P-tipi asteroit
.png)
P tipi asteroitler, düşük albedoya ve özelliksiz kırmızımsı bir spektruma sahip asteroitlerin sınıflandığı bir asteroit tayf tipidir. Organik olarak zengin silikatlar, karbon ve susuz silikatlardan oluşan, muhtemelen içlerinde su buzu bulunan bir bileşime sahip oldukları öne sürülmüştür. P tipi asteroitler, dış asteroit kuşağı ve ötesinde bulunur.[1] Sınıflandırmaya bağlı olarak, 46 Hestia, 65 Cybele, 76 Freia, 87 Sylvia, 153 Hilda, 476 Hedwig ve bazı sınıflandırmalarda P tipi olarak gösterilen 107 Camilla olmak üzere 33 adet bilinen P tipi asteroit vardır.[2][3]
Taksonomi
[değiştir | kaynağı değiştir]Erken bir asteroit taksonomisi sistemi, 1975'te David J. Tholen'in doktora tez çalışmasından kuruldu. Bu, 110 asteroitten oluşan bir grubun gözlemlerine dayanıyordu. U tipi sınıflandırma, C ve S tipi asteroit sınıflandırmalarına uymayan olağandışı spektrumlu asteroitler için farklı bir sınıf olarak kullanıldı. 1976'da, olağandışı orta derecede albedo seviyelerine sahip bu U-tipi asteroitlerden bazıları M-tipi olarak etiketlendi.[4]
1981 civarında, M-tipi asteroitlerin bir alt dalı olarak, spektrumları M-tipinden ayırt edilemeyen, ancak aynı zamanda M tipi ile de uyumlu olmayan, düşük albedoya sahip küçük gezegenler için önerildi. Bunlar başlangıçta X-tipi asteroitler olarak etiketlendi, daha sonra P tipi asteroitler olarak kendi benzersiz sınıflandırmalarını almadan önce DM (koyu M) veya PM (sözde-M) olarak farklı şekillerde adlandırıldı.[4]
Özellikleri
[değiştir | kaynağı değiştir]P-tipi asteroitler, Güneş Sistemi'ndeki çok düşük albedolu (pv<0.1) en karanlık nesnelerden bazılarıdır ve karbonlu kondritlere benzer şekilde organik açıdan zengin görünmektedirler. Renkleri S tipi asteroitlerden biraz daha kırmızıdır ve ayırt edici tayfsal özellikler göstermezler. Kırmızı renklenmenin, kerojenle ilgili organik bileşiklerden kaynaklanabileceği değerlendirilmektedir.[5][6] P-tipi asteroitlerin yansıma spektrumları, termal metamorfizma ve uzay aşınmasından sonra %31 CI ve %49 CM karbonlu kondrit göktaşları ve %20 Tagish gölü göktaşının bir kombinasyonu yoluyla çoğaltılabilmiştir.[2]
Sadece iki iyi karakterize edilmiş P tipi asteroidin, 87 Sylvia ve 107 Camilla yoğunluğu 1,3 g/cm3'den düşük gibi görünmektedir. Bu sayı C tipi asteroitlerin yoğunluğundan bile daha düşüktür. Bu verilere ilişkin net bir yorumlama veya çıkarım yapılamamaktadır. Bu kapsamda, hem Sylvia hem de Camilla'nın uyduları olduğuna ve aşınma gibi farklı etkilerle bozulduklarına dair belirtiler bulunmaktadır. Bununla birlikte, bu tipte yer alan asteroitlerin ×1019 kg'ın üzerinde, yani oldukça ağır oldukları tespit edilmiştir. Bu nedenle yoğunluklarını etkileyen çok fazla iç gözenekliliğe sahip olmalarının pek mümkün olmadığı düşünülmektedir.[7]
Ana asteroit kuşağının Güneş'ten 2,6 AU ötedeki dış kısmında, düşük albedo C, D ve P tipi asteroitler fazlaca bulunmaktadır. Bu ilkel asteroitlerin, iç bileşenleri su ile kimyasal olarak tepkimeye girmiş olabilir. Buna ek olarak, P tipi asteroitlerin dış asteroit kuşağı ve ötesinde yoğun olarak bulunduğu düşünülmektedir.[8] P tipi asteroitlerin dağılımı, 4 AU'luk bir yörünge mesafesinde zirve yapmaktadır.[9]
Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: spec. type = P (Tholen)". JPL Solar System Dynamics. 18 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Haziran 2015.
- ^ a b Hiroi, T. (March 15–19, 2004). "What are the P-type Asteroids Made Of?". Proceedings, 35th Lunar and Planetary Science Conference. League City, Texas. Bibcode:2004LPI....35.1616H.
- ^ Ziffer, J.; Campins, H.; Licandro, J.; Fernandez, Y. R.; Bus, S. (August 2005). "Near-infrared Spectra of Two Asteroids with Low Tisserand Invariant". Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 644. Bibcode:2005DPS....37.1529Z.
- ^ a b Tholen, D. J.; Bell, J. F. (March 1987). "Evolution of Asteroid Taxonomy". Proceedings, 18th Lunar and Planetary Science Conference. Houston, Texas. ss. 1008-1009. Bibcode:1987LPI....18.1008T.
- ^ De Pater, Imke; Lissauer, Jack Jonathan (2001). Planetary Sciences. Cambridge University Press. s. 353. ISBN 0-521-48219-4.
- ^ Ehrenfreund, Pascale (2004). Ehrenfreund, P.; Irvine, W.M.; Owen, T.; Becker, L.; Blank, J.; Brucato, J.R.; Colangeli, L.; Derenne, S.; Dutrey, A.; Despois, D.; Lazcano, A.; Robert, F. (Ed.). Astrobiology: Future Perspectives. Springer Science & Business. s. 159. ISBN 1-4020-2304-9.
- ^ P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
- ^ Lazzarin, M.; Barbieri, C.; Barucci, M. A. (December 1995). "Visible Spectroscopy of Dark, Primitive Asteroids". Astronomical Journal. 110: 3058. Bibcode:1995AJ....110.3058L. doi:10.1086/117747.
- ^ McSween, Harry Y. (1999). Meteorites and their parent planets (2.2yayıncı=Cambridge University Press bas.). s. 101. ISBN 0-521-58751-4.
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]| Ana | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Dağılım |
| ||||||||
| Sınıflandırma |
| ||||||||
| Araştırma | |||||||||
| Listeler | |||||||||
| İlgili | |||||||||
