Yacimientos de alto impacto

Roger Barton
True Oil LLC
Casper, Wyoming, EUA
Ken Bird
Servicio Geológico de EUA
Menlo Park, California, EUA
Yacimientos de alto impacto
Para sorpresa de muchos de los que formamos parte de la industria de E&P, el
impacto de una masa extraterrestre puede generar condiciones que conducen a la
Jesús García Hernández
PEMEX
Villahermosa, Tabasco, México
formación de yacimientos de petróleo. Por otro lado, estos eventos que disgregan
José M. Grajales-Nishimura
Gustavo Murillo-Muñetón
Instituto Mexicano del Petróleo
Ciudad de México, México
Los procesos y eventos geológicos conforman la
Tierra y determinan la localización y la calidad
de los yacimientos de petróleo. Muchos procesos
geológicos, como la erosión, la orogénesis, la
depositación de sedimentos, la separación de los
continentes y la expansión de los océanos, se producen a lo largo de decenas de millones de años.
Estos procesos graduales a menudo son marcados
por eventos definidos—terremotos, deslizamientos de terrenos y erupciones volcánicas—que son
instantáneos en una escala de tiempo geológico.
Otro tipo de evento repentino que rara vez se
menciona en los debates relacionados con la geología del petróleo, es el impacto de los asteroides.
Aunque relativamente rara, una colisión entre la
Tierra y un objeto extraterrestre grande altera de
manera asombrosa las propiedades de las rocas
de la superficie y del subsuelo y puede producir
efectos persistentes en grandes extensiones.
A través de la mejor comprensión de las consecuencias del choque de un asteroide, los explora-
Christian Koeberl
Universidad de Viena
Viena, Austria
Martin Neumaier
Oliver Schenk
Aachen, Alemania
Jack Stark
Continental Resources, Inc.
Enid, Oklahoma, EUA
Traducción del artículo publicado en Oilfield Review,
Winter 2009/2010: 21, no. 4. Copyright © 2010 Schlumberger.
Por su colaboración en la preparación de este artículo,
se agradece a Judson Ahern, Universidad de Oklahoma,
Norman; John Dribus, Nueva Orleáns; Gretchen Gillis,
Sugar Land, Texas, EUA; Alan Hildebrand, Universidad de
Calgary, Alberta, Canadá; Kenneth J. Kerrihard, Continental
Resources, Enid, Oklahoma; Jorge López de Cárdenas
y Jesús Mendoza Ruiz, Ciudad de México; Jodie Lowry,
Oklahoma City, Oklahoma; Josephine Ndinyah, Cambridge,
Massachusetts, EUA; Ken Peters, Mill Valley, California; y
Matt Varhaug, Houston.
1. Lowman PD Jr: “Extraterrestrial Impact Craters,” en
Johnson KS y Campbell JA (eds): Ames Structure in
Northwest Oklahoma and Similar Features: Origin
and Petroleum Production (Simposio 1995). Norman,
Oklahoma, EUA: Oklahoma Geological Survey, Circular
100 (1997): 55–81.
Buthman DB: “Global Hydrocarbon Potential of Impact
Structures,” en Johnson KS y Campbell JA (eds): Ames
Structure in Northwest Oklahoma and Similar Features:
Origin and Petroleum Production (Simposio 1995).
2. “Hazards, Impacts in Our Future?” American Museum
of Natural History, Arthur Ross Hall of Meteorites,
http://www.amnh.org/exhibitions/permanent/meteorites/
impacts/hazards.php (Se consultó el 7 de septiembre
de 2009).
cionistas pueden explotar las cuencas aisladas y
las rocas fracturadas que quedan como secuelas.
Este artículo describe los procesos que acompañan el impacto y los roles que desempeñan en
la formación o la destrucción de las rocas madre
(rocas generadoras), yacimientos y trampas de
petróleo. Algunos casos de estudio de EUA proveen evidencias de la producción actual de petróleo y gas proveniente de estructuras de impacto
antiguas. Un ejemplo de México muestra cómo un
impacto masivo contribuyó a la formación de
algunos yacimientos prolíficos. En un caso de
Alaska, EUA, la inclusión de los efectos de los
impactos permitió incrementar la confiabilidad
del modelo de cuencas y sistemas petroleros.
Soporte del impacto
A lo largo de miles de millones de años, la Tierra
fue bombardeada por cometas, asteroides y
meteoroides. Los cometas están compuestos por
hielo, polvo y roca, y poseen diámetros de hasta
Cada
año
Frecuencia del impacto
Ben Herber
Paul Weimer
Universidad de Colorado
Boulder, Colorado, EUA
el subsuelo también pueden afectar las acumulaciones de hidrocarburos.
Una vez
por siglo
Cada
10,000
años
Cada
millones
de años
Cada 100
millones de
años
4
20
90
400
2,000
9,000
Tamaño del impactor, m
> Frecuencia del impacto. La frecuencia del impacto es inversamente
proporcional al tamaño del impactor. [Adaptado de Short N: “The Remote
Sensing Tutorial, Section 18: Basic Science II: Impact Cratering,”
http://rst.gsfc.nasa.gov/ (Se consultó el 10 de diciembre de 2009).]
14
Oilfield Review
20 km [12 millas]. En nuestro sistema solar, exhiben típicamente órbitas elípticas largas alrededor del Sol y raramente chocan con la Tierra u
otros planetas terrestres. Los asteroides pueden
ser más grandes, con diámetros de hasta 900 km
[560 millas], y están formados por material
rocoso. La mayoría de los asteroides orbita alrededor del Sol en el cinturón de asteroides que se
extiende entre Marte y Júpiter, pero algunos—
los llamados “asteroides que cruzan la Tierra”—
se encuentran más cerca de la misma.
Los meteoroides son trozos pequeños de
detritos interplanetarios; se trata comúnmente
de fragmentos de asteroides. La mayoría de los
meteoroides que se vuelven visibles como meteoros, o “estrellas fugaces,” cuando atraviesan la
Volumen 21, no. 4
atmósfera terrestre son del tamaño del canto
rodado o más pequeños. Los restos de meteoroides y asteroides que son retardados por la atmósfera terrestre y llegan a la superficie se denominan
meteoritos. Los cuerpos más grandes, denominados bólidos, no se desaceleran tanto y se volatilizan con el impacto; sin embargo, a los fines de
este artículo, el término asteroide se referirá a
los cuerpos de todos los tamaños que chocan contra la Tierra. Las rocas superficiales que soportan
el impacto se denominan rocas objetivo.
Los cráteres formados por el impacto de los
asteroides son las formas de relieve más comunes
del sistema solar.1 No obstante, comparativamente, los cráteres de impacto son poco comunes
en la Tierra donde la atmósfera produce la desin-
tegración de la mayoría de los cuerpos en caída
libre. Algunos de esos cuerpos, conocidos como
bolas de fuego, explotan muy cerca de la superficie y otros experimentan colisiones tangenciales
o colisiones plenas. La frecuencia del impacto es
inversamente proporcional al tamaño del asteroide; mientras que por año pueden depositarse
varios meteoritos del tamaño del canto rodado; y
los asteroides que producen cráteres de 20 a 50 km
[12 a 31 millas] de ancho tienen lugar aproximadamente cada un millón de años; los asteroides
suficientemente grandes como para producir
catástrofes generalizadas intersectan la órbita
terrestre sólo cada 100 millones de años o más
(página anterior).2
15
Cuando se forman por eventos de impacto, los
cráteres desaparecen relativamente rápido con
la reelaboración de la corteza terrestre; sepultados por debajo de los sedimentos, hundidos en las
zonas de subducción, plegados para formar serranías, o erosionados. Erosionados, sepultados o modificados de otro modo, los cráteres de impacto se
denominan estructuras de impacto.
Un asteroide puede dar contra la Tierra con
una velocidad de entre 10 y 70 km/s [hasta
250,000 km/h, o 160,000 millas/h], liberando grandes cantidades de energía cinética.3 El proceso de
formación de cráteres es rápido y puede dividirse
en tres etapas: contacto y compresión, excavación,
y modificación del cráter posterior al impacto. Las
alteraciones estructurales y los cambios de fases
que se producen en las rocas objetivo tienen lugar
durante la etapa inicial y la morfología del cráter
se determina en las etapas posteriores.
En el momento del contacto, el proyectil desplaza el material objetivo fuera de su trayectoria,
comprimiéndolo y acelerándolo. El objetivo resiste
la penetración y desacelera el proyectil. Después
del contacto, el proyectil se detiene de manera
casi inmediata, recorriendo una distancia que
equivale aproximadamente a una o dos veces su
diámetro dentro de la roca objetivo. La energía
cinética se convierte en calor y ondas de choque
que penetran tanto el cuerpo que impacta como
la roca objetivo. Un asteroide grande puede generar presiones de choque superiores a 100 GPa
[14.5 millones de lpc] y temperaturas de más de
3,000ºC [5,400ºF] en el volumen de impacto, produciendo fracturamiento, metamorfismo de cho-
Inclusiones vítreas
vítreas de
de roca
roca
Inclusiones
fundida de
de impacto
impacto
fundida
> Rocas formadas por impacto. La suevita (extremo superior) es una brecha
de impacto que contiene vidrio. Esta muestra de roca de la estructura de
impacto Bosumtwi, en Ghana, muestra una diversidad de clastos de roca
irregulares, además de inclusiones de vidrio espumoso en una matriz
clástica de grano fino. Una vista de cerca de un núcleo de perforación
(extremo inferior) de la suevita ubicada en la parte externa del borde norte
del cráter Bosumtwi también muestra inclusiones de vidrio. La dimensión
ancha de la muestra superior es de 25 cm [9.8 pulgadas] y el diámetro del
núcleo de la figura inferior es de 5 cm [2 pulgadas]. (Fotografías, cortesía
de Christian Koeberl.)
