:: wikimiki.org ::
| Meteoriitti |
MeteoriittiMeteoriitti on Maan pinnalle pudonnut meteoroidi. Yli kilogramman painoiset kappaleet voivat säilyä ehjinä kulkiessaan ilmakehän läpi. Päivittäin Maan ilmakehään osuu 100 tonnia meteoroideja, joista lähes kaikki kuitenkin tuhoutuvat, koska suuret kappaleet ovat pieniä huomattavasti harvinaisempia.
Meteoriitit luokitellaan koostumuksensa mukaan johonkin kolmesta päätyypistä: kivi-, rauta- ja kivi-rauta -meteoriitteihin. Raudat koostuvat lähes puhtaasta nikkelin ja raudan seoksesta. Kivet jaotellaan edelleen kondriitteihin ja akondriitteihin, joista edellisissä on millimetrin kokoisia rakeita eli kondrioita.
Tuoreeltaan löytyneiden meteoriittien perusteella lähes kaikki pudokkaat ovat kivimeteoriitteja. Vanhoista löydöistä kiviä on vain reilut puolet, sillä ne rapautuvat rautakappaleita nopeammin. Kuitenkin noin 90 prosenttia meteoriiteista on magneettisia, sillä kivimeteoriiteissakin on usein rautapirote; pieniä rautapisaroita kiviaineksen seassa.
Varmin meteoriitin tunnusmerkki on tumma kuori, joka on ilmalennon aikana sulanutta ainesta. Vain harvoin, jos meteori pirstaloituu lentonsa loppuhetkillä, voi murtokappaleesta sulamiskuori puuttua kokonaan. Kuoren pintaan jää meteoriiteille tyypillisiä virtauskuvioita, kun sula aines jähmettyy virratessaan pyrstöpäätä kohti. Ajan mittaan maastossa virtausrakenteet rapautuvat tai ruostuvat pois, mikä vaikeuttaa meteoriittien tunnistamista.
Katso myös
- Bolidi
- Tektiitti
Luokka:Tähtitiede
ja:隕石
th:อุกกาบาต
Maa:Yleisnimenä maa tarkoittaa maaperää tai valtiota.
Maa on Aurinkokunnan kolmas planeetta Auringosta lukien. Maan keskietäisyys Auringosta on noin 150 miljoonaa kilometriä, eli määritelmän mukaisesti 1 AU. Maan kiertoaika Auringon ympäri on 365 vuorokautta 6 tuntia ja pyörähdysaika oman akselinsa ympäri on n. yksi vuorokausi eli 23 tuntia 56 minuuttia ja 4,10 sekuntia. Maapallon pyörähdysaika saattaa hieman muuttua luonnonilmiöiden, asteroidi-iskujen yms tapahtumien johdosta. Muutos on silti hyvin vähäistä. Esimerkiksi Joulukuussa 2004 tapahtuneen maanjäristyksen ja tsunamin johdosta maapallon pyörähdysaika pieneni 3 mikrosekunnilla (lähde: tähdet ja avaruus -lehti 1/2005 sivu 4)
Maan ikä on noin 4500 miljoonaa vuotta.
Maalla on yksi kiertolainen: Kuu. Se on emoplaneettaansa verrattuna suhteellisesti suurempi kuin yksikään toinen Aurinkokunnan kuu (pois lukien Pluton kuu Kharon). Paria voi pitää lähes kaksoisplaneettana.
Maan kiertorata Auringon ympäri ei ole täysin ympyrämäinen, vaan tarkkaan ottaen ellipsi, jonka toisessa polttopisteessä on Aurinko tai oikeastaan tämän massakeskipiste. Maa on lähinnä Aurinkoa, kun pohjoisella pallonpuoliskolla on talvi, ja vastaavasti kauimpana, kun pohjoisella pallonpuoliskolla on kesä. Vuodenaikojen vaihtelu johtuu kuitenkin siitä, että Maan akseli on 23,44 astetta kallellaan ratatason normaaliin nähden. Maan akseli on sen napojen kautta kulkevaksi kuviteltu suora. Tällä hetkellä akseli osoittaa lähelle Pohjantähteä. Auringon ja Kuun vaikutuksesta akseli kuitenkin kiertyy hitaasti, ja esimerkiksi 12000 vuoden kuluttua pohjoinen taivaannapa sijaitsee Vegan lähistöllä. Ilmiötä kutsutaan prekessioksi. Täyteen prekessiokierrokseen kuluu noin 26000 vuotta.
