충격 분화구

태양계의 충돌 크레이터: 왼쪽 위: 토성의 위성 이아페투스의 폭 500km(310mi) 크레이터 Englier 오른쪽 상단: 최근 형성된(2010년 7월~2012년 5월) 화성에 충돌한 분화구. 순수한 광선 분출[1] 시스템을 보여줍니다. 왼쪽 아래: 지구상에서 미국 애리조나 주 플래그스태프 동쪽에 있는 50,000년 된 운석 분화구 오른쪽 아래:달의 남쪽 고지대에 있는 눈에 띄는 분화구 티코

충돌 크레이터는 작은 물체의 초고속 충돌에 의해 형성된 태양계나 그 밖의 다른 고체의 표면에 있는 움푹 패인 곳이에요.폭발이나 내부 ^[2]붕괴로 인해 발생하는 화산 분화구와 대조적으로, 충격 분화구는 일반적으로 주변 지형보다 ^[3]더 낮은 고도에서 솟아오른 림과 바닥을 가지고 있다.달 충돌 크레이터는 아폴로^[4] 계획에 의해 되돌아온 달 바위의 미세한 크레이터와 달 레골리스의 작고 단순한 그릇 모양의 함몰에서부터 크고, 복잡하고, 여러 개의 고리가 있는 충돌 분지에 이르기까지 다양하다.운석 분화구는 지구에 있는 작은 충돌 분화구의 잘 알려진 예이다.

충돌 크레이터는 달, 수성, 칼리스토, 가니메데와 대부분의 작은 달과 소행성을 포함한 많은 고체 태양계 물체들의 지배적인 지리적 특징입니다.지구, 금성, 유로파, 이오, 타이탄과 같이 보다 활발한 지표면 지질학적 과정을 경험하는 다른 행성과 위성에서는 눈에 보이는 충돌 크레이터가 시간이 지남에 따라 침식되거나 묻히거나 변형되기 때문에 덜 흔하다.이러한 과정이 원래의 크레이터 지형 대부분을 파괴한 경우에는 충돌 구조 또는 우주 문제라는 용어가 더 일반적으로 사용됩니다.초기 문헌에서 충돌 분화구의 중요성이 널리 인식되기 전에는 암호 폭발 또는 암호 폭발 구조라는 용어가 현재 지구에서 ^[5]충돌 관련 특성으로 인식되는 것을 설명하기 위해 종종 사용되었다.

수성, 달, 그리고 화성의 남쪽 고지대와 같은 매우 오래된 표면의 분화구 기록은 약 39억 년 전 태양계 내부에서의 강력한 초기 폭격 기간을 기록한다.지구에서의 분화구 생성률은 그 이후로 상당히 낮아졌지만 그럼에도 불구하고 주목할 만한 것은 1~3번의 충돌로 인해 평균적으로 ^[6][7]약 100만 년에 한 번 지름 20킬로미터의 분화구가 생성된다는 것입니다.이것은 지금까지 발견된 것보다 상대적으로 젊은 크레이터가 훨씬 더 많을 것이라는 것을 보여준다.내태양계의 크레이터 속도는 소행성대의 충돌의 결과로 변동하는데, 소행성대는 종종 ^[8]내태양계로 연쇄적으로 보내지는 파편군을 형성한다.8천만 년 전 충돌로 형성된 침례교 소행성군은 충돌률에 큰 급증을 일으킨 것으로 생각된다.외부 태양계의 충돌 크레이터 속도는 ^[9]내부 태양계와 다를 수 있습니다.

비록 지구의 활발한 표면 과정이 충돌 기록을 빠르게 파괴하지만, 약 190개의 지상 충돌 크레이터가 확인되었다.^[10]이것들은 지름이 수십 미터에서 약 300 km(190 mi)까지 다양하며, 지질학적 과정이 오래된 크레이터를 말살하는 경향이 있기 때문에, 그것들은 최근 시대부터 20억 년 이상까지 다양하다.그것들은 ^[11]대륙의 안정적인 내륙 지역에서도 선택적으로 발견됩니다.해저의 측량, 해저의 빠른 변화, 그리고 판구조론의 과정에 의한 해저의 침하로 인해 해저 크레이터가 거의 발견되지 않았다.

