ASTEROİT

ASTEROİT; Aim. Astero’id, Fr. Asteroide (m),
İng. Asteroid. Güneş etrâfında dönen, gezegene
benzer küçük cisimlere verilen ad. Bunlar planetoidler
veya mini planetler olarak da adlandırılırlar.
Hâlihazırda Î600’den fazla asteroitin yörüngeleri
tesbit edilrhiş ve binlercesi de gözlenmiştir.
Mars ve Jüpiter arasında yer alan birkaç asteroit hâriç,
bu küçük planetler güneş etrâfında bir elips
şeklinde dönmektedirler. Hemen hemen Mars yörüngesinde
her ne büyüklükte olursa olsun keşfedilmeyen
asteroit yok gibidir. Diğer taraftan Jüpiter’in
üzerindeki bölgede, gözlem yoluyla bilinenlerinden
daha değişik nâdir büyüklükte asteroitler
de vardır.Bode Kânunu, Mars ile Jüpiter yörüngeleri
arasında başka bir gezegenin varlığına işâret etmiş
ve Uranüs’ün keşfi de bu hipotezi kuvvetlendirmiştir.
1 Ocak 1801’de İtalyan Giuseppe Piazzi tarafından
beklenmeyen bir cisim gözlendi. Yedinci
“yıldız” sınıfına girebilecek bir cisim, her gece
diğer yıldızlara göre yerini değiştiriyordu. Bu cismi
altı hafta devamlı izleyen Piazzi bunun acâyib bir
kuyruklu yıldız olduğunu zannetmişti. Bu arada
hasta olan Piazzi, iyileştiğinde cismi gözetlenebilecek
bir durumda bulmadı. Bu haber Almanya’ya
ulaştı. Bunun eksik olan gezegen olduğuna inanıldı.
Piazzi de buna “Ceres” ismini verdi.
Ancak Ceres’in tekrar keşfi genç bir Alman
matematikçisi Kari F. Gauss tarafından oldu. Göttingen
Üniversitesinde bulunan Gauss, bir yörüngeyi
sâdece üç gözetlemede hesab edecek bir metot
geliştirmişti. Bundan sonra |3aşka gezegenin
keşfi beklenmekteydi. Bu sebepten Heinrich W.M.
Olbers’in 28 Mart 1802’de Cerçfr’i ararken başka
bir cisme rastlaması büyük şaşkınlığa yol açtı.
Olbers bunu “Pallas” olarak isimlendirdi.
Bu olaydan sonra astronomlar yeni asteroitler
peşinde koştular. 1 Eylül 1804’de Kari L. Harding
“Juno” ismini verdiği yeni bir cisim buldu. Bu
keşiften sonra yeni üç asteroidin yörüngelerini inceleyen
Ulbers, bunların yörüngelerinin birbirlerini
Virgo yıldız burcunda kestiğini müşâhede etti. Bundan hareket ederek, bunlann parçalanmış bir
gezegenin kalıntıları olabileceği hipotezini ileri
sürdü ve diğer parçalar için araştırmaya geçti. 29
Mart 1807’de dördüncü bir tâne daha keşfederek
“Vesta” ismini koydu.
Pek sıkı bir çalışma, daha sonraki yıllarda
beklenilen sonucu vermedi. Sebebi ise yeterli derecede
sönük cisimlere bakılmamasıydı. 1845’te
10. mertebede beşinci bir asteroit, “Astrea” Kari
Hencke tarafından “Berlin”de keşfedildi. 1847’de
üç tâne daha bulunurken, bundan sonraki her sene
yenileri bulundu.
Müşâhade metodları: On dokuzuncu asrın
ortasına kadar göğün sönük yıldızlarını gösteren
fotoğrafik bir atlası yoktu. Ancak bâzı ayrık noktalar
için 7. veya 8. mertebeden daha az sönük cisimleri
gösterenler vardı. Bu sebepten asteroit
keşfi peşinde koşanlar göğün bir bölgesinin resmini
yapmak ve daha sonra değişiklikleri tesbit etmek
için tekrar resmini çıkarmak ve bu iki resmi karşılaştırmak
zorundaydılar.
1891 ’de gök fotoğrafçılığı oldukça ilerlemiş ve
müşâhede metodunu değiştirecek duruma gelmişti.
