Prof. Dr. O. Metin İlkışık Anadolu Yerbilimleri Ltd. Şti. Perpa, Şişli, İstanbul
J E O F İ Z İ Ğ E G İ R İ Ş Prof. Dr. O. Metin İlkışık
Copyright Ó 1993, 2008 O. Metin İlkışık Bütün hakları saklıdır. Ancak yazılı izin alınmaksızın, bu yayının herhangi bir kısmı herhangi bir biçim veya anlamda çoğaltılabilir veya aktarılabilir. All rights reserved. But any part of this publication may be reproduced or transmitted, in any form or by any means, without written permission. İlkışık, O. Metin Jeofiziğe Giriş ii
İÇİNDEKİLER ÖNSÖZ... v 1. GİRİŞ... 1.1 2. EVREN VE GÜNEŞ SİSTEMİ... 2.1 2.1. Gökadalar ve Gaz-Toz Bulutları... 2.1 2.2. Yıldızlar ve Güneş... 2.3 Güneşin Katmanları... 2.4 Güneşteki Doğal Olaylar... 2.6 2.3. Gezegenler ve Uydular... 2.7 2.4. Kuyruklu Yıldızlar ve Göktaşları... 2.12 3. YERKÜRE... 3.1 3.1. Yerin Katmanlı Yapısının Oluşumu... 3.1 3.2. Kayaçlar... 3.2 3.3. Yerin Katmanları... 3.4 Atmosfer ve İyonosfer... 3.4 Yerkabuğu... 3.5 Manto... 3.7 Çekirdek... 3.7 3.4. Kayaçların Yaşı... 3.8 4. DEPREMLER... 4.1 4.1. Deprem Dalgaları (Sismik Dalgalar)... 4.3 4.2. Depremin Büyüklüğü ve Odak Mekanizması... 4.6 4.3. Depremlerin Kontrolü ve Haber Verilmesi... 4.7 5. YERÇEKİMİ... 5.1 5.1 Yerçekimi (veya Gravite) Potansiyeli... 5.1 5.2. Gravite Ölçümlerine Uygulanan Düzeltmeler... 5.2 Enlem Düzeltmesi... 5.2 Yükseklik Düzeltmesi... 5.4 Engebe Düzeltmesi... 5.4 Eötvös Düzeltmesi... 5.6 5.3. İzostazi... 5.6 5.4. Yerçekiminin Düşey Doğrultudaki Değişimi... 5.7 6. YERİN MANYETİK ALANI... 6.1 6.1. Yerin Manyetik Alanının Zamana Bağlı Değişimleri... 6.4 6.2. Kayaçların Manyetik Özellikleri ve Paleomanyetizma... 6.5 7. YERİN ISISI... 7.1 7.1. Yerin İçinde Sıcaklık... 7.1 7.2 Yeryüzünde Isı Akısı Dağılımı... 7.3 iii
8. JEODİNAMİK... 8.1 9. JEOFİZİKTE VERİ İŞLEM... 9.1 9.1. Verilerin Örneklenmesi... 9.1 9.2. Spektral Analiz... 9.1 9.3. Sayısal Süzgeçler... 9.3 10. JEOFİZİK ARAMA YÖNTEMLERİ... 10.1 10.1. Gravite... 10.1 10.2. Manyetik... 10.6 10.3. Elektrik... 10.12 Elektrik Özdirenç Yöntemi... 10.12 IP Yöntemi... 10.13 Doğal Gerilim (SP) Yöntemi... 10.13 10.4. Elektromanyetik... 10.16 10.5. Sismik... 10.19 Sismik Kırılma Yöntemi... 10.19 Sismik Yansıma Yöntemi... 10.21 10.6. Kuyu Logları... 10.23 10.7. Radyoaktif... 10.24 10.8 Jeotermik... 10.26 10.8 Uzaktan Algılama... 10.27 11. MÜHENDİSLİK VE ÇEVRE JEOFİZİĞİ... 11.1 Sığ Sismik Uygulamalar... 11.1 KAYNAKLAR... 12.1 EK.1. TÜRKİYE'DE JEOFİZİK... E1.1 EK.2. BİRİM SİSTEMLERİ... E2.1 iv
De ki: Göklerde ve yerde neler var, bir baksanıza. (Kur an; Yunus/101) ÖNSÖZ "Jeofiziğe Giriş" i jeofizik mühendisliği eğitimine yeni başlayan veya yerbilimlerine ilgi duyanlar için hazırladım. Boyutlarını henüz saptayamadığımız evren içinde minicik ve seçkin gezegenimizin, insanoğlu için ne kadar büyük ve bilinmeyenler ile dolu olduğunu belirtmeye çalıştım. Yerin yüzeye yakın doğal zenginliklerini ve belki de hiç bir zaman ulaşamayacağımız derinliklerini araştırmak için kullandığımız yöntemleri ve bazı uygulama örneklerini kısaca açıkladım. Kayaçların birçok farklı fiziksel özelliği, çeşitli yöntemler ile arazide veya laboratuvarda, kısa veya uzun zaman aralığında ölçülerek yerkürenin yapısı bilimsel ve ekonomik açıdan değerlendirilebilir. Bu amaçla araştırmacının yüksek matematik ve fizikten, en son jeolojik veriler ve modern teknolojiye kadar geniş bir bilgi yığınını kullanabilme becerisi gereklidir. Öğrenciler "jeofizikçi" olarak yerkürenin doğasını, katmanları arasındaki ilişkileri olabildiğince kavramalı; "mühendis" olarak bilimsel merak ile ekonomik yarar arasındaki sınırı iyi saptayabilmelidir. Yerküremiz ve zenginliklerine ilişkin bilinmeyenler, çevresi için sürekli arayış içindeki insanoğluna tükenmez bir kaynaktır. Umarım ki "Jeofiziğe Giriş" okuyucunun yerbilimlerine ve jeofizik mühendisliğine ilgisini arttırır ve üzerinde yaşanabilir - en azından şimdilik! - tek gezegeni tanıyıp iyi değerlendirmesinde yararlı olur. Bana "Yerküre"yi anlatan ve mesleği sevdirenler, üniversite sıralarında Prof.Dr.Kazım Ergin'den, yağmurlu arazilerde emekçi Remzi'ye kadar uzun bir zincir oluşturuyor. İsimleri sayılamayacak kadar çok bu kişilerin hepsini burada hürmetle anmak bir borç. v
1. GİRİŞ Jeofizik, Yerküre'nin fiziksel iç yapısını ve etrafındaki atmosferi inceler. Kayaçların oluşumu ve yapısını konu alan kardeş bilim "jeoloji" nin yanı sıra temel bilimleri oluşturan matematik, fizik ve kimya ile çok sıkı ilişkisi vardır. Yerküre'nin uzaydaki durumu, yerin manyetosferi, iyonosfer ve atmosferi, denizler, yerkabuğunun yapısı, manto, dış ve iç çekirdeğin incelenmesi ve özellikle yerkabuğundaki ekonomik zenginliklerin saptanması jeofiziğin konularını oluşturur. Günümüzde iyi bir jeofizikçi olabilmek için kişinin yaradılışındaki doğa ve araştırma tutkusu yanı sıra uygulamalı matematik ve fizik bilmek, jeolojiden anlamak, ingilizce okuyup yazabilmek ve hızla gelişen bilgisayarları etkin biçimde kullanabilmek gerekir. Bilgisayar çok büyük sayıdaki verilerin çok karmaşık bağıntılar yardımı ile incelenip değerlendirilmesine olanak sağlamaktadır. Bugün jeofiziğin konusuna giren depremlerin incelenmesi, mıknatıstan pusula yapılması gibi çok eski yıllara kadar giden birçok olay sayılabilirse de, 1900 lerin başında sanayi devriminin başlaması, petrol olayı ve ikinci dünya savaşı, Jeofizik Bilimi'nin şekillenip yöntemlerinin belirlendiği yıllardır. 1950 li yıllarda yürütülen uluslararası jeofizik araştırma programları manyetosfer ve iyonosferin yapısı, deniz dipleri, yerkabuğu ve üst manto yapısına ait birçok önemli bilgi sağlamıştır. 