Un cráter de impacto es una depresión circular en la superficie de un objeto astronómico sólido formada por el impacto a hipervelocidad de un objeto más pequeño. A diferencia de los cráteres volcánicos , que resultan de una explosión o un colapso interno, [2] los cráteres de impacto generalmente tienen bordes elevados y pisos de menor elevación que el terreno circundante. [3] Los cráteres de impacto lunares varían desde cráteres microscópicos en rocas lunares devueltas por el programa Apolo [4] y pequeñas depresiones simples en forma de cuenco en el regolito lunar hasta cuencas de impacto grandes, complejas y con múltiples anillos . Meteor Crater es un ejemplo bien conocido de un pequeño cráter de impacto en la Tierra. [5]
Los cráteres de impacto son las características geográficas dominantes en muchos objetos sólidos del Sistema Solar, incluidos la Luna , Mercurio , Calisto , Ganímedes y la mayoría de las lunas y asteroides pequeños . En otros planetas y lunas que experimentan procesos geológicos superficiales más activos, como la Tierra , Venus , Europa , Io y Titán , los cráteres de impacto visibles son menos comunes porque quedan erosionados , enterrados o transformados por la tectónica con el tiempo. Cuando tales procesos han destruido la mayor parte de la topografía original del cráter , se utilizan más comúnmente los términos estructura de impacto o astroblema. En la literatura antigua, antes de que se reconociera ampliamente la importancia de los cráteres de impacto, los términos criptoexplosión o estructura criptovolcánica se usaban a menudo para describir lo que ahora se reconoce como características relacionadas con el impacto en la Tierra. [6]
Los registros de cráteres de superficies muy antiguas, como Mercurio, la Luna y las tierras altas del sur de Marte, registran un período de intenso bombardeo temprano en el Sistema Solar interior hace unos 3.900 millones de años. Desde entonces, la tasa de producción de cráteres en la Tierra ha sido considerablemente menor, pero aun así es apreciable. La Tierra experimenta, en promedio, de uno a tres impactos lo suficientemente grandes como para producir un cráter de 20 kilómetros (12 millas) de diámetro cada millón de años. [7] [8] Esto indica que debería haber muchos más cráteres relativamente jóvenes en el planeta de los que se han descubierto hasta ahora. La tasa de formación de cráteres en el sistema solar interior fluctúa como consecuencia de las colisiones en el cinturón de asteroides que crean una familia de fragmentos que a menudo se envían en cascada hacia el sistema solar interior. [9] Se cree que la familia de asteroides Baptistina , formada en una colisión hace 80 millones de años, provocó un gran aumento en la tasa de impacto. La tasa de formación de cráteres de impacto en el Sistema Solar exterior podría ser diferente a la del Sistema Solar interior. [10]
Aunque los procesos activos en la superficie de la Tierra destruyen rápidamente el registro de impactos, se han identificado alrededor de 190 cráteres de impacto terrestres. [11] Estos varían en diámetro desde unas pocas decenas de metros hasta aproximadamente 300 km (190 millas), y su edad varía desde tiempos recientes (por ejemplo, los cráteres Sikhote-Alin en Rusia, cuya creación fue presenciada en 1947) hasta más de dos mil millones de años, aunque la mayoría tiene menos de 500 millones de años porque los procesos geológicos tienden a borrar los cráteres más antiguos. También se encuentran selectivamente en las regiones interiores estables de los continentes . [12] Se han descubierto pocos cráteres submarinos debido a la dificultad de estudiar el fondo del mar, la rápida tasa de cambio del fondo del océano y la subducción del fondo del océano hacia el interior de la Tierra mediante procesos de tectónica de placas .
Los cráteres de impacto no deben confundirse con accidentes geográficos que puedan parecer similares , incluidas calderas , sumideros , circos glaciares , diques anulares , domos de sal y otros.
