Darbe krateri -Impact crater
Çarpma krateri , Güneş Sisteminde veya başka bir yerde bir gezegenin , ayın veya başka bir katı cismin yüzeyinde , daha küçük bir cismin aşırı hız etkisiyle oluşan bir çöküntüdür . Patlama veya iç çökmeden kaynaklanan volkanik kraterlerin aksine , çarpma kraterleri tipik olarak yükseltilmiş kenarlara ve çevredeki araziden daha alçak olan zeminlere sahiptir. Ay çarpma kraterleri, Apollo Programı tarafından döndürülen ay kayalarındaki mikroskobik kraterlerden ve ay regolitindeki küçük , basit, çanak şeklindeki çöküntülerden büyük, karmaşık, çok halkalı çarpma havuzlarına kadar uzanır. . Meteor Krateri , Dünya üzerindeki küçük bir çarpma kraterinin iyi bilinen bir örneğidir.
Çarpma kraterleri, Ay , Merkür , Callisto , Ganymede ve çoğu küçük uydu ve asteroit dahil olmak üzere birçok katı Güneş Sistemi nesnesindeki baskın coğrafi özelliklerdir . Dünya , Venüs , Europa , Io ve Titan gibi daha aktif yüzey jeolojik süreçleri yaşayan diğer gezegenlerde ve uydularda, zamanla tektonik tarafından aşındıkları , gömüldükleri veya dönüştürüldükleri için görünür çarpma kraterleri daha az yaygındır . Bu tür süreçlerin orijinal krater topografyasının çoğunu yok ettiği durumlarda, çarpma yapısı veya astrobleme terimleri daha yaygın olarak kullanılmaktadır. Erken literatürde, çarpma kraterinin önemi geniş çapta kabul edilmeden önce, kripto patlama veya kriptovolkanik yapı terimleri, şu anda Dünya'da darbeyle ilgili özellikler olarak kabul edilenleri tanımlamak için sıklıkla kullanılıyordu.
Merkür, Ay ve Mars'ın güney yaylaları gibi çok eski yüzeylerin krater kayıtları, yaklaşık 3,9 milyar yıl önce iç Güneş Sisteminde yoğun bir erken bombardıman dönemini kaydeder. Dünya'daki krater üretim hızı o zamandan beri oldukça düşük, ancak yine de kayda değer; Dünya, ortalama olarak yaklaşık her milyon yılda bir 20 kilometre çapında (12 mil) bir krater oluşturacak kadar büyük bir ila üç çarpışma yaşar. Bu, gezegende şimdiye kadar keşfedilenden çok daha fazla nispeten genç krater olması gerektiğini gösteriyor. İç güneş sistemindeki krater oranı, genellikle iç güneş sistemine kademeli olarak gönderilen bir parça ailesi oluşturan asteroit kuşağındaki çarpışmaların bir sonucu olarak dalgalanır. 80 milyon yıl önce bir çarpışmada oluşan Baptistina asteroit ailesinin çarpma hızında büyük bir artışa neden olduğu düşünülüyor. Dış Güneş Sistemindeki çarpma kraterinin hızının, iç Güneş Sistemi'nden farklı olabileceğini unutmayın.
Dünya'nın aktif yüzey süreçleri çarpma kaydını hızla yok etse de, yaklaşık 190 karasal çarpma krateri tespit edilmiştir. Bunların çapları birkaç on metreden yaklaşık 300 km'ye (190 mi) kadar değişir ve yaşları yakın zamanlardan (örneğin, 1947'de yaratıldığına tanık olunan Rusya'daki Sikhote-Alin kraterleri ) iki milyar yıldan fazla bir zamana kadar değişir. ancak çoğu 500 milyon yıldan daha eskidir, çünkü jeolojik süreçler daha eski kraterleri yok etme eğilimindedir. Kıtaların istikrarlı iç bölgelerinde de seçici olarak bulunurlar . Deniz tabanını incelemenin zorluğu, okyanus tabanının hızlı değişim hızı ve okyanus tabanının levha tektoniği süreçleriyle Dünya'nın iç kısmına dalması nedeniyle birkaç denizaltı krateri keşfedilmiştir .
Çarpma kraterleri, kalderalar , obruklar , buzul sirkleri , halka setleri , tuz kubbeleri ve diğerleri dahil olmak üzere benzer görünebilecek yer şekilleri ile karıştırılmamalıdır .
Tarih
Bir maden mühendisi olan Daniel M. Barringer, sahip olduğu krater Meteor Krateri'nin kozmik kökenli olduğuna daha 1903'te ikna olmuştu . Yine de o zamanlar çoğu jeolog, volkanik bir buhar püskürmesinin sonucu olarak oluştuğunu varsayıyordu.