Maan ilmakehä ja vesivaippa
Maa on ainoa Aurinkokunnan planeetta, jonka pinnalla on nestemäistä vettä; se peittää noin 70 % koko pallon pinnasta. Tästä se onkin saanut kutsumanimen "sininen planeetta". Maapallon kuivan maan pinta-ala onkin lähes täsmälleen sama kuin puolet pienemmän Marsin koko ala.
Maan ilmakehä koostuu pääasiassa typestä (78 %) ja
hapesta (21 %). Ihmiselämän kannalta tärkeää on että
hiilidioksidia ilmassa on alle prosentti. Planeetan ja ilmakehän
paksuuksien suhde on samaa luokkaa kuin omenan ja sen kuoren. Pinnalta
katsottuna ilmakehän näkyvin ominaisuus on sen sinisyys, joka syntyy,
kun valo siroaa kaasumolekyyleistä (Rayleigh-sironta). Valon
spektrin sinisen pään aallonpituudet siroavat eniten. Ilman sirontaa
taivas näyttäisi mustalta. Samasta ilmiöstä johtuen Aurinko näyttää
keltaiselta tai punaiselta riippuen valon ilmakehässä kulkeman matkan
pituudesta. Ilmakehä päästää lävitseen vain osan Auringon säteilystä,
ja esimerkiksi haitallinen ultraviolettisäteily kilpistyy suurelta
osin monen kymmenen kilometrin korkeudella sijaitsevaan
otsonikerrokseen.
Maa on nykytietämyksen mukaan maailmankaikkeuden
ainoa planeetta, jolla varmasti on elämää. Elämän esiintymisen
mahdollistavat mm. nestemäinen vesi ja Auringon jatkuva
valoenergiavirta. Ilmakehässä oleva suurehko happimäärä sen sijaan on
Maan kasviston aikaansaama ja on taas eläinten, myös ihmisten,
elinehto.
Maan kuori ja vaippa
elämä
Maan kiinteä kuorikerros koostuu paristakymmenestä mannerlaatasta, jotka "kelluvat" vaipan raskaamman kiviaineksen päällä. Laatat liikkuvat alituisesti toistensa suhteen, aiheuttaen maanjäristyksiä ja tulivuoritoimintaa, lähinnä laattojen reunoilla, jossa ne törmäävät tai työntävät toisensa alle. Toisaalta uutta laattamateriaalia eli merenpohjaa muodostuu valtamerten keskellä, esim. Islannissa, jossa kiviaines tupruttaa esiin Maan vaipasta. Laattaliikkeen energianlähde on sama radioaktiivinen hajoaminen josta enempää myöhemmin.
Maan ydin
Maan sisäinen koostumus on meille elintärkeä. Planeetalla on nimittäin
jatkuvan radioaktiivisen hajoamisen ansiosta sula rauta-nikkeli-ydin,
joka saa aikaan voimakkaan magneettikentän, mikä
suojaa elämää vaaralliselta säteilyltä sekä Auringosta tulevalta
suurienergiseltä hiukkaspommitukselta. Lähellä napa-alueita
hiukkaspommitus voidaan nähdä paljain silmin öiseen aikaan värikkäinä
revontulina. Magneettikentän vangitsemat Auringosta tulevat hiukkaset koostavat van Allenin vyöhykkeet.
Maan magneettikenttä jonka voimakkuus on 0,000025 - 0,00005 teslaa, heikkenee aika-ajoin ja vaihtaa napaisuuttaan. Sama napaisuus kestää yleensä satojatuhansia vuosia.
Maan ytimen tutkiminen
Porauksilla on päästy 10 kilometrin syvyyteen maankuoren sisälle, mutta Maan vaippa kuoren alla on yhä koskematon.
Epäsuoraa tietoa Maan sisäosista saadaan tutkimalla maanjäristysten ja ydinräjäytysten yhteydessä syntyviä seismisiä aaltoja.
