Selenoloji

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
Smithsonian Institution'ın Kıdemli Bilim Adamı Tom Watters, Ay'ın son jeolojik etkinliği hakkında konuşuyor.
Jeolojik özellikleri gösteren ve Galileo uzay aracı tarafından çekilen Ay'ın sahte renkli görüntüsü. NASA fotoğrafı
Farklı renk filtreleri kullanarak aynı görüntü

Selenoloji (İngilizce selenology) Ay'ı inceleyen bilim dalına denir. Ay'ın yapısı, Dünya'nınkinden apayrıdır. Ay'ın hatırı sayılır bir atmosferi olmadığından hava durumu ve dolayısıyla ondan kaynaklanacak bir erozyon görülmez; Ay'ın levha tektoniği yoktur ve kütle çekimi, Dünya'nınkinden azdır. Küçük boyutlarından dolayı daha çabuk soğumuştur. Yüzeyinin karmaşık morfolojisi farklı süreçlerin kombinasyonuyla, bilhassa çarpma kraterleri ve volkanizmayla meydana gelmiştir. Ay farklılaşmış bir cisim olup kabuk, manto ve çekirdekten meydana gelir.

Ay hakkındaki jeolojik çalışmalar Dünya tabanlı teleskop gözlemleri, yörüngesindeki uzay araçlarının ölçümleri, Ay örnekleri ve jeofizik verilerin birleşimine dayanmaktadır. 1960'ların sonu ve 1970'lerin başında Apollo misyonları gibi Sovyet Luna programının çeşitli misyonları, birkaç yerden nümune alarak yaklaşık 380 kilogram Ay kayacı ve toprak Dünya'ya getirdi. Ay, bilinen jeolojik bağlamla örneklere sahip olduğumuz tek dünya dışı cisimdir. Dünya'da Ay'dan geldikleri kraterleri bilinmeyen bir avuç Ay meteorunun varlığı fark edilmiştir. Ay yüzeyinin önemli bir bölümü keşfedilmemiş olup bir dizi jeolojik soru cevapsız kalmaktadır.

Elementsel bileşimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay yüzeyi üzerinde mevcut olduğu bilinen elementlerin arasında, oksijen (O), silisyum (Si), demir (Fe), magnezyum (Mg), kalsiyum (Ca), alüminyum (Al), mangan (Mn) ve titanyum (Ti) bulunmaktadır. Daha bol mevcut olanlar arasında oksijen, demir ve silisyum bulunmaktadır. Oksijen içeriğinin (ağırlık olarak) %45 olduğu tahmin edilmektedir. Karbon (C) ve azot (N), sadece eser miktarlarda Güneş rüzgârı tarafından oraya getirmesiyle gelmiş gibi görünmektedir.

Lunar Prospector'den gelen nötron spektrometresi verileri, kutuplarda konsantre hidrojen (H) varlığını göstermektedir.[1]

Oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'ın görünen yüzü

Uzun bir süre için Ay'ın geçmişine ilişkin temel soru kökeni oldu. Erken hipotezler Dünya'dan kopma, yakalanma ve eş birikimi içermekteydi. Bugün, dev darbe hipotezi bilim camiasının büyük kısmı tarafından kabul edilir.

Jeolojik tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay kabuğundaki uçurumlar, Ay'ın jeolojik yakın geçmişinde küresel olarak küçüldüğünü ve bugün hâlâ büzüldüğünü gösterir.

Ay'ın jeolojik geçmişi kamerî jeolojik zaman cetveli denilen altı ana dönemde tanımlanmıştır. Yaklaşık 4,5 milyar yıl önce[2] yeni şekillenmiş olan Ay erimiş durumda ve Dünya'ya çok daha yakın yörüngede olduğundan gelgit güçlerinin etkisindeydi.[3] Bu gelgit kuvvetleri, ana ekseni Dünya'ya doğru dönmüş hâldeki erimiş bu cismi bir elips şeklinde deforme etti.

Ay'ın jeolojik evriminde ilk önemli olay, neredeyse küresel magma okyanusunun kristalleşmesi oldu. Derinliğinin ne kadar olduğu kesin olarak bilinmiyor, fakat bâzı çalışmalar yaklaşık 500 km veya daha büyük bir derinliği ima eder. Bu okyanusta oluşan ilk mineraller, demir ve magnezyumun silikatleri olan olivin ve piroksen idi. Bu mineraller çevrelerindeki erimiş malzemeden daha yoğun olduğu için battı. Kristalleşme yaklaşık %75 tamamlandıktan sonra daha az yoğun anortositik plajiyoklaz feldspat kristalleşti ve yüzmeye başlayarak yaklaşık 50 km kalınlığında anortositik bir kabuk oluştururdu. Magma okyanusunun çoğunluğu, sona kalan yüksek derecede uyumsuz ve ısı üreten, KREEP açısından zengin magmaların birkaç yüz milyon (ya da belki 1 milyar) yıl boyunca kısmen ergimiş durumda kalmış olmasına rağmen hızlı bir şekilde (yaklaşık 100 milyon yıl veya daha kısa sürede) kristalize oldu. Bu magma okyanusunda KREEP açısından zengin magmaların sonunda tektonik olarak eşsiz jeolojik bir bölge olup artık Procellarum KREEP Arazisi olarak bilinen Oceanus Procellarum bölgesi ve Imbrium havzasında konsantre oldukları anlaşılmaktadır.

