İçeriğe atla

HED meteoriti

HED meteoriti
— Klan —
HED meteoritleri: NWA 2698 (howardit), Millbillillie (ökrit), Bilanga (diyojenit)
TipTaşsı
SınıfAkondrit
Alt gruplar
  • Howardit
  • Ökrit
  • Diyojenit
Ana cisimVesta
QUE 94200, howardit

HED meteoritleri, akondrit meteoritlerin bir alt grubu olan bir klanı temsil eder. HED, "howardit–eukrit–diyojenit" kelimelerinin baş harflerinden oluşur. Bu akondritler, farklılaşmış bir ana cisimden gelmiş ve Dünya'da bulunan magmatik kayaçlardan çok da farklı olmayan yoğun bir volkanik süreç geçirmişlerdir. Bu nedenle Dünya'daki magmatik kayaçlara çok benzerler.[1]

Sınıflandırma

HED meteoritleri genellikle şu şekilde ayrılır:

  • Howarditler
  • Ökritler
  • Diyojenitler

Ökritler, bazaltik bileşimli volkanik veya volkan altı (subvolcanic) kayaçlardır. Temel olarak piroksen ve plajiyoklazın küçük kristallerinden oluşurlar. Diyojenitler de piroksen ve plajiyoklazdan oluşur, bazıları ise olivin içerir. Bu kristallerin boyutu, ökrit kristallerinden önemli ölçüde daha büyüktür. Howarditler, bazen birkaç karbonlu kondrül ile birlikte, ökritler ve diyojenitlerin parçalarından oluşan breşlerdir.

Hem ökritlerin hem de diyojenitlerin birkaç alt grubu bulunmuştur.[2][3]

HED meteoritleri tüm düşme olaylarının yaklaşık %5'ini oluşturur,[4] bu da tüm akondritlerin yaklaşık %60'ına denk gelir.[5]

Köken

Vesta asteroiti
Ökritlerin en ünlü temsilcisi Millbillillie

Bileşimleri ne olursa olsun, tüm bu meteorit türlerinin Vesta asteroitinin kabuğundan kaynaklandığı düşünülmektedir.[6][7] Bu teoriye göre bileşimdeki farklılıklar, Vesta'nın jeolojik tarihinde farklı anlarda fırlatılmış olmalarından kaynaklanır. Bu meteoritlerin kristalleşme yaşları, radyoizotop oranlarına göre 4,43 ile 4,55 milyar yıl arasında belirlenmiştir. HED meteoritleri, ana asteroitlerinin kabuğundaki volkanik süreçlerle oluşturulan farklılaşmış meteoritlerdir.

Vesta'dan Dünya'ya ulaşma yönteminin aşağıdaki gibi olduğu düşünülmektedir:[8]

  1. Vesta üzerinde meydana gelen bir çarpma etkisi enkaz parçalarının fırlatılmasına neden oldu ve bu küçük (10 kilometre (6,2 mi) çapında veya daha küçük) V-tipi asteroitleri oluşturdu. Asteroit parçaları ya bu şekilde fırlatıldı ya da daha küçük enkaz parçalarından oluştu. Bu küçük asteroitlerden bazıları Vesta ailesini oluştururken diğerleri ise biraz daha uzaklara saçıldı.[9] Bu olayın yaklaşık 1 milyar yıl önce meydana geldiği düşünülmektedir.[10] Vesta'nın güney yarımküresinin büyük bir bölümünü kaplayan dev bir çarpma krateri bulunmaktadır ve bu krater, bu etkinin meydana geldiği düşünülen en iyi adaydır. Oradan kazınan kaya miktarı, bilinen tüm V tipi asteroitleri açıklamaya yetecek miktardan kat kat fazladır.
  2. Daha uzakta bulunan bazı asteroit kalıntıları, 3:1 Kirkwood boşluğunda sonlandı. Burası, Jüpiter'in güçlü tedirginlik etkisi nedeniyle istikrarsız bir bölgedir ve buraya ulaşan asteroitler yaklaşık 100 milyon yıl içinde çok farklı yörüngelere atılır. Bu cisimlerden bazıları, Dünya'nın yörüngesine yakın 3551 Verenia, 3908 Nyx veya 4055 Magellan gibi küçük V-tipi asteroitleri oluşturur.
  3. Dünya'ya yakın cisimler üzerindeki daha küçük çarpışmalar kaya büyüklüğünde meteoritleri fırlattı ve bazıları daha sonra Dünya'ya çarptı. Kozmik ışın maruziyeti ölçümlerine dayanarak, çoğu HED meteoritinin bu türden farklı etki olaylarından kaynaklandığı ve Dünya'ya çarpmadan önce uzayda yaklaşık 6 milyon ila 73 milyon yıl geçirdiği düşünülmektedir.[11]

