Asteroit, (Grekçe: ἀστεροειδής, romanize: asteroeidḗs:^[1]), iç Güneş Sistemi'nde yörüngede dönen ve meteoroitlerden (milimetre ila metre arası) daha büyük, fakat cüce gezegenlerden (yaklaşık bin kilometre) daha küçük olan bir küçük güneş sistemi cismidir. Atmosferi olmayan metalik veya kayalık cisimlerdir. Asteroitlerin boyutları ve şekilleri, cüce gezegenler de dahil olmak üzere önemli ölçüde farklılık gösterir.

Asteroit terimi genellikle küçük gezegen ile eşanlamlı olarak kullanılır, fakat öncelikle Neptün yörüngesine kadar olan cisimlere atıfta bulunur ve Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından tanımlanan bir terim değildir.^[2] Neptün yörüngesinin ötesinde, bu tür cisimlere ayrıca Neptün ötesi cisim (TNO) denir. Daha yakın tarihli tanımlamalara göre küçük gezegen terimi, "klasik" asteroitleri ve TNO'yu ifade eder.

Bilinen yaklaşık bir milyon^[3] asteroitin büyük bir kısmı Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında, Güneş'ten yaklaşık olarak 2 ila 4 AU uzaklıktaki ana asteroit kuşağında yer almaktadır. Şimdiye kadar Güneş sisteminde (15 Haziran 2022 itibarıyla) 1,2 milyondan fazla^[4] asteroit bilinmekte ve her ay birkaç bin yeni keşif yapılmaktadır.^[5] Gerçek sayının ise çok daha fazla olması muhtemeldir. Asteroitler genellikle C tipi, M tipi ve S tipi olarak sınıflandırılır. Bunlar sırasıyla karbonlu, metalik ve silikalı bileşimlerinden dolayı isimlendirilmiş ve tanımlanmıştır. Tanım olarak asteroitler, cüce gezegenlerin aksine hidrostatik dengeyi sağlamak için kütle olarak çok düşüktür ve kabaca yuvarlak bir şekil alırlar, bu nedenle genellikle düzensiz şekilli cisimlerdir. Asteroitlerin boyutları büyük ölçüde değişir; en büyüğü Ceres, yaklaşık 1.000 km çapındadır ve bir cüce gezegen olarak nitelendirilir. Tüm asteroitlerin toplam kütlesi, Dünya'nın uydusu Ay'ın kütlesinden daha azdır. Ana kuşak asteroitlerinin çoğu Dünya ile aynı yönde dönen ve Güneş'in etrafında tam bir turunu tamamlamak için üç ila altı yıl süren hafif eliptik, kararlı yörüngeleri takip ederler.^[6]

Gözlem tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

Sadece asteroit 4 Vesta, göreceli olarak yansıtıcı bir yüzeye sahip olduğundan, çok karanlık bir gökyüzünde ve uygun gözlem koşullarında çıplak gözle görülebilir. Nadiren Dünya'nın yakınından geçen küçük asteroitler, kısa bir süre için çıplak gözle görülebilir.^[7] Mayıs 2022 itibarıyla, toplamda 1.211.879 adet cisim gözlemlenmiştir ve bunlardan 616.690 tanesi numaralandırılmış küçük gezegenlerdir.^[5][8]

Ceres'in keşfi[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroitlerin keşfi, gezegenlerin matematiksel bir diziye göre sıralandığını öngören (fakat Neptün'ün keşfiyle geçerliliğini yitiren) Titius-Bode yasası sayesinde başlamıştır. Bu formül J. D. Titius tarafından 1766 yılında, J. E. Bode tarafından ise 1778 yılında belirtilmiştir.^[9] Formüle göre, Mars ile Jüpiter arasında keşfedilmemiş bir gezegen olmalıdır. 1801'de, formülün öngördüğü uzaklıkta Giuseppe Piazzi tarafından Ceres keşfedilir ve başlangıçta yeni bir gezegen olarak kabul edilir.

Ek araştırmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

1802-1808 yılları arasında üç gezegen daha (Pallas, Juno ve Vesta) bulundu. İngiliz bilim insanı Sir William Herschel tarafından 1 Ceres ve 2 Pallas'ı tanımlamak için ortaya atılan kavram, sonradan Mars ve Jüpiter yörüngeleri arasında keşfedilen çok sayıda küçük gökcismini içine almış, ardından Mars'ta daha içte ve hatta Jüpiter yörüngesinden daha dışta yer alan cisimleri de kapsayacak şekilde genişletilmiştir. 1845'te Alman amatör gök bilimci Hencke, beşinci küçük gezegen Astraea'yı buldu ve 1848 yılından sonra her yıl birkaç küçük gezegen bulundu.

