yacimientos de alto impacto

14 Oilfield Review

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

formación de yacimientos de petróleo. Por otro lado, estos eventos que disgregan

el subsuelo también pueden afectar las acumulaciones de hidrocarburos.

Roger BartonTrue Oil LLCCasper, Wyoming, EUA

Ken BirdServicio Geológico de EUAMenlo Park, California, EUA

Jesús García HernándezPEMEXVillahermosa, Tabasco, México

José M. Grajales-Nishimura Gustavo Murillo-MuñetónInstituto Mexicano del PetróleoCiudad de México, México

Ben HerberPaul Weimer Universidad de ColoradoBoulder, Colorado, EUA

Christian KoeberlUniversidad de VienaViena, Austria

Martin NeumaierOliver SchenkAachen, Alemania

Jack StarkContinental Resources, Inc.Enid, Oklahoma, EUA

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 pro-ducen a lo largo de decenas de millones de años. Estos procesos graduales a menudo son marcados por eventos definidos—terremotos, deslizamien-tos 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 geo-logía 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 conse-cuencias del choque de un asteroide, los explora-

cionistas pueden explotar las cuencas aisladas y las rocas fracturadas que quedan como secuelas.

Este artículo describe los procesos que acom-pañan 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 pro-veen evidencias de la producción actual de petró-leo 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 impactoA 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

> 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).]

Oilfield ReviewAutumn 09Impact Fig. NEW 1ORAUT09-Impact Fig. NEW 1

Frec

uenc

ia d

el im

pact

o

Cadaaño

Tamaño del impactor, m

4 20 90 2,000 9,000

Una vezpor siglo

Cada10,000

años

Cada 100millones de

años

Cadamillonesde años

400

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).

Volumen 21, no. 4 15

20 km [12 millas]. En nuestro sistema solar, exhi-ben típicamente órbitas elípticas largas alrede-dor 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 alre-dedor 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 meteo-ros, o “estrellas fugaces,” cuando atraviesan la

atmósfera terrestre son del tamaño del canto rodado o más pequeños. Los restos de meteoroi-des y asteroides que son retardados por la atmós-fera terrestre y llegan a la superficie se denominan meteoritos. Los cuerpos más grandes, denomina-dos bólidos, no se desaceleran tanto y se volatili-zan 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 con-tra 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, comparativa-mente, 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 superfi-cie y otros experimentan colisiones tangenciales o colisiones plenas. La frecuencia del impacto es inversamente proporcional al tamaño del aste-roide; 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 aproxima-damente 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

Oilfield ReviewAutumn 09Impact Fig. OpenerORAUT09-Impact Fig. Opener

16 Oilfield Review

Cuando se forman por eventos de impacto, los cráteres desaparecen relativamente rápido con la reelaboración de la corteza terrestre; sepulta-dos por debajo de los sedimentos, hundidos en las zonas de subducción, plegados para formar serra-nías, o erosionados. Erosionados, sepultados o modi-ficados 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 gran-des 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 des-plaza 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 gene-rar 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, pro-duciendo fracturamiento, metamorfismo de cho-

que, cambios de fases en los minerales, fusión y evaporación.4 La duración de la etapa de con-tacto y compresión depende del tamaño, la com-posición 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 pro-duce cambios irreversibles en el volumen impac-tado. 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 con-duce 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 gran-des distancias. Cuanto más grande es la masa que impacta, más probabilidades tiene de vaporizarse completamente y ser expulsada. Los detritos sóli-dos, líquidos y vaporizados son empujados en sen-tido ascendente, a lo largo de trayectos que forman una “cortina de eyectos” coniformes. El material expulsado sigue trayectorias balísticas ascenden-tes 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 mate-rial 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 for-mar 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 mate-rial expulsado es depositado como brechas selec-cionadas 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 metamor-fismos de choque, rocas de fundido por impacto o vidrio, se denominan suevitas (izquierda).7 En las

> 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.)

