Impacto de asteroide
Elige tamaño, material, velocidad y ángulo, y siente la energía en julios y megatones de TNT.
Elige un tamaño, un material, una velocidad y un ángulo. Primero actúa la atmósfera: los cuerpos pequeños y frágiles estallan en el cielo, y los grandes o resistentes la atraviesan. Después, la energía se convierte en una bola de fuego, una onda expansiva y un cráter. Cada cifra sale de las ecuaciones publicadas del Earth Impact Effects Program.
Números pequeños: densidad en kg/m³.
11 km/s es lo mínimo posible (la velocidad de escape de la Tierra); 72 km/s, un cometa retrógrado que llega de frente.
Se mide desde el horizonte: 90° es en vertical. 45° es el ángulo más probable.
Anillos de daño a escala real
Toca o arrastra sobre el mapa (o usa el control deslizante) para ver los efectos a cualquier distancia.
- Cráter 2,4 km
- Bola de fuego 3,5 km
- La ropa arde 28 km
- Quemaduras de tercer grado 42 km
- Quemaduras de segundo grado 54 km
- 20 psi · edificios de hormigón destruidos 24 km
- 5 psi · se derrumban casi todas las casas 48 km
- 1 psi · estallan las ventanas 130 km
A 53 km de la zona cero
- El calor provoca quemaduras de segundo grado
- La onda expansiva hace estallar las ventanas
- Sobrepresión máxima
- 28 kPa
- Viento máximo
- 60 m/s
- Calor (radiación térmica)
- 860 kJ/m²
- Capa de eyecta
- 1,6 cm
Corte del cráter (escala real 1:1)
En un cráter complejo el fondo rebota: suelo plano, paredes en terrazas y un pico central (forma esquemática; diámetro y profundidad según el modelo). A escala real, los grandes cráteres son asombrosamente poco profundos.
Tamaño a escala
Efectos según la distancia
| Distancia | Sobrepresión máxima | Viento máximo | Calor (radiación térmica) | Capa de eyecta | Qué ocurre |
|---|---|---|---|---|---|
| 5 km | 4,1 MPa | 1600 m/s | 110 MJ/m² | 19 m | El calor prende fuego a la ropa La onda expansiva destruye edificios de hormigón armado |
| 10 km | 870 kPa | 700 m/s | 26 MJ/m² | 2,4 m | El calor prende fuego a la ropa La onda expansiva destruye edificios de hormigón armado |
| 20 km | 190 kPa | 280 m/s | 6,5 MJ/m² | 30 cm | El calor prende fuego a la ropa La onda expansiva destruye edificios de hormigón armado |
| 50 km | 32 kPa | 66 m/s | 980 kJ/m² | 1,9 cm | El calor provoca quemaduras de segundo grado La onda expansiva hace estallar las ventanas |
| 100 km | 10 kPa | 22 m/s | 190 kJ/m² | 2,4 mm | La onda expansiva hace estallar las ventanas |
Onda expansiva: ajuste de Collins et al. (2005) a datos de ensayos de 1 kt (Glasstone & Dolan 1977), escalado con la raíz cúbica de la energía. Calor: el 0,3 % de la energía se convierte en radiación; los umbrales de quemadura e ignición crecen como E^(1/6). Eyecta: espesor de la capa que cae a esa distancia.
Cómo funciona el modelo
La energía cinética del asteroide es E = (π/12) ρ L³ v², donde ρ es la densidad, L el diámetro y v la velocidad. Un megatón de TNT equivale a 4,184 × 10¹⁵ julios.
Durante el descenso, el aire empuja la cara frontal del cuerpo con una presión de aproximadamente ρ_air v². Cuando esa presión supera la resistencia del cuerpo, este se fragmenta; la nube de fragmentos se aplana como una tortita y, si se ensancha hasta siete veces su anchura inicial antes de llegar al suelo, toda la energía se libera de golpe en una explosión aérea. Así estallaron Cheliábinsk y Tunguska sin dejar cráteres.
Si llega al suelo, el escalado π da el cráter transitorio excavado en los primeros segundos. Sus paredes se desploman hasta formar un cuenco final un 25 % más ancho (un cráter simple) o, por encima de unos 3,2 km, se hunden en un cráter complejo, ancho y poco profundo, con un pico central.
Por encima de unos 15 km/s, el impacto vaporiza la roca y forma una bola de fuego cuyo calor quema a distancia. Le sigue la onda expansiva, y el suelo tiembla con una magnitud M = 0.67 log₁₀E − 5.87 (E en julios).
Las ecuaciones utilizadas
-
E = (π/12) ρᵢ L³ v²Collins et al. 2005, eq. 1 -
Yᵢ = 10^(2.107 + 0.0624 √ρᵢ)Collins et al. 2005, § entry -
z_b = z* − 2H ln[1 + (l/2H) √(f_p² − 1)], f_p = 7Collins et al. 2005, eq. 18 -
D_tc = 1.161 (ρᵢ/ρ_t)^⅓ L^0.78 vᵢ^0.44 g^−0.22 sin^⅓θCollins et al. 2005, eq. 21 -
D_fr = 1.25 D_tc | D_fr = 1.17 D_tc^1.13 / D_c^0.13Collins et al. 2005, eq. 22, 27 -
R_f = 0.002 E^⅓, φ = f η E / (2π r²), η = 3×10⁻³Collins et al. 2005, § thermal -
p = (p_x r_x / 4r₁)(1 + 3 (r_x/r₁)^1.3), r₁ = r / E_kt^⅓Collins et al. 2005, § air blast -
M = 0.67 log₁₀E − 5.87Collins et al. 2005, § seismic -
t_e = D_tc⁴ / (112 r³)Collins et al. 2005, § ejecta
Impactos reales: modelo frente a lo observado
Cada impacto real introduce en el modelo la mejor estimación de tamaño, material, velocidad y ángulo del evento. La columna «Observado» recoge lo que realmente se observó o se reconstruyó: compáralas para ver hasta dónde llega un modelo sencillo.
