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METEORITOS 08 Marzo 2018


METEORITOS 08 Marzo 2018 AVISO LEGAL; Museo Canario de Meteoritos no se responsabiliza de la opinión ni de los contenidos de los artículos firmados, ni mantiene correspondencia sobre los artículos no solicitados. Museo Canario de Meteoritos se reserva todos los derechos de reproducción total o parcial por cualquier medio gráfico o electrónico del contenido de METEORITOS. © MCM, 2018. Licencia Safe Creative. All Right Reserved. Revista bimensual editada por el Museo Canario de Meteoritos. P.O. Box 3. Agüimes 35260. Las Palmas, España. Dirección técnica; José García. ISSN 2605-2946 Depósito Legal; No requerido a ediciones digitales. Política de Publicidad; No se admite publicidad comercial en esta revista científica. Solo se permite la publicación de eventos, actividades, cursos y similares. El alcance medio de la edición digital oscila entre 6000 y 10000 lectores de todo el mundo y habla hispana. Puede solicitar condiciones para su publicidad a nuestro correo electrónico. Si desea recibir los números atrasados, contáctenos y solicítelos en PDF totalmente gratis, o pida precio para las ediciones impresas.

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METEORITOS 08 Marzo 2018

Estimados lectores de METEORITOS . Iniciábamos el año 2018 con un proyecto muy importante entre las manos; conseguir que nuestra revista llegue más lejos y con mejor calidad. Esto nos lleva a trabajar intensamente en los futuros proyectos previstos para 2018. Pero 2018 también ha empezado con noticias de interés. La mañana del 17 de enero, una llamada telefónica de Cadena Cope me despertaba. Querían hacerme una entrevista sobre el meteoro que la noche anterior se había visto caer en EE.UU. Primera noticia que llegaba a mi conocimiento, por lo que me apresuré a consultar las fuentes informativas que así lo confirmaron. De inmediato me enviaron los informes oficiales del suceso. Pero hasta ese momento solo era un evento visual, un meteoro más de los muchos que se presencian. La sorpresa vino después cuando un par de días más tarde, aparecen los primeros fragmentos de rocas de aquel evento. Incansables equipos de buscadores se apresuraron a peinar la posible zona de impacto, y efectivamente, aparecen los primeros fragmentos.

compararlo y establecer su paridad con el meteorito lunar hallado en Argelia, NWA 6950, del que conservamos un fragmento en el Museo. Otro tema de gran interés entre los lectores es el relacionado con cráteres de impacto y los fenómenos asociados. Por ello dedicamos unas páginas al informe de investigación llevado a cabo por los doctores Bartali y Urrutia, de las Universidades de San Luis Potosí, y Autónoma de México respectivamente. Y completamos el tema con un estudio llevado a cabo sobre impactitas en general, y sobre el domo de Vredfort en particular. Estos meses de invierno gozamos de cielos privilegiados en el Hemisferio Norte, y por ello queremos mostrarles una prueba de ello. La espectacular imagen de Las Pléyades fotografiadas desde Tenerife. Su autor nos da su punto de vista sobre ópticas y equipos astronómicos. No quiero cerrar este prólogo sin transmitirles, en nombre de todo el equipo del Museo Canario de Meteoritos y de la revista METEORITOS nuestro más sincero agradecimiento a todos los colaboradores y por supuesto a todos los lectores, alrededor de los numerosos países donde llega la revista.

Otra sorpresa vino unos días más tarde, cuando una cámara situada en el pico Teide, en la isla de Tenerife, capta el fulgurante destello de un meteoro que se desintegra en la atmósfera sobre la isla de Gran Canaria. Tal fue la intensidad, que la silueta de la isla se distinguió perfectamente recortada sobre el océano.

José García. Director del MCM.

En este número les traemos los análisis llevados a cabo sobre el basalto lunar 15555 de la misión Apolo 15, y así podemos


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INDICE DE CONTENIDOS Editorial; Michigan, el último meteorito. NOTICIAS del Espacio Las Pléyades desde Tenerife. Gran bólido del 16 de enero en EE.UU. LS 15555 Vs. NWA 6950 Bólido sobre Gran Canaria La importancia de los cráteres de impacto Biblioteca recomendada Impactitas y vidrios de impacto Tienda On-Line del MCM Personajes; Dra. Helen Sharman

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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. Más información en la web.

MUSEO CANARIO DE METEORITOS www.museocanariodemeteoritos.com Síguenos en Facebook; www.facebook.com/museocanariodemeteoritos TIENDA VIRTUAL; www.tiendameteoritos.blogspot.com Dirección; José García. Apdo Correos 3. Agüimes, 35260 (Las Palmas) España.

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HYPATIA; ¿CUÁL ES SU ORIGEN? características combinadas eran únicas entre los materiales extraterrestres conocidos. Ahora, cinco años después, un equipo de investigadores de la Universidad de Johannesburgo ha analizado la matriz carbonosa de la piedra, y ha encontrado una falta de materia de silicato que la distingue de otros materiales interplanetarios que han caído a la Tierra, junto a la presencia de minerales que parecen ser anteriores al propio Sol.

Año 1996, los investigadores encuentran en Egipto la que posiblemente sea la piedra más extraña que se ha visto en la Tierra. Apodada como Hypatia, se descubre que la reliquia era de origen extraterrestre, aunque no parecía pertenecer a un meteorito o cometa. Un nuevo estudio agiganta el misterio. Fue en el año 2013 cuando se supo que aquella pieza inclasificable encontrada en el desierto del Sahara no provenía de un meteorito, aunque se apuntaba a un tipo de mineral del núcleo de un cometa. En todo caso, Hypatia, nombrada así por la científica de Alejandría, se confirmaba que su origen no estaba en la Tierra. Un análisis posterior reveló que el fragmento relleno de diamantes no provenía de ningún cometa tampoco: sus

Los meteoritos no metálicos se llaman condritas y, desde el punto de vista de la composición, se parecen mucho a la Tierra, con una pequeña cantidad de carbono y una gran cantidad de silicio. Sin embargo, Hypatia es lo opuesto, con mucho carbono y pequeñas cantidades de silicio. Según el investigador principal, Jan Kramers “Aún más inusual, la matriz contiene una gran cantidad de compuestos de carbono muy específicos, llamados hidrocarburos poliaromáticos, o PAH, un componente principal del polvo interestelar que existía incluso antes de que se formara nuestro sistema solar. El polvo interestelar también se encuentra en cometas y meteoritos que no se han calentado durante un período prolongado en su historia”. Kramers explica que algunos de los PAH en Hypatia se convirtieron en algún momento en diamantes submicrométricos, probablemente en su impacto con la Tierra. Con todo, no ha sido el único hallazgo sorprendente. Los investigadores también encontraron aluminio en su forma metálica pura, algo extremadamente raro en el Sistema Solar, al menos hasta donde se sabe.

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METEORITOS 08 Además, hallaron carburo de silicio (también conocido como moissanita) y fosfato de yodo de plata en formas inesperadas. También un compuesto que consiste principalmente en fósforo y níquel, sin hierro, una composición mineral nunca antes vista, ni en la Tierra ni en otros materiales extraterrestres.

Marzo 2018 más investigación para saber más sobre ello. Según Kramers “Hypatia se formó en un ambiente frío, probablemente a temperaturas inferiores a la del nitrógeno líquido en la Tierra. En nuestro sistema solar habría estado mucho más alejado que el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter, de donde provienen la mayoría de los meteoritos”.

Todo estas características en conjunto sugieren que la piedra está hecha de materiales inalterados que son anteriores al Sol… pero que la propia piedra probablemente se formó después del Sol, principalmente porque se necesita una nube densa como una nebulosa solar para formar objetos más grandes.

El investigador finaliza el trabajo con una frase que deja la puerta abierta a cualquier teoría, al menos hasta que consigan profundizar más en el origen de la piedra más extraña que se haya encontrado jamás, una que podría ser anterior a la formación del Sistema Solar, o tener orígenes interestelares.

Por tanto, se trata de todo un galimatías que desafía a nuestros modelos de formación planetaria que suponen que el material está distribuido uniformemente por todo el disco protoplanetario, aunque, obviamente, se necesita

ÚLTIMO AVISTAMIENTO DE METEORO DEL AÑO 2017. reentrada era demasiado corto, y muy probablemente el fragmento rocoso rebotara en la atmósfera y volviera al espacio. Se estima que la composición del cuerpo era rocoso, muy probablemente un fragmento de asteroide condrítico. Este dato se estima en base al color mostrado por el meteoro, que era azul verdoso, indicando que su composición mayoritaria eran silicatos y magnesio. Pocas horas faltaban para terminar el año. La noche del 31 de diciembre del pasado 2017, una gran bola de fuego verde azulada cruzó el cielo del Reino Unido, dejando numerosos testigos de su paso, desde Escocia hasta el sur de la isla. Hubo incluso tiempo para que algún que otro testigo, armado de su teléfono móvil, filmara el fenómeno. Del estudio de dichos videos podemos deducir que el meteoro flotó literalmente en las capas altas de la atmósfera. El ángulo de

En todo caso, el fenómeno dejó un precioso meteoro de más de 12 segundos de duración. La Red de Meteoritos del Reino Unido estima que el fenómeno fue presenciado por unos 700 testigos, miembros de la misma red, y que son conocedores de este tipo de fenómenos, lo que ha permitido, junto al video filmado, obtener valiosa información de expertos.

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L AS P LÉYADES , DESDE T ENERIFE . FOTOS

T AKA

ES T AKA , Y B ORG ES CABE LA MENOR DUDA .

B ORG ,

YA NO

Anoche mientras hablaba con un amigo vía chat, al que admiro por su trayectoria en astrofotografía, me dedique a sacar tomas de la Pleiades con una noche con buen seeing y algo de humedad. En este caso tire con el FS60CB con reductor de focal y cámara Atik460ExC, por otro lado el Borg45Mod con cámara Atik460ExM y rueda de filtros. En total fueron 21 tomas de 300 seg. RGB con el Taka y guiado con el Borg y 10 tomas de Luminancia con el Borg y guiado con el Taka. El resto del equipo, pues, el habitual, NEQ6ProII, filtro Idas. Bias, Darks y Flats correspondientes hechas a continuación de la sesión.

D E LO S L E CT O R E S .

Tratamiento y capturas: Maxim, SgPro, Cs6, Pixinsight. En astronomía, las Pléyades, o Siete Hermanas (Messier 45 o M45), es un cúmulo estelar abierto que contiene estrellas calientes de tipo espectral B, de mediana edad, ubicadas en la constelación Tauro. Está entre uno de los cúmulos estelares más cercanos a la Tierra, y es el cúmulo mejor visible a simple vista en el cielo nocturno. Las Pléyades albergan un prominente lugar en la mitología antigua, así como una diversidad de significados en diferentes culturas y tradiciones. El cúmulo está dominado por estrellas calientes extremadamente azules y luminosas que se han formado en los últimos 100 millones de años. El polvo que forma una débil nebulosidad de reflexión alrededor de las estrellas más brillantes se pensó en un principio que provenía de una disgregación de la propia formación del cúmulo (de ahí el 7

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METEORITOS 08 nombre alternativo para nebulosa Maia en vez de estrella Maia), pero ahora se sabe que es una nube de polvo no relacionada en el medio interestelar, a través de la cual las estrellas están pasando actualmente. Simulaciones por ordenador han mostrado que las Pléyades se formaron probablemente a partir de una configuración compacta que se asemeja a la nebulosa de Orión. Los astrónomos estiman que el grupo va a sobrevivir aproximadamente durante otros 250 millones de años, tiempo después del cual se dispersará debido a las interacciones gravitacionales con su vecindario galáctico. La distancia al cúmulo ha sido estimada por muchos métodos, pues es un paso importante en la calibración de las distancias en el universo. El conocimiento exacto de la distancia a las Pléyades permite a los astrónomos trazar un diagrama de Hertzsprung-Russell, para estimar la distancia a otros cúmulos desconocidos. Otros métodos pueden entonces extender la escala de distancia, de cúmulos abiertos a galaxias y posteriormente a cúmulos de galaxias, permitiendo construir una escala cósmica de distancias. Los resultados anteriores al lanzamiento del satélite Hipparcos encontraron que las Pléyades estaban aproximadamente a unos 135 pársec (440 años luz) de la Tierra. Hipparcos causó consternación entre los astrónomos al encontrar una distancia de solamente 118 pársec (384,7 años luz) midiendo la paralaje de algunas estrellas del cúmulo, una técnica que debe indicar los resultados más directos y exactos. Trabajos más recientes han encontrado que la distancia calculada por Hipparcos era errónea, si bien se desconoce la causa de este error. La distancia específica de las Pléyades todavía se desconoce, pero actualmente se piensa que la verdadera distancia es mayor que 135 pársec.

