenmiştir.

Yazar hakkında

Suniti Karunatillake

Suniti Karunatillake, Wabash College, IN'de fizikteki ipleri öğrendikten sonra Ağustos 2001'de Fizik Bölümü'ne doktora adayı olarak girdi. Ancak gezegenlerin çağrısı, çocukluklarında Carl Sagan'ın belgeselleri ve Arthur C. Clarke'ın romanlarıyla aşılandı. , onu orada demirli tutmak için çok güçlüydü. Suniti, bir gezegen kaşifi olmak için Steve Squyres'in yanında çıraklık yaptı. Mars yüzey jeokimyası üzerine tez projesi için çoğunlukla Mars Odyssey Gamma Işını Spektrometresi ve Mars Keşif Gezicilerinden gelen verilerle oynuyor, ancak çoğu zaman Mars'ın hikayesini gerçekleştirmek için çok sayıda uzaktan algılama ve yüzey görevinin sinerjisine güveniyor. Şimdi Stonybrook'ta çalışıyor.


Gazlı gezegenler nasıl oluşur?

Kayalık gezegenlerin oluşma şekliyle aynı şekilde, yerçekimi.

Açıklama:

Güneşe yakın dört kayalık gezegenin ve ardından gaz devlerinin olmasının nedeni yerçekimidir. Yerçekiminin ilk dört gezegeni oluşturan parçacıklar üzerindeki etkisi iki yönden daha büyüktü. Kayalık gezegenleri oluşturan parçacıkların kütlesi gazdan daha büyüktü. Sıcak parçacıklar birikirken ilk dört gezegeni oluşturdular. Bireysel ağırlıkları büyüdükçe, onları daha büyük ve daha büyük hale getiren daha fazla parçacık çektiler.

Gaz devlerini oluşturan gazlar, hızla soğuyan katı gaz toplarına çekildi. Örneğin Jüpiter, %90 hidrojen ve geri kalanı bir yıldız gibi helyumdur. Jüpiter dünyadan 318 kat daha büyük iken toplam kütlesi sadece 2,5 kat daha büyüktür.

Ve Jüpiter 318 kat daha büyük olmasına rağmen, yerçekimi Dünya'nın sadece 2,4 katıdır.


Gezegen Bulutsuları Neden Yaptıkları Gibi Görünüyor?

Gezegenimsi bulutsular, gece gökyüzündeki en güzel nesnelerdir. Onların incecik gaz kabukları uhrevi ve çağrıştırıcıdır. Gözü büyülerler ve izleyicilerin içine çekilmek için hiçbir bilimsel bilgiye ihtiyacı yoktur.

Nasıl yaratıldılar ve neden bu kadar güzel görünüyorlar?

Her şeyden önce, eğer bilmiyorsanız, gezegenimsi bulutsular yanlış adlandırılmıştır. Gezegenlerle alakaları yok. Ancak gökbilimciler, ilk teleskoplarıyla onları ilk kez gözlemlediklerinde, gezegenlere benzediklerini düşündüler. Yanlış adlandırma, William Herschel gibi gökbilimcilerin onları tanımladığı 1780'lere kadar uzanıyor.

Artık farklı biliyoruz. Gezegenimsi bir bulutsunun aslında kırmızı bir dev yıldızın dış atmosferinden fırlatılan ve yıldızın radyasyonuyla aydınlanan gaz katmanları olduğunu biliyoruz. Farklı renkler gazdaki farklı kimyasal elementlerdendir. Ama en baştan başlayalım.

“Fırlatılan malzemeyi nasıl döktüğü ve parçaladığı konusunda ölmekte olan merkez yıldızın etkisini görebiliyoruz.”

Joel Kastner, Rochester Teknoloji Enstitüsü.

Bulutsular, yaklaşık 1 ila 8 güneş kütlesi arasındaki yıldızlarla başlar. Yıldızın füzyon ömrünün sonuna doğru, yıldızın kütleçekimi kütle kaybederken zayıflar. Yıldız genişler ve kırmızı bir deve dönüşür ve atmosferden uzaya gaz katmanları atmaya başlar. Bu katmanlar dışa doğru hareket ederken, tüm bu güzelliğin ortasında gömülü olan yıldızdan gelen morötesi radyasyonla iyonize olurlar. Bu, yıldızdan uzaklaşırken gaz kabuklarını aydınlatıyor, şimdi gezegenimsi bulutsu çekirdeği veya PNN olarak adlandırılıyor.

Gezegenimsi bulutsular astronomik açıdan nispeten kısa ömürlü fenomenlerdir. Sadece birkaç on binlerce yıl yaşarlar. Kendi Güneşimiz bu evrimsel yolu izleyecek ve bir kırmızı dev haline gelecek ve gezegenimsi bir bulutsu oluşturmak için kendi atmosferini atacaktır.

