Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# C-tipi asteroit

C tipi bir asteroit olan 253 Mathilde
**C-tipi** (karbonlu) **asteroitler**, bilinen asteroitlerin yaklaşık %75'ini oluşturan en yaygın tayf türdür. Uçucu madde(buz) bakımından zengindirler ve çok düşük bir albedo ile diğer tiplerden ayırt edilirlerç. Bunun nedeni bileşimlerinin kayalara ve minerallere ek olarak büyük miktarda karbon içermesidir. Yoğunluk ortalamaları yaklaşık 1,7 g/cm3'dir. Güneş'ten ortalama 3,5 astronomik birim (AU) uzaklıkta bulunan asteroit kuşağının dış bölümündeki asteroitlerin %80'i bu tipteyken, Güneş'ten 2 AU mesafedeki asteroitlerin sadece %40'ı C-tipidir. Diğer asteroit tiplerine oranla yüksek düzeyde karanlık albedoya sahip olmaları ve çoğunlukla kolay gözlemlenemeyen asteroit kuşağının dış katmanlarında bulunmalarından ötürü C-tiplerinin sayısının tahmin edilenden fazla olabileceği değerlendirilmektedir.

## Özellikler

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

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

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

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

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

## C-grubu sınıflandırmaları

### C-grubu (Tholen)

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

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

### C-grubu (SMASS)

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

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

## Ayrıca bakınız

* Asteroit tayf tipleri
* 1 Ceres
* 10 Hygiea
* 324 Bamberga

## Kaynakça
# Mutlak parlaklık

Büyük asteroit 65 Kibelin (apmag 11.6) ve HD 217121 (apmag 8.7) ve HD 216932'nin (apmag 9.1) yıldızlarının görünen büyüklüğü. İki parlak yıldız, tipik 50 mm'lik dürbünlerin sınırına yakın olacaktı. Ayrıca sağ üste doğru görülebilen galaksiler PGC194570 ve PGC1016451'DİR.
**Mutlak parlaklık** veya **mutlak kadir**, bir nesnenin olağan aydınlama gücü mesafesinde bulunduğunda sahip olduğu görünür parlaklıktır. Nesnelerin parlaklıklarını mesafeden bağımsız olarak değerlendirmeye olanak tanır. Bir nesnenin mutlak büyüklüğü, nesnenin yıldızlararası ortam emilimi ve kozmik toz nedeniyle ışığı sönmeden (veya karartılmadan) tam olarak 10 parsek (32,6 ışıkyılı) mesafeden bakıldığında sahip olacağı görünür parlaklığa eşit olarak tanımlanır. Varsayımsal olarak tüm nesneleri gözlemciden standart bir referans mesafesine yerleştirerek, parlaklıkları bir büyüklük ölçeğinde birbirleri arasında doğrudan karşılaştırılabilir.

Tüm astronomik büyüklüklerde olduğu gibi, belirtilen filtre bantlarına veya geçirim bantlarına karşılık gelen farklı dalga boyu aralıkları için mutlak büyüklük belirtilebilir; yıldızlar için yaygın olarak alıntılanan mutlak büyüklük, spektrumun görsel (V) bandını (UBV fotometrik sisteminde) kullanan **mutlak görsel büyüklüktür.** Mutlak büyüklükler, ölçüm için kullanılan filtre bandını temsil eden bir alt simge ile büyük bir M harfi ile gösterilir. Tıpkı V bandında mutlak büyüklük için MV olduğu gibi.

