Krater uderzeniowy
Krater uderzeniowy – koliste zagłębienie (lub zniekształcenie) na powierzchni ciała niebieskiego, spowodowane upadkiem meteorytu, planetoidy lub komety.
Kratery są najczęściej spotykanymi elementami rzeźby powierzchni ciał o budowie skalistej i skalno-lodowej w Układzie Słonecznym, o ile ciało jest pozbawione atmosfery, a jego powierzchnia nie została przekształcona przez procesy geologiczne. Obserwowana gęstość występowania kraterów uderzeniowych zawiera informację o wieku struktury geologicznej nimi pokrytej i o intensywności procesów geologicznych. Na przykład Kallisto, satelita Jowisza, jest gęsto pokryty kraterami ponieważ nie ma tam intensywnych procesów erozyjnych ani wulkanicznych, które by je niszczyły. Natomiast Io (inny księżyc Jowisza) jest niemal zupełnie pozbawiony kraterów meteorytowych (mimo podobnej intensywności bombardowania przez meteoryty), bo ma tam miejsce intensywny wulkanizm.
Kratery uderzeniowe należy odróżnić od podobnych struktur innego pochodzenia, na przykład kraterów i kalder wulkanicznych, czyli zagłębień powstałych w wyniku eksplozji i rozerwania wulkanu, lub sztucznych wybuchów (na przykład jezioro Szagan), lejów krasowych, cyrków lodowcowych lub dajek pierścieniowych. Na Ziemi kratery uderzeniowe często wypełnione są wodą i wtedy nazywane bywają jeziorami kraterowymi.
Historia badań
Pierwszy krater uderzeniowy został zidentyfikowany w Arizonie przez geologa Daniela Barringera w 1903 roku. Z początku jego idea pochodzenia tej struktury nie została przyjęta. Znaczenie tego odkrycia i implikacje mnogości kraterów uderzeniowych na Księżycu i innych ciałach zaczęły być rozumiane dopiero w latach 60. XX wieku; astronauci z programu Apollo ćwiczyli tam poruszanie się w księżycowym terenie. Krater Barringera jest obecnie najlepiej znanym i jednym z najlepiej zachowanych na Ziemi[1].
Tworzenie krateru
Tworzenie krateru związane jest z uderzeniem meteorytu lecącego ze znaczną prędkością. Pomijając wpływ atmosfery ziemskiej, można ocenić że minimalna prędkość meteorytu uderzającego Ziemię wynosi ok. 11 km/s (druga prędkość kosmiczna), zaś maksymalna to ok. 70 km/s (suma trzeciej prędkości kosmicznej w rejonie orbity ziemskiej i szybkości orbitalnej Ziemi dookoła Słońca). Mediana szybkości meteorytów uderzających Ziemię oceniana jest na 20–25 km/s.
Tworzenie krateru może być podzielone na następujące fazy:
- początkowy kontakt i kompresja,
- ekskawacja,
- modyfikacja i zapadanie.
Początkowy kontakt gwałtownie wyhamowuje czołową część meteorytu podczas gdy jego część tylna porusza się nadal. Powstaje fala uderzeniowa powodująca kompresję materiału. W przypadku dużych uderzeń ciśnienia przekraczają 1 TPa. Naprężenia przekraczają wytrzymałość materiału. Temperatura podnosi się, powodując jego topienie i odparowywanie. Kontakt, kompresja, dekompresja oraz przejście fali uderzeniowej przez rejon krateru zajmuje kilka dziesiątych sekundy w przypadku dużego zderzenia. Następująca ekskawacja materiału jest wolniejsza. Początkowo cząstki materiału przyspieszane są w dół i na zewnątrz, ale ruch ten zmienia kierunek w górę i na zewnątrz. Początkowo wgłębienie ma kształt w przybliżeniu półkulisty, który następnie staje się paraboloidalny. Maksymalne wgłębienie osiąga około 1/4 do 1/3 średnicy krateru. Około 1/3 objętości krateru powstaje w wyniku wyrzutu materiału (przykładowo planetoida o średnicy 1500 metrów, która uderzyła w Europę 15 milionów lat temu tworząc krater Nördlinger Ries, wyrzuciła ponad bilion ton skał[2]), natomiast pozostała objętość powstaje w wyniku przesunięcia materiału w dół, w bok oraz, na obrzeżach, do góry, a także kompakcji materiałów porowatych. Powstający krater ma obrzeże topograficznie wypiętrzone.
