İçeriğe atla

Meteorit: Revizyonlar arasındaki fark

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
CRea80 (mesaj | katkılar)
Devriyeler
23.315 değişiklik
kDeğişiklik özeti yok
CRea80 (mesaj | katkılar)
Devriyeler
23.315 değişiklik
+ Düşüş fenomenleri
5. satır: 5. satır:
Atmosferden geçişi gözlemlenip [[Çarpma olayları|Dünya yüzeyine çarptıktan sonra]] ortaya çıkarılan meteoritlere [[meteorit düşüşleri]] adı verilir. Diğerleri ise [[Meteorit buluntusu|meteorit buluntuları]] olarak adlandırılır. Meteoritler geleneksel olarak üç geniş kategoriye ayrılmıştır: Büyük ölçüde [[silikat|silikat mineralleri]]nden oluşan kayaçlar olan [[taşsı meteorit]]ler; büyük ölçüde ferronikel içeren [[demir meteorit]]ler ve büyük miktarlarda hem metal hem de kayaç malzeme içeren [[taşsı-demir meteorit]]ler. Modern [[meteorit sınıflandırması|sınıflandırma]] şemaları meteoritleri yapılarına, kimyasal ve izotopik bileşimlerine ve mineralojisine göre gruplara ayırır. ~1 mm çapında olan "meteoritler" [[mikrometeorit]]ler olarak sınıflandırılır, fakat mikrometeoritler genellikle atmosferden geçerken tamamen erir ve sönümlenmiş damlacıklar olarak Dünya'ya düşerler. [[Ay]]'da ve [[Mars]]'ta Dünya dışı meteoritler bulunmuştur.<ref name="McSween1976"/><ref name="Rubin"/><ref name="JPL"/>
Atmosferden geçişi gözlemlenip [[Çarpma olayları|Dünya yüzeyine çarptıktan sonra]] ortaya çıkarılan meteoritlere [[meteorit düşüşleri]] adı verilir. Diğerleri ise [[Meteorit buluntusu|meteorit buluntuları]] olarak adlandırılır. Meteoritler geleneksel olarak üç geniş kategoriye ayrılmıştır: Büyük ölçüde [[silikat|silikat mineralleri]]nden oluşan kayaçlar olan [[taşsı meteorit]]ler; büyük ölçüde ferronikel içeren [[demir meteorit]]ler ve büyük miktarlarda hem metal hem de kayaç malzeme içeren [[taşsı-demir meteorit]]ler. Modern [[meteorit sınıflandırması|sınıflandırma]] şemaları meteoritleri yapılarına, kimyasal ve izotopik bileşimlerine ve mineralojisine göre gruplara ayırır. ~1 mm çapında olan "meteoritler" [[mikrometeorit]]ler olarak sınıflandırılır, fakat mikrometeoritler genellikle atmosferden geçerken tamamen erir ve sönümlenmiş damlacıklar olarak Dünya'ya düşerler. [[Ay]]'da ve [[Mars]]'ta Dünya dışı meteoritler bulunmuştur.<ref name="McSween1976"/><ref name="Rubin"/><ref name="JPL"/>


⚫
<!--
== Düşüş fenomenleri ==
== Düşüş fenomenleri ==
{{ayrıca bakınız|Atmosfere giriş|Meteorit düşüşü}}
{{ayrıca bakınız|Atmosfere giriş|Meteorit düşüşü}}
Çoğu meteoroit, Dünya atmosferine girdiğinde parçalanır. Genellikle yılda beş ila on tane düşüş gözlemlenir ve daha sonra bulunup bilim insanlarına duyurulur.<ref name="usra"/> Çok az meteorit büyük [[çarpma krateri|çarpma kraterleri]] yaratacak kadar büyüktür. Bunun yerine [[terminal hızı]]yla yüzeye ulaşırlar ve en fazla küçük bir çukur oluştururlar.
[[Dosya:Oriented Taza Meteorite.jpg|küçükresim|sağ|Atmosferik ablasyonun etkilerini gösteren NWA 859 demir meteoriti]]
[[Dosya:Novato Meteorite Impact Pit.jpg|küçükresim|sağ|61,9 gramlık [[Novato meteoriti]]nin 17 Ekim 2012'de bir evin çatısına çarptığında oluşturduğu darbe oyuğu.]]


