[go: up one dir, main page]
İçeriğe atla

Küçük gezegen

Vikipedi, özgür ansiklopedi
"Planetoit" buraya yönlendirilmektedir. Gezegen benzeri astronomik cisimlerin belirli bir türü için cüce gezegen sayfasına bakınız.
Ziyaret edilen çeşitli küçük gezegenler ve bunların çeşitliliği: Boyutlar ölçekli değildir.

Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göre küçük gezegen, Güneş'in etrafında doğrudan yörüngede dönen ve ne gezegen ne de kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan bir gök cismidir.[a] IAU, 2006 yılından önce resmen küçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar; cüce gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarak yeniden sınıflandırıldı.[1]

Küçük gezegenler, asteroitleri (Dünya'ya yakın cisimler, Mars-kesişenler, ana kuşak asteroitleri ve Jüpiter truvalıları) ve uzak küçük gezegenleri (centaurlar ve Neptün ötesi cisimler) içerir ve bunların çoğu Kuiper Kuşağı'nda ve dağınık diskte bulunur. Nisan 2024 itibarıyla, Küçük Gezegen Merkezi verilerine göre, 5 tanesi cüce gezegen olmak üzere, 680.000 numaralandırılmış (kesinleşmiş keşifler) ve 673.821 numaralandırılmamış küçük gezegen olmak üzere ikiye ayrılan 1.358.410 cisim;[2] NASA JPL SSS'ye göre ise; 660.000 numaralandırılmış ve 694.532numaralandırılmamış küçük gezegen olmak üzere toplam 1.354.532 cisim bulunmaktadır.[3]

1801 yılında keşfedilen ilk küçük gezegen Ceres'tir, fakat Ceres, önce 'gezegen' olarak, kısa bir süre sonra da 'asteroit' olarak sınıflandırılmıştır. Küçük gezegen terimi, 1841 yılına kadar kullanılmadı ve 1932 yılına kadar bir 'gezegen' alt kategorisi olarak kabul edildi.[4] Planetoit terimi de, özellikle IAU'nun 2006'dan beri cüce gezegenler olarak adlandırdığı daha büyük, gezegenimsi cisimler için kullanılmıştır.[5][6] Tarihsel olarak asteroit, küçük gezegen ve planetoit terimleri az çok eşanlamlı hale gelmiştir.[5][7] Bu terminoloji, özellikle asteroit olarak değerlendirilmeyen, Neptün ötesi cisimler gibi Jüpiter yörüngesinin ötesindeki sayısız küçük gezegenin keşfiyle daha karmaşık hale gelmiştir.[7] Gaz açığa çıkararak bir kuyruk oluşturduğu görülen bir küçük gezegen, kuyruklu yıldız olarak da sınıflandırılabilir. Hem uçucu bileşenlere sahip olarak kuyruklu yıldız özelliği gösteren, ancak Güneş'e yakın olmaması nedeniyle bir kuyruk oluşturmayarak halihazırda bir küçük gezegen olan cisimler ise Centaur'lar olarak sınıflandırılmaktadır.[8]

Kendi kütle çekimleri hidrostatik dengeye ulaşmak ve elipsoidal bir şekil oluşturmak için yeterli olan cisimlere cüce gezegen denir. Diğer tüm küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar, Küçük Güneş Sistemi Cisimleri olarak adlandırılır.[1] IAU, küçük gezegen teriminin hala kullanılabileceğini, fakat Küçük Güneş Sistemi Cismi teriminin tercih edildiğini belirtmiştir.[9] Bununla birlikte, numaralandırma ve adlandırma amacıyla küçük gezegen ve kuyruklu yıldız arasındaki geleneksel ayrım hala kullanılmaktadır.

Popülasyonlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Küçük gezegen grupları listesi

Güneş sisteminde yüzbinlerce küçük gezegen keşfedilmiş ve her ay yaklaşık yüzden fazla cisim keşfedilmeye devam edilmektedir. Küçük Gezegen Merkezi 441 milyon gözlem neticesinde, cismin numaralandırılmasına imkan sağlayan biçimde yörüngesi tutarlı olarak tespit edilen 680 bin cisim dahil toplamda 1.3 milyon cismin bulunduğunu raporlamıştır.[2][3] Bu cisimlerin 24.695 tanesi ise isimlendirilmiştir.[10] Şubat 2024 itibarıyla, henüz isimlendirilmemiş en küçük numaralandırılmış cisim (4596) 1981 QB;[11] en büyük numaralandırılmış ve isimlendirilmiş cisim ise (638676) Žižek (2016 CJ185)'tir.[12]

Dünya'ya yakın cisim (NEO) grupları ve özellikleri

Sayılarının fazla olmasına bağlı olarak çok çeşitli küçük gezegen popülasyonları bulunmaktadır:

Adlandırma kuralları

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Astronomik adlandırma kuralları § Küçük gezegenler

Güneş sistemindeki tüm astronomik cisimlerin ayırt edici isimlendirilmesine ihtiyaç duyulmaktadır. Küçük gezegenlerin adlandırılması üç adımlı bir süreçle yürütülmektedir. İlk olarak, keşif sonrası cisme bir geçici adlandırma tanımlanır. Bunun nedeni cismin varlığının halen daha yanlışlanabilme veya ortadan kaybolma ihtimali bulunmasıdır. Gözlem yayının cismin gelecekteki konumunu tespit edilebilecek ölçüde öngörülebilmesi halinde cisim resmi olarak adlandırılır ve numaralandırılır. Son olarak, keşfedenler tarafından cisim isimlendirilir. Bununla birlikte tüm cisimlerin çok az bir kısmı isimlendirilebilmiştir. Keşfedilen cisimlerin büyük çoğunluğu halen daha geçici tanımıyla veya numarasıyla anılmaktadır. Adlandırma sürecine ilişkin bir örnek aşağıda yer almaktadır:

  • 1932 HA – 24 Nisan 1932 tarihindeki keşfinin ardından verilen geçici adlandırma
  • (1862) 1932 HA – resmi adlandırma, resmi numaralandırma
  • 1862 Apollo – isimlendirme, bu halinde sıralı numarası düşürülür

Geçici adlandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Geçici adlandırma (astronomi)

Yeni keşfedilen bir küçük gezegene geçici bir adlandırma yapılmaktadır. Örneğin, Amor grubu içinde yer alan bir Dünya'ya yakın cisim olan 2002 AT4 adlı cismin geçici tanımı, keşif yılını (2002), keşfin ayın hangi yarısında yapıldığının alfanumerik kodunu (A) ve keşif sırasını(T4) bilgilerini içermektedir. Bu cisim, 2002 yılının Ocak ayının ilk yarısında (1-15 Ocak; "A" harfinin karşılığı) keşfedilen 119'uncu ((4*25)+19("T" harfinin karşılığı)) cisimdir. Detaylı hesaplama için bkz. Modern geçici adlandırma. Cismin yörüngesi onaylandığında geçici adlandırmanın önüne bir numara atanır. İlerleyen süreçte de bu cisim isimlendirilebilir. (Ör. 433 Eros) Resmi adlandırma konvansiyonu numaraları parantez içerisinde gösterirken, parantez olmaksızın gösterim oldukça yaygındır. Resmi olmayan biçimde, akan metinde bir isim tekrarlandığında numaranın tamamen atılması veya ilk geçtiği yerden sonra atılması yaygındır.

Numaralandırılmış ancak isimlendirilmemiş küçük gezegenler geçici adlandırmalarını korumaya devam eder. Örn. (29075) 1950 DA. Modern keşif yöntemleri sayesinde oldukça fazla sayıda asteroit keşfi yapılmakta olup, artan şekilde bu cisimler isimsiz kalmaktadır. İsimlendirilmemiş en eski cisim olan (3360) 1981 VA yakın zamanda 3360 Syrinx olarak isimlendirilmiştir. Kasım 2006'da bu ünvan şu anda 3708 Socus olarak isimlendirilen (3708) 1974 FV1'e geçmiştir. (4596) 1981 QB ise günümüzde (Nisan 2024) isimlendirilmemiş en eski keşfedilen cisimdir. Nadir durumlarda, bir küçük cismin geçici tanımı kendi başına bir isim olarak kullanılabilir: Ocak 2018'de 15760 Albion olarak adlandırılmadan önce, o tarihte isimsiz olan (15760) 1992 QB1 klasik Kuiper kuşağı cisimleri ("cubewanos") olarak bilinen bir grup cisme "ismini" vermiştir.[19]