Marzo 2018 Se ha calculado que las Pléyades tienen un futuro de solamente otros 250 millones de años (Kenneth Glyn Jones); para ese entonces, habrán sido separadas como estrellas individuales (o múltiples) a lo largo de su trayectoria. Bajo condiciones ideales de observación, se pueden apreciar algunas huellas de nebulosidad, y esto se demuestra en fotografías de larga exposición. Es una nebulosa de reflexión, causada por polvo que refleja la luz azul de las estrellas calientes y jóvenes. Se piensa a menudo que este polvo fue lo que sobró de la formación del cúmulo, pero con una edad cercana a los 100 millones de años —que es generalmente la más aceptada para este cúmulo—, casi todo el polvo originalmente presente habría sido dispersado por la presión de la radiación. Al parecer, el cúmulo está pasando por una región particularmente polvorienta del medio interestelar. Los estudios demuestran que el polvo responsable de la nebulosidad no está distribuido uniformemente, sino que se concentra principalmente en dos capas a lo largo de la parte que vemos del cúmulo. Estas capas se pudieron haber formado por la desaceleración debida a la presión de la radiación a medida que el polvo se ha ido moviendo hacia las estrellas. Las principales estrellas son, ordenadas por magnitud: Alcyone, Atlas, Electra, Maia, Merope, Taygeta, Pleione, Celaeno, 21 Tauri (5,75) y 22 Tauri (6,40). Créditos imagen y texto; Juan Ramón Pérez (Tenerife). Puedes ver más fotos del autor en; https://www.facebook.com/jramper2009

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GRAN BÓLIDO DEL 16 DE ENERO EN EE.UU. El evento causó un temblor de grado 2 en la escala Richter. Se recuperan Meteoritos en las Cercanías de Michigan.

La noche del 16 de enero, EE.UU. volvió a ser testigo de un evento astronómico de extremo interés. Según la información que ha trascendido y confirmado la Agencia Espacial Norteamericana NASA, una de sus cámaras de vigilancia de meteoros, situada en el Oberlin College (Ohio) registró hacia las 8:08 horas de la tarde del 16 de enero un gran destello en el cielo. Una bola de fuego encaminaba su caída a Tierra con trayectoria de impacto. El fenómeno fue presenciado por cientos de testigos, y registrado en numerosas cámaras de seguridad. El Servicio de Emergencias y Seguridad Ciudadana registró cientos de llamadas en relación con este evento. Aproximadamente sobre la misma hora, el Servicio Geológico Nacional reportó un evento “M 2.0 meteorite”, esto es, un temblor sísmico relacionado con la onda expansiva de la explosión del meteoro en la atmósfera. Esto ocurrió justo 5 millas al oeste de New Haven. Los vídeos corrieron por las redes sociales, y las primeras pesquisas determinan que se trata de un meteoroide de algo más de una tonelada de peso preatmosférico que colisiona contra la atmósfera, dejando a su paso una estela de luz amarillo-naranja terriblemente brillante, lo que sugiere que podría tratarse de un fragmento metálico.

Tras los estudios correspondientes, se pudo calcular la órbita del meteoroide. El evento corrió como la pólvora, entre otras cosas debido al gran número de testigos del mismo.

Situación de testigos que reportaron el evento en la página de la American Meteor Society. En la mañana del día 18 comenzaron a aparecer los primeros fragmentos del meteoro. Al menos 4 piezas pequeñas fueron halladas por Robert Ward y Larry Atkins, buscadores profesionales.

Órbita del meteoroide. Bólido captado por la cámara del Oberlin College.

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Ocurrió en el año 1979, durante una expedición científica a la Antártida. El equipo de científicos japoneses de dicha expedición localizaba un meteorito extraño, de esos que llaman la atención precisamente por su rareza.

Fue analizado y clasificado como una acondrita anómala, con el nombre YAMATO 791197.

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METEORITOS 08 Marzo 2018 En todos los casos, los meteoritos lunares (junto a los procedentes de la corteza de Marte) suponen apenas el 0.4 % de los hallazgos en nuestro planeta. Este dato es suficiente para hacernos una idea de la rareza de estas rocas.

Yamato 791197. Foto; Washington University of St. Louis.

Quedó clasificada como tal. Se desconocía su procedencia. No fue hasta avanzar en los análisis realizados sobre las rocas que los astronautas de las Misiones Apolo recolectaran en la Luna, que se pudo establecer su origen, en base a las similitudes químicas, mineralógicas, isotópicas, anomalías químicas, petrografía… Aquel extraño meteorito Yamato-791197 era una roca procedente de la Luna. Sin embargo, oficialmente el primer meteorito identificado como Lunar no fue Yamato, sino Allan Hills 81005, encontrado en 1982 en el mismo continente helado.

Pero aún podemos ir un poco más lejos. A la fecha de edición de este artículo existen oficialmente clasificados 324 meteoritos lunares (en un total de 66158 meteoritos), y de ellos 8 son gabros lunares, 71 son anortositas, 18 basaltos, 1 norita, 139 brechas feldespáticas, 3 brechas basálticas, 1 brecha gabro-basáltica, 3 son basaltos con litologías anortosíticas, 1 es brecha fundida, 1 es gabro rico en olivino. El resto son de otras litologías. Sobra decir que no todos los meteoritos lunares se han podido asociar a algún cráter de impacto, lo cierto es que su mineralogía parece cubrir un área mayor que la cubierta por las rocas recolectadas en las Misiones espaciales. Pero en este artículo nos vamos a centrar en esos ocho gabros lunares.

Desde entonces, los meteoritos lunares se han convertido en joyas científicas, y en rocas de extraordinario valor ávidamente buscadas por coleccionistas de todo el mundo.

Un gabro es una roca ígnea plutónica, de textura granular media a gruesa, compuesta principalmente de plagioclasa y piroxenos, y que puede contener cantidades de olivino. Estos minerales le dan a la roca una coloración amarillenta muy llamativa.

Allan Hills 81005. Foto; Washington University of St. Louis.

Como decíamos al principio del artículo, los meteoritos lunares se pudieron identificar al comparar sus características físico-químicas con las de las rocas de las Misiones espaciales. Por todo ello también se ha podido asociar algunos meteoritos a ciertas regiones lunares dado que han manifestado sorprendentes sinergias. Es lo que conocemos con el término “paridad”.

Un meteorito lunar comienza su viaje cuando un asteroide o cometa impacta contra la superficie lunar, y produce una eyecta que alcanza una velocidad de escape de al menos 2.38 kilómetros por segundo. El análisis de dichas rocas, en cuanto a la edad transcurrida en su exposición a los rayos cósmicos ha determinado que todos ellos abandonaron el satélite en un lapso temporal de los últimos 20 millones de años, permaneciendo muchos en órbita alrededor de la Tierra durante algunos cientos de miles de años, hasta ser atraídos por el planeta, y en otras ocasiones, permanecer en órbita alrededor del Sol durante algunos millones de años más.

Hoy traemos a colación un informe redactado en su original inglés por C. Meyer, en 1999, y publicado originalmente en el “Lunar Sample Compendium”, donde se analiza la Muestra Lunar 15555, más conocida como “Great Scott” en honor al astronauta Dave Scott que la recogió de la superficie lunar. La traducción del informe al español nos va a permitir comparar la paridad de esta interesante roca con el meteorito NWA 6950, recuperado en la frontera entre Argelia y Mali en junio de 2011.

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METEORITOS 08 Marzo 2018 INTRODUCCIÓN: 15555 ("Great Scott") es a la vez la más grande y la más intensamente estudiada de las rocas Apolo 15. Es un basalto olivino de grano medio, con un pequeño porcentaje de pequeñas cavidades (Fig. 1). Probablemente esté muy cerca de una composición líquida, es decir, contenga pocos, si alguno, cristales acumulados. Cristalizó hace unos 3.3 billones de años. A diferencia de otras rocas cercanas, 15555 no estaba cubierto de polvo. En general es difícil, pero muchas astillas exteriores se cayeron durante el tránsito terrestre y muchas de estas piezas son friables. Es sub-redondeado y en forma de bloque (Figuras 1 y 2), con muchos agujeros. 15555 se recolectó a unos 12 metros al norte del borde de Hadley Rille, sin cráteres frescos en sus inmediaciones, y de un área con menos rocas expuestas que en el borde de Rille. Fig. 2.- Fotografía pre-recogida. AS-15-82-11164.

Fig. 1.- Corte a hilo de 15555,0. S-71-57105.

PETROLOGÍA: 15555 es uno de los basaltos olivinos más bastos. Macroscópicamente es de color pardusco oscuro, con piroxenos pardos rojizos y miel, plagioclasas translúcidas y olivinos amarillentos claramente visibles. Los cristales son visibles y están distribuidos uniformemente (Fig. 3); ellos contienen cristales euhedrales. Las secciones delgadas son generalmente equigranulares, pero la paligeita y el olivino se han descrito con frecuencia como fenocristales.

Descripciones de la petrografía y mineralogía de silicatos, así como la química (datos de microprueba) fueron dadas por Heuer et al. (1972), Longhi et al. (1972), Papike et al. (1972), Bence y Papike (1972), Brown et al. (1972a, b), Chappell et al. (1972), Mason et al. (1972), Boyd (1972), Bell y Mao (1972a, b), Michel-Levy y Johann (1973), Nord et al. (1973), Crawford (1973), Dalton y Hollister (1974), Walker et al. (1977) y L. Taylor et al. (1977). Estos informes difieren más en énfasis que en sustancia. Los modos publicados (Tabla 1) son razonablemente consistentes dado el tamaño del grano grueso.

Tabla 15555-1. Modos publicados de 15555, secciones delgadas.

Las plagioclasas encierran olivinos ópticamente más pequeños y augita (Fig. 4). Las plagioclasas miden hasta ~ 4 mm de largo, las palenitas comúnmente de 2 mm o más de largo y gemelas, y los olivinos comúnmente de alrededor de 1 mm. Todos estos minerales, y los óxidos opacos, están zonificados. Hay muy poca mesostasis.

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Fig. 3.- Foto cercana mostrando la naturaleza rocosa. S-74-31408.

Según Bell y Mao (1972a, b) los olivinos son de dos variedades. Uno tiene granos grandes (0.5-1.55 mm) con bordes redondeados, e incluye varios especímenes zonificados complejos y reversos (núcleos Fo40 a bordes Fo60), aunque otros son bastante uniformes. La segunda variedad es de granos más pequeños (10-100 μm) que son euhedrales, con una zonificación menos fuerte (Fo60-50), y que se incluyen ópticamente en las plagioclasas. Otros informes tienen descripciones similares o consistentes (Longhi y otros 1972, Bence y Papike 1972, Mason y otros 1972, Heuer y otros 1972, Chappell y otros 1972, y Dalton y Hollister 1974) pero con rangos de composición ligeramente diferentes. Chappell et al. (1972) declaró que el olivino más magnesiano es Fo61; Longhi et al. (1972) informaron un rango de Fo71-59; Walker et al. (1977) mostraron perfiles de zonificación que se extendían por ese rango Fo40. Dalton y Hollister (1974) informaron un amplio rango de Fo67-.29 para los olivinos más grandes, y dividieron los olivinos pequeños en dos tipos texturales: euhedral / subhedral en las plagioclasas son Fo49-16; anhedral en piroxenos son Fo63-48.