충돌 크레이터는 칼데라, 싱크홀, 빙하권, 링 제방, 소금 돔 등을 포함하여 유사해 보일 수 있는 지형과 혼동해서는 안 된다.

역사

광산 기술자인 Daniel M. Barringer는 1903년에 이미 그가 소유하고 있는 운석 크레이터가 우주 기원이라고 확신했다.그러나 당시 대부분의 지질학자들은 화산 수증기 ^{[12]: 41–42} 분출의 결과로 그것이 형성되었다고 추정했다.

1920년대에, 미국의 지질학자 월터 H. 버처는 현재 미국에서 충돌 크레이터로 알려진 많은 유적지를 연구했다.그는 그것들이 어떤 큰 폭발 사건에 의해 만들어졌다고 결론지었지만, 이 힘은 아마도 화산에서 비롯되었을 것이라고 믿었다.그러나 1936년 지질학자 존 D. 분과 클로드 C. 앨브리튼 주니어는 Bucher의 연구를 다시 방문했고 그가 연구한 크레이터는 아마도 ^[13]충돌에 의해 형성되었을 것이라는 결론을 내렸다.

Grove Karl Gilbert는 1893년에 달의 크레이터가 거대한 소행성 충돌에 의해 형성되었다고 제안했다.1949년 Ralph Baldwin은 달의 크레이터가 대부분 충격에서 비롯되었다고 썼다.1960년경, 진 슈메이커는 그 아이디어를 되살렸다.데이비드 H에 따르면. 레비, 진은 "달의 크레이터를 점진적으로 형성되는 것이 아니라 수 초 만에 폭발적으로 형성된 논리적인 충돌 장소로 보았다."프린스턴 대학에서 박사 학위를 취득하기 위해, Harry Hammond Hess의 지도 아래, Shoemaker는 Barringer Mete Crater의 충격 역학을 연구했습니다.슈메이커는 운석 크레이터가 네바다 실험장에서 원자폭탄 실험을 통해 만들어진 두 개의 폭발 크레이터, 특히 1951년 장글 유와 1955년 티포트 에스와 같은 형태와 구조를 가지고 있다고 언급했다.1960년에 에드워드 C. T. Chao와 Shoemaker는 Meteor Crater에서 Coesite (이산화규소의 일종)를 확인했는데, 이것은 이 분화구가 극도로 높은 온도와 압력을 발생시키는 충격으로 형성되었다는 것을 증명했다.그들은 이 발견에 뒤이어 뇌르들링거 리에 있는 석회암 내의 코사이트를 확인함으로써 충격의 ^[12]근원을 증명했다.

충격 변형 기능에 대한 지식으로 무장한 칼라일 S. 캐나다 브리티시컬럼비아 빅토리아에 있는 도미니언 천체물리 관측소와 독일 튀빙겐 대학의 볼프 폰 엥겔하르트의 빌과 동료들은 충돌 크레이터에 대한 체계적인 조사를 시작했다.1970년까지 그들은 잠정적으로 50명 이상을 확인했다.비록 그들의 연구가 논란이 되었지만, 당시 진행 중이던 미국 아폴로 ^[14]달 착륙은 달에 충돌하는 비율을 인식함으로써 입증할 수 있는 증거를 제공했다.달의 침식 과정이 미미하기 때문에 크레이터는 지속된다.지구의 크레이터 비율이 달과 거의 비슷할 것으로 예상할 수 있었기 때문에, 지구는 명백한 크레이터를 세는 것보다 훨씬 더 많은 충격을 받았음이 분명해졌다.