Kimi cisimler ise hem kuyruklu yıldız hem de bir asteroit olarak tanımlanmaktadır. 4015 Wilson–Harrington adlı cisim aynı zamanda 107P/Wilson–Harrington adıya bir kuyruklu yıldız olarak listelenmektedir.

Numaralandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Küçük gezegen adlandırması

Küçük gezegenler, yörüngeleri tam olarak hesaplanıp onaylandıklarında numaralandırılırlar. Keşif sayısının yüksek oranda artmasıyla birlikte halihazırda altı rakamlı numaralar bu cisimlere atanmaktadır. 19 Ekim 2005 tarihli Küçük Gezegen Merkezi yayınıyla ilk olarak beş rakamlı numaralardan altı rakamlı numaralara geçiş yapılmıştır.[9]

İsimlendirme

[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk birkaç asteroide Yunan ve Roma mitolojisinden karakterlerin isimleri verilmiş, ancak zamanla bu isimler tükenmeye başladığından ünlü kişilerin, edebi karakterlerin, kaşiflerin eşlerinin, çocuklarının, meslektaşlarının ve hatta televizyon karakterlerinin isimleri kullanılmaya başlanmıştır.

Cinsiyet

[değiştir | kaynağı değiştir]
Mitolojik olmayan bir isim verilen ilk asteroit, adını Marsilya şehrinin Yunanca adından alan 20 Massalia'dır.[20] Tamamen klasik olmayan bir isim verilen ilk asteroit ise, adını Napolyon III'ün eşi İmparatoriçe Eugénie de Montijo'dan alan 45 Eugenia'dır. Bir süre sadece dişi (ya da dişileştirilmiş) isimler kullanılmıştır; Alexander von Humboldt kendi adını taşıyan bir asteroide sahip olan ilk erkektir, ancak adı 54 Alexandra olarak dişileştirilmiştir. Söze dökülmeyen bu gelenek 334 Chicago'ya kadar sürmüştür.

İlginç veya özel isimlendirmeler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Asteroitlerin sayısı yüzleri ve nihayetinde binleri bulmaya başladıkça, kaşifler onlara giderek daha anlamsız isimler vermeye başladılar. Bunun ilk işaretleri 482 Petrina ve 483 Seppina'nın keşfedenin evcil köpeklerinin isimlerini almalarıydı. Ancak, 1971 yılında 2309 Mr. Spock'ın (kaşifin kedisi) isimlendirilmesine kadar bu konuda çok az tartışma yaşanmıştır. IAU daha sonra evcil hayvan isimlerinin kaynak olarak kullanılmasını engellemiş olsa da,[21] 4321 Zero, 6042 Cheshirecat, 9007 James Bond, 13579 Allodd, 24680 Alleven ve 26858 Misterrogers gibi eksantrik asteroid isimleri hâlâ önerilmekte ve kabul edilmektedir.

Kaşif onuruna verilen isimler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Kuyrukluyıldızların aksine, küçük gezegenlere kaşiflerinin adlarının verilemeyeceği yerleşmiş bir kuraldır. Bu kuralı aşmanın bir yolu, gökbilimcilerin keşiflerine birbirlerinin isimlerini verme nezaketini göstermeleri olmuştur. Bu kuralın nadir istisnaları 1927 Suvanto ve 96747 Crespodasilva'dır. 1927 Suvanto, kaşifi Rafael Suvanto'nun ölümünden sonra Küçük Gezegen Merkezi tarafından isimlendirilmiştir. Keşiften dört yıl sonra 1939-40 Finlandiya kış savaşının son günlerinde ölmüştür.[22] 96747 Crespodasilva keşiften kısa bir süre sonra 22 yaşında öldüğü için kaşifi Lucy d'Escoffier Crespo da Silva'nın adıyla anılmıştır.[23][24]

