Parlarem sobre els cràters d'impacte. Un cràter d'impacte és una estructura que es genera quan un cos planetari impacta, col·lisiona, amb la superfície d'un planeta o d'un satèl·lit. Per poder impactar-hi, el cos planetari ha de dur una òrbita que creui l'òrbita del cos sobre el qual impacta.

En el cas del Sistema Solar, els cossos planetaris que més ens interessen són els asteroides (meteoroides) i els cometes.

Fem abans un petit resum sobre l’Univers i el Sistema Solar.

L'univers és tot allò que envolta la Terra. Conté tot un seguit d'elements dins galàxies agrupades en cúmuls i supercúmuls galàctics ^[1]. Dins les galàxies hi trobem estrelles, cossos planetaris que emeten radiació, i planetes, cossos foscos. La nostra galàxia és la Via Làctia, la nostra estrella el Sol i el nostre planeta la Terra.

La part visible de l’Univers és l’Univers Observable. La seva mida és enorme i es mesura en googols (1 googol = \( 10 ^{100} \) km) o en parsecs (1 parsec = 3,27 anys llum). Dins el Sistema Solar, la unitat de mesura és la unitat astronòmica (u.a. ≈ \( 150 · 10^6 \) km)

Respecte l’origen de l’Univers, la teoria actual és la del Big Bang. Segons aquesta teoria, l'univers va començar fa aproximadament 13.800 Ma a partir d'un estat extremadament calent i dens. Des de llavors, ha estat en constant expansió i refredament. La teoria del Big Bang compta amb un respatller empíric i teòric ampli, com la radiació còsmica de fons, l'expansió de l'univers i l'abundància relativa d'elements lleugers, entre d'altres. (Nanova, s.d.)

En un principi l'univers era un no-res. Tot un seguit de bombolles d'energia que anaven apareixent i desapareixent. En una d'aquestes bombolles, la singularitat original, s’hi provoca una petita descompensació, un bosó de Higgs, la partícula de Déu. Aquesta descompensació provoca l’expansió de l’Univers.

Durant els 100 primers segons la temperatura (l’energia) és massa gran per poder formar-se matèria. És la nomenada era de la radiació. A partir d’aquí es formen les primeres partícules elementals, els quarks, que formaran posteriorment protons, neutrons, electrons... i, finalment, els àtoms i les molècules actuals. És l’era de la matèria, l’era actual. La immensa majoria dels àtoms de l’univers actual són hidrogen i heli, els àtoms originals de les primeres etapes de l’univers. Els elements més pesants de la taula periòdica s’han format a partir de l’energia estel·lar.

La Via Làctia, una galàxia espiral normal barrada, es forma fa uns 13.000 Ma. En un dels seus braços l’explosió d’una supernova forma una nebulosa, una acumulació de pols i gas, que, fa uns 5000 Ma dona origen al Sistema Solar que, fa uns 4500 milions d’anys, ja té una estructura semblant a l’actual.

Vegem-ho resumit en uns vídeos didàctics:

• «La formació de l’Univers».
• «La expansió de l’Univers».
• «La Via Làctia».
• «La formació del Sistema Solar».
• «El Sistema Solar».

Els asteroides són cossos de forma i mida irregular (molt rarament esfèrics). Poden ser sòlids o formats per una rubber pile, una acumulació de petits fragments units entre si. La seva mida oscil·la entre uns metres i uns milers de quilòmetres.

Els troians de Júpiter es divideixen en dos grups: El camp grec, per davant, i el camp troià, per darrere de Júpiter en la seva òrbita. Els asteroides de Hilda són un grup dinàmic d'asteroides en una ressonància orbital 3:2 amb Júpiter (cada dues voltes al Sol que fa Júpiter, els Hilda en fan tres).

La seva composició és habitualment metàl·lica. Ferro, níquel i silicats. També els hi ha rocosos, formats bàsicament per silicats.

En el cas dels cometes, s’hi troben en gran quantitat (milers de milions) en el cinturó d'Oort. La seva composició és similar a la d'una bola de neu bruta. En la superfície hi trobem polsim i en el nucli un 30-40% de glaç barrejat amb altres elements, entre els quals hi ha compostos orgànics, petits fragments de roca i fins i tot grans fragments de material silicatat o d'altra natura.

Quan un cometa abandona el núvol d’Oort i es dirigeix cap a l’interior del Sistema Solar, pot seguir trajectòries diferents. Alguns travessen l’interior del sistema una sola vegada i després s’allunyen de nou cap a regions molt externes, mentre que d’altres queden atrapats gravitacionalment pel Sol o per algun planeta i passen a tenir òrbites periòdiques.

Quan s’aproxima al Sol, la radiació solar escalfa el nucli del cometa i provoca la sublimació del gel. El gas i la pols alliberats formen la coma i, posteriorment, dues cues principals: una cua de pols, més difusa i sovint corbada, i una cua iònica o de plasma, més recta i lluminosa. Totes dues apunten, en general, en direcció oposada al Sol; no indiquen necessàriament la direcció de moviment del cometa. Amb cada pas proper al Sol, el cometa perd part del seu material i es va desgastant progressivament.

Els NEAs (Near Earth Asteroids)

A la imatge següent, els punts representen tots els asteroides propers a la Terra (NEA) de més de 1.000 m de diàmetre. També s’hi representen les òrbites de 300 d’aquests NEA i els tipus principals.

Els NEAs són els objectes més perillosos respecte a un possible impacte amb la Terra. Encara que amb una petita probabilitat, és un esdeveniment catastròfic a tenir ben en compte.

Meteorits, meteoroides i meteors

Cal diferenciar entre meteorit, meteoroide i meteor.

• Un meteorit és un meteoroide que aconsegueix travessar l’atmosfera i impactar contra la superfície terrestre.
• Un meteor és el fenomen lluminós que es produeix quan un meteoroide passa a través de l’atmosfera terrestre i interactua amb les partícules presents en aquesta (donant lloc a una ionització d’aquestes partícules) sense arribar a impactar amb la superfície terrestre.
• Un meteoroide és un cos planetari que pot ser un cometa o un asteroide.

Si el meteorit du la força suficient (el producte de la massa per l’acceleració) produirà en la superfície terrestre un cràter d’impacte, el motiu principal d’aquest article. Un fenomen observable en tots els planetes i satèl·lits del Sistema Solar ^[2].

Els meteorits es poden classificar de manera general en tres grans grups:

• Condrites. Meteorits rocosos no diferenciats, és a dir, no han patit processos importants de fusió i separació interna. Són molt valuosos perquè conserven informació primitiva sobre la formació del Sistema Solar.
• Acondrites. Meteorits rocosos que provenen de cossos que sí que han experimentat processos de fusió, diferenciació i evolució geològica. Poden procedir de l’escorça o el mantell de planetesimals, asteroides diferenciats o fins i tot de la Lluna i Mart.
• Meteorits de ferro. Formats principalment per ferro i níquel. Provenen del nucli de cossos planetaris diferenciats que van ser fragmentats per impactes.

Habitualment s’hi afegeix una categoria intermèdia, els meteorits mixtos o sideròlits. Aquests contenen una proporció important de metall i silicats. Representen materials de transició entre el nucli metàl·lic i les parts rocoses d’un cos diferenciat.

Les condrites són les més primitives, mentre que les acondrites, els meteorits de ferro i els mixtos provenen de cossos que han patit diferenciació interna.

Els meteorits més interessants són les condrites. Al no haver estat pràcticament alterades ens proporcionen informació valuosa sobre els inicis del Sistema Solar.

El cràter d’impacte

Un cràter d’impacte es forma quan un cos planetari impacta sobre la superfície a una velocitat entre 10 i 70 km/s (36000-250000 km/h) i una massa prou elevada.

La formació d’un cràter d’impacte és un procés molt ràpid, que pot durar des d’uns segons fins a pocs minuts segons la mida, la velocitat i la composició de l’impactor i del material impactat. Tot i que és un fenomen continu, habitualment es descriu en tres grans fases: l’estadi de contacte i compressió, l’estadi d’excavació i l’estadi de modificació.

En l’estadi de contacte i compressió, el cos impactor xoca contra la superfície a hipervelocitat i transmet una gran part de la seva energia cinètica al terreny en forma d’ones de xoc. Aquestes ones comprimeixen tant l’impactor com les roques de l’objectiu i generen pressions i temperatures molt elevades. En aquestes condicions, una part de l’impactor i del material de la superfície pot fondre’s o vaporitzar-se, i s’inicia la formació d’una cavitat transitòria.

Quan les ones de xoc arriben a superfícies lliures o a discontinuïtats del material, es reflecteixen com a ones de rarefacció o de descompressió. Aquest canvi de pressió posa en moviment les roques, primer cap avall i cap enfora, i després cap amunt, preparant el pas cap a l’excavació del cràter.

En l’estadi d’excavació, el material trencat, fos o parcialment vaporitzat és desplaçat violentament. Una part surt projectada cap enfora i forma el mantell d’ejectes al voltant del cràter; una altra part queda dins la cavitat com a bretxes, roca fracturada o material fos. En aquest moment es desenvolupa el que s’anomena cràter transitori, una cavitat més profunda i inestable que el cràter final.

En l’estadi de modificació, la gravetat i la resistència mecànica de les roques transformen aquesta cavitat transitòria en el cràter definitiu. En cràters petits, les parets poden esllavissar-se lleugerament i donar lloc a una forma simple, de bol. En cràters més grans, el fons pot rebotar cap amunt, es pot formar un pic central o anells interns, i les vores poden col·lapsar mitjançant falles normals i terrasses.

Tipologia dels cràters d’impacte

La imatge següent compara les morfologies principals dels cràters d’impacte. A l’esquerra s’hi representa un cràter simple, de dimensions reduïdes, amb forma de bol, vores elevades, una capa d’ejectes al voltant i una lent de bretxes al fons. A la dreta s’hi mostra un cràter complex, més gran i modificat per la gravetat: el fons és més pla, les parets internes poden formar terrasses i al centre pot aparèixer un pic central, un anell de pics o fins i tot diversos anells concèntrics.

Durant l’impacte, una part del material fracturat i fos és expulsada cap a l’exterior, però una altra pot quedar injectada a les fractures de les parets o acumular-se dins la cavitat en forma de bretxes i roques de fusió d’impacte. Des del punt de vista morfològic, els cràters d’impacte es classifiquen en dos grans grups: cràters simples i cràters complexos. A la Terra, el pas d’un tipus a l’altre se situa aproximadament entre els 2 i els 4 km de diàmetre, tot i que depèn de la gravetat, de la composició del substrat i de l’estat de conservació de l’estructura.

En termes generals, els cràters terrestres de menys d’uns 4 km solen ser simples, mentre que per damunt d’aquest valor acostumen a presentar trets de cràter complex. A la Lluna, en canvi, la transició es produeix a diàmetres molt més grans, aproximadament entre 15 i 20 km, perquè la gravetat lunar és menor i el col·lapse de la cavitat transitòria és menys intens.

Un cràter simple és petit i conserva una forma generalment circular i en bol. El cràter final s’assembla força a la cavitat transitòria generada durant l’excavació, encara que les parets poden haver patit petits esllavissaments. Presenta una vora elevada, un mantell d’ejectes i, a l’interior, una lent de bretxes formada per fragments de roca trencada i material parcialment fos.

