İçeriğe atla

Çarpma krateri

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Darbe krateri sayfasından yönlendirildi)
Crater Engelier on Saturn's moon Iapetus Fresh crater on Mars showing a ray system of ejecta
Impact crater Tycho on the Moon
The Barringer Crater (Meteor Crater) east of Flagstaff, Arizona
Güneş Sistemi'ndeki çarpma kraterleri:

Çarpma krateri, bir gezegenin, Ay'ın veya başka bir katı cismin yüzeyinin de, daha küçük bir cismin yüzeye hiper hızla çarpmasıyla oluşan bir dairesel çöküntüdür. Patlama veya içsel çökme nedeniyle oluşan volkanik kraterlerin[2] tersine çarpma kraterleri, çevresindeki araziden yükseklik olarak daha alçakta olan kenar ve zeminleri yükseltir.[3] Çarpma kraterleri küçük, basit, kâse biçiminde çöküntüden geniş, karmaşık çoğul halkalı çarpma havuzuna kadar dağılım gösterir. ABD'nin Arizona eyaletinde bulunan Barringer Meteor Krateri küçük çarpma kraterinin dünya üzerindeki en bilindik örneğidir.

Çarpma kraterleri Ay, Merkür, Kalisto, Ganymede'yi ve ayrıca küçük uyduları ve asteroidleri de içeren birçok Güneş Sistemi elemanlarının baskın coğrafik özellikleridir. Aktif yüzey jeolojik süreçleri daha çok tecrübe edinen diğer gezegen ve uydularda, Dünya, Venüs, Mars, Europa, Io ve Titan gibi görünebilir. Çarpma kraterleri zamanla tektonikler tarafından gerçekleştirilen aşınma, gömülme ve dönüştürülmeden dolayı daha az yaygındır. Bu tarz süreçlerin orijinal krater topoğrafyasını bozduğu durumlarda daha çok çarpma yapısı veya astroblem terimleri kullanılır. Eski literatürde, çarpma krater oluşumunun anlamı tam olarak fark edilmeden önce yeni fark edilen çarpma-ilişkili özellikleri tanımlamak için gizli patlama yapısı veya kriptovolkanik yapı terimleri kullanılıyordu.[4]

Merkür, Ay ve Mars'ın güney yüksek arazileri gibi eski yüzeylerin krater oluşum kayıtları, aşağı yukarı 9,3 milyar yıl önceki iç Solar Sistem içerisindeki yoğun erken bombardıman dönemlerini kayıt ediyor. Dünya üzerindeki krater oluşum oranı oldukça az, yine de fark edilebilir; Dünya ortalama olarak her milyon senede bir, 20 km çapında bir krater oluşumu için birden üçe kadar çarpma tecrübe edinir.[5][6] Bu gösteriyor ki gezegende daha önceden keşfedilmiş olanlardan daha fazla genç krater olmalı. İç Solar Sistem'deki krater oluşum oranı, küçük parçalar ailesini yaratan asteroit kuşağı içerisindeki çarpışmalar sonucu dalgalanır.[7] 160 milyon yıl önce bir çarpışmada oluşan Baptistina ailesinin, çarpma oranında ani bir yükselmeye neden olduğu düşünülüyor. Dış Solar Sistem krater oluşum oranı, İç Solar Sistem'dekinden farklı olabilir.

