Krater uderzeniowy -Impact crater

„Krater meteoru” przekierowuje tutaj. Aby zapoznać się z kraterem uderzeniowym w Arizonie, powszechnie nazywanym "Kraterem Meteorowym", zobacz Krater Meteorowy .
Kratery uderzeniowe w Układzie Słonecznym
Krater Engelier o szerokości 500 km (310 mil) na księżycu Saturna Iapetus
Znaczący krater Tycho na południowych wyżynach Księżyca
Niedawno utworzony (pomiędzy lipcem 2010 a majem 2012) krater uderzeniowy na Marsie ukazujący nieskazitelny układ promieni wyrzucanych
50 000-letni krater meteorów na wschód od Flagstaff, Arizona, USA na Ziemi

Krater uderzeniowy to zagłębienie na powierzchni planety , księżyca lub innego ciała stałego w Układzie Słonecznym lub gdzie indziej, utworzone przez uderzenie o dużej prędkości mniejszego ciała. W przeciwieństwie do kraterów wulkanicznych , które powstają w wyniku eksplozji lub wewnętrznego zawalenia, kratery uderzeniowe mają zazwyczaj podniesione krawędzie i dna, które są niższe niż otaczający teren. Księżycowe kratery uderzeniowe wahają się od mikroskopijnych kraterów na skałach księżycowych zwróconych przez program Apollo i małych, prostych, miskowatych zagłębień w regolicie księżycowym po duże, złożone, wielopierścieniowe baseny uderzeniowe. Krater Meteorowy jest dobrze znanym przykładem małego krateru uderzeniowego na Ziemi.

Kratery uderzeniowe są dominującymi elementami geograficznymi na wielu stałych obiektach Układu Słonecznego, w tym na Księżycu , Merkurym , Kallisto , Ganimedesie oraz większości małych księżyców i asteroid . Na innych planetach i księżycach, które doświadczają bardziej aktywnych powierzchniowych procesów geologicznych, takich jak Ziemia , Wenus , Europa , Io i Tytan , widoczne kratery uderzeniowe są mniej powszechne, ponieważ z czasem ulegają erozji , zakopaniu lub przekształceniu przez tektoniki . Tam, gdzie takie procesy zniszczyły większość pierwotnej topografii krateru, częściej używa się terminów struktura uderzeniowa lub astroblema. We wczesnej literaturze, zanim powszechnie uznano znaczenie krateru uderzeniowego, terminy kryptoeksplozja lub struktura kryptowulkaniczna były często używane do opisywania tego, co obecnie uznaje się za cechy związane z uderzeniem na Ziemi.

Zapisy kraterowe bardzo starych powierzchni, takich jak Merkury, Księżyc i południowe wyżyny Marsa, odnotowują okres intensywnego wczesnego bombardowania w wewnętrznym Układzie Słonecznym około 3,9 miliarda lat temu. Tempo tworzenia kraterów na Ziemi od tego czasu jest znacznie niższe, ale mimo to jest zauważalne; Ziemia doświadcza od jednego do trzech uderzeń na tyle dużych, że średnio raz na milion lat wytworzy się krater o średnicy 20 kilometrów (12 mil). Wskazuje to, że na planecie powinno być znacznie więcej stosunkowo młodych kraterów niż do tej pory odkryto. Szybkość kraterowania w wewnętrznym Układzie Słonecznym zmienia się w wyniku zderzeń w pasie planetoid, które tworzą rodzinę fragmentów, które są często przesyłane kaskadowo do wnętrza Układu Słonecznego. Uważa się, że asteroidy z rodziny Baptistina , powstałe w wyniku zderzenia 80 milionów lat temu, spowodowały duży wzrost częstotliwości zderzeń. Należy zauważyć, że tempo powstawania kraterów uderzeniowych w zewnętrznym Układzie Słonecznym może być inne niż w wewnętrznym Układzie Słonecznym.