1920'lerde, Amerikalı jeolog Walter H. Bucher , Amerika Birleşik Devletleri'nde şu anda çarpma kraterleri olarak kabul edilen bir dizi alanı inceledi. Büyük bir patlayıcı olay tarafından yaratıldıkları sonucuna vardı, ancak bu gücün muhtemelen volkanik kökenli olduğuna inanıyordu. Bununla birlikte, 1936'da jeologlar John D. Boon ve Claude C. Albritton Jr. , Bucher'in çalışmalarını tekrar gözden geçirdiler ve incelediği kraterlerin muhtemelen çarpmalar sonucu oluştuğu sonucuna vardılar.
Grove Karl Gilbert , 1893'te Ay'ın kraterlerinin büyük asteroit çarpmalarıyla oluştuğunu öne sürdü. Ralph Baldwin 1949'da Ay'ın kraterlerinin çoğunlukla çarpma kaynaklı olduğunu yazdı. 1960 civarında, Gene Shoemaker bu fikri yeniden canlandırdı. David H. Levy'ye göre , Gene "Ay'daki kraterleri, kademeli olarak değil, çağlar içinde değil, saniyeler içinde patlayıcı bir şekilde oluşan mantıksal etki alanları olarak gördü." Doktora derecesi için Shoemaker , Princeton'da (1960) Harry Hammond Hess'in rehberliğinde Barringer Meteor Krateri'nin etki dinamiklerini inceledi . Shoemaker, Meteor Krateri'nin Nevada Test Alanı'ndaki atom bombası testlerinden , özellikle de 1951'de Jangle U ve 1955'te Teapot Ess'ten oluşturulan iki patlama krateriyle aynı biçim ve yapıya sahip olduğunu kaydetti . 1960'da Edward CT Chao ve Shoemaker, koezit (bir tür Silikon dioksit ) Meteor Krateri'nde, kraterin son derece yüksek sıcaklıklar ve basınçlar üreten bir darbeden oluştuğunu kanıtladı. Bu keşfi , Nördlinger Ries'de süevit içinde koezitin tanımlanmasıyla takip ettiler ve etkinin kökenini kanıtladılar.
Şok-metamorfik özelliklerin bilgisiyle donanmış olan Carlyle S. Beals ve Victoria, British Columbia , Kanada'daki Dominion Astrophysical Observatory'deki meslektaşları ve Almanya'daki Tübingen Üniversitesi'nden Wolf von Engelhardt , çarpma kraterleri için metodik bir araştırma başlattı. 1970 yılına gelindiğinde, 50'den fazlasını geçici olarak tanımlamışlardı. Çalışmaları tartışmalı olsa da, o sırada devam etmekte olan Amerikan Apollo Ay'a inişleri, Ay'daki çarpma kraterlerinin oranını tanıyarak destekleyici kanıtlar sağladı . Ay'daki erozyon süreçleri asgari düzeyde olduğu için kraterler varlığını sürdürür. Dünya'nın Ay ile kabaca aynı krater oranına sahip olması beklenebileceğinden, Dünya'nın belirgin kraterler sayılarak görülebilecek olandan çok daha fazla darbeye maruz kaldığı ortaya çıktı.
krater oluşumu
Çarpma kraterleri, katı nesneler arasında, tipik olarak bu nesnelerdeki ses hızından çok daha büyük olan yüksek hızlı çarpışmaları içerir. Bu tür hiper hız etkileri , tanıdık ses altı çarpışmalarda meydana gelmeyen erime ve buharlaşma gibi fiziksel etkiler üretir . Dünya'da, atmosferdeki seyahatin yavaşlatıcı etkileri göz ardı edildiğinde, uzaydan bir cisimle en düşük çarpma hızı , yaklaşık 11 km/s'lik yerçekimi kaçış hızına eşittir. En hızlı çarpmalar, geriye giden parabolik yörüngeye yakın bir yörüngedeki bir nesnenin Dünya'ya çarptığı "en kötü durum" senaryosunda yaklaşık 72 km/s'de meydana gelir. Dünya üzerindeki medyan çarpma hızı yaklaşık 20 km/s'dir.
