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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

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METEORITOS 08 Marzo 2018

La mañana del 14 de marzo nos levantábamos con una noticia triste. La comunidad científica internacional estaba conmovida por el deceso del profesor Stephen Hawking. Inevitable no sentir un escalofrío. Después de que hubiera desafiado a la medicina que le concedía 2 años de vida tras el diagnóstico de la enfermedad que lo condenó al estado casi vegetativo, nos habíamos ya acostumbrado a tenerlo presente, sobre todo habiendo tenido una mente tan brillante, quizás, de los mayores genios de todos los tiempos. Nadie quería que se fuera, pero nos ha dejado. Ha partido hacia las estrellas, y nos ha dejado un legado de conocimientos abrumador, que hizo que su nombre forme parte de la Historia. Y será conocido y recordado por generaciones en el futuro. Por ello en este número de METEORITOS hemos querido también rendirle homenaje tras su partida.

El próximo verano, Museo Canario de Meteoritos y el Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio organizarán METEORITOS, LA EXPOSICIÓN. Será en El Puerto de Santa María, Cádiz, y es una cita obligada para todos los amantes de las ciencias del espacio. No dejen de visitar la Exposición y maravíllense con las sorpresas que tenemos preparadas. Pero no es el único evento de alto nivel que se lleva a cabo este año. Recientemente se impartió en Ibiza un ciclo de actividades en las que Conferencias y Talleres científicos centraron su atención en “La Amenaza de los Asteroides”. Cómo conocer los puntos débiles de los mismos, en orden a establecer planes de defensa planetaria, a través del estudio de los meteoritos. Un evento organizado por la Agrupación Astronómica de Ibiza, y del que les traemos un suculento artículo. Tras unos meses sin mencionar los meteoritos caídos en España, nuestro compañero Victoriano Canales nos trae la quinta entrega, con la que completamos las caídas del siglo XIX en este país. Y para finalizar abordamos el problema del meteorito AL HAGGOUNIA 001, que desde hace años está clasificado como una acondrita aubrita, a pesar de que todos los informes técnicos apuntan en otra dirección. Traemos el informe de los Doctores Bunch, Wittke e Irving, y el informe de la revisión que hicimos en el MCM a partir de varias secciones delgadas y pulidas de las piezas que tenemos en el Museo. Con esto, esperamos que el contenido de este número 9 sea de vuestro agrado. Les deseamos un feliz final de primavera, y mejor inicio del verano. ¡Nos vemos en Julio!

Un nuevo trabajo de los Drs. Bartali y Colli, de la Universidad de San Luis Potosí (México) nos deleitará con la primera parte dedicada a los cráteres simples de impacto. El Dr. Bartali es especialista internacional en materia de investigación de estructuras de impacto, y amablemente nos ofrece una lección magistral en esta materia. En la investigación de los meteoritos, les traemos un experimento. Un test químico simple para determinar si un hallazgo metálico puede ser o no un meteorito. La reacción de los componentes de los Sideritos a ciertos reactivos químicos delatan su naturaleza extraterrestre. Les traigo este experimento que seguro será del agrado de muchos.

José García. Director del MCM.


METEORITOS 09 Mayo 2018

INDICE DE CONTENIDOS Editorial; Ibiza, Defensa planetaria. NOTICIAS del Espacio Qué nos enseña Oumuamua. Cómo afectó el impacto de Chicxulub a Cuba. Hamburg; El meteorito de Michigan ya está clasificado. Hawking… El legado de una estrella. Un análisis para identificar Sideritos. Cráteres de Impacto; Cráteres simples. METEORITOS, La Exposición. Biblioteca Recomendada; Atlas de las 88 Constelaciones. Meteoritos en España; Parte 5. El problema AL HAGGOUNIA 001 Revisión petrográfica de Al Haggounia 001 en el MCM Ibiza; Jornadas de Defensa Planetaria

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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.

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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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¿QUÉ NOS ENSEÑA OUMUAMUA? solo objeto volando tan rápido puede ayudarnos a restringir algunos de nuestros modelos de formación de planetas”. El 19 de septiembre, Oumuamua aceleró más allá del Sol a aproximadamente 315.400 kilómetros por hora, lo suficientemente rápido como para escapar de la atracción gravitacional del Sol y liberarse del sistema solar, para nunca regresar.

Oumuamua, el primer objeto interestelar visto en nuestro sistema solar, está dando a los científicos una nueva perspectiva sobre el desarrollo de los sistemas planetarios. Un nuevo estudio desarrollado por un equipo de astrofísicos del Goddard Space Flight Center de la NASA calcula como el asteroide encaja en lo que se sabe sobre cómo se forman los planetas, los asteroides y los planetas. En octubre de 2017 un equipo de astrónomos que trabajaba con el Telescopio Panorámico de Investigación y el Sistema de Respuesta Rápida (Pan-STARRS1, por sus siglas en inglés) detectaron a Oumuamua, un objeto que pasaba a toda velocidad por nuestro sistema solar. Los científicos del Minor Planet Center, confirmaron que fue el primer objeto de origen interestelar que hemos visto. El equipo lo denominó con ese nombre que significa “un mensajero de lejos que llega primero” en hawaiano. Oumuamua es un “objeto que probablemente fue expulsado de un sistema estelar distante“, explica Elisa Quintana, astrofísica de Goddard. “Lo que es interesante es que este

Por lo general, un objeto que viaja a una velocidad similar sería un cometa que cae hacia el sol desde el sistema solar exterior. Los cometas son objetos helados que oscilan entre el tamaño de una casa y muchos kilómetros de ancho. Pero generalmente arrojan gas y polvo cuando se acercan al Sol y se calientan. Oumuamua no lo hizo. Algunos científicos interpretaron que esto significa que Oumuamua era un asteroide seco. Planetas y planetesimales, objetos más pequeños que incluyen cometas y asteroides, se condensan en discos de polvo, gas y hielo alrededor de estrellas jóvenes. Los objetos más pequeños que se forman más cerca de estrellas son demasiado calientes para tener hielo superficial estable y convertirse en asteroides, explica la NASA en su página de internet. Por su parte, los objetos que se forman más lejos utilizan el hielo como un bloque de construcción y se convierten en cometas. La región donde se desarrollan los asteroides es relativamente pequeña. “El total de regiones lo suficientemente calientes para eso (la formación) es casi cero”, explica el autor principal del estudio Sean Raymond, astrofísico en el Centro Nacional 5

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METEORITOS 09 Francés de Investigación Científica y la Universidad de Burdeos. “Son estas pequeñas regiones circulares alrededor de las estrellas. Es más difícil expulsar esas cosas porque están más unidas gravitacionalmente a la estrella. Es difícil imaginar cómo Oumuamua podría haber sido expulsado de su sistema si comenzara como un asteroide”. La distancia desde una estrella más allá de la cual el hielo permanece en ese estado, incluso si está expuesta a la luz solar, se denomina línea de nieve o línea de hielo. En nuestro propio sistema solar, por ejemplo, los objetos que se desarrollaron a tres veces la distancia entre el Sol y la Tierra habrían estado tan calientes que perdieron toda su agua. “Si comprendemos correctamente la formación de planetas, el material eyectado como Oumuamua debería ser predominantemente helado”, afirma Thomas Barclay, astrofísico de Goddard y la Universidad de Maryland.

Mayo 2018 De esta forma los científicos sospechan que la mayoría de los planetesimales eyectados provienen de sistemas con planetas gaseosos gigantes. La atracción gravitacional de estos planetas masivos puede arrojar objetos fuera de su sistema y hacia el espacio interestelar. Así, los investigadores calcularon la cantidad de objetos interestelares que deberíamos ver, según las estimaciones de que un sistema estelar probablemente expulsa un par de masas de tierra durante la formación del planeta. Los resultados de la investigación fueron publicados en la revista de la Royal Astronomical Society. “A pesar de que este objeto estaba volando a través de nuestro sistema solar, tiene implicaciones para los planetas extrasolares y la búsqueda de otras Tierras”, concluye Quintana. Vía; SkyAlert.

“Si vemos poblaciones de estos objetos que son predominantemente rocosas, nos dice que tenemos algo mal en nuestros modelos”.

¿CÓMO AFECTÓ EL IMPACTO DE CHICXULUB EN CUBA? Desde finales de la década de los 90 del pasado siglo, especialistas del Museo Nacional de Historia Natural de Cuba, el Instituto de Geología y Paleontología y de la Universidad de Tokio comenzaron a desarrollar una línea de investigación centrada en la búsqueda de posibles evidencias en el archipiélago cubano del choque de un asteroide, ocurrido en la actual península de Yucatán hace alrededor de 66,04 millones de años. El enorme boquete dejado por aquel impacto denominado cráter de Chicxulub, nombre en lengua maya del pequeño poblado situado en sus inmediaciones, yace enterrado a una profundidad de unos tres kilómetros y su hallazgo fue confirmado mediante el empleo de imágenes satelitales, y las investigaciones sísmicas y gravimétricas, entre otros procedimientos aplicados. Como refiere el doctor en Ciencias Reinaldo Rojas Consuegra, geólogo-paleontólogo y uno de los expertos nacionales que más tiempo ha trabajado el tema, con el apoyo de avanzadas tecnologías de laboratorio aportadas por los japoneses a lo largo de más de 15 años de expediciones conjuntas, se logró recopilar una abundante y valiosa información sobre el asunto, cuyo riguroso análisis permitió plantear que en dicho país se contiene las más completas formaciones de rocas asociadas al impacto de aquel cuerpo sideral.

Así, en el transcurso de los últimos tres lustros, pudo documentarse la existencia de series rocosas desconocidas o poco entendidas, que comprenden, por ejemplo, depósitos de sedimentos marinos inducidos por la ocurrencia de sismos y tsunamis, además de verificar la caída de cuarzo y otros elementos procedentes de la atmósfera terrestre. Pero el hallazgo más notable consiste en la ubicación de numerosas rocas afloradas del límite Cretácico-Paleógeno (data de alrededor de 65 millones de años) en diversas localidades del territorio nacional, con espesores mayores a los observados en otras naciones de la región del Caribe y una abundancia más frecuente que en ninguno de esos países vecinos. Muestra de ello son las encontradas en las formaciones de Moncada (Pinar del Río), Cacarajícara (Pinar y Artemisa), Peñalver (Artemisa, La Habana, Mayabeque y Matanzas), Santa Clara (Villa Clara), Fomento (Sancti Spíritus) y Micara (Holguín). Otras evidencias comprobadas del choque del cuerpo cósmico en el subsuelo cubano son el alto contenido de iridio presente en capas sedimentarias, material escaso en las rocas terrestres, pero muy abundante en los meteoritos y otros objetos cósmicos.

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METEORITOS 09 Resulta interesante apuntar que la detectada en el entorno del poblado pinareño de Moncada posee uno de los valores más elevados de iridio de todo el hemisferio occidental. Igualmente, la secuencia de rocas de Cacarajícara es probablemente la de mayor espesor aflorado del mundo (más de 800 metros), con valores paisajísticos únicos. De manera peculiar, la de Santa Clara, en Loma de Capiro, resalta por su conservación y la excelente preservación de los microfósiles. Tomando en cuenta las características específicas de los depósitos rocosos del límite Cretácico-Paleógeno en Cuba, que son únicos o raros para la ciencia, buena parte de estos sitios adquieren valor patrimonial excepcional para la investigación, la enseñanza y el turismo de naturaleza, de ahí la necesidad de protegerlos de las amenazas derivadas de la actividad minera, el relleno de canteras abandonadas con materiales contaminantes del manto freático, y del propio desconocimiento de la riqueza geológica y paleontológica que contienen. Más allá de lo expresado, los científicos cubanos estudian también las consecuencias del impacto del asteroide sobre la biodiversidad del pasado, a través del análisis de los macro y microfósiles, y cómo tuvo lugar la recuperación ambiental posterior al célebre suceso.

Mayo 2018 - El enorme cuerpo extraterrestre que colisionó con la Tierra hace alrededor de 66 millones de años tuvo un diámetro superior a los cien kilómetros. - Como resultado de aquel impacto se desencadenaron diferentes eventos ambientales de gran magnitud, los cuales modificaron para siempre la vida de nuestro planeta al ocurrir la extinción en masa de numerosos organismos marinos y terrestres, entre ellos los dinosaurios y los reptiles marinos gigantes. - La colisión generó un golpe de aire caliente que se extendió a 2000 kilómetros a la redonda, así como una enorme bola de fuego causante de devastadores incendios en los bosques del orbe, sismos de diez grados y superiores, derrumbes de las márgenes continentales, olas de hasta 300 metros de altura y la contaminación de las aguas y el aire. - Ocurrieron de igual manera importantes modificaciones de la temperatura global en pocas décadas, primero un calentamiento súbito, seguido por un largo periodo frío, y una posterior recuperación lenta hacia un clima cálido. Fuente: Libro Geología de Cuba para todos, Colectivo de autores, Editor científico doctor Manuel Iturralde Vinent, Académico de Mérito de la Academia de Ciencias de Cuba.

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HAMBURG. E L M ETEORITO DE M ICHIGAN YA ESTÁ CLAS IFICADO .

Hasta un total de 1000 gramos en unas 20 piezas fue el balance de la recogida del meteorito caído en Michigan el 16 de Enero y del que nos hacíamos eco en la última revista. Ya se ha clasificado oficialmente. HAMBURG es una condrita ordinaria H4 S2 W0 que presenta una textura rica en metal, típica de las condritas de tipo H. Se le estima un contenido en metal de un 9%. Los cóndrulos son visibles en las secciones pulidas y rondan un diámetro medio de 0,4 mm (estimación realizada sobre 26 mediciones). El piroxeno es principalmente ortopiroxeno y en menor cantidad clinopiroxeno, como se ha podido determinar mediante espectroscopia Raman. Por su parte los granos de feldespato varían mucho en medida, pero se estiman en 3.4 micrometros. Si bien no se le observan venas de cromita o minerales opacos, la cromita que contiene se encuentra fracturada por impacto. Las pocas venas fundidas observadas ocurren en la cercanía de la costra de fusión. www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php?code=66772

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Stephen William Hawking (Oxford, 8 de enero de 1942-Cambridge, 14 de marzo de 2018) fue un físico teórico, astrofísico, cosmólogo y divulgador científico británico. Sus trabajos más importantes consistieron en aportar, junto con Roger Penrose, teoremas respecto a las singularidades espaciotemporales en el marco de la relatividad general y la predicción teórica de que los agujeros negros emitirían radiación, lo que se conoce hoy en día como radiación de Hawking (o a veces radiación Bekenstein-Hawking). Uno de los principales características de su personalidad fue su contribución al debate científico, a veces apostando públicamente con otros científicos, el caso más conocido es su participación en la discusión sobre la conservación de la información en los agujero negros. Era miembro de la Real Sociedad de Londres, de la Academia Pontificia de las Ciencias y de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos. Fue titular de la Cátedra Lucasiana de Matemáticas (Lucasian Chair of Mathematics) de la Universidad de Cambridge desde 1979 hasta su jubilación en 2009. Entre las numerosas distinciones que le fueron concedidas, recibió doce doctorados honoris causa y fue galardonado con la Orden del Imperio Británico (grado CBE) en 1982, el Premio Príncipe de Asturias de la Concordia en 1989, la Medalla Copley en 2006, la Medalla de la Libertad en 2009 y el Premio Fundación BBVA Fronteras del Conocimiento en 2015. Hawking padecía una enfermedad motoneuronal relacionada con la esclerosis lateral amiotrófica (ELA) que se le diagnosticó con 21 años y que fue agravando su estado con el paso de los años, hasta dejarlo casi completamente paralizado y le forzó a

comunicarse a través de un aparato generador de voz. Estuvo casado en dos ocasiones y tuvo tres hijos. Como autor de libros divulgativos sobre ciencia alcanzó enormes éxitos de ventas, en los que discute sobre sus propias teorías y la cosmología en general, como Breve historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (A Brief History of Time: From the Big Bang to Black Holes), de 1988, y que estuvo en la lista de best sellers del The Sunday Times británico durante 237 semanas, Brevísima historia del tiempo (A Briefer History of Time), de 2005, en colaboración con Leonard Mlodinow, en la que trató de explicar de la manera más sencilla posible la Historia del Universo, motivo por el cual se le conoció como El historiador del tiempo o El historiador del universo, y El universo en una cáscara de nuez (The Universe in a Nutshell), de 2001. Nació el 8 de enero de 1942 en Oxford, lugar al que expresamente se desplazaron sus padres, Isobel Hawking y Frank Hawking, investigador biológico, buscando una mayor seguridad para la gestación de su primer hijo, ya que Londres estaba siendo atacada por la Luftwaffe. Tiene además dos hermanas menores, Philippa y Mary, y un hermano adoptado, Edward. Después del nacimiento de Stephen, la familia volvió a Londres, donde su padre encabezaba la división de parasitología del National Institute for Medical Research. En 1950 se mudaron a St Albans, donde acudió al instituto para chicas de St Albans (que admitía chicos hasta la edad de 10 años) y a los 11 años cambió al colegio homónimo, donde fue un buen estudiante aunque no brillante. En un primer momento, Hawking quiso estudiar matemáticas en la Universidad, inspirado por su profesor, pero su progenitor quería que estudiara en 9

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METEORITOS 09 el University College de Oxford, como él había hecho. Al no existir un profesor de matemáticas en aquel momento, en el college no aceptaban estudiantes de esa disciplina, por lo que Hawking se matriculó en ciencias naturales y consiguió una beca. Una vez en el University College, se especializó en física. Su interés en esa época se centraba en la termodinámica, la relatividad y la mecánica cuántica. Durante su estancia en Oxford, estuvo en un equipo de remo, deporte que según él mismo le ayudaba a aliviar su tremendo aburrimiento en la universidad. Su tutor de física, Robert Berman, dijo posteriormente en The New York Times Magazine: «Solo le bastaba saber que se podía hacer algo y él era capaz de hacerlo sin mirar cómo otros lo hacían... Por supuesto, su mente era completamente diferente de las de sus coetáneos».

