Ugrás a tartalomhoz

Becsapódási kráter

Ellenőrzött
A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
A Kaali-meteoritkráterek fő becsapódási krátere az észtországi Saaremaa szigetén[1]
Becsapódási kráter a Holdon, az Esők tengerében (Apollo–17)

A becsapódási kráterek olyan kráterek, amelyek kozmikus anyagoktól – meteoroktól, üstökösöktől vagy kisbolygóktól – származnak. Megszokott domborzati formák a szilárd égitesteken (beleértve a Földet és a holdakat is).

A Földön a Yucatán-félszigetnél található a Chicxulub-kráter, melynek keletkezése talán kapcsolatban áll a K–T-kihalással. A Földön kevesebb épen maradt kráter van az időjárás erodáló hatása miatt. A holdi tengerek is nagyrészt becsapódások során jöttek létre. Elterjedt módszer a bolygófelszínek korának a meghatározása a kráterszámlálással. (Minél több kráter van egy felszínen, annál öregebb.)

Felfedezés

[szerkesztés]

Galileo Galilei volt az első, aki a távcső megjelenése után, 1609-ben először fordította azt a Hold felé, és így először pillanthatta meg a Hold krátereit. A kráter szót a szerkezetre először Johann Hieronymus Schröter használta 1791-ben. A kráterek eredetére vonatkozó első tudományos elmélet a 17. századi angol Robert Hooke nevéhez fűződik: ő kísérletezései alapján olvadt felszínen lassan kiáramló gáz megfagyott buborékainak nyomaiként értelmezte őket.

A kezdetek: a földi kráterek keletkezésének kutatása

[szerkesztés]

A vulkáni kráterekhez való hasonlóságuk miatt évszázadokig vulkanikus eredetűnek – kürtőnek vagy beszakadásos kalderának – gondolták valamennyi krátert a Holdon, vagy korabeli nevén, gyűrűhegyet, körhegységet. Közéjük tartozott Cholnoky Jenő is, aki nem fogadta el az arizonai Barringer-kráter kozmikus eredetére vonatkozó elméleteket, és maga melegforrás-tölcsérnek tartotta.[2] Az égből hulló kövek kráterképző voltát nem is lehetett könnyű elfogadni.

A becsapódás folyamata és hatása a 19. században leginkább az üstökösök Földdel való találkozása kap­csán merült fel. Több ilyen témájú tudományos-fan­tasz­tikus könyv is született, mely a kor vezető elméleteinek megfelelően írta le az eseményt. A csillagász Camille Flammarion (1894.) egy regényének tudósa mondja:

„Lesz ugyan találkozás, összeütközés és lokális szeren­csétlenség, de ezen kívül más semmi. Egy földrengéshez, vulkánkitöréshez vagy borzasztó szélvészhez fogható esemény lesz az egész (…) [Az üstökös darabjai] légkörünket áthasítva oly ellenállással találkoznak, hogy … nem is hul­lanak le a talajra, hanem már előbb apró részekre robbannak. A hulló test előtt légnyomás van, mögötte légüres tér. A mozgó test kívülről meggyullad és fehérizzóvá lesz, a lég­üres térbe visszacsapó levegő mennydörgésszerű hatalmas zajt okoz, robbanások és széthullás következik be, a fém­anyagok elég sűrűek lévén ahhoz, hogy ellenálljanak, le­hul­la­nak, a többiek pedig gőzzé válnak … mielőtt a légkörünk alsó rétegeit elérhetnék. (…) Valószínűleg egész légkörünk lángba borulna tőle… A levegő oxigéntartalma táplálná is a tűzvészt. A levegő hőmérséklete több száz fokra emelkednék föl. A tengerek, tavak, folyók elkezdenének forrni… Ime ez történnék a Földdel, ha egy olyan üstökös találkoznék [vele], mint amilyen az 1811-ik évi volt.”

