Hilda asteroitleri
| Jüpiter truvalıları Gezegenlerin yörüngeleri Güneş | Hilda grubu Asteroit kuşağı Dünya'ya yakın cisimler |
Hilda asteroitleri Jüpiter yörüngesiyle asteroit kuşağı arasındaki bölgede konumlanmış 5000'den fazla cisimden meydana gelen dinamik bir asteroit ailesi grubudur. Jüpiter'in 3:2 yörüngesel rezonansında seyretmektedirler.[1][2] 153 Hilda asteroidinin keşfine istinaden adlandırılmışlardır.
Bir Hilda'nın yörüngesi ortalama 3,97 AU olmak üzere 3,7 ila 4,2 AU arasında bir yarı büyük eksene, 0,3'ten daha küçük bir dışmerkezliliğe ve 20°'lik bir yörünge eğikliğine sahiptir. Hildalar, Jüpiter'in L5, L4 ve L3 Lagrange noktalarından her birine doğru enberi pozisyonuna erişen eliptik yörüngeleri takip ederek hareket ederler.[3] Yapmış oldukları hareket yörüngeleri sırasıyla Jüpiter'in tüm Lagrange noktalarındaki enberi konumlardan geçmektedir. Lagrange noktalarının birbirlerinden 120° ayrık olması nedeniyle, bir Hilda asteroidi kendi yörüngesini tamamladığında, Jüpiter de kendi yörüngesinin üçte ikisini kat etmiş durumda olmaktadır.[4] Hilda grubu dahilinde iki adet çarpışma ailesi bulunmaktadır. Bunlar Hilda ve adını 1911 Schubart'tan alan Schubart aileleridir.[2]
Hilda asteroitlerinin yüzey renkleri genellikle düşük albedoya sahip D-tipi ve P-tipi tayf sınıfıyla ilişkilendirilmekle birlikte bazı üyeleri de C-tipi altında gösterilmektedir. D ve P tipi asteroitlerin yüzey renkleri bulunmakta olup, bu nedenle aynı kökten geldiği değerlendirilen kuyruklu yıldız çekirdeklerinde olduğu gibi yüzey minerallerine de sahip oldukları düşünülmektedir.[4][5]
Dinamikler[değiştir | kaynağı değiştir]
Hilda grubu asteroitleri Jüpiter ile 3:2 yörüngesel rezonans gerçekleştirmektedir.[4] Jüpiter truvalılarından farklı olarak Jüpiter ile aralarında herhangi bir mesafe farkı olmakla birlikte, gezegene tehlikeli bir şekilde yaklaşmaktan da kaçınırlar.
Hildalar birlikte ele alındığında, Jüpiter'in üç adet librasyon noktasında hafif dışbükey kenarları ve kesik uçları olan dinamik bir üçgen şekil oluştururlar - "Hildas Üçgeni".[3] Üçgenin kenarlarındaki " asteroid akışı" yaklaşık 1 AU genişliğindedir ve uçlarda bu değer %20-40 daha fazladır. Şekil 1 Jüpiter'in 1 Ocak 2005'teki yörüngesine kadar bilinen tüm asteroitlerin (gri) arka planına yerleştirilmiş Hildaların (siyah) konumlarını göstermektedir.[6]
Hilda nesnelerinin her biri kendi eliptik yörüngesi boyunca hareket eder. Bununla birlikte, herhangi bir anda Hildalar topluca bu üçgen düzeni oluşturur ve tüm yörüngeler bir araya gelerek öngörülebilir bir halka oluşturur. Yukarıdaki Şekil 2 bunu, yörüngelerinin arka planına (gri) yerleştirilmiş Hildaların konumları (siyah) ile göstermektedir. Bu asteroitlerin çoğu için yörüngedeki konumları, tepe noktalarının dış kısımları (enberiye yakın nesneler) ve yanların orta kısımları (enöteye yakın nesneler) hariç, gelişigüzel olabilir.
Tipik bir Hilda nesnesi retrograd bir enberi hareketine sahiptir. Ortalama olarak, enöte hareketinin hızı yörünge eksantrikliği daha az olduğunda daha büyüktür, düğümler ise daha yavaş hareket eder. Enötedeki tüm tipik nesneler görünüşte Jüpiter'e yaklaşır, bu da onlar için istikrarsızlaştırıcı olmalıdır; ancak yörünge elemanlarının zaman içindeki değişimi bunu engeller ve Jüpiter ile kavuşumlar yalnızca Hilda asteroitlerinin enberi yakınında meydana gelir. Dahası, asteroidin apsis çizgisi kavuşum çizgisinin yakınında farklı genlikte ve 2,5 ila 3,0 yüzyıllık bir periyotla salınmaktadır.
