M-tipi asteroit

ESA Rosetta Uzay Aracı tarafından 2010 yılında bir uçuş sırasında çekilen M tipi asteroid 21 Lutetia'nın görüntüsü

M tipi (veya M sınıfı) asteroitler, diğer asteroit sınıflarına göre daha yüksek oranlarda demir-nikel gibi metal fazları içerdiği görülen ve yaygın olarak demir göktaşlarının kaynağı olduğu düşünülen spektral bir asteroit sınıfıdır.^[1][2]

Tanım

Bu sınıfa dahil olan Asteroitler, genel olarak saf ve düz kırmızımsı eğimli absorpsiyon spektrumlarına ve orta derecede optik albedolarına göre M tipi olarak sınıflandırılır. Spektral olarak E-tipi ve P-tipi asteroitlerle birlikte daha büyük X-tipi asteroit grubuna dahil edilirler. Bu sınıflandırma öncesinde E ve P tipleri M tipinin içinde yer almaktaydı. Bu nedenle diğerlerinden yalnızca aşağıda gösterilen optik albedo farklılıkları ile ayırt edilebilirler.^[3]

P-tipi	albedo < 0.1
M-tipi	albedo 0.1 ve 0.3 arasında
E-tipi	albedo > 0.3

Özellikler

Bileşenleri

Sınıflandırmada kullanılan "M" harfinin nedeni olan metal açısından zengin olduğu yaygın olarak varsayılsa bile, M-tipi asteroitlerdeki yüksek metal içeriğine dair kanıtlar, makul olmakla birlikte dolaylıdır. Spektrumları demir göktaşları ve enstatit kondritlerinkine^[4] benzerlik göstermektedir. Radar gözlemleri, albedolarının diğer asteroit sınıflarından çok daha yüksek düzeylerde olduğuna işaret etmektedir.^[5] Bu durum demir-nikel gibi daha yüksek yoğunluklu bileşimlerin var olduğu teziyle tutarlıdır. Neredeyse tüm M-tipleri, daha yaygın olan S ve C tipinden en az iki kat daha yüksek albedoya sahip olup, kabaca üçte biri ise ~3 kat daha yüksek albedoya sahiptir.^[1]

M tipinin yüksek çözünürlüklü spektrumları bazen 0,75 μm'ten uzun ve 0,55 μm'den ince küçük farklı özellikler göstermiştir.^[6] Silikatların varlığı birçoğunda belirgindir^[7][8] ve önemli bir kısmı 3 μm'da hidratlı silikatlara atfedilen soğurma özelliklerinin kanıtlarını göstermektedir.^[9] Bu silikat varlığı, M tipi asteroitlerin demir çekirdeklerden oluştuğu yönündeki geleneksel iddiaların güvenilirliğini azaltmaktadır.

M-tipi asteroitler için olası meteorit analogları

Karakteristik Widmanstätten desenine sahip bir demir-nikel göktaşı.

Metaller ve silikatların bir karışımını gösteren bir mezosiderit.

Metaller ve silikatların (enstatit) bir karışımını gösteren bir enstatit kondrit.

Metal açısından zengin bir karbonlu kondrit veya benkübinit.

Demir-nikel ve olivinden oluşan taşlı demir palasit.

Hacimsel yoğunluk ve gözeneklilik

Bir asteroidin kütle yoğunluğu, bileşikleri ve diğer göktaşlarıyla olan benzerleri hakkında ipuçları sağlar.^[10] M-tipleri için, önerilen analoglar bazı karbonlu kondrit türleri için ~3 g/cm³ ile demir-meteoritlerde bulunan demir-nikel için yaklaşık 8 g/cm³ arasında değişen kütle yoğunlukları olarak belirtilmektedir.^[2][4][9] Bir asteroidin hacimsel yoğunluğu ve onu oluşturan malzemelerin yoğunluğu göz önüne alındığında, gözenekliliği hesaplanabilir. Bu kapsamda da asteroidin iç yapısı hakkında tutarlı bir cisim olup olmadığı veya bir moloz yığını mı yoksa ikisinin arasında bir şey olup olmadığı gibi çıkarımlar yapılabilir.^[10]

Bir asteroidin kütle yoğunluğunu hesaplamak için kütlesinin ve hacminin doğru bir şekilde belirlenmesi gerekmektedir. Ancak asteroitlerin diğer Güneş Sistemi nesnelerine oranla küçük olan boyutları göz önüne alındığında bunların her ikisini de elde etmek zordur. Daha büyük asteroitler söz konusu olduğunda ise yerçekimi alanlarında bulunan diğer asteroitleri ve yörüngelerinde dönen uzay araçları gibi cisimler de dahil olmak üzere diğer nesneleri nasıl etkilediğini gözlemleyerek kütleleri tahmin edilebilir.^[11] Bir asteroidin bir veya daha fazla uydusu bulunuyorsa, örneğin iki cisim probleminde, cisimlerin kütlelerini tahmin etmek için toplu yörünge parametreleri kullanılabilir.