Diller

[değiştir | kaynağı değiştir]
İsimler başlangıçtan itibaren çeşitli dillere uyarlanmıştır. 1 Ceres, bir Anglo-Latin adı olan Ceres, aslında adın İtalyanca biçimi olan Cerere olarak adlandırılmıştır. Almanca, Fransızca, Arapça ve Hintçe, bu cismin ismini İngilizceye benzer biçimler kullanırken, Rusça ise İtalyancaya benzer bir biçim olan Tserera'yı kullanır. Yunancada bu isim Roma tanrıçası Ceres'in Yunanca karşılığı olan Δήμητρα'ya(Demeter) çevrilmiştir. İlk yıllarda, çatışmalara neden olmaya başlamadan önce, Romalı figürlerin adını taşıyan asteroitler genellikle Yunancaya çevrilmiştir; diğer örnekler 3 Juno için Ἥρα (Hera), 4 Vesta için Ἑστία (Hestia), 8 Flora için Χλωρίς (Chloris) ve 37 Fides için Πίστη (Pistis).

Kuyruklu yıldızların ve küçük gezegenlerin fiziksel özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Uluslararası Astronomi Birliği'nin 15 numaralı komisyonu[25] Kuyruklu yıldızlar ve Küçük Gezegenlerin Fiziksel Çalışmasına atfedilmiştir.

Kuyruklu yıldızların ve küçük gezegenlerin fiziksel özelliklerine dair arşiv verileri PDS Asteroit ve Toz Arşivinde bulunabilir.[26] Bu arşiv; ikili sistemlerin özellikleri, tutulma zamanlaması, çap, yoğunluk, dönme süreleri, yüzey sıcaklıkları, albedo, hız vektörleri, taksonomi, mutlak parlaklık ve yükseltiler gibi standart asteroit özelliklerini kapsamaktadır. Buna ilave olarak, asteroit araştırma gruplarının bir çatı kuruluşu olan European Asteroid Research Node (E.A.R.N.) tarafından Dünya'ya Yakın Asteroitlerin Fiziksel ve Dinamik Özellikleri Veritabanı projesi yürütülmektedir.[27]

Çevresel özellikler ve küçük gezegen ortamı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Çevresel özelliklerin üç yönü vardır: uzay ortamı, yüzey ortamı ve jeolojik, optik, termal ve radyolojik gibi çevresel özellikler de dahil olmak üzere iç ortam; bunlar küçük gezegenlerin temel özelliklerini anlamak, bilimsel araştırma yapmak için bir temel oluşturur ve aynı zamanda keşif görevlerinin görev yükünü tasarlamak için önemli bir referans kaynağıdır.

Radyasyon ortamı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir atmosferin ve kendi güçlü manyetik alanının koruması olmadan, küçük gezegenin yüzeyi doğrudan çevredeki radyasyon ortamına maruz kalır. Küçük gezegenlerin bulunduğu kozmik uzayda, gezegenlerin yüzeyindeki radyasyon kaynaklarına göre iki kategoriye ayrılabilir: biri Güneş'ten gelen elektromanyetik radyasyon ile Güneş rüzgarı ve güneş enerjisi parçacıklarından gelen iyonlaştırıcı radyasyon dahil olmak üzere Güneş'ten gelir; diğeri ise Güneş Sistemi dışındaki yıldızlardan, yani galaktik kozmik ışınlardan vb. kaynaklanır.[28]

Optik ortam

[değiştir | kaynağı değiştir]

