talán meteorit

[Dlajos]

Szenes kondritok

A szenes kondrit, rövidítve a C-típusú kondrit olyan meteorit, amelyik viszonylag nagy mennyiségű vizet és szerves vegyületeket is tartalmaz. A víztartalom arra utal, hogy a kisbolygóból származnak, ami viszonylag távolabb kering ill. keringett a Naptól. Ugyanis ahhoz, hogy a víztartalma megmaradjon nem melegedhetett fel 200 C°-nál magasabbra.
A szenes kondritok a C-típusú kisbolygókkal mutatnak színképi hasonlóságot.
(A C-típusú kisbolygók színképe a szenet tartalmazó szilikátos összetételre jellemző. Ilyenek például az
1 Ceres, 2 Pallas, 511 Davida, 593 Titania, 701 Oriola vagy a 10 Hygiea)

Osztályozásuk
A csoportokat a legjellemzőbb meteoritről nevezték el.

CI csoportot az Ivuna meteoritról nevezték el. Viszonylag nagy mennyiségű kötött vizet tartalmaz ásványaiban (20%). Szervesanyag tartalma is jelentős, amely aminosavak és policiklikus aromás szénhidrogének (PAH) formájában fordul elő benne. Vizes átalakulás eredményeként létrejött filloszilikátok, magnetit, olivin kristályok alkotják a sötét színű mátrixot. Feltételezik, hogy sohasem melegedtek föl 50 °C-nál magasabb hőmérsékletre.

A CO csoport típusmeteoritja az Ornans meteorit, amely Franciaországban hullott 1868-ban. Sok mindenben hasonló ez a típus a CV kondritokhoz. A CAI-k azonban kisebbek és jobban szét vannak szórva a mátrixban. Az is jellemző a CO típusra, hogy fémes halmazokban fordul elő bennük a vasnikkel.

A CM típusú szenes kondritok típusmeteoritja a Mighei meteorit, amely a mai Ukrajna területén hullott. Nagyon kis méretű kondrumokat tartalmaz és a CAI-k mérfete is ilyen kicsiny: 0,1 – 0,3 milliméter nagyságúak. Víztartalma körülbelül a fele a CI kondritokénak. Nagy mennyiségben tartalmaz igen sokféle extraterresztriális aminosavat és más vegyületeket, mint például fullerént, heterociklikus és karbonil vegyületeket, alkoholt, aminokat és amidokat. Különösen a Murchison meteorit tartalmaz sokféle aminosavat.

A CV csoport típusmeteoritja a Vigarano, amely Olaszországban hullott 1910-ben. Sokban hasonlítanak a rendes kondritokhoz (H, L, LL típusok). Nagy kondrumok fordulnak elő bennük, magnéziumban gazdag olivin kristályokkal, melyeket gyakran vesz körbe vasszulfid. A mátrix is főleg vasban gazdag olivinből áll. Fontos összetevői a szenes kondritok eme típusának a CAI-k. A CAI-k (Calcium Aluminium Inclusions) a legkorábbi Naprendszerbeli ásványkiválások, koruk 4,567 Ga (Allende mérés).

A CK csoport típusmeteoritja a Karoonda meteorit, amely Ausztráliában hullott 1930-ban. Eredetileg a CV típushoz sorolták a Karoondát a velük való hasonlóság miatt. Később alakítottak külön CK meteorit csoportot. Nagy mennyiségben magnetit alkotja a mátrixot vasban gazdag olivin és piroxén társaságában. Oxidált környezetben alakultak ki ezek az ásványok, de a meteoritban nincsen nyoma vizes átalakulásnak. Nagy méretű CAI-k fordulnak elő bennük.

A CR csoport típusmeteoritja a Renazzo meteorit, amely Olaszországban hullott 1824-ben. Annyiban hasonlítanak a CM típushoz, hogy jelentős mértékű vizes átalakulás érte őket. Abban viszont jelentősen különböznek tőlük, hogy fémes vasnikkelt és szulfidot, valamint nagyméretű kondrumokat tartalmaznak. A kondrumok alkotják a kőzet tömegének felét.

