Cráter de impacto

Un cráter de impacto es una depresión aproximadamente circular en la superficie de un planeta , luna u otro cuerpo sólido en el Sistema Solar o en cualquier otro lugar, formada por el impacto a hipervelocidad de un cuerpo más pequeño. En contraste con los cráteres volcánicos , que resultan de una explosión o colapso interno, [2] los cráteres de impacto típicamente tienen bordes elevados y pisos que son más bajos en elevación que el terreno circundante. [3] Los cráteres de impacto varían desde pequeñas depresiones simples en forma de cuenco hasta cuencas de impacto grandes, complejas y de múltiples anillos . Cráter de meteorito es un ejemplo bien conocido de un pequeño cráter de impacto en la Tierra.

Cráter Engelier en Iapetus, la luna de SaturnoCráter fresco en Marte que muestra un sistema de rayos de eyección
Cráter de impacto Tycho en la Luna
El cráter Barringer (cráter de meteorito) al este de Flagstaff, Arizona
Cráteres de impacto en el Sistema Solar:

Los cráteres de impacto son las características geográficas dominantes en muchos objetos sólidos del Sistema Solar, como la Luna , Mercurio , Calisto , Ganímedes y la mayoría de las lunas pequeñas y asteroides . En otros planetas y lunas que experimentan procesos geológicos superficiales más activos, como la Tierra , Venus , Marte , Europa , Ío y Titán , los cráteres de impacto visibles son menos comunes porque se erosionan , entierran o transforman por la tectónica con el tiempo. Cuando tales procesos han destruido la mayor parte de la topografía original del cráter, los términos estructura de impacto o astroblema se utilizan con mayor frecuencia. En la literatura temprana, antes de que la importancia de la formación de cráteres de impacto fue ampliamente reconocido, los términos cryptoexplosion o estructura cryptovolcanic menudo se utiliza para describir lo que ahora se reconoce como características relacionadas con el impacto en la Tierra. [4]

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 alrededor de 3.900 millones de años. Desde entonces, la tasa de producción de cráteres en la Tierra ha sido considerablemente menor, pero de todos modos es apreciable; La Tierra experimenta de uno a tres impactos lo suficientemente grandes como para producir un cráter de 20 kilómetros de diámetro (12 millas) aproximadamente una vez cada millón de años en promedio. [5] [6] 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 las colisiones en el cinturón de asteroides que crean una familia de fragmentos que a menudo se envían en cascada hacia el sistema solar interior. [7] Formada en una colisión hace 80 millones de años, se cree que la familia de asteroides Baptistina causó un gran aumento en la tasa de impacto. Tenga en cuenta que la tasa de formación de cráteres de impacto en el Sistema Solar exterior podría ser diferente a la del Sistema Solar interior. [8]

Aunque los procesos de superficie activa de la Tierra destruyen rápidamente el registro de impacto, se han identificado alrededor de 190 cráteres de impacto terrestre. [9] Estos varían en diámetro desde unas pocas decenas de metros hasta aproximadamente 300 km (190 millas), 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 borrar los cráteres más antiguos. También se encuentran selectivamente en las regiones interiores estables de los continentes . [10] Se han descubierto pocos cráteres submarinos debido a la dificultad de examinar el fondo del mar, la rápida tasa de cambio del fondo del océano y la subducción del fondo del océano hacia el interior de la Tierra mediante procesos de tectónica de placas .

Los cráteres de impacto no deben confundirse con accidentes geográficos que pueden parecer similares , como calderas , sumideros , circos glaciares , diques anulares , domos de sal y otros.