Bir nesne ne kadar parlaksa, mutlak büyüklüğünün sayısal değeri o kadar küçük olur. İki cismin mutlak büyüklükleri arasındaki 5 kadirlik fark, parlaklıklarında 100'lük bir orana karşılık gelir ve ve mutlak büyüklükteki n büyüklükteki bir fark, 100n/5 'lik bir parlaklık oranına karşılık gelir. Örneğin, mutlak büyüklüğü MV = 3.0 olan bir yıldız, V filtre bandında ölçülen mutlak büyüklüğü MV = 8.0 olan bir yıldızdan 100 kat daha parlak olacaktır. Güneş'in mutlak parlaklığı (Mv) **+4.83 kadir** dir. Çok parlak nesnelerin negatif mutlak parlaklıkları olabilir: örneğin, Samanyolu galaksisinin mutlak B parlaklığı yaklaşık **-20,8 kadir** 'dir.

## Kaynakça
# Dünya kütlesi

**Dünya kütlesi** ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 veya WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 olarak gösterilir, burada 🜨 Dünya için standart astronomik semboldür), Dünya gezegeninin kütlesine eşit olan bir kütle birimidir. Dünya'nın kütlesi için mevcut en iyi tahmin  **WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 = 5,9722×1024 kg'**dır ve bu değerin bağıl belirsizliği 10−4'tür. Bu, 5.515 kg/m3'lük bir ortalama yoğunluğa eşittir. En yakın metrik öntakı kullanılarak, Dünya kütlesi yaklaşık olarak altı ronnagram veya 6,0 Rg'ye denk gelir.

Güneş Sistemi'ndeki dört karasal gezegen, Merkür, Venüs, Dünya ve Mars kütleleri sırasıyla 0,055, 0,815, 1,000 ve 0,107 Dünya kütlesidir.

Bir Dünya kütlesi ilgili birimlere şu şekilde dönüştürülebilir:

* 81,3 Ay kütlesi (ML)
* 0,00315 Jüpiter kütlesi (MJ)
* 0,000003003 Güneş kütlesi (M☉)

## Kaynakça

## Dış bağlantılar

* Dünya'nın Kütlesi ve Çekim Sabiti26 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* Dünya’nın Kütle Hesabı2 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
# Yoğunluk

**Yoğunluk** veya **özkütle**; fizikte ve kimyada, belirli sıcaklık ve basınç altında birim hacimdeki madde miktarıdır.  **WIKINIUM\_MATH\_PH\_0**  veya  **WIKINIUM\_MATH\_PH\_2**  harfi ile sembolize edilir. Yoğunluk, maddenin karakteristik özelliği olmasına rağmen sadece yoğunluğu bilinen bir maddenin hangi madde olduğu anlaşılamayabilir. Bir maddenin hangi madde olduğunun anlaşılabilmesi için birden fazla ayırt edici özelliğinin incelenmesi gerekir. Sabit basınç ve sıcaklık altında; kütlesi artan bir maddenin hacmi de artar, dolayısıyla hacimle kütle doğru orantılı olduğu için yoğunluk değişmez. İki tür yoğunluk vardır. Birincisi mutlak yoğunluktur ki, pratikte mutlak kelimesi kullanılmaz, sadece yoğunluk denir. İkincisi ise bağıl yoğunluktur (nispi yoğunluk). Sembolü WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 harfi, birimi g/cm³ ve *m* kütle, *v* hacim olmak üzere formülü;

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 şeklindedir.

Burada:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 cismin toplam kütlesi (kg)
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 cismin toplam hacmidir (m³)
Uluslararası Birim Sisteminde özkütle birimi (kg/m3)'tür. Bunun yanında; (g/cm3) ve (kg/L) de sıkça kullanılır.

Özkütle hesaplama yolu ile bulunabilir, piknometre veya bomemetre gibi aletler yardımıyla da belirlenebilir.

Bir maddenin özkütlesi sıcaklığına bağlı olarak değişir. Sıcaklık artışı genellikle özkütleyi azaltır, ancak sıcaklığı arttıkça hacmi azalan ve özkütlesi artan maddeler de vardır.

Su ve havanın sabit basınç altındaki sıcaklığa bağlı özkütleleri aşağıda verilmiştir.

