Yer kabuğu taş küre veya litosfer Yerküre nin en dış kısmında bulunan yapıdır Yerin iç yapısını gösteren

Yer kabuğu, taş küre veya litosfer, Yerküre'nin en dış kısmında bulunan yapıdır.

Karalarda daha kalın (35–40 km), Tibet Platosunda ise 70 km, deniz ve okyanus tabanlarında ise daha ince (8–12 km) olan yer kabuğunun ortalama kalınlığı 33 km kadardır. Kimyasal bileşimi ve yoğunluğu birbirinden farklı iki kısımdan meydana gelir. Bunlardan biri granit bileşimindeki kayaçlardan oluşan granitik yer kabuğu; diğeri ise bazalt bileşimindeki kayaçlardan oluşan bazaltik yer kabuğudur.

Granitik yer kabuğunda silisyum ve alüminyum elementleri hakimdir. Bu nedenle daha hafiftir; yoğunluğu 2,7-2,8 g/cm³ arasında bulunur. Silisyum (Si) ve alüminyum (Al) elementlerinden oluştuğu için "sial" olarak da adlandırılır. Yer kabuğunun üst kısmını teşkil eder. Bazaltik yer kabuğunda ise silisyum ve magnezyumlu unsurlar hakimdir. Dolayısıyla granitik kabuktan daha ağırdır; yoğunluğu 3-3,5 g/cm³ arasında değişir. Granitik yer kabuğunun altında ve okyanus tabanlarında yer alır. Bu nedenle bazaltik yer kabuğuna "okyanusal kabuk" adı da verilir.

Bu iki kısım bütün kıtaların altında bulunmaktadır. Buna karşılık okyanusların altında durum farklıdır. Burada bazaltik kabuk birkaç kilometre kalınlıkta ince bir tabaka halinde uzanır. Buna karşılık granitik kabuk ya hiç yoktur (örneğin Büyük Okyanus) ya da çok incedir (Atlas ve Hint Okyanusları).

Kabuğun sıcaklığı derinlere gidildikçe artar.Sıcaklık, kabuğun üst kısmında her kilometre için 30 °C (54 °F) artar. Altta yatan manto ile sınırında yaklaşık 200 °C (392 °F) ila 400 °C (752 °F) arasındaki değerlere ulaşır. Daha derin kabukta jeotermal gradyan daha küçüktür.

Kabuk ile manto arasındaki sınıra Mohorovicic Süreksizliği (Moho) denilir. Bu kesimde yoğunluğa bağlı olarak sismik P dalgalarının hızı litosferde 7,2 km/s iken, mantonun üst kısmında 8,1 km/s'ye çıkar.

Dünya'nın kabuğu temel olarak ikiye ayrılır:

Okyanusal kabuk, 7 km kalınlığındadır (10 km'ye kadar ulaşır). Koyu renklidir. Magmatik kaya olan bazalttan oluşur. Bağıl olarak homojen kimyasal bileşime sahiptir.
Kıtasal kabuk, 35 km kalınlığındadır. Himalayalar ve Kayalık dağlarında 70 km'yi bulur. Birçok kaya türünden oluşur.

Dünya'nın çekirdeği, yeryüzünden 2900 km derinlikten başlayıp, 6370 km derinliğe kadar uzanır. Mantodan Wiechert-Gutenberg kesintisiyle ayrılır. En içte bulunur. Büyük basınç altında bulunur. Sıcaklığı 4000 °C nin üzerindedir. Bileşimi demir ile kalayca bileşik oluşturan az miktarda oluşumlar içerir. Bunlar; kükürt, silisyum ve oksijen içeren demir-nikel alaşımıdır.

İki kısımdan oluşur:

1) Dış çekirdek: 2270 km kalınlıktadır. Sıvı bir katmandır. Dünya'nın manyetik alanını oluşturan metalik demir bu zon içinde hareketlidir.

2) İç çekirdek: 1216 km yarıçaplıdır. Dış çekirdeğe göre daha yüksek sıcaklığa sahiptir ancak bu sıcaklığa rağmen; gezegenin merkezindeki çok büyük basınçtan dolayı demir katı halde bulunur.

