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Science-fiction yesterday, fact today- obsolete tomorrow.
- Otto O. Binder
| Einführung |
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Einschlagskrater sind auf den meisten planetarischen Körpern völlig gewöhnliche Erscheinungen, weil Projektile (wie z.B. Meteoroiden, Asteroiden und Kometen) seit Milliarden Jahren mit planetarischen Oberflächen kollidierten. Projektile, die die Erdatmosphäre durchqueren können, schlagen bei einer Geschwindigkeit von Zig Kilometern pro Sekunde mit genügend Energie auf der Oberfläche ein, um Schockwellen im Krustengestein zu verursachen. Diese Schockwellen breiten sich aus und produzieren Krater durch den Auswurf von Dämpfen, geschmolzenem Gestein, heißen Partikeln und Bruchstücken, abrasierten oder ausgebrochenen Felsen und großen Blöcken [Melosh, 1989]. Bei diesem Prozeß wird das tiefste Ziel material in nächster Nähe des Kraterrandes geworfen und das oberste Material am weitesten vom Rand entfernt abgelagert. Allgemein haben Einschlagskrater einen kreisrunden Umriß, einen erhöhten Rand und eine im Vergleich zum Durchmesser geringe Tiefe. Der Krater ist umgeben von Ejekta, die in ihrer Stärke vom Kraterrand ausgehend abnehmen. Wegen der dichten venerischen Atmosphäre weichen manche Aspekte der Kraterentstehung und -morphologie auf der Venus von denen auf anderen Körpern ab.
Es gibt eine allgemeine Zunahme in der Morphologie zwischen großen, mittleren und kleinen Kratern: große Krater sollten verschiedene Ringe und flache Böden haben; mittlere Krater neigen zu einem Zentralgipfel und flachen Böden; kleine Krater haben einen einfach rauhen schüsselförmigen Boden. Einschlagskrater unterliegen auf verschiedenen Planeten einem weiten Bereich an Abtragungen und eignen sich so zu nützlichen Indikatoren für die Neugestaltung oder Modifikation der Oberflächen. Auf der Erde werden Krater von Wetterprozessen sehr schnell abgetragen und letztendlich zerstört. Im Gegensatz dazu bleiben die Krater auf der Venus unverändert, weil sie jung sind, und es gibt sehr wenig Wetter, das Auswirkungen auf sie entwickeln könnte.
Einschlagskrater sind beliebig aber gleichmäßig über die Oberfläche der Venus verteilt. Die Verkraterung auf terrestrischen Planeten bietet eine Art Aufzeichnung von zwei unterschiedlichen Perioden, einer frühen Periode eines starken Bombardements und einer anderen eines Bombardements von Asteroiden und Kometen, die erst kürzlich auftrat. Venus zeigt keine derartigen Aufzeichnungen eines starken Bombardements, was ein Hinweis darauf ist, daß ihre Oberfläche erst vor etwa 300 bis 500 Millionen Jahren sich in ihrer heutigen Form gestaltete. Der Großteil der Krater auf Venus scheint unberührt, weil sie entstanden, nachdem die Venus eine neue Oberfläche erhielt; es gab sehr wenig geologische und Wetteraktivitäten, die die Karter abgetragen oder zerstört hätten [Schaber et al., 1992]. Venus hat weniger kleine Krater als irgend ein anderer Planet. Kleine Projektile verdampfen oder zerbrechen in der Atmosphäre der Venus, bevor sie die Oberfläche erreichen. Viele Krater weisen radarhelle oder -dunkle Halos auf, und eine ganze Anzahl Krater haben Ablagerungen, die sich parabolisch weit erstrecken und nach Westen geöffnet sind [Campbell u.a., 1992]. Ein einmaliges Merkmal für Krater auf der Venus sind radarhelle Ausflußablagerungen, die sich über große Distanzen der örtlichen Topographie folgend erstrecken [Asimow und Wood, 1992].
