![\"Image002\"](\"http:\/\/www.impact-structures.com\/understand\/image002.gif\")
<\/p>\nEstamos convencidos, de que cada ni\u00f1o o ni\u00f1a, y tambi\u00e9n algunos adultos han lanzado alguna vez cantos y guijarros contra el barro, y han visto los bonitos cr\u00e1teres en miniatura \u2013 rodeados por un muro y barro eyectado \u2013 que se han formado. Quiz\u00e1s m\u00e1s tarde, cuando hayan visto las im\u00e1genes del famoso cr\u00e1ter en forma de cuenco de Barringer (en Arizona; ver Fig. 2) puedan haber pensado que tanto unos como otros se han formado por el mismo mecanismo.<\/p>\n
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Fig. 1.\u00a0Cr\u00e1teres originados por el impacto de un canto sobre el barro.<\/p>\n
![\"Image004\"](\"http:\/\/www.impact-structures.com\/understand\/image004.gif\")
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Fig. 2. El cr\u00e1ter meteor\u00edtico de Barringer.<\/p>\n
Sobre el suelo, el granizo o las gotas de lluvia pueden producir tambi\u00e9n peque\u00f1os cr\u00e1teres (Fig. 3), cuyo mont\u00edculo central nos puede intensamente recordar a los cr\u00e1teres lunares que presentan \u2013 como el caso del cr\u00e1ter de impacto de Tycho \u2013 una elevaci\u00f3n central (Fig. 4). As\u00ed, otra vez uno puede pensar en un proceso de formaci\u00f3n similar.<\/p>\n
![\"Image006\"](\"http:\/\/www.impact-structures.com\/understand\/image006.gif\")
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Fig. 3. Cr\u00e1teres originados por la acci\u00f3n de granizo. El di\u00e1metro de los cr\u00e1teres se halla comprendido entre 5-10 mm.<\/p>\n
![\"Image008\"](\"http:\/\/www.impact-structures.com\/understand\/image008.gif\")
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Fig. 4. Cr\u00e1ter lunar meteor\u00edtico de Tycho. Su di\u00e1metro es de 85 Km.<\/p>\n
No obstante: los cr\u00e1teres meteor\u00edticos no se forman as\u00ed.<\/strong><\/p>\n Fig. 5. No son un modelo para la formaci\u00f3n de un cr\u00e1ter de impacto.<\/p>\n \u00bfCual es la diferencia?<\/strong><\/p>\n Antes de centrarnos sobre esta importante cuesti\u00f3n, aclararemos primero el significado del t\u00e9rmino cr\u00e1ter de impacto meteor\u00edtico o estructura de impacto. Es cierto que los meteoritos que caen como piedras procedentes del cielo a velocidad de ca\u00edda libre pueden producir cr\u00e1teres en el terreno similares a los cr\u00e1teres en barro o producidos por granizo. Pero estos cr\u00e1teres, no obstante, no son estructuras de impacto.<\/p>\n Las estructuras de impacto se forman cuando un cuerpo espacial, que viaja a una velocidad superior a la del sonido (velocidad de las ondas (s\u00edsmicas) el\u00e1sticas; por lo general una velocidad superior a 5 Km\/s), impacta sobre las rocas del objetivo produciendo la expansi\u00f3n de ondas de choque. Estas condiciones se consiguen s\u00f3lo con proyectiles de gran tama\u00f1o (superiores a algunos centenares de toneladas) que no son significativamente frenados por la fricci\u00f3n de la atmosfera y que impactan sobre el objetivo a velocidades c\u00f3smicas (10 \u2013 70 Km\/s).<\/p>\n El t\u00e9rmino estructura de impacto se usa a menudo como sin\u00f3nimo de cr\u00e1ter de impacto, y a veces, las estructuras de impacto se distinguen de los cr\u00e1teres de impacto por su d\u00e9bil firma morfol\u00f3gica en comparaci\u00f3n con la de un verdadero cr\u00e1ter. En ambos casos, las condiciones de un impacto a hipervelocidad y la propagaci\u00f3n de ondas de choque son cruciales para la formaci\u00f3n de estas extraordinarias estructuras.