Végül az esemény így zajlik le a regényben:

„A látóhatárt kékes tűzkoszorú fogja közre: [az üstökös csóvájában lévő] széndioxid vegyül az oxigénnel. Mindenütt fullasztó kénszag. Ugyanakkor tűzeső, csillagzápor indult meg az égről. Ennek legnagyobb része nem jutott el a talajra, de számos meteor bomba módjára szétrobbant és födeleket átütvén csakhamar mindenfele tűzvészt okozott. A Földnek az üstökös felé fordult félgömbjén a találkozás órájában széltében tikkasztó szárazság, fojtó hőség és gyötrő kénszag uralkodott és mindenki letargiába esett. … a másik félgömb ezalatt csaknem teljesen érintetlen maradt.” (v. ö. 60. old.!)
Az arizonai Barringer-kráter

1876-ban Richard Proctor vetette fel először a kráterek becsapódásos (impact) elméletét. Ő közölt először “realisztikus” rajzokat a holdi kráterekről.[3] Később laboratóriumi kísérletek sorozatával igazolták a holdkráterek becsapódásos eredetét. A becsapódási elmélet első amerikai támogatója Grove Karl Gilbert (USGS) volt, aki a becsapódással laborkísérleteket is végzett az 1890-es években. Ő a Meteor Krátert (akkori nevén Coon-hegységet) először becsapódásos eredetűnek tartotta, de később nézete megváltozott, és posztvulkáni-gőzkitöréses eredetűnek gondolta. Fő ellenvetés az volt a becsapódásos elmélettel szemben, hogy a különféle szögekben történő becsapódáskor többségben nem kör alakú kráter .Egy közeli, vulkanikus eredetű krátercsoport ( is hozzájárult ezen nézetének kialakulásához. Az Imbriumot viszont becsapódásos eredetűnek tartotta, ellentétben az akkoriban elfogadott vulkáni magyarázattal.[4]

Az első általánosan becsapódásosnak elismert földi kráter ez, a Daniel M. Barringerről elnevezett (Meteor)-kráter volt. A kráter körüli vasmeteorit-darabok alapján Barringer azt remélte, hogy a kráterben megtalálja a becsapódó test nagy mennyiségű vas-anyagát, így számos próbafúrást végzett a kráterben az 1920-as években. Vasat végül nem talált. A kráter területe ma is az ő leszármazottai tulajdona. Barringer kérésére a brit Forrest Moulton 1929-ben kiszámolta, hogy mi történhetett a becsapódó testtel, és azt találta, hogy a másodperc törtrésze alatt felszabaduló energia elpárologtatja mind a becsapódó testet, mint a kőzetet, amelybe becsapódik, így nyoma nem marad, csak a becsapódás irányától függetlenül kerek kráter. Barringernek az elvégzett számításait nem adta oda, csak 1931-ben írta meg népszerűsítő csillagászati könyvében. A szakma nem figyelt fel rá,[5] akárcsak Alfred Wegener elméletére, amely a holdkrátereket becsapódási eredettel magyarázta.[6]

1935-ben John D. Boon és Claude C. Albritton hét földi szerkezetről állította, hogy erodált becsapódásos kráterek. Ők az asztrobléma („csillagsebhely”) elnevezést hasz­nálták rájuk, amely Magyarországon is elterjedt, elsősor­ban a földtudományi használatban.[7] 1938-ban „A csillagos ég” című 480 oldalas magyar kézikönyv két bekezdést szentel a krátereknek: “Egyes nagy tömegű lehullott meteorok olyan nagy erővel csapódhatnak a talajba, hogy mély tölcsérformájú mélyedést vájnak. Ez idő szerint öt, minden kétséget kizáró »meteorkrátert« ismerünk. (…) Az említett meteorkráterek egyidőben fontos szerepet játszottak a Hold felületén levő kráterek kialakulásának magyarázatában is, mert feltételezték, hogy ezeket a krátereket a Holdra zuhant meteorok vájták. Ma ez az elgondolás elavult.”[8]

Wolfe Creek-kráter, Ausztrália

Az 1920-as években fedezték fel az Odessa-krátert (Texas), majd légi fényképezésben 1947-ben a Wolfe Creek-krátert Ausztráliában. Az 1950-es évekre körülbelül 10 becsapódásos krátert ismertek a Földön. Ekkoriban már ismertek olyan kriptovulkáninak nevezett kerekded, dombszerű alakzatokat, melyek a környezetüknél mélyebben fekvő rétegekből álltak (Vredefort-dóm, Dél-Afrika; Serpent Mound, Ohio, USA stb.). Előbb lassú, vulkáni folyamatokban felfelé nyomott rétegekkel magyarázták, de később kiderült, hogy vulkanizmus nem játszott szerepet keletkezésükben.