Marzo 2018 (1972), Walker et al. (1977), Michel-Levy y Johann (1973), y Chappell et al. (1972). Los diagramas cuadrilaterales se muestran en la Figura 5. Boyd (1972) describió la zonificación en mayor detalle: los núcleos de paligeita tienen mantos zonificados por sectores de más piroxeno rico en Ca (ver Fig. 5). Piroxferroita no se formó; en cambio aparece ferroaugita con fayalita + cristobalita. Mason et al. (1972) describieron alguna zonificación oscilatoria compleja y en algunos lugares en piroxenos (Fig. 6). Bence y Papike también mostraron y tabularon perfiles analíticos detallados. Los piroxenos más ricos en hierro son los ferroaugitos que se presentan como pequeños granos euhédricos encerrados en plagioclasas. Las tendencias en la química de elementos menores de piroxeno, en particular discutidas por Bence y Papike (1972), Dalton y Hollister (1974) y Walker et al. (1972), son importantes para establecer la secuencia de cristalización de minerales en 15555 (abajo). Heuer et al. (1972) y Nord et al. (1973) describieron características de resolución (reveladas con técnicas HVTEM) así como dominios antifásicos. En los núcleos, el piroxeno consiste en pigeonitas de 300 Å y placas de augita de 80 Å; lejos del núcleo, las lamelas de augita son más gruesas y tienen una orientación diferente. Papike et al. (1972) informaron algunos datos de difracción de rayos X para piroxenos, y concluyeron que 15555 se enfrió un poco más lentamente que la muestra isoquímica 15016.

L. Taylor et al. (1977) mostraron un perfil de zonificación composicional de Fo62-15 a una distancia de 300 μm. Brown y col. (1972b) informaron de un olivino zonificado continuamente desde Fo50 a Fo8. Heuer et al. (1972) encontraron que los olivinos estaban desprovistos de una subestructura que no era una densidad moderada de dislocaciones producidas durante el enfriamiento. Los olivinos son importantes para la estimación de las tasas de enfriamiento para 15555 (abajo). Los piroxenos son compuestos y descritos por Heuer et al. (1972), Longhi et al. (1972), Papike et al. (1972), Brown et al. (1972b), Bence y Papike (1972), Mason et al. (1972), Nord et al. (1972), Dalton y Hollister (1974), Boyd 14 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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Figura 4. Fotomicrografías de 15555. (a) Sección entera delgada, 257, polarizadores parcialmente cruzados; (b) 15555,257, polarizadores cruzados, ancho 3 mm, que muestra piroxeno dividido en zonas; (c) como (b) luz transmitida, y que muestra espinelas euhédricas; (d) área intersticial de 15555,170, luz transmitida. M = mesostasis, F = feldespato, C = cristobalita.

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METEORITOS 08 Marzo 2018 MgO del núcleo es 0.62, de los márgenes 0.88. Las plagioclasas se desvían de las composiciones ideales de la manera común para las plagioclasas lunares. Meyer et al. (1974) realizaron travesías con sonda de iones a través de la plagioclasa para los análisis de Mg, Ca, St, K y Ba. Las concentraciones de Sr, Ba y K aumentan hacia los límites del grano. Czank et al. (1973) encontraron reflejos c difusos y débiles en las plagioclasas, y Wenk y Wild (1973) informaron brevemente sobre las propiedades ópticas derivadas del trabajo escénico universal. Heuer et al. (1972) informaron sobre pequeños dominios (900 Å) de tipo b en plagioclasa, y no encontraron evidencia inequívoca de disolución de plagioclasa. Wenk et al. (1973) también informaron pequeños dominios antifase de tipo b, y Nord et al. (1973) encontraron que los dominios antifase tienen morfologías correlacionadas con la composición. También informaron una resolución débil.

Figura 5. Cuadriláteros de piroxeno y perfiles de zonificación. (a) Bence y Papike (1972); (b) a (f) Boyd (1972).

Fig. 6.- Perfil de zonado de piroxenos. (Mason, 1972).

Las plagioclasas, que contienen incluídos pequeños olivinos y augitas, son más o menos anhedrales y están zonificadas normalmente. Longhi et al. (1972) informaron un rango de An94-78, con núcleos homogéneos (An94-91, Fe / Mg = 0.5). Los anillos tienen una zonificación fuerte, An91-78; Fe / Mg = 0.6 a 0.9. Longhi et al. (1976) representaron Fe / Fe + Mg v. Ca / Ca + Na + K para núcleos naturales, mantos y bordes, y notaron que el hierro aumenta a medida que disminuye el calcio. Crawford (1973) informó exploraciones y análisis de microsondas: la plagioclasa temprana es una malla, zonificada pero no hueca, que crece en una forma más irregular. FeO / FeO +

Los estudios detallados de las fases de óxido, con análisis de micropruebas, fueron presentados por Haggerty (1971, 1972a, b, c, d), Dalton y Hollister (1974), y El Goresy et al. (1976). Los óxidos son espinelas (series de cromoulvospinela) e ilmenitas. 15555 es uno de los pocos basaltos que tienen espinelas cuyas composiciones abarcan toda la serie normal-inversa (figura 7, 8). Sin embargo, las composiciones intermedias no son tan comunes como otras, y se produce el manto discontinuo. Los núcleos de cromita corroídos y redondeados como inclusiones en los miembros posteriores de la serie sugieren una relación de reacción entre el cromitato y el líquido (El Goresy et al., 1976). Los cromatómeros idiomórficos, ópticamente no zonificados pero químicamente zonificados, están incluidos en los olivinos. (1972c) concluyeron que Ti3 + y Cr2 + pueden estar presentes solo en muy pequeñas cantidades, Ilmenita ocurre como granos discretos y como laminillas en espinela reducida; Haggerty (1971, 1972a) en particular discutió la reducción subsólita de cromita a las interpolaciones de ulvospinela, ilmenita y Fe-metal. Alrededor del 10% de la cromita se ha reducido. Blank y otros (1982) analizaron los óxidos opacos para los elementos traza Zr y Nb usando una microsonda de protones. Estos elementos son de muy baja abundancia en la cromita primaria (<5 ppm) pero mayor en cromo de las ulvospinelas (Zr 250-2000 ppm; Nb 20-300 ppm). Los cambios en la composición del óxido se han considerado indicadores importantes de composiciones líquidas cambiantes resultantes de la cristalización de fases de silicato, por lo tanto de valor en la evaluación de la secuencia de cristalización de 15555 (a continuación) (véase

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METEORITOS 08 especialmente Dalton y Hollister 1974, y El Goresy et al. (1976). Brown y col. (1972b) y Peckett et al. (1972) informaron el descubrimiento de un mineral Zr-Ti-Fe con altas concentraciones de Y y REE ("Fase Y") en la mesostasis de 15555, y proporcionaron un análisis de microsonda. Roedder y Weiblen (1972) informaron sobre inclusiones, incluidas inclusiones de fusión, en fases minerales, particularmente olivino e ilmenita, con análisis de microsonda. Los olivinos contienen numerosas inclusiones minúsculas de "fusión" de silicato, ahora conjuntos de ilmenita, vidrio, sulfuro inmiscible y burbujas de contracción. Roedder y Weiblen (1972) también informaron sobre inclusiones de masa fundida inmiscible con alto contenido de Fe y alto en plagioclasa y cristobalita. Secuencia de cristalización: los datos texturales, químicos, minerales y de zonificación, y experimentales (ver EXPERIMENTAL PETROLOGY, abajo) se han utilizado para inferir detalles de la secuencia de cristalización de 15555. A partir de la zonificación de Ti / Al en piroxenos, Longhi et al. (1972) sugirieron que se había producido un 45% de cristalización antes de que la plagioclasa comenzara a cristalizar, 90% antes de la ilmenita. La secuencia experimental de baja presión de ol → px → plag coincide con la inferida para la roca misma. Dalton y Hollister (1974) utilizaron los análisis de microsonda de pares de hospedadores y minerales de inclusión para deducir la secuencia de cristalización. Algunos autores interpretan la reversión de Ca y Al en aumento en piroxenos para coincidir con la entrada de plagioclasa bajo supersaturación, de acuerdo con Longhi et al. (1972) y otros. No pudieron encontrar evidencia que indicara si el olivino, la cromita o la paligeita cristalizaron primero, pero todos preceden a la plagioclasa. Concluyeron que no hubo un asentamiento significativo de las fases minerales, con la posible excepción de la cromita. El Goresy et al. (1976) concluyeron que las cromitas probablemente precedieron a la paligeita, durante o precediendo al olivino. Walker et al. (1977), usando datos experimentales extensivamente para deducir la relación entre la composición de la roca y el líquido original del cual cristalizó, dedujo, como Dalton y Hollister (1977) que hubo poca acumulación, si es que hubo alguna.

Marzo 2018 espectros Fe3 + de la plagioclasa era mayor que en las rocas Apolo 14, y creía que el Fe3 + no era el resultado del daño por radiación; el estudio no detectó Ti3 +. Burns et al. (1972) midieron espectros de absorción polarizada en monocristales de piroxeno para identificar las valencias de Fe y Ti; bandas de Ti3 + no fueron observadas. Un espectro tomado para olivino (Burns et al., 1973) encontró las bandas esperadas de Cr3 +, pero conducen a la conclusión de que la inferencia de Cr2 + que se había hecho para los olivinos lunares no era convincente. Bell y Mao (1972c) analizaron una olivina (Fo50) y encontraron bandas polarizadas atribuibles a Fe3 +. Huffman et al. (1972, 1974, 1975) hizo análisis de Mossbauer y estudios magnéticos: El 98.5% de Fe está en silicatos (77.6% en px, 20.9% en ol) con 1.3% en ilmenita. Fe metal (0,055% en peso) no se detectó en el estudio Mossbauer. Prácticamente todo el Fe es Fe2 +, y totaliza el 18.7%. AbuEid et al. (1973) encontraron que el Fe3 + era menor que el nivel de detectabilidad del 1%. Simmons et al. (1975) ilustraron una posible grieta inducida por estrés natural de origen tectónico en lugar de choque, así como grietas radiales que muy probablemente resultan de la expansión térmica. Una grieta curada está marcada por una cadena de burbujas (inclusiones de vidrio).

Fig.- 7a.

Además de los estudios de historia de enfriamiento, otros estudios mineralógicos están dominados por aquellos que dilucidan los estados de valencia de los cationes, por ejemplo, los estudios de Mossbauer. Weeks (1972) encontró que la intensidad de los

17 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


METEORITOS 08 Marzo 2018 Fig. 7d.

Fig.- 7b.

Fig. 7e. Figura 7. Composiciones de espinela. (a) Haggerty (1971); (b) Haggerty (1972c); (c) Dalton y Hollister (1974); (d) y (e) El Goresy et al. (1976).

Fig. 7c.