Ay'a Apollo 17 misyonu sırasında Shorty Krateri'nin keşfi. Bu, bir jeolog (Harrison Schmitt) içeren tek Apollo misyonu oldu. NASA fotoğrafı

Kamerî kabuk oluştuktan kısa bir müddet sonra, hatta oluşmaya devam ederken Mg-suite noritler ve troktolitlere[4] sebep olabilecek muhtelif magma türleri oluşmaya başlamasına rağmen bunun olduğu derinlikler kesin olarak bilinmemektedir. Son teoriler, kökenleri halen bilim dünyasında oldukça tartışılmalı da olsa bu magmaların büyük ölçüde Procellarum KREEP Arazisi bölgesiyle sınırlı ve genetik olarak bir şekilde Mg-suite plütonizmiyle ilişkili olduğunu göstermektedir. Mg-suite kayaçlarının en eskilerinin kristalleşme yaşları 3,85 Gy civarındadır. Fakat kabuğun derinliklerine kazabilecek son büyük çarpış (Imbrium havzası) da 3,85 Gy önce meydana geldi. Böylece Mg-suite plütonik etkinliği çok daha uzun bir süre devam etmesi ve genç plütonik kayaçların yüzeyin altında büyük derinliklerde bulunması muhtemel görünüyor.

Ay numunelerinin analizi, Ay çarpma havzalarının önemli bir yüzdesinin çok kısa bir süre içinde, yaklaşık 4 ve 3,85 Gy önce meydana geldiğini ima eder gibi görünüyor. Bu hipotez, Ay Felaketi veya Geç Dönem Ağır Bombardıman olarak adlandırılır. Fakat şimdi Imbrium darbe havzasından (Ay'daki en genç büyük çarpma havzalarından biri) Apollo iniş yerlerinin hepsinde ejektadan bulunması gerektiği kabul edilmektedir. Bu yüzden bâzı darbe havzaları için (özellikle Mare Nectaris) yanlışlıkla Imbrium'la aynı yaşın verilmiş olması mümkündür.

Ay denizleri (maria) antik akan bazalt patlamalarını göstermektedir. Karasal lavlara göre bunlar, demirce daha zengin olup düşük viskozitelere sahiptirler ve bazıları da bir titanyum açısından zengin olan ilmenitin yüksek derecede arttırılmış şeklini ihtiva eder. Bazı deniz örnekleri 4,2 Gy kadarken ve (krater sayma yöntemine dayalı olarak) en gençleri sadece 1 milyar yıl önce patlak verdiğine inanılırken bazaltik patlamaların büyük çoğunluğu, yaklaşık 3 ila 3,5 Gy önce meydana geldi. Denizlerin volkanizmasıyla birlikte yanardağdan yüzlerce kilometre uzağa erimiş bazalt malzemeleri taşıyan piroklastik patlamalar başladı. Denizlerin büyük bir kısmı, Ay'ın yakın yüzüyle ilişkili düşük yüksekliklerdeki çarpma havzalarını oluşturdu veya içlerine aktı. Fakat Oceanus Procellarum herhangi bir darbe yapısıyla uyuşmaz ve bilinen en aşağı yükseklikler olan ve Ay'ın uzak tarafında bulunan Güney Kutbu-Aitken Havzası da sadece az miktarda denizlerle kaplıdır değildir (daha ayrıntılı bir tartışma için Ay denizlerine bakınız).

Kamerî anomalistik ay boyunca Dünya'nın gelgit değişim stresleri küçük varyasyonlara sebep olsa da meteor ve kuyruklu yıldızların çarpmaları, bugün Ay üzerinde etkili tek ani jeolojik kuvvetlerdir.[5] Ay stratigrafisinde kullanılan en önemli kraterlerden bazıları bu yeni devride şekillenmiştir. Mesela 3,76 km derinlik ve 93 km çapındaki Copernicus kraterinin (tartışmalı olsa da) yaklaşık 900 milyon yıl önce oluştuğu düşünülmektedir. Apollo 17 misyonu, Tycho kraterinden gelen malzemeleri örneklenmiş olabileceği bir alana indi. Yine tartışmalı olmasına rağmen bu kayaçlar üzerinde yapılan çalışmalar, kraterin 100 milyon yıl önce oluşmuş olabileceğine işaret ediyor. Yüzey yüksek enerjili parçacıklar, Güneş rüzgârı implantasyonu ve mikrometeorit etkilerinden dolayı uzay ayrışması yaşadı. Bu süreç, genç kraterlerle ilişkili ışın sistemlerinin çevrenin yüzey aklığı ile uyuşana kadar kararmasına sebep olur. Fakat hüzmenin bileşimi (bir "yayla" hüzmesi deniz üzerine geldiği zaman oluşabileceği gibi) altında yatan kabuk malzemelerinden farklı ise, hüzme çok daha uzun zaman görülebilir.

