Zarba krateri

Taʼsirli krater — kichikroq jism tushganda samoviy jism yuzasida paydo boʻladigan shakl. Yer yuzasidagi katta zarba krateri (diametri 2 km dan ortiq). Astrobleme (qadimgi yunoncha ἄstron „yulduz“ + blῆma „yara“, yaʼni „yulduzli yara“ dan olingan). Hodisaning oʻzi (meteoritning zarbasi) baʼzan taʼsir (inglizcha " toʻqnashuv " dan) yoki zarba hodisasi deb ataladi. Yerda 150 ga yaqin astroblemalar topilgan.

Yosh Basaltic Volcanism Study Project. (1981). Basaltic Volcanism on the Terrestrial Planets; Pergamon Press, Inc.: New Yorkkraterlarining qirralari koʻtarilgan va (portlash yoki qulash paytida paydo boʻladigan vulqon kraterlaridan farqli oʻlaroq) pastki sathi atrofdagilardan pastroqdir. Kichik zarbali kraterlar oddiy kosa shaklidagi chuqurliklarga oʻxshaydi, eng kattalari esa murakkab koʻp halqali tuzilmalarga oʻxshaydi (zarbali havzalar deb ataladi). Yerdagi kichik zarba krateriga misol Arizona krateridir. Taʼsirli kraterlar qattiq sirtli koʻplab samoviy jismlar, jumladan Oy, Merkuriy, Kallisto, Ganimed rel’efining eng keng tarqalgan belgilari va boshqalar. Yer, Venera, Mars, Yevropa, Io va Titan kabi zich atmosfera va geologik faollik koʻrsatadigan jismlarda zarba kraterlari kamroq uchraydi, chunki ular vaqt oʻtishi bilan tektonik, vulqon va eroziya jarayonlari natijasida eroziyalanadi va choʻkadi.

Taxminan 3,9 milliard yil oldin Quyosh tizimining ichki jismlari kuchli asteroid bombardimonini boshdan kechirdi. Endi yerda kraterlar kamroq paydo boʻladi; oʻrtacha, million yil davomida, diametri kamida 20 kilometr boʻlgan krater hosil qilish qobiliyatiga ega boʻlgan birdan uchtagacha jismlar uning ustiga tushadi. Bu shuni koʻrsatadiki, sayyorada hozir maʼlum boʻlganidan koʻra koʻproq nisbatan yosh kraterlar boʻlishi kerak.

Yer yuzasidagi turli jarayonlar toʻqnashuv izlarini tezda yoʻq qilgan boʻlsada, unda 190 ga yaqin zarba kraterlari topilgan. Ularning diametri bir necha oʻn metrdan taxminan 300 km gacha, yoshi esa soʻnggi vaqtlardan (masalan, 1947-yilda paydo boʻlgan Rossiyadagi Sixote-Alin kraterlari) ikki milliard yildan ortiq. Ularning aksariyati 500 million yildan kamroq vaqtga toʻgʻri keladi, chunki eskilari allaqachon yoʻq qilingan. Koʻpincha kraterlar qadimgi davrlarda topilgan. Dengiz tubida kamdan-kam kraterlar maʼlum, okean tubining tez oʻzgarishi, shuningdek, krater yer osti tubiga botishi tufayli, uni oʻrganishga qiyinchilik tugʻdiradi.

Taʼsirli kraterlarni oʻxshash relef shakllari, jumladan kalderalar, chuqurliklar, muz halqalari, halqali toʻgʻonlar, tuz gumbazlari va boshqalar bilan aralashtirib yubormaslik kerak.

Fon

Kraterni meteorit zarbasi bilan bogʻlagan birinchi olimlardan biri Daniel Barringer (1860-1929) edi. U Arizonadagi zarba kraterini oʻrgangan, hozirda uning nomi bilan atalgan. Biroq, bu gʻoyalar oʻsha paytda keng qabul qilinmagan.

1920-yillarda AQShdagi bir qator kraterlarni oʻrgangan amerikalik geolog Uolter Baxer oʻzining "Yer pulsatsiyasi" nazariyasi doirasida ular qandaydir portlovchi hodisalar tufayli yuzaga kelganligini taxmin qildi.

1936-yilda geologlar Jon Bun va Klod Albritton Baxerning tadqiqotlarini davom ettirdilar va kraterlar zarba xarakteriga ega degan xulosaga kelishdi.