Daniel M. Barringer, ingeniero de minas, ya estaba convencido en 1903 de que el cráter que poseía, Meteor Crater , era de origen cósmico. Sin embargo, la mayoría de los geólogos en ese momento asumieron que se formó como resultado de una erupción de vapor volcánico. [11] : 41–42

Eugene Shoemaker , investigador pionero de cráteres de impacto, aquí en un microscopio cristalográfico utilizado para examinar meteoritos

En la década de 1920, el geólogo estadounidense Walter H. Bucher estudió varios sitios ahora reconocidos como cráteres de impacto en los Estados Unidos. Concluyó que habían sido creados 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. revisaron los estudios de Bucher y concluyeron que los cráteres que estudió probablemente se formaron por impactos. [12]

Grove Karl Gilbert sugirió en 1893 que los cráteres de la Luna se formaron por grandes impactos de asteroides. Ralph Baldwin en 1949 escribió que los cráteres de la Luna eran principalmente de origen de impacto. Alrededor de 1960, Gene Shoemaker revivió la idea. Según David H. Levy , Gene "vio los cráteres de la Luna como sitios de impacto lógicos que se formaron no gradualmente, en eones , sino de manera explosiva, en segundos". Por su Ph.D. Licenciado en Princeton (1960), bajo la dirección de Harry Hammond Hess , Shoemaker estudió la dinámica del impacto del cráter del meteorito Barringer . Shoemaker señaló que el cráter Meteor tenía la misma forma y estructura que dos cráteres de explosión creados a partir de 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 Meteor, lo que demuestra que el cráter se formó a partir de un impacto que generó temperaturas y presiones extremadamente altas. Siguieron este descubrimiento con la identificación de coesita dentro de suevita en Nördlinger Ries , lo que demuestra su origen de impacto. [11]

Armados con el conocimiento de las características metamórficas de choque, Carlyle S. Beals y sus colegas del Observatorio Astrofísico Dominion en Victoria, Columbia Británica , Canadá y Wolf von Engelhardt de la Universidad de Tübingen en Alemania comenzaron una búsqueda metódica de cráteres de impacto. Para 1970, habían identificado tentativamente más de 50. Aunque su trabajo fue controvertido, los aterrizajes estadounidenses del Apolo en la Luna, que estaban en progreso en ese momento, proporcionaron evidencia de apoyo al reconocer la tasa de cráteres de impacto en la Luna . [13] 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 cráteres evidentes.

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Una simulación de laboratorio de un evento de impacto y la formación de un cráter.

Los cráteres de impacto implican colisiones de alta velocidad entre objetos sólidos, generalmente mucho mayores que la velocidad del sonido en esos objetos. Estos impactos de hipervelocidad producen efectos físicos como la fusión y la vaporización que no ocurren en las colisiones subsónicas conocidas. En la Tierra, ignorando los efectos de desaceleración de los viajes 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 [14] en el "peor de los casos" en el que un objeto en una órbita retrógrada casi parabólica golpea la Tierra. La velocidad media del impacto en la Tierra es de unos 20 km / s. [15]

Sin embargo, los efectos de desaceleración de los viajes a través de la atmósfera desaceleran rápidamente cualquier posible impactador, especialmente en los 12 kilómetros más bajos, donde se encuentra el 90% de la masa atmosférica de la Tierra. Los meteoritos de hasta 7.000 kg pierden toda su velocidad cósmica debido al arrastre atmosférico a cierta altitud (punto de retardo), y comienzan a acelerarse nuevamente debido a la gravedad de la Tierra hasta que el cuerpo alcanza su velocidad terminal de 0.09 a 0.16 km / s. [14] Cuanto más grande es el meteoroide (es decir, asteroides y cometas), más de su velocidad cósmica inicial conserva. Mientras que un objeto de 9.000 kg mantiene alrededor del 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 son ralentizados por la atmósfera en absoluto e impactan con su velocidad cósmica inicial si no se produce una desintegración previa. [14]

Los impactos a estas altas velocidades producen ondas de choque en materiales sólidos, y tanto el impactador como el material impactado se comprimen rápidamente a alta densidad. Después de la compresión inicial, la región sobrecomprimida de alta densidad se despresuriza rápidamente, explotando violentamente, para poner en marcha la secuencia de eventos que produce el cráter de impacto. La formación de cráteres de impacto es, por lo tanto, más análoga a la formación de cráteres por explosivos altos que por desplazamiento mecánico. De hecho, la densidad de energía de algún material involucrado 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 , casi siempre son circulares; solo los impactos de ángulo muy bajo causan cráteres significativamente elípticos. [dieciséis]

