İçeriğe atla

M-tipi asteroit

ESA Rosetta Uzay Aracı tarafından 2010 yılında bir uçuş sırasında çekilen M tipi asteroid 21 Lutetia'nın görüntüsü

M tipi (veya M sınıfı) asteroitler, diğer asteroit sınıflarına göre daha yüksek oranlarda demir-nikel gibi metal fazları içerdiği görülen ve yaygın olarak demir göktaşlarının kaynağı olduğu düşünülen spektral bir asteroit sınıfıdır.[1][2]

Tanım

Bu sınıfa dahil olan Asteroitler, genel olarak saf ve düz kırmızımsı eğimli absorpsiyon spektrumlarına ve orta derecede optik albedolarına göre M tipi olarak sınıflandırılır. Spektral olarak E-tipi ve P-tipi asteroitlerle birlikte daha büyük X-tipi asteroit grubuna dahil edilirler. Bu sınıflandırma öncesinde E ve P tipleri M tipinin içinde yer almaktaydı. Bu nedenle diğerlerinden yalnızca aşağıda gösterilen optik albedo farklılıkları ile ayırt edilebilirler.[3]

P-tipialbedo < 0.1
M-tipialbedo 0.1 ve 0.3 arasında
E-tipialbedo > 0.3

Özellikler

Bileşenleri

Sınıflandırmada kullanılan "M" harfinin nedeni olan metal açısından zengin olduğu yaygın olarak varsayılsa bile, M-tipi asteroitlerdeki yüksek metal içeriğine dair kanıtlar, makul olmakla birlikte dolaylıdır. Spektrumları demir göktaşları ve enstatit kondritlerinkine[4] benzerlik göstermektedir. Radar gözlemleri, albedolarının diğer asteroit sınıflarından çok daha yüksek düzeylerde olduğuna işaret etmektedir.[5] Bu durum demir-nikel gibi daha yüksek yoğunluklu bileşimlerin var olduğu teziyle tutarlıdır. Neredeyse tüm M-tipleri, daha yaygın olan S ve C tipinden en az iki kat daha yüksek albedoya sahip olup, kabaca üçte biri ise ~3 kat daha yüksek albedoya sahiptir.[1]

M tipinin yüksek çözünürlüklü spektrumları bazen 0,75 μm'ten uzun ve 0,55 μm'den ince küçük farklı özellikler göstermiştir.[6] Silikatların varlığı birçoğunda belirgindir[7][8] ve önemli bir kısmı 3 μm'da hidratlı silikatlara atfedilen soğurma özelliklerinin kanıtlarını göstermektedir.[9] Bu silikat varlığı, M tipi asteroitlerin demir çekirdeklerden oluştuğu yönündeki geleneksel iddiaların güvenilirliğini azaltmaktadır.

M-tipi asteroitler için olası meteorit analogları
Karakteristik Widmanstätten desenine sahip bir demir-nikel göktaşı.
Metaller ve silikatların bir karışımını gösteren bir mezosiderit.
Metaller ve silikatların (enstatit) bir karışımını gösteren bir enstatit kondrit.
Metal açısından zengin bir karbonlu kondrit veya benkübinit.
Demir-nikel ve olivinden oluşan taşlı demir palasit.

Hacimsel yoğunluk ve gözeneklilik

Bir asteroidin kütle yoğunluğu, bileşikleri ve diğer göktaşlarıyla olan benzerleri hakkında ipuçları sağlar.[10] M-tipleri için, önerilen analoglar bazı karbonlu kondrit türleri için ~3 g/cm3 ile demir-meteoritlerde bulunan demir-nikel için yaklaşık 8 g/cm3 arasında değişen kütle yoğunlukları olarak belirtilmektedir.[2][4][9] Bir asteroidin hacimsel yoğunluğu ve onu oluşturan malzemelerin yoğunluğu göz önüne alındığında, gözenekliliği hesaplanabilir. Bu kapsamda da asteroidin iç yapısı hakkında tutarlı bir cisim olup olmadığı veya bir moloz yığını mı yoksa ikisinin arasında bir şey olup olmadığı gibi çıkarımlar yapılabilir.[10]