Chociaż aktywne procesy powierzchniowe Ziemi szybko niszczą zapis uderzeń, zidentyfikowano około 190 ziemskich kraterów uderzeniowych. Mają one średnicę od kilkudziesięciu metrów do około 300 km (190 mil), a ich wiek waha się od niedawnych czasów (np. kratery Sikhote-Alin w Rosji, których powstanie zaobserwowano w 1947 r.) do ponad dwóch miliardów lat. , chociaż większość z nich ma mniej niż 500 milionów lat, ponieważ procesy geologiczne mają tendencję do zacierania starszych kraterów. Są również selektywnie znajdowane w stabilnych regionach wewnętrznych kontynentów . Niewiele kraterów podmorskich zostało odkrytych z powodu trudności w badaniu dna morskiego, szybkiego tempa zmian dna oceanicznego i subdukcji dna oceanicznego do wnętrza Ziemi przez procesy tektoniki płyt .

Kraterów uderzeniowych nie należy mylić z formami terenu, które mogą wydawać się podobne , takimi jak kaldery , zapadliska , kotły lodowcowe , wały pierścieniowe , kopuły solne i inne.

Historia

Daniel M. Barringer, inżynier górnictwa, już w 1903 roku był przekonany, że należący do niego krater Meteor Crater ma kosmiczne pochodzenie. Jednak większość geologów w tamtym czasie zakładała, że ​​powstała w wyniku erupcji pary wulkanicznej.

Eugene Shoemaker , pionierski badacz kraterów uderzeniowych, tutaj w mikroskopie krystalograficznym używanym do badania meteorytów

W latach dwudziestych amerykański geolog Walter H. Bucher zbadał szereg miejsc uznawanych obecnie za kratery uderzeniowe w Stanach Zjednoczonych. Doszedł do wniosku, że zostały one stworzone przez jakieś wielkie wydarzenie wybuchowe, ale wierzył, że siła ta prawdopodobnie miała pochodzenie wulkaniczne . Jednak w 1936 r. geolodzy John D. Boon i Claude C. Albritton Jr. ponownie przyjrzeli się badaniom Buchera i doszli do wniosku, że kratery, które badał, prawdopodobnie powstały w wyniku uderzeń.

Grove Karl Gilbert zasugerował w 1893 roku, że kratery na Księżycu powstały w wyniku dużych uderzeń asteroid. Ralph Baldwin w 1949 napisał, że kratery na Księżycu były w większości pochodzenia uderzeniowego. Około 1960 roku Gene Shoemaker ożywił ten pomysł. Według Davida H. Levy'ego Gene „widział kratery na Księżycu jako logiczne miejsca uderzenia, które nie powstały stopniowo, w ciągu eonów , ale w sposób wybuchowy, w ciągu kilku sekund”. Za jego doktorat W Princeton (1960) pod kierunkiem Harry'ego Hammonda Hessa Shoemaker studiował dynamikę uderzenia krateru meteorytowego Barringera . Shoemaker zauważył, że Meteor Crater miał taką samą formę i strukturę jak dwa kratery po eksplozji powstałe w wyniku testów bomby atomowej w Nevadzie Test Site , zwłaszcza Jangle U w 1951 i Teapot Ess w 1955. W 1960 Edward CT Chao i Shoemaker zidentyfikowali koezyt (formę dwutlenek krzemu ) w kraterze Meteor, co dowodzi, że krater powstał w wyniku uderzenia generującego ekstremalnie wysokie temperatury i ciśnienia. Śledzili to odkrycie, identyfikując koezyt w sujewie w Nördlinger Ries , udowadniając jego wpływ na pochodzenie.

Uzbrojeni w wiedzę na temat cech metamorficznych wstrząsów, Carlyle S. Beals i współpracownicy z Obserwatorium Astrofizycznego Dominion w Victorii w Kolumbii Brytyjskiej w Kanadzie oraz Wolf von Engelhardt z Uniwersytetu w Tybindze w Niemczech rozpoczęli metodyczne poszukiwania kraterów uderzeniowych. Do 1970 roku wstępnie zidentyfikowali ponad 50. Chociaż ich praca była kontrowersyjna, amerykańskie lądowania Apollo Moon, które w tym czasie trwały, dostarczyły wspierających dowodów, rozpoznając tempo powstawania kraterów uderzeniowych na Księżycu . Ponieważ procesy erozji na Księżycu są minimalne, kratery utrzymują się. Ponieważ można było oczekiwać, że Ziemia będzie miała mniej więcej takie samo tempo kraterowania jak Księżyc, stało się jasne, że Ziemia doznała znacznie większej liczby uderzeń, niż można by to zaobserwować, licząc ewidentne kratery.