En els cràters complexos, la cavitat transitòria és massa gran per mantenir-se estable. Durant l’estadi de modificació, les parets col·lapsen cap a l’interior, el fons s’eleva i el cràter final es fa més ample i menys profund que la cavitat inicial. Segons la mida, poden formar-se cràters amb pic central, cràters amb anell de pics o grans conques multianulars, on els anells corresponen a zones de fractura i col·lapse concèntric.

A la Terra trobem exemples de totes aquestes morfologies.

El Meteor Crater, o cràter Barringer, a Arizona, és un exemple clàssic de cràter simple: té aproximadament 1,2 km de diàmetre, uns 170 m de profunditat aparent i conserva molt bé la seva forma de bol.

El cràter de Manicouagan, al Quebec, és una gran estructura complexa d’uns 100 km de diàmetre. La seva morfologia actual està molt condicionada per l’erosió i per l’embassament circular que ocupa una part de l’anell interior, però encara permet reconèixer la disposició anular pròpia de les grans estructures d’impacte.

Altres exemples destacats són Chicxulub, a la península del Yucatán, una estructura enterrada d’uns 180–200 km de diàmetre relacionada amb l’extinció del límit Cretaci-Paleogen, i Sudbury, a Ontario, una estructura molt antiga i erosionada d’uns 130 km de diàmetre actual. En cràters tan grans, l’erosió, la sedimentació i la tectònica poden haver modificat molt la forma original, de manera que la identificació depèn tant de la morfologia com de proves geofísiques, petrogràfiques i geoquímiques.

La imatge següent ens mostra els cràters d’impacte descoberts en la Terra.

La imatge mostra la distribució dels cràters d’impacte identificats a la Terra. La seva repartició no és homogènia: hi ha regions amb molts cràters reconeguts i altres amb molt pocs. Aquesta diferència no reflecteix només la freqüència real dels impactes, sinó també la conservació de les estructures, l’erosió, la tectònica, la cobertura sedimentària o vegetal i el grau d’exploració geològica de cada zona. Per això, molts cràters antics poden estar parcialment esborrats, enterrats o encara no identificats.

Detecció d’un cràter d’impacte en la Terra

Un cràter d’impacte a la superfície terrestre no es confirma només perquè tingui forma circular. La Terra té erosió, tectònica, sedimentació, vegetació i activitat humana, de manera que molts cràters antics estan deformats, enterrats o parcialment esborrats. Per això s’identifiquen combinant diversos tipus d’evidències.

Els criteris principals són:

1. Morfologia i cartografia
• Forma circular o anular.
• Vora elevada, depressió central o anells concèntrics.
• Possible pic central o terrasses internes en cràters complexos.
• Distribució radial d’ejectes o materials expulsats.
• Però aquest criteri sol és insuficient, perquè volcans, doms salins, estructures tectòniques o col·lapses càrstics també poden ser circulars.
2. Geofísica
• Anomalies gravimètriques: canvis locals en el camp de gravetat causats per roques fracturades, bretxes o materials de diferent densitat.
• Anomalies magnètiques: alteracions produïdes per fusió, escalfament o redistribució de minerals magnètics.
• Perfils sísmics: permeten veure estructures soterrades, falles concèntriques, aixecament central o geometria de la conca.
3. Evidències de camp
• Bretxes d’impacte, formades per fragments de roca trencats i cimentats.
• Roques de fusió d’impacte.
• Dics de bretxa injectats en fractures.
• Cons estellats (shatter cones), estructures estriades en forma de con que són una de les proves macroscòpiques més característiques d’un impacte.
4. Evidències microscòpiques i mineralògiques
• Quars amb deformacions planars microscòpiques.
• Minerals d’alta pressió com la coesita o l’estishovita.
• Vidres diaplèctics i minerals transformats per xoc.
• Textures que indiquen pressions molt superiors a les del metamorfisme geològic habitual.
5. Geoquímica
• Enriquiment en elements d’origen extraterrestre, com iridi, níquel, cobalt o crom.
• Presència d’esfèrules de fusió, microtectites o materials condensats després de l’impacte.
• Signatures isotòpiques compatibles amb un cos extraterrestre.

Un cràter d’impacte es detecta primer com una possible estructura circular o anular, però només es confirma si hi ha proves de xoc, especialment bretxes d’impacte, roques foses, cons estellats, minerals d’alta pressió o deformacions planars en minerals com el quars.

La imatge següent ens mostra l’estructura del cràter d’impacte de Ries (Nördlinger Ries), a Alemanya, mitjançant diferents tècniques geofísiques. La idea principal és que un gran cràter d’impacte no només es reconeix per la forma de la superfície: l’impacte deixa una estructura profunda i concèntrica que es pot detectar amb mesures gravimètriques, magnètiques, elèctriques i sísmiques.

1. Mapa superior esquerre: anomalia de Bouguer. Representa el gradient horitzontal de l’anomalia gravimètrica residual de Bouguer. Els colors indiquen variacions espacials del camp gravitatori causades per diferències de densitat de les roques del subsòl. El patró aproximadament circular permet distingir diverses estructures concèntriques relacionades amb el cràter. Això passa perquè l’impacte va fracturar, desplaçar i barrejar enormes volums de roca, modificant-ne la densitat. Per tant, encara que l’erosió i els sediments hagin suavitzat el relleu superficial, la gravimetria permet detectar l’estructura enterrada.
2. Mapa superior central: camp magnètic. És un mapa aeromagnètic que representa anomalies del camp magnètic total. L’impacte pot alterar les propietats magnètiques de les roques per diversos mecanismes: fracturació, escalfament extrem, fusió, desplaçament de grans blocs i formació de noves roques d’impacte. Per això apareixen anomalies positives i negatives concentrades especialment al voltant de determinades zones de l’estructura.
3. Mapa superior dret: resistivitat elèctrica. Aquest mapa, expressat en Ω·m (ohm·metre), mostra diferències en la resistivitat elèctrica del subsòl. La resistivitat depèn de factors com la composició de les roques, la porositat, la fracturació i la presència d’aigua. El patró concèntric torna a revelar clarament la geometria del cràter. És interessant que tres propietats físiques independents —gravetat, magnetisme i resistivitat— detectin aproximadament la mateixa estructura circular. Això constitueix una evidència geofísica molt sòlida de l’estructura d’impacte.
4. Part inferior: perfil de reflexió sísmica. Aquesta és probablement la part més important de la figura. És com una radiografia vertical del subsòl obtinguda mitjançant reflexió sísmica. A l'esquerra es poden distingir capes del Juràssic i del Triàsic, situades damunt del basament cristal·lí. Quan ens acostem al cràter, aquestes estructures deixen d’estar ordenades i apareixen profundament deformades. La zona de megablocs correspon a grans fragments de roca que van ser arrencats, desplaçats i reubicats durant la formació del cràter. L’anell interior i els altres anells assenyalats són característics d’un cràter d’impacte complex. En un impacte prou gran, el cràter transitori és gravitacionalment inestable: les parets col·lapsen cap a l’interior i la zona central experimenta un rebot o aixecament. El resultat final és una estructura molt més complicada que el simple «forat» produït inicialment. El perfil no és una fotografia directa de les capes, sinó una representació de les reflexions de les ones sísmiques. L’eix vertical està expressat en segons de temps doble de trajecte (TWT); per tant, no equival directament a profunditat en metres sense conèixer la velocitat de propagació de les ones en cada material.
5. Suevita i sediments del llac. La suevita és especialment significativa perquè és una roca típica d’impacte. Està formada per fragments de diferents roques incorporats en una matriu i pot contenir material que va arribar a fondre’s durant l’impacte. Després de formar-se el cràter, la depressió de Ries va albergar un llac. Amb el temps, al seu interior es van anar acumulant els sediments lacustres que apareixen indicats a la part superior del perfil sísmic.

Per tant, la seqüència simplificada és: impacte → excavació del cràter → col·lapse i formació dels anells → dipòsit de materials d’impacte (suevita) → formació d’un llac → acumulació de sediments.

Per estudiar un cràter antic, la morfologia no és suficient. Les diferents tècniques permeten reconstruir-ne l'estructura tridimensional: gravimetria → diferències de densitat; magnetometria → diferències de propietats magnètiques; resistivitat → diferències de propietats elèctriques; sísmica → geometria i disposició de les roques en profunditat.

En conjunt, el Ries és una gran estructura circular i complexa, amb roques intensament fracturades i desplaçades, anells interns, materials d’impacte i una conca posteriorment reblerta per sediments.

La imatge següent ens mostra roques i estructures geològiques produïdes o modificades. L’evidència geològica que permet demostrar que una estructura circular és realment d’origen meteòric.

• Bretxes d’impacte i suevites. Les mostres formades per molts fragments de roca de colors i mides diferents cimentats en una matriu són característiques del material violentament fragmentat durant un impacte. La suevita és una bretxa d’impacte que pot incorporar fragments de roca fosa i material sotmès a pressions i temperatures molt elevades.
• Cons de percussió (shatter cones). La mostra de la part superior central presenta estries que divergeixen formant una estructura cònica. Aquestes estructures es formen quan una ona de xoc molt intensa travessa la roca i constitueixen una de les evidències macroscòpiques més característiques d'un impacte.
• Roques fracturades i deformades per xoc. Altres mostres mostren fracturació, deformació i textures que poden estar relacionades amb les enormes pressions generades durant l'impacte. La fotografia inferior dreta mostra aquestes estructures in situ, és a dir, encara formant part de l'aflorament rocós i no com una mostra de laboratori.

Trobar una depressió circular no és suficient per demostrar un impacte, perquè processos volcànics, tectònics o erosius també poden originar estructures aproximadament circulars. La confirmació d'un cràter d'impacte es basa sobretot en evidències de metamorfisme de xoc. Durant els primers instants de l'impacte, la roca pot experimentar pressions de desenes o fins i tot centenars de GPa. Això produeix característiques que els processos geològics normals difícilment poden generar: cons de percussió, deformacions microscòpiques en minerals com el quars, minerals d'alta pressió, fusió d'impacte i determinades bretxes d'impacte.

Diagrama pressió-temperatura

El gràfic compara les condicions produïdes per un impacte meteòric amb les que es donen en processos geològics normals a l'interior de la Terra.

L’eix horitzontal representa la pressió en GPa i el vertical la temperatura en °C. La zona grisa correspon al metamorfisme terrestre convencional: augmentant la profunditat, augmenten gradualment pressió i temperatura seguint aproximadament el geoterma. Fins i tot el metamorfisme UHP (ultra-high pressure) queda molt per sota de les pressions extremes que pot generar instantàniament un impacte.

La zona groga-taronja-vermella representa el metamorfisme de xoc. Quan un asteroide impacta a gran velocitat, una ona de xoc travessa les roques i pot portar-les, en fraccions de segon, a desenes o més de 100 GPa. Per això un impacte pot generar a poca profunditat pressions comparables a les existents a centenars de quilòmetres dins de la Terra.

Un aspecte especialment important són els minerals d'alta pressió. El quars pot transformar-se en coesita i, a pressions encara més elevades, en stishovita. El grafit pot transformar-se en diamant. Trobar aquests minerals en una estructura geològica pot ser una evidència molt valuosa que les roques van experimentar pressions extraordinàries.