Büyük meteoroitler, [[kurtulma hızı]]nın önemli bir kısmıyla Dünya'ya çarpabilir ve yüksek hızlı bir çarpma krateri oluşturabilirler. Kraterin türü, meteoritin boyutuna, bileşimine, parçalanma derecesine ve giriş açısına bağlı olacaktır. Bu tür çarpışmaların gücü geniş çaplı bir yıkıma neden olabilecek potansiyele sahiptir.<ref name="Chapman"/><ref name="impacteffects"/> Dünya üzerinde en sık görülen yüksek hızlı krater olayları, atmosferi neredeyse zarar görmeden geçebilen demir meteoritlerinden kaynaklanmaktadır. Demir meteoroitler tarafından oluşturulan kraterlere örnek olarak, [[Meteor Crater|Barringer Meteor Krateri]], [[Odessa Meteor Krateri]], [[Wabar kraterleri]] ve [[Wolfe Creek krateri]] gösterilebilir. Bu kraterlerin hepsi demir meteoritlerle ilişkilendirilmiştir. Buna karşılık, milyonlarca ton ağırlığa ulaşabilen görece olarak büyük taşsı veya buzlu cisimler, küçük [[kuyruklu yıldız]]lar veya [[asteroit]]ler bile atmosferde parçalanır ve çarpma kraterleri oluşturmazlar.<ref name="Bland"/> Bu tür parçalanma olayları nadir olsa da önemli bir şok dalgasına neden olabilirler, ünlü [[Tunguska Olayı]] muhtemelen böyle bir olayın sonucudur. Yüzlerce metre çapa ve on milyonlarca [[ton]] veya daha fazla ağırlığa sahip olan çok büyük taşsı cisimler yüzeye ulaşarak büyük kraterler oluşturabilirler, fakat çok nadirdirler. Bu tür olaylar genellikle o kadar enerjiktir ki çarpan cisim tamamen yok olur ve geride hiç meteorit kalmaz. (Büyük bir çarpma krateri ile ilişkilendirilen ilk taşsı meteorit örneği Güney Afrika'daki [[Morokweng çarpma yapısı]], Mayıs 2006'da bildirilmiştir.)<ref name="Maier"/>

Yüksek hızlı kraterler oluşturacak kadar büyük olmayan ve tanıklar tarafından kaydedilen birkaç iyi belgelenmiş meteorit düşmesi fenomeni bulunmaktadır.<ref name="Sears"/> Meteoroit atmosferden geçerken oluşan ateş topu çok parlak görünebilir, hatta yoğunluğu güneşin parlaklığına bile rakip olabilir, fakat çoğu daha sönüktür ve gündüz saatlerinde fark edilmeyebilir. Sarı, yeşil ve kırmızı dahil olmak üzere çeşitli renkler bildirilmiştir. Nesnenin parçalanması sırasında ani parlamalar ve ışık patlamaları meydana gelebilir. Patlamalar, infilaklar ve gürlemeler genellikle meteorit düşmeleri sırasında sıklıkla duyulur. Bunlar [[sonik patlama]]ların yanı sıra büyük parçalanma olaylarının sonucu olan [[şok dalgası|şok dalgaları]]ndan da kaynaklanabilir. Bu sesler, yüz kilometre veya daha fazla yarıçapa sahip geniş alanlardan duyulabilir. Bazen ıslık ve tıslama sesleri duyulsa da, bunlar pek anlaşılmaz. Ateş topunun geçişini takiben, atmosferde birkaç dakika boyunca kalabilen bir toz izinin olması olağan dışı bir durum değildir.