Bir asteroidin hacmini tahmin etmek için en azından çapının tahmin edilmesi gerekmektedir. Çoğu durumda, bunlar asteroidin görsel albedosundan (parlaklığından), örtülmeler sırasındaki kiriş uzunluklarından veya termal emisyonlarından (örn. IRAS görevi) çıkarılabilmektedir. Bu durumda, gök bilimciler çeşitli teknikler kullanarak (örnekler için bkz 16 Psyche veya 216 Kleopatra) veya birkaç şanslı örnekte olduğu üzere uzay aracı görüntülemelerinden (162173 Ryugu) üç boyutlu şekil modelleri geliştirmeyi başarabilmektedirler.

Asteroit	Yoğunluk	Radar Albedo	Methot (kütle, hacim)
16 Psyche	3.8 ± 0.3[12]	0.34 ± 0.08[13]	Efemeris, şekil modeli
21 Lutetia	3.4 ± 0.3[14]	0.24 ± 0.07[1]	Rosetta uzay aracı geçişi, doğrudan görüntüleme
22 Kalliope	4.1 ± 0.5[15][16]	0.15 ± 0.05[5]	Uydusu Linus'un yörüngesi, şekil modeli
69 Hesperia	4.4 ± 1.0[17]	0.45 ± 0.12[1]	Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini
92 Undina	4.4 ± 0.4[17]	0.38 ± 0.09[1]	Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini
129 Antigone	3.0 ± 1.0[17]	0.36 ± 0.09[1]	Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini
216 Kleopatra	3.4 ± 0.5[18]	0.43 ± 0.10[19]	İki uydusunun yörüngeleri, şekil modeli

Bunlardan uzay aracı sapması veya uyduların yörüngeleri aracılığıyla yapılan kütle ölçümleri en güvenilir olanları kabul edilir. Efemeris tahminleri, o asteroit üzerindeki diğer nesnelerin ince yerçekimsel çekimine veya tam tersine dayanmakta olup, daha az güvenilir kabul edilmektedir. Bunun istisnası, en büyük M-tipi asteroit olduğu ve çok sayıda kütle tahminine sahip olduğu için 16 Psyche olabilir.^[12] Genellikle uyarlanabilir optiklerden, örtülmelerden ve radar görüntülemelerinden elde edilen şekil modellerine dayalı boyut tahminleri ise yine en güvenilir olanlardır. Doğrudan uzay aracı geçişi (21 Lutetia) ile görüntüleme yöntemi de oldukça güvenilirdir. Termal IR gibi dolaylı yöntemlere dayalı boyutlar (örn. IRAS) ve radar ekoları daha az güvenilir olarak kabul edilmektedir.

M-tipi asteroitlerin hiçbiri, saf bir demir-nikel çekirdeği olduğu ile ilgili tutarlı hacimsel yoğunluğa sahip değildir. Bu nesneler gözenekliyse (moloz yığını), o zaman bu yorum hala geçerli olabilir. Ancak alandaki genel fikir birliği, büyük boyutu nedeniyle bunun 16 Psyche için bile pek olası olmadığı yönündedir.^[12] Çoğu M-tipi asteroit üzerindeki silikatların spektral kanıtları göz önüne alındığında, bunların daha düşük yoğunluklu göktaşı analoglarından moloz yığınlarından oluştukları yönünde genel itibarıyla bir fikir birliği bulunmaktadır.^{[12][18][20][21]}

M tipi asteroitlerin oluşumu

M-tipi asteroitlere ilişkin ilk tahminler, bunların, güneş sisteminin oluşumunun erken dönemlerinde sık sık meydana geldiği düşünülen çarpışmalar sonucunda üzerlerindeki kabuk ve mantolardan sıyrılan, protogezegenlerin kalan çekirdekleri olduğu yönündeydi.^[2]