1937-ben Boon és Albritton már becsapódás mellett érveltek. Később e „kriptovulkáni” szerkezetekről kiderült, hogy erősen erodált kráterek központi zónái, melyek törmelék­takarója, sánca már leerodálódott, és csak központi, egységesen kiemelt területének egy mélyebb rétege maradt meg. Már ekkor is ismertek voltak a tektitek, a becsapódáskor kivetett olvadékcseppek, de őket villámcsapáskor megolvadt légköri porszemcséknek tartották.[5]

A becsapódási kráterek kutatása az űrkorszakban

[szerkesztés]

A holdi medencék becsapódásos eredete először 1949-ben merült fel.[9] A medencéket geológiai sztratigráfiai térképezésre először Eugene Merle Shoemaker használta, aki 1961-ben megalapította az USGS (Egyesült Államok Geológiai Szolgálata) asztrogeológiai ágát, és ő volt az, aki a PhD dolgozatában a Barringer-kráter becsapódásos eredetét is bizonyította.

Ekkoriban még nem gondoltak rá, hogy más égitesteken is a holdihoz hasonló gazdagságban találhatók kráterek. Ezt a Mariner–4 Marsról (1965.), majd a Mariner–10 Merkúrról (1974–75.) készített fényképei mutatták meg. Ezek után vált csak egyértelművé, hogy a becsapódásos kráterek általános jelenségek a Naprendszer égitestein.

1962-ben, a holdi többgyűrűs medencék (Orientale) első felismerésekor Harold Urey még hevesen vitatta e medencék létezését.[10] Idehaza Hédervári Péter a nagyobb égitesteken a vulkáni kelet­kezéses magyarázatot a becsapódásossal legalábbis egy szinten említendőnek tartotta a kráterek földi kalde­rák­kal való hasonlósága miatt.[11] Héderváriról később krátert neveztek el a Holdon (Hédervári-kráter).

A becsapódásos kráterek felismeréséhez három eltérő tudományág eredményei vezettek az 1960-as években: a holdkráterek távcsöves megfigyelése; a földi kráterek geológiai és kőzetmikroszkópiai megfigyelése (ezen belül legfőképp a sokk-metamorfózis hatásainak felismerése, amelyet bizonyító jellegűnek fogadnak el); és a becsapódás folyamatának fizikai modellezése. E három terület azóta jelentősen kibővült. Az űrszondás megfigyelések mind részletesebb képet és mind több égitest-példát adnak, így a Naprendszert egyfajta „ingyenes óriáslaboratóriumként” használhatják a kutatók. A távérzékelési műholdak révén pedig saját Földünket is „kívülről” láthatjuk (ezáltal a kerek alakzatokat jobban felismerhetjük). A földi geológiai munka módszerei alkalmazhatók lettek más égitesteken: az Apollo-programban a Holdról hoztak mintákat, a Marson roverek helyben vizsgálják a kőzeteket.

Már a Google Earth segítségével is találtak becsapódási krátereket, a 260 méter átmérőjű Hickman-krátert Nyugat-Ausztráliában Arthur Hickman ausztrál geológus fedezte fel,[12] szintén Ausztráliában Mike Fry geológus talált egy 2 kilométer átmérőjű, kráterszerű szerkezetet, ennek vizsgálata 2008 végén folyamatban volt.[13]

A becsapódás modellezésében pedig már szuperszámítógépek is részt vesznek.[14] Ma már kevéssé jelentős, de az 1960-as években mind amerikai, mind szovjet oldalon a becsapódás folyamatának és a krátereknek a megismerését segítette a föld alatti kísérleti hagyományos és atomrobbantások vizsgálata. A létrejövő szerkezetekben (például Baker, Dialpack, Suffield, Prairie Flat, Snowball stb.) a központi szerkezeti kiemelkedés, a kráterperemi suvadások is megfigyelhetők voltak.[15]

Az Eötvös Loránd Geofizikai Intézet kutatói a Baranya vármegyei Magyarmecske és Téseny között egy kör alakú, koncentrikus ellenállás-anomáliát találtak, amelyről feltételezik, hogy egy becsapódási kráter nyoma. Ha ez beigazolódik, akkor itt lenne az első ilyen kráter a Kárpát-medencében, és az első a világon, amelyet műszerekkel fedeztek fel. A további, más módszerekkel is végzett mérések kimutatták, hogy körülbelül 500 méter mélységben, egy körülbelül 3 kilométer átmérőjű közel kör alakú területen az alaphegység ellenállása legalább két nagyságrenddel kisebb, mint az várható lenne, és ugyanebben a zónában a kőzetek szilárdsága és sűrűsége is kisebb.[16]

A becsapódási kráterek kutatása napjainkban

[szerkesztés]

Ma is csak a valósnál nagyságrendekkel kisebb mérettartományú laboratóriumi kísérletek, katonai robbantási kísérletek, valamint elméleti modellek igazolják a kráterek becsapódásos eredetét, hiszen még senki sem látott szilárd felszínű bolygótestbe történő kráterképző becsapódást. A Deep Impact szonda becsapódó egységének 2005-ös ütközése a Tempel 1 üstökössel az első, bár mesterségesen létrehozott, a becsapódás pillanatában megfigyelt ilyen esemény (a kráterről már nem készült kép).

