Asteroitlerin standart fiziksel özellikleri

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Keşfedilip adlandırılan veya numaralandırılan asteroitlere ilişkin olarak birkaç fiziksel parametre ile yörünge elementleri dışında çok az şey bilinmektedir. Bazı fiziksel özellikleri yalnızca tahmin edilebilmekte, bu nedenle fiziksel veriler bazı genel geçer kabul gören varsayımlar vasıtasıyla belirlenmektedir.

Çap[değiştir | kaynağı değiştir]

IRAS ve Midcourse Space Experiment (MSX) tarafından yürütülen küçük gezegen araştırmaları asteroitlerin çaplarına ilişkin verilerin temel kaynağıdır.[1][2] Bu verilere Planetary Data System Small Bodies Node (PDS 8 Mart 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.) üzerinden erişilebilmektedir.[3]

Çoğu asteroit için ışık eğrisi analizi yöntemiyle kutup yönü ve çapı elde edilir. Per Magnusson[4] tarafından derlenen 1995 öncesi tahminler PDS'de listelenmiştir.[5] En güvenilir veriler veri tablolarında "Synth" olarak etiketlenen üzerinde çalışma yürütülmüş olanlarıdır. Düzinelerce asteroit için yapılan daha yeni tespitler, ışık eğrilerinden asteroitlerin kutuplarını ve şekil modellerini belirlemek amacıyla Helsinki'de sistematik bir araştırma yürütmekte olan Finlandiyalı bir araştırma grubunun web sayfasında toplanmıştır.[6]

Bu veriler, asteroitlerin çaplarının daha doğru bir biçimde tespit edilmesinde kullanılmaktadır. Bir cismin boyutları genellikle eksenleri a×b×c şeklinde azalan sırada listelenen üç eksenli bir elipsoit olarak gösterilir. Eğer ışık eğrilerinden μ = a/b ve ν = b/c çap oranlarına ve IRAS tarafından tespit edilen ortalama çap olan d'nin bilgisine sahipsek, tutarlılık için çapların geometrik ortalaması formülüyle belirlenir ve üç adet çap verisi elde edilir:

Kütle[değiştir | kaynağı değiştir]

Detaylı kütle tespitleri yapılmadığı sürece,[7] cismin kütlesi (M) aşağıdaki gibi hesaplanan çap ve (varsayılan) yoğunluk değerlerini niteleyen (ρ) değeri göz önüne alınarak tahmin edilir.

Bu tür tahminler tilde işareti "~" kullanılarak yaklaşık olarak belirtilebilir. Bu tahminlerin yanı sıra, daha büyük asteroitler için hesaplanacak kütleler, birbirlerinin yörüngelerinde neden oldukları sapmalar çözümlenerek[8] veya asteroitin yörünge yarıçapı bilinen başka bir yörünge eşlikçisi bulunduğu durumlarda daha doğru bir biçimde elde edilebilir. En büyük asteroitler olan 1 Ceres, 2 Pallas ve 4 Vesta'nın kütleleri de Mars'ın yarattığı bozulmalardan yola çıkılarak elde edilebilmektedir.[9] Bu bozulmalar çok küçük olmakla birlikte, Dünya'dan Viking programı gibi Mars yüzeyindeki uzay araçlarına gönderilen radar verilerinden yararlanılarak doğru bir şekilde ölçülebilmektedir.

Yoğunluk[değiştir | kaynağı değiştir]

Yoğunlukları araştırılmış olan birkaç asteroit dışında,[10] kişinin bilimsel tahmine başvurması gerekir.

Birçok asteroit için ρ~2 g/cm3 değeri referans olarak varsayılmıştır.

Ancak, asteroidin yoğunluğu spektral tipine bağlıdır. Krasinsky ve ekibinin hesaplamalarına göre C, S ve M sınıfı asteroitlerin ortalama yoğunlukları 1,38, 2,71 ve 5,32 g/cm3'tür[11] Bu kapsamda elde edilen değerleri dikkate almak asteroidin yoğunluğunun tahmin edilmesinde daha etkili bir yöntemdir.

