Otisky kosmických katastrof
 Už s pomocí malého dalekohledu zjistíme, že povrch našeho souputníka je doslova poset kruhovými prohlubněmi různých velikostí. Původ těchto kruhových prohlubní, které označujeme jako krátery (z lat. crater – pohár, mísa), byl dlouhou dobu neznámý. Dnes však víme, že tyto útvary vznikly při dopadech velkých kosmických těles na povrch Měsíce.
I když v současnosti známe asi 150 kráterů dopadového (impaktního) původu i ze Země, měsíční povrch stále představuje tu nejskvělejší rezervaci stop po dopadech kosmických těles. Na Zemi totiž impaktní krátery ohlazuje působení vody a větru, pohřbívají je vody oceánů nebo nově vznikající pohoří. Na Měsíci ovšem žádný takový proces nepůsobí, a tak i stovky milionů roků staré krátery zde přetrvávají bez větší újmy. Náš souputník má však pro studium impaktních kráterů oproti jiným tělesům Sluneční soustavy ještě jednu velkou přednost – je k nám velmi blízko, a tak stopy dávných katastrof můžeme snadno pozorovat i malými dalekohledy.
Velikost měsíčních kráterů je velmi různorodá: od mikroskopických důlků zjištěných na vzorcích lunárních hornin, až po gigantické pánve s průměrem přes 1000 km. I když mezi stovkami tisíc měsíčních kráterů rozeznatelných ze Země nenajdeme dva, které by byly naprosto stejné, můžeme mezi nimi vysledovat řadu společných znaků, jež závisejí především na velikostí kráterů.
Jednoduché krátery:
Mají mísovitý tvar a mírně zdvižený kráterový okraj. Mezi typické zástupce jednoduchých měsíčních kráterů lze zařadit kráter Moltke s průměrem 7 km nebo kráter Linné. Mísovitá prohlubeň, kterou u jednoduchých kráterů pozorujeme, ovšem není jejich skutečným dnem. Na skutečném dně těchto prohlubní totiž leží množství sutě napadané zpět do kráteru po jejich vymrštění během impaktu. Zmíněné znaky mívají na Měsíci krátery do průměru zhruba deseti kilometrů.
Větší stopy po dopadech už nemají přesně definované parabolické dno a proto bývají označovány za přechodový stupeň mezi jednoduchými a komplexními krátery. Typickým představitelem této skupiny je kráter Bessel s průměrem 16 km a hloubkou 2 km.
Barringerův kráter v Arizoně je dnes klasickým představitelem impaktních kráterů na Zemi. Má průměr 1200 m, hloubku 150 m a jeho valy se zdvihají do výšky asi 50 m nad okolní krajinu. Kráter vznikl při dopadu železného meteoritu o velikosti několika desítek metrů před asi 50 000 lety.
Komplexní krátery:
Od jednoduchých kráterů se odlišují především přítomností vyzdviženého pahorku nebo skupiny pahorků ve středové části kráterů. Středové vrcholy začínají být patrné u měsíčních kráterů s průměrem nad 20 kilometrů (u pozemských kráterů je středový vrchol patrný již u kráterů s průměrem nad 5 km) a vznikají v důsledku změny toku sil, jež impaktní strukturu vytvářejí. Významným znakem komplexních kráterů je rovněž terasovité uspořádání vnitřních stěn jejich valů, které vznikly postupnými gravitačními sesuvy. Typickými představiteli komplexních kráterů jsou Tycho (průměr 85 km) nebo Koperník (průměr 93 km).
Scénář vzniku komplexního kráteru:
1. Měsíční krátery vznikají při dopadech velkých kosmických těles (meteoroidů, kometárních jader nebo planetek), která se pohybují rychlostí i několik desítek kilometrů za sekundu. Obrovská kinetická (pohybová) energie dopadajícího tělesa (impaktoru) se při střetu s měsíčním povrchem rychle přenáší do podloží prostřednictvím tzv. šokových vln. Kráter nevytváří vlastní dopadající těleso, ale mohutná exploze. Proto je také velikost kráteru mnohonásobně větší než velikost impaktoru. Několik sekund po dopadu se v místě střetu vytváří dočasná kráterová dutina a rozdrcený materiál je z místa střetu rozhozen po balistických drahách do širokého okolí.