Bazı küçük M-tipi asteroitler (<100 km) bu şekilde oluşmuş olabilir^[22], ancak M-tipi asteroitlerin en büyüğü olan 16 Psyche için bu tahmin geçerli değildir.^[2] Psyche'nin durumuna ilişkin üç argüman ortaya atılmıştır.^[2] Bunlardan ilki, Vesta boyutunda (~500 km) bir protogezegen olduğu yönündedir. Ancak istatistiksel olarak, Vesta bozulmadan kalırken Psyche'nin tamamen bozulması pek olası görülmemektedir. İkincisi, Psyche ile ilişkili bir asteroit ailesi için çok az gözlemsel kanıt olması nedeniyle kesin olarak durumunun saptanamayacağı veya türünün tek örneği olduğudur. Üçüncü ve son olarak ise, çarpışmalardan kaynaklanmış olması beklenen manto parçaları (yani olivin) için spektroskopik kanıt bulunmadığıdır. Bunun yerine, Psyche'nin parçalanmış ve yerçekimsel olarak iyi karışmış bir demir-silikat nesnesine yeniden birikmiş bir protogezegenin kalıntısı olduğu iddia edilmiştir.^[2] Böyle bir ana gövdeden nesneler haline gelebilecek çok sayıda metal-silikat meteorit, başka bir değişle mezosiderit bulunması bu iddiayı desteklemektedir.

Bu yoruma karşı olası bir yanıt olarak, M-tipi asteroitlerin (16 Psyche dahil) önceleri Güneş'e (1-2 AU) çok daha yakın bir yerde toplaştığı, burada hala erimemiş veya yarı erimiş durumdayken ince kabuklarından/mantolarından sıyrıldığı ve daha sonra dinamik olarak mevcut asteroit kuşağına doğru hareket ettikleri iddiası verilebilir.^[23]

Üçüncü bir görüş olarak ise 16 Psyche dahil olmak üzere en büyük M-tiplerinin 1 Ceres ve 4 Vesta gibi farklılaşmış cisimler olabileceği yönündedir. Ancak doğru demir ve kükürt gibi uçucu maddeler bileşikli yapısı göz önüne alındığında, bu cisimlerin hala soğumaktayken demir volkanizma yani ferrovolkanizma yaşamış olabilecekleri söylenebilir.^[24]

Önemli M tipi asteroitler

JPL Küçük Cisim Veritabanında, Tholen asteroit spektral taksonomi sistemi altında sınıflandırılan 980 adet asteroit bulunmaktadır.^[25] Bunlardan 38'i M tipi olarak sınıflandırılmakta^[26] olup, bilinen diğer 10 tanesi başlangıçta X-tipi olarak sınıflandırılmaktayken optik albedolarının 0,1 ile 0,3 arasında bulunması nedeniyle sonrada M-tipleri arasında sayılmaya başlanmıştır.^[27] Genel olarak M-tipleri, Tholen taksonomisi altında sınıflandırılan asteroitlerin yaklaşık %5'ini oluşturmaktadır.

(16) Psyche

16 Psyche, ortalama 222 km çapıyla en büyük M-tipi asteroittir ve yüzeyinin üst birkaç metresinde yüksek metal içeriğine sahip olduğunu düşündüren ${\displaystyle {\hat {\sigma }}_{OC}=0.34\pm 0.08}$ gibi nispeten yüksek bir ortalama radar albedosuna sahiptir.^[13] Psyche uzay aracının 2026 yılının başlarında cismi ziyaret etmesi planlanmaktadır.

(21) Lutetia

21 Lutetia'nın ortalama çapı 100 km'dir^[1] ve Rosetta uzay sondası 10 Temmuz 2010'da onu ziyaret ettiğinde bir uzay aracı tarafından görüntülenen ilk M tipi asteroit olmuştur.^[28] Ortalama radar albedosu ${\displaystyle {\hat {\sigma }}_{OC}=0.24\pm 0.07}$, ortalama S-tipi veya C-tipi asteroidin yaklaşık iki katıdır ve bu durum regolitinin diğer asteroit sınıflarına göre yüksek miktarda metal faz içerdiğini göstermektedir.^[1] Rosetta spektrometresinden (VIRTIS) elde edilen veriler kullanılarak yapılan analiz, estatitik veya demir açısından zengin karbonlu kondritik malzemelerle tutarlıdır.^[29]

(22) Kalliope

22 Kalliope, ortalama çapı 150 km olan ikinci en büyük M tipi asteroittir.^[15] 2001'de keşfedilen Linus adlı uydusu sayesinde asteroidin kütlesi doğru bir biçimde tahmin edilebilmektedir.^[30] M-tipi asteroitlerin çoğundan farklı olarak Kalliope'nin radar albedosu, S- ve C-tipi asteroitlere^[5] benzer şekilde 0,15'tir ve bu durum regolitinde metalin zenginleşmediğini göstermektedir. Güvenilir bir boyut ve şekle sahip olması ile 4,1 g/cm³'lük nispeten yüksek hacim yoğunluğuna sahip olmas nedeniyle yüksek çözünürlüklü uyarlanabilir optik görüntüle yöntemlerinin test süreçlerinde kullanılmıştır.^[15][16]

