İçeriğe atla

Hungaria asteroitleri

"Hungaria asteroiti" buraya yönlendirilmektedir. Grubun, adını aldığı asteroit için 434 Hungaria sayfasına bakınız.

Hungaria asteroitleri veya Hungaria grubu, asteroit kuşağında yer alan ve Güneş'in etrafındaki yörüngesinde 1,78 ila 2,00 astronomik birim (AU) arasındaki yarı büyük eksen (bir elipsin en uzun yarıçapı) ile dönen dinamik bir asteroit grubudur.[1][2] Bunlar, Güneş Sistemi'ndeki asteroitlerin en içteki yoğun grubudur (Dünya'ya yakın asteroitler çok daha seyrektir) ve adlarını en büyük üyesi olan 434 Hungaria'dan alırlar. Hungaria grubu, popülasyonuna hakim olan ve çarpışma sonucu oluşmuş bir asteroit ailesi olan Hungaria ailesi'ni (FIN: 003) içerir.[3][4]

Tanım

Jüpiter'in yörüngesine kadar uzanan asteroit grupları, dış merkezlik ile yarı büyük eksen arasındaki ilişkiyi göstermektedir. Hungaria asteroitleri, solda en yoğun mavi grup olarak görülmektedir. Asteroit kuşağının çekirdek bölgesi ise kırmızı renkte gösterilmiştir.
Yukarıdaki grafikle aynı, fakat burada yarı büyük eksene karşı eğiklik gösteriliyor. Hungaria asteroitleri mavi renkte (en üstte) en soldaki yoğun gruptur.

Hungaria asteroitleri, tipik olarak aşağıdaki yörünge öğelerine sahiptir:[1][2]

Hungaia grubuna mensup olan asteroitlerin birçoğunun tayf türü E-tipidir; bu da son derece parlak enstatit yüzeylere ve tipik olarak 0,30'un üzerinde albedolara sahip oldukları anlamına gelmektedir. Yüksek albedolarına rağmen hiçbiri dürbünle görülemez çünkü çok küçüktürler: en büyüğü (434 Hungaria ) yalnızca 11 km çap büyüklüğü civarındadır. Ancak bunlar amatör teleskoplarla düzenli olarak görülebilen en küçük asteroitlerdir.[5]

Hungaria grubu asteroitlerin nereden geldiği iyi bilinmektedir. Jüpiter ile 2,06 AU'luk yarı-büyük eksende yer alan 4:1 yörünge rezonansında, yörüngedeki herhangi bir cisim son derece eksantrik ve kararsız bir yörüngeye zorlanmak için yeterince güçlü bir şekilde tedirgin edilir ve bunun sonucunda en içteki Kirkwood boşluğu oluşur. 4:1'lik bu rezonansın içinde, düşük eğimli yörüngelerdeki asteroitler, 4:1 Kirkwood boşluğunun dışındakilerin aksine, Mars'ın çekim alanından güçlü bir şekilde etkilenirler. Burada, Jüpiter'in etkisi yerine, Mars'ın oluşturduğu tedirginlikler, Güneş Sistemi'nin ömrü boyunca, 4:1 Kirkwood boşluğunun iç kısmındaki tüm asteroitleri, Mars'ın yörünge düzleminden yeterince uzak olanlar dışında, gezegenin çok daha küçük kuvvetler uyguladığı yerlere fırlatmıştır.[1]

Bu durum, 4:1 rezonansının içinde kalan tek asteroit yoğunluğunun, oldukça düşük eksantrikliklere sahip olmalarına rağmen, yüksek eğimli yörüngelerde bulunduğu bir durum ortaya çıkarmıştır. Bununla birlikte, Güneş Sistemi tarihinde şu anda bile, bazı Hungaria asteroitleri Mars'ın yörüngesini geçmekte ve Jüpiter'in etkisinin baskın olduğu asteroit kuşağının "çekirdeğindeki" asteroitlerin aksine Mars'ın etkisi nedeniyle Güneş Sisteminden atılma sürecindedir.[6]

Mars'ın yörüngesindeki uzun vadeli değişikliklerin, Hungaria asteroitlerinin günümüzdeki yerlerinden ayrılmalarında kritik bir faktör olduğuna inanılmaktadır. Bugün gözlemlenen uç değerlere benzer ve hatta biraz daha yüksek olan maksimum dışmerkezliklerde Mars, Hungaria asteroitlerini tedirgin edecek ve yükselen düğümleri Mars'ın günötesine boylam olarak yakın olduğunda onları daha da dışmerkezli ve kararsız yörüngelere doğru zorlayacaktır.[7] Bu da sonuçta milyonlarca yıl boyunca kısa ömürlü Amor asteroitlerinin ve Dünya geçişlilerin oluşumuna yol açacaktır.

