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Articulo de referencia

Cráter de impacto

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Cráteres de impacto en el Sistema Solar
El cráter Engelier, de 500 kilómetros de ancho (310  millas), se encuentra en Jápeto, una de las lunas de Saturno.
Mare Orientale en la Luna , un ejemplo destacado y bien estructurado de cuenca multianular.
Cráter de impacto formado recientemente (entre julio de 2010 y mayo de 2012) en Marte que muestra un sistema de rayos prístinos de eyección [ 1 ].
Cráter de meteorito de 50.000 años de antigüedad al este de Flagstaff, Arizona, EE. UU. en la Tierra

Un cráter de impacto es una depresión en la superficie de un cuerpo astronómico sólido formada por el impacto a hipervelocidad de un objeto más pequeño. A diferencia de los cráteres volcánicos , que resultan de explosiones o colapsos internos, [ 2 ] los cráteres de impacto suelen tener bordes elevados y fondos de menor elevación que el terreno circundante. [ 3 ] Los cráteres de impacto suelen ser circulares, aunque pueden tener forma elíptica o incluso irregular debido a eventos como deslizamientos de tierra. Los cráteres de impacto varían en tamaño, desde cráteres microscópicos observados en rocas lunares traídas por el Programa Apolo [ 4 ] hasta simples depresiones en forma de cuenco y vastas y complejas cuencas de impacto con múltiples anillos . El Cráter del Meteorito 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, incluyendo 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 , Titán y Tritón , los cráteres de impacto visibles son menos comunes porque se erosionan , se entierran o se transforman con el tiempo debido a procesos tectónicos y volcánicos . Cuando estos procesos han destruido la mayor parte de la topografía original del cráter , se utilizan con mayor frecuencia los términos estructura de impacto o astroblema. En la literatura temprana, antes de que se reconociera ampliamente la importancia de la formación de cráteres de impacto, los términos criptoexplosión o estructura criptovolcánica se usaban a menudo para describir lo que ahora se reconoce como características relacionadas con impactos 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. La tasa de producción de cráteres en la Tierra ha sido considerablemente menor desde entonces, pero es apreciable de todos modos. La Tierra experimenta, en promedio, de uno a tres impactos lo suficientemente grandes como para producir un cráter de 20 kilómetros de diámetro (12 millas) 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 cráteres en el sistema solar interior fluctúa como consecuencia de colisiones en el cinturón de asteroides que crean una familia de fragmentos que a menudo son enviados en cascada al sistema solar interior. [ 9 ] Se cree que la familia de asteroides Baptistina , formada en una colisión hace 80 millones de años, causó un gran aumento en la tasa de impacto. La tasa de formación de cráteres por impacto en el sistema solar exterior podría ser diferente a la del sistema solar interior. [ 10 ] 

Aunque los procesos activos de la superficie terrestre destruyen rápidamente el registro de impactos, se han identificado unos 190 cráteres de impacto terrestres. [ 11 ] Estos varían en diámetro desde unas pocas decenas de metros hasta unos 300 km (190 mi) , y varían en edad 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 tienen menos de 500 millones de años porque los procesos geológicos tienden a obliterar 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 explorar el fondo marino, la rápida tasa de cambio del fondo oceánico y la subducción del fondo oceánico en el interior de la Tierra por procesos de tectónica de placas .  

Historia

Daniel M. Barringer , ingeniero de minas, ya en 1903 estaba convencido de que el cráter de su propiedad, el Cráter del Meteorito , era de origen cósmico. La mayoría de los geólogos de la época asumían que se había formado como resultado de una erupción volcánica de vapor. [ 13 ] : 41–42

Eugene Shoemaker , pionero en la investigación de cráteres de impacto, aquí junto a un microscopio cristalográfico utilizado para examinar meteoritos.