Mohorovicic süreksizliği, yoğunluk bakımından bir sıçrama ile kendini gösteren ve oluşan geçişe karşılık gelen sınıra denir. Kara ve okyanus tabanı yoğunluk farkı ancak moho seviyesinin üstteki kısmında görülür.

Yer kabuğunun ortalama bileşimi (%)
Bileşimler	%
SiO2	59,47
Al2O3	15,47
Fe2O2	3,10
MgO	3,51
CaO	5,11
FeO	3,82
NaO2	3,86
K2O	3,14
H2O	1,15
TiO2	0,91
P2O6	0,24
MnO	0,09
Diğerleri	0,15
Toplam	100,00

Sial

Yer kabuğunun üst tabakasıdır. Bünyesinde daha çok silisyum ve alüminyum bulundurduğundan bu tabakaya sial adı verilmiştir (Si=silisyum, Al=alüminyum). Jeokimyasal bir terimdir.Silisyum ve alüminyum, yeryüzü elementlerinin çoğundan daha az yoğun olduğu için kabuğun üst tabakasında yoğunlaşma eğilimindedirler.

Ortalama kalınlığı yüzeyden derine 25 km kadardır. Kıtalar esas olarak silikon ve alüminyumdan oluşan daha hafif kaya malzemesinden oluşur. Bu nedenle sial, kıtalar üzerinde kalındır. Özellikle Pasifik okyanusu olmak üzere diğer okyanus tabanlarında çok ince veya yoktur. Ortalama sial yoğunluğu 2.7 gm/cc’dir.

Jeologlar bu tabadaki kayaları felsik olarak adlandırırlar. Çünkü alüminyum silikat mineral serisi yüksek miktarda feldspat içermektedir. Sial, “birçok miktarda dahil olmak üzere oldukça çeşitli kaya türlerine sahiptir."

Sial’in tabanı katı bir sınır değildir. sınırı öne sürülmüştür ancak bu konu hakkında çok az bilgi bilinmektedir.

Büyük baskılar nedeniyle, sima viskozitesi yüksek bir sıvı gibi akar, bu yüzden siya simanın üzerinde yüzmektedir. Dağlar, okyanustaki buz dağları gibi yukarı ve aşağı doğru uzanır. Kıtasal plakalarda sial 5 km ila 70 km derinliğine kadar uzanmaktadır.

Sima

Sial tabakasının altında yer alır. Bileşiminde daha çok silisyum ve magnezyum bulunduğundan bu tabakaya "sima" adı verilmiştir (Si=silisyum, Ma=Magnezyum). Sima yüzeye geldiğinde bazalttır, bu nedenle bazen bu tabakaya 'bazalt tabakası' denilmektedir. mineralleri bakımından zengin kayalardan oluşmuştur.

Yoğun sima yüzeye geldiğinde mafik kayaçları oluşturur. En yoğun sima, daha az silikata sahiptir ve ultramafik kayaçları oluşturur.

Kabuk (jeoloji)

Venüs'ün topoğrafyası

Jeolojide kabuk, kayalık bir gezegenin, cüce gezegenin veya doğal uydunun en dıştaki katı kabuğudur. Genellikle altta yatan mantodan kimyasal bileşimi ile ayırt edilir; bununla birlikte, buzla kaplı uydularda, fazına (katı kabuk ve sıvı manto) göre ayırt edilebilir.

Dünya, Merkür, Venüs, Mars, İo, Ay ve diğer gezegensel cisimlerin kabukları magmatik süreçler yoluyla oluşmuştur ve daha sonra erozyon, çarpma krateri, volkanizma ve sedimantasyon ile düzenlenmiştir.

Karasal gezegenlerin çoğu oldukça düzgün kabuklara sahiptir. Bununla birlikte, Dünya iki farklı kabuk türüne sahiptir: kıtasal ve okyanusal kabuk. Bu iki kabuk farklı kimyasal bileşimlere ve farklı fiziksel özelliklere sahiptir. Farklı oluşmuşlardır.

Kabuk türleri

Gezegenlerle ilgilenen jeologlar, kabuğu nasıl ve ne zaman oluştuklarına göre üç kategoriye ayırırlar.