Die Einschlagsursprünge von Kratern werden nach einer Gruppe von Kriterien bestimmt. Die geeignetsten Merkmale, die den Ursprung am besten bestimmen lassen, sind: (1) ein kreisrunder Umriß der Kraterkante; (2) Flanken, die sich sanft über die Umgebung erheben; (3) Böden mit geringerer Erhebung als die in der Umgebung; (4) ein Teppich von Ejakta um den Krater und (5) ein inneres Becken in sehr großen Kratern. Der Einschlagskrater Danilova auf Venus besitzt einen Durchmesser von 48 Kilometern. Er besitzt einen Zentralgipfel, eine Kraterwand, einen Kraterboden, einen Ejaktateppich sowie Ablagerungen von Kraterausflüssen (siehe auch die geologische Skizze des Kraters) .
Der Ejaktateppich und der kreisrunde Kraterrand sind auf Radaraufnahmen sehr hell, weil viele kleine Facetten senkrecht zur Einfallrichtung des Radars liegen. Typischerweise scheint die Kraterwand, die zum Radar hin stürzt, verdichtet, während die Wand, die vom Radar weg abfällt, gestreckt aussieht. Wände, die parallel zum einfallenden Radar liegen, besitzen mittlere Helligkeit und Breite.
Die Symmetrie eines Kraters hängt vom Winkel ab, mit dem das Projektil, das den Krater schlug, auftraf. Krater, die auf einen Einschlag senkrecht zur Oberfläche zurückgehen, neigen zur Punktsymmetrie: die Randgrate sind grob überall gleich hoch und konzentrisch mit dem Kraterbodenumriß, während die Flanken in alle radialen Richtungen gleich scheinen. Dennoch entstanden die meisten Krater durch Projektile, die auf geneigten Flugbahnen mit der Oberfläche kollidieren. Ist dieser Winkel sehr flach, besitzt der entstehende Krater eine Achsensymmetrie entlang der Flugbahn, mit den höchsten Randgraten in Flugrichtung und den niedrigsten entgegengesetzt, wobei sich die Kraterflanken in Flugrichtung weiter erstrecken als ihr entgegen.
Venerische Einschlagskrater haben entweder einen radarhellen oder -dunklen Kraterboden, oder beides. Die Helligkeit auf den Magellanaufnahmen scheint vom zufälligen Einfallswinkel des Radars abzuhängen, von der Größe des Kraters, dem Terrain, in dem der Krater entstand, und der Fülle an Lava oder Einschlagsschmelze, die hineinlief.
Schaber u.a. [1992] klassifizierten die Einschlagskrater, die auf den Aufnahmen der Magellansonde zu sehen waren, in sechs morphologische Typen.
Kleine, einfache schüsselförmige Krater, wie sie auf Mond und Mars ganz normal sind, sind auf Venus dümm gesät. Stattdessen bilden kleine Krater auf Venus enge Trauben und überlappen sich.
Die Aufnahmen von Venera 15/16 und Arecibo enthüllen verschiedene kreisförmige Merkmale, die sowohl Einschlagskrater als auch vulkanische Erschienungen darstellen. Cleopatra, mit 105 Kilometer Durchmesser in den Maxwell Montes gelegen, ist eine der umstrittenen Erscheinungen. Ursprünglich wurde sie als eine Caldera auf dem Gipfel eines riesigen vulkanischen Konstrukts aufgefaßt [Masursky u.a., 1980]. Ausgehend von den Bildern von Venera 15/16 und Arecibo interpretierten Basilevsky und Ivanov [1990] Cleopatra als Ringgipfelstruktur, was für eine Einschlagsentstehung spricht. Dennoch, das Fehlen von Beweisen für Kraterrandablagerungen und die hohe Tiefe von Cleopatra sowie die umfangreichen Ablagerungen in den Ebenen im Osten, die scheinbar aus dem Krater stammen, führten Schaber u.a. [1986] zur Annahme, sie ginge auf einen vulkanischen Ursprung zurück.
