K O R R E K T U R A U T O R- Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte* Asteroid and comet impacts throughout Earth s history)

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1 Z. geol. Wiss., Berlin 00 (0000) 0: , 17 Abb. Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte* Asteroid and comet impacts throughout Earth s history) THOMAS KENKMANN (Berlin)) Key words: Meteorite crater, impact process, moon, asteroid, shock wave, shock metamorphism, near earth asteroid Kurzfassung Kollisionen von Asteroiden und Kometen mit der Erde und dem Mond spielen eine fundamentale Rolle für deren geologische Entwicklung. Die Kollisionsrate der letzten drei Milliarden Jahren ist in etwa konstant geblieben, weil im Asteroidengürtel aufgrund von instabilen Umlaufbahnen erdbahnkreuzende Asteroiden als Projektile nachgeliefert werden. Es werden eine Reihe von Faktoren vorgestellt, welche die unterschiedliche Anzahl von Kratern auf Erde und Mond erklären. Neben einer unterschiedlichen Kraterproduktionsrate bestimmen Faktoren wie die Erosions- und Sedimentationsrate, die Anwesenheit einer Atmosphäre, das Krustenalter und die Wasserbedeckung die Zahl der terrestrischen Impaktkrater. Anhand einiger Beispiele wird eine Chronologie der terrestrischen Impaktereignisse in der Erdgeschichte skizziert. Die Konzentration von Einschlägen, z.b. im mittleren Ordovizium oder im späten Eozän deutet darauf hin, dass der Asteroidenflux nur mittelfristig konstant ist und kurzfristige Exkursionen durch Kollisionsereignisse im Asteroidengürtel hervorgerufen werden können. Eine Korrelation großer Impaktereignisse mit Massenextinktionen, bislang lediglich für die Kreide-Tertiär Grenze gesichert, wird diskutiert. Der Beitrag gibt eine Übersicht über die Methoden der modernen Impaktforschung, fasst die kurzzeitdynamischen Prozesse bei einem Einschlag zusammen und erörtert das aktuelle Impaktrisiko. Abstract Collisions of asteroids and comets with the Earth and the Moon play a fundamental role for the geologic evolution of these bodies. The collision rate for the last three billion years has remained approximately constant, as a result of the continual production of near-earth asteroids due to unstable orbits in the asteroid belt. Several factors are presented that explain the different number of craters on Earth and Moon. Beside different crater production rates parameters like the rate of erosion and sedimentation, the presence of an atmosphere, the age of the crustal surface, and the coverage with water largely determine the number of terrestrial impact craters. The chronology of terrestrial impact events throughout the Earth s history is outlined using selected examples. An increased number of impact events, e.g., in mid Ordovician times or in the late Eocene, suggest that the asteroid flux can be regarded as constant only on a medium-term scales, whereas short-term excursions may have occurred due to collision events in the asteroid belt. A correlation of large-scale impact with mass extinctions, to date certified only for Cretaceous-Tertiary boundary time, is discussed. This review also provides an introduction to the techniques of modern impact research, summarizes the processes that occur during hypervelocity impacts, and focusses on the current impact risk on Earth. * Überarbeiteter Vortrag gehalten im Kolloquium der Leibniz-Sozietät der Wissenschaften zu Berlin zum 120. Geburtstag von Serge v. Bubnoff Zu Grundproblemen der Geologie am im Museum für Naturkunde, Berlin. Z. geol. Wiss. 1 Namenlos-1 1

2 TH. KENKMANN Einführung Methoden der modernen Impaktforschung Auch heute noch vertreten Geowissenschaftler vereinzelt die Meinung, Meteoriten-Einschläge seien auf der Erde ein überaus exotisches Phänomen, dem keinerlei geologische Relevanz für die erdgeschichtliche Entwicklung beizumessen ist. Dieser Beitrag widmet sich der fundamentalen Bedeutung von Impaktprozessen für die Entstehung und Entwicklung unseres Sonnensystems und der Erde. Der Beitrag will einen Einblick in die noch junge Disziplin der Impaktforschung mit ihren interdisziplinären methodischen Ansätzen und einigen wichtigen Ergebnissen geben. Die Untersuchung von Impaktkratern erfordert vom Geowissenschaftler ein gewisses Umdenken, da man als Geologe gewohnt ist, in Zeitmaßstäben von Jahrmillionen zu denken. Impaktforschung ist Sekunden-Geologie, und erfordert einen mit anderen Forschungsdisziplinen vernetzten Ansatz, um die komplexen und schnellen Prozesse verstehen zu können. So ist das Verständnis von Impaktprozessen auf das Engste mit der Physik und Thermodynamik von Schock- oder Stoßwellen verknüpft, die bei derartigen Einschlägen entstehen und die Kraterbildung auslösen. Stoßwellen sind entartete seismische Wellen, die sich mit Überschallge- schwindigkeit in dem jeweiligen Medium ausbreiten und mit irreversiblen Veränderungen und Temperaturerhöhungen im beaufschlagten Gestein einhergehen und selbiges in Bewegung setzen. Im vorliegenden Beitrag werden die Prozesse, die bei einem Einschlag stattfinden, beschrieben, ein Überblick über Ursachen und Verursacher von Kollisionen im Sonnensystem gegeben und die Kollisionsgeschichte im Erde-Mond-System erörtert. In einer kurzgefaßten Chronologie der Impaktereignisse werden einige Impaktkrater aus verschiedenen Epochen der Erdgeschichte vorgestellt. Die Auswahl ist subjektiv und spiegelt das wissenschaftliche Augenmerk des Autors wider. Als Ausblick wird das aktuelle Einschlagrisiko erläutert. Der vorliegende Aufsatz wurde als Wortbeitrag anlässlich des Gedenkkolloquiums zum 120-jährigen Geburtstag von Serge von Bubnoff vorestellt. Bubnoff untersuchte langsame und graduierlich ablaufende geologische Prozesse. Bubnoff zu Ehren wurde die Maßeinheit für die Geschwindigkeit geologischer Vorgänge als Bubnoff-Einheit eingeführt, um in einfacher Form z. B. die Sedimentationsrate oder die Versatzrate an tektonischen Verwerfungen zu erfassen. Ein Bubnoff (B) entspricht dabei 1 m/1 Mio.Jahre. In dieser, heute nicht mehr üblichen Maßeinheit ausgedrückt finden die hier beschriebenen Impaktprozesse mit Geschwindigkeiten von B statt. Um die hochdynamischen Prozesse bei dem Einschlag eines extraterrestrischen Projektils (Impaktprozess) verstehen zu können, reichen klassische geowissenschaftliche Untersuchungsmethoden nicht aus. Der methodische Ansatz der modernen Impaktforschung ruht auf folgenden Säulen: I. Geländestudien in irdischen Impaktkratern II. Fernerkundung planetarer Oberflächen III. Stoßwellen- und Kraterexperimente im Labor IV. Mikroanalytik an deformierten Gesteinen und Mineralen V. Computersimulation von Einschlagsereignissen I. Terrestrische Krater (Abb. 1a) bilden das Archiv, um Prozesse der Kraterentstehung zu verstehen. Mit strukturgeologischen Methoden wird die Kinematik der Kraterbildung untersucht. Spezielle petrologisch-geochemische Verfahren sind notwendig, um (a) die Bildungsbedingungen von Gesteinen und Mineralen, die bei einem Impakt gebildet oder verändert wurden (Stoßwellenmetamorphose), einzugrenzen, (b) den Projektiltyp (d. h., Zugehörigkeit zu einer Meteoritengruppe) zu identifizieren und (c) lagerstättenbildende Prozesse im Krater zu untersuchen. Geophysikalische Untersuchungen und Tiefbohrungen (ICDP) werden eingesetzt, um (a) von Sedimenten bedeckte Krater aufzuspüren und sie in ihrer Ausdehnung zu erfassen, (b) die Tiefenstruktur zu charakterisieren, (c) und die impakt-induzierte Gesteinsschädigung zu quantifizieren. Sedimentologische und paläontologische Verfahren schließlich werden angewandt, um die Auswirkungen eines Einschlages auf die Umwelt (Schuttströme, Tsunami, Auswurf-Ablagerungen, Klimaänderungen) und Biosphäre (Waldbrände, Extinktionen) zu untersuchen. Da für derartige geowissenschaftliche Untersuchungen natürlich immer nur das Endprodukt zur Verfügung steht, also der fertige Krater, der oft durch spätere Erosion oder Vegetations- und Bodenbedeckung nur teilweise aufgeschlossen bzw. verändert ist, können die komplexen Prozesse, denen das Target (getroffenes/beaufschlagtes Gebiet, in dem ein gewisses Volumen der Materie Festgestein, Lockersedimente, Wasser irreversible Änderungen durch Druck und Temperatur erfährt) ausgesetzt ist und die sich überlagern, nur mühsam rekonstruiert werden. Auch die physikalischen Randbedingungen vor, während und nach dem Einschlag können in der Regel nur abgeschätzt werden. II. Die Untersuchung von Impaktkratern auf planetaren Oberflächen (Abb. 1b) ist komplementär zu derjenigen von irdischen Kratern. Während letztere Einblicke z. B. in den Krateruntergrund gewähren und Gesteine direkt 2 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 2

