Impaktní kráter

Impaktní kráter  je prohlubeň, která se objeví na povrchu nebeského tělesa, když spadne menší těleso. Velký impaktní kráter (o průměru více než 2 km ) na povrchu Země se nazývá astroblém (ze starořeckého ἄστρον  „hvězda“ + βλῆμα  „rána“, tedy „hvězdná rána“ [1] ; tento termín byl zaveden v r. 1960 od Roberta Dietze). Samotná událost ( dopad meteoritu ) se někdy nazývá impakt ( anglicky od impakt  „kolize“) nebo impaktní událost . Na Zemi bylo objeveno asi 150 astroblémů .

Mladé impaktní krátery mají zvednuté okraje a (na rozdíl od sopečných kráterů , ke kterým dochází při explozi nebo kolapsu [2] ) spodní úroveň níže než okolní oblast [3] . Malé impaktní krátery vypadají jako jednoduché miskovité prohlubně, zatímco ty největší vypadají jako složité multiprstencové struktury (známé jako impaktní pánve). Příkladem malého impaktního kráteru na Zemi je kráter Arizona . Impaktní krátery jsou nejčastějšími rysy reliéfu mnoha nebeských těles s pevným povrchem, včetně Měsíce , Merkuru , Callisto , Ganymedu a mnoha dalších. Na tělesech s hustou atmosférou a tělesech vykazujících geologickou aktivitu, jako je Země, Venuše , Mars , Europa , Io a Titan , jsou impaktní krátery méně časté, protože jsou časem erodovány a ukládány tektonickými, vulkanickými a erozními procesy.

Asi před 3,9 miliardami let zažila vnitřní tělesa Sluneční soustavy intenzivní bombardování asteroidy . Nyní se krátery objevují na Zemi mnohem méně často; v průměru na něj po dobu milionu let dopadá jedno až tři tělesa schopná vytvořit kráter o průměru minimálně 20 kilometrů [4] [5] . To naznačuje, že na planetě musí být mnohem více relativně mladých kráterů, než je v současnosti známo.

Přestože různé procesy na zemském povrchu rychle ničí stopy po srážkách, bylo na něm nalezeno asi 190 impaktních kráterů [6] . Jejich průměr se pohybuje od několika desítek metrů do zhruba 300 km a jejich stáří se pohybuje od nedávné doby (například krátery Sikhote-Alin v Rusku, které se objevily v roce 1947) až po více než dvě miliardy let. Většina z nich je stará méně než 500 milionů let, protože ty starší jsou již z velké části zničeny. Nejčastěji se krátery nacházejí na starověkých platformách [7] . Na mořském dně je známo jen málo kráterů, a to jak kvůli obtížnosti jeho studia, tak kvůli rychlému tempu změny dna oceánu a také kvůli jeho propadání do útrob Země.

Impaktní krátery by neměly být zaměňovány s podobnými tvary terénu, včetně kalder , propadů , ledových prstenců , prstencových přehrad solných dómů a dalších.

Pozadí

Jedním z prvních vědců, kteří spojili kráter s dopadem meteoritu , byl Daniel Barringer 1860-1929 Studoval impaktní kráter v Arizoně , který nyní nese jeho jméno. Tyto myšlenky však nebyly v té době široce přijímány (a ani skutečnost, že Země byla pod neustálým ostřelováním meteority).

Ve 20. letech 20. století americký geolog Walter Bacher , který studoval řadu kráterů ve Spojených státech, ve své teorii „pulzace Země“ navrhl, že byly způsobeny nějakým druhem výbušných událostí.

V roce 1936 geologové John Boone a Claude Albritton pokračovali v Bacherově výzkumu a dospěli k závěru, že krátery byly impaktního charakteru.

Teorie impaktního kráteru zůstala až do 60. let pouze hypotézou. Do této doby řada vědců (především Eugene Shoemaker ) provedla podrobné studie, které plně potvrdily teorii dopadu. Zejména byly nalezeny stopy látek zvaných impaktity (například křemen transformovaný nárazem ), který se mohl vytvořit pouze za specifických podmínek nárazu.

