Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göreküçük gezegen,Güneş'in etrafında doğrudanyörüngede dönen ve negezegen ne dekuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan birgök cismidir.[a] IAU, 2006 yılından önce resmenküçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar;cüce gezegenler veKüçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarakyeniden sınıflandırıldı.[1]
Küçük gezegenler, asteroitleri (Dünya'ya yakın cisimler,Mars-kesişenler,ana kuşak asteroitleri veJüpiter truvalıları) veuzak küçük gezegenleri (centaurlar veNeptün ötesi cisimler) içerir ve bunların çoğuKuiper Kuşağı'nda vedağınık diskte bulunur. Nisan 2024 itibarıyla,Küçük Gezegen Merkezi verilerine göre, 5 tanesicüce gezegen olmak üzere, 680.000numaralandırılmış (kesinleşmiş keşifler) ve 673.821numaralandırılmamış küçük gezegen olmak üzere ikiye ayrılan 1.358.410 cisim;[2]NASA JPL SSS'ye göre ise; 660.000numaralandırılmış ve 694.532numaralandırılmamış küçük gezegen olmak üzere toplam 1.354.532 cisim bulunmaktadır.[3]
1801 yılında keşfedilen ilk küçük gezegenCeres'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.[4]Planetoit terimi de, özellikle IAU'nun 2006'dan bericüce gezegenler olarak adlandırdığı daha büyük, gezegenimsi cisimler için kullanılmıştır.[5][6] Tarihsel olarakasteroit,küçük gezegen veplanetoit terimleri az çok eşanlamlı hale gelmiştir.[5][7] Bu terminoloji, özellikle asteroit olarak değerlendirilmeyen,Neptün ötesi cisimler gibiJüpiter yörüngesinin ötesindeki sayısız küçük gezegenin keşfiyle daha karmaşık hale gelmiştir.[7] 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 iseCentaur'lar olarak sınıflandırılmaktadır.[8]
Kendi kütle çekimlerihidrostatik dengeye ulaşmak veelipsoidal bir şekil oluşturmak için yeterli olan cisimlerecüce gezegen denir. Diğer tüm küçük gezegenler vekuyruklu yıldızlar,Küçük Güneş Sistemi Cisimleri olarak adlandırılır.[1] IAU, küçük gezegen teriminin hala kullanılabileceğini, fakatKüçük Güneş Sistemi Cismi teriminin tercih edildiğini belirtmiştir.[9] Bununla birlikte, numaralandırma ve adlandırma amacıylaküçük gezegen ve kuyruklu yıldız arasındaki geleneksel ayrım hala kullanılmaktadır.
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.[2][3] Bu cisimlerin 24.695 tanesi iseisimlendirilmiştir.[10] Şubat 2024 itibarıyla, henüz isimlendirilmemiş en küçük numaralandırılmış cisim(4596) 1981 QB;[11] en büyük numaralandırılmış ve isimlendirilmiş cisim ise(638676) Žižek (2016 CJ185)'tir.[12]
Sayılarının fazla olmasına bağlı olarak çok çeşitli küçük gezegen popülasyonları bulunmaktadır:
Güneş sistemindeki tümastronomik cisimlerin ayırt edici isimlendirilmesine ihtiyaç duyulmaktadır.Küçük gezegenlerin adlandırılması üç adımlı bir süreçle yürütülmektedir. İlk olarak, keşif sonrası cisme birgeçici adlandırma tanımlanır. Bunun nedeni cismin varlığının halen daha yanlışlanabilme veyaortadan kaybolma 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:
Yeni keşfedilen bir küçük gezegene geçici bir adlandırma yapılmaktadır. Örneğin, Amor grubu içinde yer alan bir Dünya'ya yakın cisim olan2002 AT4 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.(29075) 1950 DA. Modern keşif yöntemleri sayesinde oldukça fazla sayıda asteroit keşfi yapılmakta olup, artan şekilde bu cisimler isimsiz kalmaktadır. İsimlendirilmemiş en eski cisim olan(3360) 1981 VA yakın zamanda3360 Syrinx olarak isimlendirilmiştir. Kasım 2006'da bu ünvan şu anda3708 Socus olarak isimlendirilen(3708) 1974 FV1'e geçmiştir.(4596) 1981 QB ise günümüzde (Nisan 2024) isimlendirilmemiş en eski keşfedilen cisimdir. Nadir durumlarda, bir küçük cismin geçici tanımı kendi başına bir isim olarak kullanılabilir: Ocak 2018'de15760 Albion olarak adlandırılmadan önce, o tarihte isimsiz olan(15760) 1992 QB1klasik Kuiper kuşağı cisimleri ("cubewanos") olarak bilinen bir grup cisme "ismini" vermiştir.[19]
Kimi cisimler ise hem kuyruklu yıldız hem de bir asteroit olarak tanımlanmaktadır.4015 Wilson–Harrington adlı cisim aynı zamanda107P/Wilson–Harrington adıya bir kuyruklu yıldız olarak listelenmektedir.
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.[9]
İlk birkaç asteroideYunan veRoma 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.