Bununla birlikte, atmosferdeki seyahatin yavaşlama etkileri, özellikle dünyanın atmosferik kütlesinin %90'ının bulunduğu en düşük 12 kilometrede, herhangi bir potansiyel çarpma cihazını hızla yavaşlatır. 7.000 kg'a kadar olan göktaşları, belirli bir yükseklikte (gecikme noktası) atmosferik sürüklenme nedeniyle tüm kozmik hızlarını kaybeder ve vücut 0,09 ila 0,16 km/s'lik son hızına ulaşana kadar Dünya'nın yerçekimi nedeniyle yeniden hızlanmaya başlar. Meteoroid (yani asteroitler ve kuyruklu yıldızlar) ne kadar büyükse, başlangıçtaki kozmik hızının daha fazlasını korur. 9.000 kg'lık bir nesne orijinal hızının yaklaşık %6'sını korurken, 900.000 kg'lık bir nesne zaten yaklaşık %70'ini korur. Son derece büyük cisimler (yaklaşık 100.000 ton) atmosfer tarafından hiç yavaşlatılmaz ve daha önce herhangi bir parçalanma olmazsa ilk kozmik hızlarıyla çarparlar.
Bu yüksek hızlardaki darbeler, katı malzemelerde şok dalgaları üretir ve hem çarpma tertibatı hem de darbeye maruz kalan malzeme hızla yüksek yoğunluğa sıkıştırılır . İlk sıkıştırmanın ardından, yüksek yoğunluklu, aşırı sıkıştırılmış bölge, çarpma kraterini oluşturan olaylar dizisini başlatmak için hızla basınçsızlaşır, şiddetli bir şekilde patlar. Bu nedenle, çarpma krater oluşumu, mekanik yer değiştirmeden ziyade yüksek patlayıcıların neden olduğu kraterleşmeye daha yakındır . Gerçekten de, çarpma kraterlerinin oluşumunda yer alan bazı malzemelerin enerji yoğunluğu , yüksek patlayıcıların ürettiğinden çok daha fazladır. Kraterler patlamalardan kaynaklandığından , neredeyse her zaman daireseldir - yalnızca çok düşük açılı darbeler önemli ölçüde eliptik kraterlere neden olur.
Bu, katı yüzeyler üzerindeki etkileri açıklar. Hyperion'unki gibi gözenekli yüzeyler üzerindeki etkiler, yakındaki kraterleri doldurmadan yüzeyde bir delik açarak, ejecta olmadan dahili sıkıştırma üretebilir. Bu, o ayın 'süngerimsi' görünümünü açıklayabilir.
Çarpma sürecini kavramsal olarak üç farklı aşamaya bölmek uygundur: (1) ilk temas ve sıkıştırma, (2) kazı, (3) değiştirme ve çökme. Uygulamada, örneğin, bazı bölgelerde kraterin kazısı devam ederken, diğerlerinde modifikasyon ve çöküş zaten devam ederken, üç süreç arasında örtüşme vardır.
Temas ve sıkıştırma
Atmosferin yokluğunda çarpma işlemi, çarpma cihazı hedef yüzeye ilk dokunduğunda başlar. Bu temas hedefi hızlandırır ve çarpma tertibatını yavaşlatır. Çarpma tertibatı çok hızlı hareket ettiğinden, yavaşlamanın çarpma tertibatı boyunca yayılması için geçen kısa ama sonlu süre boyunca nesnenin arkası önemli bir mesafe hareket eder. Sonuç olarak, çarpma tertibatı sıkıştırılır, yoğunluğu artar ve içindeki basınç çarpıcı biçimde artar. Büyük darbelerdeki tepe basınçları, genellikle gezegenlerin iç kısımlarında daha derinlerde bulunan veya nükleer patlamalarda yapay olarak üretilen değerlere ulaşmak için 1 T Pa'yı aşar .
Fiziksel olarak, temas noktasından bir şok dalgası meydana gelir. Bu şok dalgası genişledikçe yavaşlar ve çarpma tertibatını sıkıştırır ve hedefi hızlandırır ve sıkıştırır. Şok dalgası içindeki gerilim seviyeleri, katı malzemelerin mukavemetini çok aşar; sonuç olarak, hem çarpma tertibatı hem de çarpma bölgesine yakın olan hedef, geri dönülemez şekilde hasar görür. Birçok kristal mineral, şok dalgalarıyla daha yüksek yoğunluklu fazlara dönüştürülebilir; örneğin, yaygın mineral kuvars, koezit ve stishovite daha yüksek basınçlı formlara dönüştürülebilir . Şok dalgası geçerken hem çarpma tertibatı hem de hedef içinde şokla ilgili diğer birçok değişiklik meydana gelir ve bu değişikliklerin bazıları, belirli jeolojik özelliklerin çarpma kraterlemesi tarafından üretilip üretilmediğini belirlemek için teşhis araçları olarak kullanılabilir.