Suyun yoğunluğunun 1 Atmosfer basınç altında sıcaklığa bağlı olarak değişimi aşağıdaki tabloda verilmiştir.

| Sıcaklık | Yoğunluk (1 atm)
 |
| --- | --- |
| °C | °F | kg/m3 |
| 0,0 | 32,0 | 999,8425
 |
| 4,0 | 39,2 | 999,9750
 |
| 15,0 | 59,0 | 999,1026
 |
| 20,0 | 68,0 | 998,2071
 |
| 25,0 | 77,0 | 998,0479
 |
| 37,0 | 98,6 | 993,3316
 |
| 100 | 212,0 | 958,3665
 |

Havanın yoğunluğunun 1 Atmosfer basınç altında sıcaklığa bağlı olarak değişimi ise aşağıdaki tabloda verilmiştir.

| *T* (°C) | *ρ* (kg/m3)
 |
| --- | --- |
| −10 | 1,341
 |
| −5 | 1,316
 |
| 0 | 1,293
 |
| 5 | 1,269
 |
| 10 | 1,247
 |
| 15 | 1,225
 |
| 20 | 1,204
 |
| 25 | 1,184
 |
| 30 | 1,164
 |

## Ayrıca bakınız

* Yoğunluk irtifası
* Yoğunluk dalgası teorisi

## Kaynakça
# İvme

İvme, hızın zamanla değişim hızıdır ve hız grafiğinde herhangi bir noktada, o noktaya teğet doğrunun eğimi olarak tanımlanır.
Fizikte **ivme**, hızın zamana göre türevi olarak tanımlanır. Büyüklüğü uzaklık/zaman2 olan bir vektörel niceliktir ve cismin hem hızının hem de yönünün şiddetlerindeki değişimini gösterir. İvmeölçer yardımıyla ölçülen ivmenin SI birimi metre/saniye²'dir.

## Ortalama İvme

Bir cismin ortalama ivmesi belli bir zaman aralığı başına düşen belli bir hız miktarıdır. Matematiksel olarak aşağıdaki gibi ifade edilir:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
## Anlık İvme

Bir cismin anlık ivmesi cismin anlık zamanda sahip olduğu hız miktarına eşittir. Matematiksel olarak aşağıdaki gibi ifade edilir:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6

İvme yolun ikinci türevi olarak da tarif edilebilir:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8

x (t) burada yolun fonksiyonunu temsil eder.

Genel olarak *ivme* terimi hızdaki (hız vektörünün şiddetindeki) artış olarak kullanılır; hızdaki azalışa ise *yavaşlama* denir. Fizikte, hız vektöründeki bir değişim ivme olarak kabul edilir: dairesel harekette, hız vektörünün yönündeki değişim *merkezcil (merkeze doğru) ivme*'ye yol açar. Bir cismin kazandığı ivmelenme, ona uygulanan kuvvetin kütlesine bölümünün bir fonksiyonudur.

İvme kelimesi köken olarak iv kökünden gelir ve ivedi:acele, iven:acele eden, ivmek:acele etmek gibi kelimelerle aynı ailede bulunur.

Klasik mekanikte sabit kütleli bir cismin ivmesi, cisme etki eden net kuvvetle orantılıdır (Newton'un ikinci yasası):

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10
Formülde **F** cisme etki eden net kuvvet, *m* cismin kütlesi ve **a** da cismin ivmesini temsil eder.

Ortalama ivme kavramı hız vektöründeki değişimin *(Δ**v**)* geçen süreye *(Δt)* bölümüdür. Anlık ivme de, Δt sıfıra yaklaşırken, çok kısa zaman aralıklarında, belirli bir noktanın ivmesidir.

## Kütleçekim ivmesi

İvme kütleçekim sebebiyle de ortaya çıkar. Dünya simetrik bir küre olmadığı için, deniz seviyesinde kütleçekimi her yerde aynı değildir. Mesela Paris kentinde ivme;

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_12

## Ayrıca bakınız

* Konum
* Hız
* Sarsım (fizik)
* Kuvvet

## Kaynakça

## Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta İvme ile ilgili ortam dosyaları mevcuttur.