Mayo 2018 Los hábitos académicos de Hawking estaban lejos de impresionar, lo que se puso de manifiesto en el resultado de su examen final, en la frontera entre los honores de primera y segunda clase, lo que hacía necesario un «examen oral». Berman dijo de la prueba oral: “Y por cierto que los examinadores de entonces eran lo suficientemente inteligentes como para darse cuenta de que estaban hablando con alguien mucho más inteligente que la mayoría de ellos.” Después de recibir su título de grado en Oxford en 1962, hizo sus estudios de posgrado en el Trinity Hall de Cambridge. Obtuvo su doctorado en física en Cambridge en 1966 y tiene más de una docena de títulos honorarios.

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Al poco de llegar a Cambridge, comenzó a desarrollar síntomas de esclerosis lateral amiotrófica (ELA), un tipo de enfermedad motoneuronal que le haría perder la mayor parte de su control neuromuscular. Durante sus primeros dos años en Cambridge no se reconocía a sí mismo, pero después de que la enfermedad se estabilizara y con la ayuda de su tutor doctoral, Dennis William Sciama, volvió a trabajar en su doctorado de física. A finales de la década de 1960, él y su colega de Cambridge, Roger Penrose, aplicaron un nuevo y complejo modelo matemático creado a partir de la teoría de la relatividad general de Albert Einstein. Esto llevó a Hawking, en 1970, a probar el primero de sus varios

teoremas de singularidad, que proveen una serie de condiciones suficientes para la existencia de una singularidad espaciotemporal en el espacio-tiempo. Este trabajo mostró que, lejos de ser curiosidades matemáticas que solo aparecen en casos especiales, las singularidades son una característica bastante genérica de la relatividad general. Hawking fue uno de los más jóvenes en ser elegido miembro de la Royal Society, en 1974. Ese mismo año, visitó el Instituto de Tecnología de California (Caltech) para trabajar con su amigo, Kip Thorne, que impartía clases allí. Hawking seguiría teniendo relación con Caltech, pasando allí un mes al año desde 1992, hasta su muerte.

D E 19 7 5 A 2 0 18 Su trabajo con Brandon Carter, Werner Israel y D. Robinson fue un espaldarazo para el teorema de no pelo de John Archibald Wheeler, que postula que todo agujero negro se describe completamente con sus propiedades de masa, momento angular y carga eléctrica. Luego de analizar emisiones de rayos gamma, Hawking sugirió que después del big bang se formaron diminutos agujeros negros primitivos. Junto con Bardeen y Carter, propuso las cuatro leyes de la termodinámica de los agujeros negros, trazando una analogía con la termodinámica. En 1974, calculó que los agujeros negros debían de crear y emitir térmicamente partículas subatómicas, lo que actualmente se conoce como radiación de Hawking, hasta que gastan su energía y se evaporan.

Hawking desarrolló en colaboración con James Hartle un modelo topológico en el que el universo no tenía fronteras en el espacio-tiempo, reemplazando la singularidad inicial de los modelos clásicos del big bang por una región similar, el Polo Norte: no se puede viajar al norte del Polo Norte al no haber un límite. Aunque en un principio la propuesta sin fronteras predecía un universo cerrado, los debates con Neil Turok le hicieron darse cuenta de que la ausencia de fronteras es coherente con un universo no cerrado. En 2006, junto con Thomas Hertog de la CERN, Hawking propuso una teoría basada en la top-down cosmology, según la cual el universo no tenía un único estado inicial y, por tanto, los físicos no deben pretender 10

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METEORITOS 09 formular una teoría que explique la configuración actual del universo sobre la base de un estado inicial en concreto. Hawking fue el profesor Lucasiano de la Universidad de Cambridge durante treinta años, desde 1979 hasta su jubilación el 1 de octubre de 2009. Después se convertiría en director de investigación en el Centro para Cosmología Teórica de la universidad de Cambridge. Era también miembro del Gonville y Caius College y ostentó la distinguida cátedra de investigación en el Instituto Perimeter de Física Teórica de Waterloo, Ontario.

Mayo 2018 En 2009 participó en un homenaje a Carl Sagan auspiciado por la discográfica de Jack White, Third Man Records. A la venta el 6 de noviembre, el setenta y cinco aniversario del nacimiento del astrónomo, «A Glorious Dawn» parte de fragmentos del programa divulgador de Sagan Cosmos: un viaje personal, musicalizados por John Boswell y a los que se ha añadido la voz de Hawking.

FALLECIMIENTO El 14 de marzo de 2018, a los 76 años de edad, fallecía en su casa de Cambridge (Reino Unido), según un comunicado divulgado por su familia, cuyo contenido recogen varios

medios ingleses. No revelaron la causa del fallecimiento, simplemente mencionaron que «expiró en paz».

OBRA Hawking ha trabajado en las leyes básicas que gobiernan el universo. Junto con Roger Penrose mostró que la teoría general de la relatividad de Einstein implica que el espacio y el tiempo han de tener un principio en el big bang y un final dentro de agujeros negros. Semejantes resultados señalan la necesidad de unificar la Relatividad General con la teoría cuántica, el otro gran desarrollo científico de la primera mitad del siglo xx. Una consecuencia de tal unificación que él descubrió era que los agujeros negros no eran totalmente negros, sino que podían emitir radiación y eventualmente evaporarse y desaparecer. Otra conjetura es que el universo no tiene bordes o límites en el tiempo imaginario. Esto implicaría que el modo en que el universo empezó queda completamente determinado por las leyes de la ciencia.

Sus numerosas publicaciones incluyen La estructura a gran escala del espacio-tiempo con G. F. R. Ellis, Relatividad general: Revisión en el Centenario de Einstein con W. Israel, y 300 Años de gravedad, con W. Israel. Stephen Hawking ha publicado tres libros de divulgación: su éxito de ventas Breve historia del tiempo (Historia del tiempo: del ''big bang'' a los agujeros negros), Agujeros negros y pequeños universos y otros ensayos, en 2001 El universo en una cáscara de nuez, en 2005 Brevísima historia del tiempo, una versión de su libro homónimo adaptada para un público más amplio.

INVESTIGACIÓN DEL UNI VERSO INVESTIGACIÓN SOBRE E L ORIGEN DEL UNIVERSO En su libro Agujeros negros y pequeños universos y otros ensayos, editado en 1993, afirmó: “La ciencia podría afirmar que el universo tenía que haber conocido un comienzo (...) A muchos científicos no les agradó la idea de que el universo hubiese tenido un principio, un momento de creación.” “En el universo primitivo está la respuesta a la pregunta fundamental sobre el origen de todo lo que vemos hoy, incluida la vida.” Alrededor del año 2004 propuso su nueva teoría acerca de las simas o agujeros negros, un término que por lo general se aplica a los restos de estrellas que sufrieron un

colapso gravitacional después de agotar todo su combustible nuclear. Según Hawking, el universo está prácticamente lleno de pequeños agujeros negros y considera que estos se formaron del material original del universo. Ha declarado también acerca del origen del universo: “En la teoría clásica de la relatividad general [...] el principio del universo tiene que ser una singularidad de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas. En esas circunstancias dejarían de regir todas las leyes conocidas de la física (...) Mientras más examinamos el universo, descubrimos que de 11

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METEORITOS 09 ninguna manera es arbitrario, sino que obedece a ciertas leyes bien definidas que funcionan en diferentes campos. Parece muy razonable suponer

Mayo 2018 que haya principios unificadores, de modo que todas las leyes sean parte de alguna ley mayor.”

CONJETURA DE PROTECCI ÓN DE LA CRONOLOGÍA Hawking afirmó que debería haber una ley que hacía imposible el viaje en el tiempo. Propuso una conjetura de protección de la cronología que excluía el viaje en el tiempo de las leyes de la física, para «hacer la historia segura para los historiadores». Incapaz de encontrar una ley física que

haga imposible el viaje en el tiempo, Hawking cambió de opinión: “Quizá el viaje en el tiempo sea posible, pero no es práctico.”

PENSAMIENTO FILOSÓFIC O Adopta el realismo dependiente del modelo, la idea de que una teoría física o una imagen del mundo es un modelo y un conjunto de reglas que relacionan los elementos del modelo con las observaciones, basándose en que lo que se sabe de la física moderna hace difícil defender al realismo y el punto de vista de Hume de que no queda otra opción que actuar como si la realidad fuera verdadera, por lo que «carece de sentido preguntar si un modelo es real o no; solo tiene sentido preguntar si concuerda o no con las observaciones», derivándose de que si hay dos

modelos que concuerden con las observaciones «no se puede decir que uno sea más real que otro» y que se podría usar el modelo más conveniente de acuerdo a la situación considerada. En cuanto al término modelo se consideraría satisfactorio si: a) es elegante, b) contiene pocos elementos arbitrarios o ajustables, c) concuerda con las observaciones existentes y proporciona una explicación de ellas, y d) realiza predicciones detalladas sobre observaciones futuras que permitirán refutar o falsar el modelo si no son confirmadas.

CREENCIAS RELIGIOSAS científica, pero ha explicado que lo hace en sentido meramente metafórico. "No soy religioso en el sentido normal de la palabra. Creo que el Universo está gobernado por las leyes de la ciencia. Esas leyes pudieron haber sido creadas por Dios; pero Dios no interviene para romper las leyes."

Stephen Hawking en Jerusalén (2006) En el libro Una Breve Historia del Tiempo, de 1988, el astrofísico señalaba que “si llegamos a descubrir una teoría completa, sería el triunfo definitivo de la razón humana, porque entonces conoceríamos la mente de Dios”. Sin embargo, con el pasar de las décadas estas ideas fueron cambiando, reinterpretándose e incluso recibiendo acusaciones de ser solo marketing, según señalaba la primera esposa de Hawking, Jane Wilde, tras su divorcio en 1991. En efecto, Stephen Hawking utiliza repetidamente la palabra Dios en su discurso público de divulgación

Ya en 2010, el científico aseguró en su libro El gran diseño, que la física moderna descarta a Dios como creador del universo, tal como en el pasado lo hizo el darwinismo, que echó por tierra las ideas de Dios como creador de los seres vivos. Según extractos de su libro The Grand Design, Hawking dice que una nueva serie de teorías torna superfluo pensar en la existencia de un creador del Universo, que Dios no creó el Universo y que el big bang fue la consecuencia inevitable de las leyes de la física. “Dado que existe una ley como la de la gravedad, el Universo pudo y se creó de la nada. La creación espontánea es la razón de que haya algo en lugar de nada, es la razón por la que existe el Universo, de que existamos. No es necesario invocar a Dios como el que encendió la mecha y creó el Universo.” Stephen Hawking La publicación de los extractos del libro escrito junto a Leonard Mlodinow The Grand Design (El gran diseño), en 12

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METEORITOS 09 Mayo 2018 “En el pasado, antes de que entendiéramos la ciencia, era lógico creer que Dios creó el Universo. Pero ahora la ciencia ofrece una explicación más convincente. Lo que quise decir cuando dije que conoceríamos 'la mente de Dios' era que comprenderíamos todo lo que Dios sería capaz de comprender si acaso existiera. Pero no hay ningún Dios. Soy ateo. La religión cree en los milagros, pero estos no son compatibles con la ciencia.” Stephen Hawking

los que manifiesta básicamente que Dios no creó el Universo, causó una fuerte polémica y críticas por parte de los representantes de numerosas religiones. Fue en este contexto que, durante el año 2014, en una entrevista realizada por el diario El Mundo, aclaró su postura con respecto a la religión y despejó cualquier duda sobre su ateísmo. Fue claro en señalar que era ateo y considera incompatibles ciencia y religión:

LUCHA PERSONAL CONTRA LA ESCLEROSIS LATERA L AMIOTRÓFICA cual no le impidió mantener su alta actividad científica y pública. Los primeros síntomas de la enfermedad aparecieron durante su estancia en Oxford y finalmente se le diagnosticó ELA a los 21 años, justo antes de su primer matrimonio. En ese momento los médicos le pronosticaron que no viviría más de dos o tres años (tiempo de supervivencia normal de la enfermedad), pero por motivos desconocidos es de las pocas personas que ha sobrevivido muchos más años, 55 años para ser más exactos, aún padeciendo el progresivo avance de la discapacidad. En 1985 se le practicó una traqueotomía, utilizando desde entonces un sintetizador de voz para comunicarse. Paulatinamente fue perdiendo el uso de sus extremidades, así como el resto de la musculatura voluntaria, incluyendo la fuerza del cuello para mantenerse con la cabeza erguida; con todo esto su movilidad se tornó prácticamente nula. La silla de ruedas que utilizaba en público estaba controlada por un ordenador que manejaba a través de leves movimientos de cabeza y ojos. Con la contracción voluntaria de una de sus mejillas, componía palabras y frases en su sintetizador de voz; el deterioro de su estado le llevó a solo poder comunicarse al ritmo de una palabra por minuto. A este respecto, a finales de 2011 solicitó ayuda técnica a la compañía Intel para la mejora del sistema de predicción de palabras. Stephen Hawking es un ejemplo de lucha y dignidad frente a la ELA. Foto en la Biblioteca Nacional de Francia (22 de mayo de 2006) Stephen Hawking quedó en una situación de discapacidad a causa de una enfermedad motoneuronal relacionada con la esclerosis lateral amiotrófica (ELA) y que fue agravando su estado con el paso de los años, hasta dejarlo casi completamente paralizado, la

“Sir Martin Rees, que fue nombrado astrónomo real por la reina, me confesó una vez que la discapacidad de Hawking le impide hacer los tediosos cálculos necesarios para mantenerse en cabeza de su área de investigación. Por eso se concentra en generar nuevas y frescas ideas en lugar de hacer cálculos difíciles, que pueden ejecutar sus estudiantes.” Michio Kaku

El 20 de abril de 2009 se informó de que Hawking había sido internado «muy enfermo» en un hospital de

Cambridge. Unas pocas horas después de conocerse la noticia, su web personal mostraba un mensaje que hacía 13

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METEORITOS 09 referencia a la avalancha de visitas que había sufrido, con lo que se habían visto obligados a omitir sus contenidos temporalmente para evitar una caída del servidor.

Mayo 2018 Al día siguiente, 21 de abril de 2009, se informó de su mejoría y la posibilidad de su pronta recuperación total.

