İçeriğe atla

Uzay aşındırması

Meteorit aşınması ile karıştırılmamalıdır.

Uzay aşındırması veya uzay ayrıştırması, dış uzayın zorlu ortamına maruz kalmış herhangi bir nesnede meydana gelen bir ayrışma türüdür. Atmosferi bulunmayan cisimler (Ay, Merkür, asteroitler, kuyruklu yıldızlar ve diğer doğal uyduların birçoğu dahil) çok çeşitli çevresel koşullara maruz kalmaktadır:

Uzay aşındırması, çoğu gezegenimsi cismin yüzeyinin optik ve fiziksel özelliklerini etkileyen süreçler olması nedeniyle önemlidir. Otomatik olarak algılanan verilerin doğru bir biçimde yorumlanabilmesi için uzay aşındırması etkilerinin anlaşılabilmesi bu nedenle hayati önem taşımaktadır.

Uzay aşındırmasındaki farklı bileşenlerin gösterildiği bir örnek çizim.

Tarih

Uzay aşındırması süreçlerine ilişkin bilinen verilerin kaynağının büyük bir bölümünü Apollo programı kapsamında ay yüzeyinden alınan bilhassa regolit veya ay toprağı olan örnekler oluşturmaktadır. Yüksek enerjili parçacıkların ve mikrometeoritlerin sürekli akışı, daha büyük meteoritlerle birlikte, Ay toprağının bileşenlerini parçalamak, eritmek, püskürtmek ve buharlaştırmak olarak harekete geçirir.

Ay topraklarında tespit edilen uzay aşındırmasının ilk örnekleri "aglutinatlar"dır. Bunlar, mikrometeoritlerin, düştükleri çevredeki cam ve mineral parçalarını birkaç mikrometreden birkaç milimetreye kadar değişen boyutlarda cam kaynaklı bir "agrega" halinde birleştiren, az miktarda malzemeyi eritmesiyle meydana gelmektedir. Aglütinatlar ay yüzeyinde yaygın olarak görünür ve toprakların %60 ila 70'ini oluşturur.[1] Bu karmaşık ve düzensiz şekilli parçacıklar, büyük ölçüde nanofaz demir içermelerinden dolayı insan gözüne siyah olarak görünür.

Uzay aşındırması aynı zamanda cam sıçramaları; yerleşik hidrojen, helyum ve diğer gazlar; güneş patlaması izleri ve nanoevreli demir de dahil olmak üzere biriken bileşenler gibi bireysel toprak tanecikleri üzerinde yüzeyle ilişkili ürünler de ortaya çıkarır. 1990'lara kadar, başta geçirimli elektron mikroskopları olmak üzere gelişmiş aletler ve teknikler, mikrometeorit çarpmalarından kaynaklanan buharın yeniden birikmesi ile yakındaki tanelerden püsküren malzemenin yeniden birikmesi sonucu tek tek Ay toprağı taneleri üzerinde gelişen çok ince (60-200 nm) patinaların veya çeperlerin keşfedilmesine imkân tanımamıştır.[2]

Bu ayrışma süreçlerinin Ay toprağının spektral özellikleri üzerinde, özellikle de morötesi, görünür ve yakın kızılötesi (UV/Vis/NIR) dalga boyu değerleri üzerinde büyük etkileri vardır. Bu spektral değişiklikler büyük ölçüde, hem aglutinatların hem de toprak kabuklarının her yerde bulunan bir bileşeni olan "nanofaz demir" ilavelerine atfedilmiştir.[3] Bu çok küçük (bir ila birkaç yüz nanometre çapında) metalik demir kabarcıkları, demir içeren mineraller (örneğin olivin ve piroksen) buharlaştırıldığında ve demir serbest bırakıldığında ve doğal formunda yeniden yayıldığında oluşur.

