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M E T E O R I T O S 06. Noviembre 2017.

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de METEORITOS. Impreso en Holanda, Printed in The Netherlands. © MCM, 2017.

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EDITORIAL; CI1 P RECURSOR AS Llegamos a noviembre, y hacemos entrega del último número de la revista de este año. Ha sido un año positivo, repleto de novedades en el Museo, en cuanto a investigación y divulgación científica. Ha sido un año importante, en el que lanzábamos estas revistas como proyecto piloto, y nos ha sorprendido mucho la aceptación que ha tenido, y por ello es nuestro deber darles las gracias a todos. El año próximo aunque seguiremos publicándolas, tendrán diferencias notables, aprendiendo de la experiencia, para profesionalizarla más aún. Este nuevo número, lo queremos dedicar de forma especial a un tema que durante años levantó ampollas, y cuyo debate aún continúa muy vivo. Me refiero al presunto hallazgo de posibles fósiles en los meteoritos de tipo carbonáceo CI1. Presuntos en todo caso, la controversia está servida entre investigadores de prestigio. Les traemos uno de los más relevantes informes publicados. Su autor, Richard B. Hoover, muestra importantes hallazgos en éstos meteoritos y las sinergias que manifiestan con bioformas terrestres. Dado que el informe está en inglés, hemos preparado una traducción del mismo en español. El origen de la vida sigue siendo uno de los grandes misterios de la ciencia. ¿De dónde vinieron los ingredientes básicos? ¿Cuándo y dónde se formaron? ¿Vinieron del espacio exterior hasta nuestro planeta, donde se desarrollaron posteriormente? ¿Es la vida un cúmulo de casualidades? No podemos responder a éstas preguntas, pero sí vamos a abordar la presencia de moléculas orgánicas precursoras de la vida en cometas y meteoritos de tipo CI1.

DE LA

V IDA .

Y como no podía ser de otra forma, les adelantamos el programa de actividades que con motivo de las SEMANAS DE LA CIENCIA ha preparado el CODICE (Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio). No dejen de asistir a las que puedan. Un elenco de científicos de primer nivel traerá temas de especial interés.

En este número también les traemos el capítulo IV de Meteoritos caídos en España, de nuestro compañero Victoriano Canales. Deseando que disfruten con esta revista especialmente larga, el equipo técnico del MCM les desea que pasen unas felices fiestas el próximo mes, y nos volveremos a ver en Enero.

José García. Director del MCM.

Tuvimos ocasión de visitar EXPERIENCIAS, la I Exposición Fotográfica del autor grancanario Juan Carlos Arencibia. Una exposición que resume 20 años de fotografía de forma magistral, seguro que disfrutarán con ella. 3 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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CONTENIDOS Editorial; CI1, precursoras de la vida. Condritas carbonáceas, cimientos del Sistema Solar. Fósiles de Cianobacterias en Meteoritos Carbonáceos CI1. Actividades escolares 2017/18 del MCM. EXPERIENCIAS. Exposición fotográfica. Guía de actividades de las Semanas de la Ciencia 2017 de CODICE. Espectacular Meteoro en China. Cuevas en la Luna. Arqueología Canaria. La Colección del MCM; Condritas L3. Meteoritos caídos en España IV. Tienda del Museo.

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Museo Canario de Meteoritos dispone de servicio de estudio de meteoritos por técnica petrográfica de luz polarizada. Acoge muestras de rocas encontradas por buscadores que deseen conocer la compatibilidad con meteoritos.

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Dirección; José García. Apdo. Correos 3. Agüimes, 35260 (Las Palmas) España. Miembro de ICOM Museos del Mundo, CODICE (Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio) y The Meteoritical Society

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J. García. Director del MCM.

Quizás uno de los grupos de meteoritos más interesantes a título científico, las condritas carbonáceas han supuesto en más de una ocasión un auténtico desafío para la Ciencia. Tomaban su nombre debido a que su color negro sugería la presencia de carbono en grandes cantidades. A pesar de ello, hoy sabemos que el carbono es un elemento que en algunos casos se encuentra en menor proporción que en algunas condritas ordinarias, no obstante, conservaron su nombre en honor a su apariencia carbonosa. Las condritas carbonáceas son de extremo interés científico por varias razones, una de ellas es porque se trata de las rocas más primitivas existentes en el sistema solar, por lo que nos prové de una información privilegiada sobre los orígenes del mismo, constituyendo un material primitivo de primer orden. Suponen apenas el 3% de los meteoritos recuperados tras su caída observada y constituyen uno de los más interesantes grupos en los que se dividen los meteoritos rocosos. Basándonos en la química, la petrología y la composición de isótopos de oxígeno, se han podido establecer seis grupos bien definidos (CI, CM, CR, CV, CO y CK) y otros dos grupos adicionales en proceso de ser establecidos, pero identificados con algunos ejemplares (CH y CB). Al igual que las condritas ordinarias, las carbonáceas (a excepción del grupo CI) contienen cóndrulos en la matriz rocosa, e inclusiones ricas en calcio y aluminio, inmersas en una matriz fina.

Como decimos las condritas carbonáceas son importantes por varias razones. Otra de ellas es debido a que las condritas del grupo CI son las más primitivas conocidas, la composición de elementos no volátiles en las mismas es idéntica a la composición del Sol. Otra de las razones que las hace importantes es la presencia de inclusiones ricas en calcio y aluminio. Estas inclusiones blanquecinas son los primeros sólidos formados de la nebulosa presolar, debido a su temperatura de fusión, fueron los primeros sólidos condensados. Son especialmente abundantes en el grupo CV. La última razón de peso es la presencia de granos presolares, especialmente abundantes en los grupos CI y CV. Los granos presolares son partículas muy primitivas, y como su propio nombre indica, se formaron antes de la formación del Sol. Han sido medidas edades radiométricas de hasta 600 millones de años antes de nacer el sol.

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Consideramos que esos granos presolares proceden de alguna supernova anterior que imprimió

dichos materiales en la nebulosa presolar.

Estos granos presolares se formaron alrededor de estrellas en la fase final de su vida, siendo expulsados por la presión de la supernova. Otro componente importante de las condritas carbonáceas es la materia orgánica en forma de material macromolecular insoluble, algunos de ellos similares al kerogeno terrestre, posiblemente formados por un proceso de hidrólisis ocurrido durante el proceso de alteración acuosa de los cuerpos progenitores.

Los distintos grupos de carbonáceas tomarán su nombre a partir del ejemplar tipo, el primero identificado de su grupo, y muestra características concretas y particulares.

Pero quizás el más notable componente (aunque no muy abundante) sean los aminoácidos y los ácidos nucleicos, ambos de incuestionable importancia para la vida en nuestro planeta. Similares componentes pudieron llegar a la Tierra primitiva mediante cometas, meteoritos y polvo interplanetario, aunque aún no hay consenso ni evidencia de qué rol jugaron (si es que lo hicieron), en la aparición de la vida en este planeta.

Grupo CI toma su nombre del meteorito Ivuna (Tanzania). Tiene composiciones químicas cercanas a las medidas en la fotosfera del Sol. En el más estricto sentido podemos decir que químicamente son los materiales más primitivos que se conocen en el Sistema Solar.

IVUNA. 6

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Grupo CV toma su nombre del meteorito Vigarano (Italia). La mayoría de ellos son de tipo petrológico 3.

El grupo CH no tiene meteorito tipo concreto. En este caso H hace alusión a “high”, elevado contenido en metal, que en estos meteoritos puede superar el 40% de su composición. Sus tipos petrológicos son 2 y 3, y se trata del grupo de meteoritos con mayor contenido en metal de todos.

VIGARANO. American Museum of Natural History. New York.

Grupo CM toma su nombre del meteorito Mighei (Ucrania) aunque su miembro más famoso es el meteorito Murchison. Son conocidos por su rico contenido en componentes orgánicos del tipo aminoácidos y nucleobases.

SAU 290. Ejemplar de tipo CH. Australia Meteorites.

Grupo CB toma su nombre del meteorito Bencubbin (Australia). Pueden contener hasta un 50% de hierro nativo, pero no se han clasificado como mesosideritos ya que químicamente están más cercanos a la composición de los carbonáceos CR. MIGHEI. Vernadsky Institute.

Grupo CR toma su nombre del meteorito Renazzo (Italia). El cuerpo progenitor más fiable es el asteroide (2) Pallas. (Abajo, ejemplar del AMNH, New York).

GUJBA, de tipo Bencubbin. Quizás el más bello meteorito de su tipo.

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Grupo CK toma su nombre de meteorito Karoonda (Australia). Están estrechamente relacionadas con los grupos CO y CV.

TAGISH LAKE. Eran las 16:43 horas UTC del 18 de enero del 2000 cuando una brillante estela de luz cruzó el cielo de la Columbia Británica, en Canadá, y dejó hasta 10 kilos de rocas negras en un área cercana al lago Tagish. El meteoroide hizo explosión en la estratosfera, entre 30 y 50 kilómetros de altura produciendo una liberación energética de aproximadamente 1,7 kilotones. Más de 500 fragmentos del meteorito fueron recuperados de la superficie helada del lago.

NWA 8214, de tipo Karoonda. Ejemplar del Museo Canario de Meteoritos.

Grupo CO toma su nombre del meteorito Ornans (Francia). El tamaño medio de sus cóndrulos oscila los 0,15 milímetros, y todos ellos son de tipo petrológico 3.

ORNANS. American Museum of Natural History. New York.

Cálculos estimativos determinan que el meteoroide tenía unos 4 metros de diámetro y un peso aproximado de 56 toneladas antes de incursionar en la atmósfera terrestre. 1,3 toneladas del material sobrevivió a la ablación atmosférica después de varios eventos de explosión. Sin embargo solo se encontraron unos 10 kilos, quedando el resto vaporizado como polvo estratosférico. “Los análisis han demostrado que fragmentos de Tagish Lake son de un tipo primitivo, que contiene gránulos de polvo de estrellas sin cambios que podrían haber sido parte de una nube de material que creó nuestro sistema solar y nuestro sol. Este meteorito muestra algunas similitudes con dos de los más primitivos tipos de condrita carbonácea, las CI y las CM. Es, sin embargo, bastante diferente de ellas. Tagish lake tiene mucho menos densidad que cualquier otro tipo de condrita y de hecho está compuesto por dos rocas diferentes. La mayor diferencia entre las dos litologías es la abundancia de carbonatos minerales en una de ellas. El meteorito contiene abundante materia orgánica, incluyendo aminoácidos. La misma podría haberse formado originalmente en el medio interestelar y/o disco solar protoplanetario, pero fue subsecuentemente modificado en el cuerpo asteroidal originario del meteorito.

Finalmente hay un grupo de carbonáceas inagrupadas, cuyo miembro más destacado es el meteorito TAGISH LAKE, cuya historia no deja indiferente a nadie.

Una porción del carbono en el meteorito Tagish lake está contenido en lo que se llama nano diamantes –pequeñísimos granos de diamantes de menos de unos poco micrómetros de tamaño-. De hecho, el Tagish lake contiene más nano diamantes que ningún otro meteorito”. Fuente; Wikipedia. 8

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Después del evento de reentrada, los días 25 y 26, Jim Brook recuperó varias decenas de meteoritos por aproximadamente un kilo de sobre el hielo del lago Taku Arm. Entre el 20 de abril y el 8 de mayo se recuperaron unas 500 piezas más, tanto de este lago, como de otro pequeño lago sin nombre situado a 1.5 kilómetros hacia el este. El campo de dispersión ocupa una extensión de unos 16 x 3 kilómetros. Tras los análisis pertinentes se determinó que la caída se trataba de un meteorito de tipo carbonáceo, con grado petrográfico 2, pero de tipo desconocido, por lo que se clasificó como C2, inagrupado.

Recuperando meteoritos en Tagish Lake.

Alan Hildebrand sostiene bloque de hielo con fragmentos del meteorito Tagish Lake.

TAGISH LAKE, Museo Canario de Meteoritos.

Quizás una de las grandes polémicas de los meteoritos de tipo CI-1 sea el hallazgo de unos extraños filamentos que numerosos científicos han identificado con fósiles de cianobacterias. Aunque la polémica está servida, las conclusiones siguen sin ser determinantes, y abren un profundo campo de investigación científica. A continuación reproducimos en español el informe redactado por Richard B. Hoover, de Space Science Office, publicado en el Journal of Cosmology en marzo de 2011. Una auténtica joya de paper científico. 9 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


NWA no clasificado. Carbonรกcea CK5. Pesa 12.94 gramos. Hallado en Gueltat Zemmour (Marruecos) en 2017. Colecciรณn del MCM. 10 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


Journal of Cosmology, 2011, Vol. 13, xxx. JournalofCosmology.com, March, 2011

Fósiles de Cianobacterias en Meteoritos Carbonáceos CI1; Implicaciones para la vida en cometas, Europa, y Encelado. Richard B. Hoover, Space Science Office, Mail Code 62, NASA/Marshall Space Flight Center, Huntsville, AL 35812

Abstract Environmental (ESEM) and Field Emission Scanning Electron Microscopy (FESEM) investigations of the internal surfaces of the CI1 Carbonaceous Meteorites have yielded images of large complex filaments. The filaments have been observed to be embedded in freshly fractured internal surfaces of the stones. They exhibit features (e.g., the size and size ranges of the internal cells and their location and arrangement within sheaths) that are diagnostic of known genera and species of trichomic cyanobacteria and other trichomic prokaryotes such as the filamentous sulfur bacteria. ESEM and FESEM studies of living and fossil cyanobacteria show similar features in uniseriate and multiseriate, branched or unbranched, isodiametric or tapered, polarized or unpolarized filaments with trichomes encased within thin or thick external sheaths. Filaments found in the CI1 meteorites have also been detected that exhibit structures consistent with the specialized cells and structures used by cyanobacteria for reproduction (baeocytes, akinetes and hormogonia), nitrogen fixation (basal, intercalary or apical heterocysts) and attachment or motility (fimbriae). Energy dispersive X-ray Spectroscopy (EDS) studies indicate that the meteorite filaments are typically carbon rich sheaths infilled with magnesium sulfate and other minerals characteristic of the CI1 carbonaceous meteorites. The size, structure, detailed morphological characteristics and chemical compositions of the meteorite filaments are not consistent with known species of minerals. The nitrogen content of the meteorite filaments are almost always below the detection limit of the EDS detector. EDS analysis of terrestrial minerals and biological materials (e.g., fibrous epsomite, filamentous cyanobacteria; mummy and mammoth hair/tissues, and fossils of cyanobacteria, trilobites, insects in amber) indicate that nitrogen remains detectable in biological materials for thousands of years but is undetectable in the ancient fossils. These studies have led to the conclusion that the filaments found in the CI1 carbonaceous meteorites are indigenous fossils rather than modern terrestrial biological contaminants that entered the meteorites after arrival on Earth. The δ13C and D/H content of amino acids and other organics found in these stones are shown to be consistent with the interpretation that comets represent the parent bodies of the CI1 carbonaceous meteorites. The implications of the detection of fossils of cyanobacteria in the CI1 meteorites to the possibility of life on comets, Europa and Enceladus are discussed.Keywords: Origins of life, CI1 meteorites, Orgueil, Alais Ivuna, microfossils, cyanobacteria, comets, Europa, Enceladus

1. INTRODUCCIÓN Las condritas carbonáceas CI1 son los meteoritos más primitivos de todos los conocidos en términos de abundancias elementales solares y el elevado contenido de volátiles. Las condritas carbonáceas son un clan mayor de meteoritos condríticos que contienen agua, elevado porcentaje de carbono, ratios Mg/Si cercanos a los valores solares y composición de isótopos de oxigeno que caen por debajo de la línea de fraccionamiento terrestre. La clasificación CI1 indica los meteoritos que pertenecen al grupo químico CI (Tipo Ivuna) y son de tipo petrológico 1. Los meteoritos CI1 se distinguen de otras condritas carbonáceas por la completa ausencia de cóndrulos e inclusiones refractarias (destruídos por alteración acuosa en el cuerpo progenitor) y por su alto grado (~20%) de hidratación por agua primitiva. La alteración acuosa tuvo lugar en el cuerpo progenitor a bajas temperaturas (<50 ºC) y produjo filosilicatos hidratados similares a las arcillas terrestres, carbonatos y los óxidos magnetita Fe3O4 y limonita Fe2O3. nH2O. Escasamente distribuídos en la negra matriz de la roca hay fragmentos y cristales de olivino, piroxeno y hierro nativo, diamantes presolares y grafito y materia orgánica insoluble similar a kerógeno.