<\/p>\n Los tres estadios de la formaci\u00f3n de un cr\u00e1ter de impacto<\/strong><\/p>\n En la investigaci\u00f3n sobre impactos, ha sido bien aceptada de un modo general la subdivisi\u00f3n del proceso de formaci\u00f3n de un cr\u00e1ter en tres estadios:<\/p>\n —\u00a0El estadio de excavaci\u00f3n (Fig. 7)<\/p>\n —\u00a0El estadio de modificaci\u00f3n (Fig. 8)<\/p>\n A continuaci\u00f3n, estos tres estadios ser\u00e1n ilustrados y descritos de un modo simplificado.<\/p>\n Fig. 6.\u00a0Estadio de contacto y compression dentro del proceso de craterizaci\u00f3n.<\/p>\n Tras el impacto de un cuerpo planetario, las ondas de choque producidas en el punto de contacto se propagan tanto hacia el interior de las rocas del objetivo como a trav\u00e9s del cuerpo impactante (el impactor). Estas ondas se caracterizan por unas presiones y temperaturas iniciales extremas (por encima de algunos megabars en el caso de las presiones y de m\u00e1s de 10000 \u00baC de temperatura). Las temperaturas vaporizan de un modo m\u00e1s o menos completo al impactor y a un volumen de rocas del objetivo comparable al impactor, de modo que se origina una gigantesca pluma de impacto de vapor en expansi\u00f3n.<\/p>\n A medida que se propaga aproximadamente de un modo hemiesf\u00e9rico a trav\u00e9s de las rocas del objetivo, la energ\u00eda de la onda de choque disminuye y con ello tambi\u00e9n las presiones y temperaturas. As\u00ed, una zona de roca fundida sigue a la zona vaporizada, y cuando la energ\u00eda de choque va bajando las rocas \u00fanicamente estar\u00e1n intensamente da\u00f1adas (fracturadas, brechadas) con una intensidad decreciente. Conducidas por la deformaci\u00f3n de la hipervelocidad por impacto, las rocas fundidas y fracturadas ser\u00e1n \u2013 durante el segundo estadio – aceleradas por detr\u00e1s del frente de choque\u00a0 iniciando el flujo de masa de excavaci\u00f3n.<\/p>\n Dado que los impactores pueden presentar un tama\u00f1o pr\u00e1cticamente arbitrario, la energ\u00eda (cin\u00e9tica) suministrada a la Tierra y a los procesos geol\u00f3gicos por el impacto puede ser pr\u00e1cticamente ilimitada. Esto claramente difiere de los procesos geol\u00f3gicos \u201cnormales\u201d endogen\u00e9ticos tales como el volcanismo o los ligados a la tect\u00f3nica, y puede contribuir al hecho de que un impacto sea inconcebible para algunos ge\u00f3logos dado que esta energ\u00eda se libera en un int\u00e9rvalo de tiempo extremadamente corto.<\/p>\n Fig. 7.\u00a0Estadio de excavaci\u00f3n del proceso de craterizaci\u00f3n.<\/p>\n A diferencia de los cr\u00e1teres producidos por cantos en el barro, la excavaci\u00f3n en la craterizaci\u00f3n por impacto est\u00e1 ligada intr\u00ednsecamente con la propagaci\u00f3n de las ondas de choque. Estas ondas se comportan de manera similar a otras, esto es pueden interferir y pueden reflejarse y refractarse. Al expandirse hacia fuera a partir del punto de contacto, las ondas de choque compresivas son reflejadas permanentemente por la superficie libre del objetivo como ondas distensivas de rarefacci\u00f3n de intensidad comparable. \u00c9stas de manera similar a las de choque se propagan hacia abajo. As\u00ed mismo, todas las part\u00edculas rocosas situadas por detr\u00e1s del frente de ondas de choque en expansi\u00f3n son capturadas tanto por las ondas compresivas como por las distensivas (de rarefacci\u00f3n). La combinaci\u00f3n de ambas produce o da lugar a un vector de aceleraci\u00f3n.