Poté začali vědci cíleně hledat impaktity , aby identifikovali starověké impaktní krátery. Do 70. let 20. století bylo nalezeno asi 50 impaktních struktur. Na území Ruska byl prvním nalezeným astroblémem kráter Puchezh-Katunsky o průměru 80 km, lokalizovaný v roce 1965 80 km severně od Nižního Novgorodu [8] .

Vesmírný výzkum ukázal, že impaktní krátery jsou nejběžnějšími geologickými útvary ve sluneční soustavě . To potvrdilo skutečnost, že Země je také vystavena neustálému bombardování meteority.

Geologická stavba

Strukturální vlastnosti kráterů jsou určeny řadou faktorů, z nichž hlavními jsou energie dopadu (která zase závisí na hmotnosti a rychlosti kosmického tělesa, hustotě atmosféry), úhlu dopadu s povrchem a tvrdostí látek, které tvoří meteorit a povrch. V případě Země meteority vážící více než 1000 tun nejsou prakticky zadrženy zemskou atmosférou ; meteority menší hmotnosti jsou výrazně zpomaleny a dokonce se zcela vypařují, aniž by dosáhly povrchu nebo vytvořily krátery na povrchu.

Při tangenciálním dopadu (pokud je úhel dopadu menší než 8 stupňů) vznikají eliptické (protáhlé krátery). Na Zemi nejsou známy žádné příklady takových kráterů. Dříve bylo za podobný příklad mylně považováno kráterové pole Rio Quarto v Argentině ( španělsky:  Rio Cuarto Impact Crater ) – protáhlý geologický útvar nacházející se v oblasti, kam předtím spadl velký meteorit. Tyto události spolu ale nemají nic společného. V okolí tohoto objektu se nachází mnoho dalších podobných útvarů, u kterých se předpokládal původ meteoritu pouze z důvodu shody místa dřívějšího pádu meteoritu a oblasti eroze na zemi. [9]

Když je směr kolize blízký vertikální, objevují se zaoblené krátery, jejichž morfologie závisí na jejich průměru. Malé krátery ( o průměru 3-4 km ) mají jednoduchý miskovitý tvar, jejich nálevku obklopuje val tvořený vyvýšenými vrstvami podložních hornin (základní val), krytými úlomky vyvrženými z kráteru (vyplněný val, alogenní brekcie ). Pod dnem kráteru leží autentické brekcie – horniny rozdrcené a částečně metamorfované při srážce; pod brekcií jsou rozbité horniny. Poměr hloubky k průměru takových kráterů se blíží 0,33, což je odlišuje od kráterovitých struktur vulkanického původu, které mají poměr hloubky k průměru asi 0,4.

Při velkých průměrech se nad bodem dopadu (v místě maximálního stlačení hornin) objevuje centrální vyvýšení. S ještě většími průměry kráteru (více než 14-15 km ) se tvoří prstencové zdvihy. Tyto struktury jsou spojeny s vlnovými efekty (jako kapka dopadající na hladinu vody). Jak se průměr zvětšuje, krátery se rychle zplošťují: poměr hloubka/průměr klesá na 0,05-0,02 .

Velikost kráteru může záviset na měkkosti povrchových hornin (čím měkčí, tím je kráter zpravidla menší).

Na kosmických tělesech, která nemají hustou atmosféru, mohou kolem kráterů zůstávat dlouhé „paprsky“ (vznikající jako výsledek vyvržení hmoty v okamžiku dopadu).

Když do moře spadne velký meteorit , mohou nastat silné tsunami (např. meteorit Yucatan způsobil podle výpočtů tsunami vysokou 50–100 m ). Ztráta energie při jejím pohybu z hladiny na dno je ovlivněna hloubkou moře v místě dopadu a také jeho rychlostí, velikostí a hustotou. V případech, kdy uvolněná energie stačí k vytvoření podvodního kráteru, se stejnými srážkovými parametry, se vyznačuje menší hloubkou ve srovnání s pozemskými krátery. Rázová vlna indukovaná ve vodním sloupci zanechává specifické stopy, které lze pozorovat v mořských sedimentech v oblasti srážky jak v nepřítomnosti kráteru, tak v případě jeho vymizení po srážce v důsledku eroze (viz. , například meteorit Eltan ). [deset]

U starých astroblémů je viditelná struktura kráteru (kopec a val) často zničena erozí a pohřbena pod naplaveným materiálem, nicméně takové struktury jsou zcela jasně určeny seismickými a magnetickými metodami změnami vlastností podložních a přenesených hornin. .