Şok dalgası azaldıkça, şok bölgesi daha olağan basınç ve yoğunluklara doğru dekompresyona girer. Şok dalgasının ürettiği hasar malzemenin sıcaklığını yükseltir. En küçük darbeler hariç tümünde, sıcaklıktaki bu artış çarpma tertibatını eritmek için ve daha büyük darbelerde çoğunu buharlaştırmak ve büyük hacimleri eritmek için yeterlidir. Çarpmaya yakın olan hedef, ısıtılmasının yanı sıra şok dalgası tarafından hızlandırılır ve azalan şok dalgasının arkasından çarpmadan uzaklaşmaya devam eder.
kazı
Temas, sıkıştırma, dekompresyon ve şok dalgasının geçişi, büyük bir darbe için saniyenin birkaç onda biri içinde gerçekleşir. Kraterin sonraki kazısı daha yavaş gerçekleşir ve bu aşamada malzeme akışı büyük ölçüde ses altıdır. Kazı sırasında, hızlandırılmış hedef malzeme çarpma noktasından uzaklaştıkça krater büyür. Hedefin hareketi başlangıçta aşağı ve dışa doğrudur, ancak dışa ve yukarıya doğru olur. Akış başlangıçta büyümeye devam eden yaklaşık yarım küre şeklinde bir boşluk üretir, sonunda merkezin aşağı itildiği, önemli miktarda malzemenin dışarı atıldığı ve topografik olarak yükseltilmiş bir krater kenarının itildiği bir paraboloid (kase şeklinde) krater üretir. yukarı. Bu boşluk maksimum boyutuna ulaştığında geçici boşluk olarak adlandırılır.
Geçici boşluğun derinliği tipik olarak çapının dörtte biri ila üçte biri kadardır. Kraterden dışarı atılan ejecta, geçici boşluğun tüm derinliğinden kazılan malzemeyi içermez; tipik olarak maksimum kazı derinliği toplam derinliğin sadece yaklaşık üçte biri kadardır. Sonuç olarak, geçici krater hacminin yaklaşık üçte biri malzemenin püskürtülmesiyle oluşturulur ve kalan üçte ikisi, yükseltilmiş kenarı oluşturmak üzere malzemenin aşağı, dışarı ve yukarı doğru yer değiştirmesiyle oluşturulur. Çok gözenekli malzemelere darbeler için, gözenek boşluğunun kalıcı olarak sıkıştırılmasıyla önemli bir krater hacmi de oluşturulabilir . Bu tür sıkıştırma kraterleri birçok asteroit, kuyruklu yıldız ve küçük uydularda önemli olabilir.
Büyük darbelerde ve aynı zamanda krateri oluşturmak üzere yer değiştiren ve fırlatılan materyallerde, önemli hacimlerde hedef materyal, orijinal çarpma tertibatı ile birlikte eritilebilir ve buharlaştırılabilir. Bu darbe eriyik kayasının bir kısmı dışarı atılabilir, ancak çoğu geçici krater içinde kalır ve başlangıçta geçici boşluğun içini kaplayan bir darbe eriyik tabakası oluşturur. Buna karşılık, sıcak, yoğun buharlaştırılmış malzeme, büyüyen boşluktan hızla genişler ve bunu yaparken içinde bir miktar katı ve erimiş malzeme taşır. Bu sıcak buhar bulutu genişledikçe, büyük nükleer patlamaların oluşturduğu arketipik mantar bulutu gibi yükselir ve soğur. Büyük darbelerde, genişleyen buhar bulutu atmosferin ölçek yüksekliğinin birçok katına yükselebilir ve etkin bir şekilde boş alana genişleyebilir.
Kraterden atılan çoğu malzeme birkaç krater yarıçapı içinde birikir, ancak küçük bir kısmı yüksek hızla büyük mesafeler kat edebilir ve büyük çarpmalarda kaçış hızını aşabilir ve etkilenen gezegeni veya ayı tamamen terk edebilir. En hızlı malzemenin çoğunluğu çarpma merkezine yakın bir yerden fırlatılır ve en yavaş malzeme çemberin hemen dışında devrilmiş uyumlu bir ejekta kanadı oluşturmak için düşük hızlarda çembere yakın bir yerden fırlatılır. Ejecta büyüyen kraterden kaçarken, ters çevrilmiş bir koni şeklinde genişleyen bir perde oluşturur. Perde içindeki bireysel parçacıkların yörüngesinin büyük ölçüde balistik olduğu düşünülmektedir.
Küçük hacimlerde eritilmemiş ve nispeten şoklanmamış malzeme , hedefin yüzeyinden ve çarpma tertibatının arkasından çok yüksek bağıl hızlarda parçalanabilir. Parçalanma, malzemenin gezegenler arası boşluğa büyük ölçüde zarar görmeden fırlatılabileceği ve böylece çarpma tertibatının küçük hacimlerinin büyük darbelerde bile hasar görmeden korunabileceği potansiyel bir mekanizma sağlar. Küçük hacimlerde yüksek hızlı malzeme, jetle çarpmanın erken safhalarında da üretilebilir. Bu, iki yüzey küçük bir açıyla hızlı ve eğik bir şekilde birleştiğinde ve yüksek sıcaklıkta yüksek şoklu malzeme, çarpma hızından birkaç kat daha büyük olabilen hızlarla yakınsama bölgesinden dışarı atıldığında meydana gelir.
