18. yüzyılda, bilinen tüm gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter ve Satürn) üzerinde yapılan gözlemler, gökbilimcilerin yörüngelerinde bir model ayırt etmelerine neden oldu ve bunun akabinde de gezegenler arasındaki boşluk miktarını tahmin eden Titius-Bode yasası ortaya çıktı . Bu yasaya göre, Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında fark edilebilir bir boşluk olduğu ortaya çıktı ve bunun araştırılması büyük bir keşfe yol açtı.
Gözlemlenen birkaç büyük nesneye ek olarak, gökbilimciler, Mars ve Jüpiter arasında yörüngede dönen sayısız küçük cismi de fark etmeye başladılar. Bu, kaç tane olduğu netleştikten sonra “asteroid” teriminin ve “Asteroid Kuşağı” teriminin oluşmasına yol açtı. O zamandan beri, terim yaygın kullanıma girdi ve astronomik modellerimizin temel dayanağı haline geldi.
Asteroit Kuşağı Nasıl Oluşmuştur?
1800 yılında, astronom Baron Franz Xaver von Zach, Titius-Bode Yasası’nın yarattığı sorunu çözmeyi umarak 24 astronom arkadaşını Birleşik Astronomi Derneği olarak bilinen bir kulübe topladı. O zamanlar, saflarında 1780’lerde Uranüs’ü ve uydularını keşfeden ünlü astronom William Herschel vardı.
İronik olarak, bu bölgelerde keşif yapan ilk astronom, Topluluğa katılması istenmiş ancak henüz daveti almamış olan Palermo Üniversitesi astronomi kürsüsü başkanı Giuseppe Piazzi idi. 1 Ocak 1801’de Piazzi, Titius-Bode yasasının öngördüğü tam yarıçapa sahip bir yörüngede küçük bir nesne gözlemledi.
Başlangıçta onun bir kuyruklu yıldız olduğuna inanıldı, ancak devam eden gözlemler neticesinde, olmadığını gösterdi. Bu, Piazzi’yi bulduğu cismin Roma hasadının tanrıçası ve Sicilya’nın hamisi olan Ceres’in adını verdiği bir gezegen olabileceğini düşünmeye yöneltti . On beş ay sonra, Heinrich Olbers (Derneğin bir üyesi) aynı bölgede daha sonra Pallas 2 olarak adlandırılan ikinci bir nesne keşfetti .
Görünüşte, bu nesneler yıldızlardan ayırt edilemez görünüyordu. En yüksek teleskop büyütmelerinde bile disklere dönüşmediler. Ancak, hızlı hareketleri ortak bir yörüngenin göstergesiydi. Bu nedenle, William Herschel onların asteroitler (Yunanca yıldız benzeri) anlamına gelen ayrı bir kategoriye yerleştirilmesini önerdi.
1807’ye gelindiğinde, daha fazla araştırma sonucunda bölgede iki yeni nesne ortaya çıkarıldı, 3 Juno ve 4 Vesta; ve 1845’te de 5 Astraea bulundu. Kısa bir süre sonra yeni nesneler bulundu ve 1850’lerin başında, “asteroitler” terimi yavaş yavaş yaygın olarak kullanılmaya başlandı. “Asteroid Kuşağı” terimi de öyleydi, ancak bu terimi kimin icat ettiği belli değil. Ancak “Ana Kuşak” terimi genellikle onu Kuiper Kuşağı’ndan ayırmak için kullanılır .
1868’in ortalarında yüz kadar asteroit bulundu ve 1891’de Max Wolf’un astrofotografiyi tanıtması keşif oranını daha da hızlandırdı. 1921 yılına kadar toplam 1.000 asteroit, 1981 yılına kadar 10.000 ve 2000 yılına kadar 100.000 asteroit bulundu. Modern asteroit araştırma sistemleri artık sürekli artan miktarlarda yeni küçük gezegenleri bulmak için otomatik araçlar kullanıyor.
Asteroitlerin Yapısı ve Sayısı
Yaygın algılara rağmen, Asteroit Kuşağı çoğunlukla boş uzaydır ve asteroitler geniş bir alana yayılmıştır. Bununla birlikte, şu anda yüz binlerce asteroit bilinmektedir ve toplam sayısı milyonlarca veya daha fazladır. 200’den fazla asteroitin çapı 100 km’den daha büyük olduğu bilinmektedir ve kızılötesi dalga boylarında yapılan bir araştırma, asteroit kuşağının 1 km (0,6 mil) veya daha fazla çapa sahip 0,7-1,7 milyon asteroit içerdiğini göstermiştir.
Asteroit kuşağının ana (veya çekirdek) popülasyonu bazen Kirkwood Boşlukları olarak bilinen şeye dayanan üç bölgeye ayrılır . 1866’da asteroitlerin mesafesindeki boşlukların keşfini açıklayan Daniel Kirkwood’un adını taşıyan bunlar, bir asteroitin yörüngesinin boyutlarını yarı ana eksenine göre tanımlar.
Asteroit kuşağı ayrıca, Mars’a 3:1 Kirkwood boşluğundan (2.5 AU) daha yakın dönen asteroitler tarafından oluşturulan iç kuşak ve Jüpiter’in yörüngesine daha yakın olan bu asteroitler tarafından oluşturulan dış kuşak ile iç ve dış kuşaklara ayrılabilir.
Güneş’ten 2.06 AU yarıçapına sahip asteroitler, asteroit kuşağının iç sınırı olarak kabul edilebilir. Jüpiter’in yarattığı bozulmalar, orada başıboş dolaşan cisimleri kararsız yörüngelere gönderir. Bu boşluğun yarıçapı içinde oluşan cisimlerin çoğu, Güneş Sistemi’nin erken tarihinde Mars (1.67 AU’da bir aphelion’a sahip olan) tarafından süpürüldü veya yerçekimi düzensizlikleri tarafından fırlatıldı.
