Asteroit tayf tipleri

Asteroit tayf tipi, asteroitlerin yansıma spektrumları, renkleri ve bazen de albedolarına göre belirlenmektedir. Bu tiplerin bir asteroitin yüzey bileşimine karşılık geldiği düşünülmektedir. İçsel olarak farklılaşmamış küçük cisimlerin yüzeyleri ve iç bileşenlerinin muhtemelen birbirlerine benzer olduğu kabul edilirken, Ceres ve Vesta gibi büyük cisimlerin nasıl bir iç bileşenlere sahip olduğu bilinmektedir. Uzun yıllardır, Tholen, SMASS ve Bus-DeMeo taksonomileri gibi bir dizi farklı sınıflandırma sistemleriyle sonuçlanan bazı araştırmalar yapılmaktadır.^[1]

Sınıflandırma Sistemleri[değiştir | kaynağı değiştir]

1975'te gök bilimciler Clark R. Chapman, David Morrison ve Ben Zellner asteroitler için renk, albedo ve spektral çizgilere dayalı basit bir taksonomik sistem geliştirdiler. İlk üç kategori, koyu karbonlu nesneler için "C" (Carbon, Karbon) tip, taşlı (silisli) nesneler için "S"(Stone, Taş) tip olarak adlandırılırken, bu ikisine de uymayanlar için "U"(Unclassified, sınıfsız) tip olarak etiketlendi.^[2] Asteroit spektrumlarının bu temel bölümü, o zamandan beri genişletilmiş ve açıklığa kavuşturulmuştur.^[3] Halihazırda bir dizi sınıflandırma şeması mevcuttur^[4] ve bunlar karşılıklı tutarlılığı korumaya çalışsa da, belirli bir şemaya bağlı olarak çok sayıda asteroit farklı sınıflara ayrılmıştır. Bunun nedeni ise her bir yaklaşım için farklı kriterlerin kullanılmasıdır. En yaygın kullanılan iki sınıflandırmaya aşağıda yer verilmektedir:

Tholen ve SMASS'a Genel Bakış[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroit taksonomi sınıflarının özeti^[5]
Tholen Sınıfı	SMASSII (Bus Sınıflandırması)	Albedo (Yansıtabilirlik)	Spektrum Özellikleri
A	A	Ortalama	Kısa yönde 0,75 μm'lik çok dik kırmızı eğim; uzun yönde 0,75 μm'lik orta derinlikte soğurma özelliği.
B, F	B	Düşük	Doğrusal, fakat genellikle özelliksiz spektrumlar. UV soğurma özelliklerindeki farklılıklar ve 0,7 μm yakınında dar soğurma özelliğinin varlığı/yokluğu.
C, G	C, Cb, Ch, Cg, Chg	Düşük	Doğrusal, fakat genellikle özelliksiz spektrumlar. UV soğurma özelliklerindeki farklılıklar ve 0,7 μm yakınında dar soğurma özelliğinin varlığı/yokluğu.
D	D	Düşük	Çok dik kırmızı eğime sahip nispeten özelliksiz spektrum.
E, M, P	X, Xc, Xe, Xk	Düşükten (P) çok yükseğe (E)	Genel olarak kırmızımsı eğimli özelliksiz spektrum; ince soğurma özelliklerinde ve/veya spektral eğrilikte ve/veya tepe bağıl yansıtmada farklılıklar.
Q	Q	Ortalama	Kısa 0,7 μm kırmızımsı eğim; uzun 0,75 μm derin, yuvarlak soğurma özelliği.
R	R	Ortalama	0,7 μm aşağı doğru orta derecede kırmızımsı eğim; 0,75 μm uzunluğunda derin absorpsiyon.
S	S, Sa, Sk, Sl, Kare, Sr	Ortalama	0,7 μm aşağı doğru orta derecede dik kırmızımsı eğim; 0,75 μm uzunluğunda orta ila dik emilim; 0,73 μm'de yansıma zirvesi. Bus alt grupları S ve A, K, L, Q, R sınıfları arasında orta seviyede.
T	T	Düşük	0,75 μm'ye kadar orta derecede kırmızımsı; sonrasında düz.
V	V	Ortalama	0,7 μm'den itibaren kırmızımsı; 0,75 μm'den itibaren aşırı derin emilim.
—	K	Ortalama	0,75 μm'nin kısa yönünde orta derecede dik kırmızı eğim; 0,75 μm'nin uzun yönünde düzgün açılı maksimum ve düz ila mavimsi, çok az veya hiç eğrilik yok.
—	L, Ld	Ortalama	0,75 μm'nin kısa yönünde çok dik kırmızı eğim; 0,75 μm'nin uzun yönünde düz; tepe seviyesinde farklılıklar.
—	O	—	Şimdiye kadar çok az asteroit için bilinen tuhaf eğilim.