Birincil kabuk/ilkel kabuk

Bu bir gezegenin "orijnal" kabuğudur. katılaşmasıyla oluşur. Gezegensel birikimin sonuna doğru, karasal gezegenlerin muhtemelen magma okyanusları olan yüzeyleri vardı. Bunlar soğudukça kabuğa dönüştüler. Bu kabuk muhtemelen büyük etkilerle tahrip edilmiş ve sona erdiğinde defalarca kez yeniden şekillenmiştir.

Birincil kabuğun doğası tartışılmaktadır: kimyasal, mineralojik ve fiziksel özellikleri ve bunları oluşturan magmatik mekanizmalar hala bilinmemektedir. Dünya'nın birincil kabuğunun hiçbiri günümüze ulaşamadığı için bunun üzerine çalışmak zordur. Dünyanın plaka tektoniklerinden yüksek oranda erozyon ve kabuk geri dönüşümü nedeniyle Dünya'nın sahip olduğu birincil kabuk da dahil olmak üzere yaklaşık 4 milyar yıldan eski kayalar yok olmuştur.

Bununla birlikte, jeologlar birincil kabuk hakkında diğer karasal gezegenlerde çalışarak bilgi toplayabilirler. Merkür'ün yüksek alanları tartışılsa da birincil kabuğu temsil edebilir. Ay'ın yaylalarında birincil kabuk vardır. Ayın birincil kabuğu olan ilk magma okyanusunu kristalleştirip üzerinde yüzmüşlerdir. Bununla birlikte, Ay'ın susuz bir sistem olması ve Dünya'da su olması nedeniyle, Dünya'nın benzer bir şekil izlemesi pek olası değildir. Mars göktaşı ALH84001, Mars'ın birincil kabuğunu temsil edebilir ancak bu konu tartışılmaktadır. Dünya gibi, Venüs de birincil kabuktan yoksundur, çünkü tüm gezegen tekrar tekrar yeniden ortaya çıkmış ve değişmiştir.

İkincil kabuk

İkincil kabuk, mantodaki silikat malzemelerin kısmi erimesi ile oluşur ve genellikle bileşimde bazaltiktir.

Bu, Güneş Sistemindeki en yaygın kabuk türüdür. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars'ın yüzeylerinin çoğu, Ay'ın bazaltik ovaları gibi ikincil kabuklardan oluşur. Yeryüzünde, öncelikle manto adyabatik yükselişinin kısmi erimeye neden olduğu okyanus ortası yayılma merkezlerinde ikincil kabuk oluştuğunu görüyoruz.

Üçüncül kabuk

Üçüncül kabuk, birincil veya ikincil kabuğa kıyasla kimyasal olarak daha çok düzenlenmiştir. Birkaç şekilde oluşabilir:

Magmatik süreçler: ikincil kabuğun kısmi erimesi, farklılaşma veya dehidratasyon ile birleşimi
Erozyon ve sedimantasyon: birincil, ikincil veya üçüncül kabuklardan elde edilen çökeltiler

Üçüncül kabuğun bilinen tek örneği Dünya'nın kıtasal kabuğudur. Diğer karasal gezegenlerin üçüncül kabuğa sahip oldukları söylenip söylenemeyeceği bilinmemekle birlikte, şimdiye kadar elde edilen kanıtlar olmadığını göstermektedir. Bunun nedeni, üçüncül kabuk oluşturmak için plaka tektoniğine ihtiyaç duyulmasıdır ve Dünya, Güneş Sistemimizde plaka tektoniği olan tek gezegendir.

Ay'ın kabuğu

"Theia" adlı teorik bir gezegenin, çarparak Dünya'yı oluşturması ve bu çarpışmayla uzaya fırlatılan malzemelerle Ay'ın oluşturduğu düşünülmektedir. Ay oluşurken, dış kısmının "ay magma okyanusu" olarak erimiş olduğu düşünülmektedir. , bu magma okyanusunu büyük miktarlarda kristalleştirmiş ve yüzeye doğru yüzdürmüştür. Kabuğun üst kısmı muhtemelen ortalama %88 içermektedir. Kabuğun alt kısmı ise piroksen ve olivin gibi daha yüksek bir ferromagnez mineral yüzdesi içerebilmektedir ancak bu alt kısım muhtemelen ortalama %78 plajiyoklaz içermektedir.