Esto describe impactos sobre superficies sólidas. Los impactos en superficies porosas, como la de Hyperion , pueden producir compresión interna sin eyección, perforando un agujero en la superficie sin rellenar los cráteres cercanos. Esto puede explicar la apariencia 'esponjosa' de esa luna. [17]

Es conveniente dividir conceptualmente el proceso de impacto en tres etapas distintas: (1) contacto inicial y compresión, (2) excavación, (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 son causados ​​por cambios en la resistencia del material objetivo. Esto suele ocurrir cuando un material más débil se superpone a un material más fuerte. [18]

En ausencia de atmósfera , el proceso de impacto comienza cuando el impactador toca por primera vez la superficie del objetivo. Este contacto acelera el objetivo y desacelera el impactador. Debido a que el impactador se mueve tan rápidamente, la parte trasera del objeto se mueve una distancia significativa durante el tiempo corto pero finito que toma la desaceleración para propagarse a través del impactador. Como resultado, el impactador se comprime, su densidad aumenta y la presión dentro de él aumenta drásticamente. Las presiones máximas en grandes impactos superan 1 T Pa para alcanzar valores más habitualmente encontrados en el interior de los planetas, o generados artificialmente en explosiones nucleares .

En términos físicos, una onda de choque se origina en el punto de contacto. A medida que esta onda de choque se expande, desacelera y comprime el impactador, y acelera y comprime el objetivo. Los niveles de estrés dentro de la onda de choque superan con creces la resistencia de los materiales sólidos; en consecuencia, tanto el impactador como el objetivo cercano al lugar del impacto resultan irreversiblemente dañados. Muchos minerales cristalinos pueden transformarse en fases de mayor densidad mediante ondas de choque; por ejemplo, el cuarzo mineral común se puede transformar en las formas coesita y stishovita de mayor presión . Muchos otros cambios relacionados con el impacto tienen lugar tanto en el impactador como en el objetivo a medida que pasa la onda de choque, y algunos de estos cambios se pueden usar como herramientas de diagnóstico para determinar si los cráteres de impacto produjeron características geológicas particulares. [dieciséis]

A medida que la onda de choque decae, la región afectada se descomprime hacia presiones y densidades más habituales. El daño producido por la onda de choque eleva la temperatura del material. En todos los impactos, excepto en los más pequeños, este aumento de temperatura es suficiente para derretir el impactador y, en los impactos más grandes, para vaporizar la mayor parte y derretir grandes volúmenes del objetivo. Además de calentarse, el objetivo cerca del impacto es acelerado por la onda de choque y continúa alejándose del impacto detrás de la onda de choque en descomposición. [dieciséis]

Excavación

El contacto, la compresión, la descompresión y el paso de la onda de choque ocurren en unas pocas décimas de segundo para un gran impacto. La subsiguiente excavación del cráter ocurre más lentamente, y durante esta etapa el flujo de material es en gran parte subsónico. Durante la excavación, el cráter crece a medida que el material objetivo acelerado se aleja del punto de impacto. El movimiento del objetivo es inicialmente hacia abajo y hacia afuera, pero se vuelve hacia afuera y hacia arriba. El flujo inicialmente produce una cavidad aproximadamente hemisférica que continúa creciendo, eventualmente produciendo un cráter paraboloide (en forma de cuenco) en el que el centro se ha empujado hacia abajo, se ha expulsado un volumen significativo de material y se ha empujado un borde de cráter topográficamente elevado. arriba. Cuando esta cavidad ha alcanzado su tamaño máximo, se denomina cavidad transitoria. [dieciséis]