S3OS2 sınıflandırması[değiştir | kaynağı değiştir]

Küçük Güneş Sistemi Nesneleri Spektroskopik Araştırması (S³OS² veya S3OS2, Lazzaro sınıflandırması olarak da bilinir) kapsamında 1996-2001 yılları arasında La Silla Gözlemevi'ndeki eski ESO 1.52 metrelik teleskop kullanılarak 820 adet asteroit gözlemlenmiştir.^[1] Bu araştırma vasıtasıyla, çoğu daha önce sınıflandırılmamış nesnelere hem Tholen hem de Bus-Binzel (SMASS) taksonomisi uygulanmıştır. Araştırmayla, Tholen benzeri bir sınıflandırma için bir cismin yüzeyinde akışkan bir değişim ve geniş bir soğurma bandı kanıtları olduğunu gösteren yeni bir "Caa tipi" belirlenmiştir. Bu sınıf Tholen'in C-tipine ve SMASS'ın akışkan Ch-tipine (bazı Cgh-, Cg- ve C-tipleri dahil) karşılık gelmekte olup, 106 cisme bir başka değişle araştırılan cisimlerin %13'üne atanmıştır. Buna ek olarak, S3OS2 her iki sınıflandırma şeması için de orijinal Tholen taksonomisinde bulunmayan bir tür olan K-sınıfını da kullanmaktadır.^[1]

Bus-DeMeo sınıflandırması[değiştir | kaynağı değiştir]

Bus-DeMeo sınıflandırması 2009 yılında Francesca DeMeo, Schelte Bus ve Stephen Slivan tarafından tasarlanan bir asteroit taksonomi sistemidir.^[6] 0,45-2,45 mikrometre dalga boyunda ölçülen 371 asteroit için yansıma spektrumu özelliklerine dayanmaktadır. Bu 24 sınıflı sistem yeni bir "Sv" tipi ortaya çıkarmış olup, kendisi de Tholen sınıflandırmasına dayanan SMASS taksonomisine uygun olarak bir temel bileşen analizine dayanmaktadır.^[6]

Tholen sınıflandırması[değiştir | kaynağı değiştir]

David J. Tholen'in ilk kez 1984 yılında önerdiği taksonomi on yılı aşkın süredir kullanılmakta olan en yaygın sınıflandırma çeşididir. Bu sınıflandırma, 1980'lerde Sekiz Renkli Asteroit Araştırması (ECAS) sırasında elde edilen geniş bant spektrumlarından (0,31 μm ile 1,06 μm arasında) yapılan albedo ölçümlerine dayanılarak geliştirilmiştir.^[7] Orijinal formülasyon 978 asteroide dayanmaktadır. Tholen şeması, asteroitlerin çoğunluğunun üç geniş kategoriden birine girdiği 14 tip ve birkaç küçük alt tipi içermektedir. Tipler, parantez içinde çapı en büyük olan asteroit örnekleriyle birlikte verilmiştir:

C-Grubu[değiştir | kaynağı değiştir]

C grubundaki asteroitler koyu renkli, karbonlu cisimlerdir. Bu gruptaki cisimlerin çoğu standart C-tipi (örneğin 10 Hygiea) ve biraz daha "parlak" B-tipine (2 Pallas) aittir. F-tipi (704 Interamnia) ve G-tipi (1 Ceres) ise diğerlerine göre çok daha nadirdir. Bu kapsamda bulunan diğer düşük albedo sınıfları, tipik olarak dış asteroit kuşağı ile Jüpiter truvaları arasında sıklıkla görülen D-tipleri (624 Hektor) ve iç ana kuşaktaki nadir T-tipi asteroitlerdir (96 Aegle).

S-Grubu[değiştir | kaynağı değiştir]

S-tipi asteroitler (15 Eunomia, 3 Juno) silisli (ya da "taşlı") nesnelerdir. Bir diğer büyük grup ise Vesta üzerindeki büyük bir çarpma kraterinden kaynaklandığı düşünülen ve büyük Vesta ailesinin üyeleri arasında en yaygın olan "Vestoidler" olarak da bilinen taş benzeri asteroitlerin gruplandığı V-tipidir (4 Vesta). Bu grupta bulunan diğer küçük sınıflar arasında A-tipi (246 Asporina), Q-tipi (1862 Apollo) ve R-tipi asteroitler (349 Dembowska) bulunmaktadır.

