e. ü . f en bil im le ri e ns titüs ü
advertisement
E. Ü. FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ EGE ÜNİVERSİTESİ YÜKSEK LİSANS TEZİ GÜNEŞ SİSTEMİ’NDEKİ KÜÇÜK CİSİMLERİN Gaia İLE ASTROMETRİSİ Eda GÜZEL Tez Danışmanı: Prof. Dr. Serdar EVREN Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı Bilim Dalı Kodu: 402.01.01 Sunuş Tarihi: 12.06.2014 Bornova-İZMİR 2014 EGE ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ (YÜKSEK LİSANS TEZİ) GÜNEŞ SİSTEMİ’NDEKİ KÜÇÜK CİSİMLERİN Gaia İLE ASTROMETRİSİ Eda GÜZEL Tez Danışmanı: Prof. Dr. Serdar EVREN Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı Bilim Dalı Kodu: 402.01.01 Sunuş Tarihi: 12.06.2014 Bornova-İZMİR 2014 vii ÖZET GÜNEŞ SİSTEMİ’NDEKİ KÜÇÜK CİSİMLERİN Gaia İLE ASTROMETRİSİ GÜZEL, Eda Yüksek Lisans Tezi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı Tez Danışmanı: Prof. Dr. Serdar EVREN Haziran 2014, 113 sayfa Planları 1995'te yapılmaya başlanan Gaia Astrometrik Uydusu pek çok düzenlemeden sonra, sonunda, 19 Aralık 2013’te fırlatıldı. ESA'nın bu önemli projesinden astronomların beklentileri oldukça yüksektir. Bu tezde, Gaia'nın inceleyeceği çok sayıda ve türde cisimden yalnızca Güneş sistemindeki küçük cisimler göz önüne alındı ve bu cisimler için Gaia tarafından sağlanacak veriye dair ne tür bir ön hazırlık yapılabileceği tartışıldı. Bu bağlamda, tezin başlangıcında güneş sistemi içindeki küçük cisimlerin oluşumları, türleri, sınıflamaları, yapıları hakkında temel bilgiler sunuldu ve daha çok asteroitler üzerine yoğunlaşıldı. Özellikle asteroitlerin yörünge özellikleri, yörüngede bulundukları konuma bağlı olarak Güneş ile etkileşmelerinin evrimsel sonuçlarına (Yarkovsky ve YORP) özel bir önem verildi. Bu tez kapsamında elde edilen ışıkölçüm ve astrometrik veriler kullanılarak bir asteroidin (69 Hesperia) yapısal, konumsal ve fiziksel parametreleri de belirlendi. Bu gözlem ve analizler aynı zamanda Gaia Follow-Up (FUN) gözlem ağına katılmaya bir hazırlık için bir ilk adım olarak yapıldı. Sonuç olarak, bu tezde Güneş Sistemi içindeki küçük cisimlerin gözlemleri ve analizleri üzerine bir kaynak taraması yapıldı ve bu cisimler üzerine çok hassas verilerin beklendiği Gaia Uydusu tanıtıldı. Anahtar sözcükler: Gaia, Güneş Sistemi’ndeki küçük cisimler, Asteroitler, Yarkovsky ve YORP Etkileri, Astrometri, Fotometri. viii ix ABSTRACT ASTROMETRY OF THE SMALL BODIES IN SOLAR SYSTEM WITH Gaia GÜZEL, Eda MSc in Astronomy and Space Sciences Supervisor: Prof. Dr. Serdar EVREN June 2014, 113 pages The Gaia Astrometric Mission which has been started to plan in 1995, finally, launched at December 19, 2013, after many regulations. Astronomers have very high expectations from this cornerstone project of ESA. In this thesis, among objects in a large variety and number which will survey by the Gaia, small bodies in the Solar System were just taken into consideration, and how can be done a preliminary preparation for data yields by the Gaia was investigated. In this context, at the beginning of the thesis, the basic information about formations, taxonomies, and structures of small bodies in the solar system was presented, and it was more focused on asteroids. Especially, the orbital properties of asteroids and the evolutionary results of their interactions with the Sun depending on their position in the orbit (Yarkovsky ve YORP) were given a particular attention. In this thesis, the structural, positional, and physical parameters of an asteroid (namely, 69 Hesperia) were determined by using of the photometrical and astrometric data which obtained for this thesis. These observations and analysis have been made to be prepared for Gaia Follow-Up Network (FUN) as a first step. As a result, in this thesis, a literature search on the observations of small bodies in the Solar System and their analysis was made, and the Gaia Mission that high precision data is expected was introduced. Keywords: Gaia, Minor Planets of the Solar System, Asteroids, the Yarkovsky and YORP Effects, Astrometry, Photometry. x xi TEŞEKKÜR Bu çalışma süresince benden yüksek sabrını ve anlayışını esirgemeyerek yakından ilgilenen, bilimsel çalışma yöntemime kişilik kazandıran ortamı sağlayan kıymetli danışmanım Prof. Dr. Serdar Evren’e, konuyu seçmemde ve bir başlangıç oluşturmamda yardımcı olan Uluslararası Antalya Astrometri Yaz Okulu'na katılmama önayak olduğu için teşekkür ederim. Kıymetli görüşlerinden yararlandığım Prof. Dr. Günay Taş’a verdiği ipuçları için ve tez çalışmamı büyük bir titzlikle inceleyerek düzenlenmesinde veridği destek için çok teşekkür ederim. Astrometrik alt yapıyı oluşturan Prof. Dr. Adnan Ökten ve Dr. Tuncay Özışık’a teşekkür ederim. Gözlemsel verileri ve proje konuma yön veren çalışmalarına beni çağırdığı için Akdeniz Üniversitesi Fizik Bölümü'nde öğretim görevlisi Doç. Dr. Murat Kaplan’a, Koreli doktora öğrencisi Mygin Kim’e, TUG gözlemlerinde beni yalnız bırakmayan Murat Koçak, Ömer Uysal, Süleyman Kaynar ve Sıla Eryılmaz'a ve bütün TUG ailesine teşekkür ederim. Ayrıca değerli arkadaşlarım Barış Hoyman'a, Mert Acar'a teknik destekleri için teşekkür ederim. Yazdığı projede bana görev vererek maddi destek sağlayan dolayısıyla tezime daha iyi odaklanmamda büyük katkısı olan Doç. Ömür Çakırlı’ya çok teşekkür ederim. Her zaman yanımda olduklarını hissettiren arkadaşlarım Elif Yıldırım, Çağla Aksoy, Gizem Şehitoğlu ve Zeynep Çelik Orhan başta olmak üzere sinerjisiyle ortamı güçlendiren tüm lisansüstü arkadaşlarıma teşekkür ederim. Her konuda maddi ve manevi destek veren sevgili ailem; babam Cihat Güzel, anneannem Samile Öğütücü, annem Şemse Güzel, ablam Şaziye Güzel, kız kardeşim Ceylan Güzel’e, hiç tereddüt etmeden yardımıma koşan arkadaşlarım Özgür Öngöçmen'e ve Semra Şen'e teşekkür ederim. xii xiii İÇİNDEKİLER Sayfa ÖZET ................................................................................................................... vii ABSTRACT ..........................................................................................................ix TEŞEKKÜR .........................................................................................................xi İÇİNDEKİLER .................................................................................................. xiii ŞEKİLLER DİZİNİ ........................................................................................... xvii ÇİZELGELER DİZİNİ ..................................................................................... xxiii SİMGELER VE KISALTMALAR DİZİNİ ....................................................... xxv 1.GİRİŞ ...................................................................................................................1 2. ASTEROİTLERE GENEL BAKIŞ ....................................................................5 2.1 Asteroitlerin Önemi .......................................................................................... 5 2.2 Asteroit Oluşum ve Yapıları .............................................................................6 2.3 Asteroitlerin Özellikleri ....................................................................................8 2.3.1 Dinamik özellikler ......................................................................................... 8 2.3.2 Fiziksel özellikler......................................................................................... 10 2.4 Asteroit Sınıflandırmaları ...............................................................................17 2.4.1 Dinamik sınıflama ....................................................................................... 17 xiv İÇİNDEKİLER (devam) Sayfa 2.4.2 Taksonomik sınıflama ................................................................................. 21 2.5 Asteroit Aileleri.............................................................................................. 23 2.6 Asteroitlerde Yörünge Evimi; Yarkovsky ve YORP Etkileri ........................ 25 3. ASTEROİT GÖZLEM VE İNCELEME YÖNTEMLERİ .............................. 29 3.1 Astrometri ...................................................................................................... 29 3.1.1 Uzay astrometrisi ........................................................................................ 32 3.2 Işıkölçüm ........................................................................................................ 34 3.3 Tayf ................................................................................................................ 39 3.4 Bir Asteroidin Astrometrik ve Fotometrik İncelemesi ................................. 41 3.4.1 Gözlem süreci ve hedefleri ........................................................................ 41 3.4.2 Astrometrik indirgeme ................................................................................ 44 3.4.3 Fotometrik indirgeme ................................................................................. 47 4. GAIA İLE KÜÇÜK GEZEGEN İNCELEMELERİ ........................................ 53 4.1 Gaia ................................................................................................................ 53 4.1.1 GAIA'dan Gaia'ya ....................................................................................... 53 4.1.2 Hipparcos'tan Gaia'ya.................................................................................. 53 xv İÇİNDEKİLER (devam) Sayfa 4.1.3 Bilim Hedefleri ............................................................................................ 55 4.2 Aletsel Donanım ve Gözlem İlkeleri .............................................................. 56 4.2.1 Yörünge, Konum ve Tarama İlkesi ............................................................ 56 4.2.2 Optik Düzenek ve Odak Düzlemi ................................................................ 58 4.3 Gaia ile Küçük Gezegen İncelemeleri ............................................................ 62 4.4 Gaia ile Asteroitlerin Fiziksel Özellikleri ....................................................... 66 4.4.1 Yörünge belirleme ve geliştirme .................................................................66 4.4.2 Kütle belirlemeleri ....................................................................................... 69 4.4.3 Büyüklük belirlemeleri ................................................................................70 4.4.4 Şekil ve dönme özelliklerinin belirlenmesi .................................................73 4.4.5 Sınıflandırmalar ........................................................................................... 76 4.4.6 Yarkovsky etkisi .......................................................................................... 79 4.5 Gaia ile Asteroitlerin Dinamik Özellikleri ..................................................... 80 4.5.1 Gaia ile YYA incelemeleri .......................................................................... 80 4.5.2 Yer truvalıları............................................................................................... 83 4.5.3 Gezegenlerin doğal uyduları ........................................................................85 xvi İÇİNDEKİLER (devam) Sayfa 4.5.4 Çift asteroitler ............................................................................................. 87 4.5.5 Kuiper kuşağı cisimleri ............................................................................... 89 4.5.6 Asteroit aileleri ............................................................................................ 91 4.6 Gaia'nın Eksikleri ve Yer'den Destek Gözlemleri ......................................... 91 5. SONUÇ: Gaia KATALOĞU ........................................................................... 97 KAYNAKLAR DİZİNİ ....................................................................................... 99 ÖZGEÇMİŞ ....................................................................................................... 113 xvii ŞEKİLLER DİZİNİ Şekil Sayfa 2.1a Yıllık ve anahareket rezonansları ........................................................... 10 2.1b Kirkwood Boşlukları ..............................................................................10 2.2 Yakın kütle geçişinin oluşturduğu açısal sapma ....................................12 2.3 Salt parlaklık grafiği ve asteroitlerin büyüklük karşılaştırması ..............14 2.4 Çap-dönme grafiği. .................................................................................15 2.5 YYA'ların dinamik sınıflandırması ........................................................ 18 2.6 Taksonomik türe göre asteroitlerin güneş sistemindeki dağılımı ...........22 2.7 Asteroit aileleri ....................................................................................... 24 2.8 Yarkovsky ve YORP etkileri ..................................................................26 2.9a Yarkovsky kuvvetinin günlük bileşeni ...................................................27 2.9b Yarkovsky kuvvetinin mevsimlik bileşeni .............................................27 3.1a Özhareket ................................................................................................ 29 3.1b Iraksım ....................................................................................................29 3.1c Özhareket ve ıraksım bileşimi ................................................................ 29 3.2a Göreli ıraksım ......................................................................................... 33 3.2b Salt ıraksım ............................................................................................. 33 xviii ŞEKİLLER DİZİNİ (devam) Şekil 3.3 Sayfa Şekil ve durum açısının ışık eğrisine etkisi ........................................... 35 3.4a Evre açısı ve karşı konum ...................................................................... 36 3.4b Evre açısının parlaklığa etkisi ................................................................ 36 3.5 Üç eksenli asteroit modeli ve ışık eğrisi ................................................ 38 3.6 Asteroit kutup yöneliminin genliğe olan etkisi ...................................... 38 3.7a Asteroit yapısında bulunan bazı minerallerin tayfları ............................ 40 3.7b 24 taksonomik sınıfın tayfı .................................................................... 40 3.8 Ayarlar sayfasındaki pencereler............................................................. 43 3.9 Automatch sonrası sonuçlar ................................................................... 44 3.10 İndirgeme sayfası ................................................................................... 45 3.11 MPC raporu............................................................................................ 45 3.12 FindOrb sonuçları .................................................................................. 46 3.13 Oturum açma formu ............................................................................... 47 3.14 Mukayese yıldızlarının seçimi ............................................................... 48 3.15 İlk ışık eğrisi .......................................................................................... 49 3.16a Mukayese yıldızının ham verisi ............................................................. 49 xix ŞEKİLLER DİZİNİ (devam) Şekil Sayfa 3.16b Asteroitle mukayese yıldızının parlaklık farkları ...................................49 3.17 Işık eğrisini evreye göre çizdirmek için girilmesi gereken değerler. .....50 3.18 Dönem analizi ......................................................................................... 51 4.1a Gaia'nın konumu (L2) ............................................................................56 4.1b Gaia'nın Lissijious yörüngesi .................................................................56 4.2a Gaia tarama ilkesi ...................................................................................57 4.2b Gökada gözlem sayısının temsili ............................................................ 57 4.3a Optik düzenek ......................................................................................... 58 4.3b Ayna sistemi ve odak düzlemi ................................................................ 58 4.4 Odak düzlemi.......................................................................................... 59 4.5 Astrometrik duyarlılık ............................................................................60 4.6 Fotometrik duyarlılık ..............................................................................61 4.7a Mavi ışıkölçer tayf duyarlılığı ................................................................ 61 4.7b Kırmızı ışıkölçer tayf duyarlılığı ............................................................ 61 4.8 Beklenen bilimsel sonuçların şematik gösterimi ....................................62 4.9a Tarama ilkesinin sonucu .........................................................................63 xx ŞEKİLLER DİZİNİ (devam) Şekil Sayfa 4.9b Güneş açısınınn sonucu ......................................................................... 63 4.10a AKA zaman dağılımı ............................................................................. 64 4.10b AKA uzay dağılımı ................................................................................ 64 4.10c YYA zaman dağılımı ............................................................................. 64 4.10d YYA uzay dağılımı ................................................................................ 64 4.11a AKA'lar için enine yöndeki hız dağılımı ............................................... 65 4.11b AKA'lar için boyuna yöndeki hız dağılımı ............................................ 65 4.11c YYA'lar için enine yöndeki hız dağılımı ............................................... 65 4.11d YYA'lar için boyuna yöndeki hız dağılımı ............................................ 65 4.12 Vesta'nın gözlem yayı ile yarıbüyük eksenin gelişen doğruluğu ........... 67 4.13 Yörünge elemanlarının Gaia gözlemlerinden elde edilen duyarlılığı .... 67 4.14a YYA'lar için hız tahminleriyle gözlem sayısı arasındaki ilişki ............. 68 4.14b AKA'lar için hız tahminleriyle gözlem sayısı arasındaki ilişki ............. 68 4.15 Çarpma parametresi 0.1 AB'den küçük olan yakın geçiş sayısı ............ 70 4.16 Sinyal genişliğine bağlı açısal çap belirlemesi ...................................... 71 4.17a Bir asteroidin astrometrik alanda toplanan sinyalleri ............................ 72 xxi ŞEKİLLER DİZİNİ (devam) Şekil Sayfa 4.17b Sinyallerle uyumlu kayıtlar ....................................................................71 4.18a En iyi gözlem sayısı................................................................................72 4.18b Büyüklük-duyarlılık ilişkisi ....................................................................72 4.19 Gaia gözlem etkinliği .............................................................................73 4.20a Ki-kare fonksiyonu ile dönemin belirlenmesi ........................................75 4.20b Simüle gözlemler ve en iyi fit modeli .................................................... 75 4.21a Işık merkezinin ışıkölçüm verileri ile belirlenmesi ................................ 75 4.21b Işık merkezinin astrometri ve ışıkölçüm verileri ile belirlenmesi ..........75 4.22a Gaia ile asteroit şekli ..............................................................................76 4.22b Asteroidin gerçek şekli ...........................................................................76 4.23 Dalgaboyunun fonksiyonu olarak SNR ..................................................77 4.24 60 geçiş yapan asteroit için SNR ............................................................ 78 4.25a Gaia'nın gözleyeceği YYA ve PTA sayısı .............................................81 4.25b Apophis'in başlangıç evre açısına bağlı gözlem sayısı ........................... 81 4.26 Bir YYA'nın konumundaki belirsizlik ...................................................82 4.27 Gözlenecek YYA sayısının dinamik ailelere göre dağılımı ...................83 xxii ŞEKİLLER DİZİNİ (devam) Şekil Sayfa 4.28a Yer Truvalıları ve tutulum düzleminin kuzeyden görünümü ................ 84 4.28b Mars Truvalıları ve tutulum düzleminin kuzeyden görünümü .............. 84 4.29a Yer Truvalıları'nın enine yöndeki hızına göre keşif olasılıkları ............ 85 4.29b Mars Truvalıları'nın enine yöndeki hızına göre keşif olasılıkları .......... 85 4.29c Yer Truvalıları'nın boyuna yöndeki hızına göre keşif olasılıkları ......... 85 4.29d Mars Truvalıları'nın boyuna yöndeki hızına göre keşif olasılıkları ....... 85 4.30a Io'nun konumuna göre Gaia ile gözlenme sayısı ................................... 86 4.30b Parlaklığın kenar uzaklığıyla değişimi .................................................. 86 4.31 Çift asteroit bileşenlerinin maksimum açısal ayrıklıkları ...................... 88 4.32a Çiftler için açısal ayrıklık parlaklık grafiği............................................ 89 4.32b Büyük asteroitler için açısal ayrıklık parlaklık grafiği .......................... 89 4.33 YYA, AKA ve KKC için hız dağılımı ................................................... 90 4.34 Yeni keşfedilecek PTA'lar için Yer'den gözlem stratejisi ..................... 93 4.35 Bir asteroidin keşfinden 7 gün sonraya kadar yapılan teorik tahmin .... 94 xxiii ÇİZELGELER DİZİNİ Çizelge Sayfa 3.1 69 Hesperia'ya ait genel bilgiler ............................................................. 41 3.2 Gözlem geceleri ve 69 Hesperia için o geceye ait bilgiler ..................... 42 3.3 CSS ile seçilen mukayese yıldızları ....................................................... 48 4.1 Salt parlaklığa göre Gaia ile gözlenme olasılığı .....................................80 4.2 Gaia'nın bir YYA'nın yörünge elemanlarına olan etkisi ........................ 82 4.3 Gezegenler ve uydu sayıları ...................................................................85 xxiv xxv SİMGELER VE KISALTMALAR DİZİNİ Simgeler Açıklama mas miliyaysaniyesi µas mikroyaysaniyesi Mʘ Güneş kütlesi M⊕ Yer kütlesi σ Hata Kısaltmalar AA Astrometrik Alan AAK Ana Asteroit Kuşağı AKA Ana Kuşak Asteroitleri BD1 1. Bakış Doğrultusu BD2 2. Bakış Doğrultusu BCRS Barycentric Celestial Referans System CCD Charge-Coupled Device DRF Dynamic Referance Frame DS Dalgacephesi Sensörü ESA Europian Space Agancy FK5 Fundamental Katalog 5 xxvi GAİA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics GH Gök Haritalayıcısı GR Genel Relativite HCRF Hipparcos Celestial Reference Frame HIPPARCOS HIgh Precision PARallax COllecting Satellite IAU International Astronomical Union ICRF International Celestial Reference Frame ICRS International Celestial Reference System IOTA International Occulatation Timing Assosiation KI Kırmızı Işıkölçer KK Kuiper Kuşağı KKC Kuiper Kuşağı Cisimleri MC Monte Carlo MI Mavi Işıkölçer NASA National Aeronautics and Space Administration NYA Neptün'ün Yakınındaki Asteroitler PSF Point Spreas Function RA Right Asscention SNR Signal-to-Noise Ratio xxvii SSC Spectral Shape Coefficients TA Temel Açı TDI Time Delayed Integration YYA Yer'e Yakın Asteroitler YYK Yer'e Yakın Kuyrukluyıldızlar 1. GİRİŞ Astronominin en eski bilimlerden biri olduğu düşünülürse, görüntüleme ve ölçüm teknolojilerinin gelişimine bağlı olarak küçük gezegen araştırmalarının henüz başlangıç döneminde olduğu söylenebilir. Yine de gelişen teknoloji bu alanda hızlı yol alınmasını sağladı. Hızın gerisinde kalmamak ve tüm olanakları kullanabilmek için teknoloji ve bilimin ilgili alanındaki gelişmelere hakim olmak gerekir. Güneş Sistemi'ndeki küçük cisimlerle ilgili ne tür bilgilerin günümüzde ne aşamada olduğu bu bölümün kapsamı içindedir. Küçük gezegen incelemeleri 1800 ve 1810 yıllarında artalandaki yıldızlara göre çok hızlı hareket ettiği belirlenen Ceres ve Vesta’nın keşfiyle başlar. Yörüngesi bilinen küçük gezegen sayısı, ilk zamanlarda yılda 5 taneden başlayıp üstel artış göstererek (Zhao et al., 2008) günümüzde (Mayıs 2014) 643 000'lere ulaştı (MPC, 2014a). Küçük Gezegen Merkezi (Minor Planet Center, MPC) ve Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi'nin (National Aeronautics and Space Administration, NASA) resmi internet kaynaklarında küçük gezegenlerin sayıları, isim ve/veya numaraları, gruplara ayrılarak hazırlanan özel listeleri, yörünge ve fiziksel özellikleri en güncel verilerle yayınlanır (MPC, 2014a; NASA, 2014). Güneş’in etrafında dolanan tüm şekilsiz taş parçaları, güneş sistemindeki konumları ve yapıları bakımından farklılıklar gösterir. Fakat ilk süreçte gözlenen niteliklerindeki benzerlikler nedeniyle genel bir isimle anılırlar. Ancak, tüm küçük gezegenler asteroit değildir. Yer yakınında ve asteroit kuşağında bulunan küçük gezegenlerin büyük çoğunluğu asteroit olmakla beraber burada asteroitler gibi davranan kuyrukluyıldızlar da bulunur. Neptün’ün ötesindeki yörüngelerde dolanan küçük gezegenler de asteroit olarak adlandırılamazlar. Bunlara Neptün Yakınındaki Cisimler (NYC) denir. Güneş Sistemi'nin en dışında bulunan cisimler ise Kuiper Kuşağı Cisimleri (KKC) olarak adlandırılır. Gezegenlerin doğal uyduları, Oort Bulutu’ndan geldiği düşünülen kuyrukluyıldızlar ve Yer’e düşerek hayati tehlike oluşturan göktaşları da küçük gezegen sınıfına girerler. Asteroitler ve kuyrukluyıldızlar küçük doğal cisimlerin iki ayrı türüdür. Terim olarak “yıldız benzeri” anlamına gelen asteroitler (Cunningham et al., 2009) nokta veya disk ışık kaynaklarıyken, kuyrukluyıldızlar sıcak iç güneş sistemine geldiğinde uzayarak kuyruk oluşturan cisimlerdir. Her ikisi de Güneş’in etrafında belirli yörüngelere sahiptirler fakat asteroitler sürekli olarak iç güneş sisteminde hareket ederken, kuyrukluyıldızlar ömürlerinin çoğunu dış güneş 2 sisteminde geçirir ve iç bölgelere zaman zaman ziyaretlerde bulunurlar. Asteroitler buharsız kaya veya metalik maddelerden oluşan sabit geometrik şekillere sahiptir. Kuyrukluyıldızlar buzun süblimleşmesi sonucu oluşan iyon kuyruk ya da koma bulundurur; toz kuyruğu oluşturan az miktarda silikat, metal, organik tanecikler içerirler. Bu yüzden yaşlı bir kuyrukluyıldızın yüzeyindeki buz zamanla azalır yerine kaya kabuk gelişir ve dolayısıyla bazı asteroitlerin kuyrukluyıldız çekirdeğinden evrimleştikleri düşünülür (Gaffey et al., 1993). İki türü birbirinden ayırt etmek için farklı bilimciler değişik yöntemler kullanarak birçok yaklaşım geliştirmiştir. Gözlemsel çalışanlar, ayrımı cisimlerin görünüşlerine göre yaparken, dinamikçiler yörünge özelliklerine göre, gezegen bilimciler ise cismin buz içeriğine ya da oluşum yerine bakarak sınıflama yapar. Fakat son yapılan çalışmalar bazı asteroitlerin kuyrukluyıldızlar gibi buhar benzeri yapılarla kütle kaybettiğini gösterir. Hsieh and Jewitt (2006) bu tür cisimlere "ana kuşak kuyrukluyıldızları" ismini verdi. Çok uzun zaman önce Kuiper Kuşağı'ndan yakalandığı tahmin edilen bu tür cisimler yalnız Asteroit Kuşağı'nda bulunmadığından "aktif asteroitler" adlandırması daha uygun görüldü. Dolayısıyla yeni bilgiler ışığında, kullanılan teleskopların ayırma gücü ve yöntemlerin konuya yaklaşım şeklindeki bazı eksiklikler nedeniyle tüm bu sınıflama yöntemlerinin kusurlu olduğu ve daha hassas gözlemlerle yeni sınıflama şekillerine ihtiyaç olduğu söylenebilir (Jewitt, 2012). Güneş Sistemi içinde hareket eden küçük cisimlerden Yer'e çarpanlar ise göktaşı olarak adlandırılırlar. Göktaşlarının büyüklükleri ve çarpma hızları nedeniyle hayati tehlike oluşturma potansiyellerinin yanı sıra nereden geldikleri, kimyasal içerikleri, ata cisimle olan ilgileri ve Yer'de yaşam oluşumuna olan etkileri önemli birer araştırma konusudur. Tüm küçük cisimlerin asteroitlerle ilgisi Güneş Sistemi’nin köken, ilk oluşum ve evrimine ışık tutması beklenen araştırma konularındandır (Bowell et al., 2002). Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gibi tüm dev gezegenlerdeki uydu sistemleri güneş sisteminin küçük birer minyatürü gibidirler. Çekim ve fizik problemlerini benzer şekilde görebileceğimiz uydu sistemleri, gezegenlere göre daha hızlı hareket ettiğinden oluşum ve evrim çalışmaları için mükemmel küçük laboratuvarlardır. Halkalar ve küçük uyduların varlığı, küçük iç uyduların halkalara yakın yörüngeleri, ana uyduların küçük gezegenlere benzemesi (Jüpiter’in uydusu Ganymede, Merkür’den büyüktür), düzensiz dış uyduların 3 asteroitlere benzer şekilde gezegenden uzakta bulunması ve kendi aileleriyle birlikte dolanmaları güneş sistemine olan benzerliklerindendir (Arlot, 2008b). Kalın atmosferleri nedeniyle kütle merkezlerinin yeri ve dolayısıyla gezegenlerin astrometrik konumları tam olarak belirlenememektedir (Arlot and Lainey, 2005). Bu da bilinmeyenleri arttırıp ilgiyi üzerlerine çekmelerini sağlamaktadır. Doğal uyduların içyapıları ve gezegen sistemlerinin kütle merkezleri gibi önemli bilgiler de dinamik özelliklerin belirlenmesiyle sağlanır. Bu küçük ayların nerede oluştuğu, bulundukları yere nasıl geldikleri, kimyasal içerikleri ve dinamik evrimlerini çalışmak, en ilgi duyulan araştırma konuları arasındadır (Arlot, 2011). İlk dönemlerde nokta kaynak olarak algılanan küçük cisimler geçtiğimiz yüzyılda farklı gözlem yöntemleri ve gelişen teknolojiyle "çözümlenemeyen nokta kaynak” olmaktan çıkmıştır ve elde edilen yüzey bilgileri, yapısal çalışmalara ışık tutacak düzeye gelmiştir (Gaffey et al., 1993). Uzay araçlarının bazı küçük cisimlerin yakınına giderek yaptıkları incelemeler dinamik, fiziksel ve kimyasal özelliklerinin çok ayrıntılı bir şekilde çalışılmasını sağladı. Gidilen küçük gezegenler toplam sayının çok küçük bir kesri olsa da Yer'den yapılan uzaktan gözlemlerin kalibrasyonu ve yorumlanması için oldukça önemliydi. Sonuç olarak, bilinenler bilinmeyenleri araştırmaya yöneltecek kadar olup açığa kavuşturulmayı bekleyen birçok konu vardır (Cellino and Dell'Oro, 2012). “Küçük gezegen” terimi, tez boyunca asteroit, kuyrukluyıldız, göktaşı ve gezegenlerin doğal uyduları gibi güneş sistemi içinde belli yörüngelerde dolanan tüm cisimleri kapsayacak şekilde kullanıldı. 4 5 2. ASTEROİTLERE GENEL BAKIŞ 2.1 Asteroitlerin Önemi Asteroitlerin kinematiğini, fiziksel doğasını, dağılımını, oluşumunu ve evrimini anlamak birçok araştırma konusunun aydınlatılması için gereklidir. Bunlardan bazıları; Güneş Sistemi’nin dinamiği ve uzun dönemde evrimi, gezegen oluşumu ve yapısı, doğal uyduların içyapıları (Arlot, 2011), Yer’de yaşamın başlaması (Gaffey et al., 1993), gök cisimlerinin Yer’e çarpma olasılıkları (Bowell et al., 2002), zayıf çekim alanındaki genel görelilik testlerinin geçerliliği (Hestroffer et al., 2008), bulutsu çökmesinin geç dönemleri ve yakın bölgelerde oluşan yıldızların ilk evrimleri (Gaffey et al., 1993) gibi konulardır. Küçük gezegenler güneş sisteminin ilk zamanlarından kalan parçalardır ve güneş sisteminin ilk zamanlarıyla ilgili ipuçları barındırırlar (Chapman et al., 1978). Bilemediğimiz başlangıç koşullarına bağlı olarak ısısal değişim ve başkalaşma geçirdikleri için gezegenlerin jeokimyasal ve izotropik özelliklerini yorumlamak zordur (Bowell et al., 2002). Bu nedenle küçük gezegen araştırmaları güneş sisteminin ilk oluşum bilgisini sağlamanın tek yoludur. Güneş Sistemi’nin oluşumu, kökeni ve sonraki evriminin araştırılması gökadamızın yapısına ve ilk oluşumuna da ışık tutar (Gaffey et al., 1993). Asteroitler, yer benzeri bir gezegenin parçalarını temsil ederler. Sayılarındaki çokluk, farklı bileşimleri ve yörünge dağılımları gezegen oluşum modelleri için güçlü kanıtlar sağlar (Bottke et al., 2002a). Zaman içinde geçirdikleri çok sayıda çarpışma, dinamik ve ısısal olayla bugünkü şekil ve yörünge özelliklerini kazanırlar. Geçirdikleri değişimlere rağmen asteroitlerin yörünge evrimleri kuyrukluyıldızlarla, jeolojik ve ısısal evrimleri gezegenlerle karşılaştırılabilir (Chapman, 1978). Asteroit ve göktaşı çalışmaları bu verileri sağlayacak olan modellere fiziksel alt yapı oluşturmak için kullanılır (Gaffey et al., 1993). Asteroitlerin çarpmasıyla şekillenen gezegen yüzeyi Yer benzeri bir gezegen sisteminin oluşmasında başlangıç şartlarını hazırlamış olabilir (Bowell et al., 2002). Yer dışındaki stratejik mineral kaynaklarının geldiği yerin belirlenmesi için göktaşları tek önemli jeolojik örneklerdir. Göktaşlarının tayf özellikleriyle asteroit kuşağındaki büyük asteroitlerin tayfı karşılaştırılabilir. Minerolojik çalışmalar ise endüstri için önemlidir. Mineral ve elementler açısından asteroitlerin fiziksel ve dinamik özelliklerinin belirlenmesi zorunludur (Wolff, 2005a). 6 2.2 Asteroitlerin Oluşumları ve Yapıları Güneş Sistemi’nin kökenini anlamak, gezegen biliminin ve ötegezegen araştırmalarının temel hedeflerinden biridir. İlgili mekanizmayı çözebilmek için cisimlerin bileşimini anlamak büyük önem taşır. Küçük cismin bileşimi üç temel durumla analiz edilir; oluşumu, evrimi ve ata cisimle ilgisi (Gasnault et al., 2006). Güneş Sistemi'nin oluşum süreci küçük cisimlerin uzaydaki konumlarını ve yörüngelerini, yapısını ve kimyasal içeriğini belirler. Daha açık bir söyleyişle küçük gezegenlerin oluşum şekli, oluşum yeri ve kökeni onların kütle, yoğunluk, hacim, şekil, kimyasal bileşim, yüzey özellikleri ve yansıtma gibi fiziksel ve dinamik özelliklerini belirler. Dolayısıyla dinamik ve taksonomik sınıflandırmada başvuru kaynağıdır (Gaffey et al., 1993). Oluşum dönemi güneş bulutsusunun son evrim basamaklarından güneş sistemi tarihinin ilk birkaç yüz milyon yılına kadar uzanır. Bu döneme ait fiziksel kanıtlar Yer ve diğer büyük gezegenlerin üzerinde eski kayaçların erozyon, başkalaşma, erime, farklılaşma gibi süreçlerle yok olduğunu göstermektedir. Güneş Sistemi’ndeki asteroitler ve kuyrukluyıldızlar gezegen oluşumundaki ilk yapıyı barındıran en doğrudan kanıtlardır (Gaffey et al., 1993). Açığa kavuşturulmayı bekleyen birçok ayrıntıya rağmen güncel modeller güneş sisteminin dengede olmayan yıldızlararası gaz ve tozun çekim etkisiyle toplanarak tetiklenen bir dizi olayla başladığını gösterir. Bütün güneş bulutsu modelleri iç bulutsunun yüksek sıcaklık ve basınç bölgeleri ile dış bulutsunun düşük veya yüksek sıcaklık ve basınç bölgeleri arasındaki gradiyent ile karakterize edilir. Gaz ve toz parçacıkları bulutsu diskinin ortasına doğru ince kağıt biçimine gelinceye kadar hareket eder. İşte bu çökme aşamasında bulutsudaki parçacıkların hızı ve sıcaklığı gittikçe artar. Merkezin en yoğun ve sıcak olduğu aşamada tüm madde ilkel güneşin yakınında gaz durumda bulunur. Yoğunlaşmanın başladığı bu aşamada Güneş’in çekim kuvveti ağır ve yoğun maddeyi yer benzeri gezegenlerin olduğu bölgeye doğru çeker. Güneş yakınlarında yalnızca ağır elementler ve kayaç yapılar toplanır. Su buharı bakımından fakir daha ağır taş ilkel gezegenler Merkür, Venüs, Yer ve Mars, bir seri oluşturmak üzere iç güneş sistemine doğru çekilir. Dev gezegenleri oluşturacak gaz madde de çekim nedeniyle biçimlenerek Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün çekirdeklerini oluşturur. Mars’la Jüpiter arasında sıcaklığın artık su, buz, amonyak ve metan oluşumuna ortam sağlayacak donma bölgesi meydana 7 gelir. Hidrojen bol bulunduğundan buzlar da hidrojence zengindir. Dev gezegenlerin daha küçük uyduları ve kuyrukluyıldız çekirdekleri buz bakımından baskın gezegenimsileri temsil eder. Bazı bilimciler için asteroitler, bu grubun iç güneş sistemine doğru çekilen parçalarıdır. Asteroitlerin bu donma bölgesinde bulunmaları taş ve gaz gezegenlerin nasıl farklılaştığına ilişkin kanıtlar sunar. Tayf türlerine karşı yarı-büyük eksen dağılımı güneş merkezli sıcaklık gradiyentinin de açıklanmasını sağlar. Su buzları bulutsunun dışında yoğunlaşır. Katıların yükselen yüzey yoğunluğu soğuk donmuş bölgenin ötesinde daha büyük gezegenimsilerin oluşumuyla sonuçlanır ve iç bulutsuya göre daha hızlıdır. Büyük gezegenlerin varlığı daha hızlı bir dönemi başlatır. 10–15 M⊕ çekirdeklerin hızlı oluşumuyla sonuçlanan dönemde çekirdekler en sonunda gaz zarf toplayarak dev gaz gezegen haline gelir. Bu şekilde gaz gezegenlerle taş gezegenler arasında bulunan asteroitlerin konumu gezegen oluşum maddesinin iki rezervini ayıran bir sınır durumuna gelir (Gehrels, 1971) Oluşum bölgelerine göre asteroitler ilkel, volkanik ve başkalaşmış olmak üzere üçe ayrılır. Güneş uzaklığı volkanik asteroitler için <2.7 AB, ilkel asteroitler için >3.4 AB’dir. Başkalaşmış asteroitler ise sıcaklıkla değişim gösteren cisimlerdir ve ana kuşak boyunca bulunurlar (Gehrels, 1971). Küçük ilkel gezegenlerin metalik çekirdek, silikat manto ve bazaltik kabuğa dönüşmesi yukarıda anlatılan güneş sistemi tarihinin ilk birkaç milyon yılında meydana geldi. Görsel dalgaboylarında alınan tayfların incelenmesi bazaltik asteroitlerin Ana Asteroit Kuşağı’nda oluştuğunu gösterir (Zappala et al., 1990; Moskovitz, 2009). Kimyasal bileşimin belirlenmesi ata cisimlerle ilgilerini açıklamak için gereklidir. İdeal olarak O, C ve 38Ar, 21Ne gibi radyoaktif özel izotopların ölçümü önemlidir fakat benzer ölçümler sınırlı kaynaklarla mümkündür (Gasnault et al., 2006). Asteroit tayflarında görülen başlıca element ve bileşikler arasında saf metalik demir-nikel, enstatite (MgO, MgSiO3), pyroxene ((Fe,Mg)SiO3), olivine ((Fe,Mg)2SiO4), troilite (FeS), plagioclase feldspar ((CaAl,NaSi)AlSi2O8), magnetite, ilmenite, Fe, Fe+2, Fe+3, Fe3O4, FeTiO3 bulunur (Gehrels, 1971). 8 2.3 Asteroitlerin Özellikleri 2.3.1 Dinamik özellikler Güneş sistemindeki küçük cisimlerin yörüngelerinin tanımlanması problemi Babil tabletlerine kadar dayanır. Yörüngenin gerçek biçiminin konik (elips, çember, hiperbol) olduğu ancak 1600'lü yıllarda Kepler'in çalışmalarıyla anlaşılabildi. İlk yörünge tanımlama Halley kuyrukluyıldızının yörünge zamanı yani cismin belirli bir zamanda gökyüzündeki konumu hesaplanarak, 1759'daki geçişi için yapıldı. Asteroitlerin astrometrik gözlemlerinden yörünge elemanlarının derlenebilmesi ise Gauss'un, 1801'de keşfedilen Ceres'in yörünge zamanını hesaplayarak (0.1º hata ile) yeniden gözlemeyi başarmasıyla gerçekleşti. Gauss'un başarısı, o zamanlar var olan matematik hesaplama yöntemlerine, bilinmeyen optik ve astronomik olaylara rağmen oldukça büyük bir başarıydı (Hestroffer et al., 2009). Gauss yönteminde birkaç hafta aralıklarla elde edilen iki ya da daha çok gözlem noktasına doğrusal yaklaşım kullanılır. Gözlem verisi zamana göre verilen bir set sağaçıklık ve dikaçıklık değeri içerir. Konumdan yola çıkarak cismin yörünge parametreleri a, e, i, ω, Ω, M (sırasıyla yarıbüyük eksen, dışmerkezlik, eğiklik açısı, enberi argümanı, çıkış düğümü boylamı, büyük ayrıklık) elde edilir. 2-cisim probleminde yalnızca M değişirken, N-cisim probleminde altı parametre de zamanla değişir (Bowell et al., 2002). Yörüngenin belirlenmesi iki anlama gelir. Birincisi belirli bir zamanda yörünge elemanları verilen bir gök cisminin konum ve hızının hesabıdır. İkincisi ise başlangıç konum ve hız şartları veya durum vektörü (Güneş'e ya da sistemin kütle merkezine olan uzaklık vektörü) verilen bir cismin yörünge elemanlarının elde edilmesidir (Hestroffer et al., 2009). Yörüngenin belirlenmesi üç süreci kapsar. En az üç gözlemden birincil yörünge temsili yapılır, gözlemler en küçük kareler yöntemiyle temsil edilerek diferansiyel düzeltme yapılır ve istatistik yöntemler kullanılır (Bowell et al., 2002). Yörünge belirleme yöntemi, zamana iyi dağılmamış birkaç ölçüm ve sınırlı bilgiye dayandığından yörüngenin geliştirilmeye ihtiyacı vardır (Desmars etal., 2013). Yörünge geliştirmek için birkaç yöntem vardır fakat Gauss'un temellerini kurduğu, diferansiyel düzeltmeye dayanan en küçük kareler yöntemi, yörünge hesabında olasılık yoğunluk yöntemlerinin tohumlarını ektiği için önemlidir ve 9 sonradan geliştirilen yöntemlerin temelini oluşturur (Hestroffer et al., 2009). Yörünge hesabını geliştirmek için kullanılan doğrusal, yarı-doğrusal ve doğrusal olmayan yöntemler vardır. Doğrusal yöntemler teori, gözlem ve hatanın doğrusal ilişkisi üzerine kuruludur. Fakat kısa yörünge yayı olan asteroitlerin yerini belirlemek için verimli değildir (Bowell et al., 2002). Yörünge belirlemede tek bir çözüme sahip olan yöntemler yetersizdir. Gözlemler hatalardan bağımsız olmadığı için güvenli bölgelerin belirlenmesi gerekir yani cismin bulunma olasılığı yüksek, gerçek çözümün de içinde bulunduğu hata aralıklarına ihitiyaç vardır. Problem çözümü doğrusal olmadığı için yörünge parametrelerindeki hatanın da Gaussian yani doğrusal olmaması gerekir. Bu nedenle doğrusal olmayan istatistik yöntemler geliştirildi (Hestroffer et al., 2009). Gezegenler kütleleri büyük olduğu için Kepler Yasaları'na göre kararlı yörüngelerde hareket ederler. Ancak küçük kütleli cisimler yakın geçişler sırasında gezegenler ve diğer küçük cisimlerin kütlelerinden etkilenirler ve yörüngelerinde sürekli değişiklikler meydana gelir. Bu tür kararsız yörüngelere "kaotik yörünge" denir. Kaotik yörüngeler çarpışma olayları gibi fiziksel olaylarla veya bir cismin yakın geçişinin neden olduğu çekim etkisi ve rezonans olayları gibi dinamik mekanizmalarla oluşur (Spaceguard Foundation, 2002). İronik olarak rezonanslar hem kararsızlığın hem de uzun dönemli dengenin kaynağıdır. Gezegenlerin uzun dönemli yörünge evrimlerinde önemli bir rol oynarlar (Malhotra, 1998). Güneş sisteminde üç tür yörünge rezonansı vardır (Malhotra, 1998; Gaffey et al., 1993; Perna, 2010); Dönme-Dolanma Rezonansı: İkili bir kütle sisteminde küçük cismin dönme dönemiyle yörünge döneminin eş zamanlı olmasıdır. Ay'ın Yer etrafındaki hareketi ya da Merkür'ün Güneş etrafındaki hareketi örnek olarak verilebilir. Eğer cisim düzensiz şekilli olacak kadar küçükse gezegen tarafından uygulanan sürekli çekim etkisi ile dışarıdan kontrol edilir. Yıllık Rezonans: Asteroit yörüngesinin presesyon hızı, yörünge presesyonunun harmonik frekansına ve büyük bir gezegenin dışmerkezlik ve eğimindeki değişim frekansına eşitse meydana gelir. Jüpiter’in asteroit kuşağı sınırında bulunan üç büyük yıllık rezonans (ν5, ν6, ν16), ana hareket rezonanslarıyla kesişir ve bazı asteroit grupları için sınır bölgeleri oluşturur (Şekil 2.1a). 10 Ana Hareket Rezonansı: Bir gezegen sisteminde en çok karşılaşılan rezonans türüdür. İki cismin yörünge döneminin birbirinin tamsayı katı olma durumudur. Örneğin Jüpiter yörüngesinde bir dolanımını tamamladığında, kendi yörüngesinde üç dolanımını tamamlayan asteroit Jüpiter'le 3:1 rezonansındadır (Şekil 2.1b). Rezonanslar Güneş Sistemi'ndeki küçük cisimler için hem boşluk hem gruplaşma yerlerini tanımlar. Örneğin Jüpiter’in 3:2, 4:3 ve 1:1 rezonanslarında toplanmalar görülürken, Ana Asteroit Kuşağı’nın içindeki rezonanslar genelde boşluktur. 1857’de Daniel Kirkwood asteroitlerin yarıbüyük eksen uzunluklarına göre dağılımlarını incelediğinde bazı bölgelerde boşluklar olduğunu fark etti (Şekil 2.1b). "Kirkwood Boşlukları" adı verilen bu boşluklardan en güçlüleri; 4:1 (2.06 AB), 3:1 (2.5 AB), 5:2 (2.82 AB), 7:3 (2.95 AB), 2:1 (3.27 AB); en zayıf ya da dar boşluklar 9:2 (1.9 AB), 7:2 (2.25 AB), 10:3 (2.33 AB), 8:3 (2.71 AB), 9:4 (3.03 AB), 11:5 (3.07 AB), 11:6 (3.47 AB), 5:3 (3.7 AB) ana hareket rezonanslarıdır. Şekil 2.1 a) Jüpiter'in etkisiyle oluşan bazı yıllık rezonanslar (ν5, ν6, ν16) ve anahareket rezonansları (4:1 ve 2:1) (Gaffey et al., 1993). b) Bilinen tüm asteroitlerin yarı-büyük eksen uzunluklarına karşı dağılımı ve oluşan boşluklar (Kirkwood Boşlıkları) (NASA, 2007). 2.3.2 Fiziksel özellikler Son yıllarda yaşanan olağanüstü gelişmelere rağmen küçük gezegenlerin fiziksel özellikleri hakında bilinenler hala çok sınırlıdır. Asteroit ve kuyrukluyıldızların homojen yapıda olmaması, uzaydaki dağılımları, parlaklıkları gibi nedenlerle bilgi toplamak zordur. Fiziksel özelliklerinin belirlenmesinde en çok fayda sağlayan cisimlerin yakın geçişleri, çift olma etkisi, yıldız örtmeleri gibi belli başlı olayların belirlenmesi astrometrik doğruluğa ve duyarlılığa bağlıdır (Cellino et al., 2009). 11 2.3.2.1 Kütle Kütle, asteroitlerin en güç belirlenebilen temel fiziksel parametrelerdendir. Bir asteroit için kütle belirlemesi ilk olarak 1966’da yapılabildi. Hertz, (4) Vesta’nın kütlesini, küçük bir asteroit olan (197) Arete’nin çekim etkisinden yararlanarak tahmin etti. Yine de, büyük gezegen ve uyduların çekim tedirginliğinden kütle belirleme prensiplerinin oluşturulması neredeyse yüz yılı buldu (Hilton, 2002). Kütle yörüngeyi doğrudan etkilediğinden kütle belirlemeleri güneş sisteminin oluşum ve kökenine ışık tutar, asteroit ailelerinin dinamiğine ilişkin bilgi sağlar, dinamik modellerdeki belirsizlikleri azaltarak tahminlerin doğruluğunu arttırır (Fienga et al., 2003). Çift asteroitlerin dönme döneminin belirlenmesi, yakın kütle geçişleri ile yörüngedeki sapmaların ölçümü, cismin yakınından geçen bir uzay aracının yörüngesindeki değişimin ölçülmesi, cisme gönderilen radyo sinyallerinin Doppler kayması ile yörüngedeki kaymaların ölçülmesi ya da asteroide doğrudan bir uzay aracı göndererek ölçüm yapmak kütle belirleme yöntemlerinden bazılarıdır. Sistematik hatalar nedeniyle hata sınırının altında kalan sonuçlar astrometrik doğruluğun gelişmesiyle daha umut verici olmaya başladı (Mouret et al., 2008; Carry, 2012; Tanga, 2005). Asteroide yakın bir yörüngede dolanan bir kütleyle karşılaşmasının, asteroit üzerinde yarattığı tedirginliğin ölçümü doğrudan kütle belirlemeleri için en etkili yoldur. Bu tür bir ölçüm için asteroide yakın yörüngede bir ya da daha fazla asteroidin olması gerekir. Büyük gezegenlerin asteroitler üzerindeki çekim etkisi de yakın geçişler kadar olmasa da etkili bir yoldur. Yakın geçişlerde bire bir çekimsel etkileşim incelenirken bütün gezegenlerin asteroide olan etkisi N-cisim problemidir ve doğruluk %45 civarındadır (Carry, 2012). Her iki belirleme için olay öncesi ve olay sonrası hassas yörünge ölçümüne ihityaç vardır. V göreli hız, m asteroidin kütlesi, ∆ çarpma parametresi olmak üzere yakın geçen bir cisim, asteroit yörüngesinde ∆θ=2Gm/V2∆ kadar bir açısal sapmaya neden olur ve bunun belirlenmesi kütlenin büyüklüğüyle ilgili bilgi verir (Şekil 2.2) (Tanga et al., 2007b). 12 Şekil 2.2. Yakın kütle geçişinin asteroit yörüngesinde oluşturduğu açısal sapma (Tanga et al., 2007). İki asteroit arasındaki etkileşimler, en küçük uzaklık, çarpma parametresi, yakın geçişteki göreli hız ve en büyük sapma parametrelerine bağlıdır. Bu kriterlere göre çoklu çekim olayı göreli hızın ve çarpma parametresinin en küçük, sapmanın en büyük olduğu durumda meydana gelir. Bu kriterlerin her biri farklı dönemlerde ya da birkaç gün gecikmeyle meydana gelebilir. Eğer üç kriter de aynı anda gerçekleşiyorsa burada tekil bir olay var demektir (Fienga et al., 2003). Aslında gözlem yayı uzadıkça yörünge parametrelerinin daha duyarlı ölçülmesi beklenir. Fakat sistemin kütlesi gibi az bilinen ya da hiç bilinmeyen özellikler nedeniyle gözlem zaman aralığıyla birlikte tedirginlikler de artar. Çoğu zaman sisteme etki eden aykırı cisimler belirlenemez (Tanga, 2005). Kütle belirlemedeki ana belirsizlik kaynağı çoğunlukla sınırlı sayıda güvenirliği yüksek gözlemin bulunmasıdır. Bu sorunu aşmak için en iyi çözüm aynı asteroit üzerindeki birkaç ortak çekim olayının belirlenmesidir. Bu sayı yeterince yüksek olduğunda gözlemlerdeki sistematik hatalar, gözlem zamanlarının dağılım aralığı veya dinamik modeldeki yanlışlıklar gibi nedenler kütlenin belirlenmesinde çok etkili olmaz (Fienga et al., 2003). En büyük asteroitler için kütle belirsizliği 10-10 Mʘ olarak belirlendi. Bu %10-20 belirsizlik anlamına gelir. Bu cisimlerin yanında kütle ölçümü 10-11 Mʘ'e kadar yapılabilen sınırlı sayıda asteroit vardır. Duyarlılığı geliştirmenin tek yolu tek geçişteki astrometrik doğruluğu arttırmaktır. Yer’den bu tür olayları gözlemek çok zordur. Fakat çok yakın dönemde ve yeterli duyarlılıkta gözleme ulaşılabilirse kütle belirlenebilir (Tanga, 2005). 13 2.3.2.2 Büyüklük ve albedo Büyüklük ve albedo asteroitlerin en önemli temel parametrelerindendir. Asteroit büyüklük ve dağılımının belirlenmesi çarpışma tarihi, dinamik ailelerin oluşumu ve dağılımı, güneş sistemindeki taş gezegenlerin yapısı, asteroit kuramının evrim ve kökeninin anlaşılması, için anahtar niteliğinde bilgiler sağlar. Ayrıca kütlesi bilinen asteroitlerin büyüklük bilgisi ile gerçek yoğunluk belirlenir (Ryan et al., 2009). İlk çap belirlemeleri 1800'lerde Herschel ve Schroeter'ın keşfedilen ilk dört asteroit için mikrometre kullanarak ayrı ayrı yaptığı doğrudan disk ölçümleriyle başladı. Zamanla geliştirilen doğrudan ya da dolaylı teknikler daha doğru sonuçlar sağladı. Büyüklük tahmini için kullanılan yöntemlere çap-salt parlaklık ilişkisi, uzay araçlarının gözlemleri, radar görüntüleme, ısısal modeller, yıldız örtmeleri, ayarlamalı optik ile görüntü çözümleme, birkaç farklı geometride elde edilen ışık eğrisine dayalı şekil modellemeleri girmektedir (Tedesco, 1994; Pravec et al., 2012; Carry, 2012). Asteroitlerin büyüklük belirlemeleri için geliştirilen en güçlü ve doğrudan yöntem yerden yapılan yıldız örtmesi gözlemleridir. Bu yöntemde örtme anında farklı gözlem noktalarından yapılan gözlemlerin birleştirilmesiyle asteroidin üç boyutlu biçimi ve gerçek büyüklüğü elde edilebilir. Resmi internet adresinde (IOTA, 2014) IOTA (International Occulatation Timing Assosiation) grubu dünya çapında örtme gözlemlerini bir araya getirerek organize etmektedir. Örtme gözlemleri amatör astronomlar tarafından küçük teleskoplarla yapılabilse de 100 km'den küçük cisimler için uzay araçlarının elde ettiği doğrulukla yapılacak yörünge hesapları örtme tahminlerini de güçlendirir (Tanga and Delbo, 2007). Büyüklük belirlemede kullanılan en önemli yöntemlerden biri büyüklük salt parlaklık ilişkisidir. Bu ilişki cisim parlaklığının yansıtma özelliklerine, Güneş'e ve Yer'e olan uzaklığına bağlı olması üzerine kuruludur. D km biriminde asteroidin çapı, pv geometrik albedo, H asteroidin salt parlaklığı (bkz. Bölüm 3.2) olmak üzere, geometrik albedoya ortalama bir değer atfedilerek belirli salt parlaklıklara karşılık gelen çaplar; = × 10/ ……………………….(2.1) 14 eşitliği ile elde edilir (Harris and Lagerros, 2002). Bir cismin salt parlaklığı büyüklüğüyle eş anlamlı olarak kullanılabilir. Şekil 2.3'te görüldüğü gibi küçük asteroitlerin sayısı daha fazladır. 912 km çaplı tek bir asteroit varken (Ceres), 1 metreden küçük binlerce asteroit vardır. Şekil 2.3. Küçük gezegen sayısının salt parlaklık dağılımı (MPC, 2014b). Albedo, yüzeylerin yansıtma gücüdür. Asteroitlerin ilk güvenilir albedo belirlemeleri 1970’te polarizasyon ölçümlerine dayalı olarak yapıldı. Sonradan kızılötesi radyometri tekniği kullanıldı. Günümüzde IRAS verileri en güvenilir albedo veritabanı olarak kullanılmaktadır. Cismin yüzey dokusuna, rengine ve yüzey alanına bağlıdır. Elektromanyetik tayfın tamamında ya da bir bölümünde hesaplanır. Albedo kimyasal bileşim, gözeneklilik, evre açısı gibi nedenlerle değişir. Bu yüzden asteroidin Yer’e uzaklığı ve Güneş’e olan açısal uzaklığı, yansıttığı ışık miktarı ve dönmesiyle ilgili bilgiler sağlar (Gehrels, 1971). Cisim 0º evre açısında mükemmel bir soğurucu, 1º evre açısında ise mükemmel bir yansıtıcı olduğu varsayılır. Buna göre "geometrik albedo" sıfır evre açısında iken cismin parlaklığının aynı konumda ve görünür büyüklükte mükemmel dağılım gösterdiği varsayılan bir diskin parlaklığına oranı olarak tanımlanır. Soğurma olmadığı varsayılarak uzaya yansıtılan ışınımın Güneş’ten gelen enerjiye oranı ise "Bond albedosu" dur (Tedesco, 1994; Dymock, 2007). 15 2.3.2.3 Dönme ve şekil Kutup yönelimi ve şekli asteroitlerin evrim ve çarpma sürecinden kanıtlar taşır. Asteroitlerin dönme vektörü ve şekilleri, büyüklük, Güneş'e uzaklık, taksonomik tür ve aile üyeliği ile ilgilidir. Bunların analizi önemli kozmolojik bilgiler ve yörünge evrimiyle ilgili ipuçları sağlar (Ericson and Lagervist, 1993). 1980'li yıllardan beri yapılan çalışmalar, asteroitlerin dönme eksenlerinin rastgele dağılmadığını ortaya koydu (Marciniak and Michalowski, 2010). 40 km'den büyük çaplı asterotiler AAK'daki ata cisimlerin varlığını ve çarpışma teorisini destekleyen Maxvell dağılımına uygun dönerler. Küçük asteroitler (0.15<D<10 km) bu dağılıma uymayacak şekilde hem yavaş hem de hızlı dönerler. Hızlı dönenlerin dönemi, 2.2 saatten daha büyük olamaz ve şekilleri küresele yakındır. Bu, birkaç metreden büyük asteroitlerin çoğunlukla ortak çekim alanlarıyla bir arada duran kalıntı parçacıkları (ruble pilles) olduğunun kanıtıdır ve yakın geçişler sırasında çiftler oluşturabilir (Pravec and Harris, 2000). İlkel gezegenlerin çökme süreci sırasında oluşan asteroitler daha düzgün yapılıdır. Çarpışmalardan oluşan tekil parçalar ise düzensiz şekillere sahiptir (Warner, 2009). Şekil 2.4, 3000 asteroidin çapa göre dönme hızlarını gösterir. Üzerinde tek bir asteroit bulunan "Dönme Sınırı" kalıntı parçacıkları için dönme hızı üst sınırıdır. Günde 12 saati geçmeyen döneme sahiplerdir (Pravec and Harris, 2000). Şekil 2.4 Çap-dönme grafiği (MPC, 2014c). 16 Kaasalainen ve Torappa'nın (2001) geliştirdiği teknikle hiçbir varsayım yapmadan, ışık eğrileri kullanılarak yüzün üzerinde asteroide ait biçim modeli çıkartıldı ve karmaşık şekiller keşfedildi. Işık eğrilerinden elde edilen asteroit modelleri Durech et al., (2010) tarafından DAMIT veri tabanında (Durech et al., 2014) birleştirildi (Marciniak and Michalowski, 2010). 2.3.2.4 Yüzey yapısı ve yoğunluk Asteroitler gözenekli yüzey yapılarına sahiptir. Bazı durumlarda çekim alanlarına, içyapılarına, çarpma dinamiklerine ve çarpışma ömürlerine etki edecek kadar büyük gözeneklere sahip olabilirler. Aynı zamanda gözeneklilik ısısal geçirgenlik, sismik özellikler, kozmik ışın süresi, elektrik geçirgenliği gibi fiziksel özellikleri de etkiler. Isısal ve elektrik geçirgenlikleri asteroidin iç evrimi, başkalaşım, elastikiyet gibi özelliklerini etkiler (Britt et al., 2002). Asteroidin yüzey bileşimi aynı zamanda cismin evrim derecesinin ve çevreyle olan etkileşiminin bir sonucudur. Büyük elementlerin bir bileşim haritasını çıkarmak, asteroidi tarihi boyunca etkileyen sürecin özelliklerini tanımlamak için gereklidir. Bir asteroidin sınıflandırılması genel bileşimine dayalıdır. Mg, Si, Fe, Al, Ca gibi minerolojik bollukları, oluşumuna ilişkin imzalar taşırlar. Örneğin K/U ve K/Th oranları Güneş’ten olan uzaklıkla yükselir, sıcaklığın artmasıyla düşer. Güneş Sistemi içindeki hidrojen içeriği başka bir ölçülebilir bir dağılımdır (Gehrels, 1971). Yoğunluk, birim hacimdeki kütle olarak ifade edilir ve maddenin temel fiziksel özelliklerinden biridir. Küçük cisimlerin bileşim ve iç yapısını anlamak için gereklidir (Britt et al., 2002). Literatürde 287 küçük cismin kütle ve hacim tahmini bulunmaktadır. Asteroitler için kütlenin belirlenmesindeki zorluk, yoğunluğa da yansır. Ayrıca, tayf ya da albedo bilgisi cismin yüzey özelliklerini yansıtır fakat gözlemler içyapıdan bağımsız olduğundan cismin gerçek özelliklerini veremez. Örneğin, "Mavi Bilye" olarak adlandırılan Yer'in yüzeyi su ile kaplı olduğu halde içyapısı tamamen farklıdır. Yer'in yoğunluğu, çekirdeğin kendine özgü yoğunluğuyla birlikte aslında bir kayaç yapının yoğunluğunu yansıtır. Yine de küçük cisimlerin yoğunluğu daha karmaşık ve daha kritik bilgiler içerir. Çift sistemlerin tutulma olayları veya kuyrukluyıldızların çekirdeğindeki çekimsel olmayan kuvvet modellemeleri yoğunluk tahminlerine izin verir (Carry, 2012). Yoğunluk bilgisi farklı grupların içyapılarını çalışmak için gereklidir ve çarpma sürecindeki oluşum ve evrimi içerir. Yoğunluk kil için 2.2-2.6 g/cm3, 17 proksin ve olivin silikatları için 3.2-4.37 g/cm3, Fe ve Ni için 7.3-7.7 g/cm3'tür. Yoğunluk analizleri asteroitlerin üç genel gruba ayrıldığını gösterir: katı tek parça halindeki asteroitler, büyük olasılıkla fazla bombardıman altında kalarak %20 oranla gözenekli asteroitler, %30'dan fazla gözeneklilikle birleşik yapılarını kaybetmiş kalıntı parçacık yapılar (Britt et al., 2002). 2.4 Asteroit Sınıflandırmaları Sınıflandırmalar iki yolla yapılır. Konum ölçümü ve yörünge parametreleri kullanılarak yapılan "dinamik sınıflama" ve kimyasal bileşime ilişkin bilgilerle kökene dair daha çok ışık tutan "taksonomik sınıflama"dır (Gaffey et al., 1993). 2.4.1 Dinamik sınıflama Zappala et al. (1990) asteroitleri Jüpiter Truvalıları, Ana Asteroit Kuşağı, Yer’e Yakın Asteroitler olarak üç dinamik sınıfa ayırdı. Fakat günümüzde daha ayrıntılı sınıflamalar mevcuttur (Morbidelli et al, 2002). 