Taʼsirli krater nazariyasi 1960-yillarga qadar gipotezadan boshqa narsa boʻlib qolmadi. Bu vaqtga kelib, bir qator olimlar (birinchi navbatda, Eugene Shoemaker) taʼsir nazariyasini toʻliq tasdiqlaydigan batafsil tadqiqotlar oʻtkazdilar. Xususan, taʼsir qilishning oʻziga xos sharoitlarida hosil boʻlishi mumkin boʻlgan impaktitlar (masalan, zarba oʻzgartirilgan kvarts) deb ataladigan moddalarning izlari topilgan.

Shundan soʻng, tadqiqotchilar qadimiy zarba kraterlarini aniqlash uchun maqsadli ravishda impaktitlarni qidirishni boshladilar. 1970-yillarga kelib 50 ga yaqin zarba tuzilmalari topilgan. Rossiya hududida topilgan birinchi astroblema 1965-yilda Nijniy Novgoroddan 80 km shimolda joylashgan 80 km diametrli Puchej-Katunskiy krateri boʻldi.

Kosmik tadqiqotlar shuni koʻrsatdiki, zarba kraterlari quyosh tizimidagi eng keng tarqalgan geologik xususiyatdir. Bu yer ham doimiy meteorit bombardimoniga uchraganligini tasdiqladi.

Geologik tuzilishi

Kraterlarning strukturaviy xususiyatlari bir qator omillar bilan belgilanadi, ular orasida asosiylari zarba energiyasi (oʻz navbatida, kosmik jismning massasi va tezligiga, atmosferaning zichligiga bogʻliq), ular bilan aloqa qilish burchagi, yuzasi, meteorit va sirtni hosil qiluvchi moddalarning qattiqligi. Yerga kelsak, ogʻirligi 1000 tonnadan ortiq boʻlgan meteoritlar yer atmosferasida deyarli ushlab turilmaydi; kichikroq massali meteoritlar sezilarli darajada sekinlashadi va hatto yuzaga chiqmasdan yoki sirtda kraterlar hosil qilmasdan butunlay bugʻlanadi.

Tangensial taʼsir bilan (agar tushish burchagi 8 darajadan kam boʻlsa), elliptik (choʻzilgan kraterlar) paydo boʻladi. Yerda bunday kraterlarning maʼlum namunalari yoʻq. Ilgari Argentinadagi Rio-Kvarto krateri maydoni (ispancha: Rio Cuarto Impact Crater), ilgari yirik meteorit tushgan hududda joylashgan choʻzilgan geologik shakllanish xatolik bilan shunga oʻxshash misol deb hisoblangan. Ammo bu voqealar bir-biri bilan hech qanday aloqasi yoʻq. Ushbu ob’ektga yaqin joyda boshqa koʻplab shunga oʻxshash tuzilmalar mavjud boʻlib, ular uchun meteoritning kelib chiqishi faqat meteoritning oldingi tushish joyi va yerdagi eroziya maydonining mos kelishi tufayli taxmin qilingan.

Toʻqnashuv yoʻnalishi vertikalga yaqin boʻlganda, morfologiyasi ularning diametriga bogʻliq boʻlgan yumaloq kraterlar paydo boʻladi. Kichik kraterlar (diametri 3-4 km) oddiy kosasimon shaklga ega, ular kraterdan chiqarib yuborilgan boʻlaklar bilan qoplangan (toʻldirilgan mil, allogen brektsiya) ostidagi jinslarning koʻtarilgan qatlamlari (podval oʻqi) bilan hosil qilingan mil bilan oʻralgan. Krater tubida autigen brechcialar yotadi — toʻqnashuv paytida maydalangan va qisman metamorflangan jinslar; brekchidan pastda yorilib ketgan jinslar joylashgan. Bunday kraterlarning chuqurligi va diametri nisbati 0,33 ga yaqin, bu ularni vulqon kelib chiqishi kraterga oʻxshash tuzilmalardan ajratib turadi, ular chuqurlik va diametr nisbati taxminan 0,4 ni tashkil qiladi.

Katta diametrlarda taʼsir nuqtasidan yuqorida (jinslarning maksimal siqilish joyida) markaziy balandlik paydo boʻladi. Kraterning kattaroq diametrlari bilan (14-15 km dan ortiq) halqali koʻtarilishlar hosil boʻladi. Ushbu tuzilmalar toʻlqin effektlari bilan bogʻliq (suv yuzasiga tushgan tomchi kabi). Diametri oshishi bilan kraterlar tezda tekislanadi: chuqurlik / diametr nisbati 0,05-0,02 gacha tushadi. Kraterning oʻlchami yer usti jinslarining yumshoqligiga bogʻliq boʻlishi mumkin.

Zich atmosferaga ega boʻlmagan kosmik jismlarda kraterlar atrofida uzoq „nurlar“ (zarba paytida materiyaning chiqishi natijasida hosil boʻlgan) qolishi mumkin.

