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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

Queridos amigos. Damos ya la bienvenida al número del verano. Como todos sabéis, este verano se presenta calentito para el equipo del MCM por varios frentes. El pasado 30 de junio se inauguraba en El Puerto de Santa María (Cádiz) la Exposición de Meteoritos organizada por el Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio y en la que, en el marco del Asteroid Day, exponíamos al público una importante colección de meteoritos, todos ellos del Museo. La inauguración dio inicio con una charla sobre el tema, que pude ofrecer ante un auditorio lleno de visitantes. La Exposición estará abierta hasta el 31 de agosto, y podrán visitarla en el Parque Metropolitano. Les traemos un documentado artículo del evento, y que en parte ha sido la causa de que este número de la revista se haya retrasado un par de días. El verano es tiempo de salir del campo, las vacaciones, un paseo por la playa, una acampada. Y cualquier oportunidad es buena para mirar al cielo. Contamos ya con interesantes objetos en el cielo nocturno, y no podemos olvidarnos de la más conocida lluvia de estrellas; las lágrimas de San Lorenzo.

Tierra datos muy sugerentes sobre compuestos orgánicos detectados en uno de sus análisis en el cráter Gale. Haremos una valoración de este interesante descubrimiento y sus implicaciones para la vida. Y de paso analizaremos en profundidad los meteoritos de Marte, como complemento a lo que ya publicamos en el número dos de esta revista el pasado marzo de 2017. Quizás uno de los tipos de meteoritos más complicados de mantener y cuidar sean los metálicos. Debido a su composición, con asombrosa facilidad reaccionan con el O2 atmosférico y sufren un proceso de oxidación tan violento como irreversible en muchas ocasiones. Esta facilidad de deteriorarse contrasta con la belleza que muestran cuando son cortados y preparados para revelar su sistema de cristalización. Tarea también que tiene su complicación, pero que con práctica puede lograr resultados increíbles. Un extenso y detallado artículo creado por un reconocido coleccionista de meteoritos nos desvela los secretos para cortar, grabar y conservar estos complicados meteoritos. Con esto, esperamos que el contenido de este número 10 sea de vuestro agrado. Les deseamos un buen verano a todos y nuestro mejor deseo de disfrutar de las maravillas del cielo. Estaremos de vuelta en Septiembre.

José García. Director del MCM.

China ha vuelto a ser escenario de la caída de un nuevo meteorito, además causando daños materiales. Afortunadamente, hasta el momento no se ha documentado ningún herido. Les traemos las primeras fotos del suceso y de las piezas recuperadas, que no tardaron en ser buscadas por los lugareños. Junio se presentó también especialmente interesante en cuanto a descubrimientos del Rover Curiosity, que nos enviaba a la


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INDICE DE CONTENIDOS Editorial; Un verano de estrellas. NOTICIAS del Espacio 2018 LA impacta contra la Tierra. ¿Dónde se encuentra Bacubirito? Nuevo meteorito en China Las Rocas de Marte Corte, grabado y conservación de Sideritos. Meteoritos, la Exposición Biblioteca Recomendada; Cuando las estrellas caen del cielo. Orgánicos en Marte. Perseidas. Un verano bajo las estrellas Inauguración ExpoMeteoritos

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

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

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2018 LA, impacta contra la Tierra. Society, también con trayectoria de impacto calculada, reventó sobre la atmósfera terrestre el pasado 2 de julio hacia las 16.44 UTC, en la zona fronteriza entre Botswana y Sudáfrica. El meteoroide atraviesa la atmósfera a 17 km por segundo. 8 testigos visuales confirmaron el suceso.

Es la segunda vez en la historia moderna que un asteroide previamente descubierto, establece trayectoria de impacto contra la Tierra, y colisiona con el planeta. El 7 de octubre de 2008 un pequeño meteoroide de entre 2 y 5 metros de diámetro descubierto por el Catalina Sky Survey y denominado 2008 TC3 incursiona en la atmósfera terrestre y revienta a 37 kilómetros de altura sobre el desierto nubio de Sudán. Lo sorprendente del caso fue que la trayectoria de impacto del meteoroide ya había sido calculada antes de impactar, y efectivamente, en el área prevista se recuperaron poco menos de 4 kilos de meteoritos que tras su análisis resultaron ser clasificados como acondrita ureilita polimíctica anómala. Es el meteorito Almahata Sitta. El suceso volvió a ocurrir por segunda vez. Un nuevo meteoroide de magnitud 18.3, descubierto también por el Catalina Sky Survey, denominado inicialmente ZLAF9B2, después 2018 LA y según informó la American Meteor

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METEORITOS 09 Mayo 2018 El Dr. Peter Brown, de la Universidad de Western Ontario estudió la onda infrasónica del evento de meteoro captada en la estación sudafricana, y llegó a la conclusión de que la energía liberada era equivalente a entre 0,3 y 0,5 kilotones, y que se correspondería a un objeto de unos 2 metros de diámetro.

Esto supondría que el evento por sus características similares al ya mencionado evento en Sudán años atrás, podría haber generado una masa de meteoritos en el lugar de la colisión.

Hasta el momento de la edición de este artículo no hay noticias de la recuperación de dichos fragmentos, por lo que estaremos atentos en próximas ediciones para continuar informando si llegaran a hallarse.

¿Dónde se encuentra Bacubirito? Hace ya varias semanas llegaban noticias del inicio de obras de remodelación en el Centro de Ciencias de Sinaloa (México), lugar donde desde 1992 se encuentra expuesto al público. Pero expuesto literalmente, a la intemperie, en la explanada de entrada al CCS. Los continuos llamamientos de la comunidad científica internacional exigiendo la protección del meteorito han sido infructuosos y desoídos reiteradamente por la dirección del centro de ciencias y las autoridades del país. Debido a ello el pasado 2015 el MCM emitió un informe de valoración del lamentable estado de conservación en el que se encontraba el meteorito, catalogado como metálico inagrupado, y por lo tanto, de extraordinario valor científico.

Pero desde el pasado 5 de abril, fecha en que se moviera de nuevo el meteorito de su emplazamiento, hasta la fecha no existen noticias oficiales del mismo. El desplazamiento tuvo lugar con motivo de obras de adecuación, aunque a tenor de las noticias obtenidas, en completa desorganización. Los propios trabajadores del Centro cuando llegaron a su lugar de trabajo se lo encontraron cerrado sin previo aviso.

Las únicas noticias que tenemos es que el meteorito se encuentra en un lugar sin seguridad, y sin ninguna medida de protección del mismo. Esperemos que las obras sirvan al menos para ofrecer al mismo, tal como venimos reclamando hace años, un lugar cubierto para proteger el meteorito en las mejores condiciones para su durabilidad. 6

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Derecha, arriba, Bacubirito semi excavado. Derecha, en el Centro Cívico. Abajo, traslado desde el lugar de hallazgo hasta el Centro Cívico Constitución, en 1959.

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Hacia las 21.40 horas (hora de Beijing), un brillante bólido cruzó los cielos de la provincia china de Yunnan. Algunas cámaras captaron el momento del recorrido del bólido que iluminó el cielo hasta casi hacerse de día de nuevo.

Los lugareños descartan encontrar grandes masas debido a que en la zona de caída existe un denso bosque, y en todo caso, los posibles fragmentos que sean puestos en venta, no iban a ser baratos, ya que los consideran “objetos sagrados”. Algunos están pidiendo hasta 8000 dólares por gramo, mientras que otros los están vendiendo a tan solo 50 dólares. En todo caso aún son bastante caros.

Todo parecía indicar que posiblemente fragmentos de meteoritos hubieran sobrevivido al evento de ablación y podrían haber caído a tierra. Efectivamente a las pocas horas del evento, comenzaron a moverse noticias por las redes sociales. Algunos habitantes del lugar encontraron fragmentos dado que al parecer, la caída de las rocas había causado daños en algunos tejados. Numerosos fragmentos de reducida masa fueron recuperados y ahora están a la espera de poder ser analizados y clasificados. Todo parece indicar que se trata de una condrita ordinaria. Días después del suceso se halló una masa de 1280 gramos y otra de 640 gramos. 8 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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Les iremos ampliando más noticias del suceso a medida que vayan llegando. Mientras tanto les compartimos estas fotos que de forma pública están corriendo por las redes

sociales. Desconocemos la autoría de las mismas, en todo caso, se reservan los créditos para sus autores.

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Los lugareños que están hallando fragmentos del meteorito no cesan de rendir culto a las piedras, ya que consideran que son regalos de los dioses, y por tanto, son objetos sagrados. Creen que venerarlos les atraerá prosperidad y bendición, y como tal, se improvisan altares ante los que se postran a orar, depositar donativos, y presumir de haber

sido uno de los agraciados en haber encontrado un fragmento en sus campos de labor. Por este motivo muchos ni se plantean la posibilidad de vender su bendición y los que lo han pensado no han dudado en pedir cantidades desorbitadas de dinero por apenas unos gramos de sus rocas.

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Recordamos al iniciar este artículo que referente a las rocas del planeta Marte tuvimos ocasión de editar una revista completa dedicada a las mismas, y que pueden ver; (https://issuu.com/mcmcanarias/docs/meteoritos_02_marz o_2017) Pero en esta ocasión les traemos la traducción de un interesante reportaje sobre el asunto perteneciente al Dr. Anthony Irving, de la Universidad de Washington, y que es público en inglés a través de la página de IMCA.

Los meteoritos marcianos fueron en su momento los grandes desconocidos. La escasez de estos materiales, unida a la desinformación existente en la sociedad sobre los mismos los ha convertido en grandes desconocidos, que ahora, gracias a la labor investigadora de importantes científicos internacionales, estamos empezando a conocer en detalle. La investigación de las rocas marcianas se ha visto favorecida por los continuos estudios y análisis que los Rovers y los orbitadores en Marte están llevando a cabo y nos envían continuamente. Este artículo nace como adaptación de la información contenida en la página oficial de la International Meteorite Collector Association, después de una traducción. Evidentemente la redacción no es copiada, aunque tomamos el esquema de desarrollo para adaptar la información que conocemos sobre estas rocas, de una forma accesible e inteligible. ¿Qué son los meteoritos? Conocemos como meteoritos los fragmentos naturales, rocosos, metálicos o metalorrocosos que proceden del espacio exterior y tras su paso por la atmósfera, caen sobre la superficie de nuestro planeta. Estos fragmentos rocosos tienen diversa procedencia, ya que conocemos rocas con origen en La Luna, en Marte, en Vesta e incluso en asteroides desconocidos. La búsqueda de estos meteoritos es toda una aventura. La mayoría de meteoritos recuperados no se han visto caer, sino que

fueron hallados mucho tiempo después de su caída en campos y desiertos.

La mayoría de los meteoritos se infiere razonablemente que provienen de cuerpos relativamente pequeños (hasta varios cientos de kilómetros de diámetro, pero en su mayoría mucho más pequeños) ubicados dentro del Cinturón principal de asteroides, que es una colección de más de 100.000 objetos de más de 1 km limitada por mecanismos celestes. Orbitan el Sol entre Marte y Júpiter. (Al contrario de las escenas de la película "La Guerra de las Galaxias", hay distancias muy grandes entre cada uno de los asteroides, pero sí son golpeados por otros objetos en órbita o se mueven gradualmente a órbitas de transferencia desde las cuales pueden ser perturbados en la Tierra; cruce de trayectorias). Esta diversa colección de asteroides puede incluir objetos primitivos (es decir, material temprano no procesado que quedó de la acumulación o acreción parcial de los planetas de la nebulosa solar), pero también los restos desagregados de cuerpos planetarios ahora destruidos, algunos de los cuales tenían residencia mucho más cerca del sol. Hay otros asteroides conocidos que no orbitan dentro del cinturón principal (como varios objetos cercanos a la Tierra o NEO), y algunos de ellos también podrían ser fuentes de meteoritos.

Los meteoritos más comunes que se encuentran en la Tierra contienen pequeñas esferas parcialmente vítreas llamadas cóndrulos, y tales rocas se denominan condritas (de al menos 14 tipos diferentes). Otros meteoritos que carecen de cóndrulos se llaman acondritas, y un subconjunto de ellos se conoce comúnmente como meteoritos planetarios. Este último grupo comprende meteoritos que se derivan de cuerpos actuales o anteriores de suficiente tamaño y con suficiente calor que produjeron capas internas (o diferenciadas), con un núcleo denso y una 12

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litosfera supra yacente (compuesta de un manto y algunas veces también de una corteza). Los meteoritos de hierro relativamente raros y también las palasitas presumiblemente representan los núcleos desagregados de cuerpos planetarios anteriores. ¿Cómo llegaron aquí los meteoritos de Marte? Las interacciones gravitacionales entre todos los cuerpos que orbitan alrededor del Sol causan perturbaciones que resultan en colisiones entre algunos de ellos. Al principio de la historia del sistema solar, tales colisiones casi con toda seguridad eran mucho más frecuentes e involucraban masas mucho más grandes, por lo que no es difícil imaginar que algunos cuerpos bastante grandes fueron destruidos y dispersados en tales eventos. Hoy en día, las interacciones que finalmente nos entregan los meteoritos son menos energéticas y aún pueden causar que piezas pequeñas de un cuerpo grande golpeadas por un objeto más pequeño sean expulsadas a una velocidad que exceda la velocidad de escape necesaria para vencer la fuerza gravitacional del cuerpo más grande. Para Marte (con una aceleración gravitacional de aproximadamente 0,38 la de la Tierra), esto requiere una colisión bastante enérgica por un pequeño asteroide sobre la superficie marciana. El material así excavado podría consistir en rocas que afloran en la superficie y/o muestras del subsuelo desde cierta profundidad. A principios de la década de 1980, los científicos se mostraron escépticos ante la posibilidad de que los especímenes que ahora sabemos que provienen de Marte se aceleren lo suficiente como para escapar de la gravedad de Marte. Una vez que el origen marciano de algunos especímenes se volvió innegable (ver más abajo), los teóricos se vieron obligados a reconsiderar la física de este proceso, y descubrieron que, de hecho, era posible expulsar material mediante un mecanismo llamado espalación. El hecho de que todos los meteoritos marcianos muestren evidencia de presiones de choque de moderadas a altas es muy consistente con estas conclusiones. ¿Cómo sabemos que son piezas de Marte? El trabajo de detective que eventualmente conectó un pequeño grupo de extraños meteoritos acondríticos a un planeta bastante conocido es un notable logro filosófico. En realidad, resolver este caso dependió de una medición relativamente poco conocida de las dos naves Viking de la NASA que aterrizaron en Marte en 1976. Aunque fueron enviadas para realizar experimentos para detectar vida en

suelo marciano (lo que no hicieron), los aterrizadores Viking ganaron la redención porque los instrumentos midieron las cantidades de diferentes gases en la delgada atmósfera marciana. Esos mismos gases fueron encontrados por primera vez en 1983 por Donald Bogard y Pratt Johnson en cantidades muy pequeñas (pero exactamente en las mismas proporciones) atrapados dentro de las venas y los bolsillos de cristal de choque en la shergottita Elephant Moraine 79001, y ahora en al menos otros cinco meteoritos marcianos (ver trama).