Tvorba kráterů

Průměrná rychlost, se kterou meteority narážejí na zemský povrch, je asi 20 km/s a maximální asi 70 km/s . Jejich kinetická energie převyšuje energii uvolněnou při detonaci konvenčních výbušnin stejné hmotnosti. Energie uvolněná při pádu meteoritu o hmotnosti přes 1 tisíc tun je srovnatelná s energií jaderného výbuchu. Meteority této hmotnosti padají na Zemi poměrně zřídka.

Když se meteorit setká s pevným povrchem, jeho pohyb se prudce zpomalí, ale kameny cíle (místa, kam dopadl) se naopak vlivem rázové vlny začnou zrychlovat. Od bodu dotyku se rozchází ve všech směrech: pokrývá hemisférickou oblast pod povrchem planety a také se pohybuje opačným směrem podél samotného meteoritu (impaktoru). Po dosažení zadního povrchu se vlna odráží a běží zpět. Napětí a stlačení během takového dvojitého běhu obvykle meteorit zcela zničí. Rázová vlna vytváří obrovský tlak – přes 5 milionů atmosfér. Pod jeho vlivem jsou horniny cíle a úderníku silně stlačeny, což vede k explozivnímu zvýšení teploty a tlaku, v důsledku čehož se horniny v okolí dopadu zahřejí a částečně roztaví a dokonce se v v samém centru, kde teplota dosahuje 15 000 °C . Do této taveniny také padají pevné úlomky meteoritu. V důsledku toho se po ochlazení a ztuhnutí na dně kráteru vytvoří vrstva impaktitu (z anglického  impakt  – „foukat“) – horniny s velmi neobvyklými geochemickými vlastnostmi. Zejména je velmi silně obohacen o chemické prvky, které jsou na Zemi extrémně vzácné, ale charakteristické spíše pro meteority - iridium , osmium , platina , palladium . Jedná se o takzvané siderofilní prvky , tedy patřící do skupiny železa ( řecky σίδηρος ).

Okamžitým odpařením části látky vzniká plazma , která vede k explozi, při které se terčové horniny rozptýlí do všech stran a dojde k vtlačení dna. Na dně kráteru se objeví kulatá prohlubeň s poměrně strmými stranami, ale existuje jen zlomek sekundy - pak se strany okamžitě začnou hroutit a klouzat. Na tuto masu zeminy také padají kamenné kroupy z látky vržené svisle vzhůru a nyní se vracející na své místo, ale již v roztříštěné podobě. Na dně kráteru se tedy tvoří brekcie  – vrstva úlomků hornin stmelených stejným materiálem, ale rozdrcených na zrnka písku a prachu. Srážka, stlačení kamenů a průchod tlakové vlny trvají desetiny sekundy. Vznik kráterového výkopu trvá řádově déle. A po pár minutách šoková tavenina ukrytá pod vrstvou brekcie vychladne a začne rychle tuhnout. Tím je tvorba kráteru dokončena.

Při prudkých srážkách se pevné horniny chovají jako kapaliny. Vznikají v nich složité vlnové hydrodynamické procesy, jejichž jednou z charakteristických stop jsou centrální kopce ve velkých kráterech. Proces jejich tvorby je podobný vzhledu kapky zpětného rázu, když malý předmět spadne do vody. Při velkých srážkách je síla exploze tak velká, že materiál vyvržený z kráteru může letět i do vesmíru. Takto dopadly na Zemi meteority z Měsíce a z Marsu , kterých byly v posledních letech objeveny desítky.