Las condritas carbonáceas CI1 son extremadamente raras. Sobre los 35.000 meteoritos que han sido recuperados, hay solo nueve carbonáceas CI1 conocidas en la Tierra (Tabla I). Cinco de ellos fueron caídas observadas; Alais, Orgueil, Ivuna, Tonk y Revelstoke, y otras cuatro (Y-86029, Y-86737, Y980115 y Y980134) fueron colectadas en 1986 t 1988 de los azules campos de hielo de las montañas Yamato por la Expedición Antártica del Instituto Nacional de Investigación Polar, Japón. La mayor rareza de las rocas CI1 es sin duda debido a que son frágiles brechas micro-regolíticas. Todos los cinco meteoritos CI1 conocidos antes de 1986 fueron recuperados pronto después de observada la caída. The great rarity of the CI1 stones is undoubtedly due to the fact that they are friable micro-regolith breccias. All five CI1 meteorites known before 1986 were collected soon after they were observed to fall. Las partículas de los meteoritos CI1 se cementan conjuntamente con minerales de evaporita solubles en agua tales como epsomita (MgSO4.7H2O) y yeso (CaSO4.2H2O). El efecto de que estas rocas se desintegran inmediatamente despés de ser expuestas a agua líquida fue observado durante el estudio inicial del meteorito Alais (Thénard, 1806; Berzelius, 1834, 1836) y de las rocas Orgueil (Leymerie, M. 1864). Estas rocas se destruyeron y desintegrados en pequeñas partículas cuando las sales solubles en agua que cementan los granos minerales insolubles de la matriz rocosa se disuelven (Hoover, 2005).

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Aunque las eyecciones de la luna y Marte están asociadas con varios meteoritos conocidos, los cuerpos padres para la gran mayoría de todos los meteoritos en la Tierra son los asteroides. El alto contenido de agua, las relaciones D / H y la evidencia de una alteración acuosa extensa de los meteoritos carbonáceos CI1 indican que sus cuerpos parentales eran asteroides o cometas ricos en agua. 1.1. Biomarcadores morfológicos, minerales y químicos en meteoritos carbonáceos CI1. Una serie de biominerales y productos químicos orgánicos (que se interpretan como biomarcadores cuando se encuentran en las rocas de la Tierra) se han detectado en los meteoritos carbonáceos CI1. Estos incluyen biomarcadores débiles tales como glóbulos de carbonato, magnetitas, PAH, aminoácidos racémicos, alcoholes de azúcar, y alcanos de cadena corta, alquenos e hidrocarburos alifáticos y aromáticos que se producen en la naturaleza por procesos biológicos pero también pueden ser fomentados por reacciones químicas catalizadas tales como Miller-Urey y síntesis de Fisher-Tropsch. Sin embargo, los meteoritos CI1 también contienen una serie de biomarcadores fuertes para los cuales no existen mecanismos de producción abióticos conocidos. Estos incluyen magnetitas en configuraciones inusuales

(framboides y cadenas lineales de magnetosomas), aminoácidos proteínicos con un exceso enantiomérico significativo, nucleobases (purinas y pirimidinas) y productos de degradación diagenéticos de pigmentos fotosintéticos como clorofila (prístina, fitano y porfirinas), materia orgánica compleja insoluble similar a kerógeno y biomarcadores morfológicos con tamaño, rango de tamaños y características reconocibles diagnosticados de órdenes conocidos de Cianobacteriaceae y otros microfósiles procariotas. La Tabla II proporciona un resumen cronológico de los biomarcadores químicos, minerales y morfológicos encontrados por muchos investigadores independientes que han estudiado los meteoritos carbonáceos desde 1806 cuando la investigación comenzó poco después de la caída del meteorito carbonáceo CI1 Alais.

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1.2. El Meteorito Alais, Carbonáceo CI1. Alais fue el primer meteorito carbonáceo conocido por la ciencia. Dos fuertes detonaciones se oyeron a través del sur de Francia a las 5:30 de la tarde del 15 de marzo de 1806. Dos piedras suaves y negras que emitían un "fuerte olor a betún" se observaron en pequeñas aldeas cerca de Alais, Languedoc-Roussillon, (44º 07'N, 4º 05'E). Una piedra negra de 2 kg de peso aterrizó en el pequeño pueblo de St. Eteinne de Lolm y una piedra de 4 kg aterrizó cerca de Valence, Francia y rompió una rama de una higuera en su caída. Louis Jacques Thénard (1806), el célebre Profesor de Química del Colegio de Francia en París, realizó el primer estudio del meteorito carbonáceo Alais CI1. Se dio cuenta de que estas piedras eran diferentes de todos los meteoritos ya que tenían la apariencia de arcilla solidificada. Thénard informó que "cuando las piedras fueron colocadas en agua se desintegraron inmediatamente y desprendieron un fuerte olor a arcilla". Él determinó que las piedras del meteorito Alais contenían 2,5% de carbono y óxidos de hierro, magnesio y níquel. La piedra Alais fue posteriormente analizada por Jöns Jacob Berzelius, el distinguido químico orgánico sueco y mineralogista. Berzelius descubrió los elementos silicio, selenio, torio y cerio. Obtuvo un pequeño fragmento del meteorito Alais del mineralogista francés Lucas. Berzelius (1834, 1836) se sorprendió inicialmente al encontrar que esta piedra contenía agua y casi la descartó como contaminada. En la traducción en inglés de Nagy (1975, p.45) dice: "Estaba tan sospechoso, porque este meteorito contenía agua que estaba a punto de tirar mi muestra. Sin embargo, afortunadamente antes de descartar la muestra, volví a leer el registro y encontré ciertos datos que coincidían completamente con el origen meteórico de la piedra. Esto me intrigó y luego llevé a cabo la investigación con gran interés. La pregunta surgió en mi mente; ¿esta tierra carbonosa contiene humus o un rastro de otras sustancias orgánicas? ¿Podría esto dar una pista a la presencia de formaciones orgánicas en otros planetas? "Berzelius fue el primer científico en reconocer que el

meteorito Alais consistía principalmente en minerales de tipo arcilloso y confirmó la observación de Thénard según la cual las piedras Alaïs fueron destruidas por agua líquida: "Estas piedras son diferentes de todos los demás meteoritos porque parecen arcilla solidificada y porque cuando se colocan en agua se desintegran y emiten un olor a arcilla". Berzelius concluyó que el meteorito Alais contenía una porción de hierro metálico y níquel (12%) que fue atraído por un imán así como agua extraterrestre primitiva y carbono, diciendo: "algo de materia orgánica y 10 por ciento de una sal que no contenía hierro, siendo una mezcla de sulfatos de níquel, magnesia, sosa, potasa y cal con un rastro de sulfato de amnonia". Cuando calentó la muestra, se volvió marrón y "desprendió un olor alquitranado". Berzelius informó que "en agua se desintegra instantáneamente a un polvo verde-grisáceo que tiene un olor que recuerda el del heno fresco". Él también encontró que contiene dióxido de carbono y una sal soluble que contiene amoníaco. 1.3. El Meteorito Orgueil, Carbonáceo CI1. El meteorito de Orgueil es uno de los más ampliamente documentados e investigados a fondo de todos los meteoritos conocidos. A las 8:08 p.m. el 14 de mayo de 1864, una bola de fuego brillante iluminó una gran región del sur de Francia y se oyeron explosiones como truenos mientras la bola de fuego azul y blanca se extendía por el cielo, se volvía de un color rojo opaco y produjo un largo y delgado sendero de humo blanco (Jollois, 1864; Esparbés, 1864). El clima fue agradable en esta noche de primavera en el sur de Francia. Poco después de que se oyeran las explosiones, una lluvia de piedras cayó dentro de una elipse de dispersión este-oeste de 18 km entre los pueblos de Orgueil, Campsas y Nohic (Tarn-etGaronne). La caída principal ocurrió cerca de la aldea de Orgueil (43º 53 'N; 01º 23' E) y los aldeanos recolectaron sobre 20 piedras negras inmediatamente después de la caída. Muchas de las piedras de Orgueil tenían cortezas de fusión completas y algunas eran bastante grandes (una con masa ~11 kg). El bolido de Orgueil era tan espectacular que muchos aldeanos de St. Clar 13

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pensaron que estaban rodeados de llamas. La marquesa de Puylaroque (1864) informó que su casa parecía "el interior de un horno" y oyó un ruido que sonó como armas de fuego y duró 2-3 minutos. Las detonaciones fueron tan violentas que algunos aldeanos pensaron que el evento fue un terremoto (Bergé, 1864). Se enviaron informes de testigos oculares de toda la región a M. Le Verrier, Director del Observatorio Imperial, y al eminente geólogo académico G. A. Daubrée. Estas cuentas fueron publicadas inmediatamente (Daubrée, 1864) y las traducciones inglesas se han puesto a disposición posteriormente (Nagy, 1975). Las observaciones de la bola de fuego y el momento de las detonaciones permitieron establecer el límite superior de la altitud a la que el bolido explotó a 30 km y concluir que la parte principal de la masa meteórica seguía moviéndose en su órbita después de la explosión dejando "sólo algunas piezas menores de su cuerpo pre-terrestre" (Daubrée y Le Verrier 1864). M. Leymerie (1864) examinó una piedra de 211g que cayó en Campsas e informó que el interior de las piedras de Orgueil exhibía una "diferencia impresionante" en comparación con meteoritos rocosos ordinarios: "La superficie rota revela una sustancia de color oscuro, se puede cortar fácilmente con un cuchillo. Incluso se puede escribir con los fragmentos en un pedazo de papel. El corte del cuchillo crea las superficies lisas y brillantes que es una indicación de la materia fina, parecido a una pasta. Fragmentos colocados en el agua se desintegran inmediatamente". Esta asombrosa observación de que las piedras de Orgueil se desintegraron inmediatamente en partículas diminutas cuando entraron en contacto con agua fría fue confirmada independientemente por Cloëz (1864a) y Pisani (1864) que exhiben un comportamiento similar al de los meteoritos Alaïs. Cloëz (1864a) reconoció correctamente que el meteorito de Orgueil era una brecha compuesta de partículas microscópicas cementadas conjuntamente por sulfato de magnesio y otras sales solubles en agua. Cuando estas sales se disuelven en el agua, las pequeñas partículas que constituyen el meteorito de Orgueil son liberadas de la matriz. Encontró que las piedras de Orgueil también se desintegran en alcohol, pero que las partículas dispersadas no fueron tan finamente divididas y que la desintegración en alcohol se produce más lentamente que en agua. Estas observaciones muy importantes se confirmaron recientemente en el Laboratorio de Astrobiología de la NASA utilizando microscopía óptica de video y microscopía electrónica de barrido electrónico (ESEM). Se colocaron pequeñas muestras de piedras de meteorito de Orgueil sobre una oblea de silicio estéril y se expusieron a una gotita de agua estéril desionizada a 20ºC. Se observó efervescencia profusa inmediata y en pocos minutos las muestras se desagregaron completamente en un conjunto de partículas de tamaño micrométrico. Inmediatamente después de que el agua se hubo evaporado, se encontró un residuo blanco en el sustrato de la oblea de silicio alrededor de los granos y partículas de meteorito. Los análisis de dispersión de energía por espectroscopía de rayos X (EDS) establecieron que el residuo estaba compuesto principalmente de magnesio, azufre y oxígeno, lo cual es consistente con el sulfato de magnesio (Hoover, 2005a, Hoover, 2006a). Los minerales de silicato de Orgueil están más apropiadamente designados como serpentina que como peridotita. El mineral dominante (62,6%) del meteorito de Orgueil es el clorito [(Fe, Mg, Al)6 (Si, Al)4O10 (OH)8]) del grupo mineral de filosilicatos de arcilla. Los otros minerales principales de Orgueil incluyen: 6.7% Epsomita (MgSO4.7H2O); 6% Magnetita (Fe _ {3} O _ {4}); 4,6% de

troilita (FeS), 2,9% de yeso (CaSO4.nH2O) y 2,8% de breunnerita (Fe, Mg) CO3. Epsomita forma venas blancas en el meteorito y es un importante mineral de evaporita que ayuda a cementar juntos las partículas de meteorito en las piedras. En 1868, Pierre Marcellin Berthelot, el famoso químico francés que había demostrado en 1860 que todos los compuestos orgánicos contienen C, H, O y N, experimentaron la hidrogenación para explorar la química orgánica del meteorito de Orgueil CI1. Encontró hidrocarburos complejos en Orgueil que eran análogos a la sustancia carbonada de origen orgánico en la Tierra (Berthelot, 1868). Ahora está bien establecido que el contenido orgánico total de los meteoritos carbonáceos consiste en 90-95% de materia orgánica de tipo polimérico que es insoluble en disolventes comunes. Nagy (1975) informó que esta sustancia es "estructuralmente no muy diferente del carbón o del querógeno de tipo aromático que es la materia orgánica insoluble que se encuentra en las rocas sedimentarias terrestres". La materia orgánica similar a un polímero similar al querógeno en los meteoritos carbonáceos es claramente primitiva y constituye un biomarcador importante. En las rocas terrestres, kerógeno, isoprenales, prístinos, fitanos y otros fósiles bioquímicos han sido considerados biomarcadores válidos. Kaplan (1963) informó que el meteorito Ivuna CI1 contenía cantidades significativamente mayores de pristano y fitano (componentes de descomposición diagenética de la clorofila) que los meteoritos de Orgueil y Alais. Estos tipos de biomarcadores geoquímicos constituyen una herramienta estándar para la exploración de petróleo, ya que son estables de períodos geológicamente significativos (~ billones de años). En la Tierra tienen un origen biológico innegable. Los procesos de la diagenesis y de la catagenesis que alteran los bioquímicos originales son generalmente mínimos y el esqueleto básico del carbón permanece intacto. Por esta razón, aunque pueden perderse grupos funcionales (por ejemplo, -OH, = O, etc.), la estructura química derivada de los orígenes biológicos de estas biomoléculas fósiles estables permanece reconocible. 1.4. El meteorito carbonáceo Ivuna, CI1. El meteorito carbonáceo Ivuna CI1 cayó cerca de Ivuna, Mbeya, Tanzania (8° 25'S, 32° 26'E) en el sureste de África a las 5:30 PM el 16 de diciembre de 1938. Aproximadamente 705 g se recuperaron poco después de que se observó que las piedras caían. Clayton (1963) investigó la abundancia de isótopos de carbono en los carbonatos de los meteoritos de Ivuna y Orgueil y encontró que los valores isotópicos de carbono en Ivuna eran virtualmente idénticos a los de Orgueil. El valor de δ13C para estos meteoritos era aproximadamente de +60 por mil, que es dramáticamente diferente del carbono terrestre abiótico o biótico. Esto proporciona pruebas concluyentes de que el carbono meteórico es de origen extraterrestre y no puede asociarse con bio contaminantes terrestres. También se ha encontrado que los meteoritos Alais, Ivuna y Orgueil CI1 contienen aminoácidos quirales, nucleobases, prístinos y fitanos, espectaculares magnetitas framboides y plaquetas y los restos bien conservados y mineralizados de diversos filamentos interpretados como restos mineralizados de cianobacterias y otros procariotas tricrómicos. Los análisis de aminoácidos mediante HPLC de piezas interiores prístinas de los meteoritos de Orgueil e Ivuna dieron como resultado la detección de β-alanina, glicina y ácido γ-amino-n-butírico (GABA) en concentraciones que oscilaban entre ≈600 y 2000 partes por billón ppb). Otros α-aminoácidos tales como alanina, α-ABA, ácido αaminoisobutírico (AIB) e isovalina están presentes en trazas (<200 14