16
que, cambios de fases en los minerales, fusión y
evaporación.4 La duración de la etapa de contacto y compresión depende del tamaño, la composición y la velocidad del proyectil; en todos los
impactos, salvo en los más grandes, esta etapa
dura sólo algunos segundos.
Durante la etapa de excavación, que dura
entre algunos segundos y algunos minutos, una
onda de choque hemisférica se propaga hacia el
interior del objetivo, generando alta presión en el
material. La onda de choque en expansión produce cambios irreversibles en el volumen impactado. Después que la onda de choque pasa, la alta
presión es liberada por una onda de rarefacción o
liberación de presión. Esta onda de presión conduce a la formación de un flujo de masa que abre
el cráter. El material excavado por el impacto es
expulsado del cráter, pudiendo ser arrojado a grandes distancias. Cuanto más grande es la masa que
impacta, más probabilidades tiene de vaporizarse
completamente y ser expulsada. Los detritos sólidos, líquidos y vaporizados son empujados en sentido ascendente, a lo largo de trayectos que forman
una “cortina de eyectos” coniformes. El material
expulsado sigue trayectorias balísticas ascendentes y luego descendentes en dirección hacia la
Tierra. Algunos detritos pueden desplazarse más
allá de la atmósfera para luego reingresar en ésta
a miles de kilómetros de distancia.
El tamaño de los eyectos oscila entre vapor y
polvo, y bloques gigantes. La roca fundida y el material vaporizado que se condensa durante el vuelo
pueden formar partículas redondas, del tamaño de
la arena, denominadas esférulas. Dichas esférulas,
a menudo vítreas, pueden depositarse a miles de
kilómetros de distancia del sitio de impacto y formar capas peculiares en el registro sedimentario.5
En el impacto de Chicxulub, acaecido en México
hace 65 millones de años, la distribución de los
eyectos alcanzó proporciones globales y algunas
esférulas llegaron hasta Nueva Zelanda.6 Las capas
de esférulas a menudo sobreviven al cráter en sí y
pueden constituir la única evidencia de un impacto
antiguo, como sucede con algunos depósitos de
impacto de aproximadamente 3,500 millones de
años, existentes en América del Sur y Australia. El
espesor de la capa de esférulas habitualmente se
reduce con la distancia al sitio de impacto.
Más cerca del cráter y en su interior, el material expulsado es depositado como brechas seleccionadas en forma grosera; mezclas de fragmentos
angulares de roca objetivo y roca de basamento en
una matriz de grano fino de material pulverizado.
Las brechas clásticas que contienen tipos de
rocas mixtos, incluidos fragmentos con metamorfismos de choque, rocas de fundido por impacto o
vidrio, se denominan suevitas (izquierda).7 En las
Oilfield Review
brechas fundidas por impacto, la matriz que
cementa los fragmentos se cristaliza a partir de la
roca fundida. Las rocas afectadas por impactos se
denominan colectivamente impactitas.
El fenómeno de excavación produce un cráter
“transitorio” con forma de taza. Durante la etapa
de modificación posterior al impacto, el cráter
transitorio colapsa debido a la fuerza de gravedad.
La morfología del cráter resultante depende del
tipo de roca objetivo y del tamaño de la roca de
impacto.8 Las estructuras simples conservan su
forma de taza y el borde levantado. En la Tierra, las
estructuras de impacto simples suelen ser pequeñas con diámetros de hasta 2 km [1.2 millas] en las
rocas sedimentarias, y de hasta 4 km [2.4 millas]
en las rocas cristalinas. Un ejemplo de estructura
simple bien preservada en la roca sedimentaria
es el del cráter Barringer, ubicado en Arizona,
EUA (derecha). Por debajo del piso aparente del
cráter yace una capa de material objetivo brechiforme que suprayace a las rocas objetivo fracturadas pero autóctonas del piso verdadero del cráter.
El análisis de los minerales de choque, provenientes del piso del cráter, indica que las presiones
alcanzaron aproximadamente 25 GPa [3.6 millones de lpc]. Las paredes del cráter colapsado son
más cortas que las del cráter transitorio original.
Tales modificaciones posteriores al impacto dan
como resultado un diámetro final levemente
mayor que el de la cavidad transitoria.
3. Para acceder a las referencias generales sobre el
análisis siguiente, consulte: Melosh HJ: Impact
Cratering: A Geologic Process. Nueva York: Oxford
University Press, 1989.
Koeberl C: “Impact Cratering: The Mineralogical and
Geochemical Evidence,” en Johnson KS y Campbell JA
(eds): Ames Structure in Northwest Oklahoma and Similar
Features: Origin and Petroleum Production (Simposio
1995). Norman, Oklahoma: Oklahoma Geological Survey,
Circular 100 (1997): 30–54.
Koeberl C: “Mineralogical and Geochemical Aspects
of Impact Craters,” Mineralogical Magazine 66, no. 5
(Octubre de 2002): 745–768.
4. Koeberl (2002), referencia 3.
5. Simonson BM y Glass BP: “Spherule Layers—Records of
Ancient Impact,” Annual Review of Earth and Planetary
Sciences 32 (Mayo de 2004): 329–361.
6. Smit J: “The Global Stratigraphy of the
Cretaceous-Tertiary Boundary Impact Ejecta,”
Annual Review of Earth and Planetary Sciences
27 (Mayo de 1999): 75–113.
7. Koeberl (2002), referencia 3.
Koeberl C, Milkereit B, Overpeck JT, Scholz CA,
Amoako PYO, Boamah D, Danuor S, Karp T, Kueck J,
Hecky RD, King JW y Peck JA: “An International and
Multidisciplinary Drilling Project into a Young Complex
Impact Structure: The 2004 ICDP Bosumtwi Crater
Drilling Project—An Overview,” Meteoritics &
Planetary Science 42, no. 4/5 (2007): 483–511.
8. Grieve RAF: “Terrestrial Impact Structures: Basic
Characteristics and Economic Significance with
Emphasis on Hydrocarbon Production,” en Johnson
KS y Campbell JA (eds): Ames Structure in Northwest
Oklahoma and Similar Features: Origin and Petroleum
Production (Simposio 1995). Norman, Oklahoma:
Oklahoma Geological Survey, Circular 100 (1997): 3–16.
Volumen 21, no. 4
A
Proyectil
Onda de choque
Roca objetivo
B
Eyectos
Vapor
Cráter transitorio
Fundido
Rarefacción
Onda de choque
C
Brecha de caída
Trampa volcada
Plano original
Sedimentos
Brecha
mixta
Fractura
Dique con rocas de
fundido de impacto
Fundido
Roca objetivo
de choque
D
> Estructura de impacto simple. Durante el contacto y la compresión (A),
el asteroide choca contra la superficie de la Tierra y empuja el material
objetivo hacia abajo. En la fase de excavación (B), se forma el cráter
transitorio. Después del impacto, las paredes del cráter colapsan
levemente y el material de expulsión vuelve a caer dentro del cráter (C).
El cráter Barringer, en Arizona (D), es un ejemplo de un cráter de impacto
simple. Posee un diámetro de 1.2 km [0.7 milla] y se formó hace 50,000 años.
OilfieldLunar
Review
(Fotografía, cortesía del Instituto
y Planetario.)
Autumn 09
Impact Fig. 3
ORAUT09-Impact Fig. 3
17
A
Proyectil
Onda de choque
Roca objetivo
B
Eyectos
Vapor
Rarefacción
Cráter transitorio
Fundido
Onda de choque
C
Levantamiento
del piso del cráter
D
Colapso gravitacional
de las paredes del cráter
Eyectos
E
Diámetro final del cráter
Plano original
Levantamiento
estructural
F
Diámetro aparente del cráter
Plano original
> Estructura de impacto compleja. En la formación de estructuras de impacto
complejas, las primeras dos etapas—contacto y compresión (A) y excavación
(B)—son similares a las mismas etapas correspondientes a la formación de
cráteres simples. No obstante, la etapa de modificación es más complicada.
Oilfield Review
La parte media del cráter comienza a rebotar (C), creando una zona central
09 del cráter comienzan a colapsar (D).
levantada. Lejos del centro,Autumn
las paredes
Fig.mayor
4 que el del cráter transitorio (E).
El diámetro final del cráter Impact
es mucho
ORAUT09-Impact
Fig.puede
4 parecer aún más grande.
Después de la erosión del cráter
(F), el diámetro
18
Los cráteres con diámetros superiores a algunos kilómetros usualmente exhiben morfologías
complejas, caracterizadas por la presencia de una
zona central levantada. El levantamiento central
puede ser un pico, o en los cráteres más grandes,
un anillo. El alto central está compuesto por la roca
objetivo de choque que ha sido levantada estructuralmente por rebote (izquierda). La depresión
anular circundante contiene brechas y rocas de
fundido de impacto. La modificación posterior al
impacto es severa en los impactos grandes; el
colapso del borde externo forma un cráter final que
es mucho más ancho que la cavidad transitoria.
Hechos y cifras asociados con los impactos
El estudio de los cráteres comenzó en el año 1609
cuando Galileo Galilei observó y esbozó la existencia de rasgos circulares mientras enfocaba su
telescopio en la luna. La primera sugerencia de
un origen por impacto para los cráteres de la luna
fue planteada por Robert Hooke en el año 1665.
Pero el mismo Hooke descartó la idea porque en
ese momento se creía que el espacio interplanetario estaba vacío, y no podía imaginar de dónde
provendrían los proyectiles; recién en el año 1801
se descubrieron los asteroides. A lo largo de la
década de 1800, la mayoría de los observadores
sustentaron la idea de un origen volcánico para
los cráteres de la luna. En 1893, el geólogo G.K.