Meteoroitler [[atmosfere giriş]] sırasında ısındıkça yüzeyleri erir ve aşınır. Bu süreçte çeşitli şekillerde yontulabilirler ve bazen yüzeylerinde "regmaglipt" adı verilen parmak izi benzeri sığ çukur izleri oluşabilir. Eğer meteoroit takla atmadan belirli bir süre boyunca sabit bir yönelimi korursa, konik bir "burun konisi" veya "ısı kalkanı" şekli meydana gelebilir. Yavaşladıkça, sonunda erimiş yüzey tabakası katılaşarak ince bir füzyon kabuğuna dönüşür, ki bu çoğu meteoritte siyahtır (bazı [[akondrit]]lerde, füzyon kabuğu çok açık renkli olabilir). Taşsı meteoritlerde ısıdan etkilenen bölge en fazla birkaç mm derinliğindedir. Termal olarak daha iletken olan demir meteoritlerde, metal yapısı yüzeyin altında {{Convert|1|cm}} derinliğe kadar ısıdan etkilenebilir. Bu konudaki raporlar değişiklik gösterir; bazı meteoritlerin iniş sırasında "dokunulacak kadar sıcak" olduğu bildirilirken, diğerlerinin suyu yoğunlaştırıp buz oluşturacak kadar soğuk olduğu iddia edilmiştir.<ref name="metbull16885"/><ref name="metbull15486"/><ref name="harvard"/>

Atmosferde parçalanan meteoroitler yalnızca birkaç ayrı parçadan, binlerce parçaya kadar değişebilen meteorit yağmurları olarak düşebilirler. Bir meteorit yağmurunun düştüğü bölgeye [[saçılma alanı]] denir. Saçılma alanları genellikle [[elips|eliptik]] şekildedir ve ana ekseni uçuş yönüne paraleldir. Çoğu durumda bir yağmurdaki en büyük meteoritler, saçılma alanının en uzağında bulunur.<ref name="Norton"/>

⚫
<!--
== Sınıflandırma ==
== Sınıflandırma ==
{{Ana|Meteorit sınıflandırması}}
{{Ana|Meteorit sınıflandırması}}
60. satır: 71. satır:


<ref name="JPL">{{Haber kaynağı |başlık=Opportunity Rover Finds an Iron Meteorite on Mars |yayıncı=JPL |tarih=19 Ocak 2005 | url=http://marsrovers.jpl.nasa.gov/newsroom/pressreleases/20050119a.html |erişimtarihi=12 Aralık 2006 }}</ref>
<ref name="JPL">{{Haber kaynağı |başlık=Opportunity Rover Finds an Iron Meteorite on Mars |yayıncı=JPL |tarih=19 Ocak 2005 | url=http://marsrovers.jpl.nasa.gov/newsroom/pressreleases/20050119a.html |erişimtarihi=12 Aralık 2006 }}</ref>

<ref name="usra">{{cite web| url = http://www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php?sea=%2A&sfor=names&ants=&falls=yes&valids=&stype=contains&lrec=50&map=ge&browse=&country=All&srt=year&categ=All&mblist=All&rect=&phot=&snew=0&pnt=Normal%20table&dr=&page=1| title = Meteoritical Bulletin}}</ref>

<ref name="Chapman">{{cite report |first1=Clark R. |last1=Chapman |first2=Daniel D. |last2=Durda |first3=Robert E. |last3=Gold |title=The Comet/Asteroid Impact Hazard: A Systems Approach |year=2001 |url=http://www.internationalspace.com/pdf/NEOwp_Chapman-Durda-Gold.pdf |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304002442/http://www.internationalspace.com/pdf/NEOwp_Chapman-Durda-Gold.pdf |archive-date=4 Mart 2016 |publisher=Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory |via=International Space Consultants}}</ref>

<ref name="impacteffects">[http://www.lpl.arizona.edu/impacteffects/ Make your own impact at the University of Arizona] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100505045106/http://www.lpl.arizona.edu/impacteffects/ |date=5 Mayıs 2010 }}. Lpl.arizona.edu. 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.</ref>

<ref name="Bland">{{cite journal |last1=Bland|first1=P.A. |last2= Artemieva |year=2006 |first2=Natalya A.|title=The rate of small impacts on Earth |journal= Meteoritics and Planetary Science |volume=41 |issue=4 |pages=607–631 |bibcode=2006M&PS...41..607B |doi=10.1111/j.1945-5100.2006.tb00485.x|s2cid=54627116 }}</ref>

