Moloz yığını: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
k Düzenlemeler ve imla |
10 kaynak kurtarıldı ve 1 kaynak ölü olarak işaretlendi.) #IABot (v2.0.9.5 |
||
| (Başka bir kullanıcı tarafından yapılan 1 ara revizyon gösterilmiyor) | |||
| 2. satır: | 2. satır: | ||
'''Moloz yığını''', [[astronomi]]de [[Kütleçekim|yerçekiminin]] etkisi altında bir araya gelen çok sayıda moloz parçasından oluşan bir [[Astronomik cisim|gök cismini]] tanımlamaktadır. Moloz yığınlarının yoğunluğu, onları oluşturan çeşitli parçalar arasında bulunan büyük boşluklar nedeniyle düşüktür. |
'''Moloz yığını''', [[astronomi]]de [[Kütleçekim|yerçekiminin]] etkisi altında bir araya gelen çok sayıda moloz parçasından oluşan bir [[Astronomik cisim|gök cismini]] tanımlamaktadır. Moloz yığınlarının yoğunluğu, onları oluşturan çeşitli parçalar arasında bulunan büyük boşluklar nedeniyle düşüktür. |
||
[[101955 Bennu|Bennu]] ve [[162173 Ryugu|Ryugu]] asteroitleri için hesaplanan kütle yoğunluğu, cisimlerinin iç yapılarının birer moloz yığını olabileceğini düşürdürtmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://doi.org/10.1016/j.icarus.2014.02.020|başlık=Orbit and bulk density of the OSIRIS-REx target Asteroid (101955) Bennu|tarih=Haziran 2014|sayfalar=5-22|çalışma=Icarus|cilt=235|ad=Steven R.|soyadı=Chesley|issn=0019-1035|doi=10.1016/j.icarus.2014.02.020|ad2=Davide|ad3=Michael C.|ad4=David|ad5=Paul W.|ad6=Andrea|ad7=Federica|ad8=Benjamin|ad9=Lance A.M.|ad10=William F.|ad11=Michael W.|soyadı2=Farnocchia|soyadı3=Nolan|soyadı4=Vokrouhlický|soyadı5=Chodas|soyadı6=Milani|soyadı7=Spoto|soyadı8=Rozitis|soyadı9=Benner|soyadı10=Bottke|soyadı11=Busch}}</ref><ref>{{Haber kaynağı|url=https://www.bbc.com/news/science-environment-47633649|başlık=Hayabusa-2: Asteroid mission exploring a 'rubble pile'|erişimtarihi=22 Nisan 2024|tarih=19 Mart 2019|dil=en-GB}}</ref> Birçok [[kuyruklu yıldız]]ın ve daha küçük [[küçük gezegen]]lerin (çapı <10 km) çoğunun birleşmiş molozlardan oluştuğu düşünülmektedir.<ref name=":0">{{Web kaynağı|url=https://alcdef.org/PHP/alcdef_aboutLightcurves.html|başlık=ALCDEF: About Lightcurves|erişimtarihi=22 Nisan 2024|çalışma=alcdef.org}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-astro-081817-052013|başlık=Rubble Pile Asteroids|tarih=14 Eylül 2018|sayı=1|dil= |
[[101955 Bennu|Bennu]] ve [[162173 Ryugu|Ryugu]] asteroitleri için hesaplanan kütle yoğunluğu, cisimlerinin iç yapılarının birer moloz yığını olabileceğini düşürdürtmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://doi.org/10.1016/j.icarus.2014.02.020|başlık=Orbit and bulk density of the OSIRIS-REx target Asteroid (101955) Bennu|tarih=Haziran 2014|sayfalar=5-22|çalışma=Icarus|cilt=235|ad=Steven R.|soyadı=Chesley|issn=0019-1035|doi=10.1016/j.icarus.2014.02.020|ad2=Davide|ad3=Michael C.|ad4=David|ad5=Paul W.|ad6=Andrea|ad7=Federica|ad8=Benjamin|ad9=Lance A.M.|ad10=William F.|ad11=Michael W.