Meteorit

Vikipedi, özgür ansiklopedi
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[değiştir | kaynağı değiştir]

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]

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Murnpeowie meteoriti, parmak izlerine benzeyen regmagliptlere sahip bir demir meteoritidir.
Marília meteoriti, 1971'de Brezilya'nın Marília kentine düşen bir kondrit H4.
Taşsı demir pallasit olan Esquel meteoritinin kesilmiş ve cilalanmış bir dilimi. Sarı-yeşil olivin kristalleri demir-nikel matrisiyle kaplanmıştır.

Çoğu meteorit, kondritler ve akondritler olarak sınıflandırılan taşsı meteoritlerdir. Meteoritlerin sadece yaklaşık %6'sı demir meteoritler veya taş ve metal karışımı olan taşsı-demir (pallasit) meteoritlerdir. Meteoritlerin modern sınıflandırması karmaşıktır. Krot ve diğerlerinin (2007) gözden geçirme makalesi, modern meteorit sınıflandırmasını özetler.[16]

Meteoritlerin yaklaşık %86'sı, içerdikleri küçük, yuvarlak taneciklere adını veren kondritlerdir.[17][18][19] Bu tanecikler ya da kondrüller, çoğunlukla uzayda serbestçe hareket ederken erimiş gibi görünen silikat minerallerinden oluşur. Bazı kondrit türleri, amino asitler ve güneş öncesi tanecikler de dahil olmak üzere az miktarda organik madde içerir. Kondritler genellikle yaklaşık 4,55 milyar yıl yaşındadır ve hiçbir zaman büyük cisimlere dönüşmeyen asteroit kuşağından gelen malzemenin sonucu olarak düşünülür. Kuyruklu yıldızlar gibi kondritik asteroitler de Güneş Sistemi'ndeki en eski ve ilkel malzemelerden bazılarıdır. Kondritler genellikle "gezegenlerin yapı taşları" olarak kabul edilir.

Meteoritlerin yaklaşık %8'i akondritlerdir (yani kondrül içermezler) ve bunların bir kısmı karasal magmatik kayaçlara benzer. Çoğu akondrit aynı zamanda eski kayalardır ve farklılaşmış gezegenimsi cisimlerin kabuk malzemesini temsil ettiği düşünülür. Akondritlerin büyük bir ailesi (HED meteoritleri), Vesta Ailesi'nin ana cisminden kaynaklanmış olabilir, fakat bu iddia tartışmalıdır.[20][21] Diğerleri tanımlanmamış asteroitlerden gelmektedir. Akondritlerin iki küçük grubu özeldir, çünkü daha gençlerdir ve asteroit kuşağından gelmiyor gibi görünmektedir. Bu gruplardan biri Ay'dan geliyor ve Apollo ve Luna programlarıyla Dünya'ya getirilen kayaçlara benzerler. Diğer grup ise neredeyse kesinlikle Mars'tan gelir ve insanlar tarafından diğer gezegenlerden elde edilen tek malzemeyi oluşturur.

Düşüşü gözlenen meteoritlerin yaklaşık %5'i, kamasit ve/veya taenit gibi demir-nikel alaşımlarından oluşan demir meteoritlerdir. Çoğu demir meteoritin, bir zamanlar erimiş olan gezegenimsilerin çekirdeklerinden geldiği düşünülmektedir. Dünya'da olduğu gibi daha yoğun metal, silikat malzemeden ayrılarak gezegenimsi cismin merkezine doğru çöker ve çekirdeğini oluşturur. Gezegenimsi cisim katılaştıktan sonra, başka bir gezegenimsi cisimle çarpışarak parçalanır. Özellikle Antarktika gibi düşen meteorik malzemenin çoğunun elde edildiği toplanma bölgelerinde demir meteoritlerinin bolluğunun düşük olması sebebiyle, demir meteoritlerinin düşme oranının %5'ten daha düşük olma olasılığı mümkündür. Bu, bir fark etme yanlılığıyla açıklanabilir; sıradan kişilerin metal kütlesini diğer meteorit türlerine göre fark etmeleri ve ortaya çıkarma olasılıkları daha yüksektir. Antarktika'daki toplam buluntulara göre demir meteoritlerin bolluğu %0,4'tür.[22][23]

Taşsı-demir meteoritler geriye kalan %1'i oluşturur. Bunlar, demir-nikel metal ile silikat minerallerinin karışımıdır. Pallasitler adı verilen bir türün, demir meteoritlerinin kaynaklandığı çekirdek bölgelerinin üzerindeki sınır bölgesinde oluştuğu düşünülmektedir. Taşsı-demir meteoritlerin diğer önemli türü ise mesosideritlerdir.