Daniel M. Barringer, ingeniero de minas, ya en 1903 estaba convencido de que el cráter que poseía, Meteor Crater , era de origen cósmico. La mayoría de los geólogos de la época asumieron que se formó como resultado de una erupción de vapor volcánico. [13] : 41–42
En la década de 1920, el geólogo estadounidense Walter H. Bucher estudió varios sitios que ahora se reconocen como cráteres de impacto en los Estados Unidos. Concluyó que habían sido creados por algún gran evento explosivo, pero creía que esta fuerza probablemente era de origen volcánico . Sin embargo, en 1936, los geólogos John D. Boon y Claude C. Albritton Jr. revisaron los estudios de Bucher y concluyeron que los cráteres que estudió probablemente se formaron por impactos. [14]
Grove Karl Gilbert sugirió en 1893 que los cráteres de la Luna se formaron por grandes impactos de asteroides. Ralph Baldwin escribió en 1949 que los cráteres de la Luna se debían en su mayoría a impactos. Alrededor de 1960, Gene Shoemaker revivió la idea. Según David H. Levy , Shoemaker "vio los cráteres de la Luna como lugares de impacto lógicos que no se formaban gradualmente, en eones , sino de forma explosiva, en segundos". Para su doctorado en la Universidad de Princeton (1960), bajo la dirección de Harry Hammond Hess , Shoemaker estudió la dinámica del impacto del cráter del meteorito. Shoemaker señaló que el cráter Meteor tenía la misma forma y estructura que dos cráteres de explosión creados a partir de pruebas de bombas atómicas en el sitio de pruebas de Nevada , en particular Jangle U en 1951 y Teapot Ess en 1955. En 1960, Edward CT Chao y Shoemaker identificaron la coesita (una forma de dióxido de silicio ) en el cráter del meteorito, lo que demuestra que el cráter se formó a partir de un impacto que generó temperaturas y presiones extremadamente altas. Siguieron este descubrimiento con la identificación de coesita dentro de suevita en Nördlinger Ries , lo que demuestra su origen por impacto. [13]
Armados con el conocimiento de las características metamórficas de choque, Carlyle S. Beals y sus colegas del Observatorio Astrofísico Dominion en Victoria, Columbia Británica , Canadá y Wolf von Engelhardt de la Universidad de Tübingen en Alemania comenzaron una búsqueda metódica de cráteres de impacto. En 1970, habían identificado tentativamente más de 50. Aunque su trabajo fue controvertido, los aterrizajes lunares del Apolo estadounidense , que estaban en progreso en ese momento, proporcionaron evidencia de apoyo al reconocer la tasa de impacto de los cráteres en la Luna . [15] Debido a que los procesos de erosión en la Luna son mínimos, los cráteres persisten. Dado que se podía esperar que la Tierra tuviera aproximadamente la misma tasa de formación de cráteres que la Luna, quedó claro que la Tierra había sufrido muchos más impactos de los que podían verse al contar los cráteres evidentes.
Los cráteres de impacto implican colisiones a alta velocidad entre objetos sólidos, normalmente mucho mayores que la velocidad del sonido en esos objetos. Estos impactos a hipervelocidad producen efectos físicos como fusión y vaporización que no ocurren en las colisiones subsónicas familiares. En la Tierra, ignorando los efectos de desaceleración del viaje a través de la atmósfera, la velocidad de impacto más baja con un objeto del espacio es igual a la velocidad de escape gravitacional de aproximadamente 11 km/s. Los impactos más rápidos se producen a unos 72 km/s [16] en el "peor de los casos", en el que un objeto en una órbita retrógrada casi parabólica choca contra la Tierra. La velocidad media de impacto en la Tierra es de unos 20 km/s. [17]
Sin embargo, los efectos de desaceleración del viaje a través de la atmósfera desaceleran rápidamente cualquier posible impactador, especialmente en los 12 kilómetros más bajos, donde se encuentra el 90% de la masa atmosférica de la Tierra. Los meteoritos de hasta 7.000 kg pierden toda su velocidad cósmica debido al arrastre atmosférico a una determinada altitud (punto de retardo), y comienzan a acelerar nuevamente debido a la gravedad de la Tierra hasta que el cuerpo alcanza su velocidad terminal de 0,09 a 0,16 km/s. [16] Cuanto más grande es el meteoroide (es decir, asteroides y cometas), más velocidad cósmica inicial conserva. Mientras que un objeto de 9.000 kg mantiene alrededor del 6% de su velocidad original, uno de 900.000 kg ya conserva alrededor del 70%. Los cuerpos extremadamente grandes (unas 100.000 toneladas) no son frenados en absoluto por la atmósfera e impactan con su velocidad cósmica inicial si no se produce una desintegración previa. [dieciséis]
Los impactos a estas altas velocidades producen ondas de choque en materiales sólidos, y tanto el impactador como el material impactado se comprimen rápidamente hasta alcanzar una alta densidad. Después de la compresión inicial, la región sobrecomprimida y de alta densidad se despresuriza rápidamente, explotando violentamente, para poner en marcha la secuencia de eventos que produce el cráter de impacto. Por lo tanto, la formación de cráteres de impacto es más análoga a la formación de cráteres provocados por explosivos potentes que al desplazamiento mecánico. De hecho, la densidad de energía de algunos materiales involucrados en la formación de cráteres de impacto es muchas veces mayor que la generada por explosivos de alta potencia. Dado que los cráteres son causados por explosiones , casi siempre son circulares; sólo los impactos de ángulos muy bajos causan cráteres significativamente elípticos. [18]
Esto describe impactos sobre superficies sólidas. Los impactos sobre superficies porosas, como la de Hyperion , pueden producir compresión interna sin eyección, perforando un agujero en la superficie sin rellenar cráteres cercanos. Esto puede explicar la apariencia "esponjosa" de esa luna. [19]
Es conveniente dividir conceptualmente el proceso de impacto en tres etapas distintas: (1) contacto inicial y compresión, (2) excavación, (3) modificación y colapso. En la práctica, existe una superposición entre los tres procesos; por ejemplo, la excavación del cráter continúa en algunas regiones mientras que la modificación y el colapso ya están en marcha en otras.
