Bir küçük gezegen grubu çoğunlukla benzer yörüngeleri izleyen küçük gezegenler ve cisimlerden oluşan gruptur. Bu grupların üyeleri, bir asteroit ailesinden farklı olarak genellikle birbirlerinden bağımsızdır. Bir grubu adlandırmak için genellikle keşfedilen ve muhtemelen en büyükleri olan cismin adı tercih edilmektedir.

Dünya yörüngesiyle ilgili gruplar[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'e yakın bölgelerdeki yörüngelerde bulunan asteroitlerin sayısı diğerlerine göre daha azdır. Aşağıda yer verilen gruplardan bazıları, şu anda varsayımsaldır ve henüz hiçbir üye keşfedilmemiştir; bu nedenle kendilerine verilen isimler geçicidir.

• Vulkanoid asteroidler, tamamen Merkür'ün yörüngesinde 0,3874 AU'dan daha yakın bir günötede dolanan varsayımsal asteroidlerdir. Vulkanoidler için birkaç keşif çalışması yapılmış ancak şimdiye kadar hiçbiri keşfedilmemiştir.
• ꞌAylóꞌchaxnim asteroitleri (daha önce Vatira (Venüs-Atira) olarak adlandırılmıştır) tamamen Venüs'ün yörüngesinde dönen asteroitlerdir. Venüs'e göre 0,718 AU'dan daha yakın bir günöteye sahiplerdir. 2022 itibarıyla bu grupta olduğu bilinen tek asteroit 594913 ꞌAylóꞌchaxnim'dir.
• Atira asteroitleri (Apohele; Dünyasal İç Nesneler), Dünya'ya göre günötesi 0,983 AU'dan daha yakın olan, yani tamamen Dünya'nın yörüngesinde döndükleri bilinen küçük bir asteroit grubudur. Grup adını, ilk teyit edilmiş üyesi olan 163693 Atira'dan almıştır.^[1] 2020 itibarıyla 6'sı numaralandırılmış olmak üzere 28 üyeden oluşmaktadır.^[2][3]
• Merkür'e 0,3075 AU mesafeden daha yakın bir günberide yol alan, Merkür-kesişen asteroidler.
• Venüs'e 0,7184 AU mesafeden daha yakın bir günberi noktasında bulunan Venüs-kesişen asteroidler. Bu gruptaki asteroitler; 594913 ꞌAylóꞌchaxnim hariç yukarıda sayılan tüm grupları kapsar.
• Dünya'nın 0,9833 AU mesefedeki günberi noktasından yakın bir günberiye sahip olan Dünya-kesişen asteroidler. Bu grup Apoheles dışında yukarıdaki Merkür ve Venüs geçişli asteroidleri de kapsar. Ayrıca kendi içlerinde de ikiye ayrılırlar;
  • Yarı büyük ekseni 1 AU'dan küçük olan Aten asteroitleri, 2062 Aten'den sonra adlandırılmıştır.^[4]
  • Yarı büyük ekseni 1 AU'dan büyük olan Apollo asteroitleri, 1862 Apollo'dan sonra adlandırılmıştır.^[5]
• Arjuna asteroitleri Dünya'nınkine benzer yörüngelere sahip olmakla birlikte ortalama yörünge yarıçapı yaklaşık 1 AU ile düşük dışmerkezlik ve eğime sahip olmak şeklinde biraz muğlak bir biçimde tanımlanmaktadır.^[6] Bu tanımın muğlaklığı nedeniyle Atira, Amor, Apollo veya Aten gruplarına ait bazı asteroitler de Arjuna olarak sınıflandırılabilir. Bu terim Spacewatch projesi kapsamında ortaya atılmıştır ve mevcut bir asteroide atıfta bulunmamaktadır; Arjunalara örnek olarak 1991 VG verilebilir.
• Dünya truvalıları Dünya-Güneş Lagrange noktaları L₄ ve L₅'te konumlanan asteroitlerdir. Dünya yüzeyinden bakıldığında gökyüzündeki konumları Güneş'in yaklaşık 60 derece doğusunda ve batısında sabit olacak, kısa bir süreliğine araştırma imkanı verecektir. Bu nedenle genelde çok daha büyük uzanımlardaki asteroidler daha sıklıkla incelendiğinden bu bölgelerde ilişkin çok az araştırma yapılmıştır. Halihazırda iki tane bulunmaktadır.^[7]
• Dünya'ya yakın asteroitler, yörüngeleri Dünya'nınkine yakın olan asteroitler için kullanılan genel bir terimdir. Yukarıdaki grupların neredeyse tamamını ve Amor asteroitlerini de kapsamaktadır.