2.4.1.1 Yer’e yakın asteroitler Güneş etrafındaki yörüngelerde enberi uzaklığı q<1.3 AB ve enöte uzaklığı Q>0.983 AB olan, dinamik olarak kısa ömürlü cisimlerdir. Yer'e yakın bölgede çoğu asteroit olmak üzere az sayıda aktif ve sönük kuyrukluyıldız bulunur. Bazı çalışmalar YYA'ların %50'sinden fazlasının çift asteroit olduğunu gösterdi (Binzel et al, 2002; Morbidelli et al., 2002; Tanga and Hestroffer, 2012). Kendi aralarında üç alt gruba ayrılırlar. "Amorlar" 1.0167<q<1.3 AB enberi uzaklıkları ile Mars yörüngesini kesip Yer yörüngesini kesmeyen yörüngelere sahip asteroitlerdir. "Apollolar" yarı büyük eksen uzunluğu a>1.0 AB ve enberi uzaklığı q<1.0167 AB ile Yer yörüngesinden büyük fakat Yer yörüngesini kesen asteroitlerdir. "Atenler" yarı büyük eksen uzunluğu a>1.0 AB ve enöte uzaklığı Q>0.983 AB ile yörüngelerinin büyük kısmı Yer yörüngesinin içinde kalan asteroitlerdir (Mignard, 2002). "Atiralar" Yer yörüngesinin içinde kalan ve Q<0.983 AB ile yörüngeyi hiç kesmeyen asteroitlerdir (Yeomans, 2014) (Şekil 2.5). AKA'da çarpışmalar sonucu oluşan asteroitler rezonanslarla Yer yakınına iletilirler. Çekim etkileri nedeniyle dışmerkezlikleri artan cisimler Yer'e yakın 18 yörüngelere yerleşirler (Morbideli et al., 2002). Mars yörüngesini kesen AKA'lar, 3:1 hareket rezonansındaki küçük gezegenler, v6 yıllık rezonansındaki asteroitler, dış kuşak asteroitleri, Jüpiter ailesine ait kuyrukluyıldızlar iç güneş sistemine iletilen temel kaynaklardır. Yörünge parametrelerine bakıldığında her kaynağın kendine özgü bir a, e, i dağılımı ürettiği görülür. Bottke bu dağılımları kullanarak YYA'ların yörünge ve büyüklük dağılımının daha kısa yollarla belirlenmesini sağladı (Mignard, 2002). Şekil 2.5 YYA'ların dinamik sınıflandırması (Wolff, 2005a). Sayısal simülasyonlar Yer’e yakın bölgede dinamik yaşam süresinin birkaç milyon yıl olduğunu gösterdi. Yapılan bir modele göre bu bölgedeki asteroitlerin yalnızca %1’i Yer’e çarpmaktadır. Son 3 Gyr’da güneş sistemindeki sürekli krater üretme hızının sabit olduğunu görüldü. Bu Yer’e yakın bölgedeki asteroitlerin yalnız nadir olaylarla değil, sürekli destek sağlayan mekanizmanın var olduğu anlamına gelir (Bottke et al., 2006). Yer'e çarpma olasılığı yüksek olan "potansiyel tehlikeli asteroitler" (PTA), kendi kaotik yörüngelerinde Yer’le yakın geçişlerde bulunan cisimlerdir. 1 km'den büyük çapa sahip olanlar Yer'e çarptığı zaman büyük felaketlere neden olurlar. PTA'lar Yer yörüngesine olan en küçük uzaklıklarıyla (MOID-Minimum Orbit Intersection Distance) tanımlanırlar. Yer'e olan uzaklığı 0.05 AB’den küçük ve salt parlaklıkları H<22’den daha parlak olan asteroitler tehlike yaratırlar. Yer'e yakın bölgede D>1 km olan ve a<7.4 AB olan yaklaşık 1000 cisim bulunmaktadır. Bu tür cisimlerin yörüngeleri başlangıç şartlarına ya da gezegen uzaklıklarına karşı çok hassastır. Bu nedenle yörünge belirsizliklerini azaltacak yeni gözlemler (optik, radar, uydu gözlemleri) Yer güvenliğini sağlamak konusunda büyük önem taşır (Bancelin et. al, 2010; 2011). 19 2.4.1.2 Ana asteroit kuşağı Ana Asteroit Kuşağı, sınırları 4:1 (2.1 AB) ve 2:1 (3.3 AB) rezonansları ile çizilen bölgedir. Bilinen asteroitlerin büyük çoğunluğu bu bölgede bulunur. Bölge sınırları dışında asteroit sayısında büyük bir azalma gözlenir. AAK'nın güneş sisteminin ilk oluşum döneminde var olan büyük bir gezegenin parçalanmasıyla oluştuğu düşünülür. Jüpiter ile Mars arasında uzanan bir bantta hareket eden asteroitlerin dinamik ve fiziksel özelliklerinden faydalanarak yeniden sınıflama yapılmakta ve parçalanmanın izleri sürülmektedir. Ana Asteroit Kuşağı iç kuşak, orta (merkezi) kuşak ve dış kuşak olmak üzere üç ana bölümde incelenir. İç kuşak, Hungaria ailesiyle Ana Asteroit Kuşağı’nın 4:1 rezonansından Yer’e yakın fakat Güneş’e daha yakın asteroitleri içerir. Orta kuşakta asteroit aileleri yer alırken (Bkz. Bölüm 2.5), dış kuşak Hungaria (1.8-1.9 AB), Cybele (3.3-3.5 AB), Hilda (3.9-4.0 AB), Trojan (5.1-5.3 AB) dinamik ailelerini içerir. AAK'ın dinamikleri rezonanslar ve Kirkwood Boşluklarıyla şekillenir. Yapılan çalışmalar bu bölgedeki taksonomik dağılımla dinamik dağılım arasında bir ilişki olduğunu gösterir. 3:1, 4:1, 5:2 ana hareket rezonanslarındaki asteroitler daha büyük dışmerkezliğe sahiptir. Bu nedenle rezonanslar özellikle Mars’tan Yer ve Venüs’e doğru göçe olanak verir. 3:1 rezonansındaki asteroitlerin %65–70'inin Venüs'e ve Yer’e, % 25–30'unun doğrudan Güneş’e düştüğü gözlendi. AKA'nın üst sınırı ν6 rezonansının yüzey biçimi ile belirlenen bir eğridir. AKA, ν6 rezonansı ile en düşük eğimde, ν16 rezonansı ile en küçük uzaklıkta, ν5 rezonansı ile en yüksek eğimde sınırlandırılır. Düşük eğimlerde ν6 ve ν16 yıllık rezonansları 4:1 ana hareket rezonansı ile birleşir ve iç bölgeyi belirler (Gaffey et al., 1993). Her güneş-gezegen ikilisi beş Lagrange noktasına sahiptir. Bu noktalar üçüncü kütle olarak küçük bir cismin gezegenle birlikte Güneş etrafında dönmesine neden olur. Büyük bir gezegenin 1:1 ana hareket rezonansında, Lagrange noktalarında (L4 ve L5) dengede bulunan, gezegenin yörüngesinde 60º önde ve arkada gezegenle birlikte hareket eden küçük cisimlere "Truvalılar" denir. 1990'lara kadar yalnızca Jüpiter Truvalıları (yaklaşık 3700 adet) bilinmekteydi. Neptün’ün (6 adet) ve Mars’ın (4 adet) yörüngesinde bulunan cisimlerin truvalı olduğu yeni onaylandı (Perna, 2010). Yer Truvalıları ise Güneş'e olan açısal yakınlıkları nedeniyle zor gözlenir. Ancak 1 tanesi Ağustos 2011'de bulunabildi (Todd et al., 2011). 20 2.4.1.3 Kuiper kuşağı cisimleri ve Oort Bulutu Edgeworth ve Kuiper, kısa dönemli kuyrukluyıldız dağılımını kullanarak yarıbüyük eksen uzunluğu 30-50 AB olan yörüngeler arasında bir bölge olduğunu önerdi. Güneş Sistemi'nin oluşum dönemiyle ilgili dinamik çalışmalar, büyük gezegenlerin kendi kütlesine ulaştıktan sonra, geriye bazı cisimler bırakmış olabileceğini gösterdi. Neptün'ün ötesinde kendine özgü cisimleri ve kuyrukluyıldızları içeren bu bölgeye "Kuiper Kuşağı" (KK) denir (ESA, 2007). Şimdiye kadar dış güneş sisteminde KK'na ait olduğu belirlenen birçok farklı türde cisim keşfedildi. Neptün yörüngesini kesen cisimler (NYC) Güneş'in etrafında Neptün'den daha büyük yörüngelere sahiptir. İlk keşfedilen NYC cüce gezegen Pluto'dur. Sonraki ilk NYC 1992'de bulundu. Günümüzde sayıları 1350'yi aşkın uzak ve buzlu cisimlerin araştırmaları gezegen biliminde en çok merak edilen konulardandır. 30-55 AB arasında bulunan Kuiper Kuşağı Cisimleri (KKC) ve 55 AB ötesinde bulunan Saçılma Diski Cisimleri'dir. Kuiper kuşağı Cisimleri de rezonant KKC (Neptün'ün ana hareket rezonansında olan cisimler), Centaurs (rezonansta olmayan ve yörüngesi Neptün yörüngesi içinde olan cisimler), klasik KKC (rezonant olmayan Neptün yörüngesini kesen cisimler), saçılmış KKC'ler (klasik ve rezonant olmayan ve Neptün'ün yörüngesinden büyük yörüngeli cisimler) gibi küçük alt gruplara ayrılırlar. Dış Güneş Sistemi'nin oluşum kalıntılarını ve çoğunlukla etkileşime girmemiş pristin maddesini içerdikleri için önemlidirler. Bu kuşaktaki asteroitler daha farklı hız ve yoğunluğa sahiptir (Perna, 2010). Oort 1950'de kuyrukluyıldızların güneş sistemini dıştan saran bir buluttan geldiğini öne sürdü. Enöte uzaklığı 50 000 AB kadar olan bu bölge Oort Bulutu olarak adlandırılır. Oort bulutunda 1012 kuyrukluyıldız olduğu düşünülür ki bu Jüpiter'in toplam kütlesine yakındır. Oort bulutundaki kuyrukluyıldızlar dinamik olarak güneş sistemi dışındaki kuvvetler tarafından tedirgin edilirler. Yörüngeleri de rastgele geçen yıldızlar, moleküler dev bulutlar ve gökadaların çekim alanları nedeniyle değişime uğrar. Bu tür yakın geçişler Oort bulutundaki kuyrukluyıldızları gezegen bölgesine doğru sürükler ve kuyrukluyıldız yağmurlarının oluşmasına sebep olur. Dolayısıyla yakın yıldız geçişlerinin ne sıklıkta gerçekleştiğinin bilinmesi güneş sistemi içinde meydana gelen bazı çarpma olaylarına ve dinamik değişimlerin nedenlerine ışık tutar (Garcia-Sanchez et al., 2001). 21 Son zamanlarda (Hsieh et al., 2004, Hsieh and Jewitt 2006, Jewitt, 2009) asteroitlerle kuyrukluyıldızlar arasındaki klasik ayrım Ana Kuşak Kuyrukluyıldızları'nın (Main-Belt Comets-MBCs) keşfinden sonra oldukça karmaşık bir hal aldı. 133P/Elst-Pizaro, P/2005 U1 (Read), 176P/LINEAR (1999 RE70) ve P/2008 R1 (Garradd) kuyrukluyıldızları tamamen Ana Asteroit Kuşağı içinde yörüngelere sahiptir. Diğer kuyrukluyıldızların tersine bunlar, bulundukları yerde oluşmuş ve buz kuyruklarını uzun zaman önce kaybetmiş gibi görünürler. Ayrıca etkinliklerini de kaybetmiş ve eylemsiz gibi dururlar. Çarpmalar sonrasında gömülü olan buharın tetiklenmesiyle aktifleşirler. Ana Kuşak Kuyrukluyıldızları'nın keşfi buzun var olduğunu ve belki de Ana Kuşak'ta oldukça yaygın olduğunu gösterir. Yer'deki suyun kaynağı olma olasılığını düşündürür (Perna, 2010). 2.4.2 Taksonomik sınıflama Taksonomi bütün doğal bilimlerde cisimleri düzenli sınıflara ayırma işlemidir. Bir sınıflama tek bir özellik ya da özelliklerin kombinasyonuna göre yapılır. Bu işlem, yapılan çalışmalara sistematik bir kolaylık sağlar. Asteroitlerin taksonomik sınıfları benzer yüzey özelliklerini, benzer yansıtma ve kimyasal içeriği baz alarak hazırlanmıştır. Asteroitlerin tayf özellikleri farklı minerallerle değişir. Bu şekilde bazı genel taksonomik türlerle minerolojik yorum yapmak mümkündür (Moskovitz, 2009). Asteroit bileşimlerinin doğru olarak belirlenmesi güneş sisteminin ilk oluşumundaki başlangıç şartlarını ve sürecini anlamak için gereklidir. Kimyasal içerik cismin yansıtma özelliklerini doğrudan etkiler. Bu yüzden renk çalışmaları asteroit bileşimleriyle ilgili önemli bilgiler sağlar. Özellikle asteroit grupları üzerinden istatistiksel olarak bakıldığında asteroit renkleri, tayfları, yörünge özellikleri, büyüklükleri ve ışık eğrileri arasında ilişkilendirmeler kurulabilir (Gaffey et al., 1993). 1960'ların başlarından beri birçok farklı araştırmacı asteroitleri çeşitli gözlemsel özelliklere dayalı olarak taksonomik sınıflara ayırdılar. Chapman, asteroitleri üç ana sınıfa ayırdı. Karanlık ve karbonlu cisimler C, silikonlu (taş) olanlar S, C veya S olmayanları U grubu olarak belirledi. Tholen (1984) karbon içerenleri C, silikat ve demir-nikel içerenleri S, demir ve nikel içerenleri M, tayfında bazı farklılıklar olup nedeni tam anlaşılmamış olanları X, D, E, Q sınıfı olarak tanımladı. X türü minerolojik yapısı çok farklı olan M türü asteroit olarak düşünülür. Bu sınıflar sonradan takip edilen ve genişletilen bir standart oluşturdu (Gaffey et al., 1993; Carry, 2012; DeMeo et al., 2009). 22 Asteroitlerin tayfları genellikle Güneş’e ne kadar uzaklıkta oluştuklarıyla ilgilidir. C türü ilkel, S türü erimeyle kristalleştiği için volkaniktir (Gehrels, 1971). Q ve S asteroitleri yaygın olarak ortalama ısısal başkalaşmada oluşan ve meteorların bir türüyle ilişkili olan sınıflardır. Daha az bulunan R ve T türleri belirsiz minerolojik yorumlara sahip olup, meteorlarla ilişkileri tam anlaşılamadı (Moskovitz, 2009). Asteroitlerin taksonomik çalışmalarındaki en önemli gelişme albedoyla yaşandı. Genelde daha güvenilir veriler aynı büyüklük ve Güneş uzaklığındaki asteroitlerden daha yüksek albedo değerine sahip olanlara aittir. Genel olarak S türü parlak albedoya, C türü düşük albedo ve küçük boyuta, X türü geniş bir albedo aralığına sahiptir. C, B, D ve T asteroitleri benzer düşük görsel albedoya sahipken D ve T türleri C ve B’den çok farklıdır (Mainzer et al., 2011). Şekil 2.6. Taksonomik türe göre asteroitlerin güneş sistemindeki dağılımı (Galache, 2011). Taksonomik sınıfın güneş uzaklığı, çap, dönme hızı gibi özelliklerle ilişkisi çok incelendi. Asteroit sınıflarının güneş sistemindeki dağılımı, asteroit nesilleriyle ilgili olarak çok ilginç özellikler gösterdi. Örneğin en yüksek albedoya sahip E türü asteroit kuşağının iç kenarında, D türü asteroitler dış asteroit kuşağında, S türü asteroitler ana kuşağın iç bölgesinde, M türü ana kuşağın orta kısmında, C-türü kuşağın dışa doğru bölgelerinde baskındır. D ve P asteroitleri yalnızca Truvalılar’ın bulunduğu bölgede bulunur (Şekil 2.6) (Tholen, 1984). Asteroitlerle ilgili tüm dinamik ve taksonomik sınıfların sunulduğu bir veri tabanı olan PDS Asteroid Data Archive, sürekli güncellenmektedir (Neese, 2014). 23 2.5 Asteroit Aileleri "Asteroid aileleri" fikri ilk olarak 1918’de Hirayama tarafından ortaya atıldı. Hirayama asteroitlerin uzaydaki yörünge dağılımlarına bakıldığında bazı kümelenmeler olduğunu gösterdi. Asteroit aileleri olarak tanımlanan bu grupların çok büyük çarpışmalar sonucu ya da içsel bir nedenle parçalanan ata bir asteroidin parçaları olduğunu önerdi. Aile üyelerinin yakın yörünge parametrelerine, aynı yaşa ve taksonomik türe sahip olmaları bu teoriyi destekler. Asteroit aileleri yüksek enerjili çarpışmaların çalışılabildiği tek doğal laboratuarlar olduğundan önemlidir (Bendjoya and Zappala, 2002). Zappala bilinen ailelerin yörünge parametrelerinin analiziyle sistematik bir araştırma yaparak (50 Myr < yaş < 3.5 Gyr) oluşumlarından itibaren ailelerin önemli bir çarpışma ve dinamik evrim geçirdiklerini buldu. Tayf çalışmalarıyla üyelerin aynı aileye ait olduklarını göstermesi cisimlerin ortak bir ataları olduğu tezi için güçlü bir gözlemsel kanıttı. Kızılötesi gözlemler de asteroit aileleri ile ilişkili zodyak toz bantlarının varlığını gösterdi (Cellino et al., 2005b). Asteroit aileleri bir cismin çarpışma sonrası oluşan parçalarıdır. Dinamik olarak benzer yörüngelere sahip gruplar "dinamik aile" olarak adlandırılır. Üyelerin bileşim dağılımı hepsi için benzerse, yani tek bir atadan geldiğine ilişkin kanıtlar varsa bunlar “genetik aile” olarak adlandırılır. Titizlikle test edilen birkaç dinamik grubun (Eos, Koronis, Themis aileleri) gerçekten genetik aile oldukları anlaşıldı. Doğal genetik ailelerin varlığı büyük cisimlerin çarpma sonrası dağılımı, çarpışma büyüklüğü, yörünge evrimi ve ata asteroidin iç bileşim yapısı hakkında önemli bilgiler sağlar. Asteroit ailelerinin ve üyelerinin belirlenmesi önemli bir araştırma başlığıdır. Genel olarak üyeler ilk defa Brouver'in tanımladığı uzaydaki öz yörünge parametreleriyle belirlenir. Öz yörünge elemanları, hareket değişiminin zamanda geriye doğru taranmasıyla elde edilir. Öz yarı-büyük eksen (ap), öz dışmerkezlik (ep), öz eğiklik (ip) değerleri kullanılarak aile üyeleri belirlenir (Knezevic et al., 2002). Öz elemanlar kullanılarak ailelerin belirlenmesi "Hiyerarşik Kümeleme Yöntemi" (Zappala et al., 1990) ile yapılır. Aile üyeliğinin belirlendiği en sık kullanılan ikinci yöntem "Wavelet Analiz Yöntemi"'dir. 1990'lardan sonra geliştirlen yeni yöntemlerle birçok aile belirlendi (Bendjoya and Zappala, 2002). 24 Nesvorny, her bir asteroidin aile üyeliğini kontrol ederek sentetik öz hareketlerle 79 aile tanımladı. Asteroit aileleri ile ilgili ayrıntılı bir veri tabanı olan ASTDYS 100 000'den fazla asteroidin aile üyeliği, taksonomik sınıf ve öz elemanlarını yayınlamaktadır. Nesvorny (2014), Zappala et al., (1990) önerdiği Hiyerarşik Kümeleme Yöntemi'yle elde ettiği aileleri her bir asteroidin aile üyeliğini de kontrol ederek veri tabanında listeler (Şekil 2.7). Şekil 2.7. Asteroit aileleri (Nesvorny, 2014). Asteroit ailelerinin yaş belirlemeleri iki yolla yapılabilmektedir. Bunlardan birincisi ailelerin bir çarpışmadan sonra oluştuğu varsayımına dayanarak yapılan "dinamik yörünge modelleri"dir. Genç aileler için yörüngeler zamanda geriye doğru taranır. Aile üyelerinin yörünge yönelimleri ile ata cismin parçalarının yöneliminin eşitlendiği tarih, ailenin yaşı olarak belirlenir. Fakat yaşlı ailelerin öz elemanları için aynı işlem yapıldığında bir çarpışma olduğu sonucunu yansıtmaz. Bunun yerine aile üyelerinin uzun zaman ölçeği üzerinden yörüngelerinde değişiklik yapan kaotik rezonansların ve dinamik difüzyonun etkisi görülür. Bazı genç aileler ve yaşlı ailelerin yörünge evrimleri hiçbir dinamik mekanizmayla açıklanamaz. Yalnızca "Yarkovsky Etkisi" kullanılarak oluşturulan modeller 25 ailenin yaşını doğru olarak verebildi (Nesvorny et al., 2006). 25 2.6 Asteroitlerde Yörünge Evrimi; Yarkovsky ve YORP Etkileri Klasik model güneş sisteminin dinamik haritasını oluşturmak için öngörülen modeldir. Klasik modele göre gök cisimlerinin hareketinde sadece çekim kuvvetleri baskındır. Dolayısıyla asteroitlerin yörünge evriminde öncelikli mekanizma çekim kuvvetleri ve çarpışmalar olarak ele alınır. Bu süreçler kullanılarak iç güneş sistemindeki asteroit gruplarının birkaç milyar üzerinden yaklaşık tarihi çıkartılabilir. Fakat bu teorinin eksikleri ve açıklayamadığı temel durumlar vardır. Modelin öngördüğü bazı olaylar yapılan gözlemlerle çelişir. Örneğin, demir meteorların rezonanslardaki dinamik yaşı tahmin edilenden daha uzundur. İç güneş sistemine iletilen asteroit sayısının sürekliliği sadece çarpmalarla açıklanamaz. Çarpma bölgesinde oluşan aile üyelerinin kaçma hızı beklenenden düşüktür, 10 km’den küçük bazı asteroitler olması gerektiğinden daha yavaş ya da daha hızlı döner (Bottke et al., 2006). Klasik modele bakıldığında güneş sistemindeki cisimlerin dinamik evrimini doğru olarak değerlendirebilecek daha yüksek doğruluklu gözlemlere ve gelişmiş teorilere ihtiyaç olduğu görülür (Vokrouhlicky and Bottke, 2001). Son yapılan çalışmalar, çekimsel olmayan etkilerin de asteroit yörünge evriminde çekimsel tedirginlikler ve çarpışmalar kadar etkili olduğunu gösterir (Bottke et al., 2006). 1901'de Rusyalı sivil bir mühendis olan I.O. Yarkovsky, dönen küçük bir cismin yaptığı ısısal salmanın yörüngesinde yıllık bir değişime neden olduğunu önerdi. Güneş ışığının altında kaldığı zaman cisimler ısınır ve ısıyı geri salarlar. Bu geri salmanın yarattığı kuvvet sürüklenmeye neden olan Yarkovsky etkisini oluşturur. Aynı fiziksel olay ısısal bir tork da oluşturabilir. Cismin dönmesine etki eden bu tork ise YORP etkisini (Yarkovsky, O’Keffe, Radzievsky, Paddack) oluşturur. Yarkovsky etkisi cismin yörünge eksenini değiştirirken,YORP etkisi dönme özeliklerine etki eder (Tanga, 2005; Bottke et al., 2006). Şekil 2.8'de çekimsel olmayan bu iki kuvet ve kuvvetlerin oluşumundan sorumlu mekanizma gösterilmektedir. Etki mekanizması, asteroidin güneşi gören yüzünün ısınıp, döndükçe gölgeye girerek soğurken ısı salması temeline dayanır. Soğuma sırasında oluşan salma bir kuvvet oluşturur ve asteroide ters yönde bir itme kuvveti uygular (Nesvorny and Bottke, 2004). Asteroidin dönme yönü ve dönme eksen yönelimi Yarkovsky ve YORP kuvvetlerinin etki yönünü belirler. Eğer asteroit ileri hareket yapıyorsa (Yer 26 yönünde dönüyorsa) ısısal tork asteroidi Güneş'ten dışarıya doğru, geri hareket yapıyorsa (ters yönde dönüyorsa) içeriye doğru hareket ettirir. Etkinin büyüklük derecesi de, asterotin büyüklüğü, Güneş'e olan uzaklığı ve şekliyle doğrudan ilişkilidir. 40 km'ye kadar küçük, şekilsiz ve Güneş'e yakın olanlarda daha güçlü görülür. Bir ailenin ya da bir grubun dönme eksenleri bilinirse Yarkovsky ve YORP etkisinden ne kadar etkilendikleri de hesaplanabilir (Warner, 2009). Şekil 2.8. Yarkovsky ve YORP etkileri (Bottke et al., 2006). 1951’de Öpik ilk defa Yarkovsky kuvvetinin Güneş Sistemi için önemini tanımladı. 20. yüzyılın sonlarında yapılan ayrıntılı çalışmalar küçük gezegen biliminde birçok çözülmemiş konunun anlaşılmasında Yarkovsky ve YORP etkilerinin rolü olduğunu gösterdi: 40 km’den daha küçük asteroit ve meteorların ana kuşaktaki kaotik rezonans bölgelerden Yer’e ulaştırılmasını, asteroit ailelerinin rezonans kenarlarına kadar sürüklenerek tuzaklanmasını sağlar. Asteroitlerin dönme vektörünü ve yarı-büyük eksen sürüklenmesinin evrimini etkileyen dönme-dolanma rezonanslarına girmesine neden olur (Bottke et al., 2006). 40 km’den küçük asteroitler için eğiklik ve dönme hızlarını değiştirir. Çarpma sonrası hız dağılımına uymayan 10 km'den küçük asteroitlerin fazla hızlı ya da fazla yavaş dönmesine neden olur (Tanga, 2005). Aynı zamanda bu etki göz önüne alındığında meteorların kozmik ışın yaşının klasik dağılma senaryosuna göre neden daha uzun olduğu ve asteroit ailesi üyelerinin gerçekçi olmayan çarpma hızlarının geniş dağılımı açıklanabilir. Bunların yanı sıra potansiyel olarak tehlikeli asteroitlerin yakın geçiş sınırlarını uzun dönemde tahmin olanağı sağlar (Chesley et al., 2003). YYA'lar ve iç 27 AKA'lar arasındaki çift asteroitlerin oluşum mekanizmasının arkasında da YORP olduğu düşünülmektedir. Eğer tork doğru yöndeyse asteroit hızlanır ve bu hız asteroidin bölünmesine ve benzer yörünge özelliklerine sahip "asteroit çiftleri" oluşturmalarına neden olur (Warner, 2009). Yarkovsky etkisi ilk olarak doğal cisimlerde değil, Yer'in yapay uydularından birinin hareketinde ölçülebildi (Chesley et al., 2003). Rubincam and Mallama’nın (1995) ısısal kuvvetler için geliştirdiği uzay aracının hareketini belirleyen jeodinamik LAGEOS uydusu ile çekimsel olmayan kuvvetlerin gezegen biliminde önemli bir rol oynadığı sonucuna varıldı. Bununla birlikte Yarkovsky etkisinin iki bileşeni, günlük ve mevsimlik etkiler de bu uydu sayesinde belirlendi (Bottke et al., 2006). Yarkovsky etkisi günlük ve mevsimlik olmak üzere iki bileşene sahiptir. Günlük bileşen öğleden sonra dönen cismin yüzeyinden Güneş ışınımının çekilmesiyle ısınan yüzeyin soğurken saldığı enerjiyle oluşan kuvvet bileşenidir. Cisimler dönmüyorsa ya da son derece hızlıysa günlük Yarkovsky bileşeni görülmez. Mevsimlik bileşen ise cismin Güneş etrafındaki yörünge hareketi dolayısıyla oluşan mevsimsel sıcaklık değişimiyle oluşur ve daha uzun sürede etki gösterir. Günlük etkinin tersine mevsimsel Yarkovsky etkisi cismin dönmesinden bağımsızdır (Şekil 2.9) (Nesvorny and Bottke, 2004). Şekil 2.9. Yarkovsky kuvvetinin a) Günlük bileşeni b) Mevsimlik bileşeni (Bottke et al., 2006). 28 Chesley et al. (2003) Yarkovsky etkisinin bir asteroit üzerindeki ilk ölçümünü 4:1 rezonansında bulunan Golevka’nın radar ölçümleriyle gerçekleştirdi. Yörüngede meydana gelen değişiklikten yola çıkarak ve yapılan fiziksel modeller yardımıyla cismin yoğunluğu da daha duyarlı bir şekilde hesaplanabildi (Wolff, 2005a). Yarkovsky etkisi cismin şekline bağlıdır. Elipsoid ya da küresel olması sonucu değiştirir. İlk yaklaşımlarla 100 m çaplı bir cisim için 1 Myr’da 10-3 s-1 dönme hız değişimi beklenir. Büyüklüğe bağlılık nedeniyle etkiyi görmek zordur. Küçük cisimlerde etkiyi gözlemek daha kolaydır (Bottke et al., 2002b). Yüzey ısı geçirgenliği K soğrulan ve salınan enerjiyi dolayısıyla oluşacak kuvveti belirlediği için önemli bir parametredir. Yarkovsky etkisinin şiddetini etkileyen K için değerler; ~0.001 Wm-1K-1 yüksek gözenekli ya da regoit kaplı yüzeyler için, ~1 Wm-1K-1 kaya ya da buzlu yüzeyler için, 40 Wm-1K-1 demirli cisimler içindir (Nesvorny and Bottke, 2004). Yavaş dönen asteroitlerin dönme hızının neden yavaş olduğu YORP etkisinden sorumlu tutulmuş olsa da gerçek mekanizma ve neden tam olarak belirlenemedi. Yuvarlanma asteroitler için doğal bir durum değildir (Warner, 2009). Yarkovsky ve YORP etkileri asteroitlerin büyüklük, şekil, yoğunluk, dönme özellikleri, yüzey özellikleri ve ısısal içyapı gibi özelliklerine bağlı olduğu için tam hesabı oldukça zordur. Yine de bazı varsayımlarla modeller yapılarak yaklaşımlar sağlanabilir (Tanga, 2005). Bulunduğu yere göre asteroitlerin üzerindeki ısısal etkinin ölçüm yöntemi de değişir. Yarkovsky ve YORP etkileri ayrıntılı olarak incelendiğinde cismin tüm fiziksel ve dinamik özelliklerine bağlı olduğu görülür. Dolayısıyla dinamik ve fiziksel özellikler arasında sıkı ilişki kuran modeller geliştirildi. (Vokrouhlicky et al., 2006). Golevka örneğinde olduğu gibi yalnızca astrometrik ölçümlerle bazı fiziksel özelliklerin belirlenmesini sağlarken, bazen tam tersine fiziksel özellikleri belirlenmiş olan asteroitler ya da aileler yardımıyla yörünge evrimi hakkında fikir verir. Güneş sisteminin evrimi ve dinamik modelleri geliştirmeye olanak tanır. Nesvorny and Bottke’nin (2004) asteroit aileleri üzerinde yaptığı çalışmalar da buna örnek olarak verilebilir. Karin Asteroit Ailesi'nin yaşı bu yolla belirlendi (Vernazza et al., 2006). 29 3. ASTEROİT GÖZLEM VE İNCELEME YÖNTEMLERİ 1971’de Tom Gehrels asteroit çalışmalarında yeni bir çağın sınırında olduğumuzu söyledi. Başlayan yeniçağdaki teleskoplarla gözlenen asteroitler nokta kaynak olmaktan çıkarak aktardığı bilgi artmıştır. Asteroitlerin yörünge ve fiziksel özeliklerinin belirlenmesi güneş sisteminin evriminin anlaşılmasında oldukça önemlidir ve çeşitli yöntemlerle elde edilen yüksek doğruluklu bilgiye ihtiyaç vardır. Veri türünün çeşitliliği önemlidir çünkü farklı fiziksel parametreler farklı veri türleriyle elde edilir. CCD uygulamaları yöntemlere farklı katkılar sağlar. Bu bölüm daha çok Gaia'nın da kullandığı üç güçlü yöntem; astrometri, ışıkölçüm ve tayfın genel özellikleri, temel terimleri ve asteroitlere ilişkin ne tür veriler elde edilebildiği üzerine kuruldu. 3.1 Astrometri Astrometri temel olarak konum ölçümüdür. Yalnız astronominin en eski alt dalı olmakla kalmaz genel olarak diğer bilimlere de tekniğe ve hedeflerin zamanla değişmesine bağlı olarak altyapı oluşturur. Gökcisimlerinin konumunun büyük bir duyarlılık ve doğrulukla zamanın fonksiyonu olarak ölçümünü sağlar. Ayrıca gözlenen konumların modellenmesi ve kullanılan aletlerin geliştirilmesiyle de ilgilenir. Bunu yaparken konum, öz hareket, ıraksım, yörünge elemanları (Şekil 3.1) gibi astrometrik parametreleri kullanır. Ölçümlere anlam kazandıran uygun koordinat sisteminin (referans sisteminin) oluşturulması da astrometrinin kapsamına girer. Yıldız konum, özhareket ve ıraksım katalogları olmadan günümüzdeki keşiflerin çoğu gerçekleşemezdi. Modern astronomi araştırmalarında kataloglar vazgeçilemez araçlardır (Reffert, 2009). Şekil 3.1. Yıldızların gök küresindeki farklı hareketleri a) özhareket olarak adlandırılan doğrusal hareket; b) ıraksım olarak tanımlanan bir yıl boyunca yıldızın doğrusal hareketlerinin toplamı elipsoidler olarak görülür; c) özhareket ve ıraksımın yörünge hareketine etkisi (Reffert, 2009). 30 Astrometrik doğruluk ve duyarlılık en önemli sorunlardan biridir. Birbirine benzese de bu iki terim çok farklıdır. Cismin gözlemlerinin tekrarlanmasıyla "duyarlılık" artarken, "doğruluk" bundan etkilenmez; doğruluk aletsel özelliklere bağlıdır. Dolayısıyla ölçüm yapma yöntemi ve aletlerin daha da geliştirilerek doğruluğun arttırılmaya çalışılması da astrometri alanının içine girer. Her gözlem tekniği kendi duyarlılık ve doğruluk sınırına sahiptir. Gözlem belirsizliklerinin ifadesi önemlidir. Duyarlılık gözlem tekniğinin içindedir ve gözlem artıklarının hatalarından hesaplanarak gerçek değerden sapma miktarı belirlenir. Özellikle artıkların değişmediği kısa dönem aralıklarında hesaplanır. Doğruluğu belirlemek ise daha zordur. Doğruluk, bir gözlemden daha iyi duyarlılık elde etmek için yapılan teorik modelden ve gözlem artıklarından hesaplanır. Sonuçları saptıran etkiler ölçülüp modellenerek iyileştirilir. Hava sıcaklığı, nem, optik bozulmalar da indirgemelere katılır. Doğruluk tekniğe göre açı biriminde mas ya da uzaklık biriminde km olarak ölçülür (Arlot, 2008a). Astrometri astronominin temelini oluşturur. Astrometrik doğruluğun ve duyarlılığın gelişiminin önemi astrometri tarihine bakıldığında rahatlıkla anlaşılır. Örneğin; MÖ 150’de çıplak gözle presesyon (1200″), 1728’de aberasyon (30″), 1748’de nutasyon (18″), 1781’de yıldız hareketlerinden faydalanarak Güneş’in hareketi bulundu. Bir yıldız Yer’den gözlendiğinde Yer atmosferinin kırınımı, ıraksım, aberasyon, özhareket ve presesyon, nutasyon ve kutup hareketinin etkileri de ölçümlere girer (Reffert, 2009). Tüm bu etkilerin keşfi belirli astrometrik duyarlılıklar elde edildikten sonra gerçekleşti. Geriye doğru bir değerlendirme yapıldığında gerekli duyarlılıklar olmadan bazı keşiflerden yoksun kalınacağı açıkça görülür. Güçlü analizler için gereklidir (Perryman, 2012). Duyarlı konum ölçümlerini karmaşık hale getiren bazı durumlar vardır. Gökyüzündeki herşeyin hareket halinde olması sabit bir referans noktası bulmayı zorlaştırır. Şekil 3.1’de gösterildiği gibi yıldızların gökyüzünde izledikleri yol özhareket olarak tanımlanan doğrusal hareketin, elipsoid etki gösteren ıraksım ve eğer yıldız bir bileşene sahipse sistemin kütle merkezi etrafındaki yörünge hareketinin toplamıyla elde edilir. Standart yıldız modelleri beş parametreye sahiptir; iki konum, iki özhareket ve ıraksım. İkinci bir yıldız bileşen daha varsa bunlara yedi yörünge elemanı da eklenir ve toplam on iki parametre olur. Bileşen sayısı arttıkça parametre sayısı da artar. Bütün bunlar hesaba katıldığında konum ölçümleri için bir koordinat sistemi oluşturmak çok zordur (Reffert, 2009). 