S-tipi asteroit - Vikipedi

S-tipi asteroitler Asteroit, silisli (taşlı) bir mineralojik bileşimin göstergesi olan bir spektral tipe sahip asteroitlerin Tholen ve SMASS taksonomilerine göre sınıflandırıldığı bir tayf tipidir. Kapsamında bulunan asteroitler nispeten yüksek yoğunluğa sahip olmakla birlikte, tüm asteroitlerin yaklaşık %17'si bu türde sınıflandırılmaktadır. Karbon içerikli C-tipinden sonra en yaygın ikinci türdür.

Özellikleri

Tipik olarak 0,20'lik bir astronomik albedoya sahip olan S-tipi asteroitler orta derecede parlaktır^[1] ve esas olarak demir ve magnezyum-silikatlardan oluşur. Asteroit kuşağının iç kısmında 2,2 AU içinde baskın, kuşağın merkezinde yaklaşık 3 AU içinde ise yaygındırlar. Kuşağın daha ileriki mesafelerinde daha nadir hale gelirler. Bu sınıfta yer alan asteroitlerin en büyükleri yaklaşık 240 – 250 km çapındaki 3 Juno ve 230 km çapındaki 15 Eunomia'dır. Diğer büyük S-tipleri ise 29 Amphitrite, 532 Herculina ve 7 İris'tir. Bu en büyük S-tipleri, çoğu pozisyonda 10x50 dürbün kullanılarak görülebilir. En parlakları olan 7 İris, ara sıra +7,0'dan daha parlak hale gelebilmektedir. Bu parlaklık, alışılmadık şekilde yansıtıcı olan 4 Vesta dışında herhangi bir asteroitten daha yüksek bir parlaklıktır.

Spektrumları 0,7 mikrometreden (μm) daha kısa dalga boylarında, orta derecede dik bir eğime ve 1 μm ve 2 μm civarında orta ile zayıf absorpsiyon özelliklerine sahiptir.1μm absorpsiyon, asterotin bileşiminde silikatların (taşlı mineraller) varlığının bir göstergesidir. Genellikle, 0,63 μm'a yakın ortalanmış geniş ama sığ bir soğurma özelliği de gözlemlenebilmektedir. Bu asteroitlerin bileşimi, benzer spektral özellikleri paylaşan çeşitli taşlı göktaşlarına benzemektedir.

Uçucu-fakir (yani kayalık) bileşimleri nedeniyle, S-tipi asteroitler nispeten yüksek yoğunluğa sahiptir. 11 S-tipi asteroit üzerinde yapılan bir araştırma, ortalama yoğunluğun 3,0 g/cm³ olduğunu tespit etmiştir.^[2]

S-grubu asteroitlerin alt sınıflandırması

SMASS sınıflandırması

SMASS sınıflandırmasında, genellikle "taşlı" birkaç asteroit türü, aşağıdaki türleri içeren daha geniş bir S-grubunda bir araya getirilir:^[3]

A tipi
K tipi
L tipi
Q tipi
R tipi
S grubu için en tipik spektruma sahip asteroitler için kullanılan "çekirdek" S tipi
Sırasıyla, çekirdek S tipi ile A, K, L, Q ve R tipleri arasında geçiş nesnelerini içeren Sa, Sk, Sl, Sq ve Sr tipleri.

"S" tipinde sayılan tüm asteroitlerin spektral yapısı, karbonlu C-grubundan ve genellikle metalik X-grubundan oldukça farklıdır.

Tholen sınıflandırması

Tholen sınıflandırmasında S-tipi, özellikle 1 um civarında güçlü "taşlı" absorpsiyon özelliklerine sahip olan A, Q ve R hariç SMASS taksonomisindeki S-grubundaki tüm türleri bünyesinde barındıran çok geniş bir gruplandırmadır.

Taşlı asteroit aileleri

Tipik albedoları ile öne çıkan taşlı asteroit aileleri şunlardır:^[1]

Eos ailesi (0,14)
Eunomia ailesi (0.21)
Flora ailesi (0,24)
Koronis ailesi (0,24)
Nysa ailesi (0,20)
Phocaea ailesi (0,23)

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ ^a ^b "Asteroid Lightcurve Database (README) – 2. Taxonomic Class, orbital class, and albedo". LCDB. 16 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Şubat 2018.
^ P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
^ Bus, S (Temmuz 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey A Feature-Based Taxonomy". Icarus (İngilizce). 158 (1): 146-177. doi:10.1006/icar.2002.6856. 16 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Şubat 2023.

[LCDB-albedos-1] "Asteroid Lightcurve Database (README) – 2. Taxonomic Class, orbital class, and albedo". LCDB. 16 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Şubat 2018.

[VLT-2] P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56

[3] Bus, S (Temmuz 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey A Feature-Based Taxonomy". Icarus (İngilizce). 158 (1): 146-177. doi:10.1006/icar.2002.6856. 16 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Şubat 2023.

[1]

[2]

[3]