Değişiklik ve daraltma
Çoğu durumda, geçici boşluk stabil değildir ve yerçekimi altında çöker. Dünya üzerinde çapı yaklaşık 4 km'den daha küçük olan küçük kraterlerde, krater duvarlarından aşağı kayan enkaz ve çarpma eriyiklerinin daha derindeki boşluğa drenajı ile birleşen krater kenarının bir miktar sınırlı çökmesi vardır. Ortaya çıkan yapıya basit krater denir ve çanak şeklinde kalır ve geçici kratere yüzeysel olarak benzer. Basit kraterlerde, orijinal kazı boşluğu bir çöküntü breş , ejekta ve erimiş kaya merceği ile kaplanır ve merkezi krater tabanının bir kısmı bazen düz olabilir.
Gezegensel yerçekimi ile değişen belirli bir eşik boyutunun üzerinde, geçici boşluğun çökmesi ve modifikasyonu çok daha kapsamlıdır ve sonuçta ortaya çıkan yapıya karmaşık krater denir . Geçici boşluğun çökmesi, yerçekimi tarafından yönlendirilir ve hem merkezi bölgenin yükselmesini hem de çemberin içe doğru çökmesini içerir. Merkezi yükselme, elastik mukavemete sahip bir malzemenin orijinal geometrisine dönmeye çalıştığı bir süreç olan elastik geri tepmenin sonucu değildir ; daha ziyade çöküş, gücü az olan veya hiç olmayan bir malzemenin yerçekimi dengesi durumuna geri dönmeye çalıştığı bir süreçtir .
Karmaşık kraterler yükseltilmiş merkezlere sahiptir ve tipik olarak geniş düz sığ krater tabanlarına ve teraslı duvarlara sahiptir . En büyük boyutlarda, bir veya daha fazla dış veya iç halka görünebilir ve yapı, bir çarpma krateri yerine bir çarpma havuzu olarak etiketlenebilir. Kayalık gezegenlerdeki karmaşık krater morfolojisi, artan boyutta düzenli bir sıra izliyor gibi görünmektedir: merkezi bir topografik tepe noktasına sahip küçük karmaşık kraterlere merkezi tepe kraterleri denir , örneğin Tycho ; merkezi tepe noktasının bir tepe halkası ile değiştirildiği orta büyüklükteki kraterlere tepe halkası kraterleri denir , örneğin Schrödinger ; ve en büyük kraterler birden fazla eşmerkezli topografik halka içerir ve çok halkalı havzalar olarak adlandırılır , örneğin Orientale . Buzlu (kayalıkların aksine) gövdelerde, merkezi tepeler yerine merkezi çukurlara sahip olabilen ve en büyük boyutlarda birçok eşmerkezli halka içerebilen diğer morfolojik formlar ortaya çıkar. Callisto'daki Valhalla bu türün bir örneğidir.
Darbe kraterlerini belirleme
Patlayıcı olmayan volkanik kraterler, genellikle düzensiz şekilleri ve volkanik akışlar ile diğer volkanik malzemelerin birlikteliği ile çarpma kraterlerinden ayırt edilebilir. Darbe kraterleri de erimiş kayalar üretir, ancak genellikle farklı özelliklere sahip daha küçük hacimlerde.
Çarpma kraterinin ayırt edici işareti, parçalanan koniler , erimiş kayalar ve kristal deformasyonları gibi şok metamorfik etkilere maruz kalmış kayaların varlığıdır. Sorun şu ki, bu materyaller, en azından basit kraterler için, derinlere gömülme eğiliminde. Bununla birlikte, karmaşık bir kraterin yükselen merkezinde ortaya çıkma eğilimindedirler.
Etkiler , etki alanlarının belirgin bir şekilde tanımlanmasına izin veren belirgin şok metamorfik etkiler üretir. Bu tür şok metamorfik etkiler şunları içerebilir:
- Kraterin tabanının altında parçalanmış veya " breşli " bir kaya tabakası . Bu katmana "breş merceği" denir.
- Kayalarda zikzak şeklindeki izlenimler olan paramparça koniler . Bu tür koniler en kolay şekilde ince taneli kayalarda oluşur.
