Meteoritos?   Leave a comment

Yuri Burenko, jefe de Gestión del Ministerio de Situaciones de Emergencia de la región de Cheliábinsk:

A las 09:20 local (03.20 GMT) sobre el cielo de Cheliábinsk apareció un objeto que se movía a gran velocidad y se registraron tres estallidos. Las ondas expansivas destrozaron ventanas en un gran número de casas.  El meteorito se desintegró sobre los Urales en las capas bajas de la atmósfera. Fragmentos del meteorito chocaron contra la Tierra y cayeron en zonas escasamente pobladas de la región de Chelyabinsk.

Este viernes cayó en los Urales un meteorito cuya onda expansiva afectó especialmente a la provincia  de Cheliábinsk. De acuerdo con el último informe del Ministerio del Interior, unas 1.200 personas resultaron heridas, la mayoría por rotura de cristales.  La NASA a través de datos obtenidos de varias estaciones de infrasonido que forman parte de la Organización del Tratado de Prohibición Completa de los Ensayos Nucleares (Comprehensive Test-Ban-Treaty Organization) estima que el tamaño del objeto sería de 17 metros por 15 metros, con una masa de 10.000 toneladas en el momento de su ingreso a la atmósfera, haciéndolo a una velocidad de 18 Km/s (64.800 Km/h), desintegrándose a los 32,5 segundos de dicho ingreso. La explosión provocada por el meteoro liberó una energía de 500 Kilotones, comparable a la energía liberada por un terremoto de 7,4 grados en la escala sismológica de magnitud de momento

 

Los daños causados por la caída de los fragmentos del meteorito se estiman en unos mil millones de rublos (unos 33,5 millones de dólares), cifra que podría aumentar, destacó Yurévich, añadiendo que unos cien mil viviendas sufrieron daños por el impacto de la caída.   
 
Según la portavoz de Emergencia, la caída del meteorito no influyó en los niveles de radiación, que se mantienen dentro de los parámetros habituales para la región. Rosatom, la agencia rusa para la energía atómica, también informó de que sus instalaciones en los Urales no sufrieron daños a consecuencia de la caída del meteorito. Al igual que la NASA y la ESA la directora del Observatorio Astronómico de la Universidad Federal de los Urales, Polina Zajárova, explicó que la caída del meteorito en los Urales “no está asociada con el asteroide”.
 
El meteorito que ha impactado este viernes en la región rusa de Cheliábinsk y cuya onda expansiva ha herido a un millar de personas, es el mayor registrado en los últimos cien años. Según los primeros datos  recopilados por el grupo de Josep María Trigo (CSIC-IEEC), estamos  ante un meteoroide que ha penetrado en la atmósfera a 18 km/s y ha liberado una energía total de unos 500 kilotones. La NASA ha confirmado que el objeto tenía unos 15 metros de diámetro y una masa de unas 7.000 toneladas.
El impacto producido por la explosión sónica ha sido registrado por la red de detectores que hace una semana se activaron por la prueba nuclear realizada por Corea del Norte. Los científicos creen que puede haber liberado cientos de kilotones de energía, lo que lo convertiría en el impacto más violento contra nuestro planeta desde el famoso evento de Tunguska de 1908.”Ha sido un evento muy potente”, asegura a Nature la astrónoma Margaret Campbell-Brown, de la Universidad de Western Ontario, en Canadá. Sus cálculos apuntan a que el objeto tendría unos 15 metros de diámetro. “Eso lo convertiría en el mayor objeto registrado desde Tunguska”, asegura.”El evento parece mayor que el de Sijoté-Alín en la Unión Soviética en 1947″, asegura el astrónomo David Kring, “pero menor que el de Tunguska”.  “En los últimos 50 años es el más grande que he visto”, asegura James D. Gleason, experto en meteoritos de la Universidad de Michigan, a la informacion.com. “Tunguska fue un evento enorme y éste, aunque es menor, no tiene precedente en los tiempos recientes. Un meteorito que genera esa energía en la atmósfera y produce daños en tanta gente es extremadamente raro”. Para Gleason se puede afirmar sin género de dudas que éste es el mayor evento de este tipo desde Tunguska que ha afectado a tantas personas. No sabemos si habrá habido otro similar sin testigos humanos, indica, pero cuando se libera tanta energía es difícil que un impacto así pase desapercibido.De momento no se conocen todos los datos, pero se cree que el meteorito procede del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter y se descarta que tenga ninguna relación con el asteroide 2102 DA14, un cuerpo de 50 metros que se aproximará este viernes a 27.000 km de la Tierra. Tanto el tiempo de llegada como la trayectoria, indican que se trata de eventos diferentes. “Lo que ha ocurrido”, asegura Campbell-Brown, “es que dos objetos se aproximaban a la Tierra, y uno de ellos nos ha alcanzado“.

 
 

Los videos que captaron los habitantes de la zona.

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El crater….

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Un asteroide pasó el viernes a una distancia astronómicamente pequeña de la Tierra, en la trayectoria más cercana de la que se tenga registro por parte de un objeto de sus dimensiones. En una escalofriante coincidencia, un meteorito estalló sobre los Urales en Rusia apenas unas horas antes.

El asteroide de 46 metros (150 pies) de diámetro pasó a 27.600 kilómetros (17.150 millas), de la Tierra.

Científicos en todo el mundo, incluyendo especialistas de la NASA, insistieron en que el meteorito no tuvo nada que ver con el asteroide, toda vez que se trasladaban en direcciones opuestas. El asteroide es un objeto mucho mayor y deleitó a astrónomos en Australia y otras partes que le vieron pasar a velocidad vertiginosa en los cielos despejados durante la noche.

El asteroide 2012 DA14, como es conocido, estuvo más cerca de la Tierra que muchos satélites de comunicaciones y meteorológicos que orbitan el planeta a unos 35.590 kilómetros de altura, pero los aparatos no fueron afectados.

El asteroide era demasiado pequeño para ser divisado a simple vista en su punto más cercano, aproximadamente a las 1925 GMT sobre el Océano Índico, cerca de Sumatra.

Los puntos ideales para su visualización, con binoculares y telescopios, estuvieron en Asia, Australia y el este de Europa, aunque los observadores sólo vieron un punto de luz, pues el asteroide viaja a una velocidad de 28.000 kilómetros (17.400 millas) por hora.

En la categoría de los asteroides, el DA14 es diminuto, especialmente si se compara con el que barrió con los dinosaurios hace 65 millones de años, que tenía un diámetro de 10 kilómetros (seis millas). Pero esta pequeña roca de todos modos podría causar daños enormes de hacer impacto en la Tierra. Podría liberar la energía equivalente a 2,4 millones de toneladas de dinamita y causar devastación en 1.940 kilómetros cuadrados (750 millas cuadradas).

Por comparación, el que estalló sobre Rusia el viernes fue mucho menor _ unos 15 metros (49 pies) de ancho y 7.000 toneladas antes de ingresar a la atmósfera.

En lo que se refiere al paso de dos objetos espaciales en el mismo día, “es de hecho muy raro e histórico”, dijo Jim Green, director de ciencia planetaria de la NASA. 

Green agregó que el meteorito que estalló sobre Rusia fue “grande, más del doble que el flujo normal de meteoritos que crean esas bolsas de fuego”.

“Esas explosiones ocurren aproximadamente una vez al día, pero no las vemos porque ocurren sobre el océano o en áreas remotas. Ésta fue una excepción”.

La mayoría de los asteroides del sistema solar están situados en un cinturón entre las órbitas de Marte y Júpiter, donde han permanecido estables desde hace miles de millones de años. Pero ocasionalmente alguno se escapa y pasa por las vecindades de la Tierra.

La aproximación del DA14 permite a los científicos estudiar el fenómeno, y al público advertir la necesidad de tomar medidas preventivas para el futuro.

“Estamos en una galería de tiro y esta es la evidencia”, afirmó el ex astronauta del proyecto Apolo, Rusty Schweickart, presidente emérito de la Fundación B612, comprometida en proteger la Tierra de asteroides peligrosos.

Schweickart señaló que hay entre medio millón y un millón de objetos de magnitud considerable cerca de nuestro planeta, aunque menos del 1% ha sido catalogado.

Advirtió que hay que hacer algo. La fundación trabaja para construir y lanzar un telescopio espacial infrarrojo con el fin de detectar y rastrear los asteroides peligrosos.

Científicos rusos afirmaron este lunes que descubrieron fragmentos del meteorito que explotó mientras caía sobre la región de los Urales creando una onda expansiva que hirió a unas 1.200 personas y causó numerosos daños materiales.

    La Universidad de los Urales indicó que uno de sus equipos recogió el domingo unos 50 fragmentos cerca del lago Chebarkul, donde habría caído una importante parte del meteorito, y los envió a Ekaterinburgo para analizarlos.

  “Según el jefe de la expedición, Viktor Grojovsky, el meteorito pertenece a la clase de las condritas”, término que designa un tipo de meteorito rocoso, precisó la Universidad en un comunicado, agregando que los fragmentos hallados contienen una proporción de 10% de hierro.

    Los científicos propusieron que el meteorito sea bautizado “meteorito de Cherbakul”, según esta misma fuente.

    “Si encontramos restos (…), eso significa que el principal fragmento se encuentra en el lago”, estimó Grojovsky, también miembro de la Academia Rusa de Ciencias, citado por la agencia Interfax.

    Los investigadores no pudieron llevar a cabo su búsqueda en el interior del lago, ya que las autoridades establecieron un cordón de seguridad alrededor de la extensión de agua para impedir que los aficionados se apoderasen de posibles fragmentos.

    De hecho, desde el viernes algunos habitantes pusieron a la venta en internet supuestos fragmentos de meteoritos con precios que, en ocasiones, alcanzan hasta los 300.000 rublos (7.500 euros).

    Por su parte, el ministerio de Situaciones de Emergencia indicó el domingo que abandonó la búsqueda, después de que buzos hubieran rastreado, en vano, el fondo del lago Cherbakul, cuya superficie helada presentaba un agujero de seis metros de diámetro. El ministro Vladimir Puchkov estimó que las investigaciones eran inútiles, ya que el fondo del lago estaba cubierto por una capa de 1,5 metros de barro.

    Al ser interrogado por la AFP, un portavoz de la delegación local del ministerio, Viacheslav Ladonkin, explicó que los socorristas se concentraron en buscar fragmentos grandes.

    “En el lago helado había un gran agujero y buscábamos algo con ese diámetro”, explicó.

    “Respecto a estos pequeños trozos, los investigadores deben mostrar sus conclusiones y explicar de qué se trata”, añadió.

    Los analistas tendrán que identificar la naturaleza del meteorito y explicar cómo su caída pudo tener consecuencias tan graves.

    El meteorito se desintegró el viernes por la mañana sobre Cheliabinsk, una ciudad industrial de más de un millón de habitantes.

    A continuación, sus fragmentos cayeron sobre la tierra en forma de bolas de fuego seguidas de estelas de humo, acompañadas de violentas explosiones y una luz cegadora, sembrando el pánico entre la población, reventando las ventanas de muchos edificios y derribando las paredes de una fábrica.

    Según las últimas informaciones proporcionadas este lunes por la tarde por el gobernador de la región de Cheliabinsk durante una videoconferencia, 1.450 personas resultaron heridas, en su mayoría de carácter leve, dejando un balance de afectados sin precedente para este tipo de fenómenos.

    “Los Urales del sur recuperan un ritmo de vida normal, pero todavía tenemos mucho trabajo por hacer. La región continúa restableciéndose después del golpe infligido por el meteorito”, indicó este lunes el gobernador Mijail Yurevich en un comunicado.

El experto en meteoritos de la Universidad de los Urales, Víctor Grojovski, informó que el hallazgo se produjo en el lago Chebarkul, al que se precipitó uno de los aproximadamente siete trozos en los que se desintegró el meteorito tras explotar en el aire.

“Acabamos de concluir el estudio y confirmamos que las partículas halladas por nuestra expedición, en la zona del lago Chebarkul, tiene efectivamente naturaleza meteórica”, explicó el investigador en declaraciones a la agencia rusa Ria Novosti.

