324 Bamberga

Günümüz dünyasında 324 Bamberga günlük yaşamın çeşitli alanlarında büyük önem kazanmıştır. 324 Bamberga ortaya çıkışından bu yana farklı yönlerdeki etki ve etkilerinden dolayı pek çok kişinin dikkatini çekmiştir. Çalışma ortamındaki önemi, toplumdaki önemi, teknoloji üzerindeki etkisi veya çağdaş kültür üzerindeki etkisi gibi popülerliğine katkıda bulunan çeşitli faktörler vardır. Bu makalede, 324 Bamberga'in bugün oynadığı rolü ve dünya çapında bu kadar çok insanın ilgisini nasıl çekmeyi başardığını daha ayrıntılı olarak inceleyeceğiz.

324 Bamberga
Bamberga'nın VLT ile elde edilen görüntüsü
Keşif
KeşfedenJohann Palisa
Keşif tarihi25 Şubat 1892
Adlandırmalar
MPC belirtmesi(324) Bamberga
Telaffuz/bæmˈbɜːrɡə/
Adın kaynağı
Bamberg
Ana kuşak
Yörünge özellikleri[1]
Dönem 31 Haziran 2016 (JG 2457600,5)
Belirsizlik parametresi 0
Gözlem yayı124,08 y (45.321 g)
Günöte3,59442 AU (537,718 Gm)
Günberi1,77023 AU (264,823 Gm)
2,68232 AU (401,269 Gm)
Dış merkezlik0,34004
4,39 y (1604,6 g)
225,419°
0° 13d 27.682s / gün
Eğiklik11,1011°
327,883°
44,2409°
Fiziksel özellikler
C-tipi asteroit[2]
7,12[3][1]
Boyutlarc/a = 0,96±0,05[4]
Ortalama çap
227±3 km[4]
234,67 ± 7,80 km[5]
229,4 ± 7,4 km (IRAS)[3]
Kütle(10,2±0,9)×1018 kg[4]
11×1018 kg[6]
(10,3±1,0)×1018 kg[5]
Ortalama yoğunluk
1,67±0,16 g/cm3[4]
1,52±0,20 g/cm3[5]
1.226 d[7]
29,43 sa (1,226 g)[1]
0,060 (hesaplanan)[4]
0,0628±0,004[3]
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Bamberga (küçük gezegen tanımı: 324 Bamberga, geçici ismi A892 DA), asteroit kuşağında bulunan ve 25 Şubat 1892 tarihinde Johann Palisa tarafından Viyana'da keşfedilen bir asteroittir. Asteroit kuşağındaki en büyük 20 asteroitten biridir. Bir Dünya yakını cismi olan 433 Eros'tan farklı olarak, dürbünlü gözlemle kolaylıkla gözlemlenebilecek en uzak asteroittir. Bamberga'nın mutlak parlaklığı (7,12), asteroit kuşağında bulunan Vesta, Pallas, Ceres, Iris, Hebe, Juno, Melpomene, Eunomia ve Flora cisimlerinin ardından onuncu sıradadır. Yüksek eksantrikliği (0,341) nedeniyle ki Pluto'ya oranla %36 daha yüksektir, doğrudan karşı konumdan ölçüm yapılabilmesi halinde diğer asteroitlerden daha büyük boyutlarda olabileceği değerlendirilmektedir.

Gözlem

Bamberga'nın yörüngesi

Çok yüksek yörünge eksantrikliği, büyüklüğünün büyük ölçüde değiştiği anlamına gelse de, Bamberga günberi yakınındaki pozisyonunda, Satürn'ün uydusu Titan kadar parlak olan +8.0[8] kadirlik bir parlaklığa ulaşabilir. Bu tür günberi noktasına yakın pozisyonlar, her yirmi iki yılda bir düzenli bir döngüde meydana gelir. Bir önceki döngü 2013'te gerçekleşmiş, sonraki ise 13 Eylül'de 2035'te, 8.1 parlaklığa ulaştığında gerçekleşecektir. Bu ender günberi noktasına yakın pozisyondaki parlaklığı, Bamberga'yı en parlak C-tipi asteroit yapar. 10 Hygiea'nın maksimum parlaklığı olan kabaca +9,1 kadirden daha parlaktır. Böyle bir pozisyonda Bamberga, Dünya'ya +9,5 kadirin üzerinde parlaklığa sahip herhangi bir ana kuşak asteroitinden daha yakın, yani 0,78 AU'ya kadar yaklaşabilir. Karşılaştırma için çıplak gözle ve açık bir gökyüzünde gözlemlenebilen diğer asteroitlerden, 7 İris Dünya'ya asla 0,85 AU'dan ve 4 Vesta asla 1,13 AU'dan daha yakın bir konuma gelemez.

Özellikler

29 saatlik dönüş süresi, 150 km çapından daha büyük olan bir asteroit için alışılmadık derecede uzundur. Spektral sınıfı, C tipi ve P tipi asteroitler arasında orta düzeydedir.

1975 yılında Kitt Peak tarafından elde edilen 10 mikron radyometrik verisi çapının yaklaşık 255 km olduğunu göstermektedir. Tutulması 8 Aralık 1987'de gözlemlendiğinde 228 km çapta olduğu hesaplanmış, IRAS tarafından da bu sonuçlar doğrulanmıştır. 1988 yılında Mauna Kea Gözlemevlerindeki UH88 teleskobuyla yapılan bir araştırmada yörüngesinde bir uydu veya toz bulunup bulunmadığı incelenmiş fakat herhangi bir netice elde edilememiştir.

Kaynakça

  1. ^ a b c "JPL Small-Body Database Browser: 324 Bamberga". 2008-07-26 last obs. 29 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2016. 
  2. ^ Neese, C., (Ed.) (2005). "Asteroid Taxonomy.EAR-A-5-DDR-TAXONOMY-V5.0". NASA Planetary Data System. 10 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Mart 2007. 
  3. ^ a b c Tedesco, E.F.; Noah, P.V.; Noah, M.; Price, S.D. (2004). "IRAS Minor Planet Survey. IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0". NASA Planetary Data System. 17 Ocak 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Mart 2007. 
  4. ^ a b c d e P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
  5. ^ a b c Carry, B. (December 2012), "Density of asteroids", Planetary and Space Science, 73, ss. 98-118, arXiv:1203.4336 $2, Bibcode:2012P&SS...73...98C, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009. 
  6. ^ Pitjeva, E. V. (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. 31 Ekim 2008 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  7. ^ Harris, A. W.; Warner, B.D.; Pravec, P., (Ed.) (2006). "Asteroid Lightcurve Derived Data. EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V8.0". NASA Planetary Data System. 28 Ocak 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Mart 2007. 
  8. ^ Donald H. Menzel; Jay M. Pasachoff (1983). A Field Guide to the Stars and Planets. 2nd. Boston, MA: Houghton Mifflin. s. 391. ISBN 0-395-34835-8. 

Dış bağlantılar