Küçük gezegen

Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göre küçük gezegen, Güneş'in etrafında doğrudan yörüngede dönen ve ne gezegen ne de kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan bir gök cismidir. IAU, 2006 yılından önce resmen küçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar; cüce gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarak yeniden sınıflandırıldı.

Ziyaret edilen çeşitli küçük gezegenler ve bunların çeşitliliği:

• Plüton ve Ceres
• Vesta, Lutetia ve Arrokoth
• Itokawa, Bennu ve Dinkinesh ile uydusu Selam

Boyutlar ölçekli değildir.

Küçük gezegenler, asteroitleri (Dünya'ya yakın cisimler, Mars-kesişenler, ana kuşak asteroitleri ve Jüpiter truvalıları) ve uzak küçük gezegenleri (centaurlar ve Neptün ötesi cisimler) içerir ve bunların çoğu Kuiper Kuşağı'nda ve dağınık diskte bulunur. Nisan 2024 itibarıyla, Küçük Gezegen Merkezi verilerine göre, 5 tanesi cüce gezegen olmak üzere, 680.000 numaralandırılmış (kesinleşmiş keşifler) ve 673.821 (numaralandırılmamış) küçük gezegen olmak üzere ikiye ayrılan 1.358.410 cisim;NASA JPL SSS'ye göre ise; 660.000 numaralandırılmış ve 694.532(numaralandırılmamış) küçük gezegen olmak üzere toplam 1.354.532 cisim bulunmaktadır.

1801 yılında keşfedilen ilk küçük gezegen Ceres'tir, fakat Ceres, önce 'gezegen' olarak, kısa bir süre sonra da 'asteroit' olarak sınıflandırılmıştır. Küçük gezegen terimi, 1841 yılına kadar kullanılmadı ve 1932 yılına kadar bir 'gezegen' alt kategorisi olarak kabul edildi.Planetoit terimi de, özellikle IAU'nun 2006'dan beri cüce gezegenler olarak adlandırdığı daha büyük, gezegenimsi cisimler için kullanılmıştır. Tarihsel olarak asteroit, küçük gezegen ve planetoit terimleri az çok eşanlamlı hale gelmiştir. Bu terminoloji, özellikle asteroit olarak değerlendirilmeyen, Neptün ötesi cisimler gibi Jüpiter yörüngesinin ötesindeki sayısız küçük gezegenin keşfiyle daha karmaşık hale gelmiştir. Gaz açığa çıkararak bir kuyruk oluşturduğu görülen bir küçük gezegen, kuyruklu yıldız olarak da sınıflandırılabilir. Hem uçucu bileşenlere sahip olarak kuyruklu yıldız özelliği gösteren, ancak Güneş'e yakın olmaması nedeniyle bir kuyruk oluşturmayarak halihazırda bir küçük gezegen olan cisimler ise Centaur'lar olarak sınıflandırılmaktadır.

Kendi kütle çekimleri hidrostatik dengeye ulaşmak ve elipsoidal bir şekil oluşturmak için yeterli olan cisimlere cüce gezegen denir. Diğer tüm küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar, Küçük Güneş Sistemi Cisimleri olarak adlandırılır. IAU, küçük gezegen teriminin hala kullanılabileceğini, fakat Küçük Güneş Sistemi Cismi teriminin tercih edildiğini belirtmiştir. Bununla birlikte, numaralandırma ve adlandırma amacıyla (küçük gezegen ve kuyruklu yıldız arasındaki geleneksel ayrım) hala kullanılmaktadır.

Popülasyonlar

Güneş sisteminde yüzbinlerce küçük gezegen keşfedilmiş ve her ay yaklaşık yüzden fazla cisim keşfedilmeye devam edilmektedir. Küçük Gezegen Merkezi 441 milyon gözlem neticesinde, cismin numaralandırılmasına imkan sağlayan biçimde yörüngesi tutarlı olarak tespit edilen 680 bin cisim dahil toplamda 1.3 milyon cismin bulunduğunu raporlamıştır. Bu cisimlerin 24.695 tanesi ise (isimlendirilmiştir). Şubat 2024 itibarıyla, henüz isimlendirilmemiş en küçük numaralandırılmış cisim ; en büyük numaralandırılmış ve isimlendirilmiş cisim ise ()'tir.