Según Grojovski, alrededor del orificio de ocho metros que dejó la caída en la superficie helada del lago se recogieron fragmentos de una sustancia sólida y negra, similar a la roca, de entre 0,5 y un centímetro de diámetro.

En total, se recuperaron 53 fragmentos que contienen “todos los minerales típicos” de un meteorito rocoso o condrita ordinaria, como “el hierro metálico, el olivino o los sulfitos”, agregó Grojovski.

Los fragmentos hallados contienen una proporción de 10 por ciento de hierro, según precisó el equipo de la Universidad de los Urales.

El investigador adelantó que los científicos rusos propondrán incluir el meteorito en el registro internacional bajo la denominación de “Chebarkul”, que es el nombre de la localidad más próxima al lugar de la caída.

Veamos más sobre meteoritos……..

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Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se desintegra por completo en la atmósfera. La luminosidad dejada al desintegrarse se denomina meteoro.

El término meteoro proviene del griego meteoron, que significa “fenómeno en el cielo”. Se emplea para describir el destello luminoso que acompaña la caída de materia del sistema solar sobre la atmósfera terrestre. Dicho destello se produce por la incandescencia temporal que sufre el meteoroide a causa de la presión de choque (el aire atmosférico se comprime al chocar con el cuerpo y, al aumentar la presión, aumenta la temperatura, que se transfiere al meteoroide), no de la fricción. Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros (50 a 68 millas) sobre la superficie de la Tierra.

Este término se emplea también en la palabra meteoroide con la que nos referimos a la propia partícula sin ninguna relación con el fenómeno que produce cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa. Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de micrometeoroides o granos de polvo estelar, lo que incluye cualquier materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar. Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya vaporizado completamente.

Generalmente, un meteorito en la superficie de cualquier cuerpo celeste es un objeto que ha venido desde otra parte del espacio. Los meteoritos también se han encontrado en la Luna y Marte.

Los meteoritos cuya caída se produce delante de testigos o que se logran recuperar instantes después de ser observados durante su tránsito en la atmósfera son llamados ‘caídas’. El resto de los meteoritos se conocen como hallazgos. A la fecha (mediados de 2006), existen aproximadamente 1050 caídas atestiguadas que produjeron especímenes en las diversas colecciones del mundo. En contraste, existen más de 31.000 hallazgos de meteoritos bien documentados.

Los meteoritos se nombran siempre como el lugar en donde fueron encontrados, generalmente una ciudad próxima o alguna característica geográfica. En los casos donde muchos meteoritos son encontrados en un mismo lugar, el nombre puede ser seguido por un número o una letra (ejemplo: Allan Hills 84001 o Dimmitt (b)).

Tradicionalmente los meteoritos se han dividido en tres amplias categorías:

  1. Meteorito pedregoso (rocas), integradas principalmente por los minerales de silicato; aerolito o litito.
    1. Condrita
    2. Acondrita
  2. Meteorito metálico, se componen en gran parte de hierro-níquel; siderito.
  3. Meteorito pedregoso-metálico, que contienen grandes cantidades de material metálico y rocoso; siderolito

Los modernos esquemas de clasificación dividen los meteoritos en grupos según su estructura, composición química e isotópica, y mineralogía.

  • Escala de Turín, es un método de clasificación del peligro de impacto asociado a los objetos de tipo NEO (Near Earth Objects, objetos cercanos a la Tierra), entre los que se encuentran asteroides y cometas.

La mayoría de los meteoritos se desintegran al incorporarse en la atmósfera de la Tierra; no obstante, se estima que 100 meteoritos de diverso tamaño (desde pequeños guijarros hasta grandes rocas del tamaño de una pelota de baloncesto) entran en la superficie terrestre cada año; normalmente sólo 5 o 6 de éstos son recuperados y son descubiertos por científicos. Pocos meteoritos son lo bastante grandes para crear cráteres que evidencian un impacto. En vez de esto, sólo llegan a la superficie a su velocidad terminal (caída libre), y la mayoría tan solo crea un hoyo pequeño. Sin embargo, algunos de los meteoritos que caen han causado daño a inmuebles, ganado, e incluso a la gente.

Los grandes meteoroides podrían chocar con la Tierra con una fracción de su velocidad cósmica, originando un cráter de hipervelocidad de impacto. El tamaño y tipo del cráter dependerá del tamaño, de la composición, del grado de fragmentación, y del ángulo entrante del meteorito. La fuerza de tales colisiones tiene el potencial de causar una destrucción extensa. Los choques a hipervelocidad más frecuentes, normalmente son causados por un meteorito metálico, los cuales son más resistentes y transitan intactos en la atmósfera terrestre. Algunos ejemplos de cráteres causados por meteoroides metálicos incluyen al cráter Barringer, los cráteres de Wabar, y el cráter de Wolfe Creek, ya que en estos cráteres se encontró un meteorito metálico o sus fragmentos. En contraste, incluso los cuerpos pedregosos o helados que son relativamente grandes (como los cometas pequeños o los asteroides) y que llegan a pesar millones de toneladas, son frenados en la atmósfera, y por lo tanto no hacen cráteres de impacto. Aunque tales acontecimientos no son frecuentes, pueden provocar una considerable conmoción; el famoso evento de Tunguska probablemente resultó de tal incidente.

Grandes objetos pedregosos (de centenares de metros en diámetro o más y que logran pesar decenas de millones de toneladas o más) pueden alcanzar la superficie y causar grandes cráteres, sin embargo, estos son muy raros. Estos acontecimientos generalmente son tan enérgicos que el meteoro impactor se destruye por completo sin dejar ningún meteorito. (El primer vestigio de un meteorito pedregoso encontrado en asociación con un gran cráter de impacto fue el cráter de Morokweng en Sudáfrica,[ descubierto en mayo de 2006).

Existen varios fenómenos bien documentados sobre caídas de meteoritos que fueron atestiguados, aun cuando estos fueron demasiado pequeños para producir cráteres de hipervelocidad. La estela de fuego que se genera mientras el meteoroide pasa a través de la atmósfera puede lucir muy brillante, llegando a rivalizar en intensidad con el Sol, aunque la mayoría son muy difusos y no se pueden apreciar incluso durante la noche. Se han reportado avistamientos en diversos colores, que incluyen al amarillo, el verde y el rojo. Los flashes y las explosiones de luz pueden ocurrir mientras el objeto se desintegra. A menudo, durante las caídas de meteoritos se escuchan explosiones, detonaciones, y rugidos que pueden ser causadas por explosiones sónicas, así como ondas expansivas que resultan de la fragmentación del cuerpo. Estos sonidos pueden ser escuchados sobre amplias áreas que llegan a abarcar varios miles de kilómetros cuadrados. Otros sonidos que se producen pueden ser chiflidos y silbidos, pero son pobremente comprendidos. No es inusual que después del paso de la estela de fuego, en la atmósfera se rezague un rastro de polvo por cierto tiempo.

Mientras que los meteoroides se calientan durante su paso a través de la atmósfera, sus superficies se derriten y experimentan la ablación. Durante este proceso pueden ser esculpidos en varias formas, dando por resultado profundas “huellas digitales”, en forma de muescas sobre sus superficies llamadas los regmagliptos. Si el meteoroide mantiene una orientación fija por cierto tiempo sin tambalearse, puede desarrollar una “nariz en forma de cono” o una forma cónica. Al sufrir la desaceleración, la capa superficial fundida se solidifica en una fina corteza de fusión, la cual en la mayoría de los meteoritos es negra (en algunas acondritas, la corteza de fusión puede ser ligeramente rojiza). En los meteoritos pedregosos, la zona afectada por el calor tan solo abarca unos pocos milímetros de espesor; en los meteoritos metálicos (los cuales son mejores conductores de calor), la estructura de metal puede ser afectada por el calor hasta 1 centímetro debajo de la superficie. Se ha reportado que cuando aterrizan los meteoritos, son un poco cálidos al tacto, pero nunca son extremadamente calientes. No obstante, los informes varían grandemente, ya que algunos meteoritos que son avistados “quemándose” durante su aterrizaje, mientras que otros se avistan formando una capa de hielo sobre su superficie.

Los meteoroides que experimentan la fragmentación en la atmósfera pueden caer como una lluvia de meteoritos, las cuales pueden variar desde tan solo unas pocas rocas, hasta miles de guijarros. El área sobre la cual cae una lluvia de meteoritos se conoce como “campo de dispersión”. Los campos de dispersión comúnmente tienen forma elíptica, donde su eje mayor siempre es paralelo con la dirección de vuelo del meteoroide. En la mayoría de los casos, los meteoritos más grandes de una lluvia son encontrados un poco más lejos que el resto de las rocas dentro del campo de dispersión.

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  • Aproximadamente, un 86% de los meteoritos que caen sobre la Tierra son condritas, los cuales adquieren su nombre de las pequeñas partículas redondas que contienen. Estas partículas, o cóndrulos, se componen principalmente de minerales de silicato que parecen haberse fundido mientras se encontraban flotando libremente en el espacio. Las condritas también contienen pequeñas cantidades de materia orgánica, que incluye los aminoácidos, y granos presolares. Típicamente, las condritas tienen 4.550 millones de años de antigüedad y se piensa que representan materiales del cinturón de asteroides que nunca conformaron grandes cuerpos. Al igual que los cometas, los asteroides condríticos son algunos de los materiales más antiguos del sistema solar. A menudo se considera a las condritas como los “bloques de construcción de los planetas”.
  • Cerca de un 8% de los meteoritos que caen sobre la Tierra son acondritas, de las cuales algunas son similares a las rocas ígneas terrestres. La mayoría de las acondritas son rocas antiguas y se piensa que representan material cristal de los asteroides. Una gran familia de acondritas pudo haberse originado en el asteroide 4 Vesta. Otras se derivan de diferentes asteroides. Dos pequeños grupos de acondritas son especiales, ya que estos son más jóvenes y no parecen provenir del cinturón de asteroides. Uno de estos grupos proviene de la Luna, e incluye rocas similares a las que fueron traídas a la Tierra por los programas Apolo y Lunik. El otro grupo tiene una alta probabilidad de ser originario de Marte y son los únicos materiales de otros planetas que han sido recobrados por el hombre.
  • Alrededor del 5% de los meteoritos que caen son metálicos con pedazos de hierro-níquel tales como la kamacita y la taenita. Se cree que la mayoría de los meteoritos metálicos provienen del centro de algunos asteroides que alguna vez estuvieron fundidos en uno solo. Al igual que en la Tierra, el metal más denso estuvo separado del material de silicato y ubicado hacia el centro del asteroide, formando una base. Después de que el asteroide se solidificó, éste se fragmentó en una colisión contra otros asteroides. Debido a la ausencia de hierro en las áreas de hallazgos, tales como la Antártida, en donde poco o ningún material meteórico se ha encontrado, se piensa que aunque el hierro constituye aproximadamente el 5% de las rocas recuperadas, puede ser que realmente sean considerablemente mucho menos comunes que lo supuesto previamente.
  • Los meteoritos pedregoso-metálicos constituyen el 1% restante. Son una mezcla de los metales hierro-níquel y minerales de silicato. Se piensa que un tipo de meteorito llamado palasitas, se originó en la zona límite sobre las regiones base donde se originaron los meteoritos metálicos. Otro tipo de meteoritos pedregoso-metálicos son los mesosideritas

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Meteorito Kapper, hallado por Francisco Pascasio Moreno de 4 de abril de 1896 en Chubut, Argentina. Tipo metálico, masa 114 kilos. Colección del Museo de La Plata

La mayoría de las caídas se recobran por avistamientos de las bolas de fuego o el descubrimiento del impacto en los suelos. Sin embargo, un pequeño número de estos se ha podido avistar con cámaras automáticas y se ha recobrado siguiendo una ruta calculada para el punto de impacto. El primero de estos fue el meteorito de “Pribram”, el cual cayó en Checoslovaquia (ahora la República Checa) en 1959.[10] En este caso, se usaron dos cámaras para fotografiar meteoros y capturaron imágenes de la bola de fuego. Las imágenes fueron usadas para determinar la ubicación de las rocas en el suelo y más significativamente, para calcular por primera vez una órbita aproximada de un meteorito recuperado.

Después de la caída de Pribram, otros países establecieron programas de observación automatizada teniendo como objetivo estudiar el ingreso de los meteoritos. Uno de éstos fue la Red Prairie (Prairie Network), operada por el Observatorio Astrofísico Smithsoniano a desde 1963 hasta 1975 en el oeste de los EEUU, este programa también observó una caída de meteorito, el “Lost City chondrite”, permitiendo su recuperación y un cálculo de su órbita. Otro programa fue creado en Canadá, el Proyecto de Observación y Recuperación de Meteoritos (Meteorite Observation and Recovery Project) funciono de 1971 a 1985. Este también recuperó un solo meteorito, el Innisfree, en 1977. Finalmente, observaciones operadas por la Red Europea de Bólidos (European Fireball Network, descendiente del programa Checo original que recuperó el Pribram), consiguió calcular y descubrir el meteorito de Neuschwanstein en 2002. Recientemente la Red Española de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos ha recuperado los meteoritos Villalbeto de la Peña y Puerto Lápice, las últimas dos caídas acaecidas en España  . Precisamente del estudio del vídeo y las fotografías obtenidas de la bola de fuego que produjo la caída del meteorito Villalbeto de la Peña también se obtuvo la órbita en el Sistema Solar .

Hasta el siglo veinte, tan sólo algunos hallazgos de cientos de meteoritos habían sido realizados. De estos, el 80% fueron meteoritos metálicos y metalo-rocosos, que se distinguen fácilmente de las rocas terrestres. Hasta hoy día, se descubren cada año pocos meteoritos rocosos que se puedan considerar como hallazgos “accidentales”. Ahora existen más de 30.000 hallazgos de meteoritos en las colecciones del mundo que comenzaron con los descubrimientos de Harvey H. Nininger.

Los grandes llanos de Estados Unidos

La estrategia de Nininger para buscar meteoritos fue buscar en los grandes llanos de los Estados Unidos, en donde la tierra fue en gran parte cultivada y el suelo contenía muy pocas rocas. Entre los años 20 y los 50, él viajó a través de la región, educando a la gente local sobre como lucían los meteoritos y qué hacer si ellos encontrasen uno; por ejemplo, durante el periodo de despejar un campo. El resultado fue el descubrimiento de más de 200 nuevos meteoritos, sobre todo del tipo pedregoso.

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Al final de los años 60, los grandes llanos del condado de Roosevelt en Nuevo México fueron un lugar particularmente bueno para encontrar meteoritos. Después del descubrimiento de algunos meteoritos en 1967, una campaña de conciencia pública dio lugar al hallazgo de casi 100 nuevos especímenes, donde muchos fueron encontrados por una sola persona, el Sr. Ivan Wilson. En total, fueron encontrados casi 140 meteoritos en la región desde 1967. En el área de los hallazgos, la tierra fue cubierta originalmente por una capa de tierra suelta. Durante un periodo de erosión, el suelo flojo fue descargado, saliendo de él todo tipo de rocas y meteoritos que estaban presentes en la superficie

Antártida

Entre 1912 y 1964, los grupos de búsqueda en la Antártida encontraron algunos meteoritos. Posteriormente, en 1969 la “Décima Expedición de Investigación Antártica Japonesa” encontró nueve meteoritos en un campo de hielo azul cerca de las montañas de Yamato. Con este descubrimiento, se descubrió que el movimiento de las hojas del hielo pudo actuar para concentrar los meteoritos en ciertas áreas. Después de que en 1973 fuese encontrada en el mismo lugar una docena de otros especímenes, se lanzó una expedición japonesa en 1974, dedicada a la búsqueda de meteoritos. Este equipo recuperó casi 700 meteoritos. Un poco después, los Estados Unidos comenzaron su propio programa para buscar meteoritos antárticos, operando a lo largo de las montañas Transantárticas en el otro lado del continente: el ANSMET (ANtarctic Search for METeorites, Búsqueda de Meteoritos en la Antártida). A finales de los ochenta, también los equipos europeos (comenzando con un consorcio llamado “EUROMET”); y la continuación de un programa italiano, el “Programma Nazionale di Ricerche in Antartide” también llevaron a cabo búsquedas sistemáticas de meteoritos antárticos. Recientemente, un programa chino, la Exploración Científica Antártica de China, ha conducido búsquedas altamente exitosas de meteoritos desde el año 2000. Los esfuerzos combinados de todas estas expediciones han producido más de 23.000 especímenes de meteoritos clasificados desde 1974, sin contar los millares que aún no se han clasificado. Para más información vea el artículo de Harvey (2003).

Australia

Al mismo tiempo que las concentraciones de meteoritos eran descubiertas en el frío desierto de Antártida, los coleccionistas descubrieron que también podían ser encontrados muchos meteoritos es el cálido desierto de Australia. Algunas docenas de meteoritos se han encontrado en la región Nullarbor del oeste y sur de Australia. Entre 1971 y el presente búsquedas sistemáticas han recuperado 500 o más, de los cuales aproximadamente 300 están bien clasificados. Los meteoritos pueden ser encontrados en esta región debido a que el suelo presenta una planicie cubierta de roca moldeada. En un clima extremadamente árido, ha habido relativamente muy poca sedimentación sobre la superficie por decenas de miles de años, permitiendo que los meteoritos se acumulen sin que sean enterrados o destruidos. Los meteoritos oscuros entonces pueden ser reconocidos entre los más pálidos guijarros y rocas terrestres.

El Sahara y la creciente comercialización

Entre 1986 y 1987, un equipo alemán que instalaba estaciones sísmicas para la exploración de mantos petrolíferos descubrió 65 meteoritos en una planicie del desierto a cerca de 100 km al sureste de Dirj (Daraj), Libia. Este fue el primer indicio de que un vasto número de meteoritos podían ser encontrados en ciertas partes del Sahara. Unos años más tarde, un ingeniero anónimo que era un fanático del desierto observó algunas fotografías de meteoritos encontradas en la Antártida, y recordó haber observado rocas similares en zonas que había recorrido al norte de África. En 1989, regresó a Argelia y recobró cerca de 100 meteoritos de por lo menos 5 localidades. En los siguientes 4 años, él y otros seguidores encontraron por lo menos 400 meteoritos más en las mismas locaciones, y en algunas nuevas áreas en Argelia y Libia. Los lugares donde encontraron los meteoritos eran en zonas conocidas como regs (desiertos) o hamadas, que son áreas planas cubiertas tan sólo por guijarros y pequeñas cantidades de arena. En estos lugares, los meteoritos oscuros pueden ser avistados fácilmente, donde se han preservado muy bien debido al clima árido.

Aun cuando los meteoritos habían sido vendidos comercialmente y recogidos por aficionados durante muchas décadas, hasta la época de los hallazgos de Sahara a final de los ’80 y principio de la década de los 90, la mayoría de los meteoritos fueron depositados o comprados por los museos y las instituciones similares donde fueron exhibidos y se hicieron disponibles para la investigación científica. Sin embrago, la rápida disponibilidad de una gran cantidad meteoritos que se podían encontrar con relativa facilidad en los lugares que eran fácilmente accesibles, llevó al rápido incremento de la colección comercial de meteoritos. Este proceso fue acelerado en 1997 cuando los meteoritos provenientes de la Luna y Marte fueron encontrados en Libia. Al final de la década de los años 90, se habían lanzado expediciones privadas de búsqueda de meteorito a través del Sahara. Aun así, algunos especímenes de meteoritos recuperados de esta manera también se depositan en colecciones para investigación, pero la mayoría del material se vende a los coleccionistas privados. Estas expediciones ahora han traído un número mayor de 2000 meteoritos clasificados encontrados en Argelia y Libia.

Cuando se corrió la voz en los países árabes sobre el beneficioso comercio de meteoritos, se crearon los primeros mercados de meteoritos, especialmente en Marruecos, apoyados por nómadas y gente local quienes escarbaron en el desierto en búsqueda de especímenes para vender. De esta manera, millares de meteoritos se han distribuido, de los cuales la mayoría no se tiene información sobre cómo, cuándo, o dónde se descubrieron. Estos son los llamados “Meteoritos del Noroeste de África”.

Omán

En 1999, los cazadores de meteoritos descubrieron que el desierto al sur y el centro de Omán también era favorable para la recolección de muchos especímenes. Los llanos de grava en las regiones Dhofar y Al Wusta en Omán, al sur de los desiertos de arena de Rub al-Jali, habían rendido cerca de 2000 meteoritos a fecha de mediados de 2006. Entre éstos se incluyen una gran cantidad de meteoritos lunares (como el Dhofar 911)y marcianos (como el NWA 2737), haciendo de Omán una zona particularmente importante para los científicos y los coleccionistas. Las primeras expediciones en Omán fueron hechas principalmente por traficantes de meteoritos, no obstante los equipos internacionales, omaníes y científicos europeos ahora también han recogido especímenes.

Crateres de impacto en la Tierra:

La siguiente lista muestra los principales cráteres causados por meteoritos en Europa, ordenados por tamaño:

Nr. Nombre País Latitud Longitud Diámetro (km) Edad (MA¹)
1 Siljan Flag of Sweden.svg Suecia 61°02′ N 14°52′ E 52,0 361±1
2 Mjølnir Bandera de Noruega Noruega 73°48′ N 29°40’E 40,0 142±2,6
3 Azuara Flag of Spain.svg España 41º26′ N 0°87′ O 35,0 ~ 40
3 Keurusselkä Flag of Finland.svg Finlandia 62°08′ N 24°36′ E 30,0 ~1800
4 Boltysh Flag of Ukraine.svg Ucrania 48°45′ N 32°10’E 24,0 65,17±0,6
5 Ries de Nördlingen Flag of Germany.svg Alemania 48°53′ N 10°37′ E 24,0 15,1±0,1
6 Rochechouart Flag of France.svg Francia 45°50′ N 0°56’E 23,0 214±8
7 Lappajärvi Flag of Finland.svg Finlandia 63°12′ N 23°42′ E 23,0 73,3±5,3
8 Obolon Flag of Ukraine.svg Ucrania 49°35′ N 32°55’E 20,0 169±7
9 Dellen Flag of Sweden.svg Suecia 61°48′ N 16°48′ E 19,0 89±2,7
10 Logoisk Bandera de Bielorrusia Bielorrusia 54°12′ N 27°48’E 15,0 42,3±1,1
11 Ternovka Flag of Ukraine.svg Ucrania 48°08′ N 33°31’E 11,0 280±10
12 Paaselkä Flag of Finland.svg Finlandia 62°02′ N 29°05′ E 10,0 ~1800
13 Mien Flag of Sweden.svg Suecia 56°25′ N 14°52′ E 9,0 121±2,3
14 Lumparn Flag of Finland.svg Finlandia 60°09′ N 20°06’E 9,0 ~1000
15 Ilyinets Flag of Ukraine.svg Ucrania 49°07′ N 29°06′ E 8,5 378±5
16 Neugrund Flag of Estonia.svg Estonia 59°20′ N 23°40’E 8,0 ~470
17 Vepriai Flag of Lithuania.svg Lituania 55°05′ N 24°35′ E 8,0 160±10
18 Lockne Flag of Sweden.svg Suecia 63°00′ N 14°49’E 7,5 455
19 Kärdla Flag of Estonia.svg Estonia 59°01′ N 22°46′ E 7,0 ~455
20 Söderfjärden Flag of Finland.svg Finlandia 63°02′ N 21°35’E 6,6 ~600
21 Sääksjärvi Flag of Finland.svg Finlandia 61°24′ N 22°24′ E 6,0 ~560
22 Gardnos Bandera de Noruega Noruega 60°39′ N 09°00’E 5,0 500±10
23 Mizarai Flag of Lithuania.svg Lituania 54°01′ N 23°54′ E 5,0 500±20
24 Dobele Flag of Latvia.svg Letonia 56°35′ N 23°15’E 4,5 290±35
25 Suvasvesi Flag of Finland.svg Finlandia 62°42′ N 28°10′ E 4,0 ~1000
  • (¹) – millones de años.