Ydin ei kuitenkaan ole aivan saavuttamaton, koska Kalifornian teknisessä korkeakoulussa planeettoja tutkiva David Stevenson on keksinyt erikoisen keinon vaipan tutkimiseen. Ensin räjäytetään maankuoreen syvä halkeama muutaman megatonnin vetypommilla. Halkeamaan kaadetaan samalla kertaa 100 000 tonnia sulaa rautaa, joka omalla painollaan painuu syvemmälle 400 km/vrk. Mukana pitäisi olla myös nyrkinkokoinen luotain, joka lähettää tietoja vaipan lämpötilasta, sähkönjohtavuudesta ja kemiallisesta koostumuksesta. Tietä raivaava sula rauta voi tosin sotkea mittauksia jonkin verran. Tutkimuksen raportit välitetään maanpinnalle ääniaaltoina, sillä radioaallot pysähtyvät paksuihin maakerroksiin. Vaippa ulottuu 3000 km syvyyteen, jonka jälkeen sula rauta viimeistään pysähtyy Maan metalliytimen tullessa vastaan.
Stevenson itse sanoo hämmästyvänsä paljon, jos suunnitelma joskus toteutuu.
Maailmankartta
Maailmankartta on kartta maapallon pinnasta.
Topografinen maailmankartta
Valitse haluamasi karttaruutu suurennettavaksi
kartta
kartta
kartta
Linkkejä
- [http://www.space.com/scienceastronomy/nasa_core_030514.html Space.com. NASA Meets Hollywood: Real Mission Proposed to Earth's Core]
Katso myös
- Maantiede
Luokka:Planeetat
Luokka:Maa
zh-min-nan:Tē-kiû
ko:지구
ms:Bumi
ja:地球
simple:Earth
th:โลก
IlmakehäIlmakehällä tarkoitetaan yleensä Maata ympäröivää noin parin kymmenen kilometrin korkuista ilmamassaa. Ilmakehällä voidaan tarkoittaa myös yleisesti kaasukehää.
Ilmakehä, ilma, koostuu pääasiassa typestä (78,08 %), hapesta (20,94 %), argonista (0,93 %), hiilidioksidista (0,03 %) sekä muista kaasuista. Ilma sisältää myös vesihöyryä (0-5 %) ja kiinteitä hiukkasia. Ilmakehä voidaan jakaa osiin joko lämpötilan, kemiallisen koostumuksen tai kemiallisten ja sähköisten ominaisuuksien mukaan. Ilman koostumus muuttuu korkeuden mukana.
Ilmakehän rakenne
Jako lämpötilan mukaan
kaasu
- Troposfäärillä tarkoitetaan ilmakerrosta, joka ulottuu maanpinnasta noin 10-15 kilometrin (Suomessa 9 - 10 km) korkeuteen. Korkeus vaihtelee vuodenajan, maantieteellisen leveyden ja sään mukana. Tässä kerroksessa lämpötila laskee korkeuden kasvaessa keskimäärin 5-8 °C/km ja on alimmillaan noin -50 °C. Suurin osa sääilmiöistä, kuten esimerkiksi tuuli ja sade sekä pilvet esiintyvät tässä kerroksessa. Noin 75 % ilmakehän massasta on keskittynyt troposfääriin. Suurin osa ilmansaasteista on täällä. Troposfäärissä esiintyy myös optisia ilmiöitä.
- Stratosfäärillä tarkoitetaan ilmakerrosta, joka ulottuu noin 50 kilometrin korkeuteen. Stratosfäärissä Auringon ultraviolettisäteily muodostaa otsonia. Otsonikerros estää haitallisen ultraviolettisäteilyn pääsyn Maan pinnalle. Ilmakehän otsonikerros on tiheimmillään noin 30 kilometrin korkeudella maanpinnasta.
- Mesosfääri alkaa stratosfäärin yläpuolelta ja jatkuu aina 80 kilometrin korkeuteen. Ilmanpaine mesosfäärissä on vain noin kymmenestuhannesosa siitä, mitä se on maan pinnalla. Mesosfäärin yläpuolella ilmakehä vaihtuu vähitellen avaruudeksi.
- Mesosfäärin yläpuolella on vielä ionosfääri. Kerroksen nimi tulee siitä, että tässä kerroksessa ilmakehän kaasut ovat auringonvalon vaikutuksesta ionisoituneita ja siten johtavat sähköä. Ionosfääri heijastaa radiosäteilyä, mikä mahdollistaa radioasemien (ula-taajuuksia alempien) kuuntelun ympäri maapallon. Siellä esiintyy myös Auringon hiukkassäteilyn ansiosta revontulia.
Jako koostumuksen mukaan:
- Homosfäärissä ilmakehän koostumus ja atomipaino pysyy vakiona.