Bir asteroidin kütle yoğunluğunu hesaplamak için kütlesinin ve hacminin doğru bir şekilde belirlenmesi gerekmektedir. Ancak asteroitlerin diğer Güneş Sistemi nesnelerine oranla küçük olan boyutları göz önüne alındığında bunların her ikisini de elde etmek zordur. Daha büyük asteroitler söz konusu olduğunda ise yerçekimi alanlarında bulunan diğer asteroitleri ve yörüngelerinde dönen uzay araçları gibi cisimler de dahil olmak üzere diğer nesneleri nasıl etkilediğini gözlemleyerek kütleleri tahmin edilebilir.[11] Bir asteroidin bir veya daha fazla uydusu bulunuyorsa, örneğin iki cisim probleminde, cisimlerin kütlelerini tahmin etmek için toplu yörünge parametreleri kullanılabilir.

Bir asteroidin hacmini tahmin etmek için en azından çapının tahmin edilmesi gerekmektedir. Çoğu durumda, bunlar asteroidin görsel albedosundan (parlaklığından), örtülmeler sırasındaki kiriş uzunluklarından veya termal emisyonlarından (örn. IRAS görevi) çıkarılabilmektedir. Bu durumda, gök bilimciler çeşitli teknikler kullanarak (örnekler için bkz 16 Psyche veya 216 Kleopatra) veya birkaç şanslı örnekte olduğu üzere uzay aracı görüntülemelerinden (162173 Ryugu) üç boyutlu şekil modelleri geliştirmeyi başarabilmektedirler.

Asteroit Yoğunluk Radar AlbedoMethot (kütle, hacim)
16 Psyche3.8 ± 0.3[12]0.34 ± 0.08[13]Efemeris, şekil modeli
21 Lutetia3.4 ± 0.3[14]0.24 ± 0.07[1]Rosetta uzay aracı geçişi, doğrudan görüntüleme
22 Kalliope4.1 ± 0.5[15][16]0.15 ± 0.05[5]Uydusu Linus'un yörüngesi, şekil modeli
69 Hesperia4.4 ± 1.0[17]0.45 ± 0.12[1]Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini
92 Undina 4.4 ± 0.4[17]0.38 ± 0.09[1]Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini
129 Antigone3.0 ± 1.0[17]0.36 ± 0.09[1]Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini
216 Kleopatra3.4 ± 0.5[18]0.43 ± 0.10[19]İki uydusunun yörüngeleri, şekil modeli

Bunlardan uzay aracı sapması veya uyduların yörüngeleri aracılığıyla yapılan kütle ölçümleri en güvenilir olanları kabul edilir. Efemeris tahminleri, o asteroit üzerindeki diğer nesnelerin ince yerçekimsel çekimine veya tam tersine dayanmakta olup, daha az güvenilir kabul edilmektedir. Bunun istisnası, en büyük M-tipi asteroit olduğu ve çok sayıda kütle tahminine sahip olduğu için 16 Psyche olabilir.[12] Genellikle uyarlanabilir optiklerden, örtülmelerden ve radar görüntülemelerinden elde edilen şekil modellerine dayalı boyut tahminleri ise yine en güvenilir olanlardır. Doğrudan uzay aracı geçişi (21 Lutetia) ile görüntüleme yöntemi de oldukça güvenilirdir. Termal IR gibi dolaylı yöntemlere dayalı boyutlar (örn. IRAS) ve radar ekoları daha az güvenilir olarak kabul edilmektedir.

M-tipi asteroitlerin hiçbiri, saf bir demir-nikel çekirdeği olduğu ile ilgili tutarlı hacimsel yoğunluğa sahip değildir. Bu nesneler gözenekliyse (moloz yığını), o zaman bu yorum hala geçerli olabilir. Ancak alandaki genel fikir birliği, büyük boyutu nedeniyle bunun 16 Psyche için bile pek olası olmadığı yönündedir.[12] Çoğu M-tipi asteroit üzerindeki silikatların spektral kanıtları göz önüne alındığında, bunların daha düşük yoğunluklu göktaşı analoglarından moloz yığınlarından oluştukları yönünde genel itibarıyla bir fikir birliği bulunmaktadır.[12][18][20][21]