|soyadı2=Farnocchia|soyadı3=Nolan|soyadı4=Vokrouhlický|soyadı5=Chodas|soyadı6=Milani|soyadı7=Spoto|soyadı8=Rozitis|soyadı9=Benner|soyadı10=Bottke|soyadı11=Busch}}</ref><ref>{{Haber kaynağı|url=https://www.bbc.com/news/science-environment-47633649|başlık=Hayabusa-2: Asteroid mission exploring a 'rubble pile'|erişimtarihi=22 Nisan 2024|tarih=19 Mart 2019|dil=en-GB|arşivurl=https://web.archive.org/web/20201107235953/https://www.bbc.com/news/science-environment-47633649|arşivtarihi=7 Kasım 2020|ölüurl=hayır}}</ref> Birçok [[kuyruklu yıldız]]ın ve daha küçük [[küçük gezegen]]lerin (çapı <10 km) çoğunun birleşmiş molozlardan oluştuğu düşünülmektedir.<ref name=":0">{{Web kaynağı|url=https://alcdef.org/PHP/alcdef_aboutLightcurves.html|başlık=ALCDEF: About Lightcurves|erişimtarihi=22 Nisan 2024|çalışma=alcdef.org|arşivurl=https://web.archive.org/web/20230629113121/https://alcdef.org/php/alcdef_aboutLightcurves.html|arşivtarihi=29 Haziran 2023|ölüurl=hayır}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-astro-081817-052013|başlık=Rubble Pile Asteroids|tarih=14 Eylül 2018|sayı=1|dil=İngilizce|sayfalar=593-624|çalışma=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|cilt=56|ad=Kevin J.|soyadı=Walsh|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev-astro-081817-052013|arxiv=1810.01815|erişim-tarihi=22 Nisan 2024|arşivurl=https://web.archive.org/web/20220806062445/https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-astro-081817-052013|arşivtarihi=6 Ağustos 2022|ölüurl=hayır}}</ref> |
||
== Küçük gezegenler == |
== Küçük gezegenler == |
||
| 9. satır: | 9. satır: | ||
Küçük [[asteroit]]lerin çoğunun moloz yığınları olduğu düşünülmektedir.<ref name=":0" /> Asteroitlerin yoğunlukları ilk olarak hesaplandığında, bilim adamlar bunların genel olarak birer moloz yığını olduğundan şüphelenmişlerdir. Hesaplanan yoğunlukların çoğu, bazı durumlarda asteroit parçaları olduğu belirlenen meteoritlerden önemli ölçüde daha düşüktür. |
Küçük [[asteroit]]lerin çoğunun moloz yığınları olduğu düşünülmektedir.<ref name=":0" /> Asteroitlerin yoğunlukları ilk olarak hesaplandığında, bilim adamlar bunların genel olarak birer moloz yığını olduğundan şüphelenmişlerdir. Hesaplanan yoğunlukların çoğu, bazı durumlarda asteroit parçaları olduğu belirlenen meteoritlerden önemli ölçüde daha düşüktür. |
||
Moloz yığınları, bir asteroit veya doğal uydunun (başlangıçta yekpare olabilir) bir çarpışma sonucu parçalara ayrılması ve saçılan parçaların daha sonra yerçekimi kuvveti nedeniyle kendi kendine tekrar bir araya gelmesiyle meydana gelir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1065189|başlık=Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites|tarih=23 Kasım 2001|sayı=5547|dil= |
Moloz yığınları, bir asteroit veya doğal uydunun (başlangıçta yekpare olabilir) bir çarpışma sonucu parçalara ayrılması ve saçılan parçaların daha sonra yerçekimi kuvveti nedeniyle kendi kendine tekrar bir araya gelmesiyle meydana gelir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1065189|başlık=Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites|tarih=23 Kasım 2001|sayı=5547|dil=İngilizce|sayfalar=1696-1700|çalışma=Science|cilt=294|ad=Patrick|soyadı=Michel|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1065189|ad2=Willy|ad3=Paolo|ad4=Derek C.