Nedslagskrater

En nedslagskrater  är en fördjupning som uppstår på ytan av en himlakropp när en mindre kropp faller. En stor nedslagskrater (mer än 2 km i diameter) på jordens yta kallas astrobleme (från antikgrekiskan ἄστρον  "stjärna" + βλῆμα  "sår", det vill säga "stjärnsår" [1] ; denna term introducerades i 1960 av Robert Dietz). Händelsen i sig ( meteoritnedslag ) kallas ibland för nedslag ( engelska av nedslag  "kollision") eller nedslagshändelse . Omkring 150 astroblem har upptäckts på jorden .

Unga nedslagskratrar har upphöjda kanter och (till skillnad från vulkankratrar som inträffar under en explosion eller kollaps [2] ) en bottennivå som är lägre än den omgivande området [3] . Små nedslagskratrar ser ut som enkla skålformade fördjupningar, medan de största ser ut som komplexa flerringsstrukturer (så kallade slagbassänger). Ett exempel på en liten nedslagskrater på jorden är Arizona Crater . Slagkratrar är de vanligaste dragen i reliefen av många himlakroppar med en fast yta, inklusive Månen , Merkurius , Callisto , Ganymedes och många andra. På kroppar med täta atmosfärer och kroppar som visar geologisk aktivitet, såsom Jorden, Venus , Mars , Europa , Io och Titan , är nedslagskratrar mindre vanliga eftersom de eroderas och avsätts med tiden av tektoniska, vulkaniska och erosionsprocesser.

För cirka 3,9 miljarder år sedan upplevde solsystemets inre kroppar intensiva asteroidbombardemang . Nu uppträder kratrar på jorden mycket mindre ofta; i genomsnitt, under en miljon år, faller från en till tre kroppar på den, som kan bilda en krater med en diameter på minst 20 kilometer [4] [5] . Detta indikerar att det måste finnas många fler relativt unga kratrar på planeten än vad som är känt för närvarande.

Även om olika processer på jordens yta snabbt förstör spår av kollisioner, har omkring 190 nedslagskratrar hittats på den [6] . Deras diameter sträcker sig från några tiotals meter till cirka 300 km, och deras ålder sträcker sig från senare tid (till exempel Sikhote-Alin-kratrarna i Ryssland, som dök upp 1947) till mer än två miljarder år. De flesta av dem är mindre än 500 miljoner år gamla, eftersom de äldre redan till stor del har förstörts. Oftast finns kratrar på forntida plattformar [7] . Få kratrar är kända på havsbotten, både på grund av svårigheten att studera den och på grund av den snabba förändringshastigheten av havsbotten, såväl som dess sjunkande in i jordens tarmar.

Nedslagskratrar bör inte förväxlas med liknande landformer, inklusive calderor , sänkhål , isringar , ringdammar saltkupoler och andra.

Bakgrund

En av de första forskarna som kopplade kratern till ett meteoritnedslag var Daniel Barringer 1860-1929 Han studerade nedslagskratern i Arizona , som nu bär hans namn. Dessa idéer var dock inte allmänt accepterade vid den tiden (och inte heller det faktum att jorden var under konstant meteoritbombardement).

På 1920-talet föreslog den amerikanske geologen Walter Bacher , som studerade ett antal kratrar i USA, att de orsakades av någon form av explosiva händelser i sin teori om "Jordens pulsering".

År 1936 fortsatte geologerna John Boone och Claude Albritton Bachers forskning och drog slutsatsen att kratrarna var av slagnatur.

Nedslagskraterteorin förblev inget annat än en hypotes fram till 1960-talet. Vid det här laget genomförde ett antal forskare (främst Eugene Shoemaker ) detaljerade studier som helt bekräftade effektteorin. Speciellt hittades spår av ämnen som kallas impactites (till exempel slagtransformerad kvarts ) som bara kunde bildas under de specifika förhållanden som påverkades.

Efter det började forskare målmedvetet leta efter impactites för att identifiera gamla nedslagskratrar. På 1970-talet hade ett 50-tal stötstrukturer hittats. På Rysslands territorium var det första astroblemet som hittades var Puchezh-Katunsky-kratern , 80 km i diameter, lokaliserad 1965 80 km norr om Nizhny Novgorod [8] .