E-kuşağı

Dış merkezliğe karşı yarı büyük eksen: Varsayımsal E-kuşağı asteroitlerinin (yeşil çizgi) eski konumu, mevcut ana kuşak asteroitleri (kırmızı noktalar) ve Hungaria asteroitleri (yeşil noktalar) ile birlikte.
Ana madde: E-kuşağı asteroitleri

Hungaria asteroitlerinin varsayımsal E-kuşağı asteroit popülasyonunun kalıntıları olabileceği düşünülmektedir.[8] Nice modeli altında yapılan simülasyonlara göre, bu varsayımsal E-kuşağının çoğunun dağılmasına Güneş Sistemi'nin dev gezegenlerinin dışa doğru göçü neden olmuş olabilir. Bu dağılmış E-kuşağı asteroitleri de Geç Ağır Bombardıman'ın çarpıştırıcıları olabilir.[8]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ a b c Spratt, Christopher E. (April 1990). "The Hungaria group of minor planets". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Cilt 84. ss. 123-131. Bibcode:1990JRASC..84..123S. ISSN 0035-872X. 28 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ağustos 2018. 
  2. ^ a b Warner, Brian D.; Harris, Alan W.; Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Bottke, William F. (November 2009). "Analysis of the Hungaria asteroid population" (PDF). Icarus. 204 (1). ss. 172-182. Bibcode:2009Icar..204..172W. doi:10.1016/j.icarus.2009.06.004. 9 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 25 Ağustos 2018. 
  3. ^ Ćuk, Matija; Gladman, Brett J.; Nesvorný, David (2014). "Hungaria asteroid family as the source of aubrite meteorites". Icarus. Cilt 239. ss. 154-159. arXiv:1406.0825 $2. Bibcode:2014Icar..239..154C. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.048. 
  4. ^ Galiazzo, Mattia A.; Bazsó, Ákos; Dvorak, Rudolf (2013). "Fugitives from the Hungaria region: Close encounters and impacts with terrestrial planets". Planetary and Space Science. Cilt 84. ss. 5-13. arXiv:1210.1418 $2. Bibcode:2013P&SS...84....5G. doi:10.1016/j.pss.2013.03.017. 
  5. ^ Asteroid lightcurves 8 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  6. ^ Milani, Andrea; Knezevic, Zoran; Novakovic, Bojan; Cellino, Alberto (June 2010). "Dynamics of the Hungaria asteroids" (PDF). Icarus. 207 (2). ss. 769-794. Bibcode:2010Icar..207..769M. CiteSeerX 10.1.1.151.6659 $2. doi:10.1016/j.icarus.2009.12.022. 22 Şubat 2018 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ağustos 2018. 
  7. ^ Vitagliano, Aldo (2007). "Distance of Mars from Earth". 7 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Nisan 2024. 
  8. ^ a b Bottke, Bill (14 Ağustos 2011). "Late, Late Heavy Bombardment - Bill Bottke (SETI Talks)". YouTube. SETI Institute. 30 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Nisan 2024. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Asteroit</span> yörüngeleri çoğunlukla Mars ile Jüpiter gezegenleri arasında kalan gökcisimleri

Asteroit,, iç Güneş Sistemi'nde yörüngede dönen ve meteoroitlerden daha büyük, fakat cüce gezegenlerden daha küçük olan bir küçük güneş sistemi cismidir. Atmosferi olmayan metalik veya kayalık cisimlerdir. Asteroitlerin boyutları ve şekilleri, cüce gezegenler de dahil olmak üzere önemli ölçüde farklılık gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Ceres (cüce gezegen)</span> Güneşe en yakın aynı zamanda en küçük cüce gezegen

Ceres, Güneş'e en yakın cüce gezegen ve Mars ile Jüpiter arasında yer alan ana asteroit kuşağındaki en büyük gök cismidir.

<span class="mw-page-title-main">Asteroit kuşağı</span>

Asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'nde Güneş merkezli ve kabaca Jüpiter ile Mars gezegenlerinin yörüngeleri arasındaki uzayı kaplayan torus şeklinde bir bölgedir. Bu bölgede asteroit veya küçük gezegen olarak adlandırılan çok sayıda katı ve düzensiz şekillerde gök cisimleri bulunur. Tanımlanan nesneler çok farklı boyutlarda olabilir, fakat gezegenlerden çok daha küçüklerdir ve birbirlerinden ortalama olarak bir milyon kilometre uzaklıklarda bulunurlar. Bu asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'ndeki diğer asteroit popülasyonlarından ayırt edilebilmesi için ana asteroit kuşağı veya ana kuşak olarak da adlandırılır.