(216) Kleopatra

216 Kleopatra'nın ortalama çapı 122 km olup, 16 Psyche ve 22 Kalliope'den sonra bilinen en büyük üçüncü M tipi asteroittir.^[19] Radar gecikmeli Doppler görüntüleme, yüksek çözünürlüklü teleskopik görüntüleri ve birkaç yıldız örtülmesi gözlemi sayesinde "köpek kemiği" veya "halter" şeklini andıran bir şekle sahip olan ikili bir asteroit grubu olduğu tahmin edilmektedir.^[19] Arecibo radar teleskobundan yapılan radar gözlemleri, metal açısından zengin bir bileşim ile tutarlı olarak güney yarımküresinde ${\displaystyle {\hat {\sigma }}_{OC}=0.43\pm 0.10}$ gibi çok yüksek bir radar albedosuna işaret etmektedir.^[19] Kleopatra, kütlesinin ve hacim yoğunluğunun doğru bir şekilde hesaplanmasına izin veren Alexhelios ve Cleoselena adlı iki küçük uydusu bulunmasıyla da dikkat çekmektedir.^[31]

Ayrıca bakınız

• Asteroit tayf sınıfları

Kaynakça

1. ^ Shepard, M.K.; ve diğerleri. (2015). "A radar survey of M- and X-class asteroids: III. Insights into their composition, hydration state, and structure". Icarus. Cilt 245. ss. 38-55. doi:10.1016/j.icarus.2014.09.016. 
2. ^ Bell, J.F.; ve diğerleri. (2015). "Asteroids: The big picture". Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (Ed.). Asteroids II. University of Arizona Press. ss. 921-948. ISBN 978-0-8165-2281-1. 
3. Tholen, D.J.; Barucci, M.A. (1989). "Asteroid taxonomy". Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (Ed.). Asteroids II. University of Arizona Press. ss. 298-315. ISBN 0-8165-1123-3. 
4. ^ Gaffey; Bell, J.F.; Cruikshank, D. (1989). "Asteroid surface mineralogy". Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (Ed.). Asteroids II. University of Arizona Press. ss. 98-127. ISBN 0-8165-1123-3. 
5. ^ Magri, C.; ve diğerleri. (2007). "A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2004". Icarus. Cilt 186. ss. 126-151. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018. 
6. Bus, S.J.; Binzel, R.P. (2002). "Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy". Icarus. 158 (1). ss. 146-177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856. 
7. Ockert-Bell, M.; ve diğerleri. (2010). "The composition of M-type asteroids: Synthesis of spectroscopic and radar observations". Icarus. 210 (2). ss. 674-692. doi:10.1016/j.icarus.2010.08.002. 
8. Lupishko, D.F.; ve diğerleri. (1982). "UBV photometry of the M-type asteroids 16 Psyche and 22 Kalliope". Solar System Research. Cilt 16. s. 75. Bibcode:1982AVest..16..101L. 
9. ^ Rivkin, A.S.; ve diğerleri. (2000). "The nature of M-class asteroids from 3-micron observations". Icarus. 145 (2). s. 351. Bibcode:2000Icar..145..351R. doi:10.1006/icar.2000.6354. 
10. ^ Britt, D.T.; ve diğerleri. (2015). "Asteroids' density, porosity, and structure". Bottke, W.F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R.P. (Ed.). Asteroids III. University of Arizona Press. ss. 485-500. ISBN 978-0-8165-1123-5. 
11. Pitjeva, E.V.; Pitjev, N.P. (2018). "Masses of the main asteroid belt and the Kuiper belt from the motions of planets and spacecraft". Earth and Planetary Astrophysics. 44 (8–9). ss. 554-566. arXiv:1811.05191v1 $2. doi:10.1134/S1063773718090050. 
12. ^ Elkins-Tanton, L. T.; ve diğerleri. (2020). "Observations, meteorites, and models: A preflight assessment of the composition and formation of (16) Psyche". Journal of Geophysical Research: Planets. 125 (3). s. 23. doi:10.1029/2019JE006296. PMC 7375145 $2. PMID 32714727. 
13. ^ Shepard, M.K.; ve diğerleri. (2021). "Asteroid 16 Psyche: Shape, features, and global map". The Planetary Science Journal. 2 (4). s. 16. doi:10.3847/PSJ/abfdba. 
14. Sierks, H.; ve diğerleri. (2011). "Images of asteroid 21 Lutetia: A remnant planetesimal from the early Solar system" (PDF). Science. 334 (6055). ss. 487-490. Bibcode:2011Sci...334..487S. doi:10.1126/science.1207325. hdl:1721.1/110553. PMID 22034428. 
