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Meteoritos, estrellas fugaces y cometas
Dr. Fernando J. Ballesteros
Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia.
Dr. Bartolo Luque
E.T.S.I. Aeronáuticos, Universidad Politécnica de Madrid
Introducción
En el inicio era la Nebulosa. Una gigantesca nube de gas que comenzó a contraerse, y en cuyo
centro el gas se fue concentrando y calentando más y más. Hasta que un día, cuando esa
temperatura alcanzó los diez millones de grados, emergió una estrella. Su luz iluminó el
inmenso disco de gas y polvo que la rodeaba. A esa estrella los humanos la llamarían Sol.
Así es cómo nos cuenta la moderna astrofísica el origen de nuestro Sistema Solar, a partir de
una nebulosa de forma más o menos esférica en colapso gravitatorio. En su parte central, más
densa, el colapso de la nube de gas generó un giro desbocado alrededor del centro donde
surgiría el futuro Sol. Merced a lo que los físicos llaman ley de conservación del momento
angular, y debido a la fuerza centrífuga, esta zona central de la nebulosa primordial se
convirtió en un disco aplanado en el cual los planetas se formarían posteriormente.
Hasta hace unos años, todo esto era una teoría, aunque muy bien fundada y con muchas
pruebas que la avalaban: todos los planetas del Sistema Solar se encuentran prácticamente en
un mismo plano (las variaciones son de muy pocos grados) y giran alrededor del Sol en el
mismo sentido (llamado directo). Pero en la actualidad ha pasado de la teoría al campo de la
observación, pues el telescopio espacial Hubble ha podido fotografiar diversos sistemas
estelares que se encuentran justo en esa fase, con un oscuro disco de polvo y gas girando
alrededor de una estrella recién nacida. Buena parte de ellos han sido observados en la cercana
e inmensa nebulosa de Orión, un auténtico criadero de estrellas.
Los planetas del Sistema Solar comenzaron a formarse posteriormente a partir de este disco
circumstelar, mediante un proceso de acreción gravitatoria. Las partículas de polvo de ese
disco se atraían entre sí por la fuerza de la gravedad. Cuando quedaban unidas, se había
formado en su lugar una partícula más grande, de más masa (y por tanto con mayor gravedad)
que atraía a otras más, generándose así un proceso en cadena que acabaría en la formación
primero de cuerpos de pequeño tamaño, llamados planetesimales, y después, conforme estos
planetesimales se agrupaban a su vez, en la formación de varias enormes bolas de masa,
llamadas protoplanetas. Finalmente los protoplanetas irían acretando hacia ellos el resto de la
materia del disco. Con el tiempo, el disco quedaría casi limpio, terminando prácticamente todo
su material en unos cuantos planetas girando alrededor del Sol. Pero este no fue un proceso
tranquilo, sino muy violento: cuando los primitivos planetas, todavía sumamente calientes y en
formación, atraían tales “escombros” a la deriva por el Sistema Solar, éstos no se posaban
tranquilamente en el suelo del planeta, sino que impactaban de manera explosiva. La propia
Luna se originó como resultado del impacto de un planetoide gigantesco con nuestra Tierra. De
hecho, a la época en la que el Sistema Solar se acababa de configurar, se la conoce también
como el Gran Bombardeo. Terminó hace aproximadamente 3800 millones de años, y la mayor
parte de los cráteres que encontramos en los cuerpos del Sistema Solar provienen de aquella
época.
¿Qué tiene que ver todo esto con el título de este artículo? Pues que no todo el material del
disco primordial acabó formando planetas, sino que todavía quedan pululando por ahí restos de
aquella fase. Esos restos de la formación del Sistema Solar son precisamente los cometas y los
asteroides, los últimos recuerdos de nuestro tormentoso pasado. Tienen al menos 4600
millones de años de antigüedad, más que cualquier roca de nuestro planeta. Y su existencia nos
recuerda, de paso, que los impactos no terminaron con el final del Gran Bombardeo. La
gravedad sigue funcionando, y todavía quedan muchos cuerpos que pueden impactar contra el
Sol o su corte de planetas.
Imagen artística de la época del Gran Bombardeo. Observamos el Sol y los planetas ya formados con el disco
protoplanetario aun insinuado. Una gran cantidad de escombros pululan por el Sistema Solar y acabarán cayendo
en su mayoría sobre los planetas recién formados.
Discos protoplanetarios observados por el telescopio Hubble en la nebulosa de Orión.
Asteroides
Los más famosos por su fama “impactante”, gracias al cine y a los medios, son los asteroides,
objetos que de tanto en tanto aparecen en los periódicos porque alguno de ellos (como el
asteroide Tutatis) “casi” va a colisionar con nuestro planeta. Tales peligros potenciales son los
llamado NEOs (Near Earth Objects), objetos cercanos a la Tierra, y que podrían llegar a
impactar contra nuestro mundo. Los asteroides son cuerpos cuya composición, a pesar de que
es muy diversa, se puede no obstante dividir grosso modo en dos grandes grupos: pétreos
(silicatos) o metálicos (principalmente de hierro). Los podemos encontrar errando por todo el
Sistema Solar, pero hay algunos lugares en los que son más frecuentes. El más conocido de
tales lugares es el Cinturón de Asteroides, un anillo de planetesimales en órbita casi circular
alrededor del Sol, situado entre las órbitas de Marte y Júpiter. Estos cuerpos se mantienen
disgregados debido a la atracción gravitatoria de Júpiter, el planeta más grande del Sistema
Solar, que provoca unas intensas fuerzas de marea en la zona del Cinturón de Asteroides e
impide que los asteroides terminen colapsando y formando un pequeño mundo (éste es, por
cierto, el mismo mecanismo por el que las lunas pastoras de Saturno mantienen estable la
famosa estructura de los anillos).