Mars yörüngesiyle ilgili gruplar[değiştir | kaynağı değiştir]

• Amor asteroitleri, isimlerini 1221 Amor'dan alırlar. Bu gruptakiler birer Dünya-kesişen olarak sınıflanmazlar. Dünya'nın yörüngesinin hemen dışındaki bir enbriye sahip olan Dünya yakını cisimlerdir.^[8]
• Mars-kesişen asteroitlerin yörüngeleri, Mars'ın yörüngesini keser, ancak Dünya'nınkine çok yaklaşmazlar.^[9]
• Mars truvalıları Mars'ı yörüngesinin 60° ilerisindeki (L₄) veya gerisindeki (L₅) olmak üzere iki Lagrange noktasından birinde, Mars'ı takip eder veya önünden gider.^[10] Kasım 2020 itibarıyla dokuz tane olduğu kabul edilmektedir.^[11] En büyüğü ise 5261 Eureka olarak görünmektedir.
• Dünya, Venüs ve Merkür kesişen asteroitlerin çoğu 1 AU'dan daha büyük bir günöteye sahiptir.

Asteroit kuşağı[değiştir | kaynağı değiştir]

Bilinen asteroitlerin büyük çoğunluğunun yörüngeleri kabaca 2 ila 4 AU mesafede bulunan, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındadır. Bunlar Jüpiter'in yerçekimi etkisi nedeniyle bir gezegen oluşturamazlar. Jüpiter'in çekim etkisi, yörüngesel rezonans yoluyla, ilk kez 1874 yılında Daniel Kirkwood tarafından tanımlanan asteroit kuşağındaki Kirkwood boşluklarını temizler.^[12]

En yoğun olduğu bölge asteroit kuşağı olarak adlandırılır. Burası 2,06 ve 3,27 AU arası bölümdeki Kirkwood boşluklarında, eksantriklikleri yaklaşık 0,3'ün altında ve eğimleri 30°'den küçük olan bir bölgedir. Kirkwood Boşlukları tarafından aşağıdaki alt bölümlere ayrılabilir:

• İç asteroit kuşağı, 3:1 Jüpiter yörünge rezonansı nedeniyle 2,50 AU'daki güçlü Kirkwood boşluğunun içindedir. En büyük üyesi 4 Vesta'dır.
  • Ayrıca ana kuşak I asteroitleri olarak adlandırılan, yarı büyük ekseni 2,3 AU ile 2,5 AU arasında ve eğimi 18°'den az olan bir grubu da içeriyor gibi görünmektedir.

    

• Orta (veya ara) asteroit kuşağı, 3:1 ve 5:2 Jüpiter yörünge rezonansları arasında, ikincisi 2,82 AU'da. En büyük üyesi Ceres'tir. Bu grup aşağıdaki şekilde ikiye ayrılır:
  • Yarı büyük ekseni 2,5 AU ile 2,706 AU arasında ve eğimi 33°'den az olan ana kuşak IIa asteroitleri.
  • Yarı büyük ekseni 2,706 AU ile 2,82 AU arasında ve eğimi 33°'den az olan ana kuşak IIb asteroitleri.
• Dış asteroit kuşağı; 5:2 ve 2:1 Jüpiter yörünge rezonansları arasında bulunur. En büyük üyesi 10 Hygiea'dır. Bu grup aşağıdaki gruplara ayrılır:
  • Yarı büyük ekseni 2,82 AU ile 3,03 AU arasında, dış merkezliği .35'ten az ve eğimi 30°'den az olan ana kuşak IIIa asteroidleri.
  • Yarı büyük ekseni 3.03 AU ile 3.27 AU arasında, dışmerkezliği .35'ten küçük ve eğimi 30°'den küçük olan ana kuşak IIIb asteroitleri.