|soyadı2=Benz|soyadı3=Tanga|soyadı4=Richardson|erişim-tarihi=22 Nisan 2024|arşivurl=https://web.archive.org/web/20240422131214/https://www.science.org/doi/10.1126/science.1065189|arşivtarihi=22 Nisan 2024|ölüurl=hayır}}</ref> Bu birleşme genellikle birkaç saatten, birkaç haftaya kadar devam etmektedir. Bir moloz yığını asteroit, çok daha büyük bir nesnenin yanından geçtiğinde, büyük cismin gelgit kuvvetleri onun şeklini değiştirmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996AJ....111.1382S|başlık=Shaping of Earth-Crossing Asteroids by Tidal Forces|tarih=1 Mart 1996|sayfalar=1382|çalışma=The Astronomical Journal|cilt=111|ad=Johndale C.|soyadı=Solem|issn=0004-6256|doi=10.1086/117884|ad2=Jack G.|soyadı2=Hills|erişim-tarihi=22 Nisan 2024|arşivurl=https://web.archive.org/web/20230807184037/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996AJ....111.1382S|arşivtarihi=7 Ağustos 2023|ölüurl=hayır}}</ref> |
||
Düşük yoğunluklu asteroitlerin büyük bir kısmının bir moloz yığını olduğu değerlendirilmektedir, örneğin [[253 Mathilde]]'nin [[YAKIN Kunduracı|NEAR Shoemaker]] görevi tarafından belirlenen kütlesi, yüzeyinin kaya olduğu dikkate alındığında çok düşüktür. İnce kaya kabuğuna sahip buz bile uygun bir yoğunluk değeri sağlamamaktadır. Ayrıca Mathilde'in üzerindeki büyük çarpma kraterleri katı bir cismi parçalayabilecek yoğunluktadır. Bununla birlikte, fotoğrafı çekilen ilk belirgin moloz yığını [[25143 Itokawa|25143 Itokawa'dır]]; bu yığının belirgin bir çarpma krateri bulunmamakta olduğundan dağılmış parçaların bir birleşimi olduğu neredeyse kesindir. |
Düşük yoğunluklu asteroitlerin büyük bir kısmının bir moloz yığını olduğu değerlendirilmektedir, örneğin [[253 Mathilde]]'nin [[YAKIN Kunduracı|NEAR Shoemaker]] görevi tarafından belirlenen kütlesi, yüzeyinin kaya olduğu dikkate alındığında çok düşüktür. İnce kaya kabuğuna sahip buz bile uygun bir yoğunluk değeri sağlamamaktadır. Ayrıca Mathilde'in üzerindeki büyük çarpma kraterleri katı bir cismi parçalayabilecek yoğunluktadır. Bununla birlikte, fotoğrafı çekilen ilk belirgin moloz yığını [[25143 Itokawa|25143 Itokawa'dır]]; bu yığının belirgin bir çarpma krateri bulunmamakta olduğundan dağılmış parçaların bir birleşimi olduğu neredeyse kesindir. |
||
| 21. satır: | 21. satır: | ||
== Kuyruklu yıldızlar == |
== Kuyruklu yıldızlar == |
||
[[Dosya:Comet_67P_True_color.jpg|küçükresim| [[67P/Churyumov-Gerasimenko]] kuyruklu yıldızının çekirdeği ''[[Rosetta (uzay aracı)|Rosetta]]'' tarafından görüntülendi]] |
[[Dosya:Comet_67P_True_color.jpg|küçükresim| [[67P/Churyumov-Gerasimenko]] kuyruklu yıldızının çekirdeği ''[[Rosetta (uzay aracı)|Rosetta]]'' tarafından görüntülendi]] |
||