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ppb). Las mediciones isotópicas de carbono de β-alanina y glicina y la presencia de alanina racémica (D / L ≈ 1) y β-ABA han establecido que estos aminoácidos son de origen extraterrestre. La composición de aminoácidos de los meteoritos CI1 es sorprendentemente distinta de la de los meteoritos carbonáceos Murchison y Murray CM2. Esto indica que los meteoritos CI1 provenían de un cuerpo parental diferente que los meteoritos CM2, posiblemente de un cometa extinto. Claus y Nagy (1961) estudiaron los meteoritos Ivuna y Orgueil CI1 y encontraron un gran número de formas que originalmente interpretaron como microfósiles indígenas. Después de una intensa crítica, posteriormente los designaron como "elementos organizados" para no hacer ningún juicio en cuanto a su biogenicidad. Puesto que utilizaban métodos palinológicos estándar para disolver la matriz de roca en ácidos para extraer los cuerpos semejantes a los kerógenos insolubles, cualquier contaminante de polen invisible en las superficies exteriores del meteorito permanecería intacto y se concentraría en el residuo resistente al ácido que analizaron. No pudieron reconocer un grano de polen y, erróneamente, incluyeron una imagen de él en su papel original. Esto resultó en su trabajo desacreditado y todavía se cree ampliamente que todos los "elementos organizados" que describieron eran bien abióticos granos minerales o polen. Los trabajos subsiguientes de Rossignol-Strick y Barghoorn (1971) revelaron que las microestructuras del tipo "elementos organizados" no eran en realidad granos de polen y eran indígenas a los meteoritos, pero sus formas son demasiado simples para tomar cualquier decisión sobre si son abióticas o biogénicas en origen. 1.5. Los meteoritos carbonáceos CI1, Tonk y Revelstoke. Aunque se han realizado la mineralogía y la petrología de los meteoritos Tonk y Revelstoke CI1, aún no se han publicado datos sobre la química orgánica, aminoácidos y otros posibles biomarcadores químicos o morfológicos que puedan estar presentes en estos meteoritos. Esto es, sin duda, debido al hecho de que sólo se recuperó una pequeña cantidad de los meteoritos Tonk (7,7 g) y Revelstoke (1 g). Después de que el meteorito Tonk cayó, pasó dos años en un lugar desconocido en la India (Christie, 1913). El meteorito Revelstoke cayó sobre un lago congelado en Canadá. Permaneció en el hielo durante casi dos semanas antes de que se recuperara la piedra (Folinsbee et al., 1967). Tanto los meteoritos Tonk como Revelstoke han encontrado que contienen sulfatos de magnesio y calcio hidratados (Christie, 1913; Endress et al., 1994). Larson et al. (1974) realizó el análisis termomagnético de los cinco meteoritos CI1 conocidos en el momento y encontró que la fase predominante de magnetita, en el meteorito Revelstoke era esencialmente libre de níquel Fe3O4. Esto era algo en contraste con los otros cuatro meteoritos CI1 conocidos en ese momento, que todos contenían magnetita con níquel a <6%. Basándose en sus estudios de los momentos de saturación, se informó que el porcentaje de magnetita en los meteoritos CI1 era: Alais (5,3 ± 0,4%); Orgueil, (11,9 \ pm 0,8%); Ivuna, (12,2 \ pm 0,9%); Tonk, (9,4 ± 0,6%) y Revelstoke, (7,2 ± 0,5%). 2. MATERIALES Y MÉTODOS Las muestras usadas en este estudio fueron: Ivuna Meteorito carbonáceo CI1

DuPont Meteorite Collection, Planetary Studies Foundation, Chicago 1 roca: (0.1 gm). Cortesía: Dr. Paul Sipiera Orgueil Meteorito carbonáceo CI1 Musée Nationale d’Histoire Naturelle, Paris 1 roca S219: (0.5 gm) cortesía: Dr. Claude Perron 2 rocas: (0.6 gm & 0.3 gm) cortesía: Dr. Martine Rossignol-Strick DuPont Meteorite Collection, Planetary Studies Foundation, Chicago 2 rocas: (0.4 gm & 0.1 gm). cortesía: Dr. Paul Sipiera El análisis elemental por EDS de los filamentos de Orgueil indicó que muchos de ellos eran vainas carbonizadas que se rellenaban con minerales de sulfato de magnesio. Para evaluar la morfología, la composición química, el tamaño y tamaño de las estructuras minerales abióticas que podrían tener composiciones similares, se obtuvieron muestras de epsomita fibrosa nativa y se estudiaron utilizando el Hitachi FESEM y el FEI Quanta ESEM y FESEM. Las muestras de material biótico investigadas fueron: Epsomitas fibrosas nativas MgSO4 .7H20 Hot Lake, Oroville, Washington – Epsomita fibrosa evaporitas (6 rocas - 2 kg). Cortesía: Brent Cunderla, USDI-Bureau of Land Management, Washington Zaragoza, España – Epsomita fibrosa - 1 roca: (21.5 gm) Cortesía: Keck Museum, Reno, Nevada Criptohalita (NH4)2[SiF6] Schoeller Mine, Kladno, Región Bohemia Central, República Checa 1 roca con muchos cristales de criptohalita (68.5 gm) Cortesía: Mineralogical Research Co., San Jose, California Varias otras rocas terrestres han sido investigadas en colaboración con el académico Alexei Rozanov y Marina Astafieva del Instituto Paleontológico de la Academia Rusa de Ciencias. Se encontró que muchos de ellos contienen los restos permineralizados y fosilizados de acritarcos, bacterias, cianobacterias y biofilms. Estos incluyeron muestras de fosforitas de Khubsugul, Mongolia; Bauxitas de Rusia y Arkansas; Shales de petróleo, Shungites y Kukersites de Rusia y Siberia; Lavas de Ongeluk y primer carbono de las minas de oro de Sudáfrica; y las piedras de la chimenea del arco iris Deep Sea Hydrothermal Vent y Archaean superior (Lopian) rocas de Karelia del Norte. 15

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Cianobacterias modernas.

ElectroScan Microscopio electrónico de escaneo ambiental (ESEM)

Plectonema (Lyngbya) wollei–Lake Guntersville, Al Richard B. Hoover – Recogidas en Mayo, 2004 (Muestra ambiental viva)

• Detector de electrones secundario (SED); Vapor de agua (10 Torr vacuum) 90-100,000X • Noran EDS (Z> Boron)

Lyngbya (Leptolyngbya) subtilis – Lago Michigan, Hitachi S-4100 Field Emission SEM (FESEM) Cortesía: Ann St. Amand, Phycotech, Inc. (Muestra ambiental fija) • Cold cathode field emission electron gun; 20 - 300,000X; Oscillatoria lud –UTex Collection LB 1953 F. T. Haxo – Depositada en octubre, 1972 en la Colección UTex como C-43 (Cultivo axénico vivo)

• Detector de electrones secundario (SED) y Detector de electrones retrodispersados (BSED); • KEVEX EDS - Lithium Drifted Silicon detector (Z>Boron)

Arthrospira platensis – Carolina Biological Supply (Cultivo axénico vivo)

Hitachi S-3700N Microscopio electrónico de escaneo por presión variable.

Calothrix sp.–Little White River, Oregon, Cortesía: Ann St. Amand, Phycotech, Inc. (Muestra ambiental fija)

• Cañon emisor de electrones de tungsteno; 5 - 300,000X; SED & BSED;

Microbios extremófilos vivos

• 4 Pi EDS - Silicon Drifted Silicon Detector (Z>Boron)

Carnobacterium pleistocenium str. FTR-1T; Fox Tunnel, Alaska

FEI Quanta 600 (FESEM and ESEM)

Richard B. Hoover-Coll. May, 2000 – Hielo del pleistoceno (Cultivo axénico vivo; Tipo Cepa)

• Simultaneous SED and BSED images; 5 - 300,000X • 4 Pi EDS - Lithium Drifted Silicon detector (Z>Boron)

Material de herbario seco. Bangia quadripunctata, Lyngbye–Recogida el 20 de mayo de 1816 Hoffman Bang, Península Hals. Cortesía: Dr. Walter van den Bergh, Henri van Heurck Museum, Antwerp, (Tipo seco) Cianobacteria fosilizada. Arcaico superior (Lopian) rocas tufa-genic (2.8 Ga) de Karelia del Norte. Cortesía: Dr. Alexei Yu. Rozanov, Instituto Paleontológico, RAS, Moscú. Pelo y tejido de momias egipcias (2000 y 5000 años) y mamuts (32000 y 40000 años) Lyuba Mammoth Tissue & Stomach Milk Samples Courtesy: Dr. Daniel Fisher, Univ. Michigan Trilobites del Cámbrico. Perinopsis interstricta y Perinopsis pygidia – Cámbrico (505 millones de años) Wheeler Shale, Utah. Colección de Richard B. Hoover Los instrumentos utilizados en este estudio fueron:

Con el fin de minimizar la posibilidad de detección de artefactos de recubrimiento o contaminación reciente por materiales biológicos terrestres, el estudio se limitó a las investigaciones de superficies interiores no recubiertas de fracturas de los meteoritos. Todas las herramientas, porta-muestras y talones fueron esterilizados a la llama. Se utilizaron muestras de polvo lunar y obleas de silicio como controles negativos. Para proteger aún más las muestras de la contaminación biológica, los meteoritos se almacenaron en viales sellados a -80 ºC y después de la preparación, trozos de microscopía electrónica se mantuvieron en recipientes sellados en los gabinetes desecadores o en el congelador. La corteza de fusión y viejas grietas en las piedras fueron cuidadosamente evitadas. Las muestras de meteorito se colocaron en la cámara del instrumento (con la superficie de fractura fresca hacia arriba) y se bombearon inmediatamente después de que las piedras fueran fracturadas. Todos los disolventes, ácidos u otros líquidos fueron estrictamente evitados. Los ácidos y disolventes fueron utilizados en estudios iniciales por otros trabajadores para extraer "microfósiles resistentes a los ácidos" de la roca huésped. Sin embargo, este método a veces resultó en la contaminación inadvertida de la muestra con granos de polen modernos resistentes a los ácidos que podrían haber estado en la superficie externa o en viejas fisuras dentro de las piedras. Debe tenerse en cuenta que sólo se encontró una muestra de Murchison seriamente contaminada con filamentos de hongos (en viejas grietas en la corteza de fusión) y no se ha encontrado un solo grano de polen durante extensos estudios de meteoritos carbonáceos llevados a cabo desde 1996 en la NASA / Centro de Vuelo Espacial Marshall. Mientras que las huellas dactilares, los granos de polen, los hongos, las bacterias, los aceites de 16

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laboratorio y otros contaminantes podrían encontrarse en la corteza de fusión o las viejas grietas expuestas y las superficies fracturadas de los meteoritos, la hipótesis de que el interior de los meteoritos carbonáceos está seriamente contaminado por bacterias modernas, el polen no es coherente con los resultados observacionales. Por esta razón, es extremadamente importante que los estudios de biomarcadores tales como aminoácidos, nucleobases, compuestos químicos orgánicos complejos y microfósiles se deban restringir rigurosamente a fracciones frescas fracturadas de las piedras. 3. RESULTADOS OBSERVACIONALES E INTERPRETACIONES. Los estudios de microscopía electrónica de barrido de emisiones (FESEM) de las superficies interiores de los meteoritos carbonáceos CI1 recientemente fracturados llevados a cabo en la NASA / MSFC resultaron en la detección de una serie diversa de microestructuras filamentosas grandes y complejas incrustadas en la matriz de meteoritos carbonáceos. El análisis de dispersión de energía por rayos X de estas estructuras revela que estos filamentos son permineralizados con minerales ricos en magnesio y azufre. La mayoría de los filamentos están encerrados dentro de una envoltura externa rica en carbono. Se presentan imágenes y datos elementales EDS para varios filamentos seleccionados. Para aumentar la legibilidad, la interpretación para cada conjunto de imágenes se presenta inmediatamente después de la sección “Resultados de observación para cada figura”. 3.1. Imágenes y espectro EDS de los filamentos en el meteorito carbonáceo Ivuna, CI1. La Figura 1 proporciona imágenes y datos elementales de la Espectroscopia de Rayos X por Dispersión de Energía para filamentos encontrados en el meteorito carbonáceo Ivuna CI1. La figura 1.a es una imagen FESEM de un filamento uniseriado fino que está aplanado en el extremo terminal. El filamento es cilíndrico en la parte inferior incrustada en la matriz de roca del meteorito. Este pequeño filamento ondulatorio (diámetro de 0,7 a 1,0 m) es rico en C, Mg y

S y se agota en N. El filamento está sólo parcialmente encerrado dentro de una vaina carbonosa muy rota y muy delgada. Datos elementales de EDS se muestra para el punto 1 en la vaina delgada (Figura 1.b) y para el punto 3 en la matriz mineral cercana (Fig. 1.c). La vaina tiene mayor contenido de carbono y los elementos biogénicos N y P están por debajo del límite de detección del 0,5% para el instrumento. La figura 1.d es una imagen FESEM de un filamento en espiral de 1,5 m de diámetro, de 25 micrómetros de longitud, Ivuna con glóbulos blancos ricos en azufre en comparación con el resto del filamento y la matriz de meteoritos. Un mechón de fibrillas finas es visible en el extremo izquierdo del filamento y el extremo en la parte inferior derecha es redondeado. La Fig. 1.e es una imagen de electrones retrodispersados FESEM de un filamento Ivuna con glóbulos S sulfurados y termino R redondeado que es similar en tamaño y morfología a la bacteria gigante “Titanospirillum velox”.

Fig. 1a. Ivuna CI1. Filamento en el meteorito (0.8 μm diameter) con líneas negras C, parcialmente encapsulada en una vaina fina rica en carbono.

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FESEM calibrada y la morfología detallada de este filamento de Ivuna es consistente con algunas de las cianobacterias filamentosas más pequeñas. Las líneas oscuras C cerca del extremo de la vaina son consistentes con las constricciones de las paredes cruzadas que se ven a menudo como débiles líneas transversales en las imágenes de FESEM obtenidas con cianobacterias vivas. En esta imagen es posible ver una envoltura S muy delgada que se rompe y cubre solamente la parte superior del tricoma, que parece haber sido completamente reemplazada por minerales de relleno.

Fig 1d. FESEM Imagen de electrones retrodispersados en un filamento de Ivuna con N<0.5% y glóbulos ricos en azufre S y bordes redondeados R que es similar en tamaño, morfología y composición interna a la bacterias terrestres. (Ver E, abajo)

Fig 1e. Bacteria gigante Titanospirillum velox. Imagen 1.e Cortesía: Dr. Riccardo Guerrero. Fig. 1. a. Filamento en el meteorito Ivuna CI1 (0.8 μm de diámetro) con líneas oscuras C, parcialmente encapsulada en una vaina delgada rica en carbono. b. EDS datos elementales de la vaina en el punto 1 muestra los típicos elementos biogénicos Nitrógeno y fósforo (<0.5%) y carbono (13.1%) enriquecidos si la comparamos con la matriz del meteorito circundante (C 7.2%) en punto 3; d. FESEM Imagen de electrones retrodispersados en un filamento de Ivuna con N<0.5% y glóbulos ricos en azufre S y bordes rodados R que son similares en tamaño, morfología y composición interna a (e.) bacteria gigante Titanospirillum velox” con glóbulos (S) sulfurados recogidas del lecho microcolástico del delta del Ebro, España. (Scale bar = 5 μm) Meteorito Ivuna cortesía: Colección de meteoritos Dupont, Fundación de Estudios planetarios; Imagen 1.e Cortesía: Dr. Riccardo Guerrero. 3.1.1. Interpretación de imágenes y datos EDS de los filamentos en Ivuna. El filamento incrustado aplanado que se muestra en la figura 1.a se interpreta como los restos permineralizados de un procariota tricomico parcialmente uniseriado, ondulatorio y ensamblado. El diámetro medido (0,7 1,0 μm) determinado por la barra de escala de esta imagen