Gezegenimsi bulutsu NGC 2818, açık yıldız kümesi NGC 2818A'nın içinde yuvalanmıştır. Bu gezegenimsi bulutsu bu çalışmanın bir parçası değildir. Kredi: NASA, ESA ve Hubble Miras Ekibi (STScI/AURA)

Amerikan Astronomi Derneği'nin 15 Ocak Cuma günü son 237. toplantısında, Rochester Teknoloji Enstitüsü'nden (RIT) ve Green Bank Teleskobu'ndan bilim adamları, gezegenimsi bulutsuların çarpıcı şekillerini nasıl oluşturduklarına dair yeni araştırmalar sundular. Çalışmaları, iki iyi bilinen gezegenimsi bulutsunun Hubble görüntülerine odaklanıyor: Kelebek Bulutsusu (NGC 6302) ve Mücevher Böceği Bulutsusu (NGC 7027).

2019 ve 2020'de Hubble, her iki bulutsuyu da tam pankromatik ihtişamıyla görüntülemek için Geniş Alan Kamerası 3'ü kullandı. Yakın-ultraviyoleden yakın-kızılötesine kadar olan emisyon çizgisi görüntüleri, gökbilimcilerin bulutsuları ayrıntılı olarak incelemesine olanak sağladı. Bu pankromatik çalışmalar türünün ilk örneğiydi. Bunların tümü, bulutsu oluşum sürecini anlamayı ve ikili yıldız güdümlü bulutsu şekillendirme modellerini test etmeyi amaçlıyor.

Joel Kastner, bu çalışmanın arkasındaki araştırmacılardan biridir. Kastner, Chester F. Carlson Görüntüleme Bilimi Merkezi ve Fizik ve Astronomi Okulu'nda RIT'de profesördür. Çalışmayı açıklayan bir basın açıklamasında Kastner, "Onları inceliyoruz. Ölmekte olan merkez yıldızın, fırlatılan malzemeyi nasıl döktüğü ve parçaladığı konusunda etkisini görebiliyoruz. Şimdi, merkezi yıldızın fırlatıp attığı malzemenin nerede iyonize gazın, nerede daha soğuk tozun hakim olduğunu ve hatta sıcak gazın nasıl iyonize olduğunu, yıldızın UV'si veya şimdiki zamanın neden olduğu çarpışmalar tarafından görüyoruz. , hızlı rüzgarlar.”

Hubble yakın zamanda, “Kelebek Bulutsusu” olarak bilinen NGC 6302 üzerinde, onu yakın ultraviyoleden yakın-kızılötesine kadar daha eksiksiz bir ışık tayfında gözlemlemek için yeniden eğitildi ve araştırmacıların kendi teknik renginde iş başındaki mekaniği daha iyi anlamalarına yardımcı oldu. “kanatlar” gaz. Resim Kredisi: NASA, ESA ve J. Kastner (RIT)

Bu araştırmaya göre, Kelebek Bulutsusu çok genç, yaklaşık 2.000 yaşında. (Roma ordusunun en kötü yenilgisini aldığı aynı zamanda ortaya çıktı.) Bulutsunun bir kısmı daha da genç. “wings” olarak adlandırılan S şeklindeki demir emisyonu özellikleri 2.000 yaşında bile değil.

Araştırma ayrıca başka bir sürprizi de ortaya çıkardı: astronomların merkez yıldız olduğunu düşündükleri şey aslında değildi. Bu aslında Dünya'ya çok daha yakın ve Kelebek ile ilişkili değil. Her şeyin merkezindeki asıl yıldızı belirlemek, James Webb Uzay Teleskobu gibi güçlü bir teleskop gerektirecek ve Kastner, JWST'nin tam da bunu yapacağını umuyor.

Kastner'ın AAS sunumundan Kelebek Bulutsusu'nun bir görüntüsü. Siyah ve beyaz noktalar, gökbilimcilerin merkez yıldız olduğunu düşündükleri şeylerdi. Ancak bu yeni görüntüleme araştırması, bu bulguların yanlış olduğunu gösteriyor. Merkezdeki yıldız sarı renkle gösterilmiştir. İmaj Kredisi: Kastner ve ark.

Bu çalışmadaki diğer bulutsu, Mücevher Böceği Bulutsusu veya NGC 7207'dir.

Solda, Hubble Uzay Teleskobu tarafından 2019'da yakalanan ve 2020'de piyasaya sürülen Mücevher Böceği Bulutsusu'nun (NGC 7027) bir görüntüsü yer alıyor. Araştırmacılar tarafından yapılan daha fazla analiz, sağda, toz nedeniyle yok oluşu gösteren RGB görüntüsünü üretti. iki hidrojen emisyon çizgisinin nispi gücü, kükürtten kırmızı emisyon, hidrojene göre yeşil ve demirden emisyon mavi olarak. İmaj Kredisi: STScI, Alyssa Pagan P. Moraga (RIT) ve ark.