31 Cismin astrometrik ölçümlerinin yapıldığı konumun uzayda sabit bir nokta olmaması da önemli bir sorundur. Yer’in kendi ekseni etrafındaki hareketi, presesyon, nütasyon ve kutup hareketi gibi olayların oluşturduğu eksen değişimleri nedeniyle Yer'de sabit bir gözlem noktası yoktur. Cismin hareketinin çok küçük olması da hassas ölçümleri zorlaştırır. Gökadamızdaki yıldızların özhareketleri yakın yıldızlar için yılda birkaç yaysaniyesinden uzak yıldızlarda birkaç mas, diğer gökadaların ya da bunlardaki yıldızların özhareketleri µas duyarlılıkla ölçülebilir. Benzer doğruluklar ıraksım ölçümlerinde de gereklidir. Uzaklığı 10 pc olan yıldız için 100 mas, 100 pc olan yıldız için 10 mas’dır. 100 pc'ten daha ötedeki yıldızlar daha küçük ıraksıma sahiptirler ve ıraksım için en az %10 kadar doğruluk gerekir. Daha uç değerli duyarlılıklar elde etmek için daha gelişmiş ölçüm yöntemlerine ihtiyaç vardır (Reffert, 2009). Gökyüzü bir küredir ve bu kürenin bir düzleme izdüşümü bazı bozulmalar yaratır. Odak düzlemi düz değildir. Tipik olarak bir uzay teleskobunun odak düzleminde bir eğrilik olur. Gökyüzünün bazı yerlerinde sistematik hataların ölçülen parlaklıkla aynı düzeyde olması da büyük sorun yaratır (Turon and Robichon, 2006). Referans sistemi oluşturma ve belirli olayların yıldız konumunda yarattığı etkiyi kaldırmak için önemli bir süreçtir. ICRF (International Celestial Referance Frame), Uluslararası Astronomi Birliği (International Astronomical Union, IAU) tarafından 2000 yılında tanımlanan ICRS’nin (International Celestial Referance System) gerçekleştirilmesidir. Kütle merkezli olduğu için BRCS (Barycentric Celestial Referans System) de denir. ICRS’nin optik dalga boyunda gerçekleştirilmesi HCRF (Hipparcos Celestial Referance Frame) ile yapıldı (Nedelcu et al., 2008). Bu sistem yıldız ve gökada astronomisi için kullanılır (Kovalevsky, 2003). ICRF kurulana kadar bir referans sistemi sağlamak için çok sayıda yıldızla belirlenen FK5 sisteminin oluşturduğu FK5 kataloğu (Fundamental Catalog5) kullanılmaktaydı. ICRF ise tüm gökyüzüne dağılmış 212 gökada dışı radyo kaynağının (kuazarlar, gökadalar, BL Lac cisimleri) astrometrik sabitlik koşullarına uygun radyo konumları ile oluşturuldu (Nedelcu et al, 2008). Gökada dışında bulundukları için sabit kabul edilirler (Reffert, 2009). Tüm astrometrik programlar ICRS’ye dönüştürülür (Brown, 2008). Küçük cisimler için ise dinamik referans sistemi oluşturmak gerekir. (Hestroffer et al., 2008). DRF, (Dynamic Referance Frame) bir ya da daha fazla asteroidin yörünge zamanıyla belirlenir. Oldukça yüksek doğruluklu asteroit astrometrisi, kuazar referans sistemi ile dinamik referans sistemi arasında bir bağlantı kurmayı sağlar. Kuazarlarla asteroitlerin yakın geçişleri bu bağlantıyı 32 sağlamak için kullanılan en önemli gök olaylarındandır (Nedelcu et al., 2008). Yıldızların tersine küçük gezegen özhareketleri hızlıdır. DRF bilgisi cisim hareketlerinin iyi bilinmesine bağlıdır. Asteroit konumları kinematik olan referans sistemi DRF'yi belirlemeyi, aynı zamanda bunun dönmeyen ICRF ile arasındaki ilişkileri kontrol etmeyi sağlar (Hestroffer et al., 2008). 717 radyo kaynağından oluşan güncel ICRF’de 9º9º’lik her alana bir kaynak düşer. Bir asteroitle bir kuazarın aynı görüş alanında doğrudan gözlemlerini zorlaştıran bu durum nedeniyle iki referans sistemi arasında dönüşümlerin yapılabilmesi için daha fazla doğrudan gözlenebilen gökada dışı kaynağa ihtiyaç vardır (Nedelcu et al., 2008). Yıldız katalogları oluşturmada kullanılan aletler de doğruluğu ve duyarlılığı arttırmıştır. Alınan ortalama duyarlılık değerlerinin (çıplak gözle 1200″, sekstant 5″-10″, kuadrant 15″-35″) bilinmesi günümüzde teleskoplar ve alıcılarıyla geldiğimiz noktayla karşılaştırma açısından faydalı olur. 3.1.1 Uzay astrometrisi En iyi konum ve özhareketlerin FK5 kataloğundan ulaşıldığı 1965–1970 arası dönemde, Pierre Lacroute astrometrik duyarlılığı geliştirmenin tek yolunun uzaydan gözlem yapmak olduğunu söyledi. O zaman çok uçuk olarak değerlendirilen fikrin dayandığı temel düşünce basitti. Yerden yapılan hiçbir aletsel geliştirme, yıldız görüntülerinde atmosferin ve alet kararsızlığının yaptığı etkinin üstesinden tam olarak gelemez. Tüm gökyüzünün Yer'den görülememesi de önemli bir sorundur (Turon and Arenou, 2008). 1960’ların sonunda Fransa’da ortaya atılan geniş açı astrometrisiyle gözlem yapma fikri (Bacchus ve Lacroute, 1974) 1989'da Hipparcos uydusunda başarıyla gerçekleştirildi. Aralarında sabit bir açı olan iki teleskop eş zamanlı olarak tek bir odak düzlemi üzerine görüntüyü düşürerek gökyüzünün büyük alanlarında çok doğru ölçümler yapılmasını sağladı. Büyük çember boyunca 360 derece dönerek tüm gökyüzü taramasıyla yapılan ölçümlerde, her ölçüm birbiriyle bağlantılıydı. Bu ölçüm yöntemi salt astrometriye ve her ölçümün kendi başına daha doğru referans sistemleri kurmasını sağladı (Reffert, 2009). Şekil 3.2'de salt ve göreli ıraksım ölçüm prensipleri görülmektedir. 3.2a'da hedef yıldız ile ardalan yıldızının gökyüzündeki açısal uzaklıkları Yer yörüngesinin iki ucunda A ve B olarak ölçülür. (A-B)/2 dar açılar için göreli ıraksımı verirken, tersine Şekil 3.2b'de gösterilen geniş açı ölçümü, referans yıldızın uzaklığından bağımsız olarak salt ıraksımı bulmaya izin verir (Lindegren, 2005). 33 Şekil 3.2. a) Göreli ıraksım (dar açı ölçüm) b) Salt ıraksım (geniş açı ölçüm) (Lindegren, 2005). Yer’den gerçekleştirilen astrometri programlarında mas altı düzeyden µas düzeye duyarlılığı çıkarmak ancak küçük alanlarda fark ölçümleriyle olabilir. Fakat bu, bölgesel sistematik hataların düzeltilmesini ve göreli ıraksımı salt ıraksıma dönüştürme düzeltmelerini zorlaştırır. Geniş açı astrometrisi ise tasarımıyla salt ıraksımları ve sabit bir referans sistemi sağlar. Göreli astrometriyi salt astrometriye dönüştürme sorunu eğer görüş alanında yeterince uygun gökada dışı referans kaynağı bulunuyorsa prensipte dar açı ölümleriyle çözümlenebilir (Brown, 2008). Uzaydan yapılan astrometrik ölçümlerin bazı avantajları vardır. Eş zamanlı iki bakış açısıyla yukarıda tanımlanan yöntem sadece uydu taramasıyla uygulanabilir. Tüm gökyüzü tek bir aletle gözlenebilir. Uzayda atmosferik görüntü hareketleri ve kırınım yoktur. Gözlem sırasında kötü hava koşulları sorunu yoktur. Teleskopa daha iyi bir ısısal kararlılık kazandırılabilir. Teleskop yapısında çekimden dolayı bozulma olmaz (Reffert, 2009). Referans sistemlerinin gelişiminin yanında uzay astrometrisi bir astrofizik araç olarak değerlendirildiğinde astrometrik parametrelerin olduğu bir katalog “kinematik, dinamik ve astrofizik araştırmalar” için olağanüstü bir çeşitlilik sağlar. Çiftlerin belirlenmesi, uzaklık ölçeği, gökada kimyasal ve dinamik evrimi, kozmolojik testlerin sağlanması gibi getirileri vardır (Turon and Arenou, 2008). Astrometrik uydularının bilimsel hedefleri ve ilkeleri kendilerine özgüdür. Amacına göre geliştirilen uzay araçlarının iki tür çalışma ilkesi vardır. TDI (Time Delay Integrated - Zaman Gecikmeli Tarama) seçeneği gökyüzünün sistematik taraması için ve Spacelab seçeneği, seçilmiş belirli yıldızların ileri düzey ölçümleri için kullanılır (Turon and Arenou, 2008). 34 3.2 Işıkölçüm Astronomideki en yaygın ve ulaşılabilir veri türü ışıkölçümle elde edilendir. Astrometri ile gök küresinde cisimlerin konumu renklerden bağımsız olarak belirlenirken ışıkölçümle cisimden gelen ışığın akısı ihtiyaç duyulan dalgaboyu aralıklarında ölçülür. Cismin gök küresindeki konumunun belirlenmesi için kullanılan referans sistemler ışıkölçümde yerini ışığının kalibrasyonu için kullanılan standart ve mukayese yıldızlarına bırakır (Arlot, 2011). Işıkölçüm, dış güneş sistemindekileri de içeren çok sayıda cismin çalışıldığı en iyi tekniktir. Asteroitlerin birçok özelliği basit ışıkölçüm gözlemleriyle elde edilir. Analizler temel olarak renk, ışık eğrisi ve evre eğrisi kullanılarak elde edilenler şeklinde üç gruba ayrılabilir. Renkten bağımsız yapılan gözlemlerle ışık eğrisinden dönme hızını, şekil ve eksen yönelimini, örtme gözlemleriyle verilen bir asteroidin büyüklük sınırları belirlenebilir. Renklerle asteroidin taksonomik türü ve temel minerolojik bileşimi belirlenir. Evre eğrileri cismin güneş sistemindeki konumuna bağlı parlaklığıyla ilgilidir. Salt parlaklık ve büyüklük bilgisini sağlar (Warner, 2009). Güneş gibi her yıldızın da kendine özgü bir tayfı vardır fakat güneş sistemindeki küçük cisimler Güneş’ten aldıkları ışığı yansıtırlar. Dolayısıyla bu cisimlerin tayfı Güneş’e benzerdir ve bu bilgi ölçüm analizlerini bir yere kadar kolaylaştırır. Yüzey maddesi nedeniyle meydana gelen soğurma, renklerinin de farklı olmasına neden olur. Yansıtılan ışık oranı yalnız bazı dalgaboylarında ışıkölçüm için kullanılabilir düzeydedir. Güneş sistemi cisimleri için genellikle V ve R süzgeçlerinde gözlem yapılır. Yine bazı özel durumlarda amaca uygun diğer dalgaboylarına uyumlu süzgeçler de kullanılır (Arlot, 2011). Asteroitler için yapılan ilk tayf sınıfları Zellner et al. (1985) tarafından sekiz süzgeçte asteroit parlaklığı ölçülerek yapılan Sekiz Renk Asteroit Araştırmalarına (Eight Colour Asteroid Survey, ECAS) dayanır. Daha sönük cisimlerin de parlaklığını ölçmeye yarayan CCD ile yapılan modern araştırmalar ise (Delbo et al., 2012), CCD’nin duyarlılık profiline bağlı olarak filtresiz de yapılabilmektedir. Yine de indirgemelerin gerektirdiği parametreleri ancak standart bir filtreyle uyumlu özel dalgaboyu sağlayabilir. Yapılan gözlemin sonucu, filtre ve kullanılan alıcı duyarlılığının bir bileşimidir. Gözlemlerin, CCD duyarlılığı nedeniyle 450 nm'den daha kısa dalgaboyu aralıklarını içermemesi de önemli bir bilgi sınırlaması getirir (Tedesco et al., 1989; Arlot, 2011). 35 Küçük cisimlerle ilgili bilgi sağlayan en iyi yöntemlerden biri ışık eğrisi analizidir. "Işık eğrisi" asteroidin tüm dönme çevrimini içerecek uzunlukta zaman aralığındaki parlaklık değişimidir. Süzgeçsiz olarak elde edilen asteroit parlaklığının zamana göre noktalanmasıyla belirlenir. Işık eğrisinin dönemi çoğunlukla saat biriminde ölçülür ve "asteroidin dönme hızını" gösterir. "Işık eğrisinin şekli" verilen bir dönemde cismin şeklinin, dönme eksen yöneliminin (asteroidin kutbu) ve yüzey yansıtma özelliklerinin karmaşık bir sonucudur. Cismin en yüksek ve en düşük parlaklık değerleri arasındaki fark "ışık eğrisinin genliğini" verir (Hestroffer et al., 2009). Asteroitler hareketli cisimler olduklarından gökyüzündeki Güneş-asteroitgözlemci geometrisi de zamanla değişir. Verilen bir zamandaki gözlem durumu üç açıyla karakterize edilir. Birincisi, yer-merkezli ve güneş-merkezli uzaklığın değişimiyle ve cismin aydınlanma yüzdesiyle tanımlanan "evre açısı"'dır. Diğer iki açı ise asteroidin dönme ekseninin yöneldiği doğrultuyla ilgilidir. Dönme ekseniyle gözlemci arasındaki açı "durum açısı", dönme ekseniyle Güneş arasındaki açı ise "eğiklik açısı" olarak tanımlanır (Hestroffer et al., 2009). Aynı asteroidin farklı genlikli ışıkeğrilerine sahip olmasının temelinde durum açısının değişmesi yatar. Şekil 3.3 farklı durum açılarında biri eliptik biri küresel olan iki asteroidin ışıkğerilerini göstermektedir. Şekil 3.3. Şekil ve durum açısının ışık eğrisine etkisi (Perna, 2010). Asteroidin doğal hareketi sonucu sürekli değişen evre açısı, hiçbir dönme etkisi olmadan parlaklığın değişimine neden olur. Şekil 3.4'de gösterildiği gibi evre açısının 0º olduğu yer "karşı konum"dur. Evre açısının 7º'den küçük olduğu yerlerde meydana gelen "karşı konum etkisi" parlaklıkta, asteroidin bulunduğu geometriden kaynaklanan ani bir artışa neden olur (Warner, 2009; Dymok, 2007). 36 Şekil 3.4. a) Evre açısı ve karşı konum (Buchheim, 2010) b) Evre açısının parlaklık üzerine etkisi (Dymock, 2007). Gözlemler standart Johnson V filtresinde yapıldığında cismin 0º evre açısı ve Yer'e ve Güneş'e 1 AB uzaklıktaki parlaklığı olan "salt parlaklığı" (H) belirlenerek büyüklüğe ilişkin tahminler yapılabilir. Uzaklık etkisi kaldırılarak asteroidin Yer'den ve Güneş'ten 1 AB uzaklıktaki görünür parlaklığı ise "indirgenmiş parlaklık" (H(α)) olarak adlandırılır. Evre açısının indirgenmiş parlaklığa göre değişimi "evre eğrisi", evre eğrisinin 10º-20º arası evre açılarındaki doğrusal eğimi "evre katsayısı" olarak ifade edilir. V görünür parlaklık, r asteroidin Güneş'e olan uzaklığı, Δ asteroidin Yer'e olan uzaklığı ve α evre açısı olmak üzere, H(α)=V-5log(rΔ) ……………………………..……….(3.1) H = H(α)+2.5log[(1-G)ϕ1(α) + Gϕ2(α)] ……………………….(3.2) (3.1) ifadesi kullanılarak, (3.2) eşitliği ile H değerine ulaşılır. ϕi fonksiyonu evre açısına göre hesaplanan sabitleri temsil eder. Karşı konum etkisiyle ilgili olan G ise "eğim parametresi" olarak adlandırılır. G albedoya bağlıdır. Karşı konum etkisinin genlik ve genişliği cismin saçılma özelliklerinden ve gölge oyunlarından bağımsız açıklanamaz. Fakat şimdiye kadar yapılan fiziksel modeller genel olarak kabul görememiştir (Dymock, 2007; Perna, 2010). Çoğunlukla asteroitler bir dönme dönemini bir gecede tamamlarlar. Bu nedenle bir gecede 1 referans yıldızı yeterli olur. Aksi takdirde uzun dönemli asteroitler hareketi nedeniyle farklı gökyüzü alanlarında farklı referans yıldızları bulmak gerekir. Daha uzun dönemli asteroitlerin dönem analizine başlamadan önce yukarıda değinilen tüm etkilerin veriden arındırılması gerekir. Bu işlem yapılmazsa karşı konum civarında oluşan parlaklık asteroidin yıldızıl dönemine eşit ikinci bir dönem olarak yorumlanabilir (Warner, 2009). 37 Astrometrinin ana hedefi cismin kütle merkezini belirlemektir. Odak düzlemine düşen yıldız görüntüsünün ışık merkezi kolay belirlenir. Güneş sistemi cisimleri ise nokta kaynak değildir. Cismin simetrik olmamasından kaynaklanan bir değişim yüzünden alınan ışık sinyali "ışık merkezi"nin konumu ile cismin kütle merkezinin konumu arasında bir fark yaratır. "Işık merkezi kayması" olarak adlandırılan bu fark çok önemlidir. Cismin ışık merkezi konumundan kaynaklanan astrometrik ölçümlerini düzletmek için kullanılır. Astrometrik ölçümlerin doğruluğunu arttırmak ve cisimlerin yörünge hesabını geliştirmek için bu düzeltmeye başvurulur (Cellino et al., 2009; Arlot, 2011). Cisimlerin evre etkisinden dolayı değişen görünür çaplarını etkileyen bazı durumlar vardır. Kenarları ile merkezinin yansıttığı ışık oranının faklı olması, "kenar-merkez etkisi", bazı bölgelerinin diğer alanlara göre daha parlak olması, "yüzey etkisi" ve küresel olmayan cisimler için Yer’den görünen yüzünün değişmesi, "üç eksen etkisi" cismin ışık merkezini değiştirir. Yüksek duyarlıklı astrometri için bütün bu durumların hesaba katılması gerekir. Olay gözlemleri için ışığı kısa aralıklarla olabildiğince hızlı kaydedebilen CCD ya da video kamera gibi alıcılara ihtiyaç vardır. Kaydedilen her ışık için tüm görüntü alanı da fotometrik referans olarak kullanılır (Arlot, 2011). Cismin disk yapısı nedeniyle geliştirilen diğer bir ölçüm yöntemi "disk tarama ışıkölçümü"dür. Gözlemci genellikle asteroidin bütün dönme dönemini kapsayan bir gece boyunca alınmış uzun ve yoğun bir ışık eğrisi ister. Kısa zaman aralıklarında olabildiğince çok veri alma yöntemine "yoğun ışıkölçüm" denir. Bir asteroidin dönme dönemini belirlemek için genellikle bu yöntem kullanılır. Farklı dönemlerde az sayıda veri alma yöntemi ise "seyrek ışıkölçüm" dür. Bu veri genellikle asteroitlerin dönemini, kutup yönelimini ve genel şeklini elde etmeye yeterlidir (Kaasalainen, 2004). Durum açısı tutulum boylamının bir fonksiyonu olduğundan aynı cismin ışık eğrisinde tutulum boylamı değiştikçe genlik farklılıkları oluşur. Şekil 3.5a'dakine benzer üç eksenli bir elipsoid için eksenleri arasındaki ilişki a>b>c olsun. Gözlemci, en küçük ekseni etrafında dönen cismin ışık eğrisini durum açısı 90º ve cismin dönme ekseni tutulum doğrultusunda iken en büyük genlikte görür. 0º durum açısında ve dönme ekseni tutulum doğrultusuna yönelen elipsoid cismin ışık eğrisi ise en küçük genliktedir (Hestroffer et al., 2009). 38 Şekil 3.5. Üç eksenli asteroit modeli ile elde edilen şekil ve ışık eğrisine yansıması (Lacerda and Luu, 2003). Işık eğrisi genliğindeki bu değişim zamana göre noktalandığında Şekil 3.6'da örnek olarak gösterilenlere benzer grafikler elde edilir. Bu grafiklerin morfolojisinden yapılan analizlerle cismin dönme eksen yönelimi belirlenir. Asteroit kutbunun tutulum boylamı λ üç örnekte de sabit (30º) olmak üzere, tutulum enlemi β'nın değişiminin (a=60º, b=30º, c=0º) genlik-zaman grafiğinin morfolojisine olan etkisi simüle edilmiştir (Hestroffer et al., 2009). Şekil 3.6. Asteroit kutup yöneliminin genliğe olan etkisi (Hestroffer et al., 2009). Geliştirilen farklı tekniklerle şekil ve kutup yönelimi Yer'den yapılan gözlemlerle de belirlenebilir. Fakat daha küçük uzanımları görebildiğinden uzay araçlarıyla yapılan gözlemlerle daha kolay sonuç alınır (Cellino et al., 2005a). 3000'den fazla asteroidin ışık eğrisi, istatistik çalışmalarda kullanmaya olanak verecek kadar iyi belirlenmiştir. Işık eğrisi bilinen tüm asteroitlerin listesine, ışıkeğrilerine ve dönem bilgilerine Asteroit Işık Eğrisi Veritabanı (Asteroid Lightcurve Database, LCDB) ulaşılabilir (Warner, 2009). Ortak Asteroit Işık Eğrisi Bağlantısı (Collaborative Asteroid Lightcurve Link, CALL) internet adresi ise gereksiz gözlem tekrarlarından kaçınmak ve daha iyi sonuçlar elde edebilmek için gözlemleri dünya çapında koordine eder (Warner, 2013; Pravec and Harris, 2000). 39 3.3 Tayf Küçük cisimlerin fiziksel özelliklerinin belirlenmesinde ışıkölçüm ve yansıtma tayfı en çok kullanılan iki yöntemdir. Yansıtma tayfları asteroit yüzey bileşimi ve bazen de içyapı özellikleri hakkında bilgiler verir (Gaffey et al., 1993). Asteroidin rengi en temel özelliğidir. Gelen güneş ışığı asteroidin yüzeyindeki minerallerin optik özeliklerine bağlı olarak saçılır ya da soğrulur. Işığın yansıtılan kısmı Yer'den dalgaboyunun fonksiyonu olarak ölçülür. Yansıtma tayfının ilk hedefi gelen ışığın yansıtılan ışığa oranını dalgaboyunun fonksiyonu olarak ölçmektir (Bus et al., 2002). Diğer bir deyişle, yansıtma (albedo), tayfın görünür ya da yakın kızılötesi bölgesinde ölçülen ışığın güneş ışığına oranıyla belirlenir (Delbo et al., 2012). Asteroit tayflarının asteroit tanımlamada ve sınıflamada kullanılan üç temel ilkesi vardır. Güçlü Fe+2 nedeniyle oluşan UV soğurma özelliğinin varlığı, 0.55 µm'deki tayfın eğimi ve 0.7 µm'de silikat soğurma özelliğinin varlığıdır (Bus et al, 2002). Her tayf sınıfının kendine özgü bir tayf şekli ve eğimi vardır. Bu tayf sınıflarının şekil ve eğimleri, asteroitlerin içinde bulunan bazı minerallerin tayf şekilleri ile benzerlikler gösterir. Şekil 3.7a'da asteroit yapısında bulunan bu minerallerden demir-nikel (FeNi), olivine (Ol), pyroxine (Px), spinel (Sp) tayfları görülmektedir (Gaffey et al., 1993). Şekil 3.7b'de 24 taksonomik sınıfın 0.45–2.45 µm aralığındaki tayfı, tayf eğiminin göreli karşılaştırması için yatay çizgi eklenerek sunulmaktadır (DeMeo et al., 2009). Şekil 3.7. a) Asteroit yapısında bulunan bazı minerallerin tayfları (Gaffey et al., 1993). b) 24 taksonomik sınıfın 0.45–2.45 µm'deki tayfı (DeMeo et al., 2009). 40 1980'lerde CCD'nin yaygınlaşmasıyla asteroitlerin tayfları görünür dalgaboyunun 0.4–1 µm aralığında tek pozlamayla daha sönük asteroitleri de kapsayacak şekilde elde edildi. Çok renk ışıkölçerlerde karşılaşılan asteroidin dönmesinden veya gökyüzü şartlarındaki geçici değişimlerden kaynaklanan bazı zorluklar ortadan kalktı. CCD ile yapılan tayf çalışmaları asteroitlerin tayfındaki bazı soğurma özelliklerinin keşfini sağladı ve asteroit yüzeyinin kimyasal doğasıyla ilgili yeni bakış açıları kazandırdı. Aynı zamanda asteroit sınıflarının yörünge dağılımı hakkında da yeni anlayışlar sağladı (Bus et al., 2002). CCD'nin avantajlarının yanında bazı olumsuzluklar da bulunur. Gözlemler CCD duyarlılığı nedeniyle 450 µm'den daha kısa dalgaboyu aralıklarını içermez. Yakın moröte tayf bölgesi (0.35–0.5 µm) atmosfer nedeniyle Yer'den teleskopların veri alamadığı bir aralıktır (Campings et al., 2012). Genelde gözlemler 450–1000 µm arasındadır ve 340–550 µm mavi bölgede düşük kalitededir. 800–900 µm aralığında çok önemli bantlar olmasına rağmen gözlemciler CCD kuantum etkinliği ve bazı nedenlerle bu dalgaboylarını seçmezler (Delbo et al, 2012). En son hazırlanan taksonomik sınıflar 5000 ve 9500 Å dalgaboyu aralığındaki SMASS ve SMASSII'dir (Bus and Binzel, 2002) ve görünür bölgenin kısa dalgaboyu aralıklarını içermez (Delbo et al, 2012). Yer gözlemleri çoğunlukla 0.3-1 µm aralığında gözlemleri içerir. Bu bölge güneş ışığının atmosferden en iyi geçtiği ve alıcıların en duyarlı olduğu aralıktır. Bu dalgaboylarında yüzeydeki ısısal salmalar gözardı edilir; özellikle 2.5 µm'de salma yapmasına yetecek kadar ısınan düşük albedoya sahip YYA için (Campings et al., 2012). Sonuç olarak, Bus ve Binzel'in (2002) tayf sınıfları düşük albedoda belirlenmiş sınıfları ayırt edemez (U'da 330-400 nm, B'de 400-500 nm). Örneğin Tholen'ın (1984) F sınıfı, B sınıfından çok az bir UV düşmesi nedeniyle ayrılır. B sınıfı asteroitleri F sınıfındakilere göre daha yüksek albedoya sahiptir. Yine de Bus sınıflamasına göre bu iki sınıf aynı grupta gösterilir (Delbo et al., 2012). Son yıllarda yakın kızılötesi tayfçekerlere ulaşmak kolay olduğundan 3-4 m ve 8-10 m teleskoplarla asteroit tayfları ve tayf sınıfları genişletildi. Yakın kızılöte tayf aralığı asteroit minerolojik yapısında çokça bulunan silikat soğurma bantlarını içerir. Bu nedenle sınıflandırmalar görünür tayfın kırmızı bölümünde artmaya devam etmekle beraber uydu gözlemleri önem kazanmaktadır (Delbo et al., 2012). 41 3.4 Bir Asteroidin Astrometrik ve Fotometrik İncelemesi 3.4.1 Gözlem süreci ve hedefleri Bir asteroit ailesinin üzerine etki eden Yarkovsky ve YORP kuvvetlerinin belirlenmesi, aile üyelerinin geçmiş zaman boyunca nasıl dağıldığını ve ne tür değişikliklere uğradığını belirlemeyi sağlar. Literatürde, bu etkilerin belirlenmesi için geliştirilen birkaç yöntem vardır. Hepsinin temelinde asteroitlerin dinamik ve fiziksel özelliklerinin belirlenmesi yatar. Yarkovsky ve YORP kuvvetlerinin etki derecesinde önemli rol oynayan, asteroidin dinamik ve fiziksel özellikleri ise astrometrik ve fotometrik yöntemlerle belirlenir. Aşağıda bir asteroidin gözlemleri ve bunların astrometrik ve fotometrik analiziyle elde edilen önemli parametrelere yer verildi. Hedef asteroidi seçerken başlangıç için olabildiğince parlak, bir gece içinde tüm ışık erğisi elde edilebilecek kadar kısa dönemli, elde edilen sonuçları karşılaştırabilecek kadar iyi bilinen ve gecenin büyük kısmında gökyüzünde bulunmasına dikkat edildi. Bu koşullara uygun asteroidi belirlemek için kullanılan veri tabanları şöyledir; Minor Planet & Comet Ephemeris Service (MPC, 2014d), JPL's Horizon System (NASA, 2014), Planetary Data System (Neese, 2014), CALL: Projects Page (MPC, 2014e). Proje gözlemleri Tübitak Ulusal Gözlemevi'nde (TUG) bir metre çaplı T100 teleskobuyla 2013 yılı içinde gerçekleştirildi. Hava şartları ve teknik sorunlar nedeniyle alınan gözlem günlerinden 69 Hesparia'nın 6 gün gözlemi yapılabildi. Çizelge 3.1, ilk keşfi 1861'de yapılan 69 Hesperia'ya ait genel bilgileri içerir. Çizelge 3.1. 69 Hesperia'ya ait genel bilgiler (NASA, 2014). Salt parlaklığı (H) 7.05 kadir Çapı (D) 138.13 km Dönemi (P) 5.65 saat (0.23549167 gün) Eğim parametresi (G) 0.19 Albedo 0.1402 B–V 0.674 kadir U–B 0.230 kadir Tholen sınıfı M SMASS sınıfı X 42 Gözlem gecesinde asteroidin tam yerini bulmak için ESO Online Digitized Sky Survey (ESO, 2014), Aladin Sky Atlas (CDS, 2014), Asteroid Observing Service (Lowell, 2014)'dan alınan koordinatlar ve haritalar kullanıldı. TUG'da gözlemler MaksimDL programı ile yapıldığından gözlem sırasında alınan birkaç görüntü animasyon özelliği ile hareket ettirilerek asteroidin tam yeri belirlenebildi. Lowell'dan (2014) alınan harita ile asteroidin hareket yönüne göre CCD görüş alanı içinde en uygun biçimde ayarlandı. Poz süreleri, SNR, 100'ün altında kalmayacak ve CCD'nin dinamik aralığı olan 65000'i geçip taşmayacak şekilde her renge göre ayrı ayrı ayarlandı. Gece boyunca değerlerdeki değişime göre poz süreleri de yeniden düzenlendi. Bu bilgiler ışığında yapılan gözlemlere ilişkin bilgiler Çizelge 3.2'de verildi. 69 Hesperia'nın 5 gün gözlemi bulunmaktadır. Çizelge 3.2'de gözlem günü, cismin o geceye ait sağaçıklık (RA) ve dikaçıklık (DEC) değeri, Güneş'e olan uzaklığı (r), Yer'e olan uzaklığı (∆), evre açısı (α), parlaklığı (V), hızı ve V bandında alınan görüntü sayıları verilmektedir. Çizelge 3.2. 69 Hesperia'nın için gözlem gecelerine ait bilgiler. Tarih (Yıl/Ay/Gün) RA; DEC (Sa, Dk, S); (º, ′, ″) R (AB) ∆ (AB) (º) V (kadir) hız (″/s) Görüntü Sayısı 2013 09 12 00 30 18 +03 55 07 3.091 2.123 6.2 11.6 0.48 103 2013 09 11 00 30 54 +04 01 24 3.093 2.129 6.5 11.6 0.47 45 2013 08 14 00 41 10 +06 04 13 3.136 2.395 14.5 12.2 0.12 87 2013 08 12 00 41 19 +06 08 36 3.139 2.419 14.9 12.2 12.2 76 2013 07 19 00 37 19 +06 16 24 3.175 2.752 18 12.6 0.23 44 α İndirgemeler için MaksimDL (Diffraction Limited, 2014), FindOrb (Project Pluto, 2014) ve MPO Canopus/PhotoRed (Warner, 2014) programları kullanıldı. Canopus'ta programın doğru çalışabilmesi için gözlemci bilgileri, gözlemevi konumu, teleskop, kamera, katalog, ölçüm için kullanılacak açıklık ayarları gibi genel bilgilerin, ölçüm ve indirgeme işlemlerine başlamadan önce hazırlanması gerekir. Şekil 3.8'de 69 Hesperia için kullanılan gerçek değerler genel bir fikir vermesi için sunuldu. Her bir sayfanın ne anlama geldiği ve ayarların nasıl yapıldığıyla ilgili bilgilere MPO Canopus resmi sayfasında yayınlanan kullanıcı klavuzlarından ulaşılabilir (Warner, 2014) 43 Şekil 3.8. Ayarlar sayfasındaki pencereler. "Otomatik Eşleştirme" indirgemelere başlamadan önce yapılması gereken bir işlemdir. Eğer gözlem aletleri, gözlemevi konum bilgileri doğru girildiyse ve açıklık ayarları düzgün yapıldıysa uygulama sorunsuz çalışır. Bu işlem açılan görüntünün plak eşeli yardımıyla ile programa yüklenen katalog arasında bir karşılaştırma yaparak, gözlem görüntüsünün üzerindeki yıldızların katalog numaralarını, konum ve parlaklık bilgilerini gösterir. Ayrıca her cismin görüntüdeki X, Y koordinatlarını RA, DEC bilgisine çevirirerek konum ölçümü yapılmasını sağlar. MPO Canopus'ta ilk görüntü açılıp "Otomatik Eşleştirme" yapıldıktan sonra pencerenin genel görünümü ve sonuçlar Şekil 3.9'daki gibidir. Ortadan ikiye ayrılan ana pencerenin sağ tarafında gözlem görüntüsü bulunur. Sol tarafta ise gözlem görüntüsündeki tüm cisimlerin karşılığı olan simgeye tıklandığında katalog bilgileri listelenir. Ana pencerenin sağ üst ve sol alt köşesinde görülen bilgilendirme pencereleri büyütülerek sayfanın üzerinde yeniden gösterildi. Bu kısımlardaki bilgiler "Otomatik Eşleştirme" sonrası bulunan referans yıldız sayısını, standart sapmayı, sıfır noktası değerini, cismin görüntüdeki X, Y koordinatlarını ve bunlara karşılık gelen sağaçıklık ve dik açıklık değerlerini, cismin sinyal/gürültü oranını ve parlaklığını göstermektedir. 44 Şekil 3.9. Otomatik Eşleştirme sonrası sonuçlar. "Işıkölçüm Sonuçları" penceresi karşılaştırma sırasında parlaklık-yeğinlik ilişkisi (Magnitude/Intensity Relation, M/IR) için kullanılan yıldızları listeler. M/IR, aletsel parlaklıkları standart parlaklıklara çevirmek için gerekli katsayıların hesaplanmasında kullanılır. Fotometrik hataları ve renk ölçekleri de verilen bu yıldızlardan en uygun olanlarını Canopus seçer ve çözüme katar. Yine de kullanıcı kendi isteğine göre çözüme alınan yıldızları eliyle değiştirebilir. Otomatik Eşleştirme hem astrometrik hem fotometrik indirgeme işlemlerine başlamadan önce yapılması gereken ilk işlemdir. 