Kameralı bir teleskop göğün seçilen kısmına çevrilerek
bir tahrikli saat harekete geçirilirdi. Fotoğraf
süresi iki ile üç saat kadar devâm edebilirdi. Bu
arada gözetleyen kimse bir klavuz yıldızı teleskobun
geniş çizgilerinin kesiştiği yerde muhâfaza ederdi.
Bu gerçekte her türlü gök fotoğrafı için büyüklüğü
ve odak uzaklığı ne olursa olsun gerekli olmaktadır.
Farklı kırılmalar, titreşimler ve benzerleri, görüntülerin
düzensiz olması sonucunu doğurur.
a Bu şekilde çekilen fotoğraflarda yıldızlar yuvarlak
nokta şeklinde görülürler. Bu noktaların büyüklüğü
yıldızın büyüklüğüne ve parlaklığına göre
değişir. Bu bölgedeki herhangi bir asteroit sırasında
yıldızlar arasında hafifçe hareket eder. Fotoğrafta ise
bu kısa noktalar arasında bir iz şeklinde görülür.
Konumu yıldızlara göre kolayca belirlenebilir. Bir
veya iki hafta aralıkla yapılacak üç gözetleme genel
olarak, ön yörünge hesâbı için yeterlidir.Bu metodun bir mahzuru asteroitlerin nokta
olarak değil de, çizgi olarak görülmesidir. Bu sebepten
ışığı sönük bir asteroidin belirlenmesi oldukça
zor olur. Bu husus metodda değişiklik yapılarak
önemli miktarda önlenebilir. Asteroidin
muhtemel hızı hesaplanarak tahrik saati o kadar
azaltılır. Böylece asteroit nokta olarak görülürken
yıldızlar çizgiler çizerler. Bu metodlarla daha
sönük asteroidler de tesbit edilebilir.
Bir asteroidin yörüngesi üç gözlem ile tesbit
edilebilirse de daha kesin hesaplar için pekçok haftalara
yayılmış en azından beş veya altı gözleme ihtiyaç
duyulur. Asteroitler önce keşfedildikleri yıla
göre isim alır ve bunu iki büyük harf de tâkip eder.
Meselâ 1932 HA gibi. Yörüngenin kesin olarak ortaya
çıkmasından sonra kendisine dâimî bir numara
verilir. Asteroitler ilk keşfedildiklerinde, eski
Yunan isimleri verilmesi âdet olmuştu. Ancak asteroitler
bulundukça yeterli isim bulunamadığı için
şehir, memleket ve hattâ insan isimleri de verilmiştir.
Günümüzde keşfedilen asteroitlerin pek çoğuna
artık bu tür bir isim verilmektedir.
Fizikî özellikleri: Hâlen en büyük asteroitlerden
ancak birkaç tânesinin çapları ölçülebilmiştir.
1894-1895 yılları arasında Edward E. Bamard 36.
Lick Refraktör’ünü kullanarak bâzı asteroitlerin
çapları hakkında aşağıdaki değerleri elde etmiştir:
Ceres, 781 km, Pallas 499 km, Vesta 391 km
ve Junol90 km (diğer gözlemcilerin elde ettiği
değerler bunlardan biraz farklı olabilir).
Asteroitlerin ekserisinin çaplarını hesaplamada
tek yol, Dünyâ ve Güneş’ten belli uzaklıktayken
parlaklıklarını gözleyip, incelemektir. Birim alandaki
yansıma güçleri (albedo’ları= beyazlık derecesine
göre astronom; belli uzaklıkta o derecede
bir parlaklıkta gözükebilmesi için asteroidin büyüklüğünün
ne olması gerektiğini hesâb eder. Bu
yolla çapı 1 km’den az olan asteroitlerin çapı dahi
hesaplanabilir. Daha ufak çaplı asteroitlerin çaplarını
hesaplamaya dair bir usûl konmamıştır. Zirâ
çok ufak asteroitlerin sayısı oldukça çoktur.
Kütle: Böyle cisimlerin kütlelerinin ölçülmesinde
tek yol onun çekim kuvvetinin başka bir
cisme etkisinin gözlenmesiyle yapılan hesaplamadır.