A CH csoport típusmeteoritja az Allan Hills 85085 meteorit. Nevüket onnan kapták, hogy nagy a vastartalmuk (H = high, nagy). 15 súly százaléknyi vasnikkelt tartalmaznak. A bennük található kondrumok gyakran tördeltek és kisméretűek. Tartalmaznak egy kevés filloszilikátot, melyek gyenge vizes átalakulásukra is utalnak. Feltételezik, hogy egykor a Merkúr pályáján belüli tartományokban keletkeztek, a Nap közelében.

A CB csoport típusmeteoritja a Bencubbin meteorit, amely Ausztráliában hullott 1930-ban. Tömegük felét nikkelvas alkotja, másik felét redukált kémiai összetételű szilikátok. A kondrumok bennük – hasonlóan a CR kondritokhoz – nagyméretűek.

Sűrűségi adatok

CI: 2,11 g/cm³
CM: 2,12 g/cm³
CR: 3,1 g/cm³
CO: 2,92 g/cm³ +/- 0,11 g/cm³
CV: 2,95 g/cm³ +/- 0,26 g/cm³
CK: 3,47 g/cm³ +/- 0,02 g/cm³

A leghíresebb szenes kondritok az Allende, Yukon, Murchison.



Allende
Carbonaceous chondrite CV3 S1
1969. 02. 08. 07:05 UT hullott Pubelito de Allende, Mexikó
TKW: 2 t

Üdv,
L.

[Dlajos]

Holdi eredetű meteoritok

Egy 1982-ben az Antarktiszon talált meteorit neve és sorszáma Allan Hills A81005.
Az Apollo-program keretében (1961-ben kezdődött. 1969. július 21-én, az Apollo–11 űrhajósai, Neil Armstrongnak és Buzz Aldrinnak a Holdra lépésével teljesült a kitűzött cél. A harmadik űrhajós Michael Collins a parancsnoki űrhajóban keringett a Hold körül. További öt sikeres expedíció követte őket 1972-ig)
384 kg kőzetmintát hoztak a Földre. Ugyanebben az időszakban három Luna űrszonda robot is hozott talajmintát a Holdról az orosz űrkutatás keretében. Ennek tömege számomra ismeretlen.
Nos, az Allan Hills 81005 elnevezésű meteoritról Brian Mason (Smithsonian Institut) állapította meg, hogy a minden eddigi meteorittól elütő kőzetminta, holdi meteorit.
Yamato 791197 a sorszáma a japánok által először beazonosított holdi meteoritnak. Japán kutatók 1969-óta módszeresen kutatnak az Antarktiszon meteoritek után.
2014. 07. 06.-ig több mint 184 holdi meteoritot találtak, 46 kg össztömegben és ezeket 50 különböző holdi forrásból származtatják.
Az utolsó azonosított holdi meteorit a Oued Awlitis 001 a 184. klasszifikált (2014. 07. 06.), Nyugat-Szaharában találták 2014. 01. 15-én. TKW: 433 g.

A holdi meteoritek akondritok, (kondrum nélküli kőmeteoritok, talán ez lesz a következő bejegyzésem, ha valaki nem előz meg vele... ), Lunaitok jelük: LUN

Négy típusba sorolják őket.
LUN A: anortozitos felföldi (az anortozitos kéreg, amelyet egységesen holdi felföldeknek nevezünk) >90% anortózit-tartalom

LUN B: mare bazaltos, 70-95% bazaltos anyag

LUN G: gabbró (mélységi magmás kőzet)

LUN N: norit (gránitosan szemcsés kőzet, nagyon hasonló a gabbró-féle kőzethez, hipersztenitnek is hívják) 50-50% bazaltos, ill. földpátos anyag



Allan Hills A81005
Antarktisz 1981 vagy 1982-ben
TKW: 31,4 g



Yamoto 791197
Antarktisz 1979
TKW: 52,4 g

A legnagyobb amit eddig találtak



Kalahari 009
Botswana 1999
TKW: 13,5 kg

Üdv,
L.

[Dlajos]

Akondritok

Kőmeteoritok kondrum nélkül. Egyes példányai holdi vagy marsi eredetűek.
A hullások 8%-a akondrit.
Az akondritok a kondritokkal indult hőtörténeti fejlődés második szakaszában keletkeznek a nagyobb méretű kisbolygókon. Az átkristályosodás után, a nagyobb égitesten tovább emelkedő hőmérséklet a primitív kondritos kőzet részleges megolvadásával jár együtt. Először a legalacsonyabb olvadáspontú összetevők olvadnak ki. Ez a vas és a vasszulfid ásványcsoport.
( Kellene írni a kisbolygók kialakulásáról és a típusokról is... Valaki?)