- Heterosfäärissä ilmakehän koostumus muuttuu. Alkaa noin 80 kilometrin korkeudesta. 500 kilometrin korkeudesta alkaen myös vety hajoaa. Myös heterosfääri jaetaan eri osiin:
- Eksosfäärissä vety on kokonaan ionisoitunutta ja atomien liike-energia riittää saattamaan ne pois ilmakehästä. Myös eksosfääri jaetaan osiin vedyn ionisaation mukaan:
- Metasfäärissä, joka alkaa 500 kilometrin korkeudesta, vety on vain osaksi ionisoitunutta ja
- protosfäärissä vety on ionisoitunut kokonaan.
Jako kemiallisten ja sähköisten ominaisuuksien mukaan:
- Otsonikerros sijaitsee noin 25 kilometrin korkeudessa ja koostuu nimensä mukaisesti otsonista, ei tosin kokonaan.
- Kemosfäärissä (30-100 km) Auringon ultraviolettisäteily hajottaa vesihöyryä ja hiilidioksidia. Ionien ja elektronien yhtyminen aiheuttaa airglow'n eli ilmahehkun.
- Ionosfääri (alkaen 100 kilometristä) sisältää ionisoituneita hiukkasia, jotka keskittyvät neljään vyöhykkeeseen: D, E, F1 ja F2. Ionosfäärin alaosan sähköpotentiaali maanpinnan suhteen on noin +300 kV.
- D-kerros sijaitsee mesopaussin alapuolella, muodostuu päivällä ja heijastaa alle 50 kHz:n radioaaltoja.
- E-kerros eli Heaviside-kerros (nimetty löytäjänsä Oliver Heavisiden mukaan) syntyy Auringon noustessa, ollen minimissään yöllä ja se heijastaa alle 1 MHz:n radioaaltoja. Ilmahehku sijaitsee näillä main ja aiheutuu siitä kun vapaat elektronit yhtyvät takaisin ioneihin.
- F-kerros sisältää kaksi tiheämpää kohtaa:
- F1-kerros sijaitsee noin 200 km:n korkeudella.
- F2-kerros eli Appleton-kerros (nimetty brittifyysikko Edvard Victor Appletonin mukaan) noin 300 km:n korkeudella. Tämä kerros on varsin pysyvä luonteeltaan, sillä ionien ja elektronien yhtyminen, joka kerroksen aiheuttaa on varsin hidasta johtuen pienestä ilmantiheydestä.
F-kerrokset heijastavat lyhyitä radioaaltoja, Suomessa auringonpilkkumaksimin aikoihin noin 7-15 MHz:n ja minimin aikaan noin 4-5 MHz:n aaltoja. Suurempitaajuuksiset aallot menevät kerrosten läpi.
Muuta ionosfääristä:
- Mögelin-Dellingerin häiriö, joka aiheutuu Auringon ultraviolettisäteilyn väliaikaisesta voimistumisesta. Lyhyiden radioaaltojen absorptio kasvaa ja pitkien radioaaltojen heijastuskyvyn paraneminen. Ionosfäärissä on myös voimakkaita sähkövirtoja; jopa kymmeniä tuhansia ampeereja.
- Faraday-kiertymä, joka tarkoittaa sähkömagneettisen aallon polarisaatiotason kiertymistä. Kiertymä on suoraan verrannollinen ionosfäärin vapaiden ionien määrään. Kiertymän vaikutus alkaa näkyä matalilla mikroaaltotaajuuksilla (~1 GHz) ja sitä pienemmillä taajuuksilla.
Ilmakehän havainnointi ja tutkimus
Vuonna 1640 saatiin Italian Firenzessä valmistettua pumppulaite, jolla todistettiin että yli 10 metrin korkeuteen oli mahdotonta imeä vettä, oli imutehoa käytettävissä kuinka paljon tahansa. Siihen asti oli vallalla ollut Aristoteleen aikainen käsitys pumpun toimintaperiaatteesta, joka nyt osoittautui vääräksi: vesi kohosi pumppuun siksi, että luonto kammoaisi tyhjiötä. ja vesi kiiruhtaisi täyttämään sen. Torricellli, Galilein oppilas, huomasi pian todellisen syyn pumpun imuvoiman puutteelle: ilmakehän paino painaa veden putkeen, jonka hän todisti oikeaksi kuululla elohopeapatsaalla, joka on vielä nykyäänkin paineen mitta. Samalla hän tuli keksineeksi tavan mitata ilmakehän paine. Maanpinnalla tehtävät säähavainnot sisältävät myös tuulen, lämpötilan ja kosteuden mittauksen.