Genellikle bir dönme periyodu boyunca küçük gezegenin albedosu, düzensiz şekli ve malzeme bileşiminin eşit olmayan dağılımı nedeniyle biraz değişecektir. Bu küçük değişiklik, yer tabanlı ekipmanlarla gözlemlenebilen cismin ışık eğrisinin periyodik değişimine yansıyacak ve böylece gezegenin büyüklüğü, dönüş periyodu, dönüş ekseni yönelimi, şekli, albedo dağılımı ve saçılma özellikleri elde edilebilecektir. Küçük gezegenlerin albedosu genellikle düşüktür ve genel istatistiksel dağılım C tipi (ortalama 0,035) ve S tipi (ortalama 0,15) küçük gezegenlere karşılık gelmek üzere iki boyutludur.[29] Küçük gezegen keşif görevinde, gezegen yüzeyinin albedosunu ve renk değişimlerini ölçmek, gezegen yüzeyinin malzeme bileşimindeki farkı doğrudan bilmek için de en temel yöntemdir.[30]

Jeolojik ortam

[değiştir | kaynağı değiştir]

Küçük gezegenlerin yüzeyindeki jeolojik ortam diğer korunmasız gök cisimlerininkine benzemektedir; mevcut en yaygın jeomorfolojik özellik çarpma kraterleridir: ancak, küçük gezegenlerin çoğunun gevşek ve gözenekli moloz yığını yapılar olması, küçük gezegenlerin yüzeyindeki çarpma eylemine benzersiz özellikler kazandırmaktadır. Oldukça gözenekli olan küçük gezegenlerde, küçük çarpma olayları yaygın çarpma olaylarına benzer sıçrama örtüleri üretir: oysa büyük çarpma olaylarına sıkıştırma hakimdir ve sıçrama örtülerinin oluşması zordur ve gezegenler bu tür büyük darbeleri ne kadar uzun süre alırsa, genel yoğunluk o kadar artar.[31] Ayrıca, çarpma kraterlerinin istatistiksel analizi, bir gezegen yüzeyinin yaşı hakkında bilgi edinmenin önemli bir yoludur. Küçük gezegen yüzeylerinde yaygın olarak kullanılan Krater Boyut-Frekans Dağılımı (Crater Size-Frequency Distribution-CSFD) tarihleme yöntemi mutlak yaşların elde edilmesine izin vermese de, karşılaştırma için farklı jeolojik cisimlerin göreceli yaşlarını belirlemek için kullanılabilir.[32] Darbeye ek olarak, küçük gezegenlerin yüzeyinde,[33] eğimli yamaçlarda ve çarpma krateri duvarlarında kütle kaybı,[34] grabenle ilişkili büyük ölçekli doğrusal özellikler,[35] ve tozun elektrostatik taşınması gibi çeşitli başka zengin jeolojik etkiler de bulunmaktadır.[36] Küçük gezegenlerin yüzeyindeki çeşitli jeolojik süreçleri analiz ederek, bu aşamadaki olası iç faaliyetler ve dış çevreyle uzun vadeli etkileşim hakkında bazı temel evrimsel veriler hakkında bilgi edinmek mümkündür, bu da ana gövdenin kökeninin doğası hakkında bazı göstergelere işaret edebilir. Büyük gezegenlerin çoğu genellikle kalınlığı bilinmeyen bir toprak tabakasıyla(regolit) kaplıdır.

Güneş sistemindeki diğer atmosfersiz cisimlerle (örneğin Ay) karşılaştırıldığında, küçük gezegenler daha zayıf çekim alanlarına sahiptir ve ince taneli malzemeyi tutma kabiliyetleri daha azdır, bu da biraz daha kalın bir yüzey toprak tabakası boyutuyla sonuçlanır.[37] Toprak katmanları kaçınılmaz olarak, çevreleyen uzay ortamına doğrudan maruz kalmaları nedeniyle fiziksel ve kimyasal özelliklerini değiştiren yoğun uzay ayrışmasına maruz kalırlar. Silikat bakımından zengin topraklarda, demirin dış katmanları, uzay ayrışmasının ana ürünü olan nano faz demire (np-Fe) indirgenir.[38] Bazı küçük gezegenlerin yüzeyleri, daha zayıf yerçekimi nedeniyle, çapları 100 metreye kadar değişen boyutlarda kayalar olarak daha fazla açığa çıkar.[39] Bu kayalar, çarpma etkisiyle kazılan derin gömülü malzeme veya gezegenin ana gövdesinin varlığını sürdüren parçaları olabileceğinden, yüksek derecede akademik öneme sahiptir. Kayalar, küçük gezegenin içindeki malzeme ve ana gövdesinin doğası hakkında toprak katmanından daha doğrudan ve daha ilkel bilgiler sağlar ve kayaların farklı renkleri ve biçimleri, küçük gezegenin yüzeyindeki farklı malzeme kaynaklarına veya farklı evrimsel süreçlere işaret eder.