Wissenschaftler benutzten die hochauflösenden Aufnahmen der Magellan zur Lösung des Rätsels um den Cleopatra-Krater. Diese Bilder zeigen ein inneres und ein äußeres Becken sowie rauhe Ejaktaablagerungen. Obwohl der Kraterrand denen von vulkanischen Calderas gleicht, liefern die Ejakta und das innere Becken zwingende Beweise dafür, daß die Struktur auf einen Einschlag zurückgeht. Die Ejaktaablagerungen um Cleopatra scheinen unvollständig zu sein und erstrecken sich nicht so weitläufig, wie es bei einem Krater dieser Größenordnung zu erwarten wäre, möglicherweise weil der Krater mehr in den Hochebenen als im Flachland liegt. Die Ejakta können als solche identifiziert werden, weil sie rauher sind und höhere Neigungen besitzen als das umgebende Terrain.
Flüsse aus Einschlagsschmelze oder Lava von Vulkanismen, die der Einschlag auslöste, durchbrachen den Kraterrand und füllten die Zwischenräume an der Ecke des Bildes oben rechts. Diese Flüsse und der Kraterboden sind radardunkel, weil sie glatter sind als ihre Umgebung.
Der Meadkrater ist mit seinem Durchmesser von 280 Kilometern der größte Einschlagskrater auf Venus. Den inneren Ring hält man für den ursprünglichen Rand des Kraterlochs, während der äußere Steilhang als Ausdruck einer Ringauffaltung aufgefaßt wird, die flankierende Flankenterrassen entlang abgerutscht ist [Schaber u.a., 1992]. Die umgebende Ebene ist mit feinem Geröll bedeckt, das das Radarecho abschwächt und auf dem Bild dunkler erscheint. Der Boden ist von verschiedenen großen Brüchen durchzogen, die sich auf dem Bild als helle Linien zeigen. Ejekta aus dem Krater erscheinen als diffuse Flecken um den Kraterrand und sind heller als die umgebende Ebene, weil sie rauher sind und mit mehr Gefälle zum Radar ausgerichtet sind. Das Gefälle vom Kraterrand zur Kratermitte liegt bei annähernd 1,0 Kilometern. Das ist für einen Krater der Größe von Mead ausgesprochen flach; eventuell hat Mead eine Entspannung seines Bodens erfahren, oder es hat eine riesige Menge Materials den Kraterboden überflutet.
Der Yablochkinakrater zeigt verschiedene interessante Merkmal: eine radardunkle und radarhelle Ausflußablagerungen. Der Krater und seine Ejakta sind von einer dunklen Halo umgeben. Ungefähr die Hälfte aller Einschlagskrater sind teilweise oder vollständig von Halos umgeben [Phillips u.a., 1991]. Die Halos repräsentieren möglicherweise glatte Gegenden mit geringer Oberflächenrauheit. Atmosphärische Druckwellen könnten die Strukturen in der Größe der entsprechenden Wellenlänge des vorhandenen Terrains entfernt und pulverisiert haben, als der Meteoroid die dicke Atmosphäre durchdrungen hatte, und so die dunklen Ränder produziert haben. Alternativ dazu könnte sich auch feines Material abgelagert haben, das zurückgeht auf die Zerstörung von Material des vorherigen Gebiets oder des Meteoroiden, als dieser durch die Atmosphäre drang und an der Oberfläche explodierte, bevor der Krater entstand. Zusätzlich zu den dunklen Halos besitzen viele Krater auf Venus auch noch helle, von denen man ebenfalls denkt, daß sie von diesen Druckwellen der Atmosphäre verursacht wurden.
Was den Yablochkina-Krater ebenfalls an verschiedenen Stellen, insbesondere im Nordosten, umgibt, sind Ablagerungen oder Flüsse, die oft heller sind als die Kraterejakta. Diese Flüsse entspringen hauptsächlich abwärts vom Einschlagspunkt. Die großen Distanzen, die diese Ablagerungen zurückgelegt haben, und der Umstand, daß sie der Topographie folgten, legen den Verdacht nahe, daß sie aus Material bestehen, das sehr dünnflüssig ist [Schaber u.a., 1992].