Tworzenie krateru

Symulacja laboratoryjna zderzenia i powstawania krateru

Krater uderzeniowy obejmuje zderzenia z dużą prędkością między obiektami stałymi, zwykle znacznie większe niż prędkość dźwięku w tych obiektach. Takie uderzenia hiperprędkości wywołują efekty fizyczne, takie jak topnienie i parowanie , które nie występują w znanych kolizjach poddźwiękowych. Na Ziemi, ignorując spowalniające efekty podróży przez atmosferę, najniższa prędkość zderzenia z obiektem z kosmosu jest równa grawitacyjnej prędkości ucieczki wynoszącej około 11 km/s. Najszybsze zderzenia występują przy prędkości około 72 km/s w „najgorszym przypadku”, w którym obiekt na orbicie wstecznej, bliskiej parabolicznej, uderza w Ziemię. Średnia prędkość uderzenia w Ziemię wynosi około 20 km/s.

Jednak spowalniające skutki podróży przez atmosferę szybko spowalniają każdy potencjalny impaktor, zwłaszcza na najniższych 12 kilometrach, gdzie leży 90% masy atmosferycznej Ziemi. Meteoryty o masie do 7000 kg tracą całą swoją kosmiczną prędkość z powodu oporu atmosferycznego na pewnej wysokości (punkt opóźnienia) i zaczynają ponownie przyspieszać z powodu ziemskiej grawitacji, aż ciało osiągnie prędkość końcową od 0,09 do 0,16 km/s. Im większy meteoroid (tj. asteroidy i komety), tym większą zachowuje swoją początkową prędkość kosmiczną. Podczas gdy obiekt o masie 9 000 kg zachowuje około 6% swojej pierwotnej prędkości, obiekt o masie 900 000 kg zachowuje już około 70%. Niezwykle duże ciała (około 100 000 ton) w ogóle nie są spowalniane przez atmosferę i uderzają z ich początkową prędkością kosmiczną, jeśli wcześniej nie nastąpiła dezintegracja.

Uderzenia przy tak dużych prędkościach wytwarzają fale uderzeniowe w materiałach stałych, a zarówno impaktor, jak i uderzony materiał są szybko kompresowane do dużej gęstości. Po początkowej kompresji, nadmiernie skompresowany obszar o wysokiej gęstości gwałtownie rozpręża się, gwałtownie eksplodując, aby uruchomić sekwencję zdarzeń, które powodują powstanie krateru uderzeniowego. Tworzenie krateru uderzeniowego jest zatem bardziej analogiczne do tworzenia kraterów przez materiały wybuchowe o dużej sile niż do mechanicznego przemieszczenia. Rzeczywiście, gęstość energii niektórych materiałów biorących udział w tworzeniu kraterów uderzeniowych jest wielokrotnie wyższa niż w przypadku materiałów wybuchowych. Ponieważ kratery powstają w wyniku eksplozji , prawie zawsze są okrągłe – tylko uderzenia pod bardzo małym kątem powodują powstawanie kraterów znacznie eliptycznych.

Opisuje wpływy na powierzchnie stałe. Uderzenia w porowate powierzchnie, takie jak Hyperion , mogą powodować wewnętrzną kompresję bez wyrzutu, wybijając dziurę w powierzchni bez wypełniania pobliskich kraterów. To może wyjaśniać „gąbkowaty” wygląd tego księżyca.

Wygodnie jest podzielić koncepcyjnie proces uderzenia na trzy odrębne etapy: (1) początkowy kontakt i ściskanie, (2) wykop, (3) modyfikacja i zawalenie. W praktyce te trzy procesy nakładają się na siebie, na przykład wykopywanie krateru trwa w niektórych regionach, podczas gdy w innych trwa już modyfikacja i zapadanie się krateru.

Kontakt i kompresja

Zagnieżdżone kratery na Marsie, 40,104° N, 125,005° E. Te zagnieżdżone kratery są prawdopodobnie spowodowane zmianami wytrzymałości materiału docelowego. Zwykle dzieje się tak, gdy słabszy materiał nakłada się na mocniejszy materiał.

