İçeriğe atla

135 Hertha

Vikipedi, özgür ansiklopedi
135 Hertha
Işık eğrisi gözlemiyle Herthanın temel 3 boyutlu modeli
Keşif[1]
KeşfedenC. H. F. Peters
Keşif yeriLitchfield Gözlemevi
Keşif tarihi18 Şubat 1874
Adlandırmalar
MPC belirtmesi(135) Hertha
Telaffuz/ˈhɜːrθə/
Adın kaynağı
Nerthus[2]
(Norse mythology)
Alternatif adlandırma
A874 DA
Asteroit kuşağı[1][3] · (iç)
Nysa (Hertha)[4][5]
Yörünge özellikleri[3]
Dönem 23 Mart 2018 (JG 2.458.200,5)
Belirsizlik parametresi 0
Gözlem yayı133,34 yıl (48.701 gün)
Günöte2,9320 AU
Günberi1,9239 AU
2,4279 AU
Dış merkezlik0,2076
3,78 yıl (1.382 gün)
233,89°
0° 15d 37.8s / gün
Eğiklik2,3052°
343,65°
340,16°
Fiziksel özellikler
M[6]
8,23[1][3]
Ortalama çap
76,12 ± 3,29 km[7]
79,24±2,0 km[3]
Kütle(1,21 ± 0,16) × 1018 kg[7]
Ortalama yoğunluk
5,23 ± 0,96 g/cm3[7]
8,40061 sa[8]
0,1436[3]
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Hertha (küçük gezegen tanımı: 135 Hertha), asteroit kuşağının iç bölgesinden gelen, yaklaşık 77 kilometre (48 mi) çapında bir asteroittir. 18 Şubat 1874'te Alman-Amerikalı astronom Christian Peters tarafından Clinton, New York yakınlarındaki Litchfield Gözlemevi'nde keşfedildi.[1] Nerthus olarak da bilinen Töton ve İskandinav doğurganlık tanrıçası Hertha'nın adını aldı.[2] Nysa asteroit ailesi arasında yörüngede döner, ancak metalik bir M-tipi asteroit olarak sınıflandırılması, bu aile için daha yaygın olan F-tipi asteroit özellikleri ile uyuşmuyor ki bu da onun bir müdahaleci olabileceğini düşündürüyor.[9] Spektroskopik analiz, Hertha'nın muhtemelen mevcut M tipinden önerilen W tipine yeniden sınıflandırılması gerektiğini belirten hidratlı silikatların olası varlığını gösteriyor.[10]

Hertha'dan gelen ışık eğrisi verileri düzleştirilmiş bir cismi gösterir[8] ve radar gözlemleri Hertha'nın metalik olmadığını gösterir.[11] 2000 ile 2015 yılları arasında bu asteroit tarafından beş yıldızın örtülmesi olayı gözlemlenmiştir.

Keşif

[değiştir | kaynağı değiştir]

Hertha, C. H. F. Peters tarafından 18 Şubat 1874'te Clinton, New York'ta keşfedildi.[12] Diğer gözlemler 1883'te W. T. Sampson tarafından gerçekleştirildi ve Tuğamiral R. W. Shufeldt 29 Haziran 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. tarafından onun adına Astronomische Nachrichten'e iletildi.[13]

Fiziki özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

1874'teki keşfinden sonra, ' müteakip gözlemler Hertha'nın yörüngesini belirledi. Gök bilimciler daha sonra fiziksel özelliklerini araştırmaya başladılar. 1904 gibi erken bir tarihte, G. W. Hill, Hertha'nın parlaklığının parlaklığının yarım büyüklükte ve kısa bir periyotta değiştiğini gösteren gözlemlerini bildirdi.[14]

Ekim 1992'de Dotto ve arkadaşları Hertha'nın dönme periyodunu, yaklaşık şeklini ve dönme ekseninin koordinatlarını araştırmak ' 6 geceye yayılmış 20 saatlik gözlem gerçekleştirdi. Daha önce Harris ve diğerleri tarafından ölçüldüğü gibi 8,398 ± 0,001 saatlik bir dönüş periyodunu doğrulayabildiler.[6][15] Aynı çalışmada Dotto ve arkadaşları asteroidin şeklini ve dönme eksenini ölçtü. Eksen oranları şu şekilde bulundu: a/b = 1,34 ± 0,03 ve b/c = 1,22 ± 0,05. Dönme ekseni için iki olası değer belirlendi, ancak hangisinin doğru olduğunu belirlemek için farklı ekliptik boylamlarda daha fazla ölçüm yapılması gerekmektedir.[6]