En la década de 1920, el geólogo estadounidense Walter H. Bucher estudió varios sitios que ahora se reconocen como cráteres de impacto en Estados Unidos. Concluyó que se habían creado 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. retomaron los estudios de Bucher y concluyeron que los cráteres que él estudió probablemente se formaron por impactos. [ 14 ]

En 1893, Grove Karl Gilbert sugirió que los cráteres de la Luna se formaron por grandes impactos de asteroides. En 1949 , Ralph Baldwin escribió que la mayoría de los cráteres lunares eran de origen impactante. Alrededor de 1960, Gene Shoemaker retomó la idea. Según David H. Levy , Shoemaker "consideraba que los cráteres de la Luna eran lugares de impacto lógicos que se formaron no gradualmente, a lo largo de 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 observó que el Cráter del Meteorito tenía la misma forma y estructura que dos cráteres de explosión creados por las 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 coesita (una forma de dióxido de silicio ) en el Cráter del Meteorito, lo que demostró que el cráter se formó por un impacto que generó temperaturas y presiones extremadamente altas. A este descubrimiento le siguió la identificación de coesita dentro de la suevita en Nördlinger Ries , lo que demostró su origen por impacto. [ 13 ]

Armados con el conocimiento de las características de la metamorfosis por choque, Carlyle S. Beals y sus colegas del Observatorio Astrofísico Dominion en Victoria, Columbia Británica , Canadá, y Wolf von Engelhardt de la Universidad de Tubinga en Alemania, comenzaron una búsqueda metódica de cráteres de impacto. Para 1970, habían identificado tentativamente más de 50. Aunque su trabajo fue controvertido, los alunizajes estadounidenses del programa Apolo , que estaban en curso en ese momento, proporcionaron evidencia de apoyo al reconocer la tasa de cráteres de impacto 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 cráteres que la Luna, quedó claro que la Tierra había sufrido muchos más impactos de los que se podían ver contando los cráteres evidentes.

Formación de cráteres

Simulación en laboratorio de un impacto y la formación de un cráter.

La formación de cráteres por impacto implica colisiones a alta velocidad entre objetos sólidos, generalmente mucho mayores que la velocidad del sonido en dichos objetos. Estos impactos hipervelocitarios producen efectos físicos como la fusión y la vaporización que no ocurren en las colisiones subsónicas habituales. En la Tierra, sin tener en cuenta 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 ocurren a unos 72  km/s [ 16 ] en el escenario "peor", en el que un objeto en una órbita retrógrada casi parabólica impacta contra la Tierra. La velocidad de impacto media  en la Tierra es de aproximadamente 20 km/s. [ 17 ]

Sin embargo, los efectos de desaceleración del viaje a través de la atmósfera reducen rápidamente la velocidad de cualquier impacto potencial, especialmente en los 12 kilómetros inferiores, donde se encuentra el 90% de la masa atmosférica de la Tierra. Los meteoros de hasta 7000  kg pierden toda su velocidad cósmica debido a la resistencia atmosférica a cierta altitud (punto de retardo) y comienzan a acelerar de nuevo debido a la gravedad terrestre hasta que el cuerpo alcanza su velocidad terminal de 0,09 a 0,16  km/s. [ 16 ] Cuanto mayor sea el meteoroide (es decir, asteroides y cometas), mayor será la cantidad de su velocidad cósmica inicial que conserva. Mientras que un objeto de 9000  kg mantiene aproximadamente el 6% de su velocidad original, uno de 900 000  kg ya conserva alrededor del 70%. Los cuerpos extremadamente grandes (alrededor de 100 000 toneladas) no se ven afectados por la atmósfera en absoluto e impactan con su velocidad cósmica inicial si no se produce una desintegración previa. [ 16 ]

Los impactos a estas altas velocidades producen ondas de choque en los materiales sólidos, y tanto el impactador como el material impactado se comprimen rápidamente hasta alcanzar una alta densidad. Tras la compresión inicial, la región sobrecomprimida y de alta densidad se despresuriza rápidamente, explotando violentamente, lo que desencadena la secuencia de eventos que produce el cráter de impacto. Por lo tanto, la formación de cráteres de impacto se asemeja más a la formación de cráteres por explosivos de alta potencia que a la formación de cráteres por desplazamiento mecánico. De hecho, la densidad energética 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 , son casi siempre circulares; solo los impactos de ángulo muy bajo producen cráteres significativamente elípticos. [ 18 ]

Esto describe los impactos en superficies sólidas. Los impactos en superficies porosas, como la de Hiperión , pueden producir compresión interna sin eyección de material, perforando la superficie sin rellenar los cráteres cercanos. Esto podría explicar la apariencia "esponjosa" de esa luna. [ 19 ]

Resulta conveniente dividir conceptualmente el proceso de impacto en tres etapas distintas: (1) contacto inicial y compresión, (2) excavación y (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.

