AstroManual -
Astronomia Observaional amadora
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Morfologia das Crateras de Impacto
A aparência das crateras lunares se assemelha mais com as crateras
de impacto terrestre que com as de crateras de explosão feitas por
vulcões. Isto estende até mesmo a condições de
quantidade e medida - como as dimensões interiores das crateras, e
o fato que em crateras de impacto o chão entra debaixo do terreno
circunvizinho. Morfologias estas que não são reproduzidas em
crateras vulcânicas. Por outro lado, a grande maioria das crateras
lunar não apresenta nenhum cone vulcânico semelhantes aos
tipos encontrados na Terra.
As crateras na Lua são distribuídas fortuitamente em uma
superfície de uma determinada idade, enquanto características
vulcânicas e outras características de forças
estruturalmente controladas não são distribuídas ao
acaso. Além disso, a distribuição de tamanho e freqüência
de crateras nas diferentes partes da Lua nos remete a uma distribuição
de tamanho/freqüência de potenciais corpos impactores
provenientes do espaço, da mesma forma que vemos em planetas e
outras luas do Sistema Solar. Finalmente, choque-metamórfico e
coberturas de rochas nas áreas das terras elevadas (highlands)
lunares dão mostras que são muito comuns nas áreas
dos ''mares'' (mare ou Maria). Estas rochas foram formadas a pressões
que excedem de longe qualquer possível pressão vulcânica.
A freqüência delas exige impactos significativos o que é
provado em todo local das terras elevadas lunares.
Sabemos que o processo mais comum que afeta a superfície lunar é
o processo de crateramento por impacto. As crateras de impactos são
encontradas em uma grande variedade de tamanho, e com diferentes características.
Algumas das características são influenciados pelo seu
tamanho, e para auxiliar na classificação e distinção,
elas foram divididas em vários tipos morfológicos. Os
tamanhos variam desde microcrateras, que não são
telescopicamente visíveis, que começam a aproximadamente um
mícron de tamanho indo até um tamanho que ocupa uma fração
significativa da superfície da Lua; sendo que crateras que tenham
cerca de 1000 km podem ser vistas a olho nu a partir da superfície
da Terra, e outras são tão minúsculas que exigem os
microscópios mais poderosos para seu estudo. Estas crateras minúsculas
são abundantes até nos menores grãos das amostras
trazidas da Lua pelas missões Apollo. Em geral, o tamanho das
crateras maiores de uma superfície particular dá uma medida
da idade daquela superfície. Isso porque as áreas mais
jovens contêm crateras pequenas enquanto que as áreas (regiões)
mais velhas ou antigas são povoadas com crateras muito grandes.
Além de dar uma medida da idade da superfície lunar, as
crateras provêem informação sobre outros processos que
afetam a Lua. O estudo das formas das crateras e da distribuição
do material delas lançado nos dá informação
sobre a natureza do projétil, sua energia, e direção
de impacto. Esse tipo de informação nos conta que tipo de
objeto causou a cratera se era um objeto de baixa densidade como, por
exemplo, cometas, ou um asteróide de alta densidade; como também
do tipo de solo na região do impacto. Sabemos que o processo de
craterização, em maior ou menor escala, é um
acontecimento onipresente no Sistema Solar desde sua formação.
Depois de alguns debates iniciais, chegou-se a um consenso que a maioria
das crateras vistas nas superfícies da Lua e dos planetas foram
formadas por impactos de escombro cósmico que aconteceram a
hipervelocidades. Embora os trabalhos realizados mais cedo enfocaram em
usar estas características para calcular as idades relativas de
unidades de superfície, estudos mais recentes se concentraram em
entender o processo de crateramento. Considerando que muitas destas
investigações trataram de impactos em superfícies
rochosas, as investigações de astronave em corpos do Sistema
Solar demonstraram a importância de estender tal estudo a outros
materiais que inclui rególitos (regoliths) ricos em gelo e gelo
puro.