Asteroit Kuşağının sıcaklığı Güneş’e olan uzaklığına göre değişir. Kayış içindeki toz parçacıkları için tipik sıcaklıklar 2,2 AU’da 200 K (-73 °C) ile 3,2 AU’da 165 K (-108 °C) arasında değişir. Bununla birlikte, dönme nedeniyle, bir asteroidin yüzey sıcaklığı, kenarları dönüşümlü olarak güneş radyasyonuna ve ardından yıldız arka planına maruz kaldığından önemli ölçüde değişebilir.
Karasal gezegenlere çok benzer şekilde, çoğu asteroit silikat kayadan oluşurken, küçük bir kısmı demir ve nikel gibi metaller içerir. Kalan asteroitler, karbon açısından zengin malzemelerle birlikte bunların bir karışımından oluşur. Daha uzak asteroitlerden bazıları, daha fazla buz ve su buzu da dahil olmak üzere uçucu maddeler içerme eğilimindedir.
Ana Kuşak öncelikle üç asteroit kategorisinden oluşur : C-tipi veya karbonlu asteroitler; S-tipi veya silikat asteroitler; ve M tipi veya metalik asteroitler. Karbonlu asteroitler karbon bakımından zengindir, kuşağın dış bölgelerine hakimdir ve görünür asteroitlerin %75’inden fazlasını oluşturur. Yüzey bileşimleri karbonlu kondrit meteoritlerininkine benzerken, spektrumları erken Güneş Sistemi’nin olduğuna inanılan yapıya benzer.
S-tipi (silikat bakımından zengin) asteroitler, Güneş’in 2,5 AU içinde, kuşağın iç bölgesine doğru daha yaygındır. Bunlar tipik olarak silikatlardan ve bazı metallerden oluşur, ancak önemli miktarda karbonlu bileşikler değildir. Bu, malzemelerinin zaman içinde, büyük olasılıkla erime ve yeniden biçimlendirme yoluyla önemli ölçüde değiştirildiğini gösterir.
M tipi (metal bakımından zengin) asteroitler toplam popülasyonun yaklaşık %10’unu oluşturur ve demir-nikel ve bazı silikat bileşiklerinden oluşur. Bazılarının, daha sonra çarpışmalardan parçalanan farklı asteroitlerin metalik çekirdeklerinden kaynaklandığına inanılıyor. Asteroit kuşağı içinde, bu tür asteroitlerin dağılımı, Güneş’ten yaklaşık 2,7 AU’luk bir yarı ana eksende zirve yapar.
Ayrıca gizemli ve nispeten nadir V tipi (veya bazaltik) asteroitler de var. Bu grup, adını 2001 yılına kadar Asteroit Kuşağı’ndaki çoğu bazaltik cismin asteroit Vesta’dan kaynaklandığına inanılmasından alır. Ancak, farklı kimyasal bileşimlere sahip bazaltik asteroitlerin keşfi, farklı bir kökene işaret ediyor. Mevcut asteroit oluşumu teorileri, V tipi asteroitlerin daha bol olması gerektiğini tahmin ediyor, ancak tahmin edilenlerin %99’u şu anda kayıptır.
Asteroit Aileleri ve Grupları
Asteroit kuşağındaki asteroitlerin yaklaşık üçte biri bir asteroit ailesinin üyeleridir . Bunlar, yarı ana eksen, eksantriklik, yörünge eğimleri ve tümü ortak bir kökene işaret eden benzer spektral özellikler gibi yörünge elemanlarındaki benzerliklere dayanır. Büyük olasılıkla, bu, daha sonra daha küçük cisimlere ayrılan daha büyük nesneler (ortalama yarıçapı ~ 10 km olan) arasındaki çarpışmaları içeriyordu.
Asteroit kuşağındaki en belirgin ailelerden bazıları Flora, Eunomia, Koronis, Eos ve Themis aileleridir. 800’den fazla bilinen üyesiyle en büyüklerden biri olan Flora ailesi, bir milyar yıldan daha kısa bir süre önce bir çarpışmadan oluşmuş olabilir. Kuşağın iç bölgesinde yer alan bu aile, S-tipi asteroitlerden oluşur ve tüm Kuşak nesnelerinin kabaca %4-5’ini oluşturur.
Eunomia ailesi, adını Yunan tanrıçası Eunomia’dan (hukuk ve düzen tanrıçası) alan bir başka büyük S tipi asteroit grubudur. Ara asteroit kuşağındaki en belirgin ailedir ve tüm asteroitlerin %5’ini oluşturur.
Koronis ailesi, en az iki milyar yıl önce bir çarpışma sonucu oluştuğu düşünülen ve bilinen 300 asteroitten oluşur. Bilinen en büyük, 208 Lacrimosa , çapı yaklaşık 41 km (25 mil) iken, 25 km’den daha büyük olan 20 tane daha bulunmuştur.
Eos (veya Eoan) ailesi, Güneş’in yörüngesinde 2,96 – 3,03 AU’luk bir mesafede dönen ve 1-2 milyar yıl önce bir çarpışmadan oluştuğuna inanılan önde gelen bir asteroit ailesidir. S-tipi asteroit kategorisine benzeyen 4400 bilinen üyeden oluşur. Bununla birlikte, Eos’un ve diğer aile üyelerinin kızılötesinde incelenmesi, S-tipi ile bazı farklılıklar gösterir, bu nedenle kendi kategorilerine (K-tipi asteroitler) sahiptirler.