BÖLÜM 4: METERORİTLER Giriş:

... konulu sunumlar: "BÖLÜM 4: METERORİTLER Giriş:"— Sunum transkripti:

1 BÖLÜM 4: METERORİTLER Giriş:
Meteoritler uzaydan kaynaklanan ve yer atmosferinden geçerek dünya yüzeyine ulaşan katı parçalardır. Değişken şekilli, değişken kütleli Parçalanmakta olan yıldızların kalıntıları (=asteroidler) uzayda özellikle Mars ve Jüpiter arasında bir kuşak halinde bulunur. Dolayısıyla meteoritik parçacıklar bu kuşaktan kaynaklanır.

2 BÖLÜM 4: METERORİTLER Giriş:
Dünya yüzeyine her yıl yaklaşık meteorit düşer Atmosfere giren malzeme 107 ile ton , ancak sadece birkaç meteorit elde edilebilmekte Meteroritlerin çalışılması önemlidir. güneş sistemini anlayabilmek, elementlerin jeokimyasal davranışları hakkındaki bilgileri geliştirebilmek, dünya ile diğer yıldızların iç yapıları hakkında bilgi edinebilmek

3 Meteoritlerin Sınıflandırılması
Meteoritler çok değişken kimyasal ve mineralojik bileşime sahip olabilirler. Genel bileşim: silikatlı mineraller, diğer mineraller ve / veya metalik Fe ve Ni alaşımları. Kimyasal bileşim: tamamen metal bileşimli - tamamen silikat bileşimli Meteorit türü Metal içeriği Bolluk derecesi Taşlar Kondiritler ~ ≤ %1 metal %85,7 Akondiritler ~ % 10 metal %7,1 Taşımsı demirler ~ % 50 metal %1,5 Demirli meteoritler ≥ % 90 metal %5,7

4 1) Kondiritler İçeridikleri Kondrüller nedeniyle kondrit olarak adlandırılmışlardır. (%85,7) Kondrül: Daha çok silikatlardan oluşan ince taneli bir matriks içinde dağılmış, çapları birkaç mm’ye ulaşan (<0,1 mm - > 20 mm) sferoidal silikat kütleleridirler. Güneş sistemine ait gaz bulutundan ilk yoğunlaşan malzeme Bileşim: Çoğunlukla olivin veya piroksen, veya bir miktar cam ile birlikte piroksen ve olivin Oluşum: Mevcut silikatlı malzemenin ergimesi sonucu oluşan ergiyiğin hızla kristallenmesi ile gelişen, fakat daha sonra değişken dereceli termal metamorfizmaya maruz kalan camsı damlacıklardır (Van Schmus, 1969). Kondrit bileşimi: Asıl mLL: Olivin, piroksen, plajiyoklas ve kamasit (Fe0,93-0,96 Ni0,07-0,04) Tali mLL: Taenit (Fe0,8Ni0,2), apatit, dubrelit (FeCr2S4), şraybersit ((Fe, Ni)3P), kromit ve nabit bakır.

5 1) Kondiritler: Sınıflandırma
Meteorit türü Metal içeriği Taşlar Kondiritler ≤%1 metal E tip Enstatit H tip Yüksek Fe, düşük metal içerikli C tip (Karbonatlı) C1 tip Kondrül yok. Uçucular var. Farklılaşma yok. Yani ilksel (pirimitive). Klorit +mağnezyum sülfat ve bir manyetik spinel gibi suda çözünebilen tuzlar. Tali mll: Kükürt, dolomit, olivin, grafit. T<300oC C3 tip ~% 60 matriks (koyu gri renkli; başlıca demirce zengin olivinden oluşur) ~% 30 Mg’ca zengin kondrüller + % 5 Ca-Al’ca zengin kondrüller (Ti ve Al’lu piroksen, melilit, spinel ±plajiyoklas, perovskit; alk. elem. az, NTE= 14 x normal kondrit), ~% 5 Ca-Al bakımından zengin agrega (çakıl) L tip düşük karbonlu (L) kondiritler LL tip düşük karbonlu-düşük Ca-piroksenli (LL)

6 1) Kondiritler: Sınıflandırma
Akondiritler Karbonatlı Kondirit Enstatit Kondirit H-Grup Kondirit L- Grup LL- Grup Ortal. Aubrit Ortal. Diojenit Ortal. Ureilit Ortala. Ökrit Ortal Hovardit Tip I Tip II Fe 20,04 17,89 6,89 0,70 2,29 0,79 3,94 0,80 0,33 Ni 1,96 1,75 1,24 0,04 0,17 0,03 0,11 - Co 0,07 0,08 0,81 0,05 FeS 15,07 7,67 7,27 4,96 7,31 5,18 1,25 1,12 1,66 0,41 0,73 SiO2 22,56 28,69 41,53 36,40 39,41 40,52 54,01 52,11 40,83 48,17 49,75 TiO2 0,09 0,13 0,14 0,06 0,19 0,15 0,51 Al2O3 1,65 2,19 1,55 2,70 3,73 3,00 0,67 1,18 0,54 13,91 8,71 MnO 0,21 0,31 0,32 0,40 0,46 0,78 FeO 11,39 21,08 0,34 8,93 13,95 19,45 0,97 16,05 12,16 15,99 13,26 MgO 15,81 19,77 23,23 23,39 23,31 25,65 35,92 25,85 37,43 7,10 16,10 CaO 1,22 1,92 0,74 1,68 1,51 0,91 1,41 0,87 10,94 6,53 Na2O 0,22 1,26 0,96 1,07 1,32 0,004 0,95 K2O 0,10 0,001 0,28 P2O5 0,18 0,12 0,35 0,01 H2O 19,89 12,42 0,30 0,44 1,14 0,25 Cr2O3 0,36 0,56 0,52 0,27 0,64 0,85 0,39 0,42 NiO 1,23 1,50 0,26 CoO C 3,10 2,78 0,1 2,23 Diğerleri 6,96 0,62 0,86 Toplam 100,65 100,04 99,91 100,28 99,13 100,16 100,00 101,45 100,03 101,05

