Geokommission

Dieses Bild wurde während der Apollo 11-Mission aufgenommen und zeigt zahlreiche Impaktkrater auf der Rückseite des Mondes. Der größte hier erkennbare Krater ist Daedalus mit einem Durchmesser von 93 Kilometern (Quelle: National Aeronautics and Space Administration (NASA))

Mit Hilfe der Kraterhäufigkeit, also der Anzahl von Impaktstrukturen einer Größenklasse pro Flächeneinheit, lassen sich einzelne Krustenbereiche datieren. Diese Methode wurde am Mond geeicht. Sie erlaubt es abzuschätzen, wie viele Asteroidenbruchstücke zu einer bestimmten Zeit im inneren Sonnensystem vorhanden waren. Sehr alte Oberflächen wie die Hochländer des Erdmondes sind mit Impaktkratern gesättigt. Das bedeutet, dass bei der Entstehung eines Impaktkraters ein älterer zerstört werden kann. Deshalb gibt die Kraterhäufigkeit nur ein Minimalalter an. Das Erde-Mond-System weist seit über drei Milliarden Jahren eine im Mittel gleich bleibende Impaktrate auf, da durch Kollisionen im Asteroidengürtel laufend neue Projektile entstehen. Ein besonders folgenschwerer Zusammenstoß ereignete sich im Ordovizium vor etwa 470 Millionen Jahren. Das zeigen fossile Meteoriten und Chromitkörner in Schweden und vier kleine Impaktkrater in Skandinavien und im Baltikum. Noch heute erreichen Trümmer dieser gewaltigen Kollision die Erde.

Anzahl von Impaktkratern mit einem Durchmesser von mehr als einem Kilometer pro Quadratkilometer Fläche als Funktion des Alters (Quelle: Falko Langenhorst (2002): Einschlagskrater auf der Erde - Zeugen kosmischer Katastrophen. Sterne und Weltraum 6/2002, 34-44)

Meteoritenkrater liefern auch einen Einblick in die tieferen Schichten eines Himmelskörpers. So werden im Zentrum großer, komplexer Krater sonst nicht zugängliche Gesteine aus dem tiefen Untergrund herausgehoben. Die Kraterform spiegelt zudem die Eigenschaften der Kruste wieder. Aus der Gestalt der Krater des Saturnmondes Rhea lässt sich beispielsweise ableiten, dass die Oberfläche aus sehr kaltem Wassereis mit einer Temperatur von bis zu minus 220 Grad Celsius besteht. Auswurfgesteine auf dem Mars zeigen die Anwesenheit flüssigen Wassers an und die zentrale Aufwölbung des riesigen, uralten Vredefort-Kraters in Südafrika enthält ein vollständiges Profil durch die Unterkruste.

Der Jupitermond Io und die Erde sind die einzigen Himmelskörper in unserem Sonnensystem, auf denen es nur wenige Krater gibt. Io ist durch die Gezeitenreibung extrem dynamisch, bei der Erde haben Plattentektonik und Erosion die meisten Krater zerstört. Nahezu alle Krater mit einem Durchmesser von weniger als einem Kilometer sind jünger als eine Million Jahre. Vredefort, der älteste und größte Krater auf der Erde, wäre mit seinem Durchmesser von etwa 300 Kilometern und seinem Alter von zwei Milliarden Jahren auf dem Mond nur ein Krater unter vielen. Innere und äußere Prozesse beeinflussen die Kraterhäufigkeit. Das zeigt sich zum Beispiel daran, dass sich Krater auf alten Kontinentschilden mit niedrigen Erosionsraten häufen. Am Ozeanboden kennt man nur die Spuren des Eltanin-Impakts in etwa fünf Kilometern Tiefe im Südostpazifik. Dass es kaum Impaktkrater in den Tiefseeregionen gibt, liegt zum einen am jungen geologischen Alter der Ozeanböden. Zum anderen werden Projektile mit einem Durchmesser von wenigen Kilometern vom Wasser so stark abgebremst, dass sie nicht in den Ozeanboden eindringen.

