FAQ

 

SEZIONE METEORITI

Introduzione e classificazione

DOMANDE FREQUENTI

• Che cos’è un bolide?
• Qual è la differenza tra un bolide e una palla di fuoco?
• Con quale frequenza si verificano le palle di fuoco?
• È possibile vedere le palle di fuoco alla luce del giorno e una palla di fuoco lascia una scia?
• Ho visto una meteora molto luminosa. Qualcun altro l’ha vista e a chi devo riferirlo?
• Le palle di fuoco possono avere colori diversi?
• Una palla di fuoco può creare un suono? Il suono si produce subito, mentre si osserva la palla di fuoco, o c’è un certo ritardo?
• Quanto deve essere luminosa una meteora prima che ci sia la possibilità che raggiunga il suolo come meteorite?
• È possibile osservare la caduta di un meteorite fino all’impatto con il suolo?
• I meteoriti sono “incandescenti” quando raggiungono il suolo?
• Con quale frequenza avvengono le cadute di meteoriti?
• Quanto è grande la maggior parte dei meteoriti? Cadono come oggetti singoli o come ammassi di oggetti?
• A che velocità viaggiano i meteoriti quando raggiungono il suolo?
• Come posso riconoscere un meteorite e dove devo andare a cercarlo?
• Dove posso far autenticare un potenziale meteorite?
• Cosa ci dicono le palle di fuoco e i meteoriti sulle loro origini?

Qui di seguito sono riportate brevi risposte alle domande di cui sopra. Se avete bisogno di ulteriori chiarimenti o avete altre domande, non esitate a contattarci.

1. Che cos’è un bolide? Qual è la differenza tra un bolide e una palla di fuoco?

Un bolide è un altro termine per indicare una meteora molto luminosa, generalmente di magnitudine -4, che è circa la stessa magnitudine del pianeta Venere nel cielo del mattino o della sera. Un bolide è un tipo particolare di bolide che esplode con un lampo terminale luminoso alla sua estremità, spesso con una frammentazione visibile.

Se vi capita di assistere a uno di questi eventi memorabili, vi chiediamo di segnalarlo, ricordando quanti più dettagli possibile. È molto utile che l’osservatore prenda nota dei punti di inizio e fine del bolide rispetto alle costellazioni stellari di sfondo o alla direzione della bussola e all’elevazione angolare sopra l’orizzonte.

La tabella seguente aiuterà l’osservatore a valutare la luminosità dei bolidi:

Magnitudine dell’oggetto
Polaris +2,1
Vega +0,14
Sirio -1,6
Giove luminoso -2,5
Marte luminoso -2,8
Venere luminosa -4,5
Luna al 1° quarto -9,4
Luna piena -12,6
Sole -26,7

2. Con quale frequenza si verificano i fireball?

Ogni giorno nell’atmosfera terrestre si verificano diverse migliaia di meteore di grandezza pari a quella di un bolide. La stragrande maggioranza di essi, tuttavia, si verifica sopra gli oceani e le regioni disabitate, e molti sono mascherati dalla luce del giorno. Anche quelli che si verificano di notte hanno poche possibilità di essere rilevati a causa del numero relativamente basso di persone che li notano.

Inoltre, più il bolide è luminoso, più l’evento è raro. Come regola generale, il numero di palle di fuoco presenti è di circa 1/3 per ogni classe di magnitudine più luminosa, con una diminuzione esponenziale. Gli osservatori esperti possono aspettarsi di vedere solo 1 bolide di magnitudine -6 o superiore ogni 200 ore di osservazione di meteore, mentre un bolide di magnitudine -4 può essere atteso circa una volta ogni 20 ore.

3. È possibile vedere le palle di fuoco alla luce del giorno e una palla di fuoco lascia una scia?

Sì, ma la meteora deve essere più luminosa di circa magnitudine -6 per essere notata in una porzione di cielo lontana dal Sole, e deve essere ancora più luminosa quando si verifica più vicino al Sole.

Le palle di fuoco possono sviluppare due tipi di scie dietro di loro: i treni e le scie di fumo. Un treno è una scia luminosa di molecole d’aria ionizzate ed eccitate lasciata dietro di sé dopo il passaggio della meteora. La maggior parte dei treni dura solo pochi secondi, ma in rare occasioni può durare fino a diversi minuti. Un treno di questa durata può spesso essere visto cambiare forma nel corso del tempo mentre viene spazzato dai venti atmosferici superiori. I treni si verificano generalmente molto in alto nella regione meteorica dell’atmosfera, in genere oltre gli 80 km  di altitudine, e sono spesso associati a meteore veloci. I treni di palle di fuoco sono spesso visibili di notte e molto raramente di giorno.

