Cráter de impacto

Un cráter de impacto es una depresión más o menos circular resultante de la colisión de un objeto sobre otro lo suficientemente grande como para que no sea completamente destruido por el impacto. Cuando la depresión es mucho más superficial que ancha, hablamos de cuenca de impacto .

La expresión se utiliza particularmente en astronomía para designar la depresión resultante de un impacto cósmico , es decir, de la colisión de objetos celestes (un asteroide o un cometa ) que chocan contra la Tierra , la Luna o cualquier otro cuerpo. lo suficientemente grande como para que el poder del impacto no lo destruya.

Más particularmente, se llama astroblemas a las estructuras de impacto terrestre que se han vuelto más o menos identificables debido al trabajo de los diversos agentes de erosión. El cráter es solo uno de los componentes básicos del astroblema.

Histórico

Los cráteres lunares fueron diferentes interpretaciones a lo largo de los siglos: arrecife de coral , anillos de hielo según la doctrina del hielo eterno de Hanns Hörbiger , ciclones , agujeros cavados por Selenita por Johannes Kepler , vulcanismo según Astronomía popular de François Arago o Camille Flammarion .

En 1645, Langrenus publicó un mapa que detalla la topografía lunar . Fue el primero en introducir una nomenclatura para la denominación de manchas en la Luna ( mares ) y cráteres que dio a estos elementos topográficos los nombres de personajes famosos, en este caso eruditos y filósofos de la Antigüedad , de la Edad Media y de su época. En su obra Almagestum novum (en) publicada en 1651, el jesuita italiano Giovanni Battista Riccioli desarrolla sistemáticamente la práctica introducida por Langrenus. Riccioli distribuye los nombres de los ancianos del hemisferio norte y de los modernos del hemisferio sur (con algunas excepciones), favoreciendo los nombres de sus colegas jesuitas.

El geólogo y empresario estadounidense Daniel Barringer se convenció de la evidencia de la existencia en la Tierra de un cráter de impacto en 1902, descubriendo en el Meteor Crater ( Arizona ) pequeños trozos de hierro que atribuye a la caída de un meteorito de hierro . Pero su hipótesis es poco aceptada por la comunidad científica que, como el geólogo Walter Hermann Bucher , favorece la hipótesis de la explosión volcánica, hasta el trabajo de Eugene M. Shoemaker que destaca en 1960 a nivel de Meteor Crater cristales de coesita revelando un fuerte impactismo.

Armados con un mejor conocimiento del cuarzo impactado , Carlyle Smith Beals y sus colegas en el Observatorio Federal de Victoria , así como Wolf von Engelhardt de la Universidad Eberhard Karl de Tübingen, comenzaron a fines de la década de 1960 una búsqueda sistemática de los cráteres de impacto. identificaron más de 50 en 1970. Aunque su investigación es controvertida, el Programa Apolo proporciona evidencia de apoyo al revelar la alta tasa de craterización de la Luna , lo que sugiere que la Tierra también recibió el Gran bombardeo tardío pero la erosión eliminó la mayoría de sus cráteres de impacto.

Terminología

El estudio de los cráteres generados por impactos de meteoritos requiere el uso de un vocabulario y definiciones adecuados para describir adecuadamente sus características geométricas.

En 1998, luego en 2004, los científicos establecieron las principales definiciones que describen los diversos parámetros y formas de los cráteres de impacto. Animan encarecidamente a las personas que estudian los impactos a utilizar la misma terminología. En 2005, algunos de estos autores llevaron a cabo un programa para calcular los efectos de un impacto, haciendo algunos ajustes a estas definiciones y agregando otras nuevas. Estas definiciones se reproducen aquí.

Terminología oficial

Las definiciones (en negrita) se proporcionan en el texto que describe las diferentes etapas de la formación del cráter. La traducción al inglés se menciona en cursiva para ayudar a la lectura de publicaciones científicas que a menudo se escriben en este idioma.

Definición de términos

Cuando el meteorito golpea el suelo, penetra rápidamente, vaporizándose bajo la enorme energía del impacto. El suelo se comporta como un material elástico, a su medida, y se hunde profundamente, mientras se vaporiza y fractura. Después de unos segundos, el agujero alcanza su dimensión máxima, es el cráter transitorio ( cráter transitorio ).