M tipi asteroitlerin oluşumu

M-tipi asteroitlere ilişkin ilk tahminler, bunların, güneş sisteminin oluşumunun erken dönemlerinde sık sık meydana geldiği düşünülen çarpışmalar sonucunda üzerlerindeki kabuk ve mantolardan sıyrılan, protogezegenlerin kalan çekirdekleri olduğu yönündeydi.[2]

Bazı küçük M-tipi asteroitler (<100 km) bu şekilde oluşmuş olabilir[22], ancak M-tipi asteroitlerin en büyüğü olan 16 Psyche için bu tahmin geçerli değildir.[2] Psyche'nin durumuna ilişkin üç argüman ortaya atılmıştır.[2] Bunlardan ilki, Vesta boyutunda (~500 km) bir protogezegen olduğu yönündedir. Ancak istatistiksel olarak, Vesta bozulmadan kalırken Psyche'nin tamamen bozulması pek olası görülmemektedir. İkincisi, Psyche ile ilişkili bir asteroit ailesi için çok az gözlemsel kanıt olması nedeniyle kesin olarak durumunun saptanamayacağı veya türünün tek örneği olduğudur. Üçüncü ve son olarak ise, çarpışmalardan kaynaklanmış olması beklenen manto parçaları (yani olivin) için spektroskopik kanıt bulunmadığıdır. Bunun yerine, Psyche'nin parçalanmış ve yerçekimsel olarak iyi karışmış bir demir-silikat nesnesine yeniden birikmiş bir protogezegenin kalıntısı olduğu iddia edilmiştir.[2] Böyle bir ana gövdeden nesneler haline gelebilecek çok sayıda metal-silikat meteorit, başka bir değişle mezosiderit bulunması bu iddiayı desteklemektedir.

Bu yoruma karşı olası bir yanıt olarak, M-tipi asteroitlerin (16 Psyche dahil) önceleri Güneş'e (1-2 AU) çok daha yakın bir yerde toplaştığı, burada hala erimemiş veya yarı erimiş durumdayken ince kabuklarından/mantolarından sıyrıldığı ve daha sonra dinamik olarak mevcut asteroit kuşağına doğru hareket ettikleri iddiası verilebilir.[23]

Üçüncü bir görüş olarak ise 16 Psyche dahil olmak üzere en büyük M-tiplerinin 1 Ceres ve 4 Vesta gibi farklılaşmış cisimler olabileceği yönündedir. Ancak doğru demir ve kükürt gibi uçucu maddeler bileşikli yapısı göz önüne alındığında, bu cisimlerin hala soğumaktayken demir volkanizma yani ferrovolkanizma yaşamış olabilecekleri söylenebilir.[24]

Önemli M tipi asteroitler

JPL Küçük Cisim Veritabanında, Tholen asteroit spektral taksonomi sistemi altında sınıflandırılan 980 adet asteroit bulunmaktadır.[25] Bunlardan 38'i M tipi olarak sınıflandırılmakta[26] olup, bilinen diğer 10 tanesi başlangıçta X-tipi olarak sınıflandırılmaktayken optik albedolarının 0,1 ile 0,3 arasında bulunması nedeniyle sonrada M-tipleri arasında sayılmaya başlanmıştır.[27] Genel olarak M-tipleri, Tholen taksonomisi altında sınıflandırılan asteroitlerin yaklaşık %5'ini oluşturmaktadır.

(16) Psyche

16 Psyche, ortalama 222 km çapıyla en büyük M-tipi asteroittir ve yüzeyinin üst birkaç metresinde yüksek metal içeriğine sahip olduğunu düşündüren gibi nispeten yüksek bir ortalama radar albedosuna sahiptir.[13] Psyche uzay aracının 2026 yılının başlarında cismi ziyaret etmesi planlanmaktadır.