Dünya'ya yakın cisim (NEO) grupları ve özellikleri

Sayılarının fazla olmasına bağlı olarak çok çeşitli küçük gezegen popülasyonları bulunmaktadır:

• Asteroitler; geleneksel olarak birçoğu (iç Güneş Sistemi)'nde bulunan cisimlere verilen genel gruptur.
  • Dünya'ya yakın asteroitler, Mars'ın yörüngesinin içine doğru yönelen bir yörüngeye sahip cisimlerdir. Yörünge mesafelerine göre farklı alt sınıflara ayrılmaktadırlar:
    • Atira veya Apohele asteroitleri, Dünya'nın günberi mesafesi içinde kalan bir yörüngeye sahip olmaları nedeniyle tamamen Dünya'nın yörünge mesafesi içinde bulunan cisimlerdir.
    • Aten asteroitleri, yarı büyük ekseni Dünya'nınkinden daha küçük (<1 AU) ve günötesi 0,983 AU'dan daha büyük olan asteroitlerdir.
    • Apollo asteroitleri, yarı büyük ekseni Dünya'nınkinden daha büyük olan ve günberi mesafesi 1,017 AU veya daha kısa olan asteroitlerdir. Aten asteroitleri gibi, Apollo asteroitleri de Dünya'nın yörüngesinden geçen asteroitler arasında yer almaktadır. .
    • Amor asteroitleri, Dünya'nın yörüngesine uzaktan yaklaşan ancak Dünya'nın yörüngesiyle kesişmeyen Dünya'ya yakın asteroitlerdir. Amor asteroitleri, yarı büyük eksenlerinin Dünya'nın yörüngesi ile asteroit kuşağı arasında nereye düştüğüne bağlı olarak dört alt gruba ayrılır.
  • Dünya truvaları, Dünya ile eş yörüngeli ve kütleçekimsel olarak ona kilitlenmiş asteroitler. 2024 itibarıyla iki adet Dünya truvası olduğu bilinmektedir: 2010 _TK7 ve 2020 _XL5.
  • Mars truvaları, Mars'ın ile eş yörüngeli ve kütleçekimsel olarak ona kilitlenmiş asteroitler. 2024 yılı itibarıyla bu türde MPC tarafından tanınan 16 adet asteroit bulunmaktadır.
  • Asteroit kuşağı cisimleri, Mars ve Jüpiter arasında kalan ve ana kuşak olarak da adlandırılan bölgede, kabaca dairesel yörüngeler izleyen asteroitlerin bulunduğu kısımda yer alan gruptur.
  • Jüpiter truvaları, Jüpiter ile eş yörüngeli ve kütleçekimsel olarak ona kilitlenmiş asteroitler. Popülasyon olarak asteroit kuşağı asteroitlerine eşit sayıda oldukları tahmin edilmektedir.
• Uzak küçük gezegenler, (dış Güneş Sistemi)'ndeki küçük gezegenler için kullanılan bir şemsiye terimdir.
  • Centaurlar, dış Güneş Sistemi'nde Jüpiter ve Neptün arasında yer alan cisimler. Dev gezegenlerin çekim etkisi nedeniyle kararsız yörüngelere sahiptirler ve bu nedenle başka bir yerden, muhtemelen Neptün'ün dış bölgelerinden çekilmiş oldukları tahmin edilmektedir.
  • Neptün truvaları, Neptün ile eş yörüngeli ve kütleçekimsel olarak ona kilitlenmiş cisimlerdir. Güncel olarak çok az sayıda cisim tespit edilmiş olmasına rağmen, Neptün truvalarının asteroit kuşağındaki asteroitlerden veya Jüpiter truvalarından daha fazla sayıda olduğuna dair kanıtlar bulunmaktadır.
  • Neptün ötesi cisimler, en dış gezegen olan Neptün'ün yörüngesiyle kesişen veya ötesinde bulunan cisimler.
    • Kuiper kuşağı, Güneş'ten yaklaşık 55 AU uzaklıktaki yörüngelerde, belirgin şekilde azalan bir popülasyona sahip nesneler.
      • Cubewanos olarak da bilinen cüce gezegen Makemake gibi klasik klasik Kuiper kuşağı nesneleri, Neptün ile rezonans halinde olmayan basit, nispeten dairesel yörüngelerdedir.
      • Rezonant Kuiper kuşağı cisimleri.
        • Plutinolar, cüce gezegen Plüton gibi Neptün ile 2:3 rezonansta olan cisimler.
    • Eris gibi Kuiper kuşağının dışında günöteye sahip dağınık disk nesneleri. Bunların Neptün tarafından dışa doğru saçıldığı düşünülmektedir.
      • Rezonant dağınık disk nesneleri.
    • Kuiper kuşağının dışında hem günberi hem de günöteye sahip Sedna gibi müstakil nesneler.
      • Sednoidler, 75 AU'dan daha büyük bir günberiye sahip müstakil nesneler (Sedna, ve Leleākūhonua).
    • Oort bulutu, (uzun periyotlu kuyruklu yıldızların) kaynağı olduğu düşünülen ve Güneş'ten 50.000 AU mesafeye kadar uzanabilen varsayımsal bir popülasyon