Kleinere Impaktoren dürften beim Eintritt in die Atmosphäre der Venus zerbrechen [Basilevsky u.a., 1987]. Mit Ausnahme der kleinsten Vertreter in manchen Kratertrauben konnten keine Krater mit weniger als drei Kilometern Durchmesser beobachtet werden [Phillips u.a., 1991]. Das Bild „Dunkle Flecken auf einem Lavafluß“ zeigt drei dunkle Kleckse auf einem Lavafluß. Der Einschlagskrater auf dem Klecks rechts zeigt, daß der Meteoroid nicht vollständig zerstört wurde und die Oberfläche erreichte, wo er den Krater produzierte. Dennoch wurde ein Großteil des Meteoroiden zerstört und seine Überbleibsel und&odel Schockwellen schufen die dunklen Marken, die den Krater umgeben. Die anderen beiden Flecken, in der Bildmitte und ganz links, weisen keine zugehörigen Einschlagskrater auf, was darauf hinweist, daß nur eine Schockwelle die Oberfläche verformt hat. Ein Beweis daf&ujuml;r, daß diese Flecken Materialablagerungen repräsentieren, ist der Wechsel der Helligkeit des darunter liegenden Lavaflusses ausgehend von den Flecken. Der dunkle Rand links weist Windspuren auf, was vermuten läßt, daß der Klecks aus Material besteht, das fein genug ist, um vom Winde verweht zu werden.
Der Großteil der Einschlagskrater auf Venus (62%) ist ursprünglich und unverändert [Schaber u.a., 1992]. Dies deutet darauf hin, daß die Einschlagskrater keine bedeutenden Veränderungen von oberflächlichen Prozessen erfahren haben. Nur in wenigen Fällen wurden Krater von Lavaflüssen oder tektonsichen Bewegeungen verändert. Ein Beispiel dafür ist der Krater Somerville, einem 37 Kilometer großen Krater in der Beta Regio, der von vielen Brüchen und Auffaltungen zerschitten wurde. Der Krater wurde von der Entstehung eines Grabens halbiert, der bis zu 20 Kilometer breit und offensichtlich ziemlich tief ist. Ein Nord-Süd-Profil durch die Mitte dieses Kraters macht das Resultat eines Abrutschens sichtbar. Der Großteil des Zentralgipfels ist als heller Punkt in der Mitte des Kraters sichtbar. Es ist auch ein radarheller Ejaktateppich zwischen den Brüchen zu erkennen. Ein kleiner Ausschnitt der östlichen Hälfte des Kraters ist auf der entfernten Seite des Grabens sichtbar. Während die meisten großen Einschlagskrater radardunkle Böden aufweisen (wahrscheinlich wegen des Austretens flüssiger Lava ind en Kraterboden nach der Entstehung des Kraters), sind Krater, die nicht von mit den Einschlagsprozessen verbundenen Vulkanismen verädert wurden, auf der Venus ausgeprochen selten.
Eine dieser Raritäten ist Alcott, ein 63 Kilometer großer Krater, der weitgehend von Lava überflutet wurde. Ein Überbleibsel der rauhen, radarhellen Radialejakta sind außerhalb des südöstlichen Kraterrands erhalten. Die große, zwischenraumartige Vertiefung im Südwesten ist eine Rille oder Kanal, durch den einst Lava floß; die radarhelle Ostseite und der radardunkle Westen deuten eine Einlagerung mit steilen Hängen an. Die Gegenwart von teilweise von Lava überfluteten Kratern wie diesen ist wichtig für das Verständnis der Geschwindigkeit, mit der die Oberfläche der Venus durch Vulkanismus neu gestaltet wird. Der Mangel an überfluteten Kratern legt nahe, daß die Oberfläche von Lavaflüssen vor 500 Millionen Jahren bedeckt war, die alle bestehenden Krater unter sich begruben [Schaber u.a., 1992]. Diesem Modell entsprechend repräsentieren die Krater, die auf den heutigen Magellanaufnahmen zu sehen sind, Einschläge, die nach diesem Ereignis der Obeflächenerneuerung stattfanden, und es gab seitdem sehr wenig vulkanische oder andere Obeflächenerneuerung.