3 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 1: (a) Geologische Karte des Upheaval Dome Impaktkraters nach KENKMANN et al. (2005). (b) Hale Impaktkrater, Mars. (Quelle: NASA, JPL). (c) Zweistufige Leichtgaskanone des Ernst-Mach Instituts für Kurzzeitdynamik in Freiburg. Mit dieser 45 m langen Beschleunigungsanlage werden Meteoriten Impaktexperimente durchgeführt. Die entstehenden Krater werden einige Dezimeter groß. (d) Transsmissions-Elektronenmikroskop-Aufnahme von entglasten planaren Deformationselementen (PDFs) in einem Quarzkorn des Upheaval Dome Impaktkraters (BUCHNER & KENKMANN 2008). (e) Numerische Simulation eines schiefwinkligen Einschlages. Der Einschlag erfolgte von vorne rechts. Zu sehen ist das Modifikationsstadium der Kraterbildung (Quelle: D. ELBESHAUSEN & K. WÜNNEMANN, unpubl.). Fig. 1: (a) Geological map of the Upheaval Dome impact crater (KENKMANN et al. 2005). (b). Hale impact crater, Mars (NASA, JPL). (c) The 45 m long two-stage light gas gun of the Ernst-Mach Institute for Short-term dynamics in Freiburg. This accelerator facility is used for hypervelocity meteorite impact experiments. The obtained crater sizes are in the order of several decimetres. (d) Transmission electron photomicrograph of planar deformation features (PDFs) of a quartz grain of the Upheaval Dome impact crater (BUCHNER & KENKMANN 2008). (e). Numerical simulation of an oblique impact. The impact occurred from the foreground. Displayed is the modification stage of the impact process (D. ELBESHAUSEN & K. WÜNNEMANN, unpubl. data). Z. geol. Wiss. 3 Namenlos-1 3 Cyan Magenta Gelb Schwarz

4 TH. KENKMANN zur Untersuchung zur Verfügung stehen, sind Krater auf anderen planetaren Körpern besser erhalten, in allen Größenklassen vorhanden, und so zahlreich, dass statistisch gesicherte Aussagen getroffen werden können. So werden mit Fernerkundungsmethoden systematische morphometrische Vermessungen durchgeführt, die Rückschlüsse auf die Gravitation des Körpers und die beaufschlagte Materie (z.b. Festgestein, Eis) geben. Kristallstruktur (Kristalldefekte, Phasentransformationen, Bildung von Hochdruckmodifikationen, lokalisierte Amorphisierung in planaren Deformationselementen) (Abb. 1d) bis zur völligen Zerstörung der Kristallstruktur und Bildung diaplektischer Gläser oder Schmelzgläser (LANGENHORST & DEUTSCH 1994; STÖFFLER & LAN- GENHORST 1994). Verdampfung von Gestein tritt in der Umgebung des Aufschlagpunktes auf. III. Stoß- oder Schockwellen, wie sie bei Impaktprozessen entstehen, können durch spezielle Sprengstoffanordnungen oder mit Hilfe von Leichtgaskanonen künstlich erzeugt werden. In den er Jahren wurden große Explosionskrater bis 500 m Durchmesser durch TNT und Nuklearversuche erzeugt. Trotz der Unterschiedlichkeit von Explosions- und Impaktkratern, konnten grundlegende Mechanismen der Kraterbildung abgeleitet werden. Heutzutage werden Experimente ausschließlich im Labor durchgeführt. In sogenannten Stoßwellen-Rückgewinnungsexperimenten wird eine zumeist ebene Schockwelle erzeugt, die ein dünnes Gesteinsplättchen oder ein Einzelmineral durchläuft, das in einem Stahlcontainer eingebettet ist. Der Stahlcontainer verhindert das Zersplittern der Probe und ermöglicht über den Impedanzkontrast zwischen Stahl und Probe, den Stoßwellendruck in der Probe zu bestimmen. Diese Methode erlaubt, die durch Schockwellen ausgelösten mineralspezifischen Veränderungen hinsichtlich ihres Druckes zu kalibrieren. Dergestalt geeicht, lässt sich das Auftreten gewisser Schockeffekte in natürlichen Impaktkratern gleichsam wie ein Barometer einsetzen und dient so der Rekonstruktion von Einschlagereignissen. Experimente mit ebenen Stoßwellenfronten sind zudem nötig, um Zustandsgleichungen für das verwendete Gestein oder Mineral zu gewinnen. Sie stellen die Basis für numerische Simulationsverfahren dar. Dagegen dienen Kraterexperimente mit zumeist rundlichen Projektilen dem Verständnis der Dynamik und Kinematik des Einschlag- und Exkavationsprozesses und werden meistens mit kohäsionslosen Lockersedimenten (z. B. Sand) durchgeführt. Durch die Entwicklung leistungsstarker zweistufiger Leichtgaskanonen (Abb. 1c) können seit Kurzem auch Festgesteine beaufschlagt werden und Krater bis 30 cm Größe unter vollständig kontrollierten Bedingungen erzeugt werden. IV. Für das Studium von Stoßwelleneffekten ist der Einsatz eines breiten mikroanalytischen Instrumentariums (z. B. Polarisationsmikroskopie, Rasterelektronenmikroskopie, Transmissionselektronenmikroskopie, Raman- Spektroskopie) unverzichtbar. Die stoßwellenmetamorphen Veränderungen reichen von spezifischen Bruchstrukturen (Strahlenkegel), über Veränderungen in der V. Basierend auf den Gesetzen der Mechanik, Hydrodynamik, Stoßwellenphysik und Thermodynamik wurden mit Hilfe numerischer Verfahren Algorithmen entwickelt, die es erlauben, die bei einem Einschlagereignis auftretenden dynamischen Prozesse zwei- oder auch dreidimensional zu berechnen und zu visualisieren (Abb. 1e). Der Einsatz von Computermodellen ist bei der Erforschung von Impaktprozessen heute ein unverzichtbares Werkzeug. Materialspezifische Zustandsgleichungen ermöglichen eine Berechnung des thermodynamischen Zustandes in Abhängigkeit von Druck, Dichte, Temperatur und Energie. Mit Hilfe von so genannten Hydrocodes können die kurzzeitdynamischen Effekte auf verschiedenen Skalen simuliert werden. Dazu gehört die Simulation von Stoßwelleneffekten in einzelnen Mineralen oder die Kompaktion des Porenraums ebenso wie die Simulation der Bildung von 1000 Kilometer großen Mega-Impaktstrukturen. Eine exakte, quantitative Bestimmung verschiedener Parameter, wie Druck, Temperatur, Verformungspfad und Bewegungspfad von Material ist dadurch zu jedem beliebigen Punkt in Raum und Zeit möglich. Jede der methodischen Ansätze besitzt Vor- und Nachteile bei der Analyse von Einschlagsereignissen. Die irdischen und planetaren Krater liefern die Realität, die verstanden werden will. Doch Aufschlussverhältnisse und Komplexität der Strukturen setzen Grenzen bei der Ableitung der hochdynamischen Prozesse und ihrer Randbedingungen. Außerdem steht nur das Endprodukt zur Verfügung. In experimentellen Studien sind die Randbedingungen exakt definiert und der Einfluss von Parametern wie Lithologie, Einschlagwinkel oder Wassergehalt auf die Kraterbildung lässt sich mit geeigneter Messtechnik aufzeichnen. Doch Schwierigkeiten bereitet hier die Limitierung auf kleine Krater, die Extrapolation hin zu realen Kratergrößen sowie die hohen Kosten für derartige Versuche. Numerische Modellierungen sind kostengünstiger und in der Lage, Krater beliebiger Größe zu simulieren. Doch die Simulationen können Fehlerquellen enthalten und sind immer nur so gut wie die in Experimenten ermittelten Materialmodelle, auf denen die Simulationen beruhen. In der Kombination der Verfahren unter Einbeziehung mikroanalytischer Verfahren liegt der einzig beschreitbare Weg, um den fundamentalen geologischen Prozess eines Einschlages zu verstehen. 4 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 4