X-Grubu[değiştir | kaynağı değiştir]

X-tipi asteroitlerin şemsiye grubu, nesnenin yansıtıcılık derecesine bağlı olarak (karanlık, orta, parlak) üç alt gruba ayrılabilir. En karanlık olanları, yani 0,1'in altında bir albedo ile gözlemlenenler C grubu ile bağlantılıdır. X grubu asteroitler arasında sayılan en karanlık görünümlü P-tipi (259 Aletheia, 190 Ismene) asteroitler, 0,10 ila 0,30 arasındaki orta albedo ile gözlemlenebilen "metalik" M-tipinden (16 Psyche) ve çoğunlukla asteroit kuşağının en iç bölgesindeki Hungaria ailesinin üyeleri arasında sıkça görülen parlak görünümlü "enstatit" E-tipinden farklıdır.

Taksonomik özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Tholen taksonomisi en fazla dört harfi kapsayabilir (örneğin "SCTU"). Sınıflandırma şeması "tutarsız" spektral veriler için "I" harfini kullanmakta olup, bu ifade bir spektral tip değildir. Buna bir örnek Themistian asteroidi 515 Athalia'dır; sınıflandırma sırasında cismin spektrumu ve albedosu sırasıyla taşlı ve karbonlu bir asteroide ait olduğuna ilişkin görünümler elde edildiğinden tutarsız olarak kabul edilmiştir.^[8] Bir asteroidin gözlemlenmesi esnasında altta yatan sayısal renk analizi belirsiz olduğunda, cisimlere tek bir tip yerine iki veya üç tip atanmıştır (ör. "CG" ya da "SCT"); bu tiplerin sıralaması artan sayısal standart sapma sırasını yansıtır ve en uygun spektral tip ilk olarak gösterilir.^[8] Tholen taksonomisinde spektral tipe eklenen ek notasyonlar da bulunmaktadır. "U" harfi, sayısal analizde belirlenen küme merkezinden uzakta kalan olağandışı bir spektruma sahip asteroitler için kullanılan bir işarettir. Spektral veriler sırasıyla "gürültülü" veya "çok gürültülü" olduğunda ":" (tek iki nokta üst üste) ve "::" (iki iki nokta üst üste) notasyonu sınıflandırmaya ilave edilir. Örneğin, Mars geçişli 1747 Wright "AU:" sınıfına sahiptir, bu da alışılmadık ve gürültülü bir spektruma sahip olmasına rağmen A tipi bir asteroit olduğu anlamına gelir.^[8]

SMASS sınıflandırması[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu, 2002 yılında Amerikalı astronomlar Schelte Bus ve Richard Binzel tarafından 1.447 asteroitten oluşan Küçük Ana Kuşak Asteroit Spektroskopik Araştırması'na (SMASS) dayanarak ortaya konan daha yeni bir sınıflandırma sistemidir.^[9] Bu araştırma Tholen sınıflandırmasından çok daha yüksek çözünürlükte spektrumlar üretmiş ve çeşitli dar spektral özellikleri çözebilmiştir. Bununla birlikte, biraz daha küçük bir dalga boyu aralıkları (0,44 μm ila 0,92 μm) gözlemlenebilmiştir. Ayrıca, sınıflandırma yapılırken cisimlerin albedoları da dikkate alınmamıştır. Tholen taksonomisine göre, cisimlerin çoğunluğu üç geniş C, S ve X kategorisine girmekte, birkaç sıra dışı cisim ise farklı alt tiplere ayrılmaktadır. Farklı veriler göz önüne alındığında, Tholen taksonomisine mümkün olduğunca sadık kalmaya çalışarak, keşfedilen asteroitler aşağıda verilen 26 türde sınıflandırılmıştır:

C-tipi karbonlu cisimler grubu; karbonlu cisimlerin en "standardı" olan C tipi asteroitleri, Tholen taksonomisinin B ve F tipleriyle büyük ölçüde örtüşen "daha parlak" görünümlü B tipi asteroitleri, sade C ve B tipi cisimler arasında geçişli olan "Cb" tipini ve Tholen'in G tipiyle bir şekilde ilişkili olan "Cg", "Ch" ve "Cgh" tiplerini içermektedir. "h" ibaresi "hidratlı" yani bileşiminde su bulunduran, bir anlamda akışkan olabilecek asteroitleri tanımlamaktadır.
S-tipi silisli (taşlı) nesneler grubu; S-tipi asteroidlerinin yanı sıra A, Q ve R-tiplerini de içermektedir. Yeni oluşturulan sınıflar arasında K-tipi (181 Eucharis, 221 Eos) ve L-tipi (83 Beatrix) asteroidler de bulunmaktadır. Ayrıca S-tipinin de bu gruptaki diğer ilgili tipler arasında geçişli görünüme sahip olduğu "Sa", "Sq", "Sr", "Sk" ve "Sl" olmak üzere beş farklı alt sınıfı bulunmaktadır.
Çoğunlukla metalik nesnelerden oluşan X grubu; en yaygın X tipi asteroitlerin yanı sıra Tholen tarafından sınıflandırılan M, E veya P tiplerini de içerir. "Xe", "Xc" ve "Xk", düz X-tipine ile karşılık gelen E, C ve K sınıfları arasındaki geçiş türleridir.
Diğer spektral gruplar; T, D ve V-tiplerini içerir (4 Vesta). "Ld" tipi yeni bir sınıftır ve L-tipi asteroitten daha uç spektral özelliklere sahiptir. Yeni oluşturulan O-tipi asteroit sınıfı ise o zamandan beri sadece 3628 Božněmcová asteroitine atanmıştır.

Tholen şemasında sadece tek bir cisim tarafından temsil edilen Q, R ve V tiplerine giren önemli sayıda küçük asteroit bulunmuştur.

Renk Ölçeği[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir asteroidin renk karakteristiği, fotometrik sistemden elde edilen renk indekslerinin ölçümünü içerir. Bu, nesnenin parlaklığının geçiş bantları olarak da adlandırılan farklı, dalga boyuna özgü filtreler aracılığıyla ölçülmesiyle yapılır. Klasik asteroitlerin yanı sıra uzak cisimleri karakterize etmek için de kullanılan UBV fotometrik sisteminde üç temel filtre bulunmaktadır:

U: morötesi ışık için geçiş bandı, (~320-380 nm, ortalama 364 nm)
B: bir miktar mor ışık da dahil olmak üzere mavi ışık için bir geçiş bandı (~395-500 nm, ortalama 442 nm)
V: görünür ışığa duyarlı geçiş bandı, daha spesifik olarak görünür ışığın yeşil-sarı kısmı (~510-600 nm, ortalama 540 nm)

Görünür Işığın Dalga Boyları
Renkler	Mor	Mavi	Yeşil	Sarı	Turuncu	Kırmızı
Dalga Boyları	380–450 nm	450–495 nm	495–570 nm	570–590 nm	590–620 nm	620–750 nm

Bir gözlemde, bir nesnenin parlaklığı farklı bir filtre aracılığıyla iki kez ölçülür. Sonuçta ortaya çıkan büyüklük farkına renk ölçeği denir. Asteroidler için U-B veya B-V renk indeksleri en yaygın olanlarıdır. Ayrıca, fotometrik harflerin görünür (V), kırmızı (R) ve kızılötesi (I) anlamına geldiği V-R, V-I ve R-I indeksleri de kullanılır. V-R-B-I gibi bir fotometrik dizi yapılan gözlemlerden birkaç dakika içinde elde edilebilir.^[10]

Dış Güneş Sistemindeki dinamik grupların ortalama renk indeksleri^[10]
Renk Ölçeği	Plütüno	Kurpier Kuşağı	Centaurlar	Dağınık Disk Cisimleri	Kuyruklu Yıldızlar	Jüpiter Truvalıları
B–V	0,895±0,190	0,973±0,174	0,886±0,213	0,875±0,159	0,795±0,035	0,777±0,091
V–R	0,568±0,106	0,622±0,126	0,573±0,127	0,553±0,132	0,441±0,122	0,445±0,048
V–I	1,095±0,201	1,181±0,237	1,104±0,245	1,070±0,220	0,935±0,141	0,861±0,090
R–I	0,536±0,135	0,586±0,148	0,548±0,150	0,517±0,102	0,451±0,059	0,416±0,057

Değerlendirme[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu sınıflandırma şemalarının araştırmalar ilerledikçe iyileştirilmesi ve/veya değiştirilmesi beklenmektedir. Ancak şimdilik, 1990'larda yapılan yukarıdaki iki kaba çözünürlüklü spektroskopik araştırmaya dayanan spektral sınıflandırma hala standarttır. Bilim insanları, büyük ölçüde geniş bir asteroit örneği için tutarlı bir şekilde ayrıntılı ölçümler elde etmenin zorluğu nedeniyle daha iyi bir taksonomik sistem üzerinde anlaşamamışlardır.