크레이터 형성

충돌 분화구는 고체 물체 간의 고속 충돌을 수반하며, 일반적으로 이러한 물체에서 음속보다 훨씬 더 크다.이러한 초고속 충격은 친숙한 아음속 충돌에서는 발생하지 않는 용해 및 증발과 같은 물리적 효과를 발생시킵니다.지구에서는 대기권 이동의 느린 영향을 무시한 채 우주에서 온 물체의 가장 낮은 충돌 속도는 약 11km/s의 중력 탈출 속도와 같다.가장 빠른 충돌은 역행 근접 포물선 궤도에 있는 물체가 지구에 충돌하는 "최악의 경우" 시나리오에서 약 72km/s로^[15] 발생한다.지구의 중간 충돌 속도는 약 20km/^[16]s이다.

그러나 대기권 이동의 느린 영향은 특히 지구 대기 질량의 90%가 존재하는 최저 12km에서 잠재적 충격 요인을 빠르게 감속시킨다.최대 7000kg의 운석은 일정 고도(퇴적점)에서 대기 항력으로 우주속도를 모두 잃고 지구 중력에 의해 다시 가속하기 시작해 0.09~0.16km/s의 ^[15]끝 속도에 도달한다.유성체가 클수록(즉, 소행성과 혜성) 초기 우주 속도를 더 많이 보존합니다.9,000kg의 물체는 원래 속도의 약 6%를 유지하지만, 900,000kg 중 하나는 이미 약 70%를 보존하고 있다.매우 큰 물체(약 10만 톤)는 대기에 의해 전혀 느려지지 않으며, 사전 분해가 ^[15]일어나지 않을 경우 초기 우주 속도에 영향을 미친다.

이러한 고속에서의 충격은 고체 재료에 충격파를 발생시키며, 충격기와 충격 재료는 모두 고밀도로 빠르게 압축된다.초기 압축 후, 고밀도, 과압축 영역은 충격 크레이터를 생성하는 일련의 이벤트를 설정하기 위해 빠르게 감압되고 격렬하게 폭발한다.따라서 충격 크레이터 형성은 기계적 변위보다는 고폭발물에 의한 크레이터 형성과 더 유사하다.실제로 충격 크레이터 형성에 관여하는 일부 물질의 에너지 밀도는 고폭발에 의해 발생하는 에너지 밀도보다 몇 배 높다.크레이터는 폭발에 의해 발생하기 때문에 거의 항상 원형입니다. 매우 낮은 각도의 충돌만이 상당한 타원형 ^[17]크레이터를 일으킵니다.

이것은 고체 표면에 대한 영향을 설명합니다.하이페리온과 같은 다공질 표면에 대한 충격은 분출 없이 내부 압축이 발생하여 근처의 크레이터를 채우지 않고 표면에 구멍을 뚫을 수 있습니다.이것은 아마도 ^[18]그 달의 '스펀지 같은' 모습을 설명할 수 있을 것이다.

충격 프로세스를 개념적으로 (1) 초기 접촉 및 압축, (2) 굴착, (3) 변형 및 접힘의 세 단계로 구분하는 것이 편리합니다.실제로 일부 지역에서는 이미 수정과 붕괴가 진행 중인 반면 일부 지역에서는 분화구 굴착이 계속되는 등 세 가지 공정 사이에 중복이 있다.

접촉 및 압축

대기가 없을 경우 충격 프로세스는 임팩터가 대상 표면에 처음 닿을 때 시작됩니다.이 접촉은 대상을 가속하고 임팩터를 감속시킵니다.임팩터가 매우 빠르게 이동하기 때문에 감속이 임팩터 전체에 전파되는 데 걸리는 짧은 시간 동안 물체의 후면은 상당한 거리를 이동한다.그 결과 임팩터는 압축되고 밀도는 상승하며 임팩터 내의 압력은 극적으로 증가합니다.큰 충격의 피크 압력은 행성 내부 깊이에서 더 일반적으로 발견되거나 핵 폭발에서 인위적으로 생성된 값에 도달하기 위해 1 TPa를 초과한다.

