Página Espacial. ** Introducción a los Cráteres de Impacto **

Bienvenido. Estamos en la Web desde el 12 de Julio, 2003. Nos encontramos...!

Introducción a los Cráteres de Impacto
Redacción

a Tierra, la Luna, y los demás planetas con sus lunas, son los blancos de un bombardeo continuo de asteroides y cometas provenientes del espacio exterior. Los meteoritos o "estrellas fugaces" que normalmente se ven en el cielo nocturno son en su mayor parte objetos del tamaño de granos de polvo que chocan con la atmósfera de la Tierra. Aunque sucede con mucha menos frecuencia, a veces objetos más grandes golpean la Tierra o la Luna, produciendo agujeros o cicatrices en la superficie conocidos como cráteres.

El Cráter Meteoro en Arizona, EE.UU., es uno de los ejemplos mejor conocidos de cráter de impacto en la Tierra. El cráter en cuestión tiene
1,2 km de diámetro y 200 m de profundidad. Se formó hace aproximadamente 49 000 años atrás, cuando un meteorito férrico que tenía aproximadamente el tamaño de un autobús escolar, golpeó el desierto de Arizona al este de lo que es ahora Flagstaff. (Fotografía de David Roddy, United States Geological Survey.)

Hacia el 2002, en la Tierra se conocían menos de 200 estructuras de impacto. Al igual que la Luna (ver debajo), la Tierra a lo largo de su historia debe haber sido golpeada innumerable cantidad de veces por asteroides y cometas. La mayoría de los cráteres en la Tierra han sido destruidos por la erosión. Un cráter particularmente grande se formó cerca de Chicxulub, en México, hace aproximadamente 65 millones de años atrás. Muchos científicos piensan que este evento de impacto es el responsable de la masiva extinción de los dinosaurios.

Estructura de un Cráter de Impacto: Generalidades

Los cometas y asteroides golpean la Tierra y Luna en una amplia gama de velocidades de impacto, siendo típica una velocidad de 20 kilómetros por segundo. Tan gran velocidad de impacto producirá un cráter que es de 10 a 20 veces más grande en diámetro que el objeto impactante. La forma detallada del cráter depende de su tamaño.

La figura muestra secciones transversales idealizadas de las estructuras de pequeños cráteres simples (arriba) y de cráteres complejos más grandes (abajo). Los cráteres simples tienen depresiones con forma de "tazón". Los cráteres lunares que tienen un diámetro de borde (D en la figura) menor de 15 km, son por lo general de este tipo.

Los cráteres de la Luna con diámetros mayores que los 15 km, tienen formas más complejas, y se caracterizan por tener suelos poco profundos, relativamente llanos, elevaciones centrales, y bloques de escombros (producto de desprendimientos) y terrazas en la pared interna del borde del cráter.

En los cráteres lunares que tienen diámetros de entre 20 y 175 kilómetros, el levantamiento central puede estar constituído típicamente por un pico o un pequeño grupo de ellos.

Los cráteres lunares que tienen diámetros más grandes que los 175 km, pueden tener elevaciones complejas, con forma de anillo. Cuando las estructuras de impacto exceden los 300 km de diámetro, son denominadas "cuencas de impactos" en lugar de cráteres. Se conocen más de 40 de estas cuencas en la Luna, y tienen un control importante sobre la geología regional de la Luna.

Mucho del material expulsado desde el cráter, se deposita en el área que rodea al mismo. Cerca del cráter, el material expulsado forma típicamente una gruesa capa continua. A distancias mayores este material desplazado puede formar montículos discontinuos de material. Además, puede suceder que parte del material expulsado sea lo suficientemente importante como para formar un nuevo cráter cuando se precipita a la superficie. Los cráteres formados de esta manera se denominan "cráteres secundarios" y con frecuencia dan lugar a "líneas de cráteres" que remiten al cráter original.