Az akondritokat a következő osztályokba sorolják:

Primitív akondritok csoport (PAC)

Acapulcoitok – ACAP Bazalt és regolit tartalmúak. Újraolvadt kondrit (átmenet a kondrit és az differenciálódott akondritok között)
Lodranitok – LOD Olivin és piroxin az ásványai. Olyan mint a ACAP, de jobban megolvadt. Fe-Ni tartalommal. „S” típusú kisbolygóból származatják.
Brachinitek – BRAH Olivint és pigeonit tartalmú. A/S típusú kisbolygóból.
Winonaitok – WIN Olivin asványok. IAB és IIICD
Ureilitek – URE Olvadt szenes kondrit. „C” típusú kisbolygó

HED meteoritok vagy bazaltos akondritok csoport
Howarditok
Eukritek
Diogenitek
A HED-ekről már írtunk Gucsik Bencével

Holdi meteoritok vagy Holdkőzetek meteoritjai
Anortozitok
Bazaltok
Breccsák
Előző post...

Marsi meteoritok (vagy (SNC) meteoritok
Shergottitok – SHE Piroxin a jellemző ásvány, Sokkolt marsi bazalt.
Nakhlitok – NAK Bazaltos kőzet. Mélységi, vulkáni kőzet.
Chassignitek – CHA Diopszid és olivin. Marsi mélységi kőzet.

Más differenciálódott akondritok
Angritok – ANGR Ez biztosan nem HED bazalt. Feltételezések szerint, Dr. Bérczi Szaniszló, merkúri eredetű meteorit.
Aubritok – AUB Ásványai: olivin, piroxén, plagioklász. Olvadt E kondrit.

Sűrűségi adatok

Eukritek – 2,86 g/cm³ +/- 0,07
Howarditok – 3,02 g/cm³ +/- 0,19
Uerilitek – 3,05 g/cm³ +/- 0,22
Shergottitok – 3,10 g/cm³ +/- 0,04
Aubritok – 3,12 g/cm³ +/-0,15
Nakhlitok – 3,15 g/cm³ +/- 0,07
Diogenitek – 3,26 g/cm³ +/- 0,17
Chassignitek – 3,32 g/cm³




Acapulco - Acapulcoite
1976. 08. 11. 16:00 UT Mexico TKW: 1914 g
Érdekessége, hogy a meteorit egy 15 cm mély krátert ütött és feltűnően hideg volt.

Üdv,
L.

P.S.
A kondritok nagy falat és előtte még tisztázni kellene néhány dolgot.
Úgymint; kisbolygók keletkezése, típusai, becsapódási események, sokkoltsági fokok, leggyakoribb kőzetek, ásványok...
Mivel folytassuk, folytassam?

[cbo]

Koszonjuk Lajos!

A magyar nyelvu reszletes osszefoglalo hianytpotlo.

Egyebkent vt egy hullas Algeria deli reszen par honapja.
Mar jonnek elo a darabok nagyon szep fusion crust-al.
Hasonlo az uj marokkoi fallenhez.

A tegnapi MTT talalkozon nagyon sok erdeklodo volt meteoritikaval
kapcsolatban. Orulok h sok amator-csillagasznak szeteztunk oromet.
Lajos bacsi is megtisztelt minket es Lajos is ott volt.

Udv:
Zsolt

[Dlajos]

Talán ezzel kellett volna kezdeni...

Kondrumok

A kondrumok, (kondrum görög eredetű szó, magot jelent), a tized-milliméterestől a centiméteres méretig terjedő nagyságú kicsiny kőzetgömbök.
A ma leginkább elfogadott, 1976-ban publikált Lewis-Barshay-modell szerint, a fő kőzetalkotó szilikátok alkották a belső bolygók övében kiváló ásványok nagy részét. Ezek olvadékcseppeket alkottak egykor, mert a korai Nap kitörései egyes tartományokban úgy fölforrósították a por- és gázködöt, hogy az addig már kialakult és összetapadt kristályok megolvadtak, majd lehűltek. A gömbbé olvadt szemcsék megőrizték alakjukat kihűlés után is. Ezek a megolvadt, majd kikristályosodott cseppecskék a kondrumok, melyekre rátapadt az akkréciós korongban található por. A kondrumok és a maradék poranyag összetapadással és ütközésekkel egyre nagyobb csomókká, égitestekké halmozódott. A halmozódásban a por és a szemcsék elektrosztatikus feltöltődése is szerephez jutott.