W przypadku braku atmosfery proces uderzenia rozpoczyna się, gdy impaktor po raz pierwszy dotknie docelowej powierzchni. Ten kontakt przyspiesza cel i zwalnia impaktor. Ponieważ impaktor porusza się tak szybko, tył obiektu przesuwa się na znaczną odległość podczas krótkiego, ale nieskończonego czasu potrzebnego na propagację opóźnienia w impakcie. W rezultacie impaktor zostaje ściśnięty, jego gęstość rośnie, a ciśnienie w nim gwałtownie wzrasta. Ciśnienia szczytowe w dużych uderzeniach przekraczają 1 T Pa , aby osiągnąć wartości częściej spotykane głęboko we wnętrzach planet lub generowane sztucznie w wybuchach jądrowych .

Fizycznie fala uderzeniowa pochodzi z punktu kontaktu. Gdy ta fala uderzeniowa rozszerza się, zwalnia i ściska impaktor, a także przyspiesza i ściska cel. Poziomy naprężeń w fali uderzeniowej znacznie przewyższają wytrzymałość materiałów stałych; w konsekwencji zarówno impaktor, jak i cel w pobliżu miejsca uderzenia zostają nieodwracalnie uszkodzone. Wiele minerałów krystalicznych może zostać przekształconych w fazy o większej gęstości za pomocą fal uderzeniowych; na przykład zwykły mineralny kwarc można przekształcić w wysokociśnieniowe formy koezytu i stiszowitu . Wiele innych zmian związanych z uderzeniem zachodzi zarówno w impaktorze, jak iw celu podczas przechodzenia fali uderzeniowej, a niektóre z tych zmian można wykorzystać jako narzędzia diagnostyczne do określenia, czy określone cechy geologiczne powstały w wyniku krateru uderzeniowego.

Gdy fala uderzeniowa zanika, zszokowany obszar ulega dekompresji w kierunku bardziej typowych ciśnień i gęstości. Uszkodzenia wywołane falą uderzeniową powodują wzrost temperatury materiału. We wszystkich uderzeniach, z wyjątkiem najmniejszych, ten wzrost temperatury jest wystarczający do stopienia impaktora, a przy większych uderzeniach do odparowania jego większości i stopienia dużych objętości tarczy. Oprócz nagrzewania cel w pobliżu uderzenia jest przyspieszany przez falę uderzeniową i dalej oddala się od uderzenia za zanikającą falą uderzeniową.

Wykop

Kontakt, kompresja, dekompresja i przejście fali uderzeniowej zachodzą w ciągu kilku dziesiątych sekundy w przypadku dużego uderzenia. Kolejne wykopywanie krateru przebiega wolniej, a na tym etapie przepływ materiału jest w dużej mierze poddźwiękowy. Podczas wykopów krater powiększa się, gdy przyspieszony materiał docelowy oddala się od miejsca uderzenia. Ruch celu jest początkowo w dół i na zewnątrz, ale staje się na zewnątrz i do góry. Przepływ początkowo wytwarza w przybliżeniu półkulistą wnękę, która nadal rośnie, ostatecznie tworząc paraboloidalny (w kształcie misy) krater, którego środek został wepchnięty w dół, znaczna objętość materiału została wyrzucona, a topograficznie podniesiona krawędź krateru została popchnięta w górę. Kiedy ta wnęka osiągnie swój maksymalny rozmiar, nazywana jest jamą przejściową.

Krater Herschela na księżycu Saturna Mimas

Głębokość wnęki przejściowej wynosi zazwyczaj jedną czwartą do jednej trzeciej jej średnicy. Ejecta wyrzucone z krateru nie zawierają materiału wydobytego z pełnej głębokości wnęki przejściowej; zazwyczaj głębokość maksymalnego wykopu wynosi tylko około jednej trzeciej całkowitej głębokości. W rezultacie około jedna trzecia objętości przejściowego krateru powstaje w wyniku wyrzucania materiału, a pozostałe dwie trzecie powstaje w wyniku przemieszczenia materiału w dół, na zewnątrz i do góry, tworząc uniesioną krawędź. W przypadku uderzeń w wysoce porowate materiały, znaczna objętość krateru może również powstać w wyniku trwałego zagęszczenia przestrzeni porów . Takie zagęszczające kratery mogą być ważne na wielu asteroidach, kometach i małych księżycach.