Fakat böyle bir etki herhangi bir asteroit için
gözlenmemiştir. Bununla berâber eğer Ceres (en
büyük asteroit)in Ay ile aynı yoğunluğa sâhib olduğu
kabûl edilirse, kütlesinin Dünya’nın 1/7,200’i
olması gerekmektedir. Bilinen ve bilinmeyen bütün
asteroitlerin kütleleri toplamının Dünyâ kütlesinin
1/500’nden daha az olması gerektiği hesap
edilmiştir.
Şekil: Asteroitlerin ekserisinin, küreden daha
düzensiz şekillerde olduğu kabûl edilir. Çok sayıda
asteroitte fotometrelerle yapılan araştırmalarda,
gözlenen asteroitlerin parlaklıklarındaki periyodikdeğişmeler bize bu kanâati vermektedir. Diğer taraftan
periyodik değişmeler göstermeyen asteroitler
de vardır. Bu değişmeler asteroidin düzensiz
şekilde hareketleri gozönüne alınarak açıklanabilir.
Bâzı durumlarda bu değişmeler, farklı bir yansıtma
gücüne sâhip asteroidin değişik durumlarından
ortaya çıkabilir. Denilebilir ki, bir dağ tepesi
alınıp uzaya fırlatılırsa istenilen büyüklükte ve
şekilde bir asteroit elde edilirdi.
Yüzey şekilleri: Asteroitlerin yüzeylerindeki
yerçekimi herhangi bir gezegendeki yer çekiminden
daha azdır. Zirâ asteroitlerin kütleleri çok
küçüktür. Dünyâda 45 kg bir cisim Ceres asteroidinde
1,8 kg gelir.
Yörüngeler: Her asteroidin yörüngesi, odaklarından
birinde Güneş bulunan bir elipstir. Bilinen
bütün asteroidler gezegenlerde olduğu gibi Güneş
etrâfında saat yelkovanının ters yönünde hareket
ederler. Mâmâfih bâzı asteroitlerin yörüngeleri
oldukça fazla farklılıklar göstermektedir.
Asteroitlerin bulunduğu kuşak (yöre): Asteroitlerin
ekserisi, Mars’ın yörüngesi ile Jüpite
r’in yörüngesi arasında kalan bölgede bulunmaktadır.
Yalnız bu alan asteroit yörüngeleri ile
muntazaman doldurulmuş değildir. Jüpiter’in Güneş
etrafında devir süresi 11,86 senedir. Bu sürenin
1/3’i, 2/5’i ve 1/2’i müddetince Güneş etrâfında
dönen bir asteroidin yokluğu ilgi çekicidir. Bu
durumun bir rezonans etkisi (ses yansıması) olduğuna
inanç kuvvetlidir. Eğer boş kuşaklara bir
asteroit girecek olsa, her devri esnâsında Jüpiter’in
etkisine mâruz kalarak yörüngesinde düzensizlikler
meydana gelecek ve neticede yörüngesi Jüpiter’in
yörüngesine yaklaşacak veya uzaklaşacaktır.
Yâni bu kuşaktan çıkacak ve bu kuşaklar
(bölgeler) sonunda yine boş kalacaktır. Güneş’ten
Jüpiter’in devir süresinin 1/4, 1/5, 3/5, 3/7’si kadar
uzaklıktaki kuşakların da yukardaki kuşaklara
nazaran daha az süre de olsa boş yâni asteroitsiz
kalmakta olduğu tesbit edilmiştir. Buna benzer
boşlukların niçin 2/3, 3/4 gibi daha büyük kesirlerde
bulunmadığı kesin olarak anlaşılmamıştır. Bu
kesirler yakın değerlere sâhip asteroit yörüngelerinin
çoğunluğu matematik olarak beklenenin
üzerindedir. Her hâlükârda, bütün asteroit yörüngelerinin
Jüpiter’in yörüngesine; diğerlerine nazaran
vâkî olan bu yakınlığının sebebi en büyük
kütleli gezegen olmasıdır.