El material que yace por debajo de la superficie del cráter se fractura significativamente por la terrible sacudida del evento de impacto. Cerca de la superficie se encuentra una capa de "breccia" (una capa de roca compuesta de angulosos fragmentos en bruto, de rocas más antiguas fracturadas). A mayores profundidades las rocas permanecen en su lugar (y forman lo que se denomina "el lecho de piedra") pero están muy fracturadas por el impacto. Desde la superficie, el grado de fractura de las rocas disminuye con la profundidad. Típicamente la energía del impacto provoca que algo del material se funda. En los cráteres pequeños, el evento de impacto da lugar a la formación de pequeñas gotas de material fundido incrustado en la capa de breccia. Sin embargo, en los cráteres más grandes, el impacto puede dar lugar directamente a la formación de capas de material fundido.

Cráteres de Impacto en la Luna

Las siguiente imágenes ilustran cómo cambia la morfología de los cráteres de la Luna a medida que aumenta el tamaño de los mismos.

Cráter Moltke, 7 km de diámetro, es un ejemplo excelente de cráter simple con un interior en forma de tazón y paredes lisas. Tales cráteres típicamente tienen profundidades que equivalen aproximadamente al
20 % de sus diámetros. El terreno irregular con estructura monticular (llamado también "hummocky") que rodea al cráter es el depósito del material expulsado del mismo. (Apollo 10 photograph AS10-29-4324.)

Cráter Bessel, 16 km de diámetro y 2 km de profundidad, es un ejemplo de cráter de transición entre los de forma simple y compleja. El material desprendido desde la parte interna del borde del cráter ha destruido la estructura en forma de "tazón" típica de los pequeños cráteres, y ha dado lugar a un piso más plano y poco profundo. Sin embargo, no se han desarrollado ni terrazas escalonadas en el borde, ni un pico central. (Parte de: Apollo 15 Panoramic photograph AS15-9328.)

Cráter Euler, 28 km de diámetro y cerca de 2,5 km de profundidad, es un buen ejemplo de la morfología de un cráter complejo. Tiene un suelo aplanado, un pico central pequeño, y material que se ha desprendido desde la parte interna del borde del cráter. El manto rugoso y rocoso de material expulsado que rodea al cráter es bastante claro en esta vista. (Parte de: Apollo 17 Metric photograph AS17-2923.)

Cráter Lambert, 30 km de diámetro, es un típico ejemplo de pequeño cráter complejo, similar al cráter Euler. En esta imagen se aprecian perfectamente los desprendimientos y terrazas de la parte interna del borde del cráter, el pico o prominencia central y el material expulsado.

Lambert tiene aproximadamente 2,4 km de profundidad, estando su borde elevado en unos 800 m con respecto a las planicies que lo rodean. Las alturas en esta imagen 3D (la cual debe ser vista con gafas rojo-azul) están exageradas verticalmente por un factor de 4,2, para una mejor sensación de profundidad. (Basada en: Apollo 15 Metric photographs AS15-260/AS15-265.) (Stereo image copyright © Paul Schenk, Lunar and Planetary Institute, 1997.)

Versión 3D

Cráter King, en el lado oculto de la Luna, tiene 77 km de diámetro y más de 5 km de profundidad. Las terrazas y escombros en el lado interno del borde del cráter, y el piso relativamente plano, son características típicas de los grandes cráteres lunares. No obstante en este cráter, el pico central es mucho más grande que en los otros cráteres lunares de tamaño comparable, como el Copernicus o el Tycho. El objeto a la derecha del centro de la fotografía es parte de la nave Apollo. Las alturas en la imagen 3D están verticalmente exageradas por un factor de 1,7. (Apollo 16 Metric photograph AS16-1580.) (Imagen 3D basada en: Apollo 16 Metric photographs AS16-1870/AS16-1871.) (Stereo image copyright © Paul Schenk, Lunar and Planetary Institute, 1997.)