Inclusiones vítreas de rocafundida de impacto

Oilfield ReviewAutumn 09Impact Fig. 2ORAUT09-Impact Fig. 2

Inclusiones vítreas de rocafundida de impacto



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 peque-ñas 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 brechi-forme que suprayace a las rocas objetivo fractura-das pero autóctonas del piso verdadero del cráter. El análisis de los minerales de choque, provenien-tes del piso del cráter, indica que las presiones alcanzaron aproximadamente 25 GPa [3.6 millo-nes 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.

> 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. (Fotografía, cortesía del Instituto Lunar y Planetario.)Oilfield Review

Autumn 09Impact Fig. 3ORAUT09-Impact Fig. 3

D

Onda de choque

A

Proyectil

Roca objetivo

Cráter transitorio

Vapor

Fundido

Eyectos

Rarefacción

Onda de choque

B

C

Trampa volcada

Plano original

Dique con rocas defundido de impacto

Roca objetivode choque

Fundido

Brechamixta

Sedimentos

Fractura

Brecha de caída

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.

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Los cráteres con diámetros superiores a algu-nos 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 estruc-turalmente 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 impactosEl estudio de los cráteres comenzó en el año 1609 cuando Galileo Galilei observó y esbozó la exis-tencia 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 interplane-tario 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 circu-lar si bien muchos de los impactos eran induda-blemente 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 pro-ducir rasgos crateriformes terrestres, incluyendo el vulcanismo, el colapso domal, la actividad tectó-nica, 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

> 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. La parte media del cráter comienza a rebotar (C), creando una zona central levantada. Lejos del centro, las paredes del cráter comienzan a colapsar (D). El diámetro final del cráter es mucho mayor que el del cráter transitorio (E). Después de la erosión del cráter (F), el diámetro puede parecer aún más grande.


A

B

C

D

E

F

Roca objetivo

Onda de choque

Onda de choqueProyectil

Cráter transitorio

Vapor

Fundido

Eyectos

Rarefacción

Levantamientodel piso del cráter

EyectosColapso gravitacional

de las paredes del cráter

Diámetro aparente del cráter

Plano original

Levantamientoestructural

Diámetro final del cráter

Plano original

9. Melosh, referencia 3.10. Melosh, referencia 3.11. Koeberl (2002), referencia 3.


Se habían descubierto fragmentos de hierro meteorítico—una aleación de níquel-hierro que contenía metales raros en concentraciones dife-rentes a las presentes en cualquier roca terres-tre—en el borde del cráter. Barringer estaba convencido de que debajo del cráter se encon-traba 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 descu-brir 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 pulveri-zados y de fases minerales de presión ultra alta ayudó a convencer a geólogos y astrónomos de que el cráter Barringer y muchos otros eran cica-trices de impactos de asteroides.

Dado que en la mayoría de los casos el aste-roide se destruye con el impacto, es difícil hallar restos que demuestren un origen por impacto. Los mecanismos de erosión y sepultamiento com-plican aún más la situación. Por lo tanto, los cien-tíficos 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 geoquí-mica 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 geofí-sicas. De estas tres, sólo los efectos diagnósticos del metamorfismo de choque proporcionan evi-dencias inequívocas de un origen por impacto.

La onda de choque del impacto produce la com-presión de las rocas objetivo a presiones que supe-ran ampliamente el límite elástico de Hugoniot (HEL); el esfuerzo máximo que alcanza un mate-rial 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 pre-siones 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 produ-cirse dos tipos de metamorfismo de choque: cam-bios 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

cuarzo stishovita nunca se ha hallado en la natura-leza, salvo en las estructuras de impacto. Otro cambio de fase que puede tener lugar con las pre-siones de los impactos es la transición grafito-dia-mante. 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 detec-tados 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 indica-dor 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 lito-logías 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 algu-nos metros (abajo).

Las estructuras a escala microscópica habi-tualmente se desarrollan con presiones más altas.

> 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.

Tem

pera

tura

, °C

Presión, GPa

1,000

2,000

3,000

00.1 0.5 1 5 10 50 100

Conosastillados

Rasgos dedeformación

planar

Vidriodiapléctico

Fusión

Evaporación

Cuar

zoCo

esita

Graf

itoDi

aman

teCo

esita

Stis

hovi

ta

EclogitaGranulitaAnfibolitaEsquisto verdeGlaucófanoEsquistoZeolita

CornubianitasSanidinita

El circón se descomponeEl cuarzo se funde

El esfeno se funde


> 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.)

