Evrenin,Güneş sisteminin ve Dünyanın oluşumu

Transkript

1 Evrenin,Güneş sisteminin ve Dünyanın oluşumu

2 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Evrenin oluşumu Büyük Patlama teorisi (Big Bang Theory) ile açıklanmaktadır Doç.Dr. Yaşar EREN

3 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Bu teori ilk olarak 1927 de George Lemaître tarafından önerilmiştir

4 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Büyük Patlama teorisi (Big Bang Theory) Büyük patlama teorisi evrenin oluşum başlangıcındaki bir kütlenin patlayarak genişlemesine dayanır. Bu ateş topu dışa doğru genişleyerek soğumuş, spiral gaz şeklindeki dev bulutlar gök cisimlerini oluşturmuştur.

5 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Büyük Patlama teorisi Doç.Dr. Yaşar EREN Teoriye göre evren bölünemeyecek kadar küçü üçük, sonsuz olarak sıcak ve sonsuz yoğun olarak oluşmaya başlad ladı Daha sonra patlayarak, günümüzdeki evren büyükl klüğüne erişecek ecek şekilde genişledi ve günümüzdeki sıcakl caklık k durumunu alacak şekilde soğudu Büyük patlama teorisi, patlamanın niçin oluştuğunu açıklamaz fakat bu patlamanın sonuçlarının ne olacağını doğru olarak öngörür.

6 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Büyük patlamadan sonra gelişen olaylar Patlamadan sonra geçen zaman < s T (K) Kuantum çağı ~ s s Genişleme devri ~ 10-6 s K Quark --> Hadron geçişi

7 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Patlamadan sonra geçen zaman 0.01s T (K) K Evren hızla genişliyor, her 0.02 saniyede boyut iki katına çıkıyor 15s 3 x 10 9 K Sıcaklık elektron/pozitron çiftini oluşturacak eşikten daha düşük. e + / e - sonsuz 3 dakika 10 9 K Nükleer reaksiyon çağı

8 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Patlamadan sonra geçen zaman T (K) 3 ve 1/2 dakika 10 8 K Nükleer reaksiyonların sonu Nötronlar tüketilerek 4 He oluşturuldu Evren bu dönemde % 90 H nuclei( p + ) ve % 10 He nuclei oluşmaktadır 10 6 yıl 4000K Yeniden birleşme çağı nuclei ve elektronların rekombinasyonu ile atomlar oluşur 10 9 yıl Galaksi oluşum zamanı

9 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Büyük patlamanın kanıtları 1: Genişleyen evren Dünyanın her yönünden görünen bütün galaksiler dünyadan uzaklaşmaktadır

10 Evrenin genişlemesi Boşluktaki galaksiler hareket etmez, uzayda durgundurlar Galaksiler arasındaki uzayın kendisi genişlemektedir. Bu genişleme ile galaksiler birbirinden uzaklaşmaktadır.

11 Büyük patlamanın kanıtlar tları 2: 3K kozmik mikrodalgalar Gökyüzünün her yönünde spektrumun mikrodalga bölgesinde üniform zemin radyasyonu gözlenmektedir Bu radyasyon genişleyen evrenin soğumasıyla arta kalan radyasyon olduğu düşünülmektedir Bu olay başlangıçtaki patlamadan yaklaşık 0.5 Milyon yıl sonra gelişmiştir.

12 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Kozmik Mikrodalga arkaplanı Mikrodalgalar Büyük patlamadan yıl sonra ışımaya başlam lamıştır

13 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Büyük patlamanın kanıtlar tları 3- H-He He bolluğu Bütün evrendeki nükleer maddelerde Hidrojen 73% ve Helyum 25% oranında bulunurken diğer bütün elementler %2 oranında bulunmaktadır. Bu yüksek oranlar büyük patlama ile uyuşum içindedir

14 Evrenin bileşimi imi % 4 Atomlar Yıldız ve gezegenlerin yapıtaşları % 74 Karanlık enerji % 22 Karanlık k madde Bu madde atomdan farklı olarak ışığı absorbe etmez veya yaymaz. Dolaylı olarak gravitesi ile belirlenmiştir. % 22 Karanlık madde % 4 Atomlar % 74 Karanlık k enerji Anti gravitenin bir çeşididir. Karanlık maddeden farklı olarak evrenin genişlemesinin hızlanmasının nedenidir Evrenin % 96 sının bileşimi bilinmemektedir

15 Dünyanın Kökeni Evren (13.7 Milyar yıl) Elementler ( Milyar yıl) Güneş Sitemi ve Dünya (4.6 Milyar yıl) Ay ( Milyar yıl)