El gràfic també situa els cons de fractura (shatter cones), que són les estructures macroscòpiques que apareixien a la imatge anterior. A pressions més elevades apareixen els PDF (planar deformation features), deformacions microscòpiques molt característiques en minerals com el quars. Són una de les proves més fiables de metamorfisme de xoc.

Quan augmenten encara més la pressió i la temperatura, es pot formar vidre diaplèctic: el mineral perd la seva estructura cristal·lina per l'efecte del xoc sense comportar-se necessàriament com en una fusió tèrmica convencional. En condicions encara més extremes es produeix fusió de la roca i, finalment, vaporització.

La referència a la base de la zona de transició del mantell, a 660 km, serveix per donar una idea de la magnitud de les pressions. Un gran impacte pot generar momentàniament prop de la superfície condicions de pressió que, en circumstàncies geològiques normals, només trobaríem a enormes profunditats.

Com ja s’ha comentat anteriorment, els cràters d'impacte no es diagnostiquen només per la seva forma circular. Els shatter cones, els PDF, la coesita, la stishovita, els vidres d'impacte i les roques foses constitueixen un conjunt d'evidències del metamorfisme de xoc que permet confirmar l'origen meteòric d'una estructura.

El risc d’impacte

Entenem per risc la possibilitat que un fenomen potencialment perillós es produeixi en un lloc determinat i generi conseqüències negatives sobre les persones, els béns, les infraestructures o el medi. En aquest sentit, el risc no depèn només de la probabilitat que el fenomen tingui lloc, sinó també de la intensitat de l’esdeveniment, de l’exposició dels elements afectats i de la seva vulnerabilitat.

El risc per impacte meteorític es pot definir com la probabilitat que un cos extraterrestre —principalment un asteroide o un cometa— xoqui contra la Terra, o bé es desintegri a l’atmosfera en forma d’explosió aèria, i provoqui danys materials, ambientals o humans. Encara que la probabilitat d’un gran impacte és molt baixa, les seves conseqüències poden ser molt greus si l’objecte és prou gran o si l’esdeveniment afecta una zona poblada.

Els cossos que poden arribar a representar un perill són els objectes propers a la Terra, coneguts com a NEO (Near-Earth Objects). Aquest grup inclou asteroides i cometes amb òrbites que s’aproximen a la de la Terra o la creuen. Dins d’aquest conjunt, els més rellevants per a la defensa planetària són aquells que tenen dimensions suficients per sobreviure parcialment a l’entrada atmosfèrica o per produir una explosió aèria significativa.

En el Sistema Solar, la majoria d’asteroides es concentren al cinturó principal, entre Mart i Júpiter, mentre que molts cometes de període llarg procedeixen del núvol d’Oort. Tanmateix, només una petita part d’aquests objectes té trajectòries que els porten a acostar-se a la Terra; són aquests objectes, i no el conjunt de tots els asteroides i cometes, els que s’han de vigilar per valorar el risc d’impacte.

Recordem la definició general de risc. El risc és directament proporcional al perill, a l’exposició i a la vulnerabilitat. És a dir, perquè hi hagi risc no n’hi ha prou que existeixi un fenomen potencialment perillós: també cal que aquest fenomen pugui afectar persones, béns, infraestructures o ecosistemes exposats, i que aquests elements siguin vulnerables als seus efectes. ^[3]

De manera simplificada, aquesta relació es pot expressar com: \( Risc = Perill · Exposició · Vulnerabilitat\). Si un d’aquests factors és molt baix o nul, el risc també disminueix molt. Per exemple, un asteroide petit que es desintegra a l’atmosfera pot tenir un perill reduït; un impacte en una zona deshabitada té poca exposició; i una població ben preparada o unes infraestructures resistents tenen menys vulnerabilitat.

Escala de Torino

L’escala de Torino és una eina de comunicació del risc d’impacte associat als objectes propers a la Terra, com asteroides i cometes. Va ser proposada per Richard P. Binzel, del Massachusetts Institute of Technology (MIT), i adoptada internacionalment després d’una reunió celebrada a la ciutat de Torí, a Itàlia, l’any 1999. El seu objectiu no és substituir els càlculs orbitals detallats, sinó resumir en un sol valor, fàcil d’entendre, fins a quin punt un possible impacte mereix atenció científica, pública o institucional.

L’escala combina dos factors principals: la probabilitat de col·lisió i l’energia cinètica que alliberaria l’objecte si arribés a impactar. Per això, un cos petit amb una probabilitat relativament alta pot tenir una classificació baixa si els efectes serien limitats, mentre que un cos molt gran pot rebre més atenció encara que la probabilitat inicial sigui petita. El valor assignat sempre fa referència a un possible encontre concret amb la Terra i pot canviar quan s’obtenen noves observacions.

Funciona amb nombres enters de \(0\) a \(10\) i amb una codificació per colors. El nivell \(0\) correspon a situacions sense perill apreciable: la probabilitat d’impacte és nul·la o pràcticament nul·la, o bé l’objecte és tan petit que es desintegraria a l’atmosfera sense causar danys rellevants. El nivell \(1\) indica una detecció rutinària: l’objecte pot passar relativament a prop de la Terra, però els càlculs mostren que el risc és extremadament baix i, amb noves observacions, normalment es reclassifica a \(0\).

Els nivells \(2, 3, 4\) indiquen objectes que mereixen seguiment per part dels astrònoms. En els nivells \(3, 4\), la probabilitat calculada d’impacte pot ser igual o superior a l’\(1 \% \), amb possibles efectes locals o regionals, però sovint aquesta classificació disminueix quan es millora l’òrbita de l’objecte. Els nivells \(5, 6, 7\) ja corresponen a amenaces més serioses però encara incertes, que requeririen observacions prioritàries i, si l’encontre fos relativament proper en el temps, una planificació institucional adequada.

Els nivells \( 8, 9, 10 \) s’apliquen quan la col·lisió és pràcticament segura. El nivell 8 correspondria a un impacte amb destrucció local; el \( 9 \), a un impacte capaç de provocar devastació regional; i el \( 10 \), a un impacte amb conseqüències globals, com alteracions climàtiques severes. Per tant, la part alta de l’escala no descriu només que l’impacte sigui probable, sinó també que l’energia alliberada seria prou gran per generar efectes molt extensos.

Un aspecte important és que l’escala de Torino és una eina de comunicació, no una predicció fixa. Quan es descobreix un NEO, l’arc d’observació inicial pot ser curt i l’òrbita encara incerta; això pot fer que algun escenari d’impacte no es pugui descartar del tot. A mesura que s’acumulen més mesures, l’òrbita es calcula amb més precisió i, en la majoria de casos, el risc baixa fins a nivell 0. Per aquest motiu, una classificació inicial diferent de zero no s’ha d’interpretar automàticament com una alarma, sinó com una indicació del grau de seguiment que necessita aquell objecte.

Escala de Palermo

L’escala de Palermo és una escala logarítmica que compara el risc d’un possible impacte concret amb el risc de fons esperat per impactes naturals d’energia igual o superior durant el mateix interval de temps. Per tant, no indica només si un objecte pot impactar, sinó si aquest risc és més gran o més petit que el risc estadístic habitual associat a objectes semblants.

\( PS = \log_{10} R \)

El risc relatiu \( R \) es calcula comparant la probabilitat d’impacte \( P \) de l’esdeveniment amb el risc de fons esperat per a un impacte d’energia equivalent durant el temps que falta fins al possible encontre. Aquest risc de fons és el producte entre la freqüència anual \( f_{\beta} \) i l’interval de temps \( DT \).

\( R = P / (f_{\beta} · DT) \)

on \( P \) és la probabilitat d’impacte de l’esdeveniment en qüestió i \( DT \) és el temps fins al possible esdeveniment, mesurat en anys. La freqüència anual de fons d’impactes,

\( f_{\beta} = 0,03 · {E^{-4/5}} \)

és la probabilitat anual que es produeixi un impacte amb una energia (\( E \), expressada en megatones de TNT) almenys tan gran com la de l’esdeveniment en qüestió.

I què passa amb el valor acumulatiu de l’escala de Palermo?

El valor acumulatiu de l’escala de Palermo s’utilitza quan un mateix objecte té diverses possibles dates d’impacte, o quan es vol valorar conjuntament un grup d’objectes. Com que l’escala és logarítmica, no es poden sumar directament els valors \( PS \). Primer cal convertir cada valor a risc relatiu, sumant \( 10^{PS} \) per a cada escenari, i després tornar a aplicar el \( log_{10} \) al resultat total.

\( PS_{\mathrm{acum}} = \log_{10}\left(\sum_{i=1}^{n} 10^{PS_i}\right) \)

En la pràctica, la majoria d’objectes recentment detectats tenen valors de Palermo molt negatius, perquè la probabilitat d’impacte és molt baixa o perquè encara falta molt temps fins al possible encontre. Si noves observacions redueixen la incertesa orbital, el valor pot disminuir ràpidament. Per això, com passa amb l’escala de Torino, un valor inicial que cridi l’atenció no s’ha d’interpretar com una predicció definitiva, sinó com una estimació provisional que s’actualitza amb noves dades.

Es pot fer una suma similar per valorar el risc relatiu que representa un conjunt d’objectes.

La interpretació és directa: un valor \( PS \) igual a \( 0 \) indica que el risc calculat és equivalent al risc de fons. Un valor positiu indica un risc superior al normal, mentre que un valor negatiu indica un risc inferior. Com que l’escala és logarítmica, cada unitat representa un factor \(10\): \( PS = +1 \) equival a un risc deu vegades superior al risc de fons, i \( PS = −2 \) equival a un risc cent vegades inferior.