Ekibin Mücevher Böceği Bulutsusu üzerindeki çalışması, Hubble Teleskobu'nun ilk yıllarına kadar uzanan 25 yıllık sürekli izlemeye dayanmaktadır. Paula Moraga Baez, gezegenimsi bulutsularla ilgili bu çalışmada yer alan araştırmacılardan biridir. Baez bir doktora öğrencisidir. astrofizik bilimler ve teknoloji öğrencisi. Basın açıklamasında Baez, Mücevher Böceği'nin 'dairesel simetrik, eksenel simetrik ve nokta simetrik (bipolar) yapıların sıra dışı yan yana dizilişiyle dikkat çekici olduğunu söyledi. sıcak bir merkez yıldızı barındırmasına ve yüksek uyarılma durumları sergilemesine rağmen gaz ve toz.

Bu, sunumda gösterilen slaytlardan birinin ekran görüntüsüdür. NGC 72027'deki Demir II emisyon hatlarını gösteriyor. Moraga, şokların nerede meydana geldiğini gösterdiğini söylüyor. Bu şoklar, farklı iyonlaşma durumlarını yaratan çarpışmaları gösterir. Bu şoklar, gezegenimsi bulutsunun şeklini oluşturmaya yardımcı olur. Resim Kredisi: Moraga, Kastner ve diğerleri, 2021.

Kuzey Genişletilmiş Milimetre Dizisi (NOEMA) Teleskobu da bu araştırmaya katkıda bulundu. Green Bank Gözlemevi'nde doktora sonrası araştırmacı olan Jesse Bublitz, NGC 7207'nin NOEMA görüntülerini analiz etti. X-ışını ve morötesi ışığın bulutsunun kimyasını hâlâ nasıl değiştirdiğini gösteren moleküler izleyicileri tespit edebildi. Birden fazla dalga boyunda birden fazla teleskoptan alınan görüntülerin birleşimi, NGC 7207'nin merkez yıldızından gelen radyasyonun bulutsunun farklı bölgelerini nasıl şekillendirdiğini gösteriyor.

Bublitz, “Bu bulgular için çok heyecanlıyız” dedi. “CO+ ve HCO+'ı mekansal olarak çakışan veya tamamen farklı bölgelerde açıkça gösteren bir yapı bulmayı ummuştuk ki, bunu yaptık. Bu, NGC 7027'nin veya CO+ molekülündeki herhangi bir gezegenimsi bulutsunun ilk haritası ve herhangi bir astronomik kaynağın yalnızca ikinci CO+ haritasıdır.

Sağdaki RGB görüntüsü, sırasıyla UV ve X-ışını süreçlerinin göstergesi olan CO+ (kırmızı) ve HCO+ (mavi) moleküllerinin uzamsal ayrımını ortaya koymaktadır. [O III]'ün (yeşil) çok daha derindeki optik görüntüsü, iyonize atomik yapının ve radyo moleküler gözlemlerin yan yana gelmesini sağlar. İmaj Kredisi: STScI, Alyssa Pagan J. Bublitz (NRAO/GBO) ve ark.

Gezegenimsi bulutsular astronomik açıdan oldukça hızlı bir şekilde oluşturulur. Kırmızı dev yıldız katmanlarını değiştirirken, yıldız rüzgarları bu katmanların gezegenimsi bulutsuları tanımlayan hassas şekiller oluşturmasına yardımcı olur. Ardından, yıldız kütlesini kaybettiğinde, bir gezegenimsi bulutsu çekirdeği (PNN) haline gelir. PNN'den gelen rüzgar, kırmızı devin rüzgarından daha hızlıdır ve kırmızı devden çıkan gaza çarpar. Yıldız rüzgarları arasındaki bu etkileşimler, gezegenimsi bulutsularda sergilenen çok çeşitli şekillerin yaratılmasına yardımcı olur.

Kastner, çalışmalarının, iki rüzgarın bu şekilleri oluşturmak için etkileştiğini kanıtlayan “sigara tabancası” olduğunu söylüyor.

Teori ayrıca, gezegenimsi bulutsuların şeklinin, ata yıldıza görünmeyen ikili bir yoldaş yıldızı gösterebileceğini gösteriyor. Bu sunum, bir yoldaşın kesin kanıtını sunmasa da, bazı görüntüler, ikili yıldız senaryosu ile ilgili olabilecek, zayıf anlaşılan süreçlerin olduğunu gösteriyor.

Bublitz, bulutsuyu şekillendiren iş başındaki üç ayrı jeti gösteren bir görüntü sundu. “Yani, NGC 7207 gezegenimsi bulutsunun aksi takdirde oldukça küresel veya simetrik zarfını yırtan bu periyodik jetler için hep birlikte kanıtlarımız var, bu da onun hala kısa ömründe çok ilginç süreçlerden geçtiğini gösteriyor.”