Hildalar üçgeninin Jüpiter ile senkronize olarak dönmesine ek olarak, akıştaki asteroit yoğunluğu da yarı periyodik dalgalanmalar sergiler. Herhangi bir zamanda, üçgenin tepe noktalarındaki nesnelerin yoğunluğu, kenarlardaki yoğunluğun iki katından fazladır. Hildalar tepe noktalarındaki enötelerinde ortalama 5-5,5 yıl " beklerken", kenarlar boyunca ortalama 2,5 ila 3,0 yıl gibi daha hızlı hareket ederler. Bu asteroitlerin yörünge periyotları yaklaşık 7,9 yıl veya diğer bir deyişle Jüpiter'in üçte ikisi kadardır.
Üçgen neredeyse eşkenar olmasına rağmen, bazı asimetriler de mevcuttur. Jüpiter'in yörüngesinin eksantrikliği nedeniyle L4-L5 kısmı diğer iki kısımdan biraz farklıdır. Jüpiter enöte konumundayken, bu kenar boyunca hareket eden cisimlerin ortalama hızı diğer iki kenar boyunca hareket eden cisimlerinkinden biraz daha küçüktür. Jüpiter enberi konumundayken ise bunun tam tersi geçerlidir.
Jüpiter'in yörüngesinin L4 ve L5 noktalarına karşılık gelen üçgenin tepe noktalarında Hildalar Truvalılara yaklaşır. Üçgenin orta kısımlarında ise asteroit kuşağının dış kısmındaki asteroitlere daha yakındırlar. Hildaların hız dağılımı, kesiştikleri bölgelerde Truvalılardan daha belirgindir. Truvalıların eğimindeki dağılım Hildalarınkinin iki katıdır. Bu nedenle, Truvalıların dörtte biri kadarı Hildalarla hiçbir zaman karşılaşamaz ve her zaman birçok Truvalı Jüpiter'in yörüngesinin dışında bulunur. Bu nedenle de kesişme bölgeleri sınırlıdır. Bu durum ekliptik düzlem boyunca Hildaları (siyah) ve Truva atlarını (gri) gösteren aşağıda yer alan ortadaki şekilde gösterilmektedir. Burada aynı zamanda Truvalı grupların yuvarlak biçimi de görülebilmektedir.
Üçgenin her bir kenarı boyunca hareket ederken, Hildalar Truvalılardan daha yavaş hareket eder, ancak dış asteroit kuşağı asteroitlerinin daha yoğun bir bölgesiyle karşılaşırlar. Burada hız dağılımı çok daha küçüktür.
Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]
- ^ "IAU Minor Planet Center". minorplanetcenter.net. 29 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Mart 2023.
- ^ a b Brož, M.; Vokrouhlický, D. (21 Ekim 2008). "Asteroid families in the first-order resonances with Jupiter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 390 (2): 715-732. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x. 9 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Mart 2023.
- ^ a b "EasySky screenshot (solar system view)". easysky.de. 15 Şubat 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Mart 2023.
- ^ a b c Ohtsuka, K.; Ito, T.; Yoshikawa, M.; Asher, D. J.; Arakida, H. (2008). "Quasi-Hilda comet 147P/Kushida-Muramatsu: Another long temporary satellite capture by Jupiter". Astronomy & Astrophysics. 489 (3): 1355-1362. doi:10.1051/0004-6361:200810321. ISSN 0004-6361.
- ^ Gil-Hutton, R.; Brunini, A. (2008). "Surface composition of Hilda asteroids from the analysis of the Sloan Digital Sky Survey colors". Icarus (İngilizce). 193 (2): 567-571. doi:10.1016/j.icarus.2007.08.026. 2 Nisan 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Mart 2023.
- ^ L'vov V.N., Smekhacheva R.I., Smirnov S.S., Tsekmejster S.D. Some peculiarities in the Hildas motion. Izv. Pulkovo Astr. Obs., 2004, 217, 318–324 (Rusça)