Otros lugares donde es fácil encontrar asteroides es en los puntos de Lagrange L4 y L5 del
sistema planeta-Sol. Los puntos de Lagrange son lugares donde las fuerzas de gravedad del Sol
y de un planeta orbitándolo se equilibran. Por ejemplo, existe un punto entre la Tierra y el Sol
(donde por cierto se halla situado el satélite de observación solar SOHO) en el que la fuerza de
gravitación del Sol y la de la Tierra se contrarrestan. Es el llamado punto L1. Existen otros
puntos de Lagrange, el L2 y el L3, también en la línea de unión entre el Sol y el planeta, y el
L4 y L5, justo 60º por delante y por detrás respectivamente de la órbita del planeta. Como son
puntos de equilibrio, podemos dejar en esos lugares cualquier cuerpo (como el satélite SOHO)
y se mantendrá allí. No obstante, hay una diferencia entre ellos. Los puntos L1, L2 y L3 son
puntos de equilibrio inestable. Cualquier perturbación que sufra un cuerpo que se halle en estos
puntos de Lagrange hará que el cuerpo se acabe alejando de allí. Mientras que los puntos L4 y
L5 son estables, y si perturbamos un cuerpo que se halle allí, no se alejará sino que se
mantendrá en torno al punto de Lagrange. En cierta forma, son como cuencas gravitatorias que
tienen facilidad para atraer y conservar los cuerpos que se acercan allí.
Sabemos que hay algún asteroide que ha sido atrapado en los puntos de Lagrange L4 y L5 de la
Tierra, pero donde sin duda hay más asteroides atrapados es en los puntos L4 y L5 de Júpiter,
de mayor poder gravitatorio. Son los llamados Asteroides Troyanos. Reciben este nombre
porque a los tres primeros que se descubrieron se les puso, por casualidad, nombres de héroes
de la Guerra de Troya (Aquiles, Hector y Patroclo). La tradición se mantuvo posteriormente,
pero siguiendo la regla de que los situados en el punto L4 pertenecerían al bando griego, y los
del L5 al bando troyano (las únicas excepciones son Hector y Patroclo, de los primeros en
descubrirse, que se hallan situados en el bando opuesto).
Como es de esperar, hay muchos más asteroides pequeños que grandes. De hecho, cuanto más
pequeños son, mayor es su abundancia. Pero su distribución de tamaños no sigue esta máxima
de cualquier manera, sino que se ajusta concretamente a lo que los físicos llaman una Ley de
Potencias. Es decir, el número (N) de asteroides de un determinado tamaño característico (L)
sigue una ley matemática precisa: N = a L-b.
Cinturón de asteroides (anillo interior) y asteroides troyanos (bandas anulares exteriores).
Ejemplo típico de asteroide.
N.
size
La distribución de tamaños de los asteroides (size) sigue una ley de potencias. En ejes logarítimicos (log-log) la
distribución se ajusta a una línea recta.
Cometas
En cuanto a los cometas, los otros remanentes de la formación del Sistema Solar, su
composición es más homogénea y menos densa, básicamente hielo de agua y polvo. Dada su
menor densidad, no han acabado tan cerca del centro del Sistema Solar como los asteroides. En
cierta forma, la gravedad del Sol fue “decantando” el material del Sistema Solar, de forma que
cuanto más denso era, más cerca ha acabado orbitando al Sol, y a la inversa. El origen de los
cometas está, de hecho, más allá de la órbita de Neptuno. Cuando uno de ellos se acerca lo
suficiente al Sol, el calor de nuestra estrella hace evaporarse el hielo y soltar el polvo. El viento
solar (enorme chorros de partículas cargadas despedidas a grandes velocidades) y la luz que
nuestra estrella emite arrastra este material alejándolo del Sol, generándose una cola y
convirtiéndose el núcleo cometario en un cometa hecho y derecho. Dado que no siempre
siguen la misma dirección la luz y el viento solar (éste último modelado por los campos
magnéticos del Sol), no es extraño que los cometas tengan dos colas (o incluso más, en función
del material que componga el cometa).
Existen dos poblaciones distintas de cometas, algo conocido desde la antigüedad. Cuando
estudiamos las órbitas de estos objetos, nos encontramos por una parte con cometas de periodo
relativamente corto (en torno al centenar de años, décadas arriba o abajo), una órbita más o
menos en el mismo plano que la de los planetas y con la misma dirección de giro que éstos
(giro directo). Y por otra parte, cometas de periodo muy largo (decenas de miles de años), cuya
órbita puede hallarse en cualquier plano (incluso perpendicular al de los planetas) y que pueden
girar en cualquier dirección, habiendo tantos de giro directo como retrógrado (de giro inverso
al directo). A pesar de la semejanza química entre ambos tipos de cometas, la existencia bien
diferenciada de estas dos poblaciones llevó a postular orígenes distintos para ellas. De hecho,
como vamos a ver, tales orígenes están acorde con la teoría de la formación del Sistema Solar
que mencionábamos al principio.