Bir ay toprağı taneciği üzerindeki uzay aşındırması kenarının TEM görüntüsü 10084

Spektral özellikler üzerindeki etkiler

Ay'da, uzay aşındırmasının spektral etkileri üç yönlüdür: Ay yüzeyi zamanla koyulaşır (yani albedo azalır), kırmızılaşır (yansıtabilirlik artan dalga boyu ile birlikte artar) ve ayırt edici soğurma bantlarının koyuluğu azalır.[4] Bu etkiler büyük ölçüde hem aglütinatlarda[not 1] hem de tek tek taneciklerin kenarlarında biriken nanoevreli demirin varlığından kaynaklanmaktadır. Uzay aşındırmasının koyulaştırıcı etkileri, Ay kraterleri incelenerek kolayca görülebilir. Genç, yeni oluşmuş kraterler parlak ışın sistemlerine sahiptir, çünkü yeni oluşan ve aşınmamış malzemeyi açığa çıkarmışlardır. Zamanla bu ışınlar, aşındırma süreci malzemeyi koyulaştırdıkça kaybolur.

Asteroitlerde uzay aşındırması

Ortamları Ay'dan oldukça farklı olmasına rağmen, uzayda oluşan hava koşullarının asteroitlerde de meydana geldiği düşünülmektedir.[5] Asteroit kuşağında yer alan asteroitler üzerindeki etkiler daha yavaştır ve bu nedenle daha az erime ve buhar meydana gelmektedir. Ayrıca asteroit kuşağına daha az güneş rüzgarı parçacığı ulaşıyor olması da bunun bir etkendir. Son olarak, asteroitler arasında daha yüksek çarpışma ihtimali bulunması, daha küçük cisimlerin daha düşük yerçekimi kuvveti üretmesi, bu nesnelerin daha fazla devinme hareketine maruz kalması ve yüzeylerinin ay yüzeyinden daha genç olması nedenleriyle uzay aşındırmasının asteroitlerin yüzeylerinde daha yavaş ve daha az derecede meydana geliyor olduğu tahmin edilmektedir.

Bununla birlikte, asteroitlerin uzayda ayrıştığına dair de bazı kanıtlar bulunmaktadır. Yıllardır gökbilim çevrelerinde "muamma" olarak adlandırılan bir durum söz konusudur, zira genel olarak asteroitlerin spektrumları toplanan meteoritlerin spektrumlarıyla eşleşmemektedir. Özellikle, S-tipi asteroitlerin spektrumları, en yaygın meteorit türü olan sıradan kondritlerin (OCs) spektrumlarıyla eşleşmemektedir. Asteroit spektrumları, görünür dalga boylarında dik bir eğrilikle daha kırmızı olma eğilimindedir. Bununla birlikte, Binzel ve arkadaşları[6] S-tipinden OC meteoritlerinkine benzer spektrumlara kadar uzanan spektral özelliklere sahip Dünya'ya yakın asteroitler tanımlamışlardır; bu da OC materyalinin spektrumlarını S-tipi asteroitlere benzeyecek şekilde değiştirebilecek bir sürecin devam ettiğini düşündürmektedir. Galileo'nun Gaspra ve Ida yakın geçişlerinden elde edilen ve taze kraterlerde spektral farklılıklar gösteren regolit değişimine dair kanıtlar da bulunmaktadır. Zamanla, Ida ve Gaspra'nın spektrumları kırmızılaşmış ve spektral kontrastı kaybetmiş gibi görünmektedir. NEAR Shoemaker'ın Eros 'un X-ışını ölçümlerinden elde edilen bulgular, kırmızı eğimli, S-tipi bir spektruma rağmen sıradan bir kondrit bileşimine işaret etmekte ve yine bazı süreçlerin yüzeyin optik özelliklerini değiştirdiğini düşündürmektedir. Hayabusa uzay aracının asteroit Itokawa'da elde ettiği sonuçlar da sıradan kondrit bileşiminde olup uzay aşındırmasının spektral kanıtlarını göstermektedir. Buna ek olarak, Hayabusa uzay aracı tarafından geri gönderilen toprak taneciklerinde uzay aşındırması değişiminin kesin kanıtları tespit edilmiştir. Itokawa çok küçük olduğu için (550 m çap), düşük yerçekiminin gelişmiş bir regolit oluşumuna izin vermeyeceği düşünülüyordu, ancak geri dönen örneklerin ön incelemesi, birkaç tanecik üzerinde nanofaz demir ve diğer uzay aşındırması etkilerinin varlığını ortaya koymaktadır.[7] Buna ek olarak, asteroit üzerindeki kaya yüzeylerinde ayrışma patinalarının gelişebileceğine ve geliştiğine dair kanıtlar da mevcuttur. Bu tür kaplamalar muhtemelen Ay kayalarında bulunan patinalara benzemektedir.[8]