Freqüència, tipus d’impacte i efectes previstos

Segons el diàmetre de l’impactant (D) i la seva energia (E), la probabilitat (P) i els efectes previstos varien considerablement des de l’extinció de l’espècie humana fins a efectes inofensius. :

• D: \( > 10\,\mathrm{km} \). E: \( 10^{8}\,\mathrm{MT} \) de TNT. P: \( P < \frac{1}{10^{6}} = 10^{-6} \). Desastre global. Extinció en massa, erradicació potencial de l’espècie humana. Poc es pot fer en el cas d’aquesta improbable eventualitat.
• D: \( > 3\,\mathrm{km} \). E: \( 1,5 · 10^{6}\,\mathrm{MT} \) de TNT. P: \( < \frac{1}{50\,000} \). Desastre global d’efectes climatològics i ecològics al llarg d’anys; la civilització és destruïda (una nova edat obscura); una gran part de la població mor poc després de l’esdeveniment; mitigació extremadament cara.
• D: \( > 1\,\mathrm{km} \). E: \( 8 · 10^{4}\,\mathrm{MT} \) de TNT. P: \( 2 \times 10^{-4} \). Gran destrucció regional; alguns efectes atmosfèrics globals. Destrucció de regions i zones de vora oceànica; nivell de destrucció per xoc climàtic potencialment global; es poden considerar mesures de mitigació com ara la deflexió o la planificació per a una catàstrofe global sense precedents.
• D: \( > 300\,\mathrm{m} \). E: \( 2 · 10^{3}\,\mathrm{MT} \) de TNT. P: \( 2 \times 10^{-3} \). Cràter local, destrucció regional. Cràter d’aproximadament 5 km de diàmetre i devastació d’una regió de la mida d’una nació petita; tsunami sense precedents; possibilitat, igualment probable, d’informar sobre el perill o no fer-ho; mitigació per deflexió i, si és possible, mitjançant una missió internacional coordinada.
• D: \( > 100\,\mathrm{m} \). E: \( 8 · 10\,\mathrm{MT} \) de TNT. P: \( 1 \times 10^{-2} \). Explosió a la part baixa de l’atmosfera o en superfície, que afecta una petita regió. Explosió a baixa altitud o a nivell superficial més gran que qualsevol dels míssils termonuclears coneguts; devastació regional; cràter somer d’aproximadament 1 km de diàmetre; després de l’esdeveniment, pla d’actuació nacional, ja que és improbable avisar del perill amb antelació.
• D: \( > 30\,\mathrm{m} \). E: \( 2 \,\mathrm{MT} \) de TNT. P: \( 4 \times 10^{-2} \). Estratosfera. Explosió estratosfèrica devastadora; l’ona de xoc pot enderrocar arbres, trencaria les cases de fusta i provocaria incendis en un radi de 10 km; probablement causaria morts si es produís en una regió poblada (l’explosió de 1908 a Tunguska va ser força vegades més gran); poc probable l’avís amb antelació del perill; es poden aplicar plans de mitigació preparats amb antelació per a aquest tipus de situacions.
• D: \( > 10\,\mathrm{m} \). E: \( 10^2 \,\mathrm{kT} \) de TNT. P: \( 6\,\text{per segle} \). Atmosfera superior. Explosió extraordinària al cel; trencament de finestres però poc dany a la superfície del terreny; no hi ha perill.
• D: \( > 3\,\mathrm{m} \). E: \( 2 \,\mathrm{kT} \) de TNT. P: \( 2\,\text{per any} \). Atmosfera superior. Explosió encegadora al cel; es pot confondre amb l’explosió d’una bomba atòmica.
• D: \( > 1\,\mathrm{m} \). E: \( 10^2 \,\mathrm{T} \) de TNT. P: \( 40\,\text{per any} \). Atmosfera superior. L’explosió del bòlid genera una lluminositat propera a la del Sol durant uns segons; inofensiva, encara que pot donar lloc a meteorits.
• D: \( > 0,3\,\mathrm{m} \). E: \( 2 \,\mathrm{T} \) de TNT. P: \( 10^3\,\text{per any} \). Atmosfera superior. Es pot observar com una bola de foc; inofensiva.

(Extret i modificat de Chapman 2007, p. 152).

L’esdeveniment de Tunguska

L’esdeveniment de Tunguska va tenir lloc el 30 de juny de 1908, cap a les 7.15 h del matí, sobre una zona remota de la Sibèria central, prop del riu Podkamennaya Tunguska, a Rússia. Es va produir quan un cos celeste, molt probablement un asteroide rocós, va penetrar a gran velocitat en l’atmosfera terrestre i es va fragmentar violentament, produint una explosió aèria (airburst) a diversos quilòmetres d’altitud.

La mida exacta de l’objecte i l’energia alliberada continuen sent objecte d’estudi. Les reconstruccions modernes indiquen que podria haver estat un asteroide d’aproximadament 50–80 m de diàmetre, que hauria explotat a una altitud de l’ordre dels 5–15 km. L’energia alliberada s’estima habitualment en aproximadament 10–20 megatones de TNT, tot i que existeix una certa incertesa en aquests valors.

L’ona de xoc va devastar aproximadament 2.000–2.150 km² de taigà i va tombar uns 80 milions d’arbres, distribuïts segons un característic patró radial al voltant de la zona situada sota l’explosió. Prop de l’epicentre, alguns arbres van romandre drets, però van perdre les branques i part de l’escorça a causa de la propagació gairebé vertical de l’ona de xoc.

Els habitants de la regió, principalment membres del poble evenki, van descriure una gran resplendor o bola de foc al cel, seguida d’una forta explosió, tremolors del terreny, calor intensa i sorolls semblants a trons o foc d’artilleria. L’ona expansiva va arribar a fer caure persones situades a desenes de quilòmetres de l’epicentre i va causar danys a gran distància. També van morir nombrosos rens. No hi ha proves concloents de víctimes mortals humanes directament atribuïbles a l’esdeveniment.

L’explosió va generar ones atmosfèriques i sísmiques detectables a grans distàncies. Durant les nits posteriors també es van observar cels anormalment lluminosos en diverses regions d’Europa i Àsia. Aquest fenomen s’ha relacionat amb la presència de partícules i materials dispersats a les capes altes de l’atmosfera, que haurien afavorit la dispersió de la llum solar més enllà de l’horitzó.

Les vibracions produïdes per l’explosió van ser registrades per estacions sísmiques. Encara que en algunes fonts s’han comparat amb les produïdes per un terratrèmol moderat, no es va tractar d’un terratrèmol tectònic, sinó de senyals sísmics generats per la potent explosió atmosfèrica i la seva ona de xoc.

El mineralogista rus Leonid Kulik va ser una figura fonamental en la investigació de Tunguska. Després d’un primer intent d’arribar a la regió el 1921, finalment va aconseguir accedir a la zona devastada el 1927, dinou anys després de l’esdeveniment. Kulik va documentar sistemàticament l’enorme extensió del bosc destruït i posteriorment va dirigir noves expedicions científiques a la regió.

Una de les característiques més significatives de Tunguska és que no s’hi ha identificat cap cràter d’impacte confirmat. Això s’explica perquè el cos es va fragmentar a l’atmosfera i hi va alliberar la major part de la seva energia abans d’arribar a la superfície. Els principals efectes van ser, per tant, una potent ona de xoc, una intensa radiació tèrmica i l’abatiment massiu del bosc, i no pas l’excavació d’un gran cràter.

L’esdeveniment de Tunguska constitueix un cas fonamental per comprendre el risc associat als objectes propers a la Terra (NEO) de mida intermèdia. Demostra que un asteroide no necessita arribar intacte a la superfície per provocar una catàstrofe regional: una explosió atmosfèrica a baixa altitud pot transferir una enorme quantitat d’energia a l’atmosfera i generar una ona de xoc extremadament destructiva. Per aquest motiu, Tunguska és un dels principals casos de referència en els estudis actuals sobre risc d’impacte i defensa planetària.

L’esdeveniment de Cheliábinsk

L’esdeveniment de Cheliàbinsk va tenir lloc durant el matí del 15 de febrer de 2013, sobre la regió de Cheliàbinsk, al sud dels Urals (Rússia). Cap a les 9.20 h, hora local, un petit asteroide va penetrar a gran velocitat en l’atmosfera terrestre i va produir un superbòlid extraordinàriament brillant.

El cos tenia aproximadament 17–20 m de diàmetre i una massa estimada d’unes 11.000 tones. Va entrar a l’atmosfera a una velocitat d’uns 18,6 km/s (aproximadament 67.000 km/h), seguint una trajectòria amb un angle relativament baix respecte de l’horitzontal. La fragmentació principal es va produir a uns 23 km d’altitud.

El meteoroide era un asteroide rocós del tipus condrita ordinària. La reconstrucció de la seva trajectòria indica que, abans de penetrar a l’atmosfera, seguia una òrbita heliocèntrica que creuava la regió orbital terrestre. Probablement tenia un origen remot al cinturó principal d’asteroides.

Durant l’entrada atmosfèrica, l’enorme pressió aerodinàmica va provocar la fragmentació catastròfica del meteoroide. L’energia alliberada s’estima en aproximadament 440–500 quilotones de TNT, unes 30 vegades l’energia de la bomba atòmica d’Hiroshima. Va ser l’esdeveniment d’impacte atmosfèric més energètic documentat des de Tunguska (1908).

La major part del cos es va fragmentar i vaporitzar a l’atmosfera, però nombrosos fragments van arribar a la superfície terrestre i es van convertir, per tant, en meteorits. Un dels fragments més grans recuperats, amb una massa d’uns 650 kg, va ser extret del llac Txebarkul (Chebarkul).

Els principals danys no van ser provocats pels meteorits que van arribar al sòl, sinó per la potent ona de xoc atmosfèrica generada pel superbòlid. L’ona expansiva va trencar finestres i va causar danys en milers d’edificis d’una extensa regió.

Més de 1.600 persones van resultar ferides, la majoria per fragments de vidre procedents de finestres trencades. Moltes persones s’havien apropat a les finestres per observar el rastre lluminós del bòlid. Com que la llum va arribar molt abans que l’ona de xoc, els vidres es van trencar posteriorment quan moltes d’aquestes persones encara es trobaven al seu davant.

L’esdeveniment de Cheliàbinsk va tenir una gran importància científica perquè va ser enregistrat per centenars de càmeres, satèl·lits, estacions sísmiques i sensors d’infrasons. La gran quantitat de dades obtingudes va permetre reconstruir amb molta precisió la trajectòria, l’energia, la fragmentació i els efectes del meteoroide.

L’esdeveniment també va posar de manifest un problema important per a la defensa planetària: els objectes d’unes poques desenes de metres poden ser difícils de detectar abans que arribin a la Terra i, encara que normalment es desintegrin a l’atmosfera sense formar un gran cràter, poden generar ones de xoc capaces de causar danys importants en zones poblades.

L’esdeveniment de Tall el-Hammam, un possible impacte còsmic

Tall el-Hammam és un important jaciment arqueològic de l’edat del bronze situat a la vall del Jordà, a l’actual Jordània, prop de la mar Morta. El jaciment presenta una important capa de destrucció corresponent aproximadament a l’edat del bronze mitjà, l’origen de la qual ha estat objecte de debat.

L’any 2021, un grup d’investigadors va proposar que Tall el-Hammam havia estat destruïda, cap al 1650 aC, per una gran explosió còsmica aèria (airburst), causada per un asteroide o cometa que s’hauria fragmentat o hauria explotat a l’atmosfera abans d’arribar a la superfície. Els autors van comparar el fenomen amb l’esdeveniment de Tunguska de 1908 i van suggerir que l’explosió podria haver estat fins i tot més energètica.

Com a evidències d’aquesta hipòtesi, els investigadors van descriure una capa de destrucció rica en carbó i cendres, materials sotmesos aparentment a temperatures molt elevades, ceràmica i maons parcialment fosos, petites esfèrules riques en ferro i silici, materials carbonosos i grans de quars que van interpretar com a possibles indicadors de metamorfisme de xoc. A partir d’aquestes observacions, van proposar que la ciutat havia estat sotmesa a temperatures i pressions extraordinàriament elevades.

Segons aquesta interpretació, l’explosió i la seva ona de xoc haurien provocat una destrucció catastròfica de la ciutat, incloent-hi edificis, fortificacions i altres estructures. Els autors també van relacionar la violència de l’esdeveniment amb l’estat fragmentari d’algunes restes humanes trobades al jaciment.

Una altra hipòtesi plantejada pels investigadors era que l’explosió hauria dispersat sals i sediments rics en sal procedents de la regió de la mar Morta sobre els terrenys circumdants. Aquest augment de la salinitat hauria pogut perjudicar greument l’agricultura i contribuir a l’abandonament temporal d’alguns assentaments de la vall del Jordà.