Adlandırma kuralları

Güneş sistemindeki tüm astronomik cisimlerin ayırt edici isimlendirilmesine ihtiyaç duyulmaktadır. Küçük gezegenlerin adlandırılması üç adımlı bir süreçle yürütülmektedir. İlk olarak, keşif sonrası cisme bir geçici adlandırma tanımlanır. Bunun nedeni cismin varlığının halen daha yanlışlanabilme veya ihtimali bulunmasıdır. Gözlem yayının cismin gelecekteki konumunu tespit edilebilecek ölçüde öngörülebilmesi halinde cisim resmi olarak adlandırılır ve numaralandırılır. Son olarak, keşfedenler tarafından cisim isimlendirilir. Bununla birlikte tüm cisimlerin çok az bir kısmı isimlendirilebilmiştir. Keşfedilen cisimlerin büyük çoğunluğu halen daha geçici tanımıyla veya numarasıyla anılmaktadır. Adlandırma sürecine ilişkin bir örnek aşağıda yer almaktadır:

• 1932 HA – 24 Nisan 1932 tarihindeki keşfinin ardından verilen geçici adlandırma
• (1862) 1932 HA – resmi adlandırma, resmi numaralandırma
• 1862 Apollo – isimlendirme, bu halinde sıralı numarası düşürülür

Geçici adlandırma

Yeni keşfedilen bir küçük gezegene geçici bir adlandırma yapılmaktadır. Örneğin, Amor grubu içinde yer alan bir Dünya'ya yakın cisim olan adlı cismin geçici tanımı, keşif yılını (2002), keşfin ayın hangi yarısında yapıldığının alfanumerik kodunu (A) ve keşif sırasını(T₄) bilgilerini içermektedir. Bu cisim, 2002 yılının Ocak ayının ilk yarısında (1-15 Ocak; "A" harfinin karşılığı) keşfedilen 119'uncu ((4*25)+19("T" harfinin karşılığı)) cisimdir. Detaylı hesaplama için bkz. (Modern geçici adlandırma). Cismin yörüngesi onaylandığında geçici adlandırmanın önüne bir numara atanır. İlerleyen süreçte de bu cisim isimlendirilebilir. (Ör. 433 Eros) Resmi adlandırma konvansiyonu numaraları parantez içerisinde gösterirken, parantez olmaksızın gösterim oldukça yaygındır. Resmi olmayan biçimde, akan metinde bir isim tekrarlandığında numaranın tamamen atılması veya ilk geçtiği yerden sonra atılması yaygındır.

Numaralandırılmış ancak isimlendirilmemiş küçük gezegenler geçici adlandırmalarını korumaya devam eder. Örn. . Modern keşif yöntemleri sayesinde oldukça fazla sayıda asteroit keşfi yapılmakta olup, artan şekilde bu cisimler isimsiz kalmaktadır. İsimlendirilmemiş en eski cisim olan yakın zamanda olarak isimlendirilmiştir. Kasım 2006'da bu ünvan şu anda olarak isimlendirilen 'e geçmiştir. ise günümüzde (Nisan 2024) isimlendirilmemiş en eski keşfedilen cisimdir. Nadir durumlarda, bir küçük cismin geçici tanımı kendi başına bir isim olarak kullanılabilir: Ocak 2018'de 15760 Albion olarak adlandırılmadan önce, o tarihte isimsiz olan klasik Kuiper kuşağı cisimleri ("cubewanos") olarak bilinen bir grup cisme "ismini" vermiştir.

Kimi cisimler ise hem kuyruklu yıldız hem de bir asteroit olarak tanımlanmaktadır. adlı cisim aynı zamanda adıya bir kuyruklu yıldız olarak listelenmektedir.

Numaralandırma

Küçük gezegenler, yörüngeleri tam olarak hesaplanıp onaylandıklarında numaralandırılırlar. Keşif sayısının yüksek oranda artmasıyla birlikte halihazırda altı rakamlı numaralar bu cisimlere atanmaktadır. 19 Ekim 2005 tarihli Küçük Gezegen Merkezi yayınıyla ilk olarak beş rakamlı numaralardan altı rakamlı numaralara geçiş yapılmıştır.