Mniejsze kratery mają prostą strukturę i kształt misy. W przypadku kraterów powyżej pewnej granicznej wielkości (około 4 km w przypadku Ziemi), grawitacja natychmiast modyfikuje nowo powstały krater, czego rezultatem jest krater złożony, z charakterystycznym wypiętrzeniem w centrum. Kratery bardzo duże mają jeszcze bardziej złożoną strukturę, z wielokrotnymi pierścieniami otaczającymi koncentrycznie centralne wypiętrzenie.
Kratery w Układzie Słonecznym
Dwie planety typu ziemskiego – Ziemia i Wenus oraz księżyc Saturna, Tytan posiadają gęste atmosfery, przez co są chronione przed uderzeniami mniejszych ciał, które ulegają spaleniu w atmosferze w postaci meteorów lub wyhamowują w niej, nie tworząc krateru. Kratery uderzeniowe nie występują na gazowych olbrzymach, nie posiadających stałej powierzchni, chociaż upadki małych ciał niebieskich na te planety nie należą do rzadkości.
Na Księżycu i innych ciałach niebieskich bez procesów tektonicznych i atmosfery, raz utworzone kratery mogą istnieć bez większych zmian przez miliardy lat, ewentualnie będąc niszczone przez powstanie nowszych kraterów. Dlatego Księżyc, księżyce planet-olbrzymów oraz planety Merkury i Mars są pokryte nieporównanie większą liczbą kraterów niż Ziemia. Do ważnych wyjątków należy Io, księżyc Jowisza, na którym kratery uderzeniowe zniszczył intensywny wulkanizm. Ponadto, na niektórych dużych księżycach lodowych miały miejsce w przeszłości procesy geologiczne, które mogły zdeformować rzeźbę kraterów. W niektórych przypadkach relief został całkowicie zatarty, pozostawiając jedynie jasny, kolisty ślad, tzw. palimpsest.
Na Ziemi procesy tektoniczne i erozja nieustannie odnawiają powierzchnię planety i stopniowo usuwają ślady kraterów, więc jest ich stosunkowo niedużo (zidentyfikowano 183[3]). Nie pozostał żaden ślad po niezliczonych kraterach, które musiały powstać na powierzchni Ziemi w pierwszych kilkuset milionach lat jej istnienia, w czasie tzw. Wielkiego Bombardowania przez ciała pozostałe z procesu formowania planet Układu Słonecznego. Dodatkowo ciała spadające na Ziemię przeważnie trafiają w oceany, gdyż pokrywają one 71% powierzchni planety. Procesy tektoniczne usunęły także zdecydowaną większość kraterów z powierzchni Wenus.
Największe baseny uderzeniowe
Rozmiary największych struktur pochodzenia impaktowego są czasem trudne do dokładnego określenia, z powodu ich zaawansowanego wieku (są one często zniszczone przez młodsze uderzenia) i obecność wielu pierścieni otaczających krater. Największymi potwierdzonymi kraterami uderzeniowymi w Układzie Słonecznym są:
| Nazwa | Mapa lub zdjęcie | Średnica [km] | Ciało niebieskie |
|---|---|---|---|
| Utopia Planitia |  | 3200 | Mars |
| Basen Biegun Południowy – Aitken |  | 2500 | Księżyc |
| Hellas Planitia |  | 2100 | Mars |
| Argyre Planitia |  | 1800 | Mars |
| Caloris Basin |  | 1550 | Merkury |
| Isidis Planitia |  | 1500 | Mars |
| Mare Imbrium | 1120 | Księżyc |
Inne struktury uderzeniowe o podobnych rozmiarach mogły nie zostać do tej pory zaobserwowane lub zidentyfikowane (z powodu niedostatecznej rozdzielczości zdjęć niektórych ciał, zwłaszcza dużych obiektów transneptunowych). Na północnej półkuli Marsa znajduje się rozległy obszar nizinny Vastitas Borealis, który jest podejrzewany o pochodzenie impaktowe[4] już od lat 80. XX wieku[5]. Mapa topograficzna północnej półkuli planety z 2005 roku ukazuje obniżenia terenu, w których można rozpoznać misy dwóch wielkich basenów uderzeniowych: Isidis i Utopia, oraz mniej pewnego, jeszcze rozleglejszego basenu Borealis[6].