| Ansichten venerischer Krater |
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Danilovakrater
-26.4° Breite, 337.2° Länge;
49 Kilometer Durchmesser; Zentralgipfelkrater
Das erste Bild zeigt den Einschlagskrater Danilova auf der Venus, wie er
sich der Magellansonde präsentierte. Der KRater weist einen Zentralgipfel,
eine Krater wand, einen Kraterboden, einen Ejaktateppich und
Kraterausflußablagerungen auf. Das zweite Bild ist eine geologische
Skizze des Kraters.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Golubkinakrater
60.30° Breite, 286.55° Länge;
30.1 Kilometer Durchmesser; Zentralgipfelkrater
Dies ist eine Magellanaufnahme des Kraters Golubkina. Der 30,1 Kilometer
große Krater wird charakterisiert von terassenartigen inneren Wänden
und einem Zentralgipfel, wie er für
Einschlagskrater auf Erde, Mond und Mars typisch ist. Die inneren Wände
mit ihren Terrassen nahmen ihre Form spät in der Entstehung des Kraters
an, weil der durch den Einschlag entstandene ursprüngliche Hohlraum
einstürzte. Der Zentralgipfel entstand durch den Rückprall des
inneren Kraterbodens. Der Krater wurde nach der russischen Bildhauerin Anna
Golubkina benannt.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Golubkina in 3D
Dies ist eine computergenerierte, perspektivische 3D-Ansicht des
Golubkinakraters.
(Courtesy NASA/JPL)
Cleopatra Crater
65.90° Breite, 7.00° Länge;
105 Kilometer Durchmesser; Doppelringkrater
Die Daten der Magellan-Sonde beiwsen, das die einst für eine
vulkanische Caldera gehalten Cleopatra ihrer Ursprung in einem Einschlag hatte.
Ein kleiner Ejaktateppich um den Kraterrand ist genauso wie ein inneres
radardunkles Becken am Kraterboden zu sehen. Das Licht fällt von links
in einem Winkel von 25 Grad ein.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Mead Krater
12.50° Breite, 57.20° Länge;
280 Kilometer Durchmesser;
Multiringkrater
Mead ist mit seinem Durchmesser von 280 Kilometern der größte
Einschlagskrater auf Venus. Der KRater besitzt einen inneren und einen
äußeren Ring sowie einen Ejaktatepich um den äußeren
Ring. Der Kraterboden ähnelt morphologisch der Umgebung sehr stark.
Die dunklen vertikalen Bänder, die durch das Bild verlaufen, sind beim
Bearbeiten der synthetic aperature radar (SAR) Daten entstanden.
Das Licht fällt von links in einem Winkel von 45 Grad ein.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Yablochkina Krater
48.27° Breite, 195.15° Länge;
63 Kilometer Durchmesser; Doppelringkrater
Der Yablochkinakrater weist zwei interessante Merkmale auf: eine radarhelle
Halo und radardunkle Ausflußablagerungen. Der Krater und seine Ejakta
sind von einer dunklen Halo umgeben, die möglicherweise auf glatte
Flächen mit geringer Oberflächenrauheit zurückzuführen
sind.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Kratertraube
25.6° Breite, 336.0° Länge;
1,5 Kilometer Durchmesser; unregelmäßiger Krater
Ein kleines Projektil zerbrach in der Atmosphäre zu vier
Bruchstücken, die nahezu gleichzeitig einschlug und damit diese
Kratertraube formten. Das Licht fällt von links in einem Winkel von 38
Grad ein.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Dunkle Kleckse auf Lavaflüssen
Der Klecks rechts enthält einen Krater, die anderen
(in der Mitte und links au&azlig;en) nicht. Die diffusen Grenzen der Kleckse
und die Windspuren des Kleckses links deuten an, daß die Kleckse
aus feinem Geröll bestehen. Die Radarbeleuchtung fällt von
links in einem Winkel von 30 Grad ein.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Somerville Krater
29.95° Breite, 282.90° Länge;
37 Kilometer Durchmesser; Zentralgipfelkrater
Der Somervillekrater wird in der Mitte von einem Grabenbruch zerteilt.