El tamaño y la morfología de este filamento es consistente con los filamentos de la cianobacteria filamentosa tricómica ondulatoria Spirulina subtilissima (filamentos de 0,6 - 0,9 μm de diámetro) y S. laxissima (filamentos de 0,7 a 0,8 μm de diámetro). Estas cianobacterias no han sido reportadas como poseedoras de una vaina, pero la vaina vista en esta imagen de FESEM es extremadamente delgada y sería muy difícil de discernir por técnicas de microscopía de luz visible. También hay especies muy pequeñas del género Limnothrix que son ondulatorias en la naturaleza y poseen vainas facultativas. Sin embargo, se debe señalar que también existen grupos de bacterias fototróficas oxigenadas filamentosas (flexibacterias fotosintéticas) que poseen una vaina delgada y son capaces de deslizarse por motilidad. Allí se incluyen los representantes filamentosos de la bacteria Phylum Chloroflexi. La especie termófila Chloroflexus aurantiacus tiene una vaina delgada y tricomas tan estrechos como 0,8 μm. También hay otros fotoautótrofos bacterianos que oxidan sulfuro de hidrógeno y lo depositan externamente como azufre (por ejemplo, Oscillochloris tricóides) y estos filamentos tricómicos tienen diámetros en el intervalo de 0,8 a 1,4 μm. La longitud, el diámetro y la configuración en espiral y el mechón aparente de pequeños filamentos en un polo y el extremo redondeado en el otro junto con los glóbulos de azufre internos distribuidos a lo largo del eje del filamento (figura 1.d) se encuentran incrustados en una superficie recién fracturada del meteorito Ivuna, un conjunto complejo de características que son muy similares a los observados en las imágenes SEM de la especie bacteriana bipolar lophotrichous gram-negativa, bacteria "Titanospirillum velox" (Fig. 1.e) que fue descrita por Guerrero et al (1999). "Titanospirillum velox" es una bacteria formadora de estera muy grande con filamentos de 3-5 μm de diámetro y 20-30 μm de longitud. Se recogió de una muestra de lodo debajo de una estera Microcoleus chthonoplastes en el delta del Ebro en Tarragona, España. "T. velox "nada muy rápidamente (10 longitudes de cuerpo / sec) con motilidad espiral, propulsado por el mechón lophotrichous en flagelo en el término de la célula. Los glóbulos de almacenamiento de azufre elemental intracelular se ven como manchas blancas en esta imagen de microscopio electrónico de barrido. Este extremófilo se cultivó sólo en cultivo mixto con otras bacterias, lo que explicaría el hecho de que este género y especie aún no ha sido aceptado como válidamente publicado. Las reglas de nomenclatura del Código Bacteriológico exigen que los microorganismos procariotas deben ser aislados y cultivados en cultivo puro y la mancha tipo designada debe ser depositada en dos colecciones de cultura internacional en dos países diferentes antes de que se puedan validar los nombres de género y especie (Tindall et al. 2006). La ausencia de contenido de nitrógeno detectable en los filamentos de Ivuna proporciona evidencia de que estos filamentos incrustados son indígenas y no pueden ser descartados como un contaminante biológico moderno. 19

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3.2 Imagenes y espectro EDS de filamentos en el Meteorito Carbonáceo CI1 Orgueil. La Figura 2.a. es una imagen FESEM del Detector de Electrones Secundarios (SED) de baja amplificación (1000X) de fragmento recientemente fracturado del meteorito Orgueil CI1 que está densamente poblado con varios tipos diferentes de filamentos incrustados y vainas transparentes. A pesar de que el campo de visión mostrado de esta imagen es muy pequeño (~ 120 μm de ancho) está presente una amplia variedad de diversas microestructuras filamentosas. Para facilitar la descripción, los filamentos y envolturas han sido numerados y todos los números están situados en el filamento en el sitio donde se registraron los datos del punto elemental EDS. Un mapa elemental de rayos X en 2D de esta región del meteorito de Orgueil se muestra en la Figura 2.b. La imagen grande en la esquina superior izquierda es una imagen de detector de electrones de retrodispersión (BSED). Los puntos brillantes en esta imagen son elementos de alta Z, donde se concentran grupos y cristales de magnetita, hierro y níquel. Otras imágenes revelan

las concentraciones relativas de oxígeno, silicio, magnesio, azufre, hierro, nitrógeno; Calcio y aluminio. Los principales filamentos y vainas se ven claramente como características brillantes en los mapas de Carbono, Oxígeno, Magnesio y Azufre y aparecen como características oscuras en Silicio, Hierro y Níquel debido al contenido relativamente más alto de estos elementos en la matriz subyacente de la roca del meteorito de Orgueil. En general, las estructuras de filamentos y vainas no son discernibles en los mapas de Nitrógeno, Fósforo y Sodio, aunque el Filamento 1 puede verse en el mapa de Nitrógeno. La envoltura vacía 7 está arrugada y transparente a los electrones con un contenido relativamente alto (47%) de carbono. Esta vaina es inusual por ser uno de los pocos filamentos encontrados en el meteorito de Orgueil en tener niveles detectables de Nitrógeno (1%) y Fósforo (0.8%).

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Figure 2.a. Imagen del Detector de Electrones secundario Hitachi FESEM a 1000 X de múltiples filamentos y vainas insertas en la matriz del meteorito Orgueil y b. Imagen de detector de electrones retrodispersados junto con mapas de rayos X 2-D que muestran la distribución de los elementos O, C, Si, N, Mg, S, Fe, P, F, Ca, Ni y Cl en los filamentos para comparación con imágenes SED y BSED. Muestra de Orgueil, Cortesía: Dr. Paul Sipiera, Colección de Meteoritos DuPont, Fundación de Estudios Planetarios, Chicago.

3.1.1 Interpretación y Discusión de imágenes y datos EDS de los Filamentos de Orgueil. Se observa que los filamentos 1 y 2 de la figura 1.a tienen vainas con estrías longitudinales que se extienden a lo largo de los filamentos. Esto es característico de los filamentos procariotas tricómicos multiseriados en los que múltiples tricomas orientados en paralelo están encerrados dentro de una vaina homogénea común. Se observa que estos filamentos están unidos o físicamente incrustados en la matriz del meteorito de Orgueil. El extremo del filamento 1 se hace ligeramente más ancho (~ 10 μm) donde se une a la matriz de roca y parece contener cuatro tricomas internos, cada uno con un diámetro de ~ 2,5 μm. El filamento 2 es considerablemente más grande (~ 20 μm de diámetro) y las estriaciones longitudinales sugieren que contiene ~ 5 tricomas, cada uno con diámetros ~ 4 μm / tricoma. Las ligeras líneas transversales ortogonales al eje largo del filamento 2 están marcadas con C. Las estriaciones longitudinales del filamento largo 1 y el filamento curvado más corto 2 se interpretan como indicando que son filamentos multiseriados que consisten en un haz de múltiples tricomas paralelos encerrados dentro de una vaina común. Si las

estriaciones transversales C del filamento 2 se interpretan como representan constricciones de pared cruzada, esto indicaría que las células internas dentro de cada tricoma son ~ 4 μm de longitud y, por tanto, isodiamétricas. En consecuencia, la imagen del filamento 2 se interpreta como compuesta de tricomas formados por células isodiamétricas esféricas o cilíndricas de 4 μm de diámetro. Esta interpretación es consistente con morfotipos de cianobacterias filamentosas indiferenciadas del Orden Oscilliatoriacea. Hay muchos géneros y especies dentro de este orden de cianobacterias muy común, incluyendo el género Microcoleus Desmazières ex Gomont (Forma Género VIII, Microcoleus Desmazières 1823) (Castenholz, Rippka y Herdman, 2001; Boone et al., 2001). La reproducción dentro de este orden se produce por fragmentación de tricomas y la producción de segmentos cortos no diferenciados de tricomas (hormogonía) por fisión binaria de las células en un plano perpendicular al eje largo de los tricomas. Los pequeños filamentos uniseriados solitarios 3 y 4 pueden interpretarse como representantes de los miembros del género Trichocoleus Anagnostidis, que se separó del género Microcoleus sobre la base del tamaño y morfología celular. El filamento 4 es un filamento de forma de gancho de 2 μm de diámetro con un extremo estrechado. Varias especies del género 21

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Trichocoleus tienen filamentos típicamente en el rango de 0,5 μm a 2,5 μm de diámetro (Wehr y Sheath, 2003, página 136). Se obtuvieron espectroscopia de dispersión de energía por espectroscopia de rayos X (EDS) en la matriz de roca del meteorito, así como en todos los filamentos numerados y vainas en posiciones en las que los números están situados en la imagen FESEM.

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Figura 3. Imágenes Hitachi FESEM a 1500X de a. el filamento 9 colapsado y la vaina vacıa en espiral helicoidal 10 y b. Imagen 6000X del filamento 11 que muestra gancho y caliptra o célula apical cónica. Los espectros de EDS muestran composiciones elementales c. de la vaina suelta 10 (C 29,1%, N = 0,7%) y d. vaina 11 (C 47,8%, N <0,5%).

La Figura 3.a son imágenes del FED del SED del Filamento plegado 9 y la vaina hueca, aplanada, retorcida y doblada 10. La vaina 10 tiene un diámetro de 4,6 μm y se pliega en la parte superior donde se tomaron los espectros de EDS. La porción aplastada de la vaina 10 forma una bobina espiral cerca de la base, donde está unida a la matriz del meteorito. Esto es muy similar a la vaina enrollada helicoidal de Pragmidium stagninum que se muestra en la ilustración en http://www.cyanodb.cz//Phormidium/Phormidium.jpg . Este tipo de vaina hueca enrollada aplanada se observa a menudo en otras especies de cianobacterias filamentosas y por lo tanto no constituye una característica de diagnóstico única. Figura 3.b. proporciona una imagen de mayor aumento (6000X) de la vaina 11, que es visible en la parte superior de la figura 2.a. La envoltura 11 es una forma cónica y enganchada con una célula terminal cónica o calyptra en el ápice. Tiene 8,5 μm de ancho donde sale de la matriz de roca y se estrecha hasta 1,5 μm de diámetro justo

después del gancho agudo. Figura 3.c. es un espectro EDS de 10 keV tomado en el punto 10 en el pliegue de la vaina 10 y muestra detección de niveles bajos de Nitrógeno (0,7%) y Fósforo (0,3%) y niveles más altos de Hierro (19%) y Silicio (14%). Porcentajes que son probablemente de la matriz del meteorito debajo de esto, la vaina transparente del electrón-carbón. El espectro de EDS a 5 keV para la mancha 11 en la vaina 11, como se muestra en la figura 3.d, revela que esta vaina aplastada está altamente carbonizada (48% de átomos atómicos), Este pequeño filamento aparece como una característica brillante en el mapa de carbono de (Fig. 2.b) y como una sombra oscura en los mapas de Magnesio y Azufre cuando cruza delante de filamentos grandes más fuertemente mineralizados con sulfato de magnesio. El filamento 11 también es rico en azufre (21% de S), pero tiene Nitrógeno por debajo del nivel de detectabilidad (<~ 0,5%).

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3.2 Filamentos de Orgueil con Heterocistos Diferenciados. Varios géneros de las órdenes cianobacterianas Nostocales y Stigonometales usan células especializadas conocidas como "heterocistas" para fijar el nitrógeno atmosférico. La fijación de nitrógeno es un proceso biológico inequívoco que es absolutamente crucial para toda la vida en la Tierra. Aunque el nitrógeno comprende casi el 78% de nuestra atmósfera, es completamente inútil para la vida en su forma molecular relativamente inerte. El proceso biológico de fijación de nitrógeno se produce por la reducción de las moléculas de nitrógeno gaseoso (N2) en amoníaco, nitratos o dióxido de nitrógeno. Muchas especies de varios géneros de cianobacterias (por ejemplo, Anabaena, Nostoc, Calothrix, Rivularia, Scytonema, etc.) utilizan células altamente especializadas para la fijación de nitrógeno encapsulando la enzima nitrogenasa en heterocistos protectores de paredes gruesas. Las cianobacterias juegan un papel clave en la fijación de nitrógeno en la Tierra y muchos géneros y especies de ellas son capaces de producir un crecimiento diazotrófico y metabolismo del nitrógeno. La fijación de nitrógeno se produce a través de la enzima nitrogenasa con algunas otras proteínas implicadas en este complejo proceso biológico. Dado que la actividad de la enzima nitrogenasa es inhibida por el oxígeno, la enzima debe estar protegida. En muchas especies está contenida dentro de las células especializadas de fijación de nitrógeno de paredes gruesas llamadas "heterocistas". Las heterocistas tienen paredes refractarias hialinas, muy gruesas, que proporcionan centros bien protegidos en los que la enzima nitrogenasa, que es inactivada por oxígeno, puede llevar a cabo su actividad requerida.

procariota tricómico. Por lo tanto, la detección de heterocistos proporciona evidencia clara y convincente de que los filamentos no sólo son inequívocamente biológicos, sino que pertenecen a uno de estos dos órdenes de cianobacterias en lugar de tricomicos de azufre o cualquier otro grupo de tricómicos filamentosos procariotas. La presencia o ausencia y la localización y configuración de los heterocistos ha sido durante mucho tiempo una herramienta diagnóstica crítica para el reconocimiento y clasificación de muchos taxones importantes de cianobacterias. La imagen FESEM de los restos mineralizados de filamentos polarizados interpretados como morfotipos de la cianobacteria Calothrix spp. encontrados en el meteorito carbonáceo de Orgueil CI1. Varios filamentos afilados (diámetro ~ 1 a 2,5 μm) y células agrandadas reconocibles se ven en estrecha proximidad el uno al otro con el heterocisto basal liso unido a la matriz del meteorito (Figura 4.a). Para la comparación, una imagen FESEM de un Calothrix vivo sp. con un diámetro ~ 0,8 μm y un heterocisto basal de White River, Washington se muestra en la figura 4.b.

Los heterocistos de cianobacterias producen tres paredes celulares adicionales, incluyendo una con glicolípidos que forman una barrera hidrófoba al oxígeno. Esto es crucial ya que las cianobacterias son fotoautórofos acuáticos que desarrollan oxígeno durante su fotosíntesis. Para proporcionar protección adicional, los heterocistos de cianobacterias carecen de fotosistema II (Donze et al., 1972). Por lo tanto, los heterocistos no producen oxígeno y también regulan las enzimas glicolíticas y producen proteínas que limpian cualquier oxígeno restante. Ya en 1949, Fogg reconoció que los heterocistos se forman a partir de las células vegetativas de las cianobacterias cuando la concentración de amoníaco o su derivado cae por debajo de un nivel crítico y en 1968 se hizo evidente que los heterocistos eran el sitio de fijación de nitrógeno (Fogg, 1949, Fay et al., 1968, Stewart et al., 1969). Los heterocistos se encuentran en las cianobacterias del orden Nostocales y el orden Stigonematales, pero nunca se encuentran en ninguno de los géneros o especies de los otros tres órdenes (Chroococcales, Oscillatoriales o Pleurocapsales). Además, no se han observado heterocistos en ninguna de las bacterias filamentosas de azufre conocidas de ningún otro

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Figura 4.a. FESEM de restos permineralizados en el meteorito de Orgueil de filamentos cónicos polarizados (diámetro ~ 1 a 2.5 μm) con heterocistos reconocibles interpretados como morfotipos de la cianobacteria Calothrix spp. y. 2. Filamento vivo de Calothrix sp. con un diámetro ~ 0,8 μ y un heterocisto basal del White River, Washington.

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La Figura 5.a es una imagen FESEM de Hitachi S4100 de filamento polarizado helicoidal enrollado en el meteorito carbonáceo de Orgueil CI1. El filamento tiene un ápice cónico (<1,3 μm) en el extremo izquierdo y un heterocista bulboso (2,3 μm de diámetro) se ve en el otro extremo. Este filamento tiene tamaño y características morfológicas de morfotipos de cianobacterias de especies del género Cylindrospermopsis. Fig. 5.b. es una imagen de un filamento de 2,5 μm de diámetro incrustado en Orgueil. Este filamento tiene un heterocista terminal bulboso de 4.7 μm de diámetro y se interpreta como un morfotipo de cianobacterias del género Tolypothrix. La Fig. 5.c es una imagen de un morfotipo de la cianobacteria Nostocalean viva Tolypothrix distorta mostrada para comparación.