Entonces, el suelo vuelve a tomar su lugar, es el rebote ( rebote ). Queda hasta el final un cráter final ( cráter final ) cuya forma depende del volumen de basamento vaporizado y expulsado, la compresión residual en la roca, la potencia del rebote, deslizamientos de tierra, desprendimientos de paredes y lluvia. El cráter final tardará algunas semanas o meses en estabilizarse antes de que comience la erosión.

Es el ángulo con el que el meteorito golpea el suelo lo que influye en la circularidad del cráter, y no la forma del meteorito. Cuanto más rasante sea el ángulo, más se alargará el cráter, pero es por debajo de un ángulo de 45 ° donde se notará el alargamiento.

Hoy en día, la mayoría de los cráteres grandes son visibles solo en su forma erosionada y solo podemos medir un cráter aparente ( cráter aparente ) cuya forma es más o menos visible dependiendo del grado de erosión, recargas de sedimentos o movimientos del subsuelo.

Durante el rebote, y cuando el tamaño del cráter es suficiente, el centro se eleva más que el entorno, un poco como una gota de agua. Forma una elevación central ( elevación central ) más o menos que puede llegar más alto que el suelo del cráter. Esto forma un pico central ( pico central ) más o menos pronunciado.

Simulación de laboratorio de un cráter de impacto
cráter único
( Meteor Crater , Estados Unidos)
cráter de transición
(Marte)
cráter complejo con pico central
(Tycho, Moon)
cráter de anillos múltiples
( Vredefort , Sudáfrica)
cuenca
( Mare Imbrium , Moon)

Los cráteres con un pico central se denominan cráteres complejos ( cráter complejo ) en oposición a cráteres simples ( cráter simple ) que no lo tienen. En la práctica, en la Tierra , los cráteres cuyo diámetro final es inferior a 3,2 kilómetros son simples, más allá, son complejos (lo que corresponde a un diámetro transitorio de unos 2,6 kilómetros).

La transición de un cráter simple a un cráter complejo no ocurre de repente. Entre el cráter único cuya cavidad tiene forma de cuenco y el cráter complejo con pico central, se encuentra el cráter de transición ( transición del cráter ) con forma de cuenco de fondo plano.

En impactos muy grandes, el pico central puede elevarse más allá de la altura de estabilidad y caer nuevamente, creando así un cráter de anillo múltiple ( cráter de múltiples anillos ) que es una forma de cráter complejo. El pico central es reemplazado por una estructura anular central más o menos pronunciada, el anillo central ( anillo de pico ).

Cuando el meteorito es lo suficientemente grande como para romper la corteza y provocar derrames de magma , se llama Cuenca ( Cuenca ) y no del cráter.

Otros terminos

Designamos como eyecta ( eyecta ) los fragmentos de roca expulsados del lugar del impacto y, más a menudo, las estructuras que constituyen alrededor del cráter. Por lo general, formadas por senderos radiales, estas estructuras también se denominan estructura radiada ( sistema de rayos ). Extendiéndose más allá del cráter, no son parte de él pero son un elemento constitutivo del astroblema. Su existencia es efímera en la Tierra debido a la erosión que borra rápidamente las huellas. Es en la Luna y, en menor medida, en Marte (nuevamente debido a la erosión) donde estas estructuras son más visibles.

Dimensiones asociadas con cráteres de impacto

Para evitar confusiones terminológicas, un grupo de expertos se reunió en 2004 y publicó una definición oficial de las principales dimensiones asociadas a los cráteres de impacto.

Dimensiones asociadas con el cráter transitorio
Dimensiones asociadas con el cráter simple
Dimensiones asociadas con el cráter complejo

Diámetros

D tc = diámetro del cráter transitorio

El cráter transitorio tiene una forma intermedia entre un hemisferio y un paraboloide de revolución. El diámetro se mide teóricamente entre la intersección de los bordes del agujero con la superficie del suelo antes del impacto. Por lo tanto, ignoramos la elevación del suelo alrededor del cráter.

D sc = diámetro de transición simple-complejo

Si el diámetro final D fr es menor que D sc, entonces el cráter es simple, de lo contrario es complejo. El valor de D sc varía de un planeta a otro y también varía según la naturaleza del terreno objetivo.

D tr = diámetro del cráter transitorio pico a pico .

Aquí el diámetro se mide en la cresta de los labios del borde del cráter. Este no es el diámetro de referencia para medir el cráter transitorio (usamos D tc en su lugar ). Esta cantidad se usa raramente.