- Lamine ve kaynaklı kum blokları, kürecikler ve tektitler veya camsı erimiş kaya sıçramaları dahil olmak üzere yüksek sıcaklıklı kaya türleri. Tektitlerin etki kökeni bazı araştırmacılar tarafından sorgulanmıştır; tektitlerde impaktitlerde bulunmayan bazı volkanik özellikler gözlemlemişlerdir. Tektitler ayrıca tipik impaktitlerden daha kurudur (daha az su içerir). Çarpma sonucu eriyen kayalar volkanik kayalara benzerken, erimemiş ana kaya parçalarını içerirler, alışılmadık derecede büyük ve kırılmamış alanlar oluştururlar ve Dünya'nın içinden püskürtülen volkanik malzemelerden çok daha karışık bir kimyasal bileşime sahiptirler. Ayrıca nikel, platin, iridyum ve kobalt gibi meteoritlerle ilişkili nispeten büyük miktarlarda eser elementlere sahip olabilirler. Not: Bilimsel literatür, genellikle yalnızca çarpma olaylarıyla ilişkilendirilen küçük parçalanma konileri gibi bazı "şok" özelliklerinin karasal volkanik püskürmede de bulunduğunu bildirmiştir.
- Minerallerin mikroskobik basınç deformasyonları. Bunlar, kuvars ve feldispat kristallerindeki kırılma modellerini ve grafit ve diğer karbon bileşiklerinden veya stishovit ve koezitten türetilen elmas gibi şoklanmış kuvars çeşitleri gibi yüksek basınçlı malzemelerin oluşumunu içerir .
- Decorah krateri gibi gömülü kraterler, karot alma, havadan elektromanyetik özdirenç görüntüleme ve havadaki yerçekimi gradiometrisi yoluyla tanımlanabilir.
Etkilerin ekonomik önemi
Dünya üzerindeki çarpma kraterleri faydalı minerallerle sonuçlanmıştır. Dünya üzerindeki çarpma ile ilgili etkilerden üretilen cevherlerden bazıları, demir , uranyum , altın , bakır ve nikel cevherlerini içerir . Çarpma yapılarından çıkarılan malzemelerin değerinin sadece Kuzey Amerika için yılda 5 milyar dolar olduğu tahmin ediliyor. Çarpma kraterlerinin nihai kullanışlılığı, özellikle etkilenen malzemelerin doğasına ve malzemelerin ne zaman etkilendiğine bağlı olarak çeşitli faktörlere bağlıdır. Bazı durumlarda tortular zaten yerindeydi ve darbe onları yüzeye çıkardı. Bunlara “progenetik ekonomik birikintiler” denir. Diğerleri gerçek etki sırasında yaratıldı. İlgili büyük enerji erimeye neden oldu. Bu enerji sonucunda oluşan faydalı mineraller “singenetik birikintiler” olarak sınıflandırılır. “Epigenetik birikintiler” olarak adlandırılan üçüncü tip, çarpmadan bir havzanın oluşmasından kaynaklanır. Modern yaşamımızın bağlı olduğu minerallerin çoğu, geçmişteki etkilerle ilişkilidir. Witwatersrand Havzası'nın merkezindeki Vredeford Dome , şimdiye kadar bir çarpma yapısında çıkarılan tüm altının yaklaşık %40'ını sağlayan dünyanın en büyük altın sahasıdır (altın bolidden gelmese de). Bölgeye çarpan asteroit 9,7 km (6 mil) genişliğindeydi. Sudbury Havzası , çapı 9,7 km'den (6 mil) fazla olan bir çarpma gövdesinden kaynaklanmıştır . Bu havza nikel , bakır ve Platin Grup Elementleri yataklarıyla ünlüdür . Kanada, Saskatchewan'daki Carswell yapısının yapımında bir etki söz konusuydu ; uranyum yatakları içerir . Hidrokarbonlar , darbe yapılarının çevresinde yaygındır. Kuzey Amerika'daki hidrokarbon içeren tortul havzalardaki çarpma yapılarının yüzde ellisi petrol/gaz sahaları içerir.
Mars kraterleri
1960'lardan beri Mars'ı inceleyen birçok görev nedeniyle, çok sayıda krater içeren yüzeyi iyi bir şekilde kaplanmıştır . Mars'taki kraterlerin çoğu , özellikle yüksek enlemlerde, yerin altında buz içerdiğinden, Ay'daki ve diğer aylardaki kraterlerden farklıdır. Buz bakımından zengin zemine çarpma nedeniyle özel şekillere sahip olan krater türlerinden bazıları, kaide kraterleri , sur kraterleri , genişletilmiş kraterler ve LARLE kraterleridir .