* Acceleration Calculator17 Temmuz 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Simple acceleration unit converter
* Measurespeed.com - Acceleration Calculator Based on starting & ending speed and time elapsed.
# Dik açıklık

**Dik açıklık** (**Deklinasyon** diye de adlandırılır), bir yıldızın gökkürede ekvator düzlemine göre açısal uzaklığı olarak tanımlanmakta olup, ekvator konsayı dizgesinin ikinci öğesidir. Ekvatora bağlı koordinat sistemine ilişkin iki terimden biridir (diğer terim sağ açıklıktır). Dik açıklık, göksel ekvator ile bir nesnenin arasındaki açıyı belirtir. Bir başka deyişle, dik açıklık gökkürenin enlemidir.
# Sağ açıklık

Sağ açıklık ile ilgili animasyon.
**Sağ açıklık** (İngilizce: right ascension), astronomide bir gök cisminin Dünya üzerindeki gözlemciye göre gökküredeki konumunu belirtmek için kullanılan ekvatoral koordinatlardan biridir (diğeri dik açıklıktır). Coğrafi koordinat sistemindeki boylama denk gelir. Ölçüm aralığı 0-24 saattir. Saat(h), dakika(m) ve saniyeyle(s) ölçülür. 0h sağ açıklığı Güneş'in bahar ekinoksunda öğlen vaktinde bulunduğu noktadan yani Koç noktasından geçer. Bu nokta günümüzde Balık takımyıldızı sınırlarındadır (J2000'e göre). Koç noktası (First point of Aries) olarak adlandırılmasının sebebi bu noktanın ilk adlandırıldığı antik dönemde Koç takımyıldızında bulunmasıydı. Dünya'nın presesyon hareketi sebebiyle bu nokta yaklaşık 26.000 yıllık bir döngü ile değişmektedir.

## Kaynakça
# İtalyanlar

İtalyanlar
*italiani*|  |
|  |
|  |
| Önemli nüfusa sahip bölgeler |
|  İtalya | 56.000.000 |
|  Brezilya | 28.000.000-35.000.000 |
|  Arjantin | 15.000.000-20.000.000 |
|  ABD | 18.086.617 |
|  Kolombiya | 2.000.000 |
|  Uruguay | 1.500.000 |
|  Kanada | 1.445.335 |
|  Venezuela | 900.000 |
|  Avustralya | 852.418 |
|  İsviçre | 800.000 |
|  Almanya | 611.000 |
|  Peru | 500.000 |
|  Fransa | 340.000 |
|  Belçika | 290.000 |
|  İspanya | 153.700 |
|  Şili | 150.000 |
|  Büyük Britanya | 100.000 |
|  Paraguay | 90.000 |
| Diller |
| İtalyanca |
| Din |
| Hristiyanlık (Katolik) |

**İtalyanlar** (İtalyanca: *italiani*, İtalyanca telaffuz: [itaˈljaːni]), İtalya coğrafi bölgesine özgü bir etnik grup ve millettir. Ortak bir kültürü, tarihi, dili ve tarihsel sürekliliği paylaşırlar. Bölgesel farklılıklar gösteren ataları, Romalılar başta olmak üzere, İtalya yarımadasında yaşamış tüm eski halkları kapsar. "İtalyan" teriminin Latince karşılığı, antik çağlardan itibaren bu coğrafyanın yerli halkları için kullanılmıştır. Etnik İtalyanlar, İtalyan kökenli olup İtalyan vatandaşlığına sahip olmayan kişileri de kapsar.