4 cm


20 Oilfield Review

Con presiones que oscilan entre 5 y 45 GPa [725,000 y 6,500,000 lpc], algunos granos de minerales desarrollan microestructuras denominadas ras-gos de deformación planar (PDF).12 Estos rasgos son conjuntos de laminillas paralelas estrecha-mente espaciadas (izquierda). Los granos indivi-duales 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, algu-nos cristales de minerales se transforman en una estructura amorfa denominada vidrio diapléc-tico. 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 distin-guir 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 fun-den 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 exhi-ben efectos metamórficos de choques (próxima página, arriba).13 El diámetro de estos rasgos circu-lares 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.

> Deformación de granos. Con las presiones del impacto, algunos granos de minerales desarrollan rasgos de deformación planar (PDF) que corres-ponden 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 inferior) muestra algunos rasgos que los observadores inexpertos podrían confundir con rasgos PDF. Las líneas son trazas de rastros de inclusiones fluidas subplanares, resultantes de la alteración causada por la deforma-ción tectónica de bajo grado. No son rectas ni planares ni se encuentran estrechamente espaciadas. (Fotografías, cortesía de Christian Koeberl.)

50 µm


300 µm

50 µm


alguna forma de depósito potencialmente econó-mico 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 preser-vados 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 hidro-térmicos. El resto de este artículo se centra en los recursos de hidrocarburos.

Los hidrocarburos en las estructuras de impactoExisten docenas de cráteres de impacto sepulta-dos 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 sub-suelo.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 hun-dido, porque las operaciones de perforación lleva-das 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 hidro-carburos 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 normal-mente no exhibe un valor significativo de porosi-dad 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.)


> 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.


Estructura deimpacto de Ames

Oklahoma

N

Ames

22 Oilfield Review

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-

mento petrolífero precámbrico de granodiorita brechiforme (izquierda, extremo superior). El pozo se convirtió en un productor prolífico. No obstante, las operaciones de producción subsi-guientes arrojaron resultados mixtos.

Para el año 1992, los geólogos combinaron la distribución anillada aparente de los pozos pro-ductivos de la formación Arbuckle, el espesor extra de la lutita y las indicaciones de la presen-cia de vidrio y roca basamento brechiforme para proponer un origen por impacto para la estruc-tura de Ames.18 Para demostrar la hipótesis del impacto, los científicos de diversas organizacio-nes efectuaron estudios petrográficos, mineraló-gicos 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 levantamien-tos sísmicos 2D y 3D a través de la estructura.20

El examen microscópico cuidadoso de los recortes y muestras de núcleos reveló los cam-bios mineralógicos producidos en el cuarzo, los cuales sólo podían explicarse a través de la acción de fuerzas de uno a dos órdenes de magni-tud 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 estruc-tura Ames puede describirse en pasos (próxima página). Hace aproximadamente 470 millones de años, 520 m [1,700 pies] de carbonatos de plata-forma 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 pro-fundidad de 600 m [2,000 pies] y comprimiendo y fracturando la roca basamento. Las presiones superaron los 50 GPa.

Subsiguientemente, la roca basamento ubi-cada en el centro del cráter experimentó un fenó-meno 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

>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.

Fragmentos grandesde granito

Vacuolas (cavernas)grandes que almacenanpetróleo y hacen posibleel flujo


Fragmentos pequeños ymuy finos de granito

> 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.)


Distancia al norte, km

Distancia al este, km

–1.0

–2.0

18

14

12

10

6

4

2

0

mGal

0

68

24

8

16

20

1012

1416

1820

–0.6

–1.0

–1.4

–1.8

–2.2

mGa

l

Anomalía gravitacional de Bouguer


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.

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 brechi-forme de Arbuckle.