1990'larda Ay'ın keşifine devam edilmesiyle Ay küresi etrafında Ay'ın soğumasıyla meydana gelmiş uçurumların varlığı keşfedildi.[6]

Strata ve devirler[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'ın stratigrafik dizisinin tepesinde ışınlı çarpma kraterleri bulunabilir. Böyle genç kraterler Kopernik birimine aittir. Altında ışın sistemi olmayan, fakat daha ziyade gelişmiş krateri morfolojisi olan kraterler bulunabilir. Bu Eratosthenes birimidir. İki genç stratigrafik birim, Ay'da krater büyüklüğündeki noktalarda bulunabilir. Bunların altında iki uzanan tabakalar bulunabilir: (daha önce Procellarian birimi olarak tanımlanan) deniz (İng. mare) birimleri ve İmbrium havzası ile ilgili ejekta ve tektonik birimler (İmbriyum birimleri). Başka bir darbe havzası ile ilgili birim Nektar birimi olup Nektar Havzası civarında tanımlıdır. Kamerî stratigrafik dizinin dibinde eski krater ovalarından müteşekkil Nektar öncesi birim bulunabilir. Merkür'ün tabakalanması Ay'a çok benzer.

Ay manzarası[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay manzarası çarpma kraterleri, ejektaları, birkaç volkan, tepeler, lav akıntıları ve magma ile dolmuş depresyonlar ile karakterize edilir.

Dünya'dan çekilmiş dolunayın bir fotoğrafı

Yaylalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'ın en belirgin yönü parlak ve karanlık bölgeleri arasındaki kontrast farkıdır. Aydınlık yüzeyler Ay'ın yaylaları olup terrae (Latince Dünya'dan, tekili terra) adını alırken koyu ovalara maria (Latince deniz, tekili mare) adı verilir; her iki ismi de 17. yüzyılda Johannes Kepler kullanmaya başlamıştır. Denizler bazaltlıyken yaylaların bileşimi anortositiktir. Denizler sık sık, "ovalar"a denk gelirken ovaların daima denizler kapsamında olmadığına dikkat etmek önemlidir (mesela Güney Kutbu-Aitken Havzası'ndaki gibi). Yaylalar denizlerden daha eski olup dolayısıyla daha aşırı derecede kraterlidirler.

Denizler[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'da volkanik süreçlerin başlıca ürünleri Ay denizleri şeklinde Dünya'ya bağlı gözlemcilerce bilinmektedir. Bunlar yakın tarafın neredeyse üçte birini kapsayan düşük albedolu yüzeylere karşılık gelen büyük bazalt lavı akışlarıdır. Uzak tarafın sadece yüzde birkaçı mare volkanizmasından etkilendi. Apollo misyonları bunu doğrulamadan önce bile çoğu bilim insanları, lav akışı izleri ve lav tüpleri olarak atfedilen çöküntülerden dolayı denizlerin lav dolu ovalar olduğunu düşünmekteydi.

Mare bazaltlarının yaşları hem doğrudan radyometrik tarihleme ile, hem de krater sayma tekniği ile belirlenmiştir. Krater sayım ile belirlenen genç yaş yaklaşık 1 Gy (1 Gy = 1 milyar yıl) iken en eski radyometrik yaş, yaklaşık 4,2 Gy'dır. Hacimsel olarak çoğu denizler, şimdiden yaklaşık 3 ilâ 3,5 Gy önce oluşmuştur. En eski lavalardan bazıları Ay'ın uzak tarafındaymış gibi görünürken en genç lavlar, Oceanus Procellarum içinde ortaya çıktı. Denizler, etraflarını çevreleyen yaylalara göre daha düşük yoğunlukta çarpma kraterleri olduğundan bariz şekilde daha gençtirler.

Ay - Genç Ay volkanizmasına delil (12 Ekim 2014).
Prinz kraterinin yakınlarındaki volkanik oluklar
Rümker Dağı kompleksi içinde volkanik kubbeler
Letronne krateri içinde kırışıklık sırtları
Rima Ariadaeus bir grabendir. Apollo 10 misyonu sırasında çekilen NASA fotoğrafı.

