Nedslagskrater

Et nedslagskrater  er en fordybning, der opstår på overfladen af ​​et himmellegeme, når et mindre legeme falder. Et stort nedslagskrater (mere end 2 km i diameter) på jordens overflade kaldes et astrobleme (fra oldgræsk ἄστρον  "stjerne" + βλῆμα  "sår", det vil sige "stjernesår" [1] ; dette udtryk blev introduceret i 1960 af Robert Dietz). Selve begivenheden ( meteoritnedslag ) kaldes undertiden nedslag ( engelsk fra nedslag  "kollision") eller nedslagsbegivenhed . Omkring 150 astroblemer er blevet opdaget på Jorden .

Unge nedslagskratere har hævede kanter og (i modsætning til vulkankratere , der opstår under en eksplosion eller kollaps [2] ) et bundniveau lavere end det omkringliggende område [3] . Små nedslagskratere ligner simple skålformede fordybninger, mens de største ligner komplekse flerringede strukturer (kendt som stødbassiner). Et eksempel på et lille nedslagskrater på Jorden er Arizona Crater . Anslagskratere er de mest almindelige træk i relieffet af mange himmellegemer med en fast overflade, herunder Månen , Merkur , Callisto , Ganymedes og mange andre. På kroppe med tætte atmosfærer og kroppe, der viser geologisk aktivitet, såsom Jorden, Venus , Mars , Europa , Io og Titan , er nedslagskratere mindre almindelige, da de eroderes og aflejres over tid af tektoniske, vulkanske og erosionsprocesser.

For omkring 3,9 milliarder år siden oplevede de indre kroppe af solsystemet et intenst asteroidebombardement . Nu optræder kratere meget sjældnere på Jorden; i gennemsnit falder der i en million år fra et til tre kroppe på det, der er i stand til at danne et krater med en diameter på mindst 20 kilometer [4] [5] . Dette tyder på, at der må være mange flere relativt unge kratere på planeten, end man kender i øjeblikket.

Selvom forskellige processer på Jordens overflade hurtigt ødelægger spor af kollisioner, er der fundet omkring 190 nedslagskratere på den [6] . Deres diameter spænder fra nogle få snese meter til omkring 300 km, og deres alder varierer fra nyere tid (for eksempel Sikhote-Alin-kraterne i Rusland, som dukkede op i 1947) til mere end to milliarder år. De fleste af dem er mindre end 500 millioner år gamle, da de ældre allerede stort set er blevet ødelagt. Oftest findes kratere på ældgamle platforme [7] . Der kendes få kratere på havbunden, både på grund af vanskeligheden ved at studere den og på grund af havbundens hurtige ændringshastighed, såvel som dens synker ned i jordens tarme.

Nedslagskratere bør ikke forveksles med lignende landformer, herunder calderaer , synkehuller , isringe , ringdæmninger saltkupler og andre.

Baggrund

En af de første videnskabsmænd, der koblede krateret til et meteoritnedslag, var Daniel Barringer 1860-1929 Han studerede nedslagskrateret i Arizona , som nu bærer hans navn. Disse ideer var dog ikke bredt accepteret på det tidspunkt (og heller ikke det faktum, at Jorden var under konstant meteoritbombardement).

I 1920'erne foreslog den amerikanske geolog Walter Bacher , som studerede en række kratere i USA, at de var forårsaget af en eller anden form for eksplosive begivenheder i hans teori om "Jordens pulsering".

I 1936 fortsatte geologerne John Boone og Claude Albritton Bachers forskning og konkluderede, at kraterne var af en slagkraft.

Nedslagskraterteorien forblev intet andet end en hypotese indtil 1960'erne. På dette tidspunkt gennemførte en række videnskabsmænd (primært Eugene Shoemaker ) detaljerede undersøgelser, der fuldt ud bekræftede virkningsteorien. Især blev der fundet spor af stoffer kaldet impactites (for eksempel slagtransformeret kvarts ), som kun kunne dannes under de specifikke forhold ved stødet.

Derefter begyndte forskere målrettet at lede efter nedslagsstoffer for at identificere gamle nedslagskratere. I 1970'erne var der fundet omkring 50 stødstrukturer. På Ruslands territorium var det første astroblem fundet Puchezh-Katunsky-krateret , 80 km i diameter, lokaliseret i 1965 80 km nord for Nizhny Novgorod [8] .