İtalyan vatandaşlarının büyük çoğunluğu, ülkenin resmî dili olan İtalyancayı ana dili olarak konuşur. İtalyanca, Hint-Avrupa dil ailesine bağlı bir Roman dilidir ve Halk Latincesinden gelişmiştir. Bununla birlikte, İtalya'da bazı kişiler bölgesel ya da azınlık dillerini de kullanmaktadır. Bu dillerin bir kısmı, ulusal dilin ortaya çıkışından daha eskiye dayanır. UNESCO'ya göre İtalya'ya özgü yaklaşık 30 dil bulunmaktadır. Ancak bu dillerin çoğu, yaygın biçimde ve hatalı olarak "İtalyan lehçeleri" şeklinde adlandırılmaktadır.

İtalya'da yaşayan yaklaşık 55 milyon İtalyan, ülkenin ulusal nüfusunun yaklaşık %91'ini oluşturmaktadır. Bunun yanı sıra, İtalyanca konuşan topluluklar İsviçre, Fransa, Istria ve Dalmaçya bölgelerinde ve San Marino'nun tamamında da bulunmaktadır. İtalya'nın birleşmesi ile I. Dünya Savaşı ve II. Dünya Savaşı'nın sonrasında gerçekleşen yoğun göçler sonucunda geniş bir İtalyan diasporası ortaya çıktı. Günümüzde 5 milyondan fazla İtalyan vatandaşı İtalya dışında yaşamaktadır. Dünya genelinde ise 80 milyondan fazla kişi, tam ya da kısmi İtalyan kökenli olduğunu belirtmektedir. En büyük İtalyan diaspora toplulukları Brezilya, Arjantin, Amerika Birleşik Devletleri ve Fransa'da yer almaktadır. Brezilya nüfusunun yaklaşık %15'i, Arjantin nüfusunun ise yaklaşık %60'ı İtalyan kökenlidir.

## Kültür

### Dil

### Mutfak

İtalyan mutfağı, kökeni Antik Çağ'a uzanan ve dünyada tanınan bir mutfaktır. İtalyan mutfağında Etrüsk, Antik Yunan, Antik Roma, Bizans, Yahudi ve Arap mutfaklarının etkisi çok belirgindir. Yeni Dünyanın keşfiyle, bugünkü İtalyan mutfağının temeli olarak bilinen fakat aslında 18. yüzyıla kadar halk kitlelerine ulaştırılamamış patates, domates, dolmalık biber ve mısır gibi gıda ürünlerinin Avrupa'ya getirilmesiyle mutfakta önemli değişimler görüldü. İtalyan mutfağının özelliği bölgesel çeşitliliğinin fazla olması, ve çok farklı lezzetleri barındırmasından gelir.

## Kaynakça
# Karşı konum

**Karşı konum**, üst gezegenlerin Dünya'ya en yakın oldukları andır. Bu konumda Dünya, gezegenle Güneş'i birbirine bağlayan doğru üzerindedir.

Bir gezegen (veya küçük gezegen veya kuyruklu yıldız) Dünya'dan bakıldığında Güneş'in karşısında bulunduğunda, "karşı konumda" denir. Gezegen bu durumdayken,

* tüm gece görülebilir, güneşin batmasından sonra yükselmeye başlar, gece yarısında en yüksek noktadadır ve gün doğumuyla batar;
* yörüngesinin bu noktasında kabaca Dünya'ya en yakın konumdadır, büyük ve parlak gözükür.
* gezegenin tamamen aydınlanan ("dolun evresi") yarısı Dünya'dan görülebilir.
* karşı konum etkisi artar.

Sadece Güneş'e göre Dünya'nın arkasında kalan gezegenler karşı konumda bulunabilir. Daha içerideki yörüngelerde bulunan gezegenlere göre (Merkür ve Venüs) Dünya karşı konumda bulunur.