3.4.2 Astrometrik indirgeme Astrometrik indirgemeler konum hesabı ve yörüngenin yeniden belirlenmesi için önemlidir. Yapılan Otomatik Eşleştirme'ten sonra asterodin konumu işaretlenerek indirgeme sayfasına gidilir ve asteroidin o görüntüdeki sağaçıklık ve dikaçıklık değerleri kaydedilir. Her görüntü için aynı işlem tek tek yapılır. Bu kayıtların hepsi daha sonra MPC raporu hazırlamak için kullanılır. Şekil 3.10'da indirgeme sayfası genel bir fikir oluşturmak amacıyla sunuldu. En üstteki sarı ile işraretlenen satır asteroide ait bilgileri verir. Burada önemli olan ölçülen ile hesaplanan değerler arasındaki farkın (M-C) sıfıra yakın çıkmasıdır. 45 Şekil 3.10. İndirgeme sayfası. İndirgeme sayfasındaki MPC ikonu ile Şekil 3.11'de görülen MPC raporu hazırlanır. Ayarlar sayfasında girilen kişisel bilgiler MPC raporunda şekildeki gibi sol üst kısımda yer alır. Bu rapor Canopus üzerinden ya da e-mail olarak doğrudan gönderilebilir. Ayrıca FindOrb programında da kullanılarak yörünge parametreleri, zaman bilgileri gibi astrometrik veriler elde edilir. Şekil 3.11. MPC raporu. Astrometrik indirgeme yapılırken duyarlılığın yüksek olması için dikkat edilmesi gereken bazı durumlar vardır. Örneğin CCD görüntüsünün içine giren referans yıldız sayısının olabildiğince yüksek olması gerekir. Bu şekilde katalog 46 yıldızlarıyla Otomatik Eşleştirme uygulandığında sağaçıklık ve dikaçıklık ölçümlerinin standart sapması daha düşük çıkar ve hareketli cismin konumu daha duyarlı bir biçimde belirlenir. Astrometrik raporlar Şekil 3.16'daki gibi FindOrb Programına yüklenerek elde edilen yörünge parametreleri ve yörünge zamanları aşağıda sunuldu. Şekil 3.12. FindOrb sonuçları. MPC raporu FindOrb'a ilk yüklendiğinde asteroidin bilgileri ve yörünge programın ana penceresinde görülür. Asteroit üzerine etki eden tüm büyük kütleli cisimlerin hesaba katılması sağlanarak hangi yöntemle çözüm yapılmak isteniyorsa ona göre sağ taraftaki ikonlardan birine basılır. Asteroidin yörünge zamanlarının hesabı için "ephemeris" ikonu kullanıldığında ikinci açılan pencere asteroitle ilgili istenen bilgilere göre sonuçları düzenler. 47 3.4.3 Fotometrik indirgeme Fotometrik ölçümlerle elde edilen ışık eğrisinden dönem ve genlik belirlenir. Dönem, asteroidin dönme hızını verirken, genlik asteroidin en uzun ekseniyle en kısa ekseni arasındaki yaklaşık oranı verir. Genlik evre açısı ve taksonomik sınıftan da etkilenir. Astrometrik ölçümlere göre biraz daha karmaşık olan ışıkölçümün de ilk adımı "Otomatik Eşleştirme" yapmaktır. Açılan ilk görüntüye uygulanan "Otomatik Eşleştirme" sonradan bütün görüntülere aynı işlemi uygulamaktan daha kolay ve kısa sürer. Uygulanmadığında ise ışıkölçüm sihirbazının hareketli cisimler için hazırlanan bazı sekmeleri de kullanılamaz. Analize başlamak için ikinci adım, ışıkölçüm oturumları açmaktır. Şekil 3.13'teki oturum formunun her gece ve her süzgeç için ayrı ayrı düzenlenmesi duyarlı ışıkölçüm analizleri için gereklidir. Ayırma işlemi doğru bir şekilde yapılmazsa, kullanılan süzgecin değişmesi, geceden geceye referans yıldızın değişmesi, gecelik sönükleştirme katsayısının değişmesi gibi nedenlerle oluşan farkların düzeltmesi tam olarak yapılamaz. Şekil 3.13. Oturum açma formu. Asteroit çalışmalarında karşılaşılan en büyük sorunlardan biri de her gece farklı mukayese yıldızlarının seçilmesi nedeniyle ortaya çıkar. Oturum açtıktan 48 sonra aktifleşen ve mukayese yıldızlarının seçimini oldukça kolaylaştıran bir uygulama bulunmaktadır. Işıkölçüm Sihirbazı'nın içinde Mukayese Yıldız Seçici (Comparison Star Selector, CSS) olarak adlandırılan bu uygulama katalogtan renk ölçeklerine ve parlaklıklarına göre görüntüdeki bütün yıldızları noktalayarak, güneş benzeri yıldızları kolayca bulmamızı sağlar (Şekil 3.14). Işıkölçüm Sihirbazı ile asteroidin o anki konumu, 12 saat sonraki konumu ile hareket doğrultusu da görüntü üzerinde işaretlenir. CSS ile seçilen mukayeseler ve parlaklıkları Çizelge 3.3'deki gibidir. Aynı ay içindeki gözlemlerde alan çok fazla değişmediği için aynı mukayeseler kullanıldı. Şekil 3.14. Mukayese yıldızlarının seçimi. Çizelge 3.3. CSS ile seçilen mukayese yıldızları. Tarih Mag (V) VR +06:20:45.7 14.204 0.466 00:38:02.88 +06:15:52.8 14.538 0.389 3- MPO3 J00375934+0616019 00:37:59.34 +06:16:01.9 14.486 0.420 4- MPO3 J00372341+0611391 00:37:23.41 +06:11:39.1 14.205 0.373 2014.08.12 1-MPO3 J00404660+0611323 00:40:46.60 +06:11:32.3 13.170 0.393 2013.08.14 2- MPO3 J00404661+0609063 00:40:46.61 +06:09:06.3 15.043 0.464 3- MPO3 J00405013+0608205 00:40:50.13 +06:08:20.5 15.425 0.320 4- MPO3 J00413133+0614010 00:41:31.33 +06:14:01.0 15.018 0.345 2013.09.11 1-MPO3 J00301606+0345397 00:30:16.06 +03:45:39.7 12.694 0.438 2013.09.12 2-MPO3 J00301049+0345026 00:30:10.49 +03:45:02.6 13.862 0.385 3-MPO3 J00295270+0347010 00:29:52.70 +03:47:01.0 16.215 0.400 4-MPO3 J00294807+0346366 00:29:48.07 +03:46:36.6 15.490 0.389 2014.07.19 Mukayesenin Adı RA Dec (Sa, Dk, S); (º, ′, ″) 1- MPO3 J00381639+0620457 00:38:16.39 2- MPO3 J00380288+0615528 49 Belirlenen mukayese yıldızları ile tüm görüntülerde fark ışıkölçümü uygulanarak Şekil 3.15'de gösterilen ilk ışık eğrisi elde edilir. Buradaki ham veri, özel bir dönem için fit geçirilmediği anlamını taşır. Tek gece üzerinden ham veriyle dönem belirlenemez. Dönem için en az iki gecelik veriye ihtiyaç vardır. Y ekseni indirgenmiş parlaklıktır. Alfa, evre açısıdır. Evre etkisinin düzeltilmesi için oturum sayfasında ilk girilen değerlerden biri olan G (eğim paramatresi) kullanılır. Evre açısı diğer oturumlardaki düzeltmeler için ilk oturumda sıfır noktası olarak belirlenir. Şekil 3.15. 69 Hesperia'nın elde ettiğimiz ilk ışık eğrisi. Sonraki adım, seçilen mukayese yıldızlarının değişen olup olmadığının kontrol edilmesidir. Şekil 3.16a birinci mukayese yıldızının atmosferik etkilerden arındırılmamış temsilini, Şekil 3.16b ise asteroit ile birinci ve ikinci mukayese yıldızların parlaklık farklarını göstermektedir. Şekil 3.16. a) Mukayese yıldızının atmosferik sönükleştirme etkisinden arındırılmamış aletsel parlaklık ölçümleri, b) Asteroitle mukaye yıldızının parlaklık farkları. 50 Işık eğrisine ilişkin son analiz ise dönem analizidir. Dönemi belirlemek için Fourier Analizi uygulamadan önce yapılması gereken birkaç işlem vardır. Bunların doğru uygulanması analiz sonuçlarının güvenirliğini ve duyarlılığını arttırır. İlk olarak her oturumda G parametresinin aynı alınması gerekir. Program bu değeri çoğunlukla 0.15 olarak önerse de bazı asteroitler için farklı değerler önerebilir. Örneğin 69 Hesperia için 0.19 değeri alındı. Işık eğrisinden en iyi temsilin geçirilmesi ve düzeltmelerin doğru yapılması için, eğer bir oturumda G parametresi değiştirilirse diğerlerinde de ilk oturumdakiyle aynı olacak şekilde değiştirilmesi önemlidir. Işık eğrisi analiz sayfasında Şekil 3.17'de gösterilen değerler girilerek tüm oturumların ışık eğrisi evreye göre yeniden çizdirilir. Dönem analizinde tüm verilerin ortak bir noktada birleştirilmesi gerekir. Değişen yıldız çalışmalarında fark ışıkölçümünde tüm oturumlar için aynı mukayeselerin kullanımıyla yapılır. Fakat hareketli cisimlerde geceden geceye değişen mukayese yıldızları nedeniyle sıfır noktaları farklı olur. Işık eğrisi analizi sayfasındaki değerler Şekil 3.17'deki gibi düzenlendikten sonra "Bul" butonuna basılır ve tüm oturumlar evreye göre çizdirilir. Seçilen oturumlardaki ışık eğrileri "Mukayese Ayarlama" formu kullanılarak çakıştırılır. Eğer sıfır noktası yanlışsa ve çakıştırma tam yapılamazsa genlik ve dönem yanlış çıkar. Şekil 3.17. Işık eğrisini evreye göre çizdirmek için girilmesi gereken değerler. Şekil 3.18'de Canopus'la Fourier analizi kullanılarak asteroit ışık eğrilerinin nasıl analiz edildiği gösterilmektedir. V bandında 4 günlük gözlemlerin evreye göre çizdirilen tüm ışık eğrileri Fourier Analizi ile temsil edilerek 69 Hesperia'nın dönemi ve genliği hesaplandı. Yapılan analizler sonucunda dönem Şekil 3.18'de gösterildiği gibi 5.68±0.01 saat ve genlik 0.20 olarak bulundu. Elde edilen değerler 69 Hesperia'nın literatürdeki sonuçlarıyla uyuşmaktadır (De Angelis and Mottola, 1995). 51 Şekil 3.18. Dönem analizi. Işık eğrisindeki saçılmalı noktalar ve eksik veri genliğin yanlış belirlenmesine neden olur. Işık eğrisi düzgün ve simetrikse genlik genellikle eğrideki maksimumla minumum arasındaki farkla belirlenir. Ancak iki maksimum ve iki minimum varsa bunlardan en parlak maksimum ile en sönük minimum arasındaki fark genlik olarak kabul edilir. Işık eğrisinde iki maksimum ve iki minimum varsa bu cisim bir üç eksenli elipsoid şekle sahiptir. Kutup yönelimi ise gözlemcinin bakış doğrultusuna diktir. Eğer gözlemciye doğru olsaydı ışık eğrisinde bir değişim görülmezdi. Canopus'un atmosfer sönükleştirme, aletsel parlaklıkları standart parlaklıklara dönüştürme, renk ölçeklerinin hesaplanması gibi özellikleri vardır. Kullanıcı kendi veri setini diğer MPO Canopus kullanıcılarının kullanımına açabilir, diğer kullanıcıların verilerini de alabilir. MPC ve Lowell gibi veri tabanlarından veri aktarma ve bunlara veri yükleme özellikleri de Canopus'un kullanıcı işini kolaylaştıran önemli yeteneklerindendir. 52 53 1. Gaia İLE KÜÇÜK GEZEGEN İNCELEMELERİ 4.1 Gaia Gaia, Avrupa Uzay Ajansı (Europian Space Agens, ESA) “Horizon 2000 Plus” bilimsel programı içinde 2005–2016 arasındaki üç önemli uydu programından biri olarak tasarlandı. Hipparcos, 1–2 mas doğrulukla astrometrik veri projesinin ilk basamağıydı. İnceleme komitesi Hipparcos’tan alınan sonuçlar üzerine benzeri bir astrometrik görevi geliştirmeyi uygun buldu (Lindegren and Perryman, 1996). 4.1.1 GAIA’dan Gaia’ya 1995 yılında ilk planları yapılmaya başladığında GAIA yüksek duyarlılıklı bir interferometre olarak tasarlandı. ESA’nın temel projelerinden biri olan uydu CCD görüntüleme ile meydana gelen hızlı teknolojik gelişimi yok sayamadı. Yıllar içinde ilk tasarımı tamamen değişti. “Global Astrometric Interferometer for Astrophysics" kelimelerinin baş harflerinden oluşan GAIA akronimi de uydunun aletsel içeriğinin değişmesi nedeniyle anlamını yitirdi. Anlamını kaybeden akronim, görevin gökadamızın oluşum ve evrimine ışık tutma amacını korumasını sağlamak ve aynı projenin devamlılığını temsil etmek üzere yerini küçük harflerle Gaia adına bıraktı (ESA, 2013). 4.1.2 Hipparcos'tan Gaia’ya 1989’da ESA temel projelerinin ilki olan Hipparcos’u fırlattı. Yunan astronom Hipparchus’a atfen “HIgh Precision PARallax COllecting Satellite” akronim açılımı olarak HIPPARCOS adını vermiştir. Yüksek duyarlılıkla ıraksım ölçmek için tasarlanan görev, 118 000 yıldızın konumunu haritalayarak Hipparcos ve Tycho kataloglarını oluşturdu. Katalog yıldızlarının eş zamanlı salt trigonometrik ıraksım, özhareket ve geniş açı astrometrik ölçümülerini yaparak sabit bir referans sistemi de sağladı (Turon, 1997). Geniş açı ölçüm yönteminin ilk defa denendiği bu uzay aracı büyük başarılara imza attı. Başarılarından bazıları; • Shoemaker-Levy Kuyrukluyıldızının Jüpiter’e çarpacağını tahmin etti. • Gökadanın birkaç milyar yıl önce büyük bir grup yıldızı yuttuğunu gösterdi. • Evrenin yaşını yeniden tahmin etme olanağı sağladı (Turon, 1997). 54 1989’da göreve başlayan Hipparcos ile sürekli tarama yapan uydularda geniş açı astrometrisinin uygulanabilirlik derecesi görüldü. Geniş açı ölçümlerinin ilk denemesi niteliğindeki Hipparcos’un kanıtlanmış başarısı üzerine Gaia, astrometrik parametreleri (konum, ıraksım, özhareket) belirlemek için benzer şekilde tasarlandı. Fakat gelişen teknoloji ile tasarımı değişen Gaia, birçok faktörün birleşimiyle olağanüstü bir gelişme gösterdi. Gaia’nın astrometrik ölçüm hedefleri iyi bilinmektedir. Hipparcos’la yapılan genel bir karşılaştırma her iki uydu hakkında ve teknolojinin gelişimiyle ilgili önemli bilgiler içerir. Bu nedenle bazı temel karşılaştırmalar aşağıda özetlendi. Daha büyük optik sistemi ile Gaia parlaklık, doğruluk ve cisim sayısında Hipparcos’a göre daha üst sınırlara ulaşabilmektedir. Parlaklık sınırı 12.5 kadir olan Hipparcos yalnızca önceden seçilmiş bazı cisimleri gözleyebildi. Gaia tüm gökyüzü taraması yaparak 20m'e kadar görüş alanına giren tüm gök cisimlerini gözleyebilecek. Gaia ana aynasının topladığı ışık Hipparcos'a göre 30 kat daha fazladır ve 200 kat daha doğru konum ölçümü yapılmasını sağlar. Bir yıldızın konum ve hareketindeki çok küçük açısal değişimleri bile fark edebilir. Bu duyarlılıkla, Yer’den bakan bir gözlemci Ay’da duran astronotun başparmağını ayırt edebilir (ESA, 2014b). Hipparcos’ta kullanılan fotokatlandırıcılar tek bir cismin görüntüsünü kayıt altına alabiliyorken, Gaia yüksek etkinlikli CCD kameraları ile ortalama olarak 20 000 yıldızı astrometrik alanda eş zamanlı olarak gözleyebilme (Lindergren, 2005) ve aynı anda kaydedebilme yeteneğine sahiptir. Gaia’nın gözleyeceği yıldız sayısı Hipparcos’a göre kabaca 104 kat fazladır. 2014’te Gaia göreve başladığında sel gibi akacak olan veri, 5 yılın sonunda 30 000 adet CDROM’u (1 TB) aşacak niceliğe ulaşacaktır. Daha net bir söyleyişle, ışık kaynaklarından tek tek ışık alan Hipparcos uydusu 118 000 cismi kataloğuna ekleyebilmişken, Gaia kataloğunun bir milyar yıldız içermesi beklenmektedir. Ayrıca Gaia, yıllık öz hareketleri ve konumları gökada dışı referans sistemlerine uyumlu biçimde elde ederek öteki referans sistemlerine göre alınan verilerin kullanılabilmesine olanak sağlar. "Ham” olarak iletilecek bu veri yerdeki veri setiyle kalibre edilecektir. Elde edilen verilerin astronomlarca rahat kullanımının sağlanması ve etkin olarak işlenebilmesi için ESA Gaia'nın yalnız tasarımını değil yazılımını da geliştirmek durumunda kaldı (Lindegren, 2005; ESA, 2014a). Gaia, yeni keşifler ve gerçeğe daha yakın kuramsal çalışmalar için gerekli duyarlılığı ve veri kapasitesini Hipparcos'un çok daha ötesine taşımaya adaydır. 55 4.1.3 Bilim Hedefleri Gaia bir milyardan fazla gök cismini gözleyerek tüm cisimlerin konum, tayf ve ışıkölçüm bilgisini en yüksek doğruluk ve duyarlılıkla belirleyecek kapasiteye sahiptir. Kullandığı güçlü yöntemlerle gerçekleştireceği bilim hedefleri temel olarak dört başlık altında incelenebilir (Lindegren et al., 2008). Gökada Astrofiziği; Gökadamızda ve Yerel Grup’ta 20m parlaklık sınırına kadar olan tüm gök cisimlerini gözleyecek. Yıldız uzaklıklarıyla gökadanın üç boyutlu yapısal haritası oluşturulacak, yıldızların konum, kinematik dağılım, yaş ve kimyasal içeriği arasındaki karmaşık ilişki aydınlatılarak gökada evrimiyle ilgili ipuçları elde edilebilecek. Samanyolu Gökadası'ndaki yıldız oluşum oranları, yıldız çeşitliliği, yıldız sayı yoğunluğu ve kinematiği belirlenerek karanlık madde, gökada diski ve halosunun yapısı belirlenebilecek. Yıldız Astrofiziği; Yıldız kümeleri yıldızların uzaklık, kütle ve evrim basamaklarını 0.01 doğrulukla belirleyerek yıldız iç yapı, atmosfer ve evrim modellerinin güçlü testlerini doğrulayacak. Gökadamızdaki parlak cisimlerin ortalama uzaklık hatalarını ve nadir cisimlerin temel parametrelerini elde edebilecek. Güneş’e yakın yıldızların ikinci bileşenlerini duyarlı gözlemlerle sağlayabilecek ve binlerce öte gezegen bulacak kapasiteye sahiptir. Güneş Sistemi; Güneş Sistemi’nin ilk oluşumu, kökeni ve sonraki evriminin araştırılması gökadamızın yapısı hakkında da bilgiler edinmemiz açısından çok önemlidir. Bunu gerçekleştirmek için asteroitler, kuyrukluyıldızlar gibi küçük cisimler mükemmel test parçacıklarıdır. Güneş Sistemi içindeki kinematik ve kimyasal bileşim dağılımlarının bilinmesi ilk oluşum teorilerine ışık tutar. Gaia’nın hızlı hareket eden cisimleri izleme yeteneği Güneş Sistemi'ndeki küçük cisimlerin de başarılı bir şekilde gözlemine izin verecek. Referans Sistemleri ve Deneysel Görelilik; Yıldız özhareketlerinin doğruluğunun yüksek olması, referans sistemlerinin uzun ömürlü olması anlamına gelir. Tüm yıldızlar doğrudan 500 000 kuazar gözlemiyle oluşturulan gökada dışı referans sistemiyle bağlanır. Kinematik olarak dönmeyen bu referans sistemi ~0.3 µas/yıl doğruluğa sahiptir. Ayrıca astrometrik ölçüm duyarlılığı ile birçok olayın genel görelilik ve kozmolojik testleri sağlanacak, gözlemlerin tutarlı indirgemesi yapılabilecektir (Lindegren et al., 2008). 56 4.2 Aletsel Donanım ve Gözlem İlkeleri Verilerin sınırlarını ve şeklini oluşturduğundan uydunun aletsel donanımı, tarama prensibi ve konumu önemlidir. Alınan verilerin daha iyi anlaşılması ve değerlendirilebilmesi için gereklidir. 4.2.1 Yörünge, Konum ve Tarama İlkesi Gaia, Yer’e 15 milyon km uzaklıktaki Yer-Güneş sisteminin ikinci Lagrange noktasına (Şekil 4.1), görüş alanı Yer’den etkilenmeyecek şekilde konumlandı. Dönemi 180 gün olan Lissijious türü yörüngeye girmesi Yer’den fırlatıldıktan üç gün sonra başarıyla gerçekleşti. Veri indirgeme sürecinin 5 yıllık görev süresinden 2-3 yıl sonra başlaması ve sonuç kataloğunun 2021’de yayımlanması beklenmektedir (Tanga et al., 2008). Şekil 4.1. a) Gaia’nın bulunduğu L2 konumu, b) Gaia'nın Lissijious yörüngesi (ESA, 2014a). Bulunduğu konumda Gaia özel olarak geliştirilen bir tarama prensibiyle tüm gökyüzünü, aralarında sabit bir açı bulunan (Temel Açı; 106.5º) iki bakış açısıyla gözler. Tarama prensibinin belirlenmesinde dönme hızı (1º/min), Güneş'le dönme ekseni arasındaki açı (45º), gözlem tarihlerini etkileyen başlangıç presesyon evresi ve belirli bir cisim için gözlem sayısını etkileyen presesyon başlangıç açısı gibi bazı sabitler kullanıldı. Tarama prensibiyle gök küresindeki hareket üç ayrı bileşenden oluşur; • Uydunun dönme dönemi (6 saat) • Dönme ekseninin presesyonu (63.12 gün) • Güneş'in etrafındaki yıllık dolanma hareketi (365 gün) 57 Şekil 4.2'de gösterildiği gibi tarama çemberinin tüm gökyüzünü görecek şekilde kayması sağlanır. Her nokta, farklı konum açılarıyla her dönemde en az üç defa gözlenir. Bu şekilde 1.5–2 yılda temel beş astrometrik parametreyi, sembolik görev süresi olan beş yılın sonunda ise her cisim için ortalama 70 astrometrik alan geçişi elde edilir (Lindegren, 2005; Lindegren et al., 2008; Mignard et al., 2007; Bancelin et al., 2012). Şekil 4.2. a) Gaia tarama ilkesinin bileşenleri, b) Tarama ilkesinin sonucu olarak derece kare başına düşen gözlem sayısı (Mignard et al., 2007). Genel bir değerlendirme yapıldığında tarama prensibinin üç avantajı olduğu görülür; • Toplam zaman aralığı özhareketler için yeterince uzundur. • Toplam ölçüm sayısı çok dönemli karmaşık cisimleri bile çözümlemeye yetecek kadar çoktur. • Dönemli olaylar için gerekli veri dağılımını sağlar (Lindegren, 2005). 58 4.2.2 Optik Düzenek ve Odak Düzlemi Gaia uzay aracı üç temel bölümden oluşur. Bilimsel donanımı taşıyan "optik düzenek", uzay aracının dengesi, yönelimi ve hareketinden sorumlu "elektrik servis modülü" ve "mekanik servis modülü" 10 m çaplı büyük güneş panelleriyle çevrili bir yapı içindedir (Şekil 4.3). Burada yalnızca bilimsel etkinliğin gerçekleştiği, teleskopları ve odak düzlemini içeren Optik Düzenek incelenecektir. Uzay aracının diğer bölümleri için ayrıntılı bilgiye Gaia'nın resmi internet sayfasından ulaşılabilir. Gaia öncelikli olarak bir astrometrik görevdir; parlak yıldızların ıraksımının 10 µas olarak elde edileceği yeni bir döneme girmeyi amaçlamaktadır. Hassas astrometri için birçok teknik ve bilimsel koşulun sağlanması gerekir. Doğruluğu yüksek genişaçı astrometri yalnızca uzaydan başarılabilir. Gaia Optik Düzeneği bu amacı sağlayacak şekilde tasarlanmıştır (Prusti, 2010). Gaia’da 2 teleskop, tek bir odak düzlemini ortak kullanacak şekilde birleştirildi (Şekil 4.3). Gaia optik sisteminde toplam 10 adet ayna bulunmaktadır. Birinci teleskop M1-M6 arası, ikinci teleskop M’1-M6 arasındaki ayna sistemini kullanır. İki teleskop arasındaki 106.5º temel açı, gökyüzünde 106.5 dakikaya karşılık gelen bir alanın görülmesini sağlar. İki ana aynanın (M1 ve M'1) bakış doğrultularından (BD1-BD2) alınan görüntüler M4 aynasında birleştirilerek M6 aynasından odak düzlemine iletilir (Mignard et al., 2007). Şekil 4.3. a) Uzay aracı içinde Gaia Optik Düzeneği'nin yeri b) Ayna sistemi ve odak düzleminin yeri (ESA, 2014a). Şimdiye kadar yapılan en büyük odak düzlem, 106 CCD'ye sahiptir. Her CCD 45001966 pikselden oluşur ve gökyüzünde 59177 mas'lik bölgeyi görür. 59 Odak düzleminde hareket eden ışık kaynağının görüntüsünü elde etmek için CCD üzerine yığılan fotoelektronların uydunun dönme hareketiyle uyumlu bitişik piksel kolonlarına aktarılması gerekir. Bunun başarılması için tüm CCD’ler zaman gecikmeli tarama (TDI) modundadır. CCD, açısal dönme hızıyla uyumlu olarak 103 piksel/s okuma hızına sahiptir. Veri aktarımı odak düzlemine giren her cisim için belirlenen pencerelerle yapılmaktadır. V>13 için 4.72.1 yaysaniyesi2 büyüklükte pencere 44 pikselin toplamıyla ayarlanır. Daha parlak kaynaklar içinse iki katı büyüklükte pencereler seçilir. 20m'den daha sönük kaynaklar Gök Haritalama (GH) pencereleri tarafından seçilmezler (Dell'Oro and Cellino, 2012; Mignard et al., 2007). Güneş Sistemi'ndeki hareketli cisimler "sabit ve nokta kaynak" olan yıldızlardan farklıdır. Bu nedenle özel bir izleme gerekir ve sinyal analizi için Gaia odak düzleminde ayrı bir prosedür bulunur (Delbo et al., 2012). Şekil 4.4'de gösterilen odak düzleminde her kare, bir CCD'yi temsil eder. Yıldız görüntüsü, Gök Haritalama (GH), Astrometrik Alan (AA), Mavi Işıkölçer (MI), Kırmızı Işıkölçer (KI) ve Dikine Hız Tayfçekeri (DHT) yönünde ilerler. Odak düzleminde "enine yön" (EY) tarama doğrultusunda olmak üzere, buna dik olan diğer doğrultu "boyuna yön" (BY) olarak tanımlandı. Birinci aynadan gelen görüntü GH1'e, ikinci aynadan gelen görüntü ise GH2'ye düşer. Odak düzelminin altındaki doğru üzerinde yıldızın alana girdiği andan itibaren hangi konumda olacağı saniyelerle gösterildi. Dalgacephesi Sensörü (DS) ve temel açı görüntüleme (TAG) yardımcı aletlerdir (Mignard et al., 2007). Şekil 4.4. Gaia Odak Düzlemi (ESA, 2014a). 60 Gaia girdi olarak herhangi bir katalog kullanmayacağı için odak düzlemine giren 20m'den parlak tüm cisimlerin gözlemi yapılır. Odak düzleminde üç temel bilimsel aletin gerçekleştirdiği üç güçlü yöntemle ölçümler yapılır. Astrometri; Astrometrik alandaki CCD'ler süzgeçsizdir ve G bandında genişbant beyaz ışık elde eder. Alıcılarının fotometrik doğruluğu oldukça iyidir. Özellikle gökyüzünün en yoğun bölgelerinde 3 milyon/derece2'ye kadar başarılı ölçümler sağlar. Iraksım hatası 15m yıldızlar için 10-25 µas, 20m mavi yıldızlar için 330 µas, G2 V türü yıldızlar için 290 µas, M6 V türü yıldızlar için 100 µas'tır. Güneş sistemi cisimleri için tek bir dönemdeki doğruluk yatay yönde 20 µas'tır. Bütün cisimlerin her yönde büyük ve küçük açısal ayrıklıklardaki başka cisimlerle ilişkilendiren bir ağ kurulmasını sağlar (Tanga, 2010; Prusti, 2010). Astrometrik olarak G=8-15 için 20-80 µas, G=19 için 600 µas ancak görev sonrasında elde edilebilir (Wyrzykowski and Hodgin, 2011). Şekil 4.5. Gaia'nın astrometrik duyarlılığı (Tanga and Mignard, 2012). Işıkölçer; 330–1050 nm aralığında sürekli tayf ve astrometrinin çok renk düzeltmelerini sağlar. Gaia'nın spektrofotometrik yeteneği MI ve KI'dan gelmektedir. 330-680 nm dalgaboyu aralığında 7 tane MI ve 640-1050 nm dalgaboyu aralığında 7 tane KI CCD bulunmaktadır. Işıkölçümdeki geniş bant "Gaia"dan sonra "G-bandı" olarak adlandırıldı. G=20m renge bağlı olarak V~2021m denktir. Odak düzleminden her geçiş için tipik belirsizlik 10-3 kadirdir. Astrometrik ölçümler için renge bağlı düzeltmeler de önemlidir. Bu da odak düzleminden geçecek her cisim için ayrı ayrı tayfsal enerji dağılımının belirlenmesiyle (Spectral Energy Disturbution, SED) başarılabilir. Odak düzleminden tek bir geçiş, G=14 için milli-magnitude, G=19 için %1 duyarlılık kazandırır. 61 Şekil 4.6. Gaia'nın fotometrik duyarlılığı (Wyrzykowski and Hodgin, 2011). Tayf; Dikine hız tayfçekeri, astrometrik ölçümlerle sağlanan konum-hız evre uzayında elde edilen 5 boyuta 6. boyutu ekleyebilmek için gereklidir. R=11 500 orta çözünürlüklü 847–874 nm aralığında dar bant yakın kızılöte tayfını elde eder. Dikine hız ölçümleri 16.5 kadirden parlak yıldızlar için 1-15 km/s hızı ve geniş bir aralıktaki tayf sınıflarını belirlemeye izin verecek şekilde ayarlandı. Dikine hız tayfçekeri dönme hızları, atmosferik parametreler ve gökada evrimine katkısı olan kimyasal bileşimleri incelemek için geliştirildi. Güneş Sistemi için oldukça sınırlı kullanımı vardır. Parlak küçük gezegenlerin bilinen dikine hızları kullanılarak odak düzlemi aletlerinin kalibrasyonu yapılabilir (Chemin et al., 2011). Güneş'in tayf özellikleri de küçük cisimlerin akılarından incelenebilir. Fakat dikine hız ile bu alana özel bir katkı sağlanamaz. Bu nedenle çalışmada dikine hız tayfçekerine ait ayrıntılı bilgilere yer verilmedi (Mignard et al., 2007; Prusti, 2010; Lindegren et al., 2008, ESA, 2014b). Şekil 4.7. O8-M5 tayf aralığında 18 anakol yıldızı için a) Mavi Işıklçer için simüle edilen tayflar, b) Kırmızı Işıkölçer için simüle edilen tayflar (Lindegrenet al., 2008). 62 4.3 Gaia ile Küçük Gezegen İncelemeleri Güneş Sistemi'ndeki küçük cisimler Gaia'nın öncelikli hedefi olmasa da, Gaia'nın son tasarımıyla birlikte bilim programında yüksek seviyeli hedeflerden biri haline geldi. Küçük gezegen incelemeleri, görevin gelişen teknolojisi ve tüm gökyüzü taraması sonucu kazanılacak bir yan ürünüdür. Yine de beklenen yüksek doğruluk ve duyarlılıkla hareketli cisimlerin astrometrik gözlemlerinde devrim yaratacak niteliktedir (Mignard, 2005). Gaia verilerinin küçük gezegen tarihine, dinamik ve fiziksel özelliklerine ışık tutması beklenmektedir (Tanga et al., 2008). Asteroit astrometrisinde Gaia'dan beklenen, asteroit yörüngelerinde var olana göre 2 mertebe daha iyi sonuçlar elde etmektir. Bu doğruluğu sağlamak için güneş sistemindeki en büyük 100 cismin asteroitler üzerinde yarattığı tedirginlik ve relativistik parametreler anında tespit edilerek dinamik modelde hesaba katılacaktır (Tanga and Hestroffer, 2012). Şekil 4.8 yapılan simülasyonlar ve tahminlerle elde edilen Gaia verileri üzerinden asteroit araştırmalarına geniş bir bakış sağlar. Veri elde edilebilecek asteroit sayıları altı konuda gruplanarak gösterildi. Yörünge geliştirme, dönme özellikleri ve şekil, taksonomik sınıf, çift asteroitlerle ilgili çalışmalar, büyüklük ve kütle tahmini araştırma konularıdır. Dinamik özelliklerin tahmini, kimyasal içerik ve dönme parametreleri ise bu alanlar üzerinden elde edilmesi hedeflenen diğer değerlerdir (Thulliot et al., 2009). Şekil 4.8. Gaia asteroit gözlemlerinin beklenen bilimsel sonuçları ve Yer'den yapılan gözlemlerin katkısı (Thulliot et al, 2009). 63 Gaia'nın sistematik tarama yöntemiyle asteroitler, kuyrukluyıldızlar, doğal uydular, yüksek eğime sahip ya da Yer yörüngesi içinde kalan özel cisimler dahil olmak üzere 5 yılda 500 000 (Virtanen et al., 2005) asteroidin tekrarlı gözlemleri elde edilir. 1 000 küçük cismin doğrudan büyüklük ölçümü, 200 kütle ve yoğunluk, 10 000'den fazlasının de dönme özellikleri ve şekli, neredeyse tüm cisimler için yörünge geliştirme ve taksonomik sınıflama elde edilir (Mignard et al., 2007). Kuyrukluyıldızlar, Gaia'nın parlaklık sınırı nedeniyle uygun hedefler olmazlar. Yine de 50 kuyrukluyıldız çekirdeğinin astrometrik gözlemi ile üzerine etki eden çekimsel olmayan kuvvetlerin tahmini yapılabilir (Thulliot et al., 2009). Yer'den yapılan çalışmalar, düşük parlaklıkları ve konumları nedeniyle asteroitlerin büyük çoğunluğu için yeterli olamamaktadır. Bu tür gözlemlerin heterojen yapıda olması yüksek belirsizlik içerir. Bu nedenle Gaia gibi uzay tabanlı gözlem araçlarına ihtiyaç duyulmaktadır (Cellino et al., 2009). Gaia'nın uzaydaki konumu, tarama prensibi ve odak düzlemi özellikleri, asteroit çalışmaları üzerinde önemli etkilerde bulunur. İlk olarak L2 bölgesinde bulunması ve 45º Güneş uzanımlarını gözleyebiliyor olması daha önce gözlenemeyen Yer yörüngesi içinde kalan kör bölgelerin gözlemine olanak sağlar. Gaia'nın presesyon koni ekseni daima Güneş'e doğru olacak ve dönme ekseni Güneş'le 45º'lik bir açı yapacak şekilde tasarlandı (Mignard et al., 2007). Gaia tarama hareketinin bu özgün geometrisi teleskopların Güneş'e ya da karşı konuma doğru yönlenmesini ve yakın komşuluklarını görmesini engeller. Ayrıca tarama çemberi tutulum düzlemini dörtlükler civarında (90º güneş uzanımlarında) keser. Gözlenebilir bölgelerin iki yönde 45º-135º uzanımları arasına yayılması ve sınır bölgelerde yoğunlaşması anlamına gelir (Şekil 4.9). Şekil 4.9. Gaia'nın gözleyebileceği ve göremeyeceği bölgeler a) Tarama ilkesinin sonucu olarak, b) 45º güneş açısının sonucu olarak (Mignard et al., 2007). 