Rymdforskning har visat att nedslagskratrar är de vanligaste geologiska dragen i solsystemet . Detta bekräftade det faktum att jorden också utsätts för konstant meteoritbombardement.

Geologisk struktur

Kratrarnas strukturella egenskaper bestäms av ett antal faktorer, bland vilka de viktigaste är slagenergin (som i sin tur beror på den kosmiska kroppens massa och hastighet, atmosfärens densitet), slagvinkeln med ytan, och hårdheten hos de ämnen som bildar meteoriten och ytan. När det gäller jorden hålls meteoriter som väger mer än 1000 ton praktiskt taget inte kvar av jordens atmosfär ; meteoriter med mindre massa bromsas avsevärt och förångas till och med helt utan att nå ytan eller skapa kratrar på ytan.

Med en tangentiell stöt (om infallsvinkeln är mindre än 8 grader) uppstår elliptiska (långa kratrar). Det finns inga kända exempel på sådana kratrar på jorden. Tidigare ansågs Rio Quarto-kraterfältet i Argentina ( spanska:  Rio Cuarto Impact Crater ) av misstag vara ett liknande exempel - en långsträckt geologisk formation som ligger i en region där en stor meteorit tidigare hade fallit. Men dessa händelser har ingenting med varandra att göra. I närheten av detta objekt finns det många andra liknande formationer, för vilka ett meteorit ursprung antogs endast på grund av sammanträffandet av platsen för ett tidigare meteoritfall och området för erosion på marken. [9]

När kollisionsriktningen är nära vertikal uppstår rundade kratrar, vars morfologi beror på deras diameter. Små kratrar ( 3-4 km i diameter ) har en enkel skålformad form, deras tratt är omgiven av en vall bildad av upphöjda lager av underliggande stenar (källarvall), täckt av fragment som kastas ut från kratern (fylld vall, allogen breccia). ). Under kraterns botten ligger autentiska breccia - stenar krossade och delvis omvandlade under en kollision; under breccia finns spruckna stenar. Djup-till-diameter-förhållandet för sådana kratrar är nära 0,33, vilket skiljer dem från kraterliknande strukturer av vulkaniskt ursprung, som har ett djup-till-diameter-förhållande på cirka 0,4.

Vid stora diametrar uppträder en central höjd ovanför islagspunkten (vid punkten för maximal kompression av stenarna). Med ännu större diametrar på kratern (mer än 14-15 km ) bildas ringhöjningar. Dessa strukturer är förknippade med vågeffekter (som en droppe som faller på vattenytan). När diametern ökar plattas kratrarna snabbt ut: förhållandet djup/diameter sjunker till 0,05-0,02 .

Kraterns storlek kan bero på hur mjuka ytbergarna är (ju mjukare, desto mindre är kratern som regel).

På kosmiska kroppar som inte har en tät atmosfär kan långa "strålar" (som bildas som ett resultat av utstötning av materia i ögonblicket för nedslaget) finnas kvar runt kratrar.

När en stor meteorit faller i havet kan kraftfulla tsunamier uppstå (exempelvis orsakade Yucatan-meteoriten , enligt beräkningar, en tsunami 50–100 m hög ). Förlusten av energi under dess rörelse från ytan till botten påverkas av havets djup på anslagsplatsen, såväl som dess hastighet, storlek och densitet. I de fall den frigjorda energin är tillräcklig för att bilda en undervattenskrater, med samma kollisionsparametrar, kännetecknas den av ett grundare djup jämfört med terrestra kratrar. Stötvågen som induceras i vattenpelaren lämnar specifika spår som kan observeras i marina sediment i kollisionsområdet både i frånvaro av en krater och i fallet med dess försvinnande efter en kollision till följd av erosion (se t.ex. Eltan-meteoriten ). [tio]

I gamla astroblem förstörs den synliga strukturen av kratern (kullen och vallen) ofta av erosion och begravs under alluvialt material, men sådana strukturer bestäms ganska tydligt av seismiska och magnetiska metoder av förändringar i egenskaperna hos de underliggande och överförda stenarna .