W przypadku dużych uderzeń, jak również materiału przemieszczonego i wyrzuconego w celu utworzenia krateru, znaczne objętości materiału docelowego mogą ulec stopieniu i odparowaniu wraz z oryginalnym impaktorem. Część tego stopionego materiału uderzeniowego może zostać wyrzucona, ale większość pozostaje w przejściowym kraterze, początkowo tworząc warstwę stopionego materiału uderzeniowego pokrywającego wnętrze przejściowej wnęki. W przeciwieństwie do tego, gorący, gęsty odparowany materiał gwałtownie rozszerza się z rosnącej wnęki, przenosząc w niej trochę stałego i stopionego materiału. Gdy ta gorąca chmura pary rozszerza się, unosi się i ochładza podobnie jak archetypowa chmura grzybowa generowana przez duże wybuchy jądrowe. W przypadku dużych uderzeń, rozszerzająca się chmura pary może wzrosnąć do wysokości kilkukrotnie większej niż w skali atmosfery, skutecznie rozszerzając się w wolną przestrzeń.

Większość materii wyrzuconej z krateru osadza się w obrębie kilku promieni krateru, ale niewielka część może pokonywać duże odległości z dużą prędkością, a przy dużych zderzeniach może przekroczyć prędkość ucieczki i całkowicie opuścić uderzoną planetę lub księżyc. Większość najszybszego materiału jest wyrzucana blisko środka uderzenia, a najwolniejszy materiał jest wyrzucany blisko obręczy przy niskich prędkościach, tworząc odwróconą spójną klapę wyrzucanej bezpośrednio na zewnątrz obręczy. Gdy wyrzut ucieka z rosnącego krateru, tworzy rozszerzającą się kurtynę w kształcie odwróconego stożka. Uważa się, że trajektoria poszczególnych cząstek w obrębie kurtyny jest w dużej mierze balistyczna.

Niewielkie objętości niestopionego i stosunkowo niewstrząsanego materiału mogą być odpryskiwane przy bardzo dużych prędkościach względnych z powierzchni celu iz tyłu urządzenia uderzającego. Odpryskiwanie stanowi potencjalny mechanizm, dzięki któremu materiał może być wyrzucany do przestrzeni międzyplanetarnej w dużej mierze nieuszkodzony i dzięki czemu małe objętości impaktora mogą być zachowane w stanie nieuszkodzonym nawet w przypadku dużych zderzeń. Małe ilości materiału szybkoobrotowego mogą być również generowane na wczesnym etapie zderzenia przez wtryskiwanie. Dzieje się tak, gdy dwie powierzchnie zbiegają się szybko i ukośnie pod małym kątem, a materiał poddany silnym wstrząsom o wysokiej temperaturze jest wyrzucany ze strefy zbieżności z prędkościami, które mogą być kilka razy większe niż prędkość uderzenia.

Modyfikacja i upadek

Wietrzenie może drastycznie zmienić wygląd krateru. Ten kopiec na północnym biegunie Marsa może być wynikiem krateru uderzeniowego, który został zasypany osadami , a następnie ponownie odsłonięty przez erozję .

W większości przypadków jama przejściowa nie jest stabilna i zapada się pod wpływem grawitacji. W małych kraterach, o średnicy mniejszej niż około 4 km na Ziemi, występuje pewne ograniczone zapadanie się krawędzi krateru połączone z gruzem ześlizgującym się po ścianach krateru i drenaż uderzenia wtapia się w głębszą jamę. Powstała struktura nazywana jest prostym kraterem i pozostaje w kształcie misy i powierzchownie podobna do krateru przejściowego. W prostych kraterach pierwotna jama wykopu jest pokryta soczewką zapadającej się brekcji , wyrzutu i stopionej skały, a część dna środkowego krateru może czasami być płaska.