RECONOCIMIENTOS Izquierda, abajo; El expresidente de Estados Unidos Barack Obama habla con Hawking (acompañado por su hija Lucy) en la Sala Azul de la Casa Blanca, antes de la ceremonia en la que le entregaría la Medalla Presidencial de la Libertad junto con otras 15 personas, 12 de agosto de 2009.

Hawking experimentando la ingravidez en un avión Boeing 727 de NASA.

El 19 de diciembre de 2007 se develó una estatua de Hawking, obra de Ian Walters, en el Centre for Theoretical Cosmology de la Universidad de Cambridge. Entre los edificios nombrados en su honor se encuentran el Museo de Ciencia Stephen W. Hawking en San Salvador, el Stephen Hawking Building en Cambridge, y el Stephen Hawking Centre en el Instituto Perimeter de Física Teórica en Canadá. En 2002, después de una votación abierta a todo el Reino Unido, la BBC lo incluyó en su lista de 100 Greatest Britons.

PRINCIPALES PREMIOS Y DISTINCIONES 

1966: Premio Adams concedido por la Universidad de Cambridge, compartido con Roger Penrose.

1987: Premio Dirac por sus contribuciones a la Física teórica.

1974: Elegido miembro de la Royal Society de Londres.

1988: Premio Wolf en Física

1975: Medalla Eddington.

1976: Medalla Hughes, concedida por la Royal Society «por sus distinguidas contribuciones a la aplicación de la relatividad general a la astrofísica, especialmente al comportamiento de la materia altamente condensada».

1989: Miembro de la Orden de los Compañeros de Honor de la Commonwealth realms o Reinos de la Mancomunidad de Naciones.

1989: Premio Príncipe de Asturias de la Concordia.

1998: Premio Andrew Gemant otorgado el Instituto Americano de Física.

1979: Medalla Albert Einstein.

1981: Medalla Franklin.

1999: Premio Naylor concedido Matemática de Londres.

1982: Comendador de la Orden del Imperio Británico

1985: Medalla Astronómica.

1999: Premio Julius Edgar Lilienfeld de la American Physical Society

1999: Premio Alberto, concedido por la Real Sociedad para el fomento de las Artes, Manufacturas y Comercio de Londres.

de

oro

de

la

Real

Sociedad

1986: Miembro de la Academia Pontificia de las Ciencias.

por

por

la Sociedad

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METEORITOS 09 

2003: Premio Michelson Morley de la Universidad Case Western Reserve

2006: Medalla Copley de la Real Sociedad de Londres

2008: Premio Fonseca de la Universidad de Santiago de Compostela

2009: Medalla Presidencial de la Libertad, la más alta condecoración civil de Estados Unidos.

Dentro del mundo de la investigación científica, con frecuencia solemos encontrarnos en situaciones embarazosas. Sobre todo en momentos en los que nos llega al laboratorio una muestra que desafía en ocasiones los conocimientos que tenemos sobre ella. Esto lo vivimos bastante a menudo los que nos dedicamos a la investigación de los meteoritos, y es que algunos de ellos son realmente complicados de estudiar, y por supuesto de identificar. He querido redactar este breve artículo a raíz de las experiencias que he podido vivir en el laboratorio con un grupo de meteoritos muy interesante, los Sideritos. Me refiero a este grupo concreto de meteoritos precisamente porque su naturaleza hace que pasen desapercibidos de otros componentes terrestres, e incluso en ocasiones componentes terrestres se han querido hacer pasar por estos meteoritos.

Mayo 2018 2012: Premio Especial de Física Fundamental, es el galardón científico con mayor dotación económica del mundo. 2015: Premio Fundación BBVA Fronteras del Conocimiento en Ciencias Básicas junto con Viatcheslav Mukhanov, por descubrir que las galaxias tienen su origen en fluctuaciones cuánticas.

Su composición primordial es el hierro, y es que los Sideritos, como su propio nombre indica, son metales. Aleaciones de hierro con níquel y otros metales que proceden, según la bibliografía científica existente, del núcleo de planetoides que se fracturaron y los dejaron expuestos. Estos hierros hoy conforman el grupo de asteroides de tipo espectral M, y algunos de sus fragmentos consiguen llegar a nuestro planeta. Entre ellos se encuentran los más grandes meteoritos recuperados; Gibeón, Campo del cielo, Bacubirito… Desde hace varios años realizo expediciones científicas al desierto de Sáhara, en las que dedicamos gran parte del tiempo a la formación y estudio, y por supuesto a la búsqueda de meteoritos en el desierto, así como a encontrarnos con buscadores que llegan hasta nuestro hotel cargados de todo lo que encuentran en el desierto. Muchas de esas piezas son pedazos de metales de hierro,

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METEORITOS 09 más o menos oxidados, que se adhieren fuertemente a un imán. Esto del imán muchos lo han tomado como una prueba inexpugnable de que lo que se adhiere al mismo es un meteorito, y es totalmente falso. Muchos basaltos y rocas terrestres ricas en hierro también son capturados por el imán y no son meteoritos. Así mismo podemos decir de pedazos de metales de distinta naturaleza. Tuve ocasión de encontrarme con un buscador que guardaba como oro en paño un fragmento grande de metal hallado en el desierto. Aseguraba que era un meteorito y que lo vio caer del cielo. Bastó una simple prueba de reacción química para dilucidar su origen terrestre. Lo que vamos a hacer a continuación va a ser un experimento. Una prueba rápida que nos va a desvelar si nos encontramos frente a un siderito o frente a un trozo de hierro terrestre. Para esto vamos a utilizar dos muestras metálicas, las muestro en la foto. Una de ellas se corresponde con un pedazo del meteorito Dronino. La otra un fragmento metálico que llegó a mis manos para estudiar y tratar de saber si puede ser un meteorito. Fue comprado como un meteorito Campo del Cielo auténtico.

Para dirimir el resultado de los test vamos a utilizar también unas muestras de un ejemplar auténtico del meteorito Campo del cielo. Dronino es un meteorito de tipo ataxita. En su composición interviene más de un 18% de níquel. Este nivel de metal es tremendamente elevado si lo comparamos con el contenido de níquel en el meteorito Campo del Cielo, que es de apenas un 6,67%. En todo caso no podemos olvidar que en mayor o menor medida, el níquel está contenido en todos los meteoritos metálicos, y por tanto se va a convertir en uno

Mayo 2018 de nuestros aliados para determinar el posible origen extraterrestre de un metal. Pero además del níquel, el Cobalto es otro metal raro que también se contiene como parte primordial de la aleación que compone los sideritos (el metal mayoritario en la aleación es hierro). Por este motivo, vamos a utilizar un par de reactivos químicos de uso general en el laboratorio para descartar una muestra o por el contrario para confirmar que merece la pena su investigación científica seria. Nos proveeremos de viales de 1.8 mililitros, suficientes para contener las muestras y los reactivos. Nos equipamos con bata y guantes protectores, así como mascarilla, y preparamos todo a mano para que los botes de los reactivos estén el menor tiempo posible abiertos. Como reactivos químicos vamos a utilizar C4H8O2N2, Dimetilglioxima (DMG) para la detección del níquel (que nos determinará contenidos del metal hasta un umbral mínimo de 6 partes por millón, y C 15H11N3O, 1-(2Pyridylazo)-2-Naphthol (PAN) para la detección de Cobalto.

El test para Níquel se divide en dos fases principales. En la primera vamos a añadir a las muestras dentro de los viales un par de gotas del disolvente 1. Este compuesto amoniacal permite disolver los iones de Níquel (II). Transcurrido un minuto, agregamos dos gotas más del reactivo DMT. Este otro líquido es una disolución de dimetilglioxima que hará reaccionar los iones disueltos produciendo en caso de presencia de níquel, un precipitado rosa. Se forma dimetilglioximato de níquel, según la + + reacción Ni2 +2DMG  Ni (DMG) +2H .

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METEORITOS 09 Agitamos un poco los viales y leemos los resultados. Como puede apreciarse, en el vial donde pusimos la muestra de la ataxita Dronino el reactivo se ha teñido fuertemente de color rosa, lo que nos indica que en dicha muestra existe un alto contenido en níquel. Lo mismo ha ocurrido con la muestra genuina de Campo del Cielo. Estas dos muestras pertenecen a la colección del Museo Canario de Meteoritos. En cambio, en la muestra no identificada, el reactivo no se ha teñido de rosa, no se ha producido ninguna reacción positiva, lo que indica que la muestra no contiene níquel.

Mayo 2018 en cualquier momento nos pueden preguntar si la reacción es adecuada o no. No se conoce, hasta el momento ninguna pieza de siderito que haya reaccionado negativamente a este test, por lo que es bastante interesante realizarlo a las muestras. Algunas muestras, como la que estudiamos, se tratan de trozos de metal que muestran claros signos de haber estado fundidos. Cabe preguntarse en este caso si el hecho de haber fundido un meteorito (ignoramos el motivo) puede alterar su composición. Evidentemente la respuesta es NO. Un meteorito metálico que es una aleación de dos o más metales, y aunque vuelva a fundirse, conservará la misma cantidad de dichos metales, y así está determinado por la Ley de conservación de la masa (Ley de Lavoisier). No quedándonos conformes con este determinante test, vamos a recuperar las muestras, las sumergimos en agua destilada, para que sean lavadas de reactivos anteriores, y una vez bien secas, volvemos a introducirlas en respectivos viales.

Estos resultados ya son de por sí suficientes para llegar a la conclusión de que la muestra objeto de estudio no es un meteorito. Menos aún un campo del cielo, ya que debería haber reaccionado de la misma forma que lo ha hecho su homóloga.

Este tipo de experimentaciones es importante hacerlas por diversos motivos. Disponer de muestras genuinas es importante para llevar a cabo análisis dirimentes de este tipo. Por otro lado es importante ya que

Vamos a continuación a añadir a cada vial dos o tres gotas del reactivo 1-(2-Pyridylazo)-2-Naphthol, y dejamos reaccionar unos segundos. Este reactivo va a marcar la presencia de Cobalto en los metales objetos de estudio.

Llevado a cabo el mismo procedimiento en las muestras genuinas (Dronino y la de control de Campo del Cielo) obtenemos resultado positivo para las mismas, y negativo para la muestra de falso campo del cielo. CONCLUSIÓN. Como podemos demostrar a través de esta experimentación, los meteoritos metálicos son fáciles de 17

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METEORITOS 09 analizar, y por supuesto de determinar su origen extraterrestre a través de sencillos tests químicos. No debemos olvidar en todo caso que realizar estos experimentos químicos implica la obligación de tomar medidas de seguridad, y en ello quiero hacer hincapié especial. La formación del precipitado de dimetilglioximato de níquel a partir de la reacción de la dimetilglioxima en contacto con los meteoritos indica la presencia de una cantidad importante de níquel y en consecuencia, esto implica que se revela que el metal es kamacita o taenita.

Mayo 2018 Con este experimento que hemos realizado he tratado de mostrar aunque muy superficialmente las reacciones que estos meteoritos manifiestan frente a distintos reactivos químicos. Por ello estos mismos tests se realizan de forma rutinaria cuando llega a nuestras manos una muestra metálica, y que nos servirá para descartar las muestras negativas de aquellas que merecen la pena investigarse dada su más que probable naturaleza extraterrestre.

Estos metales (kamacita y taenita) son aleaciones de hierro y níquel en distinto porcentaje, y cuya presencia en la corteza terrestre es nula. Se conoce en los meteoritos metálicos y se ha datado su edad de cristalización hace unos 3700 millones de años. Su origen se estima en los núcleos solidificados de grandes asteroides o planetoides que tras colisiones quedaron expuestos y que tras periplos por el sistema solar, llegaron a la Tierra.

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Roberto Bartali y Manuel S. Colli RESUMEN Los cráteres de impacto son el producto de la colisión entre objetos de diferente tamaño, consolidación, estructura y origen, que ocurren a velocidades relativas muy elevadas. Sus principales características son una depresión, bordes elevados y mucho material suelto a sus alrededores. La forma final que adquiere el cráter depende de las condiciones en las que ocurre la colisión y puede ser desde una simple depresión en forma de tazón de algunos cientos de metros de diámetro, hasta un complejo sistema de cadenas montañosas formando anillos concéntricos cuyo diámetro puede alcanzar miles de kilómetros. Esta gran gama de estructuras es debido a que el número de variables involucradas, durante la colisión, es muy alto y que sus valores pueden ser muy distintos, por lo tanto, se puede afirmar que cada cráter tiene su propia historia que contar. Normalmente se agrupan según su morfología, en tres grandes clases: “simples”, “complejos” y “mesetas”. Sin embargo, nosotros consideramos que hay una cuarta clase que denominamos “planos”, debido a que poseen características propias muy específicas. En este trabajo se describen los proyectiles (asteroidales y cometarios) y los eventos que ocurren durante la colisión. Se proporciona también, una breve descripción de los métodos y técnicas de visualización de datos que permiten analizar de manera más detallada y precisa las características de los cráteres de impacto. Se muestran también, en detalle, las características de los diferentes cráteres simples y las variantes en sus morfologías observadas en la naturaleza. En futuras ediciones de esta revista, se describirán las características de los cráteres planos, complejos y las mesetas. INTRODUCCIÓN La Real Academia Española define “Cráter” como una “depresión semejante a un cráter formada por caída de meteoritos en la superficie de la Tierra y de la Luna”. Es una explicación extremadamente simple y pobre (además de circular ya que lo que se quiere definir está presente en la definición) para describir un fenómeno tan complejo. Efectivamente, todos los cráteres, de alguna manera, son cuencas pero sus características son muy variadas. Hay cráteres con forma de tazón, planos, con domo en el centro, bordes escalonados, bordes múltiples, entre otros. Cada cráter ha sido creado por el impacto de un asteroide, cometa o planetesimal (protoplaneta), y tiene su propia historia que contar. Dependiendo de su morfología, se clasifican en tres grandes categorías: simples, complejos y mesetas. A su vez, cada una de estas clases, se divide en varias otras sub-clases dependiendo de las características del interior, del borde y de la eyecta, siendo esta última el material expulsado desde el interior del cráter. Además, hay cráteres cuyo fondo es casi absolutamente plano y pensamos que merezcan ser colocados en una clase propia [1]. Es interesante observar que no importa el tamaño del cuerpo o 19 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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alguna de sus características físicas, dinámicas o estructurales, en todos ellos se aprecian tanto cráteres simples como complejos, con excepción de las mesetas. Estas últimas, siendo cráteres con diámetros superiores a los 300 km, solo se observan en asteroides, satélites o planetas cuyo diámetro es mayor a los 500 km. En la figura 1 se pueden apreciar algunas de las morfologías que pueden adquirir los cráteres de impacto.

Figura 1 Algunos ejemplos de cráteres de impacto en los diferentes cuerpos del Sistema Solar. A) Típica región de la Luna centrada en el cráter Aristillus de 54 km de diámetro y 3500 m de profundidad.(NASA/LROC/Universidad de Arizona). B) Asteroide Vesta cuyo diámetro medio es de 530 km, fotografiado por la nave Down en 2012. (NASA/JPL-

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METEORITOS 09 Mayo 2018 Caltech/UCAL/MPS/DLR/IDA). C) Superficie de Mercurio centrada en el cráter Aksakov de 174 km de diámetro y 4000 m de profundidad. (NASA/Johns Hopkins University). D) Superficie de Ganimedes, el mayor de los satélites de Júpiter, se aprecian los cráteres Gula (38 km de diámetro) y Achelous (40 km de diámetro). (NASA, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01609). E) Restos del pico central (3 km de diámetro) del cráter Gosses Bluff en Australia. El diámetro original del cráter se estima haya sido de 22 km. (Georg Gerster, Duane Hamacher, http://aboriginalastronomy.blogspot.mx/2011/03/impact-craters-in-aboriginaldreamings_28.html). F) Enjambre de pequeños cráteres (decenas de metros de diámetro) formados entre 2008 y 2014 sobre la superficie de Marte fotografiados por la nave Mars Reconnaissance Orbiter, imagen # ESP_047768_1995-2.jpg. (NASA/JPL-Caltech/Universidad de Arizona).