Figura 5. Filamento largo sinuoso, helicoidal en espiral y polarizado con ápice cónico (<1,3 μm) y heterocisto terminal similar a cyanobacterium Cylindrospermopsis sp. en el meteorito de Orgueil y b. filamento encajado corto en Orgueil en comparación con c. Tolypothrix distorta cultivada en cultivo puro en el Laboratorio de Astrobiología de la NASA / NSSTC. Muestra de meteorito Orgueil Cortesía: Dr. Martine Rossignol-Strick, Musée Nationale d‟Histoire Naturelle, Paris

Aunque muchas cianobacterias modernas son resistentes a la desecación, no realizan crecimiento activo y la construcción de estera cuando están en estado seco. Sin embargo, se sabe desde 1864 que el meteorito de Orgueil es una brecha microregolítica, compuesta de partículas diminutas cementadas entre sí por sales solubles en agua que son fácilmente destruidas por la exposición a agua líquida. Por lo tanto, se sugiere que ninguna de las muestras de Orgueil podría haber sido sumergida en piscinas de agua líquida necesarias para sostener el crecimiento de grandes cianobacterias fotoautótrofas y necesarias para la formación de esteras cianobacterianas bentónicas desde que el meteorito llegó a la Tierra. Muchos de los filamentos mostrados en las figuras están claramente incrustados en la matriz de roca del meteorito. En consecuencia, se concluye que los filamentos de Orgueil no pueden interpretarse lógicamente como representando cianobacterias filamentosas que invadieron el meteorito después de su llegada. Por lo tanto, se interpretan como los restos indígenas de microfósiles que estaban presentes en la matriz de meteoritos rocosos cuando el meteorito entró en la atmósfera de la Tierra. Los análisis elementales de EDS llevados a cabo sobre la matriz de rocas de meteoritos y sobre cianobacterias vivas y fósiles y materiales biológicos antiguos han demostrado que los filamentos de Orgueil tienen composiciones elementales que reflejan la composición de la matriz de meteoritos de Orgueil pero que son muy diferentes de microorganismos vivos y antiguos y filamentos biológicos. Recientemente, las cianobacterias muertas y las cianobacterias vivas y otros extremófilos modernos suelen ser dañados por la exposición al haz de electrones FESEM enfocado durante el análisis EDS de pequeñas manchas. Este comportamiento de daño del haz no se observó en los filamentos de Orgueil o en los fósiles devonianos, cámbricos o arcaicos investigados. Las relaciones C / N y C / S de los filamentos de Orgueil son similares a los materiales y kerógenos fosilizados, pero muy diferentes de la materia biológica viva, lo que demuestra que los filamentos de Orgueil no son contaminantes biológicos modernos.

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Figura 6.a. Datos EDS sobre el contenido de nitrógeno de los filamentos en los meteoritos de Ivuna y Orgueil en comparación con el moderno contaminante fúngico en Murchison y cianobacterias vivas, muertas y fósiles, cabello de momia / mamut, trilobites y cianobacterias de 2,7 billones de años; Segundo. Cabello de Mamut con daño de haz en el punto EDS y fuerte pico de Nitrógeno (N 11.9% atómico). La figura 6.a es una recopilación del nivel de nitrógeno medido por en la leche de estómago del mamut de 40.000 años de antigüedad EDS para una serie de filamentos encontrados en meteoritos "Lyuba" y para las momias egipcias pre-dinásticas (5.000 años de carbonosos de Ivuna y Orgueil CI1 en comparación con formas de antigüedad) de Utah (505 millones de años) y cianobacterias vida terrestres modernas y antiguas. Los filamentos de meteoritos filamentosas de Karelia de 2,7 billones de años) tienen niveles de están típicamente gravemente empobrecidos en nitrógeno (N nitrógeno por debajo del límite de detección con el detector <0,5%) mientras que las formas de vida en la Tierra tienen niveles FESEM EDS. Estos resultados proporcionan evidencia definitiva de nitrógeno de 2% a 15%. El nitrógeno se encuentra a niveles de que los filamentos encontrados en los meteoritos carbonáceos detectables, incluso en el cabello / tejido de las momias de Perú CI1 son indígenas a las piedras. Hoover (2007) ha discutido el uso (2000 años) y Egipto (5000 años) y el pelo y los tejidos de los de niveles de Nitrógeno y razones de elementos biogénicos para Mamuts del Pleistoceno (40-32 mil años). La Fig. 6.b es una distinguir entre microorganismos modernos y fósiles como un imagen del FESEM del Guard Hair de un mamut del Pleistoceno mecanismo para reconocer contaminantes biológicos recientes en de 32.000 años recogido por Hoover en las tierras bajas de sistemas terrestres rocosos y meteoritos. Kolyma de NE Siberia. El punto cuadrado en la imagen es daño de haz del EDS (haz de electrones de 10 KeV) durante el análisis de 4. DISCUSIÓN. puntos, que reveló un pico fuerte (11,94% atómico) en la línea de Kα de nitrógeno entre las líneas de carbono y oxígeno. A pesar de 4.1 Clasificación de Meteoritos carbonáceos. Los meteoritos que el material biológico tenía 32.000 años, el nitrógeno de las tipo para los diferentes clanes de condritas carbonáceas son CI proteínas todavía estaba presente. Se han obtenido resultados (Ivuna), CM (Mighei), CO (Ornans), CV (Vigarano), CR (Renazzo) similares para los filamentos de cianobacterias que se encuentran 28 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


y CK (Karoonda). Wiik (1956) y Van Schmus & Wood (1967) clasificaron las condritas carbonáceas en base a su composición química y petrología. En el sistema de clasificación Wiik, las condritas carbonáceas del Grupo I tienen ~ 7% C, 20% H2O, y ~ 22% SiO2; los condritos del Grupo 2 de Wiik (por ejemplo, Murchison, Mighei y Cold Bokkeveld) tienen ~ 4% C, 13% H2O y 27,5% SiO2 y el Grupo 3 (por ejemplo Mokoai & Felix) tienen <1% C. Las condritas carbonáceas están subdivididas en tipos petrológicos (1-7). El tipo petrológico es un indicador del grado de equilibrio químico dentro de los minerales del meteorito. En este sistema, las condritas tipo 3 no han sido alteradas significativamente ni por el agua ni por el metamorfismo térmico. Las condritas no equilibradas por falta de metamorfismo térmico son de tipos petrológicos 1-3 y los tipos 4 a 7 se equilibran cada vez más debido a procesos térmicos prolongados. Los tipos petrológicos 2 y 1 se encuentran solamente en el clan condrita carbonácea y han sido sometidos a un grado creciente de alteración acuosa. Las condritas carbonáceas de tipo petrológico 1 han sido tan ampliamente alteradas por el agua que los cóndrulos están completamente ausentes, a pesar de que tienen composición condrítica y deben haber contenido cóndrulos durante su historia temprana antes de que ocurriera la alteración acuosa. Las condritas tipo 2 tienen pocos cóndrulos alterados por proceso acuoso. Los cóndrulos de tipo 3 son numerosos, inalterados y muy

distintos, mientras que los de los tipos 4 a 6 vuelven a ser más indistintos debido al metamorfismo térmico y la recristalización. En el tipo petrológico 7 los cóndrulos están otra vez ausentes debido a la destrucción térmica.

Desde estos primeros estudios una gran cantidad de investigación se ha dedicado a un estudio detallado de la mineralogía, petrología y química orgánica de los meteoritos carbonáceos CI1. Este trabajo ha sido resumido en detalle por (Tomeoka y Buseck, 1988, Nagy, 1975, Kissin, 2003, Sephton, 2005). Se ha establecido que los meteoritos carbonáceos CI1 contienen ~ 65% en peso de agregados de filosilicato a escala fina e intercruzamientos de serpentina y esmectita / saponita, 10% de magnetita, sulfuros tales como sulfuros de hierro-níquel alterados en agua, 7% de pirrotita ([Fe, Ni] 1 ) y 5% de ferrihidrita (5Fe2O3.9H2O) y troilita (FeS), así como 5% de carbonatos recompuestos como Breunnerite (Mg, Fe) CO3 y una pequeña fracción (<1%) de cristalitos de olivina y piroxeno (Endre y Bischoff , 1996, Bland et al., 2004). El meteorito de Orgueil contiene también magnetitas de 4.56 billones de años (como cristales individuales, framboides, pilas de plaquetas) y diamantes presolares, carburo de silicio y grafito (Huss y Lewis, 1994). Los framboides y plaquetas de magnetita y pirita están presentes en los meteoritos carbonosos CI1 (Alais, Ivuna y Orgueil) y C2 no agrupados (Tagish Lake) que han sido investigados en este estudio. Las espectaculares plaquetas y framboides de magnetita con cristales uniformes extremadamente bien conservados son comunes en el meteorito Tagish Lake. Estudios realizados en el Instituto Paleontológico de Moscú por el académico Alexei Yu. Rozanov ha revelado que los framboides están presentes en las lutitas negras del Pérmico superior de la plataforma del Mar de Berents, que son similares en distribución, de tamaño similar y características como las encontradas en los Alaïs y otros meteoritos carbonáceos.

Estudios independientes confirmaron los hallazgos muy tempranos de que los meteoritos carbonáceos CI1 contenían materia orgánica insoluble compleja muy similar al querógeno como se encuentra típicamente en el carbón. Boström y Frederickson (1966) describieron el meteorito de Orgueil como una "arcilla bituminosa con una estructura de brecha y textura clástica". Concluyeron que había tres etapas principales de la formación mineral en el cuerpo del meteorito -

4.2 Mineralogía, Petrología y Química Orgánica de los Meteoritos Carbonáceos CI1. Cloëz y Pisani realizaron el primer análisis químico detallado y el estudio de la mineralogía y el meteorito de Orgueil. Pisani (1864) concluyó que los minerales de silicato de Orgueil son más apropiadamente designados como serpentina en lugar de peridotita. Cloëz (1864a, b) encontró que el meteorito de Orgueil estaba compuesto por un material friable blando, negro, con 5,92% de carbono, sustancias húmicas, magnetita, ácido silícico, agua higroscópica (5,2-6,9%) y 8-10% de agua indígena de hidratación que se libera sólo a una temperatura> 200 oC. También informó sobre la detección de una variedad de minerales de evaporita, incluyendo sales de magnesio, amonio, calcio y sodio. El análisis microscópico y químico llevó a Cloëz a concluir que la porción dominante del material carbonáceo dentro del meteorito de Orgueil estaba en forma de carbono polimérico complejo insoluble en agua y similar a las sustancias húmicas, turba y carbón, pero a diferencia de la materia orgánica viva (TABLA III).

1. Etapa temprana caliente con minerales como troilita que son estables a varios cientos de grados centígrados. 2. Etapa media con minerales como clorito y limonita que se forman por debajo de 170ºC. 3. Etapa tardía con carbonatos y sulfatos formados a menos de 50ºC. Guo et al. (2007) utilizaron la termometría de isótopos agrupados con carbonatos para determinar las condiciones de la secuencia de alteración acuosa (de calcita a dolomita a bruennerita) a medida que se enfriaban los cuerpos parentales del meteorito carbonáceo. Concluyeron que la dolomita de Orgueil fue formada a 26ºC y la bruennerita formada a -6ºC. Los meteoritos Orgueil e Ivuna CI1 parecen haber experimentado un período prolongado de alteración acuosa por los fluidos hidrotermales ácidos que destruyó completamente la pentlandita (Fe, Ni)9S8) que está presente en los meteoritos Alaïs y Tonk, que probablemente 29

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experimentaron un período más corto de alteración (Bullock et al., 2003, 2005). El níquel disuelto se re-combinó eventualmente con sodio para formar sulfato de níquel sódico (Ni-bloedite) o hierro para formar ferrihidrita. Estos diversos granos minerales y partículas contenidas dentro de los carbonáceos CI1 están típicamente cementados juntos por epsomita y otras sales solubles en agua. 4.3 Calentamiento de los Meteoritos Carbonáceos CI1 durante el tránsito atmosférico. Inmediatamente después de la caída del meteorito carbonáceo de Orgueil CI1, los aldeanos recogieron más de 20 piedras negras. Muchas de estas piedras tenían costras de fusión completas y algunas eran bastante grandes (una con masa ~ 11 kg). Leymeri (1864a) relató que una de las piedras "cayó en el ático de un granjero, y este hombre le quemó la mano cuando la tocó". También describió el uso de un cuchillo para cortar una de las piedras de Orgueil poco después de la caída: cortar crea superficies lisas y brillantes que es una indicación de una materia fina y pastosa "(Leymeri, 1864b). Estas observaciones indican que el interior de las piedras de Orgueil tenía la consistencia de arcilla húmeda justo después de la caída. A pesar de que se formó una fina corteza de fusión en el exterior de las piedras por intenso calentamiento durante el tránsito a través de la atmósfera, es evidente que el interior de las piedras nunca se calienta. (Algunas de las piedras de Orgueil (así como las del meteorito Murchison CM2 que aterrizó en Australia en 1969) se encontraron algunas horas después de la caída con un fino recubrimiento de escarcha en la superficie externa. las piedras estaban por debajo de cero grados tras el tránsito a través de la atmósfera. Las porciones interiores de estas piedras fueron aparentemente protegidas por refrigeración ablativa durante el tránsito atmosférico de una manera análoga a la experimentada durante la reentrada de un Módulo de Comando Apollo. Sería posible el transporte de bacterias viables durante la entrada atmosférica. 4.4 Aminoácidos y biomarcadores quirales en bacterias modernas y meteoritos carbonáceos. Una serie de 20 aminoácidos vitales están presentes en las proteínas de todas las formas de vida conocidas en la Tierra. Los aminoácidos proteicos muestran homochiralidad en que son exclusivamente el enantiómero L. La Tabla IV muestra la proteína L-aminoácidos en la vaina de limo exopolisacárido (EPS) de la cianobacteria Microcystis aeruginosa K-3A; células vivas de las bacterias E. Coli y Salmonella sp. y una biología terrestre antigua (por ejemplo, una Mosca en ámbar y dientes de un Hadrosauro Cretáceo) para comparación con aminoácidos extraterrestres detectados en los

meteoritos de Murchison, Murray, Orgueil e Ivuna reportados por Ehrenfreund et al., Engel et al. y Cronin y Pizarello. Los aminoácidos de la Tabla IV mostrados en cursiva o marcados con "-" o "n.d." no fueron detectados o presentes sólo a niveles de trazas en los fósiles en rocas terrestres y meteoritos carbonáceos. A pesar de que no hay duda de que la mosca encapsulada en el ámbar y los dientes de Hadrosaur son de origen biológico, se ve que en estos fósiles también faltan varios de los mismos aminoácidos que están ausentes en los meteoritos carbonáceos. Sólo 8 de los 20 aminoácidos proteínicos vitales son detectables en extractos de agua / ácido de meteoritos carbonáceos. El hecho de que varios de los aminoácidos que faltan en los meteoritos y antiguos fósiles terrestres son abundantes en bacterias vivas proporciona una fuerte evidencia de que los meteoritos no están contaminados con materiales biológicos modernos. Si los biocontaminantes modernos estuvieran presentes, los 20 aminoácidos de la proteína deberían ser detectados. Los datos de la Tabla IV indican que los aminoácidos más abundantes (en peso) en la cianobacteria Microcystis sp. son GLU, ASP, ALA, GLY y LEU (todos por encima del 8%) seguido de cerca por THR, SER, VAL, ILEU y PRO (todos por encima de ~ 5%). Sin embargo, GLY es de lejos el aminoácido proteico más abundante en los meteoritos carbonáceos de Murchison (CM2), Murray (CM2), Orgueil (CI1) e Ivuna (CI1) y es seguido por ALA, GLU y ASP. Sin embargo, en estos meteoritos carbonáceos, las proteínas aminoácidos LEU, THR, SER, VAL, ILEU y PRO, que son abundantes en toda la vida en la Tierra, están totalmente ausentes o detectadas sólo a niveles de trazas. Como se ha señalado por Engel y Macko (2005), estos aminoácidos proteínicos faltantes proporcionan evidencia clara y convincente de que las porciones interiores de los meteoritos carbonáceos CI1 y CM2 no están contaminadas por cianobacterias modernas, polen, huellas dactilares u otros contaminantes microbianos. La isovalina (IVA), el ácido α-aminoisobutírico (AIB) y el ácido γ-aminobutírico (GABA) son los aminoácidos no proteínicos más abundantes en los meteoritos carbonáceos. Si bien no son aminoácidos de proteínas, es erróneo concluir que no son de naturaleza biológica. Los aminoácidos IVA y AIB se forman en la Tierra por la alteración diagenética de los materiales biológicos antiguos y el ácido γaminobutírico es sintetizado por organismos en la Tierra. Sin embargo, la mayoría de los aminoácidos de la proteína están ausentes en meteoritos y fósiles terrestres y solamente 8 de los 20 aminoácidos de la proteína vital críticos se han encontrado en meteoritos carbonáceos usando las metodologías modernas más sensibles disponibles.