Um impacto de hipervelocidade resulta em duas frentes de choque, uma das
quais propagam no objetivo e a outro no projétil. A frente de
choque nas compressões designam inclusive o meio material, fixação
do movimento e as tensões resultantes que são
suficientemente grandes e causam mudanças em seu estado físico
(por exemplo, de sólido para líquido ou vapor, ou combinações
de ambos). Descompressão do material móvel altera o "campo"
de fluxo iniciado pelo choque e induz expulsão de material de uma
cavidade crescente e rebote do material do meio que estava mais ou menos
comprimido no local. Os resultados finais são um buraco no solo (a
cratera) e um depósito circunvizinho de ejecta (material ejetado).
A forma final da cratera é determinada por vários fatores
entre os quais se incluem a gravidade de superfície, o tamanho do
corpo, as propriedades físicas e químicas do objetivo e projétil,
o tamanho, a velocidade, o ângulo de impacto do projétil, e a
pressão atmosférica ambiente. Estes parâmetros também
governam as características do depósito de ejecta da
cratera. O estudo do material lançado (ejetado) das crateras provê
dados da temperatura e pressões causadas pelo impacto. As mudanças
na química dos materiais e no mineral forma o que é chamado
de metamorfismo de impacto e dão pistas sobre a natureza dos projéteis.
Claro que, se podem ser achados pedaços do objeto imprensando, uma
determinação direta pode ser feita.
É aceito que os mecanismos elásticos e gravitacionais
modificam as cavidades das crateras mais intensamente, principalmente nas
crateras maiores. Crateras muito grandes normalmente possuem morfologias
caracterizadas por múltiplo, anéis concêntricos,
dependendo desse número, são chamadas de bacias de multianéis
(multiring basins). Os diâmetros destas estruturas variam de cerca
de 100 km a mais de 2000 km e implica que sua formação
afetou os corpos rochosos em escalas verdadeiramente gigantescas.
Os parâmetros de mudanças do padrão comum e em forma
e aparecimento de crateras com diâmetros crescentes já foram
satisfatoriamente estabelecidos. Porém, as razões para estas
tendências ainda não são completamente entendidas. Uma
taxa precisa da importância relativa das principais variáveis
mencionadas acima e de seus papéis específicos nesse jogo
determinativo da variação observada na morfologia de cratera
tem sido uma meta fundamental na pesquisa de cratera.
O melhor entendimento das estruturas de impacto lunar foi feito a partir
de estudos das crateras de impacto naturais na Terra como também de
crateras de feitas pelo homem a partir de explosões de testes com
bomba atômica e também por processos realizados por
explosivos como a dinamite. O estudo detalhado das crateras feitas por
explosivos, impacto de projétil balístico, ou projéteis
incendiários de armas de altas velocidades em objetivos rochosos
resultou em um pouco de compreensão do processo pelo qual as
crateras são formadas. Quando os projéteis de alta
velocidade entram no objetivo, uma onda de choque compressional se
esparrama para longe do ponto de entrada, seguido por uma onda de rarefação
que joga para fora a maioria do material ejetado da cratera. Finalmente, o
chão da cratera se ressalta formando um cume ou elevação
central. Este é o tipo chamado de cratera complexa.
Como as formas das crateras podem ser aproximadamente previstas (pelo
menos em materiais rochosos), estas características foram usadas
como valiosos marcadores para medir espessura (densidade) de várias
características geológicas e depósitos. Sabendo a
geometria interior média de uma cratera nos permite calcular a
profundidade de qualquer material que penetrou com um grau razoável
de precisão. Justamente por isso, a distribuição
conhecida das alturas das beiradas em função do diâmetro
da cratera pode ser usada para calcular as densidades de depósitos
exteriores e documentar o grau no qual crateras de um determinado tamanho
são enterradas em uma determinada região em particular. Para
isso, dados topográficos precisos são necessários
para se estabelecer as características mosfométrica das
populações de cratera.
A classificação das morfologias de cratera com respeito aos
seus vários tipos vem produzindo informação sobre as
propriedades dos materiais como também dos efeitos destas
propriedades no processo de craterização. Desde que grandes
quantidades de calor são lançadas em um tempo muito pequeno
durante um evento de impacto, são derretidos e vaporizados
significativos volumes de material. Sob estas condições, parâmetros
como conteúdo volátil parecem representar um papel
significante influenciando a classificação e morfologia da
cratera final.