## Kaynakça
# 4 Vesta

4 Vesta
|  *Dawn* uzay aracı ile elde edilmiş kompozit fotoğraf.
 |
| **Keşif** |
| **Keşfeden** |  Heinrich Wilhelm Olbers |
| **Keşif yılı** | 29 Mart 1807 |
| Tanımlamalar
 |
| **Sonraki adı** | Vesta |
| **Küçük gezegen kategorisi** | Asteroit kuşağı, Vesta ailesi |
| **Sıfat** | Vestan, *Vestian* |
| Yörünge Özellikleri
 |
| **Dönem 23 Temmuz 2010** |
| **Günberi** |  | 2,1526 AB (321,82 Gm) |
| **Günöte** |  | 2,571 AB (384,72 Gm) |
| **Yarı büyük eksen** | (a) | 2,571 AB (384,72 Gm) |
| **Dışmerkezlik** | (e) | 0,088 62 |
| **Yörünge süresi** | (P) | 1325,46 gün 3,63 yıl y |
| **Ortalama yörünge hızı** |  | 19,34 km/sn |
| **Ortalama anomali** |  | 307,80° |
| **Yörünge eğikliği** | (i) | 7,134° |
| **Yükselen düğüm boylamı** | (Ω) | 103,91° |
| **Enberi açısı** | (ω) | 149,84° |
| Fiziksel özellikler
 |
| **Boyutlar** |  | (572,6×557,2×446,4)±0,2 km |
| **Kütle** |  | 2,59×1020 kg |
| **Yoğunluk** |  | 3,456 g/cm³ |
| **Kütle çekimi** |  | 0,25 m/s² |
| **Kurtulma hızı** |  | 0,36 km/s |
| **Dönme süresi** |  | 0,222 6 gün |
| **Beyazlık** (albedo) |  | 0,423 (geometrik) |
| **Yüzey sıcaklığı** |  | *min:* 85 K (−188 °C) *maks:* 270 K (−3 °C) |
| **Asteroit tayf sınıfı** |  | V-tipi asteroit |
| **Görünür parlaklık** | (V) | 5,1 - 8,48 |
| **Mutlak parlaklık** | (V) | 3,20 |

**4 Vesta** (sembolü: ) Asteroit Kuşağı'nın ikinci büyük gök cismidir. Ortalama çapı yaklaşık 530 km ve tahminî kütlesi Asteroit Kuşağı'nın toplam kütlesinin yaklaşık 9%'udur. Vesta en parlak asteroitdir ve Güneş'ten en uzak olduğu nokta Ceres'in Güneş'e en yakın olan uzaklığından çok az fazladır. Vesta Alman gök bilimci Heinrich Wilhelm Olbers tarafından 29 Mart 1807'de keşfedilmiştir. Asteroidin adını tanınmış matematikçi Carl Friedrich Gauss Roma bâkire ev ve aile tanrıçası Vesta'ya ithafen vermiştir.

Vesta, 2012 yılında NASA'nın Dawn uzay aracı tarafından ziyaret edilmiştir.

## Kaynakça

## Ayrıca bakınız

* Asteroit Kuşağı
# 2 Pallas

Pallas
**2 Pallas** (sembolü: ), yörüngesi Güneş sisteminde asteroit kuşağında, (Mars ve Jüpiter yörüngeleri arasında yer alan ve milyonlarca asteroide ev sahipliği yapan bir kuşak) bulunan büyük bir asteroitdir. Wilhelm Herschel tarafında esasları konulan asteroit tanımına göre ikinci olarak keşfedildiği için "2 Pallas" olarak da bilinir. Adı antik Yunan tanrıçalarından Athena'nın unvanı olan Pallas'tan almıştır.

Pallas 28 Mart 1802 tarihinde, Alman astronom Heinrich Wilhelm Matthias Olbers tarafından bulundu. Bulunan ilk asteroit Ceres'ten sadece bir yıl sonra bulunmuş oldu. Hacim bakımından ikinci, kütle bakımından üçüncü büyük asteroitdir (Ceres ve Vesta'dan sonra). Artık cüce gezegen sayılan Ceres dışında hiçbir asteroit küre şeklinde değildir. Ancak Pallas'ın 275 × 258 × 238 km3 olan boyutları küreye yakındır. Kütlesi ise 1.2 x 1020 kg. dir. Kondrit (C) tipi bir asteroitdir.