Uluslararası Astronomi Birliği'nin 15 numaralı komisyonu[25] Kuyruklu yıldızlar ve Küçük Gezegenlerin Fiziksel Çalışmasına atfedilmiştir.
Kuyruklu yıldızların ve küçük gezegenlerin fiziksel özelliklerine dair arşiv verileri PDS Asteroit ve Toz Arşivinde bulunabilir.[26] Bu arşiv; ikili sistemlerin özellikleri, tutulma zamanlaması, çap, yoğunluk, dönme süreleri, yüzey sıcaklıkları, albedo, hız vektörleri, taksonomi, mutlak parlaklık ve yükseltiler gibistandart 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.[27]
Çevresel özelliklerin üç yönü vardır:uzay ortamı,yüzey ortamı ve jeolojik, optik, termal ve radyolojik gibi çevresel özellikler de dahil olmak üzereiç 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.
Biratmosferin ve kendi güçlümanyetik alanının koruması olmadan, küçük gezegenin yüzeyi doğrudan çevredekiradyasyon ortamına maruz kalır. Küçük gezegenlerin bulunduğu kozmik uzayda, gezegenlerin yüzeyindeki radyasyon kaynaklarına göre iki kategoriye ayrılabilir: biri Güneş'ten gelenelektromanyetik radyasyon ileGüneş rüzgarı vegüneş enerjisi parçacıklarından geleniyonlaştırıcı radyasyon dahil olmak üzere Güneş'ten gelir; diğeri ise Güneş Sistemi dışındaki yıldızlardan, yanigalaktik kozmik ışınlardan vb. kaynaklanır.[28]
Genellikle birdönme periyodu boyunca küçük gezegeninalbedosu, düzensiz şekli ve malzeme bileşiminin eşit olmayan dağılımı nedeniyle biraz değişecektir. Bu küçük değişiklik, yer tabanlı ekipmanlarla gözlemlenebilen cisminışık eğrisinin periyodik değişimine yansıyacak ve böylece gezegeninbüyüklüğü,dönüş periyodu,dönüş ekseni yönelimi, şekli, albedo dağılımı ve saçılma özellikleri elde edilebilecektir. Küçük gezegenlerinalbedosu genellikle düşüktür ve genel istatistiksel dağılımC tipi (ortalama 0,035) veS tipi (ortalama 0,15) küçük gezegenlere karşılık gelmek üzere iki boyutludur.[29] Küçük gezegen keşif görevinde, gezegen yüzeyinin albedosunu ve renk değişimlerini ölçmek, gezegen yüzeyinin malzeme bileşimindeki farkı doğrudan bilmek için de en temel yöntemdir.[30]
Küçük gezegenlerin yüzeyindeki jeolojik ortam diğer korunmasız gök cisimlerininkine benzemektedir; mevcut en yaygın jeomorfolojik özellik çarpma kraterleridir: ancak, küçük gezegenlerin çoğunun gevşek ve gözeneklimoloz yığını yapılar olması, küçük gezegenlerin yüzeyindekiçarpma 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.[31] 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.[32] Darbeye ek olarak, küçük gezegenlerin yüzeyinde,[33] eğimli yamaçlarda ve çarpma krateri duvarlarındakütle kaybı,[34]grabenle ilişkili büyük ölçekli doğrusal özellikler,[35] ve tozun elektrostatik taşınması gibi çeşitli başka zengin jeolojik etkiler de bulunmaktadır.[36] 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 (örneğinAy) 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.[37] Toprak katmanları kaçınılmaz olarak, çevreleyen uzay ortamına doğrudan maruz kalmaları nedeniyle fiziksel ve kimyasal özelliklerini değiştiren yoğunuzay ayrışmasına maruz kalırlar.Silikat bakımından zengin topraklarda,demirin dış katmanları, uzay ayrışmasının ana ürünü olan nano faz demire (np-Fe) indirgenir.[38] Bazı küçük gezegenlerin yüzeyleri, daha zayıf yerçekimi nedeniyle, çapları 100 metreye kadar değişen boyutlarda kayalar olarak daha fazla açığa çıkar.[39] Bukayalar, 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.
Genellikle gezegenlerin iç kısımlarında, iletken sıvının yer değiştirmesi büyük ve güçlü birmanyetik 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 nedenleDünya gibi kendi kendine oluşan biriki kutuplu manyetik alan oluşturmayacaktır. Ancak bazı küçük gezegenlerin manyetik alanları bulunmaktadır - bir yandan, bazı küçük gezegenlerin kalıcımanyetizması 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,[40] bu aynı zamanda küçük gezegenlerden gelen dünya dışımeteoritlerde de tespit edilebilir;[41]
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 muhtemelentek kutuplu indüksiyon olacak ve bu da küçük gezegen için bir dış manyetik alanla sonuçlanacaktır.[42]
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[43] veBraille[44] gibi bazı hedeflerin yakınında güçlü manyetik alanlar olduğu ölçülürken,Lutetia gibi diğerlerinin manyetik alanı yoktur.[45]
.jpg)
.png)