64 Bu geometrinin iki ana sonucu vardır. Birincisi, asteroit yörüngeleri 3-6 hafta aralıklarla gözlenemeyen bölgelerle parçalara ayrılır. Presesyon çevrimi (63 gün) nedeniyle gözlenebilir uzanımlar iki kere taranır ve yavaş hareket eden bir asteroidin birkaç geçişini kaydeder. Fakat aynı cismin gözlenemeyen bölgeyi geçmesi için gerekli süre Gaia'nın Yer ve Güneş etrafındaki dönme süresi kadardır. Dolayısıyla gözlem noktaları yörüngenin belirli bölgelerine yığılır (Şekil 4.10). 45º ve 135º sınır bölgeleri en çok gözlenen ve keşif anlamında en verimli bölgeler olur. Böylece Yer yörüngesi içinde kalan ya da Yer Truvalıları gibi zor gözlenen cisimlerin bulunma olasılıkları artar. Tarama prensibinin bir sonucu olarak sembolik görev süresi olan 5 yılda her asteroit ortalama 60-80 kez gözlenir. Bakış doğrultusu tutuluma yakın olduğunda saniyede bir asteroidin astrometrik alana girmesi beklenmektedir. İkincisi, tipik bir asteroit kavuşum ve karşı konumda olmadığı sürece göreli olarak daha yüksek evre açısında gözlenebilir. Bu sonuçlar indirgeme ve analizlerde önemli etkilere sahiptir (Mignard et al., 2007). Şekil 4.10. Gaia gözlemlerinin a) AKA için zaman dağılımı b) AKA için uzay dağılımı, c)YYA için zaman dağılımı d) YYA için uzay dağılımı (Mouret et al., 2007). 65 Gözlem sayısı asteroitler için yıldızlar gibi görünür parlaklığı V=20'den büyük olanlar için ortalama 70 olarak beklenir. Simülasyonlara göre, salt parlaklığı H=18 (~1 km) olan asteroitlerin yarısı en az iki kere gözlenirken, H=20 (500 m) olanlar için başarı oranı oldukça düşer. Çünkü zamananlarının çoğunda geometrik nedenlerle Gaia parlaklık sınırının altında olurlar. H=16 (2 km) olan asteroitler içinse gerekli tüm gözlemler tamamlanabilir (Mignard, 2002). Gaia Odak Düzlemi'nde küçük cisimlerin sinyal analizi yıldızlardan farklı uygulanır. Bunun ilk nedeni hareketli cisimlerin odak düzleminde yıldızlara göre oluşturduğu kaymadır. Bu kaymadan yola çıkarak ilk önce cisim asteroit olarak tanımlanır. Geçişin başında sabit bir yıldız olduğu varsayımıyla GH'de belirlenen pencere yeterince büyük değildir. Cisim AA'da 6 pikselden (enine yönde 360 mas) fazla kayarak pencerenin kenarına gelir ve alınan sinyalde azalma olur. Boyuna yönde pencere daha geniş olduğundan sorun çıkmaz. Bu şekilde gerçekleşen kayıpları önlemek için GH ve AA konumlarındaki fark belirlenerek özel bir strateji uygulanır. Gaia'nın son tasarımı 5 mas/s kadar küçük hareketleri cisim görüş alanından geçerken belirleyebilir. Daha hassas astrometrik düzeltmeler ise her dönem sonunda aynı alanın bütün görüntüleri karşılaştırılarak yapılır (Mignard, 2002). Şekil 4.11. Odak düzleminde ölçülen a) AKA'lar için enine yöndeki hız dağılımı b) AKA'lar için boyuna yöndeki hız dağılımı c) YYA'lar için enine yöndeki hız dağılımı d) YYA'lar için boyuna yöndeki hız dağılımı gösterilmektedir (Mignard et al., 2007). 66 İkinci neden, küçük cisimlerin gökyüzündeki hareketidir. Aynı yerde tekrar gözlenemedikleri için tanımlanmaları özel çabalar gerektirir. Odak düzlemindeki hareketleri tek bir geçiş için dahi göz ardı edilemeyecek öneme sahiptir ve takibinin yapılması gerekir. Gaia yeni cisimlerin belirlenebilmesi için bir asteroit listesi kullanır. Referans sistemi farklılaşarak dinamik referans sistemine dönüşür ve ona göre bir indirgeme süreci oluşur (Hestroffer et al., 2009). Üçüncü neden ise ideal nokta kaynaklar olmadıkları için disk tarama ışıkölçümünün uygulanmasıdır. 4.4 Gaia ile Asteroitlerin Fiziksel Özellikleri 4.4.1 Yörünge belirleme ve geliştirme Yörünge belirlemeleri ve geliştirmeleri Gaia güneş sistemi verilerinin analizinde merkezi aktivitedir (Mignard et al., 2007). Gaia'nın geliştirilen astrometrik doğruluğu yörünge elemanlarının olasılık yoğunluğunu yükseltir. Bunun sonucu olarak da cismin ne zaman nerede olacağıyla ilgili tahminler, asteroit belirlemeleri ve çarpışma olasılıkları gibi yörünge belirsizliğine bağlı değerlendirmelere büyük katkılar sağlar (Virtanen et al., 2005). Kısa yay uzunluklarına dayanarak birincil yörüngenin belirlenebilmesi için basit dinamik modelden, kütle ve relativistik parametreleri de içeren en karmaşık dinamik modellemelere kadar birkaç seviyede incelenerek, Gaia'da veri analizi boyunca cismin şekline, yüzey etkisine, a-e düzlemindeki konumuna ve gözlem dağılımına bağlı olarak farklı istatistik yörünge modelleri kullanıldı. Virtanen et al. (2005), Mignard (2002), Muinonen et al. (2005), Torppa ve Muinonen (2005), Wolff (2005a) çalışmalarında kullanılan yöntemlerle ilgili ayrıntılı bilgiye yer verdiler. Tanımlanan tüm yöntemler 30 000 satırdan oluşturulan bir yazılımla birleştirildi. "Orb" olarak adlandırılan bu yazılım geniş çapta test edildi ve doğru sonuçlar elde ettiği görüldü (Mignard et al., 2007). Vesta'nın tek dönemlik Gaia verileri (0.4 gün içinde 4 gözlem) gözlem duyarlılığının bir fonksiyonu olarak istatistik yöntemlerden biriyle simüle edildi. Şekil 4.12, Vesta'nın Gaia ile alınan gözlem yayı arttıkça yarıbüyük eksen doğruluğunun arttığını göstermektedir (Virtanen et al., 2005). 67 Şekil 4.12. Vesta'nın artan gözlem yayının bir fonksiyonu olarak yarıbüyük eksenin gelişen doğruluğu (Virtanen et al., 2005). Gaia neredeyse gözlenen tüm cisimler için dinamik parametreleri küçük etkilerle birlikte belirleyerek ileri bir yörünge geliştirme olanağı sağlar. Simüle Gaia gözlemleri doğrusal en küçük kareler yöntemiyle temsil edilerek yörünge elemanlarının hataları elde edildi. Şekil 4.13'te yarı-büyük eksen uzunluğu ve yörünge eğikliği için sağlanan hatalar görülmektedir. Hata oranları relativistik parametrelerin ve yakın kütle geçişleri sırasında oluşan sapmaların belirlenmesi için yeterlidir. Gözlenen cisimlerin küçük bir yüzdesi için tüm yörüngeyi çıkarır fakat büyük bir kısmı için 0.3-5 mas'lik astrometrik doğruluk ile yörünge geliştirmeye 10-50 kat etki eder (Bancelin et al., 2012). Şekil 4.13. Yörünge elemanları a ve i'nin Gaia gözlemlerinden elde edilen duyarlılık (Bancelin et. al., 2012). 68 Hızlı hareket eden bir cisim Gaia'nın tüm görüş alanından geçmeyebilir. En kötü olasılık her geçişte yalnızca bir CCD gözlemine ulaşılmasıdır. Yörüngeler, gezegen tedirginliklerinin de hesaba katıldığı iki cisim probleminin sayısal integrasyonu ile hesaplanır. Önceden seçilen bazı asteroitlerin relativistik etkileri, evre nedeniyle oluşan ışıkmerkezi etkisi, çekimsel olmayan kuvvetlerin deneysel parametreleri de hesaba katılır. Gaia'nın astrometrik duyarlığı Yer verilerinden elde edilene göre 30 kat daha iyi yörünge geliştirme olanağı sağlar. Daha kısa dönem gözlemler, tipik bir AKA için tüm yörüngenin çıkarılmasına yeterken, gezegen uyduları ya da Truvalılar gibi uzun dönem gözlemlere ihtiyacı olan cisimler için yeterli değildir. Bu nedenle bazı cisimlerin Gaia'dan alınan gözlem sayısı yetersiz olsa da Yer gözlemleriyle birleştirildiğinde yörünge geliştirmek için kullanışlı olur (Hestroffer, 2011). Gaia'nın ulaşacağı duyarlılık yaklaşık 2000 AKA ve YYA kullanılarak simüle edildi. 5 yıl boyunca odak düzlemine giren cisimlerin yatay yöndeki hızının hata tahminleri ile simüle hızları karşılaştırılarak yapıldı. Her bir cismin odak düzleminde gözlenme sayısı renklerle gösterildi. Gözlem sayısına bağlı olarak elde edilen hatalar YYA'lar için σv,YYA=0.6 mas/s, AKA'lar için σv,AKA=0.08 mas/s'tır (Şekil 4.14) (Wolff, 2005b). Şekil 4.14. a) YYA'lar için b) AKA'lar için hız tahminleriyle gözlem sayısı arasındaki ilişki (Wolff, 2005b). Hareket eşitlikleri için dinamik modele girilen diğer küresel parametreler de ayarlanabilir. Örneğin tüm asteroitlerin enberi noktalarının presesyon hızının görüntülenmesiyle relativistik PPN parametresi β (beta) bir kere elde edilebildiğinde J2 dinamik parametresi doğrudan tahmin edilebilir (Hestroffer, 2011). 69 4.4.2 Kütle belirlemeleri Yer'den yapılan asteroit gözlemleri 0.05"-1.0" astrometrik doğruluğa sahiptir. Gaia'nın her geçiş için 0.1-1.0 mas doğruluğa erişebilmesi yörünge elementlerinin belirsizliğinde 100 kat düzelme sağlar. Bu duyarlılık, küçük dinamik olayları Yer gözlemlerinin çok ötesinde inceleme olanağı verir. Yakın geçişlerindeki sapmanın doğrudan ölçülmesi ve tedirginliklerden kütleler elde edilebilmesi de bunlara dahildir (Cellino et al., 2009). Mouret et al. (2007) Gaia gözlemlerinin, parlaklık, gözlem zamanı ve gözlem geometrisi gibi özelliklerini içeren gerçekçi simülasyonlarla görev süresi boyunca meydana gelecek çoklu etkileşimleri ve yakın kütle geçişlerini inceledi. 43 500 küçük ve 600 büyük kütleli asteroti içeren küresel çözüm sonunda yaklaşık 150-200 büyük kütleli asteroit kütlesinin %50'den daha iyi, Ceres ve Vesta'yı da içeren farklı taksonomik sınıftan 36 asteroidin kütlesinin %10'dan daha iyi bir duyarlılıkla belirlenebileceği görüldü. Ayrıca iyi planlanan görev öncesi ve sonrası Yer gözlemleri ile bu duyarlılık arttırılabilir (Mouret et al., 2008). Her kütle ölçümünde 10-12 Mʘ doğruluk beklenir fakat aynı asteroidin başka asteroitlerle yakın geçişlerde olan etkileşimiyle bu doğruluk 10-14 Mʘ'e kadar yükselir. Bu durumda en büyük asteroit olan Ceres'in kütlesi %0.01 doğrulukla elde edilebilir. Şekil 4.13'teki duyarlılıklar göz önüne alındığında bu değer oldukça etkileyicidir (Cellino et al., 2009). Cismin sağaçıklık ve dikaçıklığında 1 mas’dan daha büyük bir açısal sapma varsa bu cisim, kütlesinin Gaia ile belirlenmesi için iyi bir adaydır (Fienga et al., 2003). Asteroit kuşağındaki cisimlerin hareket simülasyonlarıyla uzak, yakın, tekli ve çoklu geçişlerin neden olduğu sapmalar tahmin edildi. Böylece Gaia'nın görebileceği tedirginlik dağılımı ve geçişlerin sayısı belirlendi. Bu simülasyon, konum ve hızın başlangıç şartları 2010'a göre alınarak, 5.5 yıllık görev süresi üzerinden düzenlendi. Numaralı ilk 500 asteroit ve bunların etkilediği 20 000 küçük asteroit kullanılarak istatistikler hesaplandı. İlk 5 cisim için kütle literatürden alınırken, diğerleri için parlaklık çap ilişkisinden elde edildi. Uzaklık, göreli hız, açısal sapma, yörünge parametreleri gibi bazı parametreler hesaba katıldı. Çarpma parametresi 0.1 AB'den daha küçük olan geçişlerle ilgili istatistikler Şekil 4.15'te gösterilmektedir (Tanga, 2005). 70 Şekil 4.15. Çarpma parametresi 0.1AB'den küçük olan yakın geçiş sayısı (Tanga, 2005). Hesap yapabilmek için ana kuşaktaki geçiş hızının 3 km/s olduğu varsayıldı ve çarpma parametresi için iki değer kullanıldı. Uygun geometri için sapma açısı 5-10 mas kabul edildi, Gauss tedirginlik formülü kullanıldı ve aynı düzlemde geçişin a ve e'yi etkilediği birkaç haftalık Gaia gözlemleriyle yörüngede meydana gelen değişikliğin sapma değeri simüle edildi. Yine de büyük kütleli cisimlerin tedirginliğe olan katkıları göz ardı edilemez. Simülasyonlar için ulaşılan konum ve fiziksel parametreleri de içeren veri seti, gerçekten çözümler için önemli bir ön hazırlığı gerektirecek düzeyde büyüktür. Gaia için geliştirilen bu çalışma Yer gözlemleri için de kullanılabilir (Tanga, 2005). 4.4.3 Büyüklük belirlemeleri Gaia verileriyle ilk defa çok sayıda asterotin görünür çapı doğrudan belirlenerek güvenli ve istatistik dağılımı homojen bir veri tabanı oluşturulacaktır (Dell'Oro and Cellino, 2005). Büyüklük belirleme konusunda Gaia'nın yeteneği, olası bir asteroidin odak düzleminde ürettiği sinyallerin ayrıntılı simülasyonları kullanılarak tahmin edildi. Bu amaçla analiz edilebilmesi için odak düzlemine giren cismin öncelikle iki önemli koşulu sağlaması ve asteroit olarak tanımlanması gerekir. Birinci koşul, disk analizinin yapılabilmesi için nokta kaynak olmaması, ikinci koşul ise tek bir geçiş sırasında odak düzlemindeki hareketinin görülebilir ve ölçülebilir olmasıdır. Gaia astrometrik alanına giren bir gök cisminin sinyalleri bir dizi CCD tarafından toplanır. Cismin büyüklüğü sinyal analizi kullanılarak elde edilen elektron dağılımının tarama yönündeki standart sapması ile belirlenir. Buna sinyal genişliği denir. Asteroidin büyüklüğü ile sinyal genişliği arasında birebir ilişki bulunmaktadır. G=20 görünür parlaklığa sahip küresel bir asteroidin nokta kaynak olmamasının getirdiği avantajla açısal 71 büyüklük ölçümü foton gürültüsüne bağlı belirsizlikle Şekil 4.16'da gösterildiği gibi belirlenebilir. Cismin hareketli olması CCD üzerindeki son sinyal kaydını etkiler. Nokta kaynak olmaması nedeniyle de ölçülen ışık merkezinin yeri sürekli değişir. Bunlar da astrometrik konumunu, dolayısıyla da yörünge hareketini ve ortak çekim olaylarındaki kütle hesabını etkiler (Cellino et al., 2005a). Foton istatistiği nedeniyle oluşan görünür açısal çap cismin uzaklığına, salt parlaklığına, şekline ve dönme evresine bağlıdır. Fakat en önemlisi asteroidin ürettiği sinyal yıldızlar gibi nokta kaynakların ürettiği nokta kaynak fonksiyonu ile ifade edilebilen parlaklığından farklı olur (Dell’Oro and Cellino, 2005). Şekil 4.16. Sinyal genişliğine bağlı açısal çap belirlemesi (Cellino et al., 2005a). Şekil 4.17 Gaia görüş alanından geçen hareketli cisimlerle ilgili önemli bir sorun olduğunu gösterir. Hareketli bir cismin tek bir geçişi sırasında toplanan fotonlar gözlem penceresinin dışına kayma eğilimi gösterir. Dolayısıyla farklı CCD'lerde farklı sinyal kayıtlarına neden olurlar. Her farklı CCD'deki gözlem penceresinde konum ve büyüklük geçişin başlangıcına sabitlendiği için hareketli cisim, gözlem penceresinin başlangıç merkezinden kaymaya başlar ve yeterince hızlıysa pencereden çıkar. Kaydedilen sinyal gözlem penceresindeki tüm CCD'ler üzerinden taranan fotoelektronların bir toplamıdır. Şekil 4.17'de 6 kolondan oluşan bir gözlem penceresi örnek olarak gösterilmektedir. Genel olarak, Gaia görüş alanında cisim ilk olarak tespit edildiğinde kaynağın parlaklığının artması üzerine otomatik olarak en geniş pencere seçilir. Sinyalin analizi standart bir sinyal modeli üzerine kurulu bir dizi CCD indirgeme rutini ile asteroidin görünür açısal büyüklüğü ve görünür hareketi eş zamanlı olarak, genelde yalnızca enine yönde çözümlenir. Tarama yönünde 15 mas/s, boyuna yönde 45 mas/s hızla hareket eden bir asteroidin astrometrik alanda gözlem penceresinin art arda gelen 72 3 CCD'si tarafından toplanan sinyalleri ve bu sinyallerle uyumlu kayıtlar Şekil 4.17'de gösterilmektedir (Cellino et al., 2009). Şekil 4.17. a) Tarama yönünde hareket eden bir asteroidin astrometrik alanda 3 CCD tarafından toplanan sinyalleri b) Sinyallerle uyumlu kayıtlar (Cellino et al., 2009). Büyüklük ölçümleri, cismin görünür açısal çapı ve görünür parlaklığı sağlandığında güvenilir sonuçlar verir. Verilen bir cisim için bu şartlar farklı geçişlerde cismin salt büyüklüğüne ve gözlem koşullarına bağlı olarak sağlanabilir ya da sağlanamaz. Eğer sinyal analizi %10'dan daha iyi bir belirsizlik tahminine sahipse gerçek büyüklük hakkında bir fikir verir. Gaia'nın 5 yıllık gözlemleri üzerine ayrıntılı bir simülasyonla elde edilen Şekil 4.18, km cinsinden çapın fonksiyonu olarak farklı asteroitlerin büyüklüklerinin kaç kere %10'dan daha iyi bir doğrulukla ölçülebileceğini gösterir. Sonuçlar asteroitlerin doğrudan büyüklük ölçümlerinin 20 km'den büyük cisimler için olumlu olduğunu gösteriyor. Bu da yaklaşık 1000 cismin Gaia tarafından doğrudan büyüklüğünün ölçülebileceği anlamına gelir ve oldukça etkileyicidir (Cellino et al., 2009). Şekil 4.18. a) Farklı büyüklükte cisimler için %10'dan daha iyi doğrulukla ölçülebilecek "en iyi gözlem" sayısı b) Büyüklük-duyarlılık ilişkisi (Cellino et al., 2009). 73 S bir asteroidin tüm gözlemleri, s yalnızca iyi gözlemleri olmak üzere, ρ=s/S asteroit büyüklük ölçümünde Gaia'nın etkinliğini (ρ) verir. Şekil 4.19 asteroitlerin gerçek büyüklüklerine göre Gaia gözlem etkinliğini gösterir. Koyu çizgi etkinliğin ortalama değerini temsil eder. Gaia’dan ana kuşak asteroitlerinin büyüklük ölçüm etkinliği 100 km'den büyük asteroitler için %50'den fazladır. 20 km'nin altındakiler için iyi gözlem olmadığı var sayılır (ρ =%0) (Dell’Oro and Cellino, 2005). Asteroit konumlarının belirlenmesi onların tayf türü, büyüklük, hız, şekil ve evre açısına bağlıdır. Fakat astrometrik duyarlılık parlaklığa bağlı üretilen foton gürültüsüyle orantılıdır (Hestroffer and Berthier, 2005). Şekil 4.19. AKA büyüklük ölçümünde Gaia'dan beklenen etkinlik (Dell'Oro and Cellino, 2005). 4.4.4 Şekil ve dönme özelliklerinin belirlenmesi Şekil ve dönme özelliklerinin Yer'den de belirlendiği düşünülürse, bu alanda Gaia verileri bir ilk değildir. Yine de Gaia'nın geniş gözlem alanı cisimlerin farklı durum açılarında gözlenme olasılığını arttırır. Dönme eksen yöneliminin belirlenmesi için gerekli olan bu çeşitliliğin sağlanması Yer gözlemlerinin tersine, Gaia ile daha kısa sürede sonuca ulaşır (Cellino et al., 2005a). Tarama prensibi, Gaia gözlemlerinin binlerce asteroit için görev süresince zamana iyi bir şekilde yayılarak alınmasını sağlar. Her bir asteroidin hem astrometrik hem de fotometrik verisinin 5 yılda ortalama 40-60 kere alınması genellikle asteroitlerin yıldızıl dönemini, kutup yönelimini ve genel şeklini elde 74 etmeye yeterlidir (Kaasalainen, 2004; Kaasalainen et al., 2005). Gaia verileriyle dönme ve şekil özelliklerinin elde edilebilmesi için iki yöntem kullanılabilir. Dışbükey kesişim yöntemi ile cismin dönme durumu ve dışbükey şekli belirlenirken, küresel harmonik tekniği ile içbükey şekilli cisimler çözümlenebilmektedir. Sonuçlar bir asteroidin dönme döneminin doğrudan belirlenebilmesi için Gaia verilerinin tek başına yeterli olduğunu gösterir (Torppa and Muinonen, 2005). Binlerce asteroit disk tarama ışıkölümü ile Gaia görüş alanından önceki geçişleriyle uyumlu biçimde kaydedilir. Bu veri cismin dönme özelliklerini ve şeklini elde etmek için kullanılır. Dönme özeliklerinin oldukça iyi bir doğrulukla, dönme ekseninin birkaç derecelik koordinatlarla elde edilmesi beklenir. Bu süreç Gaia verilerinin ışıkölçüm ile çözümünü sağlamak ve üç eksenli elipsoid modelle asteroidin şeklini elde etmek için "genetik algoritmayla" geliştirildi. Asteroit sinyalleri cismin hareketini ve açısal büyüklüğünü hesaba katan bir modelle temsil edilir. İlk aşamada sıfır evre açısında, tam karşı konumda cismi küresel kabul eden basit fakat gerçekçi olmayan bir model kullanılır. İkinci aşamada, disk tarama ışıkölçümü ile üç eksenli elipsoidal modelle cismin gerçekçi modeli elde edilir. Eğer toplanan fotoelektronlar yeterliyse yani cisim yeterince büyük ve parlaksa, asteroidin eksenleri a>b>c olmak üzere, gerçek evre açısı kullanılarak en büyük eksen olan "a" belirlenir. Işık eğrisi analizleri ile "b/a" ve "c/a" eksen oranları kolayca bulunur (Cellino et al., 2009). Gaia'nın aldığı gibi seyrek veri setleri Kaasalainen et al. (2001) çalışmasında bahsedilen genel teknikle analiz edilir. Bir cismin toplam parlaklığı L, Li gözlenen ve L(ti) modellenen parlaklıklar olmak üzere fotometrik hatalarının en aza ! indirildiği yer Ki-kare yöntemi kullanılarak = ∑"# − formülü ile ifade edilir. Li'nin doğruluğu en az 0.05 kadir ise süreç güçlü bir şekilde tamamlanır. Bir AKA için simüle Gaia verileri oluşturularak şekle ilişkin tahmini hesaplar yapıldı. Şekil 4.20a'da dönemi 9 saat olarak belirlenen örnek gibi Ki-kare fonksiyonu ile en iyi yıldızıl dönem belirlenir. En uyumlu eğri belirlendikten sonra şekil ve kutup Şekil 4.20b'deki gibi yeniden belirlenir. Yıldız ve noktayla gösterilen simüle gözlemler, elmas ve çizgilerle gösterilen en iyi temsil için, fotometrik gürültü ve temsil hata sapmaları 0.03m'dir (Kaasalainen et al., 2005). 75 Şekil 4.20. a) Simüle Gaia verilerinden Ki-kare fonksiyonu ile başlangıç döneminin belirlenmesi b) Simüle gözlemler ve en iyi fit modeli (Kaasalainen et al., 2005). %& = ' (+ %)* Disk integre parlaklığı L ile astrometrik ışıkmerkezi belirlenir. A aydınlık bölge, xpc gökyüzü düzlemine izdüşümü cismin dönme parametrelerine ve gözlem geometrisine bağlıdır. Şekil 4.21, disk tarama yöntemi kullanılarak 69 veri noktasından ışıkmerkezinin belirlenmesi gösterilmektedir. Artı (+) ile işaretliler ışıkmerkezi gözlemlerinin, yıldız (*) işaretliler şekil ve dönme için üretilen modelin ışıkmerkezi konum hatalarıdır. Şekil 4.21a Gaia'dan alınan yalnız ışıkölçüm verileri ile Şekil 4.21b'de ise ışıkölçüm ve astrometrik verileri ile hazırlandı (Kaasalainen et al., 2005). Şekil 4.21. Disk integre yöntemi ile ışıkmerkezinin belirlenmesi a) Gaia’nın ışıkölçüm verileri ile b) Gaia’nın astrometrik ve ışıkölçüm verileri ile (Kaasalainen et al., 2005). Astrometrik ışıkmerkezi doğruluğunun 1 mas, görünür yarıçapın 100 mas olması gerekir 0.1 mas doğruluk 10 mas çapı ölçmek için yeterlidir (Kaasalainen et al., 2005). 76 Şekil 4.22 ise aynı 69 gözlem zamanıyla birleştrilmiş astrometrik ve fotometrik veri ile elde edilen şekil çözümü göstermektedir. 4.22a, simüle Gaia verileriyle elde edilirken, 4.22b ise aynı cismin uzay aracıyla alınan gerçek şeklini göstermektedir (Kaasalainen et al., 2005). Şekil 4.22. a) Gaia ile asteroit şekli, b) Asteroidin gerçek şekli (Kaasalinen, 2004). Cismin tüm şeklinin belirlenmesi AKA'nın hacim ve yoğunluk hesapları için önemlidir (Kaasalainen, 2004). Işık eğrisi analiziyle şekli belirlenecek asteroit sayısının 10 000'in üzerinde olması Gaia'dan beklenen diğer bir önemli sonuçtur. Dönme özelliklerinin dinamik aileler üzerinde dağılımı da asteroitlerin çarpışma evrimi hakkında da pek çok soruya cevap verir (Cellino et al., 2009). 4.4.5 Sınıflandırmalar Uzaydaki dengeli koşullarda yüksek duyarlıklı Çok renk ışıkölçümle Gaia, asteroitlerin taksonomik sınıflamasını otomotik olarak gerçekleştirebilmektedir. Gaia ışıkölçüm sistemi, sınıflama tekniklerinin ve temel taksonomik sınıfların tayf özellikleri birleştirilerek düzenlendi (Warell and Lagerkvist, 2007). Çok sönük olsa da her cisim farklı güneş uzaklığında ve geometride birçok kez gözlenir. Bu tür gözlemlerin iki önemli avantajı vardır. Birincisi aynı odak düzlemi kullanıldığı için alınacak veri homojen olur. İkincisi, geniş renk aralığı üzerinden yapılan sınıflama Gaia'nın kendine özgü taksonomik sınıflar oluşturmasını sağlar (Cellino et al., 2009). Gaia, kimyasal bollukları güneş uzaklığının fonksiyonu olarak belirler. Bu da güneş sisteminin kökenine ışık tutan kimyasal dağılımı ortaya çıkarır (Campings et al., 2012). Ayrıca yardımcı veriler (Spitzer ya da WISE uydusundan alınan albedolar), Gaia verileriyle birleştirildiğinde birkaç kilometreden küçük ana kuşak asteroitleri (H=15, pv=0.1 ise 4.2 km) için bazı tayf sınıflarındaki eksikliklerin giderilmesi ve yani bir minerolojik harita oluşturulması beklenmektedir (Delbo et al., 2012). 77 Gaia gözleyeceği yaklaşık 400 000 asteroidin düşük çözünürlüklü görünür tayfını biri mavi (MI) diğeri kırmızı (KI) iki ışıkölçerle elde eder. MI ve KI ile asteroitler için tayfı ve "Tayfsal Biçim Katsayısını" (Spectral Shape CoefficientsSSCs) hesaplayarak tayfının şeklini verir. ECAS'a da benzer şekilde sekiz ayrı tayf aralığından alınan MI-KI akılarıyla elde edilen Tayfsal Biçim Katsayısı tüm tayftan daha fazla bilgi verir. Şekil 4.23 parlaklığı G=17 olan bir asteroit için MI ve KI için ayrı ayrı dalgaboyunun fonksiyonu olarak SNR'yi göstermektedir (Delbo et al, 2012). Şekil 4.23. Parlaklığı G=17 olan bir asteroit için dalgaboyunun fonksiyonu olarak SNR (Delbo et al., 2012). Güçlü bir tayf sınıflaması için 400-1000 nm aralığında sinyal/gürültü oranının (SNR) en az 20 olması gerekir. Parlaklığı G<15 olan asteroitlerin SNR'si 20'den daha büyük olur ve Gaia odak düzleminden yalnızca tek geçişle tayf sınıfı belirlenebilir. Bu parlaklık H<11 ile uyumlu olup yaklaşık 2 000 cismi içerir. Parlaklığı 19<G<20 aralığında olan cisimler için eğer SNR 20'den büyük değilse sınıflama yapılamaz. Fakat kriter SNR>10 şeklinde genişletilirse Gaia odak düzlemine giren her cisim için sınıflama yapılabilir. En sönük asteroitler için gerekli SNR'yi oluşturabilmek için farklı dönemlerde ortalama gözlem sayısının üzerinde gözlem gerekir. Tarama ilkesiyle 5 yılda ortalama 60-80 gözlem noktası kullanılarak elde edilen verilerle SNR>10 olduğunda da cisim için sınıflama yapılabilir. Şekil 4.24 odak düzleminden ortalama 60 geçiş yapan bir asteroit için parlaklığın bir fonksiyonu olarak en düşük ve en yüksek SNR oranlarını göstermektedir (Delbo et al., 2012). 78 Şekil 4.24. G parlaklığının bir fonksiyonu olarak 60 geçiş yapan asteroit için en düşük ve en yüksek SNR (Delbo et al., 2012). H≤15 için (G≤19 ile uyumlu) veri kalitesi 10 000 ile 150 000 asteroidin tayf sınıflamasına yeterli olacak şekilde gözleyebilir. H<11 asteroit için Gaia 60-80 farklı zamanda SNR>20 olarak asteroitlerin farklı dönme evrelerinde ve farklı evre açılarında elde edilir. Bu veri cisimlerin yüzey heterojenliğinin olası tayfını çıkarmak için önemlidir. Her sönük asteroit için (19≤G≤20) Tayfsal Biçim Katsayısı ile tüm tayf aralığı üzerinden 40'tan iyi SNR verir. Dolayısıyla yeni sınıflama devrim yaratacak güçtedir (Delbo et al., 2012). Yansıtma tayfının U ve B bölgesi, birçok önemli alt sınıfı, ilkel ve düşük albedolu cisim özelliklerini barındırdığı için eksikliği önemli bir sınırlama getirir (Cellino et. al., 2007). Bu nedenle B, C, F, G sınıflarına ilişkin sistematik yeni incelemelere ihtiyaç vardır. F sınıfı asteroitleri hem asteroit hem kuyrukluyıldız özelliği taşırlar ve ilkel yapının alt sınıflarını oluşturmak için önemlidir (Cellino et al., 2009). X sınıfının kimyasal içeriği ve meteor kökeni belirsizdir fakat X sınıfı üyeleri çok farklı albedolara sahiptir. P sınıfı düşük albedo, M sınıfı orta albedo ve E sınıfı yüksek albedoya sahiptir. B sınıfı asteroitleri ise görünür bölgede benzer, yakın kızılötede farklı davranışlar sergilerler (Delbo et al, 2012). 79 4.4.6 Yarkovsky etkisi Gaia'nın astrometrik doğruluğunun diğer bir sonucu da asteroit yörünge parametreleri üzerinde çekimsel olmayan etkinin doğrudan ölçülmesidir. Yarkovsky etkisi yarıbüyük eksende küçük bir sürüklenme yaratır. Yarkovsky etkisi asteroidin fiziksel özelliklerine bağlı olduğu için etkinin doğrudan ölçülmesi asteroitlerin fiziksel çalışmalarına çok büyük katkı sağlar (Cellino et al., 2009). Mignard'ın (2002) 20 000 cisimle hazırladığı simülasyon ile asteroitlerin yörünge hareketlerine de bakıldı. Gaia ile 10 defadan fazla gözlenecek her YYA'nın Kepler yörüngesi Yarkovsky etkisini içermeyecek şekilde modellenerek, Gaia astrometrik doğruluğu ile parlaklık hataları incelendi. Sonuçlar, Yarkovsky etkisinin Gaia ile tespit için yeterli olduğunu göstermektedir (Delbo et al., 2008). Yarkovsky ölçümünün yapıldığı 2003'te Golevka 16m parlaklığa sahip ve Yer'e olan uzaklığı 0.094 AB'di. Gökyüzünde 15 km yer değiştirdiğinde Yer'den gözlemciler bu yer değiştirmeyi uygun bir izdüşümle 2 mas doğrulukla ölçtüler. Bu türden bir konum değişikliği, verilen parlaklık aralığında Gaia'nın astrometrik duyarlılığının içindedir. Gaia'nın ısısal kuvvetlerin ölçümündeki rolü geçerli modellerle anlam kazanır. Maksimum duyarlık, uygun kimyasal içeriğe ve dönme ekseni düşük eğime sahip cisimler için elde edilir. Bir AKA için tipik K değeri 2.5 gcm-3 ve çapı 1 km olan küresel asteroit ele alındığında, Güneş'ten 1 AB uzaklıkta ortalama sürüklenme hızı ~210-4 AB Myr-1 olur. Bu, 5 yılda yarıbüyük eksenin ∆a~10-9 AB değişme uğrayacağı ve güneş merkezli yörünge enleminde ∆λ~5 mas kayma oluşacağı anlamına gelir. 0.5 AB uzaklıkta gözlenen cismin yörüngesi uygun izdüşümle 10 mas'ın üstünde doğrulukla ölçülür. Bu kadar küçük bir asteroit albedoya bağlı olarak parlaklık sınırında olur fakat astrometrik alandan tek geçişi 2 mas'dan daha iyi bir doğruluk sağlar. Biriken ölçümler üzerinden sürüklenme belirlenir. Daha büyük ve parlak cisimler için ölçülen etki daha küçük olur. Gözlenebilirlik ve yakın geçişler için cismin geometrik yeri de kritiktir. En iyi adaylar a~1 AB olan YYA'lar olur (Tanga, 2005). Gaia'nın gerçekçi gözlem verilerileriyle yarıbüyük eksen sürüklenmesinin hızı (da/dt) 510-4 AB/Myr yaklaşık 64 YYA için ölçülebileceğini gösterir. Simülasyonlarda kullanılan astrometrik doğruluk tahminlerin altındadır ve daha iyi sonuçlar beklenir (Mouret and Mignard, 2011). Delbo et al. (2008) çalışmasına göre 35 YYA için Yarkovsky sürüklenmesi Gaia ile ölçülebilir düzeydedir. Diğer bir değişle bir dizi cismin Yarkovsky ölçümleri Gaia tarafından yapılabilir. 