Il secondo tipo di scia è chiamato scia di fumo ed è più spesso visibile nelle palle di fuoco diurne che in quelle notturne. Generalmente presenti al di sotto degli 80 km di altitudine, le scie di fumo sono una scia non luminosa di particolato rimosso durante il processo di ablazione. Sono simili alle scie lasciate dagli aerei e possono avere un aspetto chiaro o scuro.

4. Ho visto una meteora molto luminosa. Qualcun altro l’ha vista e a chi devo riferirlo?

ADAA raccoglie le segnalazioni di meteoriti luminose provenienti da tutto il mondo per essere utilizzate dalla nostra organizzazione e da altre organizzazioni. Le persone che hanno visto un evento meteorico luminoso sono incoraggiate a segnalarci il loro avvistamento. Se si possono raggruppare più avvistamenti di un singolo evento, a volte è possibile determinare la traiettoria effettiva dell’oggetto in questione.

5. Le palle di fuoco possono apparire di colori diversi?

Gli osservatori di palle di fuoco riportano più spesso colori vivaci, perché la luminosità è tale da rientrare nella gamma della visione umana dei colori. Tuttavia, questi dati devono essere considerati con una certa cautela, a causa dei ben noti effetti associati alla persistenza della visione. I colori riportati spaziano in tutto lo spettro, dal rosso al blu brillante e (raramente) al viola. La composizione dominante di un meteoroide può giocare un ruolo importante nei colori osservati di un bolide, con alcuni elementi che mostrano colori caratteristici quando vengono vaporizzati. Ad esempio, il sodio produce un colore giallo brillante, il nichel si presenta come verde e il magnesio come bianco-blu. Anche la velocità della meteora gioca un ruolo importante, poiché un livello più elevato di energia cinetica intensifica alcuni colori rispetto ad altri. Tra gli oggetti più deboli, sembra che le meteore lente siano rosse o arancioni, mentre le meteore veloci hanno spesso un colore blu, ma per le palle di fuoco la situazione sembra più complessa di così, ma forse solo per le curiosità della visione dei colori di cui sopra.

Le difficoltà nello specificare il colore delle meteore nascono dal fatto che la luce delle meteore è dominata da uno spettro di emissione, piuttosto che da uno spettro continuo. La maggior parte della luce di un bolide irradia da una nube compatta di materiale che circonda immediatamente il meteoroide o che lo segue da vicino. Il 95% di questa nube è costituito da atomi dell’atmosfera circostante; il resto è costituito da atomi di elementi vaporizzati dal meteoroide stesso. Queste particelle eccitate emettono luce a lunghezze d’onda caratteristiche di ciascun elemento. Le linee di emissione più comuni osservate nella porzione visiva dello spettro dal materiale ablato nella testa del bolide provengono da ferro (Fe), magnesio (Mg) e sodio (Na). Il silicio (Si) può essere sottorappresentato a causa della dissociazione incompleta delle molecole di SiO2. Manganese (Mn), cromo (Cr) e rame (Cu) sono stati osservati negli spettri delle palle di fuoco, insieme a elementi più rari. Gli elementi refrattari alluminio (Al), calcio (Ca) e titanio (Ti) tendono a essere vaporizzati in modo incompleto e quindi sono sottorappresentati negli spettri dei bolide.

6. Una palla di fuoco può creare un suono? Il suono si produce subito, mentre si osserva il bolide, o c’è un certo ritardo?

Sono stati segnalati due tipi di suoni generati da palle di fuoco molto luminose, entrambi piuttosto rari. Si tratta dei boom sonici e dei suoni elettrofonici.

Se un bolide molto luminoso, di solito di magnitudine superiore a -8, penetra nella stratosfera, al di sotto di un’altitudine di circa 50 km, ed esplode come bolide, è possibile che si sentano dei boom sonici al suolo. Ciò è più probabile se il bolide si verifica a un angolo di altitudine di circa 45 gradi per l’osservatore, mentre è meno probabile se il bolide si verifica sopra la testa (anche se ancora possibile) o vicino all’orizzonte. Poiché il suono viaggia abbastanza lentamente, a soli 20 km al minuto, in genere passano da 1,5 a 4 minuti dopo l’esplosione visiva prima che si possa sentire un boom sonico. Gli osservatori che assistono a questi eventi spettacolari sono incoraggiati ad ascoltare per ben 5 minuti dopo il bolide per individuare eventuali boom sonici.