A becsapódásos eredet melletti erős elméleti érv , hogy olyan apró, differenciálatlan égitesteken (tör­me­lé­ke­ken) is találunk krátereket, melyeken vulkáni akti­vi­tás nem lehetséges. A vulkanikus és becsapódásos krá­te­rek pusztán morfológiai alapú megkülönböztetése még ma sem teljes egyértelműséggel megoldott.

Ma egy képződményről makro- és mikromorfo­lógiai, geofizikai, kőzetmikroszkópiai, geokémiai mérésekkel bi­zonyítható becsapódásos eredete. A legfontosabb be­csapódás-indikátorok a sokk metamorfizált kvarc (PDF-ek), a kráter, geofizikai anomália, impakt breccsák, nyomáskúpok, az azonos korú üledék­réteg­ben szferulák, irídium-anomália, megacunami-üledékek (tengeri be­csa­pó­dás­nál). A becsapódásos képződ­mények földtani kuta­tásával foglalkozó tudományág neve impakt sztratigráfia.

A nagy kihalások becsapódással való magyarázatát a 20. században sokáig a meghaladott, 19. századi kataszt­rofista elméletekhez hasonlóan elfogadhatat­lannak, bi­zo­nyít­hatatlannak és nevetségesnek tartották.[17] A korszak fő geológiai alapelve Lyell uniformitarianiz­musa volt.

Az első K/T határbéli geológiai bizonyítékok meg­jele­nés­ével[18] ez a nézet lassan megváltozott. Bár Alvarezék cikküket úgy fejezik be, hogy az irídiumgazdag réteghez tartozó forráskráter meg­talá­lása valószínűtlen, pár éven belül egy mexikói olaj­társaság kutatásai alapján sikerült egy pont ilyen korú, jelentős méretű (a korábbi modelleknek megfelelő) krátert, a Chicxulub-krátert megtalálni a Yucatán-félszigetnél, a felszín alatt.[19] Ma egyre nagyobb teret hódít a neo­katasztrofizmus – bár ma sem állítható egyértel­műen, hogy például a Kréta–tercier kihalási eseményért csak a becsa­pódás lenne felelős.

Sugársávok

[szerkesztés]

A kráterekhez hasonlóan bizonytalanság jellemezte a holdi sugársávok keletkezésére vonatkozó elméleteket. A legkülönbözőbb elképzelések láttak napvilágot a 19–20. század folyamán: sókipárolgás, láva- vagy kristály kitöltés, törések mentén történő hamu vagy porkilövellés, ill. a kráterből kivetett, porrá tört anyag leülepedése.

A kráterek eredete magyar tankönyvek szerint

[szerkesztés]

(Egy paradigmaváltás tükröződései)

  • 1853. “A hold hegyeinek vulkáni eredetét majdnem bizo­nyos­­nak mondhatjuk.” (Schrödler Frigyes. Ford: Jánosi Fe­renc, Mentovich Ferenc, ifj. Szász Károly: A természet könyve Pest)
  • 1902. “A kör alakú mélyedések régen kialudt vulkánok krá­terei. A Hold hegyei vulkáni eredetűek. Az óriási gyűrű­hegy­ségek zilált alakja s a kráterek roppant száma azt bizo­nyítják, hogy a Hold még iszonyúbb és rombolóbb vulkáni működésnek volt színtere mint a Föld.” (Baló - Miklós: Csillagászati földrajz)
  • 1918. “Ezek a kráterek vulkanikus eredetűek, melyek még akkor keletkeztek, mikor a Hold folyékony anyagát gyenge kéreg vonta be s a Föld erős vonzása következtében e vékony kéreg repedésein minduntalan előbuggyant a Hold belsejének folyós anyaga.” (Márki: Földrajz)
  • 1951. “A holdcirkuszok gyűrűalakja [eredetére] két feltevést ismerünk. Az egyik szerint ezeket a krátereket nagy köveknek (meteoritoknak) a bolygóközi térből a Holdra való esése okozta… A másik szerint ősidőkben lefolyt hatalmas vulkanikus működések hatására keletkeztek. Bizonyos feltételek között ezek a műkö­dések nem kitörésekben, hanem lávaömlésekben nyil­vánultak meg. E feltevés szerint, amit A. P. Pavlov aka­dé­mikus, szov­jet csillagász dolgozott ki, a holdcir­ku­szok kihűlt láva­tavak.” (1951/53 Voroncov-Veljaminov: Csillagászattan)
  • 1976. “A krátereket kétféle erő, belső (vulkanikus) és külső (nagyméretű meteoritok becsapódásából eredő) hozta létre.” (Fuha–Kertész: Fizika) (Bratislava)
  • 1998. “A regolitot elképesztő méretű bolygókezde­mény-zápor hozta létre a Hold kialakulásá­val egyidő­ben … Ezeket a képződményeket legtöbb­ször meteori­tek becsapódása alakította ki.” (Szili: Földön innen…)