물리적 용어로 충격파는 접점에서 발생합니다.이 충격파는 팽창하면서 임팩터를 감속하고 압축하며 타깃을 가속하고 압축합니다.충격파 내의 응력 수준은 고체 재료의 강도를 훨씬 초과한다. 그 결과 충격기와 충격 부위에 가까운 대상 모두 돌이킬 수 없을 정도로 손상된다.많은 결정질 광물은 충격파에 의해 고밀도 상으로 변할 수 있다. 예를 들어, 일반적인 광물 석영은 고압 형태의 코사이트와 스티쇼바이트로 변할 수 있다.충격파가 통과할 때 충격과 대상 모두에서 다른 많은 충격 관련 변화가 발생하며, 이러한 변화 중 일부는 특정 지질학적 특징이 충격 분화구에 ^[17]의해 생성되었는지 여부를 판단하기 위한 진단 도구로 사용될 수 있다.

충격파가 감소함에 따라 충격 영역은 더 일반적인 압력과 밀도로 감압됩니다.충격파로 인해 발생하는 손상은 재료의 온도를 상승시킵니다.이 온도 상승은 임팩터를 녹이기에 충분하며, 더 큰 충격에서는 임팩터의 대부분을 증발시키고 타깃의 많은 양을 녹이기에 충분합니다.충격파에 의해 충격에 가까운 표적이 가열될 뿐만 아니라 충격파의 ^[17]붕괴 이면에서 충격으로부터 계속 멀어지게 된다.

굴착

접촉, 압축, 감압 및 충격파의 통과는 모두 10분의 몇 초 이내에 일어나 큰 충격을 줍니다.그 후의 크레이터의 굴착은 보다 천천히 이루어지며, 이 단계에서 물질의 흐름은 대체로 아음속이다.굴착 중에 가속된 대상 물질이 충돌 지점에서 멀어짐에 따라 크레이터가 커집니다.대상의 움직임은 처음에는 아래쪽으로, 바깥쪽으로, 그러나 바깥쪽으로, 위로 이동한다.이 흐름은 처음에 약 반구형 공동을 형성하고, 계속 성장하며, 결국 포물형(볼 모양) 크레이터를 생성하며, 중심은 아래로 밀려나고, 상당한 양의 물질이 분출되며, 지형적으로 높아진 크레이터 가장자리가 위로 밀려난다.이 충치가 최대 크기에 이르면 과도 ^[17]충치라고 합니다.

과도 공동 깊이는 일반적으로 직경의 4분의 1에서 3분의 1입니다.분화구 밖으로 던져진 분출물에는 과도 공동 전체 깊이에서 발굴된 물질이 포함되지 않습니다. 일반적으로 최대 굴착 깊이는 전체 깊이의 약 3분의 1에 불과합니다.그 결과 과도 크레이터 부피의 약 3분의 1은 재료의 토출에 의해 형성되고, 나머지 3분의 2는 재료의 하방, 외방, 상방 변위에 의해 형성되어 상승 테두리를 형성한다.고다공성 물질에 대한 충격의 경우, 상당한 크레이터 부피가 모공 공간의 영구적 압축에 의해 형성될 수도 있습니다.이러한 압축 크레이터는 많은 소행성, 혜성, 작은 달에서 중요할 수 있다.

크레이터를 형성하기 위해 대체 및 배출된 물질뿐만 아니라 큰 충격에서 상당한 양의 대상 물질이 원래 충격기와 함께 용해 및 증발될 수 있습니다.이 충격 용융암 중 일부는 분출될 수 있지만, 대부분은 과도 분화구 내에 남아 처음에는 과도 공동 내부를 코팅하는 충격 용융층을 형성합니다.이와는 대조적으로, 고온의 고밀도 기화 물질은 성장 캐비티 밖으로 빠르게 팽창하며, 그 안에 고체 및 용융된 물질을 운반합니다.이 뜨거운 증기 구름이 팽창하면서, 그것은 대형 핵폭발로 인해 생성된 전형적인 버섯 구름처럼 올라가고 식는다.큰 충격에서 팽창하는 증기 구름은 대기의 몇 배 높이까지 상승하여 자유 공간으로 효과적으로 확장될 수 있습니다.