İsimlendirme

İlk birkaç asteroide Yunan ve Roma mitolojisinden karakterlerin isimleri verilmiş, ancak zamanla bu isimler tükenmeye başladığından ünlü kişilerin, edebi karakterlerin, kaşiflerin eşlerinin, çocuklarının, meslektaşlarının ve hatta televizyon karakterlerinin isimleri kullanılmaya başlanmıştır.

Cinsiyet

Mitolojik olmayan bir isim verilen ilk asteroit, adını Marsilya şehrinin Yunanca adından alan 20 Massalia'dır. Tamamen klasik olmayan bir isim verilen ilk asteroit ise, adını Napolyon III'ün eşi İmparatoriçe 'dan alan 45 Eugenia'dır. Bir süre sadece dişi (ya da dişileştirilmiş) isimler kullanılmıştır; Alexander von Humboldt kendi adını taşıyan bir asteroide sahip olan ilk erkektir, ancak adı 54 Alexandra olarak dişileştirilmiştir. Söze dökülmeyen bu gelenek 'ya kadar sürmüştür.

İlginç veya özel isimlendirmeler

Asteroitlerin sayısı yüzleri ve nihayetinde binleri bulmaya başladıkça, kaşifler onlara giderek daha anlamsız isimler vermeye başladılar. Bunun ilk işaretleri ve 'nın keşfedenin evcil köpeklerinin isimlerini almalarıydı. Ancak, 1971 yılında 'ın (kaşifin kedisi) isimlendirilmesine kadar bu konuda çok az tartışma yaşanmıştır. IAU daha sonra evcil hayvan isimlerinin kaynak olarak kullanılmasını engellemiş olsa da,, , , , ve gibi eksantrik asteroid isimleri hâlâ önerilmekte ve kabul edilmektedir.

Kaşif onuruna verilen isimler

Kuyrukluyıldızların aksine, küçük gezegenlere kaşiflerinin adlarının verilemeyeceği yerleşmiş bir kuraldır. Bu kuralı aşmanın bir yolu, gökbilimcilerin keşiflerine birbirlerinin isimlerini verme nezaketini göstermeleri olmuştur. Bu kuralın nadir istisnaları ve 'dır. , kaşifi 'nun ölümünden sonra Küçük Gezegen Merkezi tarafından isimlendirilmiştir. Keşiften dört yıl sonra 1939-40 Finlandiya kış savaşının son günlerinde ölmüştür. keşiften kısa bir süre sonra 22 yaşında öldüğü için kaşifi 'nın adıyla anılmıştır.

Diller

İsimler başlangıçtan itibaren çeşitli dillere uyarlanmıştır. 1 Ceres, bir Anglo-Latin adı olan Ceres, aslında adın İtalyanca biçimi olan Cerere olarak adlandırılmıştır. Almanca, Fransızca, Arapça ve Hintçe, bu cismin ismini İngilizceye benzer biçimler kullanırken, Rusça ise İtalyancaya benzer bir biçim olan Tserera'yı kullanır. Yunancada bu isim Roma tanrıçası Ceres'in Yunanca karşılığı olan Δήμητρα'ya(Demeter) çevrilmiştir. İlk yıllarda, çatışmalara neden olmaya başlamadan önce, Romalı figürlerin adını taşıyan asteroitler genellikle Yunancaya çevrilmiştir; diğer örnekler 3 Juno için Ἥρα (Hera), 4 Vesta için Ἑστία (Hestia), 8 Flora için Χλωρίς (Chloris) ve 37 Fides için Πίστη ().

Kuyruklu yıldızların ve küçük gezegenlerin fiziksel özellikleri

Uluslararası Astronomi Birliği'nin 15 numaralı komisyonu Kuyruklu yıldızlar ve Küçük Gezegenlerin Fiziksel Çalışmasına atfedilmiştir.

Kuyruklu yıldızların ve küçük gezegenlerin fiziksel özelliklerine dair arşiv verileri PDS Asteroit ve Toz Arşivinde bulunabilir. Bu arşiv; ikili sistemlerin özellikleri, tutulma zamanlaması, çap, yoğunluk, dönme süreleri, yüzey sıcaklıkları, albedo, hız vektörleri, taksonomi, mutlak parlaklık ve yükseltiler gibi standart asteroit özelliklerini kapsamaktadır. Buna ilave olarak, asteroit araştırma gruplarının bir çatı kuruluşu olan European Asteroid Research Node (E.A.R.N.) tarafından Dünya'ya Yakın Asteroitlerin Fiziksel ve Dinamik Özellikleri Veritabanı projesi yürütülmektedir.