Morfometria

[szerkesztés]

A kráterek morfometriai vizs­gá­la­takor (alakja különféle mérhető jellemzőinek meghatá­rozásakor) más égiteseken csak távérzékeléses adatokra (optikai, infravörös és radar tartományban készített képekre ill. lézeres magasságmérésre) támaszkodhatunk. A képeken mérések akkor végezhetők, ha azokat egy­séges ortogonális vetületűvé alakítjuk. Ha lézeres magasságmérési adat nem áll rendelkezésre, a kráter domborzati jellemzői mérhetők árnyékhosszméréssel, fotoklinometriával (a lejtésszögre a felszín árnyékolt­ságából következtetve) vagy sztereó képpárból történő magasságméréssel (Schenk 1990, 1996 stb.).

Terminológia

[szerkesztés]

Történeti osztályozás

[szerkesztés]

A kráterek első részletes modern osztályozását az 1960–70-es évek­ben végezték el amerikai és orosz-szovjet kutatók. A táv­csöves észlelésekből már ismertek voltak a kráterek fő jellegzetességei. Howard (1974) azt vizsgálta, hogy ezek a jellemzők milyen méretnél jelennek meg és tűnnek el. Arthur (1963–66) római számokkal jelölt osztályokat állí­tott fel. Az egyszerű-komplex elkülönítést először Dence (1965) használta, földi kráterekre (Melosh, Ivanov 1999). Hartmann és munkatársai (1962, 1971) hozták létre a ma is használatos fő osztályokat (például multiring basin, peak ring crater stb).

A szovjet Florenszkij, Bazilevszkij és Grebennyik (1976) munkájára ma már leginkább csak az orosz szak­cikkekben hivatkoznak, ezért említ­jük ezt ebben a tör­té­neti fejezetben. Ők a Lunar Orbiter és Zond–8 szondák képei alapján végezték el a holdi kráterek osztályo­zá­sát. Minden típust a típuskráterről neveztek el. Ezek leírását munkájuk alapján adjuk meg egyszerűsítve (ezeket ma már csak az orosz szakirodalom használja, az is leginkább a Dawes-típust):

  • Schmidt-típus:egyszerű tál alakú kráter. Átmérőjük pár métertől max. 20 km-ig terjed. Éles, nem teraszos, fokozatosan az aljzatba átmenő peremmel. Típuspéldája még a Marius-A kráter valamint a Barringer-kráter.
  • Dawes-típus: hullámos felszínű, konvex aljzatú. Egyenes lejtőjű. A lejtők néhol terasszal, hirtelen csatlakoznak az aljzathoz. Általában 10–15 km, max. 40 km átmérőjűek. (Ma inkább jellegzetes csuszamlási jelenségei miatt használják a Dawes-típus elnevezést.)
  • Römer-típus: központi csúcsos, teraszos fallal. 20–55 km átm.
  • Tycho-típus: központi csúcsos, szabdalt aljzattal, mely lávafolyásos területre emlékeztet. 25–100 km.
  • Copernicus-típus: mint Tycho, a központi csúcs kevésbé kifejezett, inkább kisebb csúcsok halmaza. 35–100 km.
  • Plato-típus: Nincs központi csúcs. Felszíne sima (talán láva miatt). 19–100 km.

Az 1990-es évekre a marsi lebenyes kráterek terminológiája egyre áttekinthetetlenebbé vált, ezért ennek egységesítésére a Mars Crater Consortium tett kísérletet (Barlow 2000) (lásd: lebenyes kráter).