16 Büyük patlamadan Geçen zaman Günümüz 1 milyar yıl Yıl dakika Galaksiler çağı Atomlar çağı saniye saniye Çekirdek çağı Nükleosentez çağı saniye Parçacık çağı Elektroweak çağı Büyük Patlamadan Önemli olaylar Yıldızlar Galaksiler ve Topluluklar (atom ve plazmadan Yapılı) Atomlar ve Plazma (yıldızların Oluşum başlangıcı) Hidrojen ve Helyum plazması + elektronlar Protonlar Nötronlar Elektronlar Nötrinolar (antimadde az) Başlangıç parçacıkları (antimadde yaygın) Başlangıç parçacıkları Đnsanlar Evreni gözlüyor Đlk Galaksilerin oluşumu Atomların Oluşumu Fotonlar Serbest hareketli ve zemin Radyasyonu oluşturuyor Füzyon bitimi Normal madde %75 H Madde Anti-maddeyi bitiriyor Elektromanyetik Ve zayıf bağlar egemen Evrenin genişlemesi saniye GUT çağı Planck çağı Başlangıç parçacıkları EVRENĐN TARĐHÇESĐ

17 Yıldızlar Büyük patlamadan yıl sonra oluşmaya başlamıştır O anda evrende: 75% Hidrojen 25% Helyum

18 Nebula

19

20 Güneş sistemi Bir güneş sistemi Bir yıldız (güneş) Gezegenler Aylar (uydular) Asteroidler ve Kuyruklu yıldızlardan oluşur

21 Galaksi JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Graviteyle birbirine bağlı milyarlarca yıldızdan oluşmuş sistem. Güneş sisteminin de içinde yer aldığı galaksi Samanyolu galaksisi (Milky-Way Galaxy) olarak adlandırılır. Cartwheel Galaksisi

22 Güneş JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Orta boyutlu Orta derecede parlak ve Orta derecede yaşlı bir yıldız Yaklaşık 5 milyaryıl önce bir gaz nebulasından oluşmuştur Olasılıkla 4-5 milyar yıl sonra bir kırmızı deve dönüşecek Sonuçta soğuyarak beyaz cüce ye dönüşecektir

23 Dünya JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Kayaçsı bileşime ve ılıman bir iklime sahip Güneşten orta dercede uzaklıkta bir gezegen Dünya bir çok açıdan özel bir konuma sahiptir Örneğin evrende bilinen gezegenler arasında suyun katı, sıvı ve buhar halinde bulunduğu tek gezegendir

24 Gezegenlerin dizilimi Merkür Venüs Dünya Mars Jüpiter Satürn Uranus Neptun Pluto

25 Gezegenler iki gruba ayrılır: Dünya benzeri gezegenler Merkür, Venüs, Dünya, Mars Küçük kütle, küçük yarıçap Sıcak katı yüzey Yoğun kayaçsı bileşim Güneşe yakın Atmosfer- büyük moleküller - CO 2, H 2 O, O 2, N 2 Merkür Venüs Dünya Mars

26 Jüpiter benzeri gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün Büyük kütle, büyük yarıçap Katı yüzey yok Düşük yoğunluk, gaz bileşimli Jüpiter Satürn Güneş sisteminin dış kısmında Atmosfer - H, He, + moleküller (H 2 O, CH 4, NH 3 ) Uranus Neptün

27 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Güneş sisteminin gezegenleri Đç Gezegenler Büyüklükler ölçekli Merkür Venüs Dünya ve Ay Mars

28 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Dış Gezegenler Jüpiter Satürn Ölçek. Dünya Uranüs Pluto Neptün

29 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Meteoritlerin ve güneş sisteminin yaşı Oluşum: 4.56 milyar yıl Meteoritlerin tümü 20 milyon yıl içinde (Supernovanın ilk birkaç milyon yılında Süpernovadan güneş ve gezegencikler- birkaç milyon yıl içinde Katmanlı dünya meteoritlerden 96±12 milyon yıl sonra Nebuladan katmanlı dünya ve ay-yaklaşık 100 milyon yıl

30 Güneş sisteminin oluşumu Temel bilgiler Kütlenin çoğu merkezde (Güneş %) Bütün yörüngeler ekliptike yakın Bütün yörüngeler oldukça dairesel Tümü aynı yörüngeye sahip (saat yönünün tersi) Çoğu aynı yönde döner (saat yönünün tersi) Bir çok uydu aynı yörüngede/aynı yönde dönme sunar Yoğunluk güneşten uzaklaştıkça azalır Daha masif gezegenler güneşten uzakta Gezegen, uydu ve diğer cisimler üzerinde bir çok krater bulunur