Myöhemmin ilmakehän in situ-mittaukset, eli sellaiset joissa anturi koskettaa mittauskohdetta, ulotettiin ylempiin ilmakerroksiin nostamalla mittareita ylös ensin leijojen, myöhemmin kaasuilmapallojen avulla. Vilho Väisälä oli eräs uranuurtajia tässä, ja nykyisin Vaisala Oyj:n mittalaitteita käytetään säähavainnoinnin lisäksi teollisuudessa ja monissa avaruusprojekteissa ja –luotaimissa.
Kaukokartoituslaitteista säätutka on ensimmäisenä saanut jalansijaa ilmakehän luotaamisessa. Erilaisilla tutkilla voidaan tutkia ilmamassojen, pilvien, saderintamien, revontulien ja muiden vastaavien kulkusuuntaa, nopeutta ja muita sääennustukselle tärkeitä ominaisuuksia käyttäen hyväksi mikroaaltojen sirontaa sekä dopplerilmiötä. Myös sään ja ilmakehän havainnointiin on omat satelliittinsa, Yhdysvaltojen vuonna 1960 laukaisemaa Tiros 1:ta pidetään ensimmäisenä ’oikeana’ sääsatelliittina. Nyt kun ilmakehästä saadaan erittäin runsaasti tietoja, on niiden käsittelyssä avuksi otettu tehokkaat supertietokoneet ja monimutkaiset matemaattiset mallit ennustusten tekoon.
Suomessa ilmakehän tutkimusta (samoin kuin revontulienkin) suorittaa Ilmatieteenlaitos.
Katso myös
- meteorologia
- sää
- sään ennustaminen
- revontulet
- dopplertutka
- ilmansaasteet
Luokka:Meteorologia
Luokka:Maantiede
Luokka:Klimatologia
Luokka:Maa
ms:Atmosfera
ko:대기권
ja:大気
Nikkeli
Nikkeli on lujaa, sitkeää, hopeisenväristä ja magneettista metallista rautaryhmän alkuainetta, sen kemiallinen merkki on Ni ja järjestysluku 28. Sen atomimassa on 58,71, tiheys 8,90, ja sulamispiste +1453 astetta. Nikkelillä on viisi pysyvää isotooppia. Nikkeliä löytää luonnosta yleensä sulfidimineraaleista.
Suuria nikkeliesiintymiä on muun muassa Petsamossa Venäjällä ja ympäri Kanadaa. Suomessa nikkelimalmia on louhittu Leppävirran Kotalahdessa (1957 - 1987) ja louhitaan edelleen Hituran kaivoksessa Nivalassa. Sotkamon Talvivaarassa on merkittävä nikkeliesiintymä, jonka hyödyntämiseksi on vireillä kaivoshanke.
Nikkeli kestää hyvin syövyttäviä aineita, ja sen takia monia metalliesineitä yleensä nikkelöidään. Nikkeli sopii muutenkin hyvin erilaisiin metalliseoksiin. Nikkeliä käytetään myös akuissa ja katalyyttinä.
Luokka:Alkuaineet
ja:ニッケル
th:นิกเกิล
Rauta
Rauta on siirtymämetallien ryhmään kuuluva alkuaine, jonka kemiallinen merkki on Fe (latinasta Ferrum). Rauta on painavin tähdissä nukleosynteesin kautta syntyvä alkuaine. Näin ollen se on yleisin raskasmetalli maailmankaikkeudessa. Jaksollisessa järjestelmässä rauta on 26. alkuaine. Se on pehmeä metalli, joka liukenee happoihin muodostaen samalla vetyä. Hopean värinen, kiiltävä, aktiivinen ja helposti hapettuva. Rauta on yleinen maaperästä löytyvä metalli, jolla on useita hyödyllisiä käyttökohteita, tärkein näistä on teräs. Rauta esiintyy vapaana: meteoriittirautana sekä myös yhdisteinä mm. magnetiittina ja hematiittina.