La base del cráter rellena con brechas fundi-das—mezclas de granito, carbonato y dolomía en una matriz esferulítica—que habían sido expul-sadas, luego se replegó. Como consecuencia de la acción de los tsunamis, por encima de las bre-chas fundidas se depositaron diamictitas, bre-chas clásticas pobremente seleccionadas.22 Estas

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 sepul-tada por debajo de 3,000 m [10,000 pies] de sedi-mentos, lo cual aseguró su preservación. El análisis de la historia de sepultamiento y de la roca generadora y la geoquímica del petróleo

> 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 carbona-tada 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 de vuelco.Oilfield Review

Autumn 09Impact Fig. 12ORAUT09-Impact Fig. 12

Aproximadamente 10 millas

Centro del impacto

Fundidode impacto

Eyectos

B

EyectosColapso

Levantamiento central

C

Sistema de suevitasy cavernas

Fundido de impacto

EyectosMegabloques brechiformes /

fracturados (retorno)D

Lutitas McLish

E

Arenisca McLish

Estructura cárstica

Basamento (granodiorita)

Marcador de la Formación Kindblade

Dolomía del grupo Arbuckle

A

1,70

0 pi

es

24 Oilfield Review

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 intercrista-lina, 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

El Campo Red Wing Creek La estructura Red Wing Creek, ubicada en la por-ción 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 carbona-tos 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 sís-micos y registros de pozos demostraron la existen-cia 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 pri-mera indicación de que había petróleo entram-pado en una estructura compleja de impacto de un meteorito.29 Los trabajos más recientes confirma-ron 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 orientacio-nes de los rasgos PDF indica que las presiones de

> 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).


Roca generadora Roca selloPetróleo

Migración del petróleo hacia la roca yacimiento

> 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.

Estructura RedWing Creek

Dakotadel Norte

km

millas

1

1

0

0

NO SE

Cretácico

JurásicoTriásico

Devónico

Silúrico

Mississippiano

Pensilvaniano-Pérmico



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 per-meabilidad inducidas por el impacto hacen posi-ble 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 sís-micos 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 millo-nes 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 reser-vas 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 desarro-llar un modelo geológico para ser utilizado en el proceso de simulación de yacimientos.

El gran impactoEl 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 contro-versia 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 gra-vimétrico circular condujo a Petróleos Mexicanos (PEMEX) a llevar a cabo un programa de perfora-ción.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

concentraciones extremadamente grandes de iri-dio [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 extraterres-tres de los elementos del grupo del platino, sugi-rieron 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 diá-metro, el cual además causó la extinción masiva de los dinosaurios y de otras formas de vida.34 Subsiguientemente, otros trabajadores descubrie-ron granos de cuarzo y otros minerales metamor-foseados, 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

24. Curtiss DK y Wavrek DA: “The Oil Creek-Arbuckle (!) Petroleum System, Major County, 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): 240–258.

Para obtener más información sobre modelado de sistemas petroleros, consulte: Al-Hajeri MM, Al Saeed M, Derks J, Fuchs T, Hantschel T, Kauerauf A, Neumaier M, Schenk O, Swientek O, Tessen N, Welte D, Wygrala B, Kornpihl D y Peters K: “Modelado de cuencas y sistemas petroleros,” Oilfield Review 21, no. 2 (Diciembre de 2009): 16–33.

25. Vardi N: “The Last American Wildcatter,” Forbes (2 de febrero de 2009), http://www.forbes.com/forbes/2009/0202/066.html (Se consultó el 7 de septiembre de 2009).

26. Sawatzky HB: “Astroblemes in Williston Basin,” AAPG Bulletin 59, no. 4 (Abril de 1975): 694–710.

27. Gerhard LC, Anderson SB, Lefever JA y Carlson CG: “Geological Development, Origin, and Energy Mineral Resources of Williston Basin, North Dakota,” AAPG Bulletin 66, no. 8 (Agosto de 1982): 989–1020.

28. Gerhard LC, Anderson SB y Fischer DW: “Petroleum Geology of the Williston Basin,” en Leighton MW, Kolata DR, Oltz DT y Eidel JJ (eds): Interior Cratonic Basins. Tulsa: The American Association of Petroleum Geologists, AAPG Memoir 51 (1990): 507–559.

29. Grieve, referencia 8.30. Koeberl C, Reimold WU y Brandt D: “Red Wing

Creek Structure, North Dakota: Petrographical and Geochemical Studies, and Confirmation of Impact Origin,” Meteoritics & Planetary Science 31 (1996): 335–342.