Gilbert estudió los cráteres lunares y llegó a la
conclusión de que sólo podían explicarse por el
fenómeno de impacto; sin embargo, no entendía
porqué casi todos los cráteres tenían forma circular si bien muchos de los impactos eran indudablemente oblicuos. Ahora se sabe que los cráteres
producidos por impactos de alta velocidad son
circulares, incluso cuando el impacto se produjo
con ángulos de incidencia bajos.9
En la Tierra, alguna vez se consideró que la
mayoría de los cráteres reconocidos actualmente
como relacionados con impactos eran de origen
volcánico. Los científicos ahora admiten que existe
una diversidad de mecanismos que pueden producir rasgos crateriformes terrestres, incluyendo
el vulcanismo, el colapso domal, la actividad tectónica, la disolución en el subsuelo y la glaciación.
La primera propuesta que vinculó el impacto de
un asteroide con la formación de un cráter terrestre
se formuló en el año 1906, cuando D.M. Barringer
afirmó que el cráter simple de Arizona, el cual
ahora lleva su nombre, fue producido por el impacto
de un meteorito grande a alta velocidad.10
  9.Melosh, referencia 3.
10.Melosh, referencia 3.
11.Koeberl (2002), referencia 3.
Oilfield Review
Volumen 21, no. 4
Grafito
Diamante
El circón se descompone
El cuarzo se funde
El esfeno se funde
1,000
0
Granulita
Eclogita
Anfibolita
Sanidinita
Esquisto verde
Cornubianitas Glaucófano
Zeolita
Esquisto
0.1
0.5
1
Coesita
Stishovita
2,000
Cuarzo
Coesita
3,000
Temperatura, °C
Se habían descubierto fragmentos de hierro
meteorítico—una aleación de níquel-hierro que
contenía metales raros en concentraciones diferentes a las presentes en cualquier roca terrestre—en el borde del cráter. Barringer estaba
convencido de que debajo del cráter se encontraba sepultado un gran meteorito, por lo que
formó una compañía minera para perforar pozos
en busca de la masa de hierro. Su afirmación era
cuestionable, en parte porque nunca pudo descubrir el meteorito que se había volatilizado en el
momento del contacto. En la década de 1950, sus
oponentes manifestaron que el cráter había sido
producido por un mecanismo de vulcanismo o
colapso. El descubrimiento de depósitos pulverizados y de fases minerales de presión ultra alta
ayudó a convencer a geólogos y astrónomos de
que el cráter Barringer y muchos otros eran cicatrices de impactos de asteroides.
Dado que en la mayoría de los casos el asteroide se destruye con el impacto, es difícil hallar
restos que demuestren un origen por impacto.
Los mecanismos de erosión y sepultamiento complican aún más la situación. Por lo tanto, los científicos han desarrollado criterios de diagnóstico
para identificar y confirmar las estructuras de
impacto presentes en la Tierra. En ausencia del
proyectil extraterrestre o de la evidencia geoquímica de éste, las características que se consideran
las más importantes para confirmar el impacto del
asteroide son: evidencias de metamorfismo de
choque, morfología de cráteres y anomalías geofísicas. De estas tres, sólo los efectos diagnósticos
del metamorfismo de choque proporcionan evidencias inequívocas de un origen por impacto.
La onda de choque del impacto produce la compresión de las rocas objetivo a presiones que superan ampliamente el límite elástico de Hugoniot
(HEL); el esfuerzo máximo que alcanza un material sin experimentar distorsión permanente.11 El
límite HEL para la mayor parte de los minerales y
las rocas oscila entre 5 y 10 GPa [725,000 y
1,450,000 lpc]. El único proceso natural sobre la
Tierra, respecto del cual se sabe que produce presiones de choque superiores a estos niveles, es el
impacto de los asteroides; las presiones estáticas
comprendidas en el metamorfismo profundo se
aproximan a los 5 GPa, y la actividad volcánica no
supera presiones de 1 GPa [145,000 lpc].
Con las presiones del impacto, pueden producirse dos tipos de metamorfismo de choque: cambios de fases y cambios estructurales (arriba, a la
derecha). En un cambio de fase, un mineral se
transforma de una fase a otra. Por ejemplo, el
cuarzo experimenta transiciones de fase del
estado sólido, formando coesita y luego stishovita
con presiones aún más altas. El polimorfo del
Evaporación
Fusión
Vidrio
diapléctico
Rasgos de
deformación
planar
Conos
astillados
5
10
50
100
Presión, GPa
> Presiones y temperaturas de los cambios producidos en los minerales por
la acción de los impactos. Las condiciones que producen metamorfismo
ordinario del subsuelo se encuentran sombreadas en azul. Los impactos
a alta velocidad, que habitualmente generan presiones de más de 5 GPa,
producen transformaciones de fases—tales como el cambio del polimorfo
del cuarzo, coesita, a stishovita—y metamorfismo de choque, el cual se
caracteriza por la presencia de rasgos de deformación planar, vidrio
diapléctico, fusión por choque y evaporación.
cuarzo stishovita nunca se ha hallado en la naturaleza, salvo en las estructuras de impacto. Otro
cambio de fase que puede tener lugar con las presiones de los impactos es la transición grafito-diamante. Los cambios de fases producidos a alta
presión implican habitualmente el empaque más
compacto de las moléculas constituyentes del
mineral, lo cual se traduce en una versión de alta
densidad de éste. Estos cambios pueden ser detectados mediante técnicas de microscopía óptica y
electrónica de barrido, difracción de rayos X y
mediciones de resonancia magnética nuclear.
Los cambios estructurales pueden producirse
a escala macroscópica y microscópica. Un indicador macroscópico del impacto es la presencia de
conos astillados. Estas estructuras que son conos
con ranuras delgadas y regulares que irradian
desde el ápice, se desarrollan mejor en ciertas litologías que en otras. Se forman con presiones que
oscilan entre 2 y 30 GPa [290,000 y 4,400,000 lpc] y
su tamaño varía entre algunos milímetros y algunos metros (abajo).
Las estructuras a escala microscópica habitualmente se desarrollan con presiones más altas.
Oilfield Review
Autumn 09
Impact Fig. 5
ORAUT09-Impact Fig. 5
4 cm
> Cono astillado en caliza. Este cono astillado se obtuvo en el cráter
Steinheim, situado en Alemania. El cráter se formó hace aproximadamente
15 millones de años y aún se observa en la superficie terrestre. (Fotografía,
cortesía de Christian Koeberl.)
19
300 µm
50 µm
50 µm
> Deformación de granos. Con las presiones del impacto, algunos granos
de minerales desarrollan rasgos de deformación planar (PDF) que corresponden a laminillas paralelas estrechamente espaciadas que penetran
todo el grano. Una asociación de granos de cuarzo metamorfoseado de la
estructura de impacto de Woodleigh, situada en Australia (extremo superior),
exhibe orientaciones múltiples de rasgos PDF (tomado de Reimold et al,
referencia 12). Un grano individual de cuarzo metamorfoseado, proveniente
de una estructura de impacto cercana a Manson, en Iowa, EUA, muestra
dos orientaciones principales de los rasgos PDF (centro). Los colores son
el resultado de la interferencia con la luz del microscopio, causada por el
espesor del grano. Un grano
de cuarzo
no metamorfoseado (extremo
Oilfield
Review
inferior) muestra algunos Autumn
rasgos que
09 los observadores inexpertos podrían
confundir con rasgos PDF. Las líneas son trazas de rastros de inclusiones
Impact Fig. 7
fluidas subplanares, resultantes de la alteración causada por la deformaORAUT09-Impact Fig. 7
ción tectónica de bajo grado. No son rectas ni planares ni se encuentran
estrechamente espaciadas. (Fotografías, cortesía de Christian Koeberl.)
20
Con presiones que oscilan entre 5 y 45 GPa [725,000
y 6,500,000 lpc], algunos granos de minerales
desarrollan microestructuras denominadas rasgos de deformación planar (PDF).12 Estos rasgos
son conjuntos de laminillas paralelas estrechamente espaciadas (izquierda). Los granos individuales pueden contener múltiples grupos de
rasgos PDF con ángulos diferentes. El análisis de
las orientaciones ayuda a cuantificar los niveles de
esfuerzo alcanzados durante el impacto.
Con presiones de más de unos 30 GPa, algunos cristales de minerales se transforman en una
estructura amorfa denominada vidrio diapléctico. Este vidrio se forma sin que exista fusión.
Dicha transformación de estado sólido permite
preservar la forma del grano y algunos de sus
defectos originales, lo cual hace posible distinguir el producto del vidrio fundido.
Con presiones de más de 50 GPa [7.3 millones
de lpc], el sílice y otros granos de minerales se funden y, por encima de 60 GPa [8.7 millones de lpc],
las rocas experimentan procesos de fusión por
lotes y forman fundidos de impacto. Si se enfrían
rápidamente, estos materiales fundidos forman
vidrio por impacto, y si se enfrían lentamente, se
convierten en rocas de fundido por impacto de
grano fino. Con el tiempo, el vidrio generado por
choque se recristaliza, o desvitrifica, lo cual
explica porqué no queda vidrio en las estructuras
de impacto más antiguas.
Hasta el año 2010, se han identificado en la
Tierra más de 175 estructuras de impacto que exhiben efectos metamórficos de choques (próxima
página, arriba).13 El diámetro de estos rasgos circulares oscila entre 15 m [49 pies] en el cráter
Haviland de Kansas, EUA, y 300 km [190 millas] en
el cráter Vredefort, en la Cuenca de Witwatersrand
en Sudáfrica. Más de 30 de estas estructuras poseen
12.Reimold WU, Koeberl C, Hough RM, McDonald I, Bevan
A, Amare K y French BM: “Woodleigh Impact Structure,
Australia: Shock Petrography and Geochemical
Studies,” Meteoritics & Planetary Science 38, no. 7
(2003): 1109–1130.
