Asteroitler ve kuyruklu yıldızlar

Asteroitlerin keşfi, gezegenlerin matematiksel bir diziye göre sıralandığını öngören (fakat Neptün’ün keşfiyle geçerliliğini yitiren) Titius-Bode yasası sayesinde başlamıştır. Bu formül J. D. Titius tarafından 1766 yılında, J. E. Bode tarafından ise 1778 yılında belirtilmiştir. Formüle göre, Mars ile Jüpiter arasında keşfedilmemiş bir gezegen olmalıdır.
1802’de İngiliz bilim adamı Sir William Herschel tarafından 1 Ceres ve 2 Pallas’ı tanımlamak için ortaya atılan kavram, sonradan Mars ve Jüpiter yörüngeleri arasında keşfedilen çok sayıda küçük gökcismini içine almış, ardından Mars’ta daha içte ve hatta Jüpiter yörüngesinden daha dışta yer alan cisimleri de kapsayacak şekilde genişletilmiştir. Asteroit kelimesi Yunanca asteroeidēs (yıldız gibi, yıldız şekilli) kelimesinden gelir.

20. yüzyıl ortalarından itibaren Güneş Sistemi’nin dış sınırlarında henüz saptanamamış çok sayıda gökcisminin bulunabileceği öne sürülmüş ve olası yörünge özelliklerine göre bu cisimleri içine alacak kuramsal Kuiper kuşağı ve Oort bulutu terimleri tanımlanmıştır. 1992 yılında Kuiper kuşağı tanımına uyan ilk cisim keşfedilmiş, 2012’ye kadar keşfedilen Kuiper kuşağı cisimleri sayısı 1000’i aşmıştır. Pratik nedenlerle Kuiper ve Oort bulutu cisimlerinin Neptün ötesi cisimler tanımı altında toplanmaktadır. Böylece Güneş çevresinde dönen cisimler genel olarak “gezegenler”, “cüce gezegenler”, “kuyrukluyıldızlar”, “asteroitler” ve “Neptün ötesi cisimler” olarak gruplandırılmaktadır.

İngilizce gökbilim terminolojisinde yakın tarihlerde yaşanan yeni bir gelişme, uzun süredir yaygın kullanımdan kalkmış olan minor planets kavramının yine pratik nedenlerle yeniden canlandırılmaya çalışılmasıdır. Güneş sistemi üyelerinin daha tutarlı bir sınıflamasını yapmak amacıyla atılan bu adım, gezegenler ve meteorlar dışında kalan tüm cisimleri tek bir çatı altında toplamaya dayanmaktadır. Fakat asteroitler ve Neptün ötesi cisimleri kapsayacak şekilde genişletilen bu kavram, Türkçeleştirme açısından sorun yaratmaktadır. Küçük gezegenler şeklinde Türkçeye çevrilebilecek olan minor planets tanımı, “asteroit” sözcüğünün eş anlamlısı olan “küçük gezegen” kavramı ile çakışmaktadır.

Güneş sistemi haritası

Güneş Sistemi haritasına bir göz atmak, gezegenlerin iki gruba ayrıldığını görmek için yeterlidir. Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında 480 milyon kilometreyi aşan bir boşluk vardır. 18. yüzyılda Titius’un bulduğu ve Bode’un tanıttığı bir matematiksel bağıntı, güneş sisteminin bu bölümünde bir gezegen bulunabileceği düşüncesinin doğmasına neden oldu. Amatör Macar gökbilimci Baron von Zach’ın girişimiyle bir gözlemciler grubu, “gezegen avcıları” birliğini kurdu. Birlik üyeleri düzenli bir araştırma yöntemi bulmaya çalıştılar; ama başarıya ulaşamadılar. 1 Ocak 1801’de Palermo’da Piazzi, yeni bir yıldız kataloğu için olağan gözlemlerini yaparken, yeni bir gökcismine rastladı ve bu gökcisminin aranan gezegen olduğu ortaya çıktı. Bode yasasına uygun olarak ortalama 411,2 milyon kilometre uzaklıkta Güneş çevresinde dolanan bu gezegene, Ceres adı verildi.