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4.5 Cometas y cuerpos progenitores de los meteoritos carbonáceos CI1. Los meteoritos carbonáceos CI1 son piedras negras que contienen agua extraterrestre indígena. El albedo del meteorito de Orgueil es extremadamente bajo (~ 0.05) y comparable al de los asteroides de tipo C muy oscuros y los núcleos de los cometas. Esto es más negro que el asfalto que tiene un albedo de ~ 0.07. La Cámara multicolor de la Agencia Espacial Europea a bordo de la nave espacial Giotto obtuvo imágenes en la aproximación más cercana al cometa Halley (00: 03: 01.84 UT el 14 de marzo de 1986) a una distancia de 596 km del centro del núcleo revelando características topográficas detalladas en el negro albedo 0,04) superficie y chorros. Lamarre et al. (1986) informó que los datos de IKS-Vega indicaban que la temperatura del núcleo del cometa Halley era de 420 K +/- 60 K a 0,8 UA, lo cual era consistente con "una fina capa de material negro poroso que cubría el núcleo del cometa". Encontraron que el núcleo de 8 km de longitud del Cometa 19P / Borrelly estaba muy caliente (~ 345 K) con chorros prominentes alineados con la orientación del eje de rotación del núcleo y el albedo de 0,01 a

0,03 (Soderbloom et al., 2002). Hielos de agua, dióxido de carbono, metano y otros volátiles en el núcleo frío en la proximidad de la corteza caliente se derretía y después hervía para producir alta presión debajo de la corteza liberando el gas más rápido de lo que puede escapar a través de la corteza porosa. En regiones donde la presión excede la fuerza de la corteza, la falla localizada de porciones de la corteza podría resultar en la liberación explosiva del gas que da lugar a la quema observada de cometas y los chorros dramáticos. Una vez que un cometa entra en el sistema solar interno, se calienta por la radiación solar en el núcleo negro y pierde masa rápidamente. El Observatorio Espacial Infrarrojo de la Agencia Espacial Europea (ISO) mostró que el agua era el principal volátil (75-80%) del núcleo de 40-50 km de diámetro del cometa HaleBopp. Las fracciones volátiles menores detectadas (CH4, NH3 y H2CO) podrían provenir de clatratos (hielo H2O con gases simples como CO2 y NH3 en una estructura de celosía estable) o resultado de la química atmosférica. La ISO encontró que Hale-Bopp liberó 31

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vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono a una velocidad de 2 x 109 kg/s y detectó olivino en el polvo. El olivino se encuentra comúnmente en meteoritos. A medida que los cometas pierden hielos, desarrollan una corteza externa inerte del material menos volátil. Los núcleos de los cometas son extremadamente

complejos: exhiben un terreno accidentado, llanuras onduladas, fracturas profundas y están compuestos de material muy oscuro. Esta corteza negra se calienta mucho mientras el cometa se encuentra en las regiones interiores del Sistema Solar.

Figura 7.a. Espacio profundo 1, imagen del Cometa P / Borrelly con chorros de gas y polvo; segundo. La imagen de Deep Impact del núcleo del Cometa 9P / Temple 1 muestra regiones de hielo de agua expuesto y c. Mapa de la temperatura desde Deep Impact IR spectra d. Imagen de Cámara Multicolor de Giotto Halley (HMC) que muestra los chorros que emanan del núcleo de albedo 0,04 del Cometa P / Halley Cortesía: Instituto Max Plank para la Investigación del Sistema Solar http://www.mps.mpg.de/en/projekte/giotto/hmc/; mi. Deep Impact de la misión espacial extendida (EPOXI) imagen del núcleo del cometa Hartley 2 mostrando chorros de polvo y gas. Imagen: NASA/JPL UMD). transforman en gases mientras se vaporizan a medida que el calor se transmite a través de la corteza caliente. La naturaleza del cometa a medida que se aproximaba y cuando el impactador Figura 7.a. es una imagen de NASA Deep Space 1, una imagen chocó con el núcleo del cometa 9/P Temple 1, el 4 de julio de compuesta de falso color que muestra chorros de tipo geiser que 2005. La figura 7.b es una imagen de Deep Impact del núcleo del estallan del núcleo largo (8 km) del cometa 19P / Borrelly el 22 de cometa Temple 1. Las regiones mostradas en azul donde están septiembre de 2001. (Los colores indican tres órdenes de expuestos depósitos de hielo de agua que se detectaron en la magnitud en el nivel de intensidad de luz del núcleo cometario; rojo superficie del núcleo del cometa por Sunshine et al. (2005). Estas es 1/10, azul 1/100 y púrpura 1/1000) Las protuberancias rojas en regiones de hielo de agua se observaron que eran 30% más el núcleo son reales y muestran donde el jet principal se resuelve brillantes que las áreas circundantes y probablemente fueron en tres jets estrechos distintos que vienen de fuentes distintas en expuestas cuando partes de la corteza negra fueron expulsadas al el cometa. Estos chorros estrechos son totalmente coherentes con espacio por las erupciones explosivas tal como fueron grabadas la hipótesis de que las presiones internas generadas por el vapor en un video por la nave espacial. Las mediciones de Impacto producido por la fusión de los hielos internos que luego se 32 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


Profundo del perfil de temperatura del núcleo del cometa P/9 Temple 1 a 1,5 UA se muestran en la Figura 7.c. Aún tan lejos del Sol como Marte, el núcleo de cometa negro alcanza temperaturas tan altas como 330 K (57ºC). Además, las temperaturas más bajas medidas en la corteza eran ~ 280 K (7ºC) que está ligeramente por encima de la temperatura a la cual el hielo de agua cambia de sólido a la fase líquida. Antes del impacto, el desgasificado ambiental del Temple 1 era ~ 6x1027 moléculas/s de agua. Sin embargo, la sublimación libre de hielo calculada anteriormente (~ 200 K) fue sólo de ~ 4,5 x 1021 moléculas / m2 / s, indicando que el desgasificado ambiental tenía fuentes subsuperficiales significativas. La nave espacial Deep Impact también observó numerosos eventos de quema del núcleo y erupción de chorros de tipo géiser cuando se acercó el cometa y antes de la colisión del impactador. El 4 de noviembre de 2010, la NASA EPOXI, misión extendida de la nave espacial Deep Impact pasó a 435 millas del núcleo de 2,2 km de largo del cometa Halley 2 y reveló brillantes chorros de gas dióxido de carbono y polvo. Estas observaciones de los cometas son consistentes con la hipótesis de que la corteza del cometa impide el flujo de gases de tal manera que las presiones se desarrollan cuando los hielos se funden y se vaporizan en las cavidades debajo de la corteza. Esto proporciona las presiones necesarias para permitir que el agua pase del estado sólido al estado líquido y luego al estado gaseoso. Esto crearía micro-nichos con charcos de agua líquida atrapados dentro de las bolsas de roca y hielo, muy parecidos a los ecosistemas de crioconita y de burbujas de hielo que contenían extremófilos microfóbicos psicófilos como los descritos en los glaciares y los estanques congelados de termokarst del Pleistoceno de Alaska y Siberia y los glaciares y los lagos cubiertos de hielo del Oasis de Schirmacher y del Lago Untersee en la Antártida Oriental (Hoover, 2008; Hoover y Pikuta, 2010; Pikuta et al., 2005). Si el gas se produce más rápido de lo que puede escapar a través de la corteza porosa, podría producir altas presiones que resultan en fracaso localizado de las partes más débiles de la corteza y en la erupción violenta al espacio de dióxido de carbono, vapor de agua y trozos de corteza y partículas de hielo y polvo impulsado en el espacio y dirigido en la cola de polvo del cometa. Estas partículas de polvo podrían dar lugar a lluvias de meteoros cuando el planeta pasa a través de la cola. De vez en cuando, trozos más grandes de los expulsados pueden sobrevivir al paso a través de la atmósfera terrestre y este podría ser el vínculo entre los cometas y los meteoritos carbonáceos CI1 (y posiblemente CM2). El hecho de que los meteoritos CI1 contienen minerales que fueron alterados extensivamente por el agua líquida en el cuerpo de los padres y que las piedras se han encontrado para contener una gran cantidad de agua extraterrestre indígena establece claramente que sus cuerpos parientes eran muy probablemente cometas o asteroides acuosos. Ahora es bien sabido que los núcleos negros de los cometas se calientan mucho (significativamente por encima de 273 K donde el hielo se derrite) al acercarse al Sol. Gounelle et al. (2006) utilizaron los relatos de los testigos oculares para calcular la trayectoria atmosférica y la órbita del meteorito de Orgueil y concluyeron que el plano orbital estaba cerca de la eclíptica y que la entrada a la atmósfera tuvo lugar a una altura de aproximadamente 70 km y un ángulo de ~ 20 °. Sus cálculos indicaron que la altura del meteoroide terminal fue de ~ 20 km y la velocidad pre-atmosférica fue > 17.8 km / s. Encontraron que el afelio era 5.2 UA (el eje semi-mayor de la órbita de Júpiter) y el perihelio ~ 0.87 UA, que está justo dentro de la órbita de la Tierra

como se esperaría para un meteoroide que cruza la Tierra. Esta órbita calculada sugiere que los asteroides de tipo Apolo y la familia de cometas de Júpiter son candidatos probables para el progenitor principal de Orgueil (aunque no excluye el comet Halley). Los datos cosmoquímicos para un cuerpo padre cometario es totalmente coherente con la composición y características de los meteoritos CI1. Esta sugerencia de que el cuerpo parental de los meteoritos carbonáceos CI1 eran posiblemente cometas es significativa con respecto a la posible existencia de microfósiles indígenas en los meteoritos Alaïs, Ivuna y Orgueil. A partir de la extensa evidencia de alteración acuosa en el cuerpo original de Orgueil y la presencia de agua indígena en el meteorito de Orgueil está claro que el cuerpo parental era un asteroide acuoso o un cometa. Sin embargo, las observaciones de Giotto y Vega de Halley y las Observaciones de Deep Impact del núcleo de 9P / Temple-1 han establecido claramente que estos cuerpos se calientan mucho al entrar en las regiones interiores del Sistema Solar. Ahora está claro que cualquier asteroide que contenga agua con un albedo del meteorito de Orgueil alcanzaría una temperatura por encima de 100ºC a 1 UA. A estas temperaturas, el hielo de agua y otros volátiles se convertirían en agua líquida, vapor y producirían una nube en expansión de gas y partículas expelidas. Cualquier planeta que orbita al Sol y que posea una envoltura gaseosa y cola de polvo se refiere tradicionalmente como "cometa" en lugar de un asteroide, y por lo tanto parece lógico que los cometas representen los cuerpos progenitores más probables para estos meteoritos negros y ricos en agua que viajan en trayectorias que cruzan la órbita del planeta Tierra. 4.6 Rol de Cometas y Meteoritos carbonáceos en el origen y evolución de la Biosfera, Hidrosfera y Atmósfera terrestres. La relación de los cometas con los meteoritos carbonáceos y su papel en el origen y la evolución de la atmósfera, la hidrosfera y la biosfera de la Tierra ha sido mejor comprendida en las últimas décadas. La superficie craterizada de la luna proporciona una clara evidencia del intenso bombardeo de los planetas y lunas interiores por cometas, asteroides y meteoritos durante la historia temprana del Sistema Solar. Watson y Harrison (2005) interpretaron las temperaturas de cristalización de 4.4 billones de años de Zircones de Australia Occidental como evidencia de que los océanos de agua líquida estaban presentes en la Tierra temprana dentro de los 200 millones de años de la formación del Sistema Solar. Recientemente se ha reconocido más ampliamente que los cometas desempeñaron un papel crucial en la formación de la atmósfera y los océanos de la Tierra primitiva durante el bombardeo hadeano (Delsemme, 1997; Steel, 1998; Owen, 1997). En 1978, Sill y Wilkening propusieron que los cometas pudieran haber entregado elementos biogénicos críticos a la vida, carbono y nitrógeno atrapados dentro de los hidratos de clatrato en sus núcleos helados. En el mismo año, Hoyle y Wickramasinghe (1978, 1981, 1982, 1985) han propuesto que los cometas no sólo suministraron agua, elementos biogénicos y compuestos químicos orgánicos complejos a la superficie del planeta Tierra, sino que también entregaron microorganismos intactos y viables. La detección de microfósiles de cianobacterias y otros procariotas tricómicos filamentosos en los meteoritos carbonáceos CI1 (que son probablemente remanentes de la corteza cometaria) puede interpretarse como datos observacionales directos en apoyo de la hipótesis Hoyle / Wickramasinghe (Wickramasinghe 2011) del papel de los cometas en el origen exógeno de la vida terrestre. 33

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Eberhardt et al. (1987) midieron las relaciones deuterio / hidrógeno en el agua del cometa P / Halley. Delsemme (1998) encontró que la proporción D / H de las moléculas de agua de los cometas Halley, Hale-Bopp y Hyakutake era consistente con un origen cometario de los océanos. Dauphas et al (2000) interpretaron que las relaciones deuterio / hidrógeno indican que el suministro de agua y hielo a la Tierra temprana durante el bombardeo de Hadean tardío por cometas, asteroides y meteoritos ayudó a enfriar la corteza terrestre y formar los primeros océanos. La Tabla V muestra los datos extraıdos de Robert et al. (2000) recopilación de relaciones Deuterio / Hidrógeno de componentes seleccionados del Cosmos. Cuando estos cuerpos se agrupan de acuerdo con su relación D / H se ve fácilmente que los planetas interiores telúricos y los meteoritos LL3 (pedregosos) y SNC (Marte) tienen altos (~ 50016.000) ratios y los gigantes gaseosos, la nebulosa protosolar, El ISM y las galaxias son muy bajas (~ 15-65). Las proporciones D / H de los cometas (~ 290-330) y los meteoritos carbonáceos (~ 180-370) están mucho más cerca de la de la Tierra (~ 149) y apoyan la hipótesis de que pueden haber hecho contribuciones significativas a la formación del océanos de nuestro planeta. Es interesante que las relaciones D / H de los cometas sean muy similares a las relaciones medidas en el querógeno, aminoácidos y ácidos carboxílicos de Orgueil (CI) y otros (CM, CV y CR) meteoritos carbonáceos. Esto apoya la opinión que aunque los meteoritos pedregosos se derivan muy probablemente de asteroides rocosos, los meteoritos carbonáceos más probablemente se derivan de asteroides que llevan agua o de los núcleos de cometas. Se ha encontrado que el asteroide carbonáceo 1998 KY26 de hilado rápido de 30 m de diámetro descubierto el 2 de junio de 1998 contiene 10-20% de agua. Sin embargo, el pequeño asteroide carbonáceo y rico en agua 1998 KY26 también tiene reflejo de color y radar similar a los meteoritos carbonáceos y puede ser un cometa desgasificado. Las observaciones cercanas al IR indicaron la presencia de hielo

cristalino e hidrato de amoníaco en el objeto del Cinturón de Kuiper (50000) Quaoar, con resurgimiento que sugiere desgasificación criovolcánica. La sonda Cassini / Huygens ha obtenido recientemente datos que indican que un vasto océano de agua líquida también puede existir bajo la espesa corteza congelada de Titán. Cassini / Huygens también ha detectado evidencia de géiseres de agua y hielo criovolcánicos en Titán y la luna de Saturno Encelado. 5. EVIDENCIA DE MICROFÓSILES EN LOS METEORITOS CI1 Y LA VIDA EN EL HIELO: IMPLICACIONES A LA VIDA POSIBLE EN COMETAS, EUROPA Y ENCELADO. La detección de evidencia de vida microbiana viable en hielo antiguo (Abyzov et al, 1998, 2003;. Hoover y Pikuta, 2010) y la presencia de microfósiles de cianobacterias filamentosas y otros procariotas tricómicas en los meteoritos carbonáceos CI1 tiene implicaciones directas para la vida posible en cometas y lunas heladas con océanos de agua líquida de Júpiter (por ejemplo, Europa, Ganímedes o Callisto) y Encelado (Fig. 8.a) luna espectacular de Saturno que está exhibiendo criovulcanismo y escupiendo agua, hielo y compuestos orgánicos en el espacio de 34

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la región, y blancas "rayas de tigre". Europa exhibe colores rojos, anaranjados, amarillos y ocres y regiones fracturadas indicando que la corteza helada está flotando en un océano de agua líquida. La posibilidad de vida en Europa ha sido discutida por Hoover et al. (1986): Chyba et al. (2001) Dalton et al. (2003) y en los libros editados por Russell (2011) y Wickramasinghe (2011) y en los volúmenes 5, 11 y 13 del Journal of Cosmology. Hoover et al. (1986) sostuvo mientras profundos colores azul y blanco en las imágenes de Galileo de la luna Europa de Júpiter eran típicas de hielo glacial, las burbujas de hielo y nieve en la Tierra como se ve en esta imagen de las burbujas de hielo del Schirmacher Oasis de la Antártida oriental (fig, 8 .segundo). El rojo, amarillo, marrón, marrón dorado, colores verdes y azules detectados por la nave espacial Galileo en la región Conamara Caos (Fig. 8.c.) y las profundas líneas rojas de la corteza helada de Europa (Fig. 8.d. ) son consistentes con pigmentos microbianos en lugar de minerales de evaporita. El artículo de 1986 sugiere que los colores vistos en las imágenes de Europa resultaron de la vida microbiana en las capas superiores del hielo. Una serie de estudios más recientes y libros se han publicado acerca de la importancia de la microbiota de hielo a la posibilidad de vida en el sistema solar en otro lugar

(por ejemplo, Russell 2011; Wickramasinghe 2011; Volúmenes 5, 7, 13 de la Revista de Cosmología). Las diatomeas son de color marrón dorado y las cianobacterias exhiben una amplia gama de colores de azul-verde a rojo, naranja, marrón y negro. Las bacterias recuperadas del hielo a menudo son pigmentadas. Por ejemplo, los extremófilos aislados de los antiguos núcleos de hielo de Groenlandia producen colonias pigmentadas. Las colonias de Herminiimonas glaciei son rojas (Figura 8.e) y las colonias de "Chryseobacterium greenlandensis" presentan pigmentos amarillos (Fig. 6.b.). Figura 5.c. muestra las colonias pigmentadas rojas del nuevo género de psychrophile, Rhodoglobus vestali aislado de un lago cerca de la plataforma de hielo McMurdo, Antártida (Sheridan et al., 2003). Las colonias de Hymenobacter sp. (Fig. 6.d.) aisladas de la cueva de hielo Oasis de Schirmacher son de color ocre rojo (Hoover y Pikuta, 2009, 2010). La posibilidad de vida en Enceladus y la detección de biomarcadores en las plumas de agua, hielo y sustancias químicas orgánicas expulsadas de las "Rayas de Tigre" de Enceladus ha sido discutida por McKay et al. (2008) Hoover y Pikuta (2010) y en una serie de artículos publicados en los volúmenes 5, 7 y 13 del Journal of Cosmology.

