Törmäyskraatteri

Törmäyskraatteri  on syvennys, joka ilmestyy taivaankappaleen pinnalle, kun pienempi kappale putoaa. Maan pinnalla olevaa suurta törmäyskraatteria ( halkaisijaltaan yli 2 km ) kutsutaan astrobleemiksi ( muinaisen kreikan sanasta ἄστρον  "tähti" + βλῆμα  "haava", eli "tähtihaava" [1] ; tämä termi otettiin käyttöön v. 1960, kirjoittanut Robert Dietz ). Itse tapahtumaa ( meteoriitin törmäys ) kutsutaan joskus törmäykseksi ( englanniksi Impact  " törmäys " ) tai törmäystapahtumaksi . Maapallolta on löydetty noin 150 astroblemia .

Nuorten törmäyskraatterien reunat ovat kohonneet ja (toisin kuin tulivuoren kraattereilla , jotka syntyvät räjähdyksen tai romahduksen aikana [2] ) pohjataso on matalampi kuin ympäröivällä alueella [3] . Pienet törmäyskraatterit näyttävät yksinkertaisilta kulhon muotoisilta syvennyksistä, kun taas suurimmat näyttävät monimutkaisilta monirengasrakenteilta (tunnetaan iskualtaina). Esimerkki pienestä törmäyskraatterista maan päällä on Arizonan kraatteri . Iskukraatterit ovat yleisimpiä piirteitä monien kiinteän pinnan omaavien taivaankappaleiden, kuten Kuun , Merkuriuksen , Calliston , Ganymeden ja monien muiden, kohokuvioissa. Tiheässä ilmakehässä ja geologista aktiivisuutta osoittavissa kappaleissa, kuten Maa, Venus , Mars , Europa , Io ja Titan , törmäyskraatterit ovat harvinaisempia, koska ne kuluvat ja laskeutuvat ajan myötä tektonisten, vulkaanisten ja eroosioprosessien seurauksena.

Noin 3,9 miljardia vuotta sitten aurinkokunnan sisäelimet kokivat voimakasta asteroidipommitusta . Nyt kraattereita esiintyy maan päällä paljon harvemmin; Keskimäärin miljoonan vuoden ajan sen päälle putoaa yhdestä kolmeen kappaletta, jotka pystyvät muodostamaan halkaisijaltaan vähintään 20 kilometrin kraatterin [4] [5] . Tämä osoittaa, että planeetalla täytyy olla paljon enemmän suhteellisen nuoria kraattereita kuin tällä hetkellä tiedetään.

Vaikka erilaiset prosessit Maan pinnalla tuhoavat nopeasti jälkiä törmäyksistä, siitä on löydetty noin 190 törmäyskraatteria [6] . Niiden halkaisija vaihtelee muutamasta kymmenestä metristä noin 300 kilometriin, ja niiden ikä vaihtelee viime aikojen ajalta (esimerkiksi vuonna 1947 ilmestyneet Sikhote-Alin-kraatterit Venäjällä) yli kahteen miljardiin vuoteen. Suurin osa niistä on alle 500 miljoonaa vuotta vanhoja, sillä vanhemmat ovat jo suurelta osin tuhoutuneet. Useimmiten kraattereita löytyy muinaisista alustoista [7] . Merenpohjassa tunnetaan vain vähän kraattereita, sekä sen tutkimisen vaikeuden että merenpohjan nopean muutosnopeuden vuoksi sekä sen uppoamisen vuoksi maan sisälle.

Iskukraattereita ei pidä sekoittaa vastaaviin maamuotoihin, kuten kalderoihin , vajoihin , jäärenkaisiin , rengaspatoihin suolakupoliin ja muihin.

Tausta

Daniel Barringer 1860-1929 oli yksi ensimmäisistä tutkijoista, jotka yhdistävät kraatterin meteoriitin törmäykseen Hän tutki Arizonan törmäyskraatteria , joka nyt kantaa hänen nimeään. Näitä ajatuksia ei kuitenkaan hyväksytty laajalti tuolloin (eikä myöskään se tosiasia, että Maa oli jatkuvan meteoriittipommituksen alla).

