Alm. Astero’id, Fr. Asteroi’de (m), İng. Asteroid.
Güneş etrafında dönen, gezegene benzer küçük cisimlere verilen ad.
Bir asteroit, ‘Uzay’da bir gezegenden daha küçük olan kayalık nesne’ olarak tanımlanıyor.
NASA’nın verdiği bilgiye göre, bazen ‘küçük gezegenler’ veya ‘planetoit’ olarak da adlandırılıyorlar.
Diğer bilimsel kaynaklar, asteroitleri ‘uzay enkazı’ veya ‘Güneş sistemlerinin oluşumundan arta kalan parçalar’ olarak belirtiyor.
Güneş’imizin yörüngesinde yer alan milyonlarca asteroit bulunuyor. Bu asteroitlerin yaklaşık 705 bini, Mars ve Jüpiter arasında yer alan ‘Asteroit Kuşağı’nda yer alıyor. Bu küçük gezegenler (İng: minor planet), küçük kütle ve hacimlerinden ötürü 'gezegenimsi' (İng: planetoid) olarak da bilinirler. Ayrıca, bilindiği kadarıyla bunların içinde bazılarının (örneğin: İda) birer uydusu da vardır
Asteroitler, yüzlerce kilometre genişliğinde olabiliyor. Güneş Sistemi’nin en büyük asteroiti Ceres, 940 kilometrelik genişliğiyle ‘cüce gezegen’ olarak kabul ediliyor. Ceres’in ardından Asteroit Kuşağı’nın en büyük ikinci cismi olan Vesta asteroiti, 525 km çapında. Ancak bu büyüklüğüyle cüce gezegen sınıfına girmiyor.
Ceres asteroiti.
Bunlar planetoidler veya mini planetler olarak da adlandırılırlar. Halihazırda 1600’den fazla asteroitin yörüngeleri tesbit edilmiş ve binlercesi de gözlenmiştir. Mars ve Jüpiter arasında yer alan birkaç asteroit hariç, bu küçük planetler güneş etrafında bir elips şeklinde dönmektedirler. Hemen hemen Mars yörüngesinde her ne büyüklükte olursa olsun keşfedilmeyen asteroit yok gibidir. Diğer taraftan Jüpiter’in üzerindeki bölgede, gözlem yoluyla bilinenlerinden daha değişik nadir büyüklükte asteroitler de vardır.
Bode Kanunu, Mars ile Jüpiter yörüngeleri arasında başka bir gezegenin varlığına işaret etmiş ve Uranüs’ün keşfi de bu hipotezi kuvvetlendirmiştir. 1 Ocak 1801’de İtalyan Giuseppe Piazzi tarafından beklenmeyen bir cisim gözlendi. Yedinci “yıldız” sınıfına girebilecek bir cisim, her gece diğer yıldızlara göre yerini değiştiriyordu. Bu cismi altı hafta devamlı izleyen Piazzi bunun acayib bir kuyruklu yıldız olduğunu zannetmişti. Bu arada hasta olan Piazzi, iyileştiğinde cismi gözetlenebilecek bir durumda bulmadı. Bu haber Almanya’ya ulaştı. Bunun eksik olan gezegen olduğuna inanıldı. Piazzi de buna “Ceres” ismini verdi.
Ancak Ceres’in tekrar keşfi genç bir Alman matematikçisi Karl F. Gauss tarafından oldu. Göttingen Üniversitesinde bulunan Gauss, bir yörüngeyi sadece üç gözetlemede hesab edecek bir metot geliştirmişti. Bundan sonra başka gezegenin keşfi beklenmekteydi. Bu sebepten Heinrich W.M. Olbers’in 28 Mart 1802’de Ceres’i ararken başka bir cisme rastlaması büyük şaşkınlığa yol açtı. Olbers bunu “Pallas” olarak isimlendirdi.
Bu olaydan sonra astronomlar yeni asteroitler peşinde koştular. 1 Eylül 1804’de Karl L. Harding "Juno" ismini verdiği yeni bir cisim buldu. Bu keşiften sonra yeni üç asteroidin yörüngelerini inceleyen Ulbers, bunların yörüngelerinin birbirlerini Virgo yıldız burcunda kestiğini müşahede etti. Bundan hareket ederek, bunların parçalanmış bir gezegenin kalıntıları olabileceği hipotezini ileri sürdü ve diğer parçalar için araştırmaya geçti. 29 Mart 1807’de dördüncü bir tane daha keşfederek “Vesta” ismini koydu.