¿Y qué hay de todos los otros supuestos meteoritos marcianos? Resulta que todos ellos tienen parentesco basado en varios otros criterios de diagnóstico: (1) todos contienen minerales de óxido ricos en hierro (magnetita, cromita, ilmenita) y ningún hierro en forma metálica, (2) todos contienen un sulfuro de hierro mineral llamado pirrotita, en lugar de troilita (como se encuentra típicamente en meteoritos que contienen metales de hierro), (3) los minerales de piroxeno y olivino dentro de ellos tienen proporciones de Fe (hierro) a Mn (manganeso) que son distintivas (ver la gráfica a continuación) y en su mayoría de manera significativa, (4) tienen un rango estrecho de composiciones isotópicas de oxígeno diferentes de las de cualquier otro meteorito acondrítico (ver la gráfica a continuación). Tomados en conjunto, estas medidas forenses constituyen una preponderancia de evidencia de que los más de 111 meteoritos marcianos propuestos son del mismo cuerpo, y la evidencia del gas atmosférico demuestra sin lugar a dudas que el cuerpo es de hecho Marte. Por lo tanto, a diferencia del caso de los meteoritos lunares, tenemos la curiosa circunstancia de saber que estos especímenes provienen de Marte, a pesar de que los 13

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humanos aún no han obtenido directamente muestras de rocas de allí. Aún más intrigante es el hecho de que ninguno de los meteoritos marcianos (posiblemente con una excepción) parece ser muy similar a los afloramientos rocosos en los sitios de aterrizaje explorados hasta ahora con embarcaciones robóticas. Sin embargo, las proporciones de FeO / MnO masivas para las rocas más frescas en el cráter Gusev son muy similares a las proporciones de FeO / MnO en masa para las shergottitas, proporcionando otro vínculo muy fuerte.

Discriminación química mineral de las rocas basálticas planetarias. Las rocas magmáticas en diferentes cuerpos planetarios tienen diferentes proporciones de Fe / Mn en sus silicatos máficos y / o diferentes proporciones de Ca / Na en sus feldespatos de plagioclasa constituyentes.

atrevieron a teorizar que todos estos pueden provenir de Marte. Una línea de argumentación fue que, dado que todas estas rocas ígneas contenían minerales de óxido con hierro parcialmente en forma férrica, debían provenir de un cuerpo bastante grande capaz de fundirse internamente y, además, de uno relativamente oxidado. Los aterrizadores Viking de la NASA de 1976 apoyaron la conjetura de que el distintivo color rojizo general de Marte fue causado por depósitos de polvo superficial que se parecían mucho a las mezclas de arcilla y óxidos férricos, como los producidos por la erosión de las lavas terrestres. Además, la datación radiométrica de varias shergottitas por Laurence Nyquist y sus colegas demostró en 1979 que al menos una parte de su cuerpo matriz había experimentado magmatismo en los últimos cientos de millones de años.

Como un acrónimo conveniente, estos especímenes se denominaron los meteoritos SNC, pero fue peor el uso coloquial del término "SNC" (comúnmente pronunciado en presentaciones orales como "Snicks"). Algunos científicos todavía usan este término, pero la mayoría lo han abandonado en favor del término mucho más directo y más simple "meteoritos marcianos". El descubrimiento del meteorito antártico Allan Hills 84001, que es una ortopiroxenita marciana única (en lugar de una variedad S, N o C), influyó en este cambio en la terminología. ¿Cuántos hay?

Composiciones isotópicas de oxígeno de acondritas planetarias

(todos los datos por fusión láser, excepto para los hierros IIIAB) ¿Qué hay de su nombre? A fines de la década de 1970, los científicos se dieron cuenta de que tres grupos extraños de acondritas conocidos en esa época (tres shergottitas, tres nakhlitas y una piedra única llamada Chassigny) podían estar genéticamente relacionados, y algunos científicos (especialmente Lewis Ashwal y Edward Stolper) incluso se

Hasta 1977 solo había seis especímenes conocidos que serían reconocidos como meteoritos marcianos. En la actualidad, el número de meteoritos marcianos separados es de poco más de 209, aunque para algunos de ellos hay más de un nombre oficialmente reconocido, debido a las piedras naturalmente emparejadas o piezas rotas de la misma piedra original. Un notable meteorito marciano (Elephant Moraine 79001) tiene dos litologías diferentes en contacto, pero todavía se cuenta como un único espécimen. La cantidad real de meteoritos marcianos desapareados es probablemente un poco menor que 200, porque es difícil decidir sobre las relaciones de apareamiento entre algunas piedras sin análisis sofisticados (como las determinaciones de las edades de exposición a los rayos cósmicos). Los especímenes que se enumeran juntos en entradas individuales en la Lista vinculada son juzgados por el autor para emparejarse en función de la mejor información 14

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disponible, pero algunas de esas asignaciones pueden estar sujetas a cambios a medida que se obtengan datos adicionales. ¿Cómo son de grandes? El meteorito marciano más grande es Zagami con 18.0 kg (40 lbs), seguido por Yamato 000593 y piedras emparejadas a 15.0 kg (33 lbs), Tissint a> 12 kg (> 26 lbs), Sayh al Uhaymir 005 y piedras emparejadas a 11.2 kg (25 lbs), Dar al Gani 476 y piedras emparejadas a 10.4 kg (23 lbs), y las numerosas piedras de Nakhla a 9.9 kg (22 lbs). Los meteoritos marcianos desapareados más pequeños son Grove Mountains 020090 (7.5 gramos), Grove Mountains 99027 (10 gramos), Queen Alexandra Range 94201 (12 gramos), Northwest Africa 4480 (13 gramos) y Lewis Cliff 88516 (13.2 gramos).

Pequeño ejemplar individual de Northwest Africa 4480. Cubo escala 1 cm. Foto © G. Hupé

¿Dónde fueron encontrados? ¿Y por quién? Las expediciones anuales a la Antártida desde 1975 por parte de los japoneses, los EE. UU. y más recientemente los equipos patrocinados por el gobierno chino han dado como resultado un aumento constante en el número de especímenes marcianos. El primer meteorito marciano antártico (Allan Hills 77005) se encontró el 29 de diciembre de 1977, el segundo en 1979 y el más reciente (Larkman Nunatak 12095/12240) en enero de 2012. Además, a fines de la década de 1990, la exploración para búsqueda de meteoritos en los desiertos del noroeste de África y Omán (apoyados en gran parte por recolectores privados) llevaron a un aumento dramático en los especímenes recuperados que aún no han disminuido. De hecho, más de la mitad (62%) de todos los meteoritos marcianos encontrados desde 1975 provienen de Argelia, Marruecos y regiones adyacentes; ocho son de Libia y dieciocho son de Omán. Otros veintitrés más son de Marruecos. La documentación en video sobre el descubrimiento del meteorito marciano Ksar Ghilane 002 en Túnez está en http://www.youtube.com/watch?v=MWvl9cGCAqY. Aunque la mayoría de los meteoritos deben caer en el océano, no cabe duda de que los meteoritos marcianos han caído en tierra en todas partes, si solo pudiéramos reconocerlos en áreas boscosas o urbanas. Hay otros desiertos rocosos (por ejemplo, en Australia, Mongolia y el oeste de los Estados Unidos) que serían lugares fructíferos para buscar. Dado el éxito de los nómadas en el noroeste de África y otros en Omán, debe concluirse que los descubrimientos futuros en otros lugares están limitados principalmente por un esfuerzo insuficiente. ¡Vámonos!

Estadística de hallazgos marcianos no paritarios (números corresponde a NWA; Unn = no nombrados)

Cuatro caídas famosas. La cantidad de meteoritos lunares (actualmente alrededor de 340) es levemente mayor a la cantidad de 15 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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meteoritos marcianos, pero no se ha visto caer un solo meteorito lunar. En contraste, se observaron cinco meteoritos marcianos (Chassigny, Shergotty, Nakhla, Zagami y Tissint) que golpearon este planeta, y es notable que estos representen a tres de los principales subgrupos (Shergotty y Zagami son muy similares entre sí). Las historias de las cataratas de estos meteoritos especiales en 1815, 1865, 1911, 1962 y 2011 están bien documentadas en otros lugares. Tissint, shergottita caída en Marruecos en 2011. La quinta caída observada de un meteorito marciano ocurrió en las primeras horas del 18 de julio de 2011 en una remota región rocosa desértica al suroeste de Tissint, Marruecos. Las piezas de meteoritos (en total más de 12 kilogramos) no se encontraron hasta unos 4 meses más tarde, pero la frescura de la corteza de fusión y el interior de numerosos fragmentos rotos son bastante consistentes con los relatos visuales y auditivos anteriores de los observadores locales. Las cantidades de los nucleídos cosmogénicos efímeros 54Mn y 22Na detectados en un espécimen analizado por el Dr. John Duke en la Universidad de Alberta son consistentes con una fecha de otoño muy reciente (al menos en los últimos 5 años). El meteorito se llamó Tissint debido de la aldea situada a unos 70 km del campo de hallazgo. En bereber, este nombre significa "sal", en referencia al agua salina y depósitos de sal en esta región en el lado norte de la cuenca intermitente Oued Drâa, que separa a Marruecos de Argelia.

297g roca partida de Tissint.

La misma roca de 297 gr (detrás) Foto © J. Utas. Tissint es una variedad diferente de shergottita de las dos caídas de shergottita anteriores (Shergotty y Zagami), pero similar a un grupo de otras 11 shergottitas (denominadas olivino-fírica) que se encuentran en otras partes del norte de África, Omán y la Antártida. Los grandes granos de olivino expuestos en el exterior del meteoroide Tissint se derritieron de una manera distintiva al sumergirse a través de nuestra atmósfera, como es evidente en la imagen de arriba. El lado anverso de la misma pieza revela el interior de color gris pálido con sus bolsas esporádicas de vidrio negro vesicular (formado por el impacto cuando el material fue expulsado de Marte). Si Tissint es de hecho como las demás shergottitas olivino-fíricas compositivamente similares, entonces podría esperarse que tuviera una edad de formación ígnea cerca de 460 millones de años atrás y que haya sido expulsado (junto con los otros 11 ejemplos similares) hace aproximadamente 1.1 millones de años . *Edad de eyección: Drs. Marc Caffee y Kunihiko Nishiizumi han determinado que la edad de eyección de dos muestras de Tissint a partir de mediciones de berilio 10-cosmogénico es de 1,1 Ma. Este resultado respalda por completo su hipótesis de que TODAS las shergottitas olivino-fíricas analizadas (con la notable excepción de Dhofar 019) fueron expulsadas de Marte juntas en este momento, pero desembarcaron en la Tierra varias veces en los últimos 450,000 años (y tan notables como parece predominantemente en los países del noroeste de África). Dhofar 019 tiene la edad espacial más larga medida hasta ahora para cualquier meteorito marciano (20 millones de años).

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*Edad de cristalización: En varios laboratorios se han llevado a cabo análisis para determinar la edad de cristalización de Tissint utilizando los isótopos Sr, Nd y Hf. El Dr. Gregory Brennecka, el Dr. Lars Borg y el Dr. Meenakshi Wadhwa determinaron una edad preliminar isocrónica Sm-Nd de 596 ± 23 millones de años. Therica Grosshans, el Dr. Thomas Lapen y el Dr. Rasmus Andreasen obtuvieron una edad isocrónica mineral Sm-Nd de 616 ± 67 millones de años y una edad isócrona mineral de Lu-Hf menos precisa de 583 ± 86 millones de años. Estos resultados indican que Tissint tiene una formación hace cerca de 600 millones de años y es la shergottita más antigua hasta la fecha (junto con Dhofar 019). Tissint también tiene la composición isotópica de hafnio en masa positiva más alta medida hasta ahora para una shergottita, lo que implica que su región fuente de manto tiene una de las firmas de elementos traza litófilos más mermadas conocidas para Marte. Northwest Africa 7034 – El primer meteorito brecha de impacto de Marte. Una muestra de brecha negra, fragmentaria e inusual encontrada como varias piedras supuestamente cerca de Bir Anzarane, en el sur de Marruecos en 2012, es el primer ejemplar disponible de una brecha de impacto de la corteza marciana. Un espécimen de 320 gramos fue designado como NWA 7034, pero se han encontrado piedras adicionales, dos de las cuales han sido designadas como NWA 7475 y NWA 7533. Los análisis de gas noble clave para establecer la presencia de atmósfera marciana atrapada en NWA 7034 fueron realizados por la Dr. Julia Cartwright y algunas otras características químicas minerales de este espécimen son consistentes con las determinadas para shergottitas (pero con algunas diferencias sorprendentes).

Northwest Africa 7034 – Masa Mayor. Foto © Carl Agee, Universidad de Nuevo Mexico.

Los estudios en curso de tres equipos dirigidos por el Dr. Carl Agee, por el Dr. Roger Hewins con la Dra. Brigitte Zanda, y por el Dr. Tony Irving con el Dr. Axel Wittmann y el Dr. Randy Korotev han descubierto los siguientes aspectos importantes de este espécimen especial: • Aunque inicialmente se consideró como un producto de la actividad volcánica explosiva, parece más probable que este espécimen registre el derretimiento provocado por el impacto y la mezcla en la superficie marciana. Es una brecha compleja compuesta de granos minerales angulares y objetos esferoidales de color oscuro en una matriz de grano muy fino. • Los análisis de elementos traza por el Dr. Munir Humayun han demostrado la presencia de contenidos elevados de elementos de níquel y del grupo del platino en muchos componentes de NWA 7533, lo que sugiere contribuciones de impactadores condríticos. • Los óxidos de hierro (predominantemente magnetita) son inusualmente abundantes, y se explica mejor como originarios de antiguos suelos marcianos (como el polvo rojizo que cubre el planeta hoy en día). Estos podrían haber sido mezclados en la brecha NWA 7034 (junto con elementos siderófilos condríticos) por procesos de impacto. • Los isótopos de oxígeno no son uniformes entre todos los componentes de este meteorito. Los análisis detallados de la Dra. Karen Ziegler han demostrado que, aunque los granos de piroxeno coinciden con las shergottitas en su composición isotópica de oxígeno, los feldespatos y óxidos de hierro son bastante diferentes y deben reflejar la interacción con un reservorio diferente (probablemente la atmósfera marciana). • Este meteorito contiene cantidades significativas de agua, presumiblemente al menos en parte alojada por granos de clorapatita. Experimentos de calentamiento en NWA 7034 por el Dr. Francis McCubbin produjeron un contenido de agua a granel de aproximadamente 0.3% en peso, y la composición isotópica de oxígeno del agua liberada coincide con la de las shergottitas (sugiriendo que representa agua del manto marciano). • Los estudios iniciales de cronología sugieren una edad total para NWA 7034 de aproximadamente 2 mil millones de años; sin embargo, no está claro si se trata de una edad ígnea o la edad de la fusión provocada por el impacto.

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• Las abundancias de elementos de tierras raras en los clinopiroxenos de NWA 7034 son más similares a las de la augita en las nakhlitas, y la plagioclasa también es algo similar en composición a la de las nakhlitas. • La edad de exposición a los rayos cósmicos a partir del análisis de Neon-21 cosmogénico es de aproximadamente 11 millones de años, que es esencialmente la misma que la encontrada para nakhlitas y chassignitas. Entonces, ¿cuáles son las principales deducciones que se harán hasta ahora con respecto a este espécimen (teniendo en cuenta que hay mucha más investigación por hacer)? NWA 7034 y piedras aparejadas representan evidentemente una muestra de la corteza marciana amazónica (o más antigua). La evidencia petrológica y química de un origen por los procesos de impacto puede implicar que este material se deriva del hemisferio sur con más cráteres de Marte. La ausencia hasta ahora de tales muestras de brechas de regolito de Marte ha sido desconcertante, dada la gran similitud del terreno del hemisferio sur con el de las tierras altas lunares. La conexión (si existe) con las nakhlitas y chassignitas de 1.300 millones de años aún no se ha establecido, pero no hay duda de que NWA 7034 tiene el potencial de revelar nuevos secretos sobre los antiguos procesos Ígneos, de meteorización e impacto marcianos.

Roca shergottita completa de Northwest Africa 4468. Grandes cristales de ortopiroxeno son visibles a través de la costra de fusión negra. Foto © G. Hupé.

Cómo reconocer meteoritos de Marte. Algunas personas piensan que los meteoritos marcianos deberían ser de color rojo, o quizás verdes. De hecho, ninguno es verdaderamente rojo o incluso marrón (a excepción de partes de algunas que han sido erosionadas después de que aterrizaron en la Tierra). Algunos meteoritos marcianos son realmente verde oscuro (las nakhlitas) y algunos tienen partes verdosas pálidas (algunas shergottitas ultramáficas), pero la mayoría son de color gris o gris caqui, y otros son marrones o incluso negros (como resultado del oscurecimiento del choque). A veces les pregunto a los estudiantes como una pregunta extra sobre exámenes: "¿De qué color son las rocas en Marte?" Aunque durante las conferencias muestro imágenes de afloramientos obviamente grises en los sitios de aterrizaje del Pathfinder o Spirit (algunos cubiertos parcialmente con polvo rojizo), inevitablemente ¡Muchos estudiantes responden que las rocas son rojas!

Roca completa Northwest Africa 2975, mostrando la corteza de fusión arrugada y el interior gris. Foto © M. Farmer

Shergottita NWA 1950. Foto © B. Fectay

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establecido un protocolo para todos los meteoritos antárticos en el que NO se utilizan imanes cerca de ellos. Desafortunadamente, los nómadas, los comerciantes y los coleccionistas privados en otros lugares con frecuencia colocan imanes de tierras raras muy fuertes en todos los meteoritos, lo que hace que las porciones exteriores de los especímenes se vuelvan instantáneamente. Si desea probar las propiedades magnéticas de un posible marciano o cualquier otro meteorito, retire una pequeña migaja y pruébela con un imán en lugar de poner en peligro toda la muestra. Este problema ha requerido la perforación de núcleos o el corte de algunos meteoritos para estudios magnéticos con el fin de evitar los efectos impuestos por estas prácticas.

Chassignita NWA 2737. Foto © N. Classen

Lugar de aterrizaje de Mars Pathfinder en Ares Vallis. Tenga en cuenta las rocas grises cubiertas de polvo de color marrón rojizo.

Una gran cantidad de rocas basálticas terrestres metamorfoseadas (a veces llamadas piedras verdes) contienen minerales verdes (como clorita, actinolita, epidota y serpentina), y estos son los especímenes más comúnmente confundidos por los coleccionistas aficionados como los meteoritos marcianos. Sin pruebas detalladas, una forma de reconocer un posible meteorito marciano es buscar una corteza de fusión obvia, que es una capa fina, negra y vidriosa formada en el exterior de todos los meteoritos que contienen minerales de silicato que contienen hierro a medida que caen y desaceleran a través de la atmósfera de la Tierra . Lamentablemente, los meteoritos pedregosos caídos más recientemente de todos los tipos tienen costras de fusión negras, pero si el meteorito ha residido en la Tierra durante mucho tiempo, es posible que se haya eliminado la corteza por meteorización o por ablación del viento.

Otra prueba que se hace comúnmente involucra imanes; sin embargo, esto ha demostrado ser un problema importante para los científicos interesados en medir las propiedades magnéticas de Marte. Los meteoritos marcianos son ligeramente magnéticos, pero mucho menos que los meteoritos que contienen hierro metálico. Se ha

El choque durante la eyección de especímenes desde Marte (o incluso por impactos anteriores) ha producido algunas características macroscópicas distintivas en muchos meteoritos marcianos. Las variedades más frecuentes (shergottitas) contienen una forma vítrea diapléctica de feldespato plagioclasa llamada maskelinita. De hecho, el espécimen tipo para este mineral o mineraloide (descrito por primera vez por Gustav Tschermak en 1872) es el meteorito Shergotty. La maskelinita es fácilmente reconocible por su brillante brillo adamantino en superficies rotas examinadas a la luz del sol, y es isotrópico (negro) en luz cruzada polarizada. Aunque la maskelinita se encuentra también en algunos meteoritos lunares y eucríticos, es el mejor diagnóstico de los meteoritos marcianos (excepto nakhlitas y "baby" shergottita NWA 4480, que evidentemente experimentaron menos shock). Incluso mayores presiones de choque y temperaturas han provocado un derretimiento completo de la plagioclasa en algunas shergottitas (p. Ej., Allan Hills 77005, Dhofar 378, NWA 5298, NWA 6342), dando como resultado una distintiva textura "microsherulítica" de láminas de plagioclasas anisotrópicas templadas o incluso la formación de vidrio complejo y vesicular rico en feldespato. Otros efectos comunes del choque son la presencia de pequeñas bolsas interiores de vidrio negro (a veces vesicular) y/o vetillas finas transversales de vidrio negro. Esto evidentemente se inyectó en un estado fundido en las rocas, ya que fueron desmanteladas de Marte y contiene gases atmosféricos marcianos atrapados.

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La confirmación del origen marciano de un meteorito requiere un examen microscópico y análisis químicos especiales. Los componentes minerales más comunes son los piroxenos (pigeonita, augita y menos comúnmente ortopiroxeno), olivino, feldespato plagioclasa (por lo general ahora maskelinita), óxidos (titanomagnetita, ilmenita, cromita, baddeleyita), fosfatos de calcio (merrillita, apatita), polimorfos de sílice (comúnmente exhibiendo cambios post shock) y sulfuro de hierro (pirrotita). Las composiciones químicas de todos estos minerales tienen intervalos conocidos específicos, y en particular las relaciones de hierro a manganeso (Fe/Mn) en piroxenos y olivinos son muy característicos, especialmente cuando se consideran en combinación con las composiciones de plagioclasas (ver la gráfica anterior). Por lo general, una muestra puede reconocerse como marciana muy fácilmente una vez que se realiza una sección delgada transparente, o en cuestión de minutos de examen de una superficie pulida que utiliza una microsonda electrónica. Por supuesto, los datos de isótopos de oxígeno servirían como confirmación adicional, pero eso no es necesario (y los valores isotópicos para los meteoritos marcianos son por sí mismos no únicos). Variación en la composición de minerales. Los principales minerales (piroxenos, olivino y plagioclasa) en meteoritos marcianos muestran variaciones de composición sistemáticas, dependiendo de la composición global de cada roca y el grado en que se sometió a cristalización fraccionada durante el enfriamiento y la solidificación progresiva. Las composiciones de plagioclasas varían desde más anódica (Anortita, componente inferior) en nakhlitas (An14-37, pero principalmente cerca de An30) hasta típicamente mucho más cálcica en las shergottitas (An33-74, pero aproximadamente la mitad de ese rango en cualquier muestra dada). Los piroxenos en nakhlitas son predominantemente cálcicos (augita), mientras que los piroxenos en las shergottitas son predominantemente subcálcicos (ortopiroxeno y pigeonita), con augita presente en la mayoría de los especímenes también. En un gráfico cuadrilátero estándar de los principales componentes del miembro final (Enstatita En, ferrosilita Fs y wollastonita Wo), diferentes especímenes tienen diferentes patrones de variación de composición. Un aspecto de las shergottitas que no es evidente en tales parcelas es que las variaciones amplias en la composición comúnmente ocurren dentro de granos de piroxeno individuales. Tal zonificación

composicional "caótica" puede reflejar procesos de desequilibrio operativos durante la solidificación de los magmas de shergottita. Olivino en las shergottitas más primitivas típicamente también exhibe zonificación compositiva; sin embargo, hay evidencia de que parte de esta zonificación ha sido borrada diferencialmente por difusión en las shergottitas enfriadas más lentamente. Olivino en nakhlitas y chassignitas muestra un rango composicional más estrecho en consonancia con la formación inferida de estas rocas como cumulados ígneos. ¿Cómo están clasificados? ¿Por qué solo un espécimen de brecha? ¿Qué hay de las rocas sedimentarias? De los 209 meteoritos marcianos conocidos, todos menos uno son rocas ígneas. Solo un espécimen (NWA 7034 y piedras emparejadas de Rabt Sbayta) es una brecha producida por impacto (a pesar de que gran parte de Marte está cubierto de cráteres de impacto). Entre los especímenes ígneos, varios ejemplos ultramáficos exhiben estructuras cataclásticas y vetas de choque, pero no son brechas fragmentarias como las de la Luna o las howarditas. Y hasta ahora no se han reconocido rocas sedimentarias como las examinadas en el área pequeña del sitio Meridiani Planum. El gráfico circular a continuación clasifica 109 especímenes ígneos conocidos sobre la base de categorías petrológicas basadas únicamente en texturas de roca.

Un problema de larga data en el estudio de las cosas naturales es qué nombres darles. La nomenclatura tiende a ser un esfuerzo humano que cambia con el tiempo, a medida que surge una nueva comprensión. Idealmente, la nomenclatura científica debería ser completamente descriptiva, sin indicios de interpretación, pero en la práctica esto es difícil de lograr. Los científicos también tienen sus propios favoritos, y tienden a querer retener parte de la historia del pensamiento sobre cualquier tema en la forma 20

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de los nombres utilizados. En el caso de los meteoritos marcianos, tres de las famosas caídas dieron lugar a las categorías shergottitas, nakhlitas y chassignitas (el último de los cuales tenía un solo miembro hasta la recuperación del NWA 2737 en 2000 y NWA 8694 en 2014). Luego, en 1984, se encontró el meteorito Allan Hills 84001 (y finalmente se lo reconoció como marciano en 1994). Esta roca está compuesta principalmente de ortopiroxeno (con pequeñas regiones ricas en carbonato), y pasó a llamarse ortopiroxenita (que es un nombre que se aplica a rocas terrestres similares). Si utilizáramos nombres de rocas terrestres, las shergottitas podrían llamarse basaltos de paligeita (aunque no son estrictamente basálticas como las de la Tierra), las nakhlitas se llamarían clinopiroxenitas olivinicas, y las chassignitas se llamarían dunitas.

Las cosas se volvieron más confusas con la desafortunada introducción (y el uso continuado) del nombre "lherzoltita silézitica "para un subconjunto de rocas marcianas portadoras de maskelinita (incluida la primera hallada en la Antártida). El problema es que el término lherzolita se aplica a rocas terrestres de grano más grueso, ricas en olivino y piroxenos (es decir, rocas ultramáficas llamadas peridotitas) que contienen tanto ortopiroxeno como clinopiroxeno como constituyentes principales. Todas, salvo algunas de las rocas que han sido llamadas "shergottitas lherzolíticas" definitivamente son ultramáficas (con muy poca maskelinita), pero tienen un grano relativamente fino y no contienen o hasta 3 por ciento en volumen de ortopiroxeno. Este error puede haber sido causado por la confusión sobre la relevancia del bajo contenido de Ca en el tipo principal de piroxeno (pigeonita), que se acerca al muy bajo contenido de Ca en el verdadero ortopiroxeno; sin embargo, la paligeita es un clinopiroxeno. Las shergottitas anteriormente denominadas "lherzolíticas" tienen texturas poiquilíticas (lo que significa que contienen granos mucho más grandes que encierran lotes de granos más pequeños de otros minerales), pero varios de estos especímenes (como el NWA 1950, NWA 2646, Roberts Massif 04261/04262, Northwest Africa 4468 y Northwest Africa 10169) también contienen más de 10% en volumen de plagioclasa, por lo que ni siquiera son ultramáficas (como las lherzolitas verdaderas). Por estas y otras razones, Erin Walton, Anthony Irving, Theodore Bunch y Christopher Herd recomendaron en 2012 que se descontinúe el uso del término "lherzolítico" para todas las shergottitas a favor del

término textural poiquilítico. Al menos otras ocho shergottitas (Shergotty, QUE 94201, Los Ángeles, NWA 480/1460, NWA 2800, NWA 5029, JaH 479, NWA 5990) son suficientemente gruesas para ser llamadas shergottitas diabásicas, y al menos dos especímenes (NWA 7032 / 7272 y NWA 7320) son incluso shergottitas gabroicas de grano más grueso.

Imágenes ópticas de sección delgada en luz polarizada plana de shergottita ultramáfica NWA 4797 (arriba) y shergottita diabásica NWA 1460 (abajo). Tenga en cuenta la veta de fusión inyectada en el choque de NWA 4797. Foto © T. Bunch.

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Imágenes ópticas de sección delgada de Shergottita olivinoortopiroxeno-férrica NWA 1195 (página anterior, luz de polarización cruzada) y shergottita diabásica NWA 5990 (arriba, luz polarizada en el plano). Tenga en cuenta que la plagioclasa (maskelinita) en NWA 1195 es isotrópica (negro), y el olivino chocado en NWA 5990 es claramente marrón. Foto © T. Bunch.

Imágenes electrónicas en falso color, retrodispersadas de fenocristales de olivino en NWA 1195 (primera de arriba) y fenocristales de ortopiroxeno en NWA 2046 (arriba) rodeadas de pigeonita y maskelinita.

Imágenes ópticas de sección delgada de nakhlita Yamato 000593 (segunda arriba, luz polarizada plana) y chassignita NWA 2737 (arriba, luz de polarización cruzada). Los principales minerales en la nakhlita son la augita prismática, el olivino y la magnetita (negro), y la plagioclasa (blanca) en el NWA 2737 no es isotrópica (es decir, menos chocada que en la mayoría de las shergottitas). Foto © T. Bunch.

Shergotty, Zagami y muestras similares sin olivino comúnmente se han llamado shergottitas basálticas, pero un término mejor sería las shergottitas máficas (o quizás shergottitas de plagioclasas de paligeita). Con el posterior descubrimiento de shergottitas que contienen olivino, como Elephant Moraine 79001, Dar al Gani 476, Sayh al Uhaymir 005 y Northwest Africa 1068, el término shergottita olivinofírica ha llegado a ser de amplio uso. Este término se refiere 22

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al hecho de que los granos de olivino son relativamente grandes y fácilmente visibles (como en las lavas basálticas terrestres porfídicas); es preferible al término picrítico, que se usó inicialmente para NWA 1068. Una variante de este término, shergottita olivino-ortopiroxeno-férrica, se ha aplicado a NWA 1195 y varios otros especímenes en reconocimiento de que tanto el olivino como el ortopiroxeno están presentes como cristales formados temprano (o fenocristales). Los cristales grandes en NWA 1195 muestran una orientación preferente de sus dimensiones más largas, lo que probablemente es indicativo de flujo magmático dentro de un conducto subsuperficial (y explica la forma alargada inusual de la piedra NWA 1195).

Estos nombres petrológicos son, en su mayoría, descriptivos, pero no transmiten la composición química a granel de estas rocas y, por inferencia, la del líquido magmático del que cristalizaron. En el caso de las rocas ígneas terrestres, se sabe desde hace tiempo que los lotes de magma subterráneo pueden cambiar su composición por cristalización progresiva de minerales sólidos en una secuencia particular a medida que descienden las temperaturas. Este proceso se llama cristalización fraccional (y es algo similar a la destilación), y casi con certeza también afectó a los lotes de magma subsuperficial en Marte. Los adjetivos más primitivos y más evolucionados se utilizan en ambos planetas para designar, respectivamente, las rocas magmáticas que han sufrido menos de este proceso (por ejemplo, las shergottitas olivino-ortopiroxenofíricas) o más (lo que resulta en la pérdida de olivino y ortopiroxeno por asentamiento de cristales o revestimiento en las paredes del depósito). Irónicamente, las dos primeras shergottitas conocidas (Shergotty y Zagami) son magmas evolucionados moderadamente, y hay otros que están aún más evolucionados (Dhofar 378, NWA 5298, Los Ángeles, NWA 2800 y Ksar Ghilane 002). Un corolario importante de esta diseminación de composiciones a granel es que si solo tuviéramos Shergotty (o incluso peor Los Angeles o NWA 2800) como muestras de Marte, y pensamos que representaban líquidos magmáticos derivados directamente del manto marciano, haríamos una referencia seria a errores en nuestras estimaciones de la composición del interior marciano - concluiríamos que es mucho más rico en hierro de lo que evidentemente es.

Imagen de sección delgada óptica en luz de polarización cruzada de Yamato 980459 (primera arriba) y vista macroscópica de un fragmento de NWA 5789 (arriba). Ambas muestras son primitivas, perérpicas, olivino-fíricas, shergottitas, y casi idénticas en la composición química total. Foto © G. Hupé.

Las shergottitas más primitivas descubiertas hasta ahora son Yamato 980459/980497 y NWA 5789. Yamato 980459 es una piedra intrusiva volcánica o de baja profundidad olivino-fírica que no contiene plagioclasa (ni maskelinita), pero probablemente sí lo hubiera hecho si no se hubiera cristalizado tan rápidamente para formar su masa de tierra quemada distintiva. Northwest Africa 5789 es otra shergottita olivino-fírica que contiene solo un porcentaje en volumen de plagioclasa, por lo que en realidad es casi una roca ultramáfica rica (pero muy diferente de Allan Hills 77005 y rocas poiquiliticas relacionadas). Estos especímenes contienen olivino muy rico en magnesio (con Mg / (Mg + Fe) de 0.85-0.86), lo que implica que cristalizaron a partir de magmas derivados del manto que subieron tan rápidamente a la superficie que esencialmente no tuvo lugar cristalización fraccionada. Podemos hacer una inferencia muy importante de estos especímenes sobre el manto marciano: debe estar 23

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compuesto principalmente de olivino y piroxeno con bajo contenido de Ca y debe tener una relación de magnesio a hierro muy similar a la del manto de la Tierra (aunque las abundancias de ambos, magnesio y el hierro debe ser más alto en el manto marciano).

Dado que un número relativamente pequeño de meteoritos marcianos se entregan aleatoriamente a la Tierra, y su descubrimiento y reconocimiento es aún más variable, no debería sorprender que los primeros especímenes encontrados (o incluso los más abundantes) pertenecientes a un subgrupo particular no puedan necesariamente ser representativos del rango de tipos de rocas en afloramientos o formaciones subsuperficiales en Marte. Un mejor esquema de clasificación se basa en composiciones químicas a granel. Desde 1989, las rocas volcánicas terrestres (e incluso algunas rocas intrusivas poco profundas) se han clasificado sobre la base de sus composiciones químicas a granel en lugar de sus características mineralógicas. Esto se hizo necesario por varias razones: (1) numerosos nombres tradicionales eran confusos (en algunos casos se daban diferentes nombres regionales a esencialmente el mismo tipo de roca), y (2) rocas más rápidamente enfriadas comúnmente contienen variables (pero en algunos casos abundantes) cantidades de vidrio o mesostasis de grano muy fino, que es imposible o difícil de caracterizar mineralógicamente. En la Tierra, rocas como basalto, andesita, fonolita, etc. tienen rangos bien definidos de composición química a granel, aunque también tienen mineralogías distintivas. El mismo tipo de enfoque ahora puede ser necesario para la creciente colección de rocas ígneas marcianas que tenemos en forma de meteoritos, y un esquema propuesto se ilustra a continuación. Los límites que separan las categorías máficas, permaficas y ultramáficas se dibujan de forma algo arbitraria, pero caen dentro de las lagunas lógicas en la matriz de datos actual.

Dentro de este marco de clases de elementos principales, también es posible designar el tipo de textura y las características isotópicas de elementos traza / radiogénicos que discriminan entre los tres tipos de fuentes de manto diferentes (véase a continuación). Clasificación de la matriz de shergottitas (70) [números sin prefijo son especímenes NWA (49)] Clase de elemento traza → ENRIQUECIDO INTERMEDIO EMPOBRECIDO Major element class ↓

MAFICAS

Shergotty, Zagami, Los Angeles, Dho 378, JaH, 856, 1669, 2800, 2975, 3171, 5298, 5718, 6963/7258, Ksar Ghilane 002, 7257, 7320, 7500, 7944, 8653, 8656/57, 10134, 10171, 10281, 10414, 10558, Y-002192

EET 79B, 480/146 QUE 0, 8159 4480*, 5029

EET 1068/1110, GRV 79A, 1950, 26 PERMAFICAS 02, 4468, 46, RBT 04, LAR 2990, 06, 7397, 8637, 7042, 8705, 1

94, 7635,

DaG, SaU, Dho 019, 1195, 2046, 2626, 4222, 4527/4925, Y-980459, 5789, 24

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ULTRAMAFI CAS

0567

5990, 6162, 7032/ 7272, Tissint, LAR 12, 8686,"Jrifiya", 10416

ALHA 77, LEW 88, Y-793605, Y984028, YA 1075, GRV 99, 4797, 634 2

Tipos: fino afírico/intersticial, diabasico, gabroico, pigeonitafírico, olivino-fírico, poiquilítico.

*Ver sección en características de elementos traza, a continuación.

Dos shergottitas olivino-fíricas (NWA 6162 y Tissint) se han llamado permáficas en el cuadro de matriz anterior, aunque al menos uno de estos especímenes traza en el campo ultramáfico. La razón es que estos dos especímenes contienen un aparente exceso de grandes cristales de olivino que evidentemente se acumularon en los magmas antes de que ascendieran hacia la superficie de Marte. De hecho, la mayoría de las shergottitass olivino-fíricas (excepto Yamato 980459, NWA 5789 y NWA 2990 y piedras emparejadas) contienen cantidades diferentes de exceso de cristales de olivino, y por lo tanto sus composiciones a granel no representan las de solo los líquidos magmáticos (y realmente debería trazar más a la izquierda en el gráfico de Mg / (Mg + Fe) versus CaO). Los científicos pueden descifrar esta anomalía porque las composiciones de los núcleos de los grandes cristales de olivino en estas shergottitas son demasiado magnesianas como para haber estado en equilibrio con las composiciones a granel medidas. El concepto de que los cristales de olivino tempranos pueden tender a acumularse en otros lotes de magma máfico en reservorios subsuperficiales está respaldado por ejemplos bien documentados de flujos de lava basáltica terrestre que contienen tales cristales de olivino en exceso, notablemente el flujo picúrgico de basalto de 1868 del volcán Mauna Loa en Hawaii.

Características Shergottitas.

de

los

elementos

traza

en

las

Una observación notable sobre 97 shergottitas conocidas es que (con una excepción) sus características de elementos traza (al menos para los 80 especímenes analizados en este trabajo) definen tres grupos principales diferentes, denominados agotados, intermedios y "enriquecidos". La excepción es la shergottita Northwest Africa 4480, que se ha demostrado que tiene características entre los grupos intermedios y los agotados. Estas mismas agrupaciones separadas se reflejan en sus composiciones isotópicas radiogénicas (ver a continuación). Dentro de cada uno de estos grupos principales hay alguna variación, especialmente para aquellos elementos que se ven afectados por la cristalización fraccionada. Sin embargo, para el grupo de 15 elementos de tierras raras, las abundancias relativas a las de las condritas son bastante distintas en sus patrones (ver la figura a continuación). Debido a que estos patrones están controlados predominantemente por la composición química y mineralogía de sus regiones de origen del manto, se puede concluir que puede haber tres tipos de dominios del manto separados y diferentes dentro de Marte, de los cuales las shergottitas se produjeron por fusión parcial (y nunca de forma convectiva mezclado entre sí).

¿Por qué son importantes los meteoritos marcianos? ¿De qué parte de Marte proceden? A pesar del asombroso éxito de las seis naves espaciales aterrizadas en Marte, las únicas muestras reales de Marte disponibles para estudiar en la Tierra son los meteoritos marcianos. Los científicos pueden realizar muchos más análisis especializados en muestras de rocas en laboratorios terrestres que lo que es posible hacer con embarcaciones robóticas remotas. Por ejemplo, la mineralogía exacta, la química mineral y la edad de

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formación de una roca en Marte no se pueden determinar de forma remota. Aún así, los diversos vehículos han proporcionado inestimables datos morfológicos y químicos in situ sobre afloramientos superficiales en Marte que no se pueden obtener de otras maneras. Quizás el hallazgo más notable es que las rocas en los sitios de desembarco son bastante diferentes de los meteoritos marcianos. En base a los estudios de Jutta Zipfel y colegas de datos espectrales recopilados por el rover Opportunity, solo una roca ("Bounce" en Meridiani Planum) podría ser similar a la composición de algunas shergottitas sin olivino. Las rocas en los sitios de Pathfinder y Spirit parecen ser de grano fino a las lavas porfidíticas algo así como las shergottitas, pero son diferentes en detalle. Muchos de ellos han sido ampliamente modificados de su estado ígneo original por alteración hidrotermal o procesos de intemperie, evidencia de la cual vemos con bastante claridad (pero mucho menos exhaustivamente) solo en un grupo de meteoritos marcianos, las nakhlitas. Las estimaciones razonables de las edades de las rocas en los sitios de aterrizaje (basadas en densidades de cráteres de impacto determinadas por la órbita) están en el rango 3-4 mil millones de años, que es mucho más antiguo que las edades determinadas para todos menos uno de los meteoritos marcianos encontrados hasta el momento .

Pueden obtenerse restricciones amplias en algunos aspectos de las composiciones químicas de los materiales de la superficie planetaria utilizando varios tipos de espectrómetros en naves espaciales en órbita. Lamentablemente, dichos datos tienen una resolución espacial limitada (a menudo no más de varios cientos de kilómetros), y solo pueden "ver" los pocos milímetros superiores de material cercano a la superficie. La mezcla de materiales por impactos repetidos junto con revestimientos secundarios por productos de intemperie y polvo arrastrado por el viento limita significativamente la relevancia de estas técnicas en el caso de Marte. Incluso para la Luna, donde la alteración hídrica está ausente, los mapas químicos orbitales no brindan mucha información específica sobre las fuentes de al menos 140 meteoritos lunares conocidos (véase el excelente sitio web de Randy Korotev). Harry McSween, Jeffrey Taylor y Michael Wyatt han evaluado los datos obtenidos del Orbitador de Reconocimiento de Marte y han hecho comparaciones con análisis robóticos de rocas de los sitios de aterrizaje de Pathfinder y MER y de las

composiciones a granel de los meteoritos marcianos (ver aquí). Las claras diferencias entre estas diversas medidas probablemente significan que las mediciones remotas (y especialmente las de la órbita) se ven comprometidas por procesos secundarios que oscurecen las composiciones de rocas primarias. Sin embargo, un hallazgo muy significativo de los análisis de las rocas más frescas en el cráter Gusev por el rover Spirit es que sus proporciones de FeO / MnO en masa (44-48 para Adirondack, Humphrey y Mazatzal) son muy similares a las olivino-fíricas (32 -45), especialmente si se tienen en cuenta las diferencias en la mineralogía máfica.

El espectrómetro Mössbauer en el Spirit rover fue capaz de determinar con bastante precisión las proporciones de minerales que contienen hierro en rocas ígneas erosionadas mecánicamente como Adirondack (ver más abajo), y este espectro se puede comparar con uno recolectado en un laboratorio terrestre en un oblea del NWA 1195. Estas dos rocas contienen claramente minerales similares mayores y menores, pero las proporciones de olivino y piroxeno son opuestas: el meteorito (que es uno de los más ricos en olivino) en realidad tiene menos olivino que Adirondack . Esto debe significar que la composición total de Adirondack es bastante diferente de la de cualquiera de las shergottitas. Visto de otra manera, esto significa que podríamos esperar encontrar otros tipos diferentes de rocas ígneas marcianas como meteoritos (y mucho menos posible rocas sedimentarias raras). Observe también que los espectros de Mössbauer confirman que ambas rocas contienen hierro férrico, pero no pueden decirnos nada acerca de minerales como feldespatos o sílice (que contienen solo pequeñas cantidades de hierro).

(Arriba) Transmisión de obleas finas Espectro Mössbauer de shergottita Northwest Africa 1195 (por Takele Seda) (Abajo) Espectro de Adirondack retrodispersado medido por el Spirit rover.

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basáltica de la meseta de Columbia del este del estado de Washington, Estados Unidos. La eyección aleatoria podría incluir fragmentos con edades comprendidas entre los 16 y los 6 millones de años, con diferentes texturas ígneas, diferentes composiciones a granel y, de hecho, un amplio rango de características de elementos traza / isotópicos.

Es difícil estar seguro de dónde provienen los meteoritos marcianos de Marte. En primer lugar, a diferencia de la situación con los meteoritos lunares, probablemente no provengan de 209 sitios diferentes, sino más bien como 20 sitios separados. Esto se debe a que probablemente más de los meteoritos marcianos estén emparejados por el lanzamiento; es decir, probablemente sean piezas de diferentes partes de flujos de lava individuales o intrusiones subsuperficiales que son ligeramente diferentes entre sí (debido a la heterogeneidad natural en la mineralogía y la textura), pero que sin embargo están genéticamente relacionadas. Sospechamos esto debido al agrupamiento de las edades de exposición a los rayos cósmicos, lo que probablemente significa que una colección de fragmentos desagregados (pero no necesariamente originalmente adyacentes) fueron expulsados de ciertos sitios objetivo en Marte y viajaron juntos a la Tierra. Una consecuencia fascinante de esto es que el lanzamiento de piezas combinadas no necesita aterrizar en el mismo país (o incluso en el mismo continente) en la Tierra.

Basado en mediciones de isótopos cosmogénicos por Kunihiko Nishiizumi y sus colegas, uno de esos grupos de especímenes puede incluir Dar al Gani 476, Sayh al Uhaymir 005, NWA 1195, NWA 2046, NWA 2626, NWA 4222, NWA 4527/4925, Yamato 980459, NWA 5789, NWA 6162, Tissint, Larkman Nunatak 12095, NWA 7635 y NWA 8159 que, aunque difieren de un espécimen a otro en mineralogía detallada y en edad de formación, podrían ser todas muestras del mismo complejo ígneo hypabyssal agotado, pero a diferentes profundidades en una secuencia de rocas que experimentaron diferentes velocidades de enfriamiento de sus magmas padres. Una analogía a considerar sería un impacto único en la pila de flujos de lava

Sin embargo, las incertidumbres sobre los cráteres fuente no impiden que la gente especule sobre los sitios de lanzamiento. El único (hasta ahora) espécimen Allan Hills 84001 tiene una edad de formación tan antigua que la mayoría de los científicos consideran que proviene de algún lugar en el antiguo terreno con cráteres en el hemisferio sur de Marte. Un científico ha especulado sobre la base de argumentos espectrales imperfectos que las nueve nakhlitas y tres chassignitas (que comparten muchas características comunes) pueden provenir de la región de Syrtis Major, pero en general ninguno de los meteoritos marcianos tiene una buena coincidencia espectral para cualquier lugar de Marte. Las fuentes más probables de shergottitas son las regiones volcánicas relativamente jóvenes de Tharsis (especialmente Olympus Mons - ver abajo) y Elysium Mons, pero hasta que realmente obtengamos muestras de esos lugares esto debe seguir siendo conjetural. Si tomamos una señal de los meteoritos lunares, entonces no debería sorprendernos que los meteoritos marcianos tengan pocos (si es que tienen alguno) homólogos en los sitios de aterrizaje en Marte. Después de todo, si nuestro único conocimiento de la Luna fuera de los meteoritos lunares, no sabríamos mucho sobre los basaltos de yegua con alto contenido de titanio que se encuentran ampliamente distribuidos en los sitios Apollo 11 y 17.

(Arriba) Una imagen exquisita de la cumbre de 85 x 60 kilómetros calculó la caldera de Olympus Mons tomada por Mars Express. Tenga en cuenta que pocos cráteres de impacto están presentes. 27

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¿Qué edades tienen? Las aparentes edades de formación de las rocas ígneas representadas por los meteoritos marcianos han generado una discusión considerable. Algunos científicos consideran que esto es una controversia, pero podría llamarse más propiamente una opinión dominante contrarrestada por una opinión minoritaria. El abrumador cuerpo de evidencia basado en estudios cuidadosos de datación radiométrica que utilizan sistemas Rb-Sr, Sm-Nd, Lu-Hf y Ar-Ar aplicados a rocas enteras y minerales separados, así como el sistema U-Pb aplicado a la baddeleyita, es que todas las shergottitas tienen edades de cristalización relativamente jóvenes que van desde hace 150 a 2400 millones de años. Las nakhlitas y chassignitas tienen edades de cristalización cercanas a 1300 millones de años, y Allan Hills 84001 tiene una edad de formación Sm-Nd superior a 4000 millones de años y contiene carbonatos que se agregaron a los 3900 millones de años.

La visión minoritaria defendida por un grupo de investigación es que todas las edades de las shergottitas fueron restablecidas por eventos de choque y/o alteración hidrotermal en Marte antes de la eyección del meteorito, y que sus verdaderas edades de cristalización son de 4100 a 4300 millones de años. Esta conclusión se basa en una

interpretación particular de los datos isotópicos Pb-Pb de rocas enteras para shergottitas. La mayoría de los científicos rechazan esta afirmación porque no hay evidencia de suficiente shock pre eyección o alteración hidrotermal en las muestras de meteoritos, y porque hay posibles explicaciones alternativas para las matrices isotópicas Pb-Pb como líneas de mezclado contaminante que involucran la corteza terrestre o (más probable) marciana. La visión dominante de las edades de cristalización de las shergottitas se muestra en el gráfico anterior, que también destaca el notable descubrimiento de que las diferentes shergottitas deben ser magmas formados por la fusión de solo tres tipos distintos de depósitos geoquímicos del manto (empobrecido, intermedio y enriquecido). El rango de edades de eyección para todos los meteoritos marcianos se muestra en un segundo gráfico, y un tercer gráfico (a continuación) muestra ambos tipos de edades juntos. Además, los tiempos de residencia terrestre para algunos meteoritos marcianos que siempre que sean menos de aproximadamente 40,000 años, pueden medirse a partir del contenido de carbono-14 radiactivo producido por la interacción de los rayos cósmicos con los átomos de oxígeno mientras el meteoroide estaba en el espacio. Para tiempos de residencia más largos, se miden distintos isótopos cosmogénicos para obtener dichos estimados. Estas edades terrestres van desde cero para las caídas (y la NWA 1460) hasta aproximadamente 450,000 años (para la NWA 4925).

Fuentes del manto marciano e implicaciones para un antiguo océano de magma. Las rocas ígneas máficas a ultramáficas producidas por fusión parcial de mantos planetarios heredan características isotópicas de sus regiones fuente profundas, y también pueden adquirir características isotópicas 28

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secundarias por reacción con los fluidos metasomáticos del manto y/o por la asimilación de las rocas de la corteza durante el ascenso. Los parámetros isotópicos de neodimio y estroncio para las shergottitas y las nakhlitas muestran una agrupación notable en solo cuatro categorías diferentes y ampliamente separadas (ver la gráfica a continuación). ¿Son estos grupos un reflejo de cuatro características diferentes de la fuente del manto, o representan en parte una sobreimpresión de componentes isotópicos posteriores relacionados con el metasomatismo y/o la asimilación? Un patrón algo similar observado para basaltos terrestres se ha interpretado como significando la operación variable de todos estos procesos, pero ¿ocurren procesos similares también en Marte? Para la Tierra, los procesos metasomáticos y de asimilación casi con certeza involucran fluidos ricos en agua, pero para Marte puede ser que procesos similares (si es que han operado) estuvieran mediados por fluidos ricos en halógenos.

Los estudios de las rocas terrestres basálticas y del manto han llevado a un consenso en que el manto de la Tierra cristalizó a partir de un antiguo océano de magma generado como consecuencia de la formación del núcleo metálico. Aunque Marte es un planeta mucho más pequeño (que posee solo el 38% de la gravedad de la Tierra), también parece tener un núcleo rico en sulfuro de hierro y metal, y es casi seguro que tenía un antiguo océano de magma. Sin embargo, el menor tamaño de Marte y la consecuente pérdida de calor más rápida probablemente condujeron a una mezcla convectiva mucho más corta que para la Tierra, tanto más corto que diferentes depósitos químicos pueden haber permanecido aislados durante mucho tiempo, incluso hasta 1300 millones años atrás (cuando los magmas parentales de las nakhlitas y chassignitas se generaron por fusión parcial).

deducción. Un isótopo de tungsteno (182W) es un producto de la desintegración radiactiva de un isótopo de hafnio (182Hf), pero la vida media es tan corta (8.9 millones de años) que todos los 182Hf primordiales hace tiempo que se desintegraron. El isótopo hijo 182W no debería ser detectable en mantos que se hayan sometido a una mezcla convectiva continua durante varios miles de millones de años. ¡Sin embargo, 182W está presente en shergottitas y nakhlitas! La explicación más lógica es que estas rocas ígneas relativamente jóvenes (1300-150 millones de años) heredaron sus isótopos 182W de los depósitos del manto que se habían mantenido separados de otras partes del manto marciano desde muy temprano en la historia de diferenciación interior del planeta. En otras palabras, el océano de magma marciano era relativamente efímero en comparación con los océanos de magma en planetas más grandes como la Tierra y Venus. Características de Shock. Todos los meteoritos marcianos han sido impactados en diferentes grados. Experimentaron shock después de la eyección de Marte, y algunos pueden haber experimentado otro impacto por impacto en la superficie de Marte antes de eso. Para la discusión de estos temas, consulte el maravilloso tratado de Bevan French "Traces of Catastrophe", el excelente artículo de Jeffrey Taylor sobre shock y calentamiento en asteroides, y artículos de Erin Walton y Christopher Herd sobre análisis específicos de las características de shock en shergottitas. Las temperaturas y presiones de choque máximas se pueden estimar a partir de criterios mineralógicos calibrados mediante estudios experimentales, y oscilan entre aproximadamente 25 GPa para nakhlitas a 60-80 GPa y hasta 2000°C para algunas shergottitas (por ejemplo, Allan Hills 77005, NWA 4797, NWA 6342). De especial importancia en este campo de investigación son las fases como maskelinita, "poststishovita" (después de la sílice chocada), varios tipos de vidrios fundidos, venas de inyección e incluso burbujas de vapor y cavidades. El color negro o marrón oscuro del olivino en algunos meteoritos marcianos (especialmente la chassignita NWA 2737, shergottita NWA 1195 y shergottita NWA 5990) se entiende ahora como causado por la precipitación inducida por choque, en estado sólido de partículas de tamaño nanométrico de hierro metálico.

Una característica química interesante de los meteoritos marcianos proporciona un fuerte apoyo para esta 29 MUSEO CANARIO DE METEORITOS


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¿Evidencias de vida? El meteorito Allan Hills 84001 causó sensación debido a las afirmaciones hechas en 1996 por David McKay y sus compañeros de trabajo de que contenía una preponderancia de marcadores de evidencia propuestos para la vida en Marte hace unos 3600 millones de años. Más de una década después, esta evidencia casi ha sido refutada, aunque no todo en este notable meteorito ha sido completamente explicado. Para una discusión de estos temas, vea el resumen completo de Allan Treiman. Un aspecto intrigante que se ha resistido a una explicación completa es la morfología de los pequeños granos de magnetita, que se asemejan a los producidos por las bacterias magnetotácticas en la Tierra; sin embargo, cristales de forma similar no implican necesariamente un mecanismo de origen similar. Perdido en el rencor es el hecho de que los carbonatos dentro de Allan Hills 84001 casi ciertamente significan que el agua líquida estuvo presente en y dentro de Marte hace 3600 millones de años,

en un momento cuando la primera vida microbiana conocida estaba activa en la Tierra (basada en las esteras estromatolíticas fosilizadas de esa edad de Australia Occidental). Algunos han dicho que incluso si el meteorito Allan Hills 84001 realmente no contiene evidencia fidedigna de vida antigua en Marte, ha servido para promover el interés público, político y de investigación en Marte. Si bien puede ser así, es preocupante para muchos científicos que tal interés se engendró por razones que no sean las correctas. Aún otros científicos dirían que el debate generado por las afirmaciones originales fue saludable y mostró el proceso de investigación científica en acción. Tal vez la discusión sobre las verdaderas edades de formación de las shergottitas mencionadas anteriormente es otro tema similar, aunque uno que comprensiblemente no conlleva el fervor especial asociado con la búsqueda de evidencia de biología extraterrestre pasada o actual.

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Quizás uno de los máximos esfuerzos y escollos a su vez que los coleccionistas de meteoritos deben asumir y combatir es la oxidación de los Sideritos y Siderolitos. La presencia de hierro nativo en muchos meteoritos, con absoluta facilidad reacciona con el oxígeno formando óxidos que, si no son controlados, pueden suponer la pérdida total del meteorito. Por otra parte todos sabemos que parte del proceso de clasificación de un meteorito metálico consiste en el revelado de su sistema de cristalización para determinar su tipo. En ese proceso se deja de relieve lo que llamamos bandas de Widmanstätten. Debido al lento proceso de enfriamiento que sufren los Sideritos, el hierro tiende a la desmezcla y a la cristalización formando hexaedros u octaedros, pudiendo ser clasificados así como hexaedritas u octaedritas (no tomamos en consideración aquí las ataxitas, a efectos de cristalización).

viceversa. De esta forma el ácido ataca a un tipo de hierro (kamacita) con mayor virulencia que al otro tipo (taenita). El revelado de este sistema de cristalización también es un proceso codiciado por coleccionistas. Por ello en este número de la revista les traemos un artículo escrito en un foro por R. García (Mr. Meteorite) en el que ilustra el proceso de corte, grabado y conservación de Sideritos. Dado que el artículo está redactado en inglés, hemos traducido el mismo para que alcance a los coleccionistas e interesados de habla hispana. Reconocemos el crédito del texto a R. García.

Este hierro de los meteoritos metálicos es una aleación en la que interviene el níquel, y según el porcentaje del mismo, reconocemos la kamacita (hasta 5.5% de níquel) y la taenita (superior al 5.5% de níquel). El metal níquel es fundamental en esta aleación, ya que colabora en la desmezcla y durante el proceso de cristalización se forman láminas metálicas alternando kamacita y taenita. Cuando cortamos un meteorito metálico, usualmente no se ve ningún sistema de cristalización, pero la cosa cambia cuando preparamos los cortes con ácido. De nuevo el elemento níquel es fundamental en el proceso de revelado de las bandas de widmanstätten. A mayor contenido en níquel, más resistencia al ácido utilizado, y

Grabado en lo que se refiere a los meteoritos de hierro es simplemente el proceso de revelar su estructura cristalina oculta. Esta estructura se llama patrón widmanstatten. Este patrón es exclusivo de los meteoritos y no hay dos meteoritos que muestren el mismo patrón exacto. Cada patrón está formado por cristales que parecen

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METEORITOS 09 placas que varían en tamaño desde muy finas hasta muy gruesas. Algunos de los patrones más finos se ven en hierros plesíticos como el meteorito de hierro de Taza. Taza muestra un patrón grabado que se asemeja a copos de nieve o estrellas (foto abajo, © Arizona Skies Meteorites.)

Otros meteoritos de hierro como Sikote Alin tienen placas muy grandes, algunas tienen una pulgada o más de ancho. Algunas de las estructuras más bellas son patrones widmanstatten con placas de tamaño fino a mediano. Estos incluirían a Gibeon, Cape York, Henbury o Toluca.

Mayo 2018 Cañón del Diablo, Nantan y Odessa son ejemplos de meteoritos de hierro que no sólo muestran una estructura de widmanstatten hermosa sino que a menudo tienen inclusiones magníficas. Una simple inclusión de grafito en el exterior de uno de estos meteoritos pasa casi desapercibida. Sin embargo, cuando se corta y se prepara adecuadamente, una gran inclusión de grafito negro en el centro de un widmanstatten es realmente hermosa.

Widmanstätten en Cape York con inclusiones de grafito.

Widmanstätten en Sikhote Alin © www.spiritrockshop.com

Inclusión de troilita en Gibeón.

Widmanstätten recon.com

en

Gibeón ©

http://www.meteorite-

Elegir un meteorito de hierro para grabar no es tan fácil como parece. Los meteoritos de hierro pueden ser tan diferentes y únicos como los propios patrones. Los meteoritos ataxita como chinga están compuestos casi por completo de taenita y no se graban. Un meteorito de hexaedrita compuesto principalmente de kamacita grabará pero solo aparecerán líneas muy finas. Estas son llamadas

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METEORITOS 09 líneas de neumann, y aunque técnicamente es un grabado, no es fácil de ver.

Mayo 2018 sea el meteorito de elección para fabricar los costosos relojes de meteoritos, joyas y cuchillos. Una vez que se ha elegido un meteorito de hierro para cortar y grabar, la pregunta es: ¿cómo se puede cortar lo que de cualquier manera es una roca muy dura? Hay muchos métodos para cortar estos hierros extraterrestres. Dos métodos comunes incluyen costosas cuchillas circulares de diamante en una sierra circular o una sierra de banda grande. Una cosa es segura, ninguno es barato ni práctico.

Neumann en Agoudal. © www.turnstone.ca El problema al elegir un meteorito de hierro para grabar es que todos los meteoritos son diferentes. Incluso los meteoritos de la misma caída no siempre muestran la misma calidad de grabado. Por ejemplo, mientras la mayoría de los meteoritos de Gibeón graban maravillosamente, no es raro encontrar uno que muestre un patrón borroso o embarrado. En ocasiones, uno puede incluso cruzar un Gibeón sin ningún tipo de grabado discernible. Es importante siempre mirar cualquier meteorito de hierro antes de cortar y grabar. Esta ventana permitirá grabar solo esa pequeña área y probar su grabado. Si el patrón que se muestra es brillante y hermoso, entonces la muestra está lista para cortar. Pero si el grabado es aburrido o incluso inexistente es el momento de buscar otro espécimen para cortar. Los meteoritos de hierro también difieren en dureza y, por lo tanto, algunos cortan mucho más rápido y más fácilmente que otros. Los más difíciles de cortar son aquellos con inclusiones. Las inclusiones grandes en un meteorito Canyon Diablo, Nantan u Odessa hacen que sea muy difícil de cortar. Esto se debe en parte a la schreibersita mineral, que es muy difícil sin mencionar la presencia de diamantes microscópicos que a veces rodean sus inclusiones. El meteorito de Gibeón con su patrón fino de widmanstatten es probablemente uno de los mejores meteoritos para grabar. Junto con el hecho de que está relativamente libre de inclusiones y se corta muy fácilmente, también es muy estable y cuando se prepara adecuadamente se mantendrá estable durante años. También tiene uno de los grabados más bellos y reconocibles de cualquier meteorito. No es de extrañar que

Si bien la mayoría de las hojas de diamante circulares y las sierras de cinta cortarán un meteorito de hierro, ambas tienen sus inconvenientes. La hoja de diamante circular es muy cara, puede costar de $ 75 a $ 150 por una sola cuchilla. El otro problema es que una cuchilla circular de diamante es muy lenta y puede tomar hasta 6 u 8 horas para un solo corte. Sin embargo, si uno es paciente dará un corte recto. Si la velocidad es una preocupación, una sierra de banda parece ser una opción un poco mejor. Equipado con una buena cuchilla bimetálica, una sierra de cinta puede cortar un meteorito de hierro mucho más rápido que una cuchilla de diamante circular. Una hoja bimetálica también es mucho más barata, cuesta entre $ 35 y $ 55 dependiendo de la longitud de la cuchilla en particular. También se pueden usar hojas de diamante para una sierra de cinta, pero son muy caras, alrededor de $ 200 cada una. El mayor problema que uno puede tener con una sierra de banda es que a menos que sea muy grande y tenga un ancho de hoja de 1 pulgada o más, probablemente tienda a vagar. Este vagabundeo dejará las rodajas desiguales, tienden a ser cóncavas o convexas. Además, cuanto mayor sea el ancho de la cuchilla, más de una cuchilla de sierra de cinta se rajará en el lado de la rebanada que se va a cortar. Esto deja líneas horizontales que deben lijarse antes del grabado, agregando horas de trabajo en el tiempo de preparación. El mejor método general para cortar un hierro más pequeño de 1 a 5 kilogramos no es ninguno de los anteriores. Una cuchilla de tipo abrasivo en una sierra refrigerada por agua parece funcionar mejor. Esta cuchilla abrasiva hecha por SPEDECUT (602 276 0077) parte # S5560 es muy delgada. Sus dimensiones son 12 "x 1/16" con cualquier árbol de 7/8 "o 1". Las ventajas de esta cuchilla son muchas. En primer lugar, es delgada, muy delgada, con un espesor de 1/16", es incluso más delgada que una moneda de diez céntimos, por 33

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METEORITOS 09 lo que hay muy poca pérdida de material en el corte. En la mayoría de los casos, alrededor del 15% de pérdida en comparación con el 25% al 30% con los otros métodos. En segundo lugar es barato, cuesta menos de $ 5 por cuchilla. Es una cuchilla abrasiva lo que significa que el corte es tan limpio y liso que no hay horas dedicadas a lijar las marcas profundas que deja una hoja de sierra de cinta. Lo más importante es que funciona, por lo general es más rápido y corta más recto que una hoja de diamante circular o una sierra de cinta. En la mayoría de los casos, tomará solo unos minutos, no horas, hacer un solo corte. Una cuchilla dura sorprendentemente larga, puede durar tanto como una hoja de sierra de cinta y, en algunos casos, incluso durará más que una cuchilla de diamante circular. Tenga en cuenta que debido a que la cuchilla abrasiva es solo del tamaño de un LP de vinilo viejo, solo funcionará con meteoritos de hierro de 1 a 5 kilogramos. Es posible que los meteoritos más grandes deban reducirse a la mitad o descuartizarse en una sierra de banda grande para que queden lo suficientemente pequeños como para caber en el tornillo de banco de la sierra calada. Por supuesto, esto depende de la forma del meteorito en particular. Si tiene la forma de una pequeña barra de pan, puede pesar mucho más y aún así quedar bien. Al cortar un meteorito para grabar, debe tenerse en cuenta que las rebanadas completas de aproximadamente 3/16" de grosor parecen ser las más populares. La altura y el ancho de la porción del curso dependen de la altura y el ancho del meteorito particular que se corte. Una pieza final grabada al aguafuerte es también una maravillosa adición a cualquier colección, y dado que solo una cara está grabada en una pieza final, también es mucho menos difícil de preparar. Una vez que las rebanadas se han hecho, el siguiente paso es prepararlas para grabarlas. Esto se logra al lijar las rebanadas sin problemas, y se puede hacer con cualquier tipo de lijadora, incluso una lijadora manual que se puede comprar por alrededor de $ 30. Comience lijando con grano 60, luego 120, 220, 400 y finalmente terminando con grano 600. Cada grano progresivamente hará arañazos más finos, continúe hasta que los arañazos sean tan finos que para cuando se alcance el grano 600, la pieza comenzará a verse semi-pulida. Si se hace correctamente, esto debería ser más que suficiente para asegurar que se hayan eliminado todas las marcas de la sierra y que, cuando se grabe, el patrón widmanstatten se destaque. Si el corte

Mayo 2018 todavía muestra marcas de sierra, simplemente repita el proceso de lijado hasta que se hayan eliminado todas. Algunos meteoritos debido a su patrón fino de widmanstatten como Gibeon o Muonionalusta son mucho más tolerantes cuando se trata de lijar. De hecho, algunos meteoritos de Gibeón se pueden grabar sin ningún tipo de lijado y todavía muestran un bello patrón. Sin embargo, otros meteoritos con estructuras más grandes como Sikhote alin tienden a magnificar las marcas de sierra que no se han eliminado. En general, cuanto mejor se haya preparado un meteorito durante la fase de lijado, mejor será el grabado. Hay varias maneras de grabar químicamente un meteorito de hierro. Dos métodos populares utilizados en el grabado de meteoritos de hierro incluyen el uso de cloruro férrico y Nitol. Nitol, que es una mezcla de alcohol y ácido nítrico, es lo que la mayoría cree que funciona mejor. Esto se debe a que el nitol parece dejar la rodaja grabada más estable que el cloruro férrico. Sin embargo, hay un lugar para el cloruro férrico en los hierros de grabado. Se puede usar, pero solo en pequeñas cantidades ya que el cloruro férrico tiende a promover la oxidación. Grabar un meteorito de hierro parece ser aproximadamente un 50% de ciencia y un 50% de arte. La ciencia es fácil, solo se siguen unos pocos pasos en la secuencia correcta y allí está. El arte es diferente y es mucho más difícil de definir y menos enseñar. Las rodajas mal grabadas hacen que uno se pregunte por qué una persona haría eso con un meteorito perfectamente bueno, y las rodajas con aguafuerte o grabados oscuros se dejan mejor sin cortar. Por otro lado, las rodajas maravillosamente preparadas con excelentes grabados de tipo holográfico son hermosas. Aún mejor para algunos son las esferas bellamente grabadas, los huevos y las pirámides, por no mencionar los cuchillos grabados, las caras del reloj y las joyas. El ácido nítrico utilizado en nitol para grabar meteoritos de hierro se puede comprar en la mayoría de las tiendas de productos químicos por alrededor de $ 10 por botella de 6 onzas. Una botella de este tamaño grabará muchas rebanadas, ya que solo se necesitan unas gotas de ácido para grabar cada rebanada. Tenga en cuenta que desde el 11 de septiembre de 2001 será necesario documentar y firmar el uso de productos químicos como el ácido nítrico. El ácido nítrico es muy peligroso y debe manejarse con cuidado. Siempre use guantes de goma, un delantal y protección adecuada para los ojos cuando maneje el ácido. 34