13.Centro de Ciencias Planetarias y Ciencias del Espacio,
Base de Datos de Impactos sobre la Tierra, 2006,
http://www.unb.ca/passc/ImpactDatabase/
(Se consultó el 13 de agosto de 2009).
14.Grieve, referencia 8.
15.Buthman, referencia 1.
16.Coughlon JP y Denney PP: “The Ames Structure and
Other North American Cryptoexplosion Features:
Evidence for Endogenic Emplacement,” en Johnson
KS y Campbell JA (eds): Ames Structure in Northwest
Oklahoma and Similar Features: Origin and Petroleum
Production (Simposio 1995). Norman, Oklahoma:
Oklahoma Geological Survey, Circular 100 (1997):
133–152.
Bridges LWD: “Ames Depression, Oklahoma: Domal
Collapse and Later Subsurface Solution,” en Johnson
KS y Campbell JA (eds): Ames Structure in Northwest
Oklahoma and Similar Features: Origin and Petroleum
Production (Simposio 1995). Norman, Oklahoma:
Oklahoma Geological Survey, Circular 100 (1997):
153–168.
Oilfield Review
alguna forma de depósito potencialmente económico que incluye la presencia de petróleo y gas,
metales preciosos y diamantes.14
Existen tres tipos de recursos provenientes de
un impacto:
•Los depósitos progenéticos que se originan
antes del impacto; algunos ejemplos son los
depósitos de uranio de la estructura Carswell,
en Saskatchewan, Canadá, los cuales fueron
levantados durante la formación del cráter y
los depósitos de oro y uranio de la Cuenca de
Witwatersrand que fueron sepultados y preservados en el cráter de Vredefort.
•Los depósitos singenéticos que se originan
durante el impacto o como consecuencia de
éste; tal es el caso de los diamantes hallados en
fundidos de impacto de diversos cráteres de
Alemania, Ucrania y Rusia, y los elementos del
grupo cobre-níquel y platino presentes en los
sulfuros, como los de las prolíficas minas de la
estructura de Sudbury en Ontario, Canadá.
•Los depósitos epigenéticos que son el resultado
de procesos posteriores al impacto; tal es el
caso de los hidrocarburos y los depósitos hidrotérmicos. El resto de este artículo se centra en
los recursos de hidrocarburos.
Oklahoma
es
Volumen 21, no. 4
Estructura de
impacto de Ames
Am
Los hidrocarburos en
las estructuras de impacto
Existen docenas de cráteres de impacto sepultados que han producido petróleo y gas.15 Una de las
más estudiadas es la estructura de Ames en
Oklahoma. Algunos geólogos sostienen que esta
estructura podría ser el resultado de la actividad
ígnea o del fenómeno de disolución en el subsuelo.16 No obstante, para otros, las evidencias de
un origen por impacto son incontrovertibles.
En un principio se creía que el rasgo Ames
correspondía a un graben, o bloque de falla hundido, porque las operaciones de perforación llevadas a cabo a comienzos de la década de 1970
indicaron la presencia de secciones de espesores
inusualmente grandes de rocas de edad Ordovícico
a Pensilvaniano, conocidas como Formación Hunton.
En 1990 y 1991, a través de la perforación de pozos
exploratorios, se estableció la presencia de hidrocarburos a profundidades de aproximadamente
2,700 m [9,000 pies] en altos aislados cerrados que
circunscribían un rasgo bajo (derecha). Varios de
estos primeros pozos produjeron petróleo y gas de
la dolomía Arbuckle, una formación que normalmente no exhibe un valor significativo de porosidad o permeabilidad en esta región.
> Distribución mundial de los cráteres de impacto confirmados. Los cráteres mencionados en el texto
aparecen como puntos negros. (Datos del Centro de Ciencias Planetarias y Espaciales, referencia 13.)
Oilfield Review
Autumn 09
Impact Fig. 8
ORAUT09-Impact Fig. 8
N
> Estructura de impacto de Ames. Sobre la base de las operaciones de
perforación, este cráter de Oklahoma fue reconocido por primera vez como
una anomalía circular. Un mapa de curvas de contorno de la Formación
Sylvan Shale (extremo inferior) que suprayace al cráter, muestra la estructura
anillada que actualmente se encuentra a unos 9,000 pies por debajo de la
superficie. Las líneas verticales indican las localizaciones
de los pozos.
21
A fines de 1991, un pozo que apuntaba a un
rasgo pequeño presente en la sección central
como objetivo, penetró una sección de lutita de
espesor inusualmente grande para luego hallar
petróleo en lo que los perforadores consideraron
una formación vítrea, a 2,680 m [8,800 pies] de
profundidad.17 Luego, el pozo encontró más de 98
m [320 pies] de lo que demostró ser un basa-
Fragmentos grandes
de granito
Vacuolas (cavernas)
grandes que almacenan
petróleo y hacen posible
el flujo
Fragmentos pequeños y
muy finos de granito
> Muestra de núcleo de la estructura de Ames. Parte de la producción
de petróleo de la estructura de Ames proviene de la roca basamento de
granodioritas brechiformes. Esta muestra contiene orificios y vacuolas
grandes entre los fragmentos de granito.
Anomalía gravitacional de Bouguer
mGal
–1.0
–2.0
20
18
16
14
rte,
–1.8
–2.2
mGal
km
–1.0
–1.4
10
l no
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–0.6
12
8
6
12
4
2
0
Oilfield Review
10
Autumn 09
km
8
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al e
Impact Fig. 10 6
a
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nc
4
ista 10
DFig.
ORAUT09-Impact
2
0
14
16
18
> Rasgos gravimétricos del cráter Ames. Las anomalías gravitacionales
de Bouguer indican variaciones laterales de densidad en el subsuelo. En
las rocas sedimentarias, los cráteres de impacto que poseen diámetros
similares al de la estructura Ames producen habitualmente una anomalía
gravitacional negativa. Una anomalía negativa indica la existencia de
material de baja densidad. (Imagen, cortesía de Judson Ahern.)
22
20
mento petrolífero precámbrico de granodiorita
brechiforme (izquierda, extremo superior). El
pozo se convirtió en un productor prolífico. No
obstante, las operaciones de producción subsiguientes arrojaron resultados mixtos.
Para el año 1992, los geólogos combinaron la
distribución anillada aparente de los pozos productivos de la formación Arbuckle, el espesor
extra de la lutita y las indicaciones de la presencia de vidrio y roca basamento brechiforme para
proponer un origen por impacto para la estructura de Ames.18 Para demostrar la hipótesis del
impacto, los científicos de diversas organizaciones efectuaron estudios petrográficos, mineralógicos y geoquímicos de recortes de perforación y
muestras de núcleos de los pozos de la estructura
de Ames. En investigaciones adicionales se buscó
demostrar si el campo gravimétrico y el campo
magnético en las proximidades de la estructura
eran consistentes con la propuesta de un origen
por impacto (izquierda, extremo inferior).19 Con
la esperanza de comprender la distribución de
las rocas de calidad prospectiva, Continental
Resources encargó la ejecución de levantamientos sísmicos 2D y 3D a través de la estructura.20
El examen microscópico cuidadoso de los
recortes y muestras de núcleos reveló los cambios mineralógicos producidos en el cuarzo, los
cuales sólo podían explicarse a través de la
acción de fuerzas de uno a dos órdenes de magnitud más grandes y 10 órdenes de magnitud más
cortas de duración que cualquier evento que se
desarrolle internamente en la Tierra, tal como la
actividad volcánica o vulcanismo y la sismicidad.
Los rasgos de tipo choque-impacto y la presencia
de vidrio de impacto confirmaron la hipótesis del
origen por impacto del cráter de Ames.21
El escenario para la formación de la estructura Ames puede describirse en pasos (próxima
página). Hace aproximadamente 470 millones de
años, 520 m [1,700 pies] de carbonatos de plataforma presentes en un mar somero sobreyacían
la roca basamento granítica de edad Precámbrico.
Un asteroide de 300 m [1,000 pies] de diámetro
que se desplazaba a una velocidad de 32 km/s
[20 millas/s], creó una depresión en forma de
taza, excavando la roca objetivo hasta una profundidad de 600 m [2,000 pies] y comprimiendo y
fracturando la roca basamento. Las presiones
superaron los 50 GPa.
Subsiguientemente, la roca basamento ubicada en el centro del cráter experimentó un fenómeno de rebote. En torno a este alto central, la
roca basamento y la roca carbonatada levantada
formaron un anillo de 5 km [3 millas] de diámetro,
1.6 km [1 milla] de espesor, y 490 m [1,600 pies]
más alto que el piso del cráter. El colapso del
Oilfield Review
17.Carpenter BN y Carlson R: “The Ames
Meteorite-Impact Crater,” en Johnson KS y Campbell
JA (eds): Ames Structure in Northwest Oklahoma and
Similar Features: Origin and Petroleum Production
(Simposio 1995). Norman, Oklahoma: Oklahoma
Geological Survey, Circular 100 (1997): 104–119.
18.Roberts C y Sandridge B: “The Ames Hole,”
Shale Shaker (Marzo–abril de 1992): 203–206.
19.Ahern JL: “Gravity and Magnetic Investigation of the
Ames Structure, North-Central Oklahoma,” en Johnson
KS y Campbell JA (eds): Ames Structure in Northwest
Oklahoma and Similar Features: Origin and Petroleum
Production (Simposio 1995). Norman, Oklahoma:
Oklahoma Geological Survey, Circular 100 (1997):
330–333.
20.Sandridge R y Ainsworth K: “The Ames Structure
Reservoirs and Three-Dimensional Seismic
Development,” en Johnson KS y Campbell JA (eds):
Ames Structure in Northwest Oklahoma and Similar
Features: Origin and Petroleum Production (Simposio
1995). Norman, Oklahoma: Oklahoma Geological
Survey, Circular 100 (1997): 120–132.