O estudo específico de algumas grandes crateras e bacias de choque
associadas com um evento de impacto e fratura do corpo impactado
apresentam ao redor e debaixo da cavidade finais, saídas
localizadas para a extrusão de lava de zonas de fraqueza nas quais
tensões tectônicas podem mobilizar o material da crosta. Por
exemplo, é acreditado que algumas crateras possam ter servido como
centros de erupção para uma fração
significativa dos basaltos que cobrem as regiões do Mare Australe e
da bacia Imbrium.
Podem ser achados três tipos de depósitos ao redor de uma
cratera: O primeiro tipo é as linhas de ejecta jogadas para fora da
cratera ao longo de caminhos balísticos e que formam as linhas de
crateras secundárias. Na Lua, estes formam os raios luminosos que
se estendem de 10 a 30 diâmetros de cratera. Um segundo tipo
acontece quando uma manta contínua de ejecta se estende para dois
diâmetros de cratera em extensão: tal qual uma coberta
formada por movimento do material lançado ao longo da superfície
é a denominada "onda básica". Este material
corrente pode formar cumes e dunas que variam de acordo com a velocidade
do fluxo e a forma preexistente da superfície. Em seu caminho, o
ejecta fundido pode fluir do interior das paredes de uma cratera velha e
forma uma poça no chão de cratera ou então flui da
beira se inclinando pelo externo da cratera. O terceiro tipo de depósito
é as linhas de ejecta que radia do cume central. Estes materiais são
os últimos a ser lançados da cratera.
Material Ejetado
O material de ejecta ou material ejetado de cratera foi estudado e
classificado em dois grupos: ejecta balístico que é jogado
para fora formando raias em padrões lineares ou encurvado e
agrupamentos de crateras secundárias na superfície da Lua. A
fina granulação de ejecta e a fluência com que cobre
localmente a superfície lunar e formas moldadas em fluxos de baixo
alcance (pouca distancia da cratera de origem) que se estendem da cratera
de impacto primária. A manta de ejecta contínua é
aparentemente posicionada estendida como fluxo de onda com base na superfície
que cerca a cratera. Um exemplo notável de padrões de superfície
criado por ejecta fluida e sua interação com a topografia
local é encontrado perto da cratera King no lado oculto da Lua.
O bombardeio continuado da superfície lunar através de
meteoritos e material de impacto secundário formou um regolito ou
rególito (regolith) na superfície composta de fragmentos de
brecha (breccia) e escombro de fragmentos não consolidado. As
densidades e idade do regolito variam sistematicamente. Em geral, o cálculo
da espessura baseado na forma da cratera concorda bem com estimativas
baseadas em medidas de bistatic radar.
De forma resumida, podemos dizer que as crateras entram em três
grupos: Primeiro: Existem crateras primárias que geralmente são
distribuídas fortuitamente. Escombro ocasionalmente cósmico
que golpeou a terra lunar em linhas longas e formou as características
das cadeias de crateras de meteoritos. Segundo: Padrões de crateras
menores que radiam e cercam a cratera de impacto primária maior.
Estas crateras secundárias podem ter outras filiais de material
ejetado, que foram jogados para fora delas e espalhados em direção
ainda mais longe da cratera primária. Terceiro: há crateras
de origem interna (por atividade vulcânica). Estas têm uma
forma diferente, são freqüentemente alinhadas ao longo de
fraturas (falhas), e têm mantas de ejecta de estilo e forma
diferentes das crateras de impacto.
O material de ejecta por imprensamento (choque) se apresenta em muitos
blocos e forma muitos depósitos de pedregulho; ao contrário
do ejecta vulcânico que literalmente cai em uma forma de ''chuva'' e
é normalmente liso. Além de outras características,
as crateras de origem vulcânica apresentam paredes e bordas mais
lisas enquanto as originada por choques têm paredes e bordas mais
escarpadas. As mecânicas do crateramento de impacto foram estudadas
intensivamente com a ajuda dos dados obtidos pelas missões Apollo.