Meteorit türleri ile korelasyon[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı asteroit grupları göktaşı türleri ile ilişkilendirilmiştir:

C-tipi - Karbonlu kondrit meteoritleri
S-tipi - Taşlı meteoritler
M-tipi - Demir meteoritler
V-tipi - HED meteoritleri

Ayrıca Bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroit madenciliği

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

^ ^a ^b ^c Lazzaro, D; Angeli, C; Carvano, J; Mothediniz, T; Duffard, R; Florczak, M (Kasım 2004). "SOS: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids". Icarus (İngilizce). 172 (1): 179-220. doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006. 7 Kasım 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.
^ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (Mayıs 1975). "Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry". Icarus (İngilizce). 25 (1): 104-130. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8. 5 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.
^ Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies.
^ Asteroids III. William F. Bottke. Tucson: University of Arizona Press. 2002. ISBN 0-8165-2281-2. OCLC 50643829. 24 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.
^ Gehrels, Tom (2002). Asteroids III. University of Arizona Press. doi:10.2307/j.ctv1v7zdn4. ISBN 978-0-8165-2281-1. 12 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.
^ ^a ^b DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (1 Temmuz 2009). "An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared". Icarus (İngilizce). 202 (1): 160-180. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.005. ISSN 0019-1035.
^ Asteroids II. Richard P. Binzel, Tom Gehrels, Mildred Shapley Matthews. Tucson: University of Arizona Press. 1989. ISBN 0-8165-1123-3. OCLC 20261353. 26 Ocak 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.
^ ^a ^b ^c Whiteley, Robert J.; Tholen, David J. (Kasım 1998). "A CCD Search for Lagrangian Asteroids of the Earth–Sun System". Icarus. 136 (1): 154-167. doi:10.1006/icar.1998.5995. ISSN 0019-1035.
^ Schelte J. Bus, Richard P. Binzel (Temmuz 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey A Feature-Based Taxonomy". Icarus (İngilizce). 158 (1): 146-177. doi:10.1006/icar.2002.6856. 16 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.
^ ^a ^b Fornasier, S; Dotto, E; Hainaut, O; Marzari, F; Boehnhardt, H; Deluise, F; Barucci, M (Ekim 2007). "Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families☆". Icarus (İngilizce). 190 (2): 622-642. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033. 26 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[:0-1] Lazzaro, D; Angeli, C; Carvano, J; Mothediniz, T; Duffard, R; Florczak, M (Kasım 2004). "SOS: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids". Icarus (İngilizce). 172 (1): 179-220. doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006. 7 Kasım 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[2] Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (Mayıs 1975). "Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry". Icarus (İngilizce). 25 (1): 104-130. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8. 5 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[3] Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies.

[4] Asteroids III. William F. Bottke. Tucson: University of Arizona Press. 2002. ISBN 0-8165-2281-2. OCLC 50643829. 24 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[5] Gehrels, Tom (2002). Asteroids III. University of Arizona Press. doi:10.2307/j.ctv1v7zdn4. ISBN 978-0-8165-2281-1. 12 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[:1-6] DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (1 Temmuz 2009). "An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared". Icarus (İngilizce). 202 (1): 160-180. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.005. ISSN 0019-1035.

[7] Asteroids II. Richard P. Binzel, Tom Gehrels, Mildred Shapley Matthews. Tucson: University of Arizona Press. 1989. ISBN 0-8165-1123-3. OCLC 20261353. 26 Ocak 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[:2-8] Whiteley, Robert J.; Tholen, David J. (Kasım 1998). "A CCD Search for Lagrangian Asteroids of the Earth–Sun System". Icarus. 136 (1): 154-167. doi:10.1006/icar.1998.5995. ISSN 0019-1035.

[9] Schelte J. Bus, Richard P. Binzel (Temmuz 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey A Feature-Based Taxonomy". Icarus (İngilizce). 158 (1): 146-177. doi:10.1006/icar.2002.6856. 16 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[:3-10] Fornasier, S; Dotto, E; Hainaut, O; Marzari, F; Boehnhardt, H; Deluise, F; Barucci, M (Ekim 2007). "Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families☆". Icarus (İngilizce). 190 (2): 622-642. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033. 26 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2023.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

Asteroit tayf tipleri nedir?, Asteroit tayf tipleri anlamı nedir?, Asteroit tayf tipleri ne demektir?