(21) Lutetia

21 Lutetia'nın ortalama çapı 100 km'dir[1] ve Rosetta uzay sondası 10 Temmuz 2010'da onu ziyaret ettiğinde bir uzay aracı tarafından görüntülenen ilk M tipi asteroit olmuştur.[28] Ortalama radar albedosu , ortalama S-tipi veya C-tipi asteroidin yaklaşık iki katıdır ve bu durum regolitinin diğer asteroit sınıflarına göre yüksek miktarda metal faz içerdiğini göstermektedir.[1] Rosetta spektrometresinden (VIRTIS) elde edilen veriler kullanılarak yapılan analiz, estatitik veya demir açısından zengin karbonlu kondritik malzemelerle tutarlıdır.[29]

(22) Kalliope

22 Kalliope, ortalama çapı 150 km olan ikinci en büyük M tipi asteroittir.[15] 2001'de keşfedilen Linus adlı uydusu sayesinde asteroidin kütlesi doğru bir biçimde tahmin edilebilmektedir.[30] M-tipi asteroitlerin çoğundan farklı olarak Kalliope'nin radar albedosu, S- ve C-tipi asteroitlere[5] benzer şekilde 0,15'tir ve bu durum regolitinde metalin zenginleşmediğini göstermektedir. Güvenilir bir boyut ve şekle sahip olması ile 4,1 g/cm3'lük nispeten yüksek hacim yoğunluğuna sahip olmas nedeniyle yüksek çözünürlüklü uyarlanabilir optik görüntüle yöntemlerinin test süreçlerinde kullanılmıştır.[15][16]