Bolygócsírák - planetezimálok

A csomók hógolyó-effektusszerűen növekedtek és bolygócsírákká alakultak. A bolygócsírák folyamatos ütközések részesei voltak, amelyekben egymáshoz tapadtak, és egyesek egyre nagyobbá nőttek a kisebb sebességű ütközések során. Amint a Nap elérte azt a tömeget és nyomást, hogy elinduljon a fúzió, a keletkezett napszél kifújta a gázt a Nap környezetéből. Ez okozza, hogy a belső bolygók a nehezebb anyagból felépült kőzetbolygók, míg a külső bolygók gázbolygókká alakuktak.
Most nem témánk a bolygók kialakulása, de itt érdemes három definíciót megemlíteni.

Bolygó

A bolygó olyan jelentősebb tömegű égitest, amely egy csillag vagy egy csillagmaradvány körül kering, elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúlyt tükröző közel gömb alak, viszont nem lehet elég nagy tömegű ahhoz hogy belsejében meginduljon a magfúzió, valamint tisztára söpörte a pályáját övező térséget.
(„tisztára söpörte a pályáját övező térséget” - itt bukott meg 2006-ban a ma már 134340 Pluto névre keresztelt egykori Plútó...)

Törpebolygó

A törpebolygó a Naprendszerben keringő égitestek egyik típusa, átmenetet képez a bolygók és a kisbolygók között. Olyan égitest, amely a Nap körül kering (azaz nem egy másik bolygó holdja), elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúlyt tükröző közel gömb alak és nem söpörte tisztára a pályáját övező térséget.

Kisbolygók

A kisbolygó vagy aszteroida a törpebolygónál kisebb, szabálytalan alakú, szilárd anyagú égitest.

A kisbolygók többsége a kisbolygóövben található; ellipszis alakú pályán keringenek a Nap körül, a Mars és a Jupiter pályája között illetve a Kuiper-övben azaz a Pluto környékén helyezkednek el.
A kisbolygóövben lévő anyag túl kevés ahhoz, hogy kialakulhasson belőle az ötödik kőzetbolygó, mert számítások szerint az anyag össztömege a Holdénak a 4 %-a csupán. A másik ok pedig a Jupiter, amelynek gravitációs zavaró hatása nem engedte a planetezimálok bolygóvá összeállását, így egy kisebb-nagyobb testekből álló, több ezer tagot számláló övezet maradt a helyén.
Ők érdekelnek minket!

A kisbolygók anyaga bizonyos szempontból azonos, de mégis jelentős különbségek adódnak köztük. Ezek a különbségek lehetővé teszik az osztályzásukat.
(A különbségek egyik okozója az „Ásványövek”, erről az érdeklődő itt olvashat.

http://hu.wikipedia.org/wiki/%C3%81sv%C3%A1ny%C3%B6vek_a_Naprendszerben

A kisbolygók osztályozása itt elérhető, minek másoljam be...

http://hu.wikipedia.org/wiki/Kisbolyg%C3%B3#Oszt.C3.A1lyoz.C3.A1suk

Az aszteroidák keringenek a kisbolygóövben az égi mechanika törvényei szerint, ki-ki a maga pályáján. Ezek a pályák keresztezik egymást, mert eltérő sebességek, az ellipszispályák tengelyei közötti különbség más és más pályát határoznak meg. Tehát az ütközések biztosak, csak idő kérdése, hogy mikor történik meg. Innen kezd érdekessé válni a dolog.
Az ütközések többfélék lehetnek.
Kis-sebességű ütközések esetén összetapadhatnak, vagy minimális pályamódosulás léphet fel. Az is elképzelhető, hogy lepattannak egymásról és gyökeresen megváltozik a pályájuk.
Nagy sebességű, nagy tömegű testek szétzúzhatják egymást és a törmelékek tetszőleges irányokban szóródhatnak szét és elhagyhatják a kisbolygóövet.
Jelentősen befolyásolja az ütközések kimenetelét a sebesség különbség, az ütközés iránya, szöge, az ütköző testek tömege, anyagösszetétele. Ez önmagában is egy remek téma, de minket most az érdekel, hogy a kisbolygó vagy a törmelék egy részének pályája úgy módosul, hogy elkezd a belső bolygópályák felé közelíteni...
A kisbolygókat hagyjuk meg kisbolygóknak, de a „törmelék” neve innentől kezdve meteoroid.

