Los cráteres secundarios son cráteres de impacto formados por la eyección expulsada de un cráter más grande. A veces forman cadenas de cráteres radiales . Además, los cráteres secundarios a menudo se ven como cúmulos o rayos que rodean a los cráteres primarios. El estudio de los cráteres secundarios explotó alrededor de mediados del siglo XX cuando los investigadores que estudiaban los cráteres de la superficie para predecir la edad de los cuerpos planetarios se dieron cuenta de que los cráteres secundarios contaminaban las estadísticas de cráteres del recuento de cráteres de un cuerpo . [1]
Cuando un objeto extraterrestre impulsado por la velocidad impacta un cuerpo relativamente estacionario, se forma un cráter de impacto. Los cráteres iniciales que se forman a partir de la colisión se conocen como cráteres primarios o cráteres de impacto . El material expulsado de los cráteres primarios puede formar cráteres secundarios (secundarios) en algunas condiciones: [2]
Si el material expulsado se encuentra dentro de una atmósfera, como en la Tierra, Venus o Titán, entonces es más difícil mantener una velocidad lo suficientemente alta como para crear impactos secundarios. De la misma manera, los cuerpos con tasas de recuperación más altas, como Ío, tampoco registran cráteres en la superficie. [2]
Los cráteres autosecundarios son aquellos que se forman a partir de material expulsado de un cráter primario, pero que son expulsados en un ángulo tal que el material expulsado hace un impacto dentro del propio cráter primario. Los cráteres autosecundarios han causado mucha controversia entre los científicos que excavan superficies craterizadas con la intención de identificar su edad basándose en la composición y el material fundido. Una característica observada en Tycho se ha interpretado como una morfología de cráter autosecundario conocida como palimpsestos . [3] [4]
Los cráteres secundarios se forman alrededor de los cráteres primarios. [2] Cuando se forma un cráter primario después de un impacto en la superficie, las ondas de choque del impacto harán que la superficie alrededor del círculo de impacto se estreche, formando una cresta exterior circular alrededor del círculo de impacto. El material eyectado de este impacto inicial es empujado hacia arriba fuera del círculo de impacto en un ángulo hacia el área circundante de la cresta de impacto. Esta manta de material eyectado , o área amplia de impactos del material eyectado, rodea el cráter. [5]
Los cráteres secundarios pueden aparecer como cráteres singulares de pequeña escala similares a un cráter primario con un radio más pequeño, o como cadenas y cúmulos. Una cadena de cráteres secundarios es simplemente una fila o cadena de cráteres secundarios alineados uno junto al otro. Del mismo modo, un cúmulo es una población de cráteres secundarios cerca uno del otro. [6]
Los cráteres primarios se forman a partir de impactos de alta velocidad cuyas ondas de choque fundamentales deben superar la velocidad del sonido en el material objetivo. Los cráteres secundarios se producen a velocidades de impacto más bajas. Sin embargo, deben producirse a velocidades lo suficientemente altas como para generar tensión en el cuerpo objetivo y producir resultados de deformación que excedan los límites de elasticidad, es decir, los proyectiles secundarios deben romper la superficie. [2]
Cada vez resulta más difícil distinguir los cráteres primarios de los secundarios cuando el proyectil se fractura y se rompe antes del impacto. Esto depende de las condiciones atmosféricas, junto con la velocidad y la composición del proyectil. Por ejemplo, un proyectil que impacta en la Luna probablemente lo hará intacto; mientras que si impacta en la Tierra, se ralentizará y calentará por la entrada atmosférica , posiblemente rompiéndose. En ese caso, los trozos más pequeños, ahora separados del gran cuerpo que impacta, pueden impactar en la superficie del planeta en la región fuera del cráter primario, que es donde aparecen muchos cráteres secundarios después del impacto primario en la superficie. [7]
En el caso de los impactos primarios, según la geometría, el ángulo de impacto más probable es de 45° entre dos objetos, y la distribución disminuye rápidamente fuera del rango de 30° a 60°. [8] Se observa que el ángulo de impacto tiene poco efecto en la forma de los cráteres primarios, excepto en el caso de impactos de ángulo bajo, donde la forma del cráter resultante se vuelve menos circular y más elíptica. [9] El ángulo de impacto primario es mucho más influyente en la morfología (forma) de los impactos secundarios. Los experimentos realizados en cráteres lunares sugieren que el ángulo de eyección es más alto para los eyectos de la etapa temprana, los que se expulsan del impacto primario en sus primeros momentos, y que el ángulo de eyección disminuye con el tiempo para los eyectos de la etapa tardía. Por ejemplo, un impacto primario que es vertical a la superficie del cuerpo puede producir ángulos de eyección de la etapa temprana de 60° a 70°, y ángulos de eyección de la etapa tardía que disminuyen hasta casi 30°. [2]