Ayrıca bakınız

  • Göktaşı bilimi sözlüğü

Kaynakça

  1. ^ "All about Meteorites". 12 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ekim 2023. 
  2. ^ Delaney, J. S.; Prinz, M.; Takeda, H. (1984). "The polymict eucrites". Lunar and Planetary Science Conference Proceedings: 251. 
  3. ^ Beck, A. W.; McSween, H. Y. (2010). "Diogenites as polymict breccias composed of orthopyroxenite and harzburgite". Meteoritics and Planetary Science. 45 (5): 850-872. Bibcode:2010M&PS...45..850B. doi:10.1111/j.1945-5100.2010.01061.x. 
  4. ^ "Meteoritical Bulletin Database". 4 Kasım 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  5. ^ Lindstrom, Marilyn M.; Score, Roberta. "Populations, Pairing and Rare Meteorites in the U.S. Antarctic Meteorite Collection". NASA Johnson Space Center. 4 Aralık 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  6. ^ McSween, H. Y.; R. P. Binzel; M. C. De Sanctis; E. Ammannito; T. H. Prettyman; A. W. Beck; V. Reddy; L. Le Corre; M. J. Gaffey; T. B. McCord; C. A. Raymond; C. T. Russell; the Dawn Science Team (27 Kasım 2013). "Dawn; the Vesta-HED connection; and the geologic context for eucrite, diogenites, and howardites". Meteoritics & Planetary Science. 48 (11): 2090-21-4. Bibcode:2013M&PS...48.2090M. doi:10.1111/maps.12108. 
  7. ^ Kelley, M. S. (2003). "Quantified mineralogical evidence for a common origin of 1929 Kollaa with 4 Vesta and the HED meteorites". Icarus. 165 (1): 215-218. Bibcode:2003Icar..165..215K. doi:10.1016/S0019-1035(03)00149-0. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ekim 2023. 
  8. ^ Drake, Michael J. (2001). "The eucrite/Vesta story". Meteoritics and Planetary Science. 36 (4): 501-513. Bibcode:2001M&PS...36..501D. doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. 
  9. ^ Binzel, R. P.; Xu, S. (1993). "Chips off of [sic] asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites". Science. 260 (5105): 186-191. Bibcode:1993Sci...260..186B. doi:10.1126/science.260.5105.186. PMID 17807177. 
  10. ^ Binzel, R. P. (1997). "Geologic Mapping of Vesta from 1994 Hubble Space Telescope Images". Icarus. 128 (1): 95-103. Bibcode:1997Icar..128...95B. doi:10.1006/icar.1997.5734. 
  11. ^ Eugster, O.; Michel, Th. (1995). "Common asteroid break-up events of eucrites, diogenites, and howardites, and cosmic-ray production rates for noble gases in achondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta. 59 (1): 177-199. Bibcode:1995GeCoA..59..177E. doi:10.1016/0016-7037(94)00327-I. 