Cráter Herschel en la luna Mimas de Saturno

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

En impactos grandes, así como en el material desplazado y expulsado para formar el cráter, se pueden fundir y vaporizar volúmenes significativos de material objetivo junto con el impactador original. Parte de esta roca fundida por impacto puede ser expulsada, pero la mayor parte permanece dentro del cráter transitorio, formando inicialmente una capa de fusión por impacto que recubre el interior de la cavidad transitoria. Por el contrario, el material vaporizado denso y caliente se expande rápidamente fuera de la cavidad de crecimiento, llevando algo de material sólido y fundido dentro de él mientras lo hace. A medida que esta nube de vapor caliente se expande, se eleva y se enfría de forma muy similar a la nube en forma de hongo arquetípica generada por grandes explosiones nucleares. En impactos grandes, la nube de vapor en expansión puede elevarse muchas veces la altura de escala de la atmósfera, expandiéndose efectivamente hacia el espacio libre.

La mayor parte del material expulsado del cráter se deposita dentro de unos pocos radios de cráter, pero una pequeña fracción puede viajar grandes distancias a alta velocidad y, en impactos grandes, puede exceder la velocidad de escape y abandonar el planeta o la luna impactados por completo. La mayor parte del material más rápido se expulsa desde cerca del centro de impacto, y el material más lento se expulsa cerca del borde a velocidades bajas para formar un colgajo coherente volcado de eyección inmediatamente fuera del borde. A medida que la eyección escapa del cráter en crecimiento, forma una cortina en expansión en forma de cono invertido. Se cree que la trayectoria de las partículas individuales dentro de la cortina es en gran medida balística.

Pequeños volúmenes de material sin derretir y relativamente sin choque pueden desprenderse a velocidades relativas muy altas desde la superficie del objetivo y desde la parte trasera del impactador. El desconchado proporciona un mecanismo potencial por el cual el material puede ser expulsado al espacio interplanetario en gran parte sin daños, y por el cual pequeños volúmenes del impactador pueden conservarse intactos incluso en impactos grandes. También se pueden generar pequeños volúmenes de material de alta velocidad al principio del impacto mediante chorro. Esto ocurre cuando dos superficies convergen rápida y oblicuamente en un ángulo pequeño, y el material altamente impactado 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 puede ser el resultado de un cráter de impacto que fue enterrado por sedimentos y posteriormente reexpuesto por la erosión .

En la mayoría de las circunstancias, la cavidad transitoria no es estable y colapsa bajo la gravedad. En los cráteres pequeños, de menos de unos 4 km de diámetro en la Tierra, hay un colapso limitado del borde del cráter junto con los escombros que se deslizan por las paredes del cráter y el drenaje del impacto se derrite en la cavidad más profunda. La estructura resultante se llama cráter simple y permanece en forma de cuenco y superficialmente similar al cráter transitorio. En los cráteres simples, la cavidad de excavación original está cubierta por una lente de brecha colapsada , eyección y roca fundida, y una parte del suelo del cráter central a veces puede ser plana.

Cuenca de impacto de múltiples anillos Valhalla en la luna de Júpiter Calisto

Por encima de un cierto tamaño de umbral, que varía con la gravedad planetaria, el colapso y la modificación de la cavidad transitoria es mucho más extenso, 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 de la llanta. 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, por lo general, tienen pisos anchos y planos de cráteres poco profundos y paredes en terrazas . En los tamaños más grandes, pueden aparecer uno o más anillos exteriores o interiores, y la estructura puede etiquetarse como una cuenca de impacto en lugar de un cráter de impacto. La morfología de los cráteres complejos en los planetas rocosos parece seguir una secuencia regular con el aumento de tamaño: los cráteres complejos pequeños con un pico topográfico central se denominan cráteres del pico central , por ejemplo Tycho ; Los cráteres de tamaño intermedio, en los que el pico central se reemplaza por un anillo de picos, se denominan cráteres de anillo de picos , por ejemplo, Schrödinger ; y los cráteres más grandes contienen múltiples anillos topográficos concéntricos, y se denominan cuencas de múltiples anillos , por ejemplo Orientale . En los cuerpos helados (a diferencia de los rocosos), aparecen otras formas morfológicas que pueden tener hoyos centrales en lugar de picos centrales, y en los tamaños más grandes pueden contener muchos anillos concéntricos. Valhalla on Callisto es un ejemplo de este tipo.