<span class="mw-page-title-main">Kirkwood boşlukları</span>

Bir Kirkwood boşluğu, ana kuşak asteroitlerin yörüngelerinin yarı büyük eksenlerinin dağılımındaki bir boşluk veya çukurdur. Jüpiter ile yörüngesel rezonansların konumlarına karşılık gelirler.

Nice modeli, Güneş Sistemi'nin dinamik evrimi için önerilmiş bir senaryodur. Adını, ilk olarak 2005 yılında geliştirildiği Côte d'Azur Gözlemevinin bulunduğu Fransa'nın Nice kentinden almıştır. Model temel olarak ön gezegen diskinin dağılmasından uzun bir süre sonra dev gezegenlerin ilk oluşum yapılanmasından mevcut konumlarına doğru hareket ettiğini öne sürmektedir. Bu yönüyle Güneş sisteminin oluşumuna dair öne sürülen önceki modellerden farklıdır. Bu gezegen hareketi, Güneş sisteminin dinamik simülasyonlarındaki Geç Dönem Ağır Bombardımanı, Oort bulutunun oluşumu ve Kuiper kuşağı cisimleri, Jüpiter truvaları ve Neptün ötesi cisimler de dahil olmak üzere küçük Güneş sistemi kütlelerinin ortaya çıkışı gibi tarihi olayları açıklamak için kullanılır.

<span class="mw-page-title-main">72 Feronia</span> Asteroit

72 Feronia, oldukça büyük ve karanlık bir ana kuşak asteroitidir. Bu, 29 Mayıs 1861'de New York Eyaleti, Hamilton Koleji'inden C. H. F. Peters tarafından yapılan ilk asteroit keşfiydi. Başlangıçta Peters'ın zaten bilinen 66 Maja asteroidini gördüğü düşünülüyordu ancak Truman Henry Safford bunun yeni bir gök cismi olduğunu gösterdi. Safford bu asteroide Roma doğurganlık tanrıçasının adı olan Feronia'nın adını verdi.

Cyrene, küçük gezegen tanımı 133 Cyrene, JC Watson tarafından 16 Ağustos 1873'te Michigan, Ann Arbor'da keşfedilen ve adını kral Hypseus'un kızı Cyrene'den alan oldukça büyük ve çok parlak bir ana kuşak asteroididir. Spektrumuna göre S-tipi bir asteroit olarak sınıflandırılır. Jüpiter ile 2:1 ortalama hareket rezonansının yakınında yörüngede dönen Hecuba asteroit grubunun bir üyesi olarak listelenir.

Veritas, son yüz milyon yılın en büyük asteroit çarpışmalarının birine karışma ihtimali olan, karbon yapıya sahip bir Veritasyan asteroididir. Alman gökbilimci Max Wolf tarafından 3 Eylül 1902'de Heidelberg Gözlemevi'nde keşfedildi.

Hecuba, oldukça büyük ve parlak bir ana kuşak asteroitidir. 2 Nisan 1869'da Karl Theodor Robert Luther tarafından keşfedildi ve Yunan Mitolojisindeki Truva Savaşı efsanelerinde Kral Priamos'un karısı Hecuba'nın adını almıştır. Bu nesne Güneş'in yörüngesinde 5,83 yıl periyodu ve 0,06 eksantriklik ile döner. Jüpiter gezegeniyle 2:1 ortalama hareket rezonansının yakınında yörüngede döndüğü keşfedilen ilk asteroit olup Hecuba asteroit grubunun adaşıdır.

<span class="mw-page-title-main">Asteroit ailesi</span> benzer uygun yörünge unsurlarını paylaşan asteroit popülasyonu

Bir asteroit ailesi, yarı büyük eksen, eksantriklik ve yörünge eğikliği gibi benzer uygun yörünge öğelerini paylaşan bir asteroit grubudur. Aile üyelerinin geçmişteki asteroit çarpışmalarının parçaları olduğu düşünülmektedir. Bir asteroit ailesi, üyeleri bazı geniş yörünge özelliklerini paylaşırken, başka türlü birbirleriyle ilgisiz olabilen asteroit grubundan daha spesifik bir terimdir.

Concordia, 4,44 yıllık bir periyotla, 2,7 AU'luk bir yarı ana eksene ve 0,043'lük düşük bir eksantrikliğe sahip oldukça büyük bir ana asteroit kuşağı asteroididir. C-tipi bir asteroit olarak sınıflandırılır, yani yüzeyi çok karanlıktır ve bileşimi muhtemelen karbonludur.

