Compilación: Dr. Salvador Pimentel Hernández Duque
Los meteoritos son partículas sólidas procedentes del espacio que penetran en la atmósfera terrestre, donde se calientan de tal modo que se convierten en gases incandescentes manifestándose como "estrellas fugaces".
Al cuerpo rocoso que produce el destello se le llama meteorito, mientras que la estela luminosa que
deja se denomina meteroro.
La primera constancia de una caída de meteorito se remonta al siglo V a.C. donde en las guerras
del Peloponeso entre atenienses y espartanos cayó un gran meteorito.
Cristóbal Colón observó una lluvia en su primer viaje a América, narrándolo así en su diario de a
bordo: "El 15 de septiembre cayó al mar un maravilloso racimo de fuego". Este escrito comprueba
la ignorancia sobre meteoritos en aquella época.
Hasta finales del XVIII se creía que los meteoritos (no había diferenciación entre meteoritos y
bólidos) eran producto de fenómenos de la atmósfera terrestre. La astronomía de la época, junto
con la Ciencia Oficial, negaban la existencia de "piedras espaciales” que caían a la superficie
terrestre.
En 1792, un profesor de la Academia de Ciencias de Paris, celebre por esa época, llamado Lavoisier, explicó que esos fenómenos eran producidos por "piedras terrestres alteradas por el rayo".
Hasta que finalmente, Chlandi, en 1794, afirmó que eran de origen espacial, comprobando esta afirmación en la lluvia de meteoritos famosa de 1802 caída en Orne (Francia).
El primer meteorito caído en España, del que se tenga seguridad, data de septiembre de 1773,
donde cayó un pedrusco de 2 kg. en pueblo aragonés de Villanueva de Sigena, partiéndose en la
caída. Sin embargo, el mayor de todos, ha sido el bólido caído en el pueblo de Molina en Murcia,
el 25 de diciembre de 1858, el cual pesaba alrededor de 116 kg., y estaba compuesto por hierro
y níquel entre otros elementos metálicos.
Las lluvias siempre salen de un radiante o zona de la esfera celeste. Esto no se demostró hasta que Schiaparelli, por 1860, atribuyó su origen al material desprendido de los cometas, el cual sigue en la órbita del cometa, creando así el llamado enjambre meteórico.
Cuando la Tierra pasa por el enjambre, entonces sus partículas atraviesan la atmósfera, produciéndose en su evaporización, grandes destellos.
Pero, no pensemos que todos los meteoritos vienen de los cometas. Hay un montón de enjambres
meteóricos procedentes de los planetas, los cuales habrían salido por antiguas colisiones entre
grandes masas, configurando, de paso, el cinturón asteroidal.
También se puede atribuir el origen a planetésimos que no se formaron, quedando en el espacio
como cuerpos rocosos. Esto ha sido estudiado por procedimientos de desintegración radiactiva,
teniendo como resultado la edad del material, que en ocasiones ha sido de más de 5.000 millones
de años, es decir, en los remotos orígenes del sistema solar.
Hemos visto que los meteoritos pueden tener origen cometario, planetario o interplanetario; pero
existen meteoritos que no encajan en ningún lugar: son los llamados meteoritos esporádicos. A
estos se les atribuye orígenes fuera del sistema solar, aunque para ello tendrían que tener una
velocidad de 42 km/s para conseguir una órbita hiperbólica, cosa muy difícil en un planetoide.
Después de observaciones, se ha llegado a la conclusión, de que estos no son más que restos de
antiguos enjambres, separados por la acción gravitacional de los grandes planetas, como Júpiter o
Saturno. Eso explicaría, la extinción de algunas lluvias, como la de las Andromédidas del cometa
Biela (de 6.000 a 300 meteoros/h) o las Dracónidas (de 5.400 a 200 meteoros/h) del cometa
Giacobini-Zinner, aunque no todas se extinguen: las Perseidas han experimentado cierto aumento,
llegando hasta 110 meteoros por hora.