20. yüzyıl ortalarından itibaren Güneş Sistemi'nin dış sınırlarında henüz saptanamamış çok sayıda gökcisminin bulunabileceği öne sürülmüş ve olası yörünge özelliklerine göre bu cisimleri içine alacak kuramsal Kuiper kuşağı ve Oort bulutu terimleri tanımlanmıştır. 1992 yılında Kuiper kuşağı tanımına uyan ilk cisim (1992 QB1) keşfedilmiş, 2012'ye kadar keşfedilen Kuiper kuşağı cisimleri sayısı 1000'i aşmıştır.^[10] Pratik nedenlerle Kuiper ve Oort bulutu cisimlerinin Neptün ötesi cisimler tanımı altında toplanmaktadır. Böylece Güneş çevresinde dönen cisimler genel olarak "gezegenler", "cüce gezegenler", "kuyrukluyıldızlar", "asteroitler" ve "Neptün ötesi cisimler" olarak gruplandırılmaktadır.

İngilizce gökbilim terminolojisinde yakın tarihlerde yaşanan yeni bir gelişme, uzun süredir yaygın kullanımdan kalkmış olan minor planets kavramının yine pratik nedenlerle yeniden canlandırılmaya çalışılmasıdır. Güneş sistemi üyelerinin daha tutarlı bir sınıflamasını yapmak amacıyla atılan bu adım, gezegenler ve meteorlar dışında kalan tüm cisimleri tek bir çatı altında toplamaya dayanmaktadır. Fakat asteroitler ve Neptün ötesi cisimleri kapsayacak şekilde genişletilen bu kavram, Türkçeleştirme açısından sorun yaratmaktadır. Küçük gezegenler şeklinde Türkçeye çevrilebilecek olan minor planets tanımı, "asteroit" sözcüğünün eş anlamlısı olan "küçük gezegen" kavramı ile çakışmaktadır.

Özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Boyut dağılımı[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroitlerin boyutları, en büyüğü yaklaşık 1000 km'den sadece 1 metre çapındaki kayalara kadar büyük ölçüde değişkenlik gösterir. En büyük üçü, kabaca küreseldirler ve minyatür gezegenlere çok benzerler.^[11] Ancak büyük çoğunluğu çok daha küçük ve düzensiz şekillidir. Parçalanmış gezegen artıkları ya da daha büyük cisimlerin parçaları oldukları düşünülmektedir.

En büyük asteroitler[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroit kuşağının en büyük gökcismi, ilk bulunan asteroit olan, aynı zamanda bir cüce gezegen olarak da sınıflandırılan Ceres'tir. 952 kilometrelik çapıyla Ceres, tek başına tüm asteroit kuşağının kütlece üçte birini oluşturur. İkinci ve üçüncü büyük asteroitler olan Pallas ve Vesta'nın da çapları 500 kilometreyi geçer. Asteroit kuşağının dördüncü en büyük gökcismi olan 10 Hygiea ise ilk asteroidin keşfinden 48 yıl sonra, 1849'da keşfedilmiştir. Bu gökcisimlerinin hiçbirinin kütlesi bir atmosferi tutabilecek boyutlara ulaşamaz; birçoğu birkaç kilometrelik, hatta birkaç yüz metrelik kütlelerdir ve en büyük birkaçı hariç küre şeklini alacak kadar kütle çekimleri yoktur.

Kümeler ve boşluklar[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroit kuşağındaki gökcisimleri kümelenme eğilimi gösterir ve bazı bölgelerde bulunmazlar. Jüpiter'in dolanım süresinin belirli bir oranı kadar sürelerde dolanımını tamamlayacak uzaklıkta yer alan (özellikle 1:2, 1:3, 1:5 oranlarında) bir asteroidin yörüngesi, Jüpiter'in genel çekimi nedeniyle kararsızlaşır. Bu kuşaktaki boşluklara Kirkwood Boşlukları adı verilir. Bazı asteroitlerin yörüngesi çok eğik (Pallas'ın eğikliği 34ºtür), bazılarınınkiyse eş merkezlidir; ama şimdiye kadar, geri dönme hareketi yapan bir asteroide rastlanmamıştır.