Proyectiles y blancos Primero vamos a describir, de manera somera, quienes son los objetos que colisionando pueden producir un cráter de impacto. Tenemos que tomar en cuenta de que nada en el Universo está estático, todo se mueve a diferentes velocidades y en diferentes direcciones. Cuando se formaron los planetas del Sistema Solar, hace unos 4650 millones de años, el número de planetas, satélites, asteroides y cometas era enorme. Las perturbaciones mutuas provocaron la aniquilación de la mayoría de ellos debido a las colisiones y, otra importante cantidad de objetos fue expulsada del Sistema Solar. Muchas de las colisiones fueron destructivas, fragmentando o pulverizando a ambos cuerpos, mientras que otras lograron la unión parcial o total de los cuerpos en cuestión; este proceso de acreción de masa fue el que poco a poco construyó a los planetas que, eventualmente lograron encontrar una órbita estable y sobrevivir hasta nuestros días, y así ofrecernos la posibilidad de estudiarlos y comprender su compleja e interesante historia. La mayoría de los fragmentos de las miríadas de colisiones se agruparon, y quedaron atrapados, en el Cinturón Principal de asteroides entre Marte y Júpiter. Los efectos de resonancia y de marea producidos por Júpiter impidieron que se agregaran para formar cuerpos de tamaño planetario. Otros miles de fragmentos fueron atrapados en los dos puntos gravitacionalmente estables, denominados “Puntos de Lagrange L4 y L5”. Estos objetos son co-orbitantes de los planetas ya que recorren la misma órbita, pero 60°por delante y 60° hacia atrás del planeta, formando dos grupos compactos, como si se tratara de una doble agrupación de guardaespaldas planetarios. A estos objetos se les denomina “Asteroides Troyanos”. Más allá de Neptuno, en la región que se conoce como Cinturón de KuiperEdgeworth, que se extiende hasta unas 150 unidades astronómicas, (UA) (1 unidad astronómica es la distancia media entre la Tierra y el Sol y tiene un valor aproximado de 150 millones de km), existen cientos de millones de pequeños cuerpos rocosos helados cuya órbita es relativamente estable, hasta que Neptuno o cualquier otro cuerpo masivo perteneciente al mismo Sistema Solar o al medio inter-estelar, los perturbe. Esta región remota de nuestro sistema planetario contiene una mayor densidad de cuerpos hasta una distancia de unas 55 UA del Sol. De hecho, esta región es la cuna de los cometas cuyo periodo es de 200 años o menos. Pero nuestro sistema planetario no termina allí, existe otra inmensa región que suponemos esférica que engloba a todo el sistema de planetas y al Cinturón de Kuiper-Edgeworth, que es conocida como la Nube de Oort, cuyo radio se estima entre 1.5 y 1.8 años luz (200000 UA), 21 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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que es casi ¡La mitad de la distancia a las estrellas más cercanas!. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año a la velocidad de 300 mil km/s y equivale a 9460800000000 km. De esta región se conoce muy poco ya que solo las naves Voyager I y II han podido alcanzarla. Se calcula que contenga a una cantidad incontable de núcleos cometarios y, posiblemente cuerpos del tamaño de planetas, que tardan cientos o miles de años en recorrer una sola vez su órbita alrededor del Sol. Esta región es bastante tranquila, la distancia media entre los objetos es grande y no deberían perturbarse mutuamente de manera considerable. Sin embargo, es tan extensa que es posible que alguna estrella de baja masa y con elevada velocidad relativa con respecto al Sol pueda pasar en la cercanía o inclusive cruzarla, de hecho, sabemos que, hace 70 mil años, una estrella denominada la “Estrella de Scholz”, ha penetrado en esta remota región de nuestro vecindario [2]. Cuando esto sucede, se generan enormes perturbaciones y miles de pequeños cuerpos son eyectados tanto hacia el interior como el exterior del sistema planetario. Miles de años después, varios de estos cuerpos menores, lograrán colisionar con la superficie de algún planeta o la de sus satélites. En algunos casos, algunos se convertirán en cometas de largo periodo (mayor a 200 años). Los que hayan sido expulsados, vagarán en el medio inter-estelar hasta ser atrapados gravitacionalmente por otra estrella y penetrarán su sistema planetario. Este escenario de ciencia ficción se ha hecho realidad en octubre de 2017 cuando el asteroide que tomó el nombre de Oumuamua penetró en el Sistema Solar [3]. El cálculo de su órbita mostró que estuvo viajando en el medio interestelar y nunca más tendremos la oportunidad de observarlo. En resumidas cuentas, el número de proyectiles es enorme. De acuerdo con las leyes del movimiento planetario de Kepler y de las leyes de Newton, cualquier objeto que orbite alrededor de un cuerpo muy masivo (en nuestro caso el Sol) lo hace siguiendo una trayectoria elíptica. Esto implica que la velocidad orbital no sea constante, sino que sea máxima cuando se encuentra en el “perihelio” (posición orbital más cercana al Sol) y, por el contrario, sea mínima en el “afelio” (posición orbital más alejada del Sol). Si la órbita es muy excéntrica (con un eje mucho mayor que el otro), las velocidades orbitales en el afelio son del orden de decenas de m/s, pero cuando el objeto alcanza el perihelio, acelera hasta lograr velocidades de hasta más de 100 km/s. Si tomamos en cuenta que la Tierra se desplaza, en su órbita, a una velocidad media de 29.5 km/s, es claro que cualquier eventual colisión ocurra a velocidades enormes (1 km/s = 3600 km/h). Esto implica que, aun cuando la masa de la mayor parte de los proyectiles sea despreciable con respecto a la masa de la Tierra (el cual es el objeto rocoso de mayores dimensiones y masa del Sistema Solar) o de la Luna, o cualquier otro planeta, la energía cinética involucrada es enorme ya que depende de la velocidad relativa entre los cuerpos involucrados, al cuadrado. Toda esta energía se tiene que disipar de manera casi instantánea en el momento de la colisión. Proceso de colisión La enorme cantidad de energía (básicamente cinética) que posee el proyectil es disipada de diferente manera durante el impacto. Parte es utilizada para calentar y fundir, parcial o totalmente, tanto el proyectil como el blanco, fragmentar a ambos, generar ondas sísmicas, expulsar la eyecta, comprimir y deformar el terreno del blanco, formar los bordes o las estructuras en el centro del cráter. La mayor parte de la energía es utilizada para la abertura de la cuenca, la fragmentación y la pulverización. La mayor parte de los fragmentos y del polvo son expulsados a gran velocidad y pueden recorrer cientos de km para luego volver al suelo. Si la colisión es demasiado energética, parte de los fragmentos pueden salir al espacio debido a que su velocidad es 22 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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superior a la de escape (que en el caso de la Tierra es de 11,186 km/s o 40270 km/h); eventualmente, pueden caer como meteoritos en otros cuerpos del sistema planetario. Gracias a esto tenemos meteoritos marcianos, lunares y de algunos astroides como Vesta. La cantidad de polvo es tan inmensa que los vientos son capaces de esparcirla alrededor de todo el planeta en pocas semanas, opacando la luz solar y, consecuentemente, enfriar la superficie e impedir la fotosíntesis. Esto provoca una cadena de eventos que genera las extinciones masivas, como la que ocurrió hace 65 millones de años [4]. Dependiendo de la consolidación del proyectil, es posible que ocurra su fragmentación parcial y la evaporación de algunos fragmentos durante su trayecto en la atmósfera, lo que reduce la cantidad de energía cinética disponible. Sin embargo, para los proyectiles con dimensiones de cientos de metros, la protección que ofrece la atmósfera es despreciable. Una vez que el proyectil alcanza el suelo, la formación del cráter y todos los eventos correlacionados, ocurren en segundos o minutos, dependiendo del tamaño del proyectil y del cráter. Hay también efectos a largo plazo e indirectos como por ejemplo erupciones volcánicas y cambios climáticos. Lo que un instante antes era un bonito paisaje, un segundo después es un infierno en cuyo centro hay una depresión con un diámetro de algunos cientos de km, profunda varios miles de metros, y todo el material de ese enorme agujero, si no está fundido, está pulverizado, incandescente y se encuentra volando a gran velocidad hacia todas direcciones, provocando no solo el calentamiento del aire, vientos huracanados, sino incendios. Al cabo de semanas, lentamente, se depositará en todos los rincones. Si el proyectil logra penetrar lo suficiente para perforar la costra solida continental u oceánica, cuyo espesor va de 5 a 70 km (en el caso de la Tierra), y así alcanzar el manto, ocurre una enorme subida de magma que puede inclusive rellenar el cráter y desbordarse. La misma elasticidad del terreno puede formar una serie de montañas en el centro del cráter que se denominan Picos Centrales [5]. Parte del material de estos picos proviene también del proyectil mismo que no alcanza su destrucción total [6]. La secuencia de eventos mencionados anteriormente es similar independientemente del tipo final de cráter que se forme, sin embargo, la formación de los picos centrales, de las cadenas montañosas en forma de anillo y de los múltiples bordes, que se observan en los cráteres de mayor diámetro, requieren de tiempos mayores y de un diferente tipo de interacción entre el proyectil y el terreno. La cantidad de energía utilizada en cada una de las fases puede ser diferente, dependiendo de las características del proyectil y del blanco, por esta razón se formula la hipótesis de que las distintas morfologías observadas, dependan no solo de la cantidad total de energía cinética disponible, sino de parámetros estructurales del proyectil y del blanco y sobre todo de la interacción y de la relación de consolidación entre ambos [6,7]. Visualización Antes de analizar en detalle las morfologías, vamos a mencionar brevemente la forma en cómo se pueden determinar las características de los cráteres de impacto. Para poder identificar correctamente los diferentes tipos de cráteres de impacto, las fotografías, por si solas no son muy eficientes, ya que son una representación bi-dimensional de una estructura que tiene tres dimensiones. Afortunadamente las naves espaciales que orbitan los diferentes cuerpos celestes, poseen instrumentos que son capaces de medir las distancias entre la nave y el suelo con mucha precisión. Esto se logra enviando pulsos luminosos (laser) que rebotan sobre la superficie y son detectados por los instrumentos a bordo. Debido a que la velocidad de la luz es constante y bien conocida, el tiempo que tarda cada pulso en ir de la nave, rebotar sobre la superficie y regresar a los sensores, es proporcional a la distancia entre la nave y el suelo. En el caso de la Luna, el instrumento a bordo de la nave Lunar Reconnaissance Orbiter 23 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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(NASA) se llama LOLA (Lunar Orbital Laser Altimeter) y se dedica al estudio y mapeo de la Luna desde 2009. Un instrumento similar, denominado MOLA (Mars Orbital Laser Altimeter) se encontraba a bordo de la nave Mars Global Surveyor de la NASA la cual estudió Marte de 1997 a 2006. Con los datos de altimetría que proporcionan, se puede realizar una reconstrucción del perfil topográfico y luego una visualización en 3D de prácticamente cada región de la Luna, Marte y otros cuerpos del Sistema Solar, con una resolución que va desde decenas de centímetros hasta metros, dependiendo del cuerpo estudiado. En cuanto a las fotografías, la máxima resolución que tenemos de la superficie de la Luna y Marte es de 25 cm por pixel. De esta manera es posible estudiar con gran detalle inclusive la forma, el tamaño, la disposición y la colocación de las rocas, cuyas dimensiones sean de 1 a 2 metros, como se muestra en la figura 2. Gracias a esto se pueden estudiar los procesos que han ocurrido durante y después de la formación del cráter, además de cómo se han fragmentado tanto el proyectil como el terreno.

Figura 2 Conjunto de rocas en el fondo de un cráter lunar de tipo simple de 7 km de diámetro (imagen a la derecha) en las coordenadas 31.6° N y 1.5° O. La roca de mayores dimensiones mide entre 15 y 20 metros y la más pequeña menos de 2 m. La resolución de la foto es de 50 cm/pixel.

Juntando las fotografías y los datos de altimetría, se puede crear una visualización 3D en la que los colores indican rangos de alturas [8]. De esta manera es mucho más fácil para nuestro cerebro, imaginarse cuales son las regiones altas o cuales son de mayor profundidad. Un ejemplo es el que se muestra en la figura 3 que representa una fotografía del cráter Hale en Marte. El software desarrollado por [8] permite convertir los datos de altimetría en un mapa de colores, en los que las alturas mayores se representan con colores rojizos y las menores en colores azulados, este programa es capaz, además, de agregar al mapa de colores la fotografía de la misma región. De esta manera se obtiene la imagen que se muestra en la figura 4 la cual no solo tiene mayor contraste sino permite determinar las alturas relativas de cada punto.

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Figura 3 Fotografía de cráter Hale en Marte. (NASA).

Figura 4 Representación del cráter Hale (Marte) utilizando la técnica de mapeo topográfico de colores sobrepuesto a la fotografía de la misma región. (Alejandro Ochoa, UASLP).

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CRÁTERES SIMPLES Después de mostrar a los lectores, de manera somera lo que ocurre durante la colisión y que herramientas se utilizan para analizar los cráteres, vamos a describir las características de las diferentes clases morfológicas de los cráteres de impacto observados en los cuerpos sólidos de nuestro Sistema Solar. Empezamos con los cráteres de tipo “Simple”. Son cráteres circulares con el interior en forma de tazón, bordes elevados y bien definidos, eyecta distribuida de manera uniforme que se extiende hasta dos veces el diámetro del cráter y disminuye su espesor conforme se aleja del cráter. Son muy profundos, alcanzando hasta 4 km, sin embargo, su diámetro no rebasa los 15 o 20 km. La pendiente de las paredes internas es muy elevada por lo que, con frecuencia, se presentan avalanchas. El fondo del cráter está lleno de escombros derivados de la desestabilización de las paredes del cráter, de la fragmentación del terreno y/o del proyectil durante la colisión. En la figura 5 se muestra un típico cráter simple, en este caso particular sobre la superficie de Marte en el que es muy clara la distribución de la eyecta (material expulsado durante la formación del cráter) que se presenta como un aro alrededor del borde del cráter. El cráter simple que se presenta en la figura 6 es lunar y la eyecta que lo rodea se parece mucho a la de su “hermano marciano”. Los cráteres simples, siendo los de menor diámetro, se observan en todo tipo de cuerpos sólidos, desde los microscópicos granos de polvo interplanetario hasta los planetas y satélites de mayores dimensiones, pasando por los asteroides y los núcleos de cometas. Además, no importa la estructura del objeto en cuestión, puede ser una roca sólida, un terreno muy denso y duro como por ejemplo un bloque de lava solidificada o un agregado granular débilmente consolidado (pila de escombro o Rubble-pile), inclusive son muy numerosos en aquellos objetos cubiertos por gruesas capas de hielo como los satélites de los planetas gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno).

Figura 5 Pequeño cráter de 1.5 km de diámetro en Marte. Se aprecia la distribución uniforme de la eyecta como un aro alrededor del cráter. (cortesía de NASA/Universidad de Arizona)

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Figura 6 Cráter Linné en la Luna que se encuentra en el interior del Mar de la Serenidad. Latitud: +0.26°, Longitud: -123.68°, diámetro: 7.8 km, profundidad: 1.9 km. (cortesía de NASA/Universidad de Arizona)

Simples, pero no tanto En términos generales todos los cráteres de tipo simple se pueden describir de la manera como se hizo en el apartado anterior. Sin embargo, las variantes son muchas dependiendo de los procesos que han ocurrido durante y después de la colisión, por lo que la forma de la depresión, de los bordes, de las paredes internas, del fondo y de la eyecta puede cambiar. A pesar de que se denominan “Simples”, pueden ser estructuras relativamente complejas; en esta sección se proporcionan ejemplos de algunas de las variantes y se hará mención de algunas posibles causas relacionadas con la morfología del cráter. La depresión, normalmente tiene forma circular como se muestra en las figuras 5 y 6, sin embargo, puede ser ovalada o inclusive poligonal. Si no existieran fenómenos perturbadores que provocaran erosión, colapsos, avalanchas, entre otros, el cráter debería ser completamente circular. Pero, cuando el proyectil colisiona con el blanco a un ángulo muy bajo, con respecto al horizonte, pueden ocurrir dos eventos distintos. En el primer caso, el bólido se destruye o se detiene y el cráter tiene mayor profundidad en el punto en el que se detiene el proyectil (figura 7A). En el segundo caso el cráter es muy poco profundo ya que el proyectil no penetra mucho en el blanco, pero sigue su recorrido rasgándolo y se forma un cráter con forma muchos más ovalada, como se muestra en la figura 7B.