Mariaların büyük bir kısmı, ya Ay'ın yakın yüzünde alçakta bulunan çarpma havzalarında patlayarak ortaya çıktı, ya da bunların içlerine aktı. Buna rağmen çarpma olayıyla mare volkanizması arasında nedensel bir ilişki olma ihtimali, mare ovalarının içindeki malzemeden çok daha eski (yaklaşık 500 milyon yıl kadar) olduğundan muhtemel değildir. Bunun dışında Ay üzerinde mare volkanizmasının en geniş alanı olan Oceanus Procellarum, bilinen herhangi bir çarpma havzasına karşılık gelmez. Genelde marenin sadece yakın tarafta patlak vermesine gerekçe olarak buradaki kabuğun uzak taraftan daha ince olmasının sebep olduğu ileri sürülmektedir. Kabuk kalınlığı farklılıkları, sonuçta yüzeye ulaşan magmanın miktarını modüle edebilse de bu hipotez, Oceanus Procellarum'dan daha ince bir kabuğa sahip Ay'ın uzak tarafındaki Güney Kutbu-Aitken havzasının yalnızca az miktarda volkanik ürünlerle dolmasını açıklamaz.

Yaylaları da kapsayan, fakat denizlerle ilişkili olan başka bir tür birikintiler, "karanlık manto" birikimleridir. Bu birikintiler çıplak gözle görülemez, fakat teleskoplar veya yörüngedeki uzay araçlarından çekilen görüntülerde görülebilir. Apollo misyonlarından önce bilim insanları, piroklastik patlamalar tarafından üretilen birikintiler olduklarına inanıyordu. Bâzı birikintiler, piroklast fikrini takviye edercesine karanlık ve uzamış kül konileri ile bağlantılı görünmektedir. Piroklastik patlamaların varlığı, sonradan Dünya'da piroklastik patlamalarda bulunanlara benzer cam kürelerin keşfiyle doğrulandı.

Ay bazaltlarının çoğu, yüzeyinde karşılaşılan vakum şartlarında magmadan kaçan gaz kabarcıkları tarafından meydana gelen ve veziküller olarak adlandırılan küçük delikler içerir. Bu kayalardan kaçan gazların ne olduğu kesin olarak bilinmemekle birlikte karbon monoksit adaylardan biridir.

Piroklastik cam örneklerinde yeşil, sarı ve kırmızı renk tonları vardır. Renk farkı, kayanın sahip olduğu titanyum konsantrasyonunu belirtir: yeşil parçacıklarda en düşük konsantrasyonlar (yaklaşık %1), kırmızı parçacıklarda da en yüksek konsantrasyonları (en yüksek konsantrasyonlara sahip bazaltlardan çok daha yüksek olan %14'e kadar) gösterir.

Oluklar[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'da oluklar, bazen bölgesel lav kanallarının oluşumuyla meydana geldi. Bunlar genellikle dolambaçlı, kavisli veya doğrusal şekillerden oluşan üç kategoriye ayrılırlar. Bu dolambaçlı olukları kaynağına kadar geri takip ederek genellikle eski bir volkan bacasına götürür. En önemli kıvrımlı oluklardan biri, Oceanus Procellarum'un doğu kenarı boyunca uzanan Aristarchus yaylasında bulunan Vallis Schröteri özelliğidir. Bir kıvrımlı oluk örneği Imbrium Havzası kenarında bulunan Apollo 15'in iniş yerindeki Hadley Oluğu'dur. Misyondan önce uzun bir tartışma konusu olan bu oluğun misyondaki gözlemlere dayanarak genellikle volkanik süreçler tarafından şekillendirildiği düşünülmektedir.

Kubbeler[değiştir | kaynağı değiştir]

Rümker Dağı'nda olduğu gibi Ay yüzeyinin seçilen yerlerinde kalkan volkanlarının çeşitli türleri bulunabilir. Bunların nispeten viskoz, muhtemelen silikat açısından zengin lavaların bölgesel deliklerden patlamasıyla şekillendiğine inanılmaktadır. Meydana gelen Ay kubbeleri, orta noktasına doğru birkaç yüz metre yükselen hafif eğimli, geniş, yuvarlak, dairesel özelliklerdir. Tipik olarak 8–12 km çapındadırlar, fakat 20 km'ye kadar da olabilirler. Kubbelerin bazılarının zirvesinde küçük bir çukur bulunur.

Kırışıklı sırtlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Kırışıklı sırtlar, deniz içinde sıkıştırıcı tektonik güçler tarafından meydana getirilen özellikleridir. Bu özellikler, yüzeyin burkulmasını temsil eder ve denizin parçaları arasında uzun sırtlar oluşturur. Bu sırtlardan bazıları gömülü kraterleri ya da denizin altındaki diğer özellikleri ana hatlarıyla görünür hâle getirir. Böyle bir özelliğin bir en önemli örneği Letronne krateridir.

Grabenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Grabenler, uzatma gerilmelerj altında meydana gelen tektonik özelliklerdir. Yapısal olarak aralarında aşağı düşmüş bir blok olan iki normal faydan oluşmuşlardır. Çoğu grabenler Ay denizleri içinde büyük çarpma havzalarının kenarlarında bulunur.

Çarpma kraterleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Mare Imbrium ve Copernicus kratesi. NASA fotoğrafı.