En ausencia de atmósfera , el proceso de impacto comienza cuando el impactador toca por primera vez la superficie del objetivo. Este contacto acelera el objetivo y desacelera el impactador. Debido a que el impactador se mueve tan rápidamente, la parte trasera del objeto se mueve una distancia significativa durante el tiempo corto pero finito que tarda la desaceleración en propagarse a través del impactador. Como resultado, el impactador se comprime, su densidad aumenta y la presión en su interior aumenta drásticamente. Las presiones máximas en grandes impactos superan 1 T Pa para alcanzar valores que normalmente se encuentran en las profundidades del interior de los planetas o se generan artificialmente en explosiones nucleares .
Físicamente, una onda de choque se origina en el punto de contacto. A medida que esta onda de choque se expande, desacelera y comprime el impactador, y acelera y comprime el objetivo. Los niveles de tensión dentro de la onda de choque superan con creces la resistencia de los materiales sólidos; en consecuencia, tanto el impactador como el objetivo cercano al lugar del impacto sufren daños irreversibles. Muchos minerales cristalinos pueden transformarse en fases de mayor densidad mediante ondas de choque; por ejemplo, el mineral común cuarzo se puede transformar en coesita y stishovita , formas de mayor presión . Muchos otros cambios relacionados con el impacto tienen lugar tanto dentro del impactador como dentro del objetivo a medida que pasa la onda de choque, y algunos de estos cambios pueden usarse como herramientas de diagnóstico para determinar si características geológicas particulares fueron producidas por la formación de cráteres de impacto. [18]
A medida que la onda de choque decae, la región impactada se descomprime hacia presiones y densidades más habituales. El daño producido por la onda de choque eleva la temperatura del material. En todos los impactos, excepto en los más pequeños, este aumento de temperatura es suficiente para derretir el impactador, y en impactos más grandes para vaporizar la mayor parte y fundir grandes volúmenes del objetivo. Además de calentarse, el objetivo cerca del impacto es acelerado por la onda de choque y continúa alejándose del impacto detrás de la onda de choque que decae. [18]
El contacto, la compresión, la descompresión y el paso de la onda de choque ocurren en unas pocas décimas de segundo en un impacto grande. La excavación posterior del cráter se produce más lentamente y durante esta etapa el flujo de material es en gran medida subsónico. Durante la excavación, el cráter crece a medida que el material objetivo acelerado se aleja del punto de impacto. El movimiento del objetivo es inicialmente hacia abajo y hacia afuera, pero luego se vuelve hacia afuera y hacia arriba. Inicialmente, el flujo produce una cavidad aproximadamente hemisférica que continúa creciendo, produciendo finalmente un cráter paraboloide (en forma de cuenco) en el que el centro ha sido empujado hacia abajo, un volumen significativo de material ha sido expulsado y un borde del cráter topográficamente elevado ha sido empujado. arriba. Cuando esta cavidad ha alcanzado su tamaño máximo, se denomina cavidad transitoria. [18]
La profundidad de la cavidad transitoria suele ser de un cuarto a un tercio de su diámetro. Las eyecciones arrojadas fuera del cráter no incluyen material excavado desde toda la profundidad de la cavidad transitoria; Normalmente, la profundidad de excavación máxima es sólo aproximadamente un tercio de la profundidad total. Como resultado, aproximadamente un tercio del volumen del cráter transitorio se forma por la expulsión de material, y los dos tercios restantes se forman por el desplazamiento de material hacia abajo, hacia afuera y hacia arriba, para formar el borde elevado. En impactos contra materiales muy porosos, también se puede formar un volumen significativo de cráter mediante la compactación permanente del espacio poroso . Estos cráteres de compactación pueden ser importantes en muchos asteroides, cometas y lunas pequeñas.