Katta meteorit dengizga tushganda, kuchli tsunami paydo boʻlishi mumkin (masalan, Yucatan meteoriti, hisob-kitoblarga koʻra, balandligi 50 — 100 m boʻlgan tsunamini keltirib chiqardi.). Energiyaning sirtdan pastga qarab harakatlanishi paytida tarqalishiga dengizning taʼsir qilish joyidagi chuqurligi, shuningdek uning tezligi, hajmi va zichligi taʼsir qiladi. Chiqarilgan energiya bir xil toʻqnashuv parametrlari bilan suv osti kraterini hosil qilish uchun yetarli boʻlgan hollarda, u quruqlikdagi kraterlarga nisbatan sayozroq chuqurlik bilan tavsiflanadi. Suv ustunida paydo boʻlgan zarba toʻlqini toʻqnashuv hududida dengiz choʻkindilarida krater boʻlmaganida ham, eroziya natijasida toʻqnashuvdan keyin yoʻqolgan taqdirda ham kuzatilishi mumkin boʻlgan oʻziga xos izlarni qoldiradi (qarang. , masalan , Eltan meteoriti).

Qadimgi astroblemalarda kraterning koʻrinadigan tuzilishi (tepalik va qal’a) koʻpincha eroziya natijasida vayron boʻladi va allyuvial material ostida koʻmiladi, ammo bunday tuzilmalar seysmik va magnit usullar bilan pastki va koʻchirilgan jinslarning xususiyatlarining oʻzgarishi bilan aniq tavsiflanadi.

Krater shakllanishi

Meteoritlarning Yer yuzasiga qulashining oʻrtacha tezligi taxminan 20 km/s, maksimali esa taxminan 70 km/s ni tashkil qiladi. Ularning kinetik energiyasi bir xil massadagi anʼanaviy portlovchi moddalarning portlashi paytida ajralib chiqadigan energiyadan oshib ketadi. Ogʻirligi 1 ming tonnadan ortiq boʻlgan meteoritning qulashi paytida chiqarilgan energiya yadro portlashi energiyasi bilan taqqoslanadi. Ushbu massadagi meteoritlar Yerga juda kam tushadi.

Meteorit qattiq sirt bilan uchrashganda, uning harakati keskin sekinlashadi, lekin nishon togʻ jinslari (u tushgan joylar), aksincha, zarba toʻlqini taʼsirida tezlasha boshlaydi. U aloqa nuqtasidan barcha yoʻnalishlarda ajralib turadi: u sayyora yuzasi ostidagi yarim sharsimon maydonni qoplaydi, shuningdek, meteoritning oʻzi (zarba) boʻylab teskari yoʻnalishda harakat qiladi. Orqa yuzasiga yetib borgan toʻlqin aks etadi va orqaga yuguradi. Bunday ikki marta yugurish paytida kuchlanish va siqilish odatda meteoritni butunlay yoʻq qiladi. Shok toʻlqini juda katta bosim hosil qiladi — 5 milliondan ortiq atmosfera bosimi. Uning taʼsiri ostida nishon va zarba togʻ jinslari kuchli siqiladi, bu harorat va bosimning portlovchi kuchayishiga olib keladi, buning natijasida zarba yaqinidagi jinslar qiziydi va qisman erib ketadi va hatto bugʻlanadi, markazda, harorat 15000 °C ga yetadi. Meteoritning qattiq boʻlaklari ham ushbu eritmaga tushadi. Natijada, krater tubida sovigan va qotib qolgandan soʻng, impaktit qatlami (inglizcha zarbadan - „zarba“) — juda noodatiy geokimyoviy xususiyatlarga ega boʻlgan jins hosil boʻladi. Xususan, yerda juda kam uchraydigan, ammo meteoritlarga xos boʻlgan kimyoviy elementlarga juda kuchli boyitilgan — iridiy, osmiy, platina, palladiy. Bular siderofil elementlar, yaʼni temir guruhiga tegishlidur (yunoncha sídēros).