Çevresel özellikler ve küçük gezegen ortamı

Çevresel özelliklerin üç yönü vardır: uzay ortamı, yüzey ortamı ve jeolojik, optik, termal ve radyolojik gibi çevresel özellikler de dahil olmak üzere iç ortam; bunlar küçük gezegenlerin temel özelliklerini anlamak, bilimsel araştırma yapmak için bir temel oluşturur ve aynı zamanda keşif görevlerinin görev yükünü tasarlamak için önemli bir referans kaynağıdır.

Radyasyon ortamı

Bir atmosferin ve kendi güçlü manyetik alanının koruması olmadan, küçük gezegenin yüzeyi doğrudan çevredeki radyasyon ortamına maruz kalır. Küçük gezegenlerin bulunduğu kozmik uzayda, gezegenlerin yüzeyindeki radyasyon kaynaklarına göre iki kategoriye ayrılabilir: biri Güneş'ten gelen elektromanyetik radyasyon ile Güneş rüzgarı ve güneş enerjisi parçacıklarından gelen iyonlaştırıcı radyasyon dahil olmak üzere Güneş'ten gelir; diğeri ise Güneş Sistemi dışındaki yıldızlardan, yani galaktik kozmik ışınlardan vb. kaynaklanır.

Optik ortam

Genellikle bir dönme periyodu boyunca küçük gezegenin albedosu, düzensiz şekli ve malzeme bileşiminin eşit olmayan dağılımı nedeniyle biraz değişecektir. Bu küçük değişiklik, yer tabanlı ekipmanlarla gözlemlenebilen cismin ışık eğrisinin periyodik değişimine yansıyacak ve böylece gezegenin büyüklüğü, dönüş periyodu, dönüş ekseni yönelimi, şekli, albedo dağılımı ve saçılma özellikleri elde edilebilecektir. Küçük gezegenlerin albedosu genellikle düşüktür ve genel istatistiksel dağılım C tipi (ortalama 0,035) ve S tipi (ortalama 0,15) küçük gezegenlere karşılık gelmek üzere iki boyutludur. Küçük gezegen keşif görevinde, gezegen yüzeyinin albedosunu ve renk değişimlerini ölçmek, gezegen yüzeyinin malzeme bileşimindeki farkı doğrudan bilmek için de en temel yöntemdir.

Jeolojik ortam

Küçük gezegenlerin yüzeyindeki jeolojik ortam diğer korunmasız gök cisimlerininkine benzemektedir; mevcut en yaygın jeomorfolojik özellik çarpma kraterleridir: ancak, küçük gezegenlerin çoğunun gevşek ve gözenekli moloz yığını yapılar olması, küçük gezegenlerin yüzeyindeki çarpma eylemine benzersiz özellikler kazandırmaktadır. Oldukça gözenekli olan küçük gezegenlerde, küçük çarpma olayları yaygın çarpma olaylarına benzer sıçrama örtüleri üretir: oysa büyük çarpma olaylarına sıkıştırma hakimdir ve sıçrama örtülerinin oluşması zordur ve gezegenler bu tür büyük darbeleri ne kadar uzun süre alırsa, genel yoğunluk o kadar artar. Ayrıca, çarpma kraterlerinin istatistiksel analizi, bir gezegen yüzeyinin yaşı hakkında bilgi edinmenin önemli bir yoludur. Küçük gezegen yüzeylerinde yaygın olarak kullanılan Krater Boyut-Frekans Dağılımı (Crater Size-Frequency Distribution-CSFD) tarihleme yöntemi mutlak yaşların elde edilmesine izin vermese de, karşılaştırma için farklı jeolojik cisimlerin göreceli yaşlarını belirlemek için kullanılabilir. Darbeye ek olarak, küçük gezegenlerin yüzeyinde, eğimli yamaçlarda ve çarpma krateri duvarlarında ,grabenle ilişkili büyük ölçekli doğrusal özellikler, ve tozun elektrostatik taşınması gibi çeşitli başka zengin jeolojik etkiler de bulunmaktadır. Küçük gezegenlerin yüzeyindeki çeşitli jeolojik süreçleri analiz ederek, bu aşamadaki olası iç faaliyetler ve dış çevreyle uzun vadeli etkileşim hakkında bazı temel evrimsel veriler hakkında bilgi edinmek mümkündür, bu da ana gövdenin kökeninin doğası hakkında bazı göstergelere işaret edebilir. Büyük gezegenlerin çoğu genellikle kalınlığı bilinmeyen bir toprak tabakasıyla(regolit) kaplıdır.