Un’altra forma di suono frequentemente segnalata con le palle di fuoco luminose è il suono “elettrofonico”, che si verifica in coincidenza con la palla di fuoco visibile. I suoni segnalati variano da sibili statici, a sfrigolii, a suoni schioccanti. Spesso il testimone di questi suoni si trova vicino a un oggetto metallico quando si verifica la palla di fuoco. Inoltre, chi ha una grande quantità di capelli sembra avere maggiori possibilità di sentire questi suoni. I suoni elettrofonici non sono mai stati convalidati scientificamente e la loro origine è sconosciuta. Attualmente, la teoria più diffusa è quella della potenziale emissione di onde radio VLF da parte del bolide, anche se non è ancora stata verificata.

7. Quale deve essere la luminosità di una meteora prima che ci sia la possibilità che raggiunga il suolo come meteorite?

In generale, un bolide deve avere una magnitudine superiore a circa -8-10 per poter produrre la caduta di un meteorite. Due importanti requisiti aggiuntivi sono che (1) il meteorite progenitore deve essere di origine asteroidale, composto da materiale sufficientemente robusto per attraversare l’atmosfera, e (2) il meteorite deve entrare nell’atmosfera come una meteora relativamente lenta. I meteoroidi di origine asteroidale costituiscono solo una piccola percentuale (circa il 5%) della popolazione complessiva di meteoroidi, che è principalmente di natura cometaria.

Gli studi fotografici sui meteoriti di fuoco hanno indicato che un meteorite di fuoco deve ancora generare luce visibile al di sotto dei 20 km di altitudine per avere una buona probabilità di produrre la caduta di un meteorite. Sono state studiate meteore molto luminose di magnitudine -15 o superiore che non hanno prodotto alcun potenziale meteorite, soprattutto quelle di origine cometaria.

8. È possibile osservare la caduta di un meteorite fino all’impatto con il suolo?

No. A un certo punto, di solito tra i 15 e i 20 km  di altitudine, i resti del meteorite decelerano al punto che il processo di ablazione si arresta e la luce visibile non viene più generata. Ciò avviene a una velocità di circa 2-4 km/sec (4500-9000 mph).

Da quel momento in poi, le pietre decelerano ulteriormente fino a cadere alla loro velocità terminale, che in genere è compresa tra 0,1 e 0,2 km/sec (da 200 a 400 mph). Muovendosi a queste rapide velocità, il meteorite o i meteoriti saranno essenzialmente invisibili durante la parte finale del “volo oscuro” della loro caduta.

9. I meteoriti sono “incandescenti” quando raggiungono il suolo?

Probabilmente no. Il processo di ablazione, che avviene per la maggior parte del percorso del meteorite, è un metodo di rimozione del calore molto efficiente ed è stato efficacemente copiato per essere utilizzato durante i primi voli spaziali con equipaggio per il rientro nell’atmosfera. Durante la parte finale del volo in caduta libera, i meteoriti subiscono un riscaldamento per attrito molto ridotto e probabilmente raggiungono il suolo a una temperatura solo leggermente superiore a quella ambiente.

Per l’ovvio motivo, tuttavia, i dati precisi sulle temperature di impatto dei meteoriti sono piuttosto scarsi e soggetti a dicerie. Pertanto, siamo in grado di fornire solo un’ipotesi basata sulle nostre attuali conoscenze di questi eventi.

10. Con quale frequenza avvengono le cadute di meteoriti?

Le nostre migliori stime del flusso totale di meteoriti in arrivo indicano che ogni giorno si verificano circa 10-50 cadute di meteoriti sulla Terra. Va ricordato, tuttavia, che 2/3 di questi eventi si verificano sopra gli oceani, mentre un altro 1/4 circa si verifica su aree terrestri molto disabitate, lasciando solo da 2 a 12 eventi al giorno con la possibilità di essere scoperti dall’uomo. La metà di questi eventi si verifica ancora una volta sul lato notturno della Terra, con ancora meno possibilità di essere notati. A causa della combinazione di tutti questi fattori, ogni anno si verificano solo poche cadute di meteoriti testimoniate.

Come stima dell’ordine di grandezza, ogni chilometro quadrato della superficie terrestre dovrebbe raccogliere 1 caduta di meteoriti circa una volta ogni 50.000 anni, in media. Se l’area viene portata a 1 miglio quadrato, il periodo di tempo diventa di circa 20.000 anni tra una caduta e l’altra.