Imaginemos la Nebulosa primordial, una nube cuasiesférica en colapso gravitatorio. Este
colapso es más rápido cuanto más cerca del centro de la nube nos encontremos, hasta que en su
centro se forme finalmente el Sistema Solar. Es de esperar que en las afueras queden todavía
restos del perímetro de la nube, siguiendo una distribución esférica: los últimos flecos de la
Nebulosa. Esa nube con simetría esférica que envolvería el Sistema Solar fue postulada por el
astrónomo holandés Jan Oort como origen de los cometas de largo periodo. Sería un enjambre
de núcleos cometarios girando lentamente alrededor del Sol. Eventualmente, alguno de ellos
sufriría una modificación de su órbita por interacción con los otros objetos de la nube de Oort,
y caería hacia el Sol, generando una larga cola y convirtiéndose en un cometa. Como la nube
tiene simetría más o menos esférica, estos objetos podrán caer hacia el Sol siguiendo cualquier
plano y dirección, tal y como se observa en los cometas de largo periodo.
Centrémonos ahora en la parte central de la nebulosa primordial, donde se ha formado el disco
de materia que dará lugar a los planetas. Todo el material que está allí gira en torno al Sol en
un mismo plano y siguiendo una misma dirección. Como ya hemos comentado, cuanto más
cerca del Sol, más denso es el material que compone el disco. Poco a poco, por acreción, el
disco acabará por formar los planetas de nuestro Sistema Solar. Pero de nuevo quedará un
fleco, ahora del disco, justo en la periferia. Allí donde la densidad no es lo bastante alta para
formar planetas, quedará un cinturón de escombros primigenios rodeando la corte planetaria.
Fue otro astrónomo holandés, Gerard Kuiper, el que postuló la existencia de este disco de
materia primordial, justo tras la órbita de Neptuno, suponiéndolo el origen de los cometas de
corto periodo, con giro directo y en el plano de los planetas. El Cinturón de Kuiper hoy día ha
pasado de la teoría a la constancia experimental de su existencia. Desde que en 1992 se
encontró el primer cuerpo transneptuniano hasta la actualidad se han encontrado ya más de 800
de estos objetos. Se estima que su población real podría alcanzar los 70000 núcleos cometarios.
Curiosamente, el descubrimiento de semejante población de objetos, podría hacernos perder un
planeta. En efecto, algunos de los núcleos cometarios transneptunianos, como Sedna (con un
diámetro de 1800 km) o Quaoar (de 1000 km), tienen tamaños y composición química
similares a los de Plutón (2300 km) y su luna Caronte (1300 km). Es decir, según esto, Plutón
no sería en realidad un planeta, sino el objeto más grande del Cinturón de Kuiper; el mayor de
los cometas. Pero que no teman los nostálgicos de los nueve planetas. Plutón no perderá su
estatus de planeta, y no porque haya razonamientos físicos, químicos, geológicos o
astronómicos que defiendan con justicia la naturaleza planetaria (y no kuiperiana) de Plutón.
No. Es que, sencillamente, Plutón fue el único planeta descubierto por un americano.
El punto azul del centro de la imagen representa a nuestro Sistema Solar. Alrededor de el vemos representada la
Nube de Oort de enormes dimensiones. Una ampliación sobre el punto azul nos muestra el Cinturón de Kuiper.
Ejemplos de cometas.
Los cometas muestran dos tipos distintos de poblaciones
Impactos del SL9 sobre Júpiter, vistos por el Hubble
Estrellas fugaces
Hemos dicho que hoy día todavía estamos expuestos a impactos, y que no todo acabó con el
Gran Bombardeo, hace 3800 millones de años. Es más, la Tierra está siendo bombardeada
diariamente por pequeños impactores que vagan por nuestro Sistema Solar. Mientras nuestro
planeta orbita alrededor del Sol, barre millones de partículas de polvo espacial. Con tamaños
de unas pocas milésimas de milímetro estas partículas decantan de manera suave a través de la
atmósfera. Su composición, como en el caso de los meteoritos, interesa a los científicos y
desde 1974 programan campañas para recoger muestras. Las agencias espaciales utilizan
aviones espía en desuso que son capaces de volar a alturas de más de 20 kilómetros para evitar
recolectar partículas de origen terrestre no deseadas. A pesar de su liviano peso, este polvo
espacial forma el grueso de las aproximadamente 100.000 toneladas de materia espacial que se
estima recibe nuestro planeta por año. Se estima que buena parte del polvo que limpiamos en
nuestros hogares tiene aquí su origen, lo que no deja de darle una nueva perspectiva a las tareas
domésticas.
Pero, además del polvo espacial, también llegan a la Tierra partículas que miden unos pocos
milímetros. Al entrar en la atmósfera terrestre a gran velocidad, debido a la fricción estos
pequeños cuerpos se vaporizan por completo dibujando una trayectoria luminosa en el cielo.
Durante la noche, a pesar de que el fenómeno ocurre a cientos de kilómetros de nuestra
posición y el causante es un cuerpo de un tamaño más pequeño que un grano de pimienta,
puede ser contemplado a simple vista. El fenómeno es tan cotidiano y espectacular que todo el
mundo lo conoce popularmente como estrella fugaz. Los científicos lo llaman meteoro.