1960 larda başlayan uzay çalışmaları ve 70 lerden sonra bilgisayarlardaki gelişmeler jeofizikçinin önüne bilimsel ve teknolojik açıdan çok geniş ufuklar açmıştır. Jeofizik yöntemlerin hemen tamamı, incelenen bölgede, belirli fiziksel özelliklerdeki yanal veya düşey süreksizliklerin saptanmasına yöneliktir. Yerküre'yi oluşturan maddelerin çeşitli fiziksel özelliklerine ve doğal veya yapay olarak gözlenebilen birçok olaya bağlı olarak birbirinden farklı çok sayıda jeofizik yöntem geliştirilmiştir. Örneğin Sismoloji depremleri konu edinirken, Paleomanyetizma kayaçların çok eski devirlere ait manyetik özelliklerini inceler. Jeotermik yerin iç sıcaklığını ve buna bağlı olayları kapsamaktadır. Kayaçların elastik özelliklerinin değişimi Sismik Yöntemler'le petrol taşıyan katmanların incelenmesinde, yoğunluğundaki değişimler ise Gravite Yöntemi ile yeraltındaki kütle fazlalıklarının değerlendirilmesinde önemlidir. Manyetik duyarlığın veya elektrik özdirencin kayaçtan kayaca değişimi ise örneğin maden aramalarında çok kullanılır. Jeofizik yöntemler genelde petrol, doğal gaz, maden, endüstriyel ham madde ve jeotermal kaynakların bulunmasında ve geliştirilmesinde yaygın biçimde uygulanır. Ayrıca baraj, otoyol, tünel ve enerji santrali gibi birçok mühendislik yapılarının zemin araştırmalarında ve hatta arkeolojik kazı alanlarının belirlenmesinde gün geçtikçe daha çok kullanılmaktadır. Depremlerin doğasına ve hasarın önlenmesi ilişkin çalışmalar jeofiziğin vazgeçilmez bir ilgi alanıdır. Yeraltı suyu aranmasında başarılı sonuçlar veren jeofizik yöntemler günümüzde çevre ve katı-sıvı atık sorunlarının çözümünde de çokça uygulanmaktadır. Araştırmalar yeryüzünde veya biraz derinde yapılabileceği gibi denizlerde veya havadan da yürütülebilir. Son yıllarda uzaydan yapılan ölçümlerle de birçok jeofizik değerlendirmeler yapılmaktadır. Belirtilmesi gerekir ki, araştırma konusu küresel ölçekte de olsa veya küçük bir bölgeyi de kapsasa iyi bir sonuca ulaşmak için çoğu kez birçok ayrı jeofizik yöntem birlikte uygulanmalı ve jeolojik veriler de dikkate alınarak yorumlanmalıdır. 1.1
2. EVREN VE GÜNEŞ SİSTEMİ Bugün için boyutları kesin olarak bilinmeyen, var olduğu düşünülen maddenin ve enerjinin tümünü içeren, uzaklıkların ışık yılları ile ölçüldüğü (1 ışık yılı, IY»1013 km dir) fiziksel sistem "evren " i oluşturan alt birimler; gökadalar (galaksiler), gaz-toz bulutları, yıldızlar, gezegenler, uydular, kuyruklu yıldızlar ve göktaşları olarak gruplanabilir. Sonsuz büyüklükteki evrende yer alan bütün cisim kümeleri, cisimler hatta mikro uzaydaki atom elemanları değişik hızlarda ve türde sürekli bir dönme hareketi yapmaktadır. Bilinen en uzak gök cisimlerinin 1.5 milyar ışık yılı kadar ötede olduğu dikkate alınırsa evrenin uzaklık boyutları zaman boyutu ile karışmaktadır. Fizikte bilindiği gibi çok sıcak bir madde kimyasal bileşimine bağlı olarak etrafına kendine özel renk bileşimlerinde ışık yayar. Gökadalardaki yıldızların ışık tayfı (spektrumu) içinde yer alan kalsiyum izinin parlaklığı uzaklığın ve frekansı bize göreceli olarak hareketin hızının hesaplanmasında kullanılır. Araştırmaların sonuçları, gökadalar bizden ne kadar uzaksa hızlarının da bizden uzaklaşacak yönde ve daha çok olduğunu göstermiştir. Evrenin genişlemekte olduğunu algılamakla birlikte uzay-zaman boyutlarındaki karışımın da etkisi ile bu genişlemenin başlangıcını saptamamız zor olmaktadır. Birçok kabul ve yaklaşımlar yaparak başlangıç zamanının 12-15 milyar yıldan az olmadığı söylenebilir. "Genişleyen evren " modellerinin hepsinde, başlangıçta 1016 0K sıcaklıkta proton, nötron, elektron gibi temel parçacıklardan oluşan sonsuz enerji yoğunluğunda bir ortamın varlığı kabul edilir. Tam açıklanamamakla birlikte patlamadan 100 s kadar sonra sıcaklık 109 0K e düşmüş ve çekirdek tepkimeleri zinciri başlamış, bu süre içinde %25 He, %75 H ve az miktarda Döteryum'dan oluşan bir madde ortaya çıkmış olmalıdır. Sonraki 1 milyon yılda evrenin tümü yıldız çekirdeği gibi mat bir yapıda kalmış ve 3,000 0K e kadar soğumuştur. Gökadaların ve yıldızların oluşumunun başlaması bundan sonradır. Zaman içinde yayılan bu patlamanın bugün, evrenin gözlenebilen sınırlarında izlediğimiz sonuçları belki de -bir nabız atması gibi- salınım yapan bir evren içinde olduğumuzu düşündürmektedir. Evrenin bugünkü sıcaklığı 2.7 0K ve ortalama yoğunluğu 10-27 kg.m-3 dür. 2.1 Gökadalar ve Gaz-Toz Bulutları Astrofizikçiler evrende milyarlarca gökada (İng.; galaxie ) bulunabileceğini söylemektedir. Günümüzde gözlenen, hepsinin de dönmekte oldukları ve belli bir merkezden uzaklaşacak biçimde hareket ettikleridir. Gökadalar bünyelerinde 109-1011 kadar yıldız ve bir o kadar gaz-toz bulutu içerirler. "Sarmal, eliptik ve düzensiz " olarak üç türde gözlenen gökadaların hemen hepsi birkaç ile birkaç bin tane arasında değişen sayıda kümeler halinde toplanmıştır. Güneş sistemimizin içinde yer aldığı "Samanyolu " gökadasının yaklaşık bir modeli Şekil 2.1 de görülmektedir. Boyu 100,000 kalınlığı 16,000 ışık yılı (IY) kadar olan Samanyolu'na en yakın gaz-toz bulutları Küçük ve Büyük Magellan 200,000 IY, en yakın gökada ise Andromeda olup 2 106 IY uzaklıktadır. Samanyolu, Yerküre ile aynı yönde dönmektedir ve peryodu 250,000 yıldır. Gaz-Toz Bulutları (İng.; nebula ) ise termo-nükleer kaynaklı ışınım enerjisi ile kendi kendine ışık saçan, büyük, genellikle gaz kütlesi biçiminde gök cisimleridir. Evren'i araştırma konusu seçen bilimciler yıldızların "gaz-toz" bulutlarından itibaren oluştuğunda hem fikirdir. Özetle; bir soğuk dönemin başlangıcında gaz ve toz bulutları uzayda büyük bir ortam içinde dağılmış durumdadır. Önce -rastgele- birkaç atom bir araya gelir ve büyüyen gravite etkileri ile yakınlarındaki atomları da çekmeye başlar. Bu işlem gittikçe daha yoğun maddelerin oluşmasına yol açar. Gravite ile sıkışan gazın sıcaklığı artmaya başlar. Birkaç milyon yıl sonra gaz 106 0K lik kritik bir sıcaklığa ulaşır. Bu sıcaklık gelecekteki yıldızın çekirdeği olacak hidrojenin parçalanma sıcaklığıdır. Hidrojenin "yanarak" 2.1
büyük bir termo-nükleer enerji çıkartması gravite ile toplanmayı durdurur. Bu arada uzaya elektromanyetik dalgalar ve ışık biçiminde enerji yayılmaktadır. Bu bulutsu yığın çok sıcak bir veya birkaç yıldızı yaklaşık küresel bir hacimde kuşatan plasma (elektronlarından sıyrılmış çekirdekler) veya iyonize gaz topluluğudur. Yoğunluğu 10-33 kg.m-3 civarında hesaplanmıştır. Çapı bazen 20 ışık yılı kadar olabilir. Gelecekteki yıldızı oluşturacak çekirdek yıldızın yüzeyinde sıcaklık 30,000 0K i geçer. Güneşimiz 6,000 0K yüzey sıcaklığı ile bunun yanında soğuk (!) kalmaktadır. Samanyolu galaksisi içinde yer alan beş ayrı gaz-toz bulutuna ait bazı özellikler Çizelge 2.1 de görülmektedir. Şekil 2.1. Samanyolu gökadasının basitleştirilmiş modeli. Merkezi radyasyon küresinde çok miktarda kozmik ışın oluşmakta, iç radyasyon diskindeki yüksek enerjili elektronlar ile birlikte kuvvetli radyo yayınlarına neden olmaktadır (Sanver, 1976 dan). Çizelge 2.1. Samanyolu'ndaki bazı gaz-toz bulutları. Uzaklık(IY) Yarıçap(IY) Kütle * T ( 0K) Lagoon 3500 4 60 7500 Eagle 8000 12 600 8000 Omega 7000 5 300 8700 Trifid 6500 8 150 8200 Orion 1600 1 10 9000 Adı * ( Güneş kütlesi); IY=Işık Yılı 2.2