Quizás, los meteoritos, junto con los asteroides, sean los restos de un planeta destruido hace millones de años, en fase de formación, o que posteriormente seiba a formar.
MECANISMO
Cuando el diámetro del meteorito no supera los 50 cm., el rozamiento con las capas más altas de nuestra atmósfera produce, según la termodinámica, unas ondas de compresión en la parte delantera del cuerpo, produciéndose así un vacío detrás acompañado por los canales de ionización laterales.
El meteoro en cuestión experimenta un brusco frenazo, con lo que la temperatura del cuerpo
asciende vertiginosamente, alcanzando durante 1 ó 2 segundos temperaturas del orden de los
4.000 ºC, y naturalmente, se funde y evaporiza, produciendo, durante breves instantes, un gran
brillo.
La duración de la "estela” o rastro brillante que deja atrás el meteoro, producido por los ya
mencionados canales de ionización, no suele pasar los 3 segundos. Sus colores son variados,
desde blanco, hasta verde claro, pasando por azules, amarillas y rojas, aunque las más comunes
son los blancos. Algunos son tan brillantes que pueden superar la magnitud -3, llamándose estos
bólidos (ver BOLIDOS, TIPOS DE BOLIDOS).
Se empiezan a ver a unos 104 Km. de altitud, penetrando, los de brillo más débil, no más de 16
km. en el interior de la atmósfera. Los meteoros de brillo normal se "apagan” a unos 64 km.,
mientras que los resplandecientes (algunos producen sombras) puede llegar a tan sólo 5 km. de la
superficie terrestre, aunque esto sea poco frecuente.
Los espectros de estas masas, han revelado la presencia de hierro y calcio, y en menores
proporciones magnesio, manganeso, cromo..., que como todos son pertenecientes a elementos
rocosos, se deduce que la piedra antes de entrar en la atmósfera es un elemento sólido (ver
COMPOSICION).
Las velocidades de estos pequeños pero visibles cuerpos, pueden alcanzar, en zona espacial, los
29-30 k/s. Cuando chocan con la atmósfera, reducen su velocidad a 11 km/s. En cambio, los
visible por la mañana, por lo que van en dirección contraria, penetran en la atmósfera con una
velocidad inicial de 72 km/s.
La cantidad de luz y las velocidades de los meteoritos permiten averiguar, por medio de cálculos,
datos precisos sobre el tamaño de las partículas originales. Normalmente, la partícula, no suele
superar 1 cm de diámetro.
El número de meteoros visible en una noche clara y normal, es de 24.000.000, observándose mejor con prismáticos o telescopio, ya que la mayoría de estos son superiores a la décima magnitud.
La composición depende de su origen, bien sea planetario o cometario. Se distinguen dos grupos
bien diferenciados respecto a la composición: los sideritos y los asíderos (ver TIPOS DE
BOLIDOS), que en la siguiente tabla se comparan con la composición química de la superficie
terrestre.
Sideritos Asíderos Corteza terrestre
--------------------------------------------------------
Hierro 90,8% Oxígeno 36,6% Oxígeno 49,4%
Níquel 8,4% Hierro 25,6% Hierro 4,7%
Cobalto 0,5% Sílice 18,0% Sílice 25,8%
Fósforo 0,2% Magnesio 14,2% Manganeso 1,9%
Azufre 0,03% Aluminio 1,3% Aluminio 7,5%
Carbono 0,02% Niquel 1,4% Niquel 0,02%
Cobre 0,02% Calcio 1,3% Calcio 3,4%
Cromo 0,01% Sodio 0,3% Sodio 2,6%
Cromo 0,27% Cromo 0,03%
Fósforo 0,19% Fósforo 0,12%
Mangane. 0,18% Manganeso 0,08%
Cobalto 0,14% Cobalto -----
Potasio 0,13% Potasio 2,4%
Titanio 0,10% Titanio 0,58%
y otros muchos indicios de elementos.