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METEORITOS 09 La mezcla de ácido nítrico y alcohol llamada nitol puede variar entre 5% y 12% de ácido nítrico. Por lo general, es mejor comenzar alrededor del 5% y experimentar con un poco más de ácido nítrico si el grabado es débil o si se produce demasiado lentamente. Demasiado ácido nítrico en la mezcla puede "quemar" el grabado y dejarlo muy opaco. Si esto sucede, será necesario volver a lijar la rodaja y volver a grabarla con menos ácido nítrico. Uno puede usar alcohol de grado químico caro o incluso siempre claro al hacer nitol. Si lo desea, este alcohol más caro se puede comprar en la misma tienda de productos químicos que el ácido nítrico. Siempre claro es el alcohol destinado al consumo en bebidas mixtas y se puede comprar en su farmacia local de drogas o licores. Si bien ambos tipos de alcohol harán bien el trabajo, son muy costosos y muy innecesarios. El alcohol al 70% funciona de maravilla y es mucho más barato. A un costo de alrededor de $ 1 por pinta, se pueden grabar algunas rebanadas sin quebrar. No se preocupe por el 30% de agua en el alcohol de fricción. Dado que el meteorito tendrá que lavarse vigorosamente con agua y jabón después del grabado, un poco de agua antes no afectará la belleza del grabado ni la estabilidad del meteorito. Al hacer nitol, una regla muy importante para recordar es nunca mezclar alcohol con ácido nítrico, sino mezclar siempre el ácido nítrico con el alcohol. Lo contrario puede provocar una pequeña explosión o una reacción química que hace que el ácido nítrico "explote", esto puede ser potencialmente peligroso. Haga solo la cantidad de nitol que se necesita para grabar unas pocas rebanadas a la vez. Esto será suficiente para que una persona lo maneje y limitaría la responsabilidad durante un derrame accidental. Comience vertiendo el alcohol en un pequeño recipiente de vidrio. Nunca use un recipiente de plástico para mezclar el nitol, ya que el ácido puede ser lo suficientemente fuerte como para quemarse por el fondo. Usando un cuentagotas, agregue la cantidad adecuada de ácido nítrico al alcohol. Una vez que el alcohol y el ácido nítrico se han vertido y mezclado, está listo para ser utilizado. Aunque es posible almacenar el nitol no utilizado en un recipiente de vidrio cerrado para un posterior grabado, tiene más sentido hacer solo la cantidad que se utilizará al mismo tiempo. Comience por colocar la rodaja de meteorito de hierro que se va a grabar en un recipiente de vidrio poco

Mayo 2018 profundo, como un plato de vidrio para hornear. Luego, usando un pincel pequeño, comienza a aplicar el nitol a la superficie lijada del meteorito. La técnica es simple, simplemente cepille el nitol en un lado y luego gire la rodaja y cepille el otro. Aparecerá una película negruzca en el corte mientras se aplica el nitol, cada vez que se retira la película, comenzará a aparecer un grabado débil. Continúe el proceso cepillando cada lado una y otra vez hasta lograr el grabado deseado. Dado que cada tipo de meteorito graba de manera diferente y a diferentes velocidades, la experiencia es la única forma en que una persona sabrá cuándo se ha aplicado suficiente nitol, y cuándo el grabado es tan bueno como se espera obtener. Para obtener un grabado más oscuro, se puede usar un poco más de ácido nítrico en la mezcla. Se produciría un grabado más profundo cuando se aplica nitol a la misma rodaja durante un período de tiempo más largo. El cloruro férrico se usa para lograr un aspecto más holográfico del grabado. Se puede comprar cloruro férrico o solución de grabado en tablero de PC, como se llama comúnmente en cualquier tienda de electrónica de Radio Shack. Es muy económico y cuesta alrededor de $ 5 por litro. Obviamente utilizado principalmente en el grabado de tableros de PC, el cloruro férrico puede hacer maravillas en un meteorito. Sin embargo, la exposición excesiva al cloruro férrico puede promover la rápida oxidación de la rodaja recién grabada. El cloruro férrico nunca debe usarse como un grabador primario, sino que debe usarse siempre de la misma manera que se usan las especias para cocinar. Es decir, solo debe usarse para agregar reflejos a un meteorito que ya ha sido grabado con nitol y luego lavado. El cloruro férrico a veces se cepilla o se puede aplicar con una esponja, se produce un efecto holográfico cuando se aplica. Estos dos métodos de aplicación de cloruro férrico producirán un buen grabado, pero también excederán el corte y lo volverán inestable. Si un grabado se considera deficiente después de grabar con nitol, o si se desea un grabado más oscuro holográfico, el cloruro férrico puede ayudar. Simplemente vierta una tapa llena de cloruro férrico en una bolsa de sándwich y luego coloque la rodaja grabada con nitro en la bolsa. Colocando la bolsa entre los dedos pulgar e índice, dale palmaditas a los lados de la bolsita contra la porción del meteorito. Asegúrese de tocar todo el meteorito de manera uniforme y rápida, ya que la rodaja debe

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METEORITOS 09 sumergirse en cloruro férrico durante menos de 5 o 6 segundos. Este proceso debería producir un sorprendente efecto holográfico sin la preocupación de una exposición excesiva al cloruro férrico. Para obtener resultados aún más rápidos usando cloruro férrico, calienta el meteorito con agua caliente del grifo antes de colocarlo dentro de la bolsa. Esto acelerará la reacción química y producirá el mismo efecto en 3 o 4 segundos. Este proceso debe hacerse lo más rápido y con cuidado posible, en parte para que el cloruro férrico no tenga tiempo de escaparse a través de la bolsa de plástico y manche todo a la vista. Al intentar esta técnica, puede ser una buena idea probarlo en un fregadero de acero inoxidable. Una palabra de advertencia: nunca toque un meteorito sin guantes durante o después de haber sido grabado. El ácido en los dedos manchará inmediatamente el meteorito durante el grabado y promoverá la oxidación después de haber sido grabado. Una vez que se logra el grabado deseado con cloruro férrico o nitol, la rodaja deberá lavarse inmediatamente. Esto se hace enjuagando la rodaja de meteorito con agua del grifo y luego usando el líquido de lavado de platos para formar una espuma. Frota el meteorito entre el pulgar y el índice, lávalo y enjuágate varias veces para asegurarte de que elimina todo el nitol. Dado que el agua del grifo contiene cloro, el paso final es enjuagar vigorosamente el meteorito una vez más, pero esta vez en agua purificada. Cuando la fase de lavado y enjuague esté completa, seque la rebanada con una toalla de papel suave. Un baño de alcohol o un horno de calefacción de un meteorito de hierro recién grabado son dos métodos previamente aceptados para la estabilización que no funcionan. Colocar una rodaja de meteorito en el horno para que se seque casi siempre provoca una reacción química que dejará marrón y deslustrado el otrora bello aguafuerte. Un baño de alcohol por más de unos pocos minutos producirá manchas marrones no deseadas que causaría estragos en el grabado. Coloque la rodaja de meteorito ya grabada, lavada y seca en una toalla de tela. Luego, usando un secador de cabello normal, continúe secando la rebanada, caliente un lado y luego el otro. No tomará mucho tiempo calentar la rebanada tanto que la haga demasiado caliente para

Mayo 2018 tocarla. Por alguna razón, este método casi nunca hace que la rodaja del meteorito se empañe o tome un tono marrón. Cuando el meteorito se haya calentado y secado lo suficiente, colóquelo en un recipiente pequeño tipo Tupper ware con una tapa que se haya llenado con ATF (fluido de transmisión automática). El aceite para armas o incluso el aceite para motores de automóviles también funcionarán como un sustituto, pero ATF parece funcionar mejor. El fluido de la transmisión automática parece tener una forma de penetrar en las pequeñas grietas y grietas de la porción del meteorito mientras se elimina el agua. De esta forma, las rodajas se pueden apilar cuidadosamente una sobre la otra durante el tiempo que sea necesario para que el ATF comience a estabilizar el meteorito. Esta técnica funciona increíblemente bien, un meteorito puede sentarse en la ATF durante meses si no años sin efectos nocivos. Coloque los meteoritos en el Tupper con cuidado para no rayar ni dañar otras rebanadas terminadas. Cuanto más tiempo permanezca el meteorito sumergido en la ATF, más se filtrará e inhibirá la oxidación. Una cosa es segura: es muy difícil que se forme óxido alrededor de una superficie bien lubricada. En el pasado, los métodos sub pares, así como los métodos que simplemente no funcionaban, se han utilizado para intentar estabilizar una porción grabada. Nunca use WD-40 ni ningún otro aceite soluble en agua para tratar de estabilizar un meteorito, ya que el agua a menudo es uno de sus ingredientes principales. Una vez que se ha formado óxido en una superficie grabada, generalmente es mejor volver a lijar y empezar de nuevo. Sin embargo, es posible eliminar el óxido en una rebanada grabada sin volver a lijar y grabar. Es posible eliminar el óxido de un meteorito ya grabado usando un producto popular llamado CLR (eliminador de calcio, cal y óxido). CLR se puede comprar por alrededor de $ 5 en la mayoría de los supermercados o ferreterías. Mientras usa guantes de goma, frote suavemente el CLR sobre toda la porción del meteorito grabado pero concentrándose principalmente en las áreas oxidadas. El óxido generalmente se derrite, si lo hace, simplemente lave y enjuague el meteorito como si hubiera sido recién grabado. Luego seque y almacene en ATF durante el tiempo que sea necesario para comenzar la estabilización. Si el óxido no se elimina lo suficiente, volver a lijar y volver a grabar es la única opción.

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METEORITOS 09 No hay forma de cubrir todos los aspectos posibles del grabado de un meteorito de hierro. La experimentación por prueba y error es la mitad de la diversión del grabado. Hacer algo que antes era invisible a simple vista es increíble de ver. Recuerde que grabar un meteorito de hierro es parte

Mayo 2018 de la ciencia y parte del arte, si la ciencia es inspiradora, el arte debe ser hermoso.

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Este 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 39 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.

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. 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 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.

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. 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; 40

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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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CUANDO LAS ESTRELLAS CAEN DEL CIELO de José García. de llevar a cabo el estudio de los meteoritos y fenómenos asociados a impactos.

Se aborda tanto el estudio de los meteoritos, como de los cráteres de impacto a través de los detritos que se forman en el impacto asteroidal (tectitas, impactitas, vidrios diaplécticos, etc), ilustrando en el anexo el proceso de clasificación llevado a cabo para el primer meteorito oficialmente reconocido del autor; NWA 10909.

Conocer los meteoritos, los fenómenos de impacto, y sus componentes, así como su origen, es crucial para llevar a cabo la clasificación oficial de los mismos. El autor nos deja en esta obra un trabajo excepcional, libro de cabecera para cualquier investigador que deseen profundizar en los datos técnicos y aspectos científicos de los meteoritos. Composición química, mineralógica, petrografía, texturas, y muchos otros aspectos de obligado conocimiento para su clasificación. En esta extraordinaria guía a todo color, el autor muestra en más de 270 páginas con imágenes exclusivas tomadas de piezas y muestras al microscopio, todos los aspectos que se tienen en cuenta en el laboratorio a la hora

Profesores, geólogos, coleccionistas e interesados en la meteorítica encuentran en esta guía un libro de texto fundamental para abordar el tema desde la perspectiva científica. Se imprimen por encargo, previo pago, consulte condiciones para su adquisición. Precio por ejemplar; 54 €.

DÓNDE COMPRARLO. Interesados en su adquisición, pueden hacerlo a través del Museo, al correo electrónico; direccion@museocanariodemeteoritos.com

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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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ORGÁNICOS en MARTE El pasado 7 de junio, la Agencia Espacial Norteamericana (NASA) daba a conocer una noticia que no dejó indiferente a nadie. Disparó la polémica entre los círculos científicos, y una disparidad de opiniones que pocos hubieran imaginado. El rover Curiosity acababa de hacer un sorprendente descubrimiento en el cráter Gale… ¿O tal vez no es tanto?

No es la primera vez que la NASA nos sobrecoge con alguna noticia inesperada. Desde que allá por la década de los setenta (concretamente el 25 de julio de 1976) nos mostrara la famosa “cara de Marte” fotografiada por la sonda Viking 1, con todas las implicaciones que aquello podía tener para sostener que una civilización inteligente habitaba el planeta rojo, hasta los descubrimientos de posibles “fósiles” en un meteorito marciano o el más reciente descubrimiento de moléculas orgánicas en el meteorito Tissint, caído en Marruecos en 2011, lo cierto es que el planeta vecino ha sabido guardar bien sus secretos. Un total de 13 orbitadores de distinta nacionalidad, y hasta 3 rovers han trabajado y lo siguen haciendo sobre el planeta rojo. Conocíamos la despedida del rover Spirit en 2010 tras haber concluido exitosamente su misión por espacio de 6 años. Oportunity estuvo a punto de despedirse de nosotros este mes pasado, cuando el planeta fue barrido por una intensa tormenta de arena como ninguna antes fue documentada. Se temía que los paneles solares quedaran cubiertos por la arena y las baterías no tuvieran energía suficiente para que continuara su labor de investigación. Por su parte, Curiosity, para salvar los evidentes contratiempos que suponen los paneles solares en un planeta frecuentemente barrido por tormentas de arena, dispone de un sistema de energía autónomo diferente. Se trata en su caso de un generador eléctrico de radioisótopos que

permite tener 26 W de potencia al día durante una vida útil de más de 14 años (suficiente, si tenemos en cuenta que Curiosity iba para una misión de un año marciano, y en la actualidad lleva superado el doble de tiempo de trabajo y sigue en buenas condiciones de continuar. Ha sido gracias a ello que desde que 6 de agosto de 2012 aterrizara en el cráter Gale ha realizado una labor geológica extraordinaria. El rover va equipado con distintos sistemas de medición y análisis químico para tomar diferentes muestras del suelo marciano, analizarlas, y enviar los resultados a la Tierra, vía orbitadores. Entre los equipos que Curiosity lleva a bordo se encuentran 4 espectrógrafos cuya misión principal es analizar muestras del suelo y del subsuelo marciano, para cuya extracción también dispone de un taladro capaz de perforar rocas y suelos y extraer muestras de varios centímetros de profundidad. Esto es relevante ya que uno de los más interesantes proyectos para Curiosity es detectar material biológico (o al menos orgánico con implicaciones para la vida) en el lecho del lugar de aterrizaje. El instrumento ChemCam es un sistema de espectroscopia de colapso inducida por rayo láser capaz de analizar una roca hasta a 13 metros de distancia. El láser vaporizaría una pequeña cantidad de sus materiales y el espectro de luz 48

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emitido en el proceso sería analizado por la cámara de resolución angular de 80 microradianes que lleva el mismo. El APXS, o espectrómetro de rayos X por radiación alfa permite irradiar muestras con partículas alfa y es capaz de analizar el espectro generado por los rayos X reemitidos. Es capaz de analizar la composición elemental de las muestras irradiadas. CheMin es el instrumento de análisis químico y mineralógico a través de XRD y XRF para cuantificar y analizar estructuras de minerales contenidos en las muestras. SAM es un instrumento denominado así específicamente (Análisis de Muestras en Marte), que analiza muestras sólidas y de gas para buscar compuestos orgánicos. Mediante calentado de muestras a 1000 grados centígrados es capaz de enriquecer y derivar moléculas orgánicas de la muestra. Posteriormente un espectrómetro de cromatografía de gases es capaz de medir isótopos de carbono y oxígeno en el CO2. Con este equipamiento a bordo, Curiosity reveló, mucho tiempo después de haber concluido oficialmente la misión, y ya en tiempo extra de trabajo dado que sus capacidades le permitían seguir operando largo tiempo más, un descubrimiento realmente sorprendente.