Ay'ın kraterlerinin kökenlerinin çarpma özellikleri olduğu, yaygın olarak ancak 1940'larda kabul edildi. Bu idrak, Ay'ın çarpma tarihçesinin giderek jeolojik süperpozisyon prensibi vasıtasıyla çözülmesine yol açtı. Başka bir ifadeyle bir krater (veya ejekta) başkasının üstüne gelmişse daha genç olmalıydı. Bu daha sübjektif olsa bir kraterin yaşadığı erozyon miktarı, onun yaşı için bir ipucu oldu. 1950'lerin sonlarında bu yaklaşımı kabul eden Gene Shoemaker, Ay'ın sistematik çalışmasını astronomlardan alarak Ay jeologlarının eline sıkıca verdi.

Çarpma krateri oluşumu Ay'da en önemli jeolojik süreçtir. Kraterler, asteroid ya da kuyruklu yıldız gibi katı bir cismin yüksek hızla yüzeye çarpmasıyla oluşur (Ay için ortalama darbe hızı saniyede yaklaşık 17 km'dir). Kinetik enerjinin etkisi, giriş noktasından uzağa doğru yayılan bir sıkıştırma şok dalgası meydana getirir. Bunun arkasından ejektanın büyük kısmını kraterin dışına iten bir seyrelme dalgası gelir. Nihayet merkezî bir tepeyi meydana getiren zeminin hidrodinamik geri tepmesi bunu takip eder.

Bu kraterler minik çukurlardan yaklaşık 2.500 km'lik bir çap ve 13 km'lik bir derinliğe sahip muazzam Güney Kutbu-Aitken Havzası'na kadar değişen büyüklüklerde çaplarıyla Ay'ın yüzeyi boyunca bir süreklilik gösterir. Çok genel bir anlamda Ay'ın çarpma karteri oluşumu geçmişinde zaman ile krater boyutunun azalan bir seyirini izlenmektedir. Özellikle büyük çarpma havzaları erken dönemlerde oluşmuş olup gittikçe daha küçük kraterler tarafından örtülmüşlerdir. Belirli bir yüzey üzerinde krater çaplarının boy dağılımı (başka bir deyişle çapın fonksiyonu olarak krater sayısı), krater boyutu azaldıkça krater sayısının arttığı bir üs kanununu izler. Bu eğrinin dikey pozisyonu, yüzeyinin yaşını tahmin etmek için de kullanılabilir.

Ay krateri King, yükseltilmiş çeperleri, göçmüş kenarları, teraslı iç duvarları, bazı tepelerle birlikte nispeten düz bir zemin ve merkezî bir sırtla büyük bir darbe oluşumunun karakteristik özelliklerini gösterir. Y-şekilli merkezî sırt, fevkalade karmaşıktır. NASA fotoğrafı.

En son çarpmalar, keskin kenarlı çeper dahil iyi tanımlanmış özelliklerle ayırt edilirler. Küçük kraterler kase şekli oluşturma eğilimindeyken büyük çarpmaların düz zeminli bir merkezî tepesi olabilir. Büyük kraterler, genellikle iç duvarları boyunca göçerek terasları ve çıkıntıları meydana getiren özellikler gösterirler. En büyük çarpma havzaları olan çok halkalı havzaların yükselmiş malzemeden tali konsantrik halkaları bile olabilir.

Çarpma süreci, başlangıçta yüksek albedo malzemeleri kazarak krater, ejekta ve ışın sistemine parlak bir görünüm verir. Uzay erozyonu süreci kademeli olarak bu malzemenin albedosunu öyle azaltır ki, ışınlar zamanla yavaş yavaş sönükleşir. Yavaş yavaş krater ve ejekta, mikrometeoritler ve daha küçük darbelerle çarpma erozyonuna uğrarlar. Bu aşınma süreci, krater özelliklerini yumuşatır ve yuvarlaklaştırır. Krater, özellikleri ve hatta merkezî tepeyi gömen başka çarpmaların ejektalarıyla da örtülebilir.

The ejecta from large impacts can include large blocks of material that reimpact the surface to form secondary impact craters. These craters are sometimes formed in clearly discernible radial patterns, and generally have shallower depths than primary craters of the same size. In some cases an entire line of these blocks can impact to form a valley. These are distinguished from catena, or crater chains, which are linear strings of craters that are formed when the impact body breaks up prior to impact.

Genel olarak bir Ay krateri kabaca daireseldir. Ames Araştırma Merkezi'nde yapılan laboratuvar deneyleri, çok düşük açılı çarpmaların dahi dairesel kraterler meydana getirme eğiliminde olduğunu, çarpma açıları beş derecenin altında olursa eliptik kraterlerin şekillenmeye başladığını göstermiştir. Bununla birlikte düşük açılı bir çarpma, ortadan kaymış bir merkezî tepe meydana getirebilir. Buna ek olarak eğik çarpışlardan çıkan ejektalar, farklı çarpma açılarında farklı desenler göstermiştir: 60˚ civarında başlayan bir asimetri ve yaklaşık 45˚'lik açıyla başlayarak gelen cismin geliş yönünde ejektasız kama şeklinde bir "kaçınma bölgesi" meydana getirmesi.[7]

Bir çarpış, yüzeyin altından düşük albedo malzemesini kazır ve ana krater çevresine bırakırsa karanlık ejecta koyu halo kraterleri oluşturur. Bu, denizlerdeki gibi koyu bazaltik malzemeli bir alanın daha uzaktan, dağlık bölgelerdeki çarpmalardan kaynaklanan açık renk ejekta ile kaplanmasıyla olabilir. Bu kaplama, altta kalan koyu malzemeyi gizler ve daha sonraki kraterler tarafından kazılarak tekrak ortaya çıkarılır.