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Figura 7 Cráteres ovalados producidos por una colisión casi rasante, ambos se encuentran en la Luna. A) Latitud: +0.26°, Longitud: -123.68°, diámetro: 7.8 km, profundidad: 1.9 km. B) Latitud: +8.52°, Longitud: +22.70°, diámetro: 5.9 km, profundidad: 0.7 km.

La abertura y expansión del diámetro del cráter está determinada también por las características del terreno del blanco. Las ondas de choque que se generan durante la colisión se expanden hacia todas direcciones en el caso de que la estructura del terreno sea uniforme y homogénea, sin embargo, la presencia de fallas geológicas y de grandes bloques de rocas de diferente composición mineralógica, por lo tanto diferente densidad, crean discontinuidades, por lo que las ondas de choque no se propagan de la misma manera, ya que la velocidad del sonido es diferente para cada tipo de material y la discontinuidad provoca que la propagación sea alterada o inclusive, detenida. Esto crea cráteres de forma poligonal, en los que los lados son prácticamente paralelos a la dirección de las principales fallas geológicas cercanas. Las formas más comunes que pueden adquirir los cráteres simples son cuadriláteros, hexágonos y octágonos. En la figura 8A se muestra un ejemplo de un cráter lunar en el que la mitad tiene forma circular y posee tres lados rectos, lo que hace pensar en la presencia de fallas en esa región. En la figura 8B se presenta el famoso “Meteor Crater” en Arizona, uno de los mejores preservados sobre la superficie terrestre, con su característica forma de cuadrilátero.

Figura 8. Cráteres poligonales. A) Ejemplo de un cráter ovalado en la Luna producido por una colisión oblicua. Latitud: +0.26°, Longitud: -123.68°, diámetro: 14.7 km, profundidad: 2.5 km. 28 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


METEORITOS 09 Mayo 2018 B) Meteor Crater también conocido como cráter Barringer. Latitud: +35.01°, Longitud: +111.01°, diámetro: 1.2 km, profundidad: 0.15 km (NASA Earth Observatory).

En cuanto a la geometría del interior del cráter, se observan de cuatro tipos distintos: tazón, conos, conos truncados, y planos. A pesar de que todos los textos, que describen los cráteres simples, mencionan que su forma es semejante a la de un tazón, como los que se muestran en la figura 9, en realidad la mayoría no es así, más bien son cónicos como se aprecia en las figuras 10 y 11. Con el fin de mostrar la real forma de los cráteres y tener una idea de su profundidad, en las siguientes fotografías se incluyen también los perfiles topográficos obtenidos con los datos de altimetría proporcionados por la NASA. En todos los casos, el perfil se determina trazando una línea horizontal que corta el cráter por la mitad a lo largo de toda la imagen.

Figura 9 Típicos cráteres simples de sección parabólica en la Luna. A) Latitud: -26.61°, Longitud: +83.82°, diámetro: 9.2 km, profundidad: 2.1 km. B) Perfil topográfico obtenido procesando los datos de altimetría proporcionados por la nave Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA. Se ha tomado como valor de cero el punto más bajo del interior del cráter. C) Latitud: 3.94°, Longitud: +15.07°, diámetro: 14 km, profundidad: 2.9 km. B) Perfil topográfico obtenido procesando los datos de altimetría proporcionados por la nave Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA. Se ha tomado como valor de cero el punto más bajo del interior del cráter.

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La sombra que proyectan las paredes o el borde del cráter ayuda mucho a reconocer la forma del interior y la del fondo, por ejemplo, en el cráter mostrado en la figura 9, se observa la curvatura de la sombra en el interior, indicando una forma curvada de las paredes internas. Es precisamente gracias a este tipo de imágenes que se dice que la forma del cráter se parece a la de un tazón. En cambio, el cráter de la figura 10 muestra claramente que la sombra que se proyecta en sus paredes internas es mucho más recta, por lo que se deduce una forma cónica. Además, el fondo es muy plano, cubierto por grandes rocas, polvo y material fundido.

Figura 10 Típico cráter simple de sección cónica (truncada) en la Luna. A) Latitud: -2.87°, Longitud: +6.99°, diámetro: 15.1 km, profundidad: 3.5 km. B) Perfil topográfico obtenido procesando los datos de altimetría proporcionados por la nave Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA. Se ha tomado como valor de cero el punto más bajo del interior del cráter.

La altura de los bordes es, por lo regular simétrica, pero esto solo ocurre si la superficie en la que se forma el cráter es completamente plana y la colisión es altamente energética, bajo estas condiciones el cráter es prácticamente simétrico hasta que la inclinación de la trayectoria del proyectil es muy baja (<15°), como se ve en los ejemplos mostrados en la figura 7. Aunque el perfil topográfico del cráter de la figura 10 presenta un borde más alto que el otro, esta asimetría es solo aparente, ya que el cráter se formó en una región con declive hacia la derecha. En efecto la altura del borde es de aproximadamente 750 m en ambos lados.

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Figura 11 Típico cráter simple de sección cónica en la Luna. A) Latitud: +1.6°, Longitud: +6.8°, diámetro: 6.1 km, profundidad: 1.5 km. B) Perfil topográfico obtenido procesando los datos de altimetría proporcionados por la nave Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA. Se ha tomado como valor de cero el punto más bajo del interior del cráter.

El cráter mostrado en la figura 11 es de lo más típico, por lo menos en cuanto a la Luna, en cuanto presenta la forma de cono, debido a que las paredes internas son más rectas que las del cráter de la figura 9. Cuando el diámetro del fondo es relativamente pequeño, con respecto al diámetro del borde, se definen como cónicos, como es el caso mostrado en la figura 11 en la que el diámetro de la parte plana del fondo es solo un 13% del diámetro del cráter. En cambio, el diámetro del fondo plano del cráter mostrado en la figura 10, corresponde al 60% del diámetro del cráter, por eso se denominan de cono truncado. Los cráteres de fondo plano, son aquellos cuyo diámetro del fondo es comparable al del diámetro del cráter. Esta diferencia se puede deber a que han sufrido procesos de modificación estructural como por ejemplo el colapso de las paredes, o han sido rellenados por material eyectados por cráteres más recientes en la cercanía. Con el paso del tiempo, la radiación solar y otros fenómenos erosivos, sobre todo en los planetas o satélites que poseen atmósfera, o los vientos, destruyen las paredes o transfieren polvo y rellenan el cráter. Sin embargo, no siempre es así, cuando se realizan estudios detallados de los parámetros estructurales y geométricos de los cráteres, [1, 6] se llega a la conclusión de que hay procesos bien definidos que crean cráteres con el fondo completamente plano. También hay cráteres de tipo simple, pero con unas estructuras más complejas. Entre ellos solo se mencionarán dos tipos: los de doble borde concéntrico y los de “ojo de buey”. Un ejemplo del primer tipo es el que se muestra en la figura 12. Parecen ser dos cráteres concéntricos, sin embargo, aún no se tiene una buena hipótesis acerca de su formación. El borde interno siempre es menos elevado que el exterior. Son raros y, por ejemplo en la Luna se pueden encontrar a lo sumo una docena de ejemplos.

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Figura 12 Típico cráter simple de borde concéntrico en la Luna. A) Latitud: -26.55°, Longitud: +83.35°, diámetro: 8.6 km, profundidad: 0.95 km. B) Perfil topográfico obtenido procesando los datos de altimetría proporcionados por la nave Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA. Se ha tomado como valor de cero el punto más bajo del interior del cráter.

Los cráteres denominados “ojo de buey” no son muy comunes tampoco, se han observado principalmente en la superficie de Marte. Se trata de estructuras de cráter simple con doble borde concéntrico pero con un hundimiento muy profundo en el centro, como si este hubiese colapsado. Un ejemplo de este tipo se puede apreciar en la figura 13. El hundimiento central, a diferencia de los cráteres con bordes concéntricos, los cuales son muy anchos y suavizados, tiene bordes elevados, pero más ásperos, estrechos e irregulares. Además, la eyecta se distribuye a mayores distancias (casi el doble) respecto de la distancia a la que normalmente se percibe la eyecta de los cráteres simples. Otra diferencia es que la eyecta tiene estructura de rayos, típica de los cráteres recién formados.

Figura 13. Típico cráter de tipo “Ojo de Buey” en Marte. Cráter Badger de 710 m de diámetro en la región marciana denominada Arcadia Planitia. Imagen número ESP_018522_2270_RED tomada por la nave Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA. (http://marsforthemany.com/mpotw/badger-crater-mars-picture-week/).

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Nuevamente, es importante subrayar que todas estas variedades, en las características internas y externas, no son solamente el producto de la energía liberada durante la colisión o de los procesos de estabilización y asentamiento ocurridos durante las fases finales de la formación del cráter de impacto o millones de años después. Es muy importante tomar en cuenta también el tipo de terreno en el que se forman y su interacción con el proyectil. En cuanto a la eyecta, en lugar que ser distribuida de manera uniforme alrededor del cráter, se presenta como una serie de lóbulos que se extienden a mayores distancias del borde del cráter, técnicamente se denominan “Rampart” o de pedestal. Estos lóbulos pueden ser inclusive estratificados y terminar de manera abrupta como se muestra en la figura 14. Este tipo de cráteres es muy común en las regiones bajas de Marte y en las lunas heladas de los planetas gaseosos, indicando que su formación tiene mucho que ver con hielo y agua en el subsuelo.

Figura 14 Típico ejemplo de un cráter de tipo Rampart (6 km de diámetro) en la región Athabasca Vallis en Marte. La eyecta muestra claramente que ha sido depositada por procesos relacionados con agua y lodo. Diferentes tipos de cráteres simples. (NASA/JPL/Caltech/ASU).

Se pueden observar cráteres de tipo simple dobles en los que la eyecta se distribuye preferentemente hacia los lados, conocidos como “cráteres de mariposa”. En la Figura 15 se muestra un ejemplo. Estos cráteres se observan en todos los planetas y satélites. Se forman por el impacto casi simultáneo de dos proyectiles. La gran mayoría de los asteroides y núcleos de cometas de dimensiones menores a 50 km tiene una estructura de doble lóbulo. Estos lóbulos se componen de agregados de rocas y polvo de gran tamaño y están conectados entre sí por una especie de cilindro, denominado cuello, compuesto de arena y polvo muy fino. Si los dos lóbulos se separan poco antes del impacto, cada uno se convierte en un proyectil.

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METEORITOS 09 Mayo 2018 Figura 15 Doble crĂĄter con la eyecta distribuida hacia los lados en la superficie de Marte. La eyecta se asemeja a las alas de una mariposa, de allĂ­ su nombre. (NASA/JPL/ASU).

El cometa 67/P Churyumov-Gerasimenko (figura 16B), visitado recientemente por la nave Rosetta de la ESA y el asteroide (25143) Itokawa (figura 16A), visitado en 2005 por la nave japonesa Hayabusa, son dos buenos ejemplos de este tipo de objetos lobulados.

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Figura 16 Asteroides y cometas compuestos por dos lóbulos. A) Asteroide (25143) Itokawa, de 535 m en su eje mayor. (JAXA, https://en.wikipedia.org/wiki/25143_Itokawa#/media/File:Hayabausa_Image_of_the_asteroid_Itokawa.jpg). B) Cometa 67/P Churyumov-Gerasimenko, cuyo eje mayor mide 4100 m. (ESA, https://en.wikipedia.org/wiki/67P/Churyumov%E2%80%93Gerasimenko).

CONCLUSIONES Cada uno de los cráteres de impacto ha sido creado por la colisión entre dos cuerpos. Para que podamos obtener cráteres tan diferentes se debe tomar en cuenta: velocidad relativa entre el proyectil y el blanco, grado de consolidación relativa entre los dos, ángulo al cual ocurre la colisión. Mientras mayor sea la velocidad, mayor será la energía cinética que será liberada. El grado de consolidación se refiere a que tan sólido, duro, frágil o poroso sea el proyectil o el blanco o la relación entre ellos. Esto es de fundamental importancia ya que un objeto altamente consolidado (solido, muy denso o poco poroso) puede penetrar con facilidad o causar mucho daño a un objeto muy poroso, poco denso o poco consolidado. En cambio, si se invierten los papeles, el proyectil poroso será destruido con mucha facilidad si colisiona con un cuerpo muy denso. El ángulo con el que ocurre la colisión es muy importante porque si es muy bajo, el cráter resultante será forzosamente ovalado, la eyecta será distribuida hacia una 35 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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dirección preferencial y el cráter tendrá diferentes profundidades, inclusive el proyectil o fragmentos de este, pueden rebotar sobre el blanco. Seguramente la mayoría de los lectores habrá jugado a lanzar piedras a un estanque para verlas rebotar varias veces sobre la superficie. Es muy importante hacer énfasis en que las tres variables, que se acaban de mencionar, pueden actuar en conjunto y por lo tanto, a la hora de que el proyectil y el blanco colisionan, el cráter resultante mostrará una morfología distinta. REFERENCIAS [1] S. Colli, M., 2016.Propuesta de reclasificación de cráteres de impacto. Tesis de Licenciatura, Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de San Luis Potosí. [2] Mamajek, E.; Barenfeld, S.A.; Ivanov, V.D.; Kniazev, A.Y.; Väisänen, P.; Beletsky, Y.; Boffin, H.M.J.; 2015. The closest known flyby of a star to the solar system. The Astrophysical Journal Letters, Volume 800, Number 1. DOI: 10.1088/2041-8205/800/1/L17. [3] Jewitt, D.; Luu, J.; Rajagopal, J.; Kotulla, R.; Ridgway, S.; Liu, W.; Augusteijn, T., 2017. Interstellar Interloper 1I/2017 U1: Observations from the NOT and WIYN Telescopes. The Astrophysical Journal. 850 (2): L36. DOI:10.3847/2041-8213/aa9b2f. [4] 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. DOI: 10.1029/2011EO250001. [5] Collins, G.S.; Melosh, H.J.; Osinski, G.R., 2012. The Impact-Cratering Process. Elements 8(1):25-30. DOI: 10.2113/gselements.8.1.25. [6] 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 116:115-138. DOI 10.1007/s11038-015-9475-9. [7] Bartali, R.; Rodríguez-Liñán, G.M.; Nahmad-Molinari, Y.; Sarocchi, D.; J. C. Ruiz-Suárez, J.C., 2013. Role of the granular nature of meteoritic projectiles in impact crater morphogenesis. arXiv:1302.0259.https://arxiv.org/abs/1302.0259. [8] Ochoa-Cardiel, A., 2016. Una visión de Marte. Universitarios Potosinos, Número 199, pp. 4-10. ISSN: 18701698.http://www.uaslp.mx/Comunicacion-Social/Documents/Divulgacion/Revista/Trece/Universitarios%20Potosinos%20199.pdf.

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El próximo verano, el Parque Metropolitano Casa de los Toruños, en El Puerto de Santa María (Cádiz) acogerá METEORITOS, LA EXPOSICIÓN, un evento científico organizado por el Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio, y que cuenta con la colaboración del Museo Canario de Meteoritos, Junta de Andalucía y la Sociedad de Observadores de Meteoros y Cometas de España (SOMYCE).

Arrancarán las actividades con la inauguración de la Exposición por el director del Museo, José García, y la conferencia “Mensajeros del Espacio”, una disertación sobre los tipos de meteoritos y qué información aportan a la ciencia, un suculento abrir de boca para que los asistentes al acto comprendan el valor científico de las muestras en Exposición y disfruten de una actividad de alto valor didáctico.

En nuestro compromiso con la ciencia del espacio, la investigación científica y la divulgación, METEORITOS LA EXPOSICIÓN expondrá en sus vitrinas durante todo el mes de julio y agosto, una importante colección de meteoritos, microfotografías, análisis y efemérides pertenecientes a las Colecciones del Museo Canario de Meteoritos.

Entre las piezas que los visitantes podrán contemplar habrá varios ejemplares del famoso meteorito de Chelyabinsk, que en la mañana del 15 de febrero de 2013 causó un violento fenómeno en el cielo, con más de 1490 heridos. Todos recordamos este evento como uno de los más violentos de los últimos tiempos. “Estas piezas de Chelyabinsk son muy especiales en la colección, ya que fueron recogidas por un equipo 38 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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técnico que las depositó en el museo” –informa el director. La Exposición será diseñada para que los visitantes, niños y adultos, disfruten de una visita cultural y científica extraordinaria e inolvidable. Es como cuando miramos al cielo y contemplamos la luz de estrellas que, quizás, hayan muerto hace tiempo. Contemplar estas rocas en las vitrinas es hacer un viaje en el tiempo, a los orígenes mismos del Sistema Solar. Otro de los grandes atractivos que tendrán los visitantes a la Exposición será poder contemplar algunos ejemplares de rocas procedentes de La Luna en forma en meteoritos. Ejemplares de extraordinario valor científico que alcanzará todas las expectativas del público más exigente.

tectitas, suevitas, impactitas y vidrios diaplécticos. Un material de extremo interés para conocer los procesos de formación de cráteres tras los impactos de grandes asteroides.

Una amplia selección de láminas informativas, leyendas, mapas de situación, microfotografías e informes analíticos del Museo guiarán a los visitantes para que conozcan los pormenores de una exposición única. Pero no acaban aquí las sorpresas, ya que los visitantes podrán tocar un fragmento de una roca lunar. Una experiencia inolvidable, comparable a la que vivieron los astronautas de Apolo cuando pisaron la Luna por primera vez.

En la colección del MCM se conservan algunos ejemplares de meteoritos descubiertos por el director del Museo, tales como las eucritas NWA 10909 y NWA 11397, y que también podrán los visitantes ver en las vitrinas, y conocer de qué asteroide proceden, y qué rocas se formaron en él. Se prevé la celebración de una visita guiada después de la conferencia inaugural, y algunas otras sorpresas en un evento inolvidable que no se pueden perder. La exposición también dará acogida a una serie de rocas que conocemos como “fenómenos asociados a impactos”, y que proceden de diferentes cráteres de impactos, tales como

Y si quieren un recuerdo de su visita a la Exposición, se dispondrá de diversos artículos en venta, colgantes fabricados con meteoritos o polvo de rocas lunares, pequeños meteoritos, y otros artículos para completar su visita y que se convierta en una actividad inolvidable. 39

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Aún se está programando la posibilidad de realizar algunas actividades extra, tales como talleres sobre meteoritos, de las que les iremos dando puntual cuenta a través de la página web; http://museocanariodemeteoritos.blogspot.com.es /p/expometeoritos.html Si necesitan ampliar más información sobre el evento, horarios, actividades, etc,

pueden contactar con el Museo a través del correo electrónico o vía telefónica. LUGAR DE EXPOSICIÓN; Casa de los Toruños. Avda. del Mar, 7. Valdelagrana – El Puerto de Santa María CÁDIZ.

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Con motivo de la inauguración de METEORITOS, LA EXPOSICIÓN, y del ASTEROID DAY 2018, el Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio y Junta de Andalucía, organizan la Charla “ASTEROIDES, MENSAJEROS DEL ESPACIO”, a cargo del director del Museo Canario de Meteoritos, José García. Será en El Puerto de Santa María, Cádiz, el 30 de junio a partir de las 20.00 horas. Colaboran en el evento el Grupo Astronómico Portuense, Museo Canario de Meteoritos, Red Española de Planetología y Astrobiología REDESPA y Fundación DESQUBRE. La entrada será libre para todos los que deseen asistir. Al término de la charla, inauguración de la Exposición METEORITOS, en la que los asistentes podrán disfrutar de algunas explicaciones del Director del Museo, sobre los especímenes que se exponen. Un evento científico de especial interés. ¡¡TE ESPERAMOS!!

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ATLAS DE LAS 88 CONSTELACIONES de Roberto Bartali. cursos de astronomía, tenga una base teórica que le permita comprender mejor el contenido de los mapas. Roberto Bartali es profesor de astronomía y astrofísica en la Facultad de Ciencias de la Universidad Autónoma de San Luis Potosí (México). Es ingeniero en sistemas electrónicos, entre otras materias. Sus áreas de investigación son los procesos de formación de cráteres de impacto, estructuras asteroidales y núcleos cometarios.

Este atlas es una guía para todas aquellas personas interesadas en reconocer las figuras que la imaginación del ser humano ha querido representar en el cielo agrupando las estrellas. Estas figuras son las constelaciones. Se presentan los mapas de las 88 constelaciones definidas por la Unión Astronómica Internacional. El lector podrá comparar lo que observa en el cielo estrellado con estos mapas y así identificar primero las principales constelaciones, es decir, las que poseen las estrellas más brillantes. Con un poco de práctica, podrá entonces guiándose con las más evidentes, reconocer las que ocupan una menor superficie y no cuentan con estrellas particularmente brillantes.

Trabaja en el desarrollo de instrumentación electrónica para aplicaciones geofísicas y astrofísicas. Cuenta con varios artículos en revistas internacionales, incluyendo esta nuestra, y ha presentado trabajos en decenas de congresos nacionales e internacionales. En el campo de la divulgación científica, ha fundado varios grupos de aficionados a la Astronomía en Italia y México, ha dictado decenas de conferencias y actualmente es asesor científico de programas de radio dedicados a la astronomía. .

DÓNDE COMPRARLO. Interesados en su adquisición, pueden hacerlo a través del siguiente enlace; https://articulo.mercadolibre.com.mx/MLM-610362611-atlasde-las-88-constelaciones-dr-roberto-bartali-m-_JM

Se proporciona también un breve glosario de términos para que el lector que no haya llevado a cabo

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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.

Para todos los interesados en la arqueología canaria, tienen disponible en venta el libro ABORIGEN, UN DÍA EN CUATRO PUERTAS, con el que el lector conocerá al detalle los secretos que los antiguos canarios escondieron en el actual parque arqueológico de Cuatro Puertas. Recrea magistralmente a lo largo de sus 94 páginas, una visita guiada al yacimiento arqueológico, donde se conocerán interesantes aspectos sobre la vida y costumbres de los primeros pobladores de Gran Canaria a través de los restos arqueológicos dejados en el lugar. Para conseguir el libro, pueden contactar con el Museo. También puede visitar la web, para otras obras del autor. https://museocanariodemeteoritos.blogspot.com.es/p/bibliote ca.html

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

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Desde el Museo Canario de Meteoritos ofrecemos a todos nuestros lectores y simpatizantes una tienda on-line donde poder adquirir meteoritos auténticos y certificados, así como fósiles, para que tengas en tu colección piezas únicas y de gran calidad al mejor precio. Los meteoritos son rocas extrañas y preciadas, y objeto de picaresca por parte de algunos que pretenden vender rocas haciéndolas pasar por meteoritos. Ahora tienen la oportunidad de adquirir meteoritos auténticos, con su correspondiente certificado de autenticidad, y con la garantía del Museo Canario de Meteoritos. Visita la página www.tiendameteoritos.blogspot.com O contacta con direccion@museocanariodemeteoritos.com

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METEORITOS CAÍDOS EN ESPAÑA (V) Tras una pausa en la historia de los meteoritos españoles, terminamos el siglo XIX con caídas y hallazgos de lo más inverosímil. Una nueva localidad que pudo no existir, fragmentos de un meteoroide repartidos entre España y Portugal, el primer meteorito metálico que cayó en la península y mucha historia que contar.

Guareña (Badajoz) 20 de Julio de 1892 Eran sobre las 10h de la mañana, el cielo estaba despejado, cuando se escuchó un fuerte estruendo seguido de unas tres detonaciones con intensidades de mayor a menor sonido. A 5,5 Km de la localidad se escuchó tan fuerte, que pensaron que una montaña se estaba derrumbando. A 50 metros de una bodega cayó un meteorito levantando una densa nube de polvo. Los que presenciaron el suceso se asustaron, refugiándose donde pudieron e incluso tirándose al suelo. Fueron numerosas personas las que se acercaron a ver el meteorito, el que dejó un pequeño cráter de un metro de diámetro y unos 75 cm de profundidad. Poco a poco fueron llegando más testigos que se reunieron en torno al cráter. Al final se decidió sacar la pieza, de 32 kg de peso y llevarla al párroco de Guareña. Una nueva expedición rastreó la zona y se encontraron una nueva pieza de 7 kg en terreno bien labrado a 3,5 km de la caída mayor, además de las encontradas en Olivenza, Villanueva del Fresno y Badajoz. Las 4 piezas más grandes, fueron exhibidas en el Ayuntamiento de Guareña durante cuatro días y días después se entregaron al que fuera presidente

del gobierno Antonio Cánovas del Castillo, el cual donó las piezas al MNCN.

Meteorito de Guareña

A fecha de hoy, sabemos que se trata de una condrita H6 y que otras piezas se conservan en otros museos como el de París, Berlín, Bonn, Budapest, Viena, Chicago, Londres y Badajoz para su exposición.

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Como nota informativa, en los primeros estudios, fue clasificada con una densidad de 3,88 g/cm3 como una masa cristalina, gris azulado-verdosa con granos blancos y puntos brillantes repartidos casi regularmente. Corresponde al grupo III de la clasificación de Tschermak, o sea formado de broncita, olivino y hierro como elemento esencial y de textura condrítica, subgrupo de los tobáceos. También se le clasifica como Erxlebenita. ¿ Los Martínez ? (Murcia), Mayo de 1894 Se desconoce la fecha exacta del impacto, pero los estudios realizados sobre la pieza y su registro, indican que podría tratarse del fragmento de otra caída, probablemente la de Cabeza de Mayo en 1870. La única pieza que se tiene, fue adquirida por el MNCN por compra. A fecha de hoy, lo único que sabemos es que se trata de una condrita ordinaria tipo L6 y que la localidad, o pedanía, o partida “Los Martínez” no existe.

Fragmento encontrado en ¿Los Martínez? (Murcia)

Guipúzcoa hasta Jaén; y fue muy intenso en las provincias de Madrid, Guadalajara, Cuenca, Toledo, Ciudad Real, Cataluña y Albacete. Un minuto y poco después, se oyó en toda la ciudad, una explosión formidable que hizo temblar los edificios más sólidos. El estampido fue sordo e intenso, seguido de otros ruidos menos intensos, semejantes al que produciría una bala de cañón al rodar por el piso de una casa. Duró al menos dos minutos. Hacia el SO se pudo ver entonces una nube con forma circular originada por el meteoroide en su entrada y que fue fotografiada por un aficionado. Según el Instituto Central de Meteorología, la explosión habría ocurrido a 24 Km de Madrid a una altura de unos 33 km. Es imposible dar una idea exacta del efecto causado en las personas que transitaban por las calles de Madrid, muchos de ellos estaban cegados por el resplandor del bólido y otros se escondieron en los portales y tiendas. El mapa de las caídas fue constituído en 1996 y ha fecha de hoy se conocen 6 fragmentos, donde dos de ellos se encuentran en el MNCN y el resto repartido entre los museos de Londres, París, Chicago y Viena. Uno de los fragmentos recogidos cayó sobre el periódico de un ciudadano que iba leyendo por la calle. El exterior de todos los trozos examinados era negro y pardo-negruzco; el interior, blanco grisáceo. Con una lupa se ven pequeñas láminas brillantes de hierro. Densidad 3,55. Contiene casi un 10 % de hierro, níquel y otros metales, y el resto silicatos: olivino, peridoto, enstatita, augita, feldespato plagioclásico de oligoclasa y condros. En la clasificación de Daubrée se le coloca en los grupos esporasidéreos, oligosidéreos.

Madrid, 10 de Febrero de 1896 A las 9:29 del lunes 10 de Febrero de 1896, hallándose el cielo totalmente despejado y encalmado el aire como refiere la Gaceta de Madrid, se produjo un vivo relámpago de luz blanca-azulada, o rojiza según muestran otros testigos. Iluminó intensamente toda la ciudad. El resplandor intenso fue visto desde Mallorca y toda la costa mediterránea hasta Badajoz y desde 48 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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encuentra un pequeño fragmento de 17 gramos, unos 10 kg se encuentran en el Museo de Viena, lugar al que los poseedores lo vendieron y el resto repartido entre Chicago y Berlín.

Uno de los fragmentos de los caídos en Madrid

Lo curioso de esta historia, es que hubieron varios bólidos sobre la península provenientes todos del Sur Oeste, pero las observaciones realizadas en Sitges (Cataluña) no encajan con las descripciones que se tienen y la caída de un meteorito en Fontrubí (Portugal) a las 11h, sigue distorsionando los registros que se conocen. Quesa (Valencia) 1 de Agosto de 1898 A las 21h del Lunes 1 de Agosto de 1898, en la localidad de Quesa (Valencia), se escuchó un gran estruendo semejante al de un cañonazo seguido de un breve rumor semejante al de una tormenta. Algunos pastores atribuyeron el sonido al ruido de un rayo, pero el tiempo estaba despejado. Al desaparecer la luz de la ráfaga, apareció una nube blanquecina y percibieron un ruido procedente del Norte. Al día siguiente, les llamó la atención a los vecinos, una piedra negra de algo más de 10 kg y una densidad extraordinaria que había caído en tierras colindantes con las del término de Budilla. El médico de la zona, visitó el lugar de impacto y pudo ver un hoyo de unos 40 cm de profundidad y 50 cm de diámetro. Éste hizo que un artista fotografiara y obtuviera algunos vaciados en yeso del ejemplar. Los vecinos, conocedores de las aficiones del médico, le dieron el ejemplar. El médico se la entregó a su amigo Eduard Boscá, Catedrático de Historia Natural quien hizo público los hechos en una nota que envió a la Sociedad de Historia Natural, lugar al cual se le enviaron las fotografías y tres pequeños ejemplares del meteorito para su estudio. En el MNCN se

Meteorito de Quesa (Valencia)

La pieza mayor tenía forma redondeada, irregular midiendo 18 x 23 cm. por 8 de grueso. Densidad 6,48. Composición 88,4 % de hierro, 10,5 % de níquel, 1,1 % de oxígeno, cobalto y manganeso. Corresponde al grupo de la Ataxita, del que se conocen escasos ejemplares y es el primero férrico caído en España. Fuente de la Pólvora (Gerona), primavera de 1899 Se conoce bien poco sobre el hallazgo de estas cuatro piezas que sumaban un total de 143g. Una de las piezas se encuentra en el MNCN y los otros tres entre Barcelona, Chicago y Viena. Fueorn encontrados por casualidad por el Dr. D. Manuel Cazurro que se encontraba pasenaod por una zona, cerca de Gerona, llamada la Fuente de la Pólvora, cerca del polvorín militar. Se ignora la fecha y las circunstancias de la caída. Estaba cubierto por una costra pardo negruzca con dos impresiones digitales profundas. Interiormente es de color gris. Peso específico de 2,74 a 3,12. Está compuesto de piroxeno y olivino en pequeños trozos con hierro niquelífero entre la masa. Pertenece al tipo Cantonita de Meunier o condrita y su composición es: 12 % de hierro, níquel y cobalto y el resto de silicatos. 49

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Meteorito de Gerona

Victoriano Canales Cerdรก www.observandoeluniverso.es

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Desde el año 2005, fecha en que se descubrieran las primeras muestras del meteorito, hasta hoy, Al Haggounia 001 y sus más de 20 paritarios han supuesto un serio problema para científicos e investigadores. Mientras que unos clasificaban el meteorito como Enstatita EL3, otros lo hacían como Aubrita. Y todos ellos, con distintos tipos fueron incorporados a la base de datos de The Meteoritical Society. Tras varios intentos de reclasificar el meteorito, el Comité de Nomenclatura ha hecho oídos sordos a los informes científicos. Desconocemos el motivo, y no queremos especular al respecto. Quizás algún día se corrijan los datos. Mientras tanto, las investigaciones no dejan lugar a dudas sobre la tipología de Al Haggounia 001. En El Museo Canario de Meteoritos disponemos de numerosas piezas de este paleo-meteorito, y se han

realizado y estudiado numerosas secciones delgadas del mismo, así como superficies pulidas, y efectivamente se han podido documentar cóndrulos. Aportamos también nuestro grano de arena. A continuación les dejamos el informe y conclusiones de los Drs. Bunch, Wittke e Irving, hecho público, y traducido al español, y seguidamente el que llevamos a cabo en nuestro Museo tras el estudio de algunas secciones delgadas. Siempre es importante documentar los meteoritos y conservar las muestras, en las mejores condiciones de preservación, para garantizar que las futuras investigaciones diriman los fallos correctamente.

