i meteorit | enciclopèdia.cat
Gran enciclopèdia catalana

meteorit

aeròlit, meteorito (es), meteorite (en)
El meteorit Hoba, convertit en monument nacional de Namíbia
Giraud Patrick, llicència GNU
substantiu masculí m astronomia astr
Sòlid del medi interplanetari, generalment petit, que penetra en l’atmosfera de la Terra i n’ateny la superfície.

Els meteorits penetren en l’atmosfera terrestre a una gran velocitat (d’11 a 74 km/s). En travessar-la, s’escalfen a causa del fregament amb l’aire; les molècules d’aire absorbeixen part de la calor que desprèn el meteorit i passen a un estat excitat o bé s’ionitzen. Atès que l’estat excitat és molt inestable, les molècules d’aire tendeixen a tornar a llur estat fonamental (és a dir, a l’estat de menor energia) i, en fer-ho, emeten llum visible. D’aquesta manera, la trajectòria del meteorit és delatada pel traç lluminós (visible especialment de nit) emès pel deixant de molècules excitades que origina al seu pas. Aquest deixant lluminós, que popularment és conegut per estel fugaç, és un meteor. La majoria de meteorits que penetren en l’atmosfera es volatilitzen abans d’arribar a terra, a causa de l’elevat augment de temperatura que experimenten. Tanmateix, la supervivència d’un meteorit depèn de la seva massa. Els meteorits de massa inferior als 10-7 g no es volatilitzen sinó que només són alentits pel fregament amb l’aire i s’incorporen a l’atmosfera com a partícules en suspensió (aquests micrometeorits són recollits a gran altura per avions especialment equipats). Els meteorits de massa compresa entre els 10-7 g i els 103 g es volatilitzen totalment en recórrer l’atmosfera. Els de massa superior a 1 kg arriben a atènyer la superfície de la Terra, després d’haver originat un espectacular meteor que és anomenat bòlid. El grans meteorits, de més de 1 000 tones, no experimenten una disminució apreciable de llur energia en travessar l’atmosfera; a conseqüència de l’impacte amb la superfície s’originen grans cràters, anomenats astroblemes, el diàmetre dels quals va de 20 a 60 vegades el diàmetre del meteorit causant. L’energia cinètica d’aquests grans meteorits s’inverteix en la volatilització del meteorit i en l’excavació de l’astroblema; només un 0,01% de la massa del meteorit resta en la zona pròxima al cràter en forma de fragments meteorítics, i la resta és projectada cap a l’atmosfera on forma núvols de pols. Cada any topen amb la Terra uns 3 300 meteorits (la qual cosa representa l’entrada d’unes 10.000 tones/any de matèria interplanetària), però la majoria ho fan en zones deshabitades (oceans o deserts), de manera que hom enregistra anualment només unes 6 caigudes de meteorits (quan hom segueix el meteor originat i arriba al punt de col·lisió poc després que aquest s’hagi produït) i unes 10 trobades (quan hom troba el meteorit sense poder determinar quan ha caigut). Un meteorit és designat pel topònim més pròxim al lloc on és recollit. D’entre els meteorits recollits als Països Catalans cal destacar el de Nulles (1851), el d’Olot (1891) i el de Garraf (1905), que actualment són al Museu de Geologia de Barcelona. L’origen extraterrestre dels meteorits no fou acceptat fins el 1803. Per aquesta raó, el nombre de meteorits enregistrats fins ara és de només 2300. Alguns destaquen per llurs grans dimensions. El més gros que hom ha trobat (1920) és el meteorit de Hoba (Namíbia); és del tipus siderit, pesa 60 tones i roman encara al lloc on va caure. Tot i que l’arribada d’un meteorit gros (més de 10.000 tones) es produeix una vegada cada 25.000 anys i la d’un meteorit gegant (de diàmetre superior a 1 km) ho és cada 100 milions d’anys, al llarg de la història del planeta s’han produït col·lisions d’ambdós tipus força vegades. Hom suposa que uns 200 cràters són d’origen meteorític. De molts d’ells hom ho ha determinat amb certesa gràcies a la presència de restes recognoscibles (polimorfs de silici produïts a conseqüència d’altes pressions, microdeformacions d’impacte en el quars, presència de coesita i formació d’impactites, presència d’iridi, traces de níquel i