D fr = diámetro final pico a pico

Para un cráter simple, este es el diámetro tomado en la parte superior de las pendientes del borde del cráter (después de que el cráter se haya estabilizado, pero antes de la acción de la erosión).
Para un cráter complejo, este es el diámetro tomado entre los bordes (borde) más alejados del centro.

D a = diámetro aparente

Diámetro del cráter medido en el plano del suelo antes del impacto. Es complejo de medir y, a menudo, muy impreciso en el caso de cráteres erosionados. Para determinarlo se tiene en cuenta la extensión de los efectos del impacto visible en el suelo ( brechas , cataclasas), el subsuelo (fallas, cristales chocados, pseudotaquilitas, buzamiento de las capas, etc.), u otros métodos de ' investigación (microgravimetría, micromagnetografía…), y finalmente la erosión del terreno.

D cp = diámetro del pico central

Se mide donde el pico sobresale de la superficie del suelo del cráter. Esta magnitud es muy aleatoria porque es difícil saber con precisión cuándo ocurre esta transición, especialmente en cráteres erosionados.

D cu = diámetro del levantamiento central

Se mide al nivel en el que los efectos de la elevación dejan de ser notables. Nuevamente, esta dimensión es muy difícil de medir debido a la gran profundidad de este nivel (varios kilómetros). Sin embargo, esta es la única medida posible cuando la erosión ha borrado completamente el pico central y este levantamiento es a veces el único rastro visible de un impacto.

Profundidad, altura y espesor

Todavía no existe una terminología bien establecida para describir estas cantidades de manera inequívoca. Por lo tanto, es necesario por el momento estar satisfecho con los diagramas anteriores que ilustran los tamaños utilizados en este artículo.

Formación de estructuras de impacto.

La formación de estructuras de impacto se ha estudiado ampliamente mediante simulación analógica . También se realizó mediante simulación numérica , pero el problema de este último enfoque es que no se conoce bien la física de los materiales sometidos durante breves períodos a presiones y temperaturas extremas.

El tamaño y la forma de la depresión dependen principalmente de:

la masa del impactador y su velocidad (su energía cinética y el valor absoluto de su momento , teniendo menos importancia su ángulo de incidencia ); $metro$ ${\ vec v}$ ${\ Displaystyle E _ {\ mathrm {c}} = {\ tfrac {1} {2}} mv ^ {2}}$ $p = mv$
la estructura del subsuelo y las propiedades mecánicas de las capas que lo componen. A menudo, el subsuelo se puede comparar con la superposición de una capa dura ( quebradiza ) de cierto espesor y una capa más blanda ( dúctil ) de espesor infinito (en la medida en que los efectos del impacto no se sientan más profundamente que la segunda capa).

El diámetro y la profundidad de la depresión aumentan con él , su relación profundidad / diámetro disminuye y su forma generalmente cambia de la siguiente manera: ${\ Displaystyle E _ {\ mathrm {c}}}$

cráter en forma de cuenco casi hemisférico para impactos menos violentos;
cráter menos profundo que ancho, con un pico central;
cráter de fondo casi plano, con anillo central elevado y paredes escalonadas.

El impacto genera una onda de choque que se propaga en el sótano (así como en el impactador). Con velocidades de impacto del orden de varias decenas de km / s , la presión detrás del frente de onda alcanza millones de atmósferas y la temperatura miles de grados . Bajo estas altas tensiones, los materiales del subsuelo y del impactador se fluidizan (fluyen como un líquido). La onda de compresión es seguida por una onda de rarefacción (es decir, descompresión) que crea depresión al expulsar los materiales hacia afuera. Al ser desviado el flujo de los materiales fluidizados por las paredes de la depresión de formación, son expulsados en gran parte en forma de cuchilla cónica , con una pequeña fracción de ellos presionada contra las paredes. A medida que las ondas de choque y rarefacción se dispersan a medida que se alejan del punto de choque, los flujos finalmente cesan cuando las tensiones caen por debajo de la resistencia mecánica de las rocas. El fenómeno se detiene ahí para los impactos menos violentos (cráteres hemisféricos). Para otros, las paredes de la cavidad transitoria colapsan hacia adentro y forman un pico central o un anillo, o incluso estructuras más complejas.

Los efectos de un impacto violento no se limitan a la formación de un cráter y eyección . La energía liberada por la caída sobre la Tierra de un objeto de 10 km de diámetro supera, por ejemplo, en cinco órdenes de magnitud a la de los terremotos más potentes. Los terremotos violentos , la actividad volcánica , los tsunamis (en el caso de un impacto oceánico como el hipotético cráter Mahuika ), la lluvia ácida y la liberación de polvo que protege la luz solar (detener la fotosíntesis y los efectos climáticos , colapso de la cadena alimentaria ) se encuentran entre los más devastadores. efectos de los impactos más violentos.