(216) Kleopatra

216 Kleopatra'nın ortalama çapı 122 km olup, 16 Psyche ve 22 Kalliope'den sonra bilinen en büyük üçüncü M tipi asteroittir.[19] Radar gecikmeli Doppler görüntüleme, yüksek çözünürlüklü teleskopik görüntüleri ve birkaç yıldız örtülmesi gözlemi sayesinde "köpek kemiği" veya "halter" şeklini andıran bir şekle sahip olan ikili bir asteroit grubu olduğu tahmin edilmektedir.[19] Arecibo radar teleskobundan yapılan radar gözlemleri, metal açısından zengin bir bileşim ile tutarlı olarak güney yarımküresinde gibi çok yüksek bir radar albedosuna işaret etmektedir.[19] Kleopatra, kütlesinin ve hacim yoğunluğunun doğru bir şekilde hesaplanmasına izin veren Alexhelios ve Cleoselena adlı iki küçük uydusu bulunmasıyla da dikkat çekmektedir.[31]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ a b c d e f g h Shepard, M.K.; ve diğerleri. (2015). "A radar survey of M- and X-class asteroids: III. Insights into their composition, hydration state, and structure". Icarus. Cilt 245. ss. 38-55. doi:10.1016/j.icarus.2014.09.016. 
  2. ^ a b c d e f Bell, J.F.; ve diğerleri. (2015). "Asteroids: The big picture". Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (Ed.). Asteroids II. University of Arizona Press. ss. 921-948. ISBN 978-0-8165-2281-1. 
  3. ^ Tholen, D.J.; Barucci, M.A. (1989). "Asteroid taxonomy". Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (Ed.). Asteroids II. University of Arizona Press. ss. 298-315. ISBN 0-8165-1123-3. 
  4. ^ a b Gaffey; Bell, J.F.; Cruikshank, D. (1989). "Asteroid surface mineralogy". Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (Ed.). Asteroids II. University of Arizona Press. ss. 98-127. ISBN 0-8165-1123-3. 
  5. ^ a b c Magri, C.; ve diğerleri. (2007). "A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2004". Icarus. Cilt 186. ss. 126-151. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018. 
  6. ^ Bus, S.J.; Binzel, R.P. (2002). "Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy". Icarus. 158 (1). ss. 146-177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856. 
  7. ^ Ockert-Bell, M.; ve diğerleri. (2010). "The composition of M-type asteroids: Synthesis of spectroscopic and radar observations". Icarus. 210 (2). ss. 674-692. doi:10.1016/j.icarus.2010.08.002. 
  8. ^ Lupishko, D.F.; ve diğerleri. (1982). "UBV photometry of the M-type asteroids 16 Psyche and 22 Kalliope". Solar System Research. Cilt 16. s. 75. Bibcode:1982AVest..16..101L. 
  9. ^ a b Rivkin, A.S.; ve diğerleri. (2000). "The nature of M-class asteroids from 3-micron observations". Icarus. 145 (2). s. 351. Bibcode:2000Icar..145..351R. doi:10.1006/icar.2000.6354. 
  10. ^ a b Britt, D.T.; ve diğerleri. (2015). "Asteroids' density, porosity, and structure". Bottke, W.F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R.P. (Ed.). Asteroids III. University of Arizona Press. ss. 485-500. ISBN 978-0-8165-1123-5. 
  11. ^ Pitjeva, E.V.; Pitjev, N.P. (2018). "Masses of the main asteroid belt and the Kuiper belt from the motions of planets and spacecraft". Earth and Planetary Astrophysics. 44 (8–9). ss. 554-566. arXiv:1811.05191v1 $2. doi:10.1134/S1063773718090050. 
  12. ^ a b c d Elkins-Tanton, L. T.; ve diğerleri. (2020). "Observations, meteorites, and models: A preflight assessment of the composition and formation of (16) Psyche". Journal of Geophysical Research: Planets. 125 (3). s. 23. doi:10.1029/2019JE006296. PMC 7375145 $2. PMID 32714727. 
  13. ^ a b Shepard, M.K.; ve diğerleri. (2021). "Asteroid 16 Psyche: Shape, features, and global map". The Planetary Science Journal. 2 (4). s. 16. doi:10.3847/PSJ/abfdba. 
  14. ^ Sierks, H.; ve diğerleri. (2011). "Images of asteroid 21 Lutetia: A remnant planetesimal from the early Solar system" (PDF). Science. 334 (6055). ss. 487-490. Bibcode:2011Sci...334..487S. doi:10.1126/science.1207325. hdl:1721.1/110553. PMID 22034428. 
  15. ^ a b c Vernazza, P.; ve diğerleri. (2021). "VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis". Astronomy and Astrophysics. 654 (A56). s. 48. doi:10.1051/0004-6361/202141781. 
  16. ^ a b Ferrais, M. (2021). M-type (22) Kalliope: High density and differentiated interior. 15th Europlanet Science Congress. Bibcode:2021EPSC...15..696F. 30 Aralık 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Aralık 2021 – NASA ADS vasıtasıyla. 
  17. ^ a b c Carry, B. (2012). "Density of asteroids". Planetary and Space Science. 73 (1). ss. 98-118. arXiv:1203.4336 $2. doi:10.1016/j.pss.2012.03.009. 
  18. ^ a b Marchis, F.; Jorda, L.; Vernazza, P.; Brož, M.; Hanuš, J.; Ferrais, M.; ve diğerleri. (September 2021). "(216) Kleopatra, a low density, critically rotating, M-type asteroid". Astronomy & Astrophysics. Cilt 653. ss. A57. doi:10.1051/0004-6361/202140874. A57. 9 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ekim 2021. 
  19. ^ a b c d Shepard, Michael K.; Timerson, Bradley; Scheeres, Daniel J.; Benner, Lance A.M.; Giorgini, Jon D.; Howell, Ellen S.; ve diğerleri. (2018). "A revised shape model of asteroid (216) Kleopatra". Icarus. Cilt 311. ss. 197-209. Bibcode:2018Icar..311..197S. doi:10.1016/j.icarus.2018.04.002. 
  20. ^ Descamps, P.; Marchis, F.; Pollock, J.; Berthier, J.; Vachier, F.; Birlan, M.; ve diğerleri. (2008). "New determination of the size and bulk density of the binary asteroid 22 Kalliope from observations of mutual eclipses". Icarus. 196 (2). ss. 578-600. arXiv:0710.1471 $2. Bibcode:2008Icar..196..578D. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.014. 
  21. ^ Viikinkoski, M.; Vernazza, P.; Hanuš, J.; le Coroller, H.; Tazhenova, K.; Carry, B.; ve diğerleri. (6 Kasım 2018). "(16) Psyche: A mesosiderite-like asteroid?" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 619 (L3). ss. L3. arXiv:1810.02771 $2. Bibcode:2018DPS....5040408M. doi:10.1051/0004-6361/201834091. 24 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
  22. ^ Davis, D.R.; Farinella, P.; Marzari, F. (1999). "The missing Psyche family: Collisionally eroded or never formed?". Icarus. 137 (1). ss. 140-151. doi:10.1006/icar.1998.6037. 
  23. ^ Scott, E.; ve diğerleri. (2014). "Origin of igneous meteorites and differentiated asteroids". Asteroids. ACM. s. 483. Bibcode:2014acm..conf..483S. 22 Aralık 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
  24. ^ Johnson, B.C.; Sori, M.M.; Evans, A.J. (2020). "Ferrovolcanism of metal worlds and the origin of pallasites". Nature Astronomy. Cilt 4. ss. 41-44. arXiv:1909.07451 $2. doi:10.1038/s41550-019-0885-x. 
  25. ^ "spec. type (Tholen) is defined". JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Erişim tarihi: 26 Aralık 2021. 
  26. ^ "spec. type (Tholen) = M". JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Erişim tarihi: 26 Aralık 2021. 
  27. ^ "spec. type (Tholen) = X AND albedo >= 0.1 AND albedo <= 0.3". JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Erişim tarihi: 26 Aralık 2021. 
  28. ^ Schulz, R.; ve diğerleri. (2012). "Rosetta fly-by at asteroid (21) Lutetia: An overview". Planetary and Space Science. 66 (1). ss. 2-8. doi:10.1016/j.pss.2011.11.013. 
  29. ^ Coradini, A.; ve diğerleri. (2011). "The surface composition and temperature of asteroid 21 Lutetia as observed by Rosetta/VIRTIS". Science. 334 (492). ss. 492-494. doi:10.1126/science.1204062. PMID 22034430. 
  30. ^ Margot, J.L.; Brown, M.E. (2003). "A low-density M-type asteroid in the main belt". Science. 300 (5627). ss. 1939-1942. doi:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. 
  31. ^ Descamps, P.; ve diğerleri. (2011). "Triplicity and physical characteristics of asteroid (216) Kleopatra". Icarus. 245 (2). ss. 64-69. arXiv:1011.5263 $2. doi:10.1016/j.icarus.2010.11.016. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">16 Psyche</span> Asteroit