5 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 2: (a) Die mehrere 10 km großen Asteroiden Mathilde, Gaspra und Ida stammen aus dem Asteroidengürtel (NASA). (b) Die Umlaufbahnen der bis 2001 entdeckten NEAs (STEEL 2001). Fig. 2: (a) The asteroids Mathilde, Gaspra and Ida from the asteroid belt have sizes larger than 10 km (NASA). (b) Orbits of all NEAs that were discovered until 2001(STEEL 2001). Herkunft der Projektile Bevor Kollisionsprozesse und die Kollisionsgeschichte im Erde-Mond-System erörtert werden, möchte ich kurz auf die Verursacher von Kollisionen in unserem Sonnensystem eingehen: die Asteroiden und Kometen. Meteorite, darunter versteht man das extraterrestrische Gestein, das auf der Erdoberfläche gefunden wird, sind Bruchstücke von Asteroiden. Im Gegensatz zu den silikat- und eisenreichen Meteoriten und Asteroiden handelt es sich bei Kometen um Aggregate, die aus Staub- und Gesteinsbruchstücken, sowie Wassereis, Trockeneis, Methan und Ammoniak und anderen volatilen Komponenten bestehen. Die überwiegende Zahl der Kollisionen mit der Erde wird durch Asteroiden (Abb. 2a) verursacht. Sie entstammen zumeist dem Asteroidengürtel, der sich mit einem Sonnenabstand von AE (AE: 1 Astronomische Einheit entspricht dem Abstand Sonne- Erde von etwa 150 Mio. km) zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter erstreckt. Im Asteroidengürtel befinden sich über unregelmäßig Z. geol. Wiss. 5 Namenlos-1 5 Cyan Magenta Gelb Schwarz

6 TH. KENKMANN geformte Gesteinsbrocken und Kleinplaneten mit einem Durchmesser von wenigen Metern bis zu fast tausend Kilometern. Der größte unter ihnen ist der 945 km große Zwergplanet 1-Ceres, der als erster entdeckt wurde und der 2015 im Rahmen der NASA Dawn-Mission besucht werden soll. Aufgrund des unterschiedlichen Reflektionsvermögens werden verschiedene Spektralklassen von Asteroiden unterschieden, die mit verschiedenen petrologischen Typen von Meteoriten korrelieren. So dominieren im inneren Bereich des Asteroidengürtels helle Asteroiden, die auf silikatreiche, im Laufe ihrer Geschichte teilweise oder auch ganz aufgeschmolzene Körper hindeuten, während in größerem Abstand dunkle, kohlenstoffhaltige Asteroiden überwiegen. Die Objekte im äußeren Bereich des Asteroidengürtels erfuhren in ihrer Entwicklung eine nur schwache Erhitzung und Veränderung und korrelieren mit primitiven C-Chondriten. Der Planet Jupiter ist ursächlich für die Bildung des Asteroidengürtels verantwortlich und beeinflusst seine Struktur und die Umlaufbahnen der Asteroiden. Er verursacht regelmäßige Bahnstörungen, wenn die Umlaufperioden der Asteroiden und des Jupiter bestimmte, ganzzahlige Verhältnisse annehmen. Der immer wieder in bestimmten Bahnpositionen auftretende Gravitationseffekt verstärkt sich allmählich (Resonanz), so dass sich in bestimmten Entfernungen auf Dauer keine stabilen Asteroidenbahnen ausbilden können. Hierdurch entstehen Lücken im Asteroidengürtel, die nach ihrem Entdecker als Kirkwood-Lücken bezeichnet werden. Ein Beispiel hierfür ist die 3:1 Resonanz, die bei 2,5 AE auftritt. Die instabilen Orbits spielen für die Bildung erdbahnkreuzender Asteroide eine wichtige Rolle, denn Asteroide, die durch Kollisionen untereinander in eine dieser instabilen Umlaufbahnen gelangen, verändern ihre Bahnparameter mit der Zeit und können in das innere Sonnensystem abgelenkt werden. Etwa zehn Prozent der bekannten Asteroiden bewegen sich außerhalb des Asteroidengürtels: Trojaner-Asteroiden nutzen die Orbits von Planeten wie Mars oder Jupiter. Kuipergürtel-Asteroide und Kometen bewegen sich auf Orbits jenseits des Neptun im äußeren Sonnensystem. Mit wahrscheinlich graduierlichem Übergang geht der Kuipergürtel in die Oortsche Wolke über, die etwa AE weit reicht und das Sonnensystem umhüllt. Sie gilt als Herkunftsort der Kometen. Durch Bahnstörungen benachbarter Himmelskörper verursacht, dringt ein Bruchteil dieser Körper als lang- oder kurzperiodische Kometen ins innere Sonnensystem vor. Besondere Aufmerksamkeit verdient die Gruppe der NEAs (Near Earth Asteroids), die per Definition eine Periheldistanz von < 1.3 AE aufweisen. Eine weitere Untergliederung der NEAs erfolgt nach ihren Bahneigenschaften: Bei den sogenannten Aten-Asteroiden ist die mittlere Orbithauptachse kleiner als die der Erde, bei Amor- und Apollo-Asteroiden dagegen größer. Bei letzteren ist der sonnennächste Punkt der Umlaufbahn (Perihel) geringer als jener der Erde, somit kreuzen sie das Erdorbit. Die Namensgebung dieser Gruppen erfolgte nach wichtigen Vertreter-Asteroiden der Gruppen. NEAs und unter ihnen vor allem die Apollo-Asteroiden sind diejenigen Himmelskörper, die für Impaktereignisse im Erde-Mond-System der vergangenen drei Milliarden Jahre hauptverantwortlich sind. Die Kollisionsgeschwindigkeiten von Asteroiden und Kometen mit der Erde liegen zwischen 11 und 72 kms 1, mit einer mittleren Geschwindigkeit von 17 kms 1. Die Minimalgeschwindigkeit entspricht der Fluchtgeschwindigkeit der Erde, die Maximalgeschwindigkeit ergibt sich durch das Aufsummieren der Bahngeschwindigkeiten von Erde und gegenläufigen Kometen. Prozesse bei der Bildung eines Impaktkraters Wenn Asteroiden oder Kometen mit einem Durchmesser von mehreren 100 Metern und einer Geschwindigkeit zwischen 11 und 72 kms 1 ( kmh 1 ) auf die Erde zurasen, werden sie durch die Erdatmosphäre nurmehr geringfügig abgebremst und schlagen annähernd mit ihrer ursprünglichen Geschwindigkeit auf der Oberfläche auf. Kollisionsvorgang und Kraterbildung lassen sich in drei, sich überschneidende Phasen untergliedern: (i) Kontakt/Kompression, (ii) Exkavation, (iii) Modifikation (MELOSH 1989), (Abb. 3): (i) Die erste Phase beginnt mit dem Kontakt der kollidierenden Körper. Die Bewegungsenergie des kosmischen Projektils wird in Bruchteilen einer Sekunde auf die Erdoberfläche, das Targetgestein, übertragen. Beide Körper erfahren eine extreme Verdichtung, die sich als Stoß- oder Schockwelle hemisphärisch ausbreitet. Die entstehenden Drücke können in Abhängigkeit von Größe, Geschwindigkeit und Zusammensetzung des Projektils das Millionenfache des Atmosphärendrucks erreichen. Anders als bei seismischen Wellen findet in Stoßwellen neben der elastischen Verformung eine bleibende Deformation statt, die mit einer Temperaturerhöhung verbunden ist. Sobald die Stoßwelle auf eine freie Oberfläche trifft, z. B. die Projektilrückseite, wird sie als Entlastungswelle reflektiert, womit die Kompressionsphase beendet ist. Die Temperaturen steigen bei der Kompression und der nachfolgenden adiabatischen Dekompression so weit an, dass Projektil und Teile des Targets, je nach Magnitude der Kompression, verdampfen bzw. aufschmelzen können. Im Druckintervall vom 2 60 GPa wird das Gestein stoß- 6 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 6