Nevezéktan, térképezés

[szerkesztés]

A kráter szó a görög kratérből (κρατηρας) (lakomák bor- és víz vegyítésére szolgáló edénye) ered. Az űrkorszak előtt a holdi krátereket gyűrűshegynek is nevezték, valamint az orosz nyelvhasználatban – és onnan fordítva magyar kiadványokban is – cirkusznak is.

1645-ben Michael van Langren készítette el az első nagyszabású Hold-térképet. Ő vezette be a mare/terra fogalmat, de a tu­lajdonnévi tagok, ill. a kráter-elnevezései (híres, akár még élő emberekről, szövetséges uralkodókról ill. földi helyek­ről, nagyvárosokról) nem élték túl őt. Más nevezéktant javasolt a lengyel Hevelius Selenographia című térképein (európai földrajzi neveket) – nevezéktanát protestáns országokban a 18. századig használták. A mai nevezéktan alapja F. Gri­mal­di (térkép) és Giovanni Battista Riccioli (nevezéktan) 1651-es térképe, amelyben csak már elhunyt tudósokról és filozó­fu­sok­ról nevezte el a krátereket; 1838-ban Beer és Mädler, térképük után egyfajta holdi kráter-adatbázist is közzé tettek, amelyben a kisebb (másodlagos) krátereket nagy­betűk­­kel jelezték. Julius Schmidt 1878-ban jelentette meg nagy Holdatlaszát, amelyben több mint 30 ezer krátert ábrázol. Az IAU 1935-ben tette közzé Mary Blagg 1913-ban készült munkája alapján a korábbi, külön­féle rendszerek egysé­gesített, ma is hivatalos változatát. Az 1960–70-es évek­ben a Hold túloldalának fényképezésével a szovjet ku­ta­tók elsősorban szovjet neveket adtak az ottani alakzatok­nak, ezért egy bizottság jött létre, hogy megőrizze a nevek nemzetköziségét: végül többségében amerikai és orosz nevek kerültek a térképre, de mindkét bizottsághoz aján­lá­so­kat te­hettek más nemzetek tudósainak neveire is: így kerül­tek – mindkét félhez történt ajánlások révén – magyar nevek is a Hold túloldalának a térképére. Az alapszabály az, hogy csak már elhunyt tudósokról kaphatnak nevet a kráterek (Néhány esetben még élő amerikai vagy orosz űrhajósok esetén tettek kivételt) (Greeley, Batson 1990).

A többi égitest esetében csak az 1960-as évek óta ismerünk krátereket, így azok neveit kezdettől egy bizottság adta, tehát nincs olyan történeti gyökerük, mint a holdiaknak, viszont ezek is általában Riccioli elveit követik.

Az IAU csak a legnagyobb, illetve a szakirodalomban leg­többet elemzett krátereknek ad külön elnevezést – bolygó­testen­ként más szabályok alapján. A kisebb kráterekre a legtöbb esetben koordinátájával lehet hivatkozni. A marsi és holdi leszállóhelyek közelében található krátereket az adott program résztvevői nevezték el “informálisan” (operational names), de ez maradt a hivatalos elnevezésük is. “Kilóg” a hivatalos nevezéktanból a Titánon elsőként fel­ismert nagy medence, a közelmúltban nem hivatalosan elnevezett Circus Maximus is, ill. az Itokawa kisbolygó japán nevezéktana.

Kráter-katalógusok

[szerkesztés]

A becsapódások – pontosabban meteorit­hullások – első katalógusa 1861-ben jelent meg (Greg 1861).

Orosz katalógusok

[szerkesztés]

A legteljesebb orosz marsi kráter­katalógus az Marsi kráterek morfológiai katalógusa[20] amely az összes (19 ezer) 10 km-es vagy annál nagyobb kráter adatait tartalmazza. Ezekre SAI-indexük alapján lehet hivatkozni (a SAI a Sternberg Astro­nomical Institute rövidítése, ahol a katalógus készült). Ez csökkenő átmérő szerint tartalmazza a marsi krátereket a 470 km átmérőjű Huygenstől (SAI 1) egy 10 km átmérőjű krá­terig (SAI 19308). A katalógis adatbázisa az internetről letölthető. Ugyanez a csoport készítette el a 15 ezer db 10 km-nél nagyobb holdi kráter katalógusát is Zond és Lunar Orbiter felvételek alapján.[21]

Amerikai katalógusok

[szerkesztés]