Dünya'nın aktif yüzey süreçleri kolaylıkla çarpma kayıtlarını tahrip edebilse de, yaklaşık 170 karasal çarpma krateri tanımlandı.[8] Bunların yarıçapı 10 metreden 300 kilometreye kadar bir aralıkta yer alırken, yaş olarak yakın zamanlardan (örneğin 1947'de oluşumuna şahit olunuş Rusya'daki Sikhote-Alin göktaşı) 2 milyar yıla kadar bir süreye dayanır.[9] Jeolojik süreçlerin daha yaşlı kraterleri aşındırma eğiliminden dolayı çoğunun 500 milyon yıldan daha kısa bir süre önce oluştuğu düşünülmektedir. Çarpma kraterleri kıtaların kararlı iç bölgelerinde de bulunmuştur. Okyanus dibinin hızlı değişim oranı, levha tektoniğine bağlı olarak kıtasal bir levhanın başka bir kıtasal levha altına girmesi gibi nedenlere bağlı olarak deniz tabanını araştırmak zor olduğu için çok az denizaltı krateri bulunabilmiştir. Çarpma kraterleri kendilerine benzeyen kaldera gibi yeryüzü şekilleri ile karıştırılmamalıdır.

Tarih

[değiştir | kaynağı değiştir]

Daniel M. Barringer (1860-1929), çarpma kraterini tanımlayan ilk insan, Arizona'daki Meteor Crater'i tanımladı ve bu krater Barringer Krateri olarak adına atfedildi. İlk olarak Barringer'in fikirleri tam olarak kabul edilmemişti, hatta Meteor Kraterleri'nin kökeni tam olarak tanımlandığında bile.

1920'lerde, Amerikalı yer bilimci Walter H. Butcher şimdilerde çarpma krateri olduğu fark edilen Amerika Birleşik Devletleri'ndeki birçok alan üzerinde çalıştı. Bu kraterlerin büyük patlayıcı olaylar neticesinde oluştuğu kanaatine vardı, ama bu kuvvetin büyük ihtimalle volkanik kökenli olabileceğine inanıyordu. Bununla birlikte 1936'da yerbilimci John D.Boon ve Claude C. Albrittton Jr, Bucher'ın araştırmalarını yeniden gözden geçirdiler ve üzerinde çalıştığı kraterlerin büyük ihtimalle çarpmalara bağlı olarak oluştuğu kanaatine vardılar.

Krater oluşumu konusu 1960'lara kadar spekülatif kalmaya devam etti. Bu zamanlarda bazı araştırmacılar, en dikkat çekeni Eugene M. Shoemaker (Shoemaker–Levy 9 kuyruklu yıldızı'nın kaşifi) birçok krater üzerindeki detaylı araştırmaları bir araya getirdi ve açık bir şekilde bunların çarpmalara bağlı olarak oluştukları sonucuna vardı, özellikle şoklanmış metamorfik etkilerinin belirlenmesi çarpma olayları ile ilişkilendirildi.

Şoklanmış metamorfik özelliklerin bilgisiyle donatılmış olarak Carlyle S. Beals ve Dominion Astrofizik Gözlemevi'ndeki meslektaşları ve de Almanya'daki Tübingen Üniversitesi'nden Wolf von Engelhardt, çarpma kraterlerini sistematik olarak araştırmaya başladı. 1970'li yıllarda, 50 den fazla çarpma krateri tanımladılar. Yaptıkları çalışmalar tartışmaya açık olmasına rağmen, o zamanlarda sürdürülmekte olan Apollo Ay Yolculuğu Projesi, Ay'daki çarpma krateri oluşumu oranını göstererek, çalışmalara destekleyici bir kanıt sunmuş oldu. Ay'daki erozyon süreci minimal düzeydedir ve de böylelikle kraterler neredeyse süresiz olarak varlıklarını korumuşlardır.[10] Dünya'nın neredeyse Ay ile aynı oranda krater bulundurma ihtimali düşünüldüğünde, Dünya'nın görünenden daha fazla çarpmaya maruz kaldığı açık hâle geldi.