Contacto y compresión

Cráteres anidados en Marte, 40.104° N, 125.005° E. Estos cráteres anidados probablemente se deban a cambios en la resistencia del material objetivo. Esto suele ocurrir cuando un material más débil se superpone a uno más resistente. [ 20 ]

En ausencia de atmósfera , el proceso de impacto comienza cuando el objeto impactante toca por primera vez la superficie del objetivo. Este contacto acelera el objetivo y desacelera el objeto impactante. Debido a la alta velocidad del objeto impactante, su parte posterior se desplaza una distancia considerable durante el breve pero finito tiempo que tarda la desaceleración en propagarse a través del objeto impactante. Como resultado, el objeto impactante se comprime, su densidad aumenta y la presión en su interior se incrementa drásticamente. Las presiones máximas en grandes impactos superan 1 terapascal , alcanzando valores que suelen encontrarse en las profundidades del interior de los planetas o que se generan artificialmente en explosiones nucleares .

En términos físicos, una onda de choque se origina en el punto de contacto. A medida que esta onda 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 cerca del punto de impacto sufren daños irreversibles. Muchos minerales cristalinos pueden transformarse en fases de mayor densidad por la acción de las ondas de choque; por ejemplo, el mineral común cuarzo puede transformarse en las formas de mayor presión coesita y estishovita . Muchos otros cambios relacionados con el choque tienen lugar tanto en el impactador como en el objetivo a medida que la onda de choque los atraviesa, y algunos de estos cambios pueden utilizarse como herramientas de diagnóstico para determinar si ciertas características geológicas fueron producidas por la formación de cráteres de impacto. [ 18 ]

A medida que la onda de choque se disipa, la región afectada se descomprime hasta alcanzar presiones y densidades más habituales. El daño producido por la onda de choque eleva la temperatura del material. En casi todos los impactos, salvo en los más pequeños, este aumento de temperatura es suficiente para fundir el impactador, y en impactos mayores, para vaporizar la mayor parte del mismo y fundir grandes volúmenes del objetivo. Además de calentarse, el objetivo cercano al impacto es acelerado por la onda de choque y continúa alejándose del impacto tras la disipación de la onda. [ 18 ]

Excavación

El contacto, la compresión, la descompresión y el paso de la onda de choque ocurren en unas décimas de segundo en el caso de un impacto de gran magnitud. La posterior excavación 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 acelerado del objetivo 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. El flujo produce inicialmente una cavidad aproximadamente hemisférica que continúa creciendo, hasta formar finalmente un cráter paraboloide (en forma de cuenco) cuyo centro se ha hundido, se ha eyectado un volumen significativo de material y se ha elevado el borde del cráter, que presenta una topografía elevada. Cuando esta cavidad alcanza su tamaño máximo, se denomina cavidad transitoria. [ 18 ]

El cráter Herschel en Mimas , una de las lunas de Saturno .

La profundidad de la cavidad transitoria suele ser de un cuarto a un tercio de su diámetro. Los materiales expulsados ​​del cráter no incluyen el material excavado de toda la profundidad de la cavidad transitoria; normalmente, la profundidad máxima de excavación es solo alrededor de un tercio de la profundidad total. Como resultado, aproximadamente un tercio del volumen del cráter transitorio se forma por la eyección de material, y los dos tercios restantes se forman por el desplazamiento del material hacia abajo, hacia afuera y hacia arriba, para formar el borde elevado. En el caso de impactos en materiales altamente porosos, un volumen significativo del cráter también puede formarse por la compactación permanente del espacio poroso . Estos cráteres de compactación pueden ser importantes en muchos asteroides, cometas y lunas pequeñas.