d’associacions níquel-ferro, etc). D’entre aquests astroblemes joves, l’edat dels quals es remunta com a molt al Plistocè (1,6 Ma), el més gran és el Meteor Crater d’Arizona, d’un diàmetre d’uns 1.200 m i una profunditat d’uns 180 m. Format fa uns 25.000 anys, el meteorit metàl·lic que l’originà devia tenir un diàmetre d’uns 25 m i una massa d’unes 65.000 tones. Hom hi ha trobat força fragments del meteorit causant, entre els quals destaca el que avui és anomenat meteorit Canyon Diablo. A banda d’aquests astroblemes joves, n'hi ha de més antics, l’edat dels quals no va més enllà de 10 milions d’anys. Aquests cràters antics han experimentat el metamorfisme i l’erosió terrestres i, per tant, la seva forma original ha variat molt, en general, i ha d’ésser inferida indirectament a partir dels efectes que presumiblement devia produir la col·lisió d’un objecte de grans dimensions. D’entre aquests cràters, el més gran és el de Vredefort a Sud-àfrica, d’un diàmetre d’uns 40 km, bé que alguns autors no el consideren pròpiament un astroblema. Pel que fa a llur composició, hom classifica els meteorits en siderits, meteorits petris (o aeròlits) i sideròlits (o litosiderits). Els siderits són composts, principalment, de ferro (~91%) i níquel (~8%), la qual cosa explica llur elevada densitat (~8 g/cm3). Hom els subdivideix en octaedrites (6% de níquel), hexaedrites (6% de níquel) i ataxites (riques en níquel). Els siderits representen el 50% dels meteorits trobats i el 6% dels caiguts. Els meteorits petris (o aeròlits) són composts, principalment, de silicats, i llur densitat és d’uns 3,4 g/cm3. Hom els subdivideix en condrites i acondrites, segons que continguin o no còndrules, que són unes inclusions gairebé esfèriques, de diàmetre comprès entre 1 i 4 mm, formades, generalment, per agregats d’olivina i piroxens. Les condrites representen el 44% dels meteorits trobats i el 84% dels caiguts, i les acondrites l’1% i el 9%, respectivament. Els sideròlits (o litosiderits) tenen una composició intermèdia entre la dels siderits i la dels meteorits petris. Un altre tipus més rar de meteorit és el constituït per les condrites carbonàcies, anomenades així per la presència de composts orgànics (de carboni). Hom n'ha trobats tan sols unes desenes d’exemplars, però llur interès és molt gran per tal com, possiblement, conserven inalterada la composició i estructura que tenien en el moment que es van formar, al principi de la història del sistema solar. Llur estudi podria desvelar algunes incògnites sobre l’origen d’aquest. El cas més destacat és el meteorit Allende, caigut a Mèxic el 1969, que espargí en forma de fragments una massa total de cinc tones en una superfície el·líptica d’uns 300 km2. Hom ha considerat erròniament com a meteorits les tectites, objectes vidriosos arrodonits que només es troben en determinades zones del planeta i que són designades d’acord amb el corresponent topònim (moldavites, australites, etc). Hom considera actualment que són formades per material terrestre que es fongué com a conseqüència de l’impacte d’un meteorit i no per material pròpiament meteorític. Pel que fa a l’origen dels meteorits, cal distingir-ne principalment de dues menes. D’una banda, hi ha els que són fragments d’asteroide i que vaguen pel medi interplanetari després d’haver abandonat el cinturó d’asteroides a causa d’algun mecanisme encara poc conegut. Aquests meteorits donen lloc als meteors esporàdics (meteor). D’altra banda, hi ha els que formen part del deixant d’un cometa i que, per tant, procedeixen de l’evaporació del nucli d’aquest. Aquests meteorits donen lloc als eixams de meteors quan la Terra creua el deixant en algun punt de la seva òrbita. Atès que tant els asteroides com els cometes han preservat llurs característiques des del moment de la seva formació, en el moment de l’origen del sistema solar, l’estudi dels meteorits és d’un gran interès a l’hora d’aclarir les característiques d’aquell procés. Finalment, cal esmentar que alguns meteorits provenen de l’exterior del sistema solar.

Col·laboració: 
ACS
Llegir més...