Ne var ki, “gezegen avcıları” bu gökcismini aranan gezegen için yeterli bulmadılar; Ceres tam anlamıyla bir gezegen büyüklüğünde olmadığından (günümüzde çapının 952 km olduğu bilinmektedir), başka gezegenler bulunabileceğini ileri sürdüler. 1802-1808 yılları arasında üç gezegen daha (Pallas, Juno ve Vesta) bulundu; sonra başka gezegen olmadığı kanısına varan “gezegen avcıları” birliği dağıldı. Ne var ki 1845’de Alman amatör gökbilimci Hencke, beşinci küçük gezegen Astraea’yı buldu ve 1848 yılından sonra her yıl birkaç küçük gezegen bulundu. Çağımızda asteroitler otomatik bilgisayarlı sistemlerle saptanmaktadır.

En büyükler

Asteroit kuşağının en büyük gökcismi, ilk bulunan asteroit olan, aynı zamanda bir cüce gezegen olarak da sınıflandırılan Ceres’tir. 952 kilometrelik çapıyla Ceres, tek başına tüm asteroit kuşağının kütlece üçte birini oluşturur. İkinci ve üçüncü büyük asteroitler olan Pallas ve Vesta’nın da çapları 500 kilometreyi geçer. Asteroit kuşağının dördüncü en büyük gökcismi olan 10 Hygiea ise ilk asteroidin keşfinden 48 yıl sonra, 1849’da keşfedilmiştir. Bu gökcisimlerinin hiçbirinin kütlesi bir atmosferi tutabilecek boyutlara ulaşamaz; birçoğu birkaç kilometrelik, hatta birkaç yüz metrelik kütlelerdir ve en büyük birkaçı hariç küre şeklini alacak kadar kütleçekimleri yoktur.

Asteroit kuşağındeki gökcisimleri kümelenme eğilimi gösterir ve bazı bölgelerde bulunmazlar. Jüpiter’in dolanım süresinin bir kesiri kadar sürelerde dolanımını tamamlayacak uzaklıkta yer alan (özellikle 1:2, 1:3, 1:5 oranlarında) bir asteroitin yörüngesi, Jüpiter’in genel çekimi nedeniyle kararsızlaşır. Bu kuşaktaki boşluklara Kirkwood Boşlukları adı verilir. Bazı asteroitlerin yörüngesi çok eğik, bazılarınınkiyse eşmerkezlidir; ama şimdiye kadar, geri dönme hareketi yapan bir asteroite rastlanmamıştır.

En ilgi çekici asteroitler, ana kümeden ayrılanlardır. Bazı asteroitler Dünya’ya çok yaklaşırlar: Biçimi düzensiz, en uzun çapı yaklaşık 24,8 km olan Eros, 1931 ve 1975 yıllarında Dünya’ya 24 milyon kilometre uzaklıktan geçmiştir; çapı 1,6 km olan Hermes, 1937’de Dünya’ya 776.000 km’ye kadar yaklaşmıştır. Dünya’ya 6,4 milyon kilometreye kadar yaklaşabilen Icarus, Güneş’e Merkür’den daha çok yaklaşır. Yörüngesi çok basık olan Hidalgo, günöte noktasında Satürn’ün yörüngesinin yakınlarından geçer. Trojan asteroitleri Jüpiter’le aynı yörüngeyi izler; ama Jüpiter’le aynı hızda ve ondan 60º açısal uzaklıkta dolanması nedeniyle bir çarpışma söz konusu değildir.

Asteroit kuşağı nedir?

Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında kalan ana asteroit kuşağının resmi.
Asteroit Kuşağı, Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında kalan, asteroit yörüngelerinin en yoğun bulunduğu Güneş Sistemi bölgesidir ve Güneş Sistemi’nin oluşumundan kalan toz ve asteroitlerden oluşur. Bugüne kadar yaklaşık 600.000 civarında asteroit ve cüce gezegen burada keşfedilmiştir.