<ref name="Maier">{{cite journal |last1=Maier |first1=W.D.
|first2=M. A. G. |last2=Andreoli |first3=I. |last3=McDonald |first4=M. D. |last4=Higgins |first5=A. J.|last5=Boyce |first6=A. |last6=Shukolyukov |first7=G. W. |last7=Lugmair |first8=L. D. |last8=Ashwal |first9=P. |last9=Gräser |title=Discovery of a 25-cm asteroid clast in the giant Morokweng impact crater, South Africa |journal=Nature |volume=441 |pages=203–206|year=2006 |doi=10.1038/nature04751 |pmid=16688173 |issue=7090|bibcode = 2006Natur.441..203M |display-authors=9 |last10=Ripley |first10=E. M. |last11=Hart |first11=R. J. |s2cid=4373614
}}</ref>

<ref name="Sears">{{cite book
|last1=Sears |first1=D. W. |year=1978|title=The Nature and Origin of Meteorites |publisher=Oxford Univ. Press |location=New York |isbn=978-0-85274-374-4}}</ref>

<ref name="metbull16885">[http://www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php?code=16885 Fall of the Muzaffarpur iron meteorite]. Lpi.usra.edu (11 Nisan 1964). 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.</ref>

<ref name="metbull15486">[http://www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php?code=15486 Fall of the Menziswyl stone]. Lpi.usra.edu (29 Temmuz 2006). 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.</ref>

<ref name="harvard">[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1934PA.....42...59W&defaultprint=YES&filetype=.pdf The Temperature of Meteorites]. articles.adsabs.harvard.edu (Şubat 1934). 28 Mayıs 2014 tarihinde erişilmiştir.</ref>

<ref name="Norton">{{Cite book|last1=Norton|first1=O. Richard|url=https://books.google.com/books?id=OMgDhc8d7v4C&q=meteorite+size+distribution+%22strewn+field%22&pg=PA183|title=Field Guide to Meteors and Meteorites|last2=Chitwood|first2=Lawrence|date=2008-05-25|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-1-84800-157-2|page=184|language=en}}</ref>


}}
}}

Sayfanın 19.33, 9 Ekim 2023 tarihindeki hâli

Namibya'daki 60 tonluk, 2,7 m (8,9 ft) uzunluğundaki Hoba meteoriti, bilinen en büyük sağlam kalmış meteorittir.[1]

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. Gökbilimciler 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.[2]

Atmosferden geçişi gözlemlenip Dünya yüzeyine çarptıktan sonra ortaya çıkarılan meteoritlere meteorit düşüşleri adı verilir. Diğerleri ise meteorit buluntuları olarak adlandırılır. Meteoritler geleneksel olarak üç geniş kategoriye ayrılmıştır: Büyük ölçüde silikat minerallerinden oluşan kayaçlar olan taşsı meteoritler; büyük ölçüde ferronikel içeren demir meteoritler ve büyük miktarlarda hem metal hem de kayaç malzeme içeren taşsı-demir meteoritler. Modern sınıflandırma şemaları meteoritleri yapılarına, kimyasal ve izotopik bileşimlerine ve mineralojisine göre gruplara ayırır. ~1 mm çapında olan "meteoritler" mikrometeoritler olarak sınıflandırılır, fakat mikrometeoritler genellikle atmosferden geçerken tamamen erir ve sönümlenmiş damlacıklar olarak Dünya'ya düşerler. Ay'da ve Mars'ta Dünya dışı meteoritler bulunmuştur.[3][4][5]

Düşüş fenomenleri

Ayrıca bakınız: Atmosfere giriş ve Meteorit düşüşü

Çoğu meteoroit, Dünya atmosferine girdiğinde parçalanır. Genellikle yılda beş ila on tane düşüş gözlemlenir ve daha sonra bulunup bilim insanlarına duyurulur.[6] Çok az meteorit büyük çarpma kraterleri yaratacak kadar büyüktür. Bunun yerine terminal hızıyla yüzeye ulaşırlar ve en fazla küçük bir çukur oluştururlar.

Atmosferik ablasyonun etkilerini gösteren NWA 859 demir meteoriti
61,9 gramlık Novato meteoritinin 17 Ekim 2012'de bir evin çatısına çarptığında oluşturduğu darbe oyuğu.