Eksantrik yörüngeler: Mars ve Jüpiter’in arasındaki
kuşakta bulunan asteroitlerin yörüngeleri,
gezegenlerine benzer. Yâni, Güneş etrâfında tâkib
ettiği yol tam bir elips şeklinde olmayıp aşağı yukarı
dâirevidir. Fakat bâzı asteroitlerin yörüngeleri
eksantriktir (dış merkezlidir). Bu tür asteroitler
Güneş etrâfında yassı bir elips şeklinde yol tâkib
‘ eder. Bu esnâda da Mars’ın yörüngesi içine veya Jüpiter’in ötesine kadar gidebilirler. Yörünge eksantrikliği
0-1 arasındaki rakamlarla gösterilir. 0 eksantrikliğe
sâhip bir yörünge tam dâire şeklindedir.
Eksantriklik 1 ’e yaklaştıkça artar.
Yörünge değişiminin başka bir çeşidi ise ekliptik’e
(Dünyâ’nın Güneş etrâfındaki yörünge
düzlemi) olan eğilmesi (meyli)dir. Birçok asteroit
Dünyâ ile aynı yörünge düzleminde hareket eder
ve dolayısıyla eğilme derecesi O’dır. Fakat bâzılârmın
yörüngeleri meyillidir. Asteroitlerin % 7
kadarının eksantriklikleri 0, 25’ten büyük ve % 6
kadarının da eğilme derecesi 20 dereceyi aşar.
Çoğunlukla eksantrik bir yörüngeye sâhip asteroidin
eğilme derecesi de yüksek derecededir.
Meselâ, Hidalgo 0,65’lik bir eksantrikliğe ve
43’derecelik eğime sâhiptir. Hidalgo, yörüngesinin
Güneş’ten en uzak olduğu noktada Satürn’ün
yörüngesine yaklaşır. Aşağı yukarı 1,5 km çapa sâhip
bir asteroit olan Icarus’un 0,79’luk bir eksantrikliği
ve 21 derecelik bir eğimi vardır. Yörüngesinin
Güneş’e en yakın noktasında Icarus ve
Hidalgo ve daha birkaç asteroidin yörüngesi kuyruklu
yıldızların izlediği yörüngelere benzer. Aslında
kuyruklu yıldızlarla, böyle asteroitler arasında
bir ilişki kurulabilir. Belki de Hidalgo bir
kuyruklu yıldızın çekirdeği idi ve kuyruğu kendisinden
koptu.
Dünyâ’mn yakınından geçen asteroitler:
Icarus ve ondan daha büyük olan Erar, Dünyâ’ dan
birkaç milyon km uzaklıktan geçmiştir. Dünyâ’ya
daha da fazla yanaşan bir takım ufak asteroitler olmuştur.
Hermes’in 1937 yılında Dünyâ’nın 800.000
km ötesinden geçtiği tesbit edilmiştir. Bu tür asteroitler
çok hızlı geçerler. Çok güçlü teloskoplarla
bile çok kısa bir an görülebilir ve kaybolurlar. Aynı
zamanda Dünyâ’nın çekim kuvvetinden de etkilenirler.
Bu asteroitlerden bâzıları şimdi görülememektedir
ve tekrar görülmeleri ihtimâli vardır.
Bâzı ufak asteroitler, Dünyâ ile çarpışabilecek
bir yakınlığa kadar gelmişlerdir. Zamanla belki
böyle bir çarpışma vukû bulabilir.Truva asteroitleri: Birkaç tâne asteroit Güneşten
Jüpiterle aynı mesâfede hareket ederler.
Bu duruma uzay (gök) mekaniğinde klâsik bir
problem olan “üç cisim problemine” bir tür çözüm
teşkil eder. Sözkonusu problem: Her üçünün birbirine
olan hareketlerinin etkilerinin belirlenmesi
ile ilgilidir. Bu problem iki basit durumda çözülmüştür.
Bunlardan birincisi cisimlerin eşkenar üçgenin
düşey şeklinde yer aldığı zamanki durumdur.
Diğeri ise , cisimler sâbit bir sistem meydana getirdikleri
zamanki durumdur.
1904 yılında Alman astronom Max Wolf, pozisyonu
bu târife uyan Achilles Asteroidi’ni keşfetti.
Bu asteroit Güneş’ten Jüpiterle aynı uzaklıkta ve Jüpiter’in
60° önünde bulunmak sûretiyle Güneş, Jüpiter
ve Achilles bir eşkenar üçgen teşkil etmektedir.
