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]

• Halka biçimli gezegensel disk
• Kuyruklu yıldız çekirdeği
• İstisnai asteroitler listesi

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

^[a]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

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)