Yörüngesinin dış merkezliği 0.23 ve yörünge yarı büyük ekseni 414 milyon km'dir (Yaklaşık 2.77 astronomik birim). Yörüngesindeki bir tam turu 4.62 yılda tamamlar. Dönüş düzlemi eğikliği tutulum düzlemine göre 34.8 derecedir.

## Kaynakça
# 7 İris

7 İris'in simgesi

7 İris
|  7 İris
 |
| **Keşif** |
| **Keşfeden** |  John Russell Hind |
| **Keşif yeri** | George Bishop Gözlemevi |
| **Keşif yılı** | 13 Ağustos 1847 |
| Tanımlamalar
 |
| **Küçük gezegen kategorisi** | Asteroit kuşağı |
| **Sıfat** | Indian' |
| Yörünge Özellikleri
 |
| **Günberi** |  | 1,834 AB |
| **Günöte** |  | 2,937 AB |
| **Yarı büyük eksen** | (a) | 2,3873 AB |
| **Dışmerkezlik** | (e) | 0,23 |
| **Yörünge süresi** | (P) | 1345,375 (3,63 yıl) y |
| **Ortalama yörünge hızı** |  | 19,03 km/sn |
| **Yörünge eğikliği** | (i) | 5,574° |
| Fiziksel özellikler
 |
| **Boyutlar** |  | 264 x 234 x 180 km3t al. |
| **Kütle** |  | 1.375 x 1019 kg |
| **Kütle çekimi** |  | 0,08 m/s² |
| **Kurtulma hızı** |  | 0,1331 km/s |
| **Dönme süresi** |  | 7,1388 saat |
| **Beyazlık** (albedo) |  | 27.66 |
| **Yüzey sıcaklığı** |  | 1710 K |
| **Asteroit tayf sınıfı** |  | s-tipi asteroit |
| **Görünür parlaklık** | (V) | 6,68 (maksimum) |

**7 İris** Güneş sisteminde yörüngeleri genellikle Mars ve Jüpiter gezegenleri arasında bulunan asteroitlerden biridir. İlk keşfedilen asteroit şimdi cüce gezegen sayılan Ceres'tir. Daha sonra diğer asteroitler de bir bir keşfedilince, asteroitlere keşif sırasına göre numara verilmeye başlandı. İrıs 13 Ağustos 1847 tarihinde İngiliz astronom John Russell Hind tarafından keşfedildi. Böylelikle Ceres'ten tam 46 yıl 88 ay ve 12 gün sonra keşfedilmiş oldu. Keşfedilen yedinci asteroit olduğu için, adının önünde 7 rakamı vardır. Adı olan İris ise Yunan mitolojisinden alınmıştır. Mitolojiye göre İris gök kuşağı tanrıçasıydı.

## Fiziksel özellikleri

İris S tipi bir asteroittir. S silikon (taşlı yüzey) anlamına gelir. Ancak yüzeyde silikonun yanı sıra çeşitli metaller de bulunur. Bu tür asteroitler bütün asteroitlerin %17 sini oluştururlar. Bu yüzey özelliği ile albedosu (yani Güneş ışığını yansıtma oranı) 0.2766 dır. Güneş sistemindeki küçük nesneler yetersiz kütle çekim sebebiyle küresel yapıda değillerdir. 7 İris'in geometrik yapısı da küresel değildir. Ortalama yarıçapı 214 km olup, toplam hacmi 37 153 500 km3 tur. Kütlesi 1.375 x 1019 kg kadardır.