분화구에서 분출된 대부분의 물질은 몇 개의 분화구 반경 내에 퇴적되지만, 작은 부분은 고속으로 먼 거리를 이동할 수 있고, 큰 충격에서는 탈출 속도를 초과하여 충돌한 행성이나 달을 완전히 떠날 수 있습니다.가장 빠른 재료의 대부분은 충격의 중심 부근에서 배출되며, 가장 느린 재료는 낮은 속도로 림 부근에서 배출되어 림 바로 밖에서 뒤집힌 일관성 있는 이젝트 플랩을 형성합니다.이젝트가 성장하는 크레이터에서 빠져나가면서 거꾸로 된 원뿔 모양으로 팽창하는 커튼을 형성합니다.커튼 안에 있는 개별 입자의 궤적은 대체로 탄도인 것으로 생각된다.

용융되지 않고 비교적 충격이 없는 소량의 재료는 대상 표면과 임팩터 후방에서 매우 높은 상대 속도로 스패닝될 수 있다.스폴링은 물질이 거의 손상되지 않은 행성간 공간으로 방출될 수 있고, 큰 충격에도 소량의 임팩터가 손상되지 않고 보존될 수 있는 잠재적 메커니즘을 제공한다.소량의 고속 재료도 분사에 의해 충격 초기에 생성될 수 있습니다.이는 두 표면이 작은 각도로 빠르게 비스듬히 수렴하고 고온의 충격이 심한 물질이 충돌 속도보다 몇 배 더 큰 속도로 수렴 구역에서 방출될 때 발생한다.

수정 및 축소

대부분의 경우 과도 공동은 안정적이지 않고 중력에 의해 붕괴됩니다.지구에서 직경이 약 4km 미만인 작은 분화구에서는 분화구 벽에서 미끄러져 내려오는 파편과 결합되어 분화구 가장자리가 일부 제한적으로 붕괴되고 충격의 배수가 더 깊은 공동으로 녹는다.그 결과 생긴 구조를 단순 크레이터라고 하며, 그것은 그릇 모양으로 남아 있고 표면적으로는 과도 크레이터와 유사합니다.단순 분화구에서는 원래의 굴착 공동이 붕괴 브레치아, 이젝트 및 용융암 렌즈로 덮여 있으며 중앙 분화구 바닥의 일부가 평평할 수 있다.

행성의 중력에 따라 달라지는 일정한 역치 크기 이상에서는 과도 공동의 붕괴와 수정이 훨씬 더 광범위하며, 그 결과 발생하는 구조를 복합 크레이터라고 합니다.과도 공동의 붕괴는 중력에 의해 추진되며, 중앙 영역의 융기와 림의 내부 붕괴를 모두 포함합니다.중심 상승은 탄성 강도를 가진 물질이 원래 형상으로 돌아가려고 시도하는 과정인 탄성 반동의 결과가 아니라, 강도가 거의 없거나 전혀 없는 물질이 중력 평형 상태로 돌아가려고 시도하는 과정이다.