Kabuğun kalınlığı yaklaşık 20 ila 120 km arasında değişmektedir. Ay'ın uzak tarafındaki kabuk, yakın taraftakinden yaklaşık 12 km daha kalındır. Ortalama kalınlık tahminleri yaklaşık 50 ila 60 km arasındadır. bakımından zengin bu kabuğun çoğu, ayın oluşumundan kısa bir süre sonra, yaklaşık 4.5 ila 4.3 milyar yıl önce oluşmuştur. Kabuğun belki %10'u veya daha azı, başlangıç plajiyoklaz bakımından zengin materyalin oluşumundan sonra eklenen magmatik kayadan oluşur. Daha sonraki eklemelerin en iyi karakterize edilen ve en hacimli olanı, yaklaşık 3.9 ila 3.2 milyar yıl önce oluşan . Küçük volkanizma 3.2 milyar yıl sonra, belki de 1 milyar yıl kadar önceye kadar devam etti. Levha tektoniğinin kanıtı yoktur.

Ay'ın çalışması, Dünya'dan önemli ölçüde daha küçük kayalık bir gezegenin gövdesinde bir kabuğun oluşabileceğini göstermiştir. Ay'ın yarıçapı Dünya'nın sadece dörtte biri olmasına rağmen, ay kabuğunun ortalama kalınlığı daha fazladır. Bu kalın kabuk, Ay'ın oluşumundan hemen sonra oluşmuştur. , yaklaşık 3.9 milyar yıl önce sona eren yoğun meteorit etkileri döneminden sonra da devam etti, ancak 3.9 milyar yıldan küçük magmatik kayaçlar kabuğun sadece küçük bir bölümünü oluşturuyor.

Dünya'nın yer kabuğunun oluşumu ve evrimi

Dünya yaklaşık 4.6 milyar yıl önce Güneş'in etrafında dönen bir toz ve gaz diskiydi. Gezegenlerin ve diğer küçük kayalık cisimlerin çarpıştığı ve sıkıştığı, yavaş yavaş bir gezegene dönüşen toplanma yoluyla oluştu. Bu süreç, erken Dünya'nın tamamen erimesine neden olan muazzam miktarda ısı üretti. Gezegensel toplanma yavaşladıkça, Dünya soğumaya başladı ve birincil veya ilkel kabuk olarak adlandırılan ilk kabuk oluştu. Bu kabuk muhtemelen büyük etkilerle defalarca kez yok edilmiş, maruz kaldığı etkilerle magma okyanusları oluşmuş ve yeniden düzenlenmiştir. Dünya'nın birincil kabuğunun hiçbiri günümüze ulaşamamıştır; bunların hepsi son birkaç milyar yıl boyunca erozyon, etkiler ve levha tektoniği ile yok edilmiştir.

O zamandan beri, dünya ikincil ve üçüncül kabuk oluşturmaya devam ediyor. Altta yatan mantonun kısmi erimesiyle bazaltik magmalar ve yeni okyanus formlarını verdiği ikincil kabuk oluşmaya devam etmektedir. Bu uzaklaşan levhaların itici gücüdür ve sürekli yeni okyanus kabuğu oluşturur. Bu, eski kabuğun bir yerde imha edilmesi gerektiği anlamına gelir, bu nedenle, bir yayılma merkezinin karşısında genelde bir batma bölgesi vardır. Yeni okyanus kabuğu yaratma ve eski okyanus kabuğunu yok etmenin bu sürekli süreci, bugün dünyadaki en eski okyanus kabuğunun yaklaşık 200 milyon yaşında olduğu anlamına gelir.

Buna karşılık, kıtasal kabuğun büyük kısmı çok daha eskidir. Dünya üzerindeki en eski kıtasal kabuk kayaların yaşları 4,28 milyar ile 3,7 milyar yıl arasındadır. Batı Avustralya'da Narryer Granit Dağlık Bölge içerisinde bulunmuştur. Kuzeybatı toprakları üzerindeki Kanada kalkanı ve gibi kratonik bölgelerde bulunmuştur.