NGC 7207, şeklinin bir kısmını, zarfını yırtan üç periyodik jetten alır. Resim Kredisi: Bublitz, Kastner ve diğerleri, 2021.

Bu çalışmadaki bulutsular uzun sürmeyecek. Kastner ve meslektaşlarına göre, bunlar en genç ve en hızlı gelişen gezegenimsi bulutsulardan ikisi. Ömürleri kısadır ve oluşturdukları gazlar, sonunda bir beyaz cüce olacak olan ata yıldızdan uzaklaşmaya devam ettikçe, solup kaybolacak ve dağılacaktır.

Bu gazlar sonunda Yıldızlararası Ortamın bir parçası olacak. Bu şekilde, gezegenimsi bulutsular, yeni nesil yıldızların şekillenmesinde önemli bir rol oynar. Bulutsulardan gelen gazlar daha yüksek bir metalliğe sahiptir ve bu gazlardan oluşan yıldızlar daha yüksek bir metalliğe sahip olacaktır. Bu yıldızlardan herhangi birinin etrafında oluşan gezegenler de öyle olacak. Ve Dünya gibi kayalık gezegenler, metallerin oluşmasını gerektirir.

Gezegenimsi bulutsular, onları açıklamak için tüm bu ayrıntılı bilgi olmadan bile büyüleyicidir. Astronomik açıdan, bunlar sadece kısa süreli gaz üflemeleridir. Teknolojik bir uygarlığın göz açıp kapayıncaya kadar, onlar gitti.


En eski yıldızların, öncelikle metal eksikliğinden dolayı gezegenleri yoktu. Bu anlamda metaller, helyumdan daha ağır bir elementtir (bu bağlamda ilgili olmayan bazı ekstra özelliklere sahip). Bağlandığınız makalenin kendisi buna atıfta bulunuyor. Bu, aşağıdakilere yol açar:

  1. Metal içermeyen yıldızlar çok uzun süre dayanmaz. Bir yıldızdaki metaller, füzyonun reaksiyon hızını yavaşlatmak için hareket eder. Metaller olmadan, yıldızlar hızla patlayacakları bir duruma gelirler. Kısa zaman ölçekleri, gezegenlerin oluşması için yeterli zamana izin vermez.
  2. Metaller, gezegenlerin ilk yapı taşı gibi görünüyor. Bu wikipedia makalesi, kayalık ve gaz gezegenleri için mevcut önde gelen teorileri tartışıyor. Temel olarak, ikisi de yeterince büyük bir kaya oluşumuyla başlar ve sonuçta bir gezegen olan zincirleme bir etkiye yol açar. Kayalar hidrojen ve helyumdan oluşamaz, bu da gezegen oluşumunu zorlaştırır.

Aklıma birkaç cevap geldi.

Zaman ölçeği. Popülasyon III yıldızları yalnızca birkaç milyon yıl sürer. Daha önce düşünülenden çok daha kısa bir gezegen oluşumu zaman ölçeğinin kanıtı olarak faturalandırılan bu makale, hala 10 milyon yıldan alıntı yapıyor (uyarı: karasal gezegenler için, ancak yarasadan gaz devleri için bir kaynak bulamadım). Ancak, orada yanılıyorsam, her zaman şu diğer cevaplar vardır:

Bir Popülasyon III yıldızı nasıl bu kadar büyük olabilir? tartışmasının devamında metaliklik bir faktör olabilir. Orijinal yıldızların neredeyse hiç metali yoktu, bu da soğumalarını çok, çok daha az verimli hale getirdi. Bu şekilde daha büyük yıldızlar elde edebilmenizle aynı nedenle, belki de gezegen oluşumu için fazla malzeme kalmayacak?

Çok büyük, tüylü yıldızların üst katmanları, zar zor yerçekimine bağlıdır ve muazzam yıldız rüzgarlarına sahiptirler. Belki de böylesine büyük rüzgarlar ve/veya bir Pop III yıldızının muazzam parlaklığı ya gezegenlerin oluşmasını engelliyor ya da embriyonik gezegenleri yok ediyor?


Kayalık mısın yoksa gazlı mısın? Carnegie gökbilimcileri, süper Dünyaların gizemlerini çözmeye yardımcı oluyor

Pasadena, Kaliforniya&mdash Carnegie&rsquos Johanna Teske liderliğindeki yeni araştırmaya göre, Balık takımyıldızında yaklaşık 100 ışıkyılı uzaklıkta bir yıldız olan GJ 9827, bugüne kadar tespit edilen en büyük ve yoğun süper Dünya gezegenlerinden birine ev sahipliği yapıyor. Bu yeni bilgi, gökbilimcilerin bu tür gezegenlerin oluşum sürecini daha iyi anlamalarına yardımcı olacak kanıtlar sağlıyor.