11. Quanto sono grandi la maggior parte dei meteoriti e cadono come oggetti singoli o come gruppi di oggetti?

Le dimensioni dei meteoriti variano da particelle di pochi grammi fino al più grande esemplare conosciuto: il meteorite Hoba, trovato in Namibia nel 1920, con un peso di circa 60 tonnellate (54.000 kg). Come per la distribuzione della magnitudo delle meteore, il numero di meteoriti diminuisce esponenzialmente con l’aumentare delle dimensioni. Pertanto, la maggior parte delle cadute produce solo pochi chilogrammi sparsi di materiale, mentre le meteoriti di grandi dimensioni sono piuttosto rare.

Si sa che le meteoriti cadono come oggetti singoli e discreti, come docce di frammenti di una meteora che si rompe durante la parte atmosferica del suo volo e (raramente) come cadute multiple individuali. La massa iniziale e la composizione del meteorite determinano principalmente il suo destino finale, insieme alla sua velocità e all’angolo di ingresso nell’atmosfera.

12. A che velocità viaggiano i meteoriti quando raggiungono il suolo?

I meteoriti entrano nell’atmosfera terrestre a velocità molto elevate, che vanno da 11 km/sec a 72 km/sec. Tuttavia, come se sparasse un proiettile nell’acqua, il meteoroide decelera rapidamente man mano che penetra in porzioni sempre più dense dell’atmosfera. Ciò è particolarmente vero negli strati più bassi, poiché il 90% della massa atmosferica terrestre si trova al di sotto dei 12 km  di altezza.

Allo stesso tempo, il meteoroide perderà rapidamente massa a causa dell’ablazione. In questo processo, lo strato esterno del meteoroide viene continuamente vaporizzato e portato via a causa della collisione ad alta velocità con le molecole d’aria. Le particelle di dimensioni comprese tra la polvere e qualche chilogrammo di massa sono di solito completamente consumate nell’atmosfera.

A causa della resistenza atmosferica, la maggior parte dei meteoriti, che vanno da pochi chilogrammi fino a circa 8 tonnellate (7.000 kg), perderanno tutta la loro velocità cosmica quando sono ancora a diversi chilometri di altezza. A quel punto, chiamato punto di ritardo, il meteorite ricomincia ad accelerare, sotto l’influenza della gravità terrestre, alla nota velocità di 9,8 metri al secondo quadrato. Il meteorite raggiunge quindi rapidamente la sua velocità terminale di 90-180 metri al secondo. La velocità terminale si verifica nel punto in cui l’accelerazione dovuta alla gravità è esattamente compensata dalla decelerazione dovuta alla resistenza atmosferica.

I meteoriti di peso superiore a circa 10 tonnellate (9.000 kg) manterranno una parte della loro velocità originale, o velocità cosmica, fino alla superficie. Un meteroide di 10 tonnellate che entra nell’atmosfera terrestre perpendicolarmente alla superficie manterrà circa il 6% della sua velocità cosmica all’arrivo in superficie. Ad esempio, se il meteorite partisse a 40 km/s, arriverebbe in superficie (se sopravvivesse intatto al passaggio atmosferico) muovendosi ancora a 2,4 km/s, accumulando (dopo una notevole perdita di massa dovuta all’ablazione) circa 13 gigajoule di energia cinetica.

All’estremo opposto della scala, un meteoroide di 1000 tonnellate (9 x 10^5 kg) manterrebbe circa il 70% della sua velocità cosmica, e corpi di oltre 100.000 tonnellate o giù di lì taglierebbero l’atmosfera come se non ci fossero. Per fortuna, questi eventi sono straordinariamente rari.

Tutta questa velocità nel volo atmosferico esercita una grande pressione sul corpo di un meteoroide. I meteoroidi più grandi, in particolare quelli di pietra, tendono a frantumarsi da 11 a 27 km sopra la superficie a causa delle forze indotte dalla resistenza atmosferica e forse anche a causa dello stress termico. Un meteoroide che si disintegra tende a perdere immediatamente l’equilibrio della sua velocità cosmica a causa della minore quantità di moto dei frammenti rimanenti. I frammenti cadono quindi su percorsi balistici, con un arco ripido verso la Terra. I frammenti colpiranno la Terra in un percorso approssimativamente ellittico (chiamato ellisse di distribuzione o di dispersione) lungo qualche chilometro, con l’asse maggiore dell’ellisse orientato nella stessa direzione della traiettoria originale del meteoroide. I frammenti più grandi, a causa della loro maggiore quantità di moto, tendono a impattare più in basso nell’ellisse rispetto a quelli più piccoli. Questo tipo di caduta spiega le “piogge di pietre” che sono state occasionalmente registrate nella storia. Inoltre, se si trova un meteorite in una determinata area, è probabile che ce ne siano anche altri.

13. Come posso riconoscere un meteorite e dove devo andare a cercarlo?

Il concetto classico di meteorite è quello di una roccia nera e pesante. Questo stereotipo è vero in alcuni casi, ma molti, molti più meteoriti non assomigliano ad altro che a banali rocce terrestri. Questi attirano l’attenzione solo perché sono diversi da tutti gli altri che li circondano.

Per capire come potrebbe apparire un meteorite al suolo, dobbiamo prima esaminare la distribuzione numerica dei tre principali tipi di meteoriti. Delle classi di meteoriti conosciute (combinando cadute e ritrovamenti):

• Aeroliti comprendono circa il 69%;
• Sideriti comprendono circa il 28%;
• Sideroliti comprendono il restante 3%.
  Innanzitutto, se un meteorite viene trovato abbastanza rapidamente dopo la sua caduta, la maggior parte di essi presenta una superficie annerita, chiamata crosta di fusione. Questa crosta di fusione è un ricordo del calore di ablazione prodotto dal rapido transito del meteorite nell’atmosfera. A seconda della composizione del meteorite, la crosta di fusione può apparire vetrosa o opaca. I ferri sviluppano una crosta di fusione costituita da magnetite, che ha l’aspetto di una saldatura fresca sull’acciaio.

Una volta che un meteorite si trova sulla superficie, tutti i normali effetti atmosferici che erodono le rocce terrestri colpiscono anche i meteoriti. La crosta di fusione è soggetta agli agenti atmosferici e, su una pietra, si schiarisce di colore fino a diventare bruna. Gli agenti atmosferici chimici, o ossidazione, attaccano i meteoriti. Il ferro arrugginisce rapidamente. Le pietre perdono completamente la crosta di fusione. L’acqua si infiltra all’interno e altera chimicamente i minerali. Gli agenti atmosferici meccanici, il gelo, il sole e il vento riducono ulteriormente il meteorite. Per questo motivo la maggior parte dei meteoriti antichi ritrovati è costituita da ferro, in grado di resistere a questi processi.

La maggior parte dei meteoriti sospetti, in base alle percentuali di cui sopra, sono pietrosi e l’attenzione del cercatore è stata attirata dal loro aspetto contrastante con l’ambiente circostante. L’identificazione indiscutibile di un meteorite pietroso richiede test chimici che esulano dallo scopo di questo articolo.

I meteoriti di ferro possono essere spesso riconosciuti dalla loro forma. La fusione della parte esterna del corpo a volte fa sì che i meteoroidi di ferro arrivino in superficie scolpiti in forme fantastiche. Sono stati trovati anelli completi e segmenti di archi. Il ferro sarà bucherellato, poiché porzioni della lega con una temperatura di fusione più bassa saranno scavate dal calore e dalla pressione. A volte, attorno a queste buche si trovano punti taglienti, un effetto di ablazione. L’identificazione positiva di un ferro richiede un processo di smerigliatura e incisione acida che, ancora una volta, esula dagli scopi di questo articolo.

Chiunque sia seriamente interessato alla ricerca di meteoriti dovrebbe organizzare una visita a un grande museo con una collezione di meteoriti, per vedere non gli esemplari spettacolari esposti, ma quelli più “ordinari” conservati nella collezione dell’istituzione. Esaminando molti esemplari, il ricercatore potrà acquisire una buona comprensione dell’aspetto vario che le meteoriti possono presentare.

Le aree di maggior successo per la ricerca di meteoriti sono regioni aperte, pianeggianti e aride, di solito con un colore di fondo chiaro. Queste regioni presentano i tassi più bassi di erosione meccanica e chimica, conservando il meteorite per periodi di tempo molto più lunghi. Alcuni ferri e pietre-ferro sono stati ritrovati in regioni desertiche più di 10.000 anni dopo la caduta che li ha prodotti. Le regioni aride offrono anche grandi vantaggi nella ricerca visiva, grazie alla relativa mancanza di vegetazione o di corpi idrici, nonché a un colore di fondo chiaro e contrastante.

Le aree migliori per la ricerca di meteoriti (anche se piuttosto impraticabili per la maggior parte delle persone) sono le regioni della Terra coperte da ghiacciai continentali, come la Groenlandia e l’Antartide. Questi banchi di ghiaccio offrono il più alto grado di conservazione di un meteorite dopo la sua caduta, un elevato contrasto di fondo e poche rocce terrestri concorrenti. Molte delle meteoriti utilizzate oggi nella ricerca sono state recuperate durante le spedizioni antartiche.

Per chi non ha accesso ai deserti aridi o ai ghiacciai continentali, forse il posto migliore per andare a caccia di meteoriti è il campo agricolo appena arato, soprattutto dopo una pioggia recente. Anche i cacciatori di punte di freccia nativi americani utilizzano spesso questa tecnica. I contadini hanno arato molti dei più famosi ritrovamenti di meteoriti della storia. Le meteoriti di ferro sono le più facili da riconoscere e si trovano più spesso. Le meteoriti pietrose sono più difficili da riconoscere e da differenziare dalle rocce terrestri, come gli erratici glaciali (dell’era glaciale).

La maggior parte delle meteoriti, comprese le varietà lapidee, contiene quantità di ferro (Fe) e nichel (Ni) sufficienti a renderle paramagnetiche. I cacciatori di meteoriti utilizzano spesso metal detector o magneti molto forti attaccati a un bastone da passeggio per aiutarsi nella ricerca. È noto che le meteoriti “saltano” letteralmente fuori dal terreno sciolto in presenza di un forte magnete.

14. Dove posso far autenticare un potenziale meteorite?

Generalmente se ne occupano istituzioni accademiche e musei che potrebbero essere contattati per l’autenticazione di un potenziale reperto meteoritico. Consigliamo prima di spedire il materiale ritrovato di accertarsi dell’utilizzo che verrà fatto del meteorite.

15. Cosa ci dicono le palle di fuoco e i meteoriti sulle loro origini?

La maggior parte delle nostre attuali conoscenze sull’origine dei meteoroidi deriva da studi fotografici sui fireball (meteore > magnitudine -4) effettuati negli ultimi 50 anni circa. Può sembrare un periodo lungo, ma finora sono stati raccolti dati validi solo su circa 800 palle di fuoco. Di questi, solo 4 sono stati recuperati al suolo come meteoriti. Un bolide che provoca un meteorite è molto raro e deve essere almeno di magnitudo -8 per avere una massa sufficiente a sopravvivere al viaggio. Anche con una traiettoria fotografica o video accurata, si tratta sempre di trovare un ago in un pagliaio una volta che il meteorite è a terra. Nella storia scientifica registrata, le cadute non fotografate (testimoni oculari) hanno portato al ritrovamento di soli 900 meteoriti.

Gli studi sui corpi madre dei meteoriti, comete e asteroidi, hanno avuto più successo, utilizzando sonde spaziali e studi con telescopi a infrarossi per aumentare notevolmente la nostra conoscenza di questi oggetti. Abbiamo scoperto che, piuttosto che differenze distinte tra questi due piccoli membri del sistema solare, esiste un intero spettro di corpi progenitori, che va dalle comete a bassa densità ai grandi asteroidi differenziati. Le somiglianze tra asteroidi e comete sono rese più evidenti dalla recente scoperta di una coma (un fenomeno decisamente cometario) intorno all’asteroide Chirone, al suo perielio.

Attualmente, i corpi progenitori dei meteoroidi possono essere suddivisi grossolanamente nelle seguenti classi:

Comete:

Di gran lunga il corpo progenitore più diffuso delle meteoroidi, le meteoroidi cometarie costituiscono circa il 95% della popolazione totale di meteore e includono quasi TUTTA la popolazione di meteore degli sciami. Questi corpi progenitori sono composti da metano congelato (CH4), ammoniaca (NH3), acqua (H2O) e gas comuni (come l’anidride carbonica, CO2), polvere di carbonio e altri materiali in tracce. Quando una cometa passa vicino al Sole nella sua orbita, la superficie esterna esposta alla luce solare viene vaporizzata ed espulsa in spettacolari getti e flussi, liberando grandi quantità di ammassi di polvere e altri materiali non volatili.

Questi meteoroidi cometari appena generati, spesso chiamati “palle di polvere”, continueranno grosso modo a seguire l’orbita della cometa madre e formeranno un flusso di meteoroidi.

