Cráter de impacto

Un cráter de impacto  es una depresión que aparece en la superficie de un cuerpo celeste cuando cae un cuerpo más pequeño. Un gran cráter de impacto (más de 2 km de diámetro) en la superficie de la Tierra se denomina astroblema (del griego antiguo ἄστρον  "estrella" + βλῆμα  "herida", es decir, "herida de estrella" [1] ; este término se introdujo en 1960 por Robert Dietz). El evento en sí ( impacto de meteorito ) a veces se denomina impacto ( inglés de impacto  "colisión") o evento de impacto . Se han descubierto alrededor de 150 astroblemas en la Tierra .

Los cráteres de impacto jóvenes tienen bordes elevados y (a diferencia de los cráteres volcánicos que ocurren durante una explosión o colapso [2] ) un nivel inferior más bajo que el del área circundante [3] . Los cráteres de impacto pequeños parecen simples depresiones en forma de cuenco, mientras que los más grandes parecen estructuras complejas de varios anillos (conocidas como cuencas de impacto). Un ejemplo de un pequeño cráter de impacto en la Tierra es el cráter de Arizona . Los cráteres de impacto son las características más comunes en el relieve de muchos cuerpos celestes con una superficie sólida, incluidos la Luna , Mercurio , Calisto , Ganímedes y muchos otros. En cuerpos con atmósferas densas y cuerpos que muestran actividad geológica, como la Tierra, Venus , Marte , Europa , Io y Titán , los cráteres de impacto son menos comunes ya que son erosionados y depositados con el tiempo por procesos tectónicos, volcánicos y erosivos.

Hace unos 3.900 millones de años, los cuerpos internos del Sistema Solar experimentaron un intenso bombardeo de asteroides . Ahora los cráteres aparecen en la Tierra con mucha menos frecuencia; en promedio, durante un millón de años, caen sobre él de uno a tres cuerpos, capaces de formar un cráter con un diámetro de al menos 20 kilómetros [4] [5] . Esto indica que debe haber muchos más cráteres relativamente jóvenes en el planeta de los que se conocen actualmente.

Aunque varios procesos en la superficie de la Tierra destruyen rápidamente los rastros de colisiones, se han encontrado alrededor de 190 cráteres de impacto en ella [6] . Su diámetro varía desde unas pocas decenas de metros hasta unos 300 km, y su edad va desde tiempos recientes (por ejemplo, los cráteres Sikhote-Alin en Rusia, que aparecieron en 1947) hasta más de dos mil millones de años. La mayoría de ellos tienen menos de 500 millones de años, ya que los más antiguos ya han sido destruidos en gran parte. La mayoría de las veces, los cráteres se encuentran en plataformas antiguas [7] . Se conocen pocos cráteres en el fondo marino, tanto por la dificultad de estudiarlo, como por el rápido ritmo de cambio del fondo oceánico, así como su hundimiento en las entrañas de la Tierra.

Los cráteres de impacto no deben confundirse con accidentes geográficos similares, incluidas calderas , sumideros , anillos de hielo , represas circulares domos de sal y otros.

Antecedentes

Uno de los primeros científicos en relacionar el cráter con el impacto de un meteorito fue Daniel Barringer 1860-1929 Estudió el cráter de impacto en Arizona , que ahora lleva su nombre. Sin embargo, estas ideas no fueron ampliamente aceptadas en ese momento (y tampoco lo fue el hecho de que la Tierra estaba bajo un constante bombardeo de meteoritos).

En la década de 1920, el geólogo estadounidense Walter Bacher , que estudió una serie de cráteres en los Estados Unidos, sugirió que fueron causados ​​por algún tipo de eventos explosivos en su teoría de la "pulsación de la Tierra".

En 1936, los geólogos John Boone y Claude Albritton continuaron la investigación de Bacher y concluyeron que los cráteres eran de naturaleza de impacto.

La teoría del cráter de impacto siguió siendo nada más que una hipótesis hasta la década de 1960. En ese momento, varios científicos (principalmente Eugene Shoemaker ) realizaron estudios detallados que confirmaron completamente la teoría del impacto. En particular, se encontraron rastros de sustancias llamadas impactitas (por ejemplo, cuarzo transformado por impacto ), que solo podrían formarse bajo las condiciones específicas del impacto.