1920-luvulla amerikkalainen geologi Walter Bacher , joka tutki useita kraattereita Yhdysvalloissa, ehdotti, että ne johtuivat jonkinlaisesta räjähdysmäisestä tapahtumasta hänen "Maan pulsaatio" -teoriassaan.

Vuonna 1936 geologit John Boone ja Claude Albritton jatkoivat Bacherin tutkimusta ja päättelivät, että kraatterit olivat luonteeltaan törmäyksiä.

Törmäyskraatteriteoria pysyi vain hypoteesina 1960-luvulle asti. Tähän mennessä useat tiedemiehet (ensisijaisesti Eugene Shoemaker ) suorittivat yksityiskohtaisia ​​tutkimuksia, jotka vahvistivat täysin vaikutusteorian. Erityisesti löydettiin jäämiä aineista, joita kutsutaan impaktiteiksi (esimerkiksi iskun vaikutuksesta muunnetusta kvartsista ), jotka saattoivat muodostua vain tietyissä törmäysolosuhteissa.

Sen jälkeen tutkijat alkoivat määrätietoisesti etsiä törmäyskohteita tunnistaakseen muinaisia ​​törmäyskraattereita. 1970-luvulle mennessä oli löydetty noin 50 törmäysrakennetta. Venäjän alueelta ensimmäinen löydetty astroblem oli Puchezh-Katunsky-kraatteri , halkaisijaltaan 80 km, lokalisoitui vuonna 1965 80 km pohjoiseen Nižni Novgorodista [8] .

Avaruustutkimus on osoittanut, että törmäyskraatterit ovat aurinkokunnan yleisimpiä geologisia piirteitä . Tämä vahvisti sen tosiasian, että maapallo on myös jatkuvan meteoriittipommituksen kohteena.

Geologinen rakenne

Kraatterin rakenteelliset piirteet määräytyvät useiden tekijöiden perusteella, joista tärkeimmät ovat iskuenergia (joka puolestaan ​​riippuu kosmisen kappaleen massasta ja nopeudesta, ilmakehän tiheydestä), törmäyskulma pinnan kanssa sekä meteoriitin ja pinnan muodostavien aineiden kovuus . Maan tapauksessa yli 1000 tonnia painavat meteoriitit eivät käytännössä jää maan ilmakehään . massaltaan pienemmät meteoriitit hidastuvat merkittävästi ja jopa haihtuvat kokonaan saavuttamatta pintaa tai muodostamatta pinnalle kraattereita.

Tangentiaalisella törmäyksellä (jos tulokulma on alle 8 astetta) esiintyy elliptisiä (pitkänomaisia ​​kraattereita). Maapallolla ei ole tunnettuja esimerkkejä tällaisista kraattereista. Aikaisemmin Rio Quarton kraatterikenttää Argentiinassa ( espanjaksi:  Rio Cuarto Impact Crater ) pidettiin virheellisesti samanlaisena esimerkkinä - pitkänomaisena geologisena muodostumana, joka sijaitsee alueella, jonne suuri meteoriitti oli aiemmin pudonnut. Mutta näillä tapahtumilla ei ole mitään tekemistä keskenään. Tämän kohteen läheisyydessä on monia muita samankaltaisia ​​muodostumia, joiden meteoriitin alkuperä oletettiin vain aiemman meteoriitin putoamispaikan ja maan eroosion alueen yhteensopivuuden vuoksi. [9]

Kun törmäyssuunta on lähellä pystysuoraa, ilmaantuu pyöreitä kraattereita, joiden morfologia riippuu niiden halkaisijasta. Pienet kraatterit ( halkaisijaltaan 3-4 km ) ovat muodoltaan yksinkertaisen kupin muotoisia, niiden suppiloa ympäröi alla olevien kivikerrosten muodostama valli (kellarivalli), jota peittävät kraatterista irronneet palaset (täytetty valli, allogeeninen breccia ) ). Kraatterin pohjan alla on aitoja brekkoja – törmäyksen aikana murskattuja ja osittain muodonmuutoksia; breccian alla on halkeamia kiviä. Tällaisten kraatterien syvyyden ja halkaisijan suhde on lähellä 0,33, mikä erottaa ne vulkaanista alkuperää olevista kraatterimaisista rakenteista, joiden syvyyden ja halkaisijan suhde on noin 0,4.