Kratery uderzeniowe na Ziemi
Kratery na Ziemi są często trudno dostrzegalne, gdyż zjawiska geologiczne, atmosferyczne i roślinność niszczą je lub kamuflują. Ponadto w ok. 70% przypadków ciało niebieskie spadające na Ziemię uderza w ocean, gdzie nawet duży obiekt może nie pozostawić krateru – takim zdarzeniem był np. upadek planetoidy Eltanin w plejstocenie[7]. Do 2020 roku odkryto 190 kraterów uderzeniowych na Ziemi[3]. Najstarsze z nich to Suavjärvi w Karelii (w Rosji) sprzed ok. 2,4 miliarda lat, oraz Vredefort w Republice Południowej Afryki liczący sobie 2 miliardy lat[8]. Krater Vredefort, mający wielopierścieniową strukturę o średnicy 300 kilometrów (właściwy krater ma 160 km średnicy), jest także największym potwierdzonym kraterem na Ziemi.
Największymi (potwierdzonymi) kraterami uderzeniowymi na Ziemi są[9]:
- Vredefort, Republika Południowej Afryki
- Chicxulub, Meksyk, Ameryka Środkowa – związany z wymieraniem kredowym
- Krater Sudbury koło miasta Sudbury, Ontario, Kanada
- Popigaj, Kraj Krasnojarski, Rosja
- Acraman, Australia Południowa
- Manicouagan, Quebec, Kanada
- Morokweng, Republika Południowej Afryki
- Kara, Nieniecki Okręg Autonomiczny, Rosja
- Beaverhead, Montana, USA
- Tookoonooka, Queensland, Australia
Wszystkie te kratery mają średnicę nie mniejszą niż 55 km. Istnieją przypuszczenia, że jeszcze kilka dużych struktur na Ziemi, które pierwotnie miały kształt kolisty lub eliptyczny, jest dawnymi kraterami uderzeniowymi. Największa taka struktura leży pod lądolodem Antarktydy, jest to hipotetyczny krater na Ziemi Wilkesa. Mierzy on ponad 500 km średnicy, a jego wiek ocenia się na 250 milionów lat. Planetoida, która mogła wybić ten krater musiałaby mieć 40 km średnicy. Impakt ten, jeżeli rzeczywiście miał miejsce, mógł być jedną z głównych przyczyn masowego wymierania z przełomu permu i triasu i przyczynić się do osłabienia i rozpadu superkontynentu Gondwany[10]. Innym przypuszczalnym kraterem o podobnej średnicy jest krater Śiwa u zachodnich wybrzeży Indii, związany wiekiem z wymieraniem kredowym[11].
Inne kratery:
- Krater Meteorytowy w Arizonie
- Krater Wolfe Creek w Australii
- Krater Kabira w Libii i Egipcie (przypuszczalny)
- Kaali kraater w Estonii
- Kratery na Morasku w Polsce
Zobacz też
- krater wulkaniczny
- jezioro meteorytowe
- krater satelicki
- lista kraterów na Księżycu
- lista kraterów na Marsie
- lista kraterów na Wenus
Przypisy
- ↑ Meteor Crater. Go-Arizona Travel Sites. [dostęp 2012-11-26]. (ang.).
- ↑ The Probability of Collisions with Earth. NASA JPL. (ang.).
- ↑ a b Earth Impact Database. Uniwersytet Nowego Brunszwiku. [dostęp 2020-01-11]. (ang.).
- ↑ Wielka katastrofa na Marsie. „Dziennik”, 2008-06-26. [dostęp 2012-11-08]. (pol.).
- ↑ T. Zbigniew Dworak, Konrad Rudnicki: Świat planet. Wyd. 3. Warszawa: Państwowe Wydawnictwo Naukowe, 1988, s. 106, seria: Biblioteka problemów. ISBN 83-01-08236-4.
- ↑ Kenneth L. Tanaka, James A. Skinner, Jr., Trent M. Hare: Geologic Map of the Northern Plains of Mars. [w:] Scientific Investigations Map 2888 [on-line]. U.S. Geological Survey, 2005. [dostęp 2012-11-06]. (ang.).