15. ^ Vernazza, P.; ve diğerleri. (2021). "VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis". Astronomy and Astrophysics. 654 (A56). s. 48. doi:10.1051/0004-6361/202141781. 
16. ^ Ferrais, M. (2021). M-type (22) Kalliope: High density and differentiated interior. 15th Europlanet Science Congress. Bibcode:2021EPSC...15..696F. 30 Aralık 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Aralık 2021 – NASA ADS vasıtasıyla. 
17. ^ Carry, B. (2012). "Density of asteroids". Planetary and Space Science. 73 (1). ss. 98-118. arXiv:1203.4336 $2. doi:10.1016/j.pss.2012.03.009. 
18. ^ Marchis, F.; Jorda, L.; Vernazza, P.; Brož, M.; Hanuš, J.; Ferrais, M.; ve diğerleri. (September 2021). "(216) Kleopatra, a low density, critically rotating, M-type asteroid". Astronomy & Astrophysics. Cilt 653. ss. A57. doi:10.1051/0004-6361/202140874. A57. 9 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ekim 2021. 
19. ^ Shepard, Michael K.; Timerson, Bradley; Scheeres, Daniel J.; Benner, Lance A.M.; Giorgini, Jon D.; Howell, Ellen S.; ve diğerleri. (2018). "A revised shape model of asteroid (216) Kleopatra". Icarus. Cilt 311. ss. 197-209. Bibcode:2018Icar..311..197S. doi:10.1016/j.icarus.2018.04.002. 
20. Descamps, P.; Marchis, F.; Pollock, J.; Berthier, J.; Vachier, F.; Birlan, M.; ve diğerleri. (2008). "New determination of the size and bulk density of the binary asteroid 22 Kalliope from observations of mutual eclipses". Icarus. 196 (2). ss. 578-600. arXiv:0710.1471 $2. Bibcode:2008Icar..196..578D. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.014. 
21. Viikinkoski, M.; Vernazza, P.; Hanuš, J.; le Coroller, H.; Tazhenova, K.; Carry, B.; ve diğerleri. (6 Kasım 2018). "(16) Psyche: A mesosiderite-like asteroid?" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 619 (L3). ss. L3. arXiv:1810.02771 $2. Bibcode:2018DPS....5040408M. doi:10.1051/0004-6361/201834091. 24 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
22. Davis, D.R.; Farinella, P.; Marzari, F. (1999). "The missing Psyche family: Collisionally eroded or never formed?". Icarus. 137 (1). ss. 140-151. doi:10.1006/icar.1998.6037. 
23. Scott, E.; ve diğerleri. (2014). "Origin of igneous meteorites and differentiated asteroids". Asteroids. ACM. s. 483. Bibcode:2014acm..conf..483S. 22 Aralık 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
24. Johnson, B.C.; Sori, M.M.; Evans, A.J. (2020). "Ferrovolcanism of metal worlds and the origin of pallasites". Nature Astronomy. Cilt 4. ss. 41-44. arXiv:1909.07451 $2. doi:10.1038/s41550-019-0885-x. 
25. "spec. type (Tholen) is defined". JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Erişim tarihi: 26 Aralık 2021. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler (link)
26. "spec. type (Tholen) = M". JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Erişim tarihi: 26 Aralık 2021. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler (link)
27. "spec. type (Tholen) = X AND albedo >= 0.1 AND albedo <= 0.3". JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Erişim tarihi: 26 Aralık 2021. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler (link)
28. Schulz, R.; ve diğerleri. (2012). "Rosetta fly-by at asteroid (21) Lutetia: An overview". Planetary and Space Science. 66 (1). ss. 2-8. doi:10.1016/j.pss.2011.11.013. 
29. Coradini, A.; ve diğerleri. (2011). "The surface composition and temperature of asteroid 21 Lutetia as observed by Rosetta/VIRTIS". Science. 334 (492). ss. 492-494. doi:10.1126/science.1204062. PMID 22034430. 
30. Margot, J.L.; Brown, M.E. (2003). "A low-density M-type asteroid in the main belt". Science. 300 (5627). ss. 1939-1942. doi:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. 
31. Descamps, P.; ve diğerleri. (2011). "Triplicity and physical characteristics of asteroid (216) Kleopatra". Icarus. 245 (2). ss. 64-69. arXiv:1011.5263 $2. doi:10.1016/j.icarus.2010.11.016.