Rumforskning har vist, at nedslagskratere er de mest almindelige geologiske træk i solsystemet . Dette bekræftede det faktum, at Jorden også er udsat for konstant meteoritbombardement.

Geologisk struktur

Kraternes strukturelle træk bestemmes af en række faktorer, blandt hvilke de vigtigste er slagenergien (som igen afhænger af massen og hastigheden af ​​det kosmiske legeme, atmosfærens tæthed), anslagsvinklen med overfladen, og hårdheden af ​​de stoffer, der danner meteoritten og overfladen. I Jordens tilfælde tilbageholdes meteoritter, der vejer mere end 1000 tons , praktisk talt ikke af jordens atmosfære ; meteoritter med mindre masse bremses betydeligt og fordamper endda fuldstændigt uden at nå overfladen eller skabe kratere på overfladen.

Ved en tangentiel påvirkning (hvis indfaldsvinklen er mindre end 8 grader), opstår elliptiske (aflange kratere). Der er ingen kendte eksempler på sådanne kratere på Jorden. Tidligere blev Rio Quarto kraterfeltet i Argentina ( spansk:  Rio Cuarto Impact Crater ) fejlagtigt betragtet som et lignende eksempel - en aflang geologisk formation beliggende i en region, hvor en stor meteorit tidligere var faldet. Men disse begivenheder har intet med hinanden at gøre. I nærheden af ​​dette objekt er der mange andre lignende formationer, for hvilke en meteoritoprindelse kun blev antaget på grund af sammenfaldet af stedet for et tidligere meteoritfald og området med erosion på jorden. [9]

Når kollisionsretningen er tæt på lodret, opstår der afrundede kratere, hvis morfologi afhænger af deres diameter. Små kratere ( 3-4 km i diameter ) har en simpel skålformet form, deres tragt er omgivet af en vold dannet af hævede lag af underliggende sten (kældervold), dækket af fragmenter udstødt fra krateret (fyldt vold, allogen breccia ). ). Under bunden af ​​krateret ligger autentiske breccier - sten knust og delvist omdannet under en kollision; under breccia er sprækkede klipper. Dybde-til-diameter-forholdet for sådanne kratere er tæt på 0,33, hvilket adskiller dem fra kraterlignende strukturer af vulkansk oprindelse, som har et dybde-til-diameter-forhold på omkring 0,4.

Ved store diametre vises en central forhøjning over anslagspunktet (ved punktet for maksimal kompression af klipperne). Med endnu større diametre af krateret (mere end 14-15 km ) dannes ringløftninger. Disse strukturer er forbundet med bølgeeffekter (som en dråbe, der falder på vandoverfladen). Efterhånden som diameteren øges, bliver kratrene hurtigt flade: dybde/diameter-forholdet falder til 0,05-0,02 .

Kraterets størrelse kan afhænge af overfladeklippernes blødhed (jo blødere, jo mindre er krateret som regel).

På kosmiske legemer, der ikke har en tæt atmosfære, kan lange "stråler" (dannet som et resultat af udstødning af stof i stødøjeblikket) forblive omkring kratere.

Når en stor meteorit falder i havet, kan der opstå kraftige tsunamier (f.eks. forårsagede Yucatan-meteoritten ifølge beregninger en tsunami på 50-100 m høj ). Spredningen af ​​energi under dens bevægelse fra overfladen til bunden påvirkes af havets dybde på anslagsstedet, såvel som dets hastighed, størrelse og tæthed. I tilfælde, hvor den frigivne energi er tilstrækkelig til at danne et undervandskrater, med de samme kollisionsparametre, er det karakteriseret ved en mindre dybde sammenlignet med terrestriske kratere. Chokbølgen induceret i vandsøjlen efterlader specifikke spor, der kan observeres i marine sedimenter i kollisionsområdet både i fravær af et krater og i tilfælde af dets forsvinden efter en kollision som følge af erosion (se for eksempel Eltan-meteoritten ). [ti]

I gamle astroblemer er kraterets synlige struktur (bakke og vold) ofte ødelagt af erosion og begravet under alluvialt materiale, dog er sådanne strukturer ret klart bestemt af seismiske og magnetiske metoder af ændringer i egenskaberne af de underliggende og overførte bjergarter .