복잡한 크레이터는 중심부가 융기되어 있으며, 일반적으로 넓고 평평한 얕은 크레이터 바닥과 계단식 벽이 있습니다.가장 큰 크기에서는 하나 이상의 외부 또는 내부 링이 나타날 수 있으며, 구조물은 충격 크레이터가 아닌 충격 분지로 분류될 수 있다.암석 행성의 복합 크레이터 형태학은 크기가 증가하는 규칙적인 순서를 따르는 것으로 보인다. 중심 지형 피크를 가진 작은 복합 크레이터는 타이코와 같이 중심 피크 크레이터라고 불린다. 중간 크기의 크레이터는 중심 피크를 피크의 고리로 대체한다. 예를 들어 슈뢰딩거와 같이.그리고 가장 큰 크레이터는 여러 개의 동심원 지형 고리를 포함하고 있으며, 예를 들어 오리엔탈 분지라고 불립니다.얼음 물체(바위와 반대되는)에서는 중심 피크가 아닌 중심 피크가 있을 수 있는 다른 형태학적 형태가 나타나며, 가장 큰 크기에는 많은 동심원 고리가 포함될 수 있습니다.칼리스토의 발할라가 이런 종류의 한 예이다.

충격 크레이터 식별

폭발하지 않는 화산 분화구는 불규칙한 형태와 화산 흐름 및 기타 화산 물질의 연관성으로 인해 충돌 분화구와 구별될 수 있다.충돌 크레이터는 녹은 암석도 생성하지만,^[5] 대개 특성이 다른 작은 부피로 만들어집니다.

충돌 분화구의 특징적인 특징은 원추형 분화구, 녹은 암석, 결정 변형과 같은 충격 변형 효과가 있는 암석의 존재입니다.문제는 이러한 물질들이 적어도 단순한 크레이터의 경우 깊이 묻히는 경향이 있다는 것입니다.그러나 ^[20][21]그것들은 복잡한 분화구의 융기된 중심에서 드러나는 경향이 있다.

충격은 충격 메타모픽 효과를 발생시켜 충격 부위를 구별되게 식별할 수 있게 한다.이러한 충격 변형 효과에는 다음이 포함될 수 있다.

• 분화구 바닥 아래에 있는 산산조각이 나거나 부서진 암석층.이 층은 "브레치아 렌즈"^[22]라고 불립니다.
• 바위에 ^[23]쉐브론 모양의 무늬인 샤터 콘입니다.이러한 원추는 입자가 고운 암석에서 가장 쉽게 형성된다.
• 고온 암석 유형(모래의 적층 및 용접 블록, 구상암 및 테크타이트 또는 녹은 암석의 유리 스패터 포함).일부 연구자들은 테크타이트의 충돌 기원에 대해 의문을 제기하고 있다. 그들은 테크타이트의 화산 특성을 관찰했다.또한 테크타이트는 일반적인 충격물보다 건조하다(물 함유량이 적다).충돌에 의해 녹은 암석은 화산암과 비슷하지만, 녹지 않은 암석의 파편들을 포함하고, 비정상적으로 크고 부서지지 않은 들판을 형성하며, 지구 내부에서 분출된 화산 물질보다 훨씬 더 혼합된 화학 성분을 가지고 있다.또한 니켈, 백금, 이리듐, 코발트와 같은 운석과 관련된 미량 원소를 비교적 많이 가지고 있을 수 있습니다.참고: 과학 문헌은 종종 충돌 이벤트에만 관련된 작은 분쇄 원뿔과 같은 일부 "충격" 특성이 지상 화산 ^[24]분출에서도 발견되었다고 보고하였다.
• 광물의 ^[25]미세 압력 변형여기에는 석영과 장석 결정의 파단 패턴, 충격 석영의 종류인 흑연과 다른 탄소 화합물 또는 스티쇼바이트와 코사이트에서 파생된 다이아몬드 같은 고압 물질의 형성이 포함됩니다.
• Decorah 분화구와 같은 매설 크레이터는 드릴 코어링, 공중 전자기 저항 영상 촬영, 공중 중력 그라데모리를 ^[26]통해 식별할 수 있습니다.