2.2 Yıldızlar ve Güneş Yukarıda değinilen gaz-toz bulutlarının kütlelerinin, çekim etkisiyle çok uzun zaman dilimi boyunca toplanıp yıldızları oluşturduğu kuramı bizim güneşimiz için de geçerlidir. Yıldızlar tek, çift ve kümeler biçiminde bulunur. Hemen bütün yıldızlarda en bol element "H" olup daha sonra "He" gelir. Yüzeyi en sıcak olanlarda 25,000 0K en soğuk olanlarda ise 3,500 0K den biraz daha azdır. Bizim yıldızımız olan güneşin yüzeyi ise 6,000 0K sıcaklıktadır. Güneş parlaklık ve büyüklük bakımından G2 türü cüce bir yıldızdır. Şu anda bilinen en büyük yıldız e-aurigae, güneşin 27.109 katı hacimdedir. Yıldızların pek çoğunun 1-12 gezegeni, onların da bazılarının birkaç uydusu vardır. Sadece atom çekirdeklerinden oluşan hacmi küçük, yoğunluğu yüksek birçok yıldız vardır. Bunlar ışığı çekip yuttuklarından kara delikler olarak bilinir. Güneş sistemimize en yakın yıldız Proxima Centauri olup 4.25 ışık yılı uzaklıktadır. Güneş ve komşu yıldızlar Samanyolu gökadası merkezi etrafında»220 km.s-1 hızla dolaşmaktadır. Oluşumu açısından kendi güneş sistemimizin bilinen bazı özellikleri şunlardır: 1) Güneş in çapı yaklaşık 109 Yerküre çapına eşittir, hacmi 1.3 milyon yer hacmi, kütlesi 333,400 yer kütlesi ve ortalama yoğunluğu 1,410 kg.m-3 dür. Güneşi oluşturan atomlar tamamen "plasma" durumundadır. 2) Gezegenler, Güneş in etrafında basıklığı az eliptik yörüngeler üzerinde -Venüs hariç-, Güneş ile aynı yönde dönmektedir. 3) İki gezegen hariç tüm gezegenlerin dönme yörüngeleri hemen hemen aynı düzlemdedir. Merkür ve Plüton un yörünge düzlemleri ise sırasıyla 700 ve 1700 lik açı yaparlar. 4) Bütün gezegenler ve uyduları yörüngelerinde Güneş ile aynı, saatin tersi yönde dönerler. 5) Uranus ve Venüs hariç tüm gezegenler ve Güneş kendi eksenleri etrafında (kuzey kutbundan bakarsak) saatin tersi yönde dönerler. 6) Güneşin kütlesi tüm sistemin yaklaşık %99 'unu oluşturur. Bununla beraber güneşin açısal moment enerjisi sistemin yaklaşık %1 'dir. 7) Gezegenlerin Güneş ten olan uzaklıkları "TITUS-BODE" kuralı ile belirlenebilir. Bu uzaklıklar x=0.4+0.3 2n astronomik birim olup, 1 astronomik birim (ort. Yer-Güneş uzaklığı) 150.106 km dir. n nin değeri Merkür için -, Venüs için 0, Yer için 1,...vb. dir. 8) Güneş etrafındaki gezegenler iç ve dış gezegenler olarak ayrılırlar. Astreoidlerin içindeki gezegenlerin yoğunlukları ortalama 3,900-5,500 kg.m-3 dür. Dış gezegenlerin ise çoğu donmuş katılaşmış gaz özelliklerini taşır. İç gezegenlerin kendi eksenleri etrafında dönme hızları daha yüksektir. 9) Yerküre üzerine düşen göktaşlarının ve aydan getirilen kayaçların yapılan analizi, iç grupta bulunan gezegenlerin %90 'ının Fe, Si, Mg ve O 'den oluştuğunu göstermektedir. Bu kayaçların radyoaktif yöntemler ile saptanan yaşları en fazla 4.6 milyar yıl çıkmaktadır. 10)Yer in dönme ekseni, yörünge düzlemine doğru 23.50 eğilmiştir. Güneş sistemimizin oluşumuna ait pek çok açıklama yapılmışsa da kabul edilen en son kurama göre (Cameron ve Pine,1973) Güneş ve gezegenlerin bir gaz-toz bulutundan oluştuğu düşünülmektedir. Sistem buzumsu, kayamsı ve gazımsı maddelerden oluşur. Katı malzemeler olan Fe, Si, Mg, Al oksitlerin ilkel güneş bulutu sıcaklığında (1,000 0K) katı halde olduğu kabul edilir. Genç 2.3
bir yıldız içindeki Hidrojen'in termonükleer olaya başlaması için hesaplanan yoğunluk bugünkünden 1,000 kat daha fazladır. Bu işin 1 milyon yıldan daha fazla sürdüğü düşünülmektedir. Daha sonraki tepkimeler güneşten bazı kütleleri uzaya savurur ve sonra gaz-toz bulutunun sıcaklığı azalır. Bu sırada bulutun çapı 100 Astronomik Birime ulaşır, sıcaklık ise merkezde 3,000 0K uzakta 100 0K kadardır. Sonra sıcaklığının azalması ile birlikte içe doğru göç başlar. 30-100 bin yıl civarında bir sürede bizim ilkel Güneş'imiz oluşur, gittikçe artan çekim kuvveti ile kütle toplanmaları olur bu sırada güneş etrafındaki toz bulutu diski açısal momentin enerjisini kendi üzerine alır yani dönmesi gittikçe hızlanır. Dönen bulut içindeki toz tanecikleri çekim ve çarpışma ile yapışır ve gittikçe büyük kitleler oluşur. Bu model birçok gözlemi açıklamakla beraber işin açıklanmayan yönleri de vardır. Uzay çalışmaları devam ettikçe yeni kuramların gelişeceği kesindir. Güneş'in Katmanları Güneşin çekirdeğinde H+ He++ dönüşümü olur, bu arada %0.7 oranında kütle kaybı (E = mc2) enerji biçiminde ortaya çıkar ve elektromanyetik akıntılarla güneş yüzeyine ulaşır (eğer güneş yüzeyi 12 m kalınlığında bir buz katmanı ile sarılı olsaydı, enerjinin bunu eritmesi için bir dakika yeterli olacaktı). Güneşin yıldız olarak ömrü 1010 yıl olup şimdilerde bu ömrün yarısındadır. Astrofizik kuramlar özetlenecek olursa 5 109 yıl içinde güneşteki H dönüşüm olayları bittiğinde 3 He atomundan 1 Karbon atomu oluşacak ve büzülecektir. Büzülmenin, dönme hızının artmasına ve Venüs'ten daha uzaklara dağılacak bir parçalanmaya neden olabileceği düşünülmektedir. Güneş'in kendisini ele alırsak, yerküreden gözlenen özellikleri (yoğunluk, manyetik alan şiddeti, iyonizasyon ve sıcaklık farkları) dikkate alınarak yüzeyinden dışarıya doğru bazı katlara ayrılır (Şekil 2.2a). a) Çekirdek ; Yarıçapı, dış yarıçapının %10 u kadar olan çekirdek içinde 15 106 0K gibi çok yüksek sıcaklıkta termonükleer reaksiyonlar süregelmektedir. Yoğunluğun 150,000 kg/m3, basıncın 109 Pa dan fazla olduğu tahmin edilmektedir. b) Işık Küre (Fotosfer ); Çekirdek üzerinde yer alan dolaşım (İng.;convection ) bölgesini örten, görünen yüzey olup 700,000 km kadar yarı- çapa sahiptir ve güneşin ana kütlesini belirler. Hareketli "bulgurcuk " yapı denen benekli bir görünüşü vardır. İç katmanları pek iyi bilinmiyorsa da tayf analizinden yüzey sıcaklığının 6,000 0K olduğu ölçülmüştür. Derinlere doğru daha yüksek sıcaklıklar beklenebilir. Bu katmanın kalınlığının yaklaşık 400 km olduğu hesaplanmıştır. Tayf üzerinde çeşitli atomlara ait soğurma (absorbsiyon) çizgileri vardır. Yüzeyde basınç 10 kpa civarındadır. Yüzeydeki yoğunluk yer atmosferinin 0.001 i kadar olup merkezde ise en az 100 kg.m-3 olmalıdır. c) Renk Küre (Kromosfer) ; Işık Kürenin üstünde olup daha çok güneş tutulmaları sırasında görünür. Doğal Hidrojen in renginde hafif pembedir. Kalınlığı 5,000 km kadar olup üst yüzeyi düzensiz bir görünüştedir. Buna ışık küre yüzeyinden başlayarak bir kaç dakika içinde uzaya doğru yayılan patlamalar (spikül) neden olur. Renk kürenin sıcaklığı içte 4,500 0K den dışta 1,000,000 0K e kadar değişir. d) Taç (Korona) ; açık yeşil renkte olup ancak güneş tutulmaları süresince gözlenebilir. En üst katmanı oluşturur ve tavanı belli değildir. İçinde ortalama hızları 300-600 km.sn-1 olan yüklü parçacıklar vardır. Taç katmanın alt kısımlarına ait tayflar da Fe, Ni, Ca atom çizgileri gözlenmiştir. Buralarda sıcaklığın bir kaç milyon 0K kadar olduğu sanılmaktadır. Madde bu katmanda 10-16 kg.m-3 yoğunluğa sahiptir. 2.4