Kraterbildning

Medelhastigheten med vilken meteoriter kraschar in i jordens yta är cirka 20 km/s och maxhastigheten är cirka 70 km/s . Deras kinetiska energi överstiger den energi som frigörs under detonationen av konventionella sprängämnen med samma massa. Energin som frigörs under fallet av en meteorit som väger över tusen ton är jämförbar med energin från en kärnvapenexplosion. Meteoriter av denna massa faller till jorden ganska sällan.

När en meteorit möter en fast yta saktar dess rörelse ner kraftigt, men målstenarna (de platser där den föll) börjar tvärtom accelerera under påverkan av en stötvåg. Den divergerar i alla riktningar från kontaktpunkten: den täcker ett halvsfäriskt område under planetens yta och rör sig också i motsatt riktning längs meteoriten själv (impactor). Efter att ha nått sin baksida reflekteras vågen och går tillbaka. Spänning och kompression under en sådan dubbelkörning förstör vanligtvis meteoriten helt. Stötvågen skapar ett enormt tryck - över 5 miljoner atmosfärer. Under dess inflytande är stenarna i målet och anfallaren kraftigt komprimerade, vilket leder till en explosiv ökning av temperatur och tryck, vilket leder till att stenarna i närheten av stöten värms upp och delvis smälter och till och med avdunstar i mycket i mitten, där temperaturen når 15 000 °C . Fasta fragment av meteoriten faller också in i denna smälta. Som ett resultat, efter kylning och stelning i botten av kratern, bildas ett lager av impactit (från den engelska  impact  - "blow") - en sten med mycket ovanliga geokemiska egenskaper. I synnerhet är den mycket starkt berikad av kemiska element som är extremt sällsynta på jorden, men mer karakteristiska för meteoriter - iridium , osmium , platina , palladium . Dessa är de så kallade siderofila grundämnena , det vill säga tillhör järngruppen ( grekiska σίδηρος ).

Vid momentan avdunstning av en del av ämnet bildas plasma , vilket leder till en explosion, där målstenarna sprids i alla riktningar och botten pressas in. Längst ner i kratern dyker det upp en rund fördjupning med ganska branta sidor, men den finns kvar i någon bråkdel av en sekund – sedan börjar sidorna genast att kollapsa och glida. Ovanpå denna jordmassa faller också stenhagel från ett ämne som kastas vertikalt uppåt och nu återvänder till sin plats, men redan i splittrad form. Så på botten av kratern bildas breccia  - ett lager av stenfragment cementerade av samma material, men krossade till sandkorn och damm. Kollision, sammanpressning av stenar och sprängvågens passage varar i tiondels sekund. Bildandet av en kraterutgrävning tar en storleksordning längre. Och efter några minuter svalnar chocksmältan, gömd under ett lager av breccia, och börjar snabbt stelna. Detta fullbordar bildandet av kratern.

Vid våldsamma kollisioner beter sig fasta stenar som vätskor. Komplexa våghydrodynamiska processer uppstår i dem, ett av de karakteristiska spåren av vilka är de centrala kullarna i stora kratrar. Processen för deras bildning liknar utseendet på en droppe av rekyl när ett litet föremål faller i vattnet. Vid stora kollisioner är explosionens kraft så stor att materialet som kastas ut från kratern till och med kan flyga ut i rymden. Så här träffade meteoriter från månen och från Mars jorden , av vilka dussintals har upptäckts de senaste åren.

Toppvärdena för tryck och temperaturer under en kollision beror på energiutsläppet, det vill säga hastigheten hos en himlakropp, medan en del av den frigjorda energin omvandlas till en mekanisk form ( chockvåg ), en del - till en termisk form (uppvärmning av stenar tills deras avdunstning); energitätheten minskar med avståndet från islagscentrum. Följaktligen, under bildandet av ett astroblem med en diameter på 10 km i granit , är förhållandet mellan avdunstat, smält och krossat material ungefär 1:110:100; under bildandet av ett astroblem blandas dessa omvandlade material delvis, vilket leder till en mängd olika stenar som bildas under nedslagsmetamorfism .