> Datos sísmicos de la estructura de impacto Red Wing Creek. La interpre-tación de los datos sísmicos 3D revela los rasgos subterráneos del cráter Red Wing Creek. La profundidad de la Formación Mission Canyon se codi- fica por colores, del rojo (somero) al azul y al púrpura (profundo). Las sec-ciones 2D extraídas, obtenidas del levantamiento 3D, forman el fondo.

31. Huang C, Herber B, Barton R, Weimer P, Jiang S y Hammon S: “3-D Interpretation of a Meteorite Impact Field, Red Wing Creek Field, Williston Basin, Western North Dakota,” presentado en la Convención y Exhibición Anual de la AAPG, Denver, 7 al 10 de junio de 2009, http://www.searchanddiscovery.net/abstracts/html/2009/annual/abstracts/huang.htm (Se consultó el 12 de octubre de 2009).

Friedman B: “Red Wing Data Has Big Impact,” AAPG Explorer (Abril de 2009), http://www.aapg.org/explorer/2009/04apr/redwing0409.cfm (Se consultó el 6 de septiembre de 2009).

32. Cornejo-Toledo A y Hernandez-Osuna A: “Las anomalías gravimétricas en la cuenca salina del istmo, planicie costera de Tabasco, Campeche y Península de Yucatan,” Boletín de la Asociación Mexicana de Geólogos Petroleros 2 (1950): 453–460, como se sita en Stoffler D: “Chicxulub Scientific Drilling Project (CSDP),” http://www.museum.hu-berlin.de/min/forsch/csdp.html (Se consultó el 9 de octubre de 2009).

33. En la corteza terrestre, la concentración promedio de Ir es de 0.001 ppm; en los meteoritos, el promedio es al menos 500 veces superior, o 0.5 ppm.

34. Álvarez LW, Asaro F y Michel HV: “Extraterrestrial Cause for the Cretaceous-Tertiary Extinction,” Science 208, no. 4448 (6 de junio de 1980): 1095–1108.

35. Bohor B, Foord EE, Modreski PJ y Triplehorn DM: ”Mineralogic Evidence for an Impact Event at the Cretaceous-Tertiary Boundary,” Science 224, no. 4651 (25 de mayo de 1984): 867–869.

McHone JF, Nieman RA, Lewis CF y Yates AM: “Stishovite at the Cretaceous-Tertiary Boundary, Raton, Nuevo México,” Science 243, no. 4895 (3 de marzo de 1989):1182–1184.

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.


26 Oilfield Review

Los partidarios de la teoría del impacto inves-tigaron el globo en busca del cráter masivo que habría resultado de semejante impacto. La aten-ción se centró en el Golfo de México después de conocerse los informes que señalaban la presen-cia de material del límite Cretácico/Terciario (límite K/T) rico en iridio, por encima de sedi-mentos ricos en carbonatos, pobremente selec-cionados, 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 sedimen-tos 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 carbona-tadas de la Península de Yucatán se hundieron en aguas más profundas y fueron cubiertas por una capa de eyectos. Con el tiempo, estas rocas car-bonatadas se convirtieron en importantes yaci-mientos 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 bre-chas 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.

Los yacimientos comprenden aproximada-mente 300 m [1,000 pies] de brechas de caliza dolomitizada altamente productiva que infraya-cen una zona menos productiva de 30 m [100 pies], compuesta por brechas y eyectos reelabo-rados (próxima página, arriba).41 En la capa infe-rior, 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 alte-ración del vidrio de impacto (próxima página, abajo). Estas capas también pueden ser correla-

36. 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, Rosales-Domínguez 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: “Pimienta-Tamabra(!)—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, Cedillo-

Pardo 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.

> El cráter de impacto de Chicxulub. Una serie de rasgos concéntricos, presentes en los rasgos gravi-métricos (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) denomi-nados cenotes. Un anillo de cenotes sigue el trazo del gradiente gravimétrico más externo. Los ceno-tes 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.)