31 Güneş sistemi kütlesinin % 99 u güneş içindedir

32 Güneşin bileşimi

33 Temel bileşenler Güneş sisteminin bileşimi % 70 Hidrojen % 27 Helyum % 3 tüm diğerleri H, He büyük patlamadan diğerleri- Yıldızların ilk oluşum evresinden

34 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Gezegenler güneşin ekvator düzlemi içinde bir yörüngededirler

35 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Gezegen (planet) Yarıçap (Diameter) km Güneşten uzaklık (Distance from Sun) x10 6 km Yüzey sıcaklığı (Surface temperature) C Yoğunluk (Density) g/cm 3 Ana atmosfer bileşenleri (Main atmospheric constituents) Güneş 1,392,000-5,800 - Merkür 4, (kayaçsı) - Venüs 12, (kayaçsı) CO2 Dünya 12, (kayaçsı) N2, O2 Marss 6, (kayaçsı) CO2 Jüpiter 143, (buz) H2, He Satürn 121,000 1, (buz) H2, He Uranüs 52,800 2, (buz) H2, CH4 Neptüne 49,500 4, (buz) H2, CH4 Pluto 2,300 5, CH4

36 Güneş sisteminin kökeni: Güneş Nebula hipotezi

37 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Nebula Yıldızların doğduğu yer. Güneş sistemi de böyle bir nebuladan doğmuştur Orion Nebula

38 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Nebula Nebula uzayda bulunan gaz bulutsularına verilen isimdir. Yıldızlar arasında bulunan boşluklarda yer alan ve yıldızların yaydıkları ışık enerjisi ile görünür hale gelen yoğun gaz ve toz bulutları, gökadaların temel bileşenlerdendir Orion Nebula

39 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Nebula Oluşumu Nebula(bulutsu) oluşmadan önce bir yıldızdır. Bu yıldız büyür büyür sonunda ya kahverengi cüce ya nötron yıldızı ya da bir karadelik olur. Fakat bütün yıldızlar bunlardan biri olmadan önce kırmızı süperdev haline gelir. Bu yıldızlar çok büyük oldukları için içten gelen basınç ve yüksek ( C) sıcaklığın etkisiyle uzay boşluğuna gaz salarlar. Bu gaz püskürmeleri oldukça büyük ve hızlıdır. Daha sonraları bu gazlar yakınlaşarak bir gaz bulutu oluştururlar. Bu gaz bulutunun sıcaklığı C den fazladır. Orion Nebula

40 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN SÜPERNOVA Süpernova, enerjisi biten Büyük Yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir. Kepler süpernovası

41 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN SÜPERNOVA Başlangıçta yapısı, iyonize madde olan plazma şeklindeki bir süpernovanın parlaklığını yitirmesi haftalar ya da aylar sürebilir. Bu süre zarfında yaydığı enerji, güneşin 10 milyar yılda yayacağı enerjiden daha fazladır. Bu patlamalar, maddenin evrende bir noktadan başka noktalara taşınması işine yarar. Patlama sonucunda dağılan yıldız artıklarının, evrenin başka köşelerinde birikerek yeniden yıldızlar ya da yıldız sistemleri oluşturduğu varsayılmaktadır. Bu varsayıma göre, Güneş, Güneş Sistemi içindeki gezegenler ve bu arada elbette bizim Dünyamız da, çok eski zamanlarda gerçekleşmiş bir süpernova patlamasının sonucunda ortaya çıkmıştır.

42 Nebula bileşimi JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN

43 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Nebula hipotezi. Güneş sisteminin oluşum evreleri (a) Dönen gaz kütlesinin çekim etkisiyle kısalması daha yoğun bir merkezi bölge oluşturur (b) Merkezi bölge sonunda güneşe dönüşür (c)nebula yassı bir şekil alır (d) Nebuladaki toz parçacıkları bir disk üzerine yerleşir (e) Toz parçacıkları birleşerek/birikerek bir kaç km çapındaki gezegencikler oluşturur (f)gezegenciklerin çarpışması, bunların birleşmesini, parçalanmasını ve yörüngelerinden sapmasını sağlar (g)daha sonra daha büyük olanlar, daha küçükleri yakalar (h)kondense olmamış gazlar güneş rüzgarları ile uzaklaşır