| Evento | Datos de entrada | Modelo | Observado | Fuente |
|---|---|---|---|---|
| Cheliábinsk (2013) | 19 m · Roca densa · 19 km/s · 18° | 465 kt de TNT explosión aérea a 33 km | 440–500 kt de TNT explosión aérea a ≈ 30 km | Brown et al. 2013, Nature 503, 238; Popova et al. 2013, Science 342, 1069 |
| Tunguska (1908) | 60 m · Roca densa · 16 km/s · 35° | 10,4 Mt de TNT explosión aérea a 7,8 km | 3–15 Mt de TNT explosión aérea a 5–10 km | Boslough & Crawford 2008, Int. J. Impact Eng. 35, 1441 |
| Cráter del Meteorito ≈ 50 ka | 40 m · Hierro · 18 km/s · 45° | 10,4 Mt de TNT cráter de 1,2 km | cráter de ≈ 1,2 km | Melosh & Collins 2005, Nature 434, 157 |
| Chicxulub 66 Ma | 12 km · Roca densa · 20 km/s · 60° | 1,3×10⁸ Mt de TNT cráter de 150 km | cráter de ≈ 180 km | Hildebrand et al. 1991, Geology 19, 867; Collins et al. 2020, Nat. Commun. 11, 1480 |
¿Hasta qué punto son fiables estas cifras?
- El tamaño, la densidad, la velocidad y el ángulo de un impactor real rara vez se conocen con un margen menor de varias decenas por ciento, y la energía crece con el cubo del tamaño y el cuadrado de la velocidad.
- Las fórmulas del cráter, la onda expansiva y el calor son ajustes a experimentos, datos de ensayos nucleares y simulaciones: aciertan dentro de un factor de unas pocas veces, no hasta el último dígito. Para Chicxulub, por ejemplo, nuestro modelo da un cráter de unos 150 km frente a los aproximadamente 180 km observados.
- El modelo de fragmentación «en tortita» es deliberadamente sencillo; los modelos de fragmentación más recientes dan alturas de explosión algo distintas. No se modelan ni el calor de las explosiones aéreas ni los tsunamis. Umbrales de daño como «5 psi derrumban casi todas las casas» proceden de ensayos con armas nucleares y dependen de cómo estén construidos los edificios.
- Los cuerpos muy pequeños o lentos se frenan hasta unos pocos km/s o menos y abren pequeños hoyos; la ecuación del cráter (régimen gravitatorio) los sobrestima.
Preguntas
¿Cuánta energía liberó el asteroide que acabó con los dinosaurios?
Aproximadamente 10²³–10²⁴ julios: del orden de 100 millones de megatones de TNT, miles de millones de bombas de Hiroshima. Un cuerpo de unos 10–15 km de diámetro chocó contra Chicxulub (México) hace 66 millones de años a unos 20 km/s y dejó un cráter de unos 180 km de ancho.
¿Por qué Cheliábinsk y Tunguska no dejaron cráter?
Ambos eran cuerpos rocosos de decenas de metros. La presión del aire los despedazó a gran altura (a unos 30 km en Cheliábinsk y a unos 5–10 km en Tunguska), de modo que su energía se liberó en una explosión aérea. La de Tunguska derribó unos 2000 km² de bosque siberiano.
¿Con qué frecuencia ocurren impactos así?
Según Collins et al. (2005), el intervalo medio es de unos 109 × E^0.78 años, con E en megatones: aproximadamente cada 60 años para una explosión aérea como la de Cheliábinsk (0,5 Mt), cada 600–700 años para una de 10 Mt y del orden de una vez cada 100 millones de años para un impacto como el de Chicxulub.
¿Qué significa «5 psi»?
La sobrepresión es cuánto eleva la onda expansiva la presión del aire por encima de la normal (101 kPa ≈ 14,7 psi). 1 psi (6,9 kPa) hace estallar las ventanas, 5 psi (34 kPa) derrumban casi todas las casas y 20 psi (138 kPa) destruyen los edificios de hormigón armado. Estos umbrales proceden de estudios de daños en ensayos nucleares (Glasstone & Dolan 1977).
Fuentes
- Collins, G. S., Melosh, H. J. & Marcus, R. A. (2005). Earth Impact Effects Program. Meteoritics & Planetary Science 40, 817–840.
- Earth Impact Effects Program (Imperial College London / Purdue University)
- Glasstone, S. & Dolan, P. J. (1977). The Effects of Nuclear Weapons, 3rd ed. U.S. DoD/DoE.
- Rumpf, C. M., Lewis, H. G. & Atkinson, P. M. (2017). Population vulnerability models for asteroid impact risk assessment. Meteoritics & Planetary Science 52, 1082–1102.
- Brown, P. G. et al. (2013). A 500-kiloton airburst over Chelyabinsk… Nature 503, 238–241.
- Popova, O. P. et al. (2013). Chelyabinsk airburst, damage assessment, meteorite recovery, and characterization. Science 342, 1069–1073.
- Boslough, M. B. E. & Crawford, D. A. (2008). Low-altitude airbursts and the impact threat. Int. J. Impact Engineering 35, 1441–1448.
- Melosh, H. J. & Collins, G. S. (2005). Meteor Crater formed by low-velocity impact. Nature 434, 157.
- Hildebrand, A. R. et al. (1991). Chicxulub Crater… Geology 19, 867–871.
- Collins, G. S. et al. (2020). A steeply-inclined trajectory for the Chicxulub impact. Nature Communications 11, 1480.
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