Cràter d'impacte
| ||||
Cràters d'impacte en el sistema solar:
|
Un cràter d'impacte o astroblema és la depressió que deixa l'impacte d'un meteorit en la superfície d'un cos planetari (planeta, planeta nano, asteroide o satèlit) de superfície sòlida.
A diferència dels cràters volcànics, que són el resultat d'una explosió o un colapse intern,[2] els cràters d'impacte solen tindre vores elevades i pisos que tenen una elevació més baixa que el terreny circumdant.[3] Els cràters d'impacte llunar van des de cràters microscòpics en roques llunars tornades pel programa Apolo[4] i depressió menudes, simples i en forma de bol en el regolito llunar a conques d'impacte grans, complexes i en múltiples anells. El cràter Barringer és un eixemple àmpliament conegut d'un menut cràter d'impacte terrestre.
Els cràters d'impacte són les característiques geogràfiques dominants en molts objectes sòlits del sistema solar, com la Lluna, Mercurio, Calisto, Ganímedes i la majoria de les llunes i asteroides menuts. En atres planetes i llunes que experimenten processos geològics superficials més actius, com la Terra, Venus, Europa, Io i Titán, els cràters d'impacte visibles són menys comuns perque s'erosionen, enterren o transformen per la tectónica en el temps. A on tals processos han destruït la major part de la topografia original del cràter, els térmens estructura d'impacte o astroblema són més comunament utilisats. En la lliteratura primerenca, ans que es reconeguera àmpliament l'importància de la formació de cràters per impacte, els térmens criptoexplosión o estructura criptovolcánica s'usaven a sovint per a descriure lo que ara es reconeix com a característiques relacionades en l'impacte en la Terra.[5]
Els registres de cràters de superfícies molt antigues, com Mercurio, la Lluna i les terres altes del sur de Mart, registren un periodo d'intens bombardeig primerenc en el sistema solar interior fa uns 3900 millons d'anys. Des de llavors, la taxa de producció de cràters en la Terra ha segut considerablement més baixa, pero no obstant és apreciable; la Terra experimenta d'un a tres impactes lo suficientment grans com per a produir un cràter de 20 quilómetros de diàmetro (12 milles) aproximadament una volta cada milló d'anys en promig.[6][7] Açò indica que deuria haver molts més cràters relativament jóvens en el planeta dels que s'han descobert fins ara. La taxa de formació de cràters en el sistema solar interior fluctua com a conseqüència de les colisions en el cinturó d'asteroides que creen una família de fragments que a sovint s'envien en cascada cap al sistema solar interior.[8] Formada en una colisió fa 80 millons d'anys, es creu que la família d'asteroides Baptistina va causar un gran aument en la taxa d'impacte. Deu tindre's en conte que la taxa de formació de cràters d'impacte en el sistema solar exterior podria ser diferent de la del sistema solar interior.[9]
Encara que els processos superficials actius de la Terra destruïxen ràpidament el registre d'impactes, s'han identificat al voltant de 190 cràters d'impacte terrestres.[10] Estos varien en diàmetro des d'unes poques decenes de metros fins a uns 300 km (190 el meu), i varien en edat des de temps recents (per eixemple, els cràters Sikhote-Alin en Rússia la creació dels quals va ser presenciada en 1947) fins a més de dos mil millons d'anys, encara que la majoria té menys de 500 millons d'anys perque els processos geològics tendixen a borrar els cràters més antics. També es troben selectivament en les regions interiors estables dels continents.[11] S'han descobert pocs cràters submarins per la dificultat d'inspeccionar el fondo de la mar, la ràpida taxa de canvi del fondo de l'oceà i la subducción del fondo de l'oceà a l'interior de la Terra per processos de tectónica de plaques.
Els cràters d'impacte no deuen confondre's en accidents geogràfics que poden semblar similars, incloses calderes, sumideros, circs glaciars, dics anular, domo de sal i uns atres.
Història
[editar | editar còdic]Daniel M. Barringer, ingenier de mines, estava convençut ya en 1903 de que el cràter que posseïa, el cràter Barringer, era d'orige còsmic. No obstant, la majoria dels geólogos de l'época varen assumir que es va formar com a resultat d'una erupció volcànica de vapor.[12]
En la década de 1920, el geólogo nortamericà Walter H. Bucher va estudiar varis llocs ara reconeguts com a cràters d'impacte en els Estats Units. Va aplegar a la conclusió de que havien segut creats per algun gran event explosiu, pero creïa que esta força provablement era d'orige volcànic. No obstant, en 1936, els geólogos John D. Boon i Claude C. Albritton Jr. varen revisar els estudis de Bucher i varen concloure que els cràters que va estudiar provablement es varen formar per impactes.[13]
Grove Karl Gilbert va sugerir en 1893 que els cràters de la Lluna es varen formar per grans impactes d'asteroides. Ralph Baldwin en 1949 va escriure que els cràters de la Lluna eren en la seua majoria d'orige d'impacte. Al voltant de 1960, Gene Shoemaker va reviure l'idea. Segons David H. Levy, Gene va vore els cràters de la Lluna com a llocs llògics d'impacte que no es varen formar gradualment, en eones, sino de forma explosiva, en segons. Per al seu doctorat en Princeton (1960), baix la direcció d'Harry Hammond Hess, Shoemaker va estudiar la dinàmica d'impacte del cràter del cràter Barringer. Shoemaker va notar que Meteor Crater tenia la mateixa forma i estructura que dos cràters d'explosió creat a partir de proves de bombes atòmiques en el lloc de proves de Nevada, en particular Jangle O en 1951 i Teapot Ess en 1955. En 1960, Edward C. T. Chao i Shoemaker varen identificar coesita (una forma de diòxit de silici ) en Meteor Crater, lo que demostra que el cràter es va formar a partir d'un impacte que genera temperatures i pressions extremadament altes. Varen seguir este descobriment en l'identificació de coesita dins de suevita en Ries de Nördlingen, lo que demostra el seu orige d'impacte.[14]
Armats en el coneiximent de les característiques metamòrfiques de choc, Carlyle S. Beals i els seus colegues del Observatori Astrofísic Dominion en Victoria, Columbia Britànica, Canadà i Wolf von Engelhardt de l'Universitat de Tübingen en Alemània varen començar una busca metòdica de cràters d'impacte. Per a 1970, havien identificat més de 50. Encara que el seu treball va ser controvertit, els alunizajes del Apolo nortamericà, que estaven en progrés en eixe moment, varen proporcionar evidència de respal en reconéixer la taxa de cràters d'impacte en la Lluna.[15] Degut a que els processos d'erosió en la Lluna són mínims, els cràters persistixen. Ya que es podia esperar que la Terra tinguera aproximadament la mateixa taxa de formació de cràters que la Lluna, va quedar clar que la Terra havia sofrit molts més impactes dels que es podien vore contant els cràters evidents.