Büyük meteoroitler, kurtulma hızının önemli bir kısmıyla Dünya'ya çarpabilir ve yüksek hızlı bir çarpma krateri oluşturabilirler. Kraterin türü, meteoritin boyutuna, bileşimine, parçalanma derecesine ve giriş açısına bağlı olacaktır. Bu tür çarpışmaların gücü geniş çaplı bir yıkıma neden olabilecek potansiyele sahiptir.[7][8] Dünya üzerinde en sık görülen yüksek hızlı krater olayları, atmosferi neredeyse zarar görmeden geçebilen demir meteoritlerinden kaynaklanmaktadır. Demir meteoroitler tarafından oluşturulan kraterlere örnek olarak, Barringer Meteor Krateri, Odessa Meteor Krateri, Wabar kraterleri ve Wolfe Creek krateri gösterilebilir. Bu kraterlerin hepsi demir meteoritlerle ilişkilendirilmiştir. Buna karşılık, milyonlarca ton ağırlığa ulaşabilen görece olarak büyük taşsı veya buzlu cisimler, küçük kuyruklu yıldızlar veya asteroitler bile atmosferde parçalanır ve çarpma kraterleri oluşturmazlar.[9] Bu tür parçalanma olayları nadir olsa da önemli bir şok dalgasına neden olabilirler, ünlü Tunguska Olayı muhtemelen böyle bir olayın sonucudur. Yüzlerce metre çapa ve on milyonlarca ton veya daha fazla ağırlığa sahip olan çok büyük taşsı cisimler yüzeye ulaşarak büyük kraterler oluşturabilirler, fakat çok nadirdirler. Bu tür olaylar genellikle o kadar enerjiktir ki çarpan cisim tamamen yok olur ve geride hiç meteorit kalmaz. (Büyük bir çarpma krateri ile ilişkilendirilen ilk taşsı meteorit örneği Güney Afrika'daki Morokweng çarpma yapısı, Mayıs 2006'da bildirilmiştir.)[10]

Yüksek hızlı kraterler oluşturacak kadar büyük olmayan ve tanıklar tarafından kaydedilen birkaç iyi belgelenmiş meteorit düşmesi fenomeni bulunmaktadır.[11] Meteoroit atmosferden geçerken oluşan ateş topu çok parlak görünebilir, hatta yoğunluğu güneşin parlaklığına bile rakip olabilir, fakat çoğu daha sönüktür ve gündüz saatlerinde fark edilmeyebilir. Sarı, yeşil ve kırmızı dahil olmak üzere çeşitli renkler bildirilmiştir. Nesnenin parçalanması sırasında ani parlamalar ve ışık patlamaları meydana gelebilir. Patlamalar, infilaklar ve gürlemeler genellikle meteorit düşmeleri sırasında sıklıkla duyulur. Bunlar sonik patlamaların yanı sıra büyük parçalanma olaylarının sonucu olan şok dalgalarından da kaynaklanabilir. Bu sesler, yüz kilometre veya daha fazla yarıçapa sahip geniş alanlardan duyulabilir. Bazen ıslık ve tıslama sesleri duyulsa da, bunlar pek anlaşılmaz. Ateş topunun geçişini takiben, atmosferde birkaç dakika boyunca kalabilen bir toz izinin olması olağan dışı bir durum değildir.

Meteoroitler atmosfere giriş sırasında ısındıkça yüzeyleri erir ve aşınır. Bu süreçte çeşitli şekillerde yontulabilirler ve bazen yüzeylerinde "regmaglipt" adı verilen parmak izi benzeri sığ çukur izleri oluşabilir. Eğer meteoroit takla atmadan belirli bir süre boyunca sabit bir yönelimi korursa, konik bir "burun konisi" veya "ısı kalkanı" şekli meydana gelebilir. Yavaşladıkça, sonunda erimiş yüzey tabakası katılaşarak ince bir füzyon kabuğuna dönüşür, ki bu çoğu meteoritte siyahtır (bazı akondritlerde, füzyon kabuğu çok açık renkli olabilir). Taşsı meteoritlerde ısıdan etkilenen bölge en fazla birkaç mm derinliğindedir. Termal olarak daha iletken olan demir meteoritlerde, metal yapısı yüzeyin altında 1 santimetre (0,39 in) derinliğe kadar ısıdan etkilenebilir. Bu konudaki raporlar değişiklik gösterir; bazı meteoritlerin iniş sırasında "dokunulacak kadar sıcak" olduğu bildirilirken, diğerlerinin suyu yoğunlaştırıp buz oluşturacak kadar soğuk olduğu iddia edilmiştir.[12][13][14]