21.Koeberl C, Reimold WU, Brandt D, Dallmeyer RD y
Powell RA: “Target Rocks and Breccias from the Ames
Impact Structure, Oklahoma: Petrology, Mineralogy,
Geochemistry, and Age,” en Johnson KS y Campbell
JA (eds): Ames Structure in Northwest Oklahoma and
Similar Features: Origin and Petroleum Production
(Simposio 1995). Norman, Oklahoma: Oklahoma
Geological Survey, Circular 100 (1997): 169–198.
Koeberl C, Reimold WU y Kelley SP: “Petrography,
Geochemistry, and Argon-40/Argon-39 Ages of
Impact-Melt Rocks and Breccias from the Ames
Impact Structure, Oklahoma: The Nicor Chestnut 18-4
Drill Core,” Meteoritics & Planetary Science 36, no. 5
(2001):651–669.
Fischer JF: “The Nicor No. 18-4 Chestnut Core, Ames
Structure, Oklahoma: Description and Petrography,”
en Johnson KS y Campbell JA (eds): Ames Structure
in Northwest Oklahoma and Similar Features: Origin
and Petroleum Production (Simposio 1995). Norman,
Oklahoma: Oklahoma Geological Survey, Circular 100
(1997): 223–239.
22.Fischer, referencia 21.
Mescher PK y Schultz DJ: “Gamma-Ray Marker in
Arbuckle Dolomite, Wilburton Field, Oklahoma—A
Widespread Event Associated with the Ames Impact
Structure,” en Johnson KS y Campbell JA (eds): Ames
Structure in Northwest Oklahoma and Similar Features:
Origin and Petroleum Production (Simposio 1995).
Norman, Oklahoma: Oklahoma Geological Survey,
Circular 100 (1997): 379–384.
Para obtener más información sobre los tsunamis,
consulte: Bunting T, Chapman C, Christie P, Singh SC y
Sledzik J: “La ciencia de los tsunamis,” Oilfield Review
19, no. 3 (Invierno de 2007/2008): 4–19.
23.Castaño JR, Clement JH, Kuykendall MD y Sharpton VL:
“Source-Rock Potential of Impact Craters,” en Johnson
KS y Campbell JA (eds): Ames Structure in Northwest
Oklahoma and Similar Features: Origin and Petroleum
Production (Simposio 1995). Norman, Oklahoma:
Oklahoma Geological Survey, Circular 100 (1997):
100–103.
Volumen 21, no. 4
rocas de relleno del cráter contenían abundantes
minerales metamorfoseados por choque y vidrio
de impacto.
El cráter formó una depresión lacustre o
marina cerrada de 90 a 180 m [300 a 600 pies] de
profundidad, en la que prevalecían condiciones
anóxicas y la cual se rellenó con lutitas negras
ricas en materia orgánica que actuaron como
rocas generadoras de hidrocarburos y sellos de
yacimiento.23 La estructura de impacto fue sepultada por debajo de 3,000 m [10,000 pies] de sedimentos, lo cual aseguró su preservación. El
análisis de la historia de sepultamiento y de la
roca generadora y la geoquímica del petróleo
A
Dolomía del grupo Arbuckle
Marcador de la Formación Kindblade
1,700 pies
borde interno del cráter, posterior al impacto,
formó un anillo externo de 13 a 16 km [8 a 10 millas]
de diámetro y 1.5 a 3 km [1 a 2 millas] de ancho,
consistente en la dolomía fracturada y brechiforme de Arbuckle.
La base del cráter rellena con brechas fundidas—mezclas de granito, carbonato y dolomía en
una matriz esferulítica—que habían sido expulsadas, luego se replegó. Como consecuencia de la
acción de los tsunamis, por encima de las brechas fundidas se depositaron diamictitas, brechas clásticas pobremente seleccionadas.22 Estas
Basamento (granodiorita)
Aproximadamente 10 millas
Eyectos
Centro del impacto
B
Fundido
de impacto
Eyectos
Colapso
C
Levantamiento central
Sistema de suevitas
y cavernas
Megabloques brechiformes /
Fundido de impacto
fracturados (retorno)
D
Eyectos
E
Arenisca McLish
Lutitas McLish
Estructura cárstica
> Formación y preservación del cráter de impacto complejo en Ames. Hace
aproximadamente 470 millones de años, un asteroide de alta velocidad se
sumergió en el mar somero que cubría Oklahoma (A). El impacto (B) creó
un cráter transitorio y además formó brechas en la roca objetivo carbonatada y produjo su fusión. El rebote de la porción más profunda del cráter se
tradujo en un levantamiento central alto de la roca objetivo y del basamento
granítico infrayacente (C). Las paredes externas del cráter colapsaron
debido a la inestabilidad. El levantamiento central colapsó y formó un
anillo central de roca objetivo fracturada que circunda a la roca basamento
fracturada (D). La depositación de lutita (E) y otros sedimentos sepultó el
cráter y la región experimentó
un proceso
Oilfield
Reviewde vuelco.
Autumn 09
Impact Fig. 12
ORAUT09-Impact Fig. 12
23
Migración del petróleo hacia la roca yacimiento
Petróleo
Roca generadora
indican que la mayor parte de los hidrocarburos
se generó en el Triásico, hace aproximadamente
225 millones de años (Ma).24 Los hidrocarburos
migraron hacia tres tipos de rocas prospectivas:
la dolomía Arbuckle con porosidad intercristalina, la dolomía Arbuckle con porosidad lixiviada,
y las brechas graníticas (izquierda).
Las reservas recuperables finales se estiman en
25 millones de barriles de petróleo [4 millones de m3]
y 100,000 MMpc de gas [2,800 millones de m3].
Hasta el año 2009, la estructura de impacto Ames
produjo 17 millones de bbl [2.7 millones de m3]
de petróleo y 80,000 MMpc [2,300 millones de m3]
de gas.25
Roca sello
> Sección transversal del sistema petrolero de la estructura Ames. Las lutitas ricas en materia
orgánica que rellenaron el cráter de Ames, se convirtieron en la roca generadora para los yacimientos
que se formaron en los granitos y dolomías fracturados y brechiformes que se encuentran debajo del
piso del cráter. El petróleo migró en dirección hacia los bloques levantados, en el anillo central y en el
borde externo. Las lutitas adicionales actuaron como sellos. La sección de capas devónicas y más
modernas, que suprayacen la estructura, posee un espesor de aproximadamente 7,000 pies (no se
muestra en escala).
NO
0
0
SE
km
1
millas
Cretácico
1
Triásico
Jurásico
Pensilvaniano-Pérmico
Mississippiano
Devónico
Silúrico
Oilfield Review
Autumn
09
Dakota
Estructura Red
ImpactdelFig.
13
Norte
Wing Creek
ORAUT09-Impact Fig. 13
> Trampa de petróleo en cráter de impacto en Dakota del Norte. El Campo Red Wing Creek produce de
una sección de 2,700 pies de brechas carbonatadas fracturadas ubicadas en el levantamiento central
del cráter (azul). Este cráter de impacto complejo posee aproximadamente 10 km [6 millas] de ancho;
sin embargo, la zona productiva está concentrada en un área de 2.6 km2 [1 milla2], situada en el centro.
24
El Campo Red Wing Creek
La estructura Red Wing Creek, ubicada en la porción oeste de Dakota del Norte en EUA, es una de
las diversas estructuras productivas de impacto de
la Cuenca Williston.26 En las primeras etapas de su
historia de exploración, la estructura correspondía
a una anomalía sísmica que no se ajustaba a ningún
esquema conocido.27 En la década de 1960, Shell
perforó dos pozos en el área que en ambos casos
penetraron secciones de un espesor inusualmente
grande, de edad Mississippiano y Pensilvaniano,
pero que resultaron secos. En el año 1972, True Oil
LLC perforó un pozo a una distancia de alrededor
de 1.6 km [1 milla] y descubrió una columna de
petróleo total de 820 m [2,700 pies] en los carbonatos intensamente fracturados y brechiformes de la
Formación Mission Canyon. La zona productiva
neta de 490 m [1,600 pies] contrastaba de manera
extrema con las secciones productivas de 6 a 12 m
[20 a 40 pies], presentes en el área adyacente.28 Los
pozos subsiguientes ayudaron a delinear el campo.
Los datos provenientes de levantamientos sísmicos y registros de pozos demostraron la existencia de un levantamiento central circular de 1 milla
de ancho, que comprendía carbonatos, evaporitas
y siliciclastos intercalados a aproximadamente
1,000 m [3,300 pies] por encima de su posición
estratigráfica normal para la región (izquierda).
Alrededor del levantamiento, existe una depresión
de más de 1 milla de ancho. Un anillo levantado de
8 km [5 millas] de ancho encierra la estructura
compleja que se encuentra sepultada por debajo
de casi 2,100 m [7,000 pies] de sedimentos.
El descubrimiento de fragmentos de conos
astillados en los recortes de perforación fue la primera indicación de que había petróleo entrampado en una estructura compleja de impacto de un
meteorito.29 Los trabajos más recientes confirmaron que existían rasgos PDF en los granos de
cuarzo presentes en los recortes de uno de los
pozos de True Oil.30 El análisis de las orientaciones de los rasgos PDF indica que las presiones de
Oilfield Review
choque alcanzaron entre 12 y 20 Gpa [1.7 millón
y 2.9 millones de lpc]. Las estimaciones basadas
en la estratigrafía ubican la edad de la estructura
en un rango que varía entre 220 y 200 Ma.
La permeabilidad de la matriz de la Formación
Mission Canyon es baja—oscila entre 1 y 7 mD—
en toda la Cuenca Williston. No obstante, en el
Campo Red Wing Creek, la porosidad y la permeabilidad inducidas por el impacto hacen posible tasas de flujo relativamente altas. Los pozos
productivos se concentran en un área de 1 milla2
[2.6 km2] en el levantamiento central. Los pozos
anteriores de Shell penetraron la estructura en el
flanco del levantamiento y en el cráter anular.