Las moléculas orgánicas conservadas en un lecho de roca de 3.500 millones de años en Gale Cráter, que se cree que alguna vez contenía un lago poco profundo del tamaño del lago Okeechobee de Florida, sugieren que las condiciones en ese entonces podrían haber sido propicias para la vida. Eso deja abierta la posibilidad de que los microorganismos poblaron alguna vez a nuestro vecino planetario y aún puedan existir allí. "Las posibilidades de poder encontrar signos de vida antigua en misiones futuras, si la vida alguna vez estuvo presente, simplemente aumentaron", dijo el científico del proyecto Curiosity, Ashwin Vasavada, del Jet Propulsion Laboratory de la NASA en Pasadena, California. Curiosity también ha confirmado fuertes aumentos estacionales de metano en la atmósfera marciana. Los investigadores dijeron que no pueden descartar una fuente biológica. La mayor parte del metano atmosférico de la Tierra proviene de la vida animal y vegetal, y del medio ambiente en sí.

A primeros de junio, la Agencia Espacial NASA hacía públicos los resultados de un análisis llevado a cabo por el rover de unas muestras de polvo extraído mediante taladro del lecho rocoso del cráter Gale. Reproducimos la nota publicada en la página oficial de la Misión de Exploración a Marte, eso sí, traducida al español.

CABO CAÑAVERAL, Florida. (AP) - Los nuevos descubrimientos de Marte están promoviendo el caso de una posible vida en el planeta rojo, pasado o incluso presente. Los científicos informaron hoy jueves (7 de junio) que el rover Curiosity de la NASA descubrió posibles bloques de construcción de vida en un antiguo lecho rocoso marciano. Se han encontrado sugerencias antes, pero esta es la mejor evidencia hasta el momento.

Los dos estudios aparecen en la revista Science. En un artículo complementario, un experto externo describe los hallazgos como "avances en la astrobiología". "La cuestión de si la vida podría haberse originado o existido en Marte es mucho más oportuna ahora que

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METEORITOS 09 sabemos que las moléculas orgánicas estaban presentes en su superficie en ese momento", escribió la astrobióloga de la Universidad de Utrecht Inge Loes ten Kate de los Países Bajos. Kirsten Siebach, geóloga de Rice University que también participó en los estudios, está igualmente entusiasmada. Ella dijo que los descubrimientos rompen algunos de los argumentos más fuertes presentados por los escépticos de la vida en Marte, incluida ella misma.

Mayo 2018 esperaban los científicos. "Nos quedamos impresionados", dijo. "Se está triplicando... es una gran diferencia". Webster teoriza que el metano creado ahora o hace mucho tiempo está filtrándose desde depósitos profundos subterráneos a través de grietas y fisuras en la corteza. Una vez en la superficie, el metano se adhiere a la tierra y las rocas, y se libera más a la atmósfera cuando hace más calor. "No tenemos pruebas de que el metano se forme biológicamente, pero no podemos descartarlo, incluso con este nuevo conjunto de datos", dijo Webster. Los científicos han estado buscando moléculas orgánicas en Marte desde las misiones Viking de 1976. Las Vikings gemelas salieron casi vacías. Al llegar a Marte en 2012 con un taladro y sus propios laboratorios a bordo, Curiosity confirmó la presencia de compuestos orgánicos en las rocas en 2013, pero las moléculas no eran exactamente lo que esperaban los científicos. Entonces buscaron en otro lado. Las muestras clave en los últimos hallazgos provienen de un lugar a 4 millas (6.4 kilómetros) de distancia.

"Lo más importante es que podemos encontrar evidencia. Podemos encontrar materia orgánica conservada en lechos que tienen más de 3 mil millones de años", dijo Siebach. "Y vemos hoy en día emisiones de gas que podrían estar relacionadas con la vida en el subsuelo o, por lo menos, probablemente estén relacionadas con aguas cálidas o entornos en los que la vida en la Tierra sería una vida feliz". Las observaciones de metano proporcionan "uno de los casos más convincentes" para la vida actual, dijo. Los científicos concuerdan en que naves espaciales más poderosas e, idealmente, rocas retornadas a la Tierra desde Marte, son necesarias para probar si alguna vez existieron organismos diminutos como las bacterias en el planeta rojo. Las mediciones de metano de Curiosity ocurrieron durante 4 ½ años terrestres, cubriendo partes de tres años marcianos. Los picos estacionales se detectaron a fines del verano en el hemisferio norte y a fines del invierno en el hemisferio sur. JPL Christopher Webster, autor principal del estudio, dijo que es la primera vez que el metano marciano muestra un patrón repetido. La magnitud de estos picos estacionales, en un factor de tres, fue mucho más de lo que

Al igual que con el metano, podría haber explicaciones no biológicas sobre la presencia de moléculas que contienen carbono en Marte, como los procesos geológicos o los impactos de los asteroides, los cometas, los meteoros y el polvo interplanetario. Jennifer Eigenbrode, una astrobióloga en el Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA en Greenbelt, Maryland, quien dirigió el estudio orgánico, dijo que está intrigada por la posibilidad de que la vida haya existido y se haya adaptado a Marte. "Estoy igual de fascinada por la idea de que la vida nunca comenzó en Marte en primer lugar. Esa es una pregunta más difícil de abordar científicamente, pero creo que tenemos que dar la búsqueda de la vida en la debida diligencia de Marte. Ir a lugares que creemos que son los lugares más probables para encontrarla". Fuente; https://mars.nasa.gov/news/8347/nasa-findsancient-organic-material-mysterious-methane-on-mars/

Después de leer y analizar cuidadosamente la información dada por NASA sobre este sorprendente hallazgo, se nos viene a la cabeza algunos de los estudios realizados sobre partes del 50

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meteorito Tissint, pero tampoco podemos dejar de obviar, como bien dice la nota traducida, la muy probable contaminación asteroidal o cometaria. Tenemos en cuenta que los análisis efectuados por el rover son bastante simples y rudimentarios, y de por sí no son determinantes de nada, salvo de la existencia de ciertas moléculas en los lechos rocosos analizados. Llama la atención el hecho de que las muestras hayan sido extraídas del subsuelo. Evidentemente puede tratarse de una contaminación asteroidal. Es de sobrado conocimiento el hecho de que en los meteoritos carbonáceos, o incluso en las condritas ordinarias, se contiene una cantidad de materiales orgánicos de origen inorgánico, en ocasiones tan avanzados como pueden ser ciertos aminoácidos y otras moléculas orgánicas. Que son de especial interés prebiótico y como algunos los han calificado, bloques de construcción de la vida, pues sí, pero no hay datos suficientes para determinar, en el caso de los hallazgos marcianos, que hayan podido ser producidos por actividad biológica alguna. Por otra parte están las implicaciones que supone que en el planeta rojo existan moléculas orgánicas. Se viene a la cabeza que en Marte hay vida, pero nada más lejos de la realidad. Curiosity no ha descubierto vida en Marte, simplemente moléculas orgánicas (es decir, con base en carbono, hidrógeno y oxígeno, elementos por cierto muy abundantes en el sistema solar). La aparición de formas de vida basadas en carbono indica que es de obligación la presencia de tales moléculas para su desarrollo, pero la existencia de tales moléculas no tiene porqué implicar que la vida se desarrolle, ni tan siquiera que aparezca. Entendemos que la aparición de la vida no depende solo de la existencia de unas cuantas moléculas concretas, sino de unas

condiciones y de un medio adecuados para su aparición, su desarrollo y su evolución. No olvidemos que también en Ceres se ha determinado la presencia no solo de materiales orgánicos, sino de muchos materiales orgánicos.

Por su parte, son también conocidos los lagos de metano e hidrocarburos existentes en Titán, y quién sabe en qué otros cuerpos del sistema solar. Tal vez hubo vida en Marte, cuando junto a su hermano gemelo, la Tierra, arrancaron su historia temprana. Pero las condiciones que afectaron a Marte y a la Tierra cambiaron, quizás debido a su distancia al Sol, quizás también debido a su tamaño, lo cierto es que mientras que en la Tierra florecía la vida en una tremenda explosión a finales del precámbrico, marcando de esta forma el inicio del Paleozoico, en un ambiente cálido y húmedo, protegido por una gruesa atmósfera rica en oxígeno y nitrógeno, Marte se fue enfriando, y a medida que su núcleo se enfriaba, iba perdiendo su campo magnético protector, congelando el agua en el subsuelo o en los polos, perdiendo su atmósfera como consecuencia de los vientos solares que ya no eran frenados por el débil campo magnético. Fue lentamente convirtiéndose en un lugar absolutamente inhóspito y sin posibilidad de albergar vida… al menos aparente. Ahora se abre una nueva etapa en la exploración a Marte, estos hallazgos han sido cruciales, y sin duda alentadores para continuar adelante en la exploración del planeta vecino. 51

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NASA

PUBLICA MAPA DE LA A NTÁRTIDA SIN LA CAPA DE HIELO .

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Como cada año, con la llegada del verano, se hace más agradable disfrutar de una velada bajo las estrellas. Y precisamente el verano es conocido en los círculos astronómicos debido a que en él tiene lugar una de las más famosas lluvias de estrellas del año; Las Perseidas, más conocidas como Lágrimas de San Lorenzo. Las perseidas son también conocidas en los países de tradición católica con el nombre de lágrimas de San Lorenzo, porque el 10 de agosto es el día de este santo. En la Edad Media y el Renacimiento las perseidas tenían lugar la noche en que se le recordaba, de tal manera que se asociaron con las lágrimas que vertió san Lorenzo al ser quemado en una parrilla.

Su período de actividad es largo y se extiende entre el 16 de julio y el 24 de agosto. Su máximo es entre el 11 y el 13 de agosto con tasa horaria zenital (THZ) 100, lo que le convierte en la tercera lluvia del año (después de las cuadrántidas y las gemínidas), aunque las perséidas son las más populares por ser visibles desde el hemisferio norte durante el verano.

El registro más antiguo que se tiene de la actividad de las perseidas es del año 36 d. C., de los anales históricos chinos donde se cita un pico de meteoros en esas fechas. Pero no fue hasta 1835 cuando el astrónomo belga Adolphe Quetelet muestra que se produce una lluvia de meteoros, de forma cíclica en agosto, con su radiante en Perseo.

El cuerpo progenitor de las perseidas es el cometa 109P/Swift-Tuttle. Descubierto por Lewis Swift y Horace Parnell Tuttle el 19 de julio de 1862, posee un diámetro de 26 kilómetros y su órbita alrededor del Sol tiene un período de 135 años. Su última aparición tuvo lugar en 1992, produciéndose en 1993 un pico de actividad con THZ 300. Desde entonces, la actividad ha descendido progresivamente hasta el nivel normal de la actualidad. En 2009, hubo un paso hacia una corriente de detritos de mayor densidad poblacional, por lo que la THZ fue de 173. Son meteoros de velocidad alta (59 km/s) que radian de la constelación de Perseo.

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ASTEROID DAY 2018 y METEORITOS, LA EXPOSICIÓN. Con motivo del Asteroid Day 2018, que por cuarta edición celebra el Comité para la Divulgación de la Ciencia y el Espacio en el Parque Metropolitano Casa de los Toruños, en El Puerto de Santa María (Cádiz), se inauguró METEORITOS, LA EXPOSICIÓN, en la que casi un centenar de piezas de rocas del espacio quedarán expuestas al público hasta el próximo 30 de agosto.

Tras sus palabras de agradecimiento, el coro rociero COMPARTIENDO VOCES amenizó durante unos minutos antes de dar inicio al plato fuerte, la inauguración de la Exposición de Meteoritos cedida en depósito temporal por el Museo Canario de Meteoritos, y la conferencia inaugural de su director, José García.

El evento dio comienzo el día 30 de junio con un sentido homenaje a la carrera profesional del Doctor Francisco Giles, director del Museo Arqueológico de El Puerto, quien tras una vida dedicada a la investigación arqueológica, mereció el reconocimiento que el CODICE otorga anualmente.

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del meteorito Campo del Cielo, y un fragmento de la roca lunar NWA 11273 que estaba preparada para tal efecto.

Todo esto iba precedido por horas de trabajo y dedicación, en las que se fueron montando las piezas en las vitrinas para que todos los visitantes puedan disfrutar de ellas, sabiendo qué están viendo tras el cristal.

El público intervino en alguna ocasión con preguntas de interés, y al término de la charla, que se alargó por espacio de una hora, se ofrecieron una serie de obsequios al conferenciante, así como un diploma de agradecimiento por la participación en esta jornada en el marco del Asteroid Day 2018.

La Exposición quedará abierta al público todos los días de 10 de la mañana a 22 de la noche, y puede ser visitada en;

Dio inicio la conferencia a las 21.00 horas de la noche. A la disertación acudió un nutrido grupo de asistentes (más de un centenar de personas) entre ellos numeroso público juvenil. Se centró la charla en los tipos de detritos que llegan a la Tierra, procedentes del sistema solar, y qué información nos aportan a título científico.

Parque Metropolitano Casa de los Toruños. Avenida del Mar, 7. Valdelagrana. El Puerto de Santa María (Cádiz).

Tras la charla, el público asistente abordó al conferenciante con un aluvión de preguntas, y quizás lo que más entusiasmó a la gente fue poder tocar un par de ejemplares

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Meteoritos 10 julio 2018  

Número 10 de la revista METEORITOS, editada por el Museo Canario de Meteoritos.

Meteoritos 10 julio 2018  

Número 10 de la revista METEORITOS, editada por el Museo Canario de Meteoritos.

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