Okyanus tabanı yayılması sırasında oluşan manyetik şeritler

Mevcut Dünya'nın kıtasal kabuğunun ortalama yaşının yaklaşık 2,0 milyar yıl olduğu tahmin edilmektedir. 2,5 milyar yıl önce oluşan kabuklu kayaların çoğu kratonlarda bulunur. Bu tür eski kıtasal kabuk ve altta yatan astenosfer Dünya'nın başka yerlerinde daha az yoğundur ve bu nedenle batma ile kolayca yok edilemez. Yeni kıtasal kabuğun oluşumu yoğun orojenik dönemlerle bağlıdır. Bu dönemler Rodinia, Pangea ve Gondwana gibi süper kıtaların oluşumlarıyla çakışır. Kabuk kısmen ada yaylarının toplanmasıyla ve metamorfik kıvrım kemerlerinin toplanmasıyla oluşur. Altta yatan mantonun litosferik manto oluşturmak üzere tükenmesiyle korunur.

Yüzey şekilleri - Yer kabuğu etkinlikleri

Yerkürenin iç ısı kaynağı ve mantonun konveksiyon hareketleri, yer kabuğunun günümüzdeki fiziksel özellikleri (kalınlık, bileşim, esneklik ve kırılganlık), atmosfer ve gezegenin su kütlesi uygun bir birleşim ve karşılıklı etkileşme ile, Yer'in Güneş Sistemi içinde benzerine rastlanmayan bir jeolojik etkinliğe sahip olmasını sağlar. Birlikte ile ortaya çıkmış ve yaşamın yeryüzünde varlığını sürdürebilmesi için vazgeçilmez olan bu sistem, gezegen tarihi boyunca belli sınırlar içinde sabit kalabilmiştir.

Yer kabuğunda kayaların yüzey kısmında yoğunlukları ve bunların yayılış alanları biliniyor ve kabuğu oluşturan farklı parçalar, yani kıtaların yüzey kısımlarının yoğunluklarını hesap etmek mümkün oluyor. Erinç, Washington'a dayanarak 2000'e yakın kabuğun farklı büyük parçaları için aşağıdaki tabloyu oluşturmuş ve şu sonuçlar ortaya çıkmıştır:

Yer kabuğu parçalarının yüzeysel yoğunluğu (Erinç 2000:104)
Kabuk parçası	Ortalama yükselti	Yoğunluk (%)
Amerikalar	650 m	2,78
Afrika	650 m	2,78
Asya	950 m	2,77
Avrupa	300 m	2,79
Avustralya	350 m	2,18
Antarktika	2000 m	2,81
Atlas Okyanusu	-4116 m	3,00
Büyük Okyanus	-4520 m	3,09

Yer kabuğunun bazı bölgelerinin yüzeysel kısmında ortalama yoğunluk
Bölge	Ortalama yükselti (m)	Yoğunluk
Kuzey Amerika	700	2,78
Grönland	980	2,78
Kolorado	2134	2,76
Andlar	1820	2,75
Büyük Britanya	100	2,83
Almanya	300	2,81
İsviçre ve Tirol	1550	2,78