Kraterdannelse

Den gennemsnitlige hastighed, hvormed meteoritter styrter ind i jordens overflade, er omkring 20 km/s , og den maksimale er omkring 70 km/s . Deres kinetiske energi overstiger den energi, der frigives under detonation af konventionelle sprængstoffer af samme masse. Den energi, der frigives under faldet af en meteorit, der vejer over 1 tusinde tons, kan sammenlignes med energien fra en atomeksplosion. Meteoritter af denne masse falder ret sjældent til Jorden.

Når en meteorit møder en fast overflade, bremses dens bevægelse kraftigt, men målstenene (de steder, hvor den faldt), begynder tværtimod at accelerere under påvirkning af en chokbølge. Det divergerer i alle retninger fra kontaktpunktet: det dækker et halvkugleformet område under planetens overflade og bevæger sig også i den modsatte retning langs selve meteoritten (impactor). Efter at have nået sin bagside, reflekteres bølgen og løber tilbage. Spænding og kompression under sådan et dobbeltløb ødelægger normalt meteoritten fuldstændigt. Chokbølgen skaber et enormt tryk - over 5 millioner atmosfærer. Under dens påvirkning er klipperne i målet og angriberen stærkt komprimeret, hvilket fører til en eksplosiv stigning i temperatur og tryk, som et resultat af hvilken klipperne i nærheden af ​​stødet opvarmes og delvist smelter og endda fordamper i meget i midten, hvor temperaturen når 15.000 °C . Faste fragmenter af meteoritten falder også ind i denne smelte. Som et resultat, efter afkøling og størkning i bunden af ​​krateret, dannes et lag af impactit (fra det engelske  impact  - "blow") - en sten med meget usædvanlige geokemiske egenskaber. Især er den meget stærkt beriget med kemiske grundstoffer, der er ekstremt sjældne på Jorden, men mere karakteristiske for meteoritter - iridium , osmium , platin , palladium . Disse er de såkaldte siderofile grundstoffer , dvs. tilhører jerngruppen ( græsk σίδηρος ).

Ved øjeblikkelig fordampning af en del af stoffet dannes plasma , hvilket fører til en eksplosion, hvor målklipperne spredes i alle retninger, og bunden presses ind. I bunden af ​​krateret opstår en rund lavning med ret stejle sider, men den eksisterer i nogle brøkdele af et sekund – så begynder siderne straks at falde sammen og glide. Oven på denne jordmasse falder der også stenhagl fra et stof, der er kastet lodret opad og nu vender tilbage til sin plads, men allerede i en fragmenteret form. Så i bunden af ​​krateret dannes breccia  - et lag af klippefragmenter cementeret af det samme materiale, men knust til sand- og støvkorn. Kollision, sammenpresning af sten og passage af eksplosionsbølgen varer tiendedele af et sekund. Dannelsen af ​​en kraterudgravning tager en størrelsesorden længere. Og efter et par minutter afkøles choksmelten, gemt under et lag breccia, og begynder hurtigt at størkne. Dette fuldender dannelsen af ​​krateret.

Ved voldsomme kollisioner opfører faste sten sig som væsker. Komplekse bølgehydrodynamiske processer opstår i dem, hvoraf et af de karakteristiske spor er de centrale bakker i store kratere. Processen med deres dannelse ligner udseendet af en dråbe rekyl, når en lille genstand falder i vandet. Ved store kollisioner er eksplosionens kraft så stor, at det materiale, der kastes ud fra krateret, endda kan flyve ud i rummet. Sådan ramte meteoritter fra Månen og Mars Jorden , hvoraf dusinvis er blevet opdaget i de senere år.

Topværdierne for tryk og temperaturer under en kollision afhænger af energifrigivelsen, det vil sige hastigheden af ​​et himmellegeme, mens en del af den frigivne energi omdannes til en mekanisk form ( chokbølge ), en del - til en termisk form (opvarmning af sten indtil deres fordampning); energitætheden falder med afstanden fra anslagscentret. Følgelig, under dannelsen af ​​et astroblem med en diameter på 10 km i granit , er forholdet mellem fordampet, smeltet og knust materiale ca. 1:110:100; under dannelsen af ​​et astrobleme blandes disse transformerede materialer delvist, hvilket fører til en lang række klipper dannet under stødmetamorfose .