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta HED meteoriti ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Meteoroit</span> Güneş Sisteminde bulunan, büyüklüğü kumdan kaya boyutuna kadar değişebilen enkaz parçacığı

Meteoroit, dış uzayda bulunan küçük bir kaya veya metal cisimdir. Meteoroitler, asteroitlerden önemli ölçüde daha küçük ve boyutları taneciklerden bir metreye kadar değişen nesneler olarak ayırt edilirler. Meteoroitlerden daha küçük nesneler, mikrometeoroit veya uzay tozu olarak sınıflandırılır. Pek çoğu kuyruklu yıldızlardan veya asteroitlerden gelen parçalardır, diğerleri ise Ay veya Mars gibi gök cisimlerinden çarpma etkisiyle fırlatılmış olan uzay enkazıdır.

<span class="mw-page-title-main">Kondirit</span>

Kondrit, ait oldukları ana cismin erimesi veya farklılaşması sonucu değişime uğramamış taşsı bir meteorittir. Yapısındaki çeşitli boyutlarda, kondrül adı verilen küreciklerden dolayı bu ismi almışlardır. Güneş Sistemi'nin ilk dönemlerinde çeşitli toz ve küçük tanelerin birikerek ilkel asteroitleri oluşturmasıyla meydana gelmişlerdir. Bu tür cisimlerden bazıları bir gezegenin çekim kuyusuna yakalandığında gezegenin yüzeyine doğru bir yörüngeye girerek en yaygın meteorit türü haline gelir. Kondritlerin toplam meteorit popülasyonuna katkıları için tahminler, %85,7 ila %86,2 aralığında değişmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Meteorit</span> dış uzaydan gelen ve dünyaya çarpan katı enkaz parçası

Meteorit; kuyruklu yıldız, asteroit veya meteoroit gibi dış uzay kaynaklı bir cismin, bir gezegen veya uydunun yüzeyine ulaşmak üzere atmosferden geçişinde sağlam kalabilmiş katı bir enkaz parçasıdır. Orijinal nesne atmosfere girdiğinde, sürtünme, basınç ve atmosfer gazlarıyla kimyasal etkileşim gibi çeşitli faktörler, ısınmasına ve enerji yaymasına neden olur. Daha sonra bir meteor haline gelir ve kayan yıldız olarak da bilinen bir ateş topu oluşturur. Gök bilimciler en parlak örneklerine "bolit" adını verirler. Meteor, daha büyük olan cismin yüzeyine ulaştıktan sonra meteorit haline gelir. Meteoritlerin boyutları büyüklük açısından farklılıklar gösterir. Jeologlara göre bolit, bir çarpma krateri oluşturacak kadar büyük bir meteorittir.

<span class="mw-page-title-main">Akondrit</span> Meteor

Akondrit, içinde kondrül (gökkumu) barındırmayan taşlı bir meteordur. Yeryüzü bazaltı veya plütonik kayaya benzeyen bir materyal içerir. Erime ve kristalleşmeden dolayı farklılaşmış ve değişik oranlarda tekrar işlenmiştir. Bunun sonucu olarak akondritlerin kendine has bir yapısı ve volkanik süreç geçirdiğine dair mineraller bulunduran bir içeriği vardır.

<span class="mw-page-title-main">274301 Wikipedia</span> Asteroit

274301 Wikipedia (geçici adı 2008 QH24), yaklaşık 1 kilometre (0,6 mi) çapında, asteroit kuşağının iç bölgesinde yörüngede dönen bir Vesta asteroitidir. Kuzey Ukrayna'da Andrushivka Astronomi Gözlemevi'ndeki gök bilimciler tarafından 25 Ağustos 2008 tarihinde keşfedildi. Asteroit, Ocak 2013'te internet ansiklopedisi Wikipedia'nın adını almıştır.

<span class="mw-page-title-main">17 Thetis</span> Asteroit

Thetis, küçük gezegen tanımı 17 Thetis, asteroid kuşağının iç bölgelerinde yer alan, yaklaşık 90 kilometre çapında bir kayalık asteroid. 17 Nisan 1852'de Alman gök bilimci Robert Luther tarafından Düsseldorf, Almanya'daki Bilk Gözlemevi'nde keşfedildi. Luther, keşfettiği bu ilk asteroide Yunan mitolojisinden Thetis'in adını verdi.

<span class="mw-page-title-main">E-tipi asteroit</span>

E-tipi asteroitler, enstatit (MgSiO3) akondrit yüzeylerine sahip olduğu düşünülen asteroitlerdir. Hungaria asteroitleri olarak da bilinen asteroit kuşağının başlangıç kısımlarındaki asteroitlerin büyük bir bölümünü oluştururlar, ancak asteroit kuşağına tam olarak girildikçe hızla çok nadir hale gelirler. Bununla birlikte, 64 Angelina gibi asteroit kuşağının iç kenarından oldukça uzakta olanları da bulunmaktadır. Bu durumun değişime uğramış bir asteroidin oldukça incelmiş olan mantosundan kaynaklandığı düşünülmektedir.

V tipi asteroit veya Vestoid, spektral tipi 4 Vesta'nınki ile aynı olan asteroitlerin sınıflandırıldığı bir asteroit tayf tipidir. Ana kuşak asteroitlerinin yaklaşık %6'sı vestoidlerden oluşmaktadır. Bunların içinde 4 Vesta açık ara en büyüğüdür. Bu sınıfta bulunan asteroitler nispeten parlaktır ve aynı zamanda taşlı demirlerden ve sıradan kondritlerden oluşan daha yaygın S-tipi asteroitlere oldukça benzemektedirler. Ancak, V-tipleri S-tiplerinden daha fazla piroksen içermektedir.

J-tipi asteroitler, diyojenit göktaşlarınınkine benzer spektrumlara sahip asteroitlerin sınıflandırıldığı bir tayf tipidir. Bu sınıfta bulunan asteroitler, spektrum nedeniyle muhtemelen 4 Vesta'nın kabuğunun daha derin katmanlarından ortaya çıkmıştır.

Göktaşı biliminde ana cisim, bir meteoritin veya bir meteorit sınıfının kaynağı olan gök cismini ifade etmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Meteorit sınıflandırması</span> Meteoritlerin kökenlerine ve ortak özelliklerine göre bilimsel sınıflandırılması

Göktaşı biliminde, bir meteorit sınıflandırması benzer meteoritleri gruplandırmaya çalışır ve bilim insanlarının tartışmalarında standart bir terim kullanmalarına olanak tanır. Meteoritler özellikle mineralojik, petrolojik, kimyasal ve izotopik özellikler olmak üzere çeşitli özelliklere göre sınıflandırılır.

<span class="mw-page-title-main">Demir meteorit</span> meteorik demir adı verilen demir-nikel alaşımından oluşan meteorit

Demir meteoritler, genellikle iki mineral fazı kamasit ve taenit içeren ve büyük ölçüde meteorik demir olarak bilinen demir-nikel alaşımından oluşan bir meteorit türüdür. IIE demir meteorit grubu hariç, demir meteoritlerin çoğu gezegenimsi cisimlerin çekirdeklerinden kaynaklanır.

Piroksen pallasit küçük grubu, pallasit meteoritlerinin (taşsı-demirler) bir alt bölümüdür. Piroksen içeren tek pallasit oldukları için bu şekilde adlandırılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Mesosiderit</span> taşsı-demir meteorit sınıfı

Mesosideritler, yaklaşık eşit miktarda metalik nikel-demir ve silikattan oluşan bir taşsı-demir meteorit sınıfıdır. Bunlar düzensiz bir dokuya sahip breşlerdir. Silikatlar ve metal sıklıkla topaklar veya ince çakıllar halinde, ayrıca ince taneli iç içe geçmeler şeklinde oluşur. Silikat kısmı olivin, piroksenler ve Ca bakımından zengin feldspat içerir ve bileşim olarak ökrit ve diyojenitlere benzer.