GJ 9827 yıldızı aslında NASA'nın ötegezegen avcısı Kepler/K2 misyonu tarafından keşfedilen bir üçlü gezegene ev sahipliği yapıyor ve üçü de Dünya'dan biraz daha büyük. Bu, Kepler misyonunun galakside birkaç ila birkaç yüz gün arasındaki periyotlarla en yaygın olduğunu belirlediği boyuttur.

Şaşırtıcı bir şekilde, Güneş Sistemimizde bu boyutta hiçbir gezegen yok. Bu, bilim insanlarını oluşturdukları ve geliştikleri koşullar hakkında meraklandırıyor.

Bir gezegenin tarihini anlamanın önemli bir anahtarı, bileşimini belirlemektir. Bu süper Dünyalar bizim gezegenimiz gibi kayalık mı? Yoksa büyük, gazlı atmosferlerle çevrili katı çekirdekleri mi var?

Bir ötegezegenin neyden yapıldığını anlamaya çalışmak için, bilim adamlarının hem kütlesini hem de yarıçapını ölçmeleri gerekiyor, bu da onların kütle yoğunluğunu belirlemelerine izin veriyor.

Gezegenleri bu şekilde ölçerken, gökbilimciler bir eğilim fark ettiler. Yarıçapları Dünya'nın yaklaşık 1,7 katından daha büyük olan gezegenlerin Neptün gibi gazlı bir zarfa sahip olduğu ve yarıçapı bundan daha küçük olanların ana gezegenimiz gibi kayalık olduğu ortaya çıktı.

Bazı araştırmacılar, bu farkın, gezegenleri çevreleyen uçucular ve düşük kaynama noktalarına sahip su ve karbondioksit gibi maddelerden oluşan ve daha küçük yarıçaplı gezegenler yaratan fotobuharlaşmadan kaynaklandığını öne sürdüler. Ancak bu teoriyi gerçekten test etmek için daha fazla bilgiye ihtiyaç var.

Bu nedenle GJ 9827'nin üç gezegeni özeldir; yarıçapları 1.64 (gezegen b), 1.29 (c gezegeni) ve 2.08 (d gezegeni) ile çok özeldir, bunlar süper Dünya (kayalık) ve Neptün altı (biraz gazlı) gezegenler arasındaki bu ayrım çizgisini kaplar. .

Neyse ki, ortak yazarlar Steve Shectman, Sharon Wang, Paul Butler, Jeff Crane ve Ian Thompson da dahil olmak üzere Carnegie bilim adamlarından oluşan ekipler, Gezegen Bulma Spektrografı (PFS) ile GJ 9827'yi izliyorlardı, böylece kitleleri kısıtlayabildiler. GJ 9827'nin birçok yeni gözlemini almak için uğraşmak yerine, elinde veriler olan üç gezegen.

Teske, "Genellikle, geçiş yapan bir gezegen tespit edilirse, kütlesini ölçmek için yeterli gözlemi toplamak bir yıl değilse de aylar sürer," diye açıkladı Teske. &ldquoGJ 9827 parlak bir yıldız olduğu için, onu Carnegie gökbilimcilerinin 2010'dan beri gezegenler için izledikleri yıldızlar kataloğunda bulduk. Bu, PFS'ye özgüydü.&rdquo

Spektrograf, Carnegie bilim adamları tarafından geliştirildi ve Carnegie'nin Las Campanas Gözlemevi'ndeki Magellan Kil Teleskoplarına monte edildi.

PFS gözlemleri, b gezegeninin Dünya'nın kütlesinin kabaca sekiz katı olduğunu gösteriyor ve bu da onu şimdiye kadar keşfedilen en büyük ve yoğun süper Dünyalardan biri yapacak. Bu iki belirlemedeki belirsizlik çok yüksek olmasına rağmen, c gezegeni ve d gezegeninin kütlelerinin sırasıyla Dünya'nınkinin yaklaşık iki buçuk ve dört katı olduğu tahmin edilmektedir.

Bu bilgi, d gezegeninin önemli bir uçucu zarfa sahip olduğunu düşündürür ve c gezegeninin uçucu bir zarfa sahip olup olmadığı sorusunu açık bırakır. Ancak b gezegeninin kütlesi üzerindeki daha iyi kısıtlama, kabaca yüzde 50 demir olduğunu gösteriyor.

Wang, &ldquoBu üç gezegenin bileşimini saptamak için daha fazla gözleme ihtiyaç var,&rdquo dedi. &ldquoAncak, potansiyel olarak NASA'nın yakında piyasaya çıkacak James Webb Uzay Teleskobu'nu kullanarak, süper Dünyaların nasıl oluştuğuna ve geliştiğine dair fikirlerimizi test etmek için en iyi adaylardan bazıları gibi görünüyorlar.&rdquo

Penn State Üniversitesi'nden NSF Doktora Sonrası Araştırma Görevlisi olan Angie Wolfgang da makalenin ortak yazarlarından.