Ifølge den internationale klassifikation af impactites (International Union of Geological Sciences, 1994) er impactites lokaliseret i krateret og dets omgivelser opdelt i tre grupper (efter sammensætning, struktur og grad af nedslagsmetamorfose):

Indvirkningsbegivenheder i Jordens historie

Ifølge estimater falder en meteorit til Jorden 1-3 gange pr. million år, hvilket genererer et krater på mindst 20 km bredt [4] [11] . Dette tyder på, at der er fundet færre kratere (inklusive "unge"), end de burde være.

Liste over de mest berømte jordkratere [12] :

Erosion af kratere

Kratere ødelægges gradvist som følge af erosion og geologiske processer, der ændrer overfladen. Erosion er mest intens på planeter med tæt atmosfære. Det velbevarede Arizona-krater er ikke mere end 50 tusind år gammelt. Alderen for kendte terrestriske nedslagskratere varierer fra 1000 år til næsten 2 milliarder år. Meget få kratere ældre end 200 millioner år har overlevet på Jorden. Endnu mindre "overlevelige" er de kratere, der ligger på havbunden.

Samtidig er der kroppe med meget lavt krater og samtidig næsten blottet for en atmosfære. For eksempel på Io ændrer overfladen sig konstant på grund af vulkanudbrud, og på Europa  , som et resultat af reformationen af ​​isskallen under indflydelse af interne processer. Derudover udjævnes topografien af ​​kratere på iskolde som et resultat af issmeltning (i geologisk betydningsfulde perioder), da is er mere plastisk end sten. Et eksempel på et gammelt krater med et slidt relief er Valhalla på Callisto . En anden usædvanlig type erosion blev opdaget på Callisto - ødelæggelse, formentlig som følge af sublimering af is under påvirkning af solstråling.

Se også

Noter

  1. ↑ Dabizha A.I., Fedynsky V.V. "Stjernesår" på Jorden og deres diagnostik ved geofysiske metoder // Jorden og universet. - 1975. - Nr. 3. - S. 56-64.
  2. ↑ Basaltisk vulkanismestudieprojekt. (1981). Basaltisk vulkanisme på de terrestriske planeter; Pergamon Press, Inc.: New York, s. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html Arkiveret 3. marts 2012 på Wayback Machine .
  3. ↑ Consolmagno, GJ; Schäfer, M.W. (1994). Worlds Apart: En lærebog i planetariske videnskaber; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, s.56.
  4. ↑ 1 2 Carr, MH (2006) Mars overflade; Cambridge University Press: Cambridge, Storbritannien, s. 23.
  5. ↑ Grieve R.A.; Skomager, E.M. (1994). Optegnelsen over tidligere påvirkninger på jorden i farer på grund af kometer og asteroider, T. Gehrels, red.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, pp. 417-464.
  6. ↑ Grieve, RAF; Cintala, MJ; Tagle, R. (2007). Planetary Impacts in Encyclopedia of the Solar System, 2. udgave, LA. McFadden et al. Eds, s. 826.
  7. ↑ Skomager, E.M.; Shoemaker, C.S. (1999). The Role of Collisions in The New Solar System, 4. udgave, JK Beatty et al., Eds., s. 73.
  8. ↑ Indvirkningsmetamorfose; Boring (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 4. april 2013. 
  9. ↑ Unik kratersværm omstridt Arkiveret 17. november 2018 på Wayback Machine .
  10. ↑ Eltanin er en pliocæn-påvirkningsbegivenhed, der ikke skabte en stødeksplosiv struktur Arkiveret 25. marts 2016 på Wayback Machine .
  11. ↑ Grieve R.A.; Skomager, E.M. (1994). Optegnelsen over tidligere påvirkninger på jorden i farer på grund af kometer og asteroider, T. Gehrels, red.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, pp. 417-464.
  12. ↑ Fuldt katalog over Jordens stødstrukturer af A. V. Mikheeva, ICM&MG SB RAS . Arkiveret fra originalen den 17. juni 2008.

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger
 Jordens nedslagskratere
Diameter
> 20 km
< 20 km