A Nadine Barlow által a Viking Orbiter képek segítségével 1982 és 1986 között összeállított Catalog of Large Martian Impact Craters 1.0 összesen 42283 db, 5 km-nél nagyobb marsi kráter adatait tartalmazza, mert így még valószínűleg mentes a másodlagos kráterektől.[22][23] A katalógus eredeti célja méret-gyakoriság eloszlási görbe összeállítása volt, és segítségével a marsi relatív kormeghatározás pontosítása. Az eredeti katalógust a Mars Global Surveyor és Mars Odyssey új adatai alapján felújították. Az új (2.0-s) verzió pontosabb domborzati adatok mellett ásványtani és – infravörös mérések alapján – termofizikai adatokat is tartalmaz.[22]

A David Roddy és Nancy Isbell által összeállított másik katalógus 4300 kráter bedigitalizált adatait tartalmazza. Eredeti célja a kráterek keletkezésének mechanikai szempontok szerinti vizsgálata volt. Ezeken kívül számos, több ezer marsi krátert tartalmazó katalógus létezik, melyek különféle szempontokra helyezik a hangsúlyt (lebenyes törmelékterítő, lepusztultság). Ezekre hivatkozások találhatók a Mars Crater Morphology Consortium honlapján.[24]

A marsi kráterek adatbázisát tartalmazó szoftver – pon­tosabban több amerikai adatbázis adatait, így MOLA adatokat[25] is tartalmazó GIS (Integrated Crater Catalog) – az „IMPACT” (Interactive measurement, profiling, and analysis of crater topography).[26] Az interneten is hozzáférhető további képes adatbázisok: Venus Crater Database,[27] Venus Crater Database,[28] Callisto Crater Database,[29] Ganymede Crater Database,[30] Digital Lunar Orbiter Pho­tographic Atlas of the Moon.[31] A John Spray által vezetett kanadai Earth Impact Database (EID 2003) a földi becsapódásos kráterek “hivatalos” katalógusa, mely csak a minden szempontból bizonyítottan becsapódásos krá­terek adatait és referenciáit tartalmazza. Jarmo Moilanen online katalógusa[32] a valamilyen szem­pont­ból kérdéses (57 db probable/ 289 db possible) krátereket is tar­tal­maz­za és azokat is, melyekről egykor felmerült, hogy becsa­pódási eredetűek, de bebizonyosodott, hogy nem azok.

Kapcsolódó szócikkek

[szerkesztés]

