Dopo la descrizione della situazione sul terreno e qualche collegamento storico, soffermiamoci brevemente sulla dinamica della craterizzazione che ha rivestito un ruolo non marginale nell'evoluzione sia del suolo che dell'atmosfera terrestri e, forse, della vita sulla Terra.


   Introduzione storica

   Lo studio dei crateri come fenomeno geologico è relativamente recente anche se gli scienziati dei secoli passati, tra i quali Galilei, erano affascinati da quelli presenti sulla Luna. Infatti, i crateri lunari erano gli unici visibili a causa della debolezza degli strumenti non adatti ad osservare quelli presenti sugli altri corpi del Sistema Solare, mentre quelli terrestri erano completamente sconosciuti.

   In un primo tempo i crateri lunari erano stati giudicati delle "corruzioni" dell'atmosfera terrestre che si trovava nel mondo sublunare aristotelico, ossia dove regnava l'imperfezione.

   Nell'epoca delle giustificazioni scientifiche, oltre alle carenze strumentali, l'ipotesi dell'origine vulcanica, ossia endogena, dei crateri ne ha sensibilmente attenuato l'interesse visto anche che eminenti scienziati, tra i quali Hooke ed Herschel, propendevano verso questa ipotesi. Lo stesso Hooke nel 1665 propose che i crateri lunari fossero dovuti all'esplosione di vapori o gas provenienti dal sottosuolo e raccoltisi presso la superficie in gigantesche bolle.

   Fino alla prima metà degli anni Sessanta del XX secolo gli scienziati non avevano a disposizione molti dati per poter considerare percorribile l'ipotesi di una azione così massiccia e generalizzata del fenomeno impattivo nell'evoluzione dei corpi del Sistema Solare. Gli stessi crateri lunari, considerato il loro elevatissimo numero e le ciclopiche dimensioni di alcuni di essi, non venivano interpretati come segni di eventi impattivi che avevano interessato il nostro satellite, ma si avanzavano spiegazioni meno traumatiche e più vicine alle manifestazioni geologiche tipiche della Terra, ricorrendo ai fenomeni vulcanici e alla ricaduta sulla superficie lunare dei massi che tali eruzioni avevano violentemente scagliato in aria.

   Accanto ai sostenitori dell'ipotesi endogena vi era anche chi sosteneva che si potesse ricondurre la morfologia superficiale del nostro satellite all'azione dirompente di proiettili cosmici provenienti dallo spazio interplanetario.

   Per molti anni le due differenti visioni si sono contese il campo, finché non è stata da tutti compresa e accettata l'innegabile presenza e la fondamentale importanza del ruolo degli impatti in tutta la storia del Sistema Solare. Gran parte del merito va senza dubbio attribuita alle missioni spaziali che hanno evidenziato che tutte le superfici dei pianeti e dei satelliti sono craterizzate. Purtroppo, lo studio dei crateri provocati dalle bombe durante le due Guerre Mondiali offrirono validi esempi per l'ipotesi esogena.

   Negli ultimi anni gli strumenti a disposizione sulle sonde interplanetarie si sono perfezionati e potenziati per cui si ha a disposizione una topografia dettagliata di tutti i pianeti non gassosi (tranne, ad oggi, per Plutone, per la faccia in ombra di Mercurio e per qualche satellite). Ciò ha permesso di avere un campione significativo di crateri per studi statistici. Anche per la Terra il numero di tracce di antichi crateri, tra i quali quello al quale è attribuita la scomparsa dei dinosauri, è aumentato dai 5 del 1930 a più di 400 di fine XX secolo (vedi la lista di alcuni crateri terrestri identificati in Appendice).


   Formazione dei crateri

   L'impatto tra meteorite e superficie planetaria è un fenomeno che libera una grandissima quantità di energia in brevissimo tempo. Per uno studio più sistematico del fenomeno della craterizzazione è possibile dividere tale fenomeno in tre fasi:

   Compressione (fig. 11): i due oggetti entrano in contatto e l'enorme pressione innalza la temperatura a valori che fondono il materiale sia del bersaglio che del proiettile. Tale materiale inizia ad uscire lateralmente dalla zona d'impatto come un getto a velocità dell'ordine di chilometri al secondo ricadendo nella zona circostante.