La siguiente lista muestra los principales cráteres causados por meteoritos en Asia, ordenados por tamaño:

Nr. Nombre País Latitud Longitud Diámetro (km) Edad (MA¹)
1 Popigai Bandera de Rusia Rusia 71°39′ N 111°11′ E 100,0 35,7±0,2
2 Puchezh Katunki Bandera de Rusia Rusia 56°58′ N 43°43’E 80,0 167±3
3 Kara Bandera de Rusia Rusia 69°06′ N 64°09′ E 65,0 70,3±2,2
4 Kara-Kul Flag of Tajikistan.svg Tayikistán 39°01′ N 73°27’E 52,0 ~5
5 Kamensk Bandera de Rusia Rusia 48°21′ N 40°30′ E 25,0 49±0,2
6 Logancha Bandera de Rusia Rusia 65°31′ N 95°56’E 20,0 40±20
7 Elgygytgyn Bandera de Rusia Rusia 67°30′ N 172°05′ E 18,0 3,5±0,5
8 Suavjärvi Bandera de Rusia Rusia 63°07′ N 33°23’E 16,0 ~2400
9 Kaluga Bandera de Rusia Rusia 54°30′ N 36°12′ E 15,0 380±5
10 Zhamanshin Bandera de Kazajistán Kazajistán 48°24′ N 60°58’E 14,0 0,9±0,1
11 Jänisjärvi Bandera de Rusia Rusia 61°58′ N 30°55’E 14,0 700±5
12 Karla Bandera de Rusia Rusia 54°55′ N 48°02′ E 10,0 5±1
13 Ragozinka Bandera de Rusia Rusia 58°44′ N 61°48′ E 9,0 46±3
14 Beyenchime-Salaatin Bandera de Rusia Rusia 71°00′ N 121°40’E 8,0 40±2
15 Bigach Bandera de Kazajistán Kazajistán 48°34′ N 82°01′ E 8,0 5±3
16 Kursk Bandera de Rusia Rusia 51°42′ N 36°00’E 6,0 250±80
17 Chukcha Bandera de Rusia Rusia 75°42′ N 97°48′ E 6,0 ~70
18 Chiyli Bandera de Kazajistán Kazajistán 49°10′ N 57°51’E 5,5 46±7
19 Gusev Bandera de Rusia Rusia 48°26′ N 40°32′ E 3,0 49±0,2
20 Shunak Bandera de Kazajistán Kazajistán 47°12′ N 72°42’E 2,8 45±10
  • (¹) – millones de años.

La siguiente lista muestra los principales cráteres causados por meteoritos en África, ordenados por tamaño:

Nr. Nombre País Latitud Longitud Diámetro (km) Edad (MA¹)
1 Vredefort Flag of South Africa.svg Sudáfrica 27°00′ S 27°30′ E 300,0 2023±4
2 Morokweng Flag of South Africa.svg Sudáfrica 26°28′ S 23°32’E 70,0 145±0,8
3 Oasis Flag of Libya.svg Libia 24°35′ N 24°24′ E 18,0 ~120
4 Gweni Fada Flag of Chad.svg Chad 17°25′ N 21°45’E 14,0 ~345
5 Aorounga Flag of Chad.svg Chad 19°06′ N 19°15′ E 12,6 ~345
6 Bosuntwi Bandera de Ghana Ghana 06°30′ N 1°25’O 10,5 1,07
7 Arkenu 1 Flag of Libya.svg Libia 22°04′ N 23°45′ E 10,0 ~140
8 Arkenu 2 Flag of Libya.svg Libia 22°04′ N 23°45′ E 6,8 ~140
9 Tin Binder Bandera de Argelia Argelia 27°36′ N 05°07′ O 6,0 <70
10 Kgagodi Bandera de Botsuana Botsuana 22°29′ S 27°35’E 3,5 ~180
  • (¹) – millones de años.

La siguiente es una lista no exhaustiva e incompleta que muestra los principales cráteres causados por meteoritos en América, ordenados por tamaño, siendo la edad solo estimativa.

  Nombre País Latitud Longitud Diámetro (km) Edad (MA[1] )
1 Cuenca de Sudbury Flag of Canada.svg Canadá 46°36′ N 81°11′ O 250 1850±3
2 Chicxulub Flag of Mexico.svg México 21°20′ N 89°30′ O 170 65±0,1
3 Manicouagan Flag of Canada.svg Canadá 51°23′ N 68°42′ O 100 214±1
4 Bahía de Chesapeake Flag of the United States.svg Estados Unidos 37°17′ N 76°01′ O 90 35,5
5 Beaverhead Flag of the United States.svg Estados Unidos 44°36′ N 113°00′ O 60 600
6 Charlevoix Flag of Canada.svg Canadá 47°32′ N 70°18′ O 54 342
7 Montagnais Flag of Canada.svg Canadá 42°53′ N 64°13′ O 45 50,5
8 Araguainha Flag of Brazil.svg Brasil 16°47′ S 52°59′ O 40 244
9 Saint Martin Flag of Canada.svg Canadá 51°47′ N 98°32′ O 40 220
10 Carswell Flag of Canada.svg Canadá 58°27′ N 109°30′ O 39 115
11 Clearwater West Flag of Canada.svg Canadá 56°13′ N 74°30′ O 36 290
12 Manson Flag of the United States.svg Estados Unidos 42°35′ N 94°33′ E 35 74
13 Slate Islands Flag of Canada.svg Canadá 48°40′ N 87°00′ O 30 450
14 Mistastin Flag of Canada.svg Canadá 55°53′ N 63°18′ O 28 36,4
15 Clearwater East Flag of Canada.svg Canadá 56°05′ N 74°07′ O 26 290
16 Steen River Flag of Canada.svg Canadá 59°30′ N 117°38′ O 25 91
17 Presqu’ile Flag of Canada.svg Canadá 49°43′ N 74°48′ O 24 500
18 Haughton Flag of Canada.svg Canadá 75°22′ N 89°41′ O 23 39
19 Ames Flag of the United States.svg Estados Unidos 36°15′ N 98°12′ O 16 470
20 Sierra Madera Flag of the United States.svg Estados Unidos 30°36′ N 102°55′ O 13 100
21 Deep Bay Flag of Canada.svg Canadá 56°24′ N 102°59′ O 13 99
22 Kentland Flag of the United States.svg Estados Unidos 40°55′ N 87°24′ O 13 97
23 Marquez Flag of the United States.svg Estados Unidos 31°17′ N 96°18′ O 12,7 58
24 Nicholson Flag of Canada.svg Canadá 62°40′ N 102°41’O 12,5 400
25 Vargeao Flag of Brazil.svg Brasil 26°50′ S 52°07′ O 12 70
26 Iturralde Flag of Bolivia.svg Bolivia 12°35.2′ S 67°40.5′ O 8 0,03
27 Cráter del Meteoro Flag of the United States.svg Estados Unidos 35°1.5′ N 111°1.5′ O 1,2 0,05
  1. Millones de años

La siguiente lista muestra los principales cráteres causados por meteoritos en Oceanía, ordenados por tamaño:

Nr. Nombre País Latitud Longitud Diámetro (km) Edad (MA¹)
1 Acraman Flag of Australia.svg Australia 32°01′ S 135°27′ E 90,0 ~590
2 Tookoonooka Flag of Australia.svg Australia 27°07′ S 142°50’E 55,0 128±5
3 Woodleigh Flag of Australia.svg Australia 26°03′ S 114°39′ E 40,0 364±8
4 Yarrabubba Flag of Australia.svg Australia 27°10′ S 118°50’E 30,0 ~2000
5 Shoemaker Flag of Australia.svg Australia 25°52′ S 120°53′ E 30,0 1630±5
6 Strangways Flag of Australia.svg Australia 15°12′ S 133°35’E 25,0 646±42
7 Gosses Bluff Flag of Australia.svg Australia 23°49′ S 132°19′ E 22,0 142,5±0,8
8 Amelia Creek Flag of Australia.svg Australia 20°55′ S 134°50’E 20,0 1640-600
9 Glikson Flag of Australia.svg Australia 23°59′ S 121°34′ E 19,0 ~508
10 Lawn Hill Flag of Australia.svg Australia 18°40′ S 138°39’E 18,0 ~515
11 Spider Flag of Australia.svg Australia 16°44′ S 126°05’E 13,0 ~570
12 Kelly West Flag of Australia.svg Australia 19°56′ S 133°57′ E 10,0 ~550
13 Flaxman Flag of Australia.svg Australia 34°37′ S 139°04′ E 10,0 ~35
14 Conolly Basin Flag of Australia.svg Australia 23°32′ S 124°45’E 9,0 ~60
15 Crawford Flag of Australia.svg Australia 34°43′ S 139°02′ E 8,5 ~35
  • (¹) – millones de años.

ANSMET (del inglés, ANtartic Search for METeorites, Búsqueda Antártica de Meteoritos) es un programa fundado por la Oficina de Programas Polares (Office of Polar Programs) de la Fundación Nacional de Ciencia (National Science Foundation) de los Estados Unidos que busca meteoritos en las montañas transantárticas. Desde 1976 ANSMET ha recuperado 10.000 meteoritos.

La importancia del programa es que es la única fuente continua de material extraterrestre no microscópico, desde el Programa Apolo. También es la fuente de muchos de los meteoritos lunares y marcianos como el ALH84001.

La búsqueda de meteoritos se realiza visualmente. Cuando un espécimen es encontrado, se localiza su posición usando GPS y se le da un número de identificación. Luego es colocado en una bolsa de teflón. El equipo se asegura que el espécimen se mantenga congelado en su viaje de regreso a la Instalación de Curación de Meteoritos Antárticos (Antarctic Meteorite Curation Facility) en el Johnson Space Center en Houston, Texas.

File:Meteor.jpg

El Cráter Barringer (inglés: “Meteor Crater“), también conocido como Meteor Mountain, es el resultado del impacto, hace unos 50.000 años, del llamado meteorito Canyon Diablo.El cráter se localiza a 55 km al este de la ciudad de Flagstaff, en el norte de Arizona, Estados Unidos.

El geólogo Daniel Barringer fue el primero en sugerir, en en año 1903, que el cráter era producto del impacto de un meteorito. Actualmente es un Parque Nacional de los Estados Unidos, designado como Monumento Nacional en 1967, aunque los terrenos siguen siendo privados y continúan perteneciendo a la familia Barringer a través de la empresa Barringer Crater Co. los cuales han ayudado desde el inicio en la conservación del cráter e intentan cambiar el popular nombre de “Cráter del meteoro” (utilizado desde 1915 como mínimo por el nombre de Cráter Barringer. También intentan promover su uso en escritos científicos, aunque en el idioma español se ha difundido una mala traducción del inglés del nombre del cráter provocando confusiones como Cráter del Meteorito Barringer (Inglés:Barringer Meteorite Crater), cuando el nombre de meteorito Barringer oficialmente no existe.

El cráter se ubica a una elevación de 1740 msnm y tiene un diámetro de aproximadamente 1.200 m, y casi 170 m de profundidad. Está rodeado por un borde que se eleva 45 m sobre el nivel de las planicies vecinas. El centro del cráter tiene entre 210 y 240 m de escombros sobre el fondo sólido del cráter. Se estima que el impacto que produjo el cráter ocurrió hace 50.000 años, por un objeto de unos 50 m de largo, viajando a una velocidad aproximada de 12 km/seg.

Este Crater lo dejo un objeto del mismo tamaño de asteroide que paso el viernes a 27.000 km de la Tierra.

Cráter de Chicxulub:

El cráter de Chicxulub es un antiguo cráter de impacto cuyo centro aproximado está ubicado al noroeste de la península de Yucatán, en México. Este centro se encuentra cerca de la población de Chicxulub, a la que el cráter debe su nombre. La traducción al español del nombre en lengua maya del poblado, que se encuentra al oriente del puerto de Progreso en Yucatán, es «pulga del diablo».