Tanmateix, la interpretació de Tall el-Hammam com el resultat d’una explosió còsmica va ser fortament qüestionada per altres investigadors. Diversos treballs posteriors van posar en dubte la identificació d’algunes de les suposades evidències de metamorfisme de xoc i van assenyalar problemes en la interpretació mineralògica, geoquímica i física de les dades. En particular, es va discutir si els materials descrits requerien realment les pressions i temperatures característiques d’un impacte còsmic o si podien explicar-se mitjançant altres processos.

Finalment, el 24 d’abril de 2025, la revista Scientific Reports va retractar l’article de 2021 que defensava la hipòtesi de l’explosió aèria. Els editors van considerar que els problemes detectats en les dades, els mètodes i la seva interpretació no permetien mantenir amb prou confiança les conclusions de l’estudi. Alguns dels autors originals van manifestar el seu desacord amb aquesta decisió.

Per tant, actualment no es pot considerar demostrat que Tall el-Hammam fos destruïda per l’explosió atmosfèrica d’un asteroide o cometa. El jaciment continua essent un cas interessant dins del debat sobre possibles esdeveniments còsmics antics, però la causa exacta de la seva destrucció s’ha de considerar incerta.

En conseqüència, a diferència dels esdeveniments de Tunguska (1908) i Cheliàbinsk (2013), que constitueixen exemples ben establerts d’explosions atmosfèriques provocades per objectes còsmics, Tall el-Hammam s’ha de presentar com una hipòtesi controvertida i no com un cas confirmat d’impacte o explosió còsmica.

L’esdeveniment de Chiemgau

L’impacte de Chiemgau és una hipòtesi que proposa que un asteroide o cometa va impactar o es va fragmentar sobre el sud-est de Baviera (Alemanya) durant la prehistòria recent. Segons els investigadors que defensen aquesta interpretació, l’esdeveniment hauria tingut lloc durant la transició entre l’edat del bronze final i l’inici de l’edat del ferro, aproximadament entre el 900 i el 600 aC, i hauria afectat diversos assentaments humans de la regió.

Els partidaris d’aquesta hipòtesi proposen l’existència d’un extens camp de cràters de Chiemgau, d’aproximadament 60 × 30 km, format per nombroses depressions de dimensions diverses. Una de les estructures més destacades és el Tüttensee, un petit llac situat prop del Chiemsee, que aquests investigadors interpreten com un possible cràter d’impacte. Tanmateix, aquesta interpretació no és acceptada de manera general per la comunitat geològica, i altres investigadors atribueixen l’origen del Tüttensee i d’altres depressions de la regió als processos glacials que van modelar el paisatge durant el Quaternari.

Diversos estudis geoarqueològics han examinat dos jaciments prehistòrics de la regió, Mühlbach i Stöttham, que, segons els defensors de la hipòtesi, podrien haver estat afectats directament pel possible esdeveniment. A Mühlbach s’han descrit dipòsits interpretats com a materials expulsats —ejecta— durant la formació del suposat cràter del Tüttensee. A Stöttham s’ha identificat una capa de destrucció dins de la seqüència arqueològica que els autors relacionen amb el mateix fenomen.

Entre les evidències geològiques proposades hi ha bretxes polimíctiques, diverses generacions de bretxes, materials interpretats com a suevites, esfèrules riques en ferro i silici, còdols amb deformacions termoplàstiques i alteracions o corrosions considerades anòmales, així com dipòsits interpretats com a ejecta. Alguns d’aquests materials presentarien característiques que els autors atribueixen a les elevades pressions i temperatures generades durant un impacte a hipervelocitat.

També s’han descrit possibles evidències de metamorfisme de xoc en minerals com el quars i els feldspats. Entre aquestes hi ha estructures interpretades com a PDF (planar deformation features o estructures de deformació planar), zones diaplèctiques i altres deformacions microscòpiques. La identificació inequívoca d’aquest tipus d’estructures és especialment important, ja que el metamorfisme de xoc constitueix un dels principals criteris utilitzats per confirmar l’origen meteòric d’una estructura geològica. Tanmateix, la interpretació d’algunes d’aquestes evidències en el cas de Chiemgau continua sent objecte de controvèrsia.

Una de les evidències més singulars proposades és la presència d’artefactes fabricats per humans associats a materials interpretats com a impactites. A Stöttham s’han descrit restes d’artefactes metàl·lics íntimament relacionades amb aquests materials. Segons els autors, aquesta associació indicaria que el possible esdeveniment còsmic es va produir quan la regió ja estava habitada i permetria situar-lo aproximadament entre el 900 i el 600 aC.

Si aquesta interpretació fos confirmada, Chiemgau constituiria un cas excepcional d’un impacte o explosió còsmica que hauria afectat directament comunitats humanes prehistòriques. Això permetria estudiar conjuntament les conseqüències geològiques, ambientals i arqueològiques d’un esdeveniment d’aquest tipus.

Tanmateix, cal remarcar que l’origen meteòric de Chiemgau no està confirmat i continua sent controvertit. Les evidències presentades pels investigadors que defensen la hipòtesi no han assolit el consens científic existent per a estructures d’impacte ben establertes, com Ries o Chicxulub. En particular, l’origen del Tüttensee, la naturalesa d’algunes de les suposades impactites i la interpretació de les estructures atribuïdes al metamorfisme de xoc continuen essent discutits.

A diferència dels esdeveniments de Tunguska (1908) i Cheliàbinsk (2013), que són explosions atmosfèriques d’origen còsmic ben documentades, Chiemgau constitueix un possible esdeveniment prehistòric que encara necessita evidències independents i concloents per ser acceptat com a impacte confirmat.

Grans extincions de la història de la Terra

Al llarg de la història de la Terra s’han produït nombroses crisis biològiques. Es parla habitualment d’extinció massiva quan desapareix, en un interval geològicament curt, una proporció molt elevada de la biodiversitat mundial, sovint de l’ordre del 75 % o més de les espècies. Les cinc grans extincions del Fanerozoic són les del final de l’Ordovicià, Devonià tardà, final del Pèrmic, final del Triàsic i final del Cretaci. ^[4]

• Final de l’Ediacarià (~539 Ma). Es va produir una important renovació de la biota ediacariana, amb la desaparició de molts dels organismes característics d’aquest període. Encara es discuteix si es pot considerar una autèntica extinció massiva comparable a les «Cinc Grans» del Fanerozoic. Entre les possibles causes s’han proposat canvis en l’oxigenació dels oceans, alteracions dels cicles biogeoquímics, canvis ambientals i ecològics i l’aparició de nous organismes durant la transició cap al Cambrià.
• Final de l’Ordovicià (~444 Ma). És una de les cinc grans extincions massives i va afectar principalment els organismes marins. S’estima que va desaparèixer aproximadament el 85 % de les espècies marines. Es va produir en diversos polsos relacionats sobretot amb una intensa glaciació de Gondwana, el refredament global i una forta baixada del nivell del mar, seguits posteriorment per desglaç, escalfament i alteracions de l’oxigenació oceànica. (CNIB)
• Devonià tardà (~372–359 Ma). No va ser un únic episodi sobtat, sinó una successió de crisis, entre les quals destaquen els esdeveniments Kellwasser i Hangenberg. En conjunt van desaparèixer aproximadament el 75 % de les espècies. Les causes continuen debatent-se, però probablement hi van intervenir anòxia oceànica, canvis climàtics, alteracions del cicle dels nutrients i del carboni, vulcanisme i canvis associats a l’expansió de les plantes terrestres. S’han proposat impactes extraterrestres i fins i tot una supernova per a alguns episodis, però no constitueixen l’explicació principalment acceptada.
• Extinció del Capità o del final del Guadalupià (~260 Ma). Va afectar especialment els ecosistemes marins i es considera una crisi biològica important, encara que habitualment no s’inclou entre les cinc grans extincions. S’ha relacionat especialment amb el vulcanisme massiu de la província ígnia d’Emeishan, a l’actual Xina, que hauria provocat alteracions climàtiques i oceàniques.
• Final del Pèrmic (~252 Ma). Va ser la major extinció massiva coneguda, motiu pel qual sovint rep el nom de Great Dying («Gran Mortaldat»). Va desaparèixer una proporció extraordinàriament elevada de les espècies marines i una gran part dels vertebrats terrestres. La causa principal es relaciona amb l’enorme vulcanisme dels Traps Siberians, que va provocar emissions massives de gasos, escalfament global, acidificació i desoxigenació dels oceans i profundes alteracions dels cicles biogeoquímics. Les antigues hipòtesis d’un gran impacte meteòric o d’una supernova no disposen d’evidències comparables a les que relacionen l’extinció amb el vulcanisme siberià. (YouTube)
• Episodi Pluvial del Carnià (~234–232 Ma). Durant el Triàsic superior es va produir un interval d’importants alteracions climàtiques i ecològiques conegut com a Episodi Pluvial del Carnià (CPE). No forma part de les cinc grans extincions, però va comportar una important renovació dels ecosistemes marins i terrestres. Es caracteritzà per un clima més càlid i humit i diverses crisis biològiques. S’ha relacionat principalment amb episodis de vulcanisme massiu de la gran província ígnia de Wrangellia, que haurien provocat grans emissions de CO₂ i alteracions del cicle global del carboni. Aquest període coincideix també amb importants canvis evolutius, entre els quals destaca la diversificació dels dinosaures. (PubMed)
• Final del Triàsic (~201,4 Ma). Una altra de les cinc grans extincions, en la qual va desaparèixer aproximadament el 70–80 % de les espècies. Actualment, la causa principal es relaciona amb les enormes erupcions de la Província Magmàtica de l’Atlàntic Central (CAMP), associades a l'inici de la fragmentació de Pangea. Les emissions de CO₂ i altres gasos haurien provocat escalfament global, acidificació oceànica i importants alteracions del cicle del carboni. S’han proposat impactes d’asteroides, però no hi ha evidències convincents d’un gran impacte coincident amb el límit Triàsic–Juràssic. (USGS)
• Final del Cretaci — límit K–Pg (66 Ma). Va desaparèixer aproximadament el 75 % de les espècies, inclosos tots els dinosaures no aviaris, a més de nombrosos organismes marins. La causa desencadenant principal està fermament relacionada amb l’impacte de l’asteroide de Chicxulub, a l’actual península de Yucatán (Mèxic). L’impacte va provocar incendis, tsunamis i, sobretot, l’expulsió a l’atmosfera de grans quantitats de pols, aerosols i gasos, que van produir un fort enfosquiment i refredament global, alterant greument la fotosíntesi i les cadenes tròfiques. El vulcanisme dels Traps del Deccan, que ja estava actiu en aquell període, també va afectar el clima i els ecosistemes, però l’impacte de Chicxulub és considerat el desencadenant principal de l’extinció K–Pg. (PubMed Central (PMC))

L’anàlisi de 89 esdeveniments geològics importants i relativament ben datats dels darrers 260 milions d’anys (Ma) mostra que aquests esdeveniments no es distribueixen uniformement en el temps, sinó que tendeixen a formar determinades agrupacions. Entre els esdeveniments analitzats hi ha extincions marines i continentals, episodis d’anòxia oceànica, grans erupcions de basalts d’inundació continentals, fluctuacions importants del nivell del mar, episodis de magmatisme intraplaca i canvis en les velocitats d’expansió del fons oceànic i en la reorganització de les plaques tectòniques. (ScienceDirect)