Büyük çarpışlar, erimiş kayalardan bir kilometreye kadar kalın olabilen erime tabakaları meydana getirir, bunlar yüzeyin bir bölümünü örter. Bu tür darbe eriyiklerine örnekler, Mare Orientale darbe havzasının kuzeydoğu kesiminde görülebilir.

Regolit[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'ın yüzeyine irili ufaklı asteroit ve kuyrukluyıldız malzemesi milyarlarca yıl çarpmıştır. Zamanla bu çarpış süreci yüzey malzemelerini toz hâline getirip yüzeydeki malzemeleri "işledi", böylece "regolit" adı verilen ince taneli bir tabaka oluşturdu. Regolit kalınlığı, genç denizlerin altında 2 metreden en eski Ay yayla yüzeylerinin altında 20 metreye kadar değişir. Regolit, ağırlıklı olarak o bölgede bulunan malzemelerden oluşur, fakat ayrıca uzak çarpma kraterleri tarafından püskürtülen malzemelerin izlerini de içerir. "Mega regolit" terimi, sık sık yüzeye yakın regolit tabakasının hemen altında çokça kırılmış ana kayacı tanımlamak için kullanılır.

Regolit kayalar, orijinal ana kayaç minerallerinin fragmanlarını ve çarpmalar sırasında oluşan camsı parçacıkları içerir. Ay regolitinin çoğunda parçacıkların yarısı, cam parçacıkları ile kaynaşık mineral parçalardan meydana gelir; bu cisim denilen agglutinates vardır. Regolith kimyasal bileşimi konumuna göre değişir; dağlık regolit sadece bu bölgelerde kayalardaki gibi alüminyum ve silis bakımından zengindir. Denizdeki regolit, demir ve magnezyum açısından zengin olup kendisinden oluşturulduğu bazalt kaya gibi silis açısından fakirdir.

Ay regoliti, aynı zamanda Güneş'in tarihi hakkında bilgi topladığından çok önemlidir. Güneş rüzgârı oluşturan atomlar – çoğunlukla helyum, neon, karbon ve azot – Ay yüzeyine çarpıp mineral taneleri içine yerleşirler. Regolitin bileşimi, bilhassa izotopik kompozisyonu incelendiğinde Güneş aktivitesinin zamanla değişip değişmediğini belirlemek mümkündür. Oksijen, hidrojen (su), karbon ve azot gibi Güneş rüzgârı gazları sadece hayatı sürdürmek için elzem değildir, aynı zamanda yakıt üretiminde potansiyel olarak gelecek Ay üslerinde yararlı olabilir. Ay regolitinin bileşimi, aynı zamanda kökeninin anlamaşılması için kullanılabilir.

Ay lav tüpleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay lav tüpleri, yerel arama ve geliştirme, ya da Ay'a ötesinde keşif hizmet etmek, bir insan karakol olarak kullanılabilecek bir gelecek ay üssü, oluşturmak için bir potansiyel olarak önemli bir konuma oluşturmaktadır. Ay lav mağarası potansiyel olarak uzun zamandan bire edebiyatta ve tezlerde ele alınmıştır.[8] Ay'da bozulmamış herhangi bir lav tüpü, sıkça olan göktaşı çarpmaları, yüksek enerjili morötesi radyasyonu, enerjik parçacıklar ve aşırı olan gündüz sıcaklık değişimleriyle Ay yüzeyinin şiddetli ortamında bir sığınak olarak hizmet verebilir.[9][10][11] Lunar Reconnaissance Orbiter'in uzaya fırlatılışının ardından birçok Ay lav tüpleri görüntülenmiştir.[12] Bu Ay çukurları Marius Tepeleri, Mare Ingenii ve Mare Tranquillitatis dahil Ay'ın muhtelif yerlerinde bulunurlar.

Ay magma okyanusu[değiştir | kaynağı değiştir]

Apollo 11 ile geri getirilen ilk kayalar bazalttı. Misyon, Mare Tranquillitatis'e inmesine rağmen dağlık yerlerden gelen birkaç milimetrik parça da toplandı. Bunlar esas olarak plajiyoklaz feldispattan oluşmaktadır; bâzı fragmanlar sadece anortozit plajiyoklazlardan meydana gelmişti. Bu mineral parçalarının belirlenmesi, Ay'ın büyük bir kısmının bir zamanlar erimiş olduğu ve kabuğun bu magma okyanusunun fraksiyonel kristalleşmesiyle şekillendiği hipotezine yol açmıştır.