En impactos grandes, además del material desplazado y expulsado para formar el cráter, se pueden fundir y vaporizar volúmenes importantes del material objetivo junto con el impactador original. Parte de esta roca fundida por impacto puede ser expulsada, pero la mayor parte permanece dentro del cráter transitorio, formando inicialmente una capa de masa fundida por impacto que recubre el interior de la cavidad transitoria. Por el contrario, el material vaporizado denso y caliente se expande rápidamente fuera de la cavidad en crecimiento, arrastrando dentro de ella algo de material sólido y fundido a medida que lo hace. A medida que esta nube de vapor caliente se expande, se eleva y se enfría de manera muy similar a la arquetípica nube en forma de hongo generada por grandes explosiones nucleares. En grandes impactos, la nube de vapor en expansión puede alcanzar muchas veces la altura de escala de la atmósfera, expandiéndose efectivamente hacia el espacio libre.
La mayor parte del material expulsado del cráter se deposita dentro de unos pocos radios del cráter, pero una pequeña fracción puede viajar grandes distancias a alta velocidad y, en impactos grandes, puede exceder la velocidad de escape y abandonar por completo el planeta o la luna impactados. La mayor parte del material más rápido se expulsa cerca del centro del impacto, y el material más lento se expulsa cerca del borde a bajas velocidades para formar una aleta coherente volcada de material eyectado inmediatamente fuera del borde. A medida que la eyección escapa del cráter en crecimiento, forma una cortina en expansión en forma de cono invertido. Se cree que la trayectoria de las partículas individuales dentro de la cortina es en gran medida balística.
Pequeños volúmenes de material no fundido y relativamente no impactado pueden desprenderse a velocidades relativas muy altas desde la superficie del objetivo y desde la parte trasera del impactador. El desconchado proporciona un mecanismo potencial mediante el cual el material puede ser expulsado al espacio interplanetario en gran medida sin sufrir daños, y mediante el cual pequeños volúmenes del impactador pueden conservarse sin daños incluso en grandes impactos. También se pueden generar pequeños volúmenes de material a alta velocidad al principio del impacto debido al chorro. Esto ocurre cuando dos superficies convergen rápida y oblicuamente en un ángulo pequeño, y el material altamente impactado a alta temperatura es expulsado de la zona de convergencia con velocidades que pueden ser varias veces mayores que la velocidad del impacto.
En la mayoría de circunstancias, la cavidad transitoria no es estable y colapsa bajo la gravedad. En los cráteres pequeños, de menos de 4 km de diámetro en la Tierra, hay un colapso limitado del borde del cráter, junto con escombros que se deslizan por las paredes del cráter y el drenaje del impacto se funde en la cavidad más profunda. La estructura resultante se llama cráter simple y mantiene la forma de un cuenco y es superficialmente similar al cráter transitorio. En los cráteres simples, la cavidad de excavación original está cubierta por una lente de brecha de colapso , material eyectado y roca fundida, y una porción del suelo central del cráter a veces puede ser plana.
Por encima de un cierto tamaño umbral, que varía con la gravedad planetaria, el colapso y modificación de la cavidad transitoria es mucho más extenso, y la estructura resultante se denomina cráter complejo . El colapso de la cavidad transitoria es impulsado por la gravedad e implica tanto el levantamiento de la región central como el colapso hacia adentro del borde. El levantamiento central no es el resultado del rebote elástico, que es un proceso en el que un material con resistencia elástica intenta volver a su geometría original; más bien el colapso es un proceso en el que un material con poca o ninguna fuerza intenta volver a un estado de equilibrio gravitacional .
Los cráteres complejos tienen centros elevados y, por lo general, tienen pisos de cráter anchos, planos y poco profundos y paredes en terrazas . En los tamaños más grandes, pueden aparecer uno o más anillos exteriores o interiores, y la estructura puede etiquetarse como cuenca de impacto en lugar de cráter de impacto. La morfología de los cráteres complejos en los planetas rocosos parece seguir una secuencia regular a medida que aumenta el tamaño: los pequeños cráteres complejos con un pico topográfico central se denominan cráteres de pico central, por ejemplo Tycho ; los cráteres de tamaño intermedio, en los que el pico central es reemplazado por un anillo de picos, se denominan cráteres de pico-anillo , por ejemplo Schrödinger ; y los cráteres más grandes contienen múltiples anillos topográficos concéntricos, y se denominan cuencas multianulares, por ejemplo Orientale . En los cuerpos helados (a diferencia de los rocosos), aparecen otras formas morfológicas que pueden tener hoyos centrales en lugar de picos centrales, y en los tamaños más grandes pueden contener muchos anillos concéntricos. Valhalla en Calisto es un ejemplo de este tipo.