Rampino, Caldeira i Zhu (2021) van identificar deu agrupacions principals d’aquests esdeveniments durant els darrers 260 Ma. La separació mitjana entre les agrupacions és d’aproximadament 26,9 Ma, mentre que l’anàlisi espectral de les edats proporciona un màxim estadístic corresponent a una periodicitat d’uns 27,5 Ma, amb un nivell de confiança igual o superior al 96 %. L’estudi també va identificar un possible cicle secundari més curt, d’uns 8,9 Ma. (ScienceDirect)

Aquesta possible periodicitat d’aproximadament 27–30 milions d’anys ja havia estat detectada en estudis anteriors sobre extincions, vulcanisme, variacions del nivell del mar i altres esdeveniments geològics. Alguns treballs també han trobat senyals semblants en les extincions d’organismes marins i de vertebrats terrestres. (GISS)

La causa d’aquesta aparent periodicitat no es coneix. Una possibilitat és que estigui relacionada amb processos interns de la Terra, com ara variacions de la convecció del mantell, l’activitat de plomes mantèl·liques, el magmatisme, els canvis en la dinàmica de les plaques tectòniques o la reorganització dels sistemes de subducció i expansió oceànica. Aquests processos podrien desencadenar episodis de vulcanisme massiu, variacions climàtiques i oceàniques i, indirectament, crisis biològiques. (ScienceDirect)

També s’han proposat possibles mecanismes astronòmics relacionats amb els moviments de la Terra i del Sistema Solar a escales de milions d’anys. Entre les hipòtesis històricament plantejades hi ha el moviment del Sistema Solar a través de la Galàxia i possibles variacions de les pertorbacions gravitacionals sobre els petits cossos del Sistema Solar. Tanmateix, no s’ha demostrat una relació causal entre aquests processos astronòmics i el cicle geològic proposat de 27,5 Ma. (GISS)

En particular, cal evitar interpretar aquesta periodicitat com una demostració que els impactes d’asteroides o cometes es produeixen cada 27 milions d’anys. Les anàlisis modernes de les edats dels cràters terrestres no han establert una periodicitat robusta dels impactes, i alguns estudis han mostrat que les agrupacions de cràters i les incerteses de datació poden generar aparentment senyals periòdics. (arXiv)

Per tant, els 27,5 Ma no representen un «rellotge geològic» demostrat ni permeten predir quan es produirà la pròxima gran extinció, erupció volcànica o impacte. Es tracta d’un patró estadístic proposat en el registre geològic, interessant i objecte d’investigació, però el seu origen físic i fins i tot el grau en què representa una periodicitat real continuen essent qüestions obertes.

Referència principal: Rampino, M. R., Caldeira, K. & Zhu, Y. (2021). A pulse of the Earth: A 27.5-Myr underlying cycle in coordinated geological events over the last 260 Myr. Geoscience Frontiers, 12(6), 101245. (ScienceDirect)

L’esdeveniment de Chicxulub

No totes les grans extincions s'han de relacionar amb impactes extraterrestres. De les cinc grans extincions, el cas en què disposem d'una relació extraordinàriament sòlida entre impacte i extinció massiva és el del final del Cretaci, amb Chicxulub. En altres extincions s'han proposat impactes, però les evidències actuals apunten principalment a processos terrestres, especialment vulcanisme massiu, canvi climàtic, anòxia oceànica, acidificació i variacions del nivell del mar.

Això fa que Chicxulub sigui excepcionalment important: proporciona una demostració geològica que un impacte prou gran pot alterar el sistema climàtic planetari i contribuir directament a una extinció massiva.

El cràter de Chicxulub està situat a la península de Yucatán (Mèxic), parcialment sota terra i parcialment sota les aigües del golf de Mèxic. La seva estructura va ser identificada a partir de prospeccions geofísiques realitzades per la companyia petroliera mexicana Pemex. A finals de la dècada de 1970, els geofísics Antonio Camargo i Glen Penfield van reconèixer una gran estructura circular en les dades gravimètriques i magnètiques de la regió. Dades gravimètriques anteriors ja havien revelat anomalies circulars, però la seva naturalesa no havia estat identificada definitivament com la d’un cràter d’impacte.

Durant la dècada de 1980 es van anar acumulant evidències sobre l’estructura i, el 1991, Alan Hildebrand i col·laboradors van publicar un treball fonamental que la relacionava amb un gran impacte extraterrestre i amb l’extinció del final del Cretaci.

El cràter de Chicxulub té aproximadament 180–200 km de diàmetre i és una estructura d’impacte complexa, amb diversos anells i un anell de pics (peak ring) a l’interior. Algunes reconstruccions geofísiques han suggerit que les deformacions associades a l’impacte poden estendre’s més enllà del cràter pròpiament dit, però no és correcte considerar 300 km com el diàmetre confirmat del cràter.

L’impacte es va produir fa aproximadament 66 milions d’anys, al límit entre el Cretaci i el Paleogen (límit K–Pg). L’objecte responsable era probablement un asteroide carbonaci d’uns 10–15 km de diàmetre, tot i que les estimacions varien segons els models utilitzats. Va col·lidir amb la Terra a una velocitat de l’ordre dels 20 km/s, és a dir, uns 72.000 km/h, i va alliberar una energia de l’ordre de 10²³–10²⁴ joules, equivalent a desenes o centenars de milions de megatones de TNT.

L’impacte va produir una enorme cavitat transitòria, temperatures i pressions extremes i l’expulsió de quantitats extraordinàries de roques, pols i materials vaporitzats. També va generar ones sísmiques de gran magnitud i megatsunamis que van afectar especialment el golf de Mèxic i regions circumdants.

Una part del material expulsat va ser projectada a grans altituds i fins i tot fora de l’atmosfera abans de tornar a caure sobre la Terra. La reentrada d’aquests ejectes va produir un intens pols tèrmic i probablement va contribuir a desencadenar incendis en extenses regions. La importància i l'extensió exacta dels incendis globals continuen essent objecte d'estudi; per tant, és preferible evitar afirmar que «tot el planeta es va incendiar». Investigacions recents continuen examinant fins a quin punt la pols fina i els ejectes van contribuir a l'escalfament inicial i als incendis. (AGU Newsroom)

Les conseqüències climàtiques posteriors van ser encara més importants. L’impacte es va produir sobre roques riques en carbonats i evaporites, fet que va injectar a l’atmosfera grans quantitats de pols, aerosols de sofre, vapor d’aigua, CO₂ i altres materials. Els aerosols de sofre, la pols fina i el sutge van reduir fortament la quantitat de radiació solar que arribava a la superfície terrestre.

Es va produir així un «hivern d’impacte», caracteritzat per un enfosquiment global i un fort refredament durant els mesos i anys posteriors. La reducció de la llum solar va disminuir dràsticament la fotosíntesi, tant als continents com als oceans, provocant el col·lapse de nombroses cadenes tròfiques. Posteriorment, les emissions de CO₂ i les alteracions del cicle global del carboni van contribuir a efectes climàtics de més llarga durada.

L’impacte de Chicxulub va coincidir amb un període d’intens vulcanisme dels Traps del Deccan, a l’actual Índia. Aquest vulcanisme també va provocar importants emissions de gasos i alteracions climàtiques abans i després del límit K–Pg. Tanmateix, no està demostrat que l’impacte de Chicxulub provoqués les grans erupcions del Deccan, encara que s’ha investigat la possibilitat que les ones sísmiques de l’impacte poguessin modificar temporalment l’activitat volcànica.

L’any 2010, un equip internacional de 41 especialistes va publicar a Science una revisió exhaustiva de les evidències disponibles i va concloure que l’impacte de Chicxulub va ser el principal desencadenant de l’extinció massiva del límit Cretaci–Paleogen.

Durant aquesta extinció va desaparèixer aproximadament el 75 % de les espècies del planeta. Entre els grups extingits hi havia els dinosaures no aviaris, els ammonits i nombrosos organismes marins i terrestres. Els dinosaures aviaris, és a dir, les aus, van sobreviure i constitueixen l’únic llinatge de dinosaures que ha arribat fins a l’actualitat.

El cas de Chicxulub constitueix una de les demostracions més sòlides de la capacitat d’un gran impacte extraterrestre per provocar alteracions ambientals a escala planetària i contribuir a una extinció massiva. A diferència d’altres extincions per a les quals s’han proposat impactes sense evidències concloents, la relació entre Chicxulub i l’extinció K–Pg està sustentada per nombroses evidències geològiques, geoquímiques, paleontològiques i geofísiques.

El mecanisme letal principal no va ser una bola de foc que cremés tot el que hi havia en un radi de 1.300 km ni una gran producció de CO₂, sinó el conjunt d'efectes immediats de l'impacte i, sobretot, les alteracions atmosfèriques i climàtiques globals —foscor, refredament, reducció de la fotosíntesi i col·lapse de les xarxes tròfiques— que es van produir després.

El Younger Dryas

Younger Dryas (Dryas recent) va ser un episodi de refredament climàtic abrupte que va tenir lloc aproximadament entre 12.900 i 11.700 anys abans del present, durant la transició entre l’última glaciació i l’Holocè. El refredament va ser especialment intens a l’Atlàntic Nord, Groenlàndia i Europa, mentre que la resposta climàtica va variar considerablement en altres regions del planeta.

La seva causa exacta continua essent objecte d’investigació, però s’han proposat diverses hipòtesis:

• Alteració de la circulació de l’Atlàntic (hipòtesi principal). L’explicació més acceptada relaciona el Younger Dryas amb una reducció de la circulació meridional de retorn de l’Atlàntic (AMOC). L’entrada de grans quantitats d’aigua dolça procedent de la fusió de les capes de gel nord-americanes hauria reduït la salinitat i la densitat de les aigües superficials de l’Atlàntic Nord, dificultant la formació d’aigües profundes. La disminució del transport de calor cap al nord hauria provocat un fort refredament de la regió nord-atlàntica. La procedència, magnitud i ruta exacta d’aquesta entrada d’aigua dolça continuen discutint-se.
• Reorganització interna del sistema oceà-atmosfera. Alguns models indiquen que la circulació oceànica pot experimentar transicions abruptes entre diferents estats. Per tant, una entrada d’aigua dolça podria haver actuat com a desencadenant d’una reorganització més complexa del sistema climàtic, que posteriorment s’hauria mantingut mitjançant mecanismes de retroalimentació entre oceà, atmosfera, gel marí i capes de gel.
• Canvis en les capes de gel i el drenatge dels llacs glacials. El retrocés de la gran capa de gel Laurentide va modificar profundament la hidrologia d’Amèrica del Nord. S’ha proposat que canvis en les rutes de drenatge de grans llacs proglacials, inclòs el sistema relacionat amb el llac Agassiz, podrien haver enviat grans quantitats d’aigua dolça cap a l’Atlàntic Nord o l’oceà Àrtic i haver contribuït a debilitar l’AMOC.
• Hipòtesi de l’impacte del Younger Dryas (YDIH). El 2007 es va proposar que, fa aproximadament 12.800–12.900 anys, un cometa o diversos fragments d’un cos extraterrestre haurien impactat o explotat a l’atmosfera sobre Amèrica del Nord. L’esdeveniment hauria desencadenat incendis, alteracions climàtiques i, eventualment, l’inici del Younger Dryas. També s’ha intentat relacionar-lo amb les extincions de megafauna nord-americana i amb canvis en les poblacions de la cultura Clovis. (ScienceDirect)