Dev çarpma olayının tabii bir sonucu, Ay'ı oluşturmak üzere tekrar toplanan malzemelerin sıcak olmuş olmasıdır. Şimdiki modeller, Ay'ın teşekkülünden kısa bir süre sonra Ay'ın büyük bir kısmının erimiş olduğunu, bu magma okyanusunun derinliğinin yaklaşık 500 km ile dibe kadar olduğunu tahmin etmektedir. Bu magma okyanusunun kristalizasyonu, Ay kayalarının bileşim açısından farklılaştırılmış kabuk ve mantonun meydana gelmesine ve ana Ay kaya gruplarına sebep olurdu.

Ay'ın magma okyanusunun kristalleşmesi ilerledikçe olivin ve piroksen gibi mineraller çökmüş ve Ay mantosunun meydana getirmişti. Kristalleşmenin yaklaşık dörtte üçü tamamlandığında anortositik plajiyoklaz kristalize olmaya başlayacak, düşük yoğunluğu sebebiyle de yüzerek anortositik bir kabuğu meydana getirecekti. En mühimi uyumsuz elementler (yani tercihen sıvı faza ayrılanlar) kristalleşme ilerledikçe giderek magma içinde yoğunlaşarak başlangıçta kabuk ve manto arasında sıkışmış olan KREEP bakımından zengin bir magmayı şekillendirecektir. Bu senaryo için delil, Ay yayla kabuğunun yüksek derecede anortositik bileşiminin yanı sıra bölgede toplanmış KREEP açısından zengin malzemelerin varlığıdır.

Antrosit kabuk teşekkülü

Ay kayaçları[değiştir | kaynağı değiştir]

Yüzey malzemeleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Apollo 15 tarafından toplanan olivin bazalt

Apollo programı, çoğu Houston, Teksas'taki Lunar Receiving Laboratuvarı'nda saklanan 380,05 kilogram Ay yüzeyi malzemesi getirirken[13] insansız Sovyet Luna programı 326 gram Ay malzemesiyle döndü. Bu kayaçlar, Ay'ın jeolojik evrimini çözmekte paha biçilmez olduklarını ispat ettiler. Ay kayaçlarının büyük bir kısmı, olivin, piroksen ve plajiyoklaz feldispat (anortozit) gibi Dünya üzerinde mineraller oluşturan aynı ortak kayadan yapılmıştır. Piroksen ve olivin tipik Ay'ın mantosunda görülürken plajiyoklas feldispat, çoğunlukla Ay kabuğunda bulunur.[14]  İlmenit minerali bâzı deniz bazaltlarında oldukça boldur ve (Apollo 11 mürettebatının üç üyesi Armstrong, Aldrin ve Collins için) armalcolite olarak adlandırılan yeni bir mineral, ilk Ay numunelerinde tespit edilmiştir.

Yayla bölgeleri demir açısından fakir olup öncelikle kalsiyum bakımından zengin plajiyoklaz bir feldispat olan anortozitten oluşurken denizler, ağırlıklı olarak bazalttan meydana gelmektedir. Kabuğun diğer önemli bileşeni, troktolit ve noritler gibi magmatik Mg sınıfı kayaçlar ve KREEP bazaltlardır. Bu kayaçların genetik olarak petrojenez KREEP bazaltları ile ilişkili olduklarına inanılmaktadır.

Ay yüzeyindeki kompozit kayalar genellikle breşler şeklinde görünür. Bunların alt kategoriler, nasıl oluştuklarına bağlı olarak parçalı, granulitik ve çarpma-eriyik breşler olarak anılır. Düşük K Fra Mauro bileşimi ile temsil edilen mafik çarpma-erime breşlerinin üst kabuk anorthositik kayalara oranla hem daha yüksek demir ve magnezyum oranına, hem de daha fazla KREEP'e sahiptirler.

Denizlerin bileşimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazaltik kayaçların Ay'ın dağlık kayaçlarına göre ana özelliği, bazaltların olivin ve pirokseninin daha çok ve plajiyoklası daha az içermesidir. Onlar, demir açısından Dünyevî bazaltlardan daha zengin ve aynı zamanda daha düşük viskozitelere sahiptirler. Bazıları, ferro-titan oksit bakımından zengindirler ve ilmenit olarak bilinirler. Kayaçların ilk örneklemelerinin ilmeniti ve diğer ilgili mineralleri yüksek miktarda içerdiği için onlara "yüksek titanyumlu" bazaltlar adı verildi. Apollo 12 misyonu, düşük titanyum konsantrasyonları olan bazaltlar ile Dünya'ya döndü ve bunlara "düşük titanyumlu" bazalt dendi. Daha düşük konsantrasyonlu bazaltlar, insansız Sovyet sondaları dahil olmak üzere müteakip misyonlarca getirildi, bunlara şimdi "çok düşük titanyumlu" bazalt deniyor. Clementine uzay aracı, en yüksek konsantrasyonu olan kayaçların en az olduğu deniz bazaltlarının titanyum konsantrasyonlarında bir süreklilik olduğunu gösteren veriler gönderdi.