Pek sıkı bir çalışma, daha sonraki yıllarda beklenilen sonucu vermedi. Sebebi ise yeterli derecede sönük cisimlere bakılmamasıydı. 1845’te 10. mertebede beşinci bir asteroit, “Astrea” Karl Hencke tarafından “Berlin”de keşfedildi. 1847’de üç tane daha bulunurken, bundan sonraki her sene yenileri bulundu.
Müşahade metodları: On dokuzuncu asrın ortasına kadar göğün sönük yıldızlarını gösteren fotoğrafik bir atlası yoktu. Ancak bazı ayrık noktalar için 7. veya 8. mertebeden daha az sönük cisimleri gösterenler vardı. Bu sebepten asteroit keşfi peşinde koşanlar göğün bir bölgesinin resmini yapmak ve daha sonra değişiklikleri tesbit etmek için tekrar resmini çıkarmak ve bu iki resmi karşılaştırmak zorundaydılar.
1891’de gök fotoğrafçılığı oldukça ilerlemiş ve müşahede metodunu değiştirecek duruma gelmişti. Kameralı bir teleskop göğün seçilen kısmına çevrilerek bir tahrikli saat harekete geçirilirdi. Fotoğraf süresi iki ile üç saat kadar devam edebilirdi. Bu arada gözetleyen kimse bir klavuz yıldızı teleskobun geniş çizgilerinin kesiştiği yerde muhafaza ederdi. Bu gerçekte her türlü gök fotoğrafı için büyüklüğü ve odak uzaklığı ne olursa olsun gerekli olmaktadır. Farklı kırılmalar, titreşimler ve benzerleri, görüntülerin düzensiz olması sonucunu doğurur.
Bu şekilde çekilen fotoğraflarda yıldızlar yuvarlak nokta şeklinde görülürler. Bu noktaların büyüklüğü yıldızın büyüklüğüne ve parlaklığına göre değişir. Bu bölgedeki herhangi bir asteroit sırasında yıldızlar arasında hafifçe hareket eder. Fotoğrafta ise bu kısa noktalar arasında bir iz şeklinde görülür. Konumu yıldızlara göre kolayca belirlenebilir. Bir veya iki hafta aralıkla yapılacak üç gözetleme genel olarak, ön yörünge hesabı için yeterlidir.
Bu metodun bir mahzuru asteroitlerin nokta olarak değil de, çizgi olarak görülmesidir. Bu sebepten ışığı sönük bir asteroidin belirlenmesi oldukça zor olur. Bu husus metodda değişiklik yapılarak önemli miktarda önlenebilir. Asteroidin muhtemel hızı hesaplanarak tahrik saati o kadar azaltılır. Böylece asteroit nokta olarak görülürken yıldızlar çizgiler çizerler. Bu metodlarla daha sönük asteroidler de tesbit edilebilir.
Bir asteroidin yörüngesi üç gözlem ile tesbit edilebilirse de daha kesin hesaplar için pekçok haftalara yayılmış en azından beş veya altı gözleme ihtiyaç duyulur. Asteroitler önce keşfedildikleri yıla göre isim alır ve bunu iki büyük harf de takip eder. Mesela 1932 HA gibi. Yörüngenin kesin olarak ortaya çıkmasından sonra kendisine daimi bir numara verilir. Asteroitler ilk keşfedildiklerinde, eski Yunan isimleri verilmesi adet olmuştu. Ancak asteroitler bulundukça yeterli isim bulunamadığı için şehir, memleket ve hatta insan isimleri de verilmiştir. Günümüzde keşfedilen asteroitlerin pek çoğuna artık bu tür bir isim verilmektedir.
Fiziki özellikleri: Halen en büyük asteroitlerden ancak birkaç tanesinin çapları ölçülebilmiştir. 1894-1895 yılları arasında Edward E. Barnard 36. Lick Refraktör’ünü kullanarak bazı asteroitlerin çapları hakkında aşağıdaki değerleri elde etmiştir:
Ceres, 781 km, Pallas 499 km, Vesta 391 km ve Juno190 km (diğer gözlemcilerin elde ettiği değerler bunlardan biraz farklı olabilir).
Asteroitlerin ekserisinin çaplarını hesaplamada tek yol, Dünya ve Güneş’ten belli uzaklıktayken parlaklıklarını gözleyip, incelemektir. Birim alandaki yansıma güçleri (albedo’ları= beyazlık derecesi)ne göre astronom; belli uzaklıkta o derecede bir parlaklıkta gözükebilmesi için asteroidin büyüklüğünün ne olması gerektiğini hesab eder. Bu yolla çapı 1 km’den az olan asteroitlerin çapı dahi hesaplanabilir. Daha ufak çaplı asteroitlerin çaplarını hesaplamaya dair bir usul konmamıştır. Zira çok ufak asteroitlerin sayısı oldukça çoktur.