Üst Resim Altyazısı: Bir sanatçının, ESO'nun izniyle, üç süper Dünya ötegezegenine sahip bir sistem anlayışı.

Gezegen bulma yeteneklerini artırmak için tasarlanan Gezegen Bulucu Spektrografına yapılan yükseltmelerle ilgili en son haberleri buradan kontrol edebilirsiniz.

Bu çalışma Ulusal Bilim Vakfı tarafından desteklenmiştir.

Bu araştırma, Exoplanet Keşif Programı kapsamında Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi ile sözleşmeli olarak California Teknoloji Enstitüsü tarafından işletilen NASA Dış Gezegen Arşivi'nden yararlanmıştır. Bu araştırmada ayrıca, Dış Gezegen Keşif Programı kapsamında Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi ile sözleşmeli olarak California Teknoloji Enstitüsü tarafından işletilen Exoplanet Follow-up Observation Program web sitesinden de yararlanılmıştır.


Kayalık gezegenler neden oluşur? - Astronomi

Bu çok iyi bir soru, hala bilimsel araştırma konusu olan bir soru. İşte temel teori:

Yerçekimi nedeniyle çöken bir soğuk gaz bulutundan oluşan güneş sistemi. Merkezde büyük bir madde küresi oluştu ve sonunda güneş oldu. Bu arada, bulut malzemesinin bir kısmı proto-güneşin (güneşi oluşturmak için yerçekimi çöküşüne maruz kalan gaz bulutu) etrafında döndü ve bir diske dönüştü. Diskte, bazı maddeler bir araya gelerek küçük gezegenler bu yavaş yavaş büyüdü. Merkeze daha yakın olan madde de daha sıcaktı, bu yüzden yalnızca metaller ve kayalar gibi daha yoğun maddeler bir araya gelerek gezegenleri oluşturuyordu, sıcak gaz yakalanmak için çok hızlı hareket ediyordu. Uzakta, her şey daha soğuktu, böylece hidrojen ve helyum gibi gazlar da yeni gezegenler tarafından emilebilirdi. Yani güneşe daha yakın gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars) küçük ve kayalık, daha uzakta olanlar (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) büyük gaz devleridir.

Güneşten daha soğuk olduğu için, büyük gaz devlerinin de uyduları oluşturması daha kolaymış gibi görünüyor (aslında Dünya ve Mars'ın uydularını nasıl aldıkları konusunda oldukça tartışmalı bir durum var). Anlaşılan, bu aylar muhtemelen gezegenin uçup gitmek veya gezegene çarpmak yerine halkalara yakaladığı malzemeyi tuzağa düşürmeye yardımcı oluyor.. Ayrıca halkalar kısmen güneşe yakın olmayan donmuş gazlardan yapılmış gibi görünüyor. Yani işin özü şu daha uzaktaki gaz devlerinin, iç kayalık gezegenlerden daha fazla halka oluşturma ve tutma olasılığı daha yüksektir.


Jüpiter'in İçini Keşfetmek

Şekil 1. Görüntü Kaynakları: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill https://www.nasa.gov/image-feature/jpl/dark-and-stormy-jupiter.

Güneş sistemimizdeki en büyük gezegen olan Jüpiter, yüzyıllardır insanların meraklı zihinlerini ateşledi. Jüpiter'i çevreleyen birçok gizem arasında, iç kısmı, anlamaya çalıştığımız en büyüleyici sırlardan biri olmaya devam ediyor. Although there is no certainty, it is widely accepted that Jupiter has a core and we will explore theories about its composition that support this theory. The spacecraft, Juno, is currently orbiting Jupiter to delve deep in discovering the planet’s evolution and atmosphere, sending back information that continues to amaze peoples minds. Jupiter’s core and composition will be assessed to determine what really lies in Jupiter’s interior and for the possibility of the core being composed of dense materials instead of solids.

About Jupiter

Figure 2. A true-color simulated image of Jupiter pieced together by four images taken by NASA’s Cassini spacecraft on December 7, 2000. Image credit: NASA/JPL/University of Arizona https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=pia02873

Named after the king of the Roman gods, Jupiter formed about 4.5 billion years ago. Jupiter is the biggest planet in our solar system, with a radius of 43,440.7 miles, and is the fifth planet from the Sun. The distance between Jupiter and the Sun is 484 million miles, or 5.2 astronomical units (AU), therefore taking sunlight 43 minutes to reach its surface. 1