영향의 경제적 중요성

지구에서 충돌하는 크레이터는 유용한 광물을 만들어냈다.지구에 충돌과 관련된 영향에서 생성된 광석들 중 일부는 철, 우라늄, 금, 구리, 니켈 광석을 포함한다.충격 구조에서 채굴되는 재료의 가치는 ^[27]북미에서만 연간 50억 달러로 추산된다.충격 크레이터의 궁극적인 유용성은 특히 영향을 받은 재료의 특성과 재료의 영향을 받은 시기에 따라 달라집니다.어떤 경우에는 이미 퇴적물이 제 자리에 있었고 그 충격으로 인해 표면으로 떠올랐다.이것들은 "프로제네틱 경제 예금"이라고 불립니다.다른 것들은 실제 충격 중에 만들어졌다.엄청난 에너지가 녹아내렸다.이 에너지의 결과로 형성된 유용한 광물은 "신생 광상"으로 분류된다.후생성 퇴적물이라고 불리는 세 번째 유형은 충격으로 인해 분지가 생성되면서 발생합니다.현대 생활이 의존하는 많은 광물들은 과거의 영향과 관련이 있다.비트바테르스란트 분지의 중심에 있는 브레데포드 돔은 충격 구조에서 채굴된 모든 금의 약 40%를 공급한 세계에서 가장 큰 금광입니다(금광은 광산에서 ^{[28][29][30][31]}나온 것이 아닙니다).이 지역에 충돌한 소행성의 폭은 9.7km였다.서드베리 분지는 직경 ^[32][33]9.7km(6mi) 이상의 충돌체에 의해 발생했다.이 분지는 니켈, 구리 및 플래티넘족 원소의 퇴적물로 유명합니다.캐나다 서스캐처완에 있는 카즈웰 구조물을 만드는 데 영향이 있었다. 그것은 우라늄 퇴적물을 ^[34][35][36]포함하고 있다.탄화수소는 충격 구조 주변에서 흔히 볼 수 있다.탄화수소가 함유된 퇴적 분지의 북미 충돌 구조물의 50%는 유전/가스전을 ^[37][27]포함하고 있다.

화성 크레이터

1960년대부터 화성을 연구하는 많은 임무들 때문에, 화성의 표면에 많은 수의 크레이터가 포함되어 있다.화성에 있는 많은 크레이터들은 달이나 다른 위성들과 다르다. 왜냐하면 화성은 땅속에, 특히 위도가 높은 곳에 있는 얼음을 포함하고 있기 때문이다.얼음이 풍부한 지면에 충돌하여 특별한 모양을 가진 크레이터의 종류로는 받침대 크레이터, 성벽 크레이터, 확장된 크레이터 및 LARLE 크레이터가 있습니다.

크레이터 목록

지구에 충돌하는 크레이터

지구에서, 충돌 크레이터의 인식은 지질학의 한 분야이며, 다른 세계를 연구할 때 행성 지질학과 관련이 있습니다.제안된 많은 분화구들 중에서, 확인된 것은 비교적 적다.다음 20개는 확인되고 잘 문서화된 충격 현장의 샘플이다.

지구 충돌 크레이터 190개^[update](2019년 7월 기준)에 대해 과학적으로 확인된 웹 사이트인 Earth ^[38]Impact Database를 참조하십시오.

일부 외계 분화구

• 칼로리스 분지(수은)
• 헬라스 분지(화성)
• 허셜 분화구(미마스)
• 마레 오리엔탈(달)
• 페트라르카 크레이터(수성)
• 남극 – 아이켄 분지(달)