Špičkové hodnoty tlaků a teplot při srážce závisí na uvolnění energie, tedy rychlosti nebeského tělesa, přičemž část uvolněné energie se přemění na mechanickou formu ( rázová vlna ), část na tepelnou forma (ohřev hornin až do jejich odpařování); hustota energie klesá se vzdáleností od středu dopadu. Při vytváření astroblému o průměru 10 km v žule je tedy poměr odpařeného, ​​roztaveného a rozdrceného materiálu přibližně 1:110:100; během formování astroblemu se tyto transformované materiály částečně smíchají, což vede k široké škále hornin vytvořených během impaktní metamorfózy .

Podle mezinárodní klasifikace impaktitů (International Union of Geological Sciences, 1994) jsou impaktity lokalizované v kráteru a jeho okolí rozděleny do tří skupin (podle složení, struktury a stupně metamorfózy impaktu):

Dopadové události v historii Země

Podle odhadů spadne na Zemi 1-3 krát za milion let meteorit a vytvoří kráter široký nejméně 20 km [4] [11] . To naznačuje, že bylo nalezeno méně kráterů (včetně „mladých“), než by mělo být.

Seznam nejznámějších zemských kráterů [12] :

Eroze kráterů

Krátery jsou postupně ničeny v důsledku eroze a geologických procesů, které mění povrch. Eroze je nejintenzivnější na planetách s hustou atmosférou. Dobře zachovalý kráter Arizona není starší než 50 tisíc let. Stáří známých pozemských impaktních kráterů se pohybuje od 1000 let do téměř 2 miliard let. Na Zemi přežilo jen velmi málo kráterů starších než 200 milionů let. Ještě méně „přežitelné“ jsou krátery umístěné na mořském dně.

Zároveň existují tělesa s velmi nízkou tvorbou kráterů a zároveň téměř bez atmosféry. Například na Io se povrch neustále mění v důsledku sopečných erupcí a na Europě  v důsledku přetvoření ledové skořápky pod vlivem vnitřních procesů. Kromě toho je topografie kráterů na ledových tělesech vyhlazena v důsledku tání ledu (během geologicky významných časových období), protože led je plastičtější než kámen. Příkladem starověkého kráteru s opotřebovaným reliéfem je Valhalla na Callisto . Na Callisto byl objeven další neobvyklý typ eroze - destrukce, pravděpodobně v důsledku sublimace ledu pod vlivem slunečního záření.

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Dabizha A.I., Fedynsky V.V. "Hvězdná zranění" Země a jejich diagnostika geofyzikálními metodami // Země a vesmír. - 1975. - č. 3. - S. 56-64.
  2. ↑ Projekt studie bazaltového vulkanismu. (1981). Čedičový vulkanismus na pozemských planetách; Pergamon Press, Inc.: New York, s. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html Archivováno 3. března 2012 na Wayback Machine .
  3. ↑ Consolmagno, GJ; Schaefer, M. W. (1994). Worlds Apart: Učebnice planetárních věd; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, str. 56.
  4. ↑ 1 2 Carr, MH (2006) Povrch Marsu; Cambridge University Press: Cambridge, UK, str. 23.
  5. ↑ Grieve R.A.; Shoemaker, E. M. (1994). Záznam minulých dopadů na Zemi v nebezpečích způsobených kometami a asteroidy, T. Gehrels, Ed.; 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, 2nd ed., LA. McFadden a kol. Eds, p. 826.
  7. ↑ Švec, E.M.; Shoemaker, CS (1999). The Role of Collisions in The New Solar System, 4. vydání, JK Beatty et al., Eds., str. 73.
  8. ↑ Impaktní metamorfóza; Vrtání (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 4. dubna 2013. 
  9. ↑ Unique Crater Swarm Disputed Archived 17. listopadu 2018 na Wayback Machine .
  10. ↑ Eltanin je pliocénní impaktní událost, která nevytvořila impaktní výbušnou strukturu Archivováno 25. března 2016 na Wayback Machine .
  11. ↑ Grieve R.A.; Shoemaker, E. M. (1994). Záznam minulých dopadů na Zemi v nebezpečích způsobených kometami a asteroidy, T. Gehrels, Ed.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, pp. 417-464.
  12. ↑ Úplný katalog dopadových struktur Země od A. V. Mikheeva, ICM&MG SB RAS . Archivováno z originálu 17. června 2008.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Zemské impaktní krátery
Průměr
> 20 km
< 20 km