Hava koşullarına bağlı renk değişiminin büyük çoğunun, cismin oluşumundan itibaren ilk yüz bin yılda hızlı bir şekilde gerçekleştiği ve bu durumun da asteroitlerin yaşını belirlemede spektral ölçümün yararlılığını sınırladığını gösteren çeşitli kanıtlar bulunmaktadır.[9]

Merkür'de uzay aşındırması

Merkür'deki ortam da Ay'dan önemli ölçüde farklıdır. Birincisi, gündüzleri önemli ölçüde daha sıcak (Ay için günlük yüzey sıcaklığı ~100 °C, Merkür'de ~425 °C) ve geceleri daha soğuktur, bu da uzay aşındırması sonuçlarını değiştirebilmektedir. Buna ek olarak, Güneş Sistemi'ndeki konumu nedeniyle Merkür, Ay'a oranla çok daha yüksek hızlarda ve daha yoğun mikrometeorit akışına maruz kalmaktadır. Bu faktörler neticesinde Merkür, hem eriyik hem de buhar oluşturma konusunda Ay'dan çok daha verimlidir. Birim alan başına, Merkür'deki çarpışmaların Ay'da üretilenden 13,5 kat daha fazla eriyik ve 19,5 kat daha fazla buhar üretmesi beklenmektedir.[10] Aglutinitik cam benzeri tortular ve buharla biriken kaplamalar, Ay'dakinden çok daha hızlı ve verimli bir şekilde Merkür'de ortaya çıkmış olmalıdır.

Merkür'ün UV/Vis spektrumu, Dünya'dan teleskopik olarak gözlemlendiği şekliyle, kırmızı bir eğimle kabaca doğrusaldır. Piroksen gibi demir içeren minerallerle ilgili hiçbir soğurma bandı görülmemektedir. Bu da Merkür'ün yüzeyinde ya hiç demir bulunmadığı ya da demir içeren minerallerdeki demirin aşınarak nano faz demire dönüştüğü anlamına gelmektedir. Aşınmış bir yüzey de kırmızılaşmış eğimi açıklayabilmektedir.[11]

Ayrıca bakınız

Notlar

  1. ^ Aglütinat, Ay yüzeyinde bulunan, birbirine kaynaşmış küçük taneciklerden oluşan kayaçlardır