Kaynakça

^ ^a ^b ^c ^d ^e . 22 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi.
^ Peele, Robert (1911) . Chisholm'da Hugh (ed.). Britannica Ansiklopedisi . 4 (11. baskı). Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 251.
^ . 27 Aralık 1996 tarihinde kaynağından arşivlendi.
^ ^a ^b ^c ^d Genel Jeoloji Temel Kavramlar. ss. 23-24.
^ Smith, Frederick Gordon (1963). Physical Geochemistry. Reading, Massachusetts: Addison-Wesley. p. 379. OCLC 253612701
^ Ritter, Michael E. (2006). "Chapter EM: Earth Materials and Structure: The Earth's Interior: The Crust". The Physical Environment: An Introduction to Physical Geography.
^ Monastersky, Richard (1989), "Inner Space". Science News. 136 (17): 266-268, page 266.
^ ^a ^b Bridges, Edwin Michael (1990). World Geomorphology. Cambridge, England: Cambridge University Press. p. 13. ISBN 978-0-521-38343-1.
^ Lliboutry, Luis (2000). Quantitative Geophysics and Geology. London: Springer-Praxis. p. 152.
^ ^a ^b Hargitai, Henrik (2014). "Crust (Type)". Encyclopedia of Planetary Landforms. Springer New York. pp. 1–8. doi:10.1007/978-1-4614-9213-9_90-1 ISBN 9781461492139.
^ Chambers, John E. (2004). "Planetary accretion in the inner Solar System". Earth and Planetary Science Letters. 223 (3–4): 241–252. Bibcode:2004E&PSL.223..241C. doi:10.1016/j.epsl.2004.04.031
^ Taylor, Stuart Ross (1989). "Growth of planetary crusts". Tectonophysics. 161 (3–4): 147–156. Bibcode:1989Tectp.161..147T doi:10.1016/0040-1951(89)90151-0
^ Earth's oldest rocks. Van Kranendonk, Martin., Smithies, R. H., Bennett, Vickie C. (1st ed.). Amsterdam: Elsevier. 2007. ISBN 9780080552477. OCLC 228148014
^ ^a ^b ^c 1925–, Taylor, Stuart Ross (2009). Planetary crusts : their composition, origin and evolution. McLennan, Scott M. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 978-0521841863. OCLC 666900567
^ Taylor, G. J. (2009-02-01). "Ancient Lunar Crust: Origin, Composition, and Implications". Elements. 5 (1): 17–22. doi:10.2113/gselements.5.1.17 ISSN 1811-5209
^ Albarède, Francis; Blichert-Toft, Janne (2007). "The split fate of the early Earth, Mars, Venus, and Moon". Comptes Rendus Geoscience. 339 (14–15): 917–927. Bibcode:2007CRGeo.339..917A doi:10.1016/j.crte.2007.09.006
^ Venus II—geology, geophysics, atmosphere, and solar wind environment. Bougher, S. W. (Stephen Wesley), 1955–, Hunten, Donald M., Phillips, R. J. (Roger J.), 1940–. Tucson, Ariz.: University of Arizona Press. 1997. ISBN 9780816518302. OCLC 37315367
^ Wieczorek, M. A. & Zuber, M. T. (2001), "The composition and origin of the lunar crust: Constraints from central peaks and crustal thickness modeling" Geophysical Research Letters, 28 (21): 4023–4026, Bibcode:2001GeoRL..28.4023W, doi:10.1029/2001GL012918
^ Herald Hiesinger ve James W. Head III (2006). . Reviews in Mineralogy & Geochemistry. 60 (1): 1–81. Bibcode:2006RvMG...60....1H. doi:10.2138/rmg.2006.60.1.
^ Erickson, Jon (2014). Historical Geology: Understanding Our Planet's Past. Infobase Publishing. p. 8. ISBN 978-1438109640.
^ P. J. Patchett and S. D. Samson, 2003, Ages and Growth of the Continental Crust from Radiogenic Isotopes. In The Crust (ed. R. L. Rudnick) volume 3, pp. 321–348 of Treatise on Geochemistry (eds. H. D. Holland and K. K. Turekian), Elsevier-Pergamon, Oxford
^ "Dünya'nın en eski kayaları bulunuyor". 8 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 13 Mayıs 2020.
^ A. I. S. Kemp and C. J. Hawkesworth, 2003, Granitic Perspectives on the Generation and Secular Evolution of the Continental Crust. In The Crust (ed. R. L. Rudnick) volume 3, pp. 349–410 of Treatise on Geochemistry (eds. H. D. Holland and K. K. Turekian), Elsevier-Pergamon, Oxford

Ayrıca bakınız

Dış bağlantılar

Deprem bölgelerinde yer kabuğunun hareketlerinin izlenmesi
1 milyar yıllık kayıp kıtalar bulundu23 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Yeni teori: Yer kabuğu nasıl oluştu? 27 Eylül 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Yer kabuğu nasıl oluştu ve kıtalar neden kayıyor?17 Nisan 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Yer kabuğunun mineral zenginliği19 Mart 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .

[:2-1] . 22 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi.

[2] Peele, Robert (1911) . Chisholm'da Hugh (ed.). Britannica Ansiklopedisi . 4 (11. baskı). Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 251.

[3] . 27 Aralık 1996 tarihinde kaynağından arşivlendi.

[:3-4] Genel Jeoloji Temel Kavramlar. ss. 23-24.