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

Los cráteres volcánicos no explosivos generalmente se pueden distinguir 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 derretidas, pero generalmente en volúmenes más pequeños con diferentes características. [4]

La marca distintiva de un cráter de impacto es la presencia de rocas que han sufrido efectos metamórficos de choque, como conos rotos , rocas derretidas y deformaciones de cristales. El problema es que estos materiales tienden a estar profundamente enterrados, al menos en el caso de cráteres simples. Sin embargo, tienden a revelarse en el centro elevado de un cráter complejo. [19] [20]

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

  • Una capa de roca rota o " brechada " debajo del suelo del cráter. Esta capa se llama "lente de brecha". [21]
  • Conos rotos , que son impresiones en forma de galón en las rocas. [22] Estos conos se forman más fácilmente en rocas de grano fino.
  • Tipos de rocas de alta temperatura, incluidos bloques de arena laminados y soldados, esferulitas y tectitas , o salpicaduras vítreas de roca fundida. Algunos investigadores han cuestionado el origen del impacto de las tectitas; han observado algunas características volcánicas en tectitas que no se encuentran en impactitas. Las tectitas también son más secas (contienen menos agua) que las impactitas típicas. Si bien las rocas derretidas por el impacto se asemejan a las rocas volcánicas, incorporan fragmentos de lecho rocoso sin derretir, forman campos inusualmente grandes e ininterrumpidos y tienen una composición química mucho más mixta que los materiales volcánicos arrojados desde el interior de la Tierra. También pueden tener cantidades relativamente grandes de oligoelementos que están asociados con meteoritos, como níquel, platino, iridio y cobalto. Nota: la literatura científica ha informado que algunas características de "choque", como pequeños conos rotos, que a menudo se asocian solo con eventos de impacto, también se han encontrado en eyecciones volcánicas terrestres. [23]
  • Deformaciones microscópicas por presión de minerales. [24] Estos incluyen patrones de fractura en cristales de cuarzo y feldespato, y formación de materiales de alta presión como el diamante, derivado del grafito y otros compuestos de carbono, o stishovita y coesita , variedades de cuarzo chocado .
  • Los cráteres enterrados, como el cráter Decorah , se pueden identificar a través de la extracción de núcleos de perforación, imágenes de resistividad electromagnética aérea y gradiometría de gravedad aerotransportada. [25]

En la Tierra, los cráteres de impacto han dado lugar a minerales útiles. Algunos de los minerales producidos por los efectos relacionados con el impacto 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 / año solo para América del Norte. [26] La eventual utilidad de los cráteres de impacto depende de varios factores, especialmente la naturaleza de los materiales que fueron impactados y cuándo se vieron afectados los materiales. En algunos casos, los depósitos ya estaban en su lugar y el impacto los llevó a la superficie. Estos se denominan "depósitos económicos progenéticos". Otros se crearon durante el impacto real. La gran energía involucrada provocó el derretimiento. Los minerales útiles que se forman como resultado de esta energía se clasifican como "depósitos singénicos". 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 en el pasado. La cúpula de Vredeford en el centro de la cuenca de Witwatersrand es el campo de oro más grande del mundo que ha suministrado alrededor del 40% de todo el oro extraído en una estructura de impacto (aunque el oro no proviene del bólido). [27] [28] [29] [30] El asteroide que golpeó la región tenía 9,7 km (6 millas) de ancho. La cuenca de Sudbury fue causada por un cuerpo impactante de más de 9,7 km (6 millas) de diámetro. [31] [32] Esta cuenca es famosa por sus depósitos de níquel , cobre y elementos del grupo del platino . Hubo un impacto en la construcción de la estructura Carswell en Saskatchewan , Canadá; contiene depósitos de uranio . [33] [34] [35] 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 que contienen hidrocarburos contienen campos de petróleo / gas. [36] [26]