Cráter Copernicus, 93 km de diámetro, es uno de los cráteres de impacto más jóvenes y frescos en la cara visible de la Luna. Como el Cráter King, Copérnico es un cráter complejo bien desarrollado, con una cresta central prominente y un suelo relativamente llano. Esta fotografía es una vista oblicua del cráter, y claramente muestra las terrazas y bloques de escombros en la parte interna del borde del cráter tanto como el accidentado material expulsado por el impacto. (Apollo 17 photograph AS17-151-23260.)

Schrodinger tiene 320 km de diámetro, lo suficientemente grande como para ser considerado una cuenca de impacto, en vez de cráter. Además del margen principal exterior, el Schrodinger tiene también un anillo interno de aproximadamente 150 km de diámetro, que se encuentra completo en un 75 por ciento. Schrodinger es una de las cuencas de impacto más jóvenes y frescas de la Luna. (Mosaico de imágenes de la sonda Clementine. Imagen procesada por: Ben Bussey, Lunar and Planetary Institute.)

Los Cráteres de Impacto y la Edad Planetaria

Puede usarse la densidad de cráteres de impacto en una superficie planetaria, como una medida de la edad de esa superficie. Las superficies con relativamente pocos cráteres son jóvenes, mientras que las superficies con muchos cráteres son antiguas.

Un simple experimento mental ayudará a visualizar este concepto. Imagine tirar dardos en una pared pintada. Se forman entonces "cráteres" distribuidos al azar. Luego de un tiempo, la mitad de la pared es pintada de nuevo, simulando un derrame de lava volcánica que tapa así algunos de los cráteres dejados por los dardos. Luego se hacen impactar nuevos dardos para crear nuevos cráteres también al azar. Incluso sin conocer que la pared fue pintada uno puede deducir sólo por el estudio de la población de cráteres que hay allí un área donde se aplicó pintura. La zona con pintura tiene menos cráteres que las otras donde no la hay. Es así cómo los investigadores mapean y fechan las superficies planetarias.

Esta fotografía es una vista oblicua de la parte central del lado oculto de la Luna. Como puede verse, esta región está saturada virtualmente con cráteres.

Este tipo de superficie intensamente craterizada es muy común en gran parte del lado oculto de la Luna, y de aquellas partes del lado visible de la misma que no han sido inundadas por flujos de lava. La edad promedio de esta región probablemente es de 4 mil millones de años.
(Apollo 16 Metric photograph AS16-0728.)

Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Sinus Medii, Apennine

Esta otra fotografía es una vista oblicua del sur, en la cual puede observarse en un primer plano (abajo a la derecha) a una región llana conocida como Mare Imbrium. También son visibles Mare Serenitatis, que es la región uniforme en la izquierda superior, y Sinus Medii, otra región llana que aparece arriba a la derecha. La cadena montañosa llamada Apennine (Apeninos), que forma parte del borde principal de la cuenca de impacto Imbrium, es muy visible en el centro de la fotografía. En comparación, los Apeninos son unos 4 km más altos que la región Mare Imbrium.

La superficie plana en Mare Imbrium tiene relativamente pocos cráteres de impacto, indicando esto que es mucho más joven que la superficie craterizada mostrada en la imagen anterior. La misión Apollo 15 trajo muestras de la superficie lunar tanto de Mare Imbrium como de las Montañas Apeninos. Estas muestras indican que la cuenca Imbrium se formó por un gran impacto unos 3,84 mil millones de años atrás. El material uniforme en el suelo de la cuenca es basalto, formado hace 3,3 mil millones años atrás en erupciones volcánicas.
(Apollo 17 Metric photograph AS17-2432.)

Cráteres de Impacto en el Resto del Sistema Solar

Algunos importantes ejemplos:

Cráter Yuty, en Marte, tiene 18 km de diámetro. Sus depósitos de material expulsado se componen de muchas capas lobulares solapadas, además, Yuty posee una más que prominente elevación central. En Marte, este tipo de morfología del material expulsado es característico de muchos cráteres a latitudes medias y ecuatoriales, pero es diferente de lo visto en la Luna alrededor de los cráteres pequeños (por ejemplo compare con el cráter Euler, mostrado anteriormente).