Jüpiter yörüngesiyle ilgili diğer gruplar[değiştir | kaynağı değiştir]

Asteroit kuşağının dışında, Güneş'ten ortalama uzaklıkla ya da bazı yörünge unsurlarının belirli kombinasyonlarıyla ayırt edilebilen az çok belirgin bir dizi asteroit grubu vardır:

• Hungaria asteroitleri, ortalama yörünge yarıçapları 1,78 AU ile 2 AU aralığında, eksantriklikleri 0,18'den az ve eğimleri 16° ile 34° arasındadır. Adını 434 Hungaria'dan alan bu asteroitler Mars'ın yörüngesinin hemen dışındadır ve muhtemelen 9:2 Jüpiter rezonansı veya 3:2 Mars rezonansı tarafından çekilirler.
• Phocaea asteroitleri, ortalama yörünge yarıçapları 2,25 AU ile 2,5 AU aralığında, eksantriklikleri 0,1'den büyük ve eğimleri 18° ile 32° arasındadır. Bazı kaynaklar Phocaeas asteroidlerini Hungaria'larla birlikte gruplandırır, ancak iki grup arasındaki ayrım kesindir ve Jüpiter'le olan 4:1 rezonansından kaynaklanır. Adını 25 Phocaea'dan almıştır.
• Alinda asteroitleri ortalama 2,5 AU yörünge yarıçapına ve 0,4 ile 0,65 (yaklaşık) aralığında bir dış merkezliğe sahiptir. Bu nesneler Jüpiter ile 3:1 rezonans ve Dünya ile 4:1 rezonans halinde bulunurlar. Birçok Alinda asteroidi Dünya'nın yörüngesine çok yakın bir günberiye sahiptir ve bu nedenle gözlemlenmesi zor olabilir. Alinda asteroidleri kararlı yörüngelerde değildir ve eninde sonunda Jüpiter ya da karasal gezegenlerle çarpışacaktır. Adını 887 Alinda'dan almıştır.
• Pallas ailesi asteroitlerinin ortalama yörünge yarıçapları 2,7 ile 2,8 AU aralığında ve eğimleri 30° ile 38° arasındadır. Adını 2 Pallas'tan alır.
• Griqua asteroitleri 3,1 AU ile 3,27 AU arasında bir yörünge yarıçapına ve 0,35'ten büyük bir dışmerkezliğe sahiptir. Bu asteroitler yüksek eğimli yörüngelerde Jüpiter ile kararlı 2:1 librasyon içindedir. Bunlardan şimdiye kadar bilinen yaklaşık 5 ila 10 tane bulunmakta olup, 1362 Griqua ve 8373 Stephengould en belirgin olanlarıdır.
• Kibele asteroitlerinin ortalama yörünge yarıçapları 3,27 AU ile 3,7 AU aralığında, eksantriklikleri 0,3'ten ve eğimleri 25°'den azdır. Bu grup Jüpiter ile 7:4 rezonansı etrafında kümelenmiş gibi görünmektedir. Adını 65 Kibele'den almıştır.^[13]
• Hilda asteroitlerinin ortalama yörünge yarıçapları 3,7 AU ile 4,2 AU aralığında, eksantriklikleri 0,07'den büyük ve eğimleri 20°'den azdır. Bu asteroidler Jüpiter ile 3:2 rezonans içindedir. Adını 153 Hilda'dan almıştır.
• Thule asteroitleri Jüpiter ile 4:3 rezonanstadır ve grubun 279 Thule, (186024) 2001 QG207 ve (185290) 2006 UB219'dan oluştuğu bilinmektedir.^[14]
• Jüpiter Truvalıları 5,05 AU ile 5,4 AU aralığında ortalama yörünge yarıçapına sahiptir ve Jüpiter'in 60° önünde ve arkasında yer alan iki Lagrange noktasının etrafındaki uzun, kavisli bölgelerde yer alırlar. Öndeki L₄ noktası Yunan kampı, arkadaki L₅ noktası ise efsanevi Truva Savaşı'nın iki karşıt kampına atfen Truva kampı olarak adlandırılır; birer istisna dışında her bir düğümdeki nesneler çatışmanın o tarafının üyeleriyle adlandırılır. Truva kampındaki 617 Patroklos ve Yunan kampındaki 624 Hektor düşman kamplarında sınıflandırılan gerçek truva atlarıdır.