A meteoroid egy viszonylag kicsi (homokszem és szikladarab közötti méretű) szilárd test a Naprendszerben, amely túl kicsi ahhoz, hogy kisbolygónak tekinthessük.

Amikor egy bolygó légkörébe lép, a meteoroid a súrlódás hatására felhevül és részben vagy teljesen elpárolog. A meteoroid útján ekkor a gáz ionizálódik és felizzik. Az izzó csóvát meteornak vagy hullócsillagnak nevezzük.

Ha a meteoroid bármely darabja eléri a talajt, azt meteoritnak nevezzük.

Ez így érthető és elképzelhető, de módosítanom kell, mert az IAU 1995-ben pontosabban definiálta az általam törmeléknek nevezett anyagot.
- A meteoroid méretét 100 µm és 10 m között határozza meg, az ennél nagyobb test aszteroida, a kisebb pedig bolygóközi por.-

A folytatásban valami le fog esni. Az is érdekes lesz, hogy hogyan esik és mi mindent követ el mialatt és miután becsapódik ill. becsapódott.



Az ábrát Dr. Bérczi Szaniszló utólagos engedélyével osztom meg. (Zsolt, ugye megbeszéled vele?)
Ez egy kisbolygó metszetét ábrázolja. Ezt az ábrát feliratokkal még használni fogjuk.

Üdv,
L.

[cbo]

Szuper, de hangsulyozni kell, hogy ez a hagymahej-modell
mert vannak mas modellek is. Ez a legismertebb de a kerdes
meg nem teljesen eldontott.

Zs

[Dlajos]

Nem tervezem, hogy azt állítom, hogy minden kisbolygó szerkezete ilyen, csak a nagyobb, már differenciálódott kisbolygók esetében, a metszeten jól lehet majd megmutatni a vasmeteoritek, a pallazitok, a mezoszideritek, kondritok, akondritok helyét.
Tudom, hogy ez egy idealizált kisbolygó ami nem is az, mert már gömb alakú... .
De ha már szóba hoztad a kisbolygók szerkezetét akkor kapásból két kisbolygót mutatnék...
Az egyik egy „kőrakás” kisbolygó aminek a tengely körüli forgása annyira felgyorsult, hogy magától szétesett! Ezt a Hubble néhány napos eltéréssel fotózta és ebből készült egy gif animáció.


"P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS) kisbolygó darabjaira hullott és erről az első megfigyelések földfelszíni távcsövekkel 2013 szeptemberében és októberében készültek." forrás: csillagaszat.hu

A másik egy olyan kisbolygó ami két anyagában eltérő részből áll.
„A (25143) Itokawa kisbolygót 2005-ben a japán Hayabusa (“Sólyom”) űrszonda közvetlen közelről tanulmányozta és a felszínéről anyagmintát hozott a Földre a visszatérő egysége. Ezzel azonban még nem ért véget a kis égitest tanulmányozása, mert földi csillagászati fotometriai módszerekkel a kisbolygó fénygörbéjét tovább figyelték.” forrás: csillagaszat.hu



Üdv,
L.

[cbo]

Csak azert mondom mert van mas teoria is mely szerint a pallazitok kereg
atalakulas eredmenyei. Ez egy masik elmelet.

Zs

[Dlajos]

Csak azert mondom mert van mas teoria is mely szerint a pallazitok kereg
atalakulas eredmenyei. Ez egy masik elmelet.

Zs

Kedves fórumtársak!