En grandes impactos, además del material desplazado y expulsado para formar el cráter, volúmenes significativos del material del objetivo pueden fundirse y vaporizarse junto con el impactador original. Parte de esta roca fundida por el impacto puede ser expulsada, pero la mayor parte permanece dentro del cráter transitorio, formando inicialmente una capa de material fundido que recubre el interior de la cavidad transitoria. Por el contrario, el material caliente y denso vaporizado se expande rápidamente fuera de la cavidad en crecimiento, arrastrando consigo material sólido y fundido. A medida que esta nube de vapor caliente se expande, asciende y se enfría de forma muy similar a la nube en forma de hongo generada por grandes explosiones nucleares. En grandes impactos, la nube de vapor en expansión puede alcanzar alturas muchas veces superiores a la de la atmósfera, expandiéndose efectivamente en el espacio libre.

La mayor parte del material expulsado del cráter se deposita dentro de un radio de unos pocos radios del cráter, pero una pequeña fracción puede viajar grandes distancias a alta velocidad, y en grandes impactos puede superar la velocidad de escape y abandonar por completo el planeta o la luna impactada. 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 solapa coherente de eyección invertida justo fuera del borde. A medida que la eyección escapa del cráter en crecimiento, forma una cortina expansiva en forma de cono invertido. Se cree que la trayectoria de las partículas individuales dentro de la cortina es principalmente balística.

Pequeños volúmenes de material sin fundir y relativamente sin impacto pueden desprenderse a velocidades relativas muy altas de la superficie del objetivo y de la parte posterior del impactador. El desprendimiento proporciona un mecanismo potencial mediante el cual el material puede ser eyectado al espacio interplanetario prácticamente intacto, y mediante el cual pequeños volúmenes del impactador pueden conservarse intactos incluso en grandes impactos. Pequeños volúmenes de material a alta velocidad también pueden generarse al inicio del impacto por efecto de chorro. Esto ocurre cuando dos superficies convergen rápida y oblicuamente en un ángulo pequeño, y el material altamente impactado y a alta temperatura es expulsado de la zona de convergencia con velocidades que pueden ser varias veces mayores que la velocidad del impacto.

Modificación y colapso

La meteorización puede cambiar drásticamente el aspecto de un cráter. Este montículo en el polo norte de Marte podría ser el resultado de un cráter de impacto que quedó enterrado por sedimentos y posteriormente expuesto por la erosión .

En la mayoría de los casos, la cavidad transitoria no es estable y colapsa por efecto de la gravedad. En cráteres pequeños, de menos de unos 4  km de diámetro en la Tierra, se produce un colapso limitado del borde del cráter, junto con el deslizamiento de escombros por las paredes y el drenaje de material fundido por el impacto hacia la cavidad más profunda. La estructura resultante se denomina cráter simple y conserva su forma de cuenco, siendo superficialmente similar al cráter transitorio. En los cráteres simples, la cavidad de excavación original está cubierta por una lente de brecha de colapso , eyección y roca fundida, y una parte del fondo central del cráter puede ser a veces plana.

La cuenca de impacto multianular Valhalla en Calisto, la luna de Júpiter.

Por encima de un cierto tamaño umbral, que varía con la gravedad planetaria, el colapso y la modificación de la cavidad transitoria son mucho más extensos, 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 resistencia intenta volver a un estado de equilibrio gravitacional .

Los cráteres complejos tienen centros elevados y suelen tener fondos planos, anchos y poco profundos, y paredes escalonadas . En los tamaños más grandes, pueden aparecer uno o más anillos exteriores o interiores, y la estructura puede denominarse cuenca de impacto en lugar de cráter de impacto. La morfología de los cráteres complejos en planetas rocosos parece seguir una secuencia regular con el aumento de tamaño: los cráteres complejos pequeños 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 anillo de pico , por ejemplo , Schrödinger ; y los cráteres más grandes contienen múltiples anillos topográficos concéntricos y se denominan cuencas multianulares , por ejemplo, Orientale . En cuerpos helados (a diferencia de los rocosos), aparecen otras formas morfológicas que pueden tener fosas 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.