Kaynakça

  1. ^ Heiken, Grant (1991). Lunar sourcebook : a user's guide to the moon. 1. publ. Cambridge [u.a.]: Cambridge Univ. Press. ISBN 978-0-521-33444-0. 
  2. ^ Keller, L. P; McKay, D. S. (June 1997). "The nature and origin of rims on lunar soil grains". Geochimica et Cosmochimica Acta. 61 (11). ss. 2331-2341. Bibcode:1997GeCoA..61.2331K. doi:10.1016/S0016-7037(97)00085-9. 9 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024. 
  3. ^ Noble, Sarah; Pieters C. M.; Keller L. P. (September 2007). "An experimental approach to understanding the optical effects of space weathering". Icarus. 192 (2). ss. 629-642. Bibcode:2007Icar..192..629N. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.021. hdl:2060/20070019675. 
  4. ^ Pieters, C. M.; Fischer, E. M.; Rode, O.; Basu, A. (1993). "Optical Effects of Space Weathering: The Role of the Finest Fraction". Journal of Geophysical Research. 98 (E11): 20,817-20,824. doi:10.1029/93JE02467. ISSN 0148-0227. 
  5. ^ For a thorough review of the current state of understanding of space weathering on Asteroids, see Chapman, Clark R. (May 2004). "Space Weathering of Asteroid Surfaces". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 32: 539-567. doi:10.1146/annurev.earth.32.101802.120453. .
  6. ^ Binzel, R.P.; Bus, S.J.; Burbine, T.H.; Sunshine, J.M. (Aug 1996). "Spectral Properties of Near-Earth Asteroids: Evidence for Sources of Ordinary Chondrite Meteorites". Science. 273 (5277). ss. 946-948. Bibcode:1996Sci...273..946B. doi:10.1126/science.273.5277.946. PMID 8688076. 
  7. ^ T. Noguchi; T. Nakamura; M. Kimura; M. E. Zolensky; M. Tanaka; T. Hashimoto; M. Konno; A. Nakato; ve diğerleri. (26 Ağustos 2011). "Incipient Space Weathering Observed on the Surface of Itokawa Dust Particles". Science. 333 (6046). ss. 1121-1125. Bibcode:2011Sci...333.1121N. doi:10.1126/science.1207794. PMID 21868670. 
  8. ^ Hiroi, Takahiro; Abe M.; K. Kitazato; S. Abe; B. Clark; S. Sasaki; M. Ishiguro; O. Barnouin-Jha (7 Eylül 2006). "Developing space weathering on the asteroid 25143 Itokawa". Nature. 443 (7107). ss. 56-58. Bibcode:2006Natur.443...56H. doi:10.1038/nature05073. PMID 16957724. 10 Haziran 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024. 
  9. ^ Rachel Courtland (30 Nisan 2009). "Sun damage conceals asteroids' true ages". New Scientist. 20 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Şubat 2013. 
  10. ^ Cintala, Mark J. (Jan 1992). "Impact-Induced Thermal Effects in the Lunar and Mercurian Regoliths". Journal of Geophysical Research. 97 (E1). ss. 947-973. Bibcode:1992JGR....97..947C. doi:10.1029/91JE02207. ISSN 0148-0227. 
  11. ^ Hapke, Bruce (Feb 2001). "Space Weathering from Mercury to the asteroid belt". Journal of Geophysical Research. 106 (E5). ss. 10,039-10,073. Bibcode:2001JGR...10610039H. doi:10.1029/2000JE001338. 

İlave okuma

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi</span> Güneş ve Güneş merkezli astronomik cisimler

Güneş Sistemi, Güneş'in kütleçekim kuvvetiyle yörüngede tutulan ve çeşitli gök cisimlerinden oluşmuş bir sistemdir. Güneş ve 8 gezegen ile onların doğruluğu onaylanmış 150 uydusu, 5 cüce gezegen ile onların bilinen toplam 8 uydusu ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper Kuşağı cisimleri, kuyruklu yıldızlar, gök taşları ve gezegenler arası toz girer.

<span class="mw-page-title-main">Merkür</span> Güneş sisteminde yer alan, Güneşe en yakın ve sistem içerisindeki en küçük gezegen

Merkür, Güneş Sistemi'ndeki en küçük ve Güneş'e en yakın gezegendir. Adını, ticaret ve iletişim tanrısı ve tanrıların habercisi olan antik Roma tanrısı Mercurius'tan (Mercury) almıştır. Yüzey kütleçekimi yaklaşık olarak Mars ile aynı olan bir karasal gezegen olarak sınıflandırılır. Yüzeyi, milyarlarca yıldır biriken sayısız çarpma olayının bir sonucu olarak yoğun şekilde kraterlerle kaplıdır. En büyük krateri olan Caloris Planitia, 1.550 km (960 mi) çapındadır ve gezegenin çapının üçte biri kadardır. Dünya'nın uydusu Ay'a benzer şekilde Merkür'ün yüzeyi, bindirme faylarından kaynaklanan geniş bir uçurum sistemi (yarıklar) ve çarpma olayı kalıntıları tarafından oluşturulan parlak ışın sistemleri sergiler.