7 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 3: Stadien der Kraterbildung in einem komplexen Impaktkrater. Das Beispiel zeigt die Bildung des Nördlinger Rieses vor ca. 15 Millionen Jahren, basierend auf numerischen Modellrechnungen. Die unterste Abbildung zeigt einen geologischen Querschnitt von West nach Ost durch den heutigen Rieskrater. Fig. 3: Stages of crater formation in a complex impact crater. The example shows the formation of the Ries crater 15 million years ago that is based on numerical simulations. The lowermost figure shows an East-West cross section through the present Ries crater. wellen-metamorph überprägt. Bei Drucken von 2 10 GPa entstehen Stahlenkegel (Shatter cones) (Abb. 4a), im Intervall von GPa bilden sich sogenannte planare Deformationselemente (PDFs) in Quarz und anderen Mineralen (STÖFFLER & LANGENHORST 1994), (Abb. 4b). Hierbei handelt es sich um sehr dünne, gerade Lamellen entlang bestimmter kristallographischer Richtungen, in denen die Kristallgitterstruktur amorphisiert wurde. Diese sehr engständigen Lamellen bilden sich durchkreuzende Scharen im Kristall. In ihnen kann die Quarz-Hochdruckmodifikation Stishovit wachsen. Oberhalb von 35 GPa sind Quarz und Feldspäte vollständig amorphosiert und in diaplektisches Glas überführt. Die Quarz-Hochdruckmodifikation Coesit kann nesterartig in diaplektischem Quarzglas wachsen. Quarz, der eine Kompression von GPa ( bar) erfahren hat, schmilzt aufgrund der adiabatischen Druckentlastung komplett auf (Lechatelierit). Gesteins-Verdampfung setzt oberhalb von GPa ein (Abb. 5). Die Temperaturerhöhung, die ein Gestein durch die Stoßwellenkomprimierung erfährt, hängt neben dem Mineralbestand auch von der Porosität des Gesteins ab. Durch Kompaktion des porösen Gesteins wird sehr viel mechanische Arbeit beim Durchlauf der Stoßwelle verrichtet. Dies führt zu einer extremen Temperaturerhöhung im Gestein und gleichzeitig zur Dämpfung der Stoßwelle. Für zahlreiche wichtige gesteinsbildende Minerale ist die Stosswellendruck-Kalibrierung von charakteristischen Deformationseffekten in den vergangenen 40 Jahren durchgeführt worden. Z. geol. Wiss. 7 Namenlos-1 7 Cyan Magenta Gelb Schwarz

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9 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 4: Stoßwellen-Effekte: (a) Strahlenkegel (shatter cone) des Charlevoix-Impaktkraters, Quebec, Kanada (Bildbreite 60 cm). (b) Planare Deformationselemente (PDF) in Quarz, Upheaval Dome Impaktkrater, Utah, USA, aufgenommen mit einem Polarisationsmikroskop (BUCHNER & KENKMANN 2008). Fig. 4: Shock effects: (a) shatter cone of the Charlevoix-impact crater, Quebec, Canada (image width 60 cm). (b) Planar deformation feature (PDF) in quartz, Upheaval Dome impact crater, Utah, USA. The image was taken with a polarizing optical microscope (BUCHNER & KENKMANN 2008). (ii)die Stoßwellenkomprimierung ist mit einem Materialtransport verbunden, der zum Auswurf von Material führt (Abb. 3). Unterhalb des Aufschlagpunktes liegendes Gestein wird in den Krateruntergrund eingepresst. Seitlich vom Aufschlagpunkt liegendes Gestein wandert dagegen die Kraterwand des wachsenden Kraters hoch und wird entlang ballistischer Bahnen ausgeworfen. Diese Auswurfmassen beschreiben einen Auswurfkegel, dessen Radius rasch zunimmt. Im kraternahen Bereich werden diese Massen als geschlossene Auswurf-Decke häufig mit inverser Stratigraphie abgelagert und bestehen aus polymikten Brekzien, deren Bestandteile unterschiedliche Stoßwellenbelastung erfahren haben. Am Ende der Auswurfphase entsteht vorübergehend eine sehr tiefe Hohlform, deren Durchmesser nach einer Faustformel in Festgestein auf der Erde das Zehnfache des Projektildurchmessers ausmacht. (iii) Bewegungsprozesse, die nachfolgend unter dem Einfluss der Gravitation ablaufen, verändern den vorübergehenden Krater und werden der sogenannten Modifikationsphase zugerechnet (Abb. 3). Mit dem Einsetzen dieser Phase beginnt ein zum Kraterzentrum gerichteter Massenstrom. Gleichzeitig mit dem gravitativen Kollaps der übersteilten Kraterwände setzt eine Aufwölbung des Kraterbodens ein, die durch Auftriebskräfte gesteuert und von dem nach innen gerichteten Materialfluß unterstützt wird. In terrestrischen Kratern mit einem Durchmesser bis zu 3 km Durchmesser beschränken sich diese Ausgleichsbewegungen auf Rutschungen. Die ursprüngliche schüsselartige Hohlform bleibt erhalten, jedoch ändert sich das Verhältnis von Durchmesser und Tiefe der Krater wird größer und flacher. Man spricht von einfachen Kratern. Je größer die Hohlform ist, desto instabiler ist sie und desto umfassender sind die Ausgleichsbewegungen. Komplexe Impaktkrater sind an einer zentralen oder ringförmigen Aufwölbung im Kraterzentrum, dem sogenannten Zentralberg, einem relativ flachen Kraterboden sowie terrassierten Kraterwänden zu erkennen. Die Bildung komplexer Krater kann nur dann erklärt werden, wenn man eine dramatische Verringerung der Gesteinsfestigkeit annimmt. Das Modell der akustischen Fluidisierung (MELOSH & IVANOV 1999) liefert eine schlüssige Erklärung für diesen Effekt. Die Dauer der drei Phasen der Kraterbildung kann anhand den Ergebnissen einer Modellrechnung am Beispiel des Nördlinger Ries erläutert werden (WÜNNEMANN et al. 2005; KENKMANN & IVANOV 2006). Die Abfolge wird schematisch in Abb. 3 dargestellt. Betrachtet man einen Abb. 5: Der Druck- und Temperatur-Bereich der Stoßwellenmetamorphose und der gewöhnlichen Gesteinsmetamorphose zeigen keine Überlappungen. Fig. 5: The pressure and temperature regimes of shock metamorphism and standard rock metamorphism do not overlap. Z. geol. Wiss. 9 Namenlos-1 9

10 TH. KENKMANN Abb. 6: Der Mond, aufgenommen von der Galileo Sonde am Die hellen Strahlen stammen von dem Impaktkrater Tycho. Die mit dunkler Lava erfüllten Marebecken sind Oceanus Procellarum (links), Mare Imbrium (in der Mitte links), Mare Serenitatis and Mare Tranquillitatis (in der Mitte), and Mare Crisium (rechts), (Quelle: NASA). Fig. 6: The Moon, imaged from the Galileo spacecraft on Dec. 7,1992. The bright ejecta rays emanate from the impact crater Tycho. The dark Mare basins, filled with basaltic lava, are Oceanus Procellarum (left), Mare Imbrium, Mare Serenitatis and Mare Tranquillitatis (in the middle), and Mare Crisium (right), (NASA). Asteroiden (Dichte 3 gcm 3 ) von 1 bis 1,5 km Durchmesser, der mit einer Geschwindigkeit von 20 kms 1 im Winkel von 45 auf die Erdoberfläche auftrifft, so wird es ca Sekunden dauern, bis eine Kraterhohlform von 3 km Tiefe und 12 km Durchmesser entstanden ist. Der Auswurfkegel hat nach etwa 60 Sekunden an der Erdoberfläche eine Entfernung von 15 km vom Aufschlagpunkt erreicht. Sechzig bis neunzig Sekunden vergehen, bis die tiefe Hohlform in sich zusammengesunken ist, eine zentrale Aufwölbung gebildet wurde, und der 10 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 10