Wielopierścieniowy basen uderzeniowy Valhalla na księżycu Jowisza Kallisto

Powyżej pewnego progu wielkości, który zmienia się w zależności od grawitacji planety, zapadnięcie się i modyfikacja przejściowej wnęki jest znacznie bardziej rozległa, a powstała struktura nazywana jest złożonym kraterem . Zapadnięcie się przejściowej wnęki jest napędzane grawitacją i obejmuje zarówno podniesienie obszaru centralnego, jak i zapadnięcie się obręczy do wewnątrz. Centralne podniesienie nie jest wynikiem sprężystego odbicia , które jest procesem, w którym materiał o wytrzymałości sprężystej próbuje powrócić do swojej pierwotnej geometrii; raczej rozpad jest procesem, w którym materiał o niewielkiej lub żadnej sile próbuje powrócić do stanu równowagi grawitacyjnej .

Złożone kratery mają wypiętrzone centra i zazwyczaj mają szerokie, płaskie, płytkie dna krateru i tarasowe ściany . Przy największych rozmiarach może pojawić się jeden lub więcej pierścieni zewnętrznych lub wewnętrznych, a struktura może być oznaczona jako basen uderzeniowy, a nie krater uderzeniowy. Morfologia złożonych kraterów na planetach skalistych wydaje się podążać za regularną sekwencją o rosnącym rozmiarze: małe złożone kratery z centralnym szczytem topograficznym nazywane są kraterami ze szczytem centralnym , na przykład Tycho ; kratery o średniej wielkości, w których środkowy szczyt jest zastąpiony pierścieniem szczytów, nazywane są kraterami szczytowo-pierścieniowymi , na przykład Schrödinger ; a największe kratery zawierają wiele koncentrycznych pierścieni topograficznych i nazywane są basenami wielopierścieniowymi , na przykład Orientale . Na lodowych (w przeciwieństwie do skalistych) ciałach pojawiają się inne formy morfologiczne, które mogą mieć centralne wgłębienia zamiast centralnych szczytów, a przy największych rozmiarach mogą zawierać wiele koncentrycznych pierścieni. Przykładem tego typu jest Valhalla na Kallisto.

Identyfikacja kraterów uderzeniowych

Struktura uderzeniowa kraterów: kratery proste i złożone
Krater Wells Creek w Tennessee w Stanach Zjednoczonych: zbliżenie pękniętych stożków powstałych w drobnoziarnistym dolomicie
Krater Decorah : powietrzna mapa rezystywności elektromagnetycznej ( USGS )
Meteor Crater w amerykańskim stanie Arizona był pierwszym na świecie potwierdzonym kraterem uderzeniowym.
Shoemaker Crater w Zachodniej Australii został przemianowany na pamiątkę Gene Shoemaker.

Niewybuchowe kratery wulkaniczne można zwykle odróżnić od kraterów uderzeniowych przez ich nieregularny kształt oraz powiązanie przepływów wulkanicznych i innych materiałów wulkanicznych. Kratery uderzeniowe wytwarzają również stopione skały, ale zwykle w mniejszych objętościach o różnych właściwościach.

Charakterystyczną cechą krateru uderzeniowego jest obecność skały, która przeszła efekty metamorfizmu uderzeniowego, takie jak roztrzaskane stożki , stopione skały i deformacje kryształów. Problem polega na tym, że materiały te są zwykle głęboko zakopane, przynajmniej w przypadku prostych kraterów. Jednak zwykle ujawniają się one w podniesionym środku złożonego krateru.

Oddziaływania wywołują charakterystyczne efekty metamorficzne wstrząsu , które umożliwiają wyraźną identyfikację miejsc oddziaływania. Takie szokowo-metamorficzne efekty mogą obejmować:

  • Warstwa strzaskanej lub „ skruszonej ” skały pod dnem krateru. Ta warstwa nazywana jest „soczewką breccia”.
  • Rozbijają się stożki , które są odciskami w skałach w kształcie szewronów. Takie szyszki najłatwiej formują się w skałach drobnoziarnistych.
  • Rodzaje skał o wysokiej temperaturze, w tym laminowane i spawane bloki piasku, sferolity i tektyty lub szkliste rozpryski stopionej skały. Niektórzy badacze kwestionowali wpływ pochodzenia tektytów; zaobserwowali pewne cechy wulkaniczne w tektytach, których nie znaleziono w impaktytach. Tektyty są również bardziej suche (zawierają mniej wody) niż typowe impaktyty. Chociaż skały stopione w wyniku uderzenia przypominają skały wulkaniczne, zawierają nieroztopione fragmenty podłoża skalnego, tworzą niezwykle duże i nieprzerwane pola i mają znacznie bardziej mieszany skład chemiczny niż materiały wulkaniczne wyrzucane z Ziemi. Mogą również zawierać stosunkowo duże ilości pierwiastków śladowych związanych z meteorytami, takich jak nikiel, platyna, iryd i kobalt. Uwaga: literatura naukowa donosi, że pewne „wstrząsowe” cechy, takie jak małe stożki rozbijające się, które często są kojarzone tylko z uderzeniami, zostały znalezione również w ziemskich wyrzutach wulkanicznych.
  • Mikroskopowe odkształcenia ciśnieniowe minerałów. Obejmują one wzory pęknięć w kryształach kwarcu i skalenia oraz powstawanie materiałów wysokociśnieniowych, takich jak diament, pochodzący z grafitu i innych związków węgla lub stiszowitu i koezytu , odmian kwarcu szokowego .
  • Zakopane kratery, takie jak krater Decorah , można zidentyfikować za pomocą wiercenia rdzeniowego, obrazowania oporności elektromagnetycznej w powietrzu i gradiometrii grawitacyjnej w powietrzu.

Ekonomiczne znaczenie oddziaływań

Na Ziemi kratery uderzeniowe zaowocowały użytecznymi minerałami. Niektóre rudy powstałe w wyniku uderzeń na Ziemi obejmują rudy żelaza , uranu , złota , miedzi i niklu . Szacuje się, że wartość materiałów wydobywanych ze struktur uderzeniowych wynosi pięć miliardów dolarów rocznie tylko dla Ameryki Północnej. Ostateczna przydatność kraterów uderzeniowych zależy od kilku czynników, zwłaszcza od rodzaju materiałów, które zostały uderzone i kiedy materiały zostały uszkodzone. W niektórych przypadkach osady były już na miejscu i uderzenie wyniosło je na powierzchnię. Są to tak zwane „progenetyczne depozyty gospodarcze”. Inne powstały podczas rzeczywistego uderzenia. Potężna energia spowodowała topnienie. Użyteczne minerały powstałe w wyniku tej energii są klasyfikowane jako „złoża syngenetyczne”. Trzeci typ, zwany „złożami epigenetycznymi”, spowodowany jest powstaniem basenu po uderzeniu. Wiele minerałów, od których zależy nasze współczesne życie, wiąże się z wpływami w przeszłości. Kopuła Vredeford w centrum basenu Witwatersrand jest największym polem złota na świecie, które dostarczyło około 40% całego złota wydobytego w strukturze uderzeniowej (chociaż złoto nie pochodziło z bolidu). Asteroida, która uderzyła w ten region, miała 9,7 km (6 mil) szerokości. Zagłębie Sudbury zostało spowodowane przez uderzające ciało o średnicy ponad 9,7 km (6 mil). Basen ten słynie ze złóż niklu , miedzi i pierwiastków z grupy platynowców . Wpływ na stworzenie struktury Carswell w Saskatchewan w Kanadzie; zawiera złoża uranu . Wokół konstrukcji uderzeniowych powszechne są węglowodory . Pięćdziesiąt procent struktur uderzeniowych w Ameryce Północnej w basenach sedymentacyjnych zawierających węglowodory zawiera pola naftowe/gazowe.

Kratery marsjańskie

Ze względu na wiele misji badających Marsa od lat 60. XX wieku dobrze pokrywa się jego powierzchnię, która zawiera dużą liczbę kraterów . Wiele kraterów na Marsie różni się od tych na Księżycu i innych księżycach, ponieważ Mars zawiera lód pod ziemią, zwłaszcza na wyższych szerokościach geograficznych. Niektóre rodzaje kraterów, które mają specjalne kształty w wyniku uderzenia w ziemię bogatą w lód, to kratery cokołowe , kratery przedmurze , kratery rozszerzone i kratery LARLE .