Krater listeleri
- Dünya üzerindeki çarpma kraterlerinin listesi
- Dünya üzerindeki olası darbe yapılarının listesi
- Merkür'deki kraterlerin listesi
- Ay'daki kraterlerin listesi
- Mars'taki kraterlerin listesi
- Venüs'teki kraterlerin listesi
- Phobos'taki jeolojik özelliklerin listesi
- Europa'daki kraterlerin listesi
- Ganymede'deki kraterlerin listesi
- Callisto'daki kraterlerin listesi
- Mimas'taki jeolojik özelliklerin listesi
- Enceladus'taki jeolojik özelliklerin listesi
- Tethys'teki jeolojik özelliklerin listesi
- Dione'daki jeolojik özelliklerin listesi
- Rhea'daki jeolojik özelliklerin listesi
- Iapetus'taki jeolojik özelliklerin listesi
- Puck'taki jeolojik özelliklerin listesi
- Miranda'daki jeolojik özelliklerin listesi
- Ariel'deki jeolojik özelliklerin listesi
- Umbriel'deki kraterlerin listesi
- Titania'daki jeolojik özelliklerin listesi
- Oberon'daki jeolojik özelliklerin listesi
- Triton'daki kraterlerin listesi
Dünya üzerindeki çarpma kraterleri
Dünya'da, çarpma kraterlerinin tanınması jeolojinin bir dalıdır ve diğer dünyaların incelenmesinde gezegen jeolojisi ile ilgilidir. Önerilen birçok kraterden nispeten azı doğrulandı. Aşağıdaki yirmi tanesi, doğrulanmış ve iyi belgelenmiş etki bölgelerine ait makalelerin bir örneğidir.
- Barringer Krateri , diğer adıyla Meteor Krateri (Arizona, Amerika Birleşik Devletleri)
- Chesapeake Körfezi çarpma krateri (Virginia, Amerika Birleşik Devletleri)
- Chicxulub, Yok Oluş Olay Krateri (Meksika)
- Clearwater Gölleri (Quebec, Kanada)
- Gosses Bluff krateri (Kuzey Bölgesi, Avustralya)
- Haughton çarpma krateri (Nunavut, Kanada)
- Kaali krateri (Estonya)
- Karakul krateri (Tacikistan)
- Lonar krater (Hindistan)
- Manicouagan krateri (Quebec, Kanada)
- Manson krateri (Iowa, Amerika Birleşik Devletleri)
- Mistastin krateri (Labrador, Kanada)
- Nördlinger Ries (Almanya)
- Pingualuit krateri (Quebec, Kanada)
- Popigai krateri , (Sibirya, Rusya)
- Shoemaker krateri (Batı Avustralya, Avustralya)
- Siljan Yüzüğü (İsveç)
- Sudbury Havzası (Ontario, Kanada)
- Vredefort etki yapısı (Güney Afrika)
- Wolfe Creek Krateri (Batı Avustralya, Avustralya)
Dünya üzerindeki 190 (Temmuz 2019 itibariyle) bilimsel olarak onaylanmış çarpma kraterleriyle ilgili bir web sitesi olan Earth Impact Database'e bakın .
Bazı dünya dışı kraterler
- Kalori Havzası (Cıva)
- Hellas Havzası (Mars)
- Herschel krateri (Mimas)
- Mare Orientale (Ay)
- Petrarch krateri (Merkür)
- Güney Kutbu – Aitken havzası (Ay)
Güneş Sistemindeki en büyük adlandırılmış kraterler
- Kuzey Kutup Havzası/Borealis Havzası (tartışmalı) – Mars – Çap: 10.600 km
- Güney Kutbu-Aitken havzası – Ay – Çap: 2.500 km
- Hellas Havzası – Mars – Çap: 2.100 km
- Kalori Havzası – Merkür – Çap: 1.550 km
- Imbrium Havzası – Ay – Çap: 1.100 km
- Isidis Planitia – Mars – Çap: 1.100 km
- Mare Tranquilitatis – Ay – Çap: 870 km
- Argyre Planitia – Mars – Çap: 800 km
- Rembrandt – Merkür – Çap: 715 km
- Serenitatis Havzası – Ay – Çap: 700 km
- Mare Nubium – Ay – Çap: 700 km
- Beethoven – Merkür – Çap: 625 km
- Valhalla – Callisto – Çap: 600 km, 4.000 km çapa kadar halkalarla
- Hertzsprung – Ay – Çap: 590 km
- Turgis – Iapetus – Çap: 580 km
- Apollo – Ay – Çap: 540 km
- Engelier – Iapetus – Çap: 504 km
- Mamaldi – Rhea – Çap: 480 km
- Huygens – Mars – Çap: 470 km
- Schiaparelli – Mars – Çap: 470 km