Güneş sistemindeki diğer atmosfersiz cisimlerle (örneğin Ay) karşılaştırıldığında, küçük gezegenler daha zayıf çekim alanlarına sahiptir ve ince taneli malzemeyi tutma kabiliyetleri daha azdır, bu da biraz daha kalın bir yüzey toprak tabakası boyutuyla sonuçlanır. Toprak katmanları kaçınılmaz olarak, çevreleyen uzay ortamına doğrudan maruz kalmaları nedeniyle fiziksel ve kimyasal özelliklerini değiştiren yoğun uzay ayrışmasına maruz kalırlar. Silikat bakımından zengin topraklarda, demirin dış katmanları, uzay ayrışmasının ana ürünü olan nano faz demire (np-Fe) indirgenir. Bazı küçük gezegenlerin yüzeyleri, daha zayıf yerçekimi nedeniyle, çapları 100 metreye kadar değişen boyutlarda kayalar olarak daha fazla açığa çıkar. Bu kayalar, çarpma etkisiyle kazılan derin gömülü malzeme veya gezegenin ana gövdesinin varlığını sürdüren parçaları olabileceğinden, yüksek derecede akademik öneme sahiptir. Kayalar, küçük gezegenin içindeki malzeme ve ana gövdesinin doğası hakkında toprak katmanından daha doğrudan ve daha ilkel bilgiler sağlar ve kayaların farklı renkleri ve biçimleri, küçük gezegenin yüzeyindeki farklı malzeme kaynaklarına veya farklı evrimsel süreçlere işaret eder.

Manyetik ortam

Genellikle gezegenlerin iç kısımlarında, iletken sıvının yer değiştirmesi büyük ve güçlü bir manyetik alan oluşturur. Ancak, küçük gezegenlerin boyutu genellikle küçüktür ve küçük gezegenlerin çoğu "ezilmiş taş yığını" yapısına sahiptir ayrıca iç kısımlarında temel olarak "dinamo" yapısı yoktur, bu nedenle Dünya gibi kendi kendine oluşan bir iki kutuplu manyetik alan oluşturmayacaktır. Ancak bazı küçük gezegenlerin manyetik alanları bulunmaktadır - bir yandan, bazı küçük gezegenlerin kalıcı manyetizması da vardır: Ana gövdenin bir manyetik alanı varsa ya da yakındaki gezegensel cisim güçlü bir manyetik alana sahipse, ana gövdedeki kayalar soğuma süreci sırasında mıknatıslanacak ve ana gövdenin parçalanmasıyla oluşan gezegen hala kalıcılığını koruyacaktır, bu aynı zamanda küçük gezegenlerden gelen dünya dışı meteoritlerde de tespit edilebilir;

Öte yandan, küçük gezegenler elektriksel olarak iletken malzemeden oluşuyorsa ve iç iletkenlikleri karbon veya demir içeren meteoritlerinkine benziyorsa, küçük gezegenler ile güneş rüzgarı arasındaki etkileşim muhtemelen olacak ve bu da küçük gezegen için bir dış manyetik alanla sonuçlanacaktır.

Buna ek olarak, küçük gezegenlerin manyetik alanları statik değildir; çarpma olayları, uzaydaki ayrışma ve termal ortamdaki değişiklikler küçük gezegenlerin mevcut manyetik alanlarını değiştirebilir. Şu anda, küçük gezegen manyetik alanlarına ilişkin çok fazla doğrudan gözlem bulunmamaktadır ve mevcut birkaç gezegen tespit projesi genellikle manyetometreler taşımaktadır; Gaspra ve gibi bazı hedeflerin yakınında güçlü manyetik alanlar olduğu ölçülürken, Lutetia gibi diğerlerinin manyetik alanı yoktur.

Ayrıca bakınız

• Küçük gezegen grupları listesi
• Küçük gezegenler listesi
• Cüce gezegen
• Yarı-uydu
• Küçük Güneş Sistemi Cismi
• Uzay araçlarınca ziyaret edilen küçük gezegen ve kuyruklu yıldızların listesi
• Güneş'ten en uzaktaki Güneş Sistemi nesnelerinin listesi

Notlar

1. ^ Evvela küçük gezegenler olarak keşfedilip sınıflandırılan ancak daha sonra kuyruklu yıldız olduğu keşfedilen cisimler (genellikle centaurlar), hem küçük gezegenler hem de kuyruklu yıldızlar olarak listelenir. Evvela kuyruklu yıldız olarak keşfedilen cisimler ise çift olarak sınıflandırılmaz.