Suurilla halkaisijoilla törmäyskohdan yläpuolelle (kivien maksimipuristumispisteessä) ilmestyy keskikorkeus. Vielä suuremmalla kraatterin halkaisijalla (yli 14-15 km ) muodostuu rengaskohotuksia. Nämä rakenteet liittyvät aaltoilmiöihin (kuten veden pinnalle putoava pisara). Halkaisijan kasvaessa kraatterit litistyvät nopeasti: syvyys/halkaisija-suhde putoaa arvoon 0,05-0,02 .

Kraatterin koko voi riippua pintakivien pehmeydestä (mitä pehmeämpi, sitä pienempi kraatteri yleensä).

Kosmisilla kappaleilla, joilla ei ole tiheää ilmakehää, pitkiä "säteitä" (jotka muodostuvat aineen sinkoutumisesta törmäyshetkellä) voivat jäädä kraatterien ympärille.

Kun suuri meteoriitti putoaa mereen, voi syntyä voimakkaita tsunamit (esim. Jukatanin meteoriitti aiheutti laskelmien mukaan tsunamin 50–100 m korkealla ). Energian häviämiseen sen liikkuessa pinnasta pohjaan vaikuttaa meren syvyys törmäyspaikalla sekä sen nopeus, koko ja tiheys. Tapauksissa, joissa vapautunut energia riittää muodostamaan vedenalaisen kraatterin samoilla törmäysparametreilla, sille on ominaista matalampi syvyys kuin maanpäällisillä kraattereilla. Vesipatsaan indusoitunut shokkiaalto jättää erityisiä jälkiä, jotka voidaan havaita törmäysalueella meren sedimenteissä sekä kraatterin puuttuessa että sen katoamisen yhteydessä eroosion seurauksena tapahtuneen törmäyksen jälkeen (ks. esimerkiksi Eltanin meteoriitti ). [kymmenen]

Vanhoissa astroblemeissä kraatterin näkyvä rakenne (kukkula ja valli) on usein tuhoutunut eroosion vaikutuksesta ja hautautunut tulvamateriaalin alle, mutta sellaiset rakenteet määräytyvät melko selvästi seismisten ja magneettisten menetelmien avulla alla olevien ja siirtyneiden kivien ominaisuuksien muuttuessa. .

Kraatterin muodostuminen

Keskimääräinen nopeus, jolla meteoriitit törmäävät maan pintaan, on noin 20 km/s ja maksimi noin 70 km/s . Niiden kineettinen energia ylittää energian, joka vapautuu saman massaisten tavanomaisten räjähteiden räjäytyksen aikana. Yli tuhannen tonnin painoisen meteoriitin putoamisen aikana vapautuva energia on verrattavissa ydinräjähdyksen energiaan. Tämän massan meteoriitit putoavat Maahan melko harvoin.

Kun meteoriitti kohtaa kiinteän pinnan, sen liike hidastuu jyrkästi, mutta kohdekivet (paikat, joihin se putoaa), päinvastoin alkavat kiihtyä shokkiaallon vaikutuksesta. Se poikkeaa kosketuspisteestä kaikkiin suuntiin: se kattaa puolipallon muotoisen alueen planeetan pinnan alla ja liikkuu myös vastakkaiseen suuntaan pitkin itse meteoriittia (impactor). Saavutettuaan takapinnan aalto heijastuu ja juoksee takaisin. Jännitys ja puristus tällaisen kaksoisajon aikana tuhoavat yleensä meteoriitin kokonaan. Iskuaalto luo valtavan paineen - yli 5 miljoonaa ilmakehää. Sen vaikutuksen alaisena kohteen ja hyökkääjän kivet puristuvat voimakkaasti kokoon, mikä johtaa räjähdysmäiseen lämpötilan ja paineen nousuun, jonka seurauksena törmäyksen läheisyydessä olevat kivet lämpenevät ja osittain sulavat ja jopa haihtuvat . aivan keskustassa, jossa lämpötila saavuttaa 15 000 °C . Myös meteoriitin kiinteät fragmentit putoavat tähän sulatteeseen. Seurauksena on, että kraatterin pohjalle jäähtymisen ja jähmettymisen jälkeen muodostuu kerros impaktiittia ( englannin kielestä - "  isku  ") - kallio, jolla on erittäin epätavalliset geokemialliset ominaisuudet. Erityisesti se on erittäin voimakkaasti rikastettu kemiallisilla alkuaineilla, jotka ovat äärimmäisen harvinaisia ​​maan päällä, mutta tyypillisempiä meteoriiteille - iridium , osmium , platina , palladium . Nämä ovat niin sanottuja siderofiilisiä alkuaineita , eli ne kuuluvat rautaryhmään ( kreikaksi σίδηρος ).