Yüzey kütle çekimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Küresel gövde[değiştir | kaynağı değiştir]

Küresel bir cisim için, yüzeyindeki yerçekimi ivmesi (g), şu şekilde elde edilir:

Bu formülde G = 6.6742×10−11 m3s−2kg−1 kütle çekimi sabiti, M cismin kütlesi, r ise cismin yarıçapını nitelemektedir.

Düzensiz gövde[değiştir | kaynağı değiştir]

Düzensiz şekilli cisimler için, yüzey kütle çekimi, cismin ölçülen yüzeyinin bulunduğu konuma göre önemli ölçüde farklılık göstermektedir. Hesaplamalar daha karmaşık hale geldikçe yukarıdaki formül yalnızca bir tahmin niteliği taşımaktadır. Kütle merkezine yakın yüzey noktalarındaki g değeri, genellikle merkezden daha uzaktaki yüzey noktalarından biraz daha büyüktür.

Merkezcil kuvvet[değiştir | kaynağı değiştir]

Dönen bir cisim üzerinde, yüzeydeki bir cismin maruz kaldığı görünür ağırlık, kutuplardan uzaklaşıldığında merkezcil kuvveti tarafından azaltılır. θ enleminde yaşanan merkezi kuvvet ivmesi aşağıdaki gibidir;

Bu formülde T saniye cinsinden dönme periyodunu, r ekvator yarıçapını ve θ enlemi göstermektedir. Büyüklüğü ekvatordayken maksimuma çıkar ve sin θ=1'dir. Negatif işaret, yerçekimi ivmesi g'nin tersi yönde hareket ettiğini gösterir.

Etkin ivme aşağıdaki gibidir

Yakın ikililer[değiştir | kaynağı değiştir]

Söz konusu cisim, benzer kütleli bileşenlere sahip yakın bir ikilinin üyesiyse, ikinci cismin etkisi de ihmal edilmeyecek düzeyde olabilir.

Kaçış Hızı[değiştir | kaynağı değiştir]

Küresel olarak simetrik bir cismin yüzey yerçekimi g ve yarıçapı r değerleri göz önüne alındığında kaçış hızı;

Dönme süresi[değiştir | kaynağı değiştir]

Dönme periyodu genellikle PDS'deki ışık eğrisi parametrelerinden elde edilir.[12]

Tayf tipi[değiştir | kaynağı değiştir]

Tayf tipleri genellikle PDS'deki Tholen sınıflandırmasına göre belirlenir.[13]

Mutlak parlaklık[değiştir | kaynağı değiştir]

Mutlak parlaklık verileri genellikle IRAS veya MSX küçük gezegen araştırmaları tarafından sağlanmaktadır.[14][15]

Albedo (yansıtabilirlik)[değiştir | kaynağı değiştir]

Astronomik albedolar genellikle IRAS veya MSX küçük gezegen araştırmaları tarafından sağlanır. Bunlar geometrik albedolardır. IRAS/MSX verisi yoksa 0.1'lik kaba bir ortalama değer kullanılabilir.

Yüzey sıcaklığı[değiştir | kaynağı değiştir]

Ortalama[değiştir | kaynağı değiştir]

Mantıklı sonuçlar veren en basit yöntem, asteroidin gelen güneş radyasyonu ile dengede olan bir gri cisim gibi davrandığını varsaymaktır. Daha sonra, ortalama sıcaklık, ortalama gelen ve yayılan ısı gücünün eşitlenmesiyle elde edilir. Toplam ışınım gücü şöyledir:

Bu formülde; asteroit albedosudur (tam olarak Bond albedosu), yarı-büyük ekseni, güneş parlaklığı (yani toplam güç çıkışı 3,827×1026 W) ve asteroidin yarıçapıdır. Emiciliğin olduğu, asteroidin dairesel bir yörüngede olduğu ve Güneş'in enerji çıkışının izotropik olduğu varsayılmıştır.