16 Psyche, İtalyan gök bilimci Annibale de Gasparis tarafından 17 Mart 1852'de keşfedilen ve Yunan tanrıçası Psyche'den adını alan büyük bir M-tipi asteroittir. "16" ön eki, keşfedilme sırasına göre on altıncı küçük gezegen olduğunu belirtir. M-tipi asteroitlerin en büyüğü ve en kütleli olanıdır ve en büyük on iki asteroitten biridir. Ortalama çapı yaklaşık 220 km 'dir (140 mi) ve asteroit kuşağı kütlesinin yaklaşık yüzde birini içerir. Eskiden bir öngezegennin açığa çıkmış çekirdeği olduğu düşünülüyordu, fakat son gözlemler bu varsayımı sorgulamaktadır. Psyche, NASA tarafından aynı adı taşıyan bir uzay aracıyla araştırılacak. Bu, insan yapımı bir nesnenin metalik bir asteroide yolculuk ettiği ilk sefer olacak. Uzay aracı 13 Ekim 2023'te fırlatıldı ve 2029 yılında asteroide ulaşması bekleniyor.

<span class="mw-page-title-main">19 Fortuna</span> Asteroit

Fortuna, en büyük ana kuşak asteroitlerinden biridir. John Russell Hind tarafından 22 Ağustos 1852'de keşfedildi ve adını Roma şans tanrıçası Fortuna'dan aldı. 1 Ceres'e benzer bir bileşime sahiptir; tholinler de dahil ilkel organik bileşiklerden oluşan, yoğun şekilde uzay etkisine maruz kalmış koyu renkli bir yüzeyi vardır.

<span class="mw-page-title-main">18 Melpomene</span> Asteroit

Melpomene, büyük bir parlak ana kuşak asteroittir. JR Hind tarafından 24 Haziran 1852 tarihinde keşfedilmiştir. Adını Yunan mitolojisinde trajedi müzü Melpomene'den alır. S-tipi bir asteroit olarak sınıflandırılır. Silikatlar ve metallerden oluşur.

<span class="mw-page-title-main">21 Lutetia</span> ana kuşak asteroidi

Lutetia, ana asteroit kuşağında yer alan bir M-tipi asteroitdir. 1852 yılında Hermann Goldschmidt tarafından keşfedildi. Adı, Paris'in Latincesi olan Lutetia'dan gelmektedir.

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.

<span class="mw-page-title-main">230 Athamantis</span> Asteroit

Athamantis, Alman-Avusturyalı gökbilimci K. de Ball tarafından 3 Eylül 1882'de Bothkamp'ta keşfedilen oldukça büyük bir ana kuşak asteroitidir. Bu, K. de Ball'ın tek asteroit keşfiydi. Asteroit adını Orchomenus'un efsanevi Yunan kralı Athamas'ın kızı Athamantis'ten almıştır.