Ağustos 2003'te Torppa ve arkadaşları Hertha da dahil olmak üzere bir dizi asteroitin şekli ve dönme özellikleri hakkındaki sonuçlarını yayınladı. Hertha'nın 1978'den 2002'ye uzanan 42 ışık eğrisinden elde edilen veriler kullanılarak, daha rafine bir eksen oranları seti elde edildi ve tersine çevirme yoluyla ayrıntılı bir şekil modeli elde edildi. Eksenlerin oranları için yeni değerler şunlardır: a/b = 1,1 ve b/c = 1,5. Kutup yönü ölçümleri de elde edildi, ancak Dotto ve arkadaşları gibi. (β=+58°, λ=96°) ve (β=+53°, λ=274°) olmak üzere iki olası çözümü arasında ayrım yapamadılar.[8]

2017'de Hanuš ve arkadaşları doğru çözümün β= 53±3 °, λ= 277±3 ° olduğunu onayladı. Ayrıca ışık eğrisi ve yıldız örtülme verilerine dayalı olarak ilk dışbükey olmayan şekil modelini hesapladılar.[16]

Spektral sınıflandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]

Hertha, spektral özelliklerine dayalı olarak uzun süredir M-tipi bir asteroid olarak sınıflandırılmış olsa da, 1996'da Mauna Kea Gözlemevinde Rivkin ve arkadaşları tarafından yürütülen gözlemlerde IRTF'yi kullanmaları, yeniden sınıflandırma olasılığını artırdı. 3 μm'da gözlemlenen spektrumda bir düşüşün varlığı, yüzeyin hidratlı olduğunu gösteriyor, bu da Hertha'nın W tipi ("ıslak M tipi") bir asteroit olarak yeniden sınıflandırılması gerektiğini düşündürüyor.[17] Salisbury ve Walter tarafından yürütülen çalışmaya dayanan Rivkin çalışması, asteroitin su içeriğinin kütle olarak yüzde 0,14 ila 0,27 arasında olduğunu tahmin ediyor. Öte yandan bu tahmin, laboratuvar ölçümlerine dayanmaktadır ve uzaydaki asteroitler için geçerli olmayabilir.[17]

Rivkin ve diğerleri tarafından yapılan daha yeni bir çalışma, spektral absorpsiyonun asteroitin dönme fazına bağımlılığını inceledi ve 2002'de yayınlandı. Çalışma aynı zamanda hidratlı silikatlarla da ilişkili olan 0.7 μm bandına baktı ve asteroit döndükçe yansıtmanın değiştiğini buldu. Bu da yüzeyin kuru alanlarla karışan bazı hidratlı alanlar ile heterojen olduğunu düşündürüyor.[18]

Asteroit ailesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Hertha, Herta ailesi olarak da bilinen Nysa ailesinin (405) çekirdek üyelerinden biridir. Nysa-Polana kompleksi, yaklaşık 20.000 üyesiyle ana kuşağın en büyük asteroit grubudur.[19]:23

Daha fazla okuma

[değiştir | kaynağı değiştir]
  • Hardersen, Paul S.; Gaffey, Michael J.; Abell, Paul A (Mayıs 2005). "Near-IR spectral evidence for the presence of iron-poor orthopyroxenes on the surfaces of six M-type asteroids". Icarus. 175 (1): 141-158. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.017. 
  • Hardersen, Paul S.; Gaffey, Michael J.; Abell, Paul A (Eylül 2006). "Near-infrared Reflectance Spectra Of 135 Hertha, 224 Oceana, 516 Amherstia, And 872 Holda". Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 626. 