태양계에서 가장 큰 크레이터

1. 북극 분지 / 보렐리스 분지 (논쟁)– 화성 – 직경 : 10,600 km
2. 남극-에이켄 분지-달-지름: 2,500km
3. 헬라스 분지 – 화성 – 지름 : 2,100km
4. 칼로리스 분지 – 수성 – 직경 : 1,550km
5. 임브리움 분지 – 달 – 지름 : 1,100km
6. 이시디스 평원 – 화성 – 직경 : 1,100km
7. Mare Tracilitatis – 달 – 지름 : 870km
8. 아르기레 평원 – 화성 – 지름 : 800km
9. 렘브란트 – 수성 – 직경 : 715km
10. 세레니타티스 분지~달~지름 : 700km
11. 마레누비움-달-지름: 700km
12. 베토벤 – 수성 – 지름 : 625km
13. 발할라-칼리스토-직경: 600km, 링 직경 4,000km
14. 헤르츠스프룽 – 달 – 지름 : 590km
15. 터기스 – 이아페투스 – 직경 : 580km
16. 아폴로-달-지름: 540km
17. 엥겔리에 – 이아페투스 – 직경 : 504km
18. 마말디-레아-직경: 480km
19. 호이겐스 – 화성 – 지름 : 470km
20. 스키아파렐리 – 화성 – 지름 : 470km
21. 레아실비아 –4 베스타 – 직경 : 460km
22. 게린-이아페투스-직경: 445km
23. 오디세우스 – 테티스 – 직경 : 445km
24. 코롤레프 – 달 – 지름 : 430km
25. 팔사론 – 이아페투스 – 직경 : 424km
26. 도스토예프스키-수성-직경: 400km
27. 멘르바 – 타이탄 – 직경 : 392km
28. Tolstoj – Mercury – 직경 : 390km
29. 괴테 – 수성 – 직경 : 380km
30. 말프리미스 – 이아페투스 – 직경: 377km
31. 티라와 레아 직경 : 360km
32. 오리엔탈 분지 – 달 – 지름 : 350km, 링 포함 직경 930km
33. Evander – Dione – 직경 : 350km
34. 에피게우스 – 가니메데 – 직경 : 343km
35. 거트루드 – 티타니아 – 직경 : 326km
36. Telemus – Tethys – 직경 : 320km
37. 아스가르드 – 칼리스토 – 직경 : 300km, 링 직경 1,400km
38. Vredefort 충격 구조 – 접지 – 직경 : 300km
39. Kerwan – Ceres – 직경 : 284km
40. Powehiwehi – Rhea – 직경

달에는 300km보다 큰 충돌 크레이터/분지가 약 12개, 수성에 5개, ^[39]화성에 4개 더 있다.토성의 위성 디오네, 레아, 이아페투스에서도 이름이 밝혀지지 않았지만 대부분 300km보다 작은 대형 분지를 발견할 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

참고 문헌

• Baier, Johannes (2007). Die Auswurfprodukte des Ries-Impakts, Deutschland. Documenta Naturae. Vol. 162. Verlag. ISBN 978-3-86544-162-1.
• Bond, J. W. (December 1981). "The development of central peaks in lunar craters". The Moon and the Planets. 25 (4): 465–476. Bibcode:1981M&P....25..465B. doi:10.1007/BF00919080. S2CID 120197487.
• Melosh, H. J. (1989). Impact Cratering: A Geologic Process. Oxford Monographs on Geology and Geophysics. Vol. 11. Oxford University Press. Bibcode:1989icgp.book.....M. ISBN 978-0-19-510463-9.
• Randall, Lisa (2015). Dark Matter and the Dinosaurs. New York: Ecco/HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.
• Wood, Charles A.; Andersson, Leif (1978). New Morphometric Data for Fresh Lunar Craters. 9th Lunar and Planetary Science Conference. 13–17 March 1978. Houston, Texas. Bibcode:1978LPSC....9.3669W.

추가 정보

• Mark, Kathleen (1987). Meteorite Craters. Tucson: University of Arizona Press. Bibcode:1987mecr.book.....M. ISBN 978-0-8165-0902-7.

외부 링크

• Wikimedia Commons의 Impact Crater 관련 미디어
• 캐나다 크레이터 데이터베이스의 지질 조사, 172개의 충격 구조
• 지상 운석 크레이터의 공중 탐사
• Meteor Crater Viewer Google 지도 페이지(전 세계 Meteor Crater 위치 포함)
• Solar view:지상 충격 크레이터
• 달 및 행성 연구소 슬라이드쇼: 사진 포함