e) Güneş Rüzgarları ; Güneşteki patlamalardan başlayarak Taç katmanı içinde gelişen elektrik yüklü çok hızlı parçacıklar gezegenler arası ortama yayılarak yerkürenin manyetosferine kadar ulaşır. Bu ise yerin manyetik alanında salınımlara yol açar. Şekil 2.2. a) Güneş'in dış katmanları. b) Bir güneş lekesi (çapı»3,000 km dir). c) Güneş lekeleri içindeki güçlü manyetik alanların biçimlendirdiği halkalar. d) Işık kürede bir H gazı fışkırması (»400 km/sn hızla 350,000 km kadar yüksekliğe fışkırır ve bir kaç gün sürer). 2.5
Güneşteki Doğal Olaylar Güneşte gözlenen bazı doğal olaylar yerküre üzerinde jeolojik ve jeofizik birçok olay ile yakından ilişkilidir. Radyo haberleşmesinde kesiklik, yerin manyetik alanında salınımlar, buzul dönemleri bunlara örnektir. Bu olayları gruplarsak, 1) Bulgurcuklar : İçeriden dışarıya akan enerjinin sürüklediği helezonik hızlı madde savrulmalarıdır. Hemen bütün güneş yüzeyinde sürekli olarak gözlenebilir. 2) Güneş lekeleri : Yaklaşık 2,000 yıldan beri bilinmesine karşın ilk bilimsel incelemeler 1610 da Galileo ile başlamıştır. Bu lekeler kutup ve doğudan, ekvator ve batıya doğru düzenli biçimde kayarlar. Doğu batı kayması 27 yer günü olup»1 güneş gününe eşittir (güneş ekvatorda 24.5 günde, 600 enleminde 31 günde 1 tur dönmektedir). Bir tek lekenin ömrü ise yaklaşık 5 27 gündür. Lekeler kuzey ve güney 350-400 enlemleri ile ekvator arasında yaklaşık simetrik olarak gözlenir. Daha çok ±80 enlemlerinde toplanırlar. Işık küre üzerindeki her bir lekenin çapı 2,000-50,000 km, çukurluğu birkaç yüz km derin olup dipte sıcaklık 4,000 0K kadardır. Lekelerin sayısında 11.2 yıllık temel (ve bazı harmonikleri) bir peryot gözlenmiştir. Ayrıca 80 yıllık bir çevrim daha vardır. Kuzey yarıküresindeki lekeler "kuzey" ve güneydekiler "güney" manyetik kutbuna 11 yıl süreyle sahipse, ikinci 11 yılda kuzeydekiler "güney" ve güneydekiler "kuzey" kutuplaşma gösterir. Bu yüzden bazı araştırmacılar leke sayısındaki değişim periyodunu 22 yıl kabul ederler (Şekil 2.2b ve Şekil 2.3). Şekil 2.3. (üstte) Güneş üzerinde lekelerin oluşum yer ve sayısının zamanla değişimi, (altta) güneş lekelerinin yıllık ortalama sayısındaki 11 yıllık tekrarlama. Her bir leke çok güçlü (4,000 Oe) bir manyetik alana sahiptir (yerkürenin manyetik alanı 0.5 Oe dir). Leke sayısının zamana bağlı bu periyodik değişimi, yerin manyetik alanındaki olayların (İng.; disturbance ) sayısını ile büyüklüğünü de doğrudan etkiler ve buna dayanan iyonosfer katmanlarında değişimler, kısa dalga radyo haberleşmelerinin kesilmesi, kutup ışığı, jeomanyetik fırtınalar, kozmik 2.6
ışın yağmuru v.b. jeofizik araştırma konusu olaylar gözlenir. Leke sayılarının üst atmosfer katmanlarında yol açtığı bu değişimler ayrıca iklimleri ve bir açıdan yağış-tarım ilişkisi nedeni ile ekonomiyi de etkiler. Bilinen en kısa leke periyodu 1820-29 da 9 yıl en uzun olanı ise 1645-1715 de 70 yıldır. Daha eskilere giden leke çalışmaları ağaç büyüme halkaları, buzul tortullarının katmanları veya C14 deneyleri ile yapılabilmektedir. 3) Meşale veya Fakuli : Aktif bölgeler ile ilişkilidir. Bazen bir güneş lekesi kaybolduktan sonra bir kaç hafta devam eder (Şekil 2.2c). 4) Plaj (İng.;plage ): Aşağı renk kürede oluşan düzensiz parlak bulutlardır. 5) Fışkırmalar (İng.; prominens ): Bu olaylar jeofizik açıdan önemli etkiler yapar. Güneş yüzeyinden 350,000 km kadar yükseklere çıkan H gazı patlamalarıdır (Şekil 2.2d). Bir kaç gün sürer ve görünüşleri güzeldir. 6) İplikcik veya Spikül : Renk kürenin üst kısımlarında gözlenen bazı çizgisel çıkıntılardır. 2.3 Gezegenler ve Uydular Gezegenlere ilişkin çeşitli özellikler Çizelge 2.2 de verilmiştir. Gök kürenin kuzey kutbundan bakıldığında Yer'in ve Ay'ın kendi ekseni etrafında dönüşü de, Yer ve gezegenlerin Güneş etrafında dönüşü de saat yönünün tersine (batıdan doğuya) dır. İçten dışa doğru gezegenleri ele alırsak; Çizelge 2.2. Gezegenlerin bazı özellikleri (Sagan,1975 den). Gezegen Uzaklık ( 10 6 km) Merkür 57.9 Venüs 108.2 Yer 150.0 Mars 227.9 Astroid. 420.0 Jüpiter 778.3 Satürn 1,427.0 Uranüs 2,869.6 Neptün 4,496.6 Plüton 5,900.0 (*) g-yer günü; y-yer yılı Yörünge Peryodu (*) 88.0 g 224.7 g 365.3 g 687.0 g 11.9 y 29.5 y 84.0 y 164.8 y 247.7 y Ekvator Çapı (km) 4,880 12,104 12,756 6,787 142,800 120,000 51,800 49,500 2,700 Atmosfer CO2 O,N CO2,Ar H,He H,He H,He,Metan H,He,Metan? r su=1 5.4 5.2 5.5 3.9 1.3 0.7 1.2 1.7 1.5 Merkür: Yerküre'den sonra en büyük ortalama yoğunluğa sahiptir (5,400 kg.m-3). Çok az olmakla birlikte yeri andırır bir manyetik alanın varlığı nedeniyle 1,800 km yarı çapında bir sıvı çekirdeğinin var olduğu sanılmaktadır. Yoğunluğa dayalı hesaplar 640 km kalınlıkta silikat esaslı bir "manto" ya işaret eder. Yüzeyde sıcaklık 430-170 0C arasında değişir; yüzeyi Ay yüzeyine benzer bir görünüştedir. En büyük krater 1,300 km çapında olup çevreleyen kayaçlar 2 km yüksekliğindedir. Venüs : Birçok özelliği yerküreye benzer, sadece ekseni etrafında dönmesi ters ve 243 gündür. Yer e en yakın gezegen olan Venüs'e 15 in üzerinde uzay aracı gönderilmiştir. Oldukça düz olan yüzeyi CO2 bulutları ile kaplı olup yüzeydeki basınç yerkürenin 95 katıdır. Yoğun CO2 den oluşan bir atmosferi vardır. Sera etkisi nedeniyle, yüzey sıcaklığı 480 0C civarında olup bu bazı saf metallerin 2.7