Se cree que este tipo de manto "splash" (o salpicadura) de material expulsado , se forma cuando un objeto colisiona con la superficie y rápidamente derrite el hielo que yace bajo la misma. La presencia de agua líquida en el material arrojado le permite fluir en la superficie, dando al manto de material expulsado su característica apariencia de fluidez. Este cráter marciano toma el nombre de una localidad de Honduras. (Viking 1 Orbiter image 3A07.)

La estructura circular en esta imagen es la Cuenca de impacto Tyre en Europa, una luna de Júpiter. Por lo menos se pueden distinguir 5 anillos de la cuenca (compare con la cuenca de impacto lunar Schrodinger, mostrada anteriormente). La ausencia general de otros cráteres de impacto en esta imagen indica que Europa tiene una superficie muy joven y sigue siendo geológicamente activa. La imagen tiene unos 424 km de lado. (NASA Galileo image.)

Esta imagen de la luna de Saturno Tethys muestra numerosos cráteres de impacto tan pequeños como 5 km de ancho. Gran parte de esta luna está intensamente craterizada, lo cual indica que tiene una superficie antigua. Se puede ver abajo a la derecha, que la densidad de cráteres está algo reducida, indicando que esta parte de Tethys fue modificada al principio de su historia geológica por la actividad volcánica. La nave espacial Cassini-Huygens de NASA/ESA llegó a Saturno en 2004 y conducirá un estudio de cuatro años de la atmósfera de Saturno, de su sistema de anillos, y de varias de sus lunas. (NASA Voyager 2 image.)

El Cráter Mead (12,50° Latitud; 57,20° Longitud) es la estructura de impacto más grande de Venus, con un diámetro de 280 km. El cráter tiene un anillo interno y otro externo, el cual está rodeado por una pequeña capa de material expulsado. El suelo del cráter parece ser muy similar en morfología a la planicie en que se encuentra. Las bandas verticales inclinadas son efectos del procesamiento de los datos de radar. (NASA Magellan Venus image.) (Copyright Calvin J. Hamilton.)

Circus Maximus, en la luna de Saturno Titán, es una enorme formación anular, con un diámetro de aproximadamente 440 km descubierta por la sonda Cassini-Huygens con su sistema de radar. Esta estructura recuerda un enorme cráter o parte de una cuenca de impacto con anillos, formada posiblemente por la colisión de un objeto espacial de decenas de kilómetros de diámetro. Es la primer estructura de impacto identificada en las imágenes de radar de Titán.

La superficie de Titán parece ser muy joven en comparación con las de otras lunas de Saturno. En el caso de Titán, elementos precipitados desde su atmósfera, u otros procesos geológicos pueden enmascarar o erosionar cráteres. El patrón de brillosidad observado en las imágenes de radar sugiere que existe una topografía asociada a esta estructura; por ejemplo, en el centro de la imagen se aprecian numerosos montículos de unos 25 km de ancho cada uno. Debido a que éstos son oscuros en sus bordes inferiores (es decir que tienen superficies que tienden a ocultarse de la vista del radar), y brillantes en los lados opuestos, se deduce que deben de estar elevados en relación con el terreno circundante. (NASA/ESA Cassini-Huygens image.)

Y muchos, muchos más...!

Fuente: Walter S. Kiefer/Lunar and Planetary Institute.
Agradecimiento: A Maximiliano C. L. Rocca, por su amistad y valioso aporte técnico.

Mendoza, Argentina, 11 de Abril de 2005.

Los trabajos publicados sólo pueden ser reproducidos
con la expresa autorización de sus autores.
Estamos en contacto: betelyuz@yahoo.com
Por cualquier corrección, sugerencia o comentario.