<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">Gezegen</span> bir yıldız veya yıldız kalıntısının yörüngesinde dolanan gök cismi

Gezegen; genellikle bir yıldız, yıldız kalıntısı ya da kahverengi cücenin yörüngesinde bulunan, yuvarlak hâle gelmiş bir astronomik cisimdir. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen bulunur. Bunlar, karasal gezegenler Merkür, Venüs, Dünya ve Mars; dev gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Gezegen oluşumu için bilimsel açıdan mevcut en iyi teori, bir bulutsunun kendi içine çökmesi sonucu bir yıldızlararası bulut meydana getirdiğini ve yıldızlararası bulutun da bir önyıldız ve bunun yörüngesinde dönen bir öngezegen diski oluşturduğunu öne süren bulutsu hipotezidir. Gezegenler bu disk içinde, kütleçekiminin etkisiyle maddelerin kademeli olarak birikmesi sonucu, yığılma (akresyon) olarak adlandırılan süreçte büyürler.

<span class="mw-page-title-main">Ceres (cüce gezegen)</span> Güneşe en yakın aynı zamanda en küçük cüce gezegen

Ceres, Güneş'e en yakın cüce gezegen ve Mars ile Jüpiter arasında yer alan ana asteroit kuşağındaki en büyük gök cismidir.

<span class="mw-page-title-main">Titan (uydu)</span> Satürn uydusu

Titan, Satürn'ün en büyük uydusu ve yoğun bir atmosferi olduğu bilinen tek doğal uydudur. Dünya dışında, yüzeyinde kararlı sıvı bulundurduğu kanıtlanan 2. gök cismi olan Titan'daki büyük su kütleleri gibi görünen okyanusların, metan gazının sıvı hali olduğu görülmüştür.

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

Asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'nde Güneş merkezli ve kabaca Jüpiter ile Mars gezegenlerinin yörüngeleri arasındaki uzayı kaplayan torus şeklinde bir bölgedir. Bu bölgede asteroit veya küçük gezegen olarak adlandırılan çok sayıda katı ve düzensiz şekillerde gök cisimleri bulunur. Tanımlanan nesneler çok farklı boyutlarda olabilir, fakat gezegenlerden çok daha küçüklerdir ve birbirlerinden ortalama olarak bir milyon kilometre uzaklıklarda bulunurlar. Bu asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'ndeki diğer asteroit popülasyonlarından ayırt edilebilmesi için ana asteroit kuşağı veya ana kuşak olarak da adlandırılır.

<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">Kozmik toz</span>

Kozmik toz, uzayda var olan bir tozdur. Çoğu kozmik toz parçacığı, mikrometeoroitlerde olduğu gibi birkaç molekül ile 0,1 mm (100 µm) arasında ölçülür. Daha büyük parçacıklara ise meteoroit denir. Uzaydaki tüm tozun küçük bir kısmı yıldızların bıraktığı yoğunlaşmış maddeler gibi daha büyük ateşe dayanıklı mineraller içerir. Buna yıldız tozu denir. Yerel yıldızlararası ortam olan Yerel Kabarcığın toz yoğunluğu ortalama 10-6 x toz parçacığı/m³ 'tür ve her toz parçacığı yaklaşık 10–17 kg'lık bir kütleye sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">243 Ida</span> Asteroit

243 Ida, asteroit kuşağında Koronis ailesinden bir asteroittir, 29 Eylül 1884 tarihinde Avusturyalı astronom Johann Palisa tarafından keşfedildi. Daha sonraki teleskobik araştırmalar sonucunda Ida S-tipi asteroit olarak kategorilendirilmiştir. 28 Ağustos 1993 tarihinde Jüpiter'e gitmekte olan Galileo uzay aracı Ida'nın fotoğraflarını çekmiştir. Bu, bir uzay aracı tarafından ziyaret edilen ikinci asteroittir ve doğal bir uyduya sahip olduğu tespit edilen ilk asteroittir. Adını Yunan mitolojisindeki bir su perisinden almıştır.