Wykazy kraterów

Kratery uderzeniowe na Ziemi

Mapa świata w equirectangular projekcji kraterów w bazie danych o wpływie na Ziemię z listopada 2017 r. (w pliku SVG najedź na krater, aby zobaczyć jego szczegóły)
Główny artykuł: Lista kraterów uderzeniowych na Ziemi

Na Ziemi rozpoznawanie kraterów uderzeniowych jest gałęzią geologii i jest związane z geologią planetarną w badaniu innych światów. Spośród wielu proponowanych kraterów stosunkowo niewiele zostało potwierdzonych. Kolejne dwadzieścia to przykładowe artykuły z potwierdzonych i dobrze udokumentowanych miejsc oddziaływania.

Zobacz Earth Impact Database , stronę internetową poświęconą 190 (stan na lipiec 2019) naukowo potwierdzonych kraterów uderzeniowych na Ziemi.

Niektóre pozaziemskie kratery

Krater Balanchine w Caloris Basin, sfotografowany przez MESSENGER , 2011

Największe nazwane kratery w Układzie Słonecznym

Krater Tirawa rozciągający się na terminatorze na Rhea , na dole po prawej.
Główny artykuł: Lista największych kraterów w Układzie Słonecznym
  1. Basen Polarny Północny/ Basen Borealis (sporny) – Mars – Średnica: 10 600 km
  2. Basen Biegun Południowy-Aitken – Księżyc – Średnica: 2500 km
  3. Basen Hellas – Mars – Średnica: 2100 km
  4. Basen Caloris – Merkury – Średnica: 1550 km
  5. Basen Imbrium – Księżyc – Średnica: 1100 km
  6. Isidis Planitia – Mars – Średnica: 1100 km
  7. Mare Tranquilitatis – Księżyc – Średnica: 870 km
  8. Argyre Planitia – Mars – Średnica: 800 km
  9. Rembrandt – Merkury – Średnica: 715 km
  10. Basen Serenitatis – Księżyc – Średnica: 700 km
  11. Mare Nubium – Księżyc – Średnica: 700 km
  12. Beethoven – Merkury – Średnica: 625 km
  13. Valhalla – Callisto – Średnica: 600 km, z pierścieniami do średnicy 4000 km
  14. Hertzsprung – Księżyc – Średnica: 590 km
  15. Turgis – Japetus – Średnica: 580 km
  16. Apollo – Księżyc – Średnica: 540 km
  17. Engelier – Japetus – Średnica: 504 km
  18. Mamaldi – Rhea – Średnica: 480 km
  19. Huygens – Mars – Średnica: 470 km
  20. Schiaparelli – Mars – Średnica: 470 km
  21. Rheasilvia – 4 Vesta – Średnica: 460 km
  22. Gerin – Japetus – Średnica: 445 km
  23. Odyseusz – Tetyda – Średnica: 445 km
  24. Korolev – Księżyc – Średnica: 430 km
  25. Falsaron – Iapetus – Średnica: 424 km
  26. Dostojewski – Merkury – Średnica: 400 km
  27. Menrva – Tytan – Średnica: 392 km
  28. Tołstoj – Merkury – Średnica: 390 km
  29. Goethe – Merkury – Średnica: 380 km
  30. Malprimis – Japetus – Średnica: 377 km
  31. Tirawa – Rhea – Średnica: 360 km
  32. Orientale Basin – Księżyc – Średnica: 350 km, z pierścieniami do średnicy 930 km
  33. Evander – Dione – Średnica: 350 km
  34. Epigeus – Ganimedes – Średnica: 343 km
  35. Gertrude – Titania – Średnica: 326 km
  36. Telemus – Tetyda – Średnica: 320 km
  37. Asgard – Callisto – Średnica: 300 km, z pierścieniami do średnicy 1400 km
  38. Struktura uderzeniowa Vredefort – Ziemia – Średnica: 300 km
  39. Kerwan – Ceres – Średnica: 284 km
  40. Powehiwehi – Rhea – Średnica: 271 km

Na Księżycu znajduje się około dwanaście więcej kraterów/basenów uderzeniowych większych niż 300 km, pięć na Merkurym i cztery na Marsie. Duże baseny, niektóre nienazwane, ale w większości mniejsze niż 300 km, można również znaleźć na księżycach Saturna: Dione, Rhea i Iapetus.

Zobacz też

Bibliografia

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki