Un meteorite è essenzialmente un sopravvissuto. Inizia come un meteoroide, un pezzo di roccia o metallo che fluttua nel vuoto tra i pianeti. La maggior parte di queste cose bruciano completamente quando colpiscono la nostra atmosfera. Ma alcuni sono abbastanza resistenti da sopravvivere al tuffo ardente. Attraversano il cielo e atterrano a terra. Quel frammento sopravvissuto è ciò che chiamiamo meteorite.
La definizione si è ampliata nel tempo. Non lo usiamo solo per cose che colpiscono la Terra. Se una roccia cade su un altro grande corpo celeste, lo chiamiamo comunque meteorite. Gli scienziati hanno trovato frammenti come questo in campioni riportati dalla Luna. Anche su Marte, il rover robotico Opportunity ha individuato almeno un meteorite appoggiato sulla superficie del pianeta rosso.
Giganti e granelli di polvere
Le dimensioni variano notevolmente. Il più grande meteorite conosciuto sulla Terra è un mostro di nome Hoba. È stato scoperto in Namibia nel 1920. Da allora non è stato più spostato. La roccia misura 2,7 metri di diametro. Sono nove piedi di solida roccia spaziale. Pesa quasi 60 tonnellate. Il materiale è una lega di ferro e nichel. È enorme.
Il meteorite più grande identificato sulla Terra fu trovato nel 1920 in Namibia e fu chiamato meteorite Hoba.
All’estremità opposta dello spettro abbiamo i micrometeoriti. Questi sono piccoli. Si va da poche centinaia di micrometri fino a circa 10 micrometri. Provengono dalla costante nuvola di polvere che riempie lo spazio interplanetario. Probabilmente ne respiri alcuni ogni giorno. Sono i resti microscopici di collisioni cosmiche.
Da dove provengono effettivamente i meteoriti?
La maggior parte delle rocce che trovi a terra non provengono dallo spazio come potresti pensare. Sono frammenti di asteroidi. Nello specifico, provengono dalla cintura principale interna. Questa è la zona tra 2,1 e 3,3 unità astronomiche (UA) dal Sole. Una AU è la distanza dalla Terra al Sole. Sono circa 150 milioni di chilometri.
Giove gioca un brutto scherzo qui. La sua gravità attira questi asteroidi. Perturba le loro orbite. Li spinge su percorsi che attraversano l’orbita terrestre. Ecco come arrivano qui.
Ma non tutto si è formato in quella zona specifica. Le orbite migrano. I processi spostano la materia nel corso di milioni di anni. Tuttavia, la maggior parte dei meteoriti che raccogliamo risale a quella cintura interna.
La Luna e Marte sono visitatori rari. Meno dell’1% di tutti i meteoriti proviene da loro. Puoi far risalire la loro origine a impatti specifici che hanno lanciato detriti nello spazio.
Le comete sono diverse. Lasciano cadere micrometeoriti. Questi sono minuscoli granelli che fluttuano nell’atmosfera superiore. Gli studi sulle meteore mostrano che alcuni pezzi della cometa sono resistenti. Sopravvivono al caldo. Raggiungono la superficie. Ma gli scienziati generalmente concordano sul fatto che nulla delle comete entra nelle collezioni formali di meteoriti. Il materiale è troppo fragile. Si trasforma in polvere. Non atterra come una roccia.
Perché studiare queste rocce spaziali?
Il motivo principale per studiare i meteoriti è il tempo. Gli asteroidi e le comete sono capsule del tempo. Contengono prove dell’infanzia del sistema solare.
Ci sono due solide ragioni per questo.
Per prima cosa, guarda gli ingredienti. Il primo sistema solare era costituito da gas e polveri sottili. I pianeti sono cresciuti facendo scontrare insieme cose più piccole. Tutto è iniziato con palline di polvere. Si è conclusa con pianeti rocciosi come Mercurio e Venere. I giganti come Giove implicavano una fisica più complessa. Ma le loro lune? Probabilmente si sono formati per semplice aggregazione. Così hanno fatto le comete.
Gli asteroidi e le comete sono gli avanzi. Sono i detriti dei passaggi intermedi. Rappresentano corpi che si sono formati presto. Non sono cambiati molto da allora.
Secondo, guarda il caldo. All’inizio del sistema solare le cose si fecero calde. Gli isotopi radioattivi sono decaduti. Le collisioni generavano attrito. Grandi corpi si sciolsero. I loro interni sono cambiati chimicamente e fisicamente. Resettano i loro orologi.
I piccoli corpi non si scioglievano. Irradiavano il calore in modo efficiente. I loro interni sono rimasti freschi. Hanno mantenuto la polvere originale. Hanno mantenuto la materia primordiale.
Alcuni meteoriti contengono materiale più antico del sistema solare stesso. Sono reliquie antiche. Sono sopravvissuti perché erano piccoli. Rimasero freddi.
Recupero di meteoriti
Tradizionalmente, i meteoriti portano il nome della caratteristica geografica più vicina. È una convenzione di denominazione nata dalla scarsità. Per secoli non vi è stato alcuno sforzo sistematico per recuperarli. Il problema era semplice: i meteoriti cadono più o meno uniformemente sulla superficie terrestre. Non esisteva un modo ovvio per prevedere dove sarebbero atterrati o dove avrebbero potuto essere trovati. Se ne vedevi uno cadere, o se ti imbattevi in una strana roccia, lo consegnavi a un museo o a un collezionista privato. Quella fu la fine della storia.
Poi arrivarono gli anni ’30 e ’40. Collezionisti intraprendenti iniziarono ad attraversare le regioni delle praterie del Nord America. Hanno chiesto agli agricoltori di portare rocce insolite estratte dalla terra durante l’aratura. Era una strategia basata sulla geologia. Il suolo della prateria è in gran parte derivato da fine loess glaciale. Contiene poche rocce di grandi dimensioni. I collezionisti ritenevano che qualsiasi roccia rinvenuta in questo paesaggio arido avesse una ragionevole possibilità di essere un meteorite. Era un gioco a bassa probabilità, ma giocato su vasta scala.
Ricerca delle zone di accumulo
Un approccio migliore per trovare meteoriti rispetto alla ricerca in luoghi con poche rocce è cercare luoghi in cui si accumulano nel tempo. Vuoi aree in cui la superficie è piuttosto vecchia e i tassi di esposizione agli agenti atmosferici sono bassi. I meteoriti contengono minerali, come il ferro metallico, che si alterano facilmente. Normalmente non durano a lungo sulla superficie terrestre. L’acqua liquida è uno dei principali agenti di decomposizione.
Negli ambienti desertici, dove l’acqua scarseggia, i meteoriti sopravvivono molto più a lungo. In effetti, tendono ad accumularsi sulla superficie nelle regioni aride se i tassi di erosione sono più lenti di quelli con cui i meteoriti cadono sulla Terra. Funziona solo a condizione che si accumuli poca sabbia portata dal vento per seppellirli. Le aree del Sahara nel Nord Africa e la regione della pianura di Nullarbor in Australia si sono rivelate buoni posti per cercare meteoriti. Ma gli sforzi di raccolta di maggior successo si sono verificati in Antartide.
La trappola del ghiaccio blu
L’Antartide può essere vista come un deserto freddo. Le nevicate annuali sono piuttosto scarse nella maggior parte dell’entroterra. Il freddo intenso rallenta considerevolmente i tassi di erosione. La maggior parte dei meteoriti che cadono sulla calotta glaciale vengono sepolti e vengono immagazzinati per 20.000-30.000 anni. Sembra che alcuni siano rimasti in Antartide per un milione di anni o più. Il ghiaccio della calotta antartica scorre gradualmente radialmente dal Polo Sud verso nord verso la costa.
In alcuni punti, il ghiaccio incontra un ostacolo. Una collina sepolta lo costringe a scorrere verso l’alto. I forti venti catabatici, che spazzano le calotte glaciali in leggera pendenza dal centro del continente, sabbiano il ghiaccio in risalita con neve e particelle di ghiaccio. Lo erodono a velocità fino a 5–10 cm (2–4 pollici) all’anno. Questo lascia i meteoriti incagliati sulla superficie.
Aree di ghiaccio in risalita, chiamate ghiaccio blu per il loro colore, possono essere riconosciute da fotografie aeree o satellitari. A piedi, i meteoriti scuri sono relativamente facili da individuare sullo sfondo del ghiaccio e della neve. Lo svantaggio del collezionismo in Antartide sono le condizioni difficili. Le squadre di raccolta devono sopportarli per settimane o mesi mentre si accampano sul ghiaccio. Dagli anni ’70 diversi paesi, in particolare gli Stati Uniti e il Giappone, hanno avviato programmi di raccolta scientifica.
Attraverso questi programmi sono state recuperate alcune decine di migliaia di meteoriti dall’Antartide. Ciò ha aumentato notevolmente il numero di meteoriti a disposizione dei ricercatori. Questi includono un terzo di tutti i meteoriti marziani conosciuti. Includono un terzo dei meteoriti lunari conosciuti. E numerosi altri campioni rari o unici.
Poiché un gran numero di meteoriti antartici si trovano in piccole aree, per loro non viene utilizzato il tradizionale sistema di denominazione geografica. Un identificatore è invece costituito da un nome abbreviato di qualche punto di riferimento locale più un numero che identifica l’anno di recupero e il campione specifico.
Tipi di meteoriti
I meteoriti sono sempre stati suddivisi in tre secchi: pietre, ferri e ferri pietrosi. È una semplice suddivisione basata su ciò che contengono: minerali che formano rocce e leghe metalliche di nichel-ferro. I meteoriti pietrosi dominano la lista, rappresentando circa il 94% di tutti gli esemplari conosciuti. I ferri costituiscono circa il 5% e i ferri pietrosi solo l’1%.
Ma non lasciarti ingannare da quella semplicità. All’interno di ogni secchio c’è una diversità caotica. Esistono suddivisioni basate su chimica, mineralogia e struttura. Ed ecco il problema: la classificazione è per lo più cosmetica. Si basa su ciò che puoi vedere, non sulla provenienza della roccia. Due rocce della stessa categoria potrebbero avere corpi genitori completamente diversi. A volte, rocce di diverse categorie condividono in realtà un’origine comune.
“In effetti, il più delle volte, non sono correlati.”
Consideriamo un grande asteroide. Se si scioglie, i metalli pesanti affondano nel nucleo mentre le rocce più leggere formano un mantello. Questa è la differenziazione geochimica. Quando l’asteroide alla fine si frantuma, il campo di detriti potrebbe contenere campioni del nucleo, del mantello e del confine disordinato tra di loro. Un campione sembra un ferro da stiro. Un altro sembra un meteorite pietroso. Sono fratelli, separati dalla fisica e dalla violenza. La vera sfida per gli scienziati non è solo dare un nome a queste rocce. Si tratta di capire quali sono correlati e quali processi hanno creato una tale varietà selvaggia.
Il divario pietroso: fuso contro non fuso
All’interno della vasta categoria pietrosa, la prima vera divisione è tra acondriti e condriti. La differenza? Calore. Una volta gli acondriti erano fusi. Le condriti no.
Le condriti sono il tipo più abbondante di meteoriti pietrosi e costituiscono circa l’87% delle collezioni. Probabilmente sono anche i più importanti. Pensateli come i conglomerati sedimentari del sistema solare. Non sono rocce singole e solide. Sono miscele meccaniche di componenti che si sono formate nella nebulosa solare, o anche prima.
La loro composizione è uno specchio del sole. Quasi. Mancano gli elementi molto volatili come l’idrogeno e l’elio, ma tutto il resto va bene. Il Sole detiene oltre il 99% della massa del sistema solare. Quindi, la sua composizione è quanto di più vicino abbiamo a un riferimento per la composizione media del sistema solare alla nascita.
Questo è importante perché ci dà un punto di riferimento. Se la composizione di un meteorite si discosta dalla linea di base del Sole, quella deviazione è un indizio. Ci racconta i processi specifici che hanno modellato il suo corpo genitore e i materiali al suo interno.
Chondrules: La pioggia ghiacciata della creazione
Le condriti sono definite da qualcosa di visibile ad occhio nudo (o almeno sotto una lente potente). Contengono condri. Si tratta di minuscoli granelli sferici di minerali silicati che si solidificarono da goccioline fuse nella nebulosa solare primordiale. Sembrano frammenti di pioggia ghiacciata.
Trovare condri significa che la roccia non ha mai sperimentato abbastanza calore da fonderli e cancellare la loro storia. Questa preservazione è fondamentale. Mentre le acondriti raccontano storie di differenziazione planetaria e di attività vulcanica, le condriti raccontano la storia delle materie prime. Sono gli elementi costitutivi incontaminati.
Gli scienziati esaminano le dimensioni, la forma e la mineralogia di questi condruli per ricostruire l’ambiente termico del primo sistema solare. Quanto ha fatto caldo? Per quanto tempo? C’è stata una mescolanza tra diverse regioni della nebulosa? I condri contengono i dati.
Ciò porta ad una classificazione più granulare delle condriti stesse. Sono suddivisi in tre classi principali: ordinari, carboniosi ed enstatiti. Ogni classe ha ulteriori suddivisioni in gruppi basati su sottili modifiche chimiche.
Le condriti ordinarie sono le più comuni. Sono relativamente inalterati dall’acqua. Le condriti carboniose sono diverse. Contengono carbonio e spesso minerali contenenti acqua. Sono i più umidi e chimicamente più complessi, a volte trasportano composti organici che precedono la vita sulla Terra. Le condriti enstatitiche sono rare e si formano in un ambiente molto riducente, con una netta carenza di ossigeno rispetto alle altre.
“Le deviazioni nella composizione di un meteorite da questa composizione di riferimento forniscono indizi sui processi che hanno influenzato la formazione del suo corpo genitore e dei componenti in esso contenuti.”
La diversità all’interno di questi gruppi è sconcertante. Una singola caduta di meteorite può produrre esemplari che sembrano identici ma hanno firme isotopiche molto diverse. Gli isotopi sono l’impronta digitale dell’origine. Possono dirci se una roccia proviene dal sistema solare interno o dalle cinture esterne. Possono rivelare se è stato riscaldato da un isotopo radioattivo di breve durata come l’alluminio-26.
Ecco perché lo studio delle meteoriti condritiche non riguarda solo la catalogazione delle rocce. Si tratta di ricostruire una linea temporale che nessuno ha visto. Si tratta di capire perché la Terra è diventata un pianeta roccioso mentre Giove è rimasto un gigante gassoso. Le risposte sono sepolte nei condruli, congelate nel tempo, in attesa di essere lette.
Il puzzle dei condri
I meteoriti prendono il nome di “condrite” perché contengono condrule. Questi sono corpi piccoli e sferici. Di solito circa un millimetro di larghezza. Sembrano goccioline congelate.
Gli scienziati ritengono che una volta questi fossero fusi. Galleggiavano nella nebulosa solare. Poi si sono raffreddati rapidamente. Gli esperimenti lo confermano. Il riscaldamento rapido ha raggiunto temperature massime di 1.800 °C. Quindi il raffreddamento è stato rapido. Fino a 1.000 gradi all’ora.
Ma da dove veniva quel calore? Questa è la domanda da un milione di dollari. I condruli variano in base alle dimensioni e alla composizione. Ciò suggerisce che la formazione fosse localizzata. È successo anche molte volte. È stato probabilmente il processo più energetico nella regione della cintura degli asteroidi. Eppure, nonostante oltre un secolo di studi, non ne conosciamo ancora l’esatto meccanismo.
Inclusioni refrattarie: i resistori al calore
Le condriti contengono anche inclusioni refrattarie. Minore, certo. Ma importante. Sono ricchi di elementi refrattari. Questi sono elementi che non vaporizzano facilmente. Pensa al calcio e all’alluminio. Quindi, CAI.
Si va da frammenti irregolari a sfere perfette. Decine di micrometri in centimetri. Si formavano anche ad alte temperature. Ma diversamente dai condri. Il riscaldamento è stato più prolungato. Alcuni si sciolsero. Altri si condensavano direttamente dal gas caldo in cristalli solidi.
Non esiste consenso neanche su come si siano formati. Proprio come i condruli, la storia delle origini dei CAI rimane incompleta.
Matrix: un documento fossilizzato
Tra i condruli e le inclusioni si trova la matrice. È un cemento a grana fine. Tiene insieme i pezzi più grandi. La matrice è più ricca di elementi volatili. Ciò implica che una parte di esso si sia formata a temperature più basse.
È anche ricco di materia organica. Fino al 2% in peso. Gli isotopi dell’idrogeno e dell’azoto qui sono strani. Insolito. Ciò indica un’origine interstellare. La materia organica probabilmente proveniva dalla nube molecolare che ha dato vita al sistema solare.
Ma la matrice nasconde segreti più antichi. Piccoli grani. Da nanometri a 10 micrometri. Precedono il sole. Questi granelli si sono formati nelle stelle morenti milioni di anni prima che esistessimo. Come lo sappiamo? Isotopi.
I rapporti carbonio-12 e carbonio-13 nel sistema solare si aggirano intorno a 89 a 1. Alcuni granelli di condriti mostrano rapporti di 7.000 a 1. O 2 a 1. È impossibile da produrre nell’ambiente del nostro sole. Questi grani sono circumstellari. Minerali come diamante, grafite e carburo di silicio. Sono polvere di stelle.
Cicatrici della storia
Poche condriti sono incontaminate. La maggior parte è stata modificata. Quattro processi li hanno cambiati. Alterazione acquosa. Metamorfismo termico. Shock. Brecciazione.
È iniziato subito dopo la formazione. I corpi dei genitori si surriscaldarono. Alcuni rimasero modesti. Esisteva l’acqua liquida. I minerali hanno reagito con l’acqua. L’alterazione acquosa ha creato nuove e complesse miscele minerali.
Altri sono diventati più caldi. L’acqua bolliva. Seguì il metamorfismo termico. La mineralogia è cambiata. La struttura fisica è cambiata. Nessuna fusione diffusa. Quanto basta per ricristallizzare la matrice. La materia organica e i grani circumstellari furono distrutti. Nelle condriti più riscaldate, le condrule stesse si ricristallizzano. A 1.000 °C sono difficili da vedere.
Poi c’è lo shock. Collisioni di asteroidi. Tutti i principali tipi di meteoriti lo mostrano. Dalla fratturazione minore alla fusione localizzata. Questo continua ancora oggi.
La brecciazione è la svolta finale. I corpi si spezzarono. Poi rimontato. Il sistema solare non è solo un luogo. È un cantiere. E queste rocce sono i detriti.
Guarda una condrite e stai osservando una collisione di storie. Queste rocce conservano la testimonianza di due epoche separate. Un’epoca ha costruito il corpo genitore. L’altro ha cambiato quello che è successo al suo interno in seguito. Questa doppia storia è il motivo per cui gli scienziati utilizzano due modi sovrapposti per etichettare questi meteoriti.
Il primo metodo guarda al quadro generale. Si basa su elementi importanti. Ferro. Magnesio. Silicio. Calcio. Alluminio. Gli scienziati controllano anche gli stati di ossidazione. Osservano le composizioni isotopiche dell’ossigeno. Studiano la petrologia. Ciò include l’abbondanza di condri. Copre la presenza della matrice. Nota la dimensione del condro. Analizza la mineralogia.
Quando tracciate queste variabili, le condriti non si disperdono in modo casuale. Si raggruppano. Emergono gruppi distinti. Il consenso è che questi tratti distintivi si siano formati prima o durante la creazione degli organismi genitori. Ogni gruppo probabilmente proviene da un asteroide diverso o da un insieme specifico di asteroidi. La chimica ci dice da dove hanno iniziato.
Ma questa è solo metà della storia.
All’interno di questi gruppi, i meteoriti non sono identici. Differiscono per quanto sono stati riscaldati o immersi nell’acqua. Ciò porta al secondo sistema di classificazione. Si chiama tipo petrologico. Questi tipi misurano il grado di metamorfismo termico. Tracciano anche l’alterazione acquosa.
“Queste differenze sono denominate tipi petrologici; sono suddivise nella tabella Clicca qui per vedere a grandezza naturale”
Questo sistema aggiunge un livello di dettaglio ai gruppi elementali. Spiega perché le rocce dello stesso genitore possono apparire e comportarsi in modo diverso. Uno potrebbe essere immacolato. Un altro potrebbe essere cotto o alterato. Il tipo petrologico cattura quel viaggio post-formazione.
Decodifica della scala di tipo petrologico
Se apri un meteorite di condrite, la prima cosa che gli scienziati cercano non sono oro o diamanti. È un codice. Una sola cifra che racconta la storia della vita della roccia. Questo è il sistema di tipo petrologico, un metodo di classificazione che mappa esattamente quanto un meteorite è stato colpito, riscaldato o annegato nell’acqua dall’inizio del sistema solare.
La scala va da 1 a 6, anche se alcuni ricercatori la spingono a 7. Non è casuale. È una linea temporale di distruzione e conservazione.
Il fattore acqua: tipi 1 e 2
Inizia dall’inizio. Tipo 1. È qui che vince l’acqua.
Questi meteoriti sono stati bagnati. Per milioni di anni, il corpo genitore è stato abbastanza caldo da consentire lo scioglimento del ghiaccio. L’acqua liquida filtrava nelle fessure, reagendo con i minerali, creando argille e solfuri. Le condrule originali, le minuscole goccioline fuse che definiscono le condriti, vengono cancellate. O almeno, sono pesantemente alterati. Se stai cercando una roccia che ti dica quanta acqua ha avuto un ruolo nella formazione planetaria iniziale, guarda qui.
Il tipo 2 è la via di mezzo. C’era acqua, ma non abbastanza da riscrivere completamente la chimica della roccia. Puoi ancora vedere le texture originali. L’alterazione c’è, ma è lieve. È la differenza tra una spugna lasciata in un secchio per un’ora e una lasciata per una settimana.
Il fattore di calore: tipi da 3 a 6
Poi c’è il caldo.
Il tipo 3 è la linea di base. Il confine tra inalterato e alterato. Un meteorite di tipo 3 non ha visto quasi acqua. Inoltre non ha visto quasi nessun calore. È immacolato. È la cosa più vicina che abbiamo alla materia prima della nebulosa solare. Lo guardi e vedi polvere e scioglimento di 4,6 miliardi di anni.
Ma man mano che si sale di scala, le cose si complicano.
I tipi 4 e 5 rappresentano gradi crescenti di metamorfismo termico. Il corpo genitore è stato riscaldato, probabilmente a causa del decadimento o degli impatti radioattivi. Il calore ha cotto la roccia. I condri diventano più difficili da distinguere. I minerali della matrice si ricristallizzano. La trama cambia. La roccia diventa più omogenea.
Il tipo 6 è la fine della linea per la maggior parte delle classificazioni. Questo è calore elevato. La roccia è quasi sciolta, ma non del tutto. I confini tra i diversi grani minerali sono sfumati. Le firme chimiche dei componenti originali iniziano a fondersi. È una roccia che è passata attraverso lo strizzatore ed è uscita con l’aspetto di un elemento diverso.
“Un meteorite che ha subito temperature prossime allo scioglimento sarebbe di tipo 6. Uno che ha subito estese alterazioni acquose? Tipo 1.”
I casi limite: tipo 7 e confine
Alcuni ricercatori sostengono che la scala non si ferma a 6. Tipo 7? Questo vale per le rocce che sono state riscaldate fino al punto di fusione parziale. I condruli non si limitano a sfocarsi; si fondono nella matrice circostante. La roccia è sul punto di diventare una roccia ignea, perdendo completamente la sua identità condritica.
Allora dove finisce il tuo campione?
Se è bagnato e alterato, è 1 o 2. Se è asciutto e incontaminato, è 3. Se è stato cotto,
Gli scienziati dei meteoriti hanno due modi principali per classificare le rocce spaziali. Li raggruppano per famiglia chimica o per storia termica. Nella maggior parte dei casi, questi metodi si abbinano bene. A volte no.
Prendi il meteorite di Allende. Cadde nel 1969 in Messico. La caduta è stata testimoniata. Questo aiuta. Puoi seguirne il percorso. Puoi trovare i pezzi velocemente. Gli scienziati lo hanno studiato per anni.
L’hanno inserito nella categoria CV3. Che cosa significa?
La parte “CV” si riferisce al gruppo chimico. Appartiene alle condriti carboniose CV. Questi sono rari. Contengono composti organici e minerali contenenti acqua. Sono come capsule del tempo del primo sistema solare.
Il “3” è il tipo petrologico. Questo numero varia da 1 a 6. Misura quanto calore ha visto la roccia.
- I tipi 1 e 2 rimangono inalterati. Hanno freddo.
- Il tipo 3 è il meno elaborato. È ancora primitivo.
- I tipi da 4 a 6 vengono riscaldati e alterati.
Allende è un tipo 3. Non è stato cotto. Conserva la sua struttura originaria. I minerali al suo interno sono incontaminati. Ciò lo rende prezioso per studiare come si è formato il sistema solare.
Il sistema di classificazione aiuta i ricercatori a confrontare pietre provenienti da diverse cadute. Racconta loro la storia della roccia. Spiega il suo viaggio.
“Il numero 3 indica uno stato primitivo, conservando indizi che le rocce riscaldate perdono.”
Non tutti i meteoriti si adattano perfettamente. Alcune pietre mostrano segni di entrambi i gruppi chimici. Alcuni hanno storie termiche miste. Gli scienziati devono guardare più da vicino. Controllano i minerali. Misurano gli isotopi.
Il meteorite Allende rimane un esempio chiave. Mostra come i due metodi di classificazione lavorano insieme. Fornisce una linea di base. Ci aiuta a comprendere altre condriti carboniose.
Perché questo è importante per noi? Queste rocce racchiudono segreti. Segreti sull’acqua. Segreti sugli elementi costitutivi della vita. Classificandoli, organizziamo la nostra ricerca di risposte. Sappiamo cosa cercare. Sappiamo cosa evitare.
Il sistema non è perfetto. È uno strumento. Utile. Ma gli strumenti possono essere utilizzati in modo improprio. O frainteso.
La classificazione racconta tutta la storia? No. Ne racconta una parte. Il resto richiede contesto. Richiede più dati. Richiede tempo.
Continuiamo a trovare nuove pietre. Continuiamo a perfezionare le categorie. Il sistema solare non è statico. E nemmeno la nostra comprensione di ciò.
CI condriti carboniose
Alcuni meteoriti sono etichettati in base a quanto sono stati colpiti o esposti alle intemperie sulla Terra. Questi schemi esistono ma raramente vengono utilizzati. La divisione più comune è semplice: qualcuno l’ha visto cadere o è stato semplicemente trovato in giro? Questa distinzione crea le categorie di “cadute” e “ritrovamenti”.
In questo mix spicca il gruppo CI delle condriti carboniose. Sono affascinanti proprio perché infrangono le regole. Tecnicamente, chiamarli condriti è discutibile. Sono completamente privi di condri. Se mai li hanno avuti, l’intensa alterazione acquosa ne ha cancellato ogni traccia. L’acqua li ha trasformati così a fondo che la struttura originale è scomparsa. Eppure la loro composizione elementare racconta una storia diversa. Confronta la loro composizione con quella del Sole e la corrispondenza è sorprendente.
Tra tutti i tipi di meteoriti, le condriti CI rispecchiano più fedelmente la composizione del Sole. Questa somiglianza è il motivo per cui i sistemi di classificazione li mantengono raggruppati con le condriti nonostante le caratteristiche strutturali mancanti. È una scelta pragmatica. Queste rocce rappresentano la composizione chimica media del primo sistema solare. Alcuni ricercatori hanno spinto ulteriormente questa logica. Suggeriscono che le condriti CI potrebbero provenire da comete piuttosto che da asteroidi. Si ritiene che le comete contengano il materiale più incontaminato e inalterato del sistema solare. L’idea ha dei difetti. La scienza non ha ancora una comprensione completa della natura e delle origini delle comete. Questa lacuna nella conoscenza significa che respingere completamente questa possibilità non è saggio. Resta un’ipotesi convincente.
Acondriti
Gli acondriti raccontano una storia completamente diversa. A differenza delle condriti, non contengono condrule. Sono rocce ignee. I loro corpi genitoriali sono stati sottoposti a un riscaldamento sufficiente per sciogliersi e differenziarsi. Il materiale si separò negli strati di nucleo, mantello e crosta. Quando questi corpi si spezzarono, i frammenti fuggirono nello spazio. Alcuni alla fine piovvero sulla Terra.
Queste rocce spesso assomigliano a rocce ignee terrestri. Basalti e gabbri della Terra condividono somiglianze con alcune acondriti. La differenza fondamentale sta nella loro origine. Provengono da corpi genitoriali differenziati. Potrebbe trattarsi di un grande asteroide come Vesta o addirittura di un pianeta. Marte fornisce un esempio specifico. È stato confermato che alcune acondriti sono meteoriti marziane. Anche i meteoriti lunari rientrano in questa categoria. Rappresentano il materiale crostale della Luna o di Marte.
La classificazione delle acondriti si basa sulla loro petrologia e geochimica. Gli scienziati analizzano le composizioni minerali e i rapporti isotopici. Questi punti dati collegano le rocce a specifici corpi genitori. Ad esempio, le firme isotopiche dell’ossigeno uniche aiutano a identificare l’origine marziana. Il processo è meticoloso. Richiede tecniche analitiche avanzate per distinguere tra rocce terrestri e rocce extraterrestri. Nonostante le sfide, le acondriti forniscono informazioni cruciali sulla formazione planetaria. Rivelano come il calore e la pressione abbiano modellato il primo sistema solare.
Acondriti. Il nome è un boccone, ma la definizione è abbastanza semplice: si tratta di meteoriti “senza condriti”. Non sono solo rocce spaziali casuali. Raccontano una storia di caos, calore ed evoluzione planetaria. Sebbene costituiscano una fetta relativamente piccola della torta di meteoriti, sono estremamente diversi.
I loro corpi genitoriali non sono rimasti freddi e primitivi. Si sono sciolti.
Pensateci per un secondo. Fusione diffusa. Non è solo una calda giornata nello spazio. Si tratta di energia sufficiente per guidare i processi geologici che solitamente associamo alla Terra. Queste pietre ci mostrano caratteristiche ignee: guarda da vicino e vedrai strutture identiche alle rocce vulcaniche terrestri. Vedrai la segregazione. Metallo fuso che si separa dalla roccia silicatica fusa, formando potenzialmente un nucleo. Cristalli di silicato che si separano dal magma. La maggior parte delle acondriti che scaviamo sulla Terra provengono da asteroidi. Ma una piccola frazione? Vengono da Marte. E un altro piccolo gruppo? Dalla Luna.
Gli Aubrites e le stranezze chimiche
Diamo un’occhiata ai tre gruppi di asteroidi più numerosi. Innanzitutto: gli aubrites. Conosciute anche come acondriti enstatiti.
Provengono da corpi genitori che si sono formati in condizioni altamente riducenti dal punto di vista chimico. È un modo elegante per dire che la chimica era strana. A differenza della Terra, dove ci si aspetta che l’ossigeno si leghi a tutto, questi corpi accumulavano elettroni. Il risultato? Gli elementi esistono in composti meno comuni. Prendi il calcio. Sulla Terra lo troverai nei silicati e nei carbonati. Negli aubrites? Si presenta come oldhamite (CaS), un solfuro. Ci ricorda che il sistema solare non era un monolite. Regioni diverse avevano personalità chimiche diverse.
La storia violenta di Vesta
Poi c’è l’associazione howardite-eucrite-diogenite (HED). Questi tre non sono solo correlati. Sono fratelli della stessa famiglia. L’asteroide Vesta. Il secondo membro più grande della cintura degli asteroidi.
Collegarli ai mesosideriti (un gruppo di meteoriti ferrosi e pietrosi) ha senso. Quando esamini i meteoriti HED, non vedi solo una roccia. Vedi una sequenza temporale. Vesta ha una storia complessa. Si è sciolto. Segregava il metallo in un nucleo. Si è cristallizzato. Ha subito metamorfismo. È stato colpito da impatti che hanno trasformato la solida roccia in breccia, un processo in cui l’impatto frantuma la roccia e la cementa di nuovo insieme.
È una storia violenta. E abbiamo le ricevute.
Profondità e superficie: la spaccatura dell’Eucrite
Le eucriti sono suddivise e la differenza sta tutta nel dove e quanto velocemente si sono raffreddate.
Gli eucriti cumulati sono i sommozzatori profondi. Sono come i gabbro terrestri. Si sono formati in profondità in Vesta e si sono cristallizzati abbastanza lentamente. Hai tempo. I minerali hanno il tempo di crescere. Per sistemarsi.
Eucriti basaltiche? Sono gli abitanti della superficie. Simile ai basalti terrestri. Si sono formati sulla o vicino alla superficie di Vesta. Raffreddato velocemente. Non c’è tempo per la cristallizzazione profonda. Solo una rapida solidificazione.
E poi ci sono i diogeniti. Composto prevalentemente dal minerale pirosseno. Formato anche in profondità. Ma distinti dagli eucriti cumulati. Gli howarditi legano tutto insieme. Sono brecce da impatto. Frammenti cementati di materiali diogenite ed eucrite. Sono il campo di detriti del passato violento di Vesta.
Le vene di carbonio delle ureiliti
La terza classe principale di acondriti derivate da asteroidi ci porta alle ureiliti. Questi contengono carbonio.
Immagina una roccia di silicato. Principalmente olivina e pirosseno. Ma lo attraversano vene oscure. Queste vene possono costituire fino al 10% del meteorite. Cosa c’è dentro? Carbonio. Grafite. Qualche diamante. Metallo ferro-nichel. Solfuri.
I silicati cristallizzarono chiaramente dal magma. Quella parte è risolta. Ma come si sono formati? C’è dibattito.
Le vene ricche di carbonio sembrano essersi formate grazie alla ridistribuzione indotta dallo shock. La grafite originariamente cristallizzava insieme ai silicati. Poi, le onde d’urto lo hanno spostato. L’ho tirato nelle vene. Non è solo una roccia statica. È un sistema dinamico che è stato scosso e rimesso insieme.
Oltre i Tre Grandi
Hai le tue aubrites. I tuoi HED. Le tue ureiliti.
Ma questa non è tutta la storia. Ci sono classi minori. Una collezione di esemplari unici di acondriti. Ognuno riflette la variabilità dei processi di fusione negli asteroidi. Non esistono due corpi genitori che si siano comportati esattamente allo stesso modo. Non esistono due storie di fusione identiche.
Stiamo osservando le impronte geologiche di mondi che non esistono più o che sono fortemente modificati. La scienza degli acondriti non riguarda solo la classificazione. Si tratta di
Tre dozzine di meteoriti sono stati identificati come provenienti da Marte. Sono tutte rocce vulcaniche. Tutti tranne uno appartengono a tre classi specifiche: shergettiti, nakhliti e chassigniti. Questi furono nominati molto prima che qualcuno sospettasse che provenissero da un altro pianeta. Collettivamente, gli scienziati li chiamano SNC.
Una prova dell’origine planetaria delle SNC è la loro giovane età, compresa tra 150 milioni e 1,3 miliardi di anni. Trattenere abbastanza calore affinché l’attività vulcanica potesse continuare fino a soli 1,3 miliardi di anni fa, per non parlare di tempi più recenti, richiedeva un corpo genitore delle dimensioni di un pianeta. Poiché esistono prove geochimiche considerevoli che le rocce non hanno avuto origine sulla Terra, gli unici probabili candidati rimasti sono Venere e Marte, che sembrano entrambi aver sperimentato una recente attività vulcanica.
La prova più convincente dell’origine marziana proviene da un meteorite antartico, un SNC denominato EETA79001. Questo meteorite contiene gas intrappolati (gas nobili, azoto e anidride carbonica) le cui abbondanze relative e composizioni isotopiche sono quasi identiche a quelle dell’atmosfera marziana misurate dai due lander Viking. Gli scienziati ritengono che i meteoriti marziani siano frammenti della superficie vicina del pianeta che furono lanciati nello spazio da grandi impatti e che alla fine trovarono la strada verso la Terra. Nel caso di EETA79001, i gas atmosferici sarebbero rimasti intrappolati nei vetri prodotti durante il violento evento shock che ha scavato la roccia da Marte. Essendo gli unici campioni di Marte a disposizione degli scienziati sulla Terra, i meteoriti marziani forniscono una finestra unica sull’evoluzione di questo enigmatico pianeta.
Alla ricerca della vita antica in ALH84001
Diversi meteoriti marziani sono stati alterati a livello acquoso in una certa misura, il che è in linea con altre prove che l’acqua liquida era presente almeno periodicamente su Marte in qualche momento del passato. Il meteorite marziano più singolare è un altro esemplare antartico, ALH84001. Questa roccia, un’ortopirossenite, ha un’età di cristallizzazione di circa 4,5 miliardi di anni, che è più o meno la stessa età dei meteoriti asteroidali (vedi sotto Le età dei meteoriti e dei loro componenti), ma molte delle sue proprietà la legano chiaramente agli altri meteoriti marziani.
Circa 3,9 miliardi di anni fa, fluidi acquosi lo attraversavano, facendo precipitare complessi minerali di carbonato-magnetite-solfuro. Alcuni ricercatori hanno interpretato questi assemblaggi piuttosto insoliti come prove della vita su Marte. Hanno anche riportato caratteristiche del meteorite che hanno interpretato come batteri fossilizzati. Queste affermazioni hanno creato notevoli controversie, ma hanno anche generato un importante dibattito su come potrebbe avere origine la vita e su come potrebbe essere riconosciuta anche se è diversa dalla vita conosciuta sulla Terra.
La connessione lunare
Numerosi meteoriti lunari sono stati trovati in Antartide e nei deserti caldi della Terra. Probabilmente non sarebbero stati riconosciuti come provenienti dalla Luna se non fosse stato per i campioni lunari riportati dalle missioni Apollo con equipaggio e dalla missione robotica Luna. I meteoriti, che probabilmente sono frammenti espulsi dalla Luna a causa di grandi impatti, assomigliano ai vari tipi di roccia rappresentati nei campioni lunari (ad esempio, basalti, brecce regolitiche degli altipiani e brecce di fusione da impatto degli altipiani), ma quasi certamente provenivano da aree che non erano state campionate dalle varie missioni. Pertanto, come i meteoriti marziani, rappresentano un’importante fonte di nuove informazioni sulla formazione e l’evoluzione del corpo genitore.
Meteoriti di ferro
I meteoriti di ferro non sono solo pezzi casuali di spazzatura spaziale. Sono i resti pesanti e metallici di una violenta storia cosmica. Nello specifico, sono pezzi di metallo più denso che si sono separati dai silicati meno densi quando i loro corpi genitori erano almeno parzialmente fusi.
Per molto tempo la spiegazione standard è stata semplice. Queste rocce provenivano dai nuclei dei loro asteroidi genitori. Pensa a un planetesimo che si è riscaldato abbastanza da trasformarsi in una zuppa di roccia e metallo. Il ferro pesante affondò al centro. I silicati più leggeri galleggiavano sulla crosta. Quando quei corpi furono successivamente frantumati dalle collisioni, i frammenti del nucleo finirono per piovere sulla Terra sotto forma di meteoriti di ferro.
Ma il quadro potrebbe essere più complicato.
Alcuni ricercatori suggeriscono che il metallo non abbia sempre formato un unico, massiccio deposito al centro. Invece, potrebbe essersi raggruppato localmente. Immagina una struttura che assomigli al pane all’uvetta. La roccia silicatica è l’impasto. I pezzi di metallo sono l’uvetta.
“Il metallo, invece di formare un unico deposito, potrebbe essersi raggruppato più localmente, producendo una struttura simile al pane all’uvetta, con pezzi di metallo come ‘uvetta.'”
Come abbiamo ottenuto il pane all’uvetta invece del nucleo a strati? La differenza sta nel modo in cui è stato applicato il calore.
Se un asteroide subisse uno scioglimento globale, le differenze di densità ne forzerebbero una completa separazione. Lavelli in ferro pesante. La roccia leggera si alza. Il risultato sono strati distinti. Un nucleo. Un mantello. Una crosta.
Se un asteroide subisse uno shock di fusione localizzato, la storia cambierebbe. Un impatto massiccio potrebbe riscaldare solo una piccola regione. Abbastanza per sciogliere un po’ di metallo. Non abbastanza da sciogliere l’intero corpo. Il metallo forma delle tasche. Non affonda al centro perché la roccia circostante è ancora solida. Resta fermo.
Questa teoria spiega perché alcuni meteoriti di ferro hanno firme chimiche che non corrispondono del tutto a un’origine dal nucleo profondo. Sembra che si siano formati in fretta. Nelle tasche. Nel mezzo del nulla.
Solleva anche dubbi su quali asteroidi abbiano effettivamente prodotto questi campioni. Non tutti gli enti genitori avevano le giuste condizioni. Alcuni rimasero freddi. Alcuni si sono sciolti completamente. Quelli che hanno prodotto gli asteroidi “pane all’uvetta” sono stati catturati in una specifica finestra di energia termica. Abbastanza per mobilitare il metallo. Non abbastanza per cancellare il caos.
Quindi, quando tieni in mano un meteorite di ferro, stai tenendo in mano un pezzo di nucleo. O forse solo un chicco d’uva nel mezzo di una pagnotta spezzata. La distinzione è importante per comprendere come i primi corpi del sistema solare elaborassero i loro materiali. Hanno raggiunto l’equilibrio? Oppure sono stati interrotti?
Stiamo ancora sistemando i dettagli. Il metallo racconta una storia. Non è sempre lineare.
I meteoriti di ferro sono fondamentalmente pezzi congelati di nuclei planetari. Sono costituiti principalmente da due minerali di nichel-ferro: kamacite povera di nichel e taenite ricca di nichel. Il rapporto tra questi due minerali determina la struttura interna del meteorite.
Prendi gli esaedriti. Sono quasi interamente kamacite. Poiché sono così uniformi, mancano di struttura interna oltre alle caratteristiche di shock. All’altra estremità dello spettro ci sono le ataxiti. Questi sono rari e ricchi di taenite, contenente fino al 60% di nichel in peso. Come gli esaedriti, sono quasi monominerali e quindi strutturalmente privi di caratteristiche.
Tra di loro si trovano gli ottaedriti. Qui, i cristalli di kamacite formano piastre ad incastro in una disposizione ottaedrica. Taenite colma le lacune. Quando tagli, lucidi e incidi un’ottaedrite con acido diluito, vedi il modello Widmanstätten. Questo reticolo geometrico dimostra che il meteorite si è formato a bassa pressione. Corrisponde alle condizioni previste all’interno di corpi delle dimensioni di un asteroide.
Classificazione chimica sulla struttura
Classificavamo i meteoriti di ferro in base al contenuto di nichel e ai modelli Widmanstätten. Questo metodo è in gran parte obsoleto. Ora gli scienziati utilizzano una classificazione chimica basata sui livelli di gallio, germanio e nichel.
I gruppi più comuni hanno nomi noiosi: IAB, IIAB, IIIAB, IVA e IVB. Ci sono anche molte classi più piccole e esemplari unici. L’ipotesi di lavoro è che la maggior parte del ferro provenisse dai nuclei degli asteroidi. Le variazioni all’interno di una classe riflettono le condizioni mutevoli durante la solidificazione del nucleo.
Le abbondanze di gallio e germanio nel metallo fuso non cambiano molto durante la cristallizzazione. Sono sensibili all’ambiente in cui si è formato l’asteroide genitore. Livelli simili di gallio e germanio suggeriscono un’origine condivisa. Forse provenivano dalla stessa roccia. O forse i loro corpi genitoriali si sono formati nello stesso momento e nello stesso luogo.
Il nichel racconta una storia diversa. Si concentra nelle parti del metallo che rimangono fuse più a lungo. Ciò rende i livelli di nichel uno strumento utile per determinare la sequenza di cristallizzazione all’interno di una classe.
Livelli simili di gallio e germanio suggeriscono un’origine condivisa. Forse provenivano dalla stessa roccia. O forse i loro corpi genitoriali si sono formati nello stesso momento e nello stesso luogo.
Origini anomale
Non tutto rientra perfettamente nel modello di formazione del nucleo. I meteoriti di ferro IAB, IIICD e IIE mostrano tratti geochimici distinti dalle altre classi. La loro origine non è chiara. Alcuni ricercatori ritengono che siano stati creati da processi di impatto.
Meteoriti di ferro pietroso
Pallasiti: finestre sui nuclei degli asteroidi
I ferri di pietra sono le stranezze del mondo dei meteoriti. Metallo per metà silicato e metà nichel-ferro. Si dividono in due campi: pallasiti e mesosideriti.
I pallasiti sono dove le cose diventano belle. Si ottiene una rete di metallo lucido con cristalli di olivina verde incastonati all’interno. Consideralo come un’ambientazione di gioielli cosmici. I grani di olivina sono solitamente larghi circa mezzo centimetro. Guarda più da vicino il metallo, però. Vedrai il modello Widmanstätten. Quelle linee geometriche si formano solo quando il metallo si raffredda incredibilmente lentamente nel corso di milioni di anni.
Come si sono formati questi? Non si sono semplicemente schiantati insieme in modo casuale. Sono cresciuti al confine tra metallo fuso e roccia fusa. Immaginate un asteroide che si sia differenziato. Il pesante nichel-ferro affondò fino al nucleo. I silicati più leggeri galleggiarono fino a formare il mantello. I pallasiti rappresentano esattamente quell’interfaccia. Costituiscono lo strato limite tra il nucleo e il mantello.
Alcuni scienziati pensano che provengano dai nuclei esterni degli asteroidi. Altri suggeriscono che potrebbero essere grandi pepite di metallo raccolte nel mantello, circondate da silicati. In ogni caso, sono rari. E bellissimo.
Mesosideriti e connessione HED
Poi ci sono i mesosideriti. Questi sono più disordinati. Sono brecce da impatto. Ciò significa che sono frammenti di roccia saldati insieme da una massiccia collisione.
Sono strettamente legati agli HED, un trio di acondriti che prendono il nome da tre asteroidi: howarditi, eucriti e diogeniti. I mesosideriti condividono il DNA con gli howarditi. Contengono frammenti di eucriti e diogeniti. Ma hanno qualcosa in più. Molto metallo nichel-ferro disperso.
Da dove viene quel metallo? Non lo sappiamo per certo. La teoria principale è la semplice violenza. Un corpo con un nucleo differenziato entrò in collisione con il corpo genitore della mesosiderite. Il nucleo è andato in frantumi. Il metallo si mescolò ai frammenti di silicato. È stato un evento catastrofico. Il risultato è una roccia che racconta una storia di distruzione e mescolanza.
Collegare le rocce ai loro asteroidi domestici
Potresti chiederti come facciamo a sapere da quale asteroide provengono queste rocce. Non è magia. È chimica e fisica che lavorano insieme.
La connessione tra meteoriti e asteroidi si basa sulla corrispondenza delle firme spettrali. Quando osserviamo gli asteroidi attraverso i telescopi, vediamo la luce riflessa dalle loro superfici. Quella luce ha schemi specifici basati sui minerali presenti. Quando analizziamo i meteoriti in laboratorio, vediamo esattamente le stesse impronte spettrali.
Questo collegamento non è sempre diretto. A volte un asteroide è cambiato dall’ultima volta che ha perso un pezzo. Gli agenti atmosferici spaziali alterano la superficie. Ma la corrispondenza è abbastanza forte nella maggior parte dei casi. Possiamo far risalire un howardite a Vesta. Possiamo collegare alcune acondriti a specifiche famiglie di asteroidi.
Questa associazione è importante. Trasforma una roccia a caso nella tua mano in un campione di un altro mondo. Possiamo mappare la geologia di un asteroide senza nemmeno atterrarci. Dobbiamo solo trovare i pezzi che ha lasciato cadere lungo la strada.
La ricerca continua. Nuovi telescopi trovano più asteroidi. Nuovi meteoriti cadono sulla Terra. Ognuno stringe il legame. Stiamo costruendo una mappa degli elementi costitutivi del sistema solare. E siamo appena all’inizio.
La mancata corrispondenza della superficie: perché gli asteroidi sembrano diversi dai loro meteoriti
La logica sembra semplice. Se i meteoriti provengono da punti specifici della fascia degli asteroidi, quei corpi genitoriali dovrebbero condividere le esatte impronte chimiche e mineralogiche delle rocce che troviamo sulla Terra. In teoria, potremmo semplicemente osservare la luce riflessa dagli asteroidi – il loro albedo e lo spettro di riflettanza – per identificare direttamente le loro fonti.
La realtà è più complicata.
Una manciata di processi naturali hanno contribuito a rendere l’abbinamento degli asteroidi con i gruppi di meteoriti molto più difficile di quanto ci si aspettasse.
Classe S e Classe C: i due gruppi principali
La maggior parte degli asteroidi rientra in due grandi categorie, anche se non esistono due spettri identici.
Gli asteroidi di classe S, come Gaspra e Ida (osservati dalla sonda Galileo) o Eros (visitato da NEAR Shoemaker), hanno albedo moderati. Le loro superfici contengono miscele di olivina, pirosseno e ferro metallico. Questi sono gli stessi minerali che si trovano nelle condriti ordinarie. Il problema? Questi minerali compaiono anche in altri tipi di meteoriti, rendendoli scadenti identificatori univoci.
Gli asteroidi di classe C, come Mathilde (visitato anche da NEAR Shoemaker), hanno albedo bassi. I loro spettri sono anonimi, suggerendo materiali che assorbono la luce. Almeno la metà presenta tracce di silicati idrati contenenti ferro. Ciò li rende fonti plausibili per alcune condriti carboniose ma candidati improbabili per le condriti ordinarie. Il basso albedo e la presenza di minerali contenenti acqua semplicemente non si adattano al profilo secco e metallico delle condriti ordinarie.
Il puzzle della Classe S
Quando gli scienziati hanno ingrandito gli asteroidi di classe S, la facile corrispondenza con le condriti ordinarie è andata in pezzi.
La loro mineralogia variava troppo, in particolare il rapporto tra olivina e pirosseno. Ciò ha portato a dividerli in sette sottoclassi. La sottoclasse S(IV) sembrava essere la soluzione migliore.
Questa ipotesi ha ricevuto impulso dalla missione NEAR Shoemaker. Uno spettrometro a raggi X ha misurato la composizione elementare di Eros, un asteroide S(IV). Fatta eccezione per un contenuto di zolfo notevolmente basso, la composizione della superficie di Eros si allineava perfettamente con quella di una condrite ordinaria.
Ma ecco il problema. Gli spettri delle superfici degli asteroidi di classe S non corrispondevano agli spettri delle condriti ordinarie. C’era un’evidente discrepanza tra ciò che gli strumenti vedevano alla luce e come avrebbero dovuto apparire i campioni di roccia.
Gli agenti atmosferici spaziali risolvono il mistero
Il divario tra teoria e osservazione non è stato colmato fino al 2010.
La navicella spaziale giapponese Hayabusa è tornata sulla Terra dall’asteroide S(IV) Itokawa. Ha riportato indietro oltre 1.500 particelle di polvere. I risultati furono definitivi. Le particelle avevano superfici che sembravano tipici asteroidi di classe S. Ma dentro? La composizione era identica alle condriti ordinarie.
Le superfici erano state alterate.
Questa alterazione è nota come alterazione spaziale. È un termine collettivo per processi che modificano nel tempo le proprietà chimiche e fisiche dei corpi senz’aria.
Cosa determina questo deterioramento?
- Impatti di meteoriti e micrometeoriti.
- L’impatto delle particelle energetiche del vento solare.
- Esposizione alla radiazione solare e ai raggi cosmici galattici.
Queste forze agiscono su Mercurio, la Luna, i satelliti planetari, le comete e gli asteroidi. Puoi vedere gli effetti confrontando le superfici più giovani attorno ai crateri con i terreni più vecchi. NEAR Shoemaker l’ha visto su Eros. Galileo lo vide su Gaspra e Ida.
Altre Associazioni
L’erosione spaziale non confonde solo i collegamenti di classe S. Probabilmente influenza gli spettri delle sorgenti asteroidali per tutti i gruppi di meteoriti. Nonostante ciò, gli scienziati hanno costruito associazioni convincenti per gli altri.
Si propone che i gruppi CV e CO delle condriti carboniose provengano da asteroidi di classe K.
Vesta, un importante asteroide nella fascia principale, è la fonte del collegamento howardite-eucrite-diogenite. Le misurazioni spettrali indicano inoltre Vesta come la fonte dei mesosideriti.
Per i meteoriti di ferro, i corpi genitori più probabili sono asteroidi di classe M. Tuttavia, anche le condriti enstatiti e i mesosideriti sono stati collegati a questa classe.
Infine, i pallasiti potrebbero provenire da asteroidi di classe A.
La connessione tra il cielo e la terra è lì. È semplicemente nascosto sotto strati di detriti cosmici statici e da impatto.
L’orologio del sistema solare ha iniziato a ticchettare circa 4,5 miliardi di anni fa. Quando i pianeti e gli asteroidi si unirono per la prima volta, furono seminati con isotopi radioattivi. Questi atomi instabili decadono a velocità specifiche e prevedibili. Misuriamo questo tasso in base all’emivita, ovvero il tempo necessario affinché metà di un campione si decomponga.
Alcuni di questi radionuclidi vivono più a lungo del nostro sole. Li chiamiamo radionuclidi a vita lunga. Sono ancora qui. Puoi trovarli nei meteoriti e nelle profondità della crosta terrestre. Gli scienziati li usano per datare le rocce perché la loro longevità fornisce una base stabile per misurare il tempo profondo.
Ma come si fa effettivamente a definire un numero?
Spiegazione del metodo Isochron
La maggior parte dei geocronologi si affida al metodo isocrono. È una tecnica grafica che rimuove molte congetture. Diamo un’occhiata al sistema rubidio-stronzio come modello funzionante.
È semplice.
Il rubidio-87 è il genitore. Lo Stronzio-87 è la figlia stabile. Il tempo di dimezzamento del rubidio-87 è enorme: 48,8 miliardi di anni. Lo stronzio ha anche fratelli stabili, come lo stronzio-86. Quell’isotopo non cambia. Funge da punto di riferimento.
Quando una roccia cristallizza, ogni minerale al suo interno inizia con lo stesso rapporto tra Stronzio-87 e Stronzio-86. Ma il rapporto tra rubidio-87 e stronzio-86 varia da minerale a minerale. Alcuni prendono più rubidio. Alcuni lo ignorano.
Col passare del tempo, il rubidio-87 decade in stronzio-87. I rapporti cambiano. Si spostano più velocemente nei minerali che inizialmente contenevano molto rubidio.
Se si tracciano gli attuali rapporti Stronzio-87/Stronzio-86 rispetto ai rapporti Rubidio-87/Stronzio-86 per diversi minerali nella stessa roccia, i punti dati si allineano. Formano una linea retta.
Quella linea è l’isocrona.
La pendenza di quella linea ti dice l’età. Pendenza più ripida? Roccia più vecchia. L’intercetta nel punto in cui la linea colpisce l’asse (dove il rubidio è zero) fornisce il rapporto iniziale dello stronzio al momento della formazione.
Isocrone interne e della roccia intera
Quando usi minerali provenienti da una singola roccia, è un isocrono interno. Puoi anche ingrandire. Prendi più rocce che si sono formate nello stesso momento e nello stesso luogo ma avevano composizioni chimiche iniziali diverse. Traccia quelli. Ottieni un’isocrona dell’intero rock.
È elegante. È robusto. È anche ambiguo.
Un isocrono data un momento. Ma quale momento?
Risale al periodo in cui si formarono originariamente i minerali? Oppure risale al successivo riscaldamento della roccia, provocando la miscelazione e la riomogeneizzazione degli isotopi di stronzio? Il calore resetta l’orologio. Senza altre prove geologiche, non è sempre possibile dire quale evento sta catturando l’isocrono.
Se i punti dati non formano una linea retta, il sistema è guasto. È stato disturbato. Nei meteoriti, ciò è solitamente dovuto allo shock. Un impatto massiccio scuote la roccia, rimescolando gli isotopi. I dati si disperdono. L’orologio smette di funzionare.
Il fantasma degli isotopi a vita breve
Gli isotopi a vita lunga ci forniscono date assolute. Quelli di breve durata sono più complicati.
Molti radionuclidi di breve durata avevano un tempo di dimezzamento di soli pochi milioni di anni. Sono decaduti eoni fa. Non puoi più misurarli direttamente. Sono fantasmi.
Ma le loro impronte chimiche rimangono. Gli scienziati possono dedurre le loro abbondanze originali utilizzando il metodo isocrono sui prodotti figli. Confrontando queste abbondanze originali tra diversi meteoriti, i ricercatori possono determinare le età relative. Quale oggetto si è formato per primo? Quale è venuto dopo?
Se disponi di una data assoluta da un isotopo a vita lunga per un oggetto, puoi calibrare la sequenza temporale relativa per gli altri. Trasformi “più vecchio di” in “X milioni di anni”.
Questo è stato il fulcro di un’intensa ricerca moderna. È difficile. Perché? Perché i radionuclidi a vita breve si comportano chimicamente in modi molto diversi. Non si attengono alle stesse regole degli isotopi a vita lunga o tra loro. Allineare la sequenza temporale è un puzzle con pezzi mancanti.
Tuttavia, considerati i vincoli, il quadro è straordinariamente chiaro.
Inclusioni refrattarie e temporizzazione delle condrule
Gli oggetti più antichi che abbiamo sono inclusioni refrattarie. Si trovano nei meteoriti. La loro età è fissata a circa 4.567 milioni di anni. Questi sono i primi solidi a condensarsi dalla nebulosa solare.
Contengono anche le tracce più elevate di radionuclidi a vita breve. Ha senso. Si sono formati quando il sistema solare era più giovane e più radioattivo.
I condri sono i prossimi. Ma la loro età assoluta è confusa. Non abbiamo numeri precisi.
Questo lo sappiamo: le condrule delle condriti ordinarie e carboniose mostrano tracce di alluminio-26. Ciò suggerisce che si siano formati su una finestra estesa. La finestra si apre 1 milione di anni dopo le inclusioni refrattarie. Si estende per 3 milioni di anni. Alcune interpretazioni lo spingono a 10 milioni di anni.
C’è dibattito qui.
Stiamo misurando il momento in cui i condruli si sono sciolti e solidificati? Oppure stiamo misurando quando successivi eventi di riscaldamento ripristinano gli orologi isotopici nei condruli già formati? Le date successive sono sospette. Potrebbero riflettere il metamorfismo termico, non la formazione iniziale.
Questo metamorfismo si è concluso in tempi diversi a seconda del tipo di condrite. Nelle condriti ordinarie, si è fermato tra 5 e 55 milioni di anni dopo la formazione delle inclusioni. Nelle condriti enstatiti cessò tra 9 e 34 milioni di anni dopo.
Perché la varianza?
Si tratta di fisica e geometria. I corpi genitoriali più grandi si raffreddano più lentamente. Mantengono il calore più a lungo. Lo stesso vale per le regioni più profonde all’interno di quei corpi. L’età non è solo una questione di tempo. Si tratta di profondità e massa. I meteoriti che teniamo tra le mani sono frammenti di un complesso motore di raffreddamento che ha impiegato decine di milioni di anni per spegnersi.
Abbiamo le date. Abbiamo i metodi. Ma l’esatta sequenza di fusione e raffreddamento in quelle antiche e scure pietre conserva ancora alcuni dei suoi segreti.
Tempistica delle prime rocce
L’orologio per le condriti ordinarie ed enstatite è confuso. Non conosciamo le loro date di nascita esatte. Ma la fine del loro metamorfismo pone limiti rigidi. Si formarono non più di cinque milioni di anni dopo la comparsa delle inclusioni refrattarie. Le condriti enstatiti probabilmente hanno aspettato solo due milioni di anni.
Le condriti carboniose sono misteri ancora più antichi. L’acqua ha alterato i loro minerali. Questa alterazione è avvenuta rapidamente. Le prove mostrano che si sono formati entro tre-sette milioni di anni da quelle inclusioni. Potrebbe essere passato meno di un milione di anni.
Gli acondriti raccontano una storia diversa. Il loro magma si cristallizzò tra 4.558 miliardi e 4.399 miliardi di anni fa. Vesta è il valore anomalo qui. Il suo corpo madre ha iniziato a sciogliersi a 4,565 miliardi di anni. Questo è prima della maggior parte.
I meteoriti di ferro e ferro pietroso cristallizzarono da 10 a 20 milioni di anni dopo la formazione delle inclusioni. Eppure la differenziazione metallo-silicato è avvenuta in meno di 1,5 milioni di anni.
La velocità è il punto. Molti asteroidi si sciolsero, si differenziarono e si solidificarono quasi istantaneamente.
Perché questa velocità è importante? Cambia il modo in cui vediamo il primo sistema solare. I pianeti non sono cresciuti lentamente dalla polvere. Hanno reagito. Il calore era disponibile immediatamente. La differenziazione non è stata una deriva lenta. È stata una risposta rapida alle condizioni locali. La cronologia ci costringe a riconsiderare i tassi di accrescimento. Le prime rocce non si facevano attendere. Stavano processando il materiale alla massima capacità.
Il viaggio dalla fascia degli asteroidi alla nostra atmosfera non è istantaneo. Capire quanto tempo impiega una roccia per compiere quel viaggio aiuta gli scienziati a identificare i meccanismi responsabili del trasporto dei detriti spaziali sulla Terra. Non possiamo misurare direttamente questo tempo di viaggio. Tuttavia, possiamo dedurlo utilizzando le età di esposizione ai raggi cosmici. Questa metrica ci dice quanto tempo un meteorite è rimasto come un piccolo oggetto, meno di pochi metri di diametro, fluttuando nello spazio o vicino alla superficie di un corpo genitore più grande.
La fisica del bombardamento cosmico
I raggi cosmici galattici ad alta energia, principalmente protoni, penetrano il materiale meteoroide fino a pochi metri di profondità. Se un meteoroide è più piccolo di tale intervallo, viene irradiato ovunque. Questi protoni si scontrano con i nuclei atomici, eliminando altri protoni e neutroni. Questo processo, chiamato spallazione, crea molte specie isotopiche rare. Vengono prodotti sia elementi stabili che radioattivi.
La concentrazione di isotopi radioattivi monitora il tasso di bombardamento, mentre le specie stabili come il neon-21 misurano il tempo totale trascorso dall’inizio dell’esposizione.
Gli isotopi specifici includono gas nobili stabili: elio-3, neon-21, argon-38 e krypton-83. Si formano anche isotopi radioattivi con emivite variabili. Questi includono berillio-10 (1,6 milioni di anni), alluminio-26 (730.000 anni), cloro-36 (300.000 anni), calcio-41 (100.000 anni), manganese-53 (3,7 milioni di anni) e kripton-81 (210.000 anni).
Gli isotopi stabili si accumulano nel tempo. Neon-21, ad esempio, misura la durata totale da quando il meteoroide è stato scavato da una collisione. Prima di quella collisione, l’oggetto era schermato all’interno di un corpo più grande.
Distribuzioni dell’età per tipo di meteorite
La maggior parte dei meteoriti ha un’età di esposizione superiore a un milione di anni. La distribuzione varia notevolmente in base alla tipologia. Per i meteoriti condritici, il conteggio diminuisce rapidamente con l’aumentare dell’età. La maggior parte delle condriti comuni ha meno di 50 milioni di anni. Le condriti carboniose tendono ad essere più giovani, spesso meno di 20 milioni di anni. Gli acondriti si raggruppano tra i 20 e i 30 milioni di anni.
I meteoriti di ferro raccontano una storia diversa. La loro età di esposizione copre un intervallo molto più ampio, estendendosi fino a due miliardi di anni. I picchi in queste distribuzioni probabilmente riflettono importanti eventi di impatto che hanno sconvolto i loro corpi genitori.
Dinamica orbitale e durata collisionale
Queste fasce di età rivelano l’evoluzione dinamica delle orbite dei meteoroidi e la loro durata in caso di collisione. Non ci sono quasi meteoriti con età di esposizione inferiore a un milione di anni. Ciò suggerisce che le orbite non attraversano la Terra in meno di un milione di anni.
Le simulazioni al computer supportano questa sequenza temporale. Prevedono inoltre che la durata della vita orbitale dovrebbe diminuire più velocemente dell’età di esposizione ai raggi cosmici. Questa discrepanza ha portato a una nuova teoria. Probabilmente i meteoriti trascorrono molto tempo come piccoli oggetti migrando all’interno della fascia degli asteroidi. Aspettano finché le loro orbite non intersecano una risonanza.
Le risonanze sono regioni in cui i pianeti, soprattutto Giove, esercitano forti perturbazioni gravitazionali. Queste forze spingono i meteoroidi in traiettorie che attraversano la Terra.
Il calo dei meteoriti pietrosi più vecchi è in linea con le stime delle collisioni. La metà della popolazione viene eliminata dalle collisioni in un periodo compreso tra 5 e 10 milioni di anni. Il limite superiore per la maggior parte dei meteoriti pietrosi è di 50 milioni di anni. I meteoriti di ferro sopravvivono più a lungo. La loro maggiore forza consente loro di persistere nello spazio per miliardi di anni. I meccanismi che espellono queste rocce rimangono un’area di studio chiave per comprendere come il sistema solare fornisce materiale al nostro pianeta.
Radionuclidi di breve durata e nebulosa solare
Sappiamo che le stelle nascono quando dense sacche di gas interstellare collassano sotto la loro stessa gravità. La nebulosa solare probabilmente ha seguito lo stesso percorso. I meteoriti forniscono la prova fisica, contenente materiale preservato prima e durante il crollo. Ma ecco la parte difficile. Non sappiamo ancora cosa abbia innescato il collasso nel nostro specifico angolo della galassia.
