S-tipi asteroit
S-tipi asteroitler Asteroit, silisli (taşlı) bir mineralojik bileşimin göstergesi olan bir spektral tipe sahip asteroitlerin Tholen ve SMASS taksonomilerine göre sınıflandırıldığı bir tayf tipidir. Kapsamında bulunan asteroitler nispeten yüksek yoğunluğa sahip olmakla birlikte, tüm asteroitlerin yaklaşık %17'si bu türde sınıflandırılmaktadır. Karbon içerikli C-tipinden sonra en yaygın ikinci türdür.
.jpg)
S-tipi asteroitler Asteroit, silisli (taşlı) bir mineralojik bileşimin göstergesi olan bir spektral tipe sahip asteroitlerin Tholen ve SMASS taksonomilerine göre sınıflandırıldığı bir tayf tipidir. Kapsamında bulunan asteroitler nispeten yüksek yoğunluğa sahip olmakla birlikte, tüm asteroitlerin yaklaşık %17'si bu türde sınıflandırılmaktadır. Karbon içerikli C-tipinden sonra en yaygın ikinci türdür.
Özellikleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Tipik olarak 0,20'lik bir astronomik albedoya sahip olan S-tipi asteroitler orta derecede parlaktır[1] ve esas olarak demir ve magnezyum-silikatlardan oluşur. Asteroit kuşağının iç kısmında 2,2 AU içinde baskın, kuşağın merkezinde yaklaşık 3 AU içinde ise yaygındırlar. Kuşağın daha ileriki mesafelerinde daha nadir hale gelirler. Bu sınıfta yer alan asteroitlerin en büyükleri yaklaşık 240 – 250 km çapındaki 3 Juno ve 230 km çapındaki 15 Eunomia'dır. Diğer büyük S-tipleri ise 29 Amphitrite, 532 Herculina ve 7 İris'tir. Bu en büyük S-tipleri, çoğu pozisyonda 10x50 dürbün kullanılarak görülebilir. En parlakları olan 7 İris, ara sıra +7,0'dan daha parlak hale gelebilmektedir. Bu parlaklık, alışılmadık şekilde yansıtıcı olan 4 Vesta dışında herhangi bir asteroitten daha yüksek bir parlaklıktır.
Spektrumları 0,7 mikrometreden (μm) daha kısa dalga boylarında, orta derecede dik bir eğime ve 1 μm ve 2 μm civarında orta ile zayıf absorpsiyon özelliklerine sahiptir.1μm absorpsiyon, asterotin bileşiminde silikatların (taşlı mineraller) varlığının bir göstergesidir. Genellikle, 0,63 μm'a yakın ortalanmış geniş ama sığ bir soğurma özelliği de gözlemlenebilmektedir. Bu asteroitlerin bileşimi, benzer spektral özellikleri paylaşan çeşitli taşlı göktaşlarına benzemektedir.
Uçucu-fakir (yani kayalık) bileşimleri nedeniyle, S-tipi asteroitler nispeten yüksek yoğunluğa sahiptir. 11 S-tipi asteroit üzerinde yapılan bir araştırma, ortalama yoğunluğun 3,0 g/cm3 olduğunu tespit etmiştir.[2]
S-grubu asteroitlerin alt sınıflandırması
[değiştir | kaynağı değiştir]SMASS sınıflandırması
[değiştir | kaynağı değiştir]SMASS sınıflandırmasında, genellikle "taşlı" birkaç asteroit türü, aşağıdaki türleri içeren daha geniş bir S-grubunda bir araya getirilir:[3]
- A tipi
- K tipi
- L tipi
- Q tipi
- R tipi
- S grubu için en tipik spektruma sahip asteroitler için kullanılan "çekirdek" S tipi
- Sırasıyla, çekirdek S tipi ile A, K, L, Q ve R tipleri arasında geçiş nesnelerini içeren Sa, Sk, Sl, Sq ve Sr tipleri.
"S" tipinde sayılan tüm asteroitlerin spektral yapısı, karbonlu C-grubundan ve genellikle metalik X-grubundan oldukça farklıdır.
Tholen sınıflandırması
[değiştir | kaynağı değiştir]Tholen sınıflandırmasında S-tipi, özellikle 1 um civarında güçlü "taşlı" absorpsiyon özelliklerine sahip olan A, Q ve R hariç SMASS taksonomisindeki S-grubundaki tüm türleri bünyesinde barındıran çok geniş bir gruplandırmadır.
Taşlı asteroit aileleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Tipik albedoları ile öne çıkan taşlı asteroit aileleri şunlardır:[1]
- Eos ailesi (0,14)
- Eunomia ailesi (0.21)
- Flora ailesi (0,24)
- Koronis ailesi (0,24)
- Nysa ailesi (0,20)
- Phocaea ailesi (0,23)
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b "Asteroid Lightcurve Database (README) – 2. Taxonomic Class, orbital class, and albedo". LCDB. 16 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Şubat 2018.
- ^ P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
- ^ Bus, S (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 arşivlendi27 Şubat 2023.
| Ana | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Dağılım |
| ||||||||
| Sınıflandırma |
| ||||||||
| Araştırma | |||||||||
| Listeler | |||||||||
| İlgili | |||||||||