Kun osa aineesta haihtuu hetkellisesti, muodostuu plasmaa , joka johtaa räjähdykseen, jossa kohdekivet leviävät kaikkiin suuntiin ja pohja puristuu sisään. Kraatterin pohjalle ilmestyy pyöreä syvennys, jonka sivut ovat melko jyrkät, mutta se on olemassa jonkin sekunnin murto-osan ajan - sitten sivut alkavat välittömästi romahtaa ja liukua. Tämän maamassan päälle putoaa myös kiven rakeita pystysuoraan ylöspäin heittäneestä aineesta, joka nyt palaa paikalleen, mutta jo sirpaloituneena. Joten kraatterin pohjalle muodostuu breccia  - kerros kallionpalasia, jotka on sementoitu samasta materiaalista, mutta murskataan hiekan ja pölyn rakeiksi. Törmäys, kivien puristuminen ja räjähdysaallon kulku kestää sekunnin kymmenesosia. Kraatterin louhinnan muodostuminen kestää suuruusluokkaa kauemmin. Ja muutaman minuutin kuluttua brecciakerroksen alle piilotettu shokkisula jäähtyy ja alkaa nopeasti jähmettyä. Tämä päättää kraatterin muodostumisen.

Väkivaltaisissa törmäyksissä kiinteät kivet käyttäytyvät kuin nesteet. Niissä syntyy monimutkaisia ​​aaltohydrodynaamisia prosesseja, joiden yksi tunnusmerkki on suurissa kraattereissa olevat keskeiset kukkulat. Niiden muodostumisprosessi on samanlainen kuin rekyylipisara, kun pieni esine putoaa veteen. Suurissa törmäyksissä räjähdyksen voima on niin suuri, että kraatterista sinkoutunut materiaali voi jopa lentää avaruuteen. Näin Kuusta ja Marsista tulevat meteoriitit osuivat Maahan , joita on löydetty kymmeniä viime vuosina.

Paineiden ja lämpötilojen huippuarvot törmäyksen aikana riippuvat energian vapautumisesta eli taivaankappaleen nopeudesta, kun taas osa vapautuneesta energiasta muuttuu mekaaniseen muotoon ( iskuaalto ), osa - lämpöenergiaksi. muoto (kivien kuumentaminen niiden haihtumiseen asti); energiatiheys pienenee etäisyyden myötä iskun keskipisteestä. Vastaavasti halkaisijaltaan 10 km : n astroblemin muodostumisen aikana graniitissa haihtyneen , sulaneen ja murskatun materiaalin suhde on noin 1:110:100; astrobleemin muodostumisen aikana nämä muuttuneet materiaalit sekoittuvat osittain, mikä johtaa monenlaisiin kiviin, jotka muodostuvat törmäysmetamorfian aikana .

Kansainvälisen impaktiittien luokituksen (International Union of Geological Sciences, 1994) mukaan kraatteriin ja sen ympäristöön lokalisoidut impaktiitit jaetaan kolmeen ryhmään (koostumuksen, rakenteen ja törmäyksen muodonmuutoksen asteen mukaan):

Vaikutustapahtumat maapallon historiassa

Arvioiden mukaan meteoriitti putoaa maan päälle 1-3 kertaa miljoonassa vuodessa muodostaen vähintään 20 km leveän kraatterin [4] [11] . Tämä viittaa siihen, että kraattereita (mukaan lukien "nuoret") on löydetty vähemmän kuin niiden pitäisi olla.