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b c d "135 Hertha". Minor Planet Center. 3 Şubat 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2018. 
  2. ^ a b Schmadel, Lutz D. (2007). "(135) Hertha". Dictionary of Minor Planet Names – (135) Hertha. Springer Berlin Heidelberg. ss. 27. doi:10.1007/978-3-540-29925-7_136. ISBN 978-3-540-00238-3. 
  3. ^ a b c d e "JPL Small-Body Database Browser: 135 Hertha" (2018-05-22 last obs.). Jet Propulsion Laboratory. 20 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2018. 
  4. ^ "Asteroid 135 Hertha". Small Bodies Data Ferret. 18 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2018. 
  5. ^ "Asteroid (135) Hertha". AstDyS-2, Asteroids – Dynamic Site. 31 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2018. 
  6. ^ a b c Dotto, E. (Ekim 1992). "M-type Asteroids: Rotational properties of 16 Objects". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 95 (2): 195-211. Bibcode:1992A&AS...95..195D. 
  7. ^ a b c Carry, B. (2012). "Density of asteroids". Planetary and Space Science. 73 (1): 98-118. arXiv:1203.4336 $2. Bibcode:2012P&SS...73...98C. doi:10.1016/j.pss.2012.03.009. ISSN 0032-0633.  See Table 1.
  8. ^ a b c Torppa, J. (August 2003). "Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data". Icarus. 164 (2): 346-383. Bibcode:2003Icar..164..346T. doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. 
  9. ^ Cellino, A.; Vincenzo, Z. (October 1993). "Asteroid 'clans': Super-families or multiple events?". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 57 (1–2): 34-37. doi:10.1007/BF00692459. 
  10. ^ Cellino, A. ve diğerleri. (August 2001). "The Puzzling Case of the Nysa–Polana Family". Icarus. 152 (2): 225-237. doi:10.1006/icar.2001.6634. 
  11. ^ Shepard, M.K. ve diğerleri. (September 2006). "More Results from a Long-Term Radar Survey of M-Class Asteroids". Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 626. 
  12. ^ Peters, C.A.F. (1874). "Observations of the Planet Hertha (135), made at the Litchfield Observatory of Hamilton College" (PDF). Astronomische Nachrichten. 84 (2001): 129. Bibcode:1874AN.....84..129P. doi:10.1002/asna.18740840902. 2 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 2 Şubat 2023. 
  13. ^ Sampson, W.T.; Shufeldt, R. W. (1884). "Observations of (135) Hertha made at the Naval Observatory Washington with 9,6 inch equatorial". Astronomische Nachrichten. 107 (20): 323. doi:10.1002/asna.18841072006. 2 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Şubat 2023. 
  14. ^ Hill, G.W. (March 1904). "Variability of (135) Hertha". Astronomical Journal. 24 (557): 42. doi:10.1086/103543. 
  15. ^ Harris, A.W. ve diğerleri. (January 1992). "Asteroid lightcurve observations from 1981". Icarus. 95 (1): 115-147. doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D. 
  16. ^ Hanuš, J.; Viikinkoski, M.; Marchis, F.; Ďurech, J.; Kaasalainen, M.; Delbo', M.; Herald, D.; Frappa, E.; Hayamizu, T.; Kerr, S.; Preston, S.; Timerson, B.; Dunham, D.; Talbot, J. (2017). "Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling". Astronomy & Astrophysics. 601: A114. arXiv:1702.01996 $2. Bibcode:2017A&A...601A.114H. doi:10.1051/0004-6361/201629956. ISSN 0004-6361. 
  17. ^ a b Rivkin, A.S. ve diğerleri. (Haziran 2000). "The Nature of M-Class Asteroids from 3-μm Observations". Icarus. 145 (2): 351-368. doi:10.1006/icar.2000.6354. 
  18. ^ Rivkin, A.S. ve diğerleri. (Mart 2002). "Hydrated Minerals on Asteroids: The Astronomical Record" (PDF). Technical Report, Massachusetts Institute of Technology. 5 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 2 Şubat 2023. 
  19. ^ Nesvorný, D.; Broz, M.; Carruba, V. (December 2014). Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families. Asteroids IV. ss. 297-321. arXiv:1502.01628 $2. Bibcode:2015aste.book..297N. doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016. ISBN 9780816532131. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=135_Hertha&oldid=34270402" sayfasından alınmıştır