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Figura 8.a. rayas de tigre azul y blanco nieve y hielo glacial en la luna de Saturno Encelado y b. burbujas de hielo del lago Glubokoye, Antártida. Imágenes en color de la nave espacial Galileo de c. la región de Conamara Chaos y d. la región de Tracia de Europa. Colonias de bacterias pigmentadas procedentes del núcleo profundo de glaciares de Groenlandia: e. rojo Herminiimonas glacei y f. amarillo Chryseobacterium greenlandensis. De la capa de hielo del valle de McMurdo hay colonias de g. rojo Rhodoglobus vestalii; y de la cueva del hielo del oasis de Schirmacher h. la colonia ocre roja de Hymenobacter sp. cepa IS118C-5s. Fotos Cortesía: a., C., & D. NASA / JPL / Universidad Estatal de Arizona; segundo. R. B. Hoover; e., f., & g. Jennifer Loveland-Curtze / Universidad Estatal de Penn y h. Asim K. Bej / UAB. 6. CONCLUSIONES. Se concluye que los filamentos complejos encontrados incrustados en los meteoritos carbonáceos CI1 representan los restos de microfósiles indígenas de cianobacterias y otros procariotas asociados con esteras procariotas modernas y fósiles. Muchos de los filamentos de Ivuna y Orgueil son isodiamétricos y otros cónicos, polarizados y presentan células apicales y basales claramente diferenciadas. Estos filamentos se encontraron en piedras recién fracturadas y se observa que se unen a la matriz de roca del meteorito a la manera de los conjuntos terrestres de las comunidades acuáticas bentónicas, epipelicas y epilíticas de cianobacterias compuestas de especies que crecen en o en sedimentos de barro o arcilla. Las cianobacterias filamentosas similares en tamaño y morfología detallada con heterocistos basales son bien conocidas en esteras cianobacterianas bentónicas, donde sujetan el filamento al sedimento en la interfase entre el agua líquida y el substrato. El tamaño, la gama de tamaños y las características morfológicas complejas y las características exhibidas por estos filamentos los hacen reconocibles como representantes de las Cyanobacteriaceae filamentosa y procariotas tricomicas asociados, asociados comúnmente en esteras de cianobacterias. Por lo tanto, los filamentos tricómicos mineralizados bien conservados con vainas carbonosas que se encuentran incrustados en superficies interiores recién fracturadas de los meteoritos carbonáceos Alais, Ivuna y Orgueil CI1 se interpretan como los restos fosilizados de microorganismos procarióticos que crecieron en regímenes líquidos en el cuerpo parental del meteoritos antes de entrar en la atmósfera de la Tierra. Los datos de espectroscopia de rayos X de dispersión de energía revelan que los filamentos detectados en los meteoritos típicamente exhiben vainas externas enriquecidas en carbono

rellenos con minerales enriquecidos en magnesio y azufre. Estos resultados se interpretan como indicando que los organismos murieron en el cuerpo parental mientras que los líquidos acuosos estaban presentes y las células internas fueron reemplazadas por epsomita y otros minerales de evaporita solubles en agua disueltos en los líquidos que circulan a través del cuerpo parental. El nivel de nitrógeno en los filamentos de meteoritos estuvo casi siempre por debajo del límite de detección del detector EDS (0,5% atómico). Sin embargo, el nitrógeno es esencial para todos los aminoácidos, proteínas y bases de nitrógeno de purina y pirimidina de los nucleótidos de toda la vida en la Tierra. Estudios extensivos de EDS de cianobacterias vivas y muertas y otros materiales biológicos han demostrado que el nitrógeno es detectable a niveles entre 2% y 18% (atómico) en filamentos de cianobacterias de Vostok Ice (82000 años) y se encuentran en la leche de estómago del mamut Lyuba (40000 años); pelo / tejido de mamut (40-32 mil años); momias egipcias y peruanas predinásticas (5-2 mil años) y vainas de diatomeas filamentosas de herbario (1815). Sin embargo, el nitrógeno no se detecta en materiales biológicos antiguos tales como insectos fósiles en ámbar del Mioceno (8 millones de años); Trilobites cámbricos de las pizarras de Wheeler (505 millones de años) o filamentos de cianobacterias de Karelia (2.7 billones de años). En consecuencia, la ausencia de nitrógeno en los filamentos de cianobacterias detectados en los meteoritos carbonáceos CI1 indica que los filamentos representan los restos de formas de vida extraterrestre que crecieron en los cuerpos de los meteoritos cuando había agua líquida, mucho antes de que los meteoritos entraran en la atmósfera terrestre. Este hallazgo tiene implicaciones directas para la distribución de la vida en el Cosmos y la posibilidad de vida microbiana en regímenes de agua líquida de núcleos cometarios mientras viajan dentro de la órbita de Marte y en lunas heladas con océanos de agua líquida como Europa y Encelado.

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Comienza el curso escolar 2017-18 y ya tenemos preparada en el Museo la nueva temporada de actividades para los centros escolares. Un año más, los fósiles de la colección visitarán a los colegios en una actividad de gran valor científico y didáctico. ¿Cómo es la Historia natural del planeta? ¿Qué especies lo habitaron? ¿Por qué se extinguieron? Una interesante colección de restos fósiles originales, presentados de forma didáctica a los alumnos. La actividad ya está disponible para ser contratada por los centros educativos que lo deseen. Pueden contactar con el Museo a través del correo direccion@museocanariodemeteoritos.com o al teléfono 727.76.14.13. Más información: http://museocanariodemeteoritos.blogspot.com.es/p/dinosaurios -en-las-aulas.html También disponible para los Centros de Tenerife. Para otras islas, consulte disponibilidad.

Museo Canario de Meteoritos visitará en Diciembre los Centros educativos de TENERIFE que lo soliciten. Del 11 al 15 de diciembre, las Rocas Lunares podrán visitar los colegios y centros educativos en una interesante actividad para el alumnado. Conocerán las características principales de nuestro satélite natural, y podrán tener en sus manos fragmentos de rocas lunares. Además, charlas educativas y observaciones al microscopio de secciones delgadas de Rocas Lunares. La actividad ya está disponible para ser contratada por los centros educativos que lo deseen. Pueden contactar con el Museo a través del correo direccion@museocanariodemeteoritos.com o al teléfono 727.76.14.13. Más información: http://museocanariodemeteoritos.blogspot.com.es/p/lunamanos.html También disponible para los Centros de Gran Canaria. Para otras islas, consulte disponibilidad.

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¿Alguna vez has tocado la Luna? Muy pronto, La Luna visitará los centros educativos. En el MCM custodiamos la única colección de rocas lunares de Canarias, y hemos preparado un fragmento para que todos puedan tener la oportunidad de tocar la Luna. LA LUNA EN TUS MANOS es una actividad promocionada desde el MCM. Una de las más extraordinarias experiencias que los alumnos pueden vivir, es tener en sus manos un pedazo de la Luna, al igual que hicieron los astronautas que pisaron el satélite. Porque no todos los días se toca la Luna, por ello organizamos actividades lunares con regularidad, charlas, exposiciones, visitas científicas, observaciones al microscopio de secciones delgadas de rocas lunares, etc. Este nuevo curso, actividades todo el año. Para todos los centros escolares interesados, disponemos de un dossier con las actividades que ofrecemos. Solicítalo sin compromiso a nuestro correo electrónico o visita la web www.museocanariodemeteoritos.com

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El pasado 11 de octubre se inauguró en Las Palmas de Gran Canaria la Exposición EXPERIENCIAS, una serie a distintos ISO del autor Juan Carlos Arencibia, entre las que destacaban espectaculares tomas submarinas, astronómicas, paisajísticas y macro.

en Las Palmas de Gran Canaria, propiedad también del autor. Más de una veintena de imágenes mostraron al público momentos profundos, como las espectaculares tomas lunares, e inhéditas tomas meteorológicas, tales como tormentas eléctricas de la pasada temporada en Canarias. Tampoco los fondos marinos han podido resistirse al objetivo de la cámara, así podemos ver sorprendentes imágenes de los fondos grancanarios, colorido y vida en las profundidades.

Un trabajo recopilatorio después de 20 años de fotografía, un retazo de alma en cada una de ellas, y cada una, una experiencia y un aprendizaje nuevo. El autor ha sabido expresar magistralmente un espectacular juego de luces, sombras y colores, perspectivas y momentos en una exposición que durante 10 días estuvo abierta al público en el establecimiento REFAN, del Centro Comercial La Ballena,

En la actualidad, el autor tiene en venta sus fotos, y pueden contactar con él todos aquellos interesados a través de los correos electrónicos; juanaren@hotmail.com o refanlaballena@hotmail.com www.refanlaballena.es

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Con motivo de la Celebración de las SEMANAS DE LA CIENCIA en Andalucía, el COMITÉ PARA LA DIVULGACIÓN DE LA CIENCIA Y EL ESPACIO y el GRUPO ASTRONÓMICO PORTUENSE han elaborado su programa de actividades, que se desarrollarán en El Puerto de Santa María (Cádiz). Presentamos a continuación el programa completo de actividades que se llevarán a cabo, con una interesante participación y colaboración por parte de miembros y colaboradores que harán del evento todo un hito científico a nivel internacional. El más exquisito elenco de investigadores en un evento de máximo prestigio.

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SEMANA DE LA CIENCIA “La Carrera Espacial” Del Viernes 3 al Domingo 26 de Noviembre, en la Casa de los Toruños del Parque Metropolitano Marismas de los Toruños y Pinar de la Algaida (Junta de Andalucía). El Puerto de Santa María, Cádiz.

EXPOSICIÓN: De la Tierra al Universo. Por la Fundación Descubre y el Real Observatorio Astronómico de la Armada de San Fernando (ROA). Del Viernes 3 de Noviembre al Domingo 26 de Noviembre.

Viernes 3 de Noviembre a las 19:00h INAUGURACIÓN: Presentación: Director de Ceremonias. Juan Antonio Fernández Ruiz-Henestrosa (Ingeniero Técnico, Experto en Mantenimiento Industrial por la Universidad de Cádiz). Director del Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio (CODICE), Presidente del Grupo Astronómico Portuense – Astronáutico de Rota (GAP - AR), Miembro del Comité de la Red Española de Planetología y Astrobiología (REDESPA) y Miembro del Proyecto Ciudad de las Estrellas (CIE). CULTURA CON CIENCIA: Acto de inauguración: a las 19:30h Grupo de boleros “Amarraditos”. Viernes 3 de noviembre a las 20:00h; Tratados de las Naciones Unidas sobre el Espacio Ultraterrestre. 50 Aniversario del Tratado del Espacio. Dra. Elisa González Ferreiro. Doctora en Derecho por la Universidad Complutense de Madrid “UCM”. Especialista en Derecho Espacial. Directora del Centro Español de Derecho Espacial. Co-presidenta de la Sección de Derecho Aeronáutico y Espacial del Ilustre Colegio de Abogados de Madrid.

Viernes 3 de noviembre a las 21:00h; Psicología Espacial. Mente y Espacio. Dr. Gabriel González de la Torre. Universidad de Cádiz "UCA". Vicedecano de Ordenación Académica y Planificación de la Facultad de Ciencias de la Educación y profesor del Departamento de Psicología. Es miembro permanente de la International Academy of Astronautics (IAA) (Life Sciences Division), de la European Low Gravity Association (ELGRA) y experto revisor de la Skolkovo Foundation (Space Sciences) de Rusia.

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Sábado 4 de noviembre a las 20:00h; Antecedentes y regulación de las futuras bases lunares, especial referencia al régimen jurídico del Observatorio/telescopio Lunar. Dra. Elisa González Ferreiro. Doctora en Derecho por la Universidad Complutense de Madrid “UCM”. Especialista en Derecho Espacial, Directora del Centro de Estudios del Instituto Iberoamericano de Derecho Aeronáutico y del Espacio y de la Aviación Comercial. Co-presidenta de la Sección de Derecho Aeronáutico y Espacial del Ilustre Colegio de Abogados de Madrid.

Viernes 10 de noviembre a las 20:00h; La investigación de nuestro planeta desde el Espacio, un largo y tortuoso camino. Dr. Manuel Catalán Morollón. Doctor en Ciencias Físicas, Profesor de la Escuela de Estudios Superiores de la Armada, Co-Director del Mapa Mundial de Anomalías Magnéticas, dirige tres proyectos relacionados con el seguimiento de basura espacial con telemetría láser en el Real Observatorio Astronómico de la Armada de San Fernando “ROA”.

Viernes 10 de noviembre a las 21:00h; Las Grandes Misiones de la ESA. Proyecto Galileo. Dr. Javier Ventura-Traveset Bosch. Doctor en Ingeniería eléctrica por la Politécnica de Turín de Italia e Ingeniero de Telecomunicaciones. Director de Comunicación y Educación de la Agencia Espacial Europea “ESA” en España. Actualmente está teniendo una doble responsabilidad en “ESA”. Con “ESA GNSS” asesora a la dirección de la “ESA” del programa Galileo y navegación; y como asesor de la Directora de ciencia y exploración robótica, en su papel de Director del Centro Europeo de Astronomía Espacial – “ESAC de la ESA”.

Sábado 11 de noviembre a las 19:00h; Anecdotario de la conquista de la Luna. D. José Manuel Grandela Durán. NASA-INTA Estación Espacial de Fresnedillas y de Robledo de Chavela, Madrid. Ex Ingeniero controlador de naves espaciales de la “NASA”.

Sábado 11 de noviembre a las 21:00h; Retos de futuro de la exploración espacial. D. Ángel Gómez Roldán. Director de la Revista “AstronomíA”.

Sábado 25 de Noviembre de las 12:00 a las 14:00h Exposición de Meteoritos. Del Museo Canario de Meteoritos “MCM” Taller de manualidades infantiles. Por Macarena Delgado, Carmen Varela, Jorge Fernández y Cristina Fernández, miembros y socios de: “CODICE”, “CIE”, “REDESPA” y “GAP-AR”.