Kaynakça

1. ^ ^{a b} Press release, IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes 29 Nisan 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., International Astronomical Union, 24 Ağustos 2006. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2008.
2. ^ ^{a b} "IAU Minor Planet Center". minorplanetcenter.net. 5 Mart 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
3. ^ ^{a b} "JPL Solar System Dynamics". ssd.jpl.nasa.gov. 29 Ekim 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
4. ^ When did the asteroids become minor planets? 25 Ağustos 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., James L. Hilton, Astronomi Bilgi Merkezi, Amerika Birleşik Devletleri Deniz Gözlemevi. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2008.
5. ^ ^{a b} Planet, asteroid, minor planet: A case study in astronomical nomenclature, David W. Hughes, Brian G. Marsden, Journal of Astronomical History and Heritage 10, #1 (2007), s. 21–30. Bibcode: 2007JAHH...10...21H
6. ^ Mike Brown, 2012. How I Killed Pluto and Why It Had It Coming
7. ^ ^{a b c} "Asteroid 28 Ekim 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .", MSN Encarta, Microsoft. Erişim tarihi: 5 Mayıs 2008.
8. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, M. E. (Kasım 2004). "Simulations of the population of Centaurs - I. The bulk statistics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 798-810. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. ISSN 0035-8711. 
9. ^ ^{a b} Questions and Answers on Planets 17 Nisan 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., ek bilgi, haber bülteni IAU0603, IAU 2006 Genel Kurulu: IAU Karar oylarının sonucu, Uluslararası Astronomi Birliği, 24 Ağustos 2006. Erişim tarihi: 8 Mayıs 2008. (İngilizce)
10. ^ "Small-Body Database Query". ssd.jpl.nasa.gov. 27 Eylül 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
11. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (1)-(5000)". minorplanetcenter.net. 20 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
12. ^ . minorplanetcenter.net. 18 Mayıs 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Nisan 2024. 
13. ^ , Near Earth Object Project, NASA, 2 Şubat 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 24 Aralık 2011 
14. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (Temmuz 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature (İngilizce). 475 (7357): 481-483. doi:10.1038/nature10233. ISSN 1476-4687. 7 Eylül 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
15. ^ "List of Earth Trojans". Küçük Gezegen Merkezi. 2 Nisan 2024. 30 Eylül 2012 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
16. ^ "List of Martian Trojans". Küçük Gezegen Merkezi. 2 Nisan 2024. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
17. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, M. E. (Kasım 2004). "Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 798-810. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. 7 Mart 2024 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 15 Nisan 2024. 
18. ^ Dvorak, R.; Schwarz, R.; Süli, Á.; Kotoulas, T. (28 Kasım 2007). "On the stability of the Neptune Trojans". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (3): 1324-1330. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12480.x. ISSN 0035-8711. 
19. ^ Dr. David Jewitt. "Classical Kuiper Belt Objects". David Jewitt/UCLA. 13 Mayıs 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 1 Temmuz 2013. 
20. ^ Schmadel, Lutz (10 Haziran 2012). Dictionary of Minor Planet Names. 6. Springer. s. 15. ISBN . 
21. ^ "Naming Astronomical Objects". International Astronomical Union. 2 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 1 Temmuz 2013. 
22. ^ NASA JPL Small-Body Database Browser on 1927 Suvanto 30 Aralık 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
23. ^ NASA JPL Small-Body Database Browser on 96747 Crespodasilva 9 Mayıs 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
24. ^ Staff (28 Kasım 2000). "Lucy Crespo da Silva, 22, a senior, dies in fall". Hubble News Desk. 21 Kasım 2005 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 15 Nisan 2008. 
25. ^ . International Astronomical Union (IAU). 29 Eylül 2005. 14 Mayıs 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2010. 