Debido a las numerosas misiones que estudian Marte desde la década de 1960, existe una buena cobertura de su superficie, que contiene una gran cantidad de cráteres . Muchos de los cráteres de Marte difieren de los de la Luna y otras lunas, ya que Marte contiene hielo bajo tierra, especialmente en las latitudes más altas. Algunos de los tipos de cráteres que tienen formas especiales debido al impacto en un suelo rico en hielo son los cráteres de pedestal , cráteres de muralla , cráteres expandidos y cráteres LARLE .

  • Lista de cráteres de impacto en la Tierra
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Cráteres de impacto en la Tierra

Mapa mundial en proyección equirrectangular de los cráteres en la Base de datos de impacto terrestre a noviembre de 2017 (en el archivo SVG, coloque el cursor sobre un cráter para mostrar sus detalles)

En la Tierra, el reconocimiento de cráteres de impacto es una rama de la geología y está relacionado con la geología planetaria en el estudio de otros mundos. De los muchos cráteres propuestos, se han confirmado relativamente pocos. Los siguientes veinte son una muestra de artículos de sitios de impacto confirmados y bien documentados.

  • Barringer Crater , también conocido como Meteor Crater (Arizona, Estados Unidos)
  • Cráter de impacto de la bahía de Chesapeake (Virginia, Estados Unidos)
  • Chicxulub, Cráter de eventos de extinción (México)
  • Clearwater Lakes (Quebec, Canadá)
  • Cráter de Gosses Bluff (Territorio del Norte, Australia)
  • Cráter de impacto Haughton (Nunavut, Canadá)
  • Cráter Kaali (Estonia)
  • Cráter Karakul (Tayikistán)
  • Cráter Lonar (India)
  • Cráter Manicouagan (Quebec, Canadá)
  • Cráter Manson (Iowa, Estados Unidos)
  • Cráter Mistastin (Labrador, Canadá)
  • Nördlinger Ries (Alemania)
  • Cráter Pingualuit (Quebec, Canadá)
  • Cráter Popigai , (Siberia, Rusia)
  • Cráter Shoemaker (Australia Occidental, Australia)
  • Siljan Ring (Suecia)
  • Cuenca de Sudbury (Ontario, Canadá)
  • Cráter Vredefort (Sudáfrica)
  • Cráter de Wolfe Creek (Australia Occidental, Australia)

Véase la base de datos sobre el impacto de la Tierra , [37] un sitio web relacionado con 190 (a partir de julio de 2019) cráteres de impacto científicamente confirmados en la Tierra.

Algunos cráteres extraterrestres

Cráter Balanchine en la cuenca Caloris, fotografiado por MESSENGER , 2011
  • Cuenca Caloris (Mercurio)
  • Cuenca de Hellas (Marte)
  • Cráter de Herschel (Mimas)
  • Mare Orientale (Luna)
  • Cráter de Petrarca (Mercurio)
  • Polo Sur - Cuenca de Aitken (Luna)