Jegyzetek

[szerkesztés]
  1. ↑ Kaali-meteoritkráterek honlapja. [2009. február 7-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. július 2.)
  2. ↑ Jakucs László 1995 Természetföldrajz II. A Föld külső erői. Mozaik Kiadó
  3. ↑ Spudis, Paul D. 1996 The Once and Future Moon. Smithsonian I.P.,
  4. ↑ Gilbert G. K. 1893 The moon’s face: A study of the origin of its features. Bull. Philos. Soc. Wash. 12 pp 241–92
  5. ↑ a b Chapman M. R, Morrison D. 1989 Cosmic Impacts, Cosmic Catastrophes. Mercury, 1989 Nov/Dec.
  6. ↑ Wegener, A., 1921, Die Entstehung der Mondkrater: Braunschweig, Friedrich Vieweg & Sohn, 48 pp.
  7. ↑ például Jakucs László 1995 Természetföldrajz II. A Föld külső erői. Mozaik Oktatási Stúdió.
  8. ↑ Tolmár Gyula 1938 A Naprendszer. Meteorok. In: A Csillagos ég (szerk. Wodetzky József) Magyar Királyi Természettudományi Társulat, Budapest.
  9. ↑ Baldwin, Ralph 1949 The Face of the Moon
  10. ↑ Hartmann 2003 p. 82
  11. ↑ Hédervári Péter 1986: Ismeretlen Naprendszerünk. Kossuth. p. 48
  12. ↑ Derekas, Aliz: Meteoritkrátert találtak Ausztráliában a Google Earth segítségével. Hírek.csillagászat.hu, 2008. május 4. [2008. augusztus 26-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2008. július 28.)
  13. ↑ Sárneczky, Krisztián: Meteoritkrátert talált az opálvadász. Hírek.csillagászat.hu, 2008. december 7. [2008. december 8-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2008. december 7.)
  14. ↑ például Sandia National Laboratories 1997 Comet Crash: Teraflops Computer Simulates Colossal Comet Impact Into Ocean http://www.sandia.gov/media/comet.htm
  15. ↑ például Jones G. H. S. 1976 The morphology of explosion craters with central uplift structures 1976LPICo.259…65J
  16. ↑ Miért különleges a magyarmecskei meteorkráter?, geographic.hu, 2007. február 21.
  17. ↑ a devoni kihalásról lásd például McLaren elméletét: McLaren D. J. 1970. Time, Life and Boundaries. J. of Paleontology 44:801-815, in: McGhee, 1996
  18. ↑ Alvarez, L W., Alvarez, W., Asaro, F., Michel, H. V. 1980. Extraterrestrial Cause for the Cretateous-Tertiary extinction. Science 208: 1095-1108
  19. ↑ Hilderbrand A. R., Penfield G. T., Kring D. A. et al 1991 Chixulub crater: a possible cretaceous/tertiary boundary impact crater on the Yucatan Peninsula, Mexico. Geology 19, pp 861-871.
  20. ↑ Rodionova J (Zh). F. et al (2000) Morphological catalogue of the craters of Mars. ESA-ESTEC-Sternberg Astron. Inst. Online: http://selena.sai.msu.ru/home/Mars_Cat/Mars_Cat.htm Archiválva 2006. október 9-i dátummal a Wayback Machine-ben. (Frissítés: 30-03-2004)
  21. ↑ Rodionova Zh. F., Skobeleva T. P., Karlov A. A. 1985 A morphological catalogue of Lunar craters. LPSC 1985 #706
  22. ↑ a b Barlow N. G. 2003b Status report on the catalog of large martian impact craters, version 2.0. Mars Crater Consortium Workshop VI. #0601
  23. ↑ Barlow N. G. és Bradley T. L. (1990) Martian Impact Craters: Correlations of Ejecta and Interior Morphologies with Diameter, Latitude and terrain. Icarus, 87, 156-179
  24. ↑ Barlow N. G. et al 2003. Utilizing GIS in Martian impact crater studies. ISPRS 2003. márc. http://www.marscraterconsortium.nau.edu/
  25. ↑ Garvin, J. B. and J. J. Frawley, 1998. Geometric properties of martian impact craters: Preliminary results from the Mars Orbiter Laser Altimeter. Geophys. Res. Lett., 25(24), 4405-4408.
  26. ↑ Mouginis-Mark P. J. et al 2003. Geometric Measurements of Martian Impact Craters: Comparison of Measurement Techniques. Mars Crater Consortium Workshop VI. #0606 Weblap: http://www.higp.hawaii.edu/~harold/Impact_Program/Impact.html[halott link]
  27. ↑ Herrick, R. R. Sharpton V. L., Malin M. C., Lyons S. N., and Feely K. 1997, Morphology and Morphometry of Impact Craters U. of Arizona Press, eds. Bougher S. W. , Hunten D. M. , and Phillips R. J. pp. 1015-1046. Online: Venus Crater Database http://www.lpi.usra.edu/ research/vc/vchome.html
  28. ↑ Schaber G. et al. 1992 JGR, v. 97, 13,257, online: Schaber, Tanaka: Venus Crater Database USGS, http://astrogeology.usgs.gov/Projects/VenusImpactCraters/venus_title.html
  29. ↑ Schenk, P. M. 1996a: Callisto Crater Database http://www.lpi.usra.edu/research/cc/cchome.html
  30. ↑ Schenk, P. M. 1996b: Ganymede Crater Database http://www.lpi.usra.edu/research/gc/gchome.html
  31. ↑ Gillis J. J. (ed.) 2004. Digital Lunar Orbiter Photographic Atlas of the Moon http://www.lpi.usra.edu/resources/lunar_orbiter/
  32. ↑ Moilanen, J. 2003 Impacts and meteorites. www.somerikko.net/old/geo/eng.htm

Források

[szerkesztés]
  • Bérczi Szaniszló, Gucsik Arnold, Hargitai Henrik, Horvai Ferenc, Illés Erzsébet, Kereszturi Ákos, Nagy Szabolcs János: A Naprendszer kisenciklopédiája – A Naprendszer formakincse (1): Becsapódások folyamata, nyomai és hatásai. ELTE TTK – MTA Kozmikus Anyagokat Vizsgáló Űrkutató Csoport, 2005. [1]

További információk

[szerkesztés]
Commons:Category:Impact crater
A Wikimédia Commons tartalmaz Becsapódási kráter témájú médiaállományokat.
A lap eredeti címe: „https://hu.wikipedia.org/w/index.php?title=Becsapódási_kráter&oldid=25863919”