Ay'ın iç yapısı[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'ın içinin güncel modeli, insanlı Apollo programı misyonları sırasında geride bırakılan sismometreler ve Ay'ın çekim alanının ve dönmesinin incelenmesinden elde edilmiştir.

Ay'ın kütlesi, içindeki herhangi bir boşluğu ortadan kaldırmak için yeterlidir, bu sebeple katı kayadan oluştuğuna inanılır. Düşük yığın yoğunluğu (~ 3,346 kg m−3) , düşük metal varlığını göstermektedir. Kütle ve atalet momenti kısıtlamaları, Ay'ın muhtemelen yarıçapı yaklaşık 450 km'den az olan bir demir çekirdeğe sahip olduğunu göstermektedir. Ay'ın fiziksel salınımları (dönüşündeki küçük düzensizlikler), bunun haricinde çekirdeğin hâlâ erimiş olduğunu göstermektedir. Çoğu gezegen ve uyduların yarıları büyüklüğünde demir çekirdekleri vardır. Ay, böylece yarıçapının yalnızca yaklaşık dörtte biri büyüklüğünde bir çekirdeğe sahip olarak anormaldir.

Ay'ın kabuğu (belirsizlik ± 15 km olsa da) yaklaşık 50 km kalınlığındadır. Uzak taraftaki kabuğun yakınında tarafa göre ortalamada yaklaşık 15 km daha kalın olduğuna yaygın olarak inanılmaktadır.[15] Sismoloji, sadece Apollo 12 ve 14 iniş yerlerinde kabuk kalınlığını kısıtlamıştır. İlk Apollo dönemi analizleri burada yaklaşık 60 km'lik bir kabuk kalınlığı olduğunu önerdiyse de, son zamanlarda yeniden analiz edilen bu veriler, onun daha ince ve yaklaşık 30 ile 45 km arasında olduğunu göstermektedir.

Dünya'nınkiyle kıyasla Ay'ın sadece çok zayıf bir dış manyetik alanı vardır. Diğer önemli farklar Ay'ın şu anda (çekirdeğinde bir jeodinamo ile üretilebilen) bir dipolar manyetik alana sahip olmaması ve mevcut olan mıknatıslanmaların kökeninin neredeyse tamamen kabukta bulunmasıdır. Bir hipoteze göre kabuk mıknatıslanmalarının Ay tarihinin başlarında jeodinamo hâlâ çalıştığı zaman olduğunu ileri sürer. Bununla birlikte Ay çekirdeğinin küçük boyutu, bu hipotez için potansiyel bir engeldir. Alternatif olarak Ay gibi havasız cisimlerde geçici manyetik alanların çarpma sürecinde meydana gelebileceğidir. Bunu destekleyen, büyük kabuk mıknatıslanmalarının büyük çarpma havzalarının antipotları yakınlarında göründüğünün fark edilmesidir. Ay'ın Dünya gibi bir dipolar manyetik alana sahip olmamasına rağmen, geri getirilen kayaçların bazılarında güçlü mıknatıslanma vardır. Bundan başka yörüngeden yapılan ölçümler, Ay yüzeyinin bâzı bölümlerinin güçlü manyetik alanlar ile bağlantılı olduğunu göstermektedir.

Galleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Zikredilen kaynaklar

  1. ^ S. Maurice.
  2. ^ Kleine, T.; Palme, H.; Mezger, K.; Halliday, A.N. (2005).
  3. ^ Stevens, Tim (November 9, 2011).
  4. ^ "Apollo 17 troctolite 76535".
  5. ^ Yu. V. Barkin, J. M. Ferrándiz and Juan F. Navarro, 'Terrestrial tidal variations in the selenopotential coefficients,' Astronomical and Astrophysical Transactions, Volume 24, Number 3 / June 2005, pp. 215 - 236.
  6. ^ "NASA's LRO Reveals 'Incredible Shrinking Moon'".
  7. ^ Proceedings of the Ninth Lunar and Planetary Conference. 1978.
  8. ^ Coombs, Cassandra R.; Hawke, B. Ray (September 1992).
  9. ^ Marius Hills Pit Offers Potential Location for Lunar Base; March 25, 2010; NASA
  10. ^ Moon hole might be suitable for colony; January 1, 2010; CNN-Tech
  11. ^ Scientists eye moon colonies - in the holes on the lunar surface; By Rich O'Malley; January 4th 2010; DAILY NEWS, NY
  12. ^ New Views of Lunar Pits; September 14, 2010; NASA
  13. ^ Orloff, Richard W. (September 2004) [First published 2000].
  14. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/moon-mantle-exposed-craters-100705.html
  15. ^ Mark Wieczorek and 15 coauthors, M. A. (2006).

Bilimsel kaynaklar

Genel kaynaklar

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]