Modificación posterior

Mucho después de un impacto, un cráter puede ser modificado aún más por la erosión, los procesos de remoción en masa , la relajación viscosa o ser borrado por completo. Estos efectos son más prominentes en cuerpos geológicamente y meteorológicamente activos como la Tierra, Titán, Tritón e Io. Sin embargo, se pueden encontrar cráteres muy modificados en cuerpos más primigenios como Calisto, donde muchos cráteres antiguos se aplanan formando brillantes cráteres fantasma o palimpsestos . [ 21 ] Los eventos de impacto suelen presentar un período de mayor actividad y circulación hidrotermal. En un estudio en Lappajärvi, Finlandia, los investigadores pudieron establecer que los microorganismos colonizaron las rocas fundidas por el impacto en las etapas finales de dicha circulación hidrotermal, cuando las temperaturas se habían enfriado hasta alcanzar condiciones habitables. [ 22 ]

Identificación de cráteres de impacto

Estructura de impacto de los cráteres: cráteres simples y complejos
Cráter Wells Creek en Tennessee, Estados Unidos: una vista de cerca de los conos de fractura desarrollados en dolomita de grano fino.
Cráter Decorah : mapa aéreo de resistividad electromagnética ( USGS )
El cráter del meteorito en el estado estadounidense de Arizona fue el primer cráter de impacto confirmado en el mundo.
El cráter Shoemaker, en Australia Occidental, fue rebautizado en memoria de Gene Shoemaker.

Los cráteres volcánicos no explosivos generalmente se distinguen 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 fundidas, pero generalmente en volúmenes más pequeños y con características diferentes. [ 6 ]

La característica distintiva de un cráter de impacto es la presencia de roca que ha sufrido efectos metamórficos por choque, como conos de fractura , rocas fundidas y deformaciones cristalinas. El problema es que estos materiales tienden a estar profundamente enterrados, al menos en el caso de cráteres simples. Sin embargo, suelen quedar al descubierto en el centro elevado de un cráter complejo. [ 23 ] [ 24 ]

Los impactos producen efectos de choque-metamórficos distintivos que permiten identificar claramente los sitios de impacto. Dichos efectos de choque-metamórficos pueden incluir:

  • Una capa de roca fracturada o brechada bajo el suelo del cráter. Esta capa se denomina lente de brecha. [ 25 ]
  • Conos de fractura , que son impresiones en forma de chevrón en las rocas. [ 26 ] Estos conos se forman más fácilmente en rocas de grano fino.
  • Tipos de rocas de alta temperatura, incluyendo bloques de arena laminados y soldados, esferulitas y tectitas , o salpicaduras vítreas de roca fundida. Algunos investigadores han cuestionado el origen por impacto de las tectitas; han observado algunas características volcánicas en las tectitas que no se encuentran en las impactitas. Las tectitas también son más secas (contienen menos agua) que las impactitas típicas. Si bien las rocas fundidas por el impacto se asemejan a las rocas volcánicas, incorporan fragmentos de roca madre sin fundir, forman campos inusualmente grandes e ininterrumpidos y tienen una composición química mucho más mixta que los materiales volcánicos expulsados ​​desde el interior de la Tierra. También pueden tener cantidades relativamente grandes de oligoelementos asociados con meteoritos, como níquel, platino, iridio y cobalto. Nota: la literatura científica ha informado que algunas características de "choque", como pequeños conos de fractura, que a menudo se asocian solo con eventos de impacto, también se han encontrado en eyecciones volcánicas terrestres. [ 27 ]
  • Deformaciones microscópicas por presión de los minerales. [ 28 ] Estas incluyen patrones de fractura en cristales de cuarzo y feldespato, y la formación de materiales de alta presión como el diamante, derivado del grafito y otros compuestos de carbono, o la estishovita y la coesita , variedades de cuarzo impactado .
  • Los cráteres enterrados, como el cráter Decorah , pueden identificarse mediante perforación, imágenes de resistividad electromagnética aérea y gradiometría gravitatoria aérea. [ 29 ]

