Månekrater
Et månekrater er en cirkulær fordybning, som regel flad i bunden, i bunden af jordens måne , som er omgivet af en ringformet hævet væg ( kraterrand ).
Næsten alle månekratere ved påvirkning af meteoritter, der resulterer i slagkrater . Vulkanske kratere er sjældne og små i forhold.
Statistik og morfologi
På den side, der vender mod jorden, har månen omkring 300.000 kratere med en diameter på over 1 km - den er så at sige fyldt med dem. De større strukturer (60 til 270 km) kaldes ringbjerge eller hvalsletter . Deres bund er normalt relativt glat, så man i nogle af dem endda kan se krumningen af månekuglen i det græsende sollys . Som regel kan mindre kratere ses i kraterbunden, som kan spores tilbage til senere stød.
Selvom de største kratere måler 6 til 8 procent af "måneskiven" (månediameter 3478 km), blev de først opdaget efter opfindelsen af teleskopet - sandsynligvis i 1610 af Galileo Galilei . De er særligt tydeligt, når den skygge grænsen (terminatoren) ligger tæt ved to gange om måneden , og krateret væggen kaster lange skygger. Bunden af mange små kratere er så stort set i skygge, hvorfor deres dybde længe er blevet overvurderet.
Et typisk lille krater med en diameter på 5 km har en ret skarp ringvæg, der er 1 km høj, og dens bund er nogle få 100 m dybere end det omkringliggende område. 100 km hvalsletter har vold omkring 1 til 5 km i højden; forholdet er i gennemsnit 1:30 (1:10 til 1:80), så en astronaut, der stod inde, ofte ikke længere kunne se muren. Månens radius er kun en fjerdedel af jorden, så overfladen er buet 4 gange mere. De indvendige vægge er ofte terrasserede og skrånende 20 ° til 30 °; de ydre skråninger er 2 til 3 gange lavere. Kraterets centrum er ofte præget af et centralt bjerg. Alt dette er relateret til dynamikken i en meteoritpåvirkning .
Krater med en koncentrisk dobbeltvæg
Denne sjældne kraterform er et cirkulært krater med en dobbelt væg. Det ser ud til, at et mindre krater er centreret om et større. Et eksempel er Hesiodus A på den sydlige kant af Mare Nubium. Ifølge Interstellarum nr. 40 er ca. 50 af disse kratere kendt; omkring 35 af dem er på kanten af Maria, resten inde i store kratere. De koncentriske dobbeltkratere er ikke jævnt fordelt på månens overflade.
En teori antager, at dette er normale kratere, hvor der er dannet brudzoner. En lavviskøs lava lækkede gennem brudzonerne og løftede klippen opad med den. Denne lava er betydeligt mere tyktflydende end den, som Maria dannede. Flere udbrud af denne lava fra samme brudzone kan også tænkes.
Klassifikation
Ifølge en klassifikation formuleret og anvendt af Charles A. Wood og Leif Andersson i 1978, deles månekratere, der ikke er blevet væsentligt eroderet eller omformet (for eksempel ved oversvømmelse med gennemtrængende lava), opdelt i fem typer:
| Type (type krater) | beskrivelse | størrelse | billede |
|---|---|---|---|
| ALC ( Albategnius C ) | Skålformede kratere med en skarp, glat kant uden et genkendeligt skridtet kraterbund. | op til 20 km |
.png)
|
| BIO ( biot ) | Krater med en skarp, glat kant og enkel udbulning, men med en flad bund, der er tydeligt adskilt fra kraterrandet. | op til 20 km |
.png)
|
| SOS ( Sosigenes ) | Flade kratere med et omfattende gulvareal uden nogen genkendelig terrasser af kratervæggen | 5 til 35 km |
.png)
|
| TRI ( Triesnecker ) | Kraterets rand er stadig skarp, men har riller. Ofte med omfattende, koncentriske jordskred på den indre kratervæg. | 15 til 50 km |
.png)
|
| TYC ( Tycho ) | Flere terrasser på kratervægge, omfattende kratersletter. Randen af krateret er ikke længere skarp, men opdelt i kantninger og toppe. | 30 til 175 km |
|
Fremkomst
Frem for alt blev størstedelen af de store kratere dannet i en fase af dannelsen af solsystemet kendt som det store bombardement , hvor adskillige planetesimaler og mindre kroppe faldt på de planeter og måner, der allerede var dannet.
Når en meteorit falder fra rummet, har den en hastighed på 10 til 70 kilometer i sekundet (30 til 200 gange jordens lydhastighed). Efter stød trænger den op til 100 meter ned i klippen, som kun tager et par tusindedele af et sekund. I løbet af denne korte blinkning omdannes al sin kinetiske energi til varme, og den eksploderer. Det omgivende materiale blæses væk i en kegleform; ved kanten af det resulterende hul danner en del af det en mur.
Når et stort objekt eller en rammer i meget høj hastighed, springer månens overflade tilbage og danner et centralt bjerg . Noget lignende sker, når en kugle falder i vandet: En dråbe hopper op i midten. Denne adfærd kan simuleres godt med semuljegrød .
Generelt rammer en meteorit et krater, der er 10 til 20 gange større end sig selv på grund af dets fordampning og eksplodering. Materialet, der skubbes ud, danner stjerneformede strålingssystemer i nogle ringbjergkæder - sandsynligvis gennem en slags støvsky . Du kan se dem udstråle hundreder af kilometer inden for en radius på 60 kratere under fuldmåne - især tydeligt i de 800 millioner år gamle, relativt unge ringbjergkæder Copernicus , Kepler og Tycho . Da de ikke kaster skygger på Terminator, kan disse stråler kun være flade, lette spor på den mørke månebasalt .
Kortlægning
Den kortlægning af månens kratere begyndte kort efter opfindelsen af teleskopet (1610) og gav anledning til offentliggørelsen af talrige kort over Månen og fra omkring 1800, hele lunar atlas. Den visuelle måling af astronomer blev erstattet fra omkring 1870 af fotografiske optagelser af større observatorier (især Paris og Lick-observatorierne) og udføres nu hovedsageligt ved hjælp af rum- eller månesonder . Det første sådant projekt (komplet billede af månen inklusive månens bagside ) startede i 1966 med NASAs månebane- program.
Se også
litteratur
- Don Wilhelms: Geologisk historie om månen US Geological Survey Professional Paper 1348, 3. Crater Materials (online)
- Charles J. Byrne: Månens største kratere og bassiner. Springer, Cham 2016, ISBN 978-3-319-22031-4 .
Weblinks
- Virtuelt måneatlas
- Moon Craters , USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature
Individuelle beviser
- ^ Charles A. Wood, Leif Andersson: Nye morfometriske data for friske månekratere. I: Lunar and Planetary Science Conference, 9., Proceedings. Pergamon Press, New York 1978, s. 3669-3689.