Tektitlerin (Yunanca tektos erimiş anlamına gelir) kendileri meteorit değildir, fakat çoğu bilim insanına göre Dünya'nın yüzeyine büyük meteoritlerin çarpması sonucu oluşan birkaç santimetre boyutundaki doğal cam nesnelerdir. Birkaç araştırmacı tektitlerin Ay'dan volkanik püskürme yoluyla geldiğini savunmuş olsa da, bu teori son birkaç on yılda büyük ölçüde destek kaybetmiştir.

Sıklık[değiştir | kaynağı değiştir]

Batı Sahra'dan LL6 türü bir taşsı meteorit, "Al Mahbes".

Herhangi bir günde Dünya'ya çarpan en büyük meteoritin çapı muhtemelen 40 santimetre (16 inç) civarında, herhangi bir yılda yaklaşık dört metre (13 ft) ve herhangi bir yüzyılda yaklaşık 20 m (66 ft) olacaktır. Bu istatistikler aşağıdaki yöntemle elde edilir:

Dünya'nın en az beş santimetre (2,0 inç) ile yaklaşık 300 metre (980 fit) aralığındaki bir göktaşıyla karşılaşma oranı aşağıdaki kuvvet-yasası dağılımına uyar:

burada N (>D), bir yıl içinde D metre çapında Dünya'ya çarpması beklenen nesnelerin sayısıdır.[24] Bu, yerden ve uzaydan görülen parlak göktaşlarına ilişkin gözlemlerle, Dünya'ya yakın asteroit araştırmalarına dayanır. Çapı 300 m (980 ft) üzerinde olanlarda tahmin edilen oran biraz daha yüksektir ve her birkaç milyon yılda bir (bir teraton TNT eşdeğeri) 2 km (1,2 mi) çapındaki bir asteroit, kuvvet-yasası kestirim tahmininin öngördüğünden yaklaşık 10 kat daha sık bir şekilde Dünya'ya çarpar.

Kimya[değiştir | kaynağı değiştir]

Mart 2015'te NASA'dan bilim insanları, dış uzay koşulları altındaki laboratuvarda, meteoritlerde bulunan pirimidin gibi başlangıç kimyasalları kullanılarak, DNA ve RNA içinde bulunan urasil, sitozin ve timin gibi karmaşık organik bileşiklerin oluşturulduğunu bildirdiler. Pirimidin ve polisiklik aromatik hidrokarbonlar (PAH'lar) bilim insanlarına göre, kırmızı dev yıldızlarda veya yıldızlararası toz ve gaz bulutlarında oluşmuş olabilir.[25]

Ocak 2018'de araştırmacılar, Dünya'da bulunan 4,5 milyar yıllık meteoritlerin sıvı su ile birlikte yaşam için gerekli olan prebiyotik kompleks organik maddeleri de içerdiğini buldu.[26][27]

Kasım 2019'da bilim insanları, riboz da dahil olmak üzere göktaşlarında ilk kez şeker moleküllerini tespit ettiklerini bildirdiler. Bu da asteroitlerdeki kimyasal süreçlerin yaşam için temel olan bazı organik bileşikler üretebileceğini önermekte ve Dünya'daki DNA tabanlı bir yaşam kökeninden önce bir RNA dünyası fikrini desteklemektedir.[28][29]

Nisan 2022'de bir Japon grubu, karbon açısından zengin meteoritlerin içinde adenin (A), timin (T), guanin (G), sitozin (C) ve urasil (U) bulduklarını bildirdi. Bu bileşikler, Dünya'daki tüm yaşamın genetik kodu olan DNA ve RNA'nın yapı taşlarıdır. Bu bileşikler ayrıca dış uzay koşullarını taklit eden laboratuvar ortamlarında da kendiliğinden oluşmuştur.[30][31]