El cráter mide más de 180 kilómetros de diámetro, formando una de las zonas de impacto más grandes del mundo; se estima que el bólido que formó el cráter medía al menos diez kilómetros de diámetro. Fue descubierto por Antonio Camargo y Glen Penfield, geofísicos que trabajaban en Yucatán para la empresa paraestatal de Petróleos Mexicanos en busca de yacimientos de petróleo a finales de la década de 1970. Inicialmente, no se pudo encontrar pruebas que evidenciaran que esa inusual estructura geológica era, en realidad, un cráter de impacto, por lo que se abandonaron las investigaciones.

A través de su contacto con Alan Hildebrand, un geólogo canadiense, Penfield y Camargo fueron capaces de obtener muestras que sugerían que el cráter había sido consecuencia de un impacto. Las pruebas de un origen por impacto del cráter incluyen «cuarzo chocado», una anomalía gravitatoria y la presencia de tectitas en el área circundante. También la presencia de iridio y en ocasiones de platino como metal asociado.

La edad de las rocas y los análisis isotópicos mostraron que esta estructura data de finales del período Cretácico, hace aproximadamente 65 millones de años. La principal evidencia es una delgada capa de iridio encontrada en sedimentos del límite K/T en varios afloramientos de todo el mundo. El iridio es un metal escaso en la Tierra, pero abundante en los meteoritos y asteroides.

Recientemente se ha reafirmado la hipótesis de que el impacto es el responsable de la extinción masiva del Cretácico-Terciario. En efecto, entre las consecuencias del choque destaca la extinción de diversas especies, como lo sugiere el límite K/T, aunque algunos críticos argumentan que el impacto no fue el único motivo y otros debaten si en realidad fue un único impacto o si en la colisión de Chicxulub participaron una serie de bólidos que podrían haber impactado contra la Tierra aproximadamente al mismo tiempo.

Las pruebas recientes sugieren que el objeto podría haber sido una parte de un asteroide mucho más grande que, tras una colisión en el espacio distante hace más de 160 millones de años, se dividió en una familia de asteroides más pequeños, la familia Baptistina.

 

La topografía de radar revela que el anillo exterior del cráter tiene 180 kilómetros de diámetro; la acumulación de dolinas alrededor del cráter sugiere la presencia de una antigua cuenca oceánica ocupando la depresión formada por el impacto

En 1978 los geofísicos Penfield y Camargo trabajaban para la compañía petrolera estatal mexicana Pemex como parte de una prospección magnética aérea del golfo de México, al norte de la península de Yucatán. Su trabajo consistía en utilizar datos geofísicos para estudiar posibles localizaciones a fin de extraer petróleo. En dicha investigación, Penfield encontró un enorme arco subterráneo con una «simetría extraordinaria» y con la forma de un anillo que medía alrededor de 70 kilómetros de radio. Entonces obtuvo un mapa gravitatorio de Yucatán realizado en la década de 1960.

Una década antes, el mismo mapa sugirió una estructura de impacto al contratista Robert Baltosser, pero la política corporativa de Pemex de aquella época le prohibía hacer pública su conclusión. Penfield descubrió otro arco en la península en sí, cuyos extremos apuntaban hacia el norte. Comparando los dos mapas, encontró que los dos arcos formaban un círculo, de 180 kilómetros de diámetro, cuyo centro se encontraba cerca del pueblo de Chicxulub, en Yucatán; a partir de esto, estuvo prácticamente seguro de que la formación había sido creada por un evento cataclísmico en la historia geológica.

Pemex prohibió hacer públicos datos específicos, pero permitió a Penfield y a Camargo presentar sus resultados en la conferencia de 1981 de la Sociedad de Geofísicos de Exploración. La conferencia de ese año tuvo poca asistencia y su informe atrajo una escasa atención; irónicamente, muchos de los expertos en cráteres de impacto y el límite K/T estaban asistiendo a una conferencia diferente sobre los impactos contra la Tierra. Aunque los descubridores tenían una gran cantidad de información geofísica, no poseían muestras de roca, ni ninguna otra prueba física de la colisión.

Pemex había perforado pozos de exploración en la región desde 1958, y en una perforación había penetrado hasta lo que fue descrito como una gruesa capa de andesita a una profundidad de unos 1.300 metros. Esta capa podría haber sido el resultado del intenso calor y presión de un impacto contra la Tierra, pero en la época de las perforaciones fue considerada un domo de lava, un rasgo atípico de la geología de la región. Penfield intentó obtener muestras de la capa, pero fue informado de que las muestras se habían perdido o destruido. Cuando los intentos de volver a los pozos a realizar una exploración y una búsqueda de rocas se hicieron vanos, Penfield abandonó dicho proyecto, publicó sus descubrimientos y volvió a trabajar para Pemex.

Al mismo tiempo, el científico Luis Walter Álvarez presentó su hipótesis de que un gran cuerpo extraterrestre había impactado contra la Tierra, y en 1981, desconocedor del descubrimiento de Penfield, el estudiante de la Universidad de Arizona Alan R. Hildebrand y el consejero de la facultad William V. Boynton publicaron un borrador de la teoría de un impacto contra la Tierra, mientras se encontraban buscando un cráter candidato. Sus pruebas incluían arcilla marrón-verdosa con un exceso de iridio, que contenía granos de cuarzo chocado y vidrio alterado, que parecían ser tectitas.También había depósitos gruesos y mezclados de fragmentos toscos de roca, que se creía que habían sido arrancados de algún lugar y depositados en algún otro por un gran tsunami probablemente causado por un impacto contra la Tierra. Estos depósitos se encuentran en muchos lugares, pero parecen estar concentrados en la cuenca del Caribe, en el límite K/T. Así que cuando el profesor haitiano Florentine Moras descubrió lo que creía que era la prueba de un volcán antiguo en Haití, Hildebrand sugirió que podía ser un rasgo revelador de un impacto cercano. Las pruebas efectuadas sobre las muestras recuperadas del límite K/T revelaron más cristales de tectita, que sólo se forman con el calor de impactos de asteroide y detonaciones nucleares de gran potencia, superior a la de las detonaciones sobre Hiroshima y Nagasaki.

En 1990, el periodista del Houston Chronicle Carlos Byars informó a Hildebrand del descubrimiento previo de Penfield de un posible cráter de impacto. Hildebrand se puso en contacto con Penfield en abril de 1990 y los dos pronto obtuvieron dos muestras de los pozos de Pemex, guardadas en Nueva Orleans El equipo de Hildebrand analizó las muestras, que presentaban claramente material metamórfico.

En 1996, un equipo de investigadores de California, incluyendo Kevin Pope, Adriana Ocampo, y Charles Dullin, estudiando imágenes de satélite de la región, descubrieron un semi-anillo de dolinas (cenotes) con centro en el poblado de Chicxulub, que se correspondía con el que Penfield había visto anteriormente. Se creía que las dolinas o cenotes habían sido provocados por la subsidencia de la pared del cráter de impacto. Pruebas más recientes sugieren que el cráter real mide 300 kilómetros de diámetro, y que el anillo de 180 kilómetros es una pared interior.

El evento ha sido descrito más recientemente en un libro editado y publicado en 2007, escrito por el astrónomo mexicano Arcadio Poveda Ricalde y por Fernando Espejo Méndez, quienes actualizaron el conocimiento que se tiene del acontecimiento.

En su trabajo de 1991, Hildebrand, Penfield y otros describieron las características geológicas y la composición de la estructura de impacto. Sobre el cráter se encuentran capas de marga y caliza que alcanzan casi 1.000 metros de espesor. Las dataciones más antiguas de estas rocas sitúan su formación a partir del Paleoceno. Bajo estas capas hay más de 500 metros de vidrio y brechas de composición andesítica. Estas rocas ígneas andesíticas fueron encontradas únicamente en la supuesta estructura de impacto; de manera similar, se encuentran cantidades de feldespato y augita, elementos propios de rocas fundidas por impacto, además de «cuarzo chocado». Dentro de la estructura, el límite K/T está deprimido entre 600 y 1.100 metros respecto a la profundidad normal de unos 500 metros a la que se encuentra alejándose cinco kilómetros de la estructura de impacto. A lo largo del borde del cráter, hay agrupaciones de cenotes o dolinas, que sugieren que hubo una cuenca de agua dentro de la estructura durante la Era Cenozoica, después del impacto. Las aguas subterráneas de esta cuenca disolvieron la caliza y crearon las cavernas y cenotes que se encuentran hoy bajo la superficie. El estudio también señalaba que el cráter parecía ser un buen candidato para el origen de las tectitas encontradas en Haití.

Se estima que el tamaño del bólido era de unos 10 km de diámetro y se calcula que el impacto pudo haber liberado unos 400 zettajulios (4 × 1023 julios) de energía, equivalentes a 100 teratones de TNT (1014 toneladas). Se estima que el impacto de Chicxulub fue dos millones de veces más potente que la Bomba del Zar, el dispositivo explosivo más potente creado por el hombre jamás detonado, con una potencia de 50 megatones. Incluso la mayor erupción volcánica explosiva que se conoce —la que creó la caldera de la Garita en Colorado, Estados Unidos—, liberó aproximadamente 10 zettajulios, lo que es significativamente menos potente que el impacto de Chicxulub.

El impacto habría causado algunos de los megatsunamis de la historia de la Tierra. Una nube de polvo, cenizas y vapor habrían extendido el diámetro y área del cráter, cuando el meteorito se hundía en la corteza terrestre en menos de un segundo. El material excavado, junto con trozos del asteroide habrían sido eyectados a la atmósfera por la explosión, se habrían calentado hasta convertirse en cuerpos incandescentes que habrían reentrado a la propia atmósfera terrestre, quemándola y posiblemente provocando incendios globales; mientras tanto, enormes ondas de choque habrían causado terremotos y erupciones volcánicas globales. La emisión de polvo y partículas podrían haber cubierto la superficie entera de la Tierra durante varios años, posiblemente una década, creando un medio de vida difícil para los seres vivos. La producción de dióxido de carbono provocada por el choque y por la destrucción de rocas carbonatadas habría causado un dramático efecto invernadero. Otra consecuencia del impacto es que las partículas de polvo de la atmósfera habrían impedido que la luz solar llegara a la superficie de la Tierra, disminuyendo la temperatura drásticamente. La fotosíntesis de las plantas habría quedado interrumpida, afectando a la totalidad de la red trófica.

En febrero de 2008, un equipo de investigadores dirigido por Sean Gulick, en la Escuela Jackson de Ciencias de la Tierra de la Universidad de Texas en Austin, utilizó imágenes sísmicas del cráter para determinar que el asteroide impactó en aguas más profundas de lo que se suponía previamente, liberando una masa de vapor de agua 6,5 veces mayor de lo estimado. El agua y el azufre presente en los sedimentos (evaporita) de la región habrían reaccionado y formado aerosoles sulfatados que se liberaron a la atmósfera, alterando el clima al provocar una disminución en la temperatura y generando lluvia ácida

File:Chicxulub.gif

Imagen tridimensional que muestra las anomalías gravitatorias provocadas por el meteoroide en Chicxulub.

El cráter de Chicxulub apoya la teoría postulada por el fallecido físico Luis Álvarez y su hijo, el geólogo Walter Álvarez, que hace alusión al hecho de que la extinción de numerosos grupos de animales y plantas, incluyendo los dinosaurios podría haber sido el resultado del impacto de un bólido. Los Álvarez, ambos trabajando entonces en la Universidad de California en Berkeley, postularon que la extinción fue aproximadamente contemporánea con la fecha estimada de la formación del cráter de Chicxulub, que como bien se arguye fue el resultado de un fuerte impacto. Esta teoría goza actualmente de una aceptación amplia, pero no universal, por parte de la comunidad científica. Algunos críticos, entre los que se encuentra el paleontólogo Robert Bakker, argumentan que un impacto tal habría matado a las ranas junto con los dinosaurios, aunque las ranas sobrevivieron a la extinción. Sin embargo, Gerta Keller de la Universidad de Princeton, argumenta, por su lado, que recientes muestras de roca de Chicxulub demuestran que el impacto se produjo unos 300.000 años antes de la extinción, de modo que no podría haber sido el factor causante.