44 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Toz parçacıklarının rolü Dünya ve benzeri gezegenler sadece gazdan oluşamaz. Bunların oluşumu için toz parçacıkları gibi katı fazdaki cisimler gerekir. Bu sürece yığışım/birikim olayı denir Nebuladaki elementler üzerindeki kimyasal olaylar birkaç mm çapındaki toz tanecikleri oluşturur Toz tanecikleri yavaşça birikerek sonuçta protogezegen veya gezegencik adı verilen asteroid benzeri birkaç km çapındaki cisimleri oluşturur. Gezegenciklerin çarpışması daha büyük ve küçükleri kendisine katan gezegenler oluşturur. Bu süreç oldukça karmaşık bir süreç olup, çarpışmalar bazen gezegenciklerin parçalanmasını, yörüngelerdeki değişimlere ve büyük cisimler üzerinde krater oluşumuna da yol açar

45 Güneş sisteminin oluşumu 1. Nebula ile başlar Bir şey (Supernova?) Nebulanın çökmesini başlatır

46 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN

47 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Güneş sisteminin oluşumu 2. Nebula içe çökerek Protoyıldız (Đlk güneş) oluşturur.

48 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN

49

50 Nebula Nebulanın spin hareketi Açısal Momentum - Nebulayı yassılaştırarak disk şeklini verir

51 Protoyıldız oluşumu

52 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Güneş sisteminin oluşumu 3. Kalan malzeme soğur ve birikmeye başlar

53 Güneş sisteminin oluşumu 3a. Gaz Ergime sıcaklığı ile ayrılır ve yoğunlaşır

54 Güneş sisteminin oluşumu 3b. Toz parçacıkları birikerek gezegencikler oluşturur

55 Güneş sisteminin oluşumu 3b. Gezegencikler birleşerek gezegenleri oluşturur

56 Gravite etkisiyle JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Maddeler yanyana gelerek kütleleri oluşturur Kütlelerin özelliği güneş sistemi içindeki yerlerine bağlıdır Güneşe Yakın Düşük yoğunluklu gaz ve buz büyük kütleler oluşturmaz. Sadece yüksek yoğunluklu kayaç ve metaller büyük kütleler oluşturabilir. Güneşten uzakta Düşük yoğunluklu gaz ve buz gibi maddeler daha büyük kütleler oluşturur.

57 Yüksek yoğunluklu kayaç ve metaller Düşük yoğunluklu gazlar Gravite (çekim) Çarpışma Yığışma Sıkışma Güneş rüzgarları Sonuçta gezegenlere dönüşecek gezegencikler oluşturur

58 Güneş sistemi oluşur

59 Güneş sisteminin oluşumu 4. Yer benzeri gezegenler ısınır ve farklılaşmaya başlar: Demir Katastrofu Sıcaklık kaynağı: 1. Birikmenin kinetik enerjisi 2. Gravitasyonel enerji 3. Radyoaktif bozunma 4. Farklılaşma

60 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Radyoaktif bozunma Meteoritlerin incelenmesi ilk güneş sisteminde oldukça fazla radyoaktif maddenin olduğunu göstermektedir Radyoaktif bozunmanın oluşturduğu sıcaklık ergimeye veya hareketli kayaç-metal oluşumuna yol açmaktadır. Buda gezegenlerin farklılaşmasına yol açarak gezegenlerin merkezinde yüksek yoğunluklu, yüzeye yakın kesimlerde ise daha düşük yoğunluklu maddelerin birikmesine yol açmaktadır.

61 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Yrd.Doç.Dr. Yaşar EREN

62 Gezegenciklerin oluşumu Güneş Sistemi Đlk güneş ve çevreleyen Parçacık ve gazlar Nebula bulutunun çökmesi Güneş Sisteminin Oluşum Evreleri Samanyolu galaksisi Đçindeki Nebula

63 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN DÜNYANIN OLUŞUMU UMU Nebula hipotezi ile güneş sistemi oluşmuştur

64 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Başlangıçtaki güneşi oluşturan nebula kozmik toz ve buzdan oluşmaktaydı En az uçucu maddeler güneşe en yakın, çok uçucu maddeler ise sistemin dışında yoğunlaşmaya başlamıştır V D M Asteroid kuşağı J Güneşten uzaklık Uzaklıkla ilişkin sıcaklık

65 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Dünya yaklaşı şık k 4.6 milyar yıl y önce elektromanyetik ve gravitasyonel çekim nedeniyle birikme/yığışı ığışım mekanizmasıyla oluşmu muştur

66 Birikme/yığışım ile dünyanın oluşumu a: cm boyutlu parçacıkların birikmesi b: Km ölçeğinde fiziksel çarpışma c: km ölçeğinde gravitasyonel birikme d: Yığışım ısısı nedeniyle ergimiş protogezegen