Krater Oluşumu

[değiştir | kaynağı değiştir]
çarpma anının laboratuvar simülasyonu

Çarpa krateri oluşumu, katı objeler arasında gerçekleşen yüksek hız çarpmalarını içerir ve bu hız ses hızından bile daha yüksektir. Bu tarz hiper-hız çarpmaları aşina olunan ses hızının altındaki çarpışmalarda görünmeyen erime ve buharlaşma gibi fiziksel etkilere neden olur. Dünya üzerinde, atmosfere doğru yolculuğun yavaşlatıcı etkileri göz ardı edildiğinde, uzaydan bir obje ile en düşük çarpışma hızı 11 km/s'lik bir yerçekimsel kurtulma hızına eşittir. En hızlı çarpışmalar, parabolik yörüngelerin tersine doğru hareket eden cisimlerin Dünya'ya çarpması gibi en kötü senaryoda bile 72 km/s 'dir. (Çünkü kinetik enerji hızın karesine bağlı olarak artar, Dünya'nın yer çekimi sadece 1 km/s kadar kadar katkıda bulunur 11 km's kadar değil). Dünya üzerindeki ortalama çarpma hızı yaklaşık saniyede 20 kilometredir.[11]

Bununla birlikte atmosferin yavaşlatıcı etkileri, herhangi bir olası çarpma aygıtını hızlı bir şekilde yavaşlatacaktır, özellikle Dünya'nın atmosfer kütlesinin %90'nın bulunduğu en düşük 12 kilometrelik seviyede. 7.000 kilograma kadar olan meteorlar atmosfer direncine bağlı olarak kozmik hızlarını kaybedecekler ve 0.09 dan 0.16 km/s'lik son hızına ulaşana kadar Dünya'nın yer çekimine bağlı olarak hızlanmaya başlayacaklardır. Göktaşı (asteroidler ve kuyrukluyıldızlar) ne kadar büyükse muhafaza edeceği ilk kozmik hızı da o kadar büyüktür. 9.000 kilogramlık bir cisim orijinal hızının yaklaşık %6'sını idame ettirirken, 900.00 kilogramlık bir cisim %70'ni muhafaza eder. Fazlasıyla geniş cisimler(yaklaşık 100.00 ton) atmosfer tarafından yavaşlatılmaz ve eğer bir parçalanma meydana gelmezse ilk kozmik hızları ile çarparlar.[12]

Bu kadar yüksek hızdaki çarpışmalar katı cisimlerde şok dalgaları meydana getirir, çarpa aygıtı ve çarpılan cisim hızlı bir şekilde yüksek yoğunluğa sıkıştırılır. İlk sıkışmanın sonrasında yüksek yoğunlukta ve sonuna kadar sıkıştırılmış olan bölge hızlı bir şekilde basıncı düşürür ve patlar. Çarpma-krateri oluşumu bu yüzden mekanik yer değiştirmeden daha çok yüksek patlayıcılar tarafından oluşturulmaya yakındır. Aslında çarpma krateri oluşumunda yer alan bazı maddelerin enerji yoğunluğu yüksek patlayıcılar tarafından oluşturanlardan daha yüksektir. Kraterler patlamalara bağlı olarak oluştuğu için, neredeyse her zaman dairesellerdir. Sadece çok küçük açılı çarpmalar eliptik kraterlerin oluşumuna neden olur.[13]

Bu katı yüzeylerdeki çarpışmaları açıklar. Hyperion'daki gibi gözenek ile çarpmalar ise püskürtme yapmadan içsel bir sıkışma meydana getiriyor olabilir ve bu da Ay'ın süngerimsi görünümünü açıklayabilir.[14] Çarpma sürecini üç belirgin aşamaya bölmek uygundur:

(1) ilk temas ve sıkışma, (2) oyum, (3) değiştirme ve çökme. Uygulamada, bu 3 aşama arasında çakışmalar vardır. Mesela krater oyumu bazı bölgelerde devam ederken değiştirme ve çökme diğerlerinde çoktan seyir halindedir.