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

Regolit, kayayı kaplayan gevşek, heterojen maddedir. İçerisinde toz, toprak, kırık kaya ve buna benzer maddeler bulundurur. Dünya, Ay, Mars ve bazı asteroitlerde bulunur.

<span class="mw-page-title-main">Enceladus</span> Satürnün doğal uydularından biri

Enceladus Satürn'ün en büyük altıncı uydusudur. Yaklaşık 500 kilometre çapında olan Enceladus Satürn'ün en büyük uydusu olan Titan'ın onda biri büyüklüğündedir. Yüzeyinin büyük oranda temiz buzla kaplı olması sonucunda Enceladus güneş sisteminde ışığı en fazla yansıtan gök cisimlerinden biri konumundadır. Doğal olarak ışığı tutan tüm gök cisimlerinden daha soğuk olan Enceladus'un yüzeyi öğle vakitlerinde en yüksek -198 °C dereceye ulaşmaktadır. Enceladus'un yüzeyi yoğun yaşlı kraterlerle kaplı bölgeleri ve 100 milyon yıla kadar yakın geçmişte oluşmuş genç tektonik deformasyon alanları gibi pek çok farklı yüzey özelliğini barındırmaktadır.

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

Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göre küçük gezegen, Güneş'in etrafında doğrudan yörüngede dönen ve ne gezegen ne de kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan bir gök cismidir. IAU, 2006 yılından önce resmen küçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar; cüce gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarak yeniden sınıflandırıldı.

<span class="mw-page-title-main">21 Lutetia</span> ana kuşak asteroidi

Lutetia, ana asteroit kuşağında yer alan bir M-tipi asteroitdir. 1852 yılında Hermann Goldschmidt tarafından keşfedildi. Adı, Paris'in Latincesi olan Lutetia'dan gelmektedir.

<span class="mw-page-title-main">S-tipi asteroit</span> Asteroit tayf tipi

S-tipi asteroitler Asteroit, silisli (taşlı) bir mineralojik bileşimin göstergesi olan bir spektral tipe sahip asteroitlerin Tholen ve SMASS taksonomilerine göre sınıflandırıldığı bir tayf tipidir. Kapsamında bulunan asteroitler nispeten yüksek yoğunluğa sahip olmakla birlikte, tüm asteroitlerin yaklaşık %17'si bu türde sınıflandırılmaktadır. Karbon içerikli C-tipinden sonra en yaygın ikinci türdür.

<span class="mw-page-title-main">110 Lydia</span> Asteroit

Lydia, M-tipi bir spektruma sahip büyük bir kuşak asteroittir ve bu nedenle, esas olarak nikel - demirden oluşan, metalik bir bileşime sahip olduğu düşünülmektedir. Fransız astronom Alphonse Borrelly tarafından 19 Nisan 1870'de keşfedildi ve adını Friglerin yaşadığı Küçük Asya ülkesi Lidya'dan almıştır. Lydia asteroit ailesi de ismini ondan alır.

<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.

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

M tipi asteroitler, diğer asteroit sınıflarına göre daha yüksek oranlarda demir-nikel gibi metal fazları içerdiği görülen ve yaygın olarak demir göktaşlarının kaynağı olduğu düşünülen spektral bir asteroit sınıfıdır.

<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.

Güneş'e en yakın, manyetik alanı zayıf ve karasal gezegen olarak tanınan gezegenler arasında en küçük kütleye sahip olan Merkür'ün hidrojen, helyum, oksijen, sodyum, kalsiyum, potasyum ve su buharı içeren, toplam basınç seviyesi yaklaşık 10−14 bar olan çok ince ve oldukça değişken bir atmosferi vardır. Ekzosferik türler ya Güneş rüzgârından ya da gezegenin kabuğundan kaynaklanır. Güneş ışığı atmosferdeki gazları Güneş'ten uzağa iterek gezegenin arkasında kuyrukluyıldıza benzer bir kuyruk oluşturur.


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.