Historia de enfriamiento: Se han realizado estimaciones de la (s) tasa (s) de enfriamiento para 15555 utilizando datos de composición mineral y datos experimentales. 15555 tiene un grano demasiado grueso para análogo directo con los productos de los experimentos de cristalización dinámica (Walker et al., 1977), aparte de proporcionar tasas máximas. Los núcleos de piroxeno en los productos experimentales son similares a los naturales, e implica que hubo poco sobreenfriamiento en la entrada de piroxeno (Walker et al., 1977); los piroxenos mantuvieron el equilibrio superficial (núcleos no borrados), pero los bordes se apartan de las tendencias de equilibrio. Ti/Al en muestras experimentales se aproxima a 1/2 en lugar de 1/4 como en muestras naturales, por lo que 15555 tuvo una nucleación tardía de la plagioclasa seguida de su rápido crecimiento. Los núcleos naturales de olivinos son Fo71, cf. Fo73 en experimentos de equilibrio, por lo tanto olivino no es acumulativo y se reequilibró durante el enfriamiento (sin embargo, O'Hara y Humphries, 1977, advirtieron contra la "interpretación excesiva" de pequeñas diferencias de Mg / Fe en experimentos debido a problemas de pérdida de hierro). Los perfiles de olivinos de zonificación de elementos principales, comparados con la difusión y el equilibrio modelados, sugieren un enfriamiento de ~4°C / día durante la cristalización temprana de olivino (Walker et 18 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


METEORITOS 08 al., 1977), por lo tanto 15555 es de una ubicación a pocos metros del borde de un flujo que tardó unos meses en enfriarse. Taylor et al. (1977), modelaron la difusión de FeMg y los perfiles de zonificación de olivino, dedujeron ~5°C/día (tasa mínima), y Onorato et al. (1978) mejoraron estos modelos de difusión al incluir la difusión en el líquido. Bianco y Taylor (1977) encontraron que los olivinos en 2°C/hr. los experimentos de enfriamiento tenían morfologías similares a las de 15555, excepto que eran internamente esqueléticas. A partir de la densidad de nucleación de olivino, calcularon una velocidad de enfriamiento de 0.5 a 1.0°C/h. al comienzo de la cristalización de olivino (suponiendo que el derretimiento en erupción estaba libre de olivino). Cukierman et al. (1973) informaron datos sobre la cinética de cristalización de un vidrio de composición 15555, señalando que no forma vidrio fácilmente. PETROLOGÍA EXPERIMENTAL: Se han realizado varios estudios de cristalización experimental de equilibrio en la composición de 15555, a presiones bajas y altas (Humphries y otros, 1972, Longhi y otros, 1972, Kesson, 1975, 1977 y Walker et al., 1977). Longhi et al. (1978) incluyeron 15555 (polvo de roca natural) en experimentos específicamente para determinar la distribución de Fe y Mg entre olivino y líquidos basálticos, y Bianco y Taylor (1977) utilizaron una composición de 15555 agotada para experimentos isotérmicos y de velocidad de enfriamiento constante. Los problemas de pérdida de hierro en los contenedores son ampliamente reconocidos y discutidos en detalle por O'Hara y Humphries (1977) y Walker et al. (1977).

Marzo 2018 Los datos experimentales se representan en la Figura 9. Algunas de las diferencias son el resultado de la pérdida de hierro de acuerdo con las cápsulas y las condiciones utilizadas, según lo discutido por Walker et al. (1977) y O'Hara y Humphries (1977). Los datos son similares, excepto que la espinela aparece anteriormente en el diagrama de Humphries et al. (1972), y excepto para el Mg/Fe de las fases máficas. Walker et al. (1972) observaron que las composiciones de núcleo natural de olivino y piroxeno son similares a las de los experimentos de equilibrio, por lo que tuvo lugar poca acumulación de cristales y 15555 está cerca de una composición líquida. Esto está en desacuerdo con O'Hara et al. (1975), y la evidencia es ampliamente discutida por Walker et al. (1977). Los experimentos de alta presión muestran puntos de saturación múltiple similares con olivina y piroxeno bajo en Ca sin espinela. La diferencia de varios kilobares entre Kesson (1975, 1977) y Longhi et al. (1972) y Walker et al. (1977) los puntos de saturación múltiple pueden ser una diferencia de calibración tanto como el resultado de diferentes condiciones y cápsulas. Suponiendo una saturación múltiple, doce kb indican una profundidad de 240 km para el líquido fuente de 15555, más profundo si la separación de olivino tuvo lugar durante el ascenso (Kesson, 1975).

Figura 9. Fase de petrología experimental. (a) y (b) Longhi et al. (1972); (c) Humphries et al. (1972).

Fig. 8. Perfil de zonado de espinela. (Dalton and Hollister, 1974).

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METEORITOS 08 Marzo 2018

TABLA 15555-2. Análisis químico de la masa rocosa.

QUÍMICA: 15555 ha sido ampliamente asignado para análisis químicos, con datos duplicados resultantes para muchos elementos (Tabla 2). También hay datos sobre minerales separados (Tabla 3). Además de observar la conformidad con otros basaltos de olivino de Apolo 15, la mayoría de los artículos no discuten específicamente la química más que para relacionar las discrepancias entre los análisis con el tamaño del grano grueso de la muestra. La mayoría de los datos sugieren que 15555 es un basalto de olivino-normativo Al5 bastante normal, Christian et al. (1972) analizaron el hierro férrico pero no encontraron 20 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


METEORITOS 08 ninguno, informando 0.00%. Los datos de elementos de tierras raras se ilustran en la Figura 10 e indican probables sesgos de muestreo y errores sistemáticos. ISÓTOPOS ESTABLES: los datos publicados se enumeran en la Tabla 4. Datos para 204Pb (generalmente considerado estable a causa de su larga vida media) publicados por Allen et al. (1973b) son inferiores a los reportados previamente por ellos (Allen et al., 1973a), pero el cambio no se observa ni se discute. En general, los datos de isótopos estables no recibieron discusión específica. Las composiciones isotópicas distinguen 15555 del regolito, como se esperaba. De acuerdo con Friedman et al. (1972), el hidrógeno es probablemente una mezcla de hidrógeno espalalogénico con el que sobra después de la fusión y la desgasificación parcial.

Marzo 2018 Chappell et al. (1972) se ven afectados por serias dificultades analíticas. También midieron 87Sr/86Sr en cuatro separaciones de plagioclasas para probar la sugerencia de Murthy et al. (1972a) que las diferencias en 87Sr/86Sr iniciales son el resultado de las variaciones originales dentro de la roca, pero concluyeron que la roca tuvo proporciones iniciales uniformes en todo su volumen. Por lo tanto, 15555 tiene una edad Rb-Sr cercana a 3,32 billones de años, y una relación inicial de 87Sr / 86Sr similar a otros basaltos de olivino de Apolo 15. Las edades modelo de TBABI calculadas por Nyquist (1977) para gran parte de los datos son bastante variadas.

Fig. 10a. Tierras raras en la masa rocosa 15555.

Tabla 15555-3. Análisis químico de los minerales por separado.

GEOCRONOLOGÍA E ISÓTOPOS RADIOGÉNICOS: Varios grupos diferentes han informado datos y resultados isotópicos de Rb-Sr (Tabla 5, Figura 11). Dos discrepancias analíticamente significativas son la vejez determinada por Chappell et al. (1972), y el bajo inicial 87Sr/86Sr determinado por Murthy et al. (1972a, b). Estas discrepancias son discutidas por Papanastassiou y Wasserburg (1973), cuya opinión es que los datos de 21 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


METEORITOS 08 Marzo 2018

Tabla 15555-5. Sumario de resultados de isótopos Rb-Sr para toda la roca 15555.

Figura 10b. Tierras raras en los minerales separados de 15555.

Las determinaciones de 40Ar-39Ar son consistentes con las de los datos de Rb-Sr (Tabla 6; Figura 12), promediando alrededor de 3,32 billones de años, al igual que una edad de K-Ar de 3,31 ± 0,07 billones de años determinado por Murthy et al. (1972b). Sin embargo, Husain et al. (1972b) determinaron una menor edad K-Ar de 2,87 billones de años (incertidumbre no declarada), y Lightner y Marti (1972) también determinaron una edad KAr de 2.8 billones de años. Los analistas tienden a estar de acuerdo en que 15555 ha perdido aproximadamente el 20% de su 40Ar radiogénico, lo que lleva a edades K-Ar más bajas que las edades Ar-Ar. Podosek et al. (1972) concluyeron que el 60% del potasio está en fases menores, en quintaesencia, lo que dificulta la evaluación cuantitativa; la edad "real" se da mejor por la determinación plagioclasa que, en cualquier caso, da la mejor meseta. El Podosek et al. (1972) los datos de liberación también fueron presentados y discutidos por Turner et al. (1972).

Fig.- 11a.

Fig. 11b.

Tabla 15555-4. Datos de isótopos estales para 15555

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METEORITOS 08 Marzo 2018

Fig. 11c.

Figura 12. Diagramas de lanzamiento de Ar.

Fig. 11d. Figura 11. Isócronas internas de Rb-Sr. (a) Birck et al. (1975); (b) Papanastassiou y Wasserburg (1973); (c) Chappell et al. (1972); (d) Murthy et al. (1972a).

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TABLE 15555-6. Sumario de edades de retención de gases Ar- Ar para 15555.

TABLA 15555-7a. Datos isotópicos de Sm/Nd para la roca completa 15555,82 (Lugair, 1975)

TABLA 15555-7b. Datos isotópicos de Sm/Nd y Lu/Hf para la roca completa 15555,195 (Unruh et al., 1984)

Tera y Wasserburg (1974, 1975). Los datos se encuentran en una discordia: Tatsumoto et al. (1972) determinaron las intersecciones en 3.3 y 4.65 billones de años, pero Tera y Wasserburg (1974) prefirieron 4.42 billones de años con un límite superior de 4.55 billones de años. Notaron cierto desacuerdo con Tatsumoto et al. 23 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


METEORITOS 08 (1972), especialmente μ (= 238U/204Pb), y discutieron su estudio para determinar los efectos de la lixiviación durante el procedimiento analítico. Tera y Wasserburg (1974) concluyeron que 15555 contenían definitivamente Pb inicial radiogénico pero los datos no pueden distinguir si este Pb es de la fuente de 15555 o un contaminante de la corteza. La intersección de la discordia superior puede indicar que 15555 se produjo a partir de un manto lunar indiferenciado o de uno que se diferenció rápidamente hace unos 4,42 billones de años. Este estudio fue expandido por Tera y Wasserburg (1975) en la obtención de una isócrona U-Pb interna en 15555. Los errores más críticos son el resultado de la contaminación terrestre de 204Pb, y las isócronas que incluyen datos de 204Pb no son del todo convincentes. Concluyeron que 15555 tiene una isócrona interna en acuerdo razonable con las edades Rb-Sr y Ar-Ar; las edades determinadas a partir de las intersecciones (cf. pendiente) son 4.36-4.43 b.a. y 3.19-3.33 b.a. (Fig. 13). De nuevo, la interpretación más simple es la de un desarrollo en dos etapas con la fuente formándose hace unos 4.42 b.a.

Marzo 2018 encuentra en torno a los 4.40 ± 0.06 b.a. en clara isócrona con 75075 y 75055, y esta fue la última vez que las fuentes de estas muestras tenían el parámetro común de una relación Condrítico/Nd condrítico (No todos los basaltos caen sobre esta isócrona). La región fuente para 15555 evolucionó con épsilon positivo hasta la erupción hace 3.3 b.a. cuando los REE ligeros se enriquecieron, reduciendo Sm / Nd ~ 3.5% a la relación nearcondrítica presente (Lugmair y Marti, 1977, 1978) (Fig. 14). TICE es muy impreciso a 6.18 ± 0.54 b.a. Debido a esta relación los datos isotópicos Sm-Nd de roca completa también fueron presentados por Unruh et al. (1984), además de los datos de Lu-Hf de roca completa (Tabla 7b). La roca íntegra ∈Nd (∈Ndo en la Tabla 7b) es más alta que los basaltos normativos de cuarzo 15065 y 15076. ∈Hf ha estado cayendo desde la cristalización.

Nunes et al. (1975) tienen la opinión de que considerando las posibilidades de la evolución de Pb en 3 etapas, 4.42 b.a. como edad de la fuente es meramente una conjetura.

Figura 14. Evolución del Sm (Lugmair and Marti, 1978).

Figura 13. U-Pb Isócrona interna (Tera and Wasserburg, 1975).

Lightner y Marti (1972) determinaron una edad U, Th-He de 2,8 a.m. (con una supuesta abundancia de U), nuevamente sugiriendo alguna pérdida de gas raro. Anderson e Hinthorne (1973) determinaron una edad de 207Pb/206Pb de 3,36 ± 0,06 b.a. y 3.46 ± 0.09 b.a. a partir de análisis de microsonda iónica de una fase Y-Zr en 15555, y dio otros datos isotópicos de Pb. Rosholt (1974) proporcionó datos sobre la actividad 232Th / 230Th en una discusión sobre la radioactividad y sus fuentes. Los datos isotópicos Sm-Nd de roca completa fueron presentados por Lugmair (1975) (Tabla 7a) y discutidos por Lugmair y Marti (1977, 1978). 15555 se

GASES RAROS Y EDADES DE EXPOSICIÓN: Las edades de exposición calculadas a partir de los datos de isótopos de gases raros se enumeran en la Tabla 8, y son coherentes. Podosek et al. (1972) declaró en 90 m.a. la edad de un límite superior para la excavación desde una 2 profundidad mayor que el equivalente de 1000 g / cm de entierro, y la excavación podría ser más reciente desde profundidades más superficiales. Las edades de exposición determinadas a partir de las pistas de rayos cósmicos son menores: 34 m.a. (Behrmann et al., 1972); 1 m.a. y 26 m.a. (subdecimétrico) (Bhandari et al., 1972); máximo 26 ± 5 m.a. (Poupeau et al., 1972); menos de 5 m.a. (Fleischer et al., 1973), y presumiblemente indican que la exposición a gases raros fue a poca profundidad en lugar de realmente en la superficie.