(Pb) erime sıcaklığına yakındır. 100 km den kalın olan Venüs atmosferinde hızı 100 m.s-1 ye çıkan rüzgarların varlığı saptanmıştır. Atmosferi kendisinden çok daha hızlı, 4-6 günde bir devir yapmaktadır (!). Ay: (Burada incelenmesi gereken Yerküre ileride ayrıntılı olarak ele alınacağından Güneş'e aynı uzaklıkta olan Ay konu edilmiştir). Yer'e ortalama 384,000 km uzak olan bu tek uydumuzun yarıçapı 1,738 km dir. Kütlesi 1/81.3 yer kütlesi, ortalama yoğunluğu 3,340 kg.m-3 dür (yerin alt kabuğunun yoğunluğu kadar). Ay'da çekim 1/6 yerçekimine eşittir. Ay, Yer yörüngesi ile 5.20 açı yapan bir yörüngede döner. Kendi ekseni ve Yer etrafında dönüşü eşit olup 27.3 gündür. Belki yerin gel git etkisine bağlanabilirse de bunun nedeni henüz tam olarak açıklanamamıştır. Yer-Ay sisteminin ağırlık noktası yerin merkezinden 4,700 km uzak olup Yerküre'nin içinde kalmaktadır. Gezegen sistemimizdeki uyduların içinde en büyük kütle Ay'ındır. Ayın atmosferi -zayıf çekim kuvveti nedeniyle- bulunmadığından göktaşları bazen 40 m.sn-1 den büyük hızlarla ay yüzeyine çarpar ve çok büyük alanlara yayılan kraterler oluşur. 1 ile 240 km arasında çeşitli çaplara sahip kraterlerin çevresindeki halkanın yüksekliği bazen 1,500 m olabilir. Bazı kraterlerde içeriden dışarıya doğru ışınsal uzanımlar gözlenir. Bu kraterlerin bazıları da muhtemelen volkanik etkinliklerin sonucu oluşmuştur. Aydaki en yüksek dağ yaklaşık 7,500 m olarak ölçülmüştür. Aydan getirilen kayaç örnekleri yerkürede Anortozit, Norit ve Bazalt olarak bildiğimiz kayaçlara benzer. Anortozit türü kayaçlar CaAl2Si2O5 bileşimde olup aydaki en yaşlı kayaçlardır ve Ay'ın yaklaşık 400 km kalınlığındaki kabuğunu oluşturur. Norit türündekiler K, Ba, U, Th ve P elementleri bakımından zengindir. Piroksen, Plajyoklas ve Olivin daha çok gözlenen minerallerdir. Eldeki petrolojik bilgilere göre aydaki volkanik aktivite -ya da gök cismi içindeki farklılaşmayaklaşık 3 milyar yıl önce durmuş olmalıdır. Radyometrik tayinlerden en yaşlı kayaç 4.6 milyar yıl, en genci 3.1 milyar yıl bulunmuştur. Kraterlerin üzerinden geçen uyduların ay çekimindeki artış nedeni ile gösterdiği yörünge sapmalarından bazı kraterlerin (ay denizleri) altında gömülü büyük yoğunluğa sahip kütleler (İng.; mascon ) olduğu anlaşılmıştır. Ay yüzeyine yerleştirilen sismografların algıladığı deprem kayıt örnekleri Şekil 2.4 de görülmektedir. Bunların görünüşü yeryüzünde gözlenen deprem dalgalarından biraz farklı olup Ay içinde sıvı çekirdeğin olmadığını -veya çok küçük olduğunu- yansıtır. Ay depremlerinin büyüklükleri 1.3-0.5 Richter'dir (Yer üzerinde 5 den büyükler yıkıcı etki yapar). Şekil 2.4. Ay depremi kayıt örneği 2.8
Aydaki deprem etkinliğinde 13.6 ve 206 günlük 2 temel tekrarlama periyodu gözlenmiştir. Bunlardan birincisi yarım ay gününe eşit olup Yer'e en yakın ve en uzak noktaya, ikincisi ise güneş etrafındaki yörüngede Ay ın Yerküre'ye göre en yakın olma periyoduna eşittir. Ay depremlerinin odakları ayın 800-1,000 km derinlerinde -muhtemel bir çekirdek sınırında- yer almaktadır. Ay yüzeyine izdüşümlerini alırsak deprem odakları yaklaşık kuzey güney yönünde 2000 km kadar bir uzanım göstermektedir. Şekil 2.5 de deprem dalgalarının saptanan hızlarına göre ayın katmanlı iç yapısına ilişkin bilgiler özetlenmiştir. Aydan getirilen kayaçlarda az bir kalıcı mıknatıslanma görülmüştür. Ayrıca Apollo 12 nin yörüngedeki ölçümlerine göre Ay'ın oldukça zayıf (10-35 nt) bir manyetik alanı vardır (Yerküre'nin 50,000 nt civarındadır). Manyetik alanın eskiden daha güçlü (»2,000 nt) olduğuna ilişkin göstergeler vardır. Sonett ve diğ. (1971) elektrik iletkenliği açısından ayın tabakalı bir yapısının olduğunu ve yaklaşık 250 km derinlikte çok iletken bir katmanın varlığına ve bu bölgede sıcaklığın 450-900 0C arasında olabileceğine işaret etmektedir. Apollo-15 sonuçlarına göre Langseth (1972) Ay yüzeyinde ısı akısını 35 mw.m-2 hesaplanmıştır (yerkürenin 65-75 mw.m-2 dir). Bütün bu hesaplar 800 km derinlerde sıcaklığın 1,500 0C civarında olduğunu ve en içte -olasılıkla- küçük sıvımsı bir çekirdek bulunması gerektiğini göstermektedir. Yer-Ay sistemi içinde yer günü 100 yılda 2 10-3 s uzamaktadır. Açısal atalet sabit kalması gerektiğinden ay yılda birkaç cm yerden uzaklaşır. Paleozoik zamanda (400 milyon yıl önce) yaşamış gel git olayına bağımlı bazı canlıların fosilleri incelenerek günün o zamanlar 22 saat olduğu ve bir yılda 13 ayın gözlendiği saptanmıştır. Bu hesaba göre Ay 2 milyar yıl önce Yer'e bügünkünün yarısı kadar bir uzaklıktaydı ve bir gün 10 saat bir yılda da 34 ay vardı. Şekil 2.5. Bazı jeofizik özelliklerin Ay katmanları içinde derinlikle değişimi. 2.9
Mars -Merih -: Yaklaşık olarak 3/4 yer yarıçapına eşit olup yoğunluğu, ortalama yer yoğunluğundan azdır. Kayaçlar daha çok Mg, Fe, Si ve Fe-S elemanlarından oluşmuştur. 200 km kalınlığında bir kabuğunun olduğu hesaplanmıştır. Günü yer günü ile aynı olup manyetik alanı yoktur. Bunun anlamı sıvı çekirdeğin olmamasıdır (uzayda dönen sıvı-iletken bir cisimde eddy -girdapakımları oluşur ve bir manyetik alana yol açarlar). Ancak Mars'ın yoğun katı bir çekirdeğinin (3,600 km çapta 6,000 kg.m-3 yoğunlukta FeS) olduğu düşünülmektedir. Fotoğraflar tektonik-volkanik etkinlik izleri göstermektedir. Göktaşı çukurları, ekvator civarında rüzgar-su aşındırmasına benzer kanallar vardır. Uzunluğu birkaç bin km yi bulan kanallar bazen 6-7 km derindir. Kutup bölgeleri buz ile kaplıdır. Atmosferi CO2 den oluşur ve yer basıncının 1/200 ü yüzey basıncına sahiptir. Atmosferinde saatte 270 km hızla gezen toz bulutları gözlenmiştir. Astroidler: Titus-Bode kuramı ile n=3 için 2.8 astronomik birim uzaklıktadır. 2,000 i tanımlı 100,000 den fazla kütlelerden oluşur ve en büyüğü 955 km çapında Ceres'dir. Bu küçük gök cisimlerinin %80 i karbonatlı kondrit türü göktaşlarına benzer. Jüpiter: Bütün gezegenlerin en büyüğü dış gezegenlerin ilki olan Jüpiter yer hacminin 1,300 katı olmakla birlikte yer kütlesinin ancak 318 katı kütleye sahiptir. Ortalama yoğunluğu 1,330 kg.m-3 dir. Üzerinde zamanla yavaş yavaş şekil değiştiren 20,000 km çapında büyük bir kırmızı leke vardır. Günlük dönmesi 9 saat 55 dakika olup çok hızlı dönmesi nedeniyle basık bir gezegendir (ekvatorda 71,400 km, kutupta 67,000 km). 