Cualquier noche es buena para observar meteoros, pero algunas noches se producen auténticas
lluvias de estrellas fugaces. Esto ocurre cuando la Tierra atraviesa la estela de polvo que un
cometa ha dejado en su órbita alrededor del Sol. Como hemos dicho, cuando un cometa se
aproxima al Sol aumenta su temperatura y su hielo se evapora. Eso provoca la eyección de
pequeños fragmentos de roca que estaban incrustados en el hielo. Primero pasan a formar parte
de la cola del cometa y después quedan dispersos orbitando en una especie de anillo de
partículas alrededor del Sol. Con el tiempo, bajo el efecto del viento solar y la atracción
gravitatoria del Sol y los planetas, estas partículas se dispersan más y más hasta diluirse en el
espacio. Pero cuando el cometa vuelve a pasar se produce una recarga en la misma zona
orbital. Cuando la Tierra atraviesa una de estas zonas se encuentra con miles de partículas
rocosas que se precipitan contra la atmósfera creando una lluvia de estrellas. Las perséidas son
un ejemplo. Conocidas popularmente como lágrimas de San Lorenzo, y asociadas al cometa
Swift-Tuttle, podemos contemplarlas cada año alrededor del 11 de Agosto.
Otra de las lluvias de estrellas más famosas son las Leónidas. Se llaman así porque los caminos
luminosos que marcan parecen originarse en la constelación de Leo (y de análoga manera, las
perséidas en la constelación de Perseo, etc…). Sencillamente, es la zona del cielo hacia la que
la Tierra, durante su recorrido alrededor del Sol, se dirige en esa época del año, y un efecto de
perspectiva nos muestra las estrellas fugaces como radiando de ese punto. Por ese mismo
motivo, las estrellas fugaces de cualquier lluvia a media noche parecen venir del este. En el
caso de las Leónidas los meteoros están asociados con las partículas de polvo eyectadas por el
cometa 55P/Tempel-Tuttle, que hace visitas periódicas al Sistema Solar cada 33 años. La lluvia
de estrellas se produce cada año entre el 15 y el 20 de noviembre, cuando la Tierra pasa cerca
de la órbita del cometa. Pueden llegar a verse de 5 a 10 meteoros por hora, aunque el número
varía enormemente de año a año. Las estrellas fugaces de una lluvia de Leónidas son
especialmente espectaculares por la velocidad que alcanzan las partículas al alcanzar la
atmósfera: unos 71 kilómetros por segundo de media, es decir unas 200 veces más rápido que
una bala de rifle.
Aproximadamente cada 33 años, coincidiendo con la periodicidad del cometa, las Leónidas
producen un espectáculo magnífico con cientos de estrellas fugaces iluminando el cielo. La
tormenta de estrellas Leónidas documentada más memorable fue sin duda la de 1833 cuando
miles de estrellas fugaces iluminaron el cielo como si de fuegos artificiales se tratara: ¡durante
varias horas cayeron alrededor de diez estrellas fugaces por segundo! Desafortunadamente esa
periodicidad de 33 años no siempre nos trae semejante regalo. Mientras que la cola del cometa
alcanza millones de kilómetros de longitud, su anchura, en el caso del Tempel-Tuttle, es de
unos 35.000 kilómetros, separada además en varias bandas. La localización de la cola, y por
tanto de las bandas, y la densidad del polvo rocoso, varía considerablemente en cada órbita,
debido al efecto de la gravedad de los planetas, en especial de Júpiter generando incertidumbre
en la espectacularidad.
Si las estrellas fugaces estuvieran producidas por partículas de mayor tamaño, por meteoritos,
las lluvias de estrellas serían algo así como tormentas de granizo de estrellas. Probablemente el
espectáculo sería impresionante, pero desde luego no apto para la contemplación.
Afortunadamente, las lluvias de estrellas son un fenómeno inocuo y bello, una excusa para
maravillarse solo o en grupo con la visión del cielo.
Meteoritos
El día de Navidad de 1704 el cielo de Cataluña se vio surcado por un inmenso bólido.
Fragmentos de un cuerpo de varias toneladas cayeron en los alrededores de la población de
Terrassa. Había caído un meteorito en una época de convulsión política. Los seguidores del
archiduque Carlos de Austria interpretaron el suceso como una señal divina a favor de su
causa, y espoleados por el inusitado fenómeno participarían en la Guerra de Sucesión contra
Felipe V, con las consecuencias que todos conocemos.
Existen muchos meteoritos famosos ligados a la historia de la Humanidad como el meteorito
de Ensisheim o la piedra sagrada de la Kaaba (aunque en este caso los científicos creen que no
es un meteorito sino una tectita, vidrio formado por la colisión de un meteorito con la
superficie terrestre). De hecho los meteoritos son la explicación de por qué algunas
civilizaciones dispusieron de herramientas de hierro antes de la edad de hierro, como en el caso
de los egipcios o de los aztecas (meteorito de Campo del cielo o meteorito de Otumpa).
Los meteoritos ya no se interpretan como augurios o señales divinas. Ahora son cosas de la
ciencia. Como hemos comentado, cada día caen sobre nuestro planeta toneladas de materia del
cielo. La Tierra simplemente tropieza con esos cuerpos interplanetarios en su viaje alrededor
del Sol o los atrae de sus alrededores gracias a su gravedad. Los asteroides y cometas, los
objetos más grandes de nuestro Sistema Solar después de los planetas y sus satélites, poseen
masas del orden de 10.000 a 100.000 toneladas. El espacio interplanetario está lleno sin
embargo de meteoroides, cuerpos mayores que una molécula pero menores que un asteroide.