EL PROBLEMA DEL “PALEO O FÓSIL” METEORITO AL HAGGOUNIA. T. Bunch y J. Wittke, Universidad del Norte de Arizona & A. Irving, Universidad de Washington. Investigación desarollada en 2009. La edad terrestre de las muestras del material gris azulado se determinó mediante la medición directa de carbono 14 por el Dr. Timothy Jull en el Laboratorio de Espectrometría de Masas, Acelerador de la Universidad de Arizona, e informó del mismo en un resumen por Aoudjehane et al. (2009) en la 72ª Reunión de la Sociedad Meteorítica en Nancy, Francia. La edad medida es de 23,000 ± 2000 años y establece que esta caída de meteoritos ocurre durante la época del Pleistoceno.

muestran que las abundancias elementales son muy similares a las de las condritas enstatitas, EXCEPTO que Fe, Ni y Co están significativamente por debajo de los niveles condríticos. Estos resultados difieren notablemente en varias formas de aquellos para las aubritas típicas, que tienen anomalías de europio negativas características. Las reducciones en Fe, Ni y Co son lo que se esperaría de una condrita enstatita que había perdido su metal original por disolución durante la meteorización terrestre.

Los análisis instrumentales de activación de neutrones de una muestra representativa de la masa de NWA 2828 en UCLA por los Dres. John Wasson y Alan Rubin

Nuestras conclusiones anteriores ahora se fortalecen aún más. Al Haggounia 001 (y sus más de 20 especímenes NWA paritarios) clasificados de forma diversa 51

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METEORITOS 09 como aubrita, condrita EL6 o simplemente E, es una condrita enstatita inusual que contiene cóndrulos dispersos bien formados, y que sugerimos que está mejor clasificado como una condrita EL3 anómala (W4 )

Mayo 2018 especímenes (Al Haggounia 001) como una aubrita. Además, un equipo conjunto de Francia y Marruecos visitó el sitio de hallazgos en 2007 (ver Aoudjehane et al., 2007, 70th Met. Soc. Mtg. # 5329).

Historia y antecedentes

Características físicas

Varias piedras fueron compradas en diciembre de 2005 por G. Hupé de un comerciante en Tagounite, Marruecos. Se encontraron pedazos individuales de este meteorito tanto en la superficie como excavados de 0.6 a 0.7 m de profundidad debajo de una playa salina o lecho de sabkha ubicado 30 km al este de Al Haggounia y 60 km al este de Laâyoune en el sur de Marruecos (Sahara Occidental). Aproximadamente al mismo tiempo, S. Turecki y B. Reed de A. Aaronson de Sahara Occidental compraron otro grupo de piedras del mismo lugar.

Las observaciones dadas aquí son las de nuestros propios exámenes de laboratorio, y de la información proporcionada por A. Aaronson y otros marroquíes que recolectaron especímenes de la superficie y el subsuelo del lecho del lago sabkha. Las muestras de la superficie del lecho del lago son muy oscuras y fracturadas. Sus superficies altamente oxidadas se asemejan a una "pizarra de hierro" terrenal, como se puede encontrar alrededor de los meteoritos de hierro oxidado. El interior desgastado varía en color desde el marrón oscuro hasta el chocolate oscuro, y las fracturas están delineadas por matices aún más oscuros (Figuras 1 y 2).

Las piedras de Hupé fueron clasificadas como aubrita por A Irving y S. Kuehner (NWA 2828, MAPS Bull. 91) y las piedras de Turecki / Reed fueron clasificadas como una condrita enstatita EL6 / 7 por T. Bunch y J. Wittke (NWA 2965, MAPS Bull. 91). Estos meteoritos se describieron como tales en una presentación de resumen y póster en agosto de 2006 (Irving et al., 2006, 69th Met. Soc. Mtg., N.º 5264), y se hicieron comparaciones con varias otras piedras muy similares (NWA 002, NWA 1067 y NWA 2736 - el último clasificado como aubrita por Lowe et al., 2005, Lunar Planet. Sci. XXXVI, # 1913). Tras un examen más profundo de mucho más material, se encontró que ambas clasificaciones iniciales estaban en error. En diciembre de 2006, se hizo una presentación en forma de póster y resumen que atestiguaba estos errores, proponiendo que ambas piedras eran las mismas (una condrita enstatítica EL3, NO una aubrita), y sugiriendo que formaban parte de un campo antiguo muy grande (Kuehner et al. 2006, EOS, Trans. Amer. Geophys. Union 87, # P51E-1247). Desde entonces, ambos grupos han examinado material nuevo y han intentado corregir las clasificaciones erróneas de NWA 2828 y NWA 2965 (ver a continuación). La nueva información en el sitio de búsqueda indica que muchas de estas piedras fueron excavadas de un depósito sub superficial, y algunas se encontraron con riolita terrestre y guijarros de roca sedimentaria con matriz arenosa unida a las piedras de meteoritos, lo que indica que este meteorito es un componente de un antiguo conglomerado localizado. Otras muestras recogidas del campo de dispersión y suministradas por diferentes comerciantes marroquíes fueron examinadas por A. Jambon (Universidad de París), que clasificó sus

Figura 1. Muestras de superficie NWA 2965 fuertemente fracturadas y erosionadas usadas para la clasificación original. Ancho de campo = 6 cm.

Figura 2. Muestra de superficie NWA 2965 muy desgastada. Ancho = 7.4 cm. 52

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METEORITOS 09 Mayo 2018 Muchas de las muestras recogidas de la superficie y cerca de la superficie tienen núcleos de material menos meteorizado, son de varios tonos de color marrón claro a gris azulado y rara vez se fracturan (Figuras 3 y 4). Con el paso del tiempo, estos especímenes evidentemente experimentaron fuerte intemperie debido a la lluvia intermitente y la intensa radiación solar. Las fracturas actuaron como canales de erosión para la alteración acuosa. La naturaleza "porosa" de todos los especímenes se debe a la lixiviación de granos de metal de hierro y níquel anteriormente abundantes que son comunes en las condritas enstatitas, pero ahora están representados en estos especímenes por vacíos.

Figura 4. Espécimen de meteorito fósil con núcleo de material similar al NWA 2828 azul grisáceo. Ancho = 6 cm.

Figura 3. Muestra NWA 2965 altamente fracturada y erosionada que se clasifica en la porción menos meteorizada NWA 2828. Ancho = 7.8 cm.

Grandes piezas de NWA 2828/2965 se encuentran en la profundidad, y después de cortarlas, las superficies cortadas muestran texturas conglomeríticas (Figuras 5 y 6). Estos conglomerados localizados consisten en clastos carbonatados angulares a sub-redondeados de la caliza subyacente (Aoudjehane et al., 2007), guijarros de otras litologías que presumiblemente emanan de las colinas circundantes y abanicos aluviales, y fragmentos de NWA 2828/2965 todos cementados juntos (ostensiblemente por soluciones lixiviadas de fragmentos de meteoritos incluidos).

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Figura 6. Rebanada de conglomerado que muestra un gran adoquín EL3 (nota porosidad y cóndrulos blanquecinos dispersos) y un guijarro de riolita terrestre (rosa, arriba a la izquierda) en una matriz de detritus del tamaño de arena e hidróxidos de hierro. El cubo tiene 1 cm de lado.

Figura 5. Espécimen de meteorito fósil con fragmentos de la condrita EL3 en la porción inferior. El clasto de color claro en la esquina superior izquierda es piedra caliza, que está rodeada por bandas concéntricas de óxido de Fe-Ni. Ancho = 12 cm.

Las observaciones SEM muestran estructuras concéntricas que rodean todo tipo de guijarros y clastos (Figura 7). Estas estructuras consisten en bandas finas alternas, de decenas a cientos de micrómetros de espesor, de óxidos e hidróxidos ricos en Ni-Fe, productos de alteración de arcilla, carbonato y sulfato de grano muy fino.

Figura 7. Bandas de alteración que rodean los fragmentos de meteoritos. (superior izquierda) Imagen de electrones retrodispersados en la que las regiones más brillantes tienen un número atómico promedio mayor; (superior derecha) mapa de rayos X Ca-Kα que muestra la ubicación de la alteración del carbonato de calcio (Calcita); (inferior izquierda y derecha) mapas de rayos X Fe-Kα y Ni-Kα que muestran la distribución de las bandas de alteración ricas en iones derivados del metal meteorítico.

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METEORITOS 09 Resumen de petrografía y composición mineral Algunas de las piedras de meteoritos contienen cóndrulos de piroxeno radiales redondos dispersos (<5% en volumen) pero muy distintos (hasta 3 mm de ancho), así como agregados de grano fino redondeados (hasta 6 mm de ancho) ricos en enstatita o plagioclasa sódica (Figuras 8 y 9). El vidrio remanente rico en Na-Al-Si está presente dentro de las cavidades en los cóndrulos, tanto entre las hojas de enstatita como en las zonas anulares.

Figura 8. Cóndrulo radial en NWA 2828 con mesostasis vidriosa.

Figura 9. NWA 2828 que muestra el cóndrulo de enstatita radial en una matriz primaria de enstatita, plagioclasa sódica y cavidades (después del metal anterior). La matriz contiene cavidades penetrantes de 0.20.5 mm con recubrimientos de calcita y halita y yeso menores. El sulfato de hierro (después de la troilita), la jarosita, una fase no homogénea (posiblemente amorfa) rica en Fe, Cr, Si, Ca, Ti, P, S y Cl, también están presentes azufre y sílice minoritarios, y trozos ricos en Fe marrón en una piedra que contiene hasta 6.5% en peso de Ni. Estos minerales secundarios significan la alteración terrestre de metales primarios, sulfuros, fosfuros, nitruros y vidrio en un

Mayo 2018 ambiente lacustre fluvial y / o ácido antiguo. La fase primaria dominante en NWA 2828/2965 es enstatita (En98.4Wo1.4), que forma gruesos granos prismáticos. Las fases primarias adicionales son plagioclasa sódica (An1415Or3-4), troilita, grafito, daubreelita, alabandita, oldhamita, schreibersita y kamacita muy rara.

Problemas y soluciones propuestas Clasificaciones erróneas corregidas. La clasificación original de NWA 2828 (aubrita) se basó en un espécimen muy pequeño de una roca aparentemente ígnea, pero la identificación errónea de las características laminares polisintéticas, el descubrimiento de cóndrulos y estudios posteriores establecen que se trata de una condrita enstatita no equilibrada. Además, la clasificación original de NWA 2965 como una condrita EL6 / 7 se basó en dos muestras muy alteradas, en las que la naturaleza verdadera de las características restrictivas se oscureció por la oxidación. Además, tomamos la presencia de cóndrulos escasos y alterados para significar que NWA 2965 estaba metamorfoseado de forma terrestre. La clasificación revisada de TODAS las piedras como una condrita EL3 se basa en un estudio cuidadoso de 4 secciones delgadas, varias secciones pulidas y 5.885 g de material de muestra de mano. La designación como Tipo 3 es apropiada, dada la presencia de vidrio en los cóndrulos y las formas de cóndrulos bien conservadas (tenga en cuenta que la abundancia de cóndrulos no es un criterio). Fracaso de Nom Com para publicar correcciones en el Boletín. Nos disculpamos por cualquier confusión provocada por las clasificaciones erróneas. Además del resumen AGU 2006, intentamos rectificar los errores presentando clasificaciones revisadas (ver más abajo) al Comité de Nomenclatura en la primavera de 2007. En vano. Nunca se nos informó sobre ninguna decisión; aparentemente, el asunto fue ignorado por cualquier razón. Aprobación de Al Haggounia 001 como aubrita. La clasificación y la aprobación de Nom Com de un emparejamiento (Al Haggounia 001, Met. Bull 92) a NWA 2828 y NWA 2965 como una aubrita son errores flagrantes. Todas las partes tenían pleno conocimiento de que el meteorito en cuestión contiene cóndrulos y no puede clasificarse como aubrita bajo los elementos clasificadores actuales. NWA 2828/2965 como fósil o paleo meteorito. ¡Por supuesto! Sin embargo, hay pocas pautas. Las pautas 55

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METEORITOS 09 de la Meteorite Society para el Comité de Nomenclatura dicen esto sobre "meteoritos relictos": Se hacen provisiones especiales en estas Directrices para materiales altamente alterados que pueden tener un origen de meteorito, meteoritos relictos designados, que son predominantemente (> 95%) compuestos de minerales secundarios formados en el cuerpo en el que se encontró el objeto. Los ejemplos de dicho material pueden incluir algunos tipos de "pizarra de meteoritos", "meteoritos fósiles" y corteza de fusión. Nos parece bastante confuso y ambiguo. Debido a que las piezas redondeadas de NWA 2828/2965 están claramente incorporadas en una roca terrestre (un conglomerado endurecido) por procesos geológicos naturales, entonces deben considerarse como meteoritos fósiles (aunque a partir de una enorme caída antigua).

NWA 2828 (clasificación revisada) Sahara Occidental Hallazgo (comprado en diciembre de 2005) Condrita enstatita (EL3) Historia: Comprado en diciembre de 2005 por G. Hupé a un comerciante marroquí en Tagounite. Se excavaron piezas individuales de este meteorito de 0.6 a 0.7 m debajo de una playa salina o lecho de lago sabkha ubicado a 30 km al este de Al Haggounia y 60 km al este de Laâyoune, Sahara Occidental. Características físicas: 160 piedras de color gris pálido a blanquecino sin corteza de fusión con un peso total de 34.19 kg. La mayoría de las piedras tienen manchas de color naranja claro exterior, y algunas piedras contienen cáscaras de color marrón oscuro o venas transversales (1-2 mm de ancho) de óxido magnético de grano fino y minerales de hidróxido. Varias piedras tienen piedras rosadas de riolita terrestre unidas a ellas por una matriz arenosa, lo que indica que las piedras del meteorito son adoquines en un antiguo lecho conglomerado. Petrografía: (A. Irving y S. Kuehner, UWS, T. Bunch y J. Wittke, NAU): tamaño de grano relativamente fino pero variable (0,3 a 1,5 mm), y compuesto predominantemente de granos prismáticos de enstatita esencialmente pura (sin ganar) con ~ 15 vol. % oligoclasa, pseudomorfos de sulfato de hierro accesorios después de la troilita (con láminas de daubreelita en estado fresco y subparalelo) y granos de grafito esporádicamente redondeados a elipsoidales (de

Mayo 2018 hasta 1,2 mm de ancho). Varias piedras contienen cóndrulos RP redondos, dispersos (de hasta 2 mm de diámetro) y clastos esporádicos blanquecinos, redondeados, de grano fino (hasta 6 mm de ancho) ricos en enstatita o plagioclasa sódica. Las cavidades lobuladas pequeñas (0.5-1 mm) parcialmente recubiertas con calcita de grano fino, halita, yeso y sulfato de hierro están presentes en el interior incluso de las piedras más frescas. Los pequeños granos que se encuentran como inclusiones dentro de enstatita son troilita fresca libre de Ti, Mnalabandita pura, daubreelita, oldhamita fresca (algo que contiene Mn), schreibersita y manchas muy raras de kamacita y taenita. Barita menor está presente. Geoquímica: piroxeno (En98.4 Wo1.4, Al2O3 = 0.21% en peso), plagioclasa (An13.5-15.3 Or3.0-4.4). Isótopos de oxígeno (D. Rumble, CIW): los análisis de dos fragmentos de roca entera lavados con ácido mediante fluoración con láser dieron, respectivamente, δ18O = 5,50, 5,56 ‰; δ17O = 2.89, 2.90 ‰; Δ17O = -0.001, -0.026 ‰. Clasificación: La presencia de cóndrulos dispersos pero bien formados de enstatita que contienen vidrio (en su mayoría disueltos) y la falta de recristalización de la matriz hacen que esta sea una condrita EL3. Con base en el reemplazo de la troilita por sulfato de hierro y la disolución completa del metal primario, el grado de meteorización / diagenética es W4. Este material es el equivalente menos erosionado del material clasificado como NWA 2965 (Kuehner et al., 2006). Muestras: Un total de 52.5 g de muestra, dos secciones delgadas pulidas y una rebanada pulida están en depósito en UWS, y 34.5 g están en depósito en NAU. G. Hupé tiene la masa principal. REFERENCIA: Kuehner, S. M., Irving, A. J., Bunch, T. E., Wittke, J. H. and Hupé, G. M. (2006) EL3 chondrite (not aubrite) Northwest Africa 2828: An unusual paleo-meteorite occurring as cobbles in a terrestrial conglomerate. Eos, Trans. Amer. Geophys. Union, 87, Fall Meet. Suppl., Abstract P51E-1247.