14 uydusu olan Jüpiter'in ayrıca kuvvetli bir manyetik alanı vardır (3-14 Oe) ve Yerküre'ye göre ters yönde kutuplaşmıştır. Yerden yapılan ölçümler Jüpiter'in güneşten aldığı enerjinin yaklaşık iki katını etrafa saçtığını gösterir.»1,000 km kalınlıkta olan atmosferi H, He, Metan, Amonyak ve biraz H2O dan oluşur. Ekvator civarında gözlenen atmosferik şekiller saatte birkaç yüz km hızla hareket etmektedir. Yüzeyinin altında 24,000 km kalınlığında sıvı H vardır. Bununda altında basınç öyle büyür ki H, sıvı metale dönüşür. Merkezinde 10,000 km çapında küçük bir çekirdek vardır. Satürn: Bir günü 10 saat 14 d olup H ve He esaslı atmosferinde maden ve amonyak izleri gözlenir. Etrafında H2O buzu kristallerinden dört halkası vardır. Merkezde 10,000 km yarıçaplı katı bir çekirdek üzerinde yaklaşık 5,000 km kalınlıkta buz tabakası ve en dışta 37,000 km kalınlıkta moleküler H den oluşmuş bir tabaka vardır. Satürn'de Jüpiter gibi Güneş'ten aldığı enerjinin iki katını etrafa saçmaktadır. Yani termo-nükleer reaksiyonlar sonucu kendi içinde enerji üretmektedir. Toplam 15 uydusu vardır. Uranüs: Uzaklığı 19 astronomik birim -AB-, çapı 51,800 km ve ekseni etrafında dönüşü 11 yer günüdür. Gövdesi H-He karışımı olup atmosferinde çok miktarda Metan bulunur. İçinde 8,000 km yarıçaplı bir katı çekirdeğin varlığı kabul edilmektedir. Kendi etrafındaki dönme ekseni yörünge düzlemine çok yakındır (dik değil). Katı parçalardan oluşan bir halkası vardır. Neptün: Uzaklığı yaklaşık 30 AB olup varlığı, önceden yapılan hesaplamalar yolu ile saptanmıştır. Çapı 49,500 km olup atmosferi Uranüs'e benzer. Ekseni etrafındaki dönüşü 16 yer saatidir. Bilinen iki uydusundan Triton 6,000 km çapı ile gezegen sistemimizin hacimce en büyük uydusudur. Plüton: Bu gezegen de hesaplar sonucu keşfedilmiştir. Çapı 2,700 km olup en küçük gezegendir. Kütlesi 1/10 yer kütlesidir. Gezegenin parlaklığı 6.4 yer gününde bir değişir. Yörünge elipsi çok basıktır. 2.10
Şekil 2.6. Güneş ve güneş sistemimizi oluşturan gezegenler. 2.11
2.4 Kuyruklu Yıldızlar ve Göktaşları Güneş sistemimiz içinde 1012-1015 kadar kuyruklu yıldız vardır. En küçüğünün kütlesi 1/106 yer kütlesi kadardır. Yörüngeleri parabolik, eliptik veya hiperboliktir. %70 inin periyodu 100 yıldan azdır. Bir kuyruklu yıldız üç ana bölümden oluşur. 1) Çekirdek: Buz-toz karışımı bir veya birkaç çekirdek birlikte bulunabilir. 2) Baş: Çekirdeği çevreleyen küre veya elipsoid görünümünde, yaklaşık 105 km3 büyüklüğünde bir kütle olup zamanla değişim gösterir. 3) Kuyruk: Güneş rüzgarları nedeni ile kuyruk her zaman güneşten uzaklaşacak yönde uzanır. 50 milyon km kadar uzunları varsa da yoğunluğu çok düşüktür (1/230,000 hava yoğunluğu). Göktaşları (İng.; meteorites ); yer atmosferine 11-72 km.s-1 hızla giren ve çoğu zaman buharlaşarak kaybolan bu uzay taşsılarının sayısı yılda birkaç bindir. Bunlardan bazıları yeryüzüne ulaşabilir. Göktaşlarının büyük bir kısmının Astroid kuşağından geldiği düşünülmektedir. Bugün araştırmacıların elinde 2,000 kadar göktaşı vardır. Ağırlıkları genelde 8-32 kg arasındadır. Büyük göktaşlarının çarpması ile Arizona'daki gibi büyük kraterler oluşur (Şekil 2.7). Göktaşları gezegenler arası ortamdan gelen nadir örnekler olup incelenmesi önemli bilgiler sağlar. Yapılarına göre dört ana grupta toplanırlar. 1) Demir göktaşları (sideritler): Yalnız Fe ve Ni den oluşur. 2) Taşsı -demirli göktaşları (sider olitler): %50 (Fe+Ni) ve %50 SiO2 türü silikattan oluşur. 3) Taşsı göktaşları (kondirit ve akondiritler): (Çizelge 2.3). (Fe+Mg) silikat ve çok az Fe ve Ni vardır 4) Gök kumu (tektikler): 10-30 milyon yıllık camsı küçük maddeler olup bunların hepsinde çok az FeS gözlenmiştir. Radyoaktif yaş tayinleri ilk üçünün yaşını ortalama 4-4.5 milyar yıl vermektedir ( ki Yer ve Ay'daki en eski kayaç yaşı da budur). Göktaşlarının kimyasal bileşimi genel olarak güneş sistemindeki dağılım ile iyi bir uyum göstermektedir. 2.12
Şekil 2.7. Arizona'da Barringer krateri. 150 m derinlikte ve 1250 m çapında olan bu kraterin 49,000 yıl kadar önce 106 ton kütleye sahip bir göktaşının düşmesi sonucu oluştuğu düşünülmektedir (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap971117.html ). Çizelge 2.3. Yer kayaçları ve taşsı göktaşlarının kimyasal bileşimi. SiO2 MgO FeO.Fe2O3 Al2O3 CaO Na2O H2O Diğ. mineraller Volkanik Kayaçlar Derinlik Kayaçları Taşsı Göktaşı 41.9 46.2 7.4 1.1 1.1 0.1 0.5 1.7 44.0 41.1 7.9 2.9 2.4 0.4 1.3 47.0 29.5 15.4 3.1 2.4 1.2 0.3 1.4 2.13
3. YERKÜRE İnsanoğlunun üzerinde yaşadığı ve hakkında en çok bilgi sahibi olduğu gök cismi Yer dir. Yine de Yerküre nin iç yapısına ilişkin bilgilerimiz çok kısıtlıdır. Çizelge 3.1 de yerküreye ait bazı büyüklükler verilmektedir. Yeryüzündeki kayaçların radyoaktif yöntemler ile saptanan en eski -katılaşma- yaşı 4.6 milyar yıl civarındadır. Bilinen en eski tek hücreli fosil 3.5 milyar yıllıktır. En eski fotosentez bitkisinin yaşı ise 2.2 milyar yıldır. İlk omurgasız canlı 0.6 milyar yıl önce Prekambrien sonu Kambrien başında ortaya çıkmıştır. İlk iskeletli balıklar 0.35 milyar yıl, ilk sürüngenler 0.25 milyar yıl, ilk kuş fosilleri ise 0.15 milyar yıl yaşlıdır. Memeli fosilleri ise ilk olarak ancak 70 milyon sene önceleri görülmektedir. Yerküre, atmosferi ve okyanusları ile, karmaşık biyosferi ile silisyumca zengin tortul, magmatik ve metamorfik kayaçlardan oluşan kabuğu ile, bunun altında yer alan magnezyum silikat bileşimli manto ve demirce zengin çekirdek ile; kutuplarında buz ile kaplı geniş alanları, çölleri, ormanları, tundra, tatlı su gölleri, kömür ve petrol yatakları ile evrende farklı ve seçkin bir gezegendir. Çizelge 3.1. Yerküreye ilişkin bazı büyüklükler. 29.77 km.s-1 7.29 10-5 rd/sn 6,371 km 1/298.25 1.083 1021 m3 5,517 kg/m3 5.973 1024 kg 5.1 1015 ton 1.4 1018 ton %71 Okyanus, %29 Karalar 0.623 km 3.8km 9.78032 m.s-2 75 mw/m2 Yörünge hızı Açısal hız (w) Ort. Yarıçap Basıklık Hacmi Ort. Yoğunluk Kütlesi Atmosferin Kütlesi Okyanusların kütlesi Alan Ort. Kara yüksekliği Ort. Okyanus derinliği Ekvatorda yerçekimi Ort. Isı Akısı 3.1 Yer in Katmanlı Yapısının Oluşumu Başlangıçta tekdüze olan yer kütlesinin değişik dönemlerde ayrışıma uğrayarak bugün ki katmanlı iç yapısına kavuştuğu kabul edilir. Yerküre 4.6 milyar yıl önce muhtemelen ayrışmamış bir konglomera görünümündeydi. O zamanlar soğuk olan kütle zamanla ısınarak bu katmanlaşmanın günümüze kadar devam etmesine neden oldu. Günümüzde, Yerküre nin ısınmasını açıklayan şu üç kuram vardır; 1) Kütle artması kuramı; Yere düşen kozmik göktaşı parçacıklarının enerjisi ısı enerjisine dönüşür. Isının bir kısmı uzaya kaçar, geri kalan kütlenin ısınmasına yarar (Şekil 3.1a). 2) Gravitasyon ile sıkışma; Çekim ile ana kütlede bir sıkışma olur ve hacmi küçülür. Zamanla bu enerji birikimi ısıya dönüşür. Eriyen elementler ayrılmaya başlar (Şekil 3.1 b). 3.1