Gözlemsel kanıtlar, [[kuyruklu yıldız çekirdeği]]nin iyi konsolide olmuş yekpare bir cisim olmayabileceğini, bunun yerine daha küçük parçaların gevşek bağlarla bağlanmış bir yığılması olabileceğini, daha büyük kuyruklu yıldız parçalarının asteroit örneğinde olduğu gibi çarpışmayla ortaya çıkan enkazdan çok ilksel yoğunlaşmalar olması beklense de, zayıf bir şekilde bağlanmış ve ara sıra veya sıklıkla yıkıcı olaylara maruz kalabileceğini göstermektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.nature.com/articles/320242a0|başlık=Are cometary nuclei primordial rubble piles?|tarih=Mart 1986|sayı=6059|dil= |
Gözlemsel kanıtlar, [[kuyruklu yıldız çekirdeği]]nin iyi konsolide olmuş yekpare bir cisim olmayabileceğini, bunun yerine daha küçük parçaların gevşek bağlarla bağlanmış bir yığılması olabileceğini, daha büyük kuyruklu yıldız parçalarının asteroit örneğinde olduğu gibi çarpışmayla ortaya çıkan enkazdan çok ilksel yoğunlaşmalar olması beklense de, zayıf bir şekilde bağlanmış ve ara sıra veya sıklıkla yıkıcı olaylara maruz kalabileceğini göstermektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.nature.com/articles/320242a0|başlık=Are cometary nuclei primordial rubble piles?|tarih=Mart 1986|sayı=6059|dil=İngilizce|sayfalar=242-244|çalışma=Nature|cilt=320|ad=Paul R.|soyadı=Weissman|issn=1476-4687|doi=10.1038/320242a0|erişim-tarihi=22 Nisan 2024|arşivurl=https://web.archive.org/web/20230123212107/https://www.nature.com/articles/320242a0|arşivtarihi=23 Ocak 2023|ölüurl=hayır}}</ref><ref>{{Web kaynağı|url=https://www.boulder.swri.edu/~bottke/rubble/node7.html|başlık=Tidal Disruption of Asteroids and Comets|erişimtarihi=22 Nisan 2024|çalışma=www.boulder.swri.edu|arşivurl=https://web.archive.org/web/20200613143119/https://www.boulder.swri.edu/~bottke/rubble/node7.html|arşivtarihi=13 Haziran 2020|ölüurl=hayır}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1100581|başlık=Not a Rubble Pile?|tarih=18 Haziran 2004|sayı=5678|dil=İngilizce|sayfalar=1760-1762|çalışma=Science|cilt=304|ad=Harold A.|soyadı=Weaver|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1100581|erişim-tarihi=22 Nisan 2024|arşivurl=https://web.archive.org/web/20240422131215/https://www.science.org/doi/10.1126/science.1100581|arşivtarihi=22 Nisan 2024|ölüurl=hayır}}</ref><ref>{{Web kaynağı|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/interior.html|başlık=Comet Nucleus Comet Nucleus Comet Nucleus Comet Nucleus|erişimtarihi=22 Nisan 2024|çalışma=www2.ess.ucla.edu|arşivurl=https://web.archive.org/web/20210429190329/http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/interior.html|arşivtarihi=29 Nisan 2021|ölüurl=hayır}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Density of comet Shoemaker–Levy 9 deduced by modelling breakup of the parent 'rubble pile'|sayı=6485|sayfalar=120-124|çalışma=Nature|yıl=1994|cilt=370|ad=E.|soyadı=Asphaug|doi=10.1038/370120a0|ad2=W.|soyadı2=Benz}}</ref> Ancak [[Rosetta (uzay aracı)|Rosetta]] misyonunun yerinde gözlemleri bu durumun çok daha karmaşık olabileceğini göstermektedir<ref>{{Haber kaynağı|url=http://www.latimes.com/science/sciencenow/la-sci-sn-rosetta-philae-comet-67p-churyumov-gerasimenko-organic-bounce-20150730-story.html|başlık=After a bounce, Rosetta's Philae lander serves up cometary surprises|erişimtarihi=11 Kasım 2015|tarih=31 Temmuz 2015|çalışma=Los Angeles Times|ad=Amina|soyadı=Khan|arşivurl=https://web.archive.org/web/20181106223032/http://www.latimes.com/science/sciencenow/la-sci-sn-rosetta-philae-comet-67p-churyumov-gerasimenko-organic-bounce-20150730-story.html|arşivtarihi=6 Kasım 2018|ölüurl=hayır}}</ref> |
||
== Uydular == |
== Uydular == |
||
[[Dosya:Phobos_colour_2008.jpg|küçükresim| [[Mars Reconnaissance Orbiter|Mars Keşif Yörünge Aracı]] tarafından görüntülenen [[Phobos (uydu)|Phobos]]]] |
[[Dosya:Phobos_colour_2008.jpg|küçükresim| [[Mars Reconnaissance Orbiter|Mars Keşif Yörünge Aracı]] tarafından görüntülenen [[Phobos (uydu)|Phobos]]]] |
||
[[Mars]] gezegeninin iki doğal uydusundan daha büyüğü olan [[Phobos (uydu)|Phobos'un]] da yaklaşık {{Dönüştürme|100|m|abbr=on}} kalınlığında ince bir regolit kabukla birbirine bağlanmış bir moloz yığını olduğu değerlendirilmektedir.<ref name="Falling apart">{{Haber kaynağı|url=http://spaceref.com/mars/phobos-is-slowly-falling-apart.html|başlık=Phobos is Slowly Falling Apart|erişimtarihi=11 Kasım 2015|tarih=10 Kasım 2015|çalışma=NASA|yayıncı=SpaceRef}}</ref><ref name="phobos">{{Web kaynağı|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mar_Phobos|başlık=NASA – Phobos|erişimtarihi=4 Ağustos 2014|arşivtarihi=24 Haziran 2014|arşivurl=https://web.archive.org/web/20140624191709/https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mar_Phobos|yayıncı=Solarsystem.nasa.gov}}</ref> Moloz yığını morfolojisi, Mars'ın uydularının ''yerinde'' kökenine işaret edebilir. Buna dayanarak Phobos ve Deimos'un yok olmuş tek bir uydudan kaynaklanabileceği öne sürülmüştür. Alternatif olarak Phobos'un, yeniden bir araya gelip gezegenden uzağa doğru hareket etmeden önce bir halka formunu almış ve tekrar birikerek bütünleşmiş olduğu iddia edilmiştir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://doi.org/10.3847/1538-3881/acbf53|başlık=Exploring the Recycling Model of Phobos Formation: Rubble-pile Satellites*|tarih=15 Mart 2023|sayı=4|sayfalar=161|çalışma=The Astronomical Journal|cilt=165|ad=Gustavo|soyadı=Madeira|issn=0004-6256|doi=10.3847/1538-3881/acbf53|ad2=Sébastien|ad3=Yun|ad4=Ryuki|ad5=Patrick|ad6=Hidenori|ad7=Silvia|soyadı2=Charnoz|soyadı3=Zhang|soyadı4=Hyodo|soyadı5=Michel|soyadı6=Genda|soyadı7=Giuliatti Winter}}</ref> |
[[Mars]] gezegeninin iki doğal uydusundan daha büyüğü olan [[Phobos (uydu)|Phobos'un]] da yaklaşık {{Dönüştürme|100|m|abbr=on}} kalınlığında ince bir regolit kabukla birbirine bağlanmış bir moloz yığını olduğu değerlendirilmektedir.<ref name="Falling apart">{{Haber kaynağı|url=http://spaceref.com/mars/phobos-is-slowly-falling-apart.html|başlık=Phobos is Slowly Falling Apart|erişimtarihi=11 Kasım 2015|tarih=10 Kasım 2015|çalışma=NASA|yayıncı=SpaceRef}}{{Ölü bağlantı|date=Mayıs 2024 }}</ref><ref name="phobos">{{Web kaynağı|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mar_Phobos|başlık=NASA – Phobos|erişimtarihi=4 Ağustos 2014|arşivtarihi=24 Haziran 2014|arşivurl=https://web.archive.org/web/20140624191709/https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mar_Phobos|yayıncı=Solarsystem.nasa.gov}}</ref> Moloz yığını morfolojisi, Mars'ın uydularının ''yerinde'' kökenine işaret edebilir. Buna dayanarak Phobos ve Deimos'un yok olmuş tek bir uydudan kaynaklanabileceği öne sürülmüştür. Alternatif olarak Phobos'un, yeniden bir araya gelip gezegenden uzağa doğru hareket etmeden önce bir halka formunu almış ve tekrar birikerek bütünleşmiş olduğu iddia edilmiştir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://doi.org/10.3847/1538-3881/acbf53|başlık=Exploring the Recycling Model of Phobos Formation: Rubble-pile Satellites*|tarih=15 Mart 2023|sayı=4|sayfalar=161|çalışma=The Astronomical Journal|cilt=165|ad=Gustavo|soyadı=Madeira|issn=0004-6256|doi=10.3847/1538-3881/acbf53|ad2=Sébastien|ad3=Yun|ad4=Ryuki|ad5=Patrick|ad6=Hidenori|ad7=Silvia|soyadı2=Charnoz|soyadı3=Zhang|soyadı4=Hyodo|soyadı5=Michel|soyadı6=Genda|soyadı7=Giuliatti Winter}}</ref> |
||
== Ayrıca bakınız == |
== Ayrıca bakınız == |
||
05.34, 3 Mayıs 2024 itibarı ile sayfanın şu anki hâli.
Moloz yığını, astronomide yerçekiminin etkisi altında bir araya gelen çok sayıda moloz parçasından oluşan bir gök cismini tanımlamaktadır. Moloz yığınlarının yoğunluğu, onları oluşturan çeşitli parçalar arasında bulunan büyük boşluklar nedeniyle düşüktür.
Bennu ve Ryugu asteroitleri için hesaplanan kütle yoğunluğu, cisimlerinin iç yapılarının birer moloz yığını olabileceğini düşürdürtmektedir.[1][2] Birçok kuyruklu yıldızın ve daha küçük küçük gezegenlerin (çapı <10 km) çoğunun birleşmiş molozlardan oluştuğu düşünülmektedir.[3][4]
Küçük gezegenler
[değiştir | kaynağı değiştir]
Küçük asteroitlerin çoğunun moloz yığınları olduğu düşünülmektedir.[3] Asteroitlerin yoğunlukları ilk olarak hesaplandığında, bilim adamlar bunların genel olarak birer moloz yığını olduğundan şüphelenmişlerdir. Hesaplanan yoğunlukların çoğu, bazı durumlarda asteroit parçaları olduğu belirlenen meteoritlerden önemli ölçüde daha düşüktür.
Moloz yığınları, bir asteroit veya doğal uydunun (başlangıçta yekpare olabilir) bir çarpışma sonucu parçalara ayrılması ve saçılan parçaların daha sonra yerçekimi kuvveti nedeniyle kendi kendine tekrar bir araya gelmesiyle meydana gelir.[5] Bu birleşme genellikle birkaç saatten, birkaç haftaya kadar devam etmektedir. Bir moloz yığını asteroit, çok daha büyük bir nesnenin yanından geçtiğinde, büyük cismin gelgit kuvvetleri onun şeklini değiştirmektedir.[6]
Düşük yoğunluklu asteroitlerin büyük bir kısmının bir moloz yığını olduğu değerlendirilmektedir, örneğin 253 Mathilde'nin NEAR Shoemaker görevi tarafından belirlenen kütlesi, yüzeyinin kaya olduğu dikkate alındığında çok düşüktür. İnce kaya kabuğuna sahip buz bile uygun bir yoğunluk değeri sağlamamaktadır. Ayrıca Mathilde'in üzerindeki büyük çarpma kraterleri katı bir cismi parçalayabilecek yoğunluktadır. Bununla birlikte, fotoğrafı çekilen ilk belirgin moloz yığını 25143 Itokawa'dır; bu yığının belirgin bir çarpma krateri bulunmamakta olduğundan dağılmış parçaların bir birleşimi olduğu neredeyse kesindir.
NEAR Shoemaker'ın ana hedefi olan 433 Eros'un kimi çatlaklara sahip olduğu ancak bunun dışında katı bir durumda olduğu belirlenmiştir. Muhtemelen Itokawa'yı da kapsayan diğer asteroitlerin, boşlukların molozla dolduğu veya moloz olmadan birbirine temas eden iki büyük cisimden oluşan bir temas ikilileri olduğu ortaya çıkarılmıştır.
Çoğu asteroidin iç yapılarında, yerçekimi kuvvetinin çok düşük olması nedeniyle büyük boşluklar bulunması olasıdır. Dışarıdaki ince regolite rağmen (en azından uzay aracında görülen çözünürlükte), asteroitin yerçekimi kuvveti, parçalar arasındaki sürtünmeyi mümkün kılacak kadar zayıftır ve bunun sonucunda küçük parçaların içeriye düşerek boşlukları doldurması engellenmektedir.
En büyük çapa sahip olan asteroitlerin tümü (1 Ceres, 2 Pallas, 4 Vesta, 10 Hygiea, 704 Interamnia), herhangi bir makroskobik iç gözenekliliği olmayan katı nesnelerdir. Bunun nedeni, her türlü darbeye dayanabilecek kadar büyük olmaları ve hiçbir zaman parçalanmamaları olabilir. Alternatif olarak, Ceres ve en büyük asteroitlerden birkaçı, parçalanmış ancak dağılmamış olsalar bile, yerçekimi kuvvetleri, saçılan parçalar yeniden bir araya geldiğinde iç boşlukların çoğunu çökertecek kadar büyük olmuş olabilir. Vesta, en azından, oluşumundan bu yana büyük bir çarpışmaya sağlam bir şekilde dayanmış ve ortaya çıkan kraterde, onun bir moloz yığını olmadığını garanti eden iç yapı farklılaşmasına dair işaretler göstermiştir.
Kuyruklu yıldızlar
[değiştir | kaynağı değiştir]
Gözlemsel kanıtlar, kuyruklu yıldız çekirdeğinin iyi konsolide olmuş yekpare bir cisim olmayabileceğini, bunun yerine daha küçük parçaların gevşek bağlarla bağlanmış bir yığılması olabileceğini, daha büyük kuyruklu yıldız parçalarının asteroit örneğinde olduğu gibi çarpışmayla ortaya çıkan enkazdan çok ilksel yoğunlaşmalar olması beklense de, zayıf bir şekilde bağlanmış ve ara sıra veya sıklıkla yıkıcı olaylara maruz kalabileceğini göstermektedir.[7][8][9][10][11] Ancak Rosetta misyonunun yerinde gözlemleri bu durumun çok daha karmaşık olabileceğini göstermektedir[12]
Uydular
[değiştir | kaynağı değiştir]
Mars gezegeninin iki doğal uydusundan daha büyüğü olan Phobos'un da yaklaşık 100 m (330 ft) kalınlığında ince bir regolit kabukla birbirine bağlanmış bir moloz yığını olduğu değerlendirilmektedir.[13][14] Moloz yığını morfolojisi, Mars'ın uydularının yerinde kökenine işaret edebilir. Buna dayanarak Phobos ve Deimos'un yok olmuş tek bir uydudan kaynaklanabileceği öne sürülmüştür. Alternatif olarak Phobos'un, yeniden bir araya gelip gezegenden uzağa doğru hareket etmeden önce bir halka formunu almış ve tekrar birikerek bütünleşmiş olduğu iddia edilmiştir.[15]
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Notlar
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ Chesley, Steven R.; Farnocchia, Davide; Nolan, Michael C.; Vokrouhlický, David; Chodas, Paul W.; Milani, Andrea; Spoto, Federica; Rozitis, Benjamin; Benner, Lance A.M.; Bottke, William F.; Busch, Michael W. (Haziran 2014). "Orbit and bulk density of the OSIRIS-REx target Asteroid (101955) Bennu". Icarus. 235: 5-22. doi:10.1016/j.icarus.2014.02.020. ISSN 0019-1035.