Kütle: Böyle cisimlerin kütlelerinin ölçülmesinde tek yol onun çekim kuvvetinin başka bir cisme etkisinin gözlenmesiyle yapılan hesaplamadır. Fakat böyle bir etki herhangi bir asteroit için gözlenmemiştir. Bununla beraber eğer Ceres (en büyük asteroit)in Ay ile aynı yoğunluğa sahib olduğu kabul edilirse, kütlesinin Dünya’nın 1/7,200’i olması gerekmektedir. Bilinen ve bilinmeyen bütün asteroitlerin kütleleri toplamının Dünya kütlesinin 1/500’nden daha az olması gerektiği hesap edilmiştir.
Şekil: Asteroitlerin ekserisinin, küreden daha düzensiz şekillerde olduğu kabul edilir. Çok sayıda asteroitte fotometrelerle yapılan araştırmalarda, gözlenen asteroitlerin parlaklıklarındaki periyodik değişmeler bize bu kanaatı vermektedir. Diğer taraftan periyodik değişmeler göstermeyen asteroitler de vardır. Bu değişmeler asteroidin düzensiz şekilde hareketleri gözönüne alınarak açıklanabilir.
Bazı durumlarda bu değişmeler, farklı bir yansıtma gücüne sahip asteroidin değişik durumlarından ortaya çıkabilir. Denilebilir ki, bir dağ tepesi alınıp uzaya fırlatılırsa istenilen büyüklükte ve şekilde bir asteroit elde edilirdi.
Yüzey şekilleri: Asteroitlerin yüzeylerindeki yerçekimi herhangi bir gezegendeki yer çekiminden daha azdır. Zira asteroitlerin kütleleri çok küçüktür. Dünyada 45 kg bir cisim Ceres asteroidinde 1,8 kg gelir.
Yörüngeler: Her asteroidin yörüngesi, odaklarından birinde Güneş bulunan bir elipstir. Bilinen bütün asteroidler gezegenlerde olduğu gibi Güneş etrafında saat yelkovanının ters yönünde hareket ederler. Mamafih bazı asteroitlerin yörüngeleri oldukça fazla farklılıklar göstermektedir.
Asteroitlerin bulunduğu kuşak (yöre): Asteroitlerin ekserisi, Mars’ın yörüngesi ile Jüpiter’in yörüngesi arasında kalan bölgede bulunmaktadır. Yalnız bu alan asteroit yörüngeleri ile muntazaman doldurulmuş değildir. Jüpiter’in Güneş etrafında devir süresi 11,86 senedir. Bu sürenin 1/3’i, 2/5’i ve 1/2’i müddetince Güneş etrafında dönen bir asteroidin yokluğu ilgi çekicidir. Bu durumun bir rezonans etkisi (ses yansıması) olduğuna inanç kuvvetlidir. Eğer boş kuşaklara bir asteroit girecek olsa, her devri esnasında Jüpiter’in etkisine maruz kalarak yörüngesinde düzensizlikler meydana gelecek ve neticede yörüngesi Jüpiter’in yörüngesine yaklaşacak veya uzaklaşacaktır. Yani bu kuşaktan çıkacak ve bu kuşaklar (bölgeler) sonunda yine boş kalacaktır. Güneş’ten Jüpiter’in devir süresinin 1/4, 1/5, 3/5, 3/7’si kadar uzaklıktaki kuşakların da yukardaki kuşaklara nazaran daha az süre de olsa boş yani asteroitsiz kalmakta olduğu tesbit edilmiştir. Buna benzer boşlukların niçin 2/3, 3/4 gibi daha büyük kesirlerde bulunmadığı kesin olarak anlaşılmamıştır. Bu kesirler yakın değerlere sahip asteroit yörüngelerinin çoğunluğu matematik olarak beklenenin üzerindedir. Her halükarda, bütün asteroit yörüngelerinin Jüpiter’in yörüngesine; diğerlerine nazaran vaki olan bu yakınlığının sebebi en büyük kütleli gezegen olmasıdır.