Los cráteres con nombre más grandes del Sistema Solar

Cráter Tirawa a horcajadas sobre el terminador en Rea , abajo a la derecha.
  1. Cuenca Polar Norte / Cuenca Borealis (disputada) - Marte - Diámetro: 10.600 km
  2. Cuenca del Polo Sur-Aitken - Luna - Diámetro: 2.500 km
  3. Cuenca Hellas - Marte - Diámetro: 2.100 km
  4. Cuenca Caloris - Mercurio - Diámetro: 1.550 km
  5. Cuenca Imbrium - Luna - Diámetro: 1.100 km
  6. Isidis Planitia - Marte - Diámetro: 1.100 km
  7. Mare Tranquilitatis - Luna - Diámetro: 870 km
  8. Argyre Planitia - Marte - Diámetro: 800 km
  9. Rembrandt - Mercurio - Diámetro: 715 km
  10. Cuenca del Serenitatis - Luna - Diámetro: 700 km
  11. Mare Nubium - Luna - Diámetro: 700 km
  12. Beethoven - Mercurio - Diámetro: 625 km
  13. Valhalla - Callisto - Diámetro: 600 km, con anillos hasta 4.000 km de diámetro
  14. Hertzsprung - Luna - Diámetro: 590 km
  15. Turgis - Iapetus - Diámetro: 580 km
  16. Apolo - Luna - Diámetro: 540 km
  17. Engelier - Iapetus - Diámetro: 504 km
  18. Mamaldi - Rea - Diámetro: 480 km
  19. Huygens - Marte - Diámetro: 470 km
  20. Schiaparelli - Marte - Diámetro: 470 km
  21. Rheasilvia - 4 Vesta - Diámetro: 460 km
  22. Gerin - Iapetus - Diámetro: 445 km
  23. Ulises - Tetis - Diámetro: 445 km
  24. Korolev - Luna - Diámetro: 430 km
  25. Falsaron - Iapetus - Diámetro: 424 km
  26. Dostoievskij - Mercurio - Diámetro: 400 km
  27. Menrva - Titán - Diámetro: 392 km
  28. Tolstoj - Mercurio - Diámetro: 390 km
  29. Goethe - Mercurio - Diámetro: 380 km
  30. Malprimis - Iapetus - Diámetro: 377 km
  31. Tirawa - Rea - Diámetro: 360 km
  32. Cuenca Orientale - Luna - Diámetro: 350 km, con anillos hasta 930 km de diámetro
  33. Evander - Dione - Diámetro: 350 km
  34. Epigeus - Ganimedes - Diámetro: 343 km
  35. Gertrude - Titania - Diámetro: 326 km
  36. Telemus - Tetis - Diámetro: 320 km
  37. Asgard - Callisto - Diámetro: 300 km, con anillos hasta 1.400 km de diámetro
  38. Cráter Vredefort - Tierra - Diámetro: 300 km
  39. Kerwan - Ceres - Diámetro: 284 km
  40. Powehiwehi - Rhea - Diámetro: 271 km

Hay aproximadamente doce cráteres / cuencas de impacto más de más de 300 km en la Luna, cinco en Mercurio y cuatro en Marte. [38] También se pueden encontrar grandes cuencas, algunas sin nombre pero en su mayoría menores de 300 km, en las lunas Dione, Rea y Japeto de Saturno.

  • Evento de extinción del Cretácico-Paleógeno  - Evento de extinción masiva
  • Cráter expandido
  • Profundidad de impacto
  • Evento de impacto  : colisión de dos objetos astronómicos con efectos medibles
  • Lagos en Marte  : descripción general de la presencia de lagos en Marte
  • Cráter LARLE
  • Lista de cráteres en Marte  - artículo de la lista de Wikipedia
  • Némesis (estrella hipotética)  : estrella hipotética que orbita el Sol, responsable de los eventos de extinción
  • Panspermia  : una hipótesis sobre la propagación interestelar de la vida primordial
  • Cráter de pedestal
  • Peter H. Schultz
  • Cráter de muralla
  • Sistema de rayos
  • Cráter secundario
  • Traces of Catastrophe  - Libro de Bevan M. French, libro de 1998 del Instituto Lunar y Planetario - referencia completa sobre la ciencia de los cráteres de impacto

  1. ^ Espectacular nuevo cráter de impacto marciano visto desde la órbita , Ars Technica , 6 de febrero de 2014.
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  • Medios relacionados con cráteres de impacto en Wikimedia Commons
  • La base de datos de cráteres del Servicio Geológico de Canadá, 172 estructuras de impacto
  • Exploraciones aéreas de cráteres de meteoritos terrestres
  • Visor de cráteres de meteoritos de impacto Página de Google Maps con ubicaciones de cráteres de meteoritos en todo el mundo
  • Solarviews: cráteres de impacto terrestre
  • Presentación de diapositivas del Instituto Lunar y Planetario: contiene imágenes