Manyetik ortam

[değiştir | kaynağı değiştir]

Genellikle gezegenlerin iç kısımlarında, iletken sıvının yer değiştirmesi büyük ve güçlü bir manyetik alan oluşturur. Ancak, küçük gezegenlerin boyutu genellikle küçüktür ve küçük gezegenlerin çoğu "ezilmiş taş yığını" yapısına sahiptir ayrıca iç kısımlarında temel olarak "dinamo" yapısı yoktur, bu nedenle Dünya gibi kendi kendine oluşan bir iki kutuplu manyetik alan oluşturmayacaktır. Ancak bazı küçük gezegenlerin manyetik alanları bulunmaktadır - bir yandan, bazı küçük gezegenlerin kalıcı manyetizması da vardır: Ana gövdenin bir manyetik alanı varsa ya da yakındaki gezegensel cisim güçlü bir manyetik alana sahipse, ana gövdedeki kayalar soğuma süreci sırasında mıknatıslanacak ve ana gövdenin parçalanmasıyla oluşan gezegen hala kalıcılığını koruyacaktır,[40] bu aynı zamanda küçük gezegenlerden gelen dünya dışı meteoritlerde de tespit edilebilir;[41]

Öte yandan, küçük gezegenler elektriksel olarak iletken malzemeden oluşuyorsa ve iç iletkenlikleri karbon veya demir içeren meteoritlerinkine benziyorsa, küçük gezegenler ile güneş rüzgarı arasındaki etkileşim muhtemelen tek kutuplu indüksiyon olacak ve bu da küçük gezegen için bir dış manyetik alanla sonuçlanacaktır.[42]

Buna ek olarak, küçük gezegenlerin manyetik alanları statik değildir; çarpma olayları, uzaydaki ayrışma ve termal ortamdaki değişiklikler küçük gezegenlerin mevcut manyetik alanlarını değiştirebilir. Şu anda, küçük gezegen manyetik alanlarına ilişkin çok fazla doğrudan gözlem bulunmamaktadır ve mevcut birkaç gezegen tespit projesi genellikle manyetometreler taşımaktadır; Gaspra[43] ve Braille[44] gibi bazı hedeflerin yakınında güçlü manyetik alanlar olduğu ölçülürken, Lutetia gibi diğerlerinin manyetik alanı yoktur.[45]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Evvela küçük gezegenler olarak keşfedilip sınıflandırılan ancak daha sonra kuyruklu yıldız olduğu keşfedilen cisimler (genellikle centaurlar), hem küçük gezegenler hem de kuyruklu yıldızlar olarak listelenir. Evvela kuyruklu yıldız olarak keşfedilen cisimler ise çift olarak sınıflandırılmaz.