De hecho, suelen tratarse de trozos de material que se desprende justamente de cometas o
asteroides. Cuando un meteoroide es capturado por la Tierra, en algunos casos, rebota en
nuestra atmósfera como una piedra lanzada con un ángulo muy picado sobre la superficie del
agua. Si el ángulo de entrada es el adecuado logra penetrar. Entonces la fricción del aire puede
destruir totalmente el cuerpo como en el caso de las estrellas fugaces. El fenómeno, conocido
como ablación, reduce el objeto a pequeñas gotas fundidas. Por supuesto, esto depende del
tamaño y composición del meteoroide. Si es suficientemente grande, al entrar en la atmósfera
la fricción del aire lo puede fragmentar, dividiéndolo en pequeñas piezas que finalmente
pueden alcanzar el suelo. A los trozos que logran hacerlo se les denomina técnicamente
meteoritos, término del que popularmente se abusa. En algunos casos puede producirse un
fenómeno luminoso de brillo apreciable. El material incandescente genera una estela de luz que
surca el cielo y que los expertos denominan bólido. El atronador ruido que producen algunos se
debe a que alcanzan extraordinarias velocidades. Como el lector sabe al rebasar la velocidad
del sonido se produce un enorme estruendo. Algunos de estos cuerpos en su caída hacia la
Tierra alcanzan velocidades hipersónicas, de más de 5 veces la velocidad del sonido.
Ya hablamos de los “Near Earth Objects” (NEOs), objetos cercanos a la Tierra, básicamente
asteroides y cometas, de potencial peligro de impacto contra nuestro planeta. Un NEO de más
de un km de diámetro causaría daños de dimensiones mundiales. Son estos cuerpos los que
preñan la imaginación de la gente cuando se habla de meteoritos. Películas recientes como
Deep Impact o Armaggedon se han encargado de ello. Se estima que existen entre 1.200 y
1.500 NEOs de semejantes proporciones. Pero son mucho más numerosos los 300.000 cuerpos
con alrededor de 100 metros de diámetro que han logrado contabilizarse hasta el momento.
Esos meteoroides, que no responden a las versiones catastrofistas cinematográficas son los que
interesan a la Red de Bólidos Europea. Se trata de distintos centros distribuidos en varios
países de Europa que han constituido una red fotográfica para el registro de grandes bólidos.
En España existe la Red de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos, en la que participan tanto
astrónomos profesionales como amateurs. Para su estudio estos científicos utilizan cámaras allsky que registran en una sola imagen todo el cielo durante toda la noche. El trazo de un bólido
queda así marcado a su paso por la cúpula celeste. La caída de un meteoroide es impredecible,
pero fotografiando las trayectorias que trazan los bólidos podemos encontrar su lugar de
procedencia.
Existen tres tipos básicos de meteoritos:
(1) Los rocosos constituidos básicamente por silicatos y aluminosilicatos son los más
abundantes.
(2) Los metálicos formados básicamente por hierro con un porcentaje de níquel que oscila
entre un 6% y un 17%.
(3) Y los metálicorocosos que son una mezcla de los dos anteriores, muy apreciados por su
belleza por los coleccionistas (solo un 2% de todos los meteoritos corresponden a esta
categoría).
Por supuesto estas categorías se subdividen en familias. Por ejemplo, y sin ánimo de aburrir,
los meteoritos rocosos se clasifican a su vez como condritas y acondritas. Las acondritas son
rocas ígneas, parecidas a los basaltos terrestres. La composición química de las contritas,
esencialmente olivinos y piroxenos, es parecida a la que encontramos en nuestra corteza
terrestre. Pero tienen un añadido: metales y minerales que se han formado en ambientes
exentos de oxígeno y agua, que en condiciones terrestres no podrían coexistir. La ausencia de
equilibrio químico entre las sustancias componentes de las contritas solo tiene sentido si se han
mantenido inalteradas desde que se formaron. Y ese es el motivo de su importancia científica:
son fósiles vivientes de la formación planetaria de la que hablábamos en la introducción,
reliquias inalteradas de los inicios del Sistema Solar.
El meteorito de Allende (1969) es un tipo de contrita, carbonácea de tipo CV3, de las más
antiguas de las que disponemos. En las inclusiones de color blanco típicas de estos meteoritos
se han encontrado cantidades anormalmente altas del isótopo magnesio-26. Proviene de la
desintegración de aluminio-26 que tiene una vida media de desintegración muy baja. La única
explicación que pueden encontrar los investigadores a su presencia es que ese aluminio-26 se
incorporara de manera repentina en dichas inclusiones. Pero, por lo que sabemos, una de las
pocas ocasiones en que se sintetiza aluminio-26 en el Universo es durante la explosión de una
supernova. ¡Y eso está en acuerdo con algunas teorías de formación de sistemas planetarios
donde se hace necesaria una onda de choque para iniciar el proceso!
Al principio se creía que todos los meteoritos provenían de un mismo plantea desguazado a
partir de un terrible choque. Los rocosos pertenecerían a su corteza y los metálicos a su núcleo.