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METEORITOS 08 Marzo 2018 Además de los estudios enumerados en la Tabla 8, que presentan datos de isótopos de gas raros considerables, los isótopos He, Ne y Ar fueron estudiados por Megrue (1973) utilizando espectrometría de masas con sonda láser en una búsqueda de gases lunares primordiales. No existe evidencia inequívoca de tales gases: Megrue (1973) concluyó que He, Ne y Ar son principalmente de origen de viento solar (similar al experimento con foil del Apolo 12) con alguna contribución cosmogénica. Los datos recogidos de un vug en la superficie indican que las cavidades pueden ser colectores muy eficientes de irradiaciones de viento solar. Fireman (1972) investigó el 37Ar y 39Ar producidos a partir de bengalas y rayos, y atribuyó el 37Ar / Ca a las erupciones solares en los años previos a la misión. Fireman et al. (1972) tabularon información sobre 3H, 37Ar y 39Ar a varias profundidades en 15555, nuevamente correlacionada con la actividad de la llamarada solar. Marti y Lightner (1972) encontraron que Ne, 36Ar y 38Ar son casi puramente productos de espalación; en contraste, Kr y Xe tienen componentes capturados considerables para determinar las edades de exposición (arriba), el historial de exposición y las tasas de erosión. Behrmann et al. (1972) notaron que la dependencia de la profundidad de la intensidad de la trayectoria es más plana de lo que se esperaría de un simple historial de exposición, y que la muestra estuvo enterrada a pocos centímetros del suelo hasta hace poco; las huellas solares no se observan en la parte exterior. Se calcula un límite superior de 1.3 ± 0.1 mm / año de erosión por desperdicio de masa a partir de una comparación de los 26 m.a. seguido de la edad de ~ 85 m.a. de edad de gas raro. Bhandari et al. (1972, 1973) diagramaron el perfil de la pista (densidad / profundidad) (Fig. 15). Poupeau et al. (1972) determinaron densidades de seguimiento en el centro, a la mitad y en la superficie de la muestra. Estos últimos son más densos y resultan de erupciones solares. Fleischer et al. (1973) también determinó densidades de seguimiento en varios lugares dentro de la muestra. El estudio de Fireman (1972) sobre gases raros fue para dilucidar la exposición de 15555 al viento solar.

TABLA 15555-8. Edades de exposición a los gases raros (m.a.) para 15555

Figura 15. Perfil de densidad (Bhandari et al., 1973).

PROPIEDADES FÍSICAS: Las mediciones magnéticas básicas y las determinaciones de NRM son presentadas por Collinson et al. (1972, 1973), Pearce et al. (1972, 1973) y Dunn y Fuller (1972). Nagata et al. (1972, 1973) presentaron datos magnéticos básicos y Hargraves et al. (1972) presentaron los resultados de NRM. Los resultados están en general de acuerdo en que 15555 contiene poco hierro; ese presente es predominantemente multidominio y exhibe un NRM muy pequeño. Las curvas de desmagnetización de diferentes laboratorios (Fig. 16) están en buen acuerdo, excepto que Pearce et al. (1973) encontraron que la desmagnetización no arrojó datos significativos (atribuidos a granos de hierro multidominio que dominan la muestra). El NRM duro es bastante estable, pero más débil que otras muestras de edad similar, y la dispersión probablemente sea el resultado de los altos niveles de ruido para tales campos débiles. La dirección es más o menos constante (Collinson et al., 1972). Nagata et al. (1973) presentaron una curva termomagnética (intensidad vs. temperatura) (Fig. 17) sin discusión específica.

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METEORITOS 08 Marzo 2018

Figura 17. Curva Termogénica (Nagata et al., 1973).

Schwerer y Nagata (1976) aplicaron una técnica de granulometría magnética a datos previamente reportados para la dependencia de la temperatura de la magnetización remanente isotérmica. Llegaron a la conclusión de que, aunque las rocas ígneas generalmente tienen una fracción más grande de hierro metálico como partículas finas, 15555 es un caso extremo en el que las partículas con diámetros medios inferiores a 100 Å representan aproximadamente el 88% del hierro metálico total. Chung y Westphal (1973) tabularon y trazaron (Fig. 18) datos dieléctricos sin discusión específica, y otras medidas de conductividad eléctrica fueron presentadas por Schwerer et al. (1973, 1974) para diferentes condiciones de oxidación-reducción (Fig. 19). Schwerer et al. (1973) también presentaron espectros Mossbauer para una porción interior, y raspados superficiales tomados bajo condiciones oxidantes después de un proceso de reducción.

Figura 16. Demagnetización AF. (a) Collinson et al. (1973); (b) Dunn and Fuller (1972); (c) Hargraves and Dorety (1972).

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METEORITOS 08 Marzo 2018

Figura 19b.- Conductividad eléctrica (Schwerer et al, 1974). Figura 18. Espectro dieléctrico. (Chung and Westphal, 1973).

Tittmann et al. (1972a, b) encontraron velocidades elásticas inusualmente bajas para 15555: onda de Rayleigh (velocidad (VR) de 0.28-0.33 km/s, velocidad de onda longitudinal masiva (Vp) 0.70-0.95 km/seg. Estas bajas velocidades resultan de microfracturas, ilustradas en una fotografía SEM en Tittmann y otros (1972a). Warren y otros (1973) también midieron las velocidades acústicas bajo carga uniaxial (Fig. 20), también demostraron valores bajos. También midieron la fricción interna (Q) en un vaso de la composición de 15555. Chung (1973) determinó las velocidades de las ondas elásticas bajo presiones de confinamiento de 0.5 a 7 kb (figura 21, tabla 9), bajo las cuales las velocidades acústicas son similares a las de otras rocas.

Hemingway et al. (1973) tabularon y trazaron determinaciones específicas de calor en un rango de temperatura de 83.56 ° K a 363.53 ° K (Tabla 10). Los datos son similares a los de otras rocas y suelos lunares. Adams y McCord (1972) y Charrette y Adams (1975) presentaron los espectros de reflexión para 15555, y Brito et al. (1973) realizaron estudios de termoluminiscencia en seis muestras desde el centro hacia el exterior. Cukiermann y Uhlmann (1974) estudiaron el comportamiento de flujo viscoso de un vidrio de composición de tipo 15555 a 620 ° a 700 ° C y de 1215 ° a 1400 ° C en condiciones ligeramente reductoras. También estudiaron el efecto del estado de oxidación sobre la viscosidad, encontrando que una disminución en Fe2 + / Fe3 + produjo un aumento dramático en la viscosidad.

Figura 19a.- Espectro Mossbauer (Schwerer et al. 1974)

Figure 20. Velocidad sísmica como función de presión (Warren et al., 1973).

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METEORITOS 08 Marzo 2018

Figura 21. Velocidad sísmica como función de presión (Chung, 1973)

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METEORITOS 08 Marzo 2018

J. García / MCM. 24 de Enero de 2018. Son la 1.22 horas de la madrugada, hora local. En el Teide existe un sistema de grabación gestionado por Sky-live (sky-live.tv) que con frecuencia capta meteoros sobrevolando los cielos del archipiélago canario. Pero la sorpresa iba a estar servida cuando un buen amigo, José Luis L.C. me etiqueta en un video captado por este sistema, registrado en la fecha y hora expuestos. Un bólido de grandes dimensiones hace incursión en las capas altas de la atmósfera, y de repente, un violento destello luminoso ilumina toda la isla, cuyo perfil destaca sobre el mar nocturno.

Los segundos que duró el evento y la intensidad del mismo hacen suponer al equipo técnico que efectivamente pudo haber dejado meteoritos, pero de ser así, no estarían en la isla, sí en cambio es posible que hubieran sido esparcidos en el mar entre Gran Canaria y Fuerteventura, y quizás, aunque improbablemente, sobre Fuerteventura. A pesar del aviso que hicimos a través de las redes sociales, no se han recibido noticias de testigos del evento, tal vez debido a la hora en que ocurrió el evento. Si tiene algún testimonio sobre este o algún evento de meteoro, no dude en contactar con el Museo. direccion@museocanariodemeteoritos.com

Secuencia del vídeo capturado del bólido sobre Gran Canaria el 24 de enero de 2018.

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LA IMPORTANCIA DE LOS CRÁTERES DE IMPACTO Roberto Bartali1 y Jaime Urrutia Fucugauchi2 Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de San Luis Potosí, rbartali@fc.uaslp.mx 1

Instituto de Geofísica, Universidad Nacional Autónoma de México, juf@geofisica.unam.mx 2

RESUMEN Cando se observa la superficie de la Luna, Marte y otros planetas y satélites en el Sistema Solar, lo primero que salta a la vista es la cantidad de cráteres de impacto que presentan. En este trabajo se describe la importancia del estudio de los cráteres y se discuten las causas por las que nuestro planeta ha conservado solo una minoría de la evidencia del bombardeo sufrido durante su historia. Keywords: cráteres de impacto, meteoritos, evolución geológica, sistema solar. INTRODUCCIÓN Las estructuras geológicas más comunes sobre la superficie de cualquier cuerpo solido del Sistema Solar son los cráteres de impacto. Sus dimensiones pueden ser tan pequeñas que son invisibles a simple vista o tan colosales que ocupan una buena parte de la superficie del cuerpo en cuestión. Es imposible llevar a cabo un conteo de los cráteres lunares, sin embargo, sobre la superficie de nuestro planeta, solo se han documentado menos de 200 [EarthImpactDatabase]. Sin embargo hay algunos centenares más bajo investigación reportados en varias bases de datos, pero no pasan de un millar. En un país como México con una superficie de casi 2 millones de km2, solo se ha documentado y estudiado detalladamente uno, que es el cráter Chicxulub [UrrutiaFucugauchi et al., 2011]. Astronómicamente hablando, la Tierra y la Luna están a muy corta distancia (384,000 km), por lo que la probabilidad de que un asteroide colisione con la Luna o la Tierra

es similar. Si se toma en cuenta que la superficie de la Tierra es trece veces mayor y que la aceleración de gravedad es unas seis veces mayor, la superficie terrestre debería presentar por lo menos 78 veces más cráteres que la Luna. Bajo estas circunstancias la superficie terrestre debería verse como se muestra en la figura 1. ¿Qué razones se tienen para justificar esta disparidad en el número de cráteres presentes sobre las dos superficies: millones para la Luna y cientos en la Tierra? Vamos, en primer lugar, a mencionar porque es importante el estudio de los cráteres de impacto y luego a tratar de proporcionar algunas hipótesis que justifiquen la escasez de estas cicatrices geológicas. ¿PORQUÉ ESTUDIAR LOS CRÁTERES DE IMPACTO? Localizar y estudiar los cráteres de impacto tiene importancia tanto científica como económica. Los planetas se han formado con la acumulación de material primigenio proveniente de cuerpos de diferente tamaño. Estos cuerpos se formaron con la acumulación de polvo y gases en la nube protosolar. Los impactos de asteroides y núcleos de cometas sobre las superficies planetarias determinaron sus características geológicas, físicas, químicas y morfológicas. Los meteoritos que caen esporádicamente, derivados de la fragmentación de los asteroides y cometas durante los procesos de acreción y los subsecuentes impactos entre sí, permiten reconstruir la historia del Sistema Solar. En esta sección se describen y analizan algunas de las razones para buscar y estudiar los cráteres de impacto: a) evolución del planeta, b) cambios climáticos, c) agua y recursos naturales, d) astrobiología y evolución de la vida, y e) antropología. Evolución de la Tierra y del Sistema Solar Los granos de polvo y los gases existentes en la nube protoplanetaria, se condensaron formando pequeños cuerpos que, en un ambiente muy turbulento, crecieron y se destruyeron debido a las colisiones. Los objetos de mayores dimensiones continuaron incrementando su masa a través de acretar más fragmentos, hasta formar los planetas rocosos y sus satélites. Durante millones de años, la enorme energía liberada durante un impacto y el material re-movilizado, modifican el medio ambiente ya que la capacidad 30