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b Press release, IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes 29 Nisan 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., International Astronomical Union, 24 Ağustos 2006. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2008.
  2. ^ a b "IAU Minor Planet Center". minorplanetcenter.net. 5 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
  3. ^ a b "JPL Solar System Dynamics". ssd.jpl.nasa.gov. 29 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
  4. ^ When did the asteroids become minor planets? 25 Ağustos 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., James L. Hilton, Astronomi Bilgi Merkezi, Amerika Birleşik Devletleri Deniz Gözlemevi. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2008.
  5. ^ a b Planet, asteroid, minor planet: A case study in astronomical nomenclature, David W. Hughes, Brian G. Marsden, Journal of Astronomical History and Heritage 10, #1 (2007), s. 21–30. Bibcode: 2007JAHH...10...21H
  6. ^ Mike Brown, 2012. How I Killed Pluto and Why It Had It Coming
  7. ^ a b c "Asteroid 28 Ekim 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.", MSN Encarta, Microsoft. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2008. 1 Kasım 2009'da arşivlendi.
  8. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, M. E. (Kasım 2004). "Simulations of the population of Centaurs - I. The bulk statistics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 798-810. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. ISSN 0035-8711. 
  9. ^ a b Questions and Answers on Planets 17 Nisan 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., ek bilgi, haber bülteni IAU0603, IAU 2006 Genel Kurulu: IAU Karar oylarının sonucu, Uluslararası Astronomi Birliği, 24 Ağustos 2006. Erişim tarihi: 8 Mayıs 2008. (İngilizce)
  10. ^ "Small-Body Database Query". ssd.jpl.nasa.gov. 27 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
  11. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (1)-(5000)". minorplanetcenter.net. 20 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
  12. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (635001)-(640000)". minorplanetcenter.net. 18 Mayıs 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
  13. ^ "Near-Earth Object groups", Near Earth Object Project, NASA, 2 Şubat 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 24 Aralık 2011 
  14. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (Temmuz 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature (İngilizce). 475 (7357): 481-483. doi:10.1038/nature10233. ISSN 1476-4687. 7 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
  15. ^ "List of Earth Trojans". Küçük Gezegen Merkezi. 2 Nisan 2024. 30 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
  16. ^ "List of Martian Trojans". Küçük Gezegen Merkezi. 2 Nisan 2024. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
  17. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, M. E. (Kasım 2004). "Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 798-810. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. 7 Mart 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
  18. ^ Dvorak, R.; Schwarz, R.; Süli, Á.; Kotoulas, T. (28 Kasım 2007). "On the stability of the Neptune Trojans". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (3): 1324-1330. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12480.x. ISSN 0035-8711. 
  19. ^ Dr. David Jewitt. "Classical Kuiper Belt Objects". David Jewitt/UCLA. 13 Mayıs 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Temmuz 2013. 
  20. ^ Schmadel, Lutz (10 Haziran 2012). Dictionary of Minor Planet Names. 6. Springer. s. 15. ISBN 9783642297182. 
  21. ^ "Naming Astronomical Objects". International Astronomical Union. 2 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Temmuz 2013. 
  22. ^ NASA JPL Small-Body Database Browser on 1927 Suvanto 30 Aralık 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  23. ^ NASA JPL Small-Body Database Browser on 96747 Crespodasilva 9 Mayıs 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  24. ^ Staff (28 Kasım 2000). "Lucy Crespo da Silva, 22, a senior, dies in fall". Hubble News Desk. 21 Kasım 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Nisan 2008. 
  25. ^ "Division III Commission 15 Physical Study of Comets & Minor Planets". International Astronomical Union (IAU). 29 Eylül 2005. 14 Mayıs 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2010. 