Después de eso, los investigadores comenzaron a buscar impactitas a propósito para identificar cráteres de impacto antiguos. Para la década de 1970, se habían encontrado alrededor de 50 estructuras de impacto. En el territorio de Rusia, el primer astroblema encontrado fue el cráter Puchezh-Katunsky , de 80 km de diámetro, localizado en 1965 a 80 km al norte de Nizhny Novgorod [8] .

La investigación espacial ha demostrado que los cráteres de impacto son las características geológicas más comunes en el sistema solar . Esto confirmó el hecho de que la Tierra también está sujeta a un constante bombardeo de meteoritos.

Estructura geológica

Las características estructurales de los cráteres están determinadas por una serie de factores, entre los cuales los principales son la energía de impacto (que, a su vez, depende de la masa y la velocidad del cuerpo cósmico, la densidad de la atmósfera), el ángulo de impacto con la superficie, y la dureza de las sustancias que forman el meteorito y la superficie. En el caso de la Tierra, los meteoritos que pesan más de 1000 toneladas prácticamente no son retenidos por la atmósfera terrestre ; los meteoritos de menor masa se desaceleran significativamente e incluso se evaporan por completo sin llegar a la superficie ni crear cráteres en la superficie.

Con un impacto tangencial (si el ángulo de incidencia es inferior a 8 grados), se producen elípticas (cráteres alargados). No hay ejemplos conocidos de tales cráteres en la Tierra. Anteriormente, el campo de cráteres de Río Cuarto en Argentina ( español :  Cráter de impacto de Río Cuarto ) se consideró erróneamente un ejemplo similar: una formación geológica alargada ubicada en una región donde previamente había caído un gran meteorito. Pero estos eventos no tienen nada que ver entre sí. En las inmediaciones de este objeto existen muchas otras formaciones similares, para las cuales se asumió un origen meteorítico únicamente por la coincidencia del lugar de caída de un meteorito anterior y el área de erosión en el suelo. [9]

Cuando la dirección de colisión es cercana a la vertical, aparecen cráteres redondeados, cuya morfología depende de su diámetro. Los cráteres pequeños ( 3-4 km de diámetro ) tienen una forma de copa simple, su embudo está rodeado por una muralla formada por capas elevadas de rocas subyacentes (muralla del sótano), cubierta por fragmentos expulsados ​​del cráter (muralla rellena, brecha alogénica). ). Debajo del fondo del cráter se encuentran brechas autigénicas: rocas trituradas y parcialmente metamorfoseadas durante una colisión; debajo de la brecha hay rocas fracturadas. La relación profundidad-diámetro de estos cráteres es cercana a 0,33, lo que los distingue de las estructuras similares a cráteres de origen volcánico, que tienen una relación profundidad-diámetro de alrededor de 0,4.

A grandes diámetros, aparece una elevación central sobre el punto de impacto (en el punto de máxima compresión de las rocas). Con diámetros aún mayores del cráter (más de 14-15 km ), se forman levantamientos de anillos. Estas estructuras están asociadas con los efectos de las olas (como una gota que cae sobre la superficie del agua). A medida que aumenta el diámetro, los cráteres se aplanan rápidamente: la relación profundidad/diámetro cae a 0,05-0,02 .

El tamaño del cráter puede depender de la suavidad de las rocas de la superficie (cuanto más blandas, más pequeño es el cráter, por regla general).

En los cuerpos cósmicos que no tienen una atmósfera densa, los “rayos” largos (formados como resultado de la eyección de materia en el momento del impacto) pueden permanecer alrededor de los cráteres.

Cuando un gran meteorito cae al mar, pueden producirse poderosos tsunamis (por ejemplo, el meteorito de Yucatán , según los cálculos, provocó un tsunami de 50 a 100 m de altura ). La disipación de energía durante su movimiento desde la superficie hasta el fondo está influenciada por la profundidad del mar en el lugar del impacto, así como por su velocidad, tamaño y densidad. En los casos en que la energía liberada es suficiente para formar un cráter submarino, con los mismos parámetros de colisión, se caracteriza por una menor profundidad en comparación con los cráteres terrestres. La onda de choque inducida en la columna de agua deja huellas específicas que pueden observarse en los sedimentos marinos de la zona de la colisión tanto en ausencia de cráter como en el caso de su desaparición tras una colisión como consecuencia de la erosión (ver , por ejemplo , el meteorito Eltan ). [diez]

En astroblemas antiguos, la estructura visible del cráter (colina y muralla) a menudo es destruida por la erosión y enterrada bajo material aluvial; sin embargo, tales estructuras están claramente determinadas por métodos sísmicos y magnéticos por cambios en las propiedades de las rocas subyacentes y transferidas. .