Asteroit Kuşağı’nda Bode Yasası ile bir gezegen olduğu düşünülüyordu. Detaylı gözlemler sonucunda 1 Ocak 1801 yılında astronom Giuseppe Piazzi tarafından bir cüce gezegen olan Ceres bulundu ve yarım asır boyunca 8. gezegen olarak bilindi. Bu güne kadar en büyük asteroit olarak kalan Ceres, bu kuşaktaki maddenin %32’sine sahiptir. Ceres’ten 15 ay sonra Heinrich Wilhelm Olbers tarafından keşfedilen ikinci asteroit 2 Pallas’dır. Daha sonra Alman astronom Karl L. Harding tarafından 1804’te keşfedilen 3 Juno ve yine Olbers tarafından 1807’de keşfedilen 4 Vesta, kuşataki maddenin %1 ve %9’unu taşımaktadır. Vesta, kuşaktaki ikinci büyük asteroit olup 2012 yılında NASA’nın Dawn uydusu tarafından ziyaret edilmiş ve incelenmiştir. 2015’in Mayıs ayında iyonlaşma güdümlü bu uydunun Ceres’i de ziyaret etmesi plânlanmaktadır. Asteroid kuşağı’ndaki asteroidlerin toplam kütlesi yaklaşık Ay’ın kütlesi kadardır.

Vesta

4 Vesta Asteroit Kuşağı’nın ikinci büyük gök cismidir. Ortalama çapı yaklaşık 530 km ve tahminî kütlesi Asteroit Kuşağı’nın toplam kütlesinin yaklaşık 9%’udur. Vesta en parlak asteroittir ve Güneş’ten en uzak olduğu nokta Ceres’in Güneş’e en yakın olan uzaklığından çok az fazladır. Vesta Alman gökbilimci Heinrich Wilhelm Olbers tarafından 29 Mart 1807’de keşfedilmiştir. Asteroitin adını tanınmış matematikçi Carl Friedrich Gauss Roma bâkire ev ve aile tanrıçası Vesta’ya ithafen vermiştir. Vesta, 2012 yılında NASA’nın Dawn uzay aracı tarafından ziyaret edilmiştir.

Gaspra

951 Gaspra 30 Temmuz 1916’da G. Neujmin tarafından Rechen Enstitüsü, Simeis’te keşfedilen, asteroid kuşağı asteroidi. Galileo uzay aracı tarafından ziyaret edilmiştir. Güneş’ten ortalama olarak 330 milyon km uzaklıktadır. Boyutları 19x11x10 km’dir yani bu asteroid bir sosise benziyor da denebilir. Diğer asteroidlerden farklı ve ilginç bir şekilde bu asteroidin kuvvetli bir manyetik alanı bulunmaktadır.

Ida

243 Ida, asteroit kuşağında Koronis ailesinden bir asteroittir, 29 Eylül 1884 tarihinde Avusturyalı astronom Johann Palisa tarafından keşfedildi. Daha sonraki teleskobik araştırmalar sonucunda Ida S-tipi asteroit olarak kategorize edilmiştir. 28 Ağustos 1993 tarihinde Jüpiter’e gitmekte olan Galileo uzay sondası Ida’nın fotoğraflarını çekmiştir.

Apofis

99942 Apofis, 19 Haziran 2004’te R. A. Tucker, D. J. Tholen ve F. Bernardi tarafından Kitt Peak’de keşfedilen, Aten sınıfı Dünya’ya yakın bir yörüngesi bulunan bir meteorittir. Mısır kötülük tanrısı Apofis’in ismini taşır. NASA tarafından yapılan dikkatli ölçümlerle 2029 ve 2036 yıllarında dünyamızın çok yakınından geçeceği tespit edilmiştir. 13 Nisan 2029’te 300.000 kilometre Dünya’ya yakından geçerek Apollo sınıfı olacak, 2036 yılında ise 30-40 bin kilometre yakından geçecektir. 7 Ekim 2009 tarihinde yapılan hesaplamalara göre 2036 yılında Dünya’ya çarpma olasılığı 250.000’de 1’dir. Bir başka olası çarpışma tarihi ise 2037’dir. Bu tarihte dünyaya çarpma olasılığı 12,3 milyonda 1 olarak belirlenmiştir.