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METEORITOS 08 destructiva de la colisión de un asteroide de algunos km de diámetro es catastrófica y sus consecuencias pueden ser a nivel planetario. Colisiones de este tipo forman cráteres de cientos de kilómetros de diámetro y pueden perforar la costra continental. Afortunadamente, el número de objetos pequeños (<10 km) es mucho mayor al de los objetos de grandes dimensiones, y aunque estas colisiones tengan consecuencias de menor grado, no son despreciables. Inclusive, no es necesario que el proyectil llegue al suelo, ya que la explosión en la parte alta de la atmósfera genera ondas de choque supersónicas, que son igualmente desastrosas. Un buen ejemplo es el evento de Tunguska (Siberia) en 1908 [Chyba et al., 1993] que causó devastación en una superficie de más de 2000 km2 el cual se estima haya sido provocado por la explosión de un pequeño asteroide (menos de 5 km de diámetro) a una altura de 6 a 10 km. El evento similar más reciente es el del 15 de febrero 2013 en Chelyabinsk (Rusia) [Popova et al., 2013], ocasionado por la explosión de un pequeño asteroide de menos de 20 m de diámetro a una altura entre 15 y 20 km, el cual provocó 1500 heridos, fragmentación de vidrios y otros daños. La atmósfera es un escudo protector que logra desintegrar la mayor parte de los meteoros pequeños y de baja densidad, sin embargo la fragmentación de proyectiles de mayores dimensiones puede producir una lluvia de meteoritos que pueden esparcirse en áreas de cientos de km2 y formar pequeños cráteres de algunas decenas hasta cientos de metros de diámetro. Algunos ejemplos de este tipo de fenómeno son los campos de cráteres dejados por la fragmentación de los objetos que produjeron los meteoritos de Hembury (Australia), Sikhote-Alin (Rusia), Chiemgau (Alemania) y Campo del Cielo (Argentina). La morfología final del cráter es una compleja combinación de la consolidación del proyectil, ya que puede ser muy consolidado (casi sólido) o granular (pila de escombros o “rubble-pile”), de la consolidación del terreno, de la velocidad relativa, de la masa y del ángulo de impacto [Bartali et al., 2015]. Cada una de estas variables modifica la manera en como la energía del impacto se disipa y por lo tanto las consecuencias directas e indirectas dependen de ello. Durante un impacto se fragmenta también el terreno y estos escombros pueden ser eyectados y recorrer distancias variables del punto de contacto formando cráteres secundarios. Además las consecuencias de un impacto no son solo inmediatas, se generan fenómenos como temblores, tsunamis y oscurecimiento del cielo debido al polvo esparcido, inclusive actividad volcánica, los cuales pueden perdurar meses o mucho más. Los meteoritos contienen los materiales primigenios a partir de los cuales se han formado el Sol y el sistema planetario. Pueden contener partículas y moléculas del medio interestelar que permiten estudiar las condiciones que precedieron a la formación del Sol. Cabe mencionar que nuestro pequeño planeta azul es constantemente bombardeado por pequeños asteroides, de hecho los datos sismológicos del sistema de vigilancia de la NASA, han registrado 734 explosiones en la atmosfera desde 1988 a la fecha,

Marzo 2018 es decir que aproximadamente cada dos semanas, sufrimos una colisión. Cambios climáticos Parte de los fragmentos expulsados a temperatura elevada o en estado parcialmente fundido, durante su trayectoria calientan el aire. Cuando caen pueden provocar incendios extendidos. El polvo generado por la fragmentación del proyectil y del terreno, es expulsado hacia la atmósfera creando una gruesa capa que oscurece e impide la penetración de la radiación solar. La consecuencia directa de la falta de radiación solar, sobre la superficie, es la reducción del proceso de fotosíntesis. Si desaparecen las plantas hay una descompensación de los niveles de oxígeno, el clima se modifica en pocos años y además, desaparecen las especies herbívoras y en consecuencia también los carnívoros que se alimentan de los anteriores. La reducción de vida vegetal provoca que los gases de invernadero (sobre todo los óxidos de azufre y de carbono) no puedan ser reciclados, teniendo como consecuencia el calentamiento de la atmósfera o el enfriamiento por una mayor reflexión de la radiación solar hacia el espacio. Este panorama debió haberse generado después del impacto de Chicxulub, llevando a la extinción de los dinosaurios y de muchas otras especies [Álvarez et al., 1980]. Agua y recursos naturales Los estudios recientes indican que el agua pudo haber sido depositada por impactos de asteroides y de núcleos cometarios durante, y poco después de la formación del Sistema Solar. Se han descubierto varios asteroides, tanto pequeños (diámetro <100 km) como grandes, que aparentemente contienen grandes cantidades de agua [Rivkin et al, 2013]. Esta agua puede estar en forma sólida (hielo) o atrapada en las porosidades internas, en minerales hidratados y filosilicatos, estas evidencias provienen de los análisis isotópicos comparativos realizados en diferentes meteoritos, rocas lunares y agua terrestre. Los asteroides contienen materiales usados en la industria, como níquel, hierro, platino, cobre, cobalto y tierras raras. Por ejemplo la mina en Sudbury es una de las mayores productoras de níquel, cobre y cobalto y se localiza precisamente en el interior del cráter homónimo que tiene unos 200 km de diámetro. De manera similar, hasta la fecha se han explotado industrialmente, por contener metales preciosos o hidrocarburos 35 cráteres de impacto de los 184 enumerados en el Earth Impact Database. Estos materiales preciosos se encuentran en condiciones bastante puras en los asteroides debido a que solo una mínima parte de ellos posee suficiente masa como para presentar procesos metamórficos o de diferenciación, en cambio en nuestro planeta, no solo se encuentran a grandes profundidades, sino que, los que alcanzan la superficie, están en forma de sulfuros y óxidos, por lo que se requiere de complejos y costosos (además de contaminantes) procesos metalúrgicos para su extracción y purificación. La NASA y organizaciones privadas [Planetary Resources Inc.] están desarrollando proyectos para realizar

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METEORITOS 08 Marzo 2018 minería en los asteroides. Si se localizaran más cráteres de impacto sobre nuestro planeta, se podría tener acceso a estos materiales preciosos de manera más económica. Astrobiología y evolución de la vida Los impactos de grandes asteroides sobre las superficies planetarias y los satélites, son suficientemente energéticos para acelerar una fracción de la eyecta a velocidades superiores a la de escape. El material orgánico o, inclusive, algunos organismos extremófilos, pueden haber viajado durante millones de años en el espacio (en el interior de las rocas) para luego caer como meteoritos sobre la superficie de otro cuerpo. Los núcleos cometarios o los asteroides caídos sobre la Tierra, siendo ricos en material orgánico, pudieron haber favorecido o contribuido a la evolución de la vida. Durante la historia ha habido extinciones masivas, varias de estas, están directamente relacionadas con impactos de astroides, como por ejemplo la del K/T (Chicxulub). Se calcula que para tener una extinción masiva sea suficiente el impacto de un asteroide de 10 km de diámetro. Sin embargo, gracias a estas secuencias de extinciones masivas, han podido proliferar otras y nuevas especies, una de las cuales, eventualmente, se convirtió en la nuestra. Hay que tomar en cuenta de que las extinciones masivas no son el producto de un solo evento, sino de una compleja secuencia de eventos que podrían haber sido desencadenados por el impacto de un astroide, como por ejemplo erupciones volcánicas de larga duración. Antropología Los meteoritos metálicos, llaman la atención por ser diferentes a las demás rocas, son muy duros, pesados, no se rompen fácilmente y tienen propiedades magnéticas. Gracias a que se podían moldear con el fuego, han permitido a varios pueblos antiguos utilizarlos para la fabricación de herramientas, artículos de joyería (figura 2) y ornamentales [Johnson et al, 2013]. Se han encontrado obras de arte religioso creadas con hierro meteórico en sitios poblados por varias culturas antiguas en todos los continentes, como por ejemplo la estatuilla tibetana representando a la deidad Vaiśravaṇa esculpida con partes del meteorito Chinga y los artefactos utilizados por los pobladores Inuit de Groenlandia fabricados con el meteorito Cape York. Posiblemente debido al hecho de que alguien presenció su caída, algunos meteoritos y cráteres de impacto en varias partes del mundo, son considerados objetos y lugares sagrados; algunos de estos eventos han sido transmitidos por vía oral y otros han quedado registrados en pinturas rupestres o petroglifos. En el pueblo de Casas Grandes (Chihuahua) se descubrió una tumba con un meteorito envuelto en lienzos [Fletcher, 1890]. Se han encontrado en tumbas egipcias dagas metálicas fabricadas con hierro meteórico, como por ejemplo la del faraón Tutankamón, cuyo fechamiento la remonta a más de 3300 años de antigüedad. La capacidad de fabricar armas mucho más resistentes pudo haber cambiado radicalmente el curso de la historia de varios pueblos.

Turismo En las últimas décadas se han vuelto populares tanto el eco-turismo como los geo-parques. Los cráteres de impacto ofrecen una oportunidad única para crear áreas turístico-culturales en las que los visitantes puedan gozar de actividades de divulgación de la ciencia y al mismo tiempo, estar en contacto con la naturaleza. Estas actividades pueden concientizar a las personas acerca de la fragilidad de nuestro planeta y de su ecosistema. Además un cráter de impacto, por ser una estructura geológica poco común, ofrece la oportunidad de instaurar museos interactivos como el que se encuentra a un lado del cráter Barringer (Arizona, USA). En algunas localidades se instalaron museos para preservar los meteoritos o explicar los procesos de impacto, por ejemplo en Jilin (China) y en Mérida (Yucatán, México). DESTRUCCIÓN DE LA EVIDENCIA Hay que enfatizar que el reducido número de cráteres sobre nuestro planeta no se debe a que no haya sufrido impactos, sino a una serie de procesos que son característicos de la Tierra: a) volcanismo, b) tectónica de placas, c) actividad biológica, d) erosión, e) actividad antropogénica, f) relación líquido/sólido, g) temblores y tsunamis. Si no actuaran estos procesos (solos o en conjunto) nuestro planeta debería verse como se presenta en la figura 1, en la cual se han superpuesto un planisferio terrestre y uno lunar. Esta acción conjunta de fenómenos, no solo hace complicada la localización de cráteres de impacto, sino que destruye, en tiempos geológicos breves (decenas de millones de años), la evidencia de la mayor parte de estos eventos. En los siguientes párrafos se describirán los efectos de cada uno de estos procesos. Volcanismo Sobre la superficie terrestre existen varios miles de volcanes de los cuales más de 1500 son activos. Las erupciones, deslizamientos de terreno, avalanchas, flujos piroclásticos, colapsos de sectores y formación de calderas, pueden borrar la huella de los cráteres de impacto. Si un meteoro suficientemente grande se impactare en una región densamente poblada de volcanes activos, en pocos miles de años sería completamente inundado de lava o flujos de escombros. A lo largo de las eras geológicas, han ocurrido erupciones de magma basáltico, las cuales han depositado millones de km3 de lava y que, además, han perdurado durante siglos. Estas regiones se denominan Provincias Basálticas y se han formado en distintos tiempos. Algunos ejemplos son la “Deccan Trap” (India) que está fechada en 66 millones de años y ocupa una superficie de 5x10 5 y 8x105 km2, la Siberian Trap (Rusia) ocurrida hace 250 millones de años se extiende entre 1.5x106 y 3.9 x106 km2 y Parana-Etendeka (Brasil y Namibia) con 130 millones de años de antigüedad ocupa un área de 1.5x106 km2. De todas las provincias basálticas, la más extendida es la Central Atlantic Magmatic Province emplazada