<span class="mw-page-title-main">25 Phocaea</span> ana kuşak asteroidi

Phocaea, asteroit kuşağının iç bölgelerinden yaklaşık 75 kilometre çapında taşlı bir asteroittir. Phocaea ailesinin ana organıdır. 1853 yılında Fransız gök bilimci Jean Chacornac tarafından keşfedildi. Adını, günümüzde Foça olan Antik Yunan şehri Fokaia'dan almaktadır.

P tipi asteroitler, düşük albedoya ve özelliksiz kırmızımsı bir spektruma sahip asteroitlerin sınıflandığı bir asteroit tayf tipidir. Organik olarak zengin silikatlar, karbon ve susuz silikatlardan oluşan, muhtemelen içlerinde su buzu bulunan bir bileşime sahip oldukları öne sürülmüştür. P tipi asteroitler, dış asteroit kuşağı ve ötesinde bulunur. Sınıflandırmaya bağlı olarak, 46 Hestia, 65 Cybele, 76 Freia, 87 Sylvia, 153 Hilda, 476 Hedwig ve bazı sınıflandırmalarda P tipi olarak gösterilen 107 Camilla olmak üzere 33 adet bilinen P tipi asteroit vardır.

<span class="mw-page-title-main">101 Helena</span> Asteroit

Helena büyük, kayalık bir ana kuşak asteroitidir. Kanadalı-Amerikalı astronom J. C. Watson tarafından 15 Ağustos 1868'de keşfedilmiş ve adını Yunan mitolojisindeki Truvalı Helen'den almıştır.

Ate, Alman-Amerikalı astronom C. H. F. Peters tarafından 14 Ağustos 1870 tarihinde keşfedilen ve adını Yunan mitolojisindeki yaramazlık ve yıkım tanrıçası Ate'den alan bir ana kuşak asteroididir. Tholen sınıflandırma sisteminde, karbonlu C-tipi bir asteroid olarak kategorize edilirken, Bus asteroid taksonomi sistemi onu bir Ch asteroidi olarak listeler.

<span class="mw-page-title-main">114 Kassandra</span> Asteroit

Kassandra büyük ve karanlık bir ana kuşak Asteroitidir. Nadir bir sınıf olan T sınıfına aittir. 23 Temmuz 1871'de C. H. F. Peters tarafından keşfedildi ve adını Truva Savaşı efsanelerindeki kahin Cassandra'dan alır. Asteroit, bir kuyruklu yıldız tarafından ikiye ayrıldığı ve Dünya ile çarpışma rotasına girdiği 2009 yapımı Meteor filminde de anılır.

<span class="mw-page-title-main">69 Hesperia</span> Asteroit

Hesperia büyük, M tipi bir ana kuşak asteroididir.İtalyan astronom Giovanni Schiaparelli tarafından 29 Nisan 1861'de Milano'da yakın zamanda keşfedilen 63 Ausonia'yı ararken keşfedildi. Bu onun tek asteroit keşfiydi. Schiaparelli, İtalya'nın onuruna Hesperia adını verdi Asteroid, 1,879 gün periyodu, 2,980 yarı ana ekseni ve 0,165 eksantrikliği ile Güneş'in yörüngesinde dönüyor. Yörünge düzlemi, ekliptik düzlemine 8,59 ° 'lik bir açıyla eğimlidir.

<span class="mw-page-title-main">125 Liberatrix</span> Asteroit

Liberatrix bir ana kuşak asteroididir. Nispeten yansıtıcı bir yüzeye ve M tipi bir spektruma sahiptir. Liberatrix, kendi adını taşıyan bir asteroit ailesinin üyesidir.