Moddaning bir qismining bir zumda bugʻlanishi bilan plazma hosil boʻladi, bu portlashga olib keladi, bunda maqsadli jinslar barcha yoʻnalishlarda tarqaladi va pastki qismi bosiladi. Kraterning pastki qismida ancha tik tomonlari boʻlgan yumaloq depressiya paydo boʻladi, lekin u bir necha soniya davomida mavjud boʻladi — keyin tomonlar darhol qulab tusha boshlaydi. Ushbu tuproq massasining ustiga, tosh doʻl ham vertikal ravishda yuqoriga tashlangan va endi oʻz joyiga qaytadi, lekin allaqachon parchalangan shaklda. Kraterning pastki qismida brekchi shunday shakllanadi. Bir xil material bilan sementlangan, ammo qum va chang donalarigacha ezilgan tosh boʻlaklari qatlami. Toʻqnashuv, jinslarning siqilishi va portlash toʻlqinining oʻtishi soniyaning oʻndan birida davom etadi. Krater qazishmasining shakllanishi kattaroq tartibni oladi. Va bir necha daqiqadan soʻng, breccia qatlami ostida yashiringan zarba eritmasi soviydi va tez qattiqlasha boshlaydi. Bu kraterning shakllanishini yakunlaydi.

Kuchli toʻqnashuvlarda qattiq jinslar suyuqlik kabi harakat qiladi. Ularda murakkab toʻlqinli gidrodinamik jarayonlar yuzaga keladi, ularning xarakterli izlaridan biri yirik kraterlardagi markaziy tepaliklardir. Ularning hosil boʻlish jarayoni kichik ob’ekt suvga tushganda, bir tomchi orqaga qaytish paydo boʻlishiga oʻxshaydi. Katta toʻqnashuvlar paytida portlashning kuchi shunchalik kattaki, kraterdan chiqarilgan material hatto koinotga uchib ketishi mumkin. Oy va Marsdan kelgan meteoritlar Yerga shunday yetib keldi, ularning oʻnlab turlari soʻnggi yillarda topilgan.

Toʻqnashuv paytida bosim va haroratning eng yuqori qiymatlari energiyaning tarqalishiga, yaʼni samoviy jismning tezligiga bogʻliq boʻlib, chiqarilgan energiyaning bir qismi mexanik shaklga (zarba toʻlqini), bir qismi esa issiqlikka aylanadi. shakl (togʻ jinslarining bugʻlanishiga qadar qizdirilishi); energiya zichligi taʼsir markazidan masofa bilan kamayadi. Shunga koʻra, granitda 10 km diametrli astroblema shakllanishi paytida bugʻlangan, eritilgan va ezilgan materialning nisbati taxminan 1:110:100; astroblema hosil boʻlganda, bu oʻzgartirilgan materiallar qisman aralashtiriladi, bu esa zarba metamorfizmi paytida hosil boʻlgan turli xil jinslarga olib keladi.

Taʼsir etuvchi moddalarning xalqaro tasnifiga koʻra (Xalqaro geologiya fanlari ittifoqi, 1994) krater va uning atrofida lokalizatsiya qilingan impaktitlar uch guruhga boʻlinadi (tarkibi, tuzilishi va taʼsir metamorfizm darajasiga koʻra):

Yer tarixidagi taʼsir hodisalari

Hisob-kitoblarga koʻra, million yilda 1-3 marta meteorit Yerga tushib, kengligi kamida 20 km boʻlgan krater hosil qiladi. Bu shuni koʻrsatadiki, kraterlar (shu jumladan, „yoshlar“ ham) kerak boʻlganidan kamroq topilgan.

Eng mashhur yer kraterlari roʻyxati:

Kraterlarning eroziyasi

Yer yuzasini oʻzgartiradigan eroziya va geologik jarayonlar natijasida kraterlar asta-sekin vayron boʻladi. Eroziya zich atmosferaga ega sayyoralarda eng kuchli. Yaxshi saqlangan Arizona kraterining yoshi 50 ming yildan oshmaydi. Maʼlum boʻlgan yer usti kraterlarining yoshi 1000-yildan deyarli 2 milliard yilgacha. Yerda yoshi 200 million yildan oshgan juda oz sonli kraterlar saqlanib qolgan. Dengiz tubida joylashgan kraterlar ham saqlab qolish imkoni ancha past.

Shu bilan birga, juda past kraterli va atmosferadan deyarli mahrum boʻlgan jismlar mavjud. Masalan, Ioda vulqon otilishi tufayli sirt doimiy ravishda oʻzgarib turadi, Yevropada esa ichki jarayonlar taʼsirida muz qobigʻining islohoti natijasida. Bundan tashqari, muz jismlaridagi kraterlarning topografiyasi muz oqimi (geologik jihatdan muhim davrlarda) natijasida tekislanadi, chunki muz toshdan koʻra koʻproq plastikdir. Qadimgi kraterning eskirgan relyefli misoli — Kallistodagi Valhalla. Eroziyaning yana bir gʻayrioddiy turi Kallistoda topildi — bu, ehtimol quyosh nurlari taʼsirida muzning sublimatsiyasi natijasida vayron bolishi.

Manbalar

uz.wikipedia.org