  26. ^ "Physical Properties of Asteroids". Planetary Data System. Planetary Science Institute. 6 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Nisan 2024. 
  27. ^ "The Near-Earth Asteroids Data Base". 21 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Mart 2010. 
  28. ^ Grant, Heiken; David, Vaniman; Bevan M, French (1991). Lunar sourcebook: a user 's guide to the moon. Cambridge: Cambridge University Press. s. 753. 
  29. ^ David, Morrison (1977). "Asteroid sizes and albedos". Icarus. 31 (2). ss. 185-220. Bibcode:1977Icar...31..185M. doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3. 
  30. ^ Xiao, Long (2013). Planetary Geology. Geological Press. ss. 346-347. 
  31. ^ HOUSEN, K R; HOLSAPPLE, K A (2003). "Impact cratering on porous asteroids". Icarus. 163 (1). ss. 102-109. Bibcode:2003Icar..163..102H. doi:10.1016/S0019-1035(03)00024-1. 
  32. ^ ZOU, X; LI, C; LIU, J (2014). "The preliminary analysis of the 4179 Toutatis snapshots of the Chang'e-2 flyby". Icarus. Cilt 229. ss. 348-354. Bibcode:2014Icar..229..348Z. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.002. 
  33. ^ KROHN, K; JAUMANN, R; STEPHAN, K (2012). "Geologic mapping of the Av-12 sextilia quadrangle of asteroid 4 Vesta". EGU General Assembly Conference Abstracts. s. 8175. Bibcode:2012EGUGA..14.8175K. 
  34. ^ MAHANEY, W C; KALM, V; KAPRAN, B (2009). "Clast fabric and mass wasting on minor planet 25143-Itokawa: correlation with talus and other periglacial features on Earth". Sedimentary Geology. ss. 44-57. doi:10.1016/j.sedgeo.2009.04.007. 
  35. ^ BUCZKOWSKI, D; WYRICK, D; IYER, K (2012). "Largescale troughs on Vesta: a signature of planetary tectonics". Geophysical Research Letters. 39 (18). ss. 205-211. Bibcode:2012GeoRL..3918205B. doi:10.1029/2012GL052959. 
  36. ^ COLWELL, J E; GULBIS, A A; HORÁNYI, M (2005). "Dust transport in photoelectron layers and the formation of dust ponds on Eros". Icarus. 175 (1). ss. 159-169. Bibcode:2005Icar..175..159C. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.001. 
  37. ^ CLARK, B E; HAPKE, B; PIETERS, C (2002). "Asteroid space weathering and regolith evolution". Asteroids III. s. 585. doi:10.2307/j.ctv1v7zdn4.44. 
  38. ^ NOGUCHI, T; NAKAMURA, T; KIMURA, M (2011). "Incipient space weathering observed on the surface of Itokawa dust particles". Science. 333 (6046). ss. 1121-1125. Bibcode:2011Sci...333.1121N. doi:10.1126/science.1207794. PMID 21868670. 
  39. ^ SUGITA, S; HONDA, R; MOROTA, T (2019). "The geomorphology, color, and thermal properties of Ryugu: implications for parent-body processes". Science. 364 (6437). s. 252. Bibcode:2019Sci...364..252S. doi:10.1126/science.aaw0422. PMC 7370239 $2. PMID 30890587. 
  40. ^ WEISS, B P; ELKINS-TANTON, L; BERDAHL, J S (2008). "Magnetism on the angrite parent body and the early differentiation of planetesimals". Science. 322 (5902). ss. 713-716. Bibcode:2008Sci...322..713W. doi:10.1126/science.1162459. PMID 18974346. 
  41. ^ BRYSON, J F; HERRERO-ALBILLOS, J; NICHOLS, C I (2015). "Long-lived magnetism from solidification-driven convection on the pallasite parent body". Nature. 517 (7535). ss. 472-475. Bibcode:2015Natur.517..472B. doi:10.1038/nature14114. PMID 25612050. 26 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Nisan 2024. 
  42. ^ IP, W H; HERBERT, F (1983). "On the asteroidal conductivities as inferred from meteorites". The Moon and the Planets. 28 (1). ss. 43-47. Bibcode:1983M&P....28...43I. doi:10.1007/BF01371671. 
  43. ^ KIVELSON, M; BARGATZE, L; KHURANA, K (1993). "Magnetic field signatures near Galileo 's closest approach to Gaspra". Science. 261 (5119). ss. 331-334. Bibcode:1993Sci...261..331K. doi:10.1126/science.261.5119.331. PMID 17836843. 
  44. ^ RICHTER, I; BRINZA, D; CASSEL, M (2001). "First direct magnetic field measurements of an asteroidal magnetic field: DS1 at Braille". Geophysical Research Letters. 28 (10). ss. 1913-1916. Bibcode:2001GeoRL..28.1913R. doi:10.1029/2000GL012679. 
  45. ^ RICHTER, I; AUSTER, H; GLASSMEIER, K (2012). "Magnetic field measurements during the ROSETTA flyby at asteroid (21) Lutetia" (PDF). Planetary and Space Science. 66 (1). ss. 155-164. Bibcode:2012P&SS...66..155R. doi:10.1016/j.pss.2011.08.009. 16 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 18 Nisan 2024. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Küçük_gezegen&oldid=34165304" sayfasından alınmıştır