La interpretación de un conjunto de datos sísmicos 3D y de los atributos seleccionados, tales
como el azimut, la coherencia y la curvatura del
echado, permite el mapeo detallado de las fallas
y los estratos deformados (derecha).31
Hasta la fecha, este campo produjo 16.6 millones de bbl [2.6 millones de m3] de petróleo y
25,000 MMpc [700 millones de m3] de gas con
26 pozos; 22 de los cuales aún siguen produciendo.
Se estima que el levantamiento central brechiforme
contiene 130 millones de bbl [21 millones de m3]
de petróleo, de los cuales 70 millones de bbl
[11 millones de m3] son recuperables. Las reservas de gas natural se estiman en 100,000 MMpc.
Los geólogos de True Oil y los investigadores de la
Universidad de Colorado, en Boulder, EUA, están
utilizando los datos sísmicos con el fin de desarrollar un modelo geológico para ser utilizado en el
proceso de simulación de yacimientos.
El gran impacto
El impacto que atrajo la mayor atención en los
últimos 25 años es la colisión del impactor de
Chicxulub contra la actual Península de Yucatán
en México. Si bien existe un alto grado de controversia en cuanto a la fecha, las dimensiones y las
ramificaciones ambientales de este impacto, las
observaciones señalan un evento verdaderamente
cataclísmico.
El interés en esta estructura data de antes de la
década de 1950, en que la detección de un bajo gravimétrico circular condujo a Petróleos Mexicanos
(PEMEX) a llevar a cabo un programa de perforación.32 A lo largo de toda la década de 1970, se
perforaron numerosos pozos que en algunos casos
alcanzaron 3,000 m o una profundidad superior;
sin embargo, ninguno produjo hidrocarburos y los
resultados no se hicieron públicos en ese momento.
A fines de la década de 1970, los científicos
que investigaban los sedimentos depositados a
fines del período Cretácico y antes del comienzo
del Terciario, denominado límite K-T, hallaron
Volumen 21, no. 4
> Datos sísmicos de la estructura de impacto Red Wing Creek. La interpretación de los datos sísmicos 3D revela los rasgos subterráneos del cráter
Red Wing Creek. La profundidad de la Formación Mission Canyon se codifica por colores, del rojo (somero) al azul y al púrpura (profundo). Las secciones 2D extraídas, obtenidas del levantamiento 3D, forman el fondo.
concentraciones extremadamente grandes de iridio [Ir] y otros elementos del grupo del platino en
una capa delgada de arcilla que marca este límite
en Italia.33 Basados en las relaciones extraterrestres de los elementos del grupo del platino, sugirieron que la capa de alta concentración había
sido depositada en ese lugar y en muchos otros
lugares del globo hacía 65 millones de años, luego
del impacto producido en alguna parte de la
Tierra por un asteroide de 10 km [6 millas] de diámetro, el cual además causó la extinción masiva
de los dinosaurios y de otras formas de vida.34
Subsiguientemente, otros trabajadores descubrieron granos de cuarzo y otros minerales metamorfoseados, stishovita y diamantes de impacto en
los depósitos del límite K-T de otros sitios del
mundo, corroborando la idea de un impacto
inmenso con eyectos ampliamente dispersados.35
Oilfield Review
24.Curtiss DK y Wavrek DA: “The Oil Creek-Arbuckle
Autumn 09 31.Huang C, Herber B, Barton R, Weimer P, Jiang S y
(!) Petroleum System, Major County, Oklahoma,”Impact
en Fig. 15 Hammon S: “3-D Interpretation of a Meteorite Impact
Johnson KS y Campbell JA (eds): Ames Structure
in
Field,
ORAUT09-Impact
Fig. 15Red Wing Creek Field, Williston Basin, Western
Northwest Oklahoma and Similar Features: Origin
North Dakota,” presentado en la Convención y
and Petroleum Production (Simposio 1995). Norman,
Exhibición Anual de la AAPG, Denver, 7 al 10 de junio
Oklahoma: Oklahoma Geological Survey, Circular 100
de 2009, http://www.searchanddiscovery.net/abstracts/
(1997): 240–258.
html/2009/annual/abstracts/huang.htm (Se consultó el
12 de octubre de 2009).
Para obtener más información sobre modelado de
sistemas petroleros, consulte: Al-Hajeri MM, Al Saeed
Friedman B: “Red Wing Data Has Big Impact,”
AAPG Explorer (Abril de 2009), http://www.aapg.org/
M, Derks J, Fuchs T, Hantschel T, Kauerauf A, Neumaier
M, Schenk O, Swientek O, Tessen N, Welte D, Wygrala
explorer/2009/04apr/redwing0409.cfm (Se consultó el 6
B, Kornpihl D y Peters K: “Modelado de cuencas y
de septiembre de 2009).
sistemas petroleros,” Oilfield Review 21,
32.Cornejo-Toledo A y Hernandez-Osuna A: “Las
no. 2 (Diciembre de 2009): 16–33.
anomalías gravimétricas en la cuenca salina del istmo,
25.Vardi N: “The Last American Wildcatter,” Forbes
planicie costera de Tabasco, Campeche y Península
(2 de febrero de 2009), http://www.forbes.com/
de Yucatan,” Boletín de la Asociación Mexicana de
Geólogos Petroleros 2 (1950): 453–460, como se sita en
forbes/2009/0202/066.html (Se consultó el 7 de
septiembre de 2009).
Stoffler D: “Chicxulub Scientific Drilling Project (CSDP),”
http://www.museum.hu-berlin.de/min/forsch/csdp.html
26.Sawatzky HB: “Astroblemes in Williston Basin,” AAPG
(Se consultó el 9 de octubre de 2009).
Bulletin 59, no. 4 (Abril de 1975): 694–710.
33.En la corteza terrestre, la concentración promedio de
27.Gerhard LC, Anderson SB, Lefever JA y Carlson CG:
Ir es de 0.001 ppm; en los meteoritos, el promedio es al
“Geological Development, Origin, and Energy Mineral
menos 500 veces superior, o 0.5 ppm.
Resources of Williston Basin, North Dakota,” AAPG
Bulletin 66, no. 8 (Agosto de 1982): 989–1020.
34.Álvarez LW, Asaro F y Michel HV: “Extraterrestrial Cause
for the Cretaceous-Tertiary Extinction,” Science 208, no.
28.Gerhard LC, Anderson SB y Fischer DW: “Petroleum
4448 (6 de junio de 1980): 1095–1108.
Geology of the Williston Basin,” en Leighton MW,
Kolata DR, Oltz DT y Eidel JJ (eds): Interior Cratonic
35.Bohor B, Foord EE, Modreski PJ y Triplehorn DM:
Basins. Tulsa: The American Association of Petroleum
”Mineralogic Evidence for an Impact Event at the
Geologists, AAPG Memoir 51 (1990): 507–559.
Cretaceous-Tertiary Boundary,” Science 224, no. 4651
(25 de mayo de 1984): 867–869.
29.Grieve, referencia 8.
McHone JF, Nieman RA, Lewis CF y Yates AM:
30.Koeberl C, Reimold WU y Brandt D: “Red Wing
“Stishovite at the Cretaceous-Tertiary Boundary, Raton,
Creek Structure, North Dakota: Petrographical and
Nuevo México,” Science 243, no. 4895 (3 de marzo de
Geochemical Studies, and Confirmation of Impact
1989):1182–1184.
Origin,” Meteoritics & Planetary Science 31 (1996):
335–342.
Carlisle DB y Braman DR: “Nanometre-Size Diamonds
in the Cretaceous/Tertiary Boundary Clay of Alberta,”
Nature 352, no. 6337 (22 de agosto de 1991): 708–709.
25
Los partidarios de la teoría del impacto investigaron el globo en busca del cráter masivo que
habría resultado de semejante impacto. La atención se centró en el Golfo de México después de
conocerse los informes que señalaban la presencia de material del límite Cretácico/Terciario
(límite K/T) rico en iridio, por encima de sedimentos ricos en carbonatos, pobremente seleccionados, en Texas, en medio de las fangolitas
típicas de los sedimentos de aguas profundas.36
Un tsunami generado por un impacto había sido
propuesto como la causa de la capa de sedimentos de granos anómalamente gruesos. A través de
los levantamientos geofísicos llevados a cabo en
las décadas de 1980 y 1990, los investigadores
redescubrieron el bajo gravimétrico circular que
PEMEX había identificado unas décadas antes
(abajo).37 El cráter se encuentra sepultado por
debajo de 1 km [0.6 milla] de sedimentos más
modernos.
Los datos geofísicos muestran que el anillo
externo del cráter posee aproximadamente 180 km
[110 millas] de ancho. Los estudios de modelado
indican que el cráter transitorio puede haber
tenido 100 km [60 millas] de ancho, desplazando
el material hasta una profundidad de 34 km
[21 millas] y excavando la roca objetivo hasta
una profundidad de 14 km [9 millas].38
La intensa sacudida, producida por el impacto
o bien por los tsunamis que generó, produjo el
colapso generalizado de los taludes continentales
de América del Norte, América del Sur, África
Occidental y Europa.39 Las plataformas carbonatadas de la Península de Yucatán se hundieron en
aguas más profundas y fueron cubiertas por una
capa de eyectos. Con el tiempo, estas rocas carbonatadas se convirtieron en importantes yacimientos de petróleo.
Los campos del área de Villahermosa y de la
prolífica Bahía de Campeche, incluido el Complejo
Cantarell—el complejo de campos petroleros
más grande de México—producen de estas brechas carbonatadas con flujo de detritos.40 Con
35,000 millones de bbl [5,600 millones de m3] de
petróleo inicial en sitio, el Complejo Cantarell
produce entre un 60% y un 70% de su petróleo de
las impactitas de Chicxulub.