Sulla base di studi fotografici sulle palle di fuoco, i meteoroidi cometari hanno densità estremamente basse, circa 0,8 grammi/cc per le palle di fuoco di classe IIIA e 0,3 grammi/cc per quelle di classe IIIB. Questa composizione è molto fragile e si vaporizza così facilmente quando entra nell’atmosfera, che viene chiamata materiale “friabile”. Questi meteoroidi non hanno praticamente alcuna possibilità di arrivare al suolo, a meno che un pezzo estremamente grande della cometa non entri nell’atmosfera, nel qual caso è molto probabile che esploda a un certo punto del suo volo, a causa delle sollecitazioni meccaniche e termiche.
Asteroidi non differenziati:

Questi corpi progenitori sono gli asteroidi più piccoli, costruiti con materiali più densi e meno volatili delle comete. I piccoli meteoroidi di questo tipo sono prodotti attraverso le collisioni. Questa classe di corpi progenitori genera circa il 5% della popolazione totale di meteore, generalmente nell’ambito delle meteore non piovose o “sporadiche”. Questi meteoroidi possono attraversare l’atmosfera e, come meteoriti, costituiscono circa l’84% di tutte le cadute.

Le meteoriti pietrose provenienti da questa fonte sono chiamate condriti, a causa dei noduli arrotondati di materiale che si trovano all’interno della loro struttura, chiamati appunto condrule. Le condriti si dividono in due gruppi principali:

Il primo gruppo, le palle di fuoco di Classe II, sono le condriti ricche di carbonio, o condriti carbonacee, che contribuiscono a colmare il divario tra comete e asteroidi. Costituiscono circa il 4% di tutte le cadute osservate e hanno una densità di circa 2,0 grammi/cc. Sono caratterizzate dalla presenza del 2% o più di carbonio, in parte presente sotto forma di idrocarburi complessi, e di una notevole quantità di idrogeno (gruppi idrossilici, OH-1, e acqua, H2O).

Il secondo gruppo, le palle di fuoco di classe I, sono le cosiddette condriti ordinarie, che costituiscono circa l’80% di tutte le cadute osservate. Hanno una densità media di 3,7 grammi/cc e generalmente si dividono in due tipi generali: Condriti Olivino-Bronzite (quantità circa uguali di bronzite e olivina) e Condriti Olivino-Iperstene (meno pirosseno che olivina).
Asteroidi differenziati

Questi asteroidi sono fisicamente il corpo madre più grande per i meteoroidi, ma generano solo una piccola frazione della popolazione meteorica complessiva: meno dell’1%, e non sono classificati come fireball. Tuttavia, grazie alla loro composizione più resistente, costituiscono circa il 16% delle cadute osservate. Un asteroide differenziato è un asteroide di dimensioni sufficienti a provocare temperature interne abbastanza elevate da fondere e stratificare l’asteroide. I materiali a più alta densità (principalmente ferro) si raccolgono nel nucleo, i materiali più leggeri di basalto/silicato si raccolgono negli strati esterni, con strati più sottili di varie concentrazioni di altri materiali stratificati in mezzo. Piccoli meteoroidi di questo tipo sono stati prodotti da quelle che devono essere state delle collisioni spettacolari, che hanno rotto anche il nucleo di ferro dell’asteroide.

I tre gruppi principali di queste meteore sono:

1. Acondriti (pietre basaltiche/silicate non condritiche); con una densità di 3-4 grammi/cc e che comprendono circa l’8% delle cadute osservate. Si sono formate negli strati esterni e crostali dell’asteroide.

2. Sideroliti (rocciose-ferrose); con una densità di 5-7 grammi/cc e che comprendono circa il 2% delle cadute osservate. Queste formavano un sottile strato tra il nucleo e gli strati esterni dei corpi genitori. Sono generalmente costituite da cristalli rotondi di olivina, di colore verde traslucido, inseriti in una matrice di ferro.

3. Sideriti (ferrose); hanno una densità di 7,9 grammi/cc e comprendono circa il 6% delle cadute osservate. Sono i resti del nucleo di un asteroide differenziato e mostrano segni di raffreddamento estremamente lento (1-10 gradi C per milione di anni) e sollecitazioni d’urto estremamente elevate, presumibilmente dovute a collisioni. Questi meteoriti resistono così bene una volta a terra che costituiscono il 54% di tutti i ritrovamenti di meteoriti, nonostante la loro piccola percentuale di caduta.