26. ^ "Physical Properties of Asteroids". Planetary Data System. Planetary Science Institute. 6 Nisan 2009 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 18 Nisan 2024. 
27. ^ . 21 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Mart 2010. 
28. ^ Grant, Heiken; David, Vaniman; Bevan M, French (1991). Lunar sourcebook: a user 's guide to the moon. Cambridge: Cambridge University Press. s. 753. 
29. ^ David, Morrison (1977). "Asteroid sizes and albedos". Icarus. 31 (2). ss. 185-220. Bibcode:1977Icar...31..185M. doi:10.1016/0019-1035(77)90034-3. 
30. ^ Xiao, Long (2013). Planetary Geology. Geological Press. ss. 346-347. 
31. ^ HOUSEN, K R; HOLSAPPLE, K A (2003). "Impact cratering on porous asteroids". Icarus. 163 (1). ss. 102-109. Bibcode:2003Icar..163..102H. doi:10.1016/S0019-1035(03)00024-1. 
32. ^ ZOU, X; LI, C; LIU, J (2014). "The preliminary analysis of the 4179 Toutatis snapshots of the Chang'e-2 flyby". Icarus. Cilt 229. ss. 348-354. Bibcode:2014Icar..229..348Z. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.002. 
33. ^ KROHN, K; JAUMANN, R; STEPHAN, K (2012). "Geologic mapping of the Av-12 sextilia quadrangle of asteroid 4 Vesta". EGU General Assembly Conference Abstracts. s. 8175. Bibcode:2012EGUGA..14.8175K. 
34. ^ MAHANEY, W C; KALM, V; KAPRAN, B (2009). "Clast fabric and mass wasting on minor planet 25143-Itokawa: correlation with talus and other periglacial features on Earth". Sedimentary Geology. ss. 44-57. doi:10.1016/j.sedgeo.2009.04.007. 
35. ^ BUCZKOWSKI, D; WYRICK, D; IYER, K (2012). "Largescale troughs on Vesta: a signature of planetary tectonics". Geophysical Research Letters. 39 (18). ss. 205-211. Bibcode:2012GeoRL..3918205B. doi:10.1029/2012GL052959. 
36. ^ COLWELL, J E; GULBIS, A A; HORÁNYI, M (2005). "Dust transport in photoelectron layers and the formation of dust ponds on Eros". Icarus. 175 (1). ss. 159-169. Bibcode:2005Icar..175..159C. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.001. 
37. ^ CLARK, B E; HAPKE, B; PIETERS, C (2002). "Asteroid space weathering and regolith evolution". Asteroids III. s. 585. doi:10.2307/j.ctv1v7zdn4.44. 
38. ^ NOGUCHI, T; NAKAMURA, T; KIMURA, M (2011). "Incipient space weathering observed on the surface of Itokawa dust particles". Science. 333 (6046). ss. 1121-1125. Bibcode:2011Sci...333.1121N. doi:10.1126/science.1207794. (PMID) 21868670. 
39. ^ SUGITA, S; HONDA, R; MOROTA, T (2019). "The geomorphology, color, and thermal properties of Ryugu: implications for parent-body processes". Science. 364 (6437). s. 252. Bibcode:2019Sci...364..252S. doi:10.1126/science.aaw0422. (PMC) 7370239 $2. (PMID) 30890587. 
40. ^ WEISS, B P; ELKINS-TANTON, L; BERDAHL, J S (2008). "Magnetism on the angrite parent body and the early differentiation of planetesimals". Science. 322 (5902). ss. 713-716. Bibcode:2008Sci...322..713W. doi:10.1126/science.1162459. (PMID) 18974346. 
41. ^ BRYSON, J F; HERRERO-ALBILLOS, J; NICHOLS, C I (2015). "Long-lived magnetism from solidification-driven convection on the pallasite parent body". Nature. 517 (7535). ss. 472-475. Bibcode:2015Natur.517..472B. doi:10.1038/nature14114. (PMID) 25612050. 26 Aralık 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 18 Nisan 2024. 
42. ^ IP, W H; HERBERT, F (1983). "On the asteroidal conductivities as inferred from meteorites". The Moon and the Planets. 28 (1). ss. 43-47. Bibcode:1983M&P....28...43I. doi:10.1007/BF01371671. 
43. ^ KIVELSON, M; BARGATZE, L; KHURANA, K (1993). "Magnetic field signatures near Galileo 's closest approach to Gaspra". Science. 261 (5119). ss. 331-334. Bibcode:1993Sci...261..331K. doi:10.1126/science.261.5119.331. (PMID) 17836843. 
44. ^ RICHTER, I; BRINZA, D; CASSEL, M (2001). "First direct magnetic field measurements of an asteroidal magnetic field: DS1 at Braille". Geophysical Research Letters. 28 (10). ss. 1913-1916. Bibcode:2001GeoRL..28.1913R. doi:10.1029/2000GL012679. 
45. ^ RICHTER, I; AUSTER, H; GLASSMEIER, K (2012). "Magnetic field measurements during the ROSETTA flyby at asteroid (21) Lutetia" (PDF). Planetary and Space Science. 66 (1). ss. 155-164. Bibcode:2012P&SS...66..155R. doi:10.1016/j.pss.2011.08.009. 16 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 18 Nisan 2024. 

Dış bağlantılar

• Küçük Gezegen Merkezi (MPC)
• 1801-2015 yılları arasındaki asteroit keşiflerinin logaritmik grafiği