11 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Krater seine finale Größe von 25 km Durchmesser erreicht hat (WÜNNEMANN et al. 2005). Der Mond: Kronzeuge der Kollisionsgeschichte im Erde-Mond-System Den Schlüssel zur Kollisionsgeschichte des Erde-Mond- Systems hält der Erdmond bereit. Da er seit Milliarden Jahren geologisch inaktiv ist, stellt er ein unverändertes Archiv von Meteoritenkratern dar (Abb. 6). Betrachtet man seine Oberfläche, wie auch die anderer Planeten und Satelliten mit fester Oberfläche (z. B. Merkur, Mars, die Jupitermonde Ganymed und Kallisto, die Saturnmonde Rhea und Tethys) kommt man nicht umhin festzustellen, dass Impaktprozesse in der Tat zu den fundamentalsten geologischen Prozessen in unserem Sonnensystem zählen (SHOEMAKER 1977). Die Impaktkrater sind nicht gleichmäßig auf dem Erdmond verteilt. Helle Gebiete, die sogenannten Hochländer, weisen eine hohe Anzahl an Kratern pro Flächeneinheit auf und grenzen sich deutlich von dunkel erscheinenden runden Gebieten, den Mare-Regionen ab. Diese sind gigantische eingesenkte Kraterbecken (Multiring-Impaktstrukturen), die erst viele Millionen bzw. Milliarden Jahre nach ihrer Entstehung von basaltischer Lava geflutet wurden. Die dunklen Basaltebenen enthalten weit weniger Krater als die Hochländer. Die Kraterhäufigkeit pro Flächeneinheit ist ein Maß für das Alter der planetaren Oberfläche: Je älter eine Fläche ist, desto länger ist sie dem Asteroiden-Bombardement ausgesetzt und damit dichter von Kratern übersät. Die Impaktkraterdichte ist das wichtigste Werkzeug der Planetologen, um relative Altersdatierungen vorzunehmen und damit Stratigraphie von planetaren Oberflächen zu betreiben. Die Größen- und Häufigkeitsverteilung der Impaktkrater auf dem Mond lässt sich durch eine inkrementelle Logarithmusfunktion (Hartmann s production function) oder durch eine komplexe Polynomfunktion (Neukum s production function) beschreiben (NEUKUM et al. 2001). Dies gilt sowohl für junge als auch für alte planetare Oberflächen. Während sich das Häufigkeitsverhältnis der bestimmten Kratergrößen untereinander nicht verändert, nimmt aber die kumulative Anzahl von Kratern in allen Größenklassen mit steigendem Expositionsalter zu, so dass sich die Größen-Häufigkeitsverteilungs-Funktion parallel verschiebt. Ab einer bestimmten, sehr hohen Kraterdichte wird eine Sättigung erreicht. Durch neu gebildete Einschlagkrater werden alte Strukturen überdeckt oder vernichtet, so dass die Gesamtzahl konstant bleibt. In den 1960er und 1970er Jahren wurden im Rahmen der verschiedenen Apollo-Missionen der NASA und der Luna-Missionen der Sowjetunion insgesamt 385 kg Mondgestein von 9 verschiedenen Landestellen gesammelt und im Labor radiometrisch altersdatiert. Damit konnten die absoluten Alter von verschiedenen Basaltregionen und Impaktkratern bestimmt werden (DEUTSCH & STÖFFLER 1987), (Abb. 7). Durch die Kombination der absoluten Oberflächenalter mit gemessenen Kraterdichten auf diesen Flächen wurde es möglich, die Größen-Häufigkeitsverteilung altersmäßig zu kalibrieren. Die Auswurfdecken der mit Basaltlava erfüllten Multiring- Becken haben nach STÖFFLER & RYDER (2001) Alter, die zwischen 3,75 und 3,95 Milliarden liegen, die dunklen Basalt-Ebenen selbst sind mit drei Milliarden Jahren vergleichsweise jung. Das wohl bedeutendste Ergebnis der Untersuchung der Kraterhäufigkeit als Funktion der Zeit aber ist, dass die Kollisionsrate in den letzten drei Milliarden Jahren offenbar etwa konstant geblieben ist (NEUKUM et al. 2001), (Abb. 7). Davor jedoch, in der Zeit von 4,5 bis 3 Milliarden Jahren war die Kollisionsrate gegenüber heute um einen Faktor 10 bis 1000 erhöht. Kollisionen waren im frühen Sonnensystem der alles bestimmende Prozess. Die Planeten selbst sind durch millionenfache Kollisionen zu ihrer heutigen Größe herangewachsen. Damit ist die Kollision der wichtigste Prozess der Akkretion. Die Bildung des Erdmondes selbst geht auf die Megakollision der Proto-Erde mit einem etwa Mars-großen Körper ( Theia ) ca. 60 Millionen Jahre nach Bildung des Sonnensystems zurück. Die für den Mond geeichte Altersbestimmung lässt sich unter Berücksichtigung verschiedener Faktoren wie Größenunterschied, Gravitation, und Beschaffenheit, bzw. Präsenz einer Atmosphäre, auf die Erde, den Mars und auf Kleinplaneten im Asteroidengürtel übertragen. Darüber hinaus zeigt die für den Erdmond bestimmte Krater-Produktionsfunktion eine sehr gute Übereinstimmung in der Größen-Häufigkeitsverteilung von NEA- Asteroiden (Near Earth Asteroids), vor allem in der Größenklasse von 2 20 km großen Objekten (NEUKUM et al. 2001). Über Skalierungsgesetze wird die kinetische Energie der Projektile (1/2 Masse Geschwindigkeit zum Quadrat) mit einer im Falle eines Einschlages zu erwartenden Kratergröße korreliert. Auch die durch geostationäre Satelliten bzw. vom Erdboden aus aufgezeichneten Meteoroiden-Feuerbälle, die in der Erdatmosphäre auftreten (NEMTCHINOV et al. 1997; HALLIDAY et al. 1996), zeigen für kleine Krater große Übereinstimmungen mit der Kraterproduktionsfunktion des Mondes. Impaktkrater der Erde: Verbreitung und limitierende Faktoren Während der Erdmond seit langem geologisch gesehen tot ist, finden auf der Erde vielfältige Prozesse statt, die die Oberfläche der Erde permanent umgestalten. Gestei- Z. geol. Wiss. 11 Namenlos-1 11

12 TH. KENKMANN ne, die älter als drei Milliarden Jahre sind die somit schon existierten, als das ausklingende starke kosmische Bombardement noch im Gange war sind auf der Erde selten (z. B. KOEBERL 2006); ihr Vorkommen ist auf Regionen in Kanada, Westaustralien, Südafrika, Fennoskandien und Grönland beschränkt. Durch endogene Prozesse wie Plattentektonik und damit verbundene Gebirgsbildung werden Gesteine der Erdkruste durchgreifend umgestaltet oder wieder in den Erdmantel subduziert. An der Erdoberfläche sind Gesteine exogenen Prozessen wie Verwitterung, Erosion oder Sedimentation ausgesetzt. Die allerwenigsten Krater sind daher unverändert erhalten geblieben. Das terrestrische Impakt-Register ( ca/passc/impactdatabase/) zeigt dementsprechend starke Abweichungen von der vom Mond zu erwartenden Häufigkeits-Größen-Verteilung. Abb. 7: Durch die Verknüpfung von radiometrisch bestimmten Mondprobenaltern bestimmter Oberflächenbereiche mit der Kraterdichte dieser Oberflächen gelang es, spezifische Kraterdichten hinsichtlich der Krustenalter zu kalibrieren. Die Abbildung zeigt, dass die Kollisionsrate im Erde-Mond-System in den vergangenen 3 Milliarden Jahren in etwa konstant geblieben ist. Fig. 7: The link between radiometric ages for lunar samples of certain surface areas and the crater density of these surfaces allowed to calibrate crater densities with respect to absolute ages. The figure shows that the collision rate was approximately constant for the last three billion years. Die Atmosphäre als Schutzschild Das Vorhandensein einer Atmosphäre beeinflusst die terrestrische Impaktkrater-Häufigkeit. Sie stellt einen wirkungsvollen Schutzschild gegenüber Einschlägen kleinerer Objekte dar, die statistisch die Erde am häufigsten treffen. Während ihrer Passage durch die Atmosphäre fragmentieren kleinere Asteroiden, verlieren durch Ablation an Masse und werden schließlich bis zur gewöhnlichen Fallgeschwindigkeit abgebremst. Die kinetische Energie beim Einschlag reicht dann nicht mehr aus, um eine Stoßwelle und damit einen Impaktkrater zu bilden. Fragmentierung von Meteoroiden findet statt, sobald die atmosphärisch bedingten Spannungen größer werden als die dynamische Festigkeit der Meteoroiden. Kleinere Bruchstücke werden rascher abgebremst als große und fallen schließlich in Parabelbahnen fast senkrecht auf die Erdoberfläche. Das Resultat sind Meteoriten-Streufelder auf der Erdoberfläche. Ist die beim Einschlag der Bruchstücke übertragene Energie erhöht, können Cluster von Einschlagtrichtern entstehen, die eine Streufeld-Ellipse bilden (Beispiel: Morasko-Kraterstreufeld in Polen). Mit zunehmender Asteroidgröße wird die Abbremsung schwächer und die räumliche Separation der Fragmente im Verhältnis zur Fragment- 12 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 12