La prueba principal de un impacto, aparte del cráter en sí, se encuentra en una fina capa de arcilla presente en el límite K/T de todo el mundo. A finales de la década de 1970, los Álvarez y sus colaboradores informaron que contenía una concentración anormalmente alta de iridio. En esta capa, los niveles de iridio llegaban a 0,006 ppm en peso o más, en comparación con 0,0004 ppm en la corteza de la Tierra en general; en comparación, los meteoritos contienen unas 0,47 partes por millón de este elemento. Se teorizó que el iridio se extendió por la atmósfera cuando el bólido fue vaporizado y que se depositó en la superficie de la Tierra junto con otro material expulsado por el impacto, formando así la capa de arcilla rica en iridio.

En marzo de 2010, y tras una revisión de estudios, 38 expertos de Europa, Estados Unidos, México, Canadá y Japón, confirmaron, en un trabajo publicado por la revista Science, que la extinción masiva que se produjo hacia finales del período Cretácico, hace unos 65,5 millones de años, y que acabó con el dominio de los dinosaurios en la Tierra, fue originada por el impacto de un asteroide. Con ello quedan desvirtuadas otras hipótesis anteriormente postuladas, como la del vulcanismo masivo o la del depósito de microtectitas sobre el cráter con 300.000 años de antelación.

Posible origen

El 5 de septiembre de 2007, se sugirió un posible origen para el asteroide que creó el cráter de Chicxulub en un informe publicado en la revista científica Nature. Los autores, William F. Bottke, David Vokrouhlický y David Nesvorný, argumentaban que una colisión producida hace 160 millones de años en el cinturón de asteroides creó la familia de asteroides Baptistina, cuyo miembro superviviente mayor es (298) Baptistina. Sugirieron que el «asteroide de Chicxulub» también era miembro de este grupo, apoyándose en la presencia de cromo en diversos afloramientos del límite K/T y en un meteorito hallado en sedimentos del mismo límite, en el norte del océano Pacífico, que indicarían que podría haber pertenecido a la poco frecuente clase de asteroides llamados «condritas carbonáceas», clase a la que pertenece la familia Baptistina. Según Bottke, el aerolito de Chicxulub era un fragmento de unos 60 km de diámetro escindido de un cuerpo padre mucho mayor, de unos 170 km.

Con posterioridad, en 2011, otros autores han puesto en duda la pertenencia del asteroide de Chicxulub a la familia Baptistina. Según el análisis de los datos obtenidos por la sonda WISE, la colisión entre asteroides que dio lugar a los 1056 miembros de la familia Baptistina se produjo hace «tan solo» 80 millones de años, la mitad de la edad calculada anteriormente, tiempo que no concordaría en 15 millones de años con el necesario para que uno de los fragmentos alcanzara la Tierra hace 65. Este nuevo dato, según los investigadores del proyecto NEOWISE, exculparía a esta familia de asteroides de producir la extinción masiva de finales del Cretácico, manteniéndose, por tanto, la incertidumbre sobre la procedencia precisa del asteroide del Yucatán.

Teoría del impacto múltiple

En años recientes, se han descubierto otros cráteres como el de Chicxulub, todos entre las latitudes 20°N y 70°N. Entre ellos se pueden mencionar al cráter Silverpit, ubicado en el mar del Norte frente a las costas del Reino Unido, y al cráter Boltysh en Ucrania. Ambos son mucho más pequeños que Chicxulub, pero probablemente fueron causados por objetos de decenas de metros de largo que impactaron contra la Tierra. Esto condujo a la teoría de que el impacto de Chicxulub sólo fue uno de varios impactos que habrían ocurrido aproximadamente al mismo tiempo. Otro cráter que se puede haber formado al mismo tiempo es el cráter Shiva, aunque se encuentra cuestionado que dicha estructura sea efectivamente un cráter.

La colisión del Cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 demostró que las interacciones gravitacionales pueden afectar a un cometa creando la posibilidad de múltiples impactos en un período de días. Esto evidenció que los cometas sufrieron varias interacciones gravitacionales con este gigante de gas y que similares disrupciones y colisiones pudieron haber ocurrido en el pasado. Este escenario podría haber tenido lugar en la Tierra hace 65 millones de años, aunque los cráteres de Shiva y Chicxulub pudieron haberse formado 300.000 años antes.

A finales del 2006, Ken MacLeod, profesor de geología de la Universidad de Misuri-Columbia, completó un análisis de los sedimentos bajo la superficie del océano, reforzando la teoría del impacto único. MacLeod llevó a cabo su análisis a aproximadamente 4,5 kilómetros del cráter de Chicxulub para controlar posibles cambios en la composición del suelo en el lugar de impacto, aunque permaneciendo suficientemente cerca como para ser afectado por el mismo. El análisis reveló que solo había una capa de detritos en el sedimento originada por el impacto. Los proponentes de un impacto múltiple, como Gerta Keller, consideran los resultados como «dudosos» y no están de acuerdo con la conclusión del análisis de MacLeod.

Cráter de la Tierra de Wilkes:

El cráter de la Tierra de Wilkes es un gigantesco cráter de origen meteórico descubierto bajo la capa de hielo de la Antártida. Se ubica en la Tierra de Wilkes, un sector de la Antártida reclamado por Australia, con su centro situado aproximadamente en los 70°S de latitud y los 120°E de longitud, con unos 480 km de diámetro.

Este cráter se originó hace 250 millones de años, lo que refuerza la hipótesis según la cual la Catástrofe Pérmica, que se prolongó durante 100.000 años, se originó por el impacto en el planeta Tierra de un gran meteorito, quizá restos de un núcleo cometario o de un asteroide de mediano tamaño, sobre el entonces supercontinente meridional de Gondwana.

El cráter fue descubierto en el año 2006 por un equipo dirigido por Ralph von Frese y Laramie Potts, usando los medidores de gravedad que poseen los satélites GRACE. Tales medidores han detectado una gran concentración de masa con anomalías de gravedad en la Tierra de Wilkes, lo cual puede deberse a un mascon. Generalmente, los mascones se asocian o a la presencia de un gran meteorito o a «mantos-nube» formados por grandes efusiones de lava; ahora bien, estas grandes efusiones de lava suelen asimismo deberse a fuertes impactos meteóricos.

La forma anular y la extensión del mascon en la Tierra de Wilkes indican con casi absoluta certeza que se trata de un cráter meteórico, pese a hallarse oculto bajo 1,5 km del hielo y la nieve correspondientes al inlandsis antártico.

El impacto de tal meteorito habría provocado una onda de tipo sísmico ocasionando una «serie de eventos» tales como gigantescas erupciones en lo que actualmente es Siberia (traps Siberianas, entonces parte del supercontinente septentrional de Laurasia, y la liberación de gases con efecto invernadero.

Extremando las hipótesis, se sugiere que tal impacto facilitó la aparición —muy posterior— por réplicas o resonancias (hace «apenas» unos 35 millones de años) del Gran Valle del Rift.

La Catástrofe Pérmica significó la extinción en un plazo de unos cien mil años del 90% de las especies vivas pluricelulares de la Tierra.

La magnitud del impacto meteórico sucedido en el Pérmico es bastante superior a la que indica el cráter Chicxulub (el cráter Chicxulub en Yucatán se debe a un meteorito que impactó hace unos 65 millones de años provocando la extinción masiva del Cretácico-Terciario; baste notar que el cráter de la Tierra de Wilkes es seis veces más extenso que el cráter yucateca de Chicxulub).

File:Antarctica Map Wilkes L Crater.png

Evento de Tunguska:

El evento de Tunguska

fue una explosión aérea de muy alta potencia ocurrida sobre las proximidades del río Podkamennaya en Tunguska (Evenkía, Siberia, Rusia), en la posición 60°55′N 101°57′E / 60.917, 101.95Coordenadas: 60°55′N 101°57′E / 60.917, 101.95 (mapa) a las 7:17 del día 30 de junio de 1908.

El fenómeno de Tunguska alentó más de 30 hipótesis y teorías de lo ocurrido. La detonación, similar a la de un arma termonuclear de elevada potencia, ha sido atribuida a un cometa. Debido a que no se ha recuperado ningún fragmento, se maneja la teoría de que fue un cometa formado por hielo. Al no alcanzar la superficie, no se produjo cráter o astroblema. Casi un siglo después se produciría no muy lejos el evento de Vitim, menos espectacular pero aún más extraño.

El bólido, de unos 80 m de diámetro, detonó en el aire. La explosión fue detectada por numerosas estaciones sismográficas y hasta por una estación barográfica en el Reino Unido debido a las fluctuaciones en la presión atmosférica que produjo. Incendió y derribó árboles en un área de 2.150 km², rompiendo ventanas y haciendo caer a la gente al suelo a 400 km de distancia. Durante varios días, las noches eran tan brillantes en partes de Rusia y Europa que se podía leer tras la puesta de sol sin necesidad de luz artificial. En los Estados Unidos, los observatorios del Monte Wilson y el Astrofísico del Smithsonian observaron una reducción en la transparencia atmosférica de varios meses de duración, en lo que se considera el primer indicio de este tipo asociado a explosiones de alta potencia.

La energía liberada se ha establecido, mediante el estudio del área de aniquilación, en aproximadamente 30 megatones. Si hubiese explotado sobre zona habitada, se habría producido una masacre de enormes dimensiones. Según testimonios de la población tungus —la etnia local nómada de origen mongol dedicada al pastoreo de renos— que lo vio caer, «brillaba como el Sol». Informes del distrito de Kansk (a 600 km del impacto), describieron sucesos tales como barqueros precipitados al agua y caballos derribados por la onda de choque, mientras las casas temblaban y en los estantes los objetos de loza se rompían. El maquinista del ferrocarril Transiberiano detuvo su tren temiendo un descarrilamiento, al notar que vibraban tanto los vagones como los raíles.

El estudio del suceso de Tunguska fue tardío y confuso. El gobierno zarista no lo consideró prioritario —algunas fuentes indican que tenían mucho interés en hacerlo pasar por una «advertencia divina» contra la agitación revolucionaria en curso—, y no sería hasta 1921, ya durante el gobierno de Lenin, cuando la Academia Soviética de Ciencias envió una expedición a la zona dirigida por el minerólogo Leonid Kulik. El clima permitió que la alteración de las huellas del impacto fuera muy poca. Hallaría un área de devastación de 60 km de diámetro, pero ningún indicio de cráter, lo que le resultó sorprendente. En los años siguientes hubo varias expediciones más; en 1938 Kulik realizó fotografías aéreas de la zona, lo que puso en evidencia una estructura del área de devastación en forma de «alas de mariposa». Esto indicaría que se produjeron dos explosiones sucesivas en línea recta. En los años 50 y 60 otras expediciones hallaron microlitos cristalinos muy ricos en níquel e iridio enterrados por toda la zona, lo que refuerza la teoría de que pudo tratarse de un objeto natural de origen extraterrestre. También se encontraron pequeñas partículas de magnetita.

Una expedición italiana que viajó a la zona en 1999 ha anunciado en 2007 que ha encontrado un cráter (el lago Cheko) asociado al suceso. Se trataría de un cráter de unos 50 metros de profundidad y 450 de diámetro localizado a 5 km del epicentro de la explosión. Los científicos afirman que han estudiado anomalías gravitatorias y muestras del fondo del lago que revelan este origen. Además, no hay testimonios ni mapas que avalen la existencia de este lago con anterioridad a 1908. Creen que se trataría de un fragmento menor del cuerpo impactante (cometa o asteroide) y que chocó a velocidad reducida. No obstante, los resultados de esta expedición no son definitivos, puesto que habría que obtener muestras más profundas. Algunos científicos han puesto en duda esta hipótesis, ya que consideran extraño que se generara sólo un cráter menor, en vez de un gran cráter (como el Cráter del Meteorito, en Arizona) o un rosario de pequeños cráteres (como el meteorito de Sikhote-Alin, en Rusia, o Campo del Cielo en Argentina), además existen árboles en el lago que aparentan tener más de cien años.