Eksantrik yörüngeler: Mars ve Jüpiter’in arasındaki kuşakta bulunan asteroitlerin yörüngeleri, gezegenlerine benzer. Yani, Güneş etrafında takib ettiği yol tam bir elips şeklinde olmayıp aşağı yukarı dairevidir. Fakat bazı asteroitlerin yörüngeleri eksantriktir (dış merkezlidir). Bu tür asteroitler Güneş etrafında yassı bir elips şeklinde yol takib eder. Bu esnada da Mars’ın yörüngesi içine veya Jüpiter’in ötesine kadar gidebilirler. Yörünge eksantrikliği 0-1 arasındaki rakamlarla gösterilir. 0 eksantrikliğe sahip bir yörünge tam daire şeklindedir. Eksantriklik 1’e yaklaştıkça artar.
Yörünge değişiminin başka bir çeşidi ise ekliptik’e (Dünya’nın Güneş etrafındaki yörünge düzlemi) olan eğilmesi (meyli)dir. Birçok asteroit Dünya ile aynı yörünge düzleminde hareket eder ve dolayısıyla eğilme derecesi 0’dır. Fakat bazılarının yörüngeleri meyillidir. Asteroitlerin % 7 kadarının eksantriklikleri 0, 25’ten büyük ve % 6 kadarının da eğilme derecesi 20 dereceyi aşar. Çoğunlukla eksantrik bir yörüngeye sahip asteroidin eğilme derecesi de yüksek derecededir. Mesela, Hidalgo 0,65’lik bir eksantrikliğe ve 43’lük eğime sahiptir. Hidalgo, yörüngesinin Güneş’ten en uzak olduğu noktada Satürn’ün yörüngesine yaklaşır. Aşağı yukarı 1,5 km çapa sahip bir asteroit olan Icarus’un 0,79’luk bir eksantrikliği ve 21 derecelik bir eğimi vardır. Yörüngesinin Güneş’e en yakın noktasında Icarus ve Hidalgo ve daha birkaç asteroidin yörüngesi kuyruklu yıldızların izlediği yörüngelere benzer. Aslında kuyruklu yıldızlarla, böyle asteroitler arasında bir ilişki kurulabilir. Belki de Hidalgo bir kuyruklu yıldızın çekirdeği idi ve kuyruğu kendisinden koptu.
Dünya’nın yakınından geçen asteroitler: Icarus ve ondan daha büyük olan Erar, Dünya’dan birkaç milyon km uzaklıktan geçmiştir. Dünya’ya daha da fazla yanaşan bir takım ufak asteroitler olmuştur. Hermes’in 1937 yılında Dünya'nın 800.000 km ötesinden geçtiği tesbit edilmiştir. Bu tür asteroitler çok hızlı geçerler. Çok güçlü teloskoplarla bile çok kısa bir an görülebilir ve kaybolurlar. Aynı zamanda Dünya'nın çekim kuvvetinden de etkilenirler. Bu asteroitlerden bazıları şimdi görülememektedir ve tekrar görülmeleri ihtimali vardır. Bazı ufak asteroitler, Dünya ile çarpışabilecek bir yakınlığa kadar gelmişlerdir. Zamanla belki böyle bir çarpışma vuku bulabilir.
Truva asteroitleri: Birkaç tane asteroit Güneşten Jüpiterle aynı mesafede hareket ederler. Bu duruma uzay (gök) mekaniğinde klasik bir problem olan “üç cisim problemine” bir tür çözüm teşkil eder. Sözkonusu problem: Her üçünün birbirine olan hareketlerinin etkilerinin belirlenmesi ile ilgilidir. Bu problem iki basit durumda çözülmüştür. Bunlardan birincisi cisimlerin eşkenar üçgenin düşey şeklinde yer aldığı zamanki durumdur. Diğeri ise , cisimler sabit bir sistem meydana getirdikleri zamanki durumdur.
1904 yılında Alman astronom Max Wolf, pozisyonu bu tarife uyan Achilles Asteroidi’ni keşfetti. Bu asteroit Güneş’ten Jüpiterle aynı uzaklıkta ve Jüpiter’in 60° önünde bulunmak suretiyle Güneş, Jüpiter ve Achilles bir eşkenar üçgen teşkil etmektedir. Wolf’un bu keşfinden bu zamana kadar geçen zamanda Achilles’in yakınlarında birtakım asteroit daha bulunmuştur. Jüpiter’in 60° arkasında da başka bir grup asteroit bulunmuştur. Bunlar da Güneş ve Jüpiterle başka bir eşkenar üçgen meydana getirirler. Bu asteroitlere Truva asteroitleri ismi verilmiştir. Hiçbiri 12 kadirden daha parlak değildir. Fakat bu asteroitlerin büyüklerinin bu kadar uzak mesafeden bu derece parlak görünmeleri, onların129 km çap civarında olmalarını gerektirmektedir. Özellikle Satürn’ün etkisinden dolayı Truva asteroitleri Jüpiter’den sabit uzaklıkta kalamazlar, bir miktar ileri geri hareket ederler. Yörüngeleri yüksek eğilme derecelerine, fakat düşük eksantrikliğe sahiptirler. Belki mevcut Truva asteroitlerinden bazıları bu pozisyonlarından kopabilir, fakat onların pozisyonuna çok yakın olarak dolaşan başka asteroitler bu gruba dahil olabilirler.