İlk Temas ve Sıkışma

[değiştir | kaynağı değiştir]

Atmosfer yokluğunda, çarpma aygıtının hedefin yüzeyiyle ilk temasa geçmesiyle çarpma süreci başlar. Bu temas hedefe ivme kazandırırken, çarpma aygıtının ivmesini düşürür. Çünkü çarpma aygıtı süratle hareket etmektedir, cismin arkası kısa ama sınırlı bir sürede çarpa aygıtının ivmesini azaltmak için belirgin bir yol kat eder. Sonuç olarak, çarpma aygıtı sıkışır, yoğunluğu artar ve böylelikle basınç önemli ölçüde artar. Geniş çarpmalarda basınç tepe değeri 1 TPa'yı aşar.

Fiziksel anlamda, şok dalgası temas noktasından başlatılır. Bu şok dalgasının genişlemesiyle birlikte, ivmesi azalır ve çarpa aygıtını sıkıştırır, ivme kazanır ve hedefi sıkıştırır. Şok dalgası dahilindeki sıkışma seviyesi katı cisimlerin dayanma gücünü aşar, dolayısıyla çarpma aygıtı ve de hedef çarpma bölgesine yakın bir yerde değiştirilemez bir şekilde hasar görürü. Birçok kristal mineraller şok dalgaları tarafından yüksek-yoğunluk evrelerine dönüştürülebilir. Örnek olarak, yaygın mineral olan kuvarslar yüksek-basınç formu olan koesit ve stişovit e dönüştürülebilir. Diğer birçok şok-ilişkili değişimler şok-dalgasının nüfuz etmesiyle çarpma aygıtında ve de hedefte meydana gelir ve bu değişimlerden bazıları jeolojik karakterlerin çarpma kraterleri tarafından oluşturulup oluşturulmadığını tanımlamak için araç olarak kullanılabilir.[13]

Şok dalgasının bozulmasıyla birlikte, şoklanmış bölgenin basıncı daha olağan bir basınca ve yoğunluğa doğru azalır. Şok dalgası tarafından oluşturulan hasar maddenin sıcaklığını arttırır. Daha küçük çarpmalarda sıcaklıktaki bu yükseliş çarpma aygıtını eritmek için yeterlidir, daha büyük çarpmalarda ise birçok kısmını buharlaştırır ve de hedefin büyük bir kısmını eritir.[13]

Oyum

[değiştir | kaynağı değiştir]

Şok dalgasının temas, sıkışma, basınç azaltımı ve de geçişi büyük çarpmalar için saniyenin onda birinde gerçekleşir. Kraterin daha sonraki oyumu daha yavaş meydana gelir. ve bu süreç boyunca madde akışı ses hızının altındadır. Oyum süresince krater, ivme kazanan hedef maddenin çarpma noktasından uzaklaşmasıyla birlikte büyür. hedefin hareketi ilk olarak aşağı ve yukarı doğrudur ama sonrasında dışarı ve içeri doğru olur. Akış ilk olarak neredeyse yarı küresel bir çukur meydana getirir. Çukur büyümeye devam eder, zamanla paraboloid (kâse biçiminde), merkezin aşağı itildiği maddenin önemli bir kısmının püskürtüldüğü ve krater kenarlarının yükseltildiği bir krater oluşur. Bu çukur maksimum genişliğe eriştiğinde, kısa süreli çukur olarak adlandırılır.[13]

Geçici çukurun derinliği yarıçapının üçte biri kadardır. Kraterden atılan püskürükler geçici kraterin en derininden kazılmış olan maddeleri kapsamaz; tipik olarak azami oyumun derinliği toplam derinliğin üçte biri kadardır. Sonuç olarak, geçici kraterin neredeyse üçte birlik hacmi maddelerin püskürtülmesiyle oluşmuştur. Geri kalan üçte ikisi ise maddenin aşağı, yukarı ve dışarı doğru yer değiştirmesinden oluşmuştur. Gözenekli maddelere doğru olan çarpmalarda ise, önemli miktarda krater hacmi boşluk hacminin kalıcı kompaksiyonu tarafından oluşmuş olabilir. Bu tarz kompaksiyon kraterleri asteroidler, kuyrukluyıldızlar ve de küçük uydular için önem arz ediyor olabilir.