Els defensors de la hipòtesi de l’impacte han descrit en sediments pròxims al començament del Younger Dryas diversos possibles indicadors: anomalies de platí, microsfèrules magnètiques, esfèrules riques en ferro i sílice, nanodiamants, materials fosos, carbó i altres indicis de combustió. Alguns d’aquests indicadors s’han trobat en jaciments de diferents continents i els partidaris de la hipòtesi consideren que el conjunt és compatible amb un esdeveniment còsmic. Una revisió de 2021 va argumentar que diverses d’aquestes evidències donaven suport a la hipòtesi. (ScienceDirect)

Tanmateix, la YDIH és molt controvertida i no constitueix actualment l’explicació de consens del Younger Dryas. Entre els principals problemes hi ha l’absència d’un cràter d’edat i dimensions adequades, les dificultats per reproduir alguns dels indicadors proposats, les incerteses de datació i el fet que molts dels materials considerats evidència d’impacte també poden originar-se mitjançant processos terrestres. Una extensa revisió publicada el 2023 va concloure que les evidències disponibles no permeten demostrar l’esdeveniment d’impacte proposat. (ScienceDirect)

El debat, però, no està completament tancat. El 2024, investigadors partidaris de la YDIH van publicar una resposta rebutjant les conclusions de la revisió de 2023 i defensant que nombrosos treballs independents havien reproduït alguns dels indicadors. Els autors de la revisió crítica van respondre mantenint que les evidències continuaven sense demostrar un impacte. Per tant, existeix una controvèrsia activa a la literatura, encara que la hipòtesi d’impacte no és l’explicació predominant entre els especialistes en paleoclima i geologia del Quaternari. (ScienceDirect)

També és important separar tres qüestions que de vegades es presenten conjuntament: (1) si es va produir algun esdeveniment extraterrestre cap als 12,9 ka; (2) si aquest esdeveniment, en cas d’haver existit, va desencadenar el Younger Dryas; i (3) si va contribuir a les extincions de la megafauna o als canvis de les poblacions humanes. Demostrar la primera no demostraria automàticament les altres dues. Les revisions crítiques assenyalen que no hi ha evidències convincents d’una catàstrofe ambiental global sobtada responsable simultàniament del canvi climàtic, de les extincions i dels canvis culturals. (ScienceDirect)

L’explicació que actualment té més suport considera el Younger Dryas com el resultat d’una reorganització abrupta de la circulació oceànica de l’Atlàntic, especialment d’un debilitament de l’AMOC, probablement relacionada amb aportacions d’aigua dolça procedents de la desglaciació. La hipòtesi d’un impacte o explosió còsmica és científicament interessant i continua generant publicacions, però no s’ha demostrat i no s’hauria de presentar com la causa establerta del Younger Dryas.

Recursos associats a cràters d’impacte

Els recursos naturals associats a les estructures d’impacte es poden classificar, segons la seva relació temporal i genètica amb l’impacte, en tres grans grups: progenètics, singenètics i epigenètics. Aquesta classificació és àmpliament utilitzada en l’estudi dels recursos econòmics relacionats amb cràters d’impacte. ( ResearchGate)

Els recursos progenètics són dipòsits minerals que ja existien abans de l’impacte. La formació del cràter pot fracturar, deformar, elevar o desplaçar les roques que els contenen, fent que dipòsits anteriorment profunds siguin més accessibles. Un exemple important són els jaciments d’or i urani de la conca de Witwatersrand, afectats per l’estructura d’impacte de Vredefort. En alguns casos, els sistemes hidrotermals generats posteriorment per l’impacte també poden haver remobilitzat aquests minerals. (ResearchGate)

Els recursos singenètics són aquells que es formen com a conseqüència directa de l’impacte o dels processos immediatament associats, com la fusió de grans volums de roca, les transformacions minerals provocades per les elevades pressions i temperatures o la diferenciació dels grans cossos de roca fosa. Un dels exemples més importants són els dipòsits de níquel, coure i elements del grup del platí de Sudbury. També s’inclouen en aquesta categoria els diamants d’impacte presents en algunes estructures. (ResearchGate)

Els recursos epigenètics o postimpacte es formen després de l’impacte. La calor residual del cràter pot mantenir durant un temps considerable un sistema hidrotermal, en el qual circulen fluids calents capaços de dissoldre, transportar i precipitar minerals. També poden formar-se recursos per processos sedimentaris posteriors dins de la depressió del cràter. Alguns cràters constitueixen, a més, trampes estructurals favorables per a l’acumulació d’hidrocarburs. (Wiley Online Library)

Aquesta relació entre impactes i recursos minerals té una importància econòmica considerable: més d’una quarta part de les estructures d’impacte conegudes han estat explotades per algun tipus de recurs natural. (Wiley Online Library)

Estructura d’impacte de Vredefort

L’estructura d’impacte de Vredefort es troba a Sud-àfrica, al voltant de la localitat de Vredefort. La part central conservada de l’estructura és coneguda com el dom de Vredefort i correspon a l’aixecament central de l’enorme estructura produïda per l’impacte.

L’impacte es va produir fa aproximadament 2.023 milions d’anys (2,023 Ga), durant el Paleoproterozoic. Vredefort és una de les estructures d’impacte més antigues conegudes i constitueix la major estructura d’impacte confirmada de la Terra pel que fa a les seves dimensions originals. Tanmateix, ja no s’ha de descriure com la més antiga coneguda, perquè s’han identificat estructures d’impacte més antigues.

L’erosió durant més de dos mil milions d’anys ha eliminat pràcticament tota la morfologia original del cràter. Per aquest motiu, el seu diàmetre original és difícil de determinar amb precisió. Les estimacions varien segons el criteri utilitzat, però indiquen que l’estructura original tenia com a mínim uns 170 km i possiblement 250–300 km de diàmetre.

Les estimacions de la mida de l’objecte responsable també han evolucionat. Els models antics proposaven un asteroide d’uns 10–15 km, però simulacions més recents han suggerit que podria haver tingut aproximadament 20–25 km de diàmetre. Per tant, convé evitar l’estimació de només 5–10 km que apareix al text original.

Vredefort és especialment important des del punt de vista dels recursos perquè l’impacte va afectar la conca de Witwatersrand, una de les regions auríferes més importants del planeta. Els dipòsits d’or i urani són essencialment progenètics: ja existien abans de l’impacte. L’impacte va deformar i modificar profundament les roques que els contenien i els processos hidrotermals posteriors probablement van provocar certa remobilització dels minerals. (ResearchGate)

Estructura d’impacte de Sudbury

L’estructura d’impacte de Sudbury, situada a Ontario (Canadà), es va formar fa aproximadament 1.850 milions d’anys (1,85 Ga). És el vestigi d’una de les estructures d’impacte més grans conegudes de la Terra.

L’estructura actual està fortament erosionada i deformada per processos tectònics posteriors, de manera que no representa les dimensions originals del cràter. Les reconstruccions indiquen que el cràter original podria haver tingut aproximadament 200–250 km de diàmetre. El Sudbury Igneous Complex (SIC), una de les seves característiques més destacades, presenta actualment una geometria ovalada fortament deformada. (DOI)

No es coneix amb certesa la naturalesa exacta de l’objecte que va produir l’impacte. Per tant, és preferible no afirmar que era un cometa. Les evidències geoquímiques indiquen la presència de material extraterrestre, però la classificació precisa de l’impactador continua sent objecte d’estudi.

L’impacte va expulsar enormes quantitats de material. S’han identificat dipòsits distals d’ejecta associats a Sudbury a la regió del llac Superior, demostrant que els materials expulsats van recórrer distàncies de centenars de quilòmetres. (DOI)

Una característica excepcional de Sudbury és el Sudbury Igneous Complex, originat principalment per la cristal·lització d’un enorme volum de roca fosa generada durant l’impacte. La diferenciació d’aquest cos magmàtic i els processos hidrotermals posteriors van contribuir a concentrar importants quantitats de níquel (Ni), coure (Cu) i elements del grup del platí (PGE), a més d’altres metalls.

Aquests jaciments constitueixen un dels exemples més importants del món de recursos singenètics associats a una estructura d’impacte. Tanmateix, la seva història és complexa: els processos hidrotermals postimpacte també van tenir un paper important en la redistribució i concentració dels metalls. (ResearchGate)

Al voltant de Sudbury s’han identificat nombroses evidències diagnòstiques d’impacte, entre les quals hi ha cons de fracturació (shatter cones), bretxes d’impacte, pseudotaquilites, estructures de deformació planar (PDF) en quars, coesita i diamants d’impacte. (DOI)

Estructura d’impacte de Puchezh-Katunki

L’estructura d’impacte de Puchezh-Katunki es troba a Rússia, a la regió de Nijni Nóvgorod, prop del riu Volga. És una gran estructura d’impacte complexa que actualment es troba en bona part enterrada sota sediments més joves.

Durant molts anys, l’edat de Puchezh-Katunki va ser molt incerta i es van publicar estimacions compreses aproximadament entre 164 i 200 Ma. Tanmateix, una datació \( \frac{{}^{40}\mathrm{Ar}}{{}^{39}\mathrm{Ar}} \) publicada el 2021 va proporcionar una edat molt més precisa de 195,9 ± 1,0 Ma, situant l’impacte al Juràssic inferior. (ScienceDirect)

També existeixen diferents valors per a la mida de l’estructura segons què es mesuri. Tradicionalment s’ha atribuït a Puchezh-Katunki un diàmetre d’uns 80 km, mentre que treballs més recents que consideren la cavitat o estructura principal utilitzen aproximadament 40 km. Per tant, no és correcte afirmar simplement que «té 40 km» i després que «en total té 80 km» sense explicar que corresponen a diferents interpretacions de l’extensió de l’estructura. La base de dades del Lunar and Planetary Institute, per exemple, utilitza 80 km. (LPI)

L’impacte va generar una estructura complexa amb aixecament central, bretxes d’impacte, roques de fusió i un important sistema hidrotermal postimpacte. La calor emmagatzemada en les roques foses i fracturades va permetre la circulació prolongada de fluids hidrotermals.

Entre els recursos minerals associats a Puchezh-Katunki s’han descrit diamants d’impacte, minerals hidrotermals —incloses zeolites— i mineralitzacions relacionades amb la circulació de fluids postimpacte. El cas il·lustra especialment bé com una gran estructura d’impacte pot crear nous ambients geològics favorables a la formació o redistribució de recursos minerals.

Síntesi

Els tres casos mostren mecanismes diferents pels quals els impactes poden relacionar-se amb recursos geològics:

Vredefort → principalment progenètics: l’impacte va modificar i exposar dipòsits d’or i urani que ja existien a la conca de Witwatersrand.

Sudbury → principalment singenètics: la fusió produïda per l’impacte, la diferenciació del cos magmàtic i l’activitat hidrotermal van contribuir decisivament a formar i concentrar els enormes jaciments de Ni-Cu-PGE.