Planetoidi differenziati

Le meteoriti più rare sono quelle che si pensa abbiano avuto origine da grandi corpi differenziati, come lune e pianeti. Si ritiene che queste pietre acondritiche (basalto/silicato) siano state espulse dalla superficie di una luna o di un pianeta, a causa dell’impatto di un altro meteorite molto grande. Una sottoclasse di acondriti presenta una composizione molto simile a quella della Luna terrestre e si ritiene che si tratti di meteoriti lunari. Un’altra classe, le meteoriti SNC (shergottite-nakhlite-chassignite), si ritiene siano state espulse dalla crosta del pianeta Marte.
Torna all’inizio

16. Nota dell’autore sulle statistiche dei fireball / meteoriti.

I lettori di questa FAQ noteranno che le particelle che costituiscono la maggior parte della popolazione di meteoriti sono quelle che hanno meno probabilità di arrivare al suolo come meteoriti. Al contrario, le particelle che costituiscono una minoranza della popolazione di meteoriti sono quelle che hanno maggiori probabilità di raggiungere il suolo come meteoriti. Questa disparità si accentua ulteriormente se si considerano le condizioni atmosferiche al suolo. Così, le meteore che si vedono più spesso non si trovano in superficie, mentre quelle che si trovano più spesso sono poco comuni in cielo.

Ci sono voluti molti anni perché gli scienziati si rendessero conto di questa disparità e i testi pubblicati sembrano spesso in conflitto tra loro per quanto riguarda la suddivisione percentile dei tipi di meteoriti. Questo è particolarmente vero se l’autore ha combinato vecchi ritrovamenti di meteoriti con cadute fresche e osservate. Nel tentativo di contribuire ad alleviare questa confusione, presentiamo una ripartizione attuale dei diversi tipi di meteoroidi/meteoriti, nelle loro varie fasi:

Popolazione meteoritica complessiva:

Come regola generale, più piccola (più debole) è la popolazione di meteoroidi in esame, più probabile è l’origine cometaria. Secondo una stima molto approssimativa, la popolazione di meteore visibili è composta da circa 19 meteore cometarie per ogni 1 meteora asteroidale. Ne consegue la seguente ripartizione:

Meteoroidi cometarie: ~95%
Meteoroidi condritici: ~5%
Meteoroidi non condritici: <1%

Popolazione di palle di fuoco:

Se si considera solo la popolazione di meteore di magnitudine > -4, le meteore asteroidali più robuste iniziano a costituire una percentuale sempre maggiore rispetto a quelle di magnitudine più debole. Esistono quattro classi fondamentali di bolide che si dividono come segue:

Meteoroidi cometari: 38%
Fireball di tipo IIIb, comete a bassa densità: 9%
Fireball di tipo IIIa, comete ad alta densità: 29%.
Meteoroidi condritici: 62%
Biglie di fuoco di tipo II, condriti carbonacee: 33%.
Biglie di fuoco di tipo I, condriti ordinarie: 29%.
Meteoroidi non condritici: <1%

Nessuna classe di fireball

Cadute di meteoriti osservate / Reperti freschi:

Se si considerano solo le cadute di meteoriti molto fresche, diventa subito evidente l’importanza della densità e della robustezza del materiale meteoritico per la sua probabilità di raggiungere il suolo. La popolazione di meteoriti cometarie scompare e quella di condriti carbonacee si riduce notevolmente. Pertanto, le condriti ordinarie e le meteoriti non condritiche diventano i costituenti principali di questa popolazione:

Meteoroidi cometari: 0%.
Meteoroidi condritici: 84%.
Condriti carbonacee: 4%
Condriti ordinarie: 80%
Meteoroidi non condritici: 16%
Acondriti: 8%
Sideroliti: 2%
Sideriti: 6%

Reperti di meteoriti:

Una volta giunti al suolo, i meteoriti iniziano immediatamente a subire gli agenti atmosferici meccanici e chimici. Anche in questo caso, i meteoriti più robusti e densi tendono a resistere meglio a questi processi. In questo caso, le meteoriti di ferro (sideriti) sono quelle che se la cavano meglio, nonostante la loro percentuale molto ridotta rispetto alla popolazione complessiva di meteoroidi:

Meteoroidi cometari: 0%.
Meteoroidi condritici: 37%
Condriti carbonacee: <1%
Condriti ordinarie: 37%
Meteoroidi non condritici: 63%
Acondriti: 3%
Sideroliti: 6%
Sideroliti: 54%.

Si tratta di un campo di studio attivo e si ricorda ai lettori che tutti i numeri sopra riportati sono stime, soggette a revisione man mano che il livello di conoscenza aumenta. Abbiamo cercato di selezionare i valori più rappresentativi per ciascuno di essi. Credito: ADAA (Membro dell’American Meteorite Society).