Kuyruklu yıldızlar aslında yıldız değildir

Kuyruklu yıldızlar, “kirli kartopu” ya da “buzlu çamur topu” olarak anılırlar. İsimlerinde yer almasına rağmen yıldız değildirler, buz (su ve donmuş gazlar) ve (bir nedenle Güneş Sistemi’nin oluşumu sırasında gezegenlerde yoğunlaşamamış) kozmik toz karışımından oluşurlar. Bir kuyruklu yıldız, Neptün‘ün ötesindeki yörüngesinden Güneş Sistemi’nin içlerine doğru ilerledikçe ısınmaya başlar. Sıcaklık, Satürn’ün yörüngesinde -180 santigrat derecelere kadar yükselmiştir. Bir kuyruklu yıldız üzerindeki “azot buzu” için bu sıcaklık o kadar yüksektir ki, azot buzu aniden sıvılaşıp kaynamaya ve buharlaşmaya başlar. Kaynayarak buharlaşan azot gazı kuyruklu yıldızın yüzeyindeki toz ve diğer cisimlerle birlikte kuvvetle dışarı doğru püskürerek Güneş’in aksi yönünde bir kuyruk oluşturur. Güneş ışığı bu kuyruktaki toz ve gaz moleküllerinden yansıyarak o çok iyi bildiğimiz parlak gösterişli kuyruklu yıldız görüntüsünü meydana getirir. Kuyruklu yıldızların içerdiği “su buzu dahil” bu buzlar, milyarlarca yıl önce çarpışmaların çok daha yoğun olduğu dönemlerde gezegenimizin suya kavuşmasını sağlamıştır. Hatta kimi bilimcilere göre, kuyruklu yıldızların üzerindeki organik ve yaşam için gerekli inorganik maddeler sayesinde yeryüzünde yaşamın ortaya çıkması mümkün olmuştur.

Her ne kadar küçük görünseler de, kilometrelerce çapa sahip olan kuyruklu yıldızlar, içerdikleri buzlarının tümünün buharlaşmasına fırsat olmadan Güneş’ten uzaklaşıp yeniden donarlar. İşte, kuyruklu yıldızları diğer asteroidlerden ayıran en önemli fark, ısrarla vurguladığımız bu donmuş gazların ısındıklarında yarattıkları kuyruğudur.

Görmeye alışık olduğumuz Dünya yakınındaki asteroidler, Güneş’e yakınlıkları nedeniyle bu buzlu yapılarını çoktan yitirmişlerdir ve bir kuyruklu yıldız gibi ışıldayamaz, göktaşı olarak ömürlerini sürdürürler.

Oort bulutu ve kuyruklu yıldız kümesi

Oort bulutu veya Öpik-Oort bulutu, Güneş’in etrafında dönen kuyruklu yıldız kümesi. Bu kuyruklu yıldızların enberi ölçeği 5-50 AB (Astronomi birimi) ve enöte ölçeği ise 30.000-100.000 AB’dir (bu uzaklıkların hepsi güneş merkezlidir). Unutulmamalıdır ki enöte yörüngeleri Plüton’un yörüngesinin çok ötesindedir. Güneşe en yakın yıldız olan Proxima Centauri 270.000 AB uzakta olduğundan, bu kuyruklu yıldızların yörüngeleri yakınından geçtikleri yıldızlar tarafından değiştirilebilir. Bunun sonucu, ya Güneş Sistemi’ne doğru ya da yörüngeyi değiştiren yıldıza doğru yönelirler. Doğal olarak bu tür kuyruklu yıldızların yörüngeleri 100.000’lerce yıl olabilir. Bu özelliklerinden dolayı Oort Bulutu, donmuş kuyruklu yıldızların deposu olarak da anılır.

İlk olarak 1932’de Ernst Öpik, bir kuyruklu yıldız deposunun varlığından söz etmiştir. 1950’de Jan Hendrik Oort, çok uzak bir gezegenden gelen kuyruklu yıldızlardan söz etmiştir.

Bulut’taki tahmini kuyruklu yıldızların sayısı 1011 ile 1012 (100 milyar ile 1000 milyar)’dır. Tahmini toplam kütlesi 1028 gm’dır. 100.000 AB yarıçaplı bir bulut yörüngesinin yaşam süresi ise, 1,1 milyar yıl tahmin edilmektedir.

Oort Bulutu’nun iki ayrı bölgeden oluştuğu düşünülmektedir. Küre şeklindeki dış Oort Bulutu ve disk şeklindeki iç Oort Blutu veya Hills Bulutu.