Welche Form der endgültige Krater annimmt, hängt von vielen Faktoren ab. So spielen zum Beispiel die Eigenschaften der Zielregion eine wichtige Rolle, etwa Festigkeit, Dichte und Porosität des Gesteins. Ist die Einschlagregion von Wasser oder Eis bedeckt, wirkt sich das ebenfalls auf die Kraterform aus, ebenso wie die Schwerkraft des Meteoriten, seine Größe und Geschwindigkeit sowie der Einschlagswinkel. Dieses hochdynamische Geschehen, unter dem Begriff Kratermechanik zusammengefasst, kann in aufwändigen Modellen simuliert werden. Bei einfachen, schüsselförmigen Kratern hängen Kraterform und Kratergröße vor allem von der Ma­terialfestigkeit des Ziels ab. Ist das Gestein fest, bricht kein Material vom Kraterwall in den ausgehöhlten Krater nach. Solche einfachen Krater können auf Körpern ohne Atmosphäre einen Durchmesser von wenigen Millimetern haben; auf der Erde liegt ihr Durchmesser bei maximal fünf Kilometern. Auf den Eismonden können sie einige Dutzend Kilometer groß werden. Komplexe Krater hingegen bilden sich, wenn Material unter dem Einfluss der Schwerkraft aus den Kraterwänden in den vorübergehenden Krater stürzt. Dabei haben die Materialeigenschaften nur einen geringen Einfluss. Die größten bekannten Impaktbecken im Sonnensystem sind das South-Pole-Aitken-Becken auf dem Erdmond mit einem Durchmesser von mehr als 2.500 Kilometern und das 2.300 Kilometer große Hellas-Becken auf der Südhalbkugel des Mars.

Derzeit werden pro Jahr bis zu fünf neue Meteoritenkrater entdeckt. Dies beruht zum einen auf der Tatsache, dass Meteoriteneinschläge in den Erdwissenschaften nicht mehr als kurioser Prozess, sondern als Teil des normalen geologischen Geschehens wahrgenommen werden. Zum anderen aber tragen auch moderne Fernerkundungstechniken und geophysikalische Untersuchungsmethoden dazu bei, dass mehr Krater als früher gefunden werden. Impaktkrater lassen sich durch verformte und veränderte Minerale eindeutig nachweisen. So können bestimmte Hochdruck-Varianten von Mineralen oder wieder verheilte Bruchflächen in Kristallen, so genannte planare Deformationselemente (PDF), nur bei den Druck- und Temperatur-Verhältnissen eines Einschlags entstehen. Diese speziellen Bedingungen bezeichnet man als Stoßwellenmetamorphose. Der chemische Fingerabdruck des Projektils kann weitere eindeutige Beweise für die kosmische Herkunft liefern. Größere Mengen bestimmter Platingruppenelemente, etwa Iridium, oder ungewöhnliche Chrom- und Osmium-Isotopenverhältnisse in verdächtigen Ablagerungen können in der Regel nur von einem Meteoriten stammen. Zu den weniger wichtigen Kriterien zählen die Anwesenheit von Brekzien, geophysikalische Anomalien und morphologische Kennzeichen wie runde geologische Strukturen. Das Gestein, das bei einem Einschlag ausgeworfen wird, enthält oft „geschockte“ Minerale, Gläser und geochemische Anomalien. Selbst in Gesteinen aus dem Archaikum hat man solche Auswurfgesteine anhand charakteristischer Glaskügelchen identifiziert.

In den vergangenen Jahrzehnten ist es gelungen, den Kraterbildungsprozess wesentlich besser zu verstehen, da die Ergebnisse verschiedener Forschungsfelder verknüpft werden konnten. Die Planeten-Fernerkundung liefert 3D-Daten über die Gestalt unveränderter Impaktkrater und stellt Basisdaten zur Kollisionshäufigkeit im Sonnensystem bereit. Impaktkrater auf der Erde können bei Forschungsbohrungen geologisch und geophysikalisch untersucht werden. Das verbessert das Verständnis der Kratermechanik. Experimente grenzen die Randbedingungen der Stoßwellenmetamorphose und der Kratermechanik ein. Allerdings ist es nur schwer möglich, die Ergebnisse der Laborexperimente auf realistische Einschläge hochzurechnen. Dies ist eines der Felder, in denen die numerische Modellierung wesentliche Erkenntnisse liefert. Naturbeobachtung, Experiment und Modell ergänzen einander.