## Yörünge karakteristikleri

Dünya, Mars ve Jüpiter'in yörüngelerine kıyasla 7 İris'in yörüngesi
7 İris'in yörüngesi eliptik olup dışmerkezliği 0.23 tür. Güneş'ten maksimum uzaklığı (yarı büyük eksen) 2.3873 astronomik birim yani 357 milyon km.dir. Güneş çevresindeki bir dönüşü 3.69 yıl sürmektedir. Dünyadan görünür parlaklığı yörünge üzerinde hareket ederken değişir. Fakat hiçbir zaman çıplak gözle görülemez. Maksimum parlaklığı 6.7 dir ki bu durumda bir dürbünle görmek mümkündür. Bu yönüyle 7 İris 4 Vesta, Ceres ve 2 Pallas'tan sonra dördüncü en parlak asteroittir.

## Kaynakça
# Kavuşum

Venüs (solda) ve Jüpiter'in (altta) kavuşumu ile yakınlarında gözlemlenen hilal konumundaki Ay. 1 Aralık 2008, São Paulo, Brezilya
**Kavuşum**, gökbilimde bir gözlem noktasından bakıldığında iki ya da daha çok sayıda gök cisminin gökyüzünde birbirlerine yakın konuma gelmesi.

Yaygın uygulamada bu sözcük, Dünya'dan bakıldığında, Güneş'in uydusu olan bir gök cisminin (örn. bir gezegen, bir asteroid) veya Ay'ın Güneş'e en yakın konumuna geldiği anı tanımlamada kullanılır. Jüpiter'in 'kavuşum'undan söz edildiğinde, Dünya-Güneş-Jüpiter şeklinde bir dizilme ile Güneş'in Dünya ile Jüpiter arasına girdiği ya da başka bir deyişle Jüpiter'in Güneş'in arkasından geçtiği an kast edilmiş olur.

Alt gezegenler söz konusu olduğunda gezegenin yörüngesi boyunca izlediği yol sürekli Dünya yörüngesinin içinde kaldığı için, kavuşum iki değişik konumda gerçekleşir:

* Üst kavuşum: Güneş'in Yer ile gezegen arasında kaldığı, yani gezegenin Güneş'in arkasından geçtiği, Yer'e en uzak konumu.
* Alt kavuşum: gezegenin Güneş ile Yer arasında kaldığı, yani Güneş'in önünden geçtiği, Yer'e en yakın konumu.

Bir üst kavuşumdan ikincisine kadar geçen süre, gezegenin kavuşum dönemi olarak adlandırılır.

Üst gezegenler için kavuşum olayı, yalnızca üst kavuşum konumunda gerçekleşir. Bu terim yine, Güneş'in Yer ile gezegen arasında kaldığı, yani gezegenin Güneş'in arkasından geçtiği, Yer'e en uzak konumunu tanımlar. Üst gezegenlerin Yer'e en yakın oldukları an ise Yer'in gezegenle Güneş arasına girdiği karşı konum durumudur.

Gezegenlerin yörünge düzlemleri arasında küçük de olsa farklılıklar bulunduğundan, bu sıralama her zaman kusursuz bir çizgi üzerinde gerçekleşmez. Düz bir çizgi üzerinde sıralanmanın gerçekleşebilmesi için, yörünge düzlemlerinin aynı olması veya sıralanmanın düzlemlerin kesiştiği düğümler çizgisi boyunca gerçekleşmesi gerekir. Böyle bir durumda,

* Eğer sıralanan gök cisimlerinden bir tanesi, bir diğerinin gölgesine girerse, tutulmadan söz edilir. Güneş tutulması, Ay tutulması gibi.
* Eğer sıralanan cisimlerden Yer'e yakın olanı, görünür çap açısından, uzakta kalana göre belirgin derecede küçükse bir geçiş (transit) söz konusudur. Merkür geçişi, Venüs geçişi gibi.
* Eğer Yer'e yakın olan cisim görünür çap açısından uzaktakine oranla belirgin derecede büyükse, örtülme gerçekleşir. 'Satürn'ün Ay tarafından örtülmesi' gibi