Cuando un hierro meteórico es cortado y corroído con un ácido, presenta en sus bandas o
configuración de líneas las llamadas figuras de WidmanstÑtten, que ni se tienen parecido con las
terrestres, ni se ha encontrado explicación alguna al fenómeno.
Por su parecido con piedras similares, se supone que los hierros internos estuvieron en contacto
con cristales cuando esta estaba a temperaturas de 300 ó 400 ºC.
En el 90% de las piedras meteóricas se observan esferolitos o inclusiones redondeadas, a menudo
casi esféricas, llamadas condros, de estructura radiada o granulosa laminar sumamente compleja y
formación desconocida.
Cuando el brillo de un meteoro es especialmente alto, pudiendo ser más luminoso que Venus e
incluso, a veces, que la Luna llena, se denomina bólido. También se llaman bolas de fuego.
Los bólidos pueden tener desde 2 metros hasta 1 kilómetro de diámetro, por lo que su peso
puede se de miles de toneladas. Su composición química es parecida a la de los meteoritos. Se
pueden denominar como "pequeños asteroides”.
Cuando penetran en la atmósfera, se funden y se evaporizan, alcanzando elevadas temperaturas y
gran brillo.
Hay muchas posibilidades de que algunos fragmentos de su masa sobrevivan a la resistencia de la
atmósfera y caigan a la tierra en forma de aerolitos. Estos caen en un número de unos 2.000 por
año.
Los bólidos pueden calsificarse en 3 grupos por su composición mineralógica: aerolitos, sideritor o
holosideritos, y siderolitos.
Son los más comunes. Su composición química es principalmente rocosa. Están compuestos de
35% de oxígeno, 23% de hierro, 18% de silicio, 14% de magnesio y pequeños porcentajes de
azufre, sodio, níquel, calcio, potasio, cromo, carbono y aluminio. Su densidad es de 3.4 gr/cm3.
Metálicos, toscos y fuertes: caen de una sola pieza. Compuestos por una aleación de hierro,
constituyendo el 90% de la masa total, y níquel, con solo un 9%. Y en porcentajes menores
carbono, aluminio, cobre y cobalto. Su densidad es 8 gr/cm3, lo que supone 3 veces superior a la
de las rocas.
Compuestos metálicos y rocosos. Son un grupo medio entre los sideritos y los aerolitos. Su
densidad puede superar los 5 gr/cm3.
Roca eruptiva básica. débiles, se disgregan en fragmentos, cayendo en forma
de lluvia con lo que se pueden coger inmediatamente. Llamados pétreos.
Presentan superficie lisa y oscura y se oxidan con el tiempo a la intemperie.
Penetran de 5 a 10 veces más que los metálicos.
Son llamadas así a la concentración de estrellas fugaces en un sitio y fecha determinada. La zona
reducida de donde parece que todas salen se denomina radiante. Si fotografiáramos todas las
estrellas fugaces apuntando al radiante, se verían líneas como radios de un bicicleta.
Estas lluvias se producen cuando la Tierra penetra en un enjambre de meteoritos, bien producidos
por el polvo que suelta un cometa, o bien por origen planetario.
Las lluvias reciben el nombre de la constelación en donde se encuentra su punto radiante, así las
Perseidas en Perseo, las Boótidas o Cuadrantidas de la constelación de Bootes...
Las principales lluvias meteoríticas son:
CUADRANTIDAS - se producen desde el 1 de enero hasta el 5, aunque su máxima lluvia se
localiza el 3 enero. Su radiante esta próxima a Beta Bootis. La velocidad de estos meteoritos es
de una 44 km/s.
LIRIDAS - máxima actividad entre el 12 y 24 de abril en Alfa Lirae, destacando el día 21. Fue
observado antiguamente por los chinos. Esta asociado al cometa 1861-I. Sus cuerpos alcanzan
los 51 km/s.