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METEORITOS 08 Marzo 2018 hace 200 millones de años, ocupando una superficie de 10x106 km2 entre Norte América y África. ¿Cuántos cráteres de impacto habrán sido borrados gracias a estos eventos volcánicos masivos? ¡Seguramente una gran cantidad! Movimiento de las placas tectónicas La Tierra es un planeta activo, los continentes se desplazan unos con respecto de otros a velocidades de unos 5 cm/año (en promedio), modificando la superficie y el aspecto del planeta. La fricción y las colisiones entre las 14 placas principales y otras 38 menores, no solo reciclan grandes áreas continentales, sino que originan y provocan el crecimiento de cordilleras como el Himalaya o los Andes. Además, en las fronteras entre las placas se forman cadenas de volcanes. Por esta razón son pocas las áreas expuestas con una antigüedad superior a 500 millones de años. En ocasiones, los tiempos de reciclado de la corteza se miden en decenas de millones de años. La presión que ejerce una placa sobre otra es suficiente para deformar un entero continente como si estuviese hecho de plastilina. Como consecuencia, la mayor parte de los cráteres antiguos es imposible de ser identificado por medio de fotografías satelitales, de hecho, en algunas ocasiones, en lugar que observar una depresión del terreno, se aprecia una montaña. La única forma de poder determinar si en una región hubo un cráter de impacto es por medio de estudios geofísicos (principalmente detectando anomalías gravimétricas y magnéticas). Los cráteres de Vredefort (Sudafrica), Morokweng (Sudafrica), Manicoguan (Canada) son un típico ejemplo de estructuras completamente deformadas por la actividad tectónica. La deriva continental también modifica el fondo oceánico, por ejemplo la cadena montañosa (rift) en el fondo del océano Atlántico está creciendo y es la principal responsable de que África y América del Sur se estén alejando una de otra. Por lo tanto, los cráteres que se hayan formado en las profundidades oceánicas, también están condenados a la desaparición. Actividad biológica La Tierra es un planeta con vida animal, vegetal y microbiana que necesitan del agua para sobrevivir. Los cráteres de impacto, siendo depresiones del terreno, que además pueden presentar una compactación considerable en el fondo, son fácilmente llenados por que proviene de la lluvia. Los ríos cercanos al cráter pueden encontrar un nuevo curso y así no solo rellenan la depresión sino que la erosionan y la cubren con sedimento. La vegetación, por otro lado, crece fácilmente a las orillas del cráter (figura 3), por lo que en poco tiempo son destruidas. Los deslaves provocan la formación de suelo fértil, así que en pocos años la vegetación, animales y peces encuentran un hábitat perfecto para su desarrollo. Solamente los cráteres (que tengan diámetros de cientos de metros o algunos km) que se formen en zonas desérticas y muy secas, como por ejemplo el Wolfe Creek (Australia), el RoterKamm (Namibia), Monturaqui (Chile) o el Tenoumer (Mauritania) (figura 4) sobreviven algunas decenas de miles de años. Los de menores dimensiones son borrados mucho más fácilmente.

Erosión Los fenómenos erosivos van de la mano de todos los demás, las precipitaciones, la nieve, el hielo y el viento arrastran cantidades de sedimento que se acumulan en el interior de los cráteres y poco a poco reducen la altura de las orillas, formadas básicamente por materiales poco consolidados y por lo tanto sujetos a ser transportados con facilidad. Conforme pasa el tiempo, aún cuando el cráter pueda ser identificado, es difícil determinar su diámetro original o su profundidad, como ejemplo se puede mencionar el cráter Wolfe Creek (Australia). La fragmentación de las rocas y los relieves ocasionados por los impactos, son también los causantes de la modificación de los cursos de los ríos. Buena parte de los cráteres que se encuentran en las regiones de clima húmedo o polar han sido convertidos en lagos, a veces la orilla del lago coincide con los bordes elevados del cráter, pero los domos o picos centrales quedan casi siempre sumergidos. Con suerte sobresale una pequeña isla, en el caso de que la morfología original del cráter sea de anillo central, se puede llegar a observar una formación circular en el centro del lago. Algunos ejemplos de cráteres inundados son el lago Chad (Chad), el lago Pingualuit (Canada) y los cráteres gemelos Clear Water (Canada). Durante varias eras geológicas la temperatura media ha descendido provocando eras glaciales. El subsecuente incremento de la temperatura, ha provocado el deshielo y gigantescas cantidades de agua, rocas y sedimentos han sido transportados decenas de km, formando nuevos ríos y lagos. Los glaciares, por si mismos, se desplazan y debido a su enorme masa son altamente erosivos. Actividad antropogénica El hombre es un agente modificador del medio ambiente, construye ciudades, realiza actividad minera, deforesta, utiliza las planicies para pastoreo, entre muchas otras actividades. Los cráteres de impacto, siendo cuencas que pueden llenarse de agua y sedimentos, se convierten en zonas fértiles y protegidas de los vientos por los bordes, se convierten, por lo tanto en lugares perfectos para el cultivo. En poco tiempo las áreas cultivadas son acompañadas por asentamientos urbanos, que con el paso del tiempo se convierten en ciudades y eventualmente, megalópolis. Para poder construir ciudades y caminos, se requiere la obtención de materiales de construcción que por comodidad y economía deben ser disponibles en las cercanías, así que las rocas fracturadas por el impacto y los eventuales fragmentos del asteroide se convierten en casas. Dos buenos ejemplos son los cráteres Riess (Alemania) y Söderfjärden (Finlandia) que se han convertido en zonas pobladas (figura 5). Relación líquido/sólido Una forma emotiva y cariñosa de referirnos a la Tierra es como “pequeño planeta azul”, y se debe a que la mayor parte de la superficie terrestre está cubierta por agua (70% aproximadamente). A pesar de la formación y fragmentación de los supercontinentes, este porcentaje de agua ha sido relativamente constante. Esto implica que tres de cada cuatro impactos debieron

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METEORITOS 08 suceder en algún lugar cubierto por agua, por lo tanto no se puede formar un cráter de impacto. Sin embargo, si la profundidad del mar es baja, el tamaño del asteroide es considerable o su velocidad suficientemente elevada, es posible que se produzca un cráter de impacto en el fondo marino. Algunos ejemplos de este tipo de fenómenos son los cráteres de Chicxulub (México) y Mjølnir (Noruega). Un impacto en medio del océano, aun cuando no se logre la formación de un cráter, no es menos catastrófico que su homónimo en tierra firme. Es más, las consecuencias pueden ser evidentes a miles de km de distancia, debido a la formación de tsunamis cuyas olas pueden alcanzar cientos de metros y estrellarse en otros continentes. Por ejemplo un asteroide que se impacte en medio del océano pacifico podría producir olas que afecten toda la costa oeste del continente americano, los litorales asiáticos frente al Pacífico, hasta Australia. La deriva continental debe seguramente haber borrado la mayoría de los cráteres formados en el fondo del mar, debido a que las áreas cubiertas por agua han estado migrando durante las eras geológicas. Por estas razones hay evidencia de la presencia de mares en lugares que actualmente se encuentran a miles de metros por encima del actual nivel medio del mar. El proceso de emersión, debió llevarse consigo antiguos cráteres de impacto los cuales, en la actualidad sería totalmente imposible de identificar. Si una porción de una placa emerge, naturalmente otra está descendiendo y queda encajada por debajo de otra (subducción), por lo tanto los cráteres localizados en esas zonas, están sepultados a km de profundidad, es más las rocas constituyentes están fundidas. Temblores y Tsunamis En los párrafos anteriores se mencionó la formación de un tsunami, sin embargo, la que se describió no es la única manera de originarlos. El movimiento de los continentes, el reacomodo de amplios sectores subterráneos y el ascenso del magma en las cámaras magmáticas, provocan temblores los cuales desestabilizan las laderas de cerros creando avalanchas. El reacomodo de una amplia zona submarina o de una microplaca, aunque solo sea de pocos centímetros, es capaz de promover la formación de tsunamis que pueden penetrar hasta cientos de metros en el interior de las costas. La desestabilización de montañas o sectores de los edificios volcánicos, también provocan temblores, el material re movilizado puede llegar al mar y generar olas de considerable altura y potencia. Estas avalanchas pueden ocurrir tanto en las zonas continentales como submarinas. Por si sola, la actividad sísmica es capaz de destruir los bordes de los cráteres. Las olas, penetrando en los territorios cercanos a las costas inundan las cuencas formadas por los cráteres. De hecho, los epicentros de la mayor parte de los terremotos se localizan precisamente en las fronteras entre las placas tectónicas. CONCLUSIONES La búsqueda y el estudio de cráteres de impacto, así como comprender la manera en cómo se forman, es una actividad multidisciplinaria importante que permite conocer la historia y la evolución de nuestro planeta y del Sistema Solar. Además de su

Marzo 2018 importancia científica, los cráteres de impacto y los fragmentos de los asteroides, contienen materiales útiles para la industria. Los procesos que sobre nuestro planeta, han llevado a la desaparición de la mayor parte de las estructuras de impacto son múltiples; su determinación y estudio ayudan a la comprensión de la evolución y transformación de la corteza continental.

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REFERENCIAS Bartali R., Nahmad-Molinari Y., Rodríguez-Liñan G.M., 2015, Low speed granular vs granular impact crater opening mechanism in 2d experiments, Earth Moon and Planets (2015) 116:115-138.DOI 10.1007/s11038-015-9475-9. Alvarez L.W., Alvarez W., Asaro F., Michel H.V., 1980, Extraterrestrial Cause for the Cretaceous-Tertiary Extinction, Science, New Series, Vol. 208, No. 4448, pp. 1095-1108. Chyba C.F., Thomas P.J., Zahnle K.J., 1993, The 1908 Tunguska explosion: atmospheric disruption of a stony asteroid, Nature 361, 40-44, doi:10.1038/361040a0. Earth Impact Database: http://www.passc.net/AboutUs/index.html Fletcher L., 1890, On the mexican meteorites, The mineralogical magazine and journal of the mineralogical society, num. 42, vol. IX. Johnson D., Tyldesley J., Lowe T., Withers P.J., Grady M.M., 2013, Analysis of a prehistoric Egyptian iron bead with implications for the use and perception of meteorite iron in ancient Egypt, Meteoritics& Planetary Science 1-10 (2013), doi: 10.1111/maps.12120. Planetary Resources Inc.: http://www.planetaryresources.com/ Popova O.P, et al., 2013, Chelyabinsk Airburst, Damage Assessment, Meteorite Recovery, and Characterization, Science, Vol. 342 no. 6162 pp. 1069-1073, DOI: 10.1126/science.1242642. Rivkin A.S., Howell E.S., Vervack Jr. R.J., Magri C., Nolan M.C., Fernandez Y.R., Cheng A.F., Barucci M.A., Michel P., 2013, The NEO (175706) 1996 FG3 in the 2–4 μm spectral region: Evidence for an aqueously altered surface, Icarus 223 (2013) 493–498, doi: 10.1016/j.icarus.2012.12.016. Urrutia-Fucugauchi J., Camargo-Zanoguera A., Pérez-Cruz L., 2011, Discovery and Focused Study of the Chicxulub Impact Crater, EOS Transactions, V92 N25, pp. 209–216. FIGURAS Y PIE DE FIGURAS

Figura 1 Planisferio terrestre superpuesto a uno lunar para ejemplificar los cráteres de impacto que debería presentar la superficie de nuestro planeta si no actuaran los procesos erosivos y la actividad 34

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METEORITOS 08 Marzo 2018 tectónica. (Créditos NASA/ASU; composición realizada por Riccardo S. Bartali Mondragón).

Figura 2 La cuenta del collar marcada con una X fue hecha con partes de un meteorito. Hallazgos realizados en la tumba 67 de Gerzeh en el antiguo Egipto. (Créditos: Johnson et al., 2013).

Figura 4 Cráter Tenoumer (Mauritania). Uno de los mejores conservados gracias a que se encuentra en el desierto. (Créditos: NASA, http://eoimages.gsfc.nasa.gov/images/imagerecords/8000/8536/ten oumer_ast_2008024_lrg.jpg).