[5] Smith, Frederick Gordon (1963). Physical Geochemistry. Reading, Massachusetts: Addison-Wesley. p. 379. OCLC 253612701

[6] Ritter, Michael E. (2006). "Chapter EM: Earth Materials and Structure: The Earth's Interior: The Crust". The Physical Environment: An Introduction to Physical Geography.

[7] Monastersky, Richard (1989), "Inner Space". Science News. 136 (17): 266-268, page 266.

[:4-8] Bridges, Edwin Michael (1990). World Geomorphology. Cambridge, England: Cambridge University Press. p. 13. ISBN 978-0-521-38343-1.

[9] Lliboutry, Luis (2000). Quantitative Geophysics and Geology. London: Springer-Praxis. p. 152.

[:0-10] Hargitai, Henrik (2014). "Crust (Type)". Encyclopedia of Planetary Landforms. Springer New York. pp. 1–8. doi:10.1007/978-1-4614-9213-9_90-1 ISBN 9781461492139.

[11] Chambers, John E. (2004). "Planetary accretion in the inner Solar System". Earth and Planetary Science Letters. 223 (3–4): 241–252. Bibcode:2004E&PSL.223..241C. doi:10.1016/j.epsl.2004.04.031

[12] Taylor, Stuart Ross (1989). "Growth of planetary crusts". Tectonophysics. 161 (3–4): 147–156. Bibcode:1989Tectp.161..147T doi:10.1016/0040-1951(89)90151-0

[13] Earth's oldest rocks. Van Kranendonk, Martin., Smithies, R. H., Bennett, Vickie C. (1st ed.). Amsterdam: Elsevier. 2007. ISBN 9780080552477. OCLC 228148014

[:1-14] 1925–, Taylor, Stuart Ross (2009). Planetary crusts : their composition, origin and evolution. McLennan, Scott M. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 978-0521841863. OCLC 666900567

[15] Taylor, G. J. (2009-02-01). "Ancient Lunar Crust: Origin, Composition, and Implications". Elements. 5 (1): 17–22. doi:10.2113/gselements.5.1.17 ISSN 1811-5209

[16] Albarède, Francis; Blichert-Toft, Janne (2007). "The split fate of the early Earth, Mars, Venus, and Moon". Comptes Rendus Geoscience. 339 (14–15): 917–927. Bibcode:2007CRGeo.339..917A doi:10.1016/j.crte.2007.09.006

[17] Venus II—geology, geophysics, atmosphere, and solar wind environment. Bougher, S. W. (Stephen Wesley), 1955–, Hunten, Donald M., Phillips, R. J. (Roger J.), 1940–. Tucson, Ariz.: University of Arizona Press. 1997. ISBN 9780816518302. OCLC 37315367

[18] Wieczorek, M. A. & Zuber, M. T. (2001), "The composition and origin of the lunar crust: Constraints from central peaks and crustal thickness modeling" Geophysical Research Letters, 28 (21): 4023–4026, Bibcode:2001GeoRL..28.4023W, doi:10.1029/2001GL012918

[19] Herald Hiesinger ve James W. Head III (2006). . Reviews in Mineralogy & Geochemistry. 60 (1): 1–81. Bibcode:2006RvMG...60....1H. doi:10.2138/rmg.2006.60.1.

[20] Erickson, Jon (2014). Historical Geology: Understanding Our Planet's Past. Infobase Publishing. p. 8. ISBN 978-1438109640.

[21] P. J. Patchett and S. D. Samson, 2003, Ages and Growth of the Continental Crust from Radiogenic Isotopes. In The Crust (ed. R. L. Rudnick) volume 3, pp. 321–348 of Treatise on Geochemistry (eds. H. D. Holland and K. K. Turekian), Elsevier-Pergamon, Oxford

[22] "Dünya'nın en eski kayaları bulunuyor". 8 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 13 Mayıs 2020.

[23] A. I. S. Kemp and C. J. Hawkesworth, 2003, Granitic Perspectives on the Generation and Secular Evolution of the Continental Crust. In The Crust (ed. R. L. Rudnick) volume 3, pp. 349–410 of Treatise on Geochemistry (eds. H. D. Holland and K. K. Turekian), Elsevier-Pergamon, Oxford