Hacia 1970 se empezó a corroborar, gracias a caracterizaciones isotópicas, que no todos los
meteoritos procedían del mismo cuerpo. Hoy sabemos que la gran mayoría de los meteoritos
provienen de los asteroides. Gracias a la astrofotografía con obturadores rotativos las órbitas
calculadas de todos los bólidos registrados demuestran que provienen del cinturón principal de
asteroides. ¡En algunos casos, sabemos incluso en nombre del asteroide progenitor! Por
ejemplo: las acondritas tipo HED reflejan la luz exactamente igual que el asteroide Vesta,
forma muy distinta, curiosamente, a como lo hacen el resto de asteroides. Además Vesta, con
sus 530 kilómetros de diámetro, presenta un enorme cráter de impacto del que se supone fueron
arrancados todos los fragmentos que han ido cayendo a la Tierra.
Hay un tipo de meteorito especialmente buscado por los planetólogos. Antes hemos dicho que
casi todos los meteoritos proviene de los asteroides, porque por sorprendente que parezca, hoy
sabemos que algunas acondritas proceden de la Luna y de Marte. Estamos seguros porque su
composición química es exactamente la característica de la corteza de esos cuerpos celestes (y
atmósfera en el caso de Marte). Los especialistas los buscan en los polos. En época de deshielo,
sobre el manto blanco son fáciles de localizar y cada año se celebran campañas de búsqueda.
En una de ellas se encontró el famoso meteorito marciano ALH84001 de 1,9 Kg de peso. Fue
noticia mundial porque contenía supuestos restos fósiles de microbacterias marcianas. Un
impacto arrancó ese trozo de roca de Marte hace 16 millones de años y alcanzó nuestro suelo
terrestre hace tan solo 13000. Después de un largo debate científico, el origen biológico de los
restos parece haber perdido definitivamente fuerza en el mundo académico. Sin embargo, fue
ese meteorito el que supuso el pistoletazo de salida para un nuevo abordaje científico de Marte
lleno de ilusiones.
Los meteoritos más antiguos que conocemos tienen más de 4.600 millones de años. Son más
antiguos que cualquier roca presente en nuestra corteza terrestre. Algunos, como el meteorito
de Murchison, presentan un contenido de hasta un 10% de agua y más de 600 tipos de
moléculas orgánicas distintas: desde hidrocarburos a aminoácidos, los constituyentes de la
proteínas, anteriores a la existencia de vida en nuestro planeta. Sabemos que esas moléculas
son genuinamente extraterrestres, y no contaminaciones, porque en muchos casos son
singulares: los aminoácidos encontrados en el meteorito de Murchinson y en otras condritas
carbonáceas aparecen tanto en su forma dextrógira como levógira, cuando en la Tierra son casi
exclusivamente de tipo levógiro.
Si el lector quiere disfrutar de la visión en directo de meteoritos, que no deje de visitar en
alguno de sus viajes las colecciones de meteoritos más famosas que se encuentran en los
museos de Historia Natural de Berlín, Chicago, Londres, Nueva York, París o Viena, y en la
Smithsonian Institution de Washington. En España tenemos constancia de la caída de una
treintena de meteoritos y muchos de ellos podemos visitarlos en el museo de Nacional de
Ciencias Naturales de Madrid. Cuando los mire, recuerde está delante de los objetos más
antiguos del Sistema Solar.
Cráteres meteoríticos, impactos cometarios y extinciones masivas
En las crónicas del monasterio de Canterbury podemos leer lo que Gervasio de Canterbury
escribió en el siglo XII sobre un impacto meteorítico pero esta vez no sobre nuestra Tierra, sino
¡contra la Luna!. Cinco monjes del monasterio vieron, en junio de 1178, cómo en la Luna, que
estaba creciente “el cuerno superior se abrió en dos y en el punto medio de la división emergió
una antorcha flameante que vomitaba fuego, carbones calientes y chispas. Mientras, el cuerpo
de la Luna que estaba debajo se retorció. La Luna palpitó como una serpiente herida. Después
recuperó su estado normal. Este fenómeno se repitió una docena de veces o más, asumiendo la
llama varias formas retorcidas al azar... Entonces, tras estas trasformaciones, la Luna tomó una
apariencia negruzca de cuerno a cuerno.”
Esta narración nos habla de lo que parece ser una tremenda colisión de un cuerpo que al
parecer se produjo contra la zona norte de la Luna. De ser cierta esta interpretación, a juzgar
por la descripción el objeto que impactó era realmente grande, y de haber caído contra la Tierra
habría tenido consecuencias catastróficas. Si en efecto el fenómeno observado por estos monjes
fue producido por un impacto, nuestro satélite, afortunadamente, lo habría interceptado, y
debería haber dejado en su superficie un cráter de impacto. ¿Pero existe ese cráter? Hoy día son
muchos los astrónomos que creen que sí, que en efecto el evento narrado por los monjes de
Canterbury fue un impacto meteorítico, y creen haber identificado la huella del suceso: el
cráter lunar Giordano Bruno, de 22 km de diámetro.
Pero no siempre nos ha parado la Luna los impactos. En tiempos históricos, de hecho en el
siglo pasado, ocurrió el que es posiblemente el más famoso de todos ellos (aunque no
necesariamente el más violento): el caso Tunguska. El 30 de junio de 1908, a las 7 y cuarto de
la mañana, algo descomunal explotó en una despoblada zona de Siberia, sobre el río Tunguska.