13 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 8: (a) Durchmesser und Alter der bekannten terrestrischen Impaktkrater. (b) Die Impaktkratertiefe aufgetragen gegen das Alter der Impaktkrater. Das Fehlen von Kratern im linken oberen Feld deutet auf entsprechende Erosionsraten hin. Fig. 8: (a) Diameter and age of the currently known terrestrial impact structures. (b) Assumed depth of impact craters vs. age of the structures. The lacking of craters in the upper left indicates that erosion has destroyed these structures. größe geringer, so dass die resultierenden Einschlagtrichter letztendlich einen gemeinsamen Krater bilden (BLAND & ARTEMIEVA 2006). Eine umfassende Fragmentierung tritt bei Eisenmeteoroiden unterhalb von 50 m Projektilgröße auf, bei brüchigen Steinmeteoroiden werden selbst noch 200 m große Projektile fragmentiert. Erosionsrate und Sedimentationsrate Die Größen-Häufigkeitsverteilung von Impaktkratern hängt von der Expositionsdauer der Lithologien an der Erdoberfläche ab. Die Expositionsdauer wird durch die Sedimentationsrate und Erosionsrate bestimmt. Die Expositionsdauer kann maximal dem Alter des Gesteins Z. geol. Wiss. 13 Namenlos-1 13

14 TH. KENKMANN entsprechen, liegt aber in der Regel wesentlich darunter. Fast alle terrestrischen Krater von 1 km Größe oder kleiner sind jünger als 1 Million Jahre. Es dauert also maximal 1 Million Jahre, bis ein Krater dieser Größe vollständig bedeckt oder erodiert ist, bzw. aufgrund des Fehlens eindeutiger Impaktindikatoren nicht mehr als Krater identifiziert werden kann. Die transiente Kratertiefe H t eines einfachen Kraters wächst mit dessen Durchmesser D t und folgt der empirisch gefundenen Gesetzmäßikeit: H t ~D t / 2,7 (MELOSH 1989). Unter der Annahme, dass H t etwa der Abtragungstiefe entspricht, bis zu der der Krater durch Gesteinszerrüttung erkennbar ist, bedeutet dies, dass ein Krater von 1 km Durchmesser eine Abtragung von etwa 370 m erforderlich macht, bevor er bis zur Unkenntlichkeit abgetragen ist. Das entspricht einer Erosionsrate von 0,37 mm pro Jahr. Dieser Wert liegt ein bis zwei Größenordnungen über dem normaler Erosionsraten, die heute mittels radiogener Nuklide für verschiedene Bereiche kontinentaler Schilde und unterschiedlicher Klimazonen ermittelt wurden (z. B. RIEBE et al. 2001; VON BLANCKENBURG et al. 2004; GAYER et al. 2008). Diese Diskrepanz zeigt, dass es (i) entweder einer geringeren Erosion bedarf, um diese einfachen Krater abzutragen, (ii) Impaktgesteine besonders leicht ausräumbar sind und/oder (ii) dass die Erosionsrate im Quartär höher gewesen ist als in der übrigen Erdgeschichte. Krater, die größer als einige Kilometer sind, werden offenbar vor der Erosion längerfristiger geschützt. Für die Sedimentationsrate lässt sich eine ähnliche Überlegung anstellen. Die Abb. 8 zeigt, dass die Existenz vieler Krater, vor allem mittlerer Größe, auf eine vergleichsweise geringe Erosionsrate von nur 0,0005 mm pro Jahr hindeuten. Diese Krater sind vor allem auf stabilen Kratonen vertreten, wo die Erosionsraten geringer sind. Einfluss des Krustenalters Das Alter der an der Erdoberfläche zu Tage tretenden kontinentalen Kruste ist bedeutend jünger als das des Mondes. In alten Kratonen beträgt das mittlere Krustenalter >2.5 Milliarden Jahre. Die Expositionsdauer von Gestein in Hochgebirgsregionen ist dagegen wesentlich geringer. Auch in rezenten Senkungs- und Sedimentationsräumen ist das Expositionsalter sehr gering (DUFF 1994). Somit ist die Kraterdichte der Erde grundsätzlich geringer als die des Erdmondes. Obwohl das Gesteinsalter nicht mit dessen Expositionsalter korrelieren muss, ist die Kraterdichte dennoch im Bereich der alten Kratone (Nordamerika, Australien, Südafrika, Nordeuropa) am höchsten, da hier auch die Erosionsraten tendenziell aufgrund geringer Reliefenergie am geringsten sind (Abb. 9). HUGHES (2000) untersuchte die Kraterverteilung auf den nordamerikanischen, australischen und europäischen Kratonen, und konnte zeigen, dass für diese tektonisch stabilen Regionen mit geringer Erosionsrate nahezu alle Krater, die in den letzen 125 Mio. Jahren gebildet wurden, erhalten geblieben sind, sofern sie größer als 2,5 km sind. Krater, die kleiner als 2,5 km sind, haben dagegen eine sehr viel geringere Überlebensdauer. Betrachtet man einen Zeitabschnitt von 200 Millionen Jahren, weisen die Kraton-Flächen der Erde hingegen nur noch 70 % der zu erwartenden Impaktkrater auf (HUGHES 2000). Hier macht sich dann die Erosion auch größerer Strukturen bemerkbar. Wasserbedeckung Etwa 70 % der Erdoberfläche ist von Wasser bedeckt. Die ozeanische Kruste, die ein Maximalalter von lediglich 200 Millionen Jahren und ein mittleres Alter von 60 Millionen Jahren besitzt, ist geologisch sehr jung und daher dem kosmischen Bombardement erst relativ kurz ausgesetzt gewesen, was die zu erwartende Kraterdichte auf dem Ozeanboden gering werden lässt. Zudem bietet die im Durchschnitt 4 km tiefe Wassersäule einen wirkungsvollen Schutz gegenüber kleineren Einschlägen mit Projektilgrößen bis 1 km, denn deren Krater bilden sich ausschließlich innerhalb der Wassersäule aus. In den Küstenund Schelfregionen sollten jedoch entsprechende Tsunami-Ablagerungen von derartigen Ereignissen künden. Die systematische Untersuchung von Schelfablagerungen unter dem Gesichtspunkt von Impakttsunamis hat noch nicht stattgefunden. Der Projektildurchmesser muss also mehr als 1/4 der Wassertiefe betragen, damit in der ozeanischen Kruste ein Krater entsteht (z. B. SHUVALOV et al. 2005). Mit Ausnahme des Eltanin-Impaktes im Südpazifik, der aber keinen Krater am Ozeanboden erzeugt hat, befinden sich alle bislang bekannten marinen Impaktkrater auf Schelfbereichen. Fazit Die Zahl der bekannten irdischen Impaktkrater wird durch eine Reihe von Faktoren bestimmt bzw. beeinflusst. Abweichungen von der für den Erdmond abgeleiteten Kraterhäufigkeit ergeben sich durch (i) das Vorhandensein eines atmosphärischen Schutzschildes, der die Zahl kleiner Impaktkrater dezimiert, (ii) der 70%igen Bedeckung der Erde mit Wasser, (iii) sowie durch das im Vergleich zum Mond wesentlich jüngere Durchschnittsalter der Erdkruste. (iv) Erosions- und Sedimentationsrate bestimmen das Expositionsalter und damit die zu erwartende Häufigkeit von Kratern. (v) Die Verteilung der irdischen Impaktkrater reflektiert zudem auch die Intensität der wissenschaftlichen Erforschung sowie die Zugänglichkeit bestimmter Regionen inklusive deren 14 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 14