NWA 2965 (clasificación revisada) Sahara Occidental Hallazgo: 2004 hasta el presente Condrita enstatita (EL3) Historia: S. Turecki adquirió aproximadamente 100 kg de piedras de distintos tamaños en Sahara occidental, 56

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METEORITOS 09 Marruecos en 2005. Estas piedras fueron recolectadas de la superficie de una playa salina, cerca de Al Haggounia, en el Sahara Occidental. Muchos cientos de kg se han recuperado de la superficie (NWA 2965) y desde profundidades hasta menos de un metro (NWA 2828). El campo de recuperación tiene una longitud de al menos 40 km (comunicación personal, A. Aaronson, Sáhara occidental). Las muestras se recuperan continuamente del sitio. Características físicas: las piedras de tamaño pequeño a mediano (<300 g) se desgastan comúnmente con un color marrón oscuro con redes irregulares de vetas de intemperie muy oscuras, en contraste con las excavadas desde la profundidad que tienden a tener menos manchas de hierro. Las piezas más grandes pueden retener porciones de la corteza de fusión desgastada. Petrografía: (T. Bunch y J. Wittke, NAU) Mayormente compuesta de una matriz de grano fino (<0.5 mm) de cristales sub-redondeados a prismáticos de enstatita casi pura. Los racimos de enstatita de grano grueso (0.5-1.2 mm), algunos con plagioclasa, están dispersos por todas partes. Los cóndrulos y fragmentos de RP raros se 2 encuentran en algunas secciones y cortes (154 cm analizados visualmente). Pequeños granos de troilita, daubreelita (como lamelas en FeS) y metal se encuentran como inclusiones en enstatita, los granos de grafito vermicular se encuentran como inclusiones y como granos más grandes en la matriz. No se encontraron otros minerales que están presentes en NWA 2828 (Kuehner et al., 2006). La erosión severa y la lixiviación química han dejado las cavidades parcialmente llenas con una variedad

Mayo 2018 de minerales secundarios que incluyen carbonatos, halita, yeso y Fe-óxidos / sulfatos. El nivel de choque es bajo. Geoquímica: ortopiroxeno, Fs0.4 ± 0.02 Wo0.8-1.3; plagioclasa, An14.8-17.6 Or4.1-4.9; FeS, Ti = 0,91% en peso %, Cr = 1,10% en peso %, Zn = 0,6% en peso. Clasificación: Condrita enstatita (EL3). La clasificación errónea original de EL6 / 7 (Bol. 91) se basó en dos muestras muy alteradas, en las que se ocultaba la verdadera naturaleza de las características restrictivas. La clasificación revisada se basa en 6 secciones delgadas y 485 g de material. Grado de intemperie es 4/5. Muestras: Un total de 2,245 g de muestras (de varias fuentes), 6 secciones delgadas y 8 rebanadas pulidas están en depósito en NAU. S. Turecki y B. Reed sostienen la misa principal.

Referencia: Kuehner, S. M., Irving, A. J., Bunch, T. E., Wittke, J. H. and Hupé, G. M. (2006) EL3 chondrite (not aubrite) Northwest Africa 2828: An unusual paleo-meteorite occurring as cobbles in a terrestrial conglomerate. Eos, Trans. Amer. Geophys. Union, 87, Fall Meet. Suppl., Abstract P51E-1247. Fuente documental; https://www.cefns.nau.edu/geology/naml/Meteorite/Al_H aggounia.html Traducción: J. García (MCM).

Sección delgada de Al Haggounia 001. Se observa en la zona central un cóndrulo radial y hacia la izquierda una vena intersticial de calcita, consecuencia de alteración terrestre. Imagen ©MCM ©LPMCM ©JGarcía.

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Estudio de Secciones delgadas de Al Haggounia 001. Revisión petrográfica. José García Museo Canario de Meteoritos Laboratorio petrográfico P.O. Box #3. Agüimes, 35260 (Las Palmas, Spain) Correo-e: direccion@museocanariodemeteoritos.com Abstract. For more than nine years, the meteorite Al Haggounia 001 was classified as an aubrite achondrite. Tons of meteorite has been distributed for all world collections, under that category. Now, new petrographic studies carried out suggest that Al Haggounia 001 is not an aubrite. Everything seems to indicate that the meteorite should be reclassified as an enstatite chondrite. In this work carried out in the Museo Canario de Meteoritos (MCM) we show the results of the studies.

1 Antecedentes. En el año 2006, varias toneladas de meteorito fueron halladas a varios centímetros bajo tierra en las cercanías de la localidad marroquí de Al Haggounia. Se trataba de rocas muy primitivas dispersas en un área de unos 40 kilómetros cuadrados que se fueron vendiendo a numerosos comerciantes y coleccionistas. Las muestras fueron llevadas a la Universidad Pierre et Marie Curie (Paris VI) donde fueron analizadas, y donde se llevó a cabo el proceso de clasificación, concluyendo que está compuesto predominantemente por enstatita (En98Fo1Wo1) y plagioclasa (Ab78An16Or5), y con presencia de troilita, grafito, daubreelita, oldhamita, kamacita rica en Si y Schreibersita. Se concluye que el meteorito es una acondrita Aubrita, profundamente alterada. Como tal, se clasifica en la base internacional de The Meteoritical Society el 24 de julio de 2007.

1.1 Muestras a estudio en el MCM. El Museo Canario de Meteoritos acoge en su colección un total de 840 gramos del meteorito, en una pieza mayor de 710 gramos, dos piezas menores de 68.1 y 32.2 gramos, y varias piezas de menor tamaño. Además conserva piezas menores de NWA 4420 y NWA 7401 que han mostrado paridad con Al Haggounia 001. Por todo lo cual, habiéndose observado en las muestras la presencia de una fase metálica minoritaria, pero presente, se procedió a la preparación de secciones delgadas para su estudio petrográfico.

Se presenta a continuación el resultado de los exámenes realizados a dichas secciones y muestras preparadas, y que son en total 6 secciones delgadas y 10 superficies pulidas. 1.2 Microscopías generales.

de

luz

incidente.

Características

Llevamos a cabo el estudio con un microscopio geológico estereoscópico StereoBlue de Euromex, equipado con filtros polarizadores lineales, luz incidente y transmitida de tipo LED blanca, y capacidad para 20 y 40 aumentos. Las primeras observaciones realizadas se llevan a cabo sobre superficies pulidas y luz incidente, documentando la presencia de grano fino de enstatita y plagioclasa, y de forma intersticial venas bien marcadas de óxido metálico y limonita. Se observa la presencia de fase metálica en forma granulada y muy poca cantidad, así como de forma macroscópica la presencia de material terrestre cementando las piezas en su exterior, bien compactadas, compatible con haberse producido en un medio cenagoso que rápidamente consolidó el entorno donde cayó el meteorito formando un suelo arcilloso. Bajo microscopía óptica no se observan estructuras identificables como cóndrulos en las muestras preparadas y sometidas a luz incidente, pero se han observado algunas compatibles con ellos en otras piezas.

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METEORITOS 09 Mayo 2018 consecuencia de contaminación terrestre por filtración (Figs. 5a, 5b).

Figs. 4a y 4b. Piroxeno presenta mosaicismo. Plagioclasa se vuelve isótropa. Arriba nicoles paralelos, abajo nicoles cruzados. Escala 2 mm.

Figs. 1 y 2 muestran venas intersticiales en matriz de granos finos bien definidos. Fig. 3 muestra material intersticial cementando el meteorito. Escala 2 mm.

1.3 Microscopías de luz polarizada. Procedemos al examen de las secciones delgadas bajo luz polarizada. En las observaciones se determina la presencia de los minerales mayoritarios Enstatita y plagioclasa, esta última manifiesta en ocasiones un patrón característico de haber sufrido una elevada temperatura, no mostrando el bandeado característico, y sí en cambio una textura algodonosa bajo nicoles cruzados, (Figs. 4a, 4b). Se observa la presencia de abundantes venas de los minerales opacos ya definidos, y otras de calcita como

Figs. 5a y 5b. Vena de calcita intersticial. Arriba nicoles paralelos, abajo cruzados. Escala 2 mm.

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METEORITOS 09 Mayo 2018 En las observaciones se ha detectado la presencia de cóndrulos radiales de piroxeno en muy poca cantidad, pero bien definidos y existentes, de un diámetro medio de 2 mm, tal como vemos en la fig. 6a, tomada bajo nicoles paralelos, y confirmada en 6b bajo nicoles cruzados, en figs. 7 y 8.

Figura 8. Tres cóndrulos relictos de enstatita. 2 Conclusiones. Después de haber documentado gráficamente las observaciones llevadas a cabo en las secciones pulidas y delgadas, podemos determinar que efectivamente la roca muestra la presencia de granos y elementos muy bien definidos, en este caso compuestos mayoritariamente de enstatita y plagioclasa. Parte de la plagioclasa ha experimentado una modificación de su estructura como consecuencia de un fenómeno de metamorfismo y se encuentra en forma de vidrio semifundido. Se observa la presencia de algunos cristales de olivino que destacan en colores verde y rosa bajo nicoles cruzados, y en gran parte una fase oxidada y muy alterada en forma de vetas intersticiales. Los cóndrulos observados son compatibles con cóndrulos radiales de piroxeno. Así mismo se observa calcita intersticial en forma de venas aisladas.

Figs. 6a y 6b muestran cóndrulo barrado de piroxeno bajo nicoles paralelos y cruzados respectivamente. Barra de escala 2 mm.

Llegados a este punto es factible concluir que el meteorito debería ser reclasificado y catalogado como Condrita de Enstatita EL y de tipos petrográficos 3 a 6, si tenemos en cuenta que los meteoritos que han mostrado paridad ostentan varias tipologías petrográficas. 3 Tratamiento de las Muestras Tanto las secciones delgadas como las muestras pulidas pasan a ser conservadas en el Museo Canario de Meteoritos, para su uso en investigación científica por procedimientos no destructivos. Las piezas mayores que forman parte de la colección del museo permanecen expuestas en las vitrinas. Referencias

Figura 7. Izquierda nicoles paralelos. Derecha nicoles cruzados. Cóndrulo de enstatita.

[1] J. García, Protocolo de caracterización petrográfica, mineralógica y geoquímica de los meteoritos. Extracción y tratamiento de muestras. Museo Canario de Meteoritos. Protocolo 01/2016, (Enero 2016). [2] The Meteoritical Society, International Database. www.lpi.usra.edu/meteor

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METEORITOS 09 Mayo 2018 Al inicio de la charla, el ponente situó a los asistentes que pudieron vivir en directo la experiencia de aquellos habitantes rusos que en la mañana del 15 de febrero de 2013 fueron testigos de la caída del meteorito de Chelyabinsk. El corazón en un puño. Después de la charla, una ronda de preguntas de los asistentes que dieron posteriormente pie a todos a ver de cerca tres ejemplares de las Colecciones del Museo que habían sido trasladados hasta Ibiza y expuestos en la Sala; Una condrita de casi dos kilos de peso recuperada en Smara (Marruecos) en 2015, el ejemplar tipo del Meteorito NWA 10909, eucrita descubierta por el ponente, y un fragmento de gran belleza de Zhamanshinita procedente del cráter de Zhamanshin (Kazakhstan), que sirvió para explicar la fuerza de presión que requieren estos materiales para formarse. La prensa local se hizo eco del evento, como no podía ser de otra forma.

Así fue. La semana pasada tuvo lugar en Ibiza un evento de gran interés científico, organizado por la Agrupación Astronómica de Ibiza (https://www.facebook.com/agrupacionastronomicaibiza.a ae/) que daba comienzo la tarde noche del 27 de abril. En la Sala del Club Diario de Ibiza, con cabida para más de 200 personas, el director del Museo Canario de Meteoritos, José García, impartió la conferencia “La Amenaza de los Asteroides. Conocer el peligro es la primera línea en la defensa planetaria”. Hizo la presentación y su sentido agradecimiento D. Pedro Pérez, secretario de la AAE. En ella el ponente analizó en profundidad los estudios sobre los asteroides, que nos permiten conocer su disposición en el sistema solar, su historia geológica, su formación y las implicaciones que han tenido en la Historia pasada de nuestro planeta, la evolución de las especies, y por supuesto el peligro que pueden causar a la humanidad en caso de una colisión con uno de estos cuerpos menores. El cuerpo central de la conferencia se centró en el estudio de los cráteres de impacto ocurridos en el pasado, sus consecuencias para nuestro planeta, y qué posibles planes barajan las Agencias Espaciales para combatir un peligro de esta naturaleza en caso de producirse.

Al término de la charla, el numeroso público se acercó al escenario para contemplar de cerca los meteoritos, e incluso alguno hubo que llevaba su particular hallazgo para mostrar al ponente, quien en directo y ante un atento público, concluyó en el examen de la roca. Desafortunadamente no era un meteorito.

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METEORITOS 09 Sin duda alguna quienes más disfrutaron de la charla, además de los miembros de la Agrupación, el público juvenil, en su mayoría estudiantes, que atentos en todo momento atendían a las explicaciones de García.

Mayo 2018 cultural de la localidad de Jesús. La tarde fue muy entretenida, y volvió a sorprender la asistencia de jóvenes profundamente interesados en este tema. El ponente explicó los tipos de meteoritos que se estudian, sus principales características químicas y mineralógicas, ilustrando las explicaciones con algunas muestras originales.

Como es tónica en sus charlas, el ponente es dado a ilustrar las mismas mostrando al público ejemplares interesantes, y así fue como todos pudieron disfrutar de tener en sus manos la sección del gabro lunar NWA 6950, entre otras piezas. A otros en cambio la mayor impresión se la dio el fragmento de Chelyabinsk, después de haber presenciado el fenómeno sonoro que produjo, que pudo reproducirse con admirable fidelidad en la sala.

Quizás el mayor interés lo levantaron las muestras lunares que llevaba y que no dejaron indiferente a nadie.

La noche se cerró con una cena entre algunos miembros de la AAE y el ponente, y la planificación de la jornada del sábado 28, en la que se llevaría a cabo la charlataller sobre Geología Planetaria y Química Asteroidal.

Y como el tiempo apremiaba, finalizó la actividad con una observación de varias secciones delgadas al microscopio, en la que los participantes pudieron observar directamente las diferentes texturas y composiciones que presentan los diferentes tipos de meteoritos. Así mismo se realizó un pequeño experimento en el que se determinó la presencia de níquel en una pieza de meteorito a través de reactivos químicos.

La mañana del sábado 28 fue distendida, pudimos visitar algunos lugares de la isla y degustar un plato típico a mediodía. Hacia las 17.30 horas dio inicio la segunda parte, el Taller dedicado a la Geología planetaria. Fue en el centro 62 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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En recuerdo por estos días de investigación y ciencia, desde el Museo Canario de Meteoritos quisimos depositar un ejemplar de condrita ordinaria en la Agrupación Astronómica de Ibiza, que fue entregada por el director del MCM al presidente de la AAE, D. José Luis Bofill.

Más info; www.aaeivissa.com

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Los Dinosaurios siguen visitando los Centros Escolares de Gran Canaria. DINOSAURIOS EN LAS AULAS, una actividad que lleva a los alumnos fósiles y réplicas de dinosaurios y otras especies extintas, con el interés de que conozcan la Historia Natural de nuestro admirable planeta Tierra. http://museocanariodemeteoritos.blogspot.com.es/p/dinosaurios-en-las-aulas.html

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Meteoritos 09 mayo 2018  

Número 9 de la Revista METEORITOS, de mayo de 2018. Edita; Museo Canario de Meteoritos. Recíbela gratis en PDF escribiéndonos al correo; di...

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