C-tipi asteroit

C-tipi (karbonlu) asteroitler, bilinen asteroitlerin yaklaşık %75'ini oluşturan en yaygın tayf türdür.^[1] Uçucu madde(buz) bakımından zengindirler ve çok düşük bir albedo ile diğer tiplerden ayırt edilirlerç. Bunun nedeni bileşimlerinin kayalara ve minerallere ek olarak büyük miktarda karbon içermesidir. Yoğunluk ortalamaları yaklaşık 1,7 g/cm³'dir. Güneş'ten ortalama 3,5 astronomik birim (AU) uzaklıkta bulunan asteroit kuşağının dış bölümündeki asteroitlerin %80'i bu tipteyken, Güneş'ten 2 AU mesafedeki asteroitlerin sadece %40'ı C-tipidir.^[2] Diğer asteroit tiplerine oranla yüksek düzeyde karanlık albedoya sahip olmaları ve çoğunlukla kolay gözlemlenemeyen asteroit kuşağının dış katmanlarında bulunmalarından ötürü C-tiplerinin sayısının tahmin edilenden fazla olabileceği değerlendirilmektedir.

Özellikler

Bu sınıf asteroitler, karbonlu kondrit meteoritlerininkine çok benzer spektrumlara sahiptir. Güneş ve ilkel güneş bulutsusu ile aynı bileşime sahiptirler, ancak hidrojen, helyum ve uçucu gazlar içermezler, bileşiklerinde hidrat (su içeren) olanları da mevcuttur.^[3]

C-tipi asteroitler aşırı derecede karanlıktır ve albedoları tipik olarak 0,03 ila 0,10 aralığındadır. Sonuç olarak, bir dizi S-tipi asteroit normalde dürbünle karşıt açıda görüntülenebilirken, en büyük C-tipi asteroitleri bile gözlemleyebilmek için en azından küçük bir teleskop gerekir. En parlak C tipi asteroit olan 324 Bamberga çok yüksek bir eksantrikliğe sahiptir. Bu durum, bu tipteki asteroitlerin aslında maksimum büyüklüğüne nadiren ulaştığı anlamına gelmektedir.

Spektrumları, yaklaşık 0,4 μm ile 0,5 μm'nin altındaki dalga boylarında, orta derecede güçlü morötesi emilim içerirken, daha uzun dalga boylarında büyük ölçüde özelliksiz, ancak hafif kırmızımsıdır. Minerallerdeki su içeriğinin bir göstergesi olabilen yaklaşık 3 μm'lik sözde "su" emme özelliği de mevcuttur.

Uçucu bakımından zengin (buzlu) bileşimleri nedeniyle, C-tipi asteroitler nispeten düşük yoğunluğa sahiptir. 20 C tipi asteroit üzerinde yapılan bir araştırmada, ortalama yoğunluğun 1,7 g/cm³ olduğunu bulunmuştur.^[4]

Tholen taksonomisine göre kesin olarak en büyük C-tipi asteroid 10 Hygiea'dır, ancak SMASS'ta bu sınıfa karşılık gelen en büyük asteroid 1 Ceres'dir, çünkü bu sınıflandırmada Tholen'deki G-tipi sayılmamaktadır.

C-grubu sınıflandırmaları

C-grubu (Tholen)

Tholen sınıflandırmasında C tipi, daha az sayıda üç tiple birlikte aşağıdakileri içeren daha geniş bir C-grubu karbonlu asteroitler halinde gruplandırılır:

C-tipi (ana grup)
B-tipi
F-tipi
G-tipi

C-grubu (SMASS)

SMASS sınıflandırmasında, daha geniş C-grubu aşağıdaki türleri içerir:

"Tipik" spektruma sahip asteroitler çekirdek C tipi
Tholen'deki B ve F tiplerine karşılık gelen B tipi
Tholen'de G tipine karşılık gelen "Cg" ve "Cgh" tipleri
0,7μm civarında absorpsiyon özelliğine sahip "Ch" tipi
C ve B türleri arasındaki geçiş nesnelerine karşılık gelen "Cb" tipi

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ Gradie et al. pp. 316-335 in Asteroids II. edited by Richard P. Binzel, Tom Gehrels, and Mildred Shapley Matthews, Eds. University of Arizona Press, Tucson, 1989, 0-8165-1123-3
^ "Asteroids: Structure and composition of asteroids". ESA. 14 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
^ Norton, O. Richard (2002). The Cambridge Encyclopedia of Meteorites. Cambridge: Cambridge University Press. ss. 121-124. ISBN 0-521-62143-7.
^ P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56

[1] Gradie et al. pp. 316-335 in Asteroids II. edited by Richard P. Binzel, Tom Gehrels, and Mildred Shapley Matthews, Eds. University of Arizona Press, Tucson, 1989, 0-8165-1123-3

[2] "Asteroids: Structure and composition of asteroids". ESA. 14 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.

[norton-3] Norton, O. Richard (2002). The Cambridge Encyclopedia of Meteorites. Cambridge: Cambridge University Press. ss. 121-124. ISBN 0-521-62143-7.

[VLT-4] P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56

[1]

[2]

[3]

[4]