Stefan-Boltzmann yasasının gri cisim versiyonunu kullanarak, yayılan güç (asteroidin tüm küresel yüzeyinden):

Burada , Stefan-Boltzmann sabitidir (5,6704×10−8 W/m2K4), kelvin cinsinden sıcaklık ve asteroidin kızılötesi yayıcılığıdır. eşitlenmesiyle şu sonuçlar elde edilir

Standart değer =0.9, birkaç büyük asteroidin detaylı gözlemlerinden tahmin edilmiştir.

Bu yöntem ortalama yüzey sıcaklığının oldukça iyi bir tahminini verirken, atmosferi olmayan cisimler için tipik olduğu üzere yerel sıcaklık büyük ölçüde değişmektedir.

Maksimum[değiştir | kaynağı değiştir]

Maksimum sıcaklığın kabaca bir tahmini, Güneş tepedeyken yüzeyin anlık güneş radyasyonuyla termal dengede olduğu varsayılarak elde edilebilir. Bu da ortalama "güneş-altı" sıcaklığını verir;

burada yukarıda hesaplanan ortalama sıcaklıktır.

Günberide radyasyon değeri maksimize olur;

bu formülde yörünge eksantrikliğini ihtiva etmektedir.

Sıcaklık ölçümleri ve düzenli sıcaklık değişimleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Kızılötesi gözlemler, sıcaklığı daha doğrudan ölçmek için genellikle albedo ile ilişkilendirilmektedir. Örneğin, L.F. Lim ve ekibi [Icarus, Vo. 173, 385 (2005)] bunu 29 asteroit için uygulamıştır. Bunlar belirli bir gözlem günü için yapılan ölçümlerdir ve asteroitin yüzey sıcaklığı Güneş'e olan uzaklığına bağlı olarak düzenli bir şekilde değişmektedir. Yukarıdaki Stefan-Boltzmann hesaplamasından,

Burada herhangi bir günde Güneş'e olan uzaklıktır. İlgili gözlemlerin yapıldığı gün biliniyorsa, o gün Güneş'e olan uzaklık, örneğin NASA yörünge hesaplayıcısından çevrimiçi olarak elde edilebilir[16] ve günberi, günöte noktalarındaki sıcaklık tahminleri yukarıdaki formülden elde edilebilir.

Albedo tutarsızlığı sorunu[değiştir | kaynağı değiştir]

Belirli bir asteroidin sıcaklığını tahmin etmek için yukarıdaki formüller kullanılırken bir sorunla karşılaşılmaktadır. Hesaplama Bond albedo "A" değerini (tüm açılar dikkate alınarak yansıtılan toplam gelen gücün oranı) kullanmayı zorunlu kılarken, asteroitler için mevcut olan IRAS ve MSX albedo verileri yalnızca kaynağa (Güneş) geri yansıyan ışığın gücünü karakterize eden geometrik albedo "p" değerini vermektedir.

Bu iki albedo birbiriyle ilişkili olsa da, aralarındaki sayısal faktör yüzey özelliklerine çok belirsiz bir şekilde bağlıdır. Bond albedosunun gerçek ölçümleri çoğu asteroit için elde edilememektedir, çünkü bunlar sadece asteroit kuşağının yakınından veya ötesinden geçen uzay araçları tarafından toplanabilen yüksek faz açılarındaki ölçümleri zorunlu kılmaktadır. Yüzey ve termal özelliklerin bazı karmaşık modellemeleri, geometrik albedo göz önüne alındığında Bond albedosunun tahmin edilmesini sağlayabilir, ancak bu, bu çalışmalar için hızlı bir değerlendirmenin kapsamı dışındadır. Bazı asteroidler için ise sadece bilimsel yayınlardan elde edilebilir.