- Rheasilvia – 4 Vesta – Çap: 460 km
- Gerin – Iapetus – Çap: 445 km
- Odysseus – Tethys – Çap: 445 km
- Korolev – Ay – Çap: 430 km
- Falsaron – Iapetus – Çap: 424 km
- Dostoyevski – Merkür – Çap: 400 km
- Menrva – Titan – Çap: 392 km
- Tolstoj – Merkür – Çap: 390 km
- Goethe – Merkür – Çap: 380 km
- Malprimis – Iapetus – Çap: 377 km
- Tirawa – Rhea – Çap: 360 km
- Orientale Havzası – Ay – Çap: 350 km, halkalarla 930 km çapa kadar
- Evander – Dione – Çap: 350 km
- Epigeus – Ganymede – Çap: 343 km
- Gertrude – Titania – Çap: 326 km
- Telemus – Tethys – Çap: 320 km
- Asgard – Callisto – Çap: 300 km, halkalarla 1.400 km çapa kadar
- Vredefort darbe yapısı – Dünya – Çap: 300 km
- Kerwan – Ceres – Çap: 284 km
- Powehiwehi – Rhea – Çap: 271 km
Ay'da 300 km'den daha büyük yaklaşık on iki, Merkür'de beş ve Mars'ta dört tane daha çarpma krateri/havzası vardır. Bazıları isimsiz ancak çoğunlukla 300 km'den küçük olan büyük havzalar, Satürn'ün uyduları Dione, Rhea ve Iapetus'ta da bulunabilir.
Ayrıca bakınız
- Kretase-Paleojen yok olma olayı – Yaklaşık 66 milyon yıl önce büyük bir asteroidin çarpması sonucu meydana gelen ani kitlesel yok oluş olayı
- Krater illüzyonu – Optik illüzyon
- Genişletilmiş krater
- Darbe derinliği – Merminin nüfuz derinliği
- Etki olayı – Ölçülebilir etkilerle iki astronomik nesnenin çarpışması
- Mars'taki Göller - Mars'taki göllerin varlığına genel bakış
- LARLE krateri - Mars çarpma kraterleri sınıfı
- Nemesis (varsayımsal yıldız) - Yok olma olaylarından sorumlu Güneş'in etrafında dönen varsayımsal yıldız
- Panspermia – İlkel yaşamın yıldızlararası yayılması üzerine hipotez
- Kaide krateri
- Peter H. Schultz
- Rampart krateri – Spesifik tipte çarpma krateri
- Işın sistemi
- ikincil krater
- Felaket İzleri – Kitap Bevan M. French, Lunar and Planetary Institute'den 1998 kitabı – çarpma krateri bilimi üzerine kapsamlı referans
Referanslar
bibliyografya
- Baier, Johannes (2007). Die Auswurfprodukte des Ries-Impakts, Deutschland . Documenta Nature. Cilt 162. Verlag. ISBN'si 978-3-86544-162-1.
- Bond, JW (Aralık 1981). "Ay kraterlerinde merkezi zirvelerin gelişimi". Ay ve Gezegenler . 25 (4): 465-476. Bibcode : 1981M&P....25..465B . doi : 10.1007/BF00919080 . S2CID 120197487 .
- Melosh, HJ (1989). Darbe Krateri: Jeolojik Bir Süreç . Jeoloji ve Jeofizik Üzerine Oxford Monografları. Cilt 11. Oxford Üniversitesi Yayınları. Bibcode : 1989icgp.book.....M . ISBN'si 978-0-19-510463-9.
- Randall, Lisa (2015). Karanlık Madde ve Dinozorlar . New York: Ecco/HarperCollins Yayıncıları. ISBN'si 978-0-06-232847-2.
- Ahşap, Charles A.; Andersson, Leif (1978). Taze Ay Kraterleri için Yeni Morfometrik Veriler . 9. Ay ve Gezegen Bilimleri Konferansı. 13-17 Mart 1978. Houston, Teksas. Bibcode : 1978LPSC....9.3669W .
daha fazla okuma
- Mark, Kathleen (1987). Göktaşı Kraterleri . Tucson: Arizona Üniversitesi Yayınları. Bibcode : 1987mecr.book.....M . ISBN'si 978-0-8165-0902-7.
Dış bağlantılar
- Wikimedia Commons'ta Darbe kraterleri ile ilgili medya
- Kanada Krateri veritabanının Jeolojik Araştırması, 172 darbe yapısı
- Karasal Göktaşı Kraterlerinin Havadan Keşfi
- Impact Meteor Crater Viewer Google Haritalar Sayfası, dünyadaki Meteor Kraterlerinin Konumları ile
- Solarviews: Karasal Etki Kraterleri
- Ay ve Gezegen Enstitüsü slayt gösterisi: resimler içerir