80 4.5 Gaia ile Asteroitlerin Dinamik Özellikleri 4.5.1 Gaia ile YYA incelemeleri Bottke'nin (2000) geliştirdiği modele göre hazırlanan simülasyonla Gaia'nın YYA'larla ilgili gözlem sonuçları tahmin edildi. Bu simülasyona göre verilen salt parlaklıkta bir YYA'nın Gaia tarafından gözlenme olasılığı Tablo 4.1'de görülmektedir. Bu tablo aynı zamanda Gaia'nın gözlem başarısını da göstermektedir. Parlaklık sınırı 20m olarak kabul edilen odak düzleminin tayf alanında cismin hiç gözlenememe olasılığından (n=0), 25'ten fazla (n>25) gözlenme olasılığına kadar listelendi. Salt parlaklığı H=18 olan bir cisim için Gaia tarafından hiç görülememe olasılığı %40'tır. H=18 için en fazla 10 geçiş olasılığı %27'dir. 2. kolonda parlaklık aralığına göre Gaia'nın bulacağı YYA sayısı ve Bottke et al. (2001) modeline göre gözlenme sayısı yer almaktadır (Hog and Mignard, 2005). Tablo 4.1. Salt parlaklığa göre Gaia ile gözlenme olasılığı ve salt parlaklık aralıklarına göre gözlenecek asteroit sayısı ile gözlenme sıklığı (Hog and Mignard, 2005). H 14 15 16 17 18 19 20 21 n=0 2 5 11 19 40 73 89 96 1<n≤10 1 4 9 18 27 21 9 3 10<n≤25 6 15 25 30 21 4 2 1 n>25 91 76 55 33 12 2 0 0 H 14.5-15.5 15.5-16.5 16.5-17.5 17.5-18.5 18.5-19.5 19.5-20.5 20.5-21.5 Toplam NNEO 20 160 360 810 1800 4050 9000 16250 n=0 3 18 70 320 1300 3600 8600 13951 1<n≤10 3 15 70 220 380 360 270 1318 n>10 64 127 220 270 120 90 90 981 Yapılan simülasyonla yermerkezli konum ve tüm YYA'ların hız vektörleri hesaplandı. Uzaklık, salt parlaklık ve evreden hesaplandı. Sonuçta YYA'lerin evre açıları, uzanımları, gözlem sayıları ve görünür hızları ile ilgili önemli belirlemeler yapıldı. YYA'ların gözlem geometrisinin küçük evre açılarında (30º) baskın olduğu görüldü. Yine de çok sönük asteroitler için buralarda keşif zordur. Sonuçlar keşiflerin 20º-120º arasına yayıldığını gösterir. Büyük evre açılarının varlığı ışıkmerkezinin yerini, kütle merkezi kaymalarını ve her gözlemin buna göre düzeltilmesini sağlamak için önemlidir (Mignard, 2002). Başlangıç presesyon açısının değeri değiştirilerek farklı gözlem setleri oluşturuldu. Şekil 4.25a'da Gaia'nın başlangıç presesyon açısına bağlı olarak ilk gözlenecek YYA ve PTA sayısındaki tahminler gösterilmektedir. Sentetik olarak oluşturulan toplam YYA'ların %30'u, PTA'ların ise yalnızca %25'i Gaia tarafından 81 gözlenebilir. Her dağılım için elde edilen ortalama değer ve standart sapma YYA'lar için 2180±16 ve PTA'lar için 585±12'dir. Presesyon başlangıç açısının değişimiyle genel keşif sayısında büyük bir değişiklik olmaz fakat belirli bir asteroidin gözlem sayısını oldukça etkiler. Şekil 4.25b'de örnek olarak bir PTA olan Apophis incelenmektedir. Bazı setler 25'ten fazla bazıları 10'dan az gözlem içermektedir. Simülasyonlar için en uzun gözlem yayına sahip ve doğruluğu 5 mas'tan iyi olan gözlem seti kullanıldı (Bancelin et al., 2012). Şekil 4.25. Başlangıç presesyon açısına bağlı olarak a) Gaia tarafından gözlenecek YYA ve PTA sayısı b) Apophis'in başlangıç evre açısına bağlı gözlem sayısı (Bancelin et al., 2012). Bu simülasyonlarla optik ve radar gözlemleri bulunan Apophis'in Kepler elemanlarının doğruluğunun ne kadar geliştirileceği hesaplandı. Tablo 4.2'de Gaia gözlemlerini içeren (σO+G) ve içermeyen (σO) verilerle elde edilen Apophis'in yörünge elemanlarının standart sapmaları karşılaştırılmaktadır. Açıkça görüldüğü gibi, uzay gözlemleri kullanıldığında yarıbüyük eksendeki belirsizlik 1000 kat geliştirilebilmektedir (Bancelin et al., 2012). 82 Tablo 4.2. Gaia verileriyle ve Gaia verileri olmadan bir YYA'nın yörünge elemanlarının standart sapmasının karşılaştırılması (Bancelin et al., 2012). Kepler elemanları a (AB) e i (º) Ω (º) ω (º) M (º) σO 1.910-08 7.010-08 1.910-06 1.010-04 1.010-04 7.410-05 σO+G 6.810-11 3.910-09 1.210-07 2.210-06 2.310-06 6.510-07 Gaia verilerinin konumdaki belirsizliğe olan etkisi de analiz edildi. Apophis'in Yer'le yakın geçiş yapacağı 2029'a kadar düzenlenen Şekil 4.26, Gaia verileri ile konumdaki belirsiziliğin kilometre altı düzeye kadar düşeceğini göstermektedir. S1; ulaşılabilen tüm optik ve radar gözlemleri, S2; S1 veri setiyle birlikte 5 mas doğruluğa kadar tüm Gaia verilerini, S3; S1 veri setiyle birlikte 1µs doğruluklu (geri dönen sesin zamanın ölçümü) tüm yeni radar ölçümleri, S4; S1 veri setiyle birlikte 0.1" doğruluklu tüm yeni gözlemleri, S5; S1 veri setiyle birlikte 5 mas doğruluğa kadar tüm Gaia'nın yalnızca bir kere gözlemini elde ettiği olayları göstermektedir (Banclin et al., 2012). Şekil 4.26. Bir YYA'nın konumundaki belirsizlik. Gaia, optik ve radar gözlemlerindeki duyarlılık (Bancelin et al., 2012). Gaia görevi süresince gözlenmesi beklenen, bilinen ve sentetik olarak tahmin edilen YYA sayısı istatistiki olarak, yukarıda değinilen duyarlılıkların ortalama değeri kullanılarak ve dinamik aile üyelikleri göz önüne alınarak Şekil 4.27'de cisimlerle ilgili tahminler gösterildi. Gaia ile gözlenecek YYA sayısınının dinamik ailelere göre dağılımına bakıldığında, başlangıç presesyon açısının 83 değişiminin gözlenen cisim sayısında büyük bir değişime neden olmadığı görülür (Bancelin et al., 2012). Şekil 4.27. Gözlenecek YYA sayısının dinamik ailelere göre dağılımı (Bancelin et al., 2012). Görev süresince birçok yeni PTA keşfi beklenmektedir. Fakat Gaia bir takip programı olmadığı için yeni bulunan bu cisimler eğer Yer'den gözlenmezse kaybolurlar. 20 000 sentetik YYA kullanarak beklenen alarm sayısı tahmin edildi. Her dört günde bir alarm Şekil 4.27'de gösterildiği gibi Şekil 4.25 ile karşılaştırıldığında oldukça azdır (Bancelin et al., 2011). Beklenen alarm sayısı bilinen ve bilinmeyen 20 000 YYA örneğiyle yapılan bir istatistik ile tahmin edildi. %12 olarak görünen sayı eğer bilinen bir asteroidin istatistiği ile karşılaştırılırsa Gaia tarafından %29 olarak görünür. Yeni cisim keşfindense bilinen asteroitlerin gözleminde daha büyük şans vardır. Yeni cisim keşfi çok büyük olmasa da yörünge doğruluğu devrim niteliğindedir (Bancelin et al., 2011). 4.5.2 Yer Truvalıları Truvalılarla ilgili ilk modelleme ve simülasyonlar 100 metrenin üzerinde yaklaşık 17 cismin Yer'in, 1 kilometreden büyük yaklaşık 50 cismin Mars'ın yörüngesinde olabileceğini gösterdi. İlk Yer Truvalısı (2010 TK7) 2011'de keşfedildi. Truvalıların yörüngeleri kendi gezegenlerinin tersine önemli bir eğikliğe sahiptir. Bu özellik tüm gökyüzü taraması yapan Gaia için bir sorun teşkil etmez. 1 km çap ve 0.20 albedo varsayımıyla görünür parlaklığın, Yer Truvalıları için V=18-9.5 arasında, Mars Truvalıları için V=16.2-20.7 arasında olduğu tahmin edilir. Bu değişim uzaklık ve evre açısının etkisiyle oluşur. Yer Truvalıları Yer'le eş yörüngeli olduğundan Yer'e en yakın olduğunda, Mars Truvalıları ise karşı konumda en parlaktır. Bu konum Gaia'nın tarama bölgesinin dışında kalır. Gaia 84 görme alanı içine girdiğinde Mars Truvalıları'nın ölçülebilen en yüksek parlaklığı yaklaşık 18 kadir'dir (Todd et al., 2012). Gaia'nın keşif kapasitesinin belirlenebilmesi için gezegen başına 20 000 cisimle yapılan simülasyon Şekil 4.28'de gösterildi. Yer Truvalı'larının 969 tanesinin yörüngesi Gaia görüş alanına hiç girmez. 146 tanesi parlaklık sınırının altında kaldığından görülemez. Sonuç olarak cisimlerin %94'ü keşif sınırına girer. Mars Truvalılarının 142 tanesi Gaia görüş alanına hiç girmez. Yer Truvalıları'nın tersine 2096 tanesi parlaklık sınırının üstüne çıkabilir. Yine de bunlardan 420 tanesi yalnızca Gaia'nın tek teleskobuyla görülebilir. Dolayısıyla yörünge hesabı ve sonraki geçiş için gerekli bilgi derlenemez. Simülasyon sonucuna göre ancak %8 tanesi Yer destekli gözlemlerle keşfedilebilir (Todd et al., 2012). Şekil 4.28. a) Yer Truvalıları'nın dağılımı ve tutulum düzleminin kuzeyden görünümü b) Mars Truvalıları'nın dağılımı ve tutulum düzleminin kuzeyden görünümü (Todd et al., 2012). Yer ve Mars Truvalıları gökyüzünde çok geniş bir alana dağılmış olabilir ve Gaia görevi boyunca birçok kere bu bölgeleri tarar. Yer'e yakın bölge diğer bölgelere göre daha çok gözlendiğinden Yer Truvalıları'nın gözlenme olasılığı artar. Bunun tam tersine Mars Truvalıları daha az taranan bölgelerde bulunurlar. İki durumda da hızları nedeniyle odak düzleminde belirlenen pencerelerin dışına kayarak sinyal kaybına neden olurlar. Bu nedenle odak düzlemindeki enine ve boyuna yöndeki hareketler oldukça önemlidir. Şekil 4.29'da Yer ve Mars için enine ve boyuna yöndeki hız dağılımına göre cisimlerin keşif olasılığı gösterilmektedir. Bu tarama istatistiği görev süresince her çevrimde tekrarlanır (Todd et al., 2012). 85 Şekil 4.29. Gözlem süresince simüle edilen cisimlerin a) Yer Truvalıları'nın enine yöndeki hız dağılımına göre keşif olasılıkları b) Mars Truvalıları'nın enine yöndeki hız dağılımına göre keşif olasılıkları c) Yer Truvalıları'nın boyuna yöndeki hız dağılımına göre keşif olasılıkları d) Mars Truvalıları'nın boyuna yöndeki hız dağılımına göre keşif olasılıkları (Todd et al., 2012). Diğer var olan Yer Truvalıları bulunan 2010 TK7'den ve doğal olarak Gaia'nın bulabileceğinden daha sönük ve küçük olacaktır. Mars Truvalıları için durum biraz belirsiz olsa da şimdi var olanlarla karşılaştırılacak büyüklükte yeni cisimler bulunabilir. Dolayısıyla durum hala çok belirsiz ve Gaia'dan gelecek veriler merakla beklenmektedir (Todd et al., 2012). 4.5.3 Gezegenlerin doğal uyduları Gaia odak düzleminin getirdiği parlaklık (20m) ve açısal çap (600-700 mas) sınırlarının (Tanga and Hestroffer, 2012) dışında kaldığından dev gezegenler ve bazı büyük uyduları (Gaileo Uyduları ve Titan) gözlenemez. Yine de etrafında dolanan uydularla birlikte sistemin kütle merkezi ve uyduların hassas yörünge hesapları gezegenlerin de konumuna ilişkin önemli bilgiler verir. Çizelge 4.3 dev gezegenlerin bilinen uyduları için genel bir bakış sağlar (Arlot and Lainey, 2005). Çizelge 4.3. Gezegenler ve uydu sayıları (Arlot, 2008b). Dev Gezegenler Jüpiter İç Uydular 4 Ana Uydular 4 Dış Uydular 55 Satürn 14 8 38 Uranüs Neptün 13 6 5 2 9 5 86 Gaia doğal uyduları 1 mas astrometrik doğrulukla gözleyebilir. Her cisim 5 yılda ortalama 50 defa gözlenir ya da daha az gözlenir (Arlot et al., 2012). Gaia’dan gelecek astrometrik doğruluk çok sönük uydular için bile dinamik modelleri geliştirebilecek yüksek kalitededir. Yapılan simülasyonlar aletsel ışık saçılma etkisinin en düşük seviyede oladuğunu gösterir. Böylece oldukça küçük açısal ayrıklıkları sönük cisimler için bile çözümleyebilecek güçtedir. Mars, Jüpiter ve Satürn uydularının konum ve parlaklığını bazı sınırlamalar dahilinde ölçebilir. Bu şekilde benzer sistemlerin geliştirilmesine de katkı sağlar (Tanga and Mignard, 2005). Yer'den yapılabilmesi imkansız bazı ölçümleri gerçekleştirmekle beraber, Gaia'nın doğrudan gözlemleri olmazsa Yer'den ve uzay araçlarından daha önce yapılan gözlemler yeteri kadar faydalı olamaz (Arlot et al., 2012). Uyduların keşif ve gözleminde sınırlama getiren iki önemli faktör vardır. Birincisi, geometrik olarak uydular gezegenin arkasında kaldığında gözlem sayısı düşer. İkincisi ise gezegenin arkasından ya da önünden geçmediği sürede gezegenin yakınında ışığın saçılması nedeniyle ışık-kenar etkisi ortaya çıkar. Şekil 4.30a Jüpiter'in uydusu Io'nun gözlem sayısının gözlem geometrisinden nasıl etkilendiğini gösterir. Şekil 4.30b ise Gaia optik sisteminin özelliklerine göre Jüpiter kenarından olan uzaklıkla gezgenden gelen saçılmanın oluşturduğu parlaklık gösterildi. Bu parlaklıkta cisimden gelen sinyal sonuçlara etki eder (Tanga and Mignard, 2005). Şekil 4.30. a) Io'nun 5 yılda gözlenme sayısı ile Jüpiter merkezinden olan uzaklığına göre dağılımı b) Parlaklığın kenar uzaklığıyla değişimi (Tanga and Mignard, 2005). Farklı dev gezegenlerin uydu sistemleri benzer olduğundan Gaia verileri Jüpiter'in uydu sistemi üzerinden değerlendirildi (Arlot and Lainey, 2005). Galileo Uyduları; Küçük teleskoplarla, Jüpiter'e çok yakın değillerse çıplak gözle bile görülürler. Yakınlıkları, parlaklıkları ve Jüpiter’in büyüklüğü nedeniyle meydana gelen örtme tutulma gibi olayların gözlenmesi kolaydır. Bu cisimlerin gözlemlerindeki bazı zorlukların aşılması Gaia’nın en büyük hedeflerindendir. 87 Hareketleri, çekimsel tedirginlikler nedeniyle karmaşıktır. Uzun yıllar sağlanan doğru verilerle geliştirilen dinamik modelleri Gaia, daha da ileriye taşıyarak, çekim etkilerini, uyduların içyapılarını ortaya çıkarır (Arlot and Lainey, 2005). İç Uydular; Io yörüngesinin içinde kalan uydulardır. Gezegene yakınlıkları nedeniyle Yer'den gözlenmleri zordur. Günümüzde iç uyduların dinamikleriyle ilgili bilgi sınırlıdır. Kızılötede ya da koronograf kullanılarak yapılan gözlemlerin doğruluğu yeterli değildir. Gaia gözlemleri önceki gözlemlerle birleştirilerek uyduların dinamik evrimi çıkarılabilir (Arlot and Lainey, 2005). Dış Uydular; Callisto’nun dışında kalan uydulardır. Yörüngeleri diğer uydulara göre daha karmaşıktır. Jüpiter'den bağımsız asteroitler gibi davranırlar. Gözlemlerindeki en büyük zorluk küçük ve sönük olmalarıdır. Gaia'nın parlaklık sınırı ve Yer’den gözlemi zor olan bölgeleri görmesi yeni uyduların keşfini sağlar. Işıkölçüm verisi zayıf olan bu cisimlerin şekilleri hakkında da çok bilgi yoktur. Gözlenen cisimlerin şekil ve büyüklüğü hesaba katılmadan doğru astrometri yapılamaz. Gaia'nın disk tarama yöntemi ile elde edilen şekil modelleri daha iyi bir astrometrik duyarlılık oluşturmayı da sağlar (Arlot and Lainey, 2005). 4.5.4 Çift asteroitler Asteroit çiftlerinin her bileşenini ayrı olarak görmek hassas astrometri için önemlidir. 100 km'den büyük asteroitler oldukça parlaktır fakat küçük ve sönük uyduları Yer'den ancak yeni bir teknik olan Ayarlamalı Optik (AO) ile keşfedilebilir. 10 km'den küçük ana kuşak asteroitleri için ayrıklık daha küçük olur fakat ışık eğrisindeki ortak tutulma ve örtme izlerinden belirlenirler (Tanga and Hestroffer, 2012). Bazı bilimciler Yer’e yakın bölgede sanıldığından daha çok çift asteroit buluduğunu önerdi. YYA'ların %15’inin, hızlı dönen asteroitlerin %50'sinin (Pravec and Scheirich, 2012), Aten ışık eğrileri üzerinden yapılan son çalışmalar ise YYA'ların %50’sinin çift olduğunu gösterir. Bu büyüklük aralığına giren çiftlerden %15'inin Gaia ile bulunması bekleniyor (Tanga and Hestroffer, 2012). Gaia asteroit çiftlerini geometrik olarak uygun konumda olduklarında en çok 0.1-1 açısal ayrıklıkla belirler (Tanga and Hestroffer, 2012). 120 mas'tan büyük çiftler Gaia tarafından ayrı kaynaklar olarak algılanır (Hestroffer et al., 2009). Var olan teleskoplarla çözümlenemeyen çiftlerin keşfinin uygun şartlarda 88 Gaia'nın astrometrik sinyalleriyle olanaklı olabileceği ve Gaia'nın yüksek çözünürlüklü açısal ayrıklık bölgesine gireceği tahmin edilmektedir. Bu şekilde Gaia, çift asteroitlerin keşifleri ve bunların önemli bir kısmının dinamik karakterizasyonu için büyük bir potansiyel taşır. Ayrıca çözümlenen çiftler için, bileşenlerin göreli astrometrisiyle sistemin kütle merkezi ve her bir bileşenin kütlesini belirler (Tanga and Hestroffer, 2012). Şekil 4.31'de çift olduğu onaylanan asteroitlerin her biri ve karşılaştırma için eklenen Pluto ve Patroclus, Gaia gözlemleriyle uyumlu biçimde, birincil bileşenin büyüklüğü log10 ile orantılı olarak bileşenlerin parlaklık farkı ve maksimum açısal ayrıklık gösterilmektedir (Tanga and Hestroffer, 2012). Şekil 4.31. Çift asteroit bileşenlerinin maksimum açısal ayrıklıkları (Tanga and Hestroffer, 2012). Şekil 4.32'de GH'deki keşif sınırı gösterilmektedir. Görüldüğü gibi 0.7"-0.9" arasındaki büyüklükler için küçük gezegenler için net bir keşif olmamakla birlikte daha büyük cisimler hiç gözlenemez (Bancelin et al., 2012). Bir çift asteroidi belirleme performansı bileşenlerin parlaklık farkı ve ayrıklığın bir fonksiyonu olarak veridi. Grafik, GH ile 22 binning ile öncelikli olarak parlak bileşenle uyumlu olan renk kodu kullanılarak hazırlandı. 0.3″ den büyük ayrıklıkta olanların her iki bileşeni de çok rahat ayırt edilebilir. Daha küçük ayrıklıklar içinse sistemin 89 astrometrik alanda en yüksek çözünürlükle incelenmesi gerekir (Tanga and Hestroffer, 2012). Şekil 4.32. a) Çiftler için açısal ayrıklık parlaklık grafiği, b) Büyük asteroitler için açısal ayrıklık parlaklık grafiği (Bancelin et al., 2012). 4.5.5 Kuiper kuşağı cisimleri En uzun dönemli kuyrukluyıldız 20 000-150 0000 AB enöte uzaklığa sahiptir. Güneş Sistemi'nin etrafını çevrelediği düşünülen Oort Bulutu şimdiye kadar doğrudan gözlenemedi. Yalnızca kuyrukluyıldız yörüngelerinden ve dolanma dönemlerinin uzunluğundan şekli dolaylı olarak tahmin edilebilmektedir. Gaia verileri kullanılarak yapılacak sayımların Oort Bulutu'ndaki nesne sayısını vermesi bekleniyor. Ayrıca asteroitlerle kuyrukluyıldızlar arasında bir akrabalık ilişkisi olup olmadığına dair ipuçları bulması bekleniyor. Bilinen çarpma olaylarından ve meteor yağmurları arasındaki bağlantı çalışmaları Gaia ile elde edilen verilerle yapılabilir. Güneş komşuluğundaki nesnelerin tam ve doğru bir dağılımı çıkartılarak, 50 pc yakında bulunan yerel yıldızların hepsini ve yıldızların hareketini Hipparcos verileriyle de karşılaştırarak astrometrik bir doğrulukla jeolojik zamana doğru tarihi izlerini sürer (ESA, 2007). 90 YYA'lar, AKA'lar ve KKC'ler Yer'e ve Güneş'e olan uzaklıkları nedeniyle farklı parlaklık ve görünür hızlara sahiptirler. Ayrıca gökyüzünde görülme süreleri de eşit değildir. Dolayısıyla analizlerde farklı değerlendirilirler. Genel olarak YYA'lar için odak düzleminde öçülen ortalama görünür hız V~40-100 mas/s'dir. AKA'lar için V~10-15 mas/s ve KKC'ler için V~0-5 mas/s'dir. Cisimlerin ortalama hızları bulundukları geometriye göre de değişim gösterir. Şekil 4.33'de değişen güneş uzanımına göre hızların dağılımı YYA, AKA ve KKC için görülmektedir (Hestroffer and Mignard, 2002). Şekil 4.33. YYA, AKA ve KKC için hız dağılımı (Hestroffer and Mignard, 2002). Güneş'e olan uzaklıkları nedeniyle NYC'ler ve Centaur'lar çok sönüktürler. Gaia için V bandında 20m'den parlak yalnızca 65 cisim (tam kapasite), 21m'den parlak 138 cisim (%10 keşif etkinliği ile) gözlenebilir niteliktedir. R bandında ise 20m'den parlak olanların %75'i, 21m'den parlak olanların en azından yarısı tam kapasiteyle gözlenebilecektir. Sonuç olarak Centaurlar'dan veya Saçılma Diski Cisimlerinden onlarcasını, KKC'den düşük dışmerkezlik ve eğime sahip ve R bandında 21m cismi gözleyebilir. Bu küçük gözlem sayılarına rağmen Gaia'nın 20m'in altında tüm gökyüzünü tarayan ilk ve tek gözlem aleti olması yüksek eğimlerdeki cisimlerin ilk keşifini sağlar. En büyük Centaur'un Gaia'dan olan uzaklığı (10-30 AB), doğrudan büyüklük ölçümü ve albedoyu sağlayabilecek kadardır. Diğer tüm büyüklük ve albedo tahminleri ısısal modellemeye ve radyometriye dayanır (ESA, 2013). 91 4.5.6 Asteroit aileleri Asteroit tayfına olan katkısının bir sonucu olarak Gaia, asteroit ailelerinin kimyasal yapısına ve ata cisimle olan ilgilerine ilişkin kanıtları sağlar. Su ve bazı minerallerin asteroit ailelerinin evrimlerinde nasıl rol oynadığı, "ana kuşak kuyrukluyıldızları"nın ve "aktif asteroitler"in ailelerin içine nasıl girdiği sorularına cevap bulabilir (Campings et al., 2012). Gaia gözlemleri asteroit aile üyelerinin tayfını homojen bir dağılımla ve yüksek doğrulukla aldığı için ata cisimdeki farklılaşma derecesini ve hatta dağılma sonrası parçalarını belirleyebilir. Yaşları belirlenmiş bazı ailelerin renklerinde önemli farklar olduğu görüldü. Gezegenler arası ortamla olan etkileşim sonucu ilkel asteroitlerin renginin yaş arttıkça daha maviye kaymasına neden olduğu belirlendi. Yine de ata cismin orjinal bileşiminin etkisi gibi faktörler de önemlidir. Bu şekilde bazı ailelerin yaş tahmini yapılabilmektedir. Gaia'nın tayf duyarlılığı ise 2 km'den daha küçük üyeleri de içeren belirlemelerin yapılmasını sağlar. Ayrıca iç ana kuşak aileleriyle Jüpiter Truvalılarının karşılaştırmasını da yaparak önemli bilgiler kazandırır (Campings et al., 2012). Ayrıca Gaia tarafından elde edilen taksonomi, dinamik aile üyelerindeki sınıf örtüşmelerini de tanımlar (Cellino et al., 2009). 4.6 Gaia’nın Eksikleri ve Yer’den Destek Gözlemleri Gaia görevi boyunca mikrolens olayları, küçük gezegen keşifleri, süpernova ve gama ışın patlamaları gibi acil gözlemlerine ihtiyaç duyulan birçok geçiş olayı gerçkeleşecektir. Sürekli olarak tarama ilkesine göre hareket eden uydu, bu türden olayları sonuna kadar takip edemez. Bu nedenle Yer'den gözlem desteği gerekir (Thulliot, 2005). Destek gözlemleri uzay görevleriyle birlikte gök cisimleri hakkında tam bir bilgi edinebilmek, görevin öncelikli hedeflerinin ötesine geçebilmek ve bilgi kayıplarını önleyerek bilimsel verimi arttırmak için zorunludur. Yer'den destek gözlem stratejisi geçmişte yanlızca birkaç uzay görevi için etkinleştirildi. Gaia görevi için ise birkaç yer temelli aktivite organize edildi. Bunlardan Gaia için Yer Konuşlu Optik İzleme (Ground Based Optical Tracking of Gaia; GBOT), yüksek düzeyli astrometrik duyarlılığı ve uydunun yerle olan iletişimini kontrol etmek için (Bouquillon et al., 2012), Bilim Alarm Ağı (Science Alert Network) için kuruldu. Konuyla doğrudan bağlantısı olduğu için burada Güneş Sistemi Cisimleri için Gaia Yer'den Destek Ağı (Gaia Follow-Up Network 92 for Solar Sytem Objects; Gaia-FUN-SSO) ağı incelenecektir (Thulliot et al., 2008). Gaia Follow-Up Network (Gaia-FUN), Gaia'nın görüş alanı ve gözlem süresinin sınırlı olması nedeniyle oluşturulan bir ağdır. Amaç, Güneş Sistemi Cisimleri için Gaia'dan alınacak verimi arttırmak, gelecek verileri değerlendirmek ve olası eksiklere göre yapılacaklara yön vermektir. Gaia-FUN'ın birincil görevi Gaia’nın keşfedeceği yeni cisimlerin kaybolmalarını önlemek ve yörüngelerini geliştirmektir. Yörünge parametreleri ve modellerinin geliştirilmesi, ışıkölçümleri, kuyrukluyıldız benzeri aktiviteye sahip olup olmadıkları inceleme konularındandır (Thulliot et al., 2008). Yeni yıldız örtmelerini tahmin ederek büyüklük ölçümlerinin Yer'den gözlemini sağlamak, yakın geçişlerin tahminleriyle kütle belirlemeleri de hedefler arasındadır (Thulliot, 2005). Gaia-FUN ağı özel cisimlerin gözlemini hedefler. Gaia'nın dönme ekseninin Güneş'le yaptığı özel açı nedeniyle küçük Güneş uzanımları da gözlenebilir. Bu da özellikle hızlı YYA'ları ve Yer yörüngesinin içinde kalan Atiraları en iyi hedefler haline getirir. Fakat bu bölgedeki cisimlerin hareketi, Gaia'nın parlaklık sınırı ve tarama prensibi nedeniyle cisimlerin yörünge belirlemeleri az sayıda astrometrik ölçüm üzerine kurulmak zorundadır. Ancak Yer'den bir gözlem ağı cismin kaybolmasını önleyerek, Gaia'dan daha düşük doğrulukla olsa da cismin yörünge modelini oluşturmaya yeterli gözlemleri tamamlayabilir. Yine de, Gaia'nın Yer'den 150 milyon km uzakta bulunması Yer'den yapılan gözlemlerle birlikte ıraksım etkisi oluşturarak duyarlılığı arttırma şansı da verir (Thulliot, 2005). Son çalışmalar Gaia astrometrik verilerinin yalnızca 6 yıldan kısa dönemli çift yörüngelerin ölçümünde güvenilir sonuçlar verdiğini gösterdi. 6 yıldan büyük dönemli çift yörüngeler için Gaia’nın gözlem aralığı dönemden daha kısa olduğundan güvenilirlik çok düşüktür. Güvenilir yörünge çözümleri için Gaia öncesi uzun dönemli gözlemlerle birleştirilmelidir (Ren and Fu, 2008). Görev süresinde yapılacak keşiflerin büyük çoğunluğunun en hızlı YYA'ler olması beklenmektedir. Seçilmiş olaylara olabildiğince hızlı cevap verebilmek için bir alarm sistemi bulunmaktadır. Bir keşif durumunda, birkaç saat içinde alarm verilir ve ilk yörünge zamanları ağlara gönderilir. Alınan verilerin çokluğu nedeniyle meydana gelecek yanlış alarmların önüne geçmek için gözlemcilere yalnızca potansiyel olarak gerçek asteroitlerin bilgileri gönderilecek. Ayrıca, Gaia'nın gözlediği güneş sistemi cisimlerini hızlı indirgeyecek bir sistem kuruldu. 93 Sistemden alınan veri, asteroit kataloğunda olmayan yeni cisimleri gösterecektir. Bu "yeni Gaia asteroitleri" için kısa yörünge yayları sistem tarafından tahmin edilip, Yer'den gözlemcilerin cismi gökyüzünde nerede göreceklerini de belirleyerek Yer'e iletecektir. Aksi halde ilk defa gözlenen asteroitlerin özelikle de yüksek hızlara sahip olan YYA'lerin Yer'den yeniden bulunması oldukça zordur (Tanga and Mignard, 2012). İlk defa Gaia tarafından keşfedilen bir PTA olursa uydu 24 saat içinde Yer'e bir alarm gönderir. Sonra, Gaia gözlemleriyle uyumlu birincil kısa yörünge yayı istatistik yörünge yöntemleri kullanılarak hesaplanır. Bu yöntem en son iki gözlem üzerinden Gaia merkezli uzaklık tahminine dayanır. Böylece gözlemlere uygun yörünge elemanlarını ve istenen bir tarihteki konumu üretebilir. Keşiften birkaç gün sonrası için sağaçıklık ve dikaçıklık dağılımı hesaplanarak dağılımın en yüksek olduğu konum hesaplanır. Bu dağılıma göre bir gözlemci Yer'den gökyüzünde hangi bölge içinde cismin görülebileceğini, asteroidin ne kadar sürede tekrar kaybolacağını tahmin edebilecek (Bancelin et al., 2012). Şekil 4.34. Yeni keşfedilecek PTA'lar için Yer'den gözlem stratejisi. Yer'e koordinatları göndermeden önce 24 saat içinde iki gözlem yapılacak ve yörüngenin birincil kısa yayı, istatistik görüntüleme yöntemi ve Monte Carlo yöntemiyle hesaplanarak gözlemden birkaç gün sonrasına kadar sağaçıklık ve dikaçıklık dağılımını oluşturur (Bancelin et al., 2012). 94 Bu nedenle belirli gözlemevleri büyük boylam aralığını kapsayacak şekilde, araştırma kadrosu ve aletlerini, astrometrik CCD ölçümlerine uyacak şekilde belirlendi. Yer ve uzay gözlemleri ile çoğu sönük astroit benzeri cismin yeterince gözlenmesiyle ilgili güncel araştırmalarındaki yaygın zorlukların giderilmesi hedeflendi (Thulliot, 2005). 2 metreden küçük yer teleskoplarının büyük olanlara göre daha kolay ulaşımı ve kolay taşınması alarm ve uzun dönemli programların gerçekleştirilmesinde oldukça kullanışlıdır. CCD alıcıların da kullanımı ile parlaklık sınırı arttı. Bu tür küçük teleskopların kullanımı özellikle uluslararası ortak kampanyalar için çok yararlıdır. Yıldız örtme gözlemleri, Jüpiter, Satürn, Uranüs gibi gezegenlerin doğal uydularının bazı özel durumlarının ışıkölümü, asteroit ve çift asteroit gözlemleri ile elde edilecek sonuçların daha net sonuçlar vermesi enlem ve boylam aralığının genişletilmesine bağlıdır. Bazı özel cisimlerin gözleminde zorluklar oluşmaktadır. Hızlı hareket eden, sönük ve Yer ile güçlü ıraksım etkisi oluşturan cisimler için gözlem istasyonlarınının Yer üzerinde geniş bir alana yayılmış olması, büyük küçük tüm teleskopların, duyarlı alıcılarla ağa katılması önemlidir. Görevin ilk aylarında tahmin edilemeyen birçok keşif yapılabilir fakat veri analizindeki bazı parametreler test edilmeli ve ayarlanmalıdır. Bu keşiflerin tanımlanması gibi önemli bir görev için Gaia FUN-SSO Ağı iyi bir başvuru kaynağı olabilir. Bu amaçla kurulan web sayfası ağın etkinliğini arttırmaktadır. Potansiyel olarak tehlikeli cisimler için de kullanılan Gaia-FUN alarm sistemi için oluşturulan web sayfasında acil gözlemler için gerekli duyurular yapılmaktadır. Gaia ‘follow-up’ web sayfası yeni keşfedilen küçük cisimleri düzenli olarak duyurmak için kuruldu (Thulliot, 2005; Gaia-FUN-SSO, 2014). Şekil 4.35. Bir asteroidin keşfinden 7 gün sonraya kadar yapılan teorik tahmin; Yer gözlemleri eklenerek yapılan (α,δ) dağılımı (Bancelin et al., 2012). 95 Uzay astrometri ölçümleri için Yer'den destek gözlem ağı ilk defa bu seviyede geliştirilip, sağlama alındı. Bu anlamda Gaia-FUN-SSO ağı yer-uzay sinerjisinden fayda sağlamak için iyi bir şans ve küçük gezegenler için Gaia görevine bilimsel dönüşü geliştirmek için önemlidir. Yine de bazı önemli bileşenler nedeniyle Yer ağının etkinliği azalır (Thulliot, 2005). Gaia 20 kadirin altındaki cisimleri gözleyecek ki bu Yer’deki 2 m den küçük teleskopla için bile küçük ve orta boylu, yavaş asteroit gözleminde bir sorun oluşturmaz. Fakat en hızlı YYA (görünür hızı 40 mas/s, bazıları 100 mas/s) için, takip ve poz süresi nedeniyle görüntü kalitesi bozulur (Thulliot, 2005). Mignard’ın (2001) 20. kadirden parlak YYA'in yörünge parametresini analiz ederek yaptığı simülasyon, bu cisimlerin %25’ten fazlasının 35º, %5’inin 140º güneş uzanımlarına dağıldığını gösterdi. Bu alanlar için sistematik gözlemler Yer’den yapılamaz. Güneş çevrenin altındayken birkaç teleskop, 15º uzanımında cisimler bulabilir. Fakat sönük cisimler için gözlem çok zordur (Thulliot, 2005). 