Jupiter is predominantly composed of hydrogen and helium, making it a gas giant. Deep inside its atmosphere, pressure and temperatures increase, and compress the hydrogen into a liquid creating the largest ocean in the solar system. Jupiter likely has three distinct cloud layers that altogether span close to 44 miles (71 kilometers). The top layer is thought to be composed of ammonia ice, with the middle layer to be ammonium hydro-sulfide crystals, and the innermost layer to be water ice and vapor. With its fast rotation, it is believed that it drives electrical currents in this region and generates its magnetic field which influences the region of space called the Jovian magnetosphere. It reaches 600,000 to 2 million miles towards the Sun, and tapers almost 600 million miles behind Jupiter. This magnetic field rotates with the planet and collects any particles with an electric charge. 1

Figure 3. A visual representation of Jupiter’s large magnetosphere. Image credit: John Spencer http://www.boulder.swri.edu/

Planet and Solar System Formation

The history of how our solar system has formed remains a challenge to explain as we are unable to study the process itself. The current understanding of the theory for the formation of planets is related to that of stars and the overall creation of the solar system.

Figure 4. Artist’s conception of a protoplanetary disk. Image credit: NASA/JPL-Caltech/T. pil
https://exoplanets.nasa.gov/news/229/these-arent-the-planets-youre-looking-for/

The prevailing theory is that a star and its planets are formed out of a collapsing interstellar cloud of dust and gas within a larger cloud called a nebula. As the material in the cloud collapses, gravity pulls the materials closer together. The center of the cloud is compressed and rises in temperature, causing the material to churn and flatten into circumstellar or protoplanetary disks (Figure 4). 5

These flat rotating disks of dust and gas reaching up to tens to hundreds of AU, are the birthplace of planets. 6 The disk continues to spin around the star, and the material within begins to stick together and grow, attracting more material as the disk becomes larger. At this point, the baby planets, or planetesimals, begin to form. The interior is composed of mostly rocky materials, while the exterior is composed of gas and ice. This allowed for the formation of smaller, rocky planetesimals close to the star to form, such as Mercury, Venus, Earth and Mars. Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune are giants of ice and gas and were formed further away. 5

Jupiter is believed to be the first planet to have formed in the solar system. The massive gas giant was supposedly formed one million years after the formation of the Sun. This was difficult to discover as we previously had no samples from anything beyond Jupiter’s asteroid belt. Thomas Kruijer, a researcher at Lawrence Livermore National Laboratory, stated that isotopes from meteorite samples had to be used and examined to determine Jupiter’s maximum age. 7

It was theorized that after Jupiter formed, it had migrated closer and then farther away from the Sun. This path that Jupiter took is called the Grand Tack. According to this model, Jupiter was likely formed around 3.5 AU from the Sun, however, but the wild currents of gas and dust particles caused the planet to roam as close as 1.5 AU, the orbit that Mars is currently in. 8 Saturn also followed this pattern before all of the dust particles between them were driven out and the two planets’ bound paths became inverted. 8 The end result of this migration placed Jupiter where it currently resides, at 5.2 AU from the Sun.

Figure 5. A Solar Sytem model. Image credits: CC 2.0 https://www.flickr.com/photos/[email protected]/2818891443

Figure 6. An artist’s interpretation of a a young sun-like star surrounded by a planet-forming disk of gas and dust. Image credit: NASA/JPL-Caltech
https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA12008

With current understandings, a critical component of planetary formation is the necessity of a dense core for the accumulation of materials and elements. The key to understanding what composes Jupiter’s core lies within understanding how the planet itself was formed. The theories on how Jupiter was formed is directly related to what lies at its core. However, much like what Jupiter’s core is actually made of, the planet’s detailed formation is also a mystery. The most popular theory on how gas giants were formed is the core-nucleated accretion theory, which involves gas being gravitationally accreted onto a sufficiently massive core. 10 With the interior of the protoplanetary disk being exposed to more rocky conditions, which produced the terrestrial planets, and the exterior to ice and gas, it is probable that at the center of Jupiter lies a core composed of rock or ice. 5

Theories on Jupiter’s Core

Data from the Galileo probe mass spectrometer that was dropped into Jupiter revealed that Jupiter is depleted in water and oxygen, but has carbon levels 1.7 times higher then the Sun. Using this information, it was questioned where all the water that had helped build Jupiter’s core was. It was proposed in 2004 that instead of water ice, Jupiter’s core was originally made of mainly tar, as tar is sticky and collects more rocks and is more durable compared to water ice. During the initial formation, the core grew large enough to accrete gas from the solar nebula these gases were hydrogen and helium. The accretion caused energy to heat up Jupiter and caused the tar to react and create methane, the third most abundant gas found in the solar system. 12

It was proposed in 2010 that Jupiter’s core composition has actually shrunk due to a collision with a protoplanetary and has a mixture of hydrogen, helium and heavy elements. With such a large body crashing into Jupiter’s core, there is a possibility that the collision could have lead to the core decaying and gases to rise up to Jupiter’s upper atmosphere layer. 13