Las propiedades mecánicas del regolito de un objetivo (rocas sueltas existentes) influirán en el ángulo y la velocidad de los materiales eyectados de los impactos primarios. Se han llevado a cabo investigaciones mediante simulaciones que sugieren que el regolito de un cuerpo objetivo disminuye la velocidad de los materiales eyectados. Los tamaños y la morfología de los cráteres secundarios también se ven afectados por la distribución de los tamaños de las rocas en el regolito del cuerpo objetivo. [2] [10]
El cálculo de la profundidad de un cráter secundario se puede formular en función de la densidad del cuerpo objetivo. Los estudios de Nördlinger Ries en Alemania y de bloques de material eyectado que orbitan los bordes de los cráteres lunares y marcianos sugieren que los fragmentos de material eyectado que tienen una densidad similar probablemente expresarían la misma profundidad de penetración, a diferencia de los materiales eyectados de diferentes densidades que crean impactos de distintas profundidades, como los impactadores primarios, es decir, cometas y asteroides . [2]
El tamaño de un cráter secundario depende del tamaño de su cráter primario. Los cráteres primarios pueden variar desde microscópicos hasta de miles de kilómetros de ancho. La morfología de los cráteres primarios varía desde cráteres con forma de cuenco hasta grandes y anchas cuencas, donde se observan estructuras de múltiples anillos . Dos factores dominan la morfología de estos cráteres: la resistencia del material y la gravedad. La morfología en forma de cuenco sugiere que la topografía está sostenida por la resistencia del material, mientras que la topografía de los cráteres con forma de cuenca es superada por las fuerzas gravitacionales y colapsa hacia la planitud. La morfología y el tamaño de los cráteres secundarios son limitados. Los cráteres secundarios exhiben un diámetro máximo de < 5% de su cráter primario padre. [2] El tamaño de un cráter secundario también depende de su distancia de su primario. La morfología de los secundarios es simple pero distintiva. Los secundarios que se forman más cerca de sus primarios parecen más elípticos con profundidades menores. Estos pueden formar rayos o cadenas de cráteres. Las secundarias más distantes parecen similares en circularidad a sus primarias progenitoras, pero a menudo se las ve en una serie de grupos. [2]
Los científicos han estado recopilando datos sobre los cráteres de impacto desde hace mucho tiempo, a partir de la observación de que los cráteres están presentes en todo el Sistema Solar . [11] En particular, los cráteres de impacto se estudian con el fin de estimar las edades, tanto relativas como absolutas, de las superficies planetarias. La datación de los terrenos de los planetas a partir de la densidad de cráteres se ha convertido en una técnica exhaustiva, sin embargo, tres suposiciones clave la controlan: [2]
Las fotografías tomadas en misiones lunares y marcianas notables han proporcionado a los científicos la capacidad de contar y registrar el número de cráteres observados en cada cuerpo. Estas bases de datos de recuento de cráteres se clasifican además según el tamaño, la profundidad, la morfología y la ubicación de cada cráter. [12] [13] Las observaciones y características tanto de los cráteres primarios como de los secundarios se utilizan para distinguir los cráteres de impacto dentro de un grupo de cráteres pequeños, que se caracterizan como grupos de cráteres con un diámetro ≤1 km. Desafortunadamente, la investigación de la edad derivada de estas bases de datos de cráteres está restringida debido a la contaminación de los cráteres secundarios. A los científicos les resulta difícil separar todos los cráteres secundarios del recuento, ya que presentan una falsa garantía de vigor estadístico. [12] La contaminación por cráteres secundarios a menudo se utiliza incorrectamente para calcular las restricciones de edad debido a los intentos erróneos de usar cráteres pequeños para datar áreas de superficie pequeñas. [2]
Los cráteres secundarios son comunes en cuerpos rocosos del Sistema Solar sin atmósfera o con atmósferas delgadas, como la Luna y Marte, pero son raros en objetos con atmósferas espesas como la Tierra o Venus. Sin embargo, en un estudio publicado en el Boletín de la Sociedad Geológica de América, los autores describen un campo de cráteres de impacto secundarios que creen que se formó por el material expulsado de un impacto de meteorito primario más grande hace unos 280 millones de años. Se cree que la ubicación del cráter primario está en algún lugar entre los condados de Goshen y Laramie en Wyoming y los condados de Banner, Cheyenne y Kimball en Nebraska . [14] [15]
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