Formación del cráter

La velocidad media con la que los meteoritos chocan contra la superficie terrestre es de unos 20 km/s , y la máxima es de unos 70 km/s . Su energía cinética supera la energía liberada durante la detonación de explosivos convencionales de la misma masa. La energía liberada durante la caída de un meteorito de más de 1000 toneladas es comparable a la energía de una explosión nuclear. Los meteoritos de esta masa caen a la Tierra muy raramente.

Cuando un meteorito se encuentra con una superficie sólida, su movimiento se ralentiza bruscamente, pero las rocas objetivo (los lugares donde cayó), por el contrario, comienzan a acelerarse bajo la influencia de una onda de choque. Diverge en todas las direcciones desde el punto de contacto: cubre un área hemisférica debajo de la superficie del planeta, y también se mueve en dirección opuesta a lo largo del propio meteorito (impactador). Habiendo llegado a su superficie posterior, la onda se refleja y retrocede. La tensión y la compresión durante una carrera doble de este tipo suelen destruir completamente el meteorito. La onda de choque crea una presión enorme: más de 5 millones de atmósferas. Bajo su influencia, las rocas del blanco y del percutor se comprimen fuertemente, lo que conduce a un aumento explosivo de la temperatura y la presión, como resultado de lo cual las rocas cercanas al impacto se calientan y se derriten parcialmente, e incluso se evaporan en el muy céntrico, donde la temperatura alcanza los 15.000 °C . Fragmentos sólidos del meteorito también caen en este fundido. Como resultado, después de enfriarse y solidificarse en el fondo del cráter, se forma una capa de impactita (del inglés  impact  - "golpe"), una roca con propiedades geoquímicas muy inusuales. En particular, está muy enriquecido en elementos químicos que son extremadamente raros en la Tierra, pero más característicos de los meteoritos: iridio , osmio , platino , paladio . Estos son los llamados elementos siderófilos , es decir, pertenecientes al grupo del hierro ( griego σίδηρος ).

Con la evaporación instantánea de una parte de la sustancia, se forma plasma , lo que conduce a una explosión, en la que las rocas objetivo se dispersan en todas las direcciones y el fondo se presiona. En el fondo del cráter, aparece una depresión redonda con lados bastante empinados, pero existe durante una fracción de segundo; luego, los lados inmediatamente comienzan a colapsar y deslizarse. Sobre esta masa de suelo cae también granizo de una sustancia lanzada verticalmente hacia arriba y que ahora vuelve a su lugar, pero ya en forma fragmentada. Entonces, en el fondo del cráter, se forma una brecha  : una capa de fragmentos de roca cementados por el mismo material, pero triturados en granos de arena y polvo. Colisión, compresión de rocas y el paso de la onda expansiva últimas décimas de segundo. La formación de la excavación de un cráter toma un orden de magnitud más largo. Y después de unos minutos, el deshielo, oculto bajo una capa de brecha, se enfría y comienza a solidificarse rápidamente. Esto completa la formación del cráter.

En colisiones violentas, las rocas sólidas se comportan como líquidos. En ellos surgen complejos procesos hidrodinámicos de olas, uno de cuyos rastros característicos son las colinas centrales en grandes cráteres. El proceso de su formación es similar a la aparición de una gota de retroceso cuando un objeto pequeño cae al agua. En colisiones grandes, la fuerza de la explosión es tan grande que el material expulsado del cráter puede incluso volar al espacio. Así chocaron contra la Tierra meteoritos de la Luna y de Marte , de los que se han descubierto decenas en los últimos años.

Los valores máximos de presiones y temperaturas durante una colisión dependen de la liberación de energía, es decir, la velocidad de un cuerpo celeste, mientras que parte de la energía liberada se convierte en forma mecánica ( onda de choque ), parte - en forma térmica forma (calentamiento de las rocas hasta su evaporación); la densidad de energía disminuye con la distancia desde el centro de impacto. En consecuencia, durante la formación de un astroblema de 10 km de diámetro en granito , la proporción de material evaporado, fundido y triturado es de aproximadamente 1:110:100; durante la formación de un astroblema, estos materiales transformados se mezclan parcialmente, lo que conduce a una amplia variedad de rocas formadas durante el metamorfismo de impacto .