22°
21°
E U A
20°
Estructura
de Chicxulub
90°
Bahía de
Campeche
M É X I C O
89°
Campo Cantarell
Villahermosa
Bochil
0
0
km
300
millas
300
AMÉRICA
CENTRAL
> El cráter de impacto de Chicxulub. Una serie de rasgos concéntricos, presentes en los rasgos gravimétricos (extremo superior derecho), revela la localización del cráter. La línea de costa se muestra
como una línea blanca. Esta imagen fue construida a partir de mediciones gravimétricas obtenidas por
PEMEX desde 1948, las cuales fueron mejoradas por los trabajos recientes de los investigadores del
Servicio Geológico de Canadá, la Universidad de Athabasca, la Universidad Nacional Autónoma de
México y la Universidad Autónoma de Yucatán. Los puntos blancos representan las localizaciones de
los hundimientos (rasgos generados por disolución-colapso, comunes en las rocas calcáreas) denominados cenotes. Un anillo de cenotes sigue el trazo del gradiente gravimétrico más externo. Los cenotes se desarrollan en las calizas superficiales, de edad Terciario, que suprayacen el cráter. De alguna
manera, el cráter puede incidir en las propiedades de las rocas más modernas que lo cubren. (Imagen,
cortesía de Alan Hildebrand.)
26
Los yacimientos comprenden aproximadamente 300 m [1,000 pies] de brechas de caliza
dolomitizada altamente productiva que infrayacen una zona menos productiva de 30 m [100
pies], compuesta por brechas y eyectos reelaborados (próxima página, arriba).41 En la capa inferior, la porosidad vacuolar secundaria es común y
la porosidad promedio oscila entre 8% y 12%. La
permeabilidad varía entre 3 y 5 D.
Por encima de las capas se ubica un sello
impermeable de unos 30 m de espesor. Esta capa,
que también ha sido dolomitizada, está compuesta
por eyectos de impacto de grano fino que incluyen
cuarzo metamorfoseado y feldespato, y minerales
de arcilla interpretados como productos de la alteración del vidrio de impacto (próxima página,
abajo). Estas capas también pueden ser correla36.Bourgeois J, Hansen TA, Wiberg PL y Kauffman EG: “A
Tsunami Deposit at the Cretaceous-Tertiary Boundary
in Texas,” Science 241, no. 4865 (29 de julio de 1988):
567–570.
37.Penfield GT y Camargo Z A: “Definition of a Major
Igneous Zone in the Central Yucatan Platform with
Aeromagnetics and Gravity,” Resúmenes Expandidos,
51a Reunión y Exposición Internacional Anual de la SEG,
Los Ángeles (11 al 15 de octubre de 1981): 448–449.
Hildebrand AF, Penfield GT, Kring DA, Pilkington M,
Camargo Z A, Jacobsen SB y Boyton WV: “Chicxulub
Crater: A Possible Cretaceous/Tertiary Boundary Impact
Crater on the Yucatán Peninsula, Mexico,” Geology 19,
no. 9 (Septiembre de 1991): 867–871.
38.Kring DA: “Dimensions of the Chicxulub Impact Crater
and Impact Melt Sheet,” Journal of Geophysical
Research 100, no. E8 (25 de agosto de 1995):
16,979–16,986.
39.Day S y Maslin M: “Linking Large Impacts, Gas
Hydrates, and Carbon Isotope Excursions Through
Widespread Sediment Liquefaction and Continental
Slope Failure: The Example of the K-T Boundary Event,”
en Kenkmann T, Horz F y Deutsch A (eds): Large
Meteorite Impacts III. Boulder, Colorado: Geological
Society of America: GSA Special Paper 384 (2005):
239–258.
40.Grajales-Nishimura JM, Cedillo-Pardo E, RosalesDomínguez C, Morán-Zenteno DJ, Álvarez W, Claeys
P, Ruíz-Morales J, García-Hernández J, Padilla-Ávila
P y Sánchez-Ríos A: “Chicxulub Impact: The Origin of
Reservoir and Seal Facies in the Southeastern Mexico
Oil Fields,” Geology 28, no. 4 (Abril de 2000): 307–310.
Magoon LB, Hudson TL y Cook HE: “PimientaTamabra(!)—A Giant Supercharged Petroleum System
in the Southern Gulf of Mexico, Onshore and Offshore
Mexico,” en Bartolini C, Buffler RT y Cantú-Chapa A
(eds): The Western Gulf of Mexico Basin: Tectonics,
Sedimentary Basins, and Petroleum Systems. Tulsa: The
American Association of Petroleum Geologists, AAPG
Memoir 75 (2001): 83–125.
41.Grajales-Nishimura et al, referencia 40.
Murillo-Muñetón G, Grajales-Nishimura JM, CedilloPardo E, García-Hernández J y Hernández-García S:
“Stratigraphic Architecture and Sedimentology of
the Main Oil-Producing Stratigraphic Interval at the
Cantarell Oil Field: The K/T Boundary Sedimentary
Succession,” artículo SPE 74431, presentado en la
Conferencia y Exhibición Internacional del Petróleo
de la SPE en México, Villahermosa, 10 al 12 de
febrero de 2002.
Para obtener más información sobre el proceso de
dolomitización, consulte: Al-Awadi M, Clark WJ, Moore
WR, Herron M, Zhang T, Zhao W, Hurley N, Kho D,
Montaron B y Sadooni F: “La dolomía: Aspectos de
un mineral desconcertante,” Oilfield Review 21, no. 3
(Marzo de 2010): 32–47.
Oilfield Review
Núcleo de la secuencia del límite K-T
Estratigrafía
Tope
Rayos gamma
0
°API 100
Calibrador
6 pulgadas 16 0.2
Resistividad
Lateroperfil profundo
Lateroperfil somero
ohm.m
3,000
Profundidad, m
edad Maestrichtiano
Superior
1,350
Margas y calizas
pelágicas de edad
Paleoceno
1,400
Unidad 1
1,450
Unidad 2
Base
Oilfield Review
Autumn 09
Impact Fig. 17
ORAUT09-Impact Fig. 17
1,500
Sucesión
sedimentaria
del límite K-T
Unidad 3
1,550
1,600
1,650
Caliza pelágica de
edad Maestrichtiano
Superior
> Estratigrafía, expresión de los registros de pozos y muestras de la suceNúcleo
de la secuencia
del límite
sión
sedimentaria
del límite
K-TK-T
en el Complejo Cantarell. La estratigrafía
del Pozo C-91 (extremo superior derecho) exhibe una tendencia grano deTope
creciente
bien definida entre la Unidad 1 y la Unidad 3. Las Unidades 1 y 2
corresponden a brechas carbonatadas que forman la facies prospectiva.
La Unidad 3 es una capa arcillosa rica en eyectos que actúa como sello.
Las muestras de núcleos (extremo superior izquierdo) del Pozo C-1016 del
Complejo Cantarell muestran la gradación desde la brecha calcárea de grano grueso de la Unidad 1 en la base, hasta la brecha calcárea de grano fino
de la Unidad 2 en el tope. El color oscuro de esta sucesión se debe a la
impregnación de petróleo. El diámetro del núcleo es de 10 cm [4 pulgadas].
(Estratigrafía y datos de registros adaptados de Murillo-Muñetón et al,
referencia 41.)
> Muestras de núcleos de la porción superior extrema de la sucesión
sedimentaria del límite K-T en el Complejo Cantarell. Estas muestras del
Pozo C-227D contienen abundantes minerales metamórficos de choque
provenientes del evento de impacto de Chicxulub. El diámetro de los
núcleos es de 10 cm.
Base
Oilfield Review
Autumn 09
Impact Fig. 17
ORAUT09-Impact Fig. 17
Volumen 21, no. 4
27
60
50
Profundidad, m
40
Calizas arcillosas y
turbiditas calcáreas de
edad Paleoceno Inferior
Unidad 3: Capa rica
en eyectos
Unidad 2: Brecha
carbonatada
de grano fino
30
20
Unidad 1: Brecha
calcárea de
grano grueso
10
0
Calizas pelágicas de edad
Maestrichtiano Superior
con nódulos de silex
> Analogía de un afloramiento de la sucesión de brechas carbonatadas
del límite K-T en Bochil, Tabasco, sudeste de México. Si bien el depósito
relacionado con el impacto es aquí de menor espesor que en el Complejo
Cantarell, este afloramiento exhibe la misma estratigrafía, incluyendo la
tendencia grano decreciente de la Unidad 1 y los eyectos de grano fino
de la Unidad 3. Por otro lado, se ha documentado una anomalía de Ir en
la capa superior extrema de la Unidad 3. El largo del lápiz que se observa
en las cuatro fotografías superiores (derecha), es de 13 cm [5 pulgadas].
La longitud del martillo rompe-rocas de la fotografía inferior es de 46 cm
[18 pulgadas].
cionadas entre los pozos marinos y los aflora- mientos Cantarell.44 Los yacimientos Sihil, con
reservas de hidrocarburos de 1,136,000 millones
mientos terrestres (arriba).