Hildalar ve Truvalılar arasında gizli bir bölge vardır (kabaca 4,05 AU ila 4,94 AU). Jüpiter'in çekim gücü, 279 Thule ve çoğunlukla kararsız görünen yörüngelerdeki 228 cisim dışında her şeyi bu bölgenin dışına süpürmüştür.

Jüpiter'in yörüngesinin ötesindeki gruplar[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter'in yörüngesinin ötesindeki küçük gezegenlerin çoğunun buzlardan ve diğer uçucu maddelerden oluştuğuna inanılmaktadır. Birçoğu kuyruklu yıldızlara benzer, tek farkları yörüngelerinin günberisinin Güneş'ten önemli bir kuyruk oluşturamayacak kadar uzak olmasıdır.

• "Oort bulutu grubu" olarak da bilinen Damocloid asteroitleri, isimlerini 5335 Damocles'ten almaktadır. Oort bulutundan "içeri düşmüş" nesneler olarak tanımlanırlar, bu nedenle günöteleri genellikle hala Uranüs'ün ötesindedir, ancak günberileri iç Güneş Sistemindedir. Yüksek eksantrikliklere ve kimi zaman da yüksek eğimlere sahiptirler, buna ters yön yörüngeler de dahildir. Bu grubun tanımı biraz muğlaktır ve kuyruklu yıldızlarla önemli ölçüde örtüşebilmektedir.
• Centaurlar kabaca 5,4 AU ile 30 AU arasında bir ortalama yörünge yarıçapına sahiptir. Günümüzde bunların gaz devleriyle karşılaştıktan sonra "içeri düşen" Neptün ötesi nesneler olduğuna inanılmaktadır. Bunlardan ilk tanımlanan 2060 Chiron'dur (944 Hidalgo daha önce keşfedilmiş, ancak ayrı bir yörünge sınıfı olarak tanımlanmamıştır).

Neptün'ün yörüngesi veya ötesindeki gruplar[değiştir | kaynağı değiştir]