<span class="mw-page-title-main">832 Karin</span> Asteroit

832 Karin, Güneş'in etrafında dönen küçük bir gezegendir. Kendi adını taşıyan Karin Kümesi'nin en büyük ve en parlak üyesidir. 2002'de bulunan Karin Kümesi, çok genç olmasıyla dikkat çekiyor. Şu anda yalnızca 5,8 milyon yıl önce bir çarpışmada oluştuğuna inanılıyor.

Zwetana, Güneş'in yörüngesinde dönen küçük bir ana asteroit kuşağı asteroitidir.

Hungaria, iç asteroit kuşağında yörüngede dönen nispeten küçük bir asteroittir. E-tipi bir asteroittir. Asteroit kuşağının çekirdeğinin dışında duran 1:4 rezonansta, Kirkwood boşluğunun iç tarafında Güneş'in yörüngesinde dönen Hungaria asteroit ailesinin ilk üyesi olması nedeniyle, gruba ismini vermiştir.

<span class="mw-page-title-main">149 Medusa</span> Asteroit

Medusa, Fransız astronom J. Perrotin tarafından 21 Eylül 1875'te keşfedilen ve adını Yunan mitolojisindeki yılan saçlı canavar Gorgon Medusa'dan alan, parlak renkli, taşlı bir asteroit kuşağı asteroididir. 3,21 yıllık periyot ve 0,065 eksantriklik ile 2,17 AU uzaklıkta Güneş'in etrafında döner. Yörünge düzlemi, ekliptik düzlemine 0,94°lik bir açıyla hafifçe eğilir.

<span class="mw-page-title-main">E-tipi asteroit</span>

E-tipi asteroitler, enstatit (MgSiO3) akondrit yüzeylerine sahip olduğu düşünülen asteroitlerdir. Hungaria asteroitleri olarak da bilinen asteroit kuşağının başlangıç kısımlarındaki asteroitlerin büyük bir bölümünü oluştururlar, ancak asteroit kuşağına tam olarak girildikçe hızla çok nadir hale gelirler. Bununla birlikte, 64 Angelina gibi asteroit kuşağının iç kenarından oldukça uzakta olanları da bulunmaktadır. Bu durumun değişime uğramış bir asteroidin oldukça incelmiş olan mantosundan kaynaklandığı düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Küçük gezegen grupları listesi</span>

Bir küçük gezegen grubu çoğunlukla benzer yörüngeleri izleyen küçük gezegenler ve cisimlerden oluşan gruptur. Bu grupların üyeleri, bir asteroit ailesinden farklı olarak genellikle birbirlerinden bağımsızdır. Bir grubu adlandırmak için genellikle keşfedilen ve muhtemelen en büyükleri olan cismin adı tercih edilmektedir.

Adeona ailesi, adını ana cismi 145 Adeona'dan alan ve ana kuşakta yer alan büyük bir asteroit ailesidir. Tayf tipleri genellikle karbonlu C-tipidir ve 2014 itibarıyla 2.236'dan fazla aile üyesi asteroit tanımlanmıştır. Simülasyon çalışmalarına dayanarak, Adeona aielesinin tipik bir asteroit ailesi yaşına kıyasla en fazla 600 milyon yıl yaşında olduğu tahmin edilmektedir.

Hecuba boşluğu asteroitleri, dış ana kuşak asteroitlerini Cybele grubundan ayıran sınır çizgisi olarak da kabul edilen, asteroit kuşağındaki en büyük Kirkwood boşluklarından biri olan Hecuba boşluğunda 3,27 AU'da bulunan dinamik bir rezonans asteroit grubudur. Hecuba boşluğunda bulunan bir asteroit, Mars'ın veya Jüpiter'in yörüngesiyle kesişene kadar uzun bir süre boyunca yavaş yavaş yörüngesini bozabilecek olan gaz devi Jüpiter ile 2:1 ortalama hareket rezonansında kalmaktadır. Hecuba boşluğundaki bir asteroidin yörüngesinin dinamik istikrarına bağlı olarak üç alt grup olduğu ortaya atılmıştır. Bunlar, tahmini ömrü 100 milyon yıldan fazla olan, marjinal olarak kararsız Griqua asteroitleri, kararlı Zhongguo asteroitleri ve dinamik ömrü 70 milyon yıldan daha az olan son derece dengesiz isimlendirilmemiş diğer bir alt gruba ayrılmış alt gruplardır.

Eos ailesi, asteroit kuşağının dış bölgesinde yer alan çok büyük bir asteroit ailesidir. K-tipi asteroitlerden oluşan bu ailenin eski bir yıkıcı çarpışma sonucu oluştuğu düşünülmektedir. Ailenin ana cismi 221 Eos asteroitidir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.