(a) (b) (c) Şekil 3.1. Yerin ısınmasına ilişkin kuramlar. 3) Radyoaktif parçalanma; U, Th ve radyoaktif K atomların parçalanması sonucu ısı açığa çıkar (1,000 kg kayada 1 gr radyoaktif madde vardır). Biriken ısı ergimeye ve katmanlaşmaya yol açar. Ancak bu işlem oldukça uzun sürer (Şekil 3.1 c). Sonuçta bu nedenlerden biri ya da hepsi sonucunda başlayan ısı yükselmesi ile demir ergimeye başlar. İlk ergimelerin 400-800 km derinde başladığı düşünülmektedir (Şekil 3.2). Soğuk ve katı iç kısma karşı yüzeyde yaklaşık 1,000 km kalınlığında sıvı bir mağmanın özellikle radyoaktif ısınma ile ortaya çıktığına ilişkin teoriler de vardır. Merkeze doğru bu sıvı demir çökmesi çok büyük gravitasyon enerjisinin açığa çıkmasına ve onun da bir kısmının ısıya dönüşmesine ve belki de büyük sarsıntılara yol açmıştır. 2,000 0C a kadar yükselen sıcaklık diğer kayaçlarında erimesine neden olmuştur. Yer içinin ısınması ve ayrışımından sonra, ısı, dolaşım ve iletim yolu ile içeriden dışarıya kaçmaya başlanmıştır. Eğer bir kıyas gerekirse diğer gezegenlerden Mars, Yer'den kütlece küçük olup demir ayrışımı henüz başlamamıştır, çünkü henüz ısı yeterli değildir. Venüs ise Yer'in kütlesine yakın kütlede olup, demir ergimiş ve farklılaşma -büyük olasılıkla- devam etmektedir. (a) (b) (c) Şekil 3.2. Ergiyen demirce zengin maddenin derine batması. 3.2 Kayaçlar Katı yerkürenin dıştaki katmanlarını oluşturan kayaçlar "mineral " olarak bilinen çeşitli kristallerden oluşur. Mineraller doğal kimyasal bileşikler olup atomlar belirli geometrik düzenler ile (kübik, hekzagonal, tetraedrik v.b.) birbirine bağlıdır (Şekil 3.3a). Yeryüzünde gözlenen kayaçları oluşturan minerallerin içinde en yaygın rastlanan grub "Silikatlar " dır. Bu grubun en yaygın türü de 3.2
tetraedrik bir düzende yerleşen SiO4 dür (Şekil 3.3b). Bu yapı, köşelerindeki "O" atomlarının çeşitli zincirleme bağlanması ile piroksen, amfibol gibi çok farklı silikat minerallerini oluşturur. Al ve (K, Na, Ca) dan birinin de belli oranlarda katılması ile silikatların en yaygın türü feldspatlar oluşur (Şekil 3.4). Bunların dışında daha derinlerde daha yaygın olarak bulunduğu düşünülen Olivin (Mg2SiO4, Fe2SiO4), Ojit Ca(Mg,Fe)Si2O6 ve Eklojit gibi bir çok mineral vardır. Yeryüzünde gözlenen kayaçlar üç ana grupta toplanabilir. 1) Mağmatik kayaçlar: Yerin derinliklerinde ergimiş maddenin doğrudan katılaşıp kristalleşmesi (mineraller) ile oluşur. Silikat mineralleri genelde %70-45 arasındadır. Ancak yüzeyde veya yerkabuğunun daha derinlerinde katılaşmasına bağlı olarak çeşitli bileşimler oluşur ve buna göre; Derinlik taşları : Granit - Diorit - Gabro - Siyenit Çok Ü Kuvars (SiO 2 ) Þ Az Yüzey taşları : Riyolit - Andezit - Bazalt - Trakit gibi isimler alır. Bu kayaçların bünyelerinde çeşitli soğuma çatlakları veya lav katmanları olabilir. (a) (b) Şekil 3.3. a) Kübik sistemde sodyum klorür, b) Tedraedrik sistemde silikat kristalinin şematik yapısı. Şekil 3.4. Feldspatlar. 3.3
2) Tortul kayaçlar : Önce erozyon diyebileceğimiz meteorolojik ve kimyasal etkilerle aşınma, ayrışma, taşınma; sonra da çökelme ve sıkışma işlemleri sonucunda oluşurlar. Bünyelerinde inceli kalınlıklı farklı türden kayaç katmanları bulunabilir. Uzun jeolojik devirler boyunca tektonik olaylar sonucu kırılır, bükülür, hatta ters dönebilir. Tortul kayaçların içeriğine göre aldığı bazı isimler şunlardır, Kuvars.................. Arkoz...............Feldspat Kumtaşı Silt........... Grovak Kireçtaşı.................... Şeyl Kalsit..................Marn....................Kil Bunların dışında Konglomera, Çört ve Evaporitler vardır. 3) Başkalaşım - metamorfik - kayaçları : Daha önce oluşmuş bir kayacın yüksek ısı (T) ve basınç (P) altında yeniden kristalleşmesi ile ortaya çıkarlar sıcaklık ve basınca ilişkin fiziko-kimyasal çok ayrıntılı kurallar vardır. Şistosite denilen çok ince katmanlaşma gösterirler. Kuvars ve mika en yaygın minerallerdir. 3.3 Yerin Katmanları Bugün basit olarak bir sıralama yapacak olursak Yerküre dıştan içe doğru Çizelge 3.2 de görülen küresel katmanlara ayrılır. Çizelge 3.2. Yer in katmanları. Manyetosfer İyonosfer Atmosfer Biosfer Hidrosfer Litosfer Astenosfer Üst Manto Alt Manto Dış Çekirdek İç Çekirdek 400,000 km 100-1,500 km 0-26 km 1-2 km 3-4 km 30-100 km»? 50-150 km 700 km 2,200 km 2,080 km 1,390 km 18 5.3 10 kg 1.0 1015 kg 1.4 1021 kg 1.7 1022 kg (toplam) 4.1 1024 kg (toplam) 1.9 1024 kg Yerin manyetik alanı İyonize parçacıklar Azot, Oksijen,... Hayat, Yeryüzü Su, Denizler Yerkabuğu (7-70 km) Fe, Mg, SiO2 Fe, Ni Fe, Ni Atmosfer ve İyonosfer Yerküre nin etrafını çeviren çeşitli yoğunluktaki gaz iyonlarından oluşan iyonosferin katmanları Şekil 3.5 de görülmektedir. Atmosferin toplam kütlesi 5.3 1018 kg dır. Kimyasal olaylar genellikle "Kemosfer" denen 20-120 km yüksekteki zon da olur. Gerekli enerji hep güneşten alınır. Kemosfer içinde devamlı olarak Ozon ve O oluşur ancak bu tepkimenin olması için mor ötesi güneş ışıması gereklidir. Bu ortamda CO2 bulunursa bu denge bozulur. Son yıllarda Ozon tabakasında incelme insanlık için biyolojik dengeyi bozacak önemli bir tehlike oluşturmaktadır. 3.4
Şekil 3.5. Atmosfer ve İyonosfer'in yapısı. Bir elektronun yerin manyetik alanı dışına çıkması imkansız olup elektron ancak spinler titreşim ve dönme- çizerek manyetik alan içinde hareket eder. Yerin manyetik alanı dışarı kaçmak isteyen bütün yüklü parçacıklar için güzel bir koruyucudur. Güneşten gelen yüklü parçacıklar ise yerin manyetik alanına etkir ve manyetik alan çizgileri sıkışır veya gevşer. Böylece hareketli bir ortam içindeki yüklü parçacıkların hareketi iyonosferde, atmosfer içinde ve yeryüzünde çeşitli elektrik akımlar oluşturur. Yeryüzüne en yakın kat Atmosfer içinde bulunan gazlar N2 (%78), O2 (%21), Ar (%0.9), CO2, Ne, He, Kr, Xe, H2, CH4 (Metan), NO ve O3 olup ayrıca eser (»%1) miktarda H2O (Buhar), SO2 ve N2O de bulunur. Yerkabuğu Yer katmanlarının en iyi bilinen kısmı olup kalınlığı 7 ile 70 km arasında değişir, ortalama olarak 33 km olduğu kabul edilir. Yerküre üzerinde yapılmış en derin sondajlar bile yerin ancak üst 10 km sinden bilgi sağlanmaktadır. Daha derin bilgiler yerbilimlerinin birçok ayrı disiplinlerinden dolaylı olarak edinilmiştir. Litosferin üst kısmını oluşturan yerkabuğu daha çok silisli kayaçlardan 3.5