Geniş çarpmalarda, maddenin yer değiştirmiş ve de kraterden püskürtülmüş olmasıyla beraber, hedef maddenin önemli miktardaki bir hacmi erimiş veyahut orijinal çarpma aygıtı ile buharlaşmış olabilir. Bu erimiş kayalardan bir kısmı püskürtülmüş olabilir ama büyük bir kısmı geçici kraterle birlikte varlığını sürdürür. Tersine, sıcak e yoğun buharlaşmış madde hızlı bir şekilde büyüyen çukurdan dışarı doğru genişler. Genişlerken bazı katı ve eriyik maddeleri kendisi ile birlikte taşır. Bu buhar bulutu genişledikçe, geniş nükleer patlamalardan oluşan arketipik mantar bulutu gibi yükselir ve de soğur. Geniş çarpmalarda genişleyen buhar bulutu atmosferin yüksekliğine oranla daha fazla yüksekliğe ulaşabilir ve boş alana yayılabilir.

Kraterden püskürtülen maddenin çoğu krater yarıçapı dahilinde tortulaşmıştır ama küçük bir kısmı yüksek hızda geniş uzaklıklara hareket eder ve geniş çarpmalarda kurtulma hızını aşabilir ve çarpılan gezegeni veya uyduyu terk edebilir. En hızlı maddelerin çoğunluğu çarpma merkezine yakın yerden püskürtülmüştür ve en yavaş maddeler ise düşük hızda kenarlara yakın yerden püskürtülmüştür. Püskürüğün genişleyen kraterden kurtulmasıyla beraber, ters çevrilmiş koni şeklinde genişleyen bir bölme meydana getirir; bölme dahilindeki her bir parçacığın yörüngesinin geniş balistik olduğu düşünülmektedir.

Değiştirme ve çökme

[değiştir | kaynağı değiştir]
Hava etkisiyle parçalanma kraterin görüntüsünü değiştirebilir. Mars'taki bu tümsek, erozyona mağruz kalmış çarpma kraterinin bir sonucu olabilir.

Çoğu durumda, geçici çukur kalıcı değildir; yerçekimi etkisiyle çöker. Dünya üzerinde çapı yaklaşık 4 km'den daha küçük olan küçük kraterlerde, krater duvarlarından aşağı kayan moloz ve çarpma eriyiklerinin daha derin boşluğa akması ile birlikte krater kenarının bir miktar sınırlı çökmesi vardır. Oluşan yapı basit krater olarak adlandırılır ve çanak şeklini korur ve yüzeysel olarak geçici kratere benzer. Basit kraterlerde, orijinal oyum çukurunun üzeri breş, püskürük ve erimiş kayaların çökmesi ile örtülür ve de merkez krater zemininin bir kısmı düz olabilir.

Voyager 1'den Jüpiter'in Callisto uydusundaki çok halkalı çarpma yapılı, 3.800 km çaplı Valhalla krateri

Gezegensel yerçekimine göre değişiklik gösteren belirli alt sınır boyutunun üzerinde, geçici kraterin çökme ve de değiştirmesi daha geniş çaplıdır ve de oluşan yapı karmaşık krater olarak adlandırılır. Geçici kraterin çökmesi yer çekimi tarafından gerçekleştirilir ve merkez bölgenin yukarı kaldırılmasını ve kenarların içe doğru çökmesini içerir. Merkezsel yukarı kaldırım elastik geri sekmenin bir sonucu değildir. (elastik dayanımlı maddenin kendi orijinal geometrisine dönmeye çalıştığı sürecin tersine çökme çok az dayanımlı veya dayanımsız maddenin yerçekimsel denge durumuna dönmeye çalıştığı süreç)