Potrebbero essere state fluttuazioni casuali della densità. O qualcosa di più specifico.
Le prove puntano a quest’ultima ipotesi. I meteoriti, soprattutto le loro inclusioni refrattarie, contengono radionuclidi di breve durata. Questi isotopi erano presenti quando si formò il sistema solare, non aggiunti successivamente dai raggi cosmici. La prova più schiacciante è il calcio-41. La sua emivita è di circa 100.000 anni. Per rilevarlo adesso, doveva essere incorporato in queste inclusioni entro pochi tempi di dimezzamento dalla sua creazione. Meno di un milione di anni. Questo è un 眨眼 in termini astronomici.
Altri radionuclidi a vita breve hanno un’emivita più lunga, quindi sono meno urgenti. Ma i loro rapporti contano. Gli scienziati confrontano queste abbondanze naturali con ciò che ci aspettiamo dalle fonti stellari.
Trigger delle stelle morenti
Due candidati principali dominano la ricerca della fonte di questi radionuclidi. Innanzitutto, le supernove. Stelle enormi che esplodono alla fine della loro vita. In secondo luogo, le stelle del ramo gigante asintotico (AGB). Queste stelle morenti emettono anche venti massicci e rapidi, ricchi degli stessi isotopi che vediamo nei meteoriti.
Le simulazioni al computer supportano questa teoria. Quando una supernova o un vento AGB si scontra con una nube molecolare che non è pronta a collassare da sola, comprime il gas. La nuvola diventa gravitazionalmente instabile. Crolla. E, cosa fondamentale, il materiale del vento, carico di radionuclidi, si mescola alla nuvola in formazione.
In questo scenario, i radionuclidi presenti nei meteoriti fungono da impronte digitali. Tracciano lo specifico vento stellare che ha dato il via alla formazione del Sole e dei pianeti.
Un’alternativa c’è, anche se è meno convincente. Alcuni modelli suggeriscono che il Sole primordiale e attivo abbia prodotto questi radionuclidi attraverso un’intensa radiazione all’interno della nebulosa solare. Fatica a spiegare l’esatta abbondanza assoluta e relativa che troviamo. Nessuno dei due modelli è perfetto. Ma la teoria del vento stellare è in vantaggio.
La storia termica della cintura degli asteroidi
Una volta iniziato il collasso, i primi solidi ad apparire furono quelle inclusioni refrattarie. Si sono formati in brevi e violenti eventi di riscaldamento circa 4.567 miliardi di anni fa. Questa tempistica si allinea con il gradiente di temperatura del primo sistema solare. Mercurio è secco e roccioso. Giove è ricco di gas e freddo. Il sistema interno era caldo. Il sistema esterno era freddo. I modelli astrofisici lo prevedono, anche se i numeri esatti variano.
Un’idea per le inclusioni è che si siano formate in correnti convettive ai margini della parte più calda della nebulosa interna.
La cintura degli asteroidi racconta una storia diversa. Era un posto tranquillo. Il materiale presolare è sopravvissuto lì. Esistono minerali contenenti acqua. Gli elementi volatili sono abbondanti nelle condriti. Ciò depone contro il riscaldamento diffuso in quella regione. Si adatta agli attuali modelli astrofisici di una zona esterna fredda.
Ma non era del tutto tranquillo. Le condrule compaiono nella maggior parte dei meteoriti condritici, ad eccezione delle condriti CI. Ciò dimostra che si sono verificati picchi locali e transitori di temperatura. Brevi momenti di caldo estremo in un ambiente altrimenti freddo.
Perché i condri sono importanti
Se i condruli fossero rari, potremmo ignorarli. Ma non lo sono. Costituiscono la maggior parte delle condriti ordinarie, i meteoriti più comuni che cadono sulla Terra. Costituiscono una parte importante anche di altre condriti. Questa massa indica che la formazione dei condruli è stata fondamentale per l’evoluzione primordiale del sistema solare.
Anche se i corpi originari di questi meteoriti si sono formati in una zona ristretta della fascia degli asteroidi, quella zona rappresenta comunque circa il 10% della cintura totale. E probabilmente altri asteroidi dotati di condruli si sono formati più lontano, anche se oggi si trovano nella fascia interna.
Allora come si sono formati? Scariche elettriche. Onde d’urto. Collisioni tra asteroidi fusi. Deflussi dal giovane Sole. L’elenco è lungo. Nessuno ha ancora ottenuto l’accettazione generale.
La chiave potrebbe essere il tempo. Le età dei condruli potrebbero distinguere tra queste teorie. Se si sono formati in un arco di tempo compreso tra 1 e 10 milioni di anni dopo le inclusioni, alcuni modelli si rompono. Ma se l’età misurata riflette semplicemente il momento in cui sono stati riscaldati o alterati all’interno dei loro corpi genitoriali, il problema svanisce.
Il record è ancora in fase di scrittura. I radionuclidi ci hanno dato una data di inizio. I condruli ci danno una parte centrale disordinata e complessa. Ciò che accadde dopo rimane parzialmente oscurato dalla polvere di 4,5 miliardi di anni.
Il mistero del riscaldamento degli asteroidi
Gli asteroidi non sono semplicemente comparsi. Hanno iniziato a formarsi forse un milione di anni dopo che i primi materiali solidi si sono condensati nella nebulosa solare. Nel giro di cinque o dieci milioni di anni erano già abbastanza caldi da sciogliersi. Alcuni hanno subito alterazioni acquose. Altri hanno visto l’attività vulcanica durare fino a 170 milioni di anni. Ancora non sappiamo esattamente cosa abbia alimentato questo calore.
La teoria principale punta a isotopi radioattivi di breve durata come l’alluminio-26 e il ferro-60. Questi decadono rapidamente, rilasciando calore intenso. Ma non era solo radioattività. Probabilmente le correnti elettriche indotte dai primi venti solari hanno avuto un ruolo. L’energia potenziale gravitazionale rilasciata durante l’accrescimento ha aggiunto più calore. L’esatto mix rimane un mistero.
Aggregazione planetaria rapida
Questo non stava accadendo solo nella fascia degli asteroidi. Ovunque si stavano formando corpi delle dimensioni di un asteroide. Cominciarono ad aggregarsi in pezzi più grandi. Questo processo alla fine ha costruito i pianeti rocciosi interni. È successo velocemente.
Probabilmente la Luna si è formata quando un corpo delle dimensioni di Marte si è schiantato contro la Terra in crescita. Le rocce lunari più antiche datate hanno circa 4,44 miliardi di anni. Le prove suggeriscono che la Luna si sia effettivamente formata entro 30 milioni di anni dalla comparsa dei primi solidi. Marte si è formato ancora più velocemente. Il suo materiale meteoritico più antico ha 4,5 miliardi di anni, ma il pianeta stesso si è solidificato circa 13 milioni di anni dopo quei solidi iniziali.
Nel giro di 30 milioni di anni, minuscole particelle erano diventate veri e propri pianeti rocciosi.
Massa mancante nella cintura degli asteroidi
Affinché gli asteroidi si possano formare ed evolvere in tempi così brevi, la densità della materia originale deve essere stata elevata. Probabilmente somigliava alla densità nelle regioni dei pianeti giganti. Oggi la cintura degli asteroidi contiene pochissima massa. Forse rimane solo un decimillesimo del materiale originale.
Qualcosa ha rimosso quasi tutto. Cosa ha eliminato i detriti?
Il movimento gravitazionale di Giove
Il colpevole più probabile è Giove. La formazione dei pianeti giganti, soprattutto di Giove, ha rapidamente evacuato gran parte della materia da questa regione. I meteoriti mostrano reperti mineralogici e chimici che non concordano con l’essere stati parte di un pianeta delle dimensioni della Luna. Ciò implica che Giove si sia formato rapidamente. È cresciuto prima che gli asteroidi potessero diventare pianeti a tutti gli effetti.
Prima che Giove raggiungesse la sua massa attuale, gli asteroidi si muovevano su orbite quasi circolari. Poi, quando Giove e Saturno finirono di formarsi, lo spostamento della distribuzione della massa inviò onde di risonanza gravitazionale attraverso la cintura. Queste onde aumentarono l’eccentricità e l’inclinazione delle orbite degli asteroidi fino ai valori moderati che vediamo oggi.
Considerando l’età degli asteroidi e le loro attuali dimensioni limitate, il proto-Giove deve aver iniziato a catturare enormi quantità di idrogeno ed elio dalla nebulosa solare entro circa un milione di anni dalla formazione del sistema solare. Questa rapida crescita ha richiesto un meccanismo di formazione più complesso di quello dei pianeti rocciosi. Non era solo accrescimento. Era qualcosa di più dinamico.
Meteoriti come sonde
Questo scenario dell’evoluzione iniziale del sistema solare è probabilmente sbagliato in alcuni dettagli. Forse molti. Senza campioni di asteroidi e materiali primitivi forniti dai meteoriti, non avremmo basi osservative per questi modelli. I meteoriti sono effettivamente “sonde spaziali dei poveri”. Fino a quando le missioni dei veicoli spaziali non riporteranno diversi campioni di asteroidi e comete, i meteoriti rimarranno la fonte di dati più precisa per comprendere come si è evoluto il sistema solare.
La storia non è finita. Nuovi campioni riscriveranno la sequenza temporale. Le lacune nella nostra conoscenza sono importanti quanto i fatti di cui disponiamo.
