Los cráteres secundarios son cráteres de impacto formados por la materia eyectada que salió de un cráter más grande. A veces forman cadenas de cráteres radiales . Además, los cráteres secundarios suelen verse como grupos o rayos que rodean a los cráteres primarios. El estudio de los cráteres secundarios explotó a 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 su 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) bajo 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. Del mismo modo, los cuerpos con mayores tasas de repavimentación, como Io, tampoco registran cráteres en la superficie. [2]
Los cráteres autosecundarios son aquellos que se forman a partir del material expulsado de un cráter primario pero que se expulsan en un ángulo tal que el material expulsado impacta dentro del propio cráter primario. Los cráteres auto-secundarios han causado mucha controversia con los científicos que excavan las superficies de los cráteres con la intención de identificar su edad basándose en la composición y el material fundido. Se ha interpretado que una característica observada en Tycho es 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 causarán que el área de la superficie alrededor del círculo de impacto se esfuerce, formando una cresta exterior circular alrededor del círculo de impacto. La eyección de este impacto inicial es empujada hacia arriba fuera del círculo de impacto en un ángulo hacia el área circundante de la cresta de impacto. Esta manta de eyección , o amplia área de impactos del material expulsado, 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 grupos. Una cadena de cráteres secundarios es simplemente una fila o cadena de cráteres secundarios alineados uno al lado del otro. Asimismo, un conglomerado es una población de secundarios cercanos entre sí. [6]
Los cráteres primarios se forman a partir de impactos de alta velocidad cuyas ondas de choque fundamentales deben exceder la velocidad del sonido en el material objetivo. Los cráteres secundarios ocurren a velocidades de impacto más bajas. Sin embargo, aún deben ocurrir a velocidades lo suficientemente altas como para aplicar tensión al cuerpo objetivo y producir resultados de tensión que excedan los límites de elasticidad, es decir, los proyectiles secundarios deben romper la superficie. [2]
Puede resultar cada vez 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 de la atmósfera, junto con la velocidad y la composición del proyectil. Por ejemplo, un proyectil que impacte la Luna probablemente lo hará intacto; mientras que si golpea la Tierra, la entrada atmosférica lo frenará y lo calentará , posiblemente rompiéndose. En ese caso, los trozos más pequeños, ahora separados del gran cuerpo impactante, pueden impactar 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]
Para impactos primarios, según la geometría, el ángulo de impacto más probable es de 45° entre dos objetos, y la distribución cae 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 influye mucho más en la morfología (forma) de los impactos secundarios. Los experimentos realizados desde cráteres lunares sugieren que el ángulo de eyección es máximo para los eyectados de etapa temprana, los que son expulsados por el impacto primario en sus primeros momentos, y que el ángulo de eyección disminuye con el tiempo para los eyectados de etapa tardía. Por ejemplo, un impacto primario que es vertical a la superficie del cuerpo puede producir ángulos de expulsión en la etapa inicial de 60°-70°, y ángulos de expulsión en 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 la eyección de los impactos primarios. Se han realizado investigaciones utilizando simulaciones que sugieren que el regolito de un cuerpo objetivo disminuye la velocidad de la eyección. El tamaño y la morfología de los cráteres secundarios también se ven afectados por la distribución del tamaño de las rocas en el regolito del cuerpo objetivo. [2] [10]
El cálculo de la profundidad del cráter secundario se puede formular en función de la densidad del cuerpo objetivo. Los estudios de los Nördlinger Ries en Alemania y de los bloques de eyecciones que rodean los bordes de los cráteres lunares y marcianos sugieren que los fragmentos de eyecciones que tienen una densidad similar probablemente expresarían la misma profundidad de penetración, a diferencia de los eyectados de diferentes densidades que crean impactos de diferentes profundidades, como los primarios. impactadores, es decir, cometas y asteroides . [2]
El tamaño del cráter secundario está dictado por el tamaño de su cráter primario principal. Los cráteres primarios pueden variar desde microscópicos hasta miles de kilómetros de ancho. La morfología de los cráteres primarios varía desde forma de cuenco hasta cuencas grandes y anchas, donde se observan estructuras de múltiples anillos . Dos factores dominan la morfología de estos cráteres: la fuerza del material y la gravedad. La morfología en forma de cuenco sugiere que la topografía está sustentada por la resistencia del material, mientras que la topografía de los cráteres en forma de cuenca es superada por 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% del cráter primario principal. [2] El tamaño de un cráter secundario también depende de su distancia desde su cráter primario. La morfología de las secundarias es simple pero distintiva. Las secundarias que se forman más cerca de sus primarias parecen más elípticas con menor profundidad. Estos pueden formar rayos o cadenas de cráteres. Las secundarias más distantes parecen similares en circularidad a sus primarias principales, pero a menudo se ven en una serie de grupos. [2]
Los científicos llevan mucho tiempo recopilando datos sobre los cráteres de impacto 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 terrenos en planetas según la densidad de los cráteres se ha convertido en una técnica exhaustiva, sin embargo, tres suposiciones clave la controlan: [2]
Las fotografías tomadas de notables misiones lunares y marcianas han brindado 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 primarios como de los secundarios se utilizan para distinguir los cráteres de impacto dentro de pequeños grupos de cráteres, 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 se ve limitada 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 seguridad de vigor estadístico. [12] La contaminación por secundarios a menudo se utiliza incorrectamente para calcular las limitaciones de edad debido a los intentos erróneos de utilizar pequeños cráteres para fechar pequeñas áreas de superficie. [2]
Los cráteres secundarios son comunes en cuerpos rocosos del Sistema Solar sin atmósfera o con atmósfera delgada, como la Luna y Marte, pero 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 por el impacto de un 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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