Kompleks kraterler, yukarı kaldırılmış merkezlere ve de geniş düz derin olmayan krater zeminlerine ve de teraslı duvarlara sahiptir. En geniş boyutlarda, bir ya da daha fazla dış ve iç halkalar gözükebilir ve yapı çarpma kraterinden ziyade çarpma havuzu olarak etiketlenebilir. Merkezsel topoğrafik tepeli küçük kompleks kraterler merkezsel tepe kraterleri olarak adlandırılır, örneğin Tycho: merkezsel tepenin tepe halkaları tarafından yer değiştirdiği orta seviye boyutlu kraterler tepe-halka kraterleri olarak adlandırılır, örneğin Schrödinger: ve de çoklu eş merkezli yersel halkaları içeren en geniş kraterler, çoklu-halkalı havuzlar olarak adlandırlır, örneğin Mare Orientale. Kayalık cisimlerin tersine donmuş yüzeylerde, merkezsel tepelerden ziyade merkezsel çukurlara sahip morfolojik formlar görülebilir ve de en geniş boyutlarda birçok eş merkezli halkaları içerebilir. Callisto'daki Valhalla bunlara bir örnektir.

Çarpma Kraterlerini Tanımlamak

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı volkanik şekiller çarpma kraterlerini andırabilir ve breşlenmiş kayalar çarpma kraterlerinin yanı sıra diğer jeolojik formlarla ilişkilendirilmiştir. Sönmüş volkanik kraterler düzensiz şekillerinden ve de volkanik akımlarından ve de diğer volkanik maddelerinden dolayı çarpma kraterlerinden ayırt edilebilir. Çarpma kraterleri de erimiş kayalar oluşturur ama genellikle daha küçük hacimlerde ve de farklı özelliklerde.

Çarpma kraterlerinin ayırt edici bir işareti de, parçalanma konileri, erimiş kayalar, bozulmuş kristaller gibi şok-metaformik etkilere maruz kalmış kayaların varlığıdır. Sorun ise bu maddelerin derin olarak gömülmeye yatkın olmasıdır, en azından bazı basit kraterler için. Bunlar kompleks kraterlerin yukarı kalkmış merkezinde meydana çıkmaya eğilimlidir.