Aşınma[değiştir | kaynağı değiştir]

Çoğu meteorit, Güneş Sistemi'nin erken dönemlerine tarihlenir ve Dünya'daki en eski mevcut malzemelerdir. Bir meteoritin yaşadığı değişiklik derecesini ölçmek için su, tuz, oksijen vb. nedenlerle oluşan karasal aşınma etkisinin analizi kullanılır. Antarktika ve çöllerden alınan örnekler üzerinde çeşitli niteliksel aşınma etkisi indeksleri uygulanmıştır.[32]

En yaygın olarak kullanılan aşınma etkisi ölçeği sıradan kondritler için kullanılır ve W0 (bozulmamış durum) ile W6 (yoğun değişiklik) arasında değişir.

Fosil meteoritler[değiştir | kaynağı değiştir]

"Fosil" meteoritler bazen jeologlar tarafından keşfedilir. Bunlar uzak bir geçmişte Dünya'ya düşen, mineralojik ve jeokimyasal çalışmalar yoluyla tanınabilecek kadar tortul yataklarında korunmuş olan yüksek derecede aşınmış meteorit kalıntılarını temsil ederler. İsveç'teki Thorsberg kireç taşı ocağında, Ordovisiyen döneminden yaklaşık yüz adetten fazla sayıda "fosil" meteorit ortaya çıkarılmıştır. Çoğunluğu aşırı aşınma etkisine maruz kalmış L-kondritlerdir ve petrografik bir mikroskop altında hala orijinal meteoriti andırır, fakat orijinal malzemenin yerini neredeyse tamamen karasal ikincil mineralizasyon almıştır. Dünya dışı kökenini göstermek için izotop analizi ile kalıntı spinel taneleri kullanılmıştır. Bu, mineral meteoritlerde yaygın bir şekilde bulunur, suda çözünmez ve karasal aşınma etkisi ortamında kimyasal olarak değişmeden kalabilir. Bilim insanları, Rusya ve Çin'de de bulunan bu meteoritlerin hepsinin aynı kökenden, Jüpiter ile Mars arasında meydana gelen bir çarpışmadan kaynaklandığına inanırlar.[33][34][35][36] Bu "fosil" meteoritlerden biri olan Österplana 065, artık Dünya'ya düşmediği anlamında "soyu tükenmiş" ve ana cisminin Dünya'ya yakın cisimler rezervuarından tamamen tükendiği ayrı bir göktaşı türünü temsil ediyor gibi görünüyor.[37]


Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ McSween, Harry (1999). Meteorites and their parent planets (2. 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, 5 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi, 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. 15 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Aralık 2006. 
  6. ^ "Meteoritical Bulletin". 22 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  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.; Ripley, E. M.; Hart, R. J. (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 13 Ocak 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Lpi.usra.edu (11 Nisan 1964). 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  13. ^ Fall of the Menziswyl stone 13 Ocak 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Lpi.usra.edu (29 Temmuz 2006). 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  14. ^ The Temperature of Meteorites 27 Nisan 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. articles.adsabs.harvard.edu (Şubat 1934). 28 Mayıs 2014 tarihinde erişilmiştir.
  15. ^ Norton, O. Richard; Chitwood, Lawrence (25 Mayıs 2008). Field Guide to Meteors and Meteorites (İngilizce). Springer Science & Business Media. s. 184. ISBN 978-1-84800-157-2. 
  16. ^ Krot, A.N.; Keil, K.; Scott, E.R.D.; Goodrich, C.A.; Weisberg, M.K. (2007). "1.05 Classification of Meteorites". Holland, Heinrich D.; Turekian, Karl K. (Ed.). Treatise on Geochemistry. 1. Elsevier Ltd. ss. 83-128. doi:10.1016/B0-08-043751-6/01062-8. ISBN 978-0-08-043751-4. 
  17. ^ Meteoritical Bulletin Database 29 Haziran 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Lpi.usra.edu (1 Ocak 2011). 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  18. ^ The NHM Catalogue of Meteorites 30 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Internt.nhm.ac.uk. 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  19. ^ MetBase 3 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Metbase.de. 17 Aralık 2011 tarihinde erişilmiştir.
  20. ^ "Dawn's Targets – Vesta and Ceres". Nasa.gov. 12 Temmuz 2011. 5 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Mayıs 2013. 
  21. ^ Wasson, John T. (2013). "Vesta and extensively melted asteroids: Why HED meteorites are probably not from Vesta". Earth and Planetary Science Letters. 381: 138-146. Bibcode:2013E&PSL.381..138W. doi:10.1016/j.epsl.2013.09.002. 
  22. ^ "Meteoritical Bulletin: Antarctic Iron Meteorites". 29 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ekim 2023. 
  23. ^ "Meteoritical Bulletin: All Antarctic Meteorites". 23 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ekim 2023. 
  24. ^ Brown, Peter; Spalding, Richard E.; ReVelle, Douglas O.; Tagliaferri, Edward; Worden, Simon P. (21 Eylül 2002). "The flux of small near-Earth objects colliding with the Earth". Nature. 420 (6913): 294-296. Bibcode:2002Natur.420..294B. doi:10.1038/nature01238. PMID 12447433. 
  25. ^ Marlaire, Ruth (3 Mart 2015). "NASA Ames Reproduces the Building Blocks of Life in Laboratory". NASA. 5 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mart 2015. 
  26. ^ Lawrence Berkeley National laboratory Staff (10 Ocak 2018). "Ingredients for life revealed in meteorites that fell to Earth – Study, based in part at Berkeley Lab, also suggests dwarf planet in asteroid belt may be a source of rich organic matter". American Association for the Advancement of Science. 8 Aralık 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ocak 2018. 
  27. ^ Chan, Queenie H. S. (10 Ocak 2018). "Organic matter in extraterrestrial water-bearing salt crystals". Science Advances. 4 (1, eaao3521): eaao3521. doi:10.1126/sciadv.aao3521. PMC 5770164 $2. PMID 29349297. 
  28. ^ Steigerwald, Bill; Jones, Nancy; Furukawa, Yoshihiro (18 Kasım 2019). "First Detection of Sugars in Meteorites Gives Clues to Origin of Life". NASA. 15 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Kasım 2019. 
  29. ^ Furukawa, Yoshihiro (18 Kasım 2019). "Extraterrestrial ribose and other sugars in primitive meteorites". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 116 (49): 24440-24445. Bibcode:2019PNAS..11624440F. doi:10.1073/pnas.1907169116. PMC 6900709 $2. PMID 31740594. 
  30. ^ Oba, Yasuhiro (26 Nisan 2022). "Identifying the wide diversity of extraterrestrial purine and pyrimidine nucleobases in carbonaceous meteorites". Nature Communications. 13 (2008): 2008. Bibcode:2022NatCo..13.2008O. doi:10.1038/s41467-022-29612-x. PMC 9042847 $2. PMID 35473908. 
  31. ^ "These meteorites contain all of the building blocks of DNA" 15 Ağustos 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., LiveScience, 28 Nisan 2022
  32. ^ P. A. Bland, M. E. Zolensky, G. K. Benedix, M. A. Sephton. "Weathering of Chondritic Meteorites 20 Ekim 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi."
  33. ^ Heck, Philipp (12 Kasım 2014). "Fossil Meteorites Arrive at The Field Museum". Field Museum of Natural History. 4 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Mart 2022. 
  34. ^ Muller, Thomas. "A rain of L-Chondrites in the Thorsberg quarry at Kinnekulle, southern Sweden". CiteSeerX 10.1.1.492.9937 $2. 
  35. ^ "Fossil Meteorites". meteorites.fieldmuseum.org. Field Museum. 27 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2022. 
  36. ^ Boehnlein, David (29 Kasım 2017). "The story of the fossil meteorites". Astronomy.com. Astronomy Magazine. 27 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2022. 
  37. ^ Schmitz, B.; Yin, Q. -Z; Sanborn, M.E.; Tassinari, M.; Caplan, C.E.; Huss, G.R. (14 Haziran 2016). "A new type of solar-system material recovered from Ordovician marine limestone". Nature Communications. Cilt 7. s. 11851. Bibcode:2016NatCo...711851S. doi:10.1038/ncomms11851. PMC 4911632 $2. PMID 27299793. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]