2. Horniny v místě dopadu (terčové horniny) se ihned po vytvoření přechodné dutiny začínají chovat plasticky a vyzdvihují se – dochází k podobnému efektu, jaký pozorujeme při dopadu kapky na vodní hladinu.
3. V prvních sekundách po impaktu se v místě dopadu vytváří přechodová dutina s větší hloubkou a příkřejším sklonem valů, než jakou pozorujeme v současnosti. Příkré stěny přechodové dutiny jsou nestabilní a podél prohnutých zlomových ploch sklouzávají ohromné bloky hornin směrem ke dnu kráteru. Na vnitřních stěnách valů se tak vytváří terasovité stupňování.
Úchvatný pohled na středový vrcholek kráteru Tycho. V pozadí jsou velmi dobře patrné terasy vnitřních stěn kráterového valu. Trojrozměrná vizualizace vznikla na základě snímků a výškového měření sondy Kaguya. Credit: JAXA/NHK.
Paprskovité krátery:
Kolem některých relativně mladých měsíčních kráterů lze rozpoznat sítě světlých paprsků. Jedná se o skupiny malých sekundárních kráterů, které vytvořily dopady skalních bloků vymrštěných při vzniku primárního kráteru do okolí. Mnohé z paprsků mladých kráterů jsou světlé proto, že je tvoří materiál světlých měsíčních pevnin „rozsypaný“ po povrchu tmavých měsíčních moří. Kdyby tedy stejný impakt proběhl v místě tmavého měsíčního moře a odhalil by níže položený materiál pevnin, byly by paprsky tmavší. Světlost paprsků je tedy silně závislá na materiálu, který je vytváří. Paprsky mladých kráterů se nám však jeví jako světlé rovněž proto, že měsíční povrch díky působení slunečního větru a dopadům mikrometeoroidů postupně tmavne.
Na snímku je jeden z nejnápadnejších kráterů se světlými paprsky na přivrácené straně – 85kilometrový Tycho. Nesymetrické rozmístění světlých paprsků svědčí o jeho šikmém dopadu. Kompozice: P. Gabzdyl.
Šikmé dopady:
Tělesa způsobující vznik impaktních kráterů, dopadají kolmo k povrchu planet jen výjimečně. Převládajícím sklonem pádů těchto těles (impaktorů) je 45°. Zatímco šikmý dopad tělesa s nízkou rychlostí má podstatný vliv na tvar výsledného kráteru (je protažený ve směru letu), v případě vysokorychlostních impaktů ovlivňuje tvar kráteru jen dopad pod velmi malými úhly (pod 10°).
Experimenty uskutečněné v sedmdesátých letech 20. století prokázaly, že úhel pod kterým těleso dopadá na povrch, má vliv na rozložení radiálních až při sklonu pod 45°. V takovém případě vzniká u radiálních vyvrženin „zóna vymizení“, která se projevuje absencí paprsků ve směru příletu impaktoru (např. kráter Proclus). Při impaktech pod ještě menšími sklony, vzniká neobvyklé „motýlkové“ rozmístění vyvrženin (např. kráter Messier).
Na povrchu Měsíce najdeme mnoho kráterů s asymetrickou sítí světlých paprsků, které vznikly šikmým dopadem impaktoru.
Impaktní pánve:
Krátery s průměrem 200 až 300 km mají centrální vrchol rozčleněn na řadu menších kopců (např. kráter Compton). Ve většině případů mají také mnohonásobné soustředné valy (např. kráter Schrödinger). Představitele těch největších stop po dopadech kosmických těles na povrchu Měsíce potom označujeme jako mnohaprstencové impaktní pánve (multirings impact basins). Tyto gigantické struktury s průměrem nad 300 kilometrů mají valy tvořené několika soustřednými prstenci hor, které připomínají kruhy vytvořené na vodní hladině po dopadu kamene. Jednou z nejzachovalejších struktur tohoto druhu představuje pánev Orientale. Na přivrácené straně to je pánev Imbrium nebo pánev Nectaris.
Na snímku pořízeném sondou Lunar Orbiter je patrná jedna z nejzachovalejších (a určitě i nejhezčích) impaktních pánví ve Sluneční soustavě – pánev Orientale. Bližší informaci o této struktuře najdete tady. Foto: NASA, úprava: P. Gabzdyl.
Použité prameny a doporučená literatura:
|