Puchezh-Katunki → processos d’impacte i postimpacte: les altes pressions de l’impacte i la posterior activitat hidrotermal van generar o modificar diversos recursos minerals.

Aquesta classificació no sempre és absolutament rígida: en una mateixa estructura poden actuar successivament processos progenètics, singenètics i epigenètics, de manera que l’impacte pot exposar un jaciment preexistent, generar nous minerals i, posteriorment, remobilitzar-los mitjançant sistemes hidrotermals. (ResearchGate)

Com intentar evitar un impacte amb la Terra?

La missió DART (2022), va demostrar experimentalment per primera vegada que podem modificar el moviment d'un asteroide mitjançant un impactador cinètic. L'objectiu normalment no és destruir l'asteroide, sinó desviar-lo.

Davant la detecció d’un asteroide o cometa en trajectòria de col·lisió amb la Terra, l’estratègia dependria de diversos factors: la mida i composició de l’objecte, la seva estructura interna, la velocitat i trajectòria, i sobretot el temps disponible abans de l’impacte. En general, la millor estratègia no consisteix a destruir-lo, sinó a modificar lleugerament la seva velocitat amb prou antelació perquè deixi d’interceptar la Terra. (Centro de Estudios de NEO)

Impactador cinètic

La tècnica de l’impactador cinètic consisteix a fer col·lidir deliberadament una nau espacial contra un asteroide a gran velocitat. L’impacte transfereix quantitat de moviment a l’asteroide i modifica lleugerament la seva velocitat. Si aquesta modificació es produeix amb anys o dècades d’antelació, una variació molt petita de velocitat pot acumular-se fins a produir una desviació suficient perquè l’objecte no impacti contra la Terra.

La missió Deep Impact de la NASA va proporcionar el 2005 un precedent experimental. La nau va llançar un impactador contra el cometa 9P/Tempel 1, però l’objectiu de la missió era estudiar l’interior i la composició del cometa, no desviar-lo. L’impacte va produir una modificació extremadament petita del moviment del cometa.

La demostració decisiva va arribar amb la missió DART (Double Asteroid Redirection Test). El 26 de setembre de 2022, una nau de la NASA va impactar deliberadament contra Dimorphos, un petit asteroide d’uns 160 m que orbita l’asteroide Didymos. Cap dels dos representava una amenaça per a la Terra. (NASA Science)

DART va aconseguir modificar deliberadament l’òrbita d’un cos celeste per primera vegada a la història. El període orbital de Dimorphos al voltant de Didymos es va reduir inicialment en uns 32–33 minuts. A més, el material expulsat durant l’impacte va actuar com una mena de retropropulsió i va augmentar considerablement l’efecte de la col·lisió. (NASA)

Per tant, l’impactador cinètic ha passat de ser una proposta teòrica a constituir una tècnica de desviació demostrada experimentalment. La seva eficàcia, però, dependrà de les característiques de l’asteroide i del temps d’avís disponible. (NASA Science)

Tractor gravitatori

El tractor gravitatori és una tècnica molt més lenta i precisa. Una nau espacial de massa considerable se situaria molt a prop de l’asteroide sense arribar a tocar-lo. L’atracció gravitatòria mútua entre la nau i l’asteroide exerciria una força minúscula però continuada sobre aquest últim.

La nau mantindria la seva posició mitjançant propulsors i, al llarg de mesos, anys o fins i tot dècades, aniria modificant molt lentament la velocitat i la trajectòria de l’asteroide. (NASA Technical Reports Server)

El principal avantatge és que permetria una desviació molt controlada i sense fragmentar l’objecte. El principal inconvenient és que la força gravitatòria és extremadament petita, de manera que requereix molt temps i resulta menys adequada per a objectes molt grans o amenaces detectades amb poca antelació.

La viabilidad de la tècnica depèn de la massa de la nau, de la mida i massa de l’asteroide i, especialment, del temps disponible.

Dispositius nuclears

En situacions extremes —per exemple, davant d’un objecte molt gran o quan el temps d’avís fos insuficient per utilitzar altres tècniques— s’ha estudiat l’ús d’un dispositiu nuclear.

Tanmateix, l’objectiu preferent no seria necessàriament fer explotar i destruir l’asteroide. Una possibilitat és detonar el dispositiu a certa distància de la superfície. La radiació vaporitzaria una capa superficial del material de l’asteroide i l’expulsió d’aquest material produiria una força de reacció capaç de modificar-ne la velocitat i la trajectòria.

Una altra possibilitat, especialment amb poc temps d’avís, seria intentar la disrupció de l’objecte. Aquesta opció és més arriscada, perquè fragmentar un asteroide sense modificar prou la trajectòria dels fragments podria fer que una part important del material continués dirigint-se cap a la Terra. Per això, fragmentar no equival necessàriament a eliminar l’amenaça.

Altres tècniques proposades

També s’han estudiat altres sistemes de desviació: ablació amb làsers o energia solar concentrada, feixos d’ions, propulsors instal·lats sobre l’asteroide, modificació de les propietats tèrmiques de la superfície per alterar l’efecte Yarkovsky, o sistemes que expulsarien material de la superfície per generar una empenta continuada.

Aquestes tècniques presenten diferents graus de maduresa tecnològica i, a diferència de l’impactador cinètic, encara no han estat demostrades a escala real com a sistemes de defensa planetària.

La millor defensa: detectar-los amb antelació

La variable més important de la defensa planetària és el temps. Si un asteroide potencialment perillós es descobreix amb dècades d’antelació, no cal modificar radicalment la seva trajectòria. Una variació molt petita de velocitat aplicada molts anys abans pot acabar produint una separació de milers de quilòmetres respecte de la trajectòria original.

Per aquest motiu, una part fonamental de la defensa planetària consisteix a detectar, catalogar i determinar amb precisió les òrbites dels objectes propers a la Terra (NEO) abans que constitueixin una amenaça immediata. La NASA indica actualment que no es coneix cap asteroide de més de 140 m amb una probabilitat significativa d’impactar contra la Terra durant els pròxims 100 anys. (NASA Science)

Ja hem demostrat que és possible. DART va proporcionar el 2022 la primera prova experimental a escala real que la humanitat pot modificar deliberadament el moviment d’un asteroide mitjançant un impactador cinètic. (NASA)

Bibliografia

• Cheng, A. F., Agrusa, H. F., Barbee, B. W., et al. (2023). Momentum transfer from the DART mission kinetic impact on asteroid Dimorphos. Nature, 616. L’estudi mostra que els ejectes produïts per l’impacte van incrementar considerablement la transferència de quantitat de moviment. (Nature)
• Daly, R. T., Ernst, C. M., Barnouin, O. S., et al. (2023). Successful kinetic impact into an asteroid for planetary defence. Nature, 616. El treball descriu l’impacte de DART sobre Dimorphos i confirma experimentalment la viabilitat de l’impactador cinètic com a tècnica de defensa planetària. (Nature)
• Earth Impact Database (EID) — base de dades de referència d’estructures d’impacte terrestres confirmades.
• French, B. M. & Koeberl, C. (2010). The convincing identification of terrestrial meteorite impact structures: What works, what doesn’t, and why. Earth-Science Reviews, 98(1–2), 123–170. DOI: 10.1016/j.earscirev.2009.10.009.
• French, B. M. (1998). Traces of Catastrophe: A Handbook of Shock-Metamorphic Effects in Terrestrial Meteorite Impact Structures. LPI Contribution 954. Lunar and Planetary Institute, Houston.
• Hildebrand, A. R., Penfield, G. T., Kring, D. A., Pilkington, M., Camargo Z., A., Jacobsen, S. B. & Boynton, W. V. (1991). Chicxulub crater: A possible Cretaceous/Tertiary boundary impact crater on the Yucatán Peninsula, Mexico. Geology, 19, 867–871.
• Holliday, V. T., Daulton, T. L., Bartlein, P. J., Boslough, M. B., Breslawski, R. P., Fisher, A. E., et al. (2023). Comprehensive refutation of the Younger Dryas Impact Hypothesis (YDIH). Earth-Science Reviews, 247, 104502. DOI: 10.1016/j.earscirev.2023.104502.
• Lunar and Planetary Institute (LPI) — recursos sobre cràters d’impacte, morfologia, processos d’impacte i metamorfisme de xoc.
• Martin, B., Sweatman, M. J., James, L., Powell, A., West, A., et al. (2024). Rebuttal of Holliday et al.’s comprehensive Gish gallop of the Younger Dryas impact hypothesis. Airbursts and Cratering Impacts, 2(1).
• Minor Planet Center (MPC) — centre de la Unió Astronòmica Internacional per a la recopilació i distribució d’observacions i dades orbitals de petits cossos del Sistema Solar.
• Nanova (s.d.) ‘Del Big Bang a lo especulativo: 33 formas de explicar el origen del universo’. Disponible a: https://nanova.org/teorias-del-origen-del-universo/
• NASA – Center for Near-Earth Object Studies (CNEOS) — seguiment i càlcul orbital dels objectes propers a la Terra (NEO).
• NASA/JPL – Scout — sistema automatitzat per avaluar ràpidament possibles trajectòries d’impacte dels NEO descoberts recentment.
• Rampino, M. R., Caldeira, K. & Zhu, Y. (2021). A pulse of the Earth: A 27.5-Myr underlying cycle in coordinated geological events over the last 260 Myr. Geoscience Frontiers, 12(6), 101245.
• Rappenglück, B., Hiltl, M., Pölsekel, J., Rappenglück, M. A. & Ernstson, K. (2023). People experienced the prehistoric Chiemgau meteorite impact – Geoarchaeological evidence from southeastern Germany: A review. Mediterranean Archaeology and Archaeometry, 23(1), 1–29.
• Schulte, P., Alegret, L., Arenillas, I., Arz, J. A., Barton, P. J., Bown, P. R., et al. (2010). The Chicxulub asteroid impact and mass extinction at the Cretaceous–Paleogene boundary. Science, 327, 1214–1218. DOI: 10.1126/science.1177265.
• Silvia, P. J., Bunch, T. E., LeCompte, M. A., et al. (2021). A Tunguska sized airburst destroyed Tall el-Hammam, a Middle Bronze Age city in the Jordan Valley near the Dead Sea. Scientific Reports, 11, 18632.
• Silvia, P. J., Collins, G. S., LeCompte, M. A., et al. (2024). Modeling how a powerful airburst destroyed Tall el-Hammam, a Middle Bronze Age city near the Dead Sea. Airbursts and Cratering Impacts, 2(1). DOI: 10.14293/ACI.2024.0005.
• Spanish Meteor Network / Xarxa d’Investigació sobre Bòlids i Meteorits (SPMN) — xarxa dedicada a l’estudi de meteors, bòlids, meteorits i matèria interplanetària.
• The Spaceguard Foundation — organització dedicada a promoure l’estudi, la detecció i el seguiment dels objectes propers a la Terra.
• Thomas, C. A., Naidu, S. P., Scheirich, P., et al. (2023). Orbital period change of Dimorphos due to the DART kinetic impact. Nature, 616, 448–451. DOI: 10.1038/s41586-023-05805-2. El treball documenta una reducció inicial del període orbital de Dimorphos de 33,0 ± 1,0 minuts, demostrant l’eficàcia de l’impactador cinètic. (Nature)

 

Jordi Coll Vera - 2026