La explosión fue oída por los campesinos siberianos desde un radio de 500 km, apreciándose
una especie de nube en forma de hongo desde donde provenía el sonido. Los testigos más
cercanos, como los de la población de Kirensk, a unos 150 km, dijeron haber visto una bola de
fuego cayendo desde el cielo, seguido de un trueno ensordecedor. Los habitantes más cercanos,
a una distancia de 60 km, fueron lanzados al suelo por la onda de choque e incluso algunos
quedaron inconscientes. A 1600 km de allí, el sismógrafo del observatorio de Irkutsk detectó
claramente el sucesos. Cuando tiempo después una expedición rusa fue a reconocer el
fenómeno, se encontraron una zona desolada tan grande como la ciudad de Londres, en la que
todos los árboles estaban literalmente tumbados en el suelo, de manera radial desde el lugar de
la explosión. Misteriosamente, no se encontró ningún cráter relacionado con el caso Tunguska.
Todo parece indicar que en este caso el objeto impactante fue un núcleo cometario de hielo, de
unos 30 metros de diámetro, que explotó a 6 km de altura, antes de tocar el suelo.
También fue un cometa lo que, en 1994, impactó de manera muchísimo más violenta contra el
planeta Júpiter: el cometa Shoemaker-Levy 9, el noveno descubierto por la famosa pareja de
cazadores de cometas Eugene Shoemaker y David Levy. Curiosamente este cometa no orbitaba
en torno al Sol, sino que seguía una órbita bastante inestable alrededor de Júpiter. Tras un paso
muy cercano a Júpiter en 1992, las fuerzas de marea de este planeta fragmentaron el cometa
SL9, convirtiéndolo en un rosario de unos 20 cubitos de hielo de tamaños en torno a los 2 km.
Dos años después, en su siguiente paso, Júpiter se hallaba justo en el camino del fragmentado
cometa. Los observatorios de todo el mundo, así como el telescopio espacial Hubble, se
prepararon con expectación para contemplar cómodamente ese espectáculo de la Naturaleza.
No defraudó. Las negras huellas que dejaron en la atmósfera de Júpiter los impactos del SL9,
zambulléndose a 60 km/s, tenían un tamaño comparable al de nuestro planeta. No cabe ni que
decir que de haber impactado contra la Tierra, el resultado habría sido terrorífico.
¿Cuán a menudo ocurren estos impactos? La respuesta la tenemos en la propia distribución de
tamaños de estos objetos, que como vimos seguía una ley de potencias. No es de extrañar por
tanto que, cuando estudiamos el tamaño de los cráteres en cuerpos fuertemente bombardeados
como nuestra Luna, nos encontremos con que la distribución del tamaño de estos cráteres
también sigue una ley de potencias (en la cual, como antes, cuanto más pequeño es un cráter,
más abundante es, y al revés). Se ha hecho también este tipo de estudio en Marte, y los cráteres
marcianos siguen prácticamente la misma ley de potencias que la Luna. Es de esperar que lo
mismo ocurra en otros cuerpos del Sistema Solar.
Sin embargo, si examinamos nuestro propio planeta, nos encontramos con una inesperada
sorpresa: hay prácticamente tantos cráteres pequeños como medianos como grandes (y en todos
los casos, muy pocos). Al representar el número de cráteres frente al tamaño de los mismos,
obtenemos a grandes rasgos una distribución uniforme. Esto se debe a los procesos de erosión
y de tectónica de placas de nuestro planeta, que borran de manera continua la huella que nos
dejan asteroides y cometas. Los cráteres pequeños deberían en principio ser más abundante,
pero por otro lado son también los más fáciles de borrar. Con todo y con eso, hay todavía
bastantes cráteres de impacto en nuestro planeta, muchos de los cuales se han descubierto
recientemente desde el espacio, gracias al uso de los satélites de teledetección. Muchas
formaciones que desde tierra firme parecían otra cosa (como era el caso de algunos lagos) han
mostrado su verdadera naturaleza al observarlos desde arriba. Entre este listado de cerca de 160
cráteres mayores de 20 m de diámetro que hay en nuestro mundo, mencionaremos por su
vistosidad el Barringer en Arizona, Estados Unidos (el primero que se reconoció como cráter
de impacto, un trabajo por cierto del propio Eugene Shoemaker), el Bosumtwi en Ghana, los
lagos Clearwater en Canadá, el Lonar en la India, el Roter Kamm en Namibia o el Wolf Creek
en Australia. En España también tenemos nuestro propio cráter de impacto, el cráter Azuara, en
Teruel, hoy bastante erosionado por la actividad humana.
Pero respondiendo a la pregunta que hacíamos dos párrafos atrás, la respuesta, en forma de ley
de potencias, nos dice que impactos de cuerpos de un tamaño de un metro ocurren
prácticamente todos los días, incluso en ocasiones más de una vez por día. Cuerpos de varias
decenas de metros como el que produjo el incidente de Tunguska, inciden contra nuestro
planeta con una frecuencia de una vez por siglo aproximadamente. Sin embargo, un cuerpo de
un kilómetro o más de diámetro, un objeto con la suficiente energía para producir una
catástrofe de ámbito global, sucede tan sólo cada millón de años. Los cuerpos de 10 km de
diámetro, los grandes destructores capaces de extinciones masivas de especies, cada cien
millones de años.