Bochil

A M É R I C A C E N T R A L

E U A

Villahermosa

Estructurade Chicxulub

M É X I C O

B a h í a d eC a m p e c h e

Campo Cantarell

300

km0 300

millas0

22°

21°

20°

90° 89°


>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.


> Estratigrafía, expresión de los registros de pozos y muestras de la suce-sión sedimentaria del límite K-T en el Complejo Cantarell. La estratigrafía del Pozo C-91 (extremo superior derecho) exhibe una tendencia grano de-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 gra-no 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.)

1,350

1,400

1,450

1,500

1,550

1,600

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Unidad 1

Unidad 2

Unidad 3

Margas y calizaspelágicas de edad

Paleoceno

Sucesiónsedimentariadel límite K-T

Caliza pelágica deedad Maestrichtiano

Superior

Prof

undi

dad,

m

0 100°API

6 16pulgadas

Calibrador

Estratigrafía Rayos gamma Resistividad

0.2 3,000ohm.m

Lateroperfil somero

Lateroperfil profundo

Base

Núcleo de la secuencia del límite K-T

Tope


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Unidad 1

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Margas y calizaspelágicas de edad

Paleoceno

Sucesiónsedimentariadel límite K-T

Caliza pelágica deedad Maestrichtiano

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6 16pulgadas

Calibrador

Estratigrafía Rayos gamma Resistividad

0.2 3,000ohm.m

Lateroperfil somero

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Base

Núcleo de la secuencia del límite K-T

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28 Oilfield Review

cionadas entre los pozos marinos y los aflora-mientos terrestres (arriba).

La interpretación de la sucesión sedimenta-ria sustenta la siguiente secuencia de eventos que tuvieron lugar a los minutos y horas de acae-cido el impacto de Chicxulub: la plataforma car-bonatada colapsó, produciendo la depositación de las brechas inferiores. Los eyectos de impacto fueron depositados, reelaborados y mezclados con material más grueso por las oleadas de tsuna-mis generados por el impacto que reverberaron a través del Golfo de México. La capa final de eyec-tos cubrió estos depósitos, sellando los fluidos diagenéticos. Los fenómenos de plegamiento y compresión de comienzos del Mioceno al Plioceno empujaron un gran bloque de rocas de edad Cretácico y Jurásico Superior, formando la trampa gigante de Cantarell.42 En el período Mioceno, los hidrocarburos migraron en dirección hacia las brechas desde las rocas generadoras de alta cali-dad de edad Jurásico Superior.43

En 1998, utilizando técnicas sísmicas mejora-das de generación de imágenes de la pared del pozo, PEMEX descubrió otra acumulación gi-gante—el Campo Sihil—por debajo de los yaci-

mientos Cantarell.44 Los yacimientos Sihil, con reservas de hidrocarburos de 1,136,000 millones de bbl [180 millones de m3], también correspon-den a carbonatos dolomitizados, formados a partir del material detrítico del impacto de Chicxulub. El bloque que contenía al Campo Cantarell fue empujado sobre el del Campo Sihil, formando la trampa que ahora contiene las reservas de Sihil.

Un impacto negativoLos ejemplos previos han demostrado cómo el impacto de una masa extraterrestre puede gene-rar condiciones que conducen a la formación de yacimientos de hidrocarburos. Exhibiendo quizás el mismo grado de importancia, el choque directo de un asteroide también puede causar la desapa-rición de una acumulación de hidrocarburos. La estructura de Avak, en Alaska, muestra eviden-cias de este tipo de destrucción.

En el año 1949, se descubrió gas en el flanco de una anomalía sísmica y gravimétrica cercana al poblado de Barrow, en Alaska. Las actividades de exploración subsiguientes revelaron la pre-sencia de una serie de acumulaciones pequeñas de gas en los altos estructurales que circunscri-

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 estrati-grafía perturbada que encontraron los pozos que penetraron la anomalía.45 El análisis microscó-pico identificó la presencia de rasgos PDF meta-mórficos de choque en los granos de cuarzo de un pozo perforado en el levantamiento central, con-firmando 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 mode-lado de los eventos y procesos geológicos que con-dujeron a la generación, migración y acumulación de hidrocarburos en esta área. Los resultados del

> 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].