Olağandışı yörüngeler[değiştir | kaynağı değiştir]

En ilgi çekici asteroitler, ana kümeden ayrılanlardır. Bazı asteroitler Dünya'ya çok yaklaşırlar: Biçimi düzensiz, en uzun çapı yaklaşık 24,8 km olan Eros, 1931 ve 1975 yıllarında Dünya'ya 24 milyon kilometre uzaklıktan geçmiştir; çapı 1,6 km olan Hermes, 1937'de Dünya'ya 776.000 km'ye kadar yaklaşmıştır. Dünya'ya 6,4 milyon kilometreye kadar yaklaşabilen Icarus, Güneş'e Merkür'den daha çok yaklaşır. Yörüngesi çok basık olan Hidalgo, günöte noktasında Satürn'ün yörüngesinin yakınlarından geçer.

Truva asteroitleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Truva asteroitleri ilk olarak Jüpiter'in yörüngesinde tespit edilmiştir. Bu asteroitler Jüpiter'le aynı yörüngeyi izler; ama Jüpiter'le aynı hızda ve ondan 60º açısal uzaklıktaki Lagrange noktaları arasında kendine özgü yörüngelerde dolanması nedeniyle bir çarpışma söz konusu değildir. Daha sonraları Venüs, Dünya, Mars, Uranüs ve Neptün'ün, hatta kimi büyük asteroitler Ceres ve Vesta'nın bile geçici de olsa,^[12] bu biçimde Truvalı asteroitleri bulunduğu tespit edilmiştir.

Asteroit çeşitleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroitler, kendilerini oluşturan elementlere göre sınıflandırılabilir:^[13][14]

• Karbonlu asteroitler (C-tipi)

Bilinen tüm asteroitlerin yaklaşık %75'i karbondur. Bu karbon zengini asteroitlerin yüzeyleri çok koyu renklidir ve üzerlerine düşen ışığın sadece %3 ilâ 10'unu yansıtırlar. Karbonlu asteroitler Asteroit Kuşağı'nın dış bölgelerinde bulunur.

• Gri silikatlı asteroitler (S-tipi)

Bu kayaç yapıdaki gökcisimleri büyük oranda demir ve magnezyum silikat, yani Dünya'nın mantosunu oluşturan maddeleri içerir. Üzerlerine düşen ışığın %10 ilâ 12'sini yansıtan S-tipi asteroitler, Asteroit Kuşağı'nın yaklaşık %17'sini oluşturur. 2000 yılında NEAR Shoemaker uzay aracının ziyaret edip yörüngesinde döndüğü Eros S-tipi bir asteroitdir.

• Metalli asteroitler (M-tipi)

Demir ve nikel karışımından oluşan bu gökcisimleri içerdikleri elementler bakımından Dünya'nın çekirdeğine benzer. Geçmişte eriyerek iyice birbirine karışan bu malzemeler zamanla soğumuştur. ABD, Arizona'da bulunan 1,2 km çapındaki Barringer Krateri, 50.000 yıl önce, 50 metre genişliğinde M-tipi bir asteroitin saatte yaklaşık 50.000 km hızla Dünya'ya çarpmasıyla şekillenmiştir.

Asteroitlerin evrimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroitler, yeterli büyüklüğe ulaştıklarında içlerindeki ışınetkin elementlerin bozunmasıyla ortaya çıkan ısı, bu gökcisimlerini eritebilir. Bunun sonucunda asteroitin içindeki maddeler kütle çekimiyle birbirinden ayrılır ve demir gibi ağır elementler çökerek bir çekirdek oluştururken kayaç yapıdaki hafif mineraller yukarıda kalarak mantoyu oluşturur. Ancak evrim bu noktada bitmez ve başka asteroitlerin gökcismine çarpmasıyla devam eder. Küçük çarpmalar yeni asteroitler doğuracak minik parçalar koparır. Büyük çarpmalarsa bir asteroidi tümden paramparça edebilir. Bununla birlikte, parçalar kütle çekimiyle tekrar bir araya gelerek gevşek moloz kütleleri oluşturabilir.^[15]

Semboller[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroit	Sembol
Ceres	⚳
2 Pallas	⚴
3 Juno	⚵
4 Vesta	⚶
5 Astraea
6 Hebe
7 Iris
8 Flora
9 Metis
10 Hygiea
11 Parthenope
12 Victoria
13 Egeria
14 Irene
15 Eunomia
16 Psyche
17 Thetis
18 Melpomene
19 Fortuna
26 Proserpina
28 Bellona
29 Amphitrite
35 Leukothea
37 Fides

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]