La interpretación de la sucesión sedimenta- de bbl [180 millones de m3], también corresponria sustenta la siguiente secuencia de eventos den a carbonatos dolomitizados, formados a partir
que tuvieron lugar a los minutos y horas de acae- del material detrítico del impacto de Chicxulub.
cido el impacto de Chicxulub: la plataforma car- El bloque que contenía al Campo Cantarell fue
bonatada colapsó, produciendo la depositación empujado sobre el del Campo Sihil, formando la
de las brechas inferiores. Los eyectos de impacto trampa que ahora contiene las reservas de Sihil.
fueron depositados, reelaborados y mezclados
con material más grueso por las oleadas
de tsunaOilfield
ReviewUn impacto negativo
mis generados por el impacto que reverberaron
Autumn 09a Los ejemplos previos han demostrado cómo el
Impact
Fig. NEW
19 de una masa extraterrestre puede genetravés del Golfo de México. La capa final
de eyecimpacto
NEW 19que conducen a la formación de
tos cubrió estos depósitos, sellandoORAUT09-Impact
los fluidos rar Fig.
condiciones
diagenéticos. Los fenómenos de plegamiento y yacimientos de hidrocarburos. Exhibiendo quizás
compresión de comienzos del Mioceno al Plioceno el mismo grado de importancia, el choque directo
empujaron un gran bloque de rocas de edad de un asteroide también puede causar la desapaCretácico y Jurásico Superior, formando la trampa rición de una acumulación de hidrocarburos. La
gigante de Cantarell.42 En el período Mioceno, los estructura de Avak, en Alaska, muestra evidenhidrocarburos migraron en dirección hacia las cias de este tipo de destrucción.
En el año 1949, se descubrió gas en el flanco
brechas desde las rocas generadoras de alta calide una anomalía sísmica y gravimétrica cercana
dad de edad Jurásico Superior.43
En 1998, utilizando técnicas sísmicas mejora- al poblado de Barrow, en Alaska. Las actividades
das de generación de imágenes de la pared del de exploración subsiguientes revelaron la prepozo, PEMEX descubrió otra acumulación gi- sencia de una serie de acumulaciones pequeñas
gante—el Campo Sihil—por debajo de los yaci- de gas en los altos estructurales que circunscri-
28
bían ese rasgo. Ya en 1967, los investigadores del
Servicio Geológico de EUA (USGS) plantearon un
origen por impacto para la estructura circular,
refiriéndose a la morfología anillada y la estratigrafía perturbada que encontraron los pozos que
penetraron la anomalía.45 El análisis microscópico identificó la presencia de rasgos PDF metamórficos de choque en los granos de cuarzo de un
pozo perforado en el levantamiento central, confirmando el origen por impacto.46 El tiempo del
impacto se estimó en 90 a 100 Ma.
La estructura de impacto de Avak se encuentra
situada sobre el mismo rasgo regional—el Arco de
Barrow—que el campo cercano Prudhoe Bay, que
contiene 25,000 millones de bbl [4,000 millones
de m3] de petróleo. No obstante, la estructura de
Avak sólo contiene pequeños yacimientos de gas,
que se sitúan en sus flancos. Para explicar la falta
de reservas, los científicos consideraron que en
esta área había entrampada una acumulación de
hidrocarburos arealmente tan extensa como la
de Prudhoe Bay, pero volumétricamente más
pequeña, antes de que la misma fuera afectada
por el impacto y expulsada a la superficie.47
Como parte de un estudio 3D multicliente de
los sistemas petroleros del Talud Norte de Alaska
(ANS), los geólogos de Schlumberger y del USGS
comprobaron esta hipótesis mediante el modelado de los eventos y procesos geológicos que condujeron a la generación, migración y acumulación
de hidrocarburos en esta área. Los resultados del
42.Grajales-Nishimura et al, referencia 40.
Aquino JAL, Ruis JM, Flores MAF y García JH: “The
Sihil Field: Another Giant Below Cantarell, Offshore
Campeche, Mexico,” en Halbouty MT (ed): Giant Oil
and Gas Fields of the Decade 1990–1999. Tulsa: The
American Association of Petroleum Geologists, AAPG
Memoir 78 (2003): 141–150.
43.Magoon et al, referencia 40.
44.Aquino et al, referencia 42.
45.Collins FR y Robinson FM: “Subsurface Stratigraphic,
Structural and Economic Geology, Northern Alaska,”
USGS Open-File Report 287, Servicio Geológico de
EUA, 1967.
46.Therriault AM y Grantz A: “Planar Deformation
Features in Quartz Grains from Mixed Breccias of
the Avak Structure, Alaska,” Resumen 1702 en Lunar
and Planetary Science XXVI, Resúmenes de la 26a
Conferencia de la Ciencia Lunar y Planetaria (1995):
1403–1404, http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1995/
pdf/1702.pdf (Se consultó el 8 de octubre de 2009).
47.Kirschner CE, Grantz A y Mullen MW: “Impact Origin of
the Avak Structure, Arctic Alaska, and Genesis of the
Barrow Gas Fields,” AAPG Bulletin 76, no. 5 (Mayo de
1992):651–679.
48.Herd CDK, Froese DG, Walton EL, Kofman RS, Herd
EPK y Duke MJM: “Anatomy of a Young Impact Event
in Central Alberta, Canada: Prospects for the Missing
Holocene Impact Record,” Geology 36, no. 12 (Diciembre
de 2008): 955–958.
49.Pilkington M y Grieve RAF: “The Geophysical Signature
of Terrestrial Impact Craters,” Reviews of Geophysics
30, no. 2 (Mayo de 1992): 161–181.
Mazur MJ, Stewart RR y Hildebrand AR: “The Seismic
Signature of Meteorite Impact Craters,” CSEG Recorder
25, no. 6 (Junio de 2000): 10–16.
Oilfield Review
proceso de simulación muestran una acumulación de petróleo extremadamente grande en la
Península de Barrow, que data de hace 97 Ma
(derecha). Los resultados de la ejecución de la
simulación hasta el momento actual, sin la intervención de ningún bombardeo extraterrestre,
muestran la preservación de esta acumulación.
La incorporación de los efectos del impacto
en la simulación requirió la modificación de
diversos parámetros del modelo de sistemas
petroleros. El impacto en sí no se modeló sino que
se estimaron y utilizaron sus efectos generales
sobre la roca objetivo para actualizar el modelo.
110 Ma
i
c h
h u k
C
e
d
M a r
CANADÁ
Alaska
Point Barrow
Arco de Barrow Prudhoe Bay
Reserva Nacional
del Petróleo de Alaska
97 Ma
Point Barrow
Área de estudio
0
Línea de
costa
0
96.01 Ma (impacto)
km
100
millas
100
Momento actual
Estructura de Avak
ducir hidrocarburos. Estos cambios pueden ser
muy localizados o regionalmente extensivos y
pueden contribuir a la formación de yacimientos
Vapor
o destruirlos.
Líquido
Los avances registrados en la teledetección
están facilitando el hallazgo de cráteres en la
superficie de la Tierra, los cuales pueden estar
> Inclusión del impacto en el modelado de los sistemas petroleros. La simulación de la
ocultos por la vegetación u otros obstáculos. Por
maduración, la migración y la acumulación de hidrocarburos a través del tiempo en la
ejemplo, las imágenes de los satélites pueden ayuPenínsula de Barrow, muestra una gran acumulación previa al impacto hace 97 Ma.
Hace aproximadamente 96 Ma, tuvo lugar el impacto del meteorito Avak, el cual generó
dar a identificar los rasgos relacionados con los
una zona de daño circular crateriforme (gris), incrementando efectivamente la
impactos que no son reconocibles desde la superpermeabilidad y la temperatura. Después del impacto, la gran acumulación de petróleo
ficie. El sistema aéreo de detección y medición a
desapareció. En la actualidad, el modelado de los sistemas petroleros muestra diversas
través de la luz (LiDAR) ha resultado exitoso para
acumulaciones de gas cerca de la estructura de impacto. Las fases de hidrocarburos
modelados se muestran en verde para el líquido y en rojo para el vapor.
la localización de un cráter de impacto que no
podía descubrirse utilizando imágenes visibles.48
Si bien algunos cráteres pueden verse en la
Las permeabilidades de las rocas en la zona dos a vapor. Después del impacto, los hidrocarbu- superficie, muchos quedan ocultos debido a la
dañada de 1,200 m [4,000 pies] de profundidad se ros líquidos recién generados migraron hacia las presencia de sedimentos. Los métodos tradicioincrementaron. La temperatura se aumentó trampas situadas en el anillo externo de la nales de detección de estructuras de impacto
hasta alcanzar 3,000ºC dentro de toda la estruc- estructura de impacto. Con los procesos de levan- sepultadas se basan en levantamientos geofísitura y se introdujeron las fallas verticales que se tamiento y erosión de edad Terciario, estas acu- cos; gravimétricos, sísmicos y electromagnétiextendían desde la superficie de 97 Ma de edad mulaciones se transformaron en vapor. Las cos.49 La estrategia consiste en identificar las
acumulaciones actuales simuladas, ubicadas al anomalías compatibles con un origen por impacto
hasta el basamento.
En comparación con el modelo sin impacto, el oeste, sur y este de la estructura de Avak, se equi- y luego confirmarlas—o no—a través del examen
Oilfield Review
de09
gas conocidas de las rocas para detectar indicios de metamormodelo de sistemas petroleros posteriores al paran con las acumulaciones
Autumn
impacto arrojó un resultado sumamente dife- presentes en el área. Impact Fig. 20
fismo de choque.
rente. El cambio repentino producido en las proHasta ahora, éste fue el ámbito de los especiaORAUT09-Impact Fig. 20
piedades de las rocas produjo la liberación de los Comprensión del impacto
listas en ciencias planetarias. En el futuro, a
hidrocarburos entrampados. Por otro lado, la El impacto de los asteroides produce cambios sig- medida que los equipos de exploración aprendan
sobrepresión causada por la excavación y el nificativos en la morfología de la superficie y en a reconocer las estructuras de impacto, estarán
levantamiento posterior al impacto detonó una las propiedades de las rocas del subsuelo que en condiciones de modelar y explotar los efectos
transición de la fase de hidrocarburos, de líqui- deberían considerarse a la hora de explorar y pro- del impacto de los asteroides.
—LS
Volumen 21, no. 4
29