<\/p>\n Informatizando estos vectores (la direcci\u00f3n y magnitud de los mismos) para cada punto ubicado por debajo de la superficie, aparecer\u00e1 el campo del flujo de excavaci\u00f3n que presenta trayectorias arqueadas (tal y como puede apreciarse en la Fig. 7). Este campo crece con el paso del tiempo, y el flujo de masa de rocas es dirigido hacia arriba, a los lados y hacia abajo. En la parte superior, el campo de flujo permite escapar a las masas de rocas como eyectas a partir de la creciente cavidad de excavaci\u00f3n.<\/p>\n Por debajo de una trayectoria que sigue el suelo y las paredes de la cavidad de expansi\u00f3n, el material rocoso no puede escapar y es comprimido hacia abajo y los lados. El estadio de excavaci\u00f3n finaliza con la salida del choque y cuando los desplazamientos por la formaci\u00f3n de la cavidad de excavaci\u00f3n y la compresi\u00f3n hacia abajo y los lados son m\u00e1ximos.\u00a0La ahora existente estructura en forma de cuenco, rodeada por una pared elevada y por un manto de material eyectado se denomina \u201cel cr\u00e1ter transitorio\u201d y ser\u00e1 indicativo de una continuaci\u00f3n del proceso de craterizaci\u00f3n por impacto al llegar al estadio de modificaci\u00f3n. Hemos visto que la propagaci\u00f3n de las ondas de choque y de rarefacci\u00f3n es esencial en la formaci\u00f3n de un cr\u00e1ter de impacto meteor\u00edtico. Aparte del distinto papel que juegan las ondas de rarefacci\u00f3n en la formaci\u00f3n del flujo del campo de flujo de excavaci\u00f3n, son especialmente relevantes desde el punto de vista geol\u00f3gico.<\/p>\n Un pulso de choque compresivo no se refleja \u00fanicamente en la superficie libre del objetivo sino tambi\u00e9n siempre cuando incide sobre el l\u00edmite de un material con reducida impedancia (= al producto de la densidad y la velocidad del sonido) donde parte de la energ\u00eda se refleja como un pulso de rarefacci\u00f3n. Los esfuerzos distensivos reflejados son cruciales en l medida que la resistencia a la distensi\u00f3n de las rocas es mucho menor que la resistencia a la compresi\u00f3n.<\/p>\n De este modo en un proceso de impacto la mayor parte del da\u00f1o se produce en general por las ondas de rarefacci\u00f3n y no por las ondas de choque compresivas. Por este motivo, algunos rasgos estructurales peculiares que pueden desconcertar a los ge\u00f3logos son el resultado de las intensas fuerzas distensivas que act\u00faan a todas las escalas (ver tambi\u00e9n el t\u00e9rmino espalaci\u00f3n en la funci\u00f3n de BUSQUEDA de nuestra web).<\/p>\n Fig. 8. El estadio de modificaci\u00f3n de la craterizaci\u00f3n por impacto.<\/p>\n El t\u00e9rmino \u201ccr\u00e1ter transitorio\u201d significa que el proceso de craterizaci\u00f3n continua despu\u00e9s de que el flujo de excavaci\u00f3n haya cesado. \u00bfQu\u00e9 sucede en el cr\u00e1ter transitorio? Esto depende especialmente del tama\u00f1o. En el caso de cr\u00e1teres transitorios peque\u00f1os, las modificaciones son moderadas. En estos, a medida que la presi\u00f3n se relaja, hay un rebote el\u00e1stico en el suelo del cr\u00e1ter que ahora contiene una capa de rocas brechificadas. La estructura del cr\u00e1ter transitorio est\u00e1 ampliamente preservada, y hablamos de un cr\u00e1ter de impacto simple o en forma de bol (Fig. 9)<\/p>\n En el caso de cr\u00e1teres