oluşur (Çizelge 3.3, Şekil 3.6). Ortalama kayaç yoğunluğu 2,600-3,000 kg.m-3 dür. Kabuk tabanında basıncın 900 MPa a ulaştığı hesaplanmıştır (1 bar =100 kpa). Kabuk kendi içinde genellikle üst ve alt (veya granitik-bazaltik) olarak iki kat'a ayrılır. Bu katlar tam yatay olmayıp çeşitli coğrafik bölgelerde oldukça karmaşıktır. Okyanuslarda granitik kabuk yoktur ve kabuk incedir. Kabuk tabanı bir çok kimyasal ve fiziksel özelliğin değiştiği bir katman olup jeofizikte " Moho " süreksizliği olarak bilinir. Sıcaklık 500-700 0C dir. Çizelge 3.3. Kıtasal ve okyanusal kabuğun kimyasal bileşimi. SiO2 TiO2 Al2O3 Fe2O3 FeO MnO MgO CaO Na2O K2O Kıtasal ( %) 61.9 0.8 15.6 2.6 3.9 0.1 3.1 5.7 3.1 2.9 Okyanusal ( %) 49.2 1.4 15.8 2.2 7.2 0.16 8.5 11.1 2.7 0.26 (Sutton 1971 den) 3.6
Şekil 3.6. Yerkabuğunun şematik yapısı. Manto Kendi içinde önce iki katmana ayrılır. Üst manto hemen kabuk tabanında 33 km den başlar 700 km derinlere kadar devam eder. Bunun da üstteki 200 km si daha çok olivin-piroksen türü ultramafik kayaçlardan oluşur. 200-700 km arasındaki bölümü ise olivin ve piroksen ile aynı kimyasal bileşimde ancak farklı kristal yapısında eklojit türü daha yoğun kayaçlardır. Kabuk tabanında 3,300 kg.m-3 olan kayaç yoğunluğu 700 km derinlerde 4,300 kg.m-3 e kadar artar, basınç ise 900 MPa dan 26,000 MPa a kadar yükselmiş olmalıdır. Üst manto'nun üstü ile yerkabuğu, ortamın sıcaklığına bağlı bazı etkileşimler nedeni ile kalınlığı 150 km kadar bir katı Litosfer ve onun altında yumuşak akıcı Astenosfer katmanlarını oluşturur. Alt manto ise 700-2,900 km derinlikler arasındaki kısım olup (MgO) ve (FeO) asıllı yoğun kristallerden oluşmalıdır. Yoğunluğun 4,300-5,500 kg.m-3, basıncın 135,000 MPa civarında olduğu hesaplanmaktadır, Şekil 3.7. Üst mantonun kimyasal olarak genel bileşimi SiO2 (%45) - MgO (%37) - FeO (%8) - Al2O3 (%3.5) - CaO (%3) - Fe2O3 - Na2O ve K2O dir. 3.7
Şekil 3.7. Yerküre'nin iç katmanları. Çekirdek Yerin çekirdeğinin çapı 3486 km olup yeryüzünden yaklaşık 2900 km derinde başlamaktadır. 5150 km derinlere kadar "dış çekirdek " adı verilen jeofizik ölçümlere göre sıvılaşmış özellik gösteren bir katman vardır. Bileşimi "Fe + Ni + az Silikat " dan oluşur. Basıncın dış çekirdek tabanında 334,000 MPa a çıktığı ve ortalama yoğunluğun 11,000 kg.m-3 olduğu düşünülmektedir. 5150 ile 6371 km derinlikler arasındaki iç çekirdeğin ise 370,000 MPa a kadar çıkan basınç ve 13,200 kg.m-3 yoğunlukta katı halde "Fe + Ni " karışımı olduğu sanılmaktadır. Yerin manyetik alanı sıvımsı dış çekirdek sınırında indüklenen girdap akımlarından kaynaklanır. 3.4 Kayaçların Yaşı Yerküre'yi özellikle yerkabuğunu oluşturan kayaçlar arasındaki ilişkiyi anlayabilmek ve jeolojik olayları doğru yorumlayabilmek için kayaç türlerinin oluştuğu zamanın iyi saptanması gerekir. Ayrıca belli bir kayacın ya da bir bölgenin bugünkü durumunu kazanıncaya kadar geçirdiği evrimin araştırılması da bir açıdan jeolojik zamanlama sorunudur. Jeolojide " bağıl " ve " mutlak " olarak iki ayrı zaman ölçeği kullanılır. En yaygın olan bağıl zaman ölçeğinde kayaç birimlerinin birbirlerine kıyasla ne kadar genç ve yaşlı olduğu belirlenir. Deniz veya göllerde çökelerek oluşmuş tortul kayaçların yaşları, jeolojik geçmişte belirli dönemlerde yaşayan canlılardan kalmış fosiller, alttaki katmanların yaşlı üsttekilerin genç olması veya kırılma, bükülme gibi tektonik olaylar izlenerek saptanır. Yerkabuğunun aşağı kısımlarından ergimiş mağma olarak yükselen, bazen volkanik bazaltlar biçiminde yüzeye ulaşan, bazen de yüzeye ulaşmadan yer katmanları arasında örneğin granit plutonu biçiminde katılaşan derinlik kayaçlarının yaşları ise, kesip parçaladıkları veya kendilerini sonradan kesen kayaçların yaşına kıyasla saptanır. Yerküre ölçeğinde çok ayrıntılı incelenmiş ve iyi saptanmış bu " bağıl " jeolojik devirler Çizelge 3.4 de basitleştirilmiş olarak verilmiştir. Kayaçların bağıl yaşlarının bilinmesi çoğu kez yeterli olmakla birlikte, bazı durumlarda kayaçların mutlak yaşları gerekli olmaktadır. Mutlak yaş denince ilke olarak ergimiş mağmadan katı kayacın oluştuğu zaman anlaşılmalıdır. Mutlak yaş yöntemleri, başlangıçta var olan radyoaktif elementten günümüze kadar geçen zaman boyunca belli bir miktar izotopunun ortaya çıkmasına dayanır ve bu bilim dalı " Jeokronoloji " adı ile bilinir. Doğadaki radyoaktif elementler başkalaşım sırasında "alfa, beta,, gamma ", ışınları yayar. Bunlardan alfa, He atomu çekirdeğine eşdeğer olup iki proton ve iki nötrondan oluşmuştur. Beta ışınları yüksek hızla fırlatılmış elektronlardır. Gamma ışınları ise elektromanyetik dalga özelliği taşır. Radyoaktif elementlerin kararsız atom çekirdekleri alfa, beta veya gamma ışını yayarak sürekli parçalanırlar ve çekirdek yapıları değişir. Örneğin Uranyum238 den, a ışıması (He) ile Toryum234 U238 92 proton Þ Th234 90 proton 146 nötron Þ 2 proton 2 nötron (a ışını) 144 nötron biçiminde ortaya çıkar. Daha sonra Toryum da parçalanarak yeni bir element oluşturur. Bu iş radyoaktif olmayan bir element türeyinceye kadar sürer. 3.8
Bu parçalanma sırasında atomların sayısında ortaya çıkan azalma atomların miktarı N ile orantılı olup (-dn/dt = ln) biçiminde ifade edilebilir. l söz konusu elementin parçalanma sabitidir. Bu bağıntının iki tarafının entegralini alır T dn = l dt ò N0 N 0 ò N (3.1) ve gerekli işlemleri yaparsak N = N0 e- lt (3.2) bulunur. N0, başlangıçtaki atom miktarını, N ise t zamanı sonundaki miktarı gösterir. Radyoaktif elementin miktarının yarıya inmesi için geçecek zamana o elementin "Yarı Ömrü" adı verilir ve (3.2) de N/N0 = 0.5 yazarak t0.5 = 0.693 / l (3.3) elde edilir. Çizelge 3.4. Jeolojik devirler. Dönem KUVATERNER SENOZOYİK MEZOZOYİK PALEOZOYİK PREKAMBRİYEN Alt dönem Holosen Pleistosen Pliyosen Miyosen Oligosen Eosen Paleosen Kretase Jura Triyas Permiyen Karbonifer Devonyen Silüryen Ordovisyen Kambriyen Proterozoyik Arkeen Hadean Yıl ( 10 6) 0.011-0 1.8-0.011 5-1.8 24-5 34-24 55-34 65-55 144-65 206-144 248-206 290-248 354-290 417-354 443-417 490-443 543-490 2,500-543 3,800-2,500»4,600-3,800 Buz çağı, Modern insan Maymun ve İnsan? Çimenler - İlk Atlar DİNAZORLARIN SONU* Çiçekli bitkiler Kuşlar İlk memeliler Böcekler Kömür Büyük balıklar İlkel balık, Trilobit TORTUL KAYAÇLAR İlkel bitki ve hayvanlar Katı kayaç başlangıcı (*) Kretase - Paleosen sınırında derin deniz killerinde çok miktarda bulunan İridyum olayın sebebinin gezegenler arası ortamdan gelen bir cismin, örneğin 10 km çapında bir astroid çarpması olduğuna işaret etmektedir. 3.9