Cráteres terrestres

En la Tierra , los cráteres de impacto a menudo son difíciles de identificar. Hasta la década de 1960 , el comienzo de la "era espacial", se informaron, con raras excepciones, de fenómenos volcánicos . Los avances provocados por los estudios espaciales, el desarrollo de imágenes geológicas, satelitales o geofísicas, han permitido a los geólogos rectificar gradualmente viejas confusiones y multiplicar nuevos descubrimientos.

Sin embargo, las condiciones específicas de la Tierra degradan rápidamente los cráteres:

la Tierra tiene una atmósfera muy protectora, por lo que la mayoría de los meteoroides de menos de 10 m de diámetro no llegan al suelo (erosión térmica del más grande, frenado del más pequeño). Los meteoroides más grandes (hasta 20 m ) a menudo explotan en vuelo y sus fragmentos se ralentizan demasiado y ya no tienen suficiente energía para dejar grandes cráteres;
El 70% de la superficie del planeta está cubierta de agua, lo que mitiga los efectos del impacto;
la Tierra sufre erosión (por congelación / deshielo, escorrentía de agua y acción del viento) o sedimentación (incluso bajo el agua);
la vida, fenómeno que ha adquirido una escala en la Tierra única en el sistema solar, acelera considerablemente la velocidad de sedimentación del agua, en la superficie genera la acumulación de capas vegetales que recubren los cráteres;
la tectónica sigue activa: una gran parte de la superficie terrestre se renueva constantemente en sustitución de otra que desaparece.

Los impactos que dejaron grandes cráteres (de más de cien kilómetros de diámetro) probablemente estén implicados en la evolución de las especies vivientes. Por ejemplo, el impacto que generó el cráter Chicxulub contribuyó a la extinción masiva entre el Cretácico y el Terciario , de los cuales se dice que los dinosaurios no aviares son las víctimas más famosas.

También descubrimos que varios depósitos de riqueza metálica están vinculados a tales impactos, como los depósitos de oro y platino de Sudbury en Canadá .

El cráter de impacto más joven en la tierra es el del meteorito Carancas que ve el15 de septiembre de 2007la formación de un cráter vivo en Perú . Hasta hace muy poco, el más antiguo conocido era el de Vredefort en Sudáfrica : datado de hace 2.023 millones de años, era el cráter más grande jamás registrado en la Tierra con un diámetro de aproximadamente 300 kilómetros. En 2012, el descubrimiento del cráter Maniitsoq que data de 3.000 millones de años lo convierte en el más antiguo antes del de Vredefort.

Tamaño y velocidad de los impactadores

Dos tipos de objetos celestes pueden chocar con nuestro planeta:

los asteroides , compuestos de roca y metal, cuya densidad varía entre 2000 y 8000 kg / m 3 . Su velocidad al ingresar a la atmósfera está entre 11 y 21 km / s ;
los cometas , compuestos principalmente de hielo y con una densidad entre 500 y 1500 kg / m 3 . Su velocidad está entre 30 y 72 km / s .

Otros objetos, no observados hasta la fecha, pueden potencialmente golpear la Tierra. Estos son objetos interestelares. Su velocidad es superior a 72 km / s (de lo contrario, orbitarían alrededor del Sol). Por su origen, se desconocen la naturaleza y la densidad.

Frecuencia de impactos sobre la tierra

El geólogo Charles Frankel ofrece algunas estimaciones estadísticas sobre la frecuencia del impacto, expresadas en términos del tiempo promedio entre dos impactos:

100 a 200 millones de años para asteroides de al menos 10 kilómetros de diámetro, correspondiente a la dimensión de Chicxulub ;
25 millones de años para un proyectil de al menos 5 kilómetros de diámetro cuya fuerza de impacto podría destruir la civilización humana;
un millón de años para los coches de carreras cuyo tamaño supere el kilómetro;
100.000 años para objetos de al menos 500 metros de diámetro;
5000 años para asteroides de al menos 100 metros de diámetro.

Fórmulas para impactos sobre la tierra

Uno de los criterios básicos para determinar la forma de un cráter es su diámetro transitorio.