transitorios de gran tama\u00f1o las modificaciones pueden producirse a una escala dram\u00e1tica. El rebote el\u00e1stico y el colapso provocan que las trayectorias de excavaci\u00f3n puedan ir en una direcci\u00f3n opuesta, de modo que las masas de rocas tienden a moverse hacia arriba y centr\u00edpetamente, acompa\u00f1ado todo esto por un fallamiento normal a gran escala, llenando el cr\u00e1ter transitorio. El resultado de estos procesos es la formaci\u00f3n de elevaciones centrales y sistemas de anillos, que dar\u00e1n lugar a que se hable de cr\u00e1teres con elevaci\u00f3n central o de pico central, cr\u00e1teres anulares con pico central y cr\u00e1teres multi-anulares. Todos ellos conformaran el grupo denominado \u201ccr\u00e1teres de impacto complejos o estructuras de impacto complejas\u201d.<\/p>\n La transici\u00f3n desde cr\u00e1teres simples a complejos sucede, en el caso de la tierra, para di\u00e1metros finales comprendidos entre los 1,5 a 4 Km (dependiendo de la litolog\u00eda de la srocas del objetivo). En el caso de la Luna el di\u00e1metro de transici\u00f3n es mayor (sobre los 15 Km). Este hecho sugiere que el colapso del cr\u00e1ter transitorio en el estadio de modificaci\u00f3n est\u00e1 muy controlado por la gravedad (la gravedad de la Luna es aproximadamente 1\/6 de la terrestre).<\/p>\n Para cr\u00e1teres de impacto muy grandes, los estadios de excavaci\u00f3n y modificaci\u00f3n no son tan discretos como hemos mencionado con anterioridad. Las simulaciones por ordeandor muestran como el proceso de modificaci\u00f3n puede empezar antes del final de la excavaci\u00f3n dando lugar a movimientos contrarios de rocas a gran escala. En la gran estructura de impacto de Azuara (Espa\u00f1a) hay evidencias para tal coincidencia de excavaci\u00f3n y colapso [clicar aqu\u00ed<\/a>].<\/p>\n Fig. 9. Secciones transversales de cr\u00e1teres de impacto simples y complejos. Las Figs. 10 \u2013 12 ejemplifican las t\u00edpicas estructuras terrestres.<\/p>\n Despu\u00e9s de todos estos procesos, los grandes cr\u00e1teres de impacto son estructuras morfol\u00f3gicamente planas aunque los rasgos de impacto \u2013 deformaciones en las rocas, metamorfismo de choque \u2013 pueden extenderse a profundidades considerables. Por lo general se hallan rellenados con rocas de impacto (impactitas)<\/a> bajo la forma de rocas de fundido de impacto<\/a>, suevitas<\/a> y diferentes tipos de brechas<\/a>.<\/p>\n Fig. 10.\u00a0Un cr\u00e1ter de impacto simple en forma de bol (Wolfe Creek, Australia; tiene unos 900 m de di\u00e1metro).<\/p>\n Fig. 11.\u00a0Cr\u00e1ter de impacto con elevaci\u00f3n central (Estructura de Gow, Canad\u00e1; posee 4 Km de di\u00e1metro).<\/p>\n Fig. 12.\u00a0Cr\u00e1ter de impacto tipo anillo pico (Estructura de Clearwater West, Canad\u00e1; presenta 32 Km de di\u00e1metro). Fuente de las Figs. 10-12: NASA.<\/p>\n Algunas preguntas interesantes pueden permanecer abiertas. \u00bfCu\u00e1n grande, por ejemplo, era el impactor que dio lugar a una estructura de impacto de un determinado tama\u00f1o? El tama\u00f1o es principalmente un aspecto de la energ\u00eda relacionado con la masa del proyectil (y de este modo con la densidad) y con la velocidad de impacto, y, de un modo subordinado, con la litolog\u00eda del objetivo. En una primera aproximaci\u00f3n podemos aplicar la regla de la proporci\u00f3n de 1 a 10 del di\u00e1metro (para una estructura de 20 Km de di\u00e1metro esto dar\u00eda un cuerpo impactor (proyectil) de 2 Km de di\u00e1metro como m\u00e1ximo). En este punto, es importante destacar que en el caso de los \u201cimpactos\u201d producidos por un canto en el barro o por las gotas de lluvia, los cr\u00e1teres originados no son mucho m\u00e1s grandes que el proyectil (impactor).<\/p>\n Hasta ahora hemos considerado el impacto de un objeto (proyectil) s\u00f3lido, como en el caso de un siderito, litosiderito o un meteorito l\u00edtico. \u00bf Pero qu\u00e9 sucede cuando un cometa o un asteroide de muy baja densidad y poco compacto (como el caso del asteroide Matilde, Fig. 13) golpea a la Tierra? Para las aproximadamente 200 estructuras de impacto terrestres no se ha podido probar de un modo definitivo que el impactor fuera un cometa o una asteroide poco consolidado. Los c\u00e1lculos mediante ordenador sugieren que los cr\u00e1teres que fueron originados mediante proyectiles de baja densidad son planos y presentan proporciones m\u00e1s grandes respecto a su di\u00e1metro (en comparaci\u00f3n con la mencionada de 1 a 10 el di\u00e1metro del cr\u00e1ter).<\/p>\n Fig. 13.\u00a0El asteroide Mathilde de 50 Km de di\u00e1metro presenta \u00fanicamente una densidad de 1.3 g\/cm3<\/sup> y se le considera como un tipo de mont\u00f3n de escombros. \u00bf Qu\u00e9 sucede cuando este tipo de proyectil poco cohesionado impacta? Fuente de la imagen: NASA.<\/p>\n \u00bfC\u00f3mo se ve un cr\u00e1ter de impacto que fue producido por un impacto oblicuo? Estad\u00edsticamente, las trayectorias de impacto m\u00e1s abundantes forman un \u00e1ngulo oblicuo de 45\u00ba con la superficie del objetivo. No obstante, el cr\u00e1ter de impacto resultante es m\u00e1s o menos circular a menos que el \u00e1ngulo de incidencia sea muy bajo, de menos de 10\u00ba. De este modo, pueden formarse cr\u00e1teres elongados, y el manto de eyectas puede presentarse desviado de forma considerable respecto de la simetr\u00eda circular.<\/p>\n Al principio del debate sobre los cr\u00e1teres de impacto (hace unos aproximadamente 100 a\u00f1os), los astr\u00f3nomos pensaban que algunos cr\u00e1teres de la Luna eran volc\u00e1nicos. Concluyeron esto a partir de la ya mencionada observaci\u00f3n de la frecuencia de trayectorias oblicuas prevalente y, a su opini\u00f3n de que estas trayectorias deb\u00edan dar lugar a cr\u00e1teres de morfolog\u00eda el\u00edptica. Siguiendo este razonamiento, la mayor\u00eda de cr\u00e1teres lunares no pod\u00edan ser meteor\u00edticos (esto es, de impacto). Cabe destacar que en esta \u00e9poca a\u00fan era poco conocida la f\u00edsica de la craterizaci\u00f3n por impacto la cual implica la f\u00edsica de las ondas de choque. Este desconocimiento tambi\u00e9n afectaba a la vaporizaci\u00f3n del proyectil como consecuencia de las temperaturas inducidas por el choque, cosa que hubiera ayudado a explicar a los ingenieros de minas el porque no se hallaban restos del proyectil f\u00e9rrico de unos 50 Km de di\u00e1metro bajo el suelo del cr\u00e1ter de impacto de Barringer (cr\u00e1ter Meteor, sito en Arizona (USA)).<\/p>\n![\"Image010\"](\"http:\/\/www.impact-structures.com\/understand\/image010.gif\")
<\/span><\/h3>\n—\u00a0<\/span>El estadio de contacto y compresi\u00f3n (Fig. 6)<\/span><\/h3>\n
![\"Image012\"](\"http:\/\/www.impact-structures.com\/understand\/image012.gif\")
<\/p>\n![\"Image014\"](\"http:\/\/www.impact-structures.com\/understand\/image014.gif\")
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