Asteroidlerin meydana gelişi: Japon Astronom Kiyotsugo Rigakushi Hirayama, asteroit yörüngelerini uzun uzun inceledikten sonra, yörüngeleri müşterek bir merkez olarak kabul edilen (bilinen) bazı gruplar buldu. Bu gruplara genellikle “aileler”gibi isimler verildi. Hirayama beş aile tarif etmiş ve eksik numaralılara ve iyi tanınanlara yeni isimler de ilave etmiştir. Hirayama her bir grubun daha büyük özel bir kütlenin parçalanması sonucu meydana geldiğini öne sürdü. Böylece bu konuda Olbers’in bunların basit tek bir planetin parçalanması sonucu meydana geldiğini ileri süren hipotezini çürütmüştür. Böyle bir parçalanma hadisesi olduğunda herhangi bir parçanın yörünge şekli ile ilgili bir mesele olmadığı isbat edilebilir. Böyle bir durumda her parça Güneş etrafındaki müteakip dönme anında parçalanma noktaları arasından geçmek mecburiyetinde olacaktı. Bu parçaların yörüngesi başka gök cisimlerinin etkisiyle değişmedikçe bu hadise böylece devam edecektir. Şimdiye kadar bulunan böyle bir ortak nokta yoktur. Bundan sonrası şayet ilk asteroitlerin hepsinin müşterek noktadan geçtikleri gibi, çağlar boyunca asteroit yörüngeleri hesaplanarak bozulmanın ne kadar olduğunu göstermek günümüzde matematikçi astronomi aliminin vazifesidir.
Asteroitlerin nasıl meydana geldikleri hakkındaki bilgiler henüz kesinleşmemiştir. Güneş sisteminin meydana gelişi hakkındaki bilgiler, asteroitlerin meydana gelmesi hakkındaki bilgiden daha fazladır. Asteroitlerin meydana gelişi hakkında bilinen şeyler zamanla kesinleşebilecektir. Halihazırda asteroitlerin meydana gelişinde kabul edilen teori Gerart P. Qiper teorisidir. Her gök cismi gibi asteroitlerin de sonradan var oldukları, bir başlangıçlarının bulunduğu ilmi bir gerçektir.
Asteroitlerin en büyüğü10 Hygiea asteroit kuşağının dördüncü en büyük gökcismidir. Çapı 350–500 km arasında değişir ve kütlesi asteroit kuşağının toplam kütlesinin 3%'sidir. Daha sonra asteroyit kümeleri içinde yer alan en büyük gökcismi Ceres'tir; onun dışında yalnızca Pallas ile Vesta'nın çapları 480 km'yi geçer. Bu gökcisimlerinin hiçbirinin kütlesi bir atmosferi tutabilecek boyutlara ulaşamaz; birçoğu birkaç kilometrelik, hattâ birkaç yüzmetrelik kütlelerdir ve tam bir küre biçimde değildir.
Sonuç: Asteroitler konusu Dünya’nın her yerinde artan bir alaka görmektedir. Zira astronomlar için mesafe tariflerinde referans noktası olarak çok faydalıdırlar. Güneş paralaksının (Güneş merkezinde Dünya’nın yarıçapı ile birleşen açı, ihtilaf-ı manzar) doğru olarak hesaplanmasında buna ilaveten Dünya’nın Güneş’ten gerçek uzaklığının hesaplanmasına yardımcı olmaktadır. Bu sebeple Amerika ve Avrupa’da asteroitler hakkında geniş araştırmalar yapılmaktadır.
Asteroit ile meteor arasındaki farkAtmosfere girmeden önce asteroit, patlamanın ardından ise meteroite dönüştüğünü be belirtmek yanlış olmaz.
Uzay'da asteroit olarak tanımlayacağımız kozmik cisim, Dünyamızın atmosferine girerek bir alev topu halini alıyor.
Meteorların oluşturduğu alev topları, ‘bolit’ olarak da adlandırılıyor.
Fotoğrafta, Ekim 2003'te Galler'de gözlemlenen meteor görülüyor.
0 Yanıt
2031 Gösterim