Another theory is that Jupiter has no core at all. After the Sun’s birth, it is theorized that a large cloud of gas and dust surrounded the Sun, and in this cloud contained the initial materials to form Jupiter. As the temperature cooled down, the cloud condensed, which lead to small particles such as gas and dust to accumulate and caused density discrepancy among different regions. This accumulation enhanced gravitational power until it became large enough to form Jupiter. 11

Figure 7. A model of Jupiter’s interior, composed of a rocky core and a layer of liquid metallic hydrogen. Image credit: Kelvinsong CC BY-SA 3.0 https://en.wikipedia.org/wiki/Jupiter#/media/File:Jupiter_diagram.svg

Juno’s Mission to Jupiter

Juno’s principle goal is to understand Jupiter’s origin and evolution. Its mission objective is to explore its atmosphere in order to measure composition, temperature, cloud motions and discover what percentage of Jupiter’s atmosphere is water, which would give further evidence towards which planet formation theory is correct. Juno will also map Jupiter’s magnetic and gravitational fields, study its interior to determine if there is a core, as well as its magnetosphere near the north and south poles. 18

Figure 8. The Juno spacecraft and its science instruments. Image credit: NASA/JPL https://www.nasa.gov/mission_pages/juno/spacecraft/index.html

Juno was launched August 5th, 2011, from Cape Canaveral, Florida. 19 But the spacecraft circuited our solar system for five years for regular check-ups and testing on its equipment before returning to Earth for a boost. 20 When two objects in space fly near each other, they each feel a gravitational pull, but the smaller object will feel a bigger tug. When Juno reached Earth, a technique called the gravity assist, Juno took a small amount of the planets’ momentum to orbit the Sun, and used it to reach Jupiter. This flyby was essential to the mission’s success as during the time of launch, there was not a rocket powerful enough to send a spacecraft directly to Jupiter. 21

Juno arrived in Jupiter’s orbit on July 4th, 2016. To enter Jupiter’s orbit, Juno needed to complete the Jupiter Orbit Insertion, where it fired its engines at exactly the right moment and direction for the right amount of time entirely on its own to safely enter into orbit. Juno relies on solar power, so it needs to stay exposed to sunlight in Jupiter’s orbit, an area which is called the polar orbit. This orbit will take Juno over Jupiter’s poles, in a north-south direction. It takes Juno 11 days to complete a revolution around Jupiter, so a route was designed for Juno to cover the entirety of Jupiter’s surface by the time the mission is complete. 22

On Juno’s 11th orbit around Jupiter, it was discovered that the rotating zones and belts seen in the atmosphere can reach up to

1,900 miles (3,000 kilometers). Hydrogen is then conductive enough to be dragged into near-uniform rotation by the immensely powerful magnetic field. This data also held information about Jupiter’s interior structure and its composition. Regions of

Figure 9. An artist’s concept of the lightning distribution in Jupiter’s northern hemisphere, using a JunoCam image. Image credit: NASA/JPL-Caltech/SwRI/JunoCam https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7151

surprising magnetic field intensity were discovered on Jupiter, with the northern hemisphere having more complex magnetic fields then the southern hemisphere. Around halfway from the equator and the north pole is an area of intense and positive magnetic field, but it is bordered by areas that are negative and less intense. The magnetic field is different in the southern hemisphere, as it is consistently negative with increasing intensity. 23

On Juno’s 12th orbit, its discoveries were sent back to NASA to reveal the origins of Jupiter’s mysterious lightning (Figure) and help to improve our understanding of Jupiter’s thermal composition. Using the Microwave Radiometer Instrument (MWR), Juno detected 377 lightning discharges from its first eight orbits. These discoveries showed that the lightning distribution was found at both poles, but most of the activity was at the north pole. Scientists believe that this is because heat is generated from the sunlight that heats up the equator and creates stability in the upper atmosphere as warm air is prevented from escaping. But the poles don’t have this stability, and this allows warm gases from the interior to rise, driving convection and thus creating lightning. Juno’s 13th science pass will be completed on July 16th, 2018. 24

Juno has yet to come to a general consensus of what Jupiter’s core is made of, though it is still one of the primary reasons of this mission. With Juno’s mission extended until 2021, hopefully the answer to what Jupiter’s core is composed of will be discovered. 25

Sonuç

As Jupiter was the first planet formed in our solar system, the planet could contain many answers to the mysteries of what our solar system and its planets are composed of. With many elements pertaining to Jupiter that remain unknown, there are ongoing efforts to seek explanations. When seeking to understand what Jupiter’s core could be composed of, it is important to look at how a gas giant is formed. Information such as where Jupiter may have originally been formed, its atmospheric and central composition, elements such as metallic hydrogen and Jupiter’s magnetosphere and the multitude of possible theories can help contribute to Jupiter’s interior. With Juno’s ongoing mission to orbit Jupiter until 2021, we can potentially learn what Jupiter’s interior contains and finally have an answer for one of the greatest mysteries of our solar system.