Oilfield ReviewAutumn 09Impact Fig. NEW 19ORAUT09-Impact Fig. NEW 19

Calizas arcillosas yturbiditas calcáreas de

edad Paleoceno Inferior

Unidad 3: Capa ricaen eyectos

Unidad 2: Brechacarbonatada

de grano fino

Unidad 1: Brechacalcárea de

grano grueso

Calizas pelágicas de edadMaestrichtiano Superior

con nódulos de silex

20

10

0

30

40

50

60

Prof

undi

dad,

m

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.


Las permeabilidades de las rocas en la zona dañada de 1,200 m [4,000 pies] de profundidad se incrementaron. La temperatura se aumentó hasta alcanzar 3,000ºC dentro de toda la estruc-tura y se introdujeron las fallas verticales que se extendían desde la superficie de 97 Ma de edad hasta el basamento.

En comparación con el modelo sin impacto, el modelo de sistemas petroleros posteriores al impacto arrojó un resultado sumamente dife-rente. El cambio repentino producido en las pro-piedades de las rocas produjo la liberación de los hidrocarburos entrampados. Por otro lado, la sobrepresión causada por la excavación y el levantamiento posterior al impacto detonó una transición de la fase de hidrocarburos, de líqui-

dos a vapor. Después del impacto, los hidrocarbu-ros líquidos recién generados migraron hacia las trampas situadas en el anillo externo de la estructura de impacto. Con los procesos de levan-tamiento y erosión de edad Terciario, estas acu-mulaciones se transformaron en vapor. Las acumulaciones actuales simuladas, ubicadas al oeste, sur y este de la estructura de Avak, se equi-paran con las acumulaciones de gas conocidas presentes en el área.

Comprensión del impactoEl impacto de los asteroides produce cambios sig-nificativos en la morfología de la superficie y en las propiedades de las rocas del subsuelo que deberían considerarse a la hora de explorar y pro-

ducir hidrocarburos. Estos cambios pueden ser muy localizados o regionalmente extensivos y pueden contribuir a la formación de yacimientos o destruirlos.

Los avances registrados en la teledetección están facilitando el hallazgo de cráteres en la superficie de la Tierra, los cuales pueden estar ocultos por la vegetación u otros obstáculos. Por ejemplo, las imágenes de los satélites pueden ayu-dar a identificar los rasgos relacionados con los impactos que no son reconocibles desde la super-ficie. El sistema aéreo de detección y medición a través de la luz (LiDAR) ha resultado exitoso para la localización de un cráter de impacto que no podía descubrirse utilizando imágenes visibles.48

Si bien algunos cráteres pueden verse en la superficie, muchos quedan ocultos debido a la presencia de sedimentos. Los métodos tradicio-nales de detección de estructuras de impacto sepultadas se basan en levantamientos geofísi-cos; gravimétricos, sísmicos y electromagnéti-cos.49 La estrategia consiste en identificar las anomalías compatibles con un origen por impacto y luego confirmarlas—o no—a través del examen de las rocas para detectar indicios de metamor-fismo de choque.

Hasta ahora, éste fue el ámbito de los especia-listas en ciencias planetarias. En el futuro, a medida que los equipos de exploración aprendan a reconocer las estructuras de impacto, estarán en condiciones de modelar y explotar los efectos del impacto de los asteroides. —LS

> Inclusión del impacto en el modelado de los sistemas petroleros. La simulación de la maduración, la migración y la acumulación de hidrocarburos a través del tiempo en la Península 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 una zona de daño circular crateriforme (gris), incrementando efectivamente la permeabilidad y la temperatura. Después del impacto, la gran acumulación de petróleo desapareció. En la actualidad, el modelado de los sistemas petroleros muestra diversas 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.

Point Barrow

Prudhoe BayArco de Barrow

Reserva Nacionaldel Petróleo de Alaska

Área de estudio

km 100

millas 100

0

0

M a r d e C h u k c h iAlaska

C A N A D Á


Point Barrow110 Ma 97 Ma

96.01 Ma (impacto) Momento actual

Línea decosta

Estructura de Avak

LíquidoVapor

proceso de simulación muestran una acumula-ción 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 inter-vención 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.

yacimientos de alto impacto

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