15 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 9: Die Weltkarte zeigt die Verbreitung der derzeit bekannten Impaktkrater. Deutlich zu erkennen ist die Scharung von Impaktkratern im Bereich alter Kratone in Nordeuropa, Nordamerika und Australien. Fig. 9: The world map displays the distribution and location of the currently known impact craters. A distinct concentration of crater structures occurs on the ancient cratons in northern Europe, North America and Australia. Aufschlussverhältnisse. Wir wissen, dass auf der Erde noch Tausende von Kratern in der Erdkruste verborgen liegen, die Frage ist nur, wo genau sie zu finden sind. Die Anzahl der entdeckten Krater wächst (Abb. 10). Lediglich 20 Krater waren 1940 bekannt, 50 Krater kannte man 1970 und 100 Krater Inzwischen kennen wir auf der Erde 176 Meteoritenkrater (Abb. 9) (Earth impact database: /ImpactDatabase/). Die Kurve der Abb. 10 zeigt, dass die Entdeckungen pro Zeit höchstwahrscheinlich weitersteigen werden. Bei der Zertifizierung einer neu entdeckten Impaktstruktur müssen strikte Kriterien erfüllt sein (FRENCH 1998; REIMOLD 2007). An erster Stelle müssen eindeutige Effekte der Stoßwellenmetamorphose dokumentiert werden: Hierzu zählen Strahlenkegel, planare Deformationselemente (PDF) in Quarz oder Feldspat, diaplektische Gläser, Impaktschmelzgesteine oder Hochdruckphasen, geochemische Signaturen oder Relikte des Projektils. Weitere wichtige Kriterien, die alleine betrachtet jedoch nicht beweisträchtig sind, aber häufig gemeinsam mit den erstgenannten Faktoren auftreten, sind: zirkulare geologische Struktur mit oder ohne zentraler Aufwölbung und konzentrisch und/oder radial angeordnete Verwerfungszonen, intensive Bruchdeformation, Vorhandensein monomikter und polymikter Brekzien, Pseudotachylite, Iridium- und anderer Platingruppenelement-Anomalien, charakteristische Anomalien im Schwerefeld, in der remanenten Magnetisierung oder der seismischen Struktur. Chronologie wichtiger Impakt-Ereignisse in der Erdgeschichte Über 85 % der uns bekannten Impaktstrukturen haben ein phanerozoisches Alter. Weniger als 10 % sind im Präkambrium entstanden, dass immerhin 85 % der Erdgeschichte umspannt. Die ältesten Zeugen von Impaktereignissen auf der Erde sind nicht etwa reliktisch erhaltene Kraterstrukturen (KOEBERL 2006), sondern sogenannte spherule-lagen aus dem Archaikum. Spherules (Kügelchen) bilden sich innerhalb einer turbulenten, sich abkühlenden Ejektawolke über einem Krater als erstarrte Schmelzkügelchen mit Säumen von Staub und Kondensaten und werden durch atmosphärische Winde weit verbreitet und häufig im marinen Milieu abgelagert. Die ältesten Spherule-Lagen stammen vom östlichen Pilbara- Kraton in Westaustralien und besitzen ein Alter von 3,47 Mrd. Jahren (BYERLY et al. 2002). Aufgrund ihrer Ni/Crund Ni/Co-Signatur und anderer Indikatoren wie Z. geol. Wiss. 15 Namenlos-1 15 Cyan Magenta Gelb Schwarz

16 TH. KENKMANN Abb. 10: Die Anzahl der auf der Erde entdeckten Kraterstrukturen wächst kontinuierlich an. Fig. 10: The number of newly discovered impact crater structures on Earth is continuously growing. Cr-Isotopendaten (KOEBERL 2007) konnte ihr Ursprung als Impaktprodukt nachgewiesen werden. Diese Ablagerungen zählen zu den wenigen Relikten des ausklingenden starken kosmischen Bombardements, das die Erde im Archaikum mit Sicherheit ebenso betroffen hat wie den Mond. GRIEVE et al. (2006) konnten zeigen, dass bei extrem großen Einschlägen derart viel Impaktschmelze gebildet wird, dass die entstehenden Multiring-Kraterbecken, anders als auf dem Mond, gewissermaßen in ihrer eigenen Schmelze versinken und daher schwer zu identifizieren sind. Jüngere Ejekta-Lagen besitzen ein Alter von 2,5 2,6 Milliarden Jahren und wurden sowohl im Hammersley- Becken in Westaustralien als auch in Horizonten der Transvaal Supergruppe Südafrikas gefunden und miteinander korreliert (SIMONSON et al. 2004). Die ältesten bekannten Impaktkrater, zugleich auch die größten, sind Vredefort in Südafrika (2,02 Milliarden Jahre, km Durchmesser) und Sudbury in Kanada (1,85 Milliarden Jahre, 200 km Durchmesser). Der Vredefort-Krater ist mit 7 8 km tiefgreifend erodiert (GIBSON & REIMOLD 2005). Dementsprechend gibt es keine Relikte seiner Auswurfmassen. Im Zentrum der Struktur, die etwa 120 km südwestlich von Johannesburg gelegen ist, liegt eine etwa 70 km messende Aufdomung, die aus archaischen und paläoproterozoischen Gesteinen des Kaapvaal Kratons aufgebaut wird und eine amphibolit- bis granulitfazielle Metamorphose besitzt. Diese Aufdomung stellt den Zentralberg des Kraters dar. Neben Strahlenkegeln und geschockten Mineralen ist der Vredefort-Krater bekannt für seine mächtigen Vorkommen von Pseudotachyliten das sind dunkle Schmelzadern im Gestein, deren Entstehung nach wie vor kontrovers diskutiert werden (z. B. REIMOLD & COLLISTON 1994; KENKMANN et al. 2000), (Abb. 11). Der Sudbury-Impakt wurde zwar durch Gebirgsbildung verformt, dafür ist seine Abtragung nicht so weit fortgeschritten. So stellt heute das differenzierte Impaktschmelzbecken des Kraters eine der größten Kupfer- und Nickellagerstätten dar (THERRIAULT et al. 2002). Auch distale Auswurfmassen dieses Kraters, die geschockte Minerale und Spherules enthalten, wurden in über 650 km Entfernung nachgewiesen (ADDISON et al. 2005). Von den 24 Impaktkratern mit präkambrischen Alter möchte ich eine weitere markante Struktur herausstellen: es handelt sich um den ca. 13 km großen Spider- Impaktkrater, der im Kimberley-Plateau in Westaustralien liegt (Abb. 12). Dieser Krater ist stark erodiert und bietet daher Einblicke in die Tiefenstruktur eines Zentralberges. Der Zentralberg besteht aus einer Abfolge von Schichtrippen, die durch einen verwitterungsresistenten Sandstein aufgebaut werden und dem Krater seinen Namen verliehen haben. Die Sedimentpakete wurden bei der Kratermodifikation dachziegelartig von Nord nach Süd aufgeschoben und umschließen eine zentrale Zone, in der eine hohe Stoßwellenbelastung vorliegt. Aus ihrer Anordnung und tektonischen Transportrichtung kann ein schiefwinkliger Einschlag aus NNE Richtung abgeleitet werden (SHOEMAKER & SHOEMAKER 1987). Ein großer Sprung in der Chronologie der Impaktereignisse der Erdgeschichte führt uns zu einem, bzw. einer Schar von Ereignissen, die im Ordovizium stattgefunden haben. Fünf Impaktkrater aus dem skandinavischbaltischen Bereich haben Alter, die zwischen Millionen Jahren liegen. Es handelt sich um die Impakt- Strukturen Lockne (7,5 km Durchmesser), Tvären (2 km Durchmesser) und Granby (3 km Durchmesser) in Schweden sowie Kärdla (7 km Durchmesser) und Neugrund (8 km Durchmesser) in Estland. Die zumeist auf biostratigraphischen Methoden beruhende Datierung der Krater ist leider zu ungenau, um sie mit Sicherheit auf ein singuläres Ereignis zurückführen zu können. Vieles spricht jedoch dafür, dass in dieser Zeit die Anzahl erdbahnkreuzender Asteroiden erhöht war, insbesondere die Funde von über 40 fossilen Meteoriten von 1 20 cm Größe (SCHMITZ et al. 2001) und eine Vielzahl von gefundenen extraterrestrischen Chromitkörnern, die höchstwahrscheinlich ebenfalls von den Meteoriten herstammen (SCHMITZ et al. 2003). Die Meteoriten allesamt vermutlich L-Chondrite sind in verschiedenen Horizonten des Orthoceratiten-Kalksteins von Kinnekulle in Schweden 16 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 16