Wolf’un bu keşfinden bu zamana kadar geçen
zamanda Achilles’in yakınlarında birtakım asteroit
daha bulunmuştur. Jüpiter’in 60° arkasında da
başka bir grup asteroit bulunmuştur. Bunlar da Güneş
ve Jüpiterle başka bir eşkenar üçgen meydana
getirirler. Bu asteroitlere Truva asteroitleri ismi verilmiştir.
Hiçbiri 12 kadirden daha parlak değildir.
Fakat bu asteroitlerin büyüklerinin bu kadar uzak
mesâfeden bu derece parlak görünmeleri, onlarınl29
km çap civarında olmalarını gerektirmektedir.
Özellikle Satürn’ün etkisinden dolayı Truva
asteroitleri Jüpiter’den sâbit uzaklıkta kalamazlar,
bir miktar ileri geri hareket ederler. Yörüngeleri
yüksek eğilme derecelerine, fakat düşük eksantrikliğe
sâhiptirler. Belki mevcut Truva asteroitlerinden
bâzıları bu pozisyonlarından kopabilir, fakat
onların pozisyonuna çok yakın olarak dolaşan başka
asteroitler bu gruba dâhil olabilirler.
Asteroidlerin meydana gelişi: Japon Astronom
Kiyotsugo Rigakushi Hirayama, asteroit yörüngelerini
uzun uzun inceledikten sonra, yörüngeleri
müşterek bir merkez olarak kabûl edilen
(bilinen) bâzı gruplar buldu. Bu gruplara genellikle
“âileler”gibi isimler verildi. Hirayama beş âile târif
etmiş ve eksik numaralılara ve iyi tanınanlara
yeni isimler de ilâve etmiştir. Hirayama her bir grubun
daha büyük özel bir kütlenin parçalanması
sonucu meydana geldiğini öne sürdü. Böylece bu
konuda Olbers’in bunların basit tek bir plânetin
parçalanması sonucu meydana geldiğini ileri süren
hipotezini çürütmüştür. Böyle bir parçalanma hâdisesi
olduğunda herhangi bir parçanın yörünge
şekli ile ilgili bir mesele olmadığı isbat edilebilir.
Böyle bir durumda her parça Güneş etrâfındaki
müteakip dönme ânında parçalanma noktaları arasından
geçmek mecbûriyetinde olacaktı. Bu parçaların
yörüngesi başka gök cisimlerinin etkisiyle
değişmedikçe bu hâdise böylece devâm edecektir.
Şimdiye kadar bulunan böyle bir ortak nokta
yoktur. Bundan sonrası şâyet ilk asteroitlerinhepsinin müşterek noktadan geçtikleri gibi, çağlar
boyunca asteroit yörüngeleri hesaplanarak bozulmanın
ne kadar olduğunu göstermek günümüzde
matematikçi astronomi âliminin vazifesidir.
Asteroitlerin nasıl meydana geldikleri hakkmdaki
bilgiler henüz kesinleşmemiştir. Güneş
sisteminin meydana gelişi hakkmdaki bilgiler,
asteroitlerin meydana gelmesi hakkmdaki bilgiden
daha fazladır. Asteroitlerin meydana gelişi
hakkında bilinen şeyler zamanla kesinleşebilecektir.
Hâlihazırda asteroitlerin meydana gelişinde
kabûl edilen teori Gerart P. Qiper teorisidir.
Her gök cismi gibi asteroitlerin de sonradan var
oldukları, bir başlangıçlarının bulunduğu İlmî
bir gerçektir.
Sonuç: Asteroitler konusu Dünyâ’nm her yerinde
artan bir alâka görmektedir. Zîrâ astronomlar
için mesafe târiflerinde referans noktası olarak
çok faydalıdırlar. Güneş paralaksının (Güneş merkezinde
Dünyâ’nm yarıçapı ile birleşen açı, ihtilâf-
ı manzar) doğru olarak hesaplanmasında buna
ilâveten Dünyâ’nm Güneş’ten gerçek uzaklığınınhesaplanmasına yardımcı olmaktadır. Bu sebeple
Amerika ve Avrupa’da asteroitler hakkında geniş
araştırmalar yapılmaktadır.