Importancia económica

En la Tierra, los cráteres de impacto han dado lugar a minerales útiles. Algunos de los minerales producidos por los efectos relacionados con los 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 solo en América del Norte. [ 30 ] La utilidad final de los cráteres de impacto depende de varios factores, especialmente de la naturaleza de los materiales que fueron impactados y del momento en que los materiales fueron afectados. En algunos casos, los depósitos ya estaban en su lugar y el impacto los trajo a la superficie. Estos se denominan "depósitos económicos progenéticos". Otros se crearon durante el impacto en sí. La gran energía involucrada causó la fusión. Los minerales útiles formados como resultado de esta energía se clasifican como "depósitos singenéticos". El tercer tipo, llamado "depósitos epigenéticos", es causado por la creación de una cuenca a partir del impacto. Muchos de los minerales de los que depende nuestra vida moderna están asociados con impactos del pasado. El domo de Vredeford en el centro de la cuenca de Witwatersrand es el yacimiento de oro más grande del mundo, que ha suministrado alrededor del 40% de todo el oro jamás extraído en una estructura de impacto (aunque el oro no provino del bólido). [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] El asteroide que impactó la región tenía 9,7 km (6 mi) de ancho. La cuenca de Sudbury fue causada por un cuerpo impactante de más de 9,7 km (6 mi) de diámetro. [ 35 ] [ 36 ] Esta cuenca es famosa por sus depósitos de níquel , cobre y elementos del grupo del platino . Un impacto estuvo involucrado en la creación de la estructura de Carswell en Saskatchewan , Canadá; contiene depósitos de uranio . [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ] 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 con hidrocarburos contienen campos de petróleo/gas. [ 40 ] [ 30 ] También el cráter de impacto de Siljan en Suecia tiene presencia de hidrocarburos. [ 41 ]    

Listas de cráteres

Cráteres de impacto en la Tierra

Mapa mundial en proyección equirrectangular de las estructuras de impacto en la base de datos de impactos terrestres a noviembre de 2017 (en el archivo SVG, coloque el cursor sobre una estructura para ver sus detalles).

En la Tierra, el estudio de los cráteres de impacto es una rama de la geología, relacionada con la geología planetaria en el estudio de otros mundos. De los numerosos cráteres propuestos, relativamente pocos han sido confirmados. Los siguientes veinte artículos presentan una muestra de sitios de impacto confirmados y bien documentados.

Consulte la base de datos de impacto terrestre , [ 42 ] un sitio web que trata sobre 190 ( a partir de julio de 2019) ) cráteres de impacto científicamente confirmados en la Tierra.

Algunos cráteres extraterrestres

Cráter Balanchine en la cuenca de Caloris, fotografiado por MESSENGER , 2011.

Los cráteres más grandes del Sistema Solar.

El cráter de Tirawa, situado a caballo entre el terminador de Rea , se encuentra en la parte inferior derecha .
  1. Cuenca Polar Norte/Cuenca Boreal (disputada) – Marte – Diámetro: 10.600  km
  2. Polo Sur - Cuenca de Aitken - Luna - Diámetro: 2500  km
  3. Cuenca de Hellas – Marte – Diámetro: 2100  km
  4. Cuenca Caloris – Mercurio – Diámetro: 1.550  km
  5. Sputnik Planitia – Plutón – Diámetro: 1.300  km
  6. Cuenca Imbrium – Luna – Diámetro: 1.100  km
  7. Isidis Planitia – Marte – Diámetro: 1.100  km
  8. Mare Tranquilitatis – Luna – Diámetro: 870  km
  9. Argyre Planitia – Marte – Diámetro: 800  km
  10. Rembrandt – Mercurio – Diámetro: 715  km
  11. Cuenca Serenitatis – Luna – Diámetro: 700  km
  12. Mare Nubium – Luna – Diámetro: 700  km
  13. Beethoven – Mercurio – Diámetro: 625  km
  14. Valhalla – Calisto – Diámetro: 600  km, con anillos de hasta 4.000  km de diámetro
  15. Hertzsprung – Luna – Diámetro: 590  km
  16. Turgis – Jápeto – Diámetro: 580  km
  17. Apolo – Luna – Diámetro: 540  km
  18. Engelier – Jápeto – Diámetro: 504  km
  19. Mamaldi – ñandú – Diámetro: 480  km
  20. Huygens – Marte – Diámetro: 470  km
  21. Schiaparelli – Marte – Diámetro: 470  km
  22. Rheasilvia – 4 Vesta – Diámetro: 460  km
  23. Gerin – Jápeto – Diámetro: 445  km
  24. Odiseo – Tetis – Diámetro: 445  km
  25. Korolev – Luna – Diámetro: 430  km
  26. Falsaron – Jápeto – Diámetro: 424  km
  27. Dostoievski – Mercurio – Diámetro: 400  km
  28. Menrva – Titán – Diámetro: 392  km
  29. Tolstoj – Mercurio – Diámetro: 390  km
  30. Goethe – Mercurio – Diámetro: 380  km
  31. Malprimis – Jápeto – Diámetro: 377  km
  32. Tirawa – Rhea – Diámetro: 360  km
  33. Cuenca Orientale – Luna – Diámetro: 350  km, con anillos de hasta 930  km de diámetro
  34. Evander – Dione – Diámetro: 350  km
  35. Epigeo – Ganímedes – Diámetro: 343  km
  36. Gertrudis – Titania – Diámetro: 326  km
  37. Telemus – Tetis – Diámetro: 320  km
  38. Asgard – Calisto – Diámetro: 300  km, con anillos de hasta 1400  km de diámetro
  39. Estructura de impacto de Vredefort – Tierra – Diámetro: 300  km
  40. Burney – Plutón – Diámetro: 296  km