Según la clasificación internacional de impactitas (Unión Internacional de Ciencias Geológicas, 1994), las impactitas localizadas en el cráter y sus alrededores se dividen en tres grupos (por composición, estructura y grado de metamorfismo de impacto):

Eventos de impacto en la historia de la Tierra

Según estimaciones, de 1 a 3 veces por millón de años cae un meteorito a la Tierra, generando un cráter de al menos 20 km de ancho [4] [11] . Esto sugiere que se han encontrado menos cráteres (incluidos los "jóvenes") de los que deberían.

Lista de los cráteres terrestres más famosos [12] :

Erosión de cráteres

Los cráteres se destruyen gradualmente como resultado de la erosión y los procesos geológicos que modifican la superficie. La erosión es más intensa en planetas con atmósferas densas. El cráter de Arizona bien conservado no tiene más de 50 mil años. La edad de los cráteres de impacto terrestre conocidos oscila entre 1000 años y casi 2 mil millones de años. Muy pocos cráteres de más de 200 millones de años han sobrevivido en la Tierra. Aún menos "sobrevivibles" son los cráteres ubicados en el lecho marino.

Al mismo tiempo, hay cuerpos con cráteres muy bajos y, al mismo tiempo, casi desprovistos de atmósfera. Por ejemplo, en Io , la superficie cambia constantemente debido a las erupciones volcánicas, y en Europa  , como resultado de la reforma de la capa de hielo bajo la influencia de procesos internos. Además, la topografía de los cráteres en cuerpos helados se suaviza como resultado del derretimiento del hielo (durante períodos de tiempo geológicamente significativos), ya que el hielo es más plástico que piedra. Un ejemplo de un cráter antiguo con un relieve desgastado es Valhalla en Callisto . En Calisto se descubrió otro tipo inusual de erosión: la destrucción, presumiblemente como resultado de la sublimación del hielo bajo la influencia de la radiación solar.

Véase también

Notas

  1. ↑ Dabizha A.I., Fedynsky V.V. "Heridas estelares" de la Tierra y su diagnóstico por métodos geofísicos // La Tierra y el Universo. - 1975. - Nº 3. - S. 56-64.
  2. ^ Proyecto de estudio de vulcanismo basáltico. (1981). volcanismo basáltico en los planetas terrestres; Pergamon Press, Inc.: Nueva York, pág. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html Archivado el 3 de marzo de 2012 en Wayback Machine .
  3. ↑ Consolmagno, GJ; Schaefer, MW (1994). Worlds Apart: un libro de texto de ciencias planetarias; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, p.56.
  4. ↑ 1 2 Carr, MH (2006) La superficie de Marte; Prensa de la Universidad de Cambridge: Cambridge, Reino Unido, p. 23
  5. ↑ Grieve R.A.; Zapatero, EM (1994). El registro de impactos pasados ​​en la Tierra en peligros debido a cometas y asteroides, T. Gehrels, Ed.; Prensa de la Universidad de Arizona, Tucson, AZ, págs. 417-464.
  6. ↑ Grieve, RAF; Cintala, MJ; Tagle, R. (2007). Impactos planetarios en la Enciclopedia del Sistema Solar, 2ª ed., LA. McFadden et al. Ed., pág. 826.
  7. ↑ Zapatero, E.M.; Zapatero, CS (1999). El papel de las colisiones en el nuevo sistema solar, 4.ª ed., JK Beatty et al., Eds., pág. 73.
  8. ↑ Metamorfismo de impacto; Perforación (enlace inaccesible) . Archivado desde el original el 4 de abril de 2013. 
  9. ↑ Unique Crater Swarm Disputed Archivado el 17 de noviembre de 2018 en Wayback Machine .
  10. ↑ Eltanin es un evento de impacto del Plioceno que no creó una estructura explosiva de impacto. Archivado el 25 de marzo de 2016 en Wayback Machine .
  11. ↑ Grieve R.A.; Zapatero, EM (1994). El registro de impactos pasados ​​en la Tierra en peligros debido a cometas y asteroides, T. Gehrels, Ed.; Prensa de la Universidad de Arizona, Tucson, AZ, págs. 417-464.
  12. ↑ Catálogo completo de las estructuras de impacto de la Tierra por A. V. Mikheeva, ICM&MG SB RAS . Archivado desde el original el 17 de junio de 2008.

Literatura

Enlaces

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En catálogos bibliográficos
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