Enligt den internationella klassificeringen av impactites (International Union of Geological Sciences, 1994), delas impactites lokaliserade i kratern och dess omgivningar in i tre grupper (efter sammansättning, struktur och grad av inverkansmetamorfism):

Påverkanshändelser i jordens historia

Enligt uppskattningar faller en meteorit till jorden 1-3 gånger per miljon år, vilket skapar en krater som är minst 20 km bred [4] [11] . Detta tyder på att färre kratrar (inklusive "unga") har hittats än de borde vara.

Lista över de mest kända jordkratrarna [12] :

Erosion av kratrar

Kratrar förstörs gradvis som ett resultat av erosion och geologiska processer som förändrar ytan. Erosion är mest intensiv på planeter med tät atmosfär. Den välbevarade kratern i Arizona är inte mer än 50 tusen år gammal. Åldern för kända markkratrar sträcker sig från 1000 år till nästan 2 miljarder år. Mycket få kratrar äldre än 200 miljoner år har överlevt på jorden. Ännu mindre "överlevbara" är kratrarna som ligger på havsbotten.

Samtidigt finns det kroppar med mycket låga krater och samtidigt nästan utan atmosfär. Till exempel, på Io , förändras ytan ständigt på grund av vulkanutbrott, och på Europa  , som ett resultat av reformeringen av isskalet under påverkan av interna processer. Dessutom jämnas topografin av kratrar på isiga kroppar ut som ett resultat av issmältning (under geologiskt betydande tidsperioder), eftersom is är mer plastisk än sten. Ett exempel på en uråldrig krater med en sliten relief är Valhalla på Callisto . En annan ovanlig typ av erosion upptäcktes på Callisto - förstörelse, förmodligen som ett resultat av sublimering av is under påverkan av solstrålning.

Se även

Anteckningar

  1. ↑ Dabizha A.I., Fedynsky V.V. "Stjärnsår" på jorden och deras diagnostik med geofysiska metoder // Jorden och universum. - 1975. - Nr 3. - S. 56-64.
  2. ↑ Basaltisk vulkanismstudieprojekt. (1981). Basaltisk vulkanism på de terrestra planeterna; Pergamon Press, Inc.: New York, sid. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html Arkiverad 3 mars 2012 på Wayback Machine .
  3. ↑ Consolmagno, GJ; Schäfer, M.W. (1994). Worlds Apart: A Textbook in Planetary Sciences; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, s.56.
  4. ↑ 1 2 Carr, MH (2006) Mars yta; Cambridge University Press: Cambridge, Storbritannien, sid. 23.
  5. ↑ Grieve R.A.; Shoemaker, E.M. (1994). Uppteckningen över tidigare påverkan på jorden i faror på grund av kometer och asteroider, T. Gehrels, Ed.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, s. 417-464.
  6. ↑ Grieve, RAF; Cintala, MJ; Tagle, R. (2007). Planetary Impacts in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., LA. McFadden et al. Eds, sid. 826.
  7. ↑ Skomakare, E.M.; Shoemaker, C.S. (1999). The Role of Collisions in The New Solar System, 4:e upplagan, JK Beatty et al., Eds., sid. 73.
  8. ↑ Inverkansmetamorfism; Borrning (otillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 4 april 2013. 
  9. ↑ Unik Crater Swarm Disputed Arkiverad 17 november 2018 på Wayback Machine .
  10. ↑ Eltanin är en Pliocen-påverkanshändelse som inte skapade en stötexplosiv struktur Arkiverad 25 mars 2016 på Wayback Machine .
  11. ↑ Grieve R.A.; Shoemaker, E.M. (1994). Uppteckningen över tidigare påverkan på jorden i faror på grund av kometer och asteroider, T. Gehrels, Ed.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, s. 417-464.
  12. ↑ Fullständig katalog över jordens stötstrukturer av A. V. Mikheeva, ICM&MG SB RAS . Arkiverad från originalet den 17 juni 2008.

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 Jordens nedslagskratrar
Diameter
> 20 km
< 20 km