Raudan ominaisuuksia:
- tiheys 7874 kg/m3
- atomipaino 55,845 u
- sulamispiste 1808 K
- kiehumispiste 3023 K
Historia
Löytövuosi on esihistoriallinen. Ensimmäiset todisteet raudan käytöstä ovat Sumeriasta ja Egyptistä n. 4000 eaa. Silloin raudasta tehtiin pääasiassa keihään kärkiä tai muita suhteellisen pieniä esineitä, koska rautaa kerättiin meteoriittien jäännöksistä.
Valmistus ja käyttö
Valmistetaan oksideista hiilellä pelkistämällä masuuneissa.
Rautaa käytetään autojen valmistukseen, polkupyörissä, säilykepurkeissa, työkaluissa ja katalysaattori ammoniakin valmistukseen. Rauta on hemoglobiinissa hapen sitoja sekä hivenaine.
Luokka:Alkuaineet
Luokka:luonnonvarat
ms:Besi
ko:철
ja:鉄
simple:Iron
th:เหล็ก
MillimetriMetri (tunnus m) on SI-järjestelmän mukainen pituuden yksikkö. Metri määritellään nykyään pituudeksi, jonka valo kulkee tyhjiössä 1/299 792 458 sekunnissa. Vanhan metrin määritelmän mukaan valon nopeus oli likimain 299 792 458 m/s, mutta metrin uudelleenmäärittelyn jälkeen on nopeus tarkalleen sen verran.
sekunnissa
Aluksi metrin pituuden määrittelemistä varten tehtiin platinan ja iridiumin seoksesta palkki, jossa olevien kahden viivan väli oli metri. Tätä metrin prototyyppiä säilytetään edelleen Pariisissa Mittojen ja painojen museossa. Metri määritettiin kymmenenesmiljoonasosaksi maapallon meridiaaniympyrän neljänneksestä, joka kulki päiväntasaajalta Pariisin läpi pohjoisnavalle. Ensimmäinen prototyyppi, joka perustui vuoden 1790 mittauksiin, poikkesi määritelmästä kuitenkin 0,013% jääden 2 mm liian lyhyeksi. Tämä johtui siitä, ettei maapallon litistymistä navoilta huomioitu laskelmissa. Nykyinen metri perustuu silti tähän prototyyppiin.
Etuliite-muodot ja johdannaisyksiköt
Muita vanhoja pituuden yksiköitä
Hyvin lyhyille mitoille on aikaisemmin käytetty mm. yksikköä ångström (1 Å = 10-10 m). Tuuma on vanha Yhdistyneessä kuningaskunnassa käytetty pituuden yksikkö (25,4 mm).
Kun puhutaan kovin pitkistä matkoista, useimmiten luovutaan metrijärjestelmästä ja käytetään kullekin tieteenalalle ominaisia mittayksikköjä, kuten merimaili, kaapelinmitta, astronominen yksikkö, valovuosi ja parsek.
Katso myös
- Wikisource:Suomeen metrijärjestelmä
Luokka:pituusyksiköt
ms:Meter
ko:미터
ja:メートル
simple:Metre
th:เมตร
Tektiitti
Tektiitit ovat suurten meteoriittikraaterien yhteydessä tavattavia lasimaisia kappaleita. Tektiittejä kutsutaan usein myös lasimeteoriiteiksi vaikka niiden syntytapaa ei tarkasti tunneta. Vallitsevan käsityksen mukaan maahan osuva meteoriitti kuumentaa maaperän sulaksi pisaroiksi jotka roiskuvat korkealle ilmakehään ja jähmettyvät sieltä palatessaan tektiiteiksi. Tektiitit ovat kemialliselta koostumukseltaan silikaattilasia. Jokaiseen törmäyskraateriin liittyvä tektiitti on erotettavissa värin ja ulkoasun perusteella. Jotkin tektiiteistä ovat lasimaisesti läpinäkyviä ja toiset läpinäkymättömiä. Yleensä tektiittien pinnassa on kuoppia ja ja uurteita meteoriittien sulamiskuoppien tapaan. Kaikki lasimaiset meteoriittikenttiin liittyvät kappaleet eivät ole tektiittejä, vaan impaktiittejä. Ne ovat lasittuneet törmäyksen energiasta maan pinnalla ilman tektiittien ilmalentoa. Lasittumia syntyy myös ydinräjäytysten yhteydessä, New Mexicon ensimmäisen ydinräjäytyksen jäljiltä lasittunutta hiekkaa kutsutaan toisinaan trinitiitiksi.
Suurimmat kentät
Indokiniittejä tavataan nimensä mukaisesti Kaakkois-Aasiassa. Indokiniitit ovat usein pyöreitä, läpinäkymättömiä mustia lasikappaleita, joiden pinnassa on pieniä kuoppia. Indokiniitteihin liittyvää kraateria ei tunneta mutta kiviä tavataan erittäin laajalla alueella, mikä viittaisi erittäin suureen kraateriin. Indokiniitti on tavallisin tektiitti.Australiasta tavataan omituisen muotoisia tektiittejä, australiittejä. Australiitit ovat muodoltaan pisaramaisia, osa näyttää lentävältä lautaselta. Australiitit ovat tummia, hieman vihertäviä tai lähes mustia tektiittejä. Australian kenttä todennäköisesti liittyy indokiniittien kanssa samaan kraateriin.
Moldaviitti on vihreä ja läpinäkyvä tektiitti, jota tavataan Keski-Euroopassa. Tyypillisesti moldaviitit ovat uurteisia. Ne liittyvät Nödlinger-Riesin meteoriittikraateriin. Moldaviitteja on paljon erityisesti Tšekin tasavallan alueella, jossa niitä myydään korukiviksi. Moldaviitteja kutsutaan myös Vltaviiteiksi Moldau-joen tšekinkielisen nimen mukaan.
Norsunluurannikon tektiittikenttä liittyy Bosumtwin kraateriin Länsi-Afrikassa. Nämä tektiitit ovat muodoltaan samanlaisia kuin indokiniitit mutta niiden väri ei ole täysin musta vaan tumman teräksensininen.
Pohjois-Amerikassa tavataan Texasin osavaltioiden alueella tektiittejä, joita kutsutaan bediasiiteiksi. Bediasiitit ovat mustia ja pyöreitä kiviä muistuttaen indokiniittejä. Bediasiittien pinnan kuopat ovat kuitenkin huomattavasti pienempiä kuin indokiniiteissä keskimäärin.
Muita kenttiä
Georgian osavaltiossa Yhdysvalloissa tavataan tektiittejä, jotka ovat sinertäviä ja puolittain läpinäkyviä muistuttaen obsidiaania. Kentän tektiitit ovat harvinaisia ja niitä ei ole tavattu usein. Paikalliset intiaaniheimot ovat pitäneet niitä onnenkaluina.
Venäjällä on tavattu Zhamansinin kraateriin liittyviä tektiittejä, irghiziittejä ja zhamansiniittejä. Irghiziitit ovat väriltään sinertäviä ja usein muodoltaan pitkänomaisia. Niissä on toisinaan pinnassa uurteita mutta ne eivät ole niin hienojakoisia kuin moldaviiteilla. Kuoppia ei juurikaan ole. Zhamansiniitti ei välttämättä ole varsinainen tektiitti vaan impaktiitti.
Tiibetistä on myös tavattu tektiittikenttä.
Saharan autiomaassa Egyptin ja Libyan rajaseuduilla tavataan lasittumia, jotka ovat väriltään kellertäviä ja täysin läpinäkyviä. On hieman epäselvää ovatko nämä kivet tektiittejä mutta niiden pinnassa on tektiittimäisiä painaumia. Nämä kivet tunnetaan myös nimellä libyalainen lasi. Niihin liittyvää kraateria ei ole myöskään löydetty. Se saattaa sijaita autiomaan hiekan alla. Libyalainen lasi saattaa myös olla impaktiitti.
Linkit
- [http://www.csasi.org/2002_april_journal/georgia_tektites_worked_into_art.htm Georgian tektiitit]
- [http://www.australites.com/ Australiitit]
- [http://www.meteor.co.nz/may96_3.html Tiibetin tektiittikenttä]
Luokka:Geologia
Luokka:Tähtitiede
Luokka:TähtitiedeTämä luokka sisältää tähtitieteen piiriin kuuluvia artikkeleita.
Luokka:Avaruus
Luokka:Tiede
ms:Category:Astronomi
zh-min-nan:Category:Thian-bûn-ha̍k
ko:분류:천문학
ja:Category:天文学
simple:Category:Astronomy
th:Category:ดาราศาสตร์
Portal:Datenschutz
Datenschutz und Informationsfreiheit
!
prag hotel firma programy low cost car hire nadwaga
|
|
|
|