- ^ "Hayabusa-2: Asteroid mission exploring a 'rubble pile'" (İngilizce). 19 Mart 2019. 7 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ a b "ALCDEF: About Lightcurves". alcdef.org. 29 Haziran 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ Walsh, Kevin J. (14 Eylül 2018). "Rubble Pile Asteroids". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (İngilizce). 56 (1): 593-624. arXiv:1810.01815 $2. doi:10.1146/annurev-astro-081817-052013. ISSN 0066-4146. 6 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ Michel, Patrick; Benz, Willy; Tanga, Paolo; Richardson, Derek C. (23 Kasım 2001). "Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites". Science (İngilizce). 294 (5547): 1696-1700. doi:10.1126/science.1065189. ISSN 0036-8075. 22 Nisan 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ Solem, Johndale C.; Hills, Jack G. (1 Mart 1996). "Shaping of Earth-Crossing Asteroids by Tidal Forces". The Astronomical Journal. 111: 1382. doi:10.1086/117884. ISSN 0004-6256. 7 Ağustos 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ Weissman, Paul R. (Mart 1986). "Are cometary nuclei primordial rubble piles?". Nature (İngilizce). 320 (6059): 242-244. doi:10.1038/320242a0. ISSN 1476-4687. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ "Tidal Disruption of Asteroids and Comets". www.boulder.swri.edu. 13 Haziran 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ Weaver, Harold A. (18 Haziran 2004). "Not a Rubble Pile?". Science (İngilizce). 304 (5678): 1760-1762. doi:10.1126/science.1100581. ISSN 0036-8075. 22 Nisan 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ "Comet Nucleus Comet Nucleus Comet Nucleus Comet Nucleus". www2.ess.ucla.edu. 29 Nisan 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2024.
- ^ Asphaug, E.; Benz, W. (1994). "Density of comet Shoemaker–Levy 9 deduced by modelling breakup of the parent 'rubble pile'". Nature. 370 (6485): 120-124. doi:10.1038/370120a0.
- ^ Khan, Amina (31 Temmuz 2015). "After a bounce, Rosetta's Philae lander serves up cometary surprises". Los Angeles Times. 6 Kasım 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Kasım 2015.
- ^ "Phobos is Slowly Falling Apart". NASA. SpaceRef. 10 Kasım 2015. Erişim tarihi: 11 Kasım 2015.[ölü/kırık bağlantı]
- ^ "NASA – Phobos". Solarsystem.nasa.gov. 24 Haziran 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2014.
- ^ Madeira, Gustavo; Charnoz, Sébastien; Zhang, Yun; Hyodo, Ryuki; Michel, Patrick; Genda, Hidenori; Giuliatti Winter, Silvia (15 Mart 2023). "Exploring the Recycling Model of Phobos Formation: Rubble-pile Satellites*". The Astronomical Journal. 165 (4): 161. doi:10.3847/1538-3881/acbf53. ISSN 0004-6256.
- ^ Kaynak hatası: Geçersiz
<ref>etiketi;Warner-Harris-Pravecisimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]- Moloz yığını asteroit Itokawa'nın yakın çekim görüntüleri
- NASA Astronomy Picture of the Day: Saturn's Moon Calypso, another possible rubble pile (17 February 2010)
- Hiper Hızın Moloz Yığını Asteroitleri Üzerindeki Etkileri pdf online @ kent.ac.uk
Kaynak hatası: <ref> "lower-alpha" adında grup ana etiketi bulunuyor, ancak <references group="lower-alpha"/> etiketinin karşılığı bulunamadı (Bkz: Kaynak gösterme)