<span class="mw-page-title-main">127 Johanna</span> Asteroit

Johanna, Fransız gök bilimciler Paul Henry ve Prosper Henry tarafından 5 Kasım 1872'de keşfedilen ve adını Joan of Arc'dan aldığına inanılan büyük, karanlık bir ana kuşak asteroididir. Spektrumun hem karbonlu bir C tipi asteroit hem de metalik X tipi bir asteroidin özelliklerini göstermesi nedeniyle CX tipi bir asteroid olarak sınıflandırılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">135 Hertha</span> Asteroit

Hertha, asteroit kuşağının iç bölgesinden gelen, yaklaşık 77 kilometre (48 mi) çapında bir asteroittir. 18 Şubat 1874'te Alman-Amerikalı astronom Christian Peters tarafından Clinton, New York yakınlarındaki Litchfield Gözlemevi'nde keşfedildi. Nerthus olarak da bilinen Töton ve İskandinav doğurganlık tanrıçası Hertha'nın adını aldı. Nysa asteroit ailesi arasında yörüngede döner, ancak metalik bir M-tipi asteroit olarak sınıflandırılması, bu aile için daha yaygın olan F-tipi asteroit özellikleri ile uyuşmuyor ki bu da onun bir müdahaleci olabileceğini düşündürüyor. Spektroskopik analiz, Hertha'nın muhtemelen mevcut M tipinden önerilen W tipine yeniden sınıflandırılması gerektiğini belirten hidratlı silikatların olası varlığını gösteriyor.

137 Meliboea, Avusturyalı astronom J. Palisa tarafından 21 Nisan 1874'te Austria Naval Gözlemevi'nde keşfedilen, birçok asteroit keşfinden ikincisi olan büyük, karanlık bir asteroit kuşağı asteroididir. Daha sonra Yunan mitolojisindeki üç Meliboea'dan birinin adını almıştır. Benzer yörünge öğelerini paylaşan Meliboea asteroit ailesinin en büyük gövdesi olup, yalnızca 791 Ani onun boyutuna yaklaşmaktadır. C tipi bir asteroit olarak sınıflandırılır ve karbonlu malzemelerden oluştuğu düşünülmektedir. Asteroitin tayfları, sulu bir değişimin kanıtlarını gösterir.

<span class="mw-page-title-main">166 Rhodope</span> Asteroit

Rhodope, asteroit kuşağının merkez bölgesinden, yaklaşık 55 kilometre çapında, karanlık bir arka plan asteroididir. 15 Ağustos 1876'da Alman-Amerikalı astronom Christian Peters tarafından Clinton, New York, Amerika Birleşik Devletleri'ndeki Litchfield Gözlemevi'nde keşfedildi. Asteroit, Yunan mitolojisinden Kraliçe Rhodope'un adını almıştır.

<span class="mw-page-title-main">216 Kleopatra</span> Asteroit

216 Kleopatra, ortalama çapı 120 kilometre (75 mi) olan büyük bir M-tipi asteroittir ve uzun kemiğe veya haltere benzeyen şekli ile dikkat çekmektedir. 10 Nisan 1880'de Avusturyalı astronom Johann Palisa tarafından şu anda Hırvatistan'ın Pula kentinde bulunan Avusturya Donanma Pola Gözlemevi'nde keşfedilmiştir ve adını ünlü Mısır kraliçesi Kleopatra'dan almıştır. 2008'de keşfedilen ve daha sonra Alexhelios ve Cleoselene olarak adlandırılan iki küçük küçük gezegen uydusuna sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Asteroit tayf tipleri</span> bir nesne sınıfının sınıflandırma türü

Asteroit tayf tipi, asteroitlerin yansıma spektrumları, renkleri ve bazen de albedolarına göre belirlenmektedir. Bu tiplerin bir asteroitin yüzey bileşimine karşılık geldiği düşünülmektedir. İçsel olarak farklılaşmamış küçük cisimlerin yüzeyleri ve iç bileşenlerinin muhtemelen birbirlerine benzer olduğu kabul edilirken, Ceres ve Vesta gibi büyük cisimlerin nasıl bir iç bileşenlere sahip olduğu bilinmektedir. Uzun yıllardır, Tholen, SMASS ve Bus-DeMeo taksonomileri gibi bir dizi farklı sınıflandırma sistemleriyle sonuçlanan bazı araştırmalar yapılmaktadır.

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

X-grubu asteroitler, benzer spektrumlara, ancak muhtemelen oldukça farklı bileşimlere sahip birkaç türü bir araya toplayan bir çatı asteroit tayf türünde sınıflandırılan asteroitlerden meydana gelmektedir.


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.