El lago Cheko es un pequeño lago de agua dulce en Siberia, cerca del Río Tunguska. Posee 708 m de longitud, 364 m de anchura y 50 m de profundidad.

Algunos científicos han especulado acerca de un posible origen del lago en el evento de Tunguska, una explosión ocurrida el 30 de junio de 1908 y que destruyó más de 2.000 km² de la taiga en Siberia. El estudio de los sedimentos parece indicar que el lago tiene una edad aproximada de 100 años. Su lecho posee una forma cónica (coincidente con un cráter), y las resonancias magnéticas indican la presencia de un gran fragmento de roca sólida enterrado bajo su punto más profundo. Su ubicación parece coincidir con el epicentro de la explosión. Todo ello avala la posibilidad de que efectivamente sea un cráter fruto del incidente de Tunguska, tal vez producido por un fragmento de meteoro.

Sin embargo, su tamaño no parece corresponderse con el estimado para un cráter de tales características, y muchos de los árboles que crecen junto a él poseen edades superiores a 100 años. La teoría, pues, aún está lejos de ser totalmente confirmada o rechazada y las investigaciones en la zona prosiguen.

Los supervivientes de la zona afectada por la explosión la describieron como un hongo gigante que se elevaba por los aires. Los animales huyeron, y las tiendas de los tunguses ubicadas a más de 50 km de distancia volaron por los aires.

Algunas teorías e hipótesis:

Cometa

Es la teoría más aceptada actualmente por los científicos. Un cuerpo celeste —un cometa pequeño o quizá sólo un fragmento— compuesto de hielo y polvo que estalló y posteriormente quedó completamente vaporizado por el roce con la atmósfera terrestre, permitiendo que todo el hielo se sublimara directamente a gas, que se dispersó por la atmósfera eliminando todo rastro de la explosión. Al observar los sismogramas del fenómeno Tunguska, estos corresponden a una explosión con una potencia de 30 megatones a 8 km de altura al ser comparados con los de explosiones nucleares aéreas. Según una hipótesis formulada en la década de 1930 por el astrónomo I. Astapovich y el meteorólogo F. J. Whipple, se trató del impacto de un pequeño fragmento de cometa cuyo núcleo, dada la masa estimada, habría debido tener un diámetro de varios centenares de metros. La cohesión del conglomerado que constituye el núcleo de un cometa es muy débil como para permitir su desintegración rápida en la atmósfera, ocasionando una gran explosión de gran magnitud al impactar contra el suelo y vaporizándose. La destrucción ocasionada se debería, fundamentalmente, a la onda de choque atmosférica y, secundariamente, a la onda térmica. La trayectoria de caída indica que el cometa procedía de una dirección muy próxima a la del Sol, dificultando su observación —como cuando ocurren los tránsitos de planetas interiores— y menos si hubiera agotado sus sustancias volátiles que producen su cabellera o cola, reduciéndose a un agregado inerte tal como un minúsculo asteroide. El día anterior a la explosión hubo una nutrida lluvia meteórica llamada táuridas, y el cometa 2P/Encke, fuente de la misma, se encontraba muy cerca de la Tierra.

Lo que vemos hoy del citado cometa es solo un fragmento de un cometa mayor que comenzó a desintegrarse hace unos 30.000 años, por lo que es muy probable que un trozo del mismo haya impactado en Tunguska.

 Bomba de hidrógeno natural

En 1989, los astrónomos D’Alessio y Harms sugirieron que parte del deuterio de un cometa que penetró en la Tierra podría haberse fusionado nuclearmente, dejando una «firma» distinguible en forma de Carbono-14 en la atmósfera. Concluyeron que la cantidad de energía nuclear liberada habría sido casi despreciable.

Independientemente, en 1990, César Sirvent propuso que un cometa de deuterio, es decir, un cometa con una concentración de deuterio anormalmente alta en su composición, podría haber explotado como una bomba de hidrógeno natural, generando la mayor parte de la energía liberada en la explosión. La secuencia habría sido, primero una explosión mecánica o cinética, e instantes después una explosión termonuclear generada por la primera explosión.

Ninguna prueba o sugerencia avala esta teoría.

 Antimateria

La antimateria se desintegra al chocar con la materia. Así pues, se tendría un rayo de energía durante todo el recorrido hasta el punto donde toda la antimateria se hubiera desintegrado. La única posibilidad de que se diera una formación similar sería que la antimateria hubiera caído en vertical, hacia el centro de la Tierra y se desintegrara por completo antes de llegar al suelo. No se conoce ningún proceso por el cual se pueda formar antimateria en medio del espacio. El espacio del sistema estelar no está por completo vacío —tiene una mínima densidad de hidrógeno—, así que tendría que haber una gran cantidad de antimateria para aguantar su viaje hasta la Tierra. Es imposible que existan objetos así, ya que su choque con el hidrógeno espacial, aún en su pequeña proporción, emitiría cantidades de energía significativamente perceptibles.

 Tormenta magnética

Aunque el fenómeno ha sido observado muchas veces, las tormentas magnéticas solo se producen en el seno de explosiones nucleares mucho mayores que ellas mismas. No hay rastros de ellas en Tunguska.

La conclusión, pues, aceptada hoy por la mayoría de los astrónomos,es que el evento de Tunguska se debió a la colisión de un fragmento del cometa Encke, que se volatilizó antes de tocar el suelo.

El cometa de menor periodo de todos los conocidos hasta el momento. Su designación actual es 2P/Encke. Fue visto por primera vez en París el 17 de enero de 1786 por Pierre François André Méchain (17441804), próximo a la estrella Beta Aquarii (Sadalsuud). Al siguiente día comunicó su descubrimiento a Charles Messier (17301817), quien observó el cometa el día 19, fecha en que también fue divisado por Jacques Dominique Cassini (17481845). Tenía un núcleo brillante, pero carecía de cola.

En 1795, más exactamente el 17 de noviembre, Caroline Herschel (1750-1848) descubrió un cometa débil, sin núcleo, mas con una ligera condensación central de luz, cerca de la estrella Gamma Cygni (Sadr); apenas era visible a simple vista. Ese mismo cometa fue observado durante el mes de noviembre por el astrónomo alemán Johann Elert Bode (1747-1826), por el francés Alexis Bouvard (1767-1834) y por el médico y astrónomo aficionado alemán Heinrich Wilhelm Olbers (1758-1840). La órbita de este astro dejó perplejo a los calculadores, ya que no podían traducir las observaciones con ayuda de una parábola.

Uno de los observadores más laboriosos y de los que más se han ocupado del descubrimiento de los cometas, fue Jean Louis Pons (1761-1831). A los treinta y nueve años, Pons era portero del Observatorio de Marsella; localizó su primer cometa en 1801; en 1813 llevaba descubiertos una docena de ellos y el Observatorio lo asciende de portero a ayudante de astrónomo. En 1819 dejó el Observatorio de Marsella para irse de director al Observatorio real de Lucca.

El 26 de noviembre de 1818, Pons descubrió un cometa telescópico en la constelación de Pegaso, y como permaneció visible durante cerca de siete semanas, hasta el 12 de enero de 1819, se pudo obtener una larga serie de observaciones y cuyos elementos parabólicos, comparados a los de los cometas catalogados en aquella época, hicieron sospechar que había sido visto en 1805, y que el mismo Pons lo había observado. La sospecha de que pudiera tratarse del mismo cometa se le ocurrió a Dominique Arago (1786-1853) director del Observatorio de París, cuando Bouvard lo presentó en el Bureau des Longitudes, pues los elementos orbitales de los dos astros eran muy semejantes.

En 1819, el astrónomo alemán y director del observatorio de Gotha, Johann Encke (1791-1865), demostró que a dicho cometa no podía convenirle en modo alguno una órbita parabólica y acometió la empresa de determinar rigurosamente los elementos utilizando el método de Gauss, gracias al cual se había podido recuperar el primer asteroide, Ceres, perdido poco después de su descubrimiento. Y halló que la órbita era elíptica con un periodo de tres años y medio. Al consultar un catálogo, le llamó la atención las similitudes entre los elementos que había calculado y los de los cometas de 1786, 1795 y 1805, y pensó que podía tratarse del mismo astro. Para demostrarlo, había que calcular, retrocediendo en el tiempo, los efectos de las perturbaciones planetarias; cosa que hizo con éxito, realizando un esfuerzo extraordinario, en seis semanas. Entre 1786 y 1818 el cometa había pasado siete veces por el perihelio sin ser visto. Por este extraordinario trabajo de cálculo, que la posteridad ha premiado vinculando el nombre de Encke al cometa; aunque el propio Encke, modestamente, lo llamó siempre el cometa de Pons. En 1824 se le concedió a Encke la medalla de oro de la Royal Astronomical Society y en esta misma ocasión se envió la medalla de plata a Pons, que lo había descubierto.

El cometa pasó junto a Mercurio en 1838, señalando Encke que la masa de este planeta había de ser muy inferior a la señalada por Pierre Simon Laplace (1749-1827), lo que posteriormente ha sido confirmado.

Este cometa, actualmente posee una edad cometaria de 105 años, por lo que se le califica como cometa Matusalén. Se le estima una vida hasta el año 2050-2060, a partir de allí se convertirá en un asteroide como 3552 – Don Quijote.

Su pérdida desmesurada de masa (sólo durará 120 años cometarios) se debe a que, este cometa sublima durante toda su órbita entera, desde afelio hasta perihelio. Actualmente, en sus mayores aproximaciones, apenas alcanza la magnitud 7, cuando otrora alcanzó la magnitud 3 y 4. A su paso actual por el perihelio, levanta una pequeña coma de polvo y, en contadas ocasiones, una pequeña cola, síntomas de la edad avanzada de este cometa, que en 2050 se calcula que habrá agotado todo su combustible. Cuando este cometa llega a su afelio, prácticamente ni se puede distinguir de una estrella circundante, llega entonces a magnitudes cercanas a +17, cuando es casi imposible de distinguirlo de un asteroide.

El cometa 2P/Encke, ha sido observado en casi todos sus pasos por el perihelio, que son:

31 de enero de 1786 21 de diciembre de 1795 21 de noviembre de 1805
27 de enero de 1819 24 de mayo de 1822 16 de septiembre de 1825
10 de enero de 1829 4 de mayo de 1832 26 de agosto de 1835
19 de diciembre de 1838 12 de abril de 1842 10 de agosto de 1845
26 de noviembre de 1848 15 de marzo de 1852 1 de julio de 1855
18 de octubre de 1858 6 de febrero de 1862 28 de mayo de 1865
15 de septiembre de 1868 29 de diciembre de 1871 13 de abril de 1875
26 de julio de 1878 15 de noviembre de 1881 8 de marzo de 1885
28 de junio de 1888 18 de octubre de 1891 5 de febrero de 1895
27 de mayo de 1898 15 de septiembre de 1901 12 de enero de 1905
1 de mayo de 1908 19 de agosto de 1911 5 de diciembre de 1914
24 de marzo de 1918 13 de julio de 1921 31 de octubre de 1924
19 de febrero de 1928 3 de junio de 1931 15 de septiembre de 1934
27 de diciembre de 1937 17 de abril de 1941 26 de noviembre de 1947
16 de marzo de 1951 2 de julio de 1954 19 de octubre de 1957
5 de febrero de 1961 3 de junio de 1964 22 de septiembre de 1967
9 de enero de 1971 28 de abril de 1974 17 de agosto de 1977
6 de diciembre de 1980 27 de marzo de 1984 17 de julio de 1987
28 de octubre de 1990 9 de febrero de 1994 23 de mayo de 1997
9 de septiembre de 2000 29 de diciembre de 2003  

Los elementos orbitales para el ecuador y equinoccio medio J2000.0, son:

  • Época = 10 de abril de 2007 = JDT 2454200.5
  • Fecha de paso por el perihelio (T)=2007 abrl 19.3117 TT
  • Distancia perihelica (q)=0.33926885 u.a.
  • Movimiento propio diario (n)=0º29836986
  • Semieje mayor (a)=2.2180230 u.a.
  • Excentricidad (e)=0.8470397
  • Argumento de perihelio (ω)=186º52309
  • Longitud del nodo ascendente (Ω)=334º57127
  • Inclinación (i)=11º75429
  • Periodo de revolución (P)=3.30331 años

Órbita calculada para el próximo retorno de 2010 ecuador y equinoccio medio J2000.0:

  • Época = 12 de agosto de 2010 = JDT 2455420.5
  • Fecha de paso por el perihelio (T)=2010 agosto 6.00526 TT
  • Distancia perihelica (q)=0.335869027 u.a.
  • Movimiento propio diario (n)=0º299064117
  • Semieje mayor (a)=2.2145892 u.a.
  • Excentricidad (e)=0.8483380
  • Argumento de perihelio (ω)=186º54876
  • Longitud del nodo ascendente (Ω)=334º56711
  • Inclinación (i)=11º78311
  • Periodo de revolución (P)=3.29564 años

Evento de Vitim:

El evento de Vitim o acontecimiento de Bodaybo fue una explosión de medio kilotón el 25 de septiembre de 2002 en la taiga próxima al río Vitim, cerca de la ciudad de Bodaibo, en el distrito de Mamsko-Chuiski de la Región de Irkutsk, Siberia, Rusia.