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Domingo 26 de Noviembre de las 11:00 a las 13:30h El Parque en Ruta. Senderismo dirigido por la Bióloga Macarena Delgado González experta en ornitología y monitora medioambiental. SALIDA: Casa de los Toruños Historia natural del Parque El parque y la Sal ¿Qué es un toruño? Plantas aromáticas Vegetación y especies animales autóctonas La importancia del parque en las inmigraciones de las aves El Camino de Santiago El asedio a Cádiz por las tropas de Napoleón PLANETARIO: “El viaje de io”. Con el Proyecto Ciudad de las Estrellas “CIE” Sábados 4, 11 y 18 de Noviembre, de 12 a 14 h. Domingos 5, 12 y 19 de Noviembre, de 12 a 14 h.

INFORMACIÓN: Parque de los Toruños: 956.20.35.44 CODICE: 630.407.896

ORGANIZA: Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio “CODICE” y Parque Metropolitano Marismas de los Toruños y Pinar de la Algaida - Junta de Andalucía.

CODICE COLABORAN: Universidad de Cádiz “UCA”, Real Observatorio de la Armada de San Fernando “ROA”, Agencia Espacial Europea “ESA”, INTA-NASA, Magazine AstronomiA, Fundación Descubre, Centro Español de Derecho Espacial, Instituto Iberoamericano de Derecho Aeronáutico y del Espacio y de la Aviación Comercial, Óptica Roma, Museo Canario de Meteoritos “MCM”, Asociación Grupo Astronómico Portuense y Astronáutico de Rota “GAP-AR”, Ciudad de las estrellas “CIE”, El Viaja de IO, Sociedad Cultural Portuense, Red Española de Planetología y Astrobiología “REDESPA”, Ingeniería y Control de Calidad “CONCADIZ”, Hotel Playa Valdelagrana ***, Mr. BoB y Centro Óptico Arcos.

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METEORO EN CHINA El pasado 4 de octubre, hacia las 20:00 horas (hora local) se producía en la provincial de Yunan, en China, el avistamiento de un meteoro de gran intensidad. El recorrido del bólido duró largos segundos, y pudo ser filmado desde numerosos puntos del país. Ante la posibilidad de caída de meteoritos, los equipos de buscadores rastrean las zonas, sin resultados hasta el momento. A la dificultad de encontrar fragmentos se unen las difíciles condiciones topográficas del lugar donde presuntamente pudieron haber caído.

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C UEVAS EN LA L UNA . ¿E L FUTURO DE LAS BASES PERMANENTES ?

Hace unos días conocíamos a través del Geophysical Research Letters que la Agencia Espacial Japonesa acababa de hacer un descubrimiento que muy probablemente iba a cambiar nuestra concepción futura del satélite de la Tierra. Y es que efectivamente en pleno desarrollo de proyectos para establecer futuras bases permanentes en la Luna, saber que en la Luna hay cuevas enormes es todo un alivio para los investigadores. En concreto la JAXA acaba de publicar el hallazgo de una entrada de más de 100 metros de ancho a una cueva de más de 50 kilómetros de largo formada en un tubo de lava volcánica, restos de la antigua actividad geológica del satélite de hace 3500 millones de años. Es sin duda un descubrimiento importante que viene a confirmar otros hechos por NASA (foto superior), ya que esta cueva confirmada por el orbitador SELENE podría ser utilizada como lugar clave para la creación de estas bases permanentes, protegiéndolas de las mortales radiaciones que la superfie del satélite recibe continuamente. Este gigantesco tuvo volcánico hallado bajo las Colinas de Marius sería el refugio perfecto para astronautas, ya que estarían protegidos tanto de las radiaciones exteriores como de los bruscos cambios de temperatura que se experimentan en superficie. Explorar estas cuevas seguro que dará grandes sorpresas de cara a la futura misión de enviar de nuevo astronautas a La Luna y a Marte, previo establecimiento de bases operativas y estaciones orbitales.

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Dentro de las labores de investigación del Museo Canario de Meteoritos se engloba un departamento dedicado al estudio y catalogación de restos arqueológicos, su conservación y tratamiento. Adelantábamos en números anteriores de esta revista sobre la intervención que durante el invierno de 2016/17 llevamos a cabo en un vertedero cercano a un núcleo arqueológico grancanario, del que se extrajo una gran cantidad de restos que tras su estudio resultaron proceder de aquel yacimiento. Las cuevas, antaño estudiadas por equipos de arqueólogos, ahora cerradas al estudio y olvidadas de la mano de sus dueños, se habían limpiado y todo el contenido interior había acabado en el vertedero, quizás, para perderse definitivamente.

Algunos de esos restos, identificados y numerados, ya forman parte del catálogo del Museo, y están a disposición de la Ciencia. Condenados a perderse para siempre, y con ellos una información valiosísima para el conocimiento de la vida de los antiguos canarios, ahora lucen protegidos en las vitrinas. El estudio al microscopio de los restos óseos ha revelado que algunos de los animales fueron sacrificados para la alimentación, tal como podemos deducir de las marcas que presentan, realizadas con piedras de bordes cortantes (marcas de cortes irregulares y toscos, ver foto inferior).

Pero quiso el destino que en una de nuestras múltiples visitas culturales e intervenciones visuales encontráramos parte de esos restos, y que tras la recuperación de los mismos y un estudio de la zona, pudieran hallarse numerosos restos más.

Durante este año 2017 se está trabajando en la limpieza, clasificación y catalogación de estos restos, muchos de ellos óseos de animales, aunque también se han recuperado esteras de juncos, tabonas (suerte de rocas talladas al estilo neolítico, para sacarles bordes cortantes), restos de alimentos, pieles curtidas, etc.

Una parte de estos restos ya está catalogada y se presentará en el próximo libro catálogo del Museo, dedicado a los mismos.

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ABORÍGENES CANARIOS es un libro del Museo Canario de Meteoritos, editado a todo color, y que verá la luz el próximo mes de Enero de 2018. En él, se catalogan gran parte de los restos arqueológicos aborígenes que se conservan en las colecciones del MCM. Los trabajos de catalogación son delicados y lentos, por lo que casi un centenar se podrán listar en el libro, debiendo quedar los sucesivos para futuras ediciones del catálogo. Restos óseos, esteras tejidas con juncos, tabonas de basalto, fragmentos de cerámica, piezas dentales, restos de diversos alimentos, sogas, pieles curtidas y otros elementos se muestran y catalogan en sus páginas, dando una visión amplia pero breve de los objetos utilizados por las comunidades primitivas de Gran Canaria. Estará disponible de forma digital gratuíta, o impresa por encargo.

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L A C OLECCIÓN DEL M USEO C ANARIO DE M ETEORITOS .

El pasado mes de mayo tuvimos ocasión de comprarle a un buscador de meteoritos en Tarfaya (Marruecos) una serie de fragmentos meteoríticos que presumían ser condritas carbonáceas. Fueron hallados en Mauritania a primeros de año. Cuando llegaron al Museo fueron preparadas las muestras de petrografía y se llevo a cabo su estudio, que determinó que no se trataba de condritas carbonáceas, sino condritas ordinarias de tipo LL3.x. En la actualidad podemos disfrutar de las preciosas vistas que nos dejan sus secciones delgadas (ver página 46) y de este espectacular meteorito en las vitrinas del Museo. No se encuentra denominación NWA xxx.

clasificado,

siendo

su

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VERSIÓN EN ESPAÑOL DISPONIBLE POR ENCARGO, PREVIO PAGO. 52 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


METEORITOS CAÍDOS EN ESPAÑA (IV) Seguimos nuestra aventura meteórica de España en la región de Murcia, porque pocos años después de la caída del meteorito de Molina de Segura, volvió a cruzar sus cielos un nuevo meteoroide que dejó meteoritos con el nombre de una localidad inexistente.

Se recogió una piedra de más de 11 Kg en Los Carriones, otra de unos 25 Kg en Los Muros y otra de unos 12 Kg por labradores de entre estas dos localidades, a parte de pequeños fragmentos esparcidos por los campos. A pesar de haberse recogido tantos kilos de fragmentos, sólo se conservan 959 gr. en los museos de Madrid, Budapest, Chicago, París, Washington, Viena, Berlín, Londres y Bonn, repartidos en 19 piezas. El de Madrid (148 g) tiene la siguiente composición: dos silicatos uno soluble y otro no, con pirita de hierro, fosfuro de hierro y hierro niquelado. Densidad 3,54. Es magnético y está recubierto de una capa negra fundida de 1 mm. de espesor. El meteorito fue clasificado como una condrita L6 y por su cercanía y mayor área de expansión, fue denominado como el meteorito „Cabezo de Mayo‟, pero curiosamente esta localidad no existe en fechas actuales y no hay indicios de su existencia, por lo que se desconoce el porqué de este nombre. Las coordenadas exactas recaen en Rinconada de Seca, una calle en las afueras de Murcia.

Meteorito Cabezo de Mayo 18 de Agosto de 1870. Era una mañana tranquila con un cielo claro y transparente, sólo algunas pequeñas nubecillas alteraban el cielo azul del campo de Murcia, cuando de repente, a las 6:10 de la madrugada, se oyó un gran estampido seguido de otro menos fuerte y seco, continuado por un prolongado rumor semejante al paso de un tren por un puente de hierro que asustaron a la población y alertaron a las autoridades. A las detonaciones les sucedieron inmediatamente ráfagas luminosas semejantes a haces de mies que descendían a la tierra. Y es que se produjo entonces una lluvia de cuerpos semejantes a las tortas procedentes de una sola masa. Uno de esos fragmentos se hundió en el suelo levantando tal cantidad de polvo que dejó cubierto a un perro que estaba paseando por allí, otro fragmento cayó a unos 30 pasos de un muchacho de 14 años y también a escasos metros de un hombre de 40 años que se encontraba trabajando el campo. También cayeron piedras en Los Martínez, en Los Muros, en Ginenado y en Ventas de Mendoza donde una de las piedras cayó tan cerca de un carretero que estuvo a punto de matar a una mula. Tal fue la magnitud que las autoridades de Murcia y Cartagena salieron a investigar por si se había alterado el orden público.

Meteorito de Roda Primavera de 1871. No se tienen datos fiables de la caída de este meteorito, ya que su registro está incompleto. Se conoce que se recogieron dos fragmentos de unos 200 gramos cada uno, o entre los dos. Actualmente se conservan 173 que están repartidos entre los museos de París, Chicago, Viena, Londres, Budapest, Berlín y Madrid (tres pequeñas piezas de un total de 5 gramos). El exterior está cubierto de una costra negra y brillante, el interior es de color gris ceniza con granos verdosos. Tiene semejanza con las rocas peridotitas y serpentinitas. Densidad 3,37. Por carecer de hierro se le clasificó entre los asidéreos (acondritas). Años más tarde se 53

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clasificó como una diogenita. Como ocurre en el caso anterior, actualmente Roda no existe y todo apunta, por sus coordenadas, que se trata de una localidad llamada actualmente La Puebla de Roda. 7 de Julio de 1885. Hacia las 10 de la mañana cayó en el patio de la cárcel de Valls (Tarragona), un “uranolito” (así fue descrito en su momento) haciendo un ruido semejante al de un papel que se rasga, pero mucho más intenso. Se oyeron dos truenos lejanos estando el cielo sin nubes. Fue descrito por el astrónomo barcelonés D. José Comas Solá, que publicó en «L'Astronomie», 1885, página 354, un dibujo de tamaño natural. Su mayor dimensión es de 4 cm. y su peso de 70 gr. Se hundió 20 cm. en el suelo. Estaba constituído por partículas de hierro reunidas a una sustancia pétrea. Al ser desenterrado estaba a una temperatura muy alta. La falta de información y la carencia de la pieza, hace que se desconozca totalmente su clasificación. 1 de Julio de 1891. La noche del 1 de Julio se observa desde Olot a Tarragona, un fenómeno meteorológico, que fue descrito en los periódicos de ambas ciudades. Dice „L‟Olotí‟ que en aquella comarca, a las 23:10 del miércoles apareció en el cielo un aerolito, que al caer tomó dirección NO, hizo explosión, esparciéndose en brillantes luminosidades azules, rojas y verdes. Al cabo de poco tiempo se escuchó un ruido semejante al de la explosión de un barreno, aunque no se pudo precisarse el lugar exacto.

Meteorito de Olot Se supone que por la dirección que tenía, fue a parar en el interior del „Pla de les Preses‟ cerca de la localidad de Garrotxa (Girona). Al día siguiente hubo una gran tormenta, que va durar cerca de 8 horas y que va dejar la atmósfera cargada de electricidad (hoy sabemos que nada tiene que ver una cosa con la otra). En Tarragona, la misma noche del evento, se observó desde diferentes puntos, un aerolito a las 23:30, el cielo estaba claro y se podía ver atravesarlo a gran velocidad con dirección O-E, no muy elevado del suelo y brillante con tonalidad rojiza. El cuerpo presentaba a simple vista, el tamaño y la figura de un melón; a los pocos minutos se escuchó un gran estruendo como si de un cañón se tratara desde el mar. No se tienen datos concretos del lugar donde cayó, por lo que se desconoce su paradero y su clasificación. Victoriano Canales Cerdá Departamento de meteórica de AstroGEDA

Meteorito de Mallorca, 1935. 54 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


TIENDA

REF.- Izquierda; 69505. Derecha; 69504. NWA 6950 - GABRO LUNAR Argelia, 2011. Peso de los fragmentos; Izquierda; 0.040 gr. Derecha; 0.051 gr. . Espectacular gabro. Solo se conocen 8 ejemplares. Una pieza que no puede faltar en las mejores colecciones. PRECIO EJEMPLAR DE LA IZQUIERDA (0.040 gr); 40 €. PRECIO EJEMPLAR DE LA DERECHA (0.051 gr); 45 €.

Ref.- TIN 002 NWA (pendiente de clasificación). Final de corte de 1,453 gramos del nuevo meteorito lunar hallado en Tinduf en 2017. Brecha feldespática lunar. Precio; 97 €

Ref.- TIN 006 NWA (pendiente de clasificación). Fragmento de 0.366 gramos del nuevo meteorito lunar hallado en Tinduf en 2017.

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Brecha feldespática lunar. Final de corte. Precio; 35 €

REF.- TAR 01 NORTHWEST AFRICA xxx Condrita ordinaria L6 Ejemplar completo con costra en todo el ejemplar. Marruecos, 2017. Pesa; 142.1 gramos. PRECIO; 65 €UROS.

REF.- MAU 02 NORTHWEST AFRICA xxx Condrita ordinaria L6 Fragmento con parte de costra. Mauritania, 2011. Pesa; 22.3 gramos. PRECIO; 12 €UROS.

REF.- MAU 03 NORTHWEST AFRICA xxx Condrita ordinaria L6 Fragmento con costra de fusión. Mauritania, 2011. Pesa; 38.7 gramos. PRECIO; 15 €UROS.

REF.- MAU 01 NORTHWEST AFRICA xxx Condrita ordinaria L6 Fragmento interior sin costra. Mauritania, 2011. Pesa; 40.5 gramos. PRECIO; 15 €UROS.

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REF.- MAU 05 NORTHWEST AFRICA xxx Condrita ordinaria L6 Fragmento interior sin costra. Mauritania, 2011. Pesa; 22.4 gramos. PRECIO; 12 €UROS.

REF.- MAU 04 NORTHWEST AFRICA xxx Condrita ordinaria L6 Fragmento interior sin costra. Mauritania, 2011. Pesa; 26.1 gramos. PRECIO; 12 €UROS.

DISPONEMOS DE UN CATÁLOGO DE PRODUCTOS A TRAVÉS DE LA PÁGINA WEB, así como las condiciones de venta. WWW.TIENDAMETEORITOS.BLOGSPOT.COM

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¿CÓMO HACER UNA COMPRA? Es muy sencillo. Deberá enviar un correo electrónico a DIRECCION@MUSEOCANARIODEMETEORITOS.COM indicando los números de referencia y nombre de los meteoritos que desea comprar. Deberá indicar el nombre y dirección completa de dónde desea recibir el pedido (para hacerle en envío). Le contactaremos para confirmar su pedido, indicándole el precio total de su compra, incluidos los gastos de envío. La confirmación del pedido implica la aceptación de las condiciones de venta. Léalas con detenimiento. A continuación deberá hacer el pago del mismo a través de transferencia bancaria.

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Meteoritos 06 noviembre 2017  
Meteoritos 06 noviembre 2017  

Número 6 de la Revista METEORITOS, del Museo Canario de Meteoritos. Último número del año, final de una etapa.

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