HED meteoriti

Vikipedi, özgür ansiklopedi
HED meteoriti
— Klan —
HED meteoritleri: NWA 2698 (howardit), Millbillillie (ökrit), Bilanga (diyojenit)
TipTaşsı
SınıfAkondrit
Alt gruplar
Ana cisimVesta
QUE 94200, howardit

HED meteoritleri, akondrit meteoritlerin bir alt grubu olan bir klanı temsil eder. HED, "howardit–eukrit–diyojenit" kelimelerinin baş harflerinden oluşur. Bu akondritler, farklılaşmış bir ana cisimden gelmiş ve Dünya'da bulunan magmatik kayaçlardan çok da farklı olmayan yoğun bir volkanik süreç geçirmişlerdir. Bu nedenle Dünya'daki magmatik kayaçlara çok benzerler.[1]

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

HED meteoritleri genellikle şu şekilde ayrılır:

Ökritler, bazaltik bileşimli volkanik veya volkan altı (subvolcanic) kayaçlardır. Temel olarak piroksen ve plajiyoklazın küçük kristallerinden oluşurlar. Diyojenitler de piroksen ve plajiyoklazdan oluşur, bazıları ise olivin içerir. Bu kristallerin boyutu, ökrit kristallerinden önemli ölçüde daha büyüktür. Howarditler, bazen birkaç karbonlu kondrül ile birlikte, ökritler ve diyojenitlerin parçalarından oluşan breşlerdir.

Hem ökritlerin hem de diyojenitlerin birkaç alt grubu bulunmuştur.[2][3]

HED meteoritleri tüm düşme olaylarının yaklaşık %5'ini oluşturur,[4] bu da tüm akondritlerin yaklaşık %60'ına denk gelir.[5]

Köken[değiştir | kaynağı değiştir]

Vesta asteroiti
Ökritlerin en ünlü temsilcisi Millbillillie

Bileşimleri ne olursa olsun, tüm bu meteorit türlerinin Vesta asteroitinin kabuğundan kaynaklandığı düşünülmektedir.[6][7] Bu teoriye göre bileşimdeki farklılıklar, Vesta'nın jeolojik tarihinde farklı anlarda fırlatılmış olmalarından kaynaklanır. Bu meteoritlerin kristalleşme yaşları, radyoizotop oranlarına göre 4,43 ile 4,55 milyar yıl arasında belirlenmiştir. HED meteoritleri, ana asteroitlerinin kabuğundaki volkanik süreçlerle oluşturulan farklılaşmış meteoritlerdir.

Vesta'dan Dünya'ya ulaşma yönteminin aşağıdaki gibi olduğu düşünülmektedir:[8]

  1. Vesta üzerinde meydana gelen bir çarpma etkisi enkaz parçalarının fırlatılmasına neden oldu ve bu küçük (10 kilometre (6,2 mi) çapında veya daha küçük) V-tipi asteroitleri oluşturdu. Asteroit parçaları ya bu şekilde fırlatıldı, ya da daha küçük enkaz parçalarından oluştu. Bu küçük asteroitlerden bazıları Vesta ailesini oluştururken diğerleri ise biraz daha uzaklara saçıldı.[9] Bu olayın yaklaşık 1 milyar yıl önce meydana geldiği düşünülmektedir.[10] Vesta'nın güney yarımküresinin büyük bir bölümünü kaplayan dev bir çarpma krateri bulunmaktadır ve bu krater, bu etkinin meydana geldiği düşünülen en iyi adaydır. Oradan kazınan kaya miktarı, bilinen tüm V tipi asteroitleri açıklamaya yetecek miktardan kat kat fazladır.
  2. Daha uzakta bulunan bazı asteroit kalıntıları, 3:1 Kirkwood boşluğunda sonlandı. Burası, Jüpiter'in güçlü tedirginlik etkisi nedeniyle istikrarsız bir bölgedir ve buraya ulaşan asteroitler yaklaşık 100 milyon yıl içinde çok farklı yörüngelere atılır. Bu cisimlerden bazıları, Dünya'nın yörüngesine yakın 3551 Verenia, 3908 Nyx veya 4055 Magellan gibi küçük V-tipi asteroitleri oluşturur.
  3. Dünya'ya yakın cisimler üzerindeki daha küçük çarpışmalar kaya büyüklüğünde meteoritleri fırlattı ve bazıları daha sonra Dünya'ya çarptı. Kozmik ışın maruziyeti ölçümlerine dayanarak, çoğu HED meteoritinin bu türden farklı etki olaylarından kaynaklandığı ve Dünya'ya çarpmadan önce uzayda yaklaşık 6 milyon ila 73 milyon yıl geçirdiği düşünülmektedir.[11]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "All about Meteorites". 12 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ekim 2023. 
  2. ^ Delaney, J. S.; Prinz, M.; Takeda, H. (1984). "The polymict eucrites". Lunar and Planetary Science Conference Proceedings: 251. 
  3. ^ Beck, A. W.; McSween, H. Y. (2010). "Diogenites as polymict breccias composed of orthopyroxenite and harzburgite". Meteoritics and Planetary Science. 45 (5): 850-872. Bibcode:2010M&PS...45..850B. doi:10.1111/j.1945-5100.2010.01061.x. 
  4. ^ "Meteoritical Bulletin Database". 4 Kasım 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  5. ^ Lindstrom, Marilyn M.; Score, Roberta. "Populations, Pairing and Rare Meteorites in the U.S. Antarctic Meteorite Collection". NASA Johnson Space Center. 4 Aralık 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  6. ^ McSween, H. Y.; R. P. Binzel; M. C. De Sanctis; E. Ammannito; T. H. Prettyman; A. W. Beck; V. Reddy; L. Le Corre; M. J. Gaffey; T. B. McCord; C. A. Raymond; C. T. Russell; the Dawn Science Team (27 Kasım 2013). "Dawn; the Vesta-HED connection; and the geologic context for eucrite, diogenites, and howardites". Meteoritics & Planetary Science. 48 (11): 2090-21-4. Bibcode:2013M&PS...48.2090M. doi:10.1111/maps.12108. 
  7. ^ Kelley, M. S. (2003). "Quantified mineralogical evidence for a common origin of 1929 Kollaa with 4 Vesta and the HED meteorites". Icarus. 165 (1): 215-218. Bibcode:2003Icar..165..215K. doi:10.1016/S0019-1035(03)00149-0. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ekim 2023. 
  8. ^ Drake, Michael J. (2001). "The eucrite/Vesta story". Meteoritics and Planetary Science. 36 (4): 501-513. Bibcode:2001M&PS...36..501D. doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. 
  9. ^ Binzel, R. P.; Xu, S. (1993). "Chips off of [sic] asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites". Science. 260 (5105): 186-191. Bibcode:1993Sci...260..186B. doi:10.1126/science.260.5105.186. PMID 17807177. 
  10. ^ Binzel, R. P. (1997). "Geologic Mapping of Vesta from 1994 Hubble Space Telescope Images". Icarus. 128 (1): 95-103. Bibcode:1997Icar..128...95B. doi:10.1006/icar.1997.5734. 
  11. ^ Eugster, O.; Michel, Th. (1995). "Common asteroid break-up events of eucrites, diogenites, and howardites, and cosmic-ray production rates for noble gases in achondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta. 59 (1): 177-199. Bibcode:1995GeCoA..59..177E. doi:10.1016/0016-7037(94)00327-I. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=HED_meteoriti&oldid=31688412" sayfasından alınmıştır