• Nisan 2022 itibarıyla Neptün truvalıları 33 nesneden oluşmaktadır. Keşfedilen ilk cisim 2001 QR322'dir.
• Neptün ötesi cisimler (Trans Neptunian objects; TNO'lar), ortalama yörünge yarıçapı 30 AU'dan büyük olan her türlü cisme verilen isimdir. Bu sınıflandırma Kuiper kuşağı nesnelerini (Kuipier-belt objects; KBO'lar), dağınık diski ve Oort bulutunu da içerir.
  • Kuiper kuşağı nesneleri kabaca 30 AU'dan 50 AU'ya kadar uzanır ve aşağıdaki alt kategorilere ayrılır:
    • Rezonant nesneleri, Neptün trojanlarının 1:1 rezonansı hariç, Neptün ile yörüngesel rezonansları kapsamaktadır.
      • Plütinolar açık ara en yaygın rezonanslı KBO'lardır ve tıpkı Plüton gibi Neptün ile 2:3 rezonans içindedirler. Böyle bir nesnenin günberisi Neptün'ün yörüngesine yakın olma eğilimindedir (tıpkı Plüton'da olduğu gibi), ancak nesne günberi noktasına geldiğinde, Neptün nesnenin 90 derece önünde ve 90 derece arkasında kalmaktadır. Bu nedenle ikililer arasında bir çarpışma şansı yoktur. Küçük Gezegen Merkezi, ortalama yörünge yarıçapı 39 AU ile 40,5 AU arasında olan herhangi bir nesneyi plütino olarak tanımlar. 90482 Orcus ve 28978 Ixion bilinen en parlak cisimler arasındadır.
      • Diğer rezonantlar. Ortalama yörünge yarıçapı 47,7 AU ve eksantrikliği de 0,37 olan ve twotino olarak adlandırılan 1:2 rezonansında bilinen birkaç nesne vardır. Diğerlerinin yanı sıra 2:5 (ortalama yörünge yarıçapı 55 AU), 4:7, 4:5, 3:10, 3:5 ve 3:4 rezonanslarında olan birkaç nesne daha vardır. 2:5 rezonansındaki en büyük cisim (84522) 2002 TC₃₀₂, 3:10 rezonansındaki en büyük cisim ise 225088 Gonggong'dur.
    • Kubvanolar olarak da bilinen klasik Kuiper kuşağı nesneleri (1992 keşfinden 2018 adlandırmasına kadar (15760) 1992 QB₁ geçici adlandırmasına sahip olan 15760 Albion'dan sonra), yaklaşık 40,5 AU ile 47 AU arasında bir ortalama yörünge yarıçapına sahiptir. Kubvanolar, Kuiper kuşağında dağılmamış ve Neptün ile bir rezonansa kilitlenmemiş nesnelerdir. En büyüğü Makemake'dir.
  • Saçılmış disk nesneleri (Scattered disc objects; SDO'lar) tipik olarak, kubvanolar ve rezonant nesnelerinin aksine, Neptün'ün yörüngesinden hala çok uzak olmayan günberi ile yüksek eğimli, yüksek eksantriklik yörüngelerine sahiptirler. Bunların Neptün'le karşılaşan ve başlangıçta daha dairesel olan yörüngelerinden ekliptiğe yakın "dağılan" cisimler olduğu varsayılmaktadır. Bilinen en büyük cüce gezegen olan Eris bu kategoriye girmektedir.
    • Genellikle oldukça eliptik, birkaç yüz AU'ya kadar çok büyük yörüngelere ve Neptün'ün yörüngesinden önemli bir etkileşimin gerçekleşemeyeceği kadar uzak bir günberiye sahip müstakil nesneler (extended scattered disc objects; E-SDO). Genişletilmiş diskte yer alan nesneler arasındaki bilinen en tipik üye (148209) 2000 CR₁₀₅'tir.
      • Sednoidlerin günberileri Neptün'ün yörüngesinden çok uzaktadır. Bu grup adını en iyi bilinen üyesi olan 90377 Sedna'dan alır. 2022 itibarıyla bu kategoride sadece 4 nesne tanımlanmıştır, ancak çok daha fazlası olduğuna ilişkin farklı çalışmalar gerçekleştirilmektedir.
  • Oort bulutu, ortalama yörünge yarıçapı yaklaşık 50.000 AU ile 100.000 AU arasında olan varsayımsal bir kuyruklu yıldız bulutudur. Hiçbir Oort bulutu nesnesi tespit edilmemiştir; bu sınıflandırmanın varlığı sadece dolaylı kanıtlardan çıkarılmaktadır. Bazı gök bilimciler 90377 Sedna'yı geçici olarak iç Oort bulutu ile ilişkilendirmişlerdir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• Cüce gezegen
• Küçük gezegenler listesi
• Küçük Gezegen Merkezi
• Jüpiter Truvalıları

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

• Asteroid Classification I – Dynamics, Minor Planet Center, (arşivlendi; 18 Nis 2011)