Figura 3 Cráter Kaali en Estonia, completamente rodeado por la vegetación. (Créditos: KasparsPriede, http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f0/Kaali_crater_p anorama.jpg). Figura 5 Cráter Söderfjärden (Finlandia). El interior del cráter es completamente habitado y convertido en campos de cultivo. (Créditos: http://www.outdoors.fi/destinations/WorldHeritageSites/kvarkenarc hipelago/activities/soderfjarden/Pages/Default.aspx).

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ROCAS LUNARES de José García. de estudio ha logrado reunir una cantidad de material lunar importante, que ha dado origen a una serie de obras científicas de especial interés. De esta forma el lector podrá conocer cuál es la composición rocosa del satélite de la Tierra, a través de los materiales llegados a la Tierra. Extraordinarias muestras preparadas adecuadamente ofrecen una cantidad de material de estudio importante, han permitido reflejar en decenas de microfotografías a través del microscopio de los principales componentes minerales de dichas rocas. Completan el estudio los resultados analíticos de geoquímica de dichas rocas que se realizaron con motivo de la clasificación oficial de las mismas. Una obra breve, pero intensa, para ir abriendo boca a la segunda parte, más amplia y profunda que esta primera, y que está recomendada para un público no experto, pero interesado en estas materias. .

DÓNDE COMPRARLO. El libro que les recomendamos este mes es la primera obra del autor. Un compendio breve que editó como paso previo a la publicación del siguiente, del que nos haremos eco más adelante. ROCAS LUNARES es un libro breve, y a lo largo de sus 90 páginas, el lector podrá descubrir los secretos de las rocas lunares a través del microscopio.

Interesados en su adquisición, pueden hacerlo a través del Museo Canario de Meteoritos, contactando al correo electrónico direccion@museocanariodemeteoritos.com www.tiendameteoritos.blogspot.com

El autor ha sabido expresar en imágenes y textos claros la composición del satélite de la Tierra, caracterizado a partir del estudio de los meteoritos lunares. A lo largo de sus años

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Concluye el año 2017. Con su conclusión y siguiendo la tradición del pasado año, hemos editado un catálogo con las nuevas piezas que se han ido incorporando a la colección del Museo. En el catálogo se exponen las características principales de las piezas, principalmente meteoritos, impactitas, y por primera vez, los fósiles de la colección paleontológica del museo. El año 2017 no se destacó por la incorporación de muchas piezas, pero sí por la calidad de algunas de ellas. El Catálogo puede verse de forma digital gratuita a través del enlace siguiente.

El pasado año 2017 tuvimos ocasión de recuperar una serie de restos arqueológicos aborígenes en una escombrera, y tras ser estabilizados y tratados, se catalogaron para su conservación en las colecciones del MCM. Con motivo de tal suceso, hemos querido editar este primer catálogo donde resumimos las características de las piezas, junto a su documentación gráfica. Pueden verlo de forma digital gratuita a través del enlace siguiente; https://issuu.com/mcmcanarias/docs/aborigenes_canarios_2 017

https://issuu.com/mcmcanarias/docs/cat__logo_2017_mcm

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Este es, quizás, el primer artículo que redacto sobre este controvertido tema, escueto en su terminología, pero extremadamente extenso en cuanto al abanico de materiales que abarca. Cuando hablamos de impactitas, o de vidrios de impacto, generalizamos con éstos términos a lo que más técnicamente llamamos “fenómenos asociados a impactos asteroidales”. En su más básica expresión nos referimos a todas aquellas rocas que se han formado o trasformado por el impacto de un asteroide sobre el lecho rocoso. Impactitas, vidrios, suevitas, conos astillados, cuarzos chocados, vidrios diaplécticos… El estudio de estos resultados es crucial para determinar si una estructura o región fue golpeada o no por un asteroide. Gracias al estudio de los mismos se han podido determinar más de 180 estructuras de impacto en todo el mundo. No voy a detallar estructuras de impacto o cráteres, remito al lector al maravilloso trabajo ya publicado en esta misma revista por el compañero Victoriano Canales, sino que voy a mostrar lo que desde el microscopio geológico nos encontramos cuando estudiamos los productos que forman esos cráteres. A este tenor, comenzamos diciendo que las impactitas se dividen en tres grandes grupos; Rocas afectadas por el impacto, vidrios fundidos y brechas de impacto. Indicamos también que cuando nos referimos a los conos astillados no hacemos alusión a un tipo concreto de roca, sino a un tipo de fractura o afectación que muestran las rocas como consecuencia de la onda expansiva del impacto asteroidal.

Cono de impacto del cráter Kara (Rusia)

Hablar de rocas chocadas nos obliga a definirlas como rocas afectadas por choque, sin llegar a la brechificación. Toda aquella roca que se ve afectada por un metamorfismo de choque progresivo entra en este grupo, pero excluiremos aquellas formadas a partir de la fusión total de la roca. Una presión de choque de entre 5 y 10 gigapascales es suficiente para producir rasgos de deformación planar y la aparición de vidrios diplécticos. En cambio, rasgos de deformación planar en la mica, feldespatos o cuarzos pueden ser producidos también por presiones tectónicas, por lo que no se pueden considerar rasgos inequívocos de impactos asteroidales en las rocas.

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Rasgos de deformación planar en cuarzos de la estructura de impacto Ritland. Foto de sección delgada bajo nicoles cruzados del Museo Canario de Meteoritos.

Cuando hablamos de rocas chocadas debemos hacer una excepción inevitable, y son aquellas rocas formadas a partir de la fusión total de las rocas preexistentes en el lecho. Cuando nos referimos a las rocas brechadas nos vamos a encontrar con tres subtipos inevitables. El primero de ellos son las impactitas ricas en clastos (lo que venimos conociendo como polimícticas), pobres en clastos (que vienen a ser brechas monomícticas) y libres en clastos. Las imágenes que muestro a continuación nos ilustran estas definiciones.

Arriba, impactita de tipo monomíctica del cráter de Saakskarvi. Sección delgada polarizada bajo nicoles cruzados.

Los vidrios diaplécticos, por su parte se forman cuando las rocas son sometidas a fuerzas de presión de más de 50 GPa, y llegan al punto de fusión total. El enfriamiento de la masa pétrea formará nuevas rocas en forma de coladas, fundidas, que llamamos vidrios diaplécticos. Sus signos de fusión bien pueden observarse tanto macroscópica como microscópicamente, como podemos ver en las imágenes adjuntas abajo. Se trata de un vidrio fundido que llamamos Zhamanshinita. Se produjo por el impacto de un asteroide en Kazakhstan hace casi un millón de años, que dejó un extenso cráter de 14 kilómetros, y toneladas de material fundido y recristalizado, entre otros muchos. Abajo observamos una zhamanshinita conservada en el Museo Canario de Meteoritos, y la microfotografía de una sección delgada donde se aprecia perfectamente la estructura de fluido que contiene numerosas burbujas de gas atrapado durante el evento.

Impactita del cráter Sudburi, donde podemos ver una gran concentración de clastos de diferentes tamaños, brechados, fragmentados violentamente. Es una brecha de impacto polimíctica.

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El estudio de sus materiales ha datado el cráter de hace 2.020 millones de años, y se estima que fue producido por la colisión de un enorme asteroide de más de 20 kilómetros de diámetro. La base del cráter ahonda hasta 7 kilómetros bajo el nivel medio del suelo, y en su centro se eleva el Domo de Vredfort. Esta elevación es interpretada como el pico central del gran cráter que se produjo tras la violenta colisión.

EL DOMO DE VREDFORT. En La provincia del estado libre de Sudáfrica nos encontramos la ciudad de Vredfort. Se encuentra localizada en el centro de un inmenso cráter al que da nombre de más de 300 kilómetros de diámetro. Durante toda la historia este cráter pasó desapercibido hasta que pudo ser detectado, como muchos otros, gracias a la tecnología satelital.

La controversia sobre este cráter duró décadas, ya que los rasgos planares observados en muestras de cuarzo no se correspondían con los de otras localizaciones de impactos. El avance de las investigaciones determinó la presencia de minerales de alta presión, conos astillados y rasgos de deformación planar que se aceptaron finalmente como producidos por el impacto, además de restos de polvo asteroidal.

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METEORITOS 08 Tangencialmente al domo, por su parte norte se produce un cumulado de pseudotaquilita, que son rocas formadas por vidrios asociados al impacto. Las mediciones de Renio-Osmio en los materiales ha determinado su origen asteroidal, hasta tal extremo que se ha podido determinar que el impactor era un asteroide de tipo condrita.

Marzo 2018 Ser conscientes de la presencia de estos enormes cráteres en nuestro planeta así como en otros cuerpos del sistema solar, nos hacen tener conciencia de la peligrosidad que supone para el hombre si un asteroide de tales dimensiones estableciera una trayectoria de colisión con la Tierra. Las repercusiones a nivel global del evento de Vredfort en la actualidad sería la extinción de la vida en la Tierra tal como hoy la conocemos. Urge por tanto establecer planes de vigilancia y, en su caso, de defensa planetaria, en la que agencias internacionales ya trabajan. Que un evento como el de Vredfort ocurra de nuevo en la Tierra, no es cuestión de suerte… es cuestión de tiempo.

El pasado año 2017 tuve ocasión de estudiar unas muestras de las impactitas del domo central del cráter Vredfort, y efectivamente en las secciones delgadas se puede corroborar la existencia de una brecha pobre en clastos. Se observa que los minerales están profundamente fracturados formando parte de una matriz cristalizada de materiales desorganizados. Abunda la presencia en la muestra de piroxenos y cuarzos, así como minerales ricos en calcio, todo englobado en una matriz de polvo cristalizado. El Cráter de Vredfort es, hasta la fecha, el mayor y más antiguo cráter de impacto conocido en el planeta.

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El pasado mes de enero, incorporábamos a las colecciones el autógrafo de la Doctora Helen Sharman. La química Helen Patricia Sharman (1963) se convirtió en 1991 en la primera persona británica en viajar al espacio, y en la primera mujer en visitar la estación espacial Mir. Tras su doctorado, ha trabajado como ingeniera para la General Electric Company y como química para la compañía Mars Incorporated –investigando sobre los sabores y propiedades del chocolate–. En la actualidad forma parte de la plantilla técnica de la Faculty of Science, Engineering and Computing en la Kingston University.

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Nació el 13 de en Sheffield (Gran Bretaña).

mayo

de

1963

En 1984 consiguió su graduado en química por la Universidad de su ciudad. Trabajó como ingeniera para la compañía de electricidad y electrónica GEC, en el desarrollo de los tubos de rayos catódicos. Años después se doctoró en el Birkbeck College de la Universidad de Londres, con una tesis sobre la luminiscencia de los iones de las tierras raras. En junio de 1989, Sharman respondió al anuncio que se realizó en todo el país para reclutar candidatos a astronautas para el Proyecto Juno, un plan anglo-soviético de misión espacial «Se buscan astronautas – no se requiere experiencia. Los únicos requisitos son que los solicitantes sean británicos entre los 21 y 40 años de edad, con una base científica, capacidad de aprender un idioma extranjero y una buena condición física»

Tras varios meses de pruebas fue seleccionada para la misión y enviada al Centro de entrenamiento de cosmonautas Yuri Gagarin de Moscú, donde recibió adiestramiento durante 18 meses. En mayo de 1991, Sharman fue la primera británica en realizar un vuelo de ocho días a la estación espacial Mir. “Los soviéticos son muy buenos en la planificación de todas las eventualidades, por ejemplo: Aunque al volver a la tierra se supone que la misión debería aterrizar en tierra firme; su formación nos enseñó cómo sobrevivir en el mar durante 3 días (una posibilidad real si se produce una re-entrada forzosa en la atmósfera).”

Participa en campañas para la mejora de la educación científica en el Reino Unido. También ha participado en tres series del programa Seeing through science, (Viendo a través de la ciencia) de la cadena de televisión British Broadcasting Corporation (BBC). En 1994 publicó un libro, Seize the moment (Aprovechar el momento). En 1992 le fue concedida la Orden del Imperio Británico.

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Número 8 de la revista METEORITOS del Museo Canario de Meteoritos. Suscríbete para recibirla gratis en PDF.

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