Una vez que conocemos los parámetros del impactador y el objetivo, diversas teorías nos permiten calcular el cráter transitorio generado por el impacto. Sería ambicioso elaborar una lista exhaustiva. Estas fórmulas se toman de las recomendaciones del Programa de Efectos de Impacto en la Tierra .

Datos y unidades

En estas fórmulas, los términos se definen de la siguiente manera:

Dsvs{\ Displaystyle D_ {sc} \,} $D _ {{sc}} \,$ : diámetro transitorio de transición entre cráteres simples y complejos, en la Tierra igual a:
- 3200 m cuando se desconoce la naturaleza del terreno objetivo,
- 2.250 m en terreno sedimentario,
- 4.750 m en terreno cristalino;
$\ rho _ {i} \,$ : densidad del asteroide, en kg / m 3 (y su masa en kg ); $medio}$
$\ rho _ {c} \,$ : densidad del objetivo, en kg / m 3 ;
$\ phi _ {i} \,$ : diámetro del meteorito, en m ;
$v_ {i} \,$ : velocidad del meteorito al impactar, en m / s ;
$g \,$ : aceleración de la gravedad del objetivo (igual a 9,81 m s −2 en la Tierra);
$\ theta \,$ : ángulo de impacto, relativo a la horizontal. Para impacto vertical, = 90 °. $\ theta$

Todos los diámetros, profundidades, espesores y alturas se expresan en m.

La naturaleza del cráter no cambia directamente de un cráter simple a un cráter complejo con un pico central. La transición se realiza gradualmente. Asimismo, cuando el diámetro final sea mayor que:

10.200 m en terreno sedimentario;
12.000 m en terreno cristalino.

Luego, el cráter toma una morfología con un anillo central.

Tamaño del cráter transitorio Diámetro

D _ {{tc}} = 1 {,} 161 \ cdot \ left ({\ frac {\ rho _ {i}} {\ rho _ {c}}} \ right) ^ {{{\ frac {1} {3}}}} \ cdot \ phi _ {i} ^ {{0 {,} 78}} \ cdot v_ {i} ^ {{0 {,} 44}} \ cdot g ^ {{- 0 {, } 22}} \ cdot \ sin ^ {{1 \ over 3}} (\ theta)

Profundidad

d _ {{tc}} = 0 {,} 356 \ cdot D _ {{tc}}

Diámetro final del cráter

Si , el cráter es un cráter simple: $D _ {{fr}} <D _ {{sc}} \,$

{\ Displaystyle D_ {fr} = 1 {,} 25 \ cdot D_ {tc}}

, según Marcus, Melosh y Collins (2004).

De lo contrario, el cráter es complejo y:

D _ {{fr}} = 1 {,} 17 \ cdot D _ {{tc}} ^ {{1 {,} 13}} \ cdot D _ {{sc}} ^ {{- 0 {,} 13 }}

, según McKinnon y Schenk (1985). Altura de los bordes del cráter

h _ {{fr}} = 0 {,} 07 \ cdot {\ frac {D _ {{tc}} ^ {4}} {D _ {{fr}} ^ {3}}}

Esta fórmula es válida para cráteres simples y complejos.

Espesor de la brecha

Para un cráter simple:

t _ {{br}} = 0 {,} 0896 \ cdot D _ {{fr}} ^ {3} \ left ({\ frac {d _ {{tc}} + h _ {{fr}}} { d _ {{tc}} \ cdot D _ {{fr}} ^ {2}}} \ derecha)

Para un cráter complejo:

t _ {{m}} = 4 \ cdot {\ frac {V_ {m}} {\ pi \ cdot D _ {{tc}} ^ {{2}}}}

, con :

$V_ {m} = 8 {,} 9 \ cdot 10 ^ {{- 12}} \ cdot E \ cdot \ sin (\ theta)$ , el volumen de las infracciones (en ), $m ^ 3$
$E = {\ frac {1} {2}} m _ {{i}} \ cdot v _ {{i}} ^ {{2}}$ , la energía del impacto (en J).

Cráteres lunares

La Luna, que tiene poca agua , una atmósfera insignificante y ninguna forma de vida, conserva las cicatrices dejadas por todos los impactos que ha recibido desde que se congeló su tectónica. Esto da una buena indicación de la cantidad de objetos celestes que han chocado contra la Tierra.

La profundidad final de un cráter lunar es la distancia entre la parte superior de los bordes del cráter (línea de cresta) y la parte superior de la lente de la brecha que cubre el suelo del cráter.