¿Pero ha ocurrido esto alguna vez? ¿Ha habido tales impactos catastróficos en los 600 millones
de años de historia animal en nuestro planeta? Lo único que sabemos seguro es que sí ha
habido extinciones masivas de especies, aunque es muy difícil asegurar que hayan sido debidas
realmente a impactos de meteoroides. Cuando uno estudia la evolución del registro fósil y
representa el número de familias animales en función del tiempo, aparecen claramente unas
abruptas disminuciones del número de familias en determinados momentos de la historia
geológica. Demos un repaso al hit parade de estas extinciones. En el cambio entre el Cámbrico
y el Ordovícico, se sucedieron una serie de extinciones en las que resultaron muy perjudicados
los trilobites. En el paso del Ordovícico al Silúrico vemos que desapareció un tercio de los
braquiópodos. En ambos casos, se ha postulado la posibilidad de grandes glaciaciones como
causa de las extinciones. Del Devónico al Carbonífero, desaparecieron el ¡70% de todas las
especies! Aunque se sigue postulando la posibilidad de glaciaciones descontroladas como
responsable de la extinción, parece que reúne condiciones para que se plantee como posible
causa de esta extinción un impacto. La peor fue sin duda la que ocurrió entre la transición del
Pérmico al Triásico: el 95% de las especies marinas y 70% de las terrestres desapareció. Casi
nos quedamos sin vida animal en aquella ocasión. ¿Tal vez fuera debido, como se ha postulado,
a un exacerbado vulcanismo coincidiendo con la formación de Pangea? En el cambio TriásicoJurásico encontramos una desaparición del 20% de las especies marinas, y en el cambió
Cretácico-Terciario (también llamado límite K/T), del 50% de todas las especies, incluyendo a
los dinosaurios. Es en esta última, quizá por ser la más reciente, donde la mayor parte de
pruebas parece estar a favor de la teoría del impacto.
En efecto, todo parece indicar que la extinción que hizo desaparecer a los animales favoritos de
Spielberg, hace 65 millones de años, se debió al impacto de un asteroide contra la Tierra. En
1980 en Italia se descubrió, justo en el límite Cretácico-Terciario, una gruesa capa de 5 mm de
arcilla con un alto contenido en Iridio. Posteriormente, se verificó la existencia de esa misma
capa por todo el mundo. Fuese lo que fuese lo que originó ese sedimento de iridio, tuvo alcance
global. El Iridio es escaso en la corteza terrestre (aunque lo hay en el manto), pero es muy
común en meteoritos, por lo que el origen de esta capa de iridio bien pudo ser un cuerpo
extraterrestre o bien ser causado por emisiones volcánicas. Pero es que resulta que, además, en
el límite Cretácico-Terciario también encontramos presencia del aminoacido acido alfaaminoisobutirico, común en los meteoritos y no presente en emisiones volcánicas. Parece que
en efecto, la hipótesis extraterrestre es la más plausible. Además, en todo el mundo se
encuentra en el límite K/T abundantes restos de hollín, lo que nos habla de un incendio a escala
mundial. En el límite K/T encontramos también restos de cuarzo estresado (stishovita) que sólo
se encuentran habitualmente en la eyecta meteorítica (cráteres lunares y terrestres) o en las
pruebas nucleares. Estos restos son más abundantes cuanto más cerca del Caribe. De hecho,
por todo el Caribe se encuentran grandes depósitos de eyecta, de más de un metro de grosor.
Encontramos también evidencias de tsunamis por toda Centroamérica y Florida, coincidiendo
con esta época. Todo parece indicar que, en efecto, el causante fue un impacto, y que éste tuvo
lugar en la zona del mar Caribe. Incluso tenemos un candidato para el cráter: el cráter
Chicxulub, en la península del Yukatan, México.
Pero ¿qué decir de las otras extinciones? Nos vamos a referir para acabar a un trabajo reciente,
de Muller & Rohde, publicado en el Nature del 10 marzo 2005, en el que se estudia de nuevo la
evolución de la diversidad animal en el registro fósil, en función del tiempo. Este trabajo
incluye algunas modificaciones en el enfoque clásico de estudio de las extinciones, con la
finalidad de incrementar la relación señal/ruido. Por una parte, en el estudio, en lugar de
considerar como objeto de estudio las especies o familias, trabajaron con géneros
(concretamente 36380 géneros distintos) por ser ésta una separación más clara y evidente. Es
más fácil determinar a qué genero pertenece un fósil que a qué familia o especie pertenece. Por
otra, se dedicaron a estudiar sólo fósiles marinos, que presentan una mejor estadística (los
animales marinos fosilizan sobre el lecho oceánico con mayor facilidad que los terrestres sobre
tierra firme). Lo que encontraron fue sorprendente. Al trabajar con géneros detectaron con
facilidad que habían habido más extinciones de las que conocíamos. En estas extinciones,
surgía claramente un ciclo de en torno a unos 62 millones de años de biodiversidad seguido por
una extinción. La existencia de un ciclo que regula las extinciones parece indicar un mismo
origen para todas ellas. Si parece tan claro como hemos visto que la última gran extinción del
Cretácico fue causada por un impacto meteorítico, deberíamos concluir que también lo fueron
las otras. Si es así, ya llegamos tarde tres millones de años a la cita.
Cráter Barringer.
Árboles desolados en Tunguska, y sismógrafo del observatorio de Irkutsk.
Frecuencia de impactos de meteoroides.
Evolución de la diversidad animal: número de familias frente a eras geológicas.
Evolución del número de géneros de animales marinos frente a era geológica (Revista Nature 10 de marzo de
2005).
Capa de iridio en el límite K/T y capa de eyecta en los estratos caribeños entre el Cretácico y el Terciario.