67 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN DÜNYANIN OLUŞUMU UMU Yaklaşık ~ 4.6 milyaryıl önce dünya oluşur oluşmaz ısınmaya başlamıştır Isınma nedenleri meteor çarpmaları gravitasyonel sıkışma Radyoaktif elementlerin bozunması

68 Isınmaya bağlı olarak Yaklaşı şık k 4 milyaryıl önce Dünya ergimiş haldeydi ve meteoritler yer yüzeyine y çarpmaktaydı

69 DÜNYANIN OLUŞUMU UMU ısınmayla az yoğun elementler yukarıya, daha yoğun olanlar ise merkeze doğru hareket etmeye başlamıştır Hafif elementler Ergimiş Fe

70 DÜNYANIN OLUŞUMU UMU Bu farlılaşmaya bağlı olarak merkezde Fe, Ni gibi metaller, yüzeye yakın kesimlerde ise fdaha hafif elementler yer almıştır Hafif elementler Fe, Ni

71 Yerin farklıla laşması: Farklılaşmamış protogezegen (kondritik bileşen) Erken farklılaşma; magma okyanusu Tümden farklılaşmış dünya Stanley (1999) Yoğunluk farklılığı nedeniyle Yaklaşık 100 Milyon yıl içinde oluşmuş

72 JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Dünyanın farklılaşması Homojen gezegen Dünya ısınması Yığışım ve kompresyon (T~1000 C) Radyoaktif bozunma (T~2000 C) Demir ergir- merkeze doğru göçer ve çekirdeği oluşturur Demirin göçü sürtünme ısısını oluşturur Az yoğun maddeler yüzerek ilkel kabuğu oluşturur Orta yoğunluktaki maddeler ise mantoyu oluşturur Đlkel kabuğun farklılaşması ise kıtasal kabuğu oluşturur

73 DÜNYANIN OLUŞUMU UMU Yer içii

74 0-3.5 milyar yıl y arasında Daha az yoğun sıvılar volkanlarla gaz şeklinde dışd ışarı atılm lmış ve ilk atmosfer oluşmu muştur Bu esnada stabil kabuk oluşmu muştur

75 Volkanlardan dışd ışarı çıkan ilk atmosferik gazlar Karbon dioksit, karbon monoksit, su buharı ve metandır. Oksijen yoktur. JEOLOJĐ MÜHENDĐSLĐĞĐNE GĐRĐŞ Doç.Dr. Yaşar EREN Okyanus ve atmosfer Đki hipotez içsel: Yer içindeki gaz boşalımları (volkanik gazlar) Dışsal: Kuyruklu yıldız çarpmalarının H 2 O CO 2, ve diğer gazları eklemesi Đlk atmosferde H 2, H 2 O, N 2, CO 2 zengin; O 2 yok

76 Dünyanın Erken Tarihçesi ve Zaman

77 TANIMLAMALAR Meteoroid: Güneş veya herhangibir cisim etrafında gezegenler arası boşlukta dolaşan ve Asteroid veya kurukluyıldız olarak tanımlanacak büyüklükte olmayan herhangibir cisme meteorit Meteorit: Buharlaşmadan Yeryüzüne ulaşan meteoroidlere denir Meteoritler güneş sisteminin daha büyük cisimlerinden kaynaklanmaktadır.

78 Meteoritlerin sınıflaması Taş M. (%92.8) Taş Demir M. (%1.5) Kondritler (%85.7) Akondritler (%7.1) HED grubu SNC grubu Ay kaynaklı Aubrit Ureilit Enstatit Adi Kakangari Rumurutiitler Karbonatlılar Pallasitler (Fe, olivin) Mesosiderit (Fe, Ca piroksen, plajioklas) Demir M. (%5,7) Heksahedritler (Ni <%6) Oktahedritler (Ni %6-17) Ataksitler (yüksek Ni içeriği)

79 Asteroidler Asteroidler Ya Gezegen oluşturacak şekilde konsolide olmayan Veya parçalanan gezegenlerden kaynaklanan Kayaç benzeri parçalardır

80 Asteroidler Mathilde ve Eros Ida ve Dactyl

81 Kuiper Belt & Pluto

82 Asteroidlerden türeme meteorit tipleri Asteroidler metalik bir çekirdeğe ve taşsı silikatik bir kılıfa sahiptirler Asteroidler parçalandığı zaman hem Metalik hem de Taş (silikat parçaları) üretirler Metalik çekirdek Taşsı silikat kılıfı

83 Taşsı meteoritler (Tüm meteoritlerin % 94 ü) Đki tipi vardır: Karbonatlı Kondrit (Karbon içerir) Kondrit: Kondrül kapsarlar Çok yaşlı ve basittirler Akondritler Kondrül içermezler