Atmosferde parçalanan meteoroitler yalnızca birkaç ayrı parçadan, binlerce parçaya kadar değişebilen meteorit yağmurları olarak düşebilirler. Bir meteorit yağmurunun düştüğü bölgeye saçılma alanı denir. Saçılma alanları genellikle eliptik şekildedir ve ana ekseni uçuş yönüne paraleldir. Çoğu durumda bir yağmurdaki en büyük meteoritler, saçılma alanının en uzağında bulunur.[15]


Kaynakça

  1. ^ McSween, Harry (1999). Meteorites and their parent planets (2nd bas.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-58303-9. OCLC 39210190. 
  2. ^ C. Wylie Poag (1 Nisan 1998), "Introduction: What is a Bolide?", The Chesapeake Bay Bolide: Modern Consequences of an Ancient Cataclysm, US Geological Survey, Woods Hole Field Center, erişim tarihi: 16 Eylül 2011 
  3. ^ McSween, Harry Y. Jr. (1976). "A new type of chondritic meteorite found in lunar soil". Earth and Planetary Science Letters. 31 (2): 193-199. Bibcode:1976E&PSL..31..193M. doi:10.1016/0012-821X(76)90211-9. 
  4. ^ Rubin, Alan E. (1997). "The Hadley Rille enstatite chondrite and its agglutinate-like rim: Impact melting during accretion to the Moon". Meteoritics & Planetary Science. 32 (1): 135-141. Bibcode:1997M&PS...32..135R. doi:10.1111/j.1945-5100.1997.tb01248.x. 
  5. ^ "Opportunity Rover Finds an Iron Meteorite on Mars". JPL. 19 Ocak 2005. Erişim tarihi: 12 Aralık 2006. 
  6. ^ "Meteoritical Bulletin". 
  7. ^ Chapman, Clark R.; Durda, Daniel D.; Gold, Robert E. (2001). The Comet/Asteroid Impact Hazard: A Systems Approach (PDF). Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi – International Space Consultants vasıtasıyla. 
  8. ^ Make your own impact at the University of Arizona 5 Mayıs 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Lpl.arizona.edu. 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  9. ^ Bland, P.A.; Artemieva, Natalya A. (2006). "The rate of small impacts on Earth". Meteoritics and Planetary Science. 41 (4): 607–631. Bibcode:2006M&PS...41..607B. doi:10.1111/j.1945-5100.2006.tb00485.x. 
  10. ^ Maier, W.D.; Andreoli, M. A. G.; McDonald, I.; Higgins, M. D.; Boyce, A. J.; Shukolyukov, A.; Lugmair, G. W.; Ashwal, L. D.; Gräser, P.; ve diğerleri. (2006). "Discovery of a 25-cm asteroid clast in the giant Morokweng impact crater, South Africa". Nature. 441 (7090): 203–206. Bibcode:2006Natur.441..203M. doi:10.1038/nature04751. PMID 16688173. 
  11. ^ Sears, D. W. (1978). The Nature and Origin of Meteorites. New York: Oxford Univ. Press. ISBN 978-0-85274-374-4. 
  12. ^ Fall of the Muzaffarpur iron meteorite. Lpi.usra.edu (11 Nisan 1964). 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  13. ^ Fall of the Menziswyl stone. Lpi.usra.edu (29 Temmuz 2006). 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  14. ^ The Temperature of Meteorites. articles.adsabs.harvard.edu (Şubat 1934). 28 Mayıs 2014 tarihinde erişilmiştir.
  15. ^ Norton, O. Richard; Chitwood, Lawrence (2008-05-25). Field Guide to Meteors and Meteorites (İngilizce). Springer Science & Business Media. s. 184. ISBN 978-1-84800-157-2. 

Dış bağlantılar

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Meteorit&oldid=30354178" sayfasından alınmıştır