Uzay aşındırması

Vikipedi, özgür ansiklopedi
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[değiştir | kaynağı değiştir]

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[değiştir | kaynağı değiştir]

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[değiştir | kaynağı değiştir]

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[değiştir | kaynağı değiştir]

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[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

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

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  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[değiştir | kaynağı değiştir]

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Uzay_aşındırması&oldid=32772903" sayfasından alınmıştır