Çoğu asteroit için daha iyi bir alternatif bulunamadığından, burada yapılabilecek en makul yöntem bu iki albedonun eşit olduğunu varsaymaktır, ancak elde edilen sıcaklık değerlerinde de doğal bir yanlışlık olduğunu unutmamak gerekir.

Bu yanlışlık ne kadar büyüktür?

Bu tablodaki örneklere bakıldığında, asteroit albedo aralığındaki cisimler için Bond ve geometrik albedo arasındaki tipik farkın %20 veya daha az olduğu, her iki miktarın da muhtemelen daha büyük olabileceği görülmektedir. Hesaplanan sıcaklık (1-A)1/4 şeklinde değiştiğinden, 0,05-0,3'lük tipik asteroid A≈p değerleri için bağıntı oldukça düşük düzeydedir.

Yalnızca bu kaynaktan hesaplanan sıcaklıktaki tipik yanlışlığın yaklaşık %2 olduğu tespit edilmiştir. Bu da maksimum sıcaklıklar için yaklaşık ±5 K'lik bir tutarsızlık anlamına gelmektedir.

Diğer ortak veriler[değiştir | kaynağı değiştir]

Çok sayıda asteroit için ilgili diğer bilgiler Planetary Data System Small Bodies Node'da bulunabilir.[17] Birkaç düzine asteroitin kutup yönelimi ve eksen eğikliğini belirlemek için güncel bilgiler ise Mikko Kaasalainen tarafından sağlanan veriler baz alınarak kullanılabilir.[6]

Bir başka yararlı bilgi kaynağı ise NASA'nın yörünge hesaplayıcısıdır.[16]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "IRAS Minor Planet Survey Supplemental IRAS Minor Planet Survey". PDS Asteroid/Dust Archive. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 
  2. ^ "Midcourse Space Experiment (MSX) Infrared Minor Planet Survey". PDS Asteroid/Dust Archive. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 
  3. ^ "PDS: Small Bodies Node Home". pds-smallbodies.astro.umd.edu. 8 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2023. 
  4. ^ Magnusson, Per (1989). "Pole determinations of asteroids". Richard P. Binzel; Tom Gehrels; Mildred S. Matthews (Ed.). Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. ss. 1180-1190. 
  5. ^ "Asteroid Spin Vectors". 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 
  6. ^ a b Modeled asteroids. rni.helsinki.fi. 2006-06-18.
  7. ^ For example "Asteroid Densities Compilation". PDS Asteroid/Dust Archive. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 
  8. ^ Hilton, James L. (30 Kasım 1999). "Masses of the Largest Asteroids". 12 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Eylül 2009. 
  9. ^ Pitjeva, E. V. (2004). Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers. 35th COSPAR Scientific Assembly. Held 18–25 July 2004. Paris, France. s. 2014. Bibcode:2004cosp...35.2014P. 
  10. ^ "Asteroid Data Sets". web.archive.org. 25 Ocak 2007. 25 Ocak 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Nisan 2023. 
  11. ^ Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. (July 2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus. 158 (1): 98-105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837. 
  12. ^ "Asteroid Lightcurve Parameters". PDS Asteroid/Dust Archive. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 
  13. ^ Asteroid Taxonomies PDS Asteroid/Dust Archive. 2006-10-21.
  14. ^ "IRAS Minor Planet Survey Supplemental IRAS Minor Planet Survey". PDS Asteroid/Dust Archive. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 
  15. ^ "Midcourse Space Experiment (MSX) Infrared Minor Planet Survey". PDS Asteroid/Dust Archive. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 
  16. ^ a b "Orbit Diagrams". NASA. 17 Ağustos 2000 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Haziran 2006. 
  17. ^ "Asteroid Data Sets". PDS Asteroid/Dust Archive. 28 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2006. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]