<span class="mw-page-title-main">Taşsı-demir meteorit</span>

Taşsı-demir meteoritler veya siderolitler, neredeyse eşit miktarda meteorik demir ve silikatlardan oluşan meteoritlerdir. Bu, onları çoğunlukla silikatlardan oluşan taşsı meteoritlerden ve çoğunlukla meteorik demirden oluşan demir meteoritlerden ayırır.

<span class="mw-page-title-main">Meteorit aşınması</span> Bir meteoritin karasal değişimi

Meteorit aşınması, bir meteoritin karasal değişimi anlamına gelir. Çoğu meteorit, Güneş Sistemi'nin en eski dönemlerine tarihlenir ve gezegenimizde bulunan en eski malzemelerdir. Yaşlarına rağmen karasal çevre etkilerine karşı dayanıksızdırlar. Su, klor ve oksijen, meteoritler yere ulaştıkları anda saldırırlar.

<span class="mw-page-title-main">Mikrometeorit</span> Dünya yüzeyine ulaşan en küçük dünya dışı malzemeler

Mikrometeorit, Dünya atmosferinden geçerek hayatta kalmayı başarmış bir mikrometeoroittir. Dünya yüzeyinde bulunan mikrometeoritler genellikle, daha küçük boyutları, daha fazla sayıda olmaları ve bileşimlerinin farklı olması bakımından meteoritlerden ayrılırlar. Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) meteoroitleri resmi olarak 30 mikrometre ile 1 metre arasında tanımlar; mikrometeoritler bu aralığın alt ucunu oluşturur. Bunlar, daha küçük gezegenler arası toz parçacıklarını da (IDP) içeren kozmik tozun bir alt kümesidir.

<span class="mw-page-title-main">Ordovisiyen meteor olayı</span> yaklaşık 467 milyon yıl önceki olay

Ordovisiyen meteor olayı, yaklaşık olarak 467,5 ± 0,28 milyon yıl önce Orta Ordovisiyen döneminde L-tipi kondrit meteoritlerinin Dünya'ya düşme hızındaki dramatik bir artışı ifade eder. Bu durum, İsveç'teki bir taş ocağında bulunan bol miktarda fosil L kondrit meteoriti ve bu zamandan kalma tortul kayaçlarda sıradan kondritik kromit tanelerinin artan konsantrasyonları ile gösterilmektedir. Çarpma oranındaki bu geçici artışın, büyük olasılıkla L kondriti ana cisminin 468 ± 0,3 milyon yıl önce parçalanmasından kaynaklandığı ve bu parçaların Dünya'yı kesen yörüngelere saçılmasıyla oluştuğu düşünülmektedir. Bu kronoloji, günümüzde Dünya'ya düşen sayısız L kondriti meteoritinin şok yaşları ile de desteklenmektedir. Her ne kadar sorgulansa da, bu kitlesel akışın Büyük Ordovisiyen Biyoçeşitlenme Olayı'na katkıda bulunduğu, hatta muhtemelen başlattığı iddia edilmektedir.

Vesta ailesi, iç asteroit kuşağında 4 Vesta yakınında yer alan ve çoğunlukla parlak V-tipi asteroitlerden ("vestoitler") oluşan büyük ve önemli bir asteroit ailesidir. 15.000'den fazla bilinen üyesiyle asteroit kuşağının yaklaşık %6'sı bu aileye aittir.

<span class="mw-page-title-main">Uzay aşındırması</span>

Uzay aşındırması veya uzay ayrıştırması, dış uzayın zorlu ortamına maruz kalmış herhangi bir nesnede meydana gelen bir ayrışma türüdür. Atmosferi bulunmayan cisimler çok çeşitli çevresel koşullara maruz kalmaktadır:


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.