Característiques
[editar | editar còdic]
Els meteorits que cauen sobre els astres poden tindre dimensions molt diferents compreses entre la d'ínfims grans de pols i la d'asteroides de decenes de quilómetros. l'energia cinètica d'un meteorit és tan gran que el seu malbarat brusc en el sol provoca la seua fragmentació violenta.[16]
Hi ha hagut casos, quan la massa del meteorit ha segut molt gran, en els que la lava procedent de l'interior irromp en l'excavació i forma un llac que, al solidificarse, conferix al cràter un fondo pla. En raó de la seua forma, els cràters d'eixe tipo es denominen circs.
L'extraordinària potència d'eixos proyectils caiguts del cel queda fàcilment explicada pel seu velocitat (de 50 000 a 100 000km/h) i per la seua massa. La combinació d'estos dos paràmetros es traduïx en una energia cinètica colossal: un meteorit de 250 m de diàmetro aplegat a 75 000 km/h llibera tanta energia com el major terremot terrestre o erupció volcànica que l'història del nostre planeta conega. Ya que els cràters són causats per l'explosió immediatament posterior a l'impacte, casi sempre són circulares; solament els impactes d'àngul molt baix produïxen cràters significativament elíptics.[17]
S'ha demostrat experimentalment que la forma dels cràters és idèntica a la que resulta de l'explosió en el sol d'un proyectil o d'una bomba, o siga la d'un tazón (la veu cràter ve del grec cratera: "vasija"). El cràter d'impacte genera una série de modificacions sobre el paisage produït pel violent succés de colisió provocat, donant lloc a rocas modificades anomenades brechas, i ademés tira gran cantitat de material fos en els voltants de l'àrea.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Spectacular new Martian impact crater spotted from orbit, Ars Technica, 6 February 2014.
- ↑ «1981bvtp.book.....B Page 746».
- ↑ Consolmagno, G.J.; Schaefer, M.W. (1994). Worlds Apart: A Textbook in Planetary Sciences; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, p.56.
- ↑ “Properties of microcraters and cosmic dust of less than 1000 Å dimensions” . Proceedings of Llunar and Planetary Science Conference 10th, Houston, Tex., March 19-23, 1979 2. New York: Pergamon Press Inc.. Bibcode: 1979LPSC...10.1649M.
- ↑ French, Bevan M (1998). «Chapter 7: How to Find Impact Structures», Traces of Catastrophe: A Handbook of Shock-Metamorphic Effects in Terrestrial Meteorite Impact Structures, Llunar and Planetary Institute, pp. 97-99. OCLC 40770730.
- ↑ Carr, M.H. (2006) The surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 23.
- ↑ Grieve R.A.; Shoemaker, E.M. (1994). The Record of Past Impacts on Earth in Hazards due to Comets and Asteroids, T. Gehrels, Ed.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, pp. 417–464.
- ↑ Bottke, WF. “An asteroid breakup 160 Myr ago as the provable source of the K/T impactor”. Nature 449 (7158): 48–53. doi:. PMID 17805288. Bibcode: 2007Natur.449...48B.
- ↑ “Cratering rates in the outer Solar System” . Icarus 163 (2). doi:. Bibcode: 2003Icar..163..263Z.
- ↑ Grieve, R.A.F.; Cintala, M.J.; Tagle, R. (2007). Planetary Impacts in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., L-A. McFadden et al. Eds, p. 826.
- ↑ Shoemaker, E.M.; Shoemaker, C.S. (1999). The Role of Collisions in The New Solar System, 4th ed., J.K. Beatty et al., Eds., p. 73.
- ↑ Shoemaker by Levy: The man who made an impact, Princeton: Princeton University Press, pp. 59, 69, 74–75, 78–79, 81–85, 99–100. ISBN 9780691113258.
- ↑ “Meteorite craters and their possible relationship to "cryptovolcanic structures"” . Field & Laboratory 5 (1): 1–9.
- ↑ Shoemaker by Levy: The man who made an impact, Princeton: Princeton University Press, pp. 59, 69, 74–75, 78–79, 81–85, 99–100. ISBN 9780691113258.
- ↑ Grieve, R.A.F. (1990) Impact Cratering on the Earth. Scientific American, April 1990, p. 66.
- ↑ Suppe, J. 1985. Principles of structural geology. Ed. Prentice-Hall. ISBN 1-59529-030-3
- ↑ «Why llaure impact craters always circular?» (en en). BBC Science Focus Magazine. Consultat el 2026-05-05.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Cráter de impacto» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.