7 1) Kondiritler: Sınıflandırma
3 5 2 1 E K o n d i r t H L C S l k a ç e F ( ğ . % ) Metal ve FeS içindeki Fe (ağ.%)

8 2) Akondiritler Kondiritlere göre daha düşük metalik Fe-Ni içeriğine sahiptirler. (%7,1) Daha iri dokuludurlar. Bazılarında breşik yapı (mağmatik kümülatlarda gözlenen katmanlanma gibi) mağmatik dokular Uzaysal lavlarda gözlenen boşluklu yapılar Yani: volkanik bir köken. Bu nedenle, bu tür akondiritlerin meteorit olarak tanımlanması çok zordur. Akondrit bileşimi: Asıl mLL: Plajiyoklas ve piroksen. Bazılarında olivin. Tali mLL: Kamasit, taenit, troilit, şraybersit, kromit, manyetit ve kristobalit Çeşitleri: 1) Aubrit, 2) ureilit, 3) diojenit, 4) hovardit, 5) ökrit, 6) çasignit, 7) naklit, 8) angrit.

9 3) Taşımsı demirler Kaba dokulu,
Yaklaşık eş bollukta silikat ve metal içerirler. Bolluk: %1,5 bollukta Çeşitleri: Pallasit ve mezosiderit Pallasitler (Fe, olivin) Asıl mLL: İç içe büyüme gösteren kamasit ve taenit + olivin Tali mLL: nabit bakır, troilit, şraybersit Mezosideritler (Fe, Ca piroksen, plajiyok.) Pallasitlerden çok farklıdırlar. Çoğunlukla kataklastik yapılıdırlar. İnce taneli saçınımlar ve küçük parçalar halinde metal fazları ile olivin içerirler.

10 4) Demirler Kimyasal bileşimi çoğunlukla Fe ve Ni’den oluşan meteoritlerdir (%5,7). Bu tür meteoritlerin sınıflaması Ni, Ga ve Ge içeriklerine göre yapılır. Çeşitleri: Hegzaedritler, oktaedritler ataksitler. Hegzaedritler: Büyük kristalli ve kübik kamasitden oluşur (<%6 Ni). Oktaedritler: Kamasitden oluşur. Fe-Ni’ li fazın soğuması ile gelişen yenmiş yüzeyli (etched) kristallerin varlığıyla karakteristiktir (%6-17 Ni). Ataksitler: Ni’ce zengindirler ve ince taneli iç içe büyüme yapılı kamesit ve taenit minerallerinden oluşur (Yüksek Ni).

11 Meteoritlerin Kökeni Meteoritler, yeryuvarı dışında silikatlı bir ortamda metalce zengin bir çekirdeğin farklılaşan oluşuklarıdır. Böyle bir kütlenin parçalanması farklı türde meteoritlerin oluşmasına yol açmıştır. Demirler, çekirdek kısmı; taşımsı demirler, silikat-metalik çekirdek arasındaki bölgeyi; taşlar ise silikat kısmını yansıtır. Buna karşın, farklı meteoritlerin 18O/16O ve 17O/16O oranları değişkendir. Farklı meteoritler birbirlerinden farklı uzay kökenli oluşuklara karşılık gelir. Mars ve Jüpiter arasındaki asteroid kuşağı bütün bu kütlelerin kaynaklandığı ortam olabilir. Zira bu ortamda, çapları çok değişken olan (1020 km’ye kadar ulaşabilen) çok sayıda katı cisimler bulunur.

12 Meteoritlerin Kökeni Gaz bulutundan Fe ve Ni metalinin yoğunlaşması.
Bu yoğunlaşma esnasında kondrüllerin oluşması. Sıcaklığın aşırı düşmesi ile yoğunlaşmanın durması ve ilk 2 aşama ile 3. aşamanın bir kısmında oluşmuş olan malzemenin aglomera haline dönüşerek (topaklaşarak) uzaysal cisimleri oluşturması. Oluşan bu uzaysal kütlelerin ısıtılması, metamorfizmaya uğratılması ve böylece bazı uçucuların bu kütlelerin bünyelerinden kaçışı. Isınmanın yavaşlaması ile uzaysal kütlelerin topaklaşarak ve birbirlerine karışarak daha büyük kütleli meteoritlerin ana kütlelerini ortaya çıkarmaları. Bu meteoritik kütlelerin parçalanması. Bu parçaların yeryuvarının çekim gücü altına girmesi ve son olarak yeryuvarı atmosferine çekilmeleri.

13 1) Kondiritler H3 kondiriti içinde olivin – piroksen kondrülü
H3 kondirit içinde olivin kondrülü

14 1) Kondiritler: Kondrüller; termal ısı
Kondrülün deemiri ergitecek derecede termal olarak ısıtılmasıyla oluşan demir metal halka Ani (şok) bir ısıtılma neticesinde oluşmuş olan camsı damarcıklar içeren bir kondrül

15 1) Kondiritler: c) Karbonatlı kondritler
Kondrül

16 2) Akondiritler Aubrit Ökrit Naklit Ureilit

17 3) Taşımsı demirler

18 4) Demirler