Luettelo tunnetuimmista maan kraattereista [12] :

Kraatterien eroosio

Kraatterit tuhoutuvat vähitellen eroosion ja pintaa muuttavien geologisten prosessien seurauksena. Eroosio on voimakkainta planeetoilla, joilla on tiheä ilmakehä. Hyvin säilynyt Arizonan kraatteri on enintään 50 tuhatta vuotta vanha. Tunnettujen maanpäällisten törmäyskraatterien ikä vaihtelee 1000 vuodesta lähes 2 miljardiin vuoteen. Hyvin harvat yli 200 miljoonaa vuotta vanhemmat kraatterit ovat säilyneet maapallolla. Vielä vähemmän "selviytyviä" ovat merenpohjassa sijaitsevat kraatterit.

Samaan aikaan on kappaleita, joissa on erittäin alhainen kraatteri ja samaan aikaan melkein vailla ilmakehää. Esimerkiksi Iolla pinta muuttuu jatkuvasti tulivuorenpurkausten vuoksi ja Europalla  sisäisten prosessien vaikutuksesta tapahtuvan jääkuoren uudelleenmuodostumisen seurauksena. Lisäksi jäisten kappaleiden kraatterien topografia tasoittuu jään sulamisen seurauksena (geologisesti merkittävien ajanjaksojen aikana), koska jää on muovisempaa kuin kiveä. Esimerkki muinaisesta kraatterista, jossa on kulunut kohokuvio , on Calliston Valhalla . Toinen epätavallinen eroosion tyyppi löydettiin Callistosta - tuho, oletettavasti auringon säteilyn vaikutuksen alaisen jään sublimoitumisen seurauksena.

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Dabizha A.I., Fedynsky V.V. Maan "tähtihaavat" ja niiden diagnostiikka geofysikaalisilla menetelmillä // Maa ja maailmankaikkeus. - 1975. - nro 3. - S. 56-64.
  2. ↑ Basalttivulkanismin tutkimusprojekti. (1981). Basalttivulkanismi maanpäällisillä planeetoilla; Pergamon Press, Inc.: New York, s. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html Arkistoitu 3. maaliskuuta 2012 Wayback Machinessa .
  3. ↑ Consolmagno, GJ; Schaefer, M.W. (1994). Worlds Apart: Planetary Sciences oppikirja; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, s. 56.
  4. ↑ 1 2 Carr, MH (2006) Marsin pinta; Cambridge University Press: Cambridge, UK, s. 23.
  5. ↑ Grieve R.A.; Shoemaker, E.M. (1994). The Record of Past Impacts Maahan komeettojen ja asteroidien aiheuttamissa vaaroissa, T. Gehrels, toim.; 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, 2. painos, LA. McFadden et ai. Eds, s. 826.
  7. ↑ Shoemaker, E.M.; Shoemaker, C.S. (1999). The Role of Collisions in The New Solar System, 4. painos, JK Beatty et ai., Eds., s. 73.
  8. ↑ Impact metamorfismi; Poraus (pääsemätön linkki) . Arkistoitu alkuperäisestä 4. huhtikuuta 2013. 
  9. ↑ Unique Crater Swarm Disputed Arkistoitu 17. marraskuuta 2018 Wayback Machinessa .
  10. ↑ Eltanin on plioseeniaikainen iskutapahtuma, joka ei luonut törmäysräjähdysrakennetta. Arkistoitu 25. maaliskuuta 2016 Wayback Machinessa .
  11. ↑ Grieve R.A.; Shoemaker, E.M. (1994). The Record of Past Impacts Maahan komeettojen ja asteroidien aiheuttamissa vaaroissa, T. Gehrels, toim.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, s. 417-464.
  12. ↑ A. V. Mikheeva, ICM&MG SB RAS:n täydellinen luettelo Maan törmäysrakenteista . Arkistoitu alkuperäisestä 17. kesäkuuta 2008.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 Maahan törmäyskraatterit
Halkaisija
> 20 km
< 20 km