- ↑ Gersonde, R., Kyte, F.T., Bleil, U., Diekmann, B. i inni. Geological record and reconstruction of the late Pliocene impact of the Eltanin asteroid in the Southern Ocean. „Nature”. 390 (6658), s. 357–363, 1997. DOI: 10.1038/37044.
- ↑ Impact Structures Sorted by Age. Earth Impact Database. [dostęp 2014-03-24].
- ↑ Impact Structures Sorted by Diameter. Earth Impact Database. [dostęp 2014-03-24].
- ↑ C. Kazan, R. Sato: Antarctica: Site of the Biggest Impact Crater on Earth Revealed. [w:] The Daily Galaxy [on-line]. 2010-08-17. [dostęp 2012-11-26]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-05-25)]. (ang.).
- ↑ Sankar Chatterjee, Naresh M. Mehrotra. The significance of the contemporaneous Shiva impact structure and Deccan volcanism at the KT boundary. „Geological Society of America. Abstracts with Programs”. 41 (7), s. 160, 2009. (ang.).
Linki zewnętrzne
- Earth Impact Database – baza danych ziemskich kraterów
- Geologiczne zdjęcie dnia – baza zdjęć geologicznych
Media użyte na tej stronie
The Argyre region on Mars as viewed by the Viking 1 orbiter. The Argyre Planitia crater lies to the left in this photo.
Mars digital-image mosaic merged with color of the MC-26 quadrangle, Argyre region of Mars. The west-central part is marked by the large Argyre impact basin, defined by a rim of rugged mountain blocks that surrounds a nearly circular expanse of light-colored plains 800 km across. The large basin is surrounded by heavily cratered highlands. Latitude range -65 to -30 degrees, longitude range 0 to 60 degrees.
Topography of Mars' northern hemisphere in polar stereographic projection with informal place names.
High-speed digital sequence of a vertical impact by a copper sphere traveling at 4.5 km/sec into porous pumice (density of about 1g/cc). A side-view of a near-vertical impact at 500 frames per second (or 2 milliseconds between each frame) taken with a high-speed video. This is a 60-degree impact (from horizontal) into a highly porous target of fine particles. Now you can see the funnel-shaped ejecta curtain moving across the surface after the crater forms. The curtain resembles an inclined wall of particles that actually represent the collection of particles ejected at a well-defined position, time, and velocity. Eventually the crater emerges from behind the ejecta curtain as it moves outward and becomes transparent. This sequence illustrates the evolution of a crater that is stopped by the effects of gravity, rather than strength in the target. These ejecta are launched out of the target and only gravity limits how far they can travel beyond the rim on ballistic trajectories. If the target had strength, the curtain would seem to separate from the rim as the crater finishes.
Isidis basin (Mars) topography
Mare Imbrium sits in the Imbrium basin. The basin material is of the Lower Imbrian epoch, with the mare material being of the Upper Imbrian and Eratosthenian epochs. The mare is lined with mountian ranges called montes to the south. The crater Copernicus is just visible in the bottom of the photo, while Plato is clearly seen on the northern rim. Sinus Iridum is seen connected to the mare on the northwestern rim. The crater Archimedes also visible in the picture as the lighter circular feature in the southeastern region of the mare.
NASA image of simple and complex crater structure. The caption read, "As shown in the above diagram, the main difference between the simple crater and the complex crater, is that the complex crater exhibits central peak uplift in the center of the crater."
Barringer Meteor Crater in Arizona.
Autor: Ittiz, Licencja: CC BY-SA 3.0
South pole Aitken basin on the moon, from JAXA's Kaguya data. Viewed at -45 degrees. The black ring is an old approximation; the elliptical purple and grey rings trace the inner and outer rings per [1] (fig. 2 from Garrick-Bethell and Zuber, 2009, doi:10.1016/j.icarus.2009.05.032)
![[1]](http://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0019103509002589-gr2.jpg){kind=link}
A colour view of the Hellas Planitia region on Mars created from images taken by the Viking orbiters.
Autor: H. Raab (User:Vesta), Licencja: CC-BY-SA-3.0
Limestone block with shatter cones from the Steinheim Basin. The specimen is about 13 cm wide.
MESSENGER's first photo of the previously-unseen hemisphere of Mercury, cropped to highlight the location of Caloris Basin. Location identified using http://www.planetary.org/blog/article/00001299/ as a source.