De forma minuciosa foram estudadas crateras de variados tamanhos e
centenas de bacias gigantes com muitos quilômetros (como a bacia
Imbrium), crateras menores visíveis em fotografias orbitais (1 m de
diâmetro), como também em microcrateras na superfície
de esferas de vidro contida nas amostras das terrae lunares trazidas para
a Terra.
Crateramento por Vulcanismo
Uma variedade de características da Lua foi investigada e
reconhecida como sendo de origem vulcânica. Outras características
de formações de terrenos foram equivocadamente classificadas
como possivelmente de origem vulcânica e outras ainda permanecem
indecifradas. Um bom exemplo da sucessão de fluxos de lava foi traçada
na Bacia Imbrium (Imbrium bacin).
Embora nenhuma cratera reconhecida como de origem vulcânica foi
visitada de perto por nenhuma das missões Apollo, estudos foram
feitos baseados em imagens e dados obtidos através de medições
por equipamentos avançados das próprias Apollo's e de sondas
que orbitaram a Lua como, por exemplo, a sonda Clementine, entre outras.
Crateras de Halo Escuro
As crateras de halo escuro se apresentam circundadas por uma borda
baixa, rodeada com um manto escuro de cinzas que cobrem a topografia
circundante. Algumas estão localizadas sobre fissuras e pode ter
sido bocas eruptivas. Mas, infelizmente nenhuma delas foi visitadas pelos
astronautas.As crateras que apresentam halos escuros foram extensivamente
estudadas e divididas em duas classes:
Crateras circulares de lados lisos - sem blocos visíveis nas
paredes das crateras são acreditadas como sendo vulcânicas, e
é pensado que o material do halo escuro é composto de ejecta
vulcânico de granulação muito fina. Crateras de halo
escuro - são as que têm esboços irregulares e podem
ser crateras de impacto nas quais o material mais escuro foi desenterrado
e derretido na hora do impacto.
Linhas ou Cadeias de Crateras
Linhas ou cadeias de crateras (crater chain) também foram classificadas em dois grupos: Cratera vulcânica em encadeia (Hyginus Rille e Davy crater chain) e cratera de impacto secundária encadeada (impact crater chains) que se estendem radialmente de crateras grandes (como Copernicus, Kepler, e Aristarchus) - formadas através de ejecta balístico provenientes das crateras grandes.
Conclusão
Embora em um primeiro momento muitas das questões relativas à
origem, formação, e morfologia das crateras tenham sido
satisfatoriamente respondidas como resultado de dados adquiridos por uma
variedade de técnicas durante a última década, alguns
aspectos detalhados dos processos de crateramento permanecem mal
compreendidos. Estas perguntas mais detalhadas envolvem as fontes, fluxos,
e características de projéteis, os mecanismos físicos
específicos e sucessões de eventos em grandes e pequenas
escalas de tempo envolvidas no processo de escavação de
crateras; como também os efeitos de choque em materiais planetários,
devem ser procurados vigorosamente.
A disponibilidade de mapas topográficos precisos e um melhor
entendimento dos possíveis mecanismos envolvidos no fraturando dos
chãos de cratera permitiu um amplo modelo matemático de tais
processos originado no interior lunar. Em uma escala muito maior, as análises
matemáticas da estrutura de bacias têm conduzindo a melhores
modelos do interior da Lua como também do planeta Marte. Porém,
tais cálculos dependem fortemente dos valores assumidos para vários
parâmetros materiais, inclusive da efetiva crosta e viscosidades do
manto que, na maioria, é pobremente conhecida. Nosso conhecimento
de crateras e suas mecânicas cresceram notavelmente durante as últimas
duas décadas. Foram tratados os problemas de primeira ordem como o
da origem e modo de formação em detalhe abundante, mas uma
enorme quantidade de perguntas mais específica ainda resta a serem
respondidas. Como podemos perceber, muitos aspectos da geologia planetária
são dependentes do uso específico do conhecimento que temos
das crateras como ferramentas essenciais para seu estudo, um programa
vigoroso de pesquisa de cratera deve ser mantido para solucionar as muitas
dúvidas e as novas questões que por ventura advirem dessas e
de outras novas descobertas.
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