In Nord-Süd-Richtung ist ein Profil im Graben zu erkennen. Die
östliche Hälfte ist gegenüber dem Graben zu sehen. Die
Beleuchtung fällt mit einem Winkel von 42 Grad ein.
(Courtesy Calvin J. Hamilton)
Alcott Krater
-59.50° Breite, 354.55° Länge;
62,7 Kilometer Durchmesser; Krater mit strukturlosem Boden
Der Alcottkrater wurde umfangreich von Lava überflutet. Ein
Überbleibsel der radarhellen Ejakta ist außerhalb des
südöstlichen Kraterrands erhalten. Die Beleuchtung fällt in
einem Winkel von 27 Grad ein.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Addams Krater
-56.10° Breite, 98.90° Länge;
90 Kilometer Durchmesser; Doppelringkrater
Der Addamskrater ist wegen seines weitläufigen Ausflusses bemerkenswert,
der sich über 600 Kilometer über den Kraterrand hinaus erstreckt.
Wegen der hohen Temperaturen und des hohen Luftdrucks an der Oberfläche
der Venus produzieren Einschläge auf Venus mehr
Einschlagsschmelze als auf anderen Planeten. Die
Ausflußablagerungen sind sehr dünn. Ihre Richtung folgt der
örtlichen Topographie.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
| Referenzen |
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Dieser Artikel wurde von Ford [1993], Kapitel 7, durch Catherine M. Weitz abgeleitet.
Asimow, P. D. and J. A. Wood. "Fluid outflows from Venus impact craters: Analysis from Magellan data." Journal of Geophysical Research, v. 97, p. 13,643-13,665, 1992.
Basilevsky, A. T. and B. A. Ivanov. "Cleopatra crater on Venus: Venera 15/16 data and impact/volcanic origin controversy." Geophysical Research Letters, v. 17, no. 2, p. 175-178, 1990.
Basilevsky, A. T. et al. "Impact craters of Venus: A continuation of the analysis of data from the Venera 15 and 16 spacecraft." Journal of Geophysical Research, v. 92, p. 12,869-12,901, 1987.
Campbell, D. B. et al. "Magellan observations of extended impact crater features on Venus." Journal of Geophysical Research, v. 97, p. 16,249-16,277, 1992.
Ford, John P. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. Jet Propulsion Laboratory Publication 93-24, p. 75-92, 1993.
Masursky, H. et al. "Pioneer Venus radar results: Geology from images and altimetry." Journal of Geophysical Research, v. 85, p. 8232-8260, 1980.
Melosh, H. J. Impact Cratering-A Geologic Process. Oxford Monograph Geological Geophysical, no. 11, New York: Oxford University Press, 1989.
Phillips, R. J. et al. "Impact craters and Venus resurfacing history." Journal of Geophysical Research, v. 97, p. 15,923-15,948, 1992.
Schaber, G. G. et al. "Cleopatra crater on Venus: New evidence for a volcanic origin." LPSCXVII, p. 762-763, 1986.
Schaber, G. G. et al. "Geology and distribution of impact craters on Venus: What are they telling us?" Journal of Geophysical Research, v. 97, p. 13,257-13,301, 1992.
Copyright © 1997-1999 by Calvin J. Hamilton, übersetzt von Michael Wapp. Alle Rechte vorbehalten.
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