Hay aproximadamente doce cráteres/cuencas de impacto más grandes de 300  km en la Luna, cinco en Mercurio y cuatro en Marte. [ 43 ] También se pueden encontrar grandes cuencas, algunas sin nombre pero en su mayoría más pequeñas de 300  km, en las lunas de Saturno Dione, Rea e Iapeto.

Véase también

Referencias

  1. ↑ Timmer, John (6 de febrero de 2014). "Espectacular nuevo cráter de impacto marciano avistado desde la órbita" . Ars Technica . Archivado del original el 5 de mayo de 2022. Recuperado el 26 de septiembre de 2022. El intervalo de tiempo del impacto, entre julio de 2010 y mayo de 2012, simplemente representa el tiempo entre dos fotos diferentes de la misma ubicación tomadas con la cámara Context Camera.
  2. ↑ Lofgren, Gary E.; Bence, AE; Duke, Michael B.; Dungan, Michael A.; Green, John C.; Haggerty, Stephen E.; Haskin, LA (1981). Vulcanismo basáltico en los planetas terrestres . Nueva York: Pergamon Press . pág. 765. ISBN  0-08-028086-2.
  3. ↑ Consolmagno, GJ; Schaefer, MW (1994). Mundos aparte: Un libro de texto en ciencias planetarias . Prentice Hall. pág. 56. Bibcode : 1994watp.book.....C . 
  4. ↑ Morrison, DA; Clanton, US (1979). "Propiedades de microcráteres y polvo cósmico de dimensiones inferiores a 1000 Å" . Actas de la 10.ª Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias, Houston, Texas, 19-23 de marzo de 1979. 2. Nueva York: Pergamon Press Inc.: 1649-1663 . Bibcode : 1979LPSC...10.1649M . Consultado el 3 de febrero de 2022 .
  5. ↑ "Cráter Barringer" . Museo Americano de Historia Natural . Consultado el 16 de noviembre de 2021 .
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Lecturas adicionales

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  • Logotipo de Wikimedia CommonsContenido multimedia relacionado con los cráteres de impacto en Wikimedia Commons.
  • Base de datos de cráteres del Servicio Geológico de Canadá: 172 estructuras de impacto.
  • Exploraciones aéreas de cráteres de meteoritos terrestres
  • Visualizador de cráteres de impacto en Google Maps con la ubicación de cráteres de meteoritos en todo el mundo.
  • Solarviews: Cráteres de impacto terrestres
  • Presentación de diapositivas del Instituto Lunar y Planetario: contiene imágenes
  • El Programa de Efectos de Impacto en la Tierra estima el tamaño del cráter y otros efectos de la colisión de un cuerpo específico con la Tierra.