Los cráteres volcánicos no explosivos normalmente se pueden distinguir de los cráteres de impacto por su forma irregular y la asociación de flujos volcánicos y otros materiales volcánicos. Los cráteres de impacto también producen rocas derretidas, pero normalmente en volúmenes más pequeños con diferentes características. [6]
La marca distintiva de un cráter de impacto es la presencia de roca que ha sufrido efectos metamórficos de choque, como conos rotos , rocas derretidas y deformaciones de cristales. El problema es que estos materiales tienden a estar profundamente enterrados, al menos en el caso de cráteres simples. Sin embargo, tienden a revelarse en el centro elevado de un cráter complejo. [21] [22]
Los impactos producen efectos metamórficos distintivos que permiten identificar claramente los sitios de impacto. Estos efectos metamórficos del shock pueden incluir:
En la Tierra, los cráteres de impacto han dado como resultado minerales útiles. Algunos de los minerales producidos por efectos relacionados con impactos en la Tierra incluyen minerales de hierro , uranio , oro , cobre y níquel . Se estima que el valor de los materiales extraídos de las estructuras de impacto es de cinco mil millones de dólares al año sólo para América del Norte. [28] La eventual utilidad de los cráteres de impacto depende de varios factores, especialmente la naturaleza de los materiales que fueron impactados y cuándo se vieron afectados. En algunos casos los depósitos ya estaban colocados y el impacto los sacó a la superficie. Estos se denominan "depósitos económicos progenéticos". Otros fueron creados durante el impacto real. La gran energía involucrada provocó el derretimiento. Los minerales útiles formados como resultado de esta energía se clasifican como "depósitos singenéticos". El tercer tipo, llamado "depósitos epigenéticos", se debe a la creación de una cuenca a partir del impacto. Muchos de los minerales de los que depende nuestra vida moderna están asociados con impactos en el pasado. El Vredeford Dome, en el centro de la cuenca de Witwatersrand , es el yacimiento de oro más grande del mundo y ha suministrado alrededor del 40% de todo el oro jamás extraído en una estructura de impacto (aunque el oro no provino del bólido). [29] [30] [31] [32] El asteroide que golpeó la región tenía 9,7 km (6 millas) de ancho. La cuenca de Sudbury fue causada por un cuerpo impactante de más de 9,7 km (6 millas) de diámetro. [33] [34] Esta cuenca es famosa por sus depósitos de elementos del grupo del níquel , cobre y platino . Un impacto estuvo involucrado en la realización de la estructura Carswell en Saskatchewan , Canadá; contiene depósitos de uranio . [35] [36] [37] Los hidrocarburos son comunes alrededor de las estructuras de impacto. El cincuenta por ciento de las estructuras de impacto en América del Norte en cuencas sedimentarias que contienen hidrocarburos contienen campos de petróleo y gas. [38] [28]
Gracias a las numerosas misiones que han estudiado Marte desde los años 1960, existe una buena cobertura de su superficie, que contiene un gran número de cráteres . Muchos de los cráteres de Marte difieren de los de la Luna y otras lunas porque Marte contiene hielo bajo tierra, especialmente en las latitudes más altas. Algunos de los tipos de cráteres que tienen formas especiales debido al impacto contra suelo rico en hielo son los cráteres de pedestal , los cráteres de muralla , los cráteres expandidos y los cráteres LARLE .
En la Tierra, el reconocimiento de cráteres de impacto es una rama de la geología, y está relacionada con la geología planetaria en el estudio de otros mundos. De muchos cráteres propuestos, relativamente pocos están confirmados. Los siguientes veinte son una muestra de artículos de sitios de impacto confirmados y bien documentados.
Consulte Earth Impact Database , [39] un sitio web que trata sobre 190 (a julio de 2019 [actualizar]) cráteres de impacto científicamente confirmados en la Tierra.
Hay aproximadamente doce cráteres/cuencas de impacto más de más de 300 km en la Luna, cinco en Mercurio y cuatro en Marte. [40] También se pueden encontrar grandes cuencas, algunas sin nombre pero en su mayoría de menos de 300 km, en las lunas de Saturno Dione, Rea y Jápeto.
La ventana de tiempo del impacto, entre julio de 2010 y mayo de 2012, simplemente representa el tiempo entre dos fotografías diferentes de la cámara de contexto de la misma ubicación.
Medios relacionados con los cráteres de impacto en Wikimedia Commons