Se cree que fue provocado por el núcleo de un cometa de entre 50 y 100 metros de diámetro, compuesto de metales pesados que entraron en fisión al penetrar en la atmósfera terrestre. Se hicieron algunas tentativas para medir la magnitud de la explosión. Analistas militares de los EEUU la estimaron entre 0,2 y 0,5 kilotones, mientras que el físico ruso Andréi Oljovatov calculó que habría alcanzado los 4 o 5 kilotones.

La información sobre el acontecimiento tardó una semana en aparecer en los medios de comunicación sociales y científicos. Inicialmente, nadie comprendió la magnitud de la explosión. Como suele ocurrir en estos casos, se han postulado hipótesis alternativas.

El evento de Cando o suceso de Cando se refiere a una explosión ocurrida en la aldea gallega de Cando (Outes, España) la mañana del de 18 de enero de 1994.

Dado lo apartado y agreste de la zona, inicialmente no se localizó el lugar del impacto. Dos días después, el departamento de astronomía de la Universidad de Santiago de Compostela inició una investigación sobre lo ocurrido, encabezada por los doctores José Ángel Docobo y Vakhtang Tamazian Arzakanian. Dos meses después, en abril de 1994, se hizo pública una posible zona de impacto: «Un cráter de 25 metros de diámetro por 1,5 de profundidad. Pinos de más de 20 metros de altura habían sido desplazados a unos 60 metros de distancia, sugiriendo un gran impacto. Todo este conjunto se hallaba a unos 300 metros de un núcleo de población y a unos 75 metros de la casa más cercana».

Generalmente se acepta como explicación oficial la de tipo geológico formulada por Zdeněk Ceplecha del Observatorio de Ondřejov (República Checa), colaborador en la investigación original. Según Ceplecha, el incidente pudo haber sido ocasionado por una burbuja de gas subterráneo que emergió hasta la superficie en una erupción repentina, debida probablemente a un corrimiento de tierras. La rápida acción convectiva habría ocasionado una separación de la carga eléctrica suficiente como para provocar una chispa e incendiar el gas.

No se descarta por completo que el suceso pudiera originarse en el estallido de un cuerpo celeste, como se sospecha que ocurrió en el Tunguska y otros lugares, pero es una hipótesis secundaria.

La confusión generada por el suceso ha estimulado la circulación de teorías conspiracionistas de tipo militar y extraterrestre. Según los ufólogos, en Cando son poco habituales los avistamientos OVNI.

File:Situacion Outes.PNG

Evento del Mediterráneo Oriental:

El evento del Mediterráneo Oriental fue una explosión aérea de alta energía ocurrida sobre el mar Mediterráneo (aproximadamente en 34°N y 21°E, entre Libia, Grecia y Creta) el día 6 de junio de 2002.[1] La detonación, similar a la de una pequeña bomba atómica, ha sido atribuida a un objeto celeste no detectado durante su aproximación a la Tierra. El objeto se desintegró y sus fragmentos no se pudieron recuperar. Al no alcanzar la superficie y ocurrir sobre el mar, no se produjo cráter.

Al igual que ocurre en la teoría generalmente aceptada para el evento de Tunguska, el bólido —de unos 10 metros de diámetro— detonó en el aire debido a los poderosos desequilibrios térmicos producidos por la entrada en la atmósfera terrestre. La explosión fue detectada por numerosas estaciones sismográficas. La energía liberada se ha establecido, mediante medición por ultrasonidos, en aproximadamente 26 kilotones (el doble que la bomba atómica que EE. UU. detonó sobre la ciudad japonesa de Hiroshima, y más o menos como la bomba atómica detonada en Nagasaki, como una pequeña bomba nuclear moderna). Si hubiese explotado sobre zona habitada, las consecuencias habrían sido catastróficas.

Adicionalmente, en esos momentos India y Pakistán —dos naciones con armas nucleares— estaban en un elevado estado de alerta. Por tanto, el general estadounidense Simon Worden opinó que si el impacto hubiera sucedido en esa región o en sus proximidades, probablemente se habría confundido con un ataque, lo que hubiera iniciado una guerra nuclear entre ambos países. Puesto que el punto del impacto y la región en disputa de Cachemira se hallan a la misma latitud, este hecho no sucedió por escasas 3 horas dada la rotación terrestre.Esta idea de que un meteoro pudiera desencadenar una guerra nuclear fue propuesta con anterioridad por el divulgador científico Carl Sagan en su libro Cosmos de 1980.

En astronomía, se denomina asteroide potencialmente peligroso o PHA (por las siglas de su nombre inglés potentially hazardous asteroid) a los objetos próximos a la Tierra (tanto cometas como asteroides) cuya distancia mínima de intersección orbital con la terrestre es de 0’05 UA o menor, con una magnitud absoluta de 22’0 o más brillante. Se considera que estos objetos entrañan riesgo cierto de colisionar con la Tierra causando daños que pueden oscilar entre pequeñas destrucciones locales y grandes extinciones.

Con un intervalo medio de cien años, se produce la caída de asteroides de roca o hierro mayores de 50 m de diámetro, lo que puede producir catástrofes locales y maremotos. Cada varios cientos de miles de años, asteroides de más de un kilómetro causan catástrofes globales. En este último caso, los restos del impacto se esparcen por la atmósfera terrestre de tal modo que la vida vegetal sufre lluvia ácida, interrupción parcial de la luz solar, y grandes incendios causados por los fragmentos de alta temperatura que caen al suelo tras la colisión (“invierno nuclear“). Estos impactos han ocurrido muchas veces en el pasado y seguirán ocurriendo en el futuro. A algunos de ellos se les atribuye la causa de grandes extinciones, como la K-T que mató a los dinosaurios o la gigante del Pérmico, que mató a más del 90% de las especies y seres vivos. Por tanto, descubrir estos objetos y estudiarlos para determinar su tamaño, composición, estructura y trayectoria es una actividad prudente.

La Escala de Turín es un método de clasificación del peligro de impacto asociado a los objetos de tipo NEO (Near Earth Objects, objetos cercanos a la Tierra), entre los que se encuentran asteroides y cometas. Fue creada como instrumento de uso de los astrónomos y el público para conocer enseguida la peligrosidad de un eventual impacto contra nuestro planeta, combinando la probabilidad estadística y el potencial derivado de la energía cinética que procede del mismo impacto. La Escala de Palermo es parecida, pero es más técnica y compleja.

File:Torino scale big es.png

La Escala de Turín usa una escala de valores de 0 a 10. Un objeto indicado con el número 0 indica que éste tiene una posibilidad casi nula de colisionar con la Tierra, o con efectos eventualmente comparables a los del polvo espacial normal, es decir, demasiado pequeño como para penetrar la atmósfera y alcanzar intacto la Tierra sin desintegrarse. Un valor de 10 indica una colisión segura, con efectos a gran escala, como sembrar la destrucción total en la Tierra. Sólo se expresan números enteros: no se usan por tanto valores fraccionarios o decimales.

Un objeto recibe un valor de 0 a 10 basándose en su probabilidad de colisión y en su energía cinética, expresada en megatones (1 megatón=1 millón de toneladas de TNT). A título de ejemplo, Little Boy, la bomba atómica que estalló en Hiroshima (Japón), tuvo una potencia de cerca de 13 kilotones de TNT. Por tanto, un megatón de TNT equivale a cerca de 77 bombas como la de Hiroshima.

La Escala de Turín actual usa una escala de colores: blanco, verde, amarillo, naranja y rojo. Cada color tiene un sentido descriptivo.

RIESGO NULO (blanco)
0. La probabilidad de colisión es cero, o tan baja que es prácticamente cero. Se aplica también a objetos pequeños como meteoros o cuerpos celestes que se desintegran a su paso por la atmósfera, o que raramente caen a la Tierra en forma de meteorito, y sólo excepcionalmente pueden causar daños de algún tipo.
NORMAL (verde)
1. Las observaciones ocasionales pueden descubrir el paso cerca de la Tierra de objetos que tienen un cierto peligro de colisión. Los cálculos y análisis realizados muestran que las probabilidades de colisión son extremadamente bajas y no merecen mucha atención y preocupación entre la gente. Con casi total probabilidad, las nuevas observaciones que se hagan llevarán a una reasignación al nivel 0.
MERECEDORES DE ATENCIÓN POR PARTE DE LOS ASTRÓNOMOS (amarillo)
2. Colisión muy improbable de un objeto que lleva una trayectoria cercana a la Tierra. Merece la atención de los astrónomos, pero no hay motivo de preocupación por parte de la población, ya que el riesgo no es muy probable. Las nuevas observaciones pueden reasignar el riesgo al nivel 0.
3. Encuentro cercano, merecedor de atención por parte de los astrónomos. Los cálculos indican una probabilidad de colisión de hasta un 1%, capaz de causar destrucción a nivel local. Muy probablemente, las nuevas y más precisas observaciones reconduzcan el peligro al nivel 0. Será necesaria la atención del público y de las autoridades sobre todo si el riesgo de colisión está a menos de 10 años.
4. Encuentro cercano, merecedor de atención por parte de los astrónomos. Los cálculos indican una probabilidad de colisión de más de un 1%, capaz de causar devastación a nivel regional. Muy probablemente las nuevas observaciones reasignarán el nivel de peligro a 0. Será necesaria la atención del público y de las autoridades sobre todo si el riesgo de colisión está a menos de 10 años.
ACONTECIMIENTOS PREOCUPANTES (naranja)
5. Encuentro cercano con un objeto que supone una amenaza seria, pero todavía incierta, de devastación regional. La atención crítica de los astrónomos es necesaria para determinar si existe o no la posibilidad de un choque. Si la colisión está prevista para menos de 10 años, deben considerarse medidas gubernamentales de urgencia.
6. Encuentro cercano con un gran objeto que supone una amenaza seria, pero todavía incierta, de una catástrofe global. La atención crítica de los astrónomos es necesaria para determinar si existe o no la posibilidad de un choque. Si la colisión está prevista para menos de 30 años, deben considerarse medidas gubernamentales de urgencia.
7. Encuentro muy cercano con un gran objeto, que si ocurriera en el mismo siglo, supondría una amenaza sin precedentes, pero todavía incierta, de catástrofe global. En estos casos, deben planificarse medidas internacionales, y especialmente la necesidad de determinar rápidamente y con la mayor certeza posible si la colisión tendrá lugar o no.
COLISIÓN SEGURA (rojo)
8. La colisión es segura, y con capacidad para causar destrucción