Becsapódási kráter

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, melyek meteoritoktól, 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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 keletkezne, mert ilyen csak merőlegesen érkező testtől keletkezhet. Ez hibás előfeltevés volt. Egy közeli, vulkanikus eredetű krátercsoport (Sunset-kráter) is hozzájárult ezen nézetének kialakulásához. A Mare 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 Ray 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. Ezidőszerint 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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 (197475.) 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 megyei 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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 | forrásszöveg szerkesztése]

(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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 | forrásszöveg szerkesztése]

Történeti osztályozás[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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, Baszilevszkij és Grebennik (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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 Langrenus 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 az 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 | forrásszöveg szerkesztése]

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

Orosz katalógusok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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 | forrásszöveg szerkesztése]

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 | forrásszöveg szerkesztése]

Források és hivatkozások[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  • 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]
  1. Kaali-meteoritkráterek honlapja
  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. (Hozzáférés: 2008. július 28.)
  13. Sárneczky, Krisztián: Meteoritkrátert talált az opálvadász. Hírek.csillagászat.hu, 2008. december 7. (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. (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
  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

További információk[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Commons
A Wikimédia Commons tartalmaz Becsapódási kráter témájú médiaállományokat.