Çarpmalar çarpma bölgesinin ayırıcı bir şekilde tanımlanabilmesine izin veren kendine özgü şok-metamorfik etkilere neden olur. Bu tarz şok-metamorfik etkiler şunları içerir: -Parçalanmış bir tabaka veya kraterin zemininin altında breşik bir kaya. Bu tabaka "breş mercekleri" olarak adlandırılır. Kayalarda zikzak-şekilli izlenim bırakan parçalanmış koniler. Bu tarz koniler ince taneli kayalarda kolaylıkla oluşabilir. Kumun, top örütlerin, tektitlerin veya camsı serpmelerin katmerli ve kaynaklı bloklarını içeren yüksek-sıcaklık kaya tipleri. Tektitlerin çarpma kökeni bazı araştırmacılar tarafından sorgulandı: tektitlerde, impactitlerde bulunmayan bazı volkanik şekiller gözlemlediler. Tektitler tipik impactitlere göre daha kuru(daha az su içeren)dur. Çarpma tarafından eritilen kayalar volkanik kayaları andırırken, tektitler erimemiş temel kaya parçalarını bünyesinde bulundurur, alışılmamış büyük ve kırılmayan alanlar oluşturur, Dünya'nın içerisinden çıkan volkanik maddelere göre daha fazla karışık kimyasal kompozisyonlara sahiptir. Göktaşları ile ilişkilendirilmiş nikel, platinyum, iridyum ve kobalt gibi elementlere göreceli olarak daha fazla sahiptir. Not: Bilimsel literatür, sadece çarpma olayları ile ilişkilendirilen küçük parçalanma konileri gibi bazı "şok" şekillerin karasal volkanik püskürtülerde bulunduğunu bildirmiştir. -Minerallerin mikroskobik basınç bozulmaları. Bunlar feldispat, kuvars, kristal ve diğer karbon bileşiklerinden oluşmuş elmas gibi yüksek-basınç maddelerinin oluşumunda çatlak örnekleri içerir. -Decorah Krateri gibi gömülü kraterler, çekirdeklenme, hava elektromanyetik direnç görüntülemeleri ve hava kaynaklı yerçekimi eğimölçeri sayesinde tanımlanabilir.[15]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Spectacular new Martian impact crater spotted from orbit 8 Şubat 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Ars Technica, Feb 6 2014.
  2. ^ Basaltic Volcanism Study Project. (1981). Basaltic Volcanism on the Terrestrial Planets; Pergamon Press, Inc: New York, p. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html 3 Mart 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  3. ^ Consolmagno, G.J.; Schaefer, M.W. (1994). Worlds Apart: A Textbook in Planetary Sciences; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, p.56.
  4. ^ French, B.M. (1998). Traces of Catastrophe: A Handbook of Shock-Metamorphic Effects in Terrestrial Meteorite Impact Structures; Simthsonian Institution: Washington DC, p. 97. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/CB-954/CB-954.intro.html 15 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  5. ^ Carr, M.H. (2006) The surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 23.
  6. ^ Grieve R.A.; Shoemaker, E.M. (1994). The Record of Past Impacts on Earth in Hazards due to Comets and Asteroids, T. Gehrels, Ed.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, pp. 417-464.
  7. ^ Bottke, WF; Vokrouhlický D Nesvorný D. (2007). "An asteroid breakup 160 Myr ago as the probable source of the K/T impactor". Nature. 449 (7158). ss. 48-53. Bibcode:2007Natur.449...48B. doi:10.1038/nature06070. PMID 17805288. 
  8. ^ Grieve, R.A.F.; Cintala, M.J.; Tagle, R. (2007). Planetary Impacts in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., L-A. McFadden et al. Eds, p. 826.
  9. ^ Shoemaker, E.M.; Shoemaker, C.S. (1999). The Role of Collisions in The New Solar System, 4th ed., J.K. Beatty et al., Eds., p. 73.
  10. ^ Grieve, R.A.F. (1990) Impact Cratering on the Earth. Scientific American, April 1990, p. 66.
  11. ^ Kenkmann, Thomas; Hörz, Friedrich; Deutsch, Alexander. Large Meteorite Impacts III. Geological Society of America. s. 34. ISBN 0-8137-2384-1. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ocak 2016. 
  12. ^ "How fast are meteorites traveling when they reach the ground". American Meteor Society. 9 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Eylül 2015. 
  13. ^ a b c d Melosh, H.J., 1989, Impact cratering: A geologic process: New York, Oxford University Press, s. 245
  14. ^ 'Key to Giant Space Sponge Revealed' 13 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Space.com, 4 July 2007
  15. ^ US Geological Survey. "Iowa Meteorite Crater Confirmed". 28 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mart 2013. 
  • Charles A. Wood and Leif Andersson, New Morphometric Data for Fresh Lunar Craters 10 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 1978, Proceedings 9th Lunar and Planet. Sci. Conf.
  • Bond, J. W., "The development of central peaks in lunar craters", Earth, Moon, and Planets, vol. 25, December 1981.
  • Melosh, H.J., 1989, Impact cratering: A geologic process: New York, Oxford University Press, 245 p.
  • Baier, J., Die Auswurfprodukte des Ries-Impakts, Deutschland, in Documenta Naturae, Vol. 162, 2007. ISBN 978-3-86544-162-1

Konuyla ilgili yayınlar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Mark, Kathleen (1987). Meteorite Craters. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 0-8165-0902-6. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
Wikimedia Commons'ta Çarpma krateri ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Çarpma_krateri&oldid=34535659" sayfasından alınmıştır