Hungaria asteroitleri
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[değiştir | kaynağı değiştir]
Hungaria asteroitleri, tipik olarak aşağıdaki yörünge öğelerine sahiptir:[1][2]
- 1,78 ile 2,00 AU arasında bir yarı büyük eksen değeri
- Yaklaşık 2,5 yıllık bir yörünge periyodu
- 0,18'in altında, düşük eksantriklik
- 16° ila 34° yörünge eğimi
- Jüpiter ile 9:2 ve Mars ile 2:3 oranında yaklaşık ortalama hareket rezonansı
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[değiştir | kaynağı değiştir]
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[değiştir | kaynağı değiştir]
Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ Asteroid lightcurves 8 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ 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.
- ^ Vitagliano, Aldo (2007). "Distance of Mars from Earth". 7 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Nisan 2024.
- ^ 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[değiştir | kaynağı değiştir]
- Hungaria group
- Yörünge diyagramı, EasySky