96 97 5. SONUÇ; Gaia KATALOĞU Gaia, görülmemiş bilimsel potansiyele sahip eşsiz bir uzay gözlem programıdır. Görev sonu için beklentiler oldukça yüksek olup katacağı yenilikler astronomiyi birkaç yılda değiştireck gibi görünmektedir (Prusti, 2010). Astrometride 10 mas ve ışıkölçümde 0.05 kadir duyarlılıkla Hipparcos uydusu 48 asteroit, birkaç gezegen uydusu ve iki büyük gezegen gözledi. Bu astrometrik doğrulukta bile ışıkmerkezi etkisi görülebilmekteydi ve alınan veri sıklığı fotometrik çözümlemeler için yeterli oldu. Aynı zamanda Tycho Kataloğu güneş sistemindeki küçük cisimlerin yörüngelerini geliştirmek ve yıldız örtmelerini tahmin etmek için değerlidir. Gaia ise bundan daha fazlasına ulaşacak kapasitededir (Hestroffer, 2011). Gaia, en az 100 000 asteroit için düşük çözünürlüklü tayfın güçlü bir tayf sınıflamasını oluşturmak üzere düzenlendi. Asteroit gözlemlerini içeren Gaia Kataloğu tüm görev süresi boyunca elde edilecek olan ortalama yansıtmaları ve tayf sınıfını içerecek (Delbo et al., 2012). Var olan taksonomiler arasında Gaia ışıkölçüm sistemi en çok Bus ve Binzel (2002) taksonomisiyle uyuşur (Warell and Lagerkvist, 2007). Gaia verileri, önceki taksonomik sınıflamalarda kullanılmayan görünür tayfın mavi bölgesini içerir. Bu yeni bilgiyle binlerce cisim için oluşturulacak olan Gaia Kataloğu'nda yeni taksonomik sınıfların belirlenemesi yolunu açacaktır (Cellino et al., 2009) Gaia asteroit araştırmalarında şu anda en uç nokta olan asteroitlerin dinamik ve fiziksel özelliklerinin incelenmesine ihtiyaç duyan çekimsel olmayan kuvvetlerin doğasının açığa kavuşturulmasında anahtar rol oynayacak düzeyde bir teknolojiye sahiptir. Doğal olarak şu anda ihtiyaç duyulan verilerin doyuma ulaşmasıyla yepyeni bakış açıları kazandıracak, bunun sonucunda ise yeni bilim alanlarına kapı açacaktır. Bu nedenle heyecanla beklenen Gaia verilerinin ve araştırma duyarlılığını arttıracak olan Gaia Kataloğu'nun değerini bilmek için hazırlıkların tamamlanmasına ihtiyaç vardır. Yer'den destek gözlemlerinin düzenlenmesi ve gelecek verilerin analizi için gerekli alt yapının sağlanması bu açıdan oldukça büyük önem taşır. 98 99 KAYNAKLAR DİZİNİ Arlot, J.E. and Lainey, V., 2005, "Observations of the Satellites of Jupiter and Saturn", Proceedings of ESA Symp., SP., 576:279p. Arlot, J.E., 2008a, "Astrometry of the Solar System: The Ground-Based Observations", Proceedings of Symposium IAU 248: 66-73pp. Arlot, J.E., 2008b, "Astrometry Through Photometry: Mutual Events", Beijing Astrometry Spring School, April 2008. Arlot, J.E., 2011, "Astrometry Through Photometry", Antalya Astrometry Summer School Lectures, September 2011. Arlot, J.E., Desmars, J., Lainey, V., and Robert, V., 2012, "The Astrometry of the Natural Planetary Satellites Applied to Their Dynamics Before and After Gaia", Planetary and Space Science, 73:66-69pp. Bacchus, P. and Lacroute, P., 1974, "Prospects of Space Astrometry", Proceedings of IAU Symp., 67:277p. Bancelin, H.J., Hestroffer, D., and Thuillot, W., 2010, "Near Earth Asteroids Astrometry with Gaia", European Planetary Science Congress, 5:921p. Bancelin, H.J., Hestroffer, D,. and Thuillot, W., 2011, "Orbit of Potentially Hazardus Asteroids Using Gaia and Ground-Based Observations", Proceedings of ESA Symp., SF2A, 263-266pp. Bancelin, H.J., Hestroffer, D., and Thuillot, W., 2012, "Dynamics of Asteroids And Near-Earth Objects From Gaia Astrometry", Planetary and Space Science, 73:21-29pp. Barucci, M.A., Capria, M.T., Coradini, A., and Fulchignoni, M., 1987, "Classification of Asteroids Using G-Mode Analysis", 72:304-324pp. Bendjoya, P. and Zappala, V., 2002, "Asteroid Family Identification", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 613-618pp. Binzel, R.P., Luphishko, D.F., Martino M.D., Whiteley R.J., and Hahn, G.J., 2002, "Physical Properties of Neart-Earth Objects", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 255-271pp. 100 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Bottke, W.F., Rubincam, D.P., and Burns, J.A., 2000, "Dynamical Evolution of Main Belt Meteoroids: Numerical Simulations Incorporating Planetary Perturbations and Yarkovsky Thermal Forces", Icarus 145:301-331pp. Bottke, W.F., Vokrouhlicky, D., Broz, M., Nesvorny, D., and Morbidelli, A., 2001, "Dynam6ical Spreading of Asteroid Families by the Yarkovsky Effect, Science, 294:1693-1969pp. Bottke, W.F., Cellino, A., Paolcchi, P., and Binzel, R.P., 2002a, "An Overview of the Asteroids: The Asteroids III Perspective", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 3-15pp. Bottke, W.F., Vokrouhlicky, D., Rubincam, D.P., and Broz M., 2002b, "Dynamical Evolution of Asteroids And Meteoroids Using the Yarkovsky Effect", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 395-408pp. Bottke, W.F., Vokrouhlicky, D., Rubincam, D.P., and Nesvorny, D., 2006, "Yarkovsky and YORP Effects: İmplications for Asteroids Dynamics", Annu. Rev. Earth Planet. Sci., 34:157-91pp. Bouquillon, S., Taris, F., Barache, C., Carlucci, T., Altmann, M., Andrei, A.H., Smart, R., and Steele, I.A., 2012, "Gaia-GBOT Pipeline: A Precise Astrometric Measuring Tool For Moving Celestial Bodies", Proceeding of Asteroids Comets Meteors 2012, 1667:6100p. Bowell, W.F., Virtanen, J., Muinonenm, K., and Boattini, A., 2002, "Asteroid Orbit Computation", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 27-43pp. Britt, D.T., Yeomans, D., Housen, K., and Consolmango, G., 2002, "Asteroid Density, Porosity and Structure", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 485500pp. Brown, A.G.A., 2008, "Getting Ready For The Micro-Arcsecond Era", Proceedings of IAU Symp., 248:567-576pp. 101 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Buchheim, R.K., 2010, "Methods and Lessons Learned Determing the H-G Parameters of Asteroid Phase Curves" http://rkbuchheim.org/yahoo_site_admin/assets/docs/Buchheim_SAS2010.147123427.pdf, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Bus, S.J.,Vilas, F., and Barucci M.A., 2002, "Visible-Wavelength Spectroscopy of Asteroids", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 169-182pp. Bus, S.J., and Binzel, R.P, 2002, "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey: A Feature-Based Taxonomy", Icarus, 158:146-177pp. Campings, H., Leon, J., Licandro, J., Kelley, M.S., Fernandez, Y., Ziffer, J., and Nesvorny, D., 2012, "Spectra of Asteroid Families in Support of Gaia", Planetary and Space Science, 73:95-97pp. Carry, B., 2012, "Density of Asteroids", Planetary and Space Science, 73:98-118pp. Cellino, A., Delbo, M., Dell'Oro, A., and Zappala, V., 2005a, "Gaia Observations of Asteroids: Sizes, Taksonomy, Shapes and Spin Properties", Proceeding of ESA Symp. SP., 231-238pp. Cellino, A., Dell'Oro, A., and Zappala, V., 2005b, "Asteroid Families: Open Problems", Planetary and Space Science, 52:1075-1086pp. Cellino, A., Tanga, P., Dell'Oro, A., and Hestroffer, D., 2007, "Asteroid Science with Gaia: Sizes, Spin Properties, Overall Shapes and Taxonomy", Science Direct, 40:202-208pp. Cellino, A., Hestroffer, D., Tanga, P., and Dell'Oro, A., 2009, "The Determination of Asteroid Physical Properties from Gaia Observations: General Strategy and a few Problems", Proceedings of the Annual Meeting of the French Society Astronomy and Astrophysics, SF2A 2009, 34:157-91pp. CDS, 2014, "Aladin Sky Atlas", http://aladin.u-strasbg.fr/, (Erişim tarihi; 25 Mayıs 2014). Chapman, C.R., Williams, J.G., and Hartmann, W.K., 1978, "The Asteroids", Annu. Rev. Astron. Astrophys., 16:33-75pp. Chemin, L., Soubiran, C., Crifo, F., Jasniewicz, G., Katz, D., Hestroffer, D., and Udry, S., 2011, "Calibration of The Gaia RVS From Ground-Based Observations of Candidate Standard Stars", Proceedings of Annual Meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics, SFA, 271-274pp. 102 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Chesley, S.R., Ostro, S.J., Vokrouhlicky, D., Capek, D., Giorgini, J.D., Nolan, M.C., Margot, J.L., Hine, A.A., Benner, L.A.M., and Chamberlin A.B., 2003, "Direct Detection of the Yarkovsky Effects by Radar Ranging to Asteroid 6489 Golevka", Science, 302:1739p. Cunningham, C.J., Marsden, B.G., and Orchiston, W., 2009, "How the First Dwarf Planet Became the Asteroid Ceres", Journal of Astronomical History and Heritage, 12:240-248pp. De Angelis and Mottola, S., 1995, "Lightcurves and Polae Determinations for the Asteroids 69 Hesperia, 79 Eurynome and 852 Wladilena", Planetary and Space Science, 43:1013-1017pp. Delbo, M., Tanga, P., and Mignard, F., 2008, "On the Detection of the Yarkovsky Effect on Near-Earth Asteroids by Means of Gaia", Planetary and Space Science, 56:1823-1827pp. Delbo, M., Gayon-Markt, J., Busso, G., Brown, A., Galluccio, L., Ordenovic, C. Bendjoya, P., and Tanga, P., 2012, "Asteroid Spectroscopy with Gaia", Planetary and Space Science, 73:86-94pp. Dell'Oro, A. and Cellino, A., 2005, "Asteroids Sizes from Gaia Observations", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:289-292pp. Dell'Oro, A. and Cellino, A., 2012, "Observations Of Asteroids On The Gaia Astrometric Focal Plane", Planetary and Space Science, 73:10-14pp. DeMeo, F.E., Binzel, R.P., Slivan, S.M., and Bus, S.J., 2009, "An Extension of the Bus Asteroid Taxonomy into the Near-Infrared", Icarus, 202:160-180pp. Desmars, J., Bancelin, D., Hestroffer, D., and Thuillot, W., 2013, "Statistical and Numerical Study of Asteroid Orbital Uncertainty", A&A, 554:10p. Diffraction Limited, 2014, "MaxIm DL",http://www.cyanogen.com/contact.php, (Erişim tarihi; 25 Mayıs 2014). Durech, J., Sidorin, V., and Kaasalainen, M., 2010, "Damit: A Database of Asteroid Model", A&A, 513:13p. Durech, J., Sidorin, V., and Kaasalainen, M., 2014, "Damit-Database of Asteroid Models from Inversion Techniques", http://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/asteroids3D/web.php, (Erişim tarihi; 25 Mayıs 2014). 103 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Dymock, R., 2007, "The H and G Magnitude System for Asteroids", J. Br. Astron. Assoc., 117;342-343pp. Ericson, A. and Lagervist, C., 1993, "Pole Orientations and Shapes of Asteroids", Proceeding of IAU Symp., Asteroids, Comets, Meteors, 160:102p. ESA, 2007, "Solar System; Trans-Neptunian Objects and Centaurs", http://sci.esa.int/gaia/40413-solar-system/?fobjectid=40413&fbodylongid=1945, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). ESA, 2013, "Fact Sheet", http://sci.esa.int/gaia/47354-fact-sheet/, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). ESA, 2014, "Summary ", http://sci.esa.int/gaia/28820-summary/, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). ESA, 2014b, "Science Performance", http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/scienceperformance, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). ESO, 2014, "ESO Online Digitized Sky Survey", http://archive.eso.org/dss/dss/dss, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Fienga, A., Bange, J.F., Bec-Borsenberger, A., and Thuillot, W., 2003, "Close Encounters of Asteroids Before and During the ESA Gaia Mission", A&A, 406:751-758pp. Gaffey, M.J., Burbine, T.H., and Binzel, R., 1993, "Asteroid Spectroscpoy: Progress and Perspevtives", Meteoritics, 28:161-187pp. Gaia-FUN-SSO, 2014, https://www.imcce.fr/gaia-fun-sso/start, (Erişim Tarihi: 25 Mayıs 2014). Galache, J.L., 2011, "Asteroid Classification I-Dynamics", http://minorplanetcenter.net/blog/asteroid-classification-i-dynamics/ (Erişim Tarihi: 25 Mayıs 2014). Garcia-Sanchez, J., Weissman, P.R., Preston, R.A., Jones, D.L., Lestrade, J.F., Latham, D.W., Stefanik, R.P., and Peredes, J.M., 2001, "Stellar Encounters with the Solar System", A&A, 379:634-659pp. Gasnault, O., Ball, A.J., Biele, J., d’Uston, C., Fomi, O., Klingelhöfer, B., Maurice, S., and Ulamec, S., 2006, "To Measure the Chemical Composition of a Near Earth Object", European Planetary Science Congress, 435p. 104 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Gehrels, T., 1971, "Physical Studies of Minor Planets", Washington, DC, NASA SP267:1p. Harris, A.W. and Lagerros, J.S.V., 2002, "Asteroids in Thermal Infrared", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 205-218pp. Hestroffer, D. and Mignard, F., 2002, "Asteroids Survey with Gaia" Scientific Impacts, Mem. S. A. It., 73:764-p. Hestroffer, D. and Berthier, J., 2005, "Determination of the PPN β and Solar J2 from Asteroid Astrometry", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:297-300pp. Hestroffer, D., Mouret, S., Berthier, J., Mignard, F., and Tanga, P., 2008, "Reference Frame Linking and Test of GR with Gaia Astrometry of Asteroids", Proceedings of IAU Symp., 248: 266p. Hestroffer, D., Dell'Oro, A., Cellino, A., and Tanga, P., 2009,"The Gaia Mission and Asteroids: A Perspective From Space Astrometry and Photometry for Asteroids Studies and Science", CNRS School Coruse in Bad-Hofgastein, 87p. Hestroffer, D., 2011, "Science from NEOs-Limitations and Perspectices", Proceedings of Gaia Follow-up Network For Solar System Objects Workshop, held at IMCCE-Paris Observatory, 21-26pp. Hilton, J. L., 2002, "Asteroid Masses and Densities", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 103-123pp. Hog, E. and Mignard, F., 2005, "Near Earth Objects", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:239-242pp. Hsieh, H.H., Jewitt, D., and Fernandez, R.Y., 2004, "The Strange Case of 133P/Elst-Pizarro: A Comet Among the Asteroids", The Astronomical Journal, 127:2997-3017pp. Hsieh, H.H. and Jewitt, D., 2006, "Active Asteroids: Mystery in the Main Belt", Proceeding of IAU Symp., Asteroids, Comets, Meteors, 229:425-437pp. IOTA, 2014,"Welcome to the IOTA", http://www.occultations.org/ (Erişim tarihi; 25 Mayıs 2014). 105 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Jewitt, D., 2009, "The Active Centaurs", The Astronomical Journal, 137:42964312pp. Jewitt, D., 2012, "The Active Asteroids", The Astronomical Journal, 143:66-14pp. Kaasalainen, M. and Torappa, J., 2001, "Optimization Methods for Asteroid Lightcurve Inversion: I. Shape Determination", Icarus, 153:24-36 pp. Kaasalainen, M., Torappa, J., and Muinen, 2001, "Optimization Methods for Asteroid Lightcurve Inversion: II. The Complete Inverse Problem", Icarus, 153:37-51pp. Kaasalainen, M., 2004, "Physical Models of Large Number of Asteroids from Calibrated Photometry Sparse in Time", A&A 422:39-42pp. Kaasalainen, Bottke, W.F., Vokrouhlicky, D., Rubincam, D.P., and Nesvorny, D., 2005, "Physical Models and Refined Orbits for Asteroids from Gaia Photometry and Astrometry", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:301-304pp. Knezevic, Z., Lemaitre, A., and Milani, A., 2002, "The Determination of Asteroid Proper Elements", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 603-612pp. Kovalevsky, J., 2003, "Aberration in Proper Motions", A&A 404:743-747pp. Lacerda, P. and Luu, J., 2003, "On the Detectability of Lightcurves of Kuiper Belt Objects", Icarus 151:174-180pp. Lindegren, L. and Perryman, M.A.C, 1996, "Gaia: Global Astromeric Interferometer for Astrophysics", Astron.Astrophys.Suppl.Ser., 16:579-595pp. Lindegren, L., 2005, "The Astrometric Instrument of Gaia: Principles", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:29-34pp. Lindegren, L., Babusiaux, C., Bailer-Jones, C., Bastian, U., Brown, A.G.A., Cropper, M., Hog, E., Jordi, C., Katz, D., Van Leeuwen, F., Luri, X., Mignard, F., de Bruijne, J.H.J., and Prusti, T., 2008, "The Gaia Mission: Science, Organization And Present Status", Proceedings of IAU Symp., 248:217-223pp. Lowell, 2014, "Asteroid Observing Service", http://asteroid.lowell.edu/, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). 106 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Mainzer, A., Grav, T., Masiero, J., Hand, E., Bauer, J., Tholen, D., McMillan, R.S., Spahr, T., Cutri, R.M., Wright, E., Watkins, J., Mo, W., and Maleszewski, C., 2011, "Neowise Studies of Spectrophotometrically Classified Asteroids: Preliminary Results", The Astrophysical Journal, 741:90-25pp. Malhotra, R., 1998, "Orbital Resonances and Chaos in the Solar System", ASP Conference Series, 149:37-63pp. Marciniak, A. and Michalowski, T., 2010, "Asteroids’ Spin Axis Distribution", A&A, 512:1-3pp. Mignard, F., 2002, "Observations of Solar System Objects with GAIA: I. Detection of NEOs", A&A. 393:727-731pp. Mignard, F., 2005, "Overall Science Goals of the Gaia Mission", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:5-14pp. Mignard, F., Cellino, A., Muinonen, K., Tanga, P., Delbo, M., Dell’Oro, A., Granvik, M., Hestroffer, D., Mouret, S., Thuillot, W., and Virtanen, J., 2007, "The Gaia Mission: Expected Applications to Asteroid Science", Earth Moon Planet, 101:97–125pp. Morbidelli, A., Bottke, W.F, Foreschle, C., and Michel, P., 2002, "Origin and Evolution of Near-Earth Objects", Asteroids III, ed. W. F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi and R.P. Biznel, University of Arizona Press: Tucson, 409-422pp. Moskovitz, N.A., 2009, "Spectroscopic And Theoretical Constraints on Differantiation of Planetsimals", PhD Thesis, University of Hawaii, 194p. Mouret, S., Hestroffer, D., and Mignard, F., 2007, "Asteroid Masses and İmprovement with Gaia", A&A, 472:1017-1027pp. Mouret, S., Hestroffer, D., and Mignard, F., 2008, "Asteroid Mass Determination with the Gaia Mission", Proceedings of IAU Symp., 248:363-pp. Mouret, S. and Mignard, F., 2011, "Detecting the Yarkovsky Effect with the Gaia Mission: List of the Most Promising Candidates", Mon. Not. R. Astron. Soc., 413:741-748pp. MPC, 2014a, "What is the Minor Planet Center?", http://www.minorplanetcenter.net/ (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). 107 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) MPC, 2014b, "Distribution of the Minor Planets: Absolute Magnitude" http://www.minorplanetcenter.net/iau/plot/OrbEls10.gif (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). MPC, 2014c, "About Lightcurves" http://www.minorplanetcenter.net/light_curve (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). MPC, 2014d, "Minor Planet&Comet Ephemeris Service", http://www.minorplanetcenter.net/iau/MPEph/MPEph.html, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). MPC, 2014e, "CALL: Project Page", http://www.minorplanet.info/callprojects.html, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Muinonen, K., Virtanen, J., Granvik, M., and Laakso, T., 2005, "Asteroid Orbits with Gaia: Inversion and Prediction", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:223-230pp. NASA, 2014a, "Horizons Web-Interface" http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi#top, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). NASA, 2007, "Asteroid Main-Belt Distribution", http://ssd.jpl.nasa.gov/?histo_a_ast, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Nedelcu, D.A, Souchay, Birlan, M., J., Popescu, P.P., Paraschiv, P.V., and Badescu, O., 2008, "Asteroid Astrometry as a Link Between ICRF and the Dynamical Referance Frames", Proceedings of IAU Symp., 248:328-329pp. Neese, C., 2014, "PDS Asteroid/Dust Archive", http://www.psi.edu/pds/, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Nesvorny, D. and Bottke, W.F., 2004, "Detection of the Yarkovsky Effect for Main-Belt Asteroids", Icarus, 170:324-342pp. Nesvorny, D., Bottke, W.F., Vokrouhlicky, D., Morbidelli, A., and Jedicke, R., 2006, "Asteroid Families", Proceedings of IAU Symp., 229:289-299pp. Nesvorny, D., 2014, "Nesvorny HCM Asteroid Families", NASA Planetary Data System http://sbn.psi.edu/pds/resource/nesvornyfam.html, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). 108 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Perna, D., 2010, "Physical Properties of Asteroid Targets of the Rosetta Space Mission and of Minor Bodies of the Outer Solar System", Ph. D. Thesis, Observatoire de Paris, 123p. Perryman, M., 2012, "The History of Astrometry", The Eropean Physical Journal H, 37:745-792pp. Pravec, P. and Harris, A., 2000, "Fast and Slow Rotation of Asteroids", Icarus, 148:12-20pp. Pravec, P. and Scheirich, P., 2012, "Small Binary Asteroids and Prospects for Their Observations with Gaia", Planetary and Space Science, 73:56-61pp. Project Pluto, 2014, "FindOrb", http://www.projectpluto.com/find_orb.htm, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Prusti, T., 2010, "Gaia Scinece Status", Proceedings of "Gaia Follow-Up Network for Solar System Objects Workshop, held at IMCCE-Paris Observatory, ed. P. Tanga and W. Thuillot, 11-13pp. Reffert, S., 2009, "Astrometric Measurement Techniques", New Astronomy Reviews, 53:329-335pp. Ren, S.L. and Fu, Y.N., 2008, "The Role of Pre-Gaia Positional Data in Determining Binary Orbits with Gaia Data", Proceedings of IAU Symp., 248:16-17pp. Rubincam, D.P. and Mallama, A., 1995, "Terrestrial Atmospheric Effects on Satellite Eclipses with Application to the Acceleration of LAGEOS", Journal of Geophysical Research, 100: 20285-20290pp. Ryan, E.L., Woodward, C.E., Dipaolo, A., Farinato, J., Giallongo, E., Gredel, R., Hill, J., Pedichini, F., Pogge, R., and Ragazzoni, R., 2009, "The Asteroid Distribution in the Ecliptic", The Astronomical Journal, 137:5134-5145pp. Spaceguard Foundation, 2002, "What is a Chaotic Orbit?", http://spaceguard.rm.iasf.cnr.it/NScience/NScience.html,(2002), (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Tanga, P., 2005, "Impact of Gaia on Dynamics and Evolution of the Solar System", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:243-250pp. 109 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Tanga, P. and Mignard, F., 2005, "Observing the Natural Satellites of Solar System Bodies with Gaia", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:313-316pp. Tanga, P. and Delbo, M., 2007, "Asteroid Occultations Today and Tomorrow: Toward the Gaia Era", A&A, 474:1015-1022pp. Tanga, P., Delbo, M., Hestroffer, D., Cellino, A., and Mignard, F., 2007, "Gaia Observations of Solar System Objects: Impact on Dynamics and GroundBased Observations", Advances In Space Research, 40:209-214pp. Tanga, P., Hestroffer, D., Delbo, M., Frouard, J., Mouret, S., and Thuillot, W., 2008, "Gaia, an Unprecedented Observatory for Solar System Dynamics", Planetary and Space Science, 56:1812-1818pp. Tanga, P., 2010, "Daily Processing of Solar System Object Observations by Gaia", Proceedings of Gaia Follow-Up Network for Solar System Objects Workshop, held at IMCCE-Paris Observatory, ed. P. Tanga and W. Thuillot, 11-13pp. Tanga, P. and Mignard, F., 2012, "The Solar System as Seen by Gaia: The Asteroids and Their Accuracy Budget", Planetary and Space Science, 73:59pp. Tanga, P. and Hestroffer, D., 2012, "Gaia as a Solar System Observatory: Perspectives For Binary Asteroids", Proceeding of the Workshop, Orbital Couples: Pas de Deux in the Solar System and Milky Way, ed. F. Arenou, D. Hestroffer, 137-139pp. Tedesco, E.F., Williams, J.G., Matson, D.L., and Veeder, G.J., 1989, "A Theree-Parameter Asteroid Taxonomy", Astronomical Journal, 97:580606pp. Tedesco, E.F., 1994, "Asteroid Albeos and Diameters", Proceedings of IAU Symp., 160:55-74pp. Tholen, D.J., 1984, "Asteroid Taxonomy From Cluster Analysis of Photometry", PHD Thesis, The University Of Arizona. Thuillot, W., 2005, "A Ground-Based Network of Observers for a Gaia FollowUp", Proceeding of ESA Symp. SP., 576:317-321pp. Thuillot, W., Stavinschi, M., Assafin, M., and IAU Working Group ASGBT, 2008, "Astrometry by Small Ground-Based Telescopes", Proceedings of IAU Symp., 248:286-287pp. 110 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Thuillot, W., Tanga, P., and Hestroffer, D., 2009, "Gaia and the GroundBased Observations of the Solar System Objects", Proceedings of Annual Meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics, SF2A2009:84-96pp. Todd, M., Tanga, P., Coward, M.D., and Zadnik, M.G., 2011, "An Optimal Earth Trojan Asteroid Search Strategy",Mon.Not.R.Astron. Soc.000:1-5pp. Todd, M., Tanga, P., Coward, M.D., and Zadnik, M.G., 2012, "Detection Of İnner Solar System Trojan Asteroids by Gaia", Gaia-FUN-SSO-2 International Workshop, Paris Observatory, ArXiv:1212.0268v1. Torappa, J. and Muinonen, K., 2005, Statistical Inversion Of Gaia Photometry For Asteroid Spins And Shapes, Proceedings of Symposium ESA SP576:321-325pp Turon, C. and Arenou, F., 2008, "The Hipparcos Catalogue: 10th Anniversary and İts Legacy", Proceedings of IAU Symp., 248:1-7pp. Turon, C., 1997, "From Hipparchus to Hipparcos:Measuring the Universe, One Star at a Time", http://wwwhip.obspm.fr/heritage/hipparcos/SandT/hipSandT.html (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Turon, C. and Robichon, N., 2006, "Astrometric Survey", Mem. S.A.It. 77:10731080pp. Vernazza, P., Birlan, M., Rossi, A., Dotto, E., Nesvorny, D., Brunetto, R., Fornasier, S., Fulchignoni, M., and Renner, S., 2006, "Physical Characterization of the Karin Family", A&A, 460:945-951pp. Virtanen, J., Muinonen, K., and Mignard, F., 2005, "Asteroid Orbits with Gaia: Simulated Examples", Proceeding of ESA Symp. SP., 576, 325329pp. Vokrouhlicky, D., and Bottke, W.F., 2001, "The Yarkovsky Thermal Force on Small Asteroids and Their Fragments: Choosing the Right Albedo", A&A, 371:350-353pp. Vokrouhlicky, D., Broz, M., Bottke, W.F., Nesvorny, D., and Morbidelli, A., 2006, "Yarkovsky/YORP Chronology of Asteroid Families", Icarus 182:118-142pp. Warell and Lagerkvist, D., 2007, "Asteroids Taxonomic Clasification in the Gaia Photometric System", A&A 467:749-752 pp. 111 KAYNAKLAR DİZİNİ (devam) Warner, B.D., 2009, "Slow Rotating Asteroids: A Long Day's Journey İnto Night", ASS, 28:91-101pp. Warner, B.D., 2013, "The Asteroid Lightcurve Database" http://www.minorplanet.info/lightcurvedatabase.html, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Warner, B.D., 2014, "The Minor Planet Observer and Palmer Divide Observatory", http://www.minorplanetobserver.com/MPOSoftware/MPOCanopus.htm, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Wolff, S., 2005a, "Near Earth Objects", Ph. D. Thesis, Technical University of Denmark, 146p. Wolff, S., 2005b, "Gaia-Assisted On-Board Detection of Moving Objects", Proceeding of ESA Symp. SP., 576: 329-331pp. Wyrzykowski, L. and Hodgkin, S., 2011, "Around Gaia Alerts in 20 Questions", Proceedings of IAU Symp., 285:1-5pp. Yeomans, D., 2014, "Near Earth Object Program", http://neo.jpl.nasa.gov/neo/groups.html, (Erişim tarihi: 25 Mayıs 2014). Zappala, V., Cellino, A., and Farinella, P., 1990, "Hierarchical Clustering: How To Identify Asteroid Families and Assess Their Reliability", Proceedings of IAU Symp., Asteroids, Comets, Meteoritics, 211-214pp. Zellner, B., Tholen, D.J., and Tedesco, E.F., 1985, "The Eight-Colour Asteroid Survey-Results for 589 Minor Planets", Icarus, 61:355-416pp. Zhao, H.B., Yao, J.S., and Lu, H., 2008, "China NEO Survey Telescope and Its Preliminary Achievement", Proceedings of IAU Symp., 248:565-566pp. 112 113 ÖZGEÇMİŞ Eda GÜZEL, 1984 yılında Hatay’ın merkez ilçesi Antakya’da dünyaya geldi. İlköğretim ve liseyi Antakya’da tamamladıktan sonra 2003 yılında Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü'nde lisans eğitimi aldı. 2009 yılında mezun olduktan bir dönem sonra Ege Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü’nün Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı’nda yüksek lisans eğitimine başladı. 2006 yılında amatör bir astronomi grubu ile "Tutulma Avcıları" ve "Aynı Gökkubbenin Altında" isimli iki Avrupa Birliği Projesi'ne katıldı. 2010 yılında, VI. Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Öğrenci Kongresi'nde "Astroarkeoloji: Yeni Bir Çokdisiplinli Alan" isimli sözlü bildiriyi sundu. Aynı yıl, Ege Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü, Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı'da yüksek lisans eğitimi'ne başladı. 2011 yılında, Uluslararası Astrometri Yaz Okulu ve Çalıştayı'na katıldı. VII. Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Öğrenci Kongresinde "Gaia ile Asteroit Astronomisi" isimli bir poster bildirisi sundu. 2012 yılında "Karin Asteroit Ailesi'nin Fiziksel Özelliklerinin Belirlenmesi" isimli gözlem projesine başladı. 2012-2013 yılları arasında "Oymaklardaki Genç Örten Çift Yıldızlar" ve "Aktif Gökadaların Merkezindeki Büyük Kütleli Karadeliklerin Tayini" isimli Tübitak projelerinde gözlemci öğrenci olarak görev aldı. Gaia-FUN Türkiye grubuna katıldı.