   Scavo (fig. 12): il proiettile viene completamente inglobato dal bersaglio ed inizia l'espansione laterale del terreno che viene altamente compresso. In questa fase si evidenziano i rialzamenti ai bordi del cratere (freccia rossa in fig. 12). La struttura interna dei bordi preserva il ribaltamento degli strati geologi causati dall'espansione provocata dalla fase precedente della compressione.

   Le due precedenti fasi si evolvono in tempi dell'ordine di secondi, mentre la terza può durare fino alla scomparsa del cratere, ossia milioni di anni.

   Modificazione (fig. 13): allorquando la pressione e la temperatura sono ritornati ai valori di preimpatto i materiali deformati franano verso il centro del cratere. Nei crateri di maggiori dimensioni (oltre i 150 km di diametro) si riscontrano assestamenti causati dalla variazione di carico (bradisismi) sugli strati più profondi. A più lungo termine, ossia migliaia o milioni di anni dopo l'impatto, gli agenti eolici, idrici e/o terremoti possono deformare ulteriormente la struttura del cratere fino a quasi farne sparire le tracce o riempirne lo scavo.


   Forma dei crateri

   All'inizio della terza fase il cratere ha la sua forma definitiva. Esiste, anche in questo caso, una classificazione convenzionale della forma dei crateri basata principalmente sul loro diametro.

Semplici (fig. 14): i crateri semplici sono quelli a forma di scodella (etimologicamente la parola cratere deriva da una parola greca che significa proprio scodella) con bordo circolare ben definito leggermente rialzato rispetto al terreno circostante. Diametro massimo 20 km. L'esempio classico di un cratere semplice terrestre, il primo scoperto ed identificato come tale nel 1920, è il Meteor Crater (chiamato anche Barringer) in Arizona (USA) con un diametro di 1.2 km formatosi circa 50000 anni fa.

Complessi (fig. 15): dal punto di vista delle dimensioni, questa tipologia raggruppa crateri con diametri tra i 20 ed i 200 km. Due sono le peculiarità di questi crateri. La prima è la presenza di uno o più picchi centrali; la seconda è la formazione di uno o più anelli montuosi concentrici con ripide pareti la cui pendenza dipende dall'intensità del campo gravitazionale.

Bacini multianellari (fig. 16): in questa tipologia sono comprese le depressioni, termine forse più adatto di quello di cratere, con diametri fino a 2500 km. Anche in questo caso sono presenti vari anelli montuosi concentrici.


   Il ruolo degli impatti nel Sistema Solare

   Il fenomeno degli impatti è un caposaldo per le teorie che basano la nascita del Sistema Solare da una nuvola primordiale con un successivo meccanismo aggregativo.

   Mercurio è stato studiato poco dal punto di vista degli impatti, vista anche la sua parziale copertura cartografica.

   Per quanto riguarda Venere, molta importanza è data dalla sua densa atmosfera e dall'alta temperatura superficiale. I primi crateri furono osservati con misure radar nel 1972 e magnificamente cartografati dalla sonda Magellano dal 1989 al 1994.

   La Terra è un caso molto particolare sia per la sua attività geologica che atmosferica. Molti crateri sono scomparsi per l'erosione sia eolica che idrica, per terremoti o riempimenti.

   I crateri di Marte furono fotografati per la prima volta nel 1965 dalla sonda Mariner 4, mentre la sonda Mariner 9 nel 1971 confermò la craterizzazione anche sui due satelliti marziani, Phobos e Deimos.

   Ulteriori crateri sono stati identificati nelle recenti missioni che hanno permesso le riprese fotografiche della superficie di alcuni asteroidi. Crateri sono stati fotografati anche sul sistema satellitare di Giove dalle sonde Voyager negli anni Ottanta e di nuovo recentemente dalla Galileo. Lo stesso dicasi per il sistema di Saturno.


Per saperne di più

Sunto dalla rivista Meteoritics & Planetary Science

Gruppo Astrofili Frentani

Sito del comune di Secinaro

Università di Chieti

Notizie sulla morfologia dei crateri


Appendice: Lista di alcuni crateri terrestri identificati