ETA ACUARIDAS - se presentan entre el 29 de marzo y eel 21 de mayo, especialmente el 4 de
mayo en las proximidades de Eta Acuarii. Asociadas al famoso cometa Halley. Se observan 120
meteoros a la hora a una velocidad media de 65 km/s
DELTA ACUARIDAS - máxima actividad el 28 de julio en Deelta Acuarii. Alcanzan velocidad de
50 km/s, pero es una lluvia un tanto débil.
PERSEIDAS - el 10 de agosto es su máximo día, aunnque es visible desde el 20 de julio hasta 1
mes despuÉs. Su radiante está en Alfa Persei. Conocidas como las "Lágrimas de San Lorenzo",
yá que es el santo del día en cuestión. Asociadas al cometa Swift-Tuttle 1862-III, desde hace 10
millones de años, según observaciones de Kresak en 1953. Se ven una media de 200
meteoros/hora a una velocidad de 61 km/s. Es una lluvia notable.
DRACONIDAS - radiante en Beta Draconis, durante ell 9 de octubre. No es anual, aunque todos
los años se observen meteoros: su máxima actividad se desarrolla cada 13 años, periodo del
cometa asociado Giacobini-Zinner. La mayor frecuencia tuvo lugar en 1946, registrándose 10.000
meteoros/hora. Poseen una velocidad es de 19 km/s.
ORIONIDAS - localizada entre el 10 y 30 de octubre, con radiante máxima el 22 de octubre
cerca de Beta Orionidas. Ligadas al cometa Halley. Presentan una media de 30 meteoritos/hora a
una velocidad de 66 km/s.
TAURIDAS - relacionadas al cometa Encke. Su actiividad es muy amplia: desde el 24 de
septiembre hasta casi 3 meses después (10 de diciembre). Su radiante es Epsilón Tauri. Son muy
lentas, con lo que la posibilidad de observación es mayor, aunque su número no alcanza las 25
por hora.
LEONIDAS - centro cercano a Zeta Leoni. Activas entre el 14 y 20 de noviembre. El mejor día
se presenta el 16. Como las dracónidas, son periódicas. Se presentan fuertemente cada 33 años
(1998) a una velocidad de 70 km/s, y con una abundancia capaz de superar los 150.000
meteoros/hora.
ANDROMEDIDAS - radiante en la estrella Gamma de dichha constelación, originada por el
cometa Biela, ya extinguido. Es la única lluvia de estrellas que, despuÉs de observada, se conoce
su progresiva evaporación, con lo que cada vez se ven menos y peores. Estos cálculos fueron
hechos por W. Meyer, justificando una disminución en el eje mayor de la órbita del enjambre. Es
visible desde el 17 al 27 de noviembre. Tiene su máxima actividad cada 13 años, que es el
periodo del cometa ocupante de la orbita del anterior. Alcanzan los 50 km/s de velocidad.
GEMINIDAS - son residentes cerca de Alga Gemini. Entre el 5 y el 19 de diciembre, con
máxima actividad el día 12. Se presentan a velocidad del orden de los 36 km/s. Es una lluvia en
extinción, según Ken Fox, Iwan Williams y David Hughes, debido al viento solar, a la acción
gravitacional de los grandes planetas, y al paso de este enjambre por el planeta Venus, dejando
posiblemente grandes restos en este planeta.
- Cráteres producidos por la caída de meteoritos de gran volumen a velocidad
de varios kilómetros por segundo, y al chocar con violenta explosión, abren un
profundo cráter y expanden una terrífica ráfaga de aire caliente.
Chubb Crater (Quebec, Canada). Sima de 3300 metros rodeada de un reborde que se eleva de
90 a 150 metros sobre el llano circundante.
Meteor Crater (Arizona, EEUU). Con 1200 m. de anchura y 180 de profundidad.
Generalmente se han encontrado cráteres en puntos muy distantes: Australia,
Estados Unidos, Arabia, Siberia, Estonia, Canadá, Argentina ...
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