17 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 11: Pseudotachylit-Gang in proterozoischem Granit des Vredefort-Doms, Südafrika. Die dunklen Schmelzen füllen Extensionszonen. Ob die Schmelzen durch Stoßwellenbelastung und/oder Reibung generiert wurden oder sogar von der Impaktschmelzdecke des Kraters herstammen, wird derzeit kontrovers diskutiert. Fig. 11: Pseudotachylite dike in a Proterozoic granite of the Vredefort-dome, South Africa. The dark melt veins have filled extensional zones. If the melt was generated by shock heating, frictional melting, or is derived from a coherent impact melt body, is currently discussed controversly. eingebettet und besitzen ein Alter von 480 Millionen Jahren. Der Meteoriten-Flux lag zu dieser Zeit offenbar 1 2 Größenordnungen über dem Durchschnitt und ist höchstwahrscheinlich auf ein größeres Kollisions-Ereignis im Asteroidengürtel, vermutlich innerhalb der sogenannte Flora-Gruppe zurückzuführen, bei dem ein L-chondritischer Asteroidenmutterkörper fragmentiert wurde. Eine weitere Häufung von Impaktereignissen findet sich auch im späten Devon im Bereich der Frasnien/ Famennien-Grenze. Bei den oberdevonischen Impaktkratern ist die bestehende Datierung teilweise zu ungenau, um die Einschläge gesichert in einen kausalen Zusammenhang mit den Massenextinktionen zu stellen und einem großen Kollisionsereignis im Asteroidengürtel zuzuschreiben. Es handelt sich um folgende Impaktkrater: den schwedischen Impaktkrater Siljan (376 Millionen Jahre), der mit 65 km der größte in Westeuropa ist, der Ilyinets-Struktur der Ukraine (378 Millionen Jahre, 8,5 km Durchmesser), den Kaluga-Impaktkrater in Russland (380 Millionen Jahre, 15 km Durchmesser), sowie den Flynn Creek Krater der USA (3,8 km Durchmesser, 360 +/ 20 Millionen Jahre). Kontrovers wird auch diskutiert, ob die großen Impaktstrukturen Manicouagan, Kanada (100 km Durchmesser, 214 +/ 1 Millionen Jahre), Saint Martin, Kanada (40 km Durchmesser, 220 +/ 32 Millionen Jahre), Rochechouart, Frankreich (24 km Durchmesser, 214 +/ 8 Millionen Jahre), Obolon, Ukraine (20 km Durchmesser, 215 ± 25 Millionen Jahre) und Red Wing, USA (9 km Durchmesser, 200 +/ 25 Millionen Jahre) mit einem einzigen Asteroidenschauer in der späten Triaszeit erklärt werden können (MELOSH 1998). Ein weniger spektakuläres Ereignis, das zudem nur sehr ungenau als Oberkreide datiert ist, ist die Bildung des nur 7 8 km großen Upheaval Dome Impaktkraters Z. geol. Wiss. 17 Namenlos-1 17

18 TH. KENKMANN Abb. 12: Der Zentralberg des erodierten präkambrischen Impaktkraters Spider, Westaustralien, besteht aus verschiedenen tektonischen Schuppen, die dachziegelartig übereinander geschoben wurden. Der Pfeil gibt die Richtung des eingeschlagenen Projektils an (Satellitenbild: Google Earth). Fig. 12: The central uplift of the Prekambrian impact crater Spider, Westaustralia, is built up by a number of tectonical slices, that were thrusted onto each other to form an imbricated stack. The arrow points to the impact direction (Satellite image: Google Earth). im Bereich des heutigen Colorado-Plateaus in Utah, USA. Um so spektakulärer ist sein heutiges, durch Erosion bedingtes Erscheinungsbild (Abb. 13). Der Krater wurde seit seiner Bildung um etwa 1 1,5 km tief abgetragen. Der Zentralberg des komplexen Kraters bildet heute nach Reliefumkehr einen Kessel, umrahmt von Steilwänden. Die komplizierte Architektur und Deformation des Krateruntergrundes kann hier studiert werden wie an keinem anderen irdischen Krater (KENKMANN et al. 2005). Der Nachweis stoßwellenmetamorph überprägter Minerale gelang BUCHNER & KENKMANN (2008). Zu den einschneidendsten Ereignissen im Laufe der Erdgeschichte zählt zweifelsfrei die Kreide-Tertiär Grenze, auch Kreide-Paläogen genannt, die zu den fünf bedeutsamsten Massenextinktionen gerechnet wird. Im Jahre 1980 entdeckten der Physiknobelpreisträger Luis W. Alvarez, gemeinsam mit seinem Sohn, dem Geologen Walter Alvarez und den Chemikern Frank Asaro und Helen Michel die Iridium-Anomalie des Kreide-Tertiär Grenztons im italienischen Ort Gubbio und an der dänischen Steilküste südlich von Kopenhagen bei Stevns Klint (ALVAREZ et al. 1980). Die untersuchten Proben enthielten einen Iridiumanteil, der ein Vielfaches der normalen pelagischen Ir-Konzentration ausmachte. Da derart hohe Iridiumkonzentrationen nur von Meteoriten bekannt sind, schlossen die Wissenschaftler auf eine Anreicherung des Elements durch ein massives Impaktereignis und schätzten eine Größe des Projektils auf 10 km. Neben der Iridium-Anomalie wurden in der Folgezeit an den verschiedensten KT-Grenzen weltweit geschockte Minerale, 18 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 18 Cyan Magenta Gelb Schwarz

19 Asteroiden- und Kometeneinschläge in der Erdgeschichte Abb. 13: (a) Der morphologische Kessel im Zentrum des Upheaval Dome Impaktkraters in Utah entspricht dem inneren Teil der zentralen Aufwölbung. (b) Die Struktur besitzt eine sehr komplexe Tektonik. Dargestellt ist eine 3D Strukturkarte des Zentralberges (nach KENKMANN et al. 2005) Fig. 13: (a) The circular morphological depression in the center of the Upheaval Dome impact crater in Utah corresponds to the uplift of deep seated strata. (b) The structure of the central uplift is complex and composed of dismembered blocks. The three-dimensional structure displays the spatial distribution of a single marker bed (KENKMANN et al. 2005) Z. geol. Wiss. 19 Namenlos-1 19 Cyan Magenta Gelb Schwarz

20 TH. KENKMANN Abb. 14: (a) Eine ICDP-Tiefbohrung wurde im Chicxulub-Krater, Mexiko durchgeführt. Die Bohrlokalität Yaxcopoil befindet sich in 60 km Entfernung vom Impaktkrater. (b) Rundliche Schwerefeld-Anomalie des Chicxulub-Impaktkraters (Quelle: Lunar and Planetary Institute). Fig. 14: (a) In the framework of ICDP, a deep drilling project was performed in the Chicxulub impact crater, Mexico. (b) Circular gravity-anomaly of the Chicxulub impact crater (Lunar and Planetary Institute). Impakt-Spherules, oder Aschelagen identifiziert, die mit einem Einschlag von globalen Auswirkungen (KIESSLING & CLAEYS 2001) im Einklang stehen. Als in der Fachwelt allgemein akzeptierter Verursacher der Iridium-Anomalie, der Anreicherung geschockter Minerale und der Massenextinktion an der KT-Grenze gilt der Chicxulub-Krater im Norden der Halbinsel Yucatán im Golf von Mexiko (HILDEBRAND et al. 1991). Mit einem Durchmesser von 180 km zählt er zu den größten bekannten irdischen Meteoritenkratern. Das Alter des Kraters (65 Mio. Jahre) ist identisch mit dem Übergang von der Kreidezeit zur Tertiärzeit. Da der Krater unter mächtigen, jüngeren Sedimentgesteinen verborgen ist, wurde er erst 1991 entdeckt. Zu seiner Erkundung waren geophysikalische Untersuchungen sowie Tiefbohrungen nötig. Im Rahmen des internationalen kontinentalen Tiefbohrprogramms ICDP wurde eine 1511 m tiefe Bohrung etwa 60 km vom Kratermittelpunkt entfernt niedergebracht (Abb. 14). Die komplexe Gesteinsabfolge der Bohrung erlaubte die Rekonstruktion der hochdynamischen Kraterbildung. In einer Tiefe von m wurden die Auswurfmassen des Kraters durchbohrt. Sie bestehen aus mehreren Schichten von schmelzreichen polymikten Brekzien (Suevit), sowie lithischen Brekzien, die verstellte Sedimentgesteinsblöcke der Kreidezeit überlagern. Bei dem Einschlag wurde eine drei Kilometer mächtige Sequenz von Kalksteinen und Sulfaten einer Schelfplattform getroffen, wodurch beim Einschlag sowohl große Mengen an Fragmenten und Staub herausgeschleudert, als auch erhebliche Mengen der Klimagase CO 2 und SO x in die Atmosphäre freigesetzt wurden. Dieser vielfältige atmosphärische Eintrag verteilte sich global und hatte kurzfristige (Verdunklung, Waldbrände, Erwärmung) wie längerfristiger Konsequenzen (schwefelsaurer Niederschlag, Abkühlung) für die Atmosphäre. Die Massenextinktionen hängen vermutlich mit dem umfassenden Kollaps der Nahrungskette infolge der plötzlichen Umweltänderungen zusammen. Durch die ICDP-Bohrung im Chicxulub- Krater wurde zudem festgestellt, dass die Schichten zur Zeit des Einschlages öldurchtränkt waren (Abb. 14), und deutlich mehr als 12 km 3 organisches Material beim Einschlag freigesetzt wurde (KENKMANN et al. 2004). Anhand einer ICDP-Tiefbohrung, die 2006 niedergebracht wurde, konnte ein weiteres großes Einschlagereignis in der jüngeren Erdgeschichte vor 35,5 Millionen Jahren minuziös rekonstruiert werden: Der Einschlag 20 Z. geol. Wiss. Namenlos-1 20 Cyan Magenta Gelb Schwarz