Fontosnak tartom megjegyezni, hogy ez egy fórum ahol nem tudományos szakdolgozatokat szokás publikálni és félek, hogy én már terjedelemben így is túlléptem az általam elfogadottnak vélt határokat.
Akit tudományos szinten érdekel a Naprendszer keletkezése, annak szíves figyelmébe ajánlom Illés Erzsébet, az MTA Csillagászati Kutató Intézet munkatársának,
A Naprendszer bolygótestjeinek összeállása: Gravitációs csomósodás
című dolgozatát.

http://www.konkoly.hu/staff/illes/Geonomia_Szadeczky.html

Amikor elfogadtam Zsolt kérését csak arra vállalkoztam, hogy teljesen leegyszerűsítve és főleg a meteoritok fel- és megismerését könnyítendő, alap elméleti információkat osztom meg.
Tudományos alaposságú, formátumú, részletességű hozzászólást én nem tudok megírni, hiszen teoretikai tudásom és tapasztalataim erre nem hatalmaznak fel. Viszont szívesen veszek minden megjegyzést, kiegészítést és a témához való hasonló kidolgozottságú hozzászólást, visszajelzést...
Ma már az egyetemek egyre több szakdolgozatot tesznek hozzáférhetővé az interneten, kiváló és hiteles forrást adva az ezzel a témával komolyabban foglalkozni vágyóknak.

OK! szopogassuk tovább a cubákot, van még hús rajta bőven...

A korai Naprendszerben a közelmúlt számításai szerint több mint 100 bolygószerű égitest alakult ki. Ezek folyamatos ütközések miatt összetapadtak, szétestek, a darabok belezuhantak egy másik bolygó kezdeménybe, később bolygóba. A nagyobb égitestek, nevezzük most már bolygónak a törmeléket gravitációs hatásuk erejével vagy magába gyűjtötte vagy az un. „parittya hatás” (amit az űrhajózásban pl. szondák felgyorsítására is használnak) kirepítette a külső pályákra.
Régebben volt még forgalomban egy olyan elmélet is, hogy a Nap a pályát megközelítő „idegen” naprendszerből kiszakadt bolygókat befogta, de ma már ennek esélyét minimalizálták. Nem vetették el teljesen az ötletet, mert pl a Murchison és az Orgueil szenes kondritok kormeghatározásakor az az eredmény adódott, hogy a meteorit idősebb a Naprendszer koránál... Kimutatták, hogy a bennük található szilícium-karbid-, illetve kis sűrűségű grafitszemcsék egy II. típusú szupernóva felrobbanásakor keletkeztek, majd sodródtak be a Naprendszerbe. De találtak nagy sűrűségű grafit szemcséket is. Ez nem jellemző.
A mai magyarázat szerint, a meteoritokban található, nagy sűrűségű grafitszemcsék többsége ezzel szemben kisebb tömegű, életük vége felé közeledő vörös óriások körül keletkezett, majd az erős csillagszél juttatta el az éppen formálódó Naprendszerbe.

A lényeg a lényeg, kialakultak a belső kőzetbolygók a maradék egy része a Mars és a Jupiter között hozta létre a „Fő aszteroida övet”, egy része kijjebb sodródott.
A Kuiper öv, a fő aszteroida övben keringő égitesteknél valószínűleg több objektumot tartalmazó öv, amely a Neptunuszon túl terül el.
Ezeken kívül még nagyon sokféle pályájú, elnevezésű aszteroidát ismerünk. Csak címszavakban;
- A trójai csoport egy kisbolygócsoport gyűjtőneve, amelyek speciális pályán, három bolygó és a Nap közös Lagrange-pontjai közelében keringenek.
- Földközeli objektumok. Jó néhány olyan objektum is van, amelyek nem az aszteroida övekben, és nem is nagybolygók vonzásától befolyásoltan keringenek, hanem valamely korábbi gravitációs hatás miatt szabadon mozognak Nap körüli pályájukon ezek keresztezhetik más égitestek pályáját is.
- Üstökösök, vagy a Kentaur típusú objektumok...
Amire Zsolt utalt, a különböző differenciálódású kisbolygók és égitestek kialakulása ami befolyásolja a belőle érkező meteorit típusát a következő hsz.-ban írok majd, tehát még nem fog leesni semmi...
Üdv,
L.

[Dlajos]

Sajnos befutott néhány fontos munka, ezért csak néhány nap múlva tudom folytatni a megkezdett anyagot. Viszont, hogy addig se legyetek olvasnivaló híján, belinkelek egy kiváló dolgozatot, az általam sokszor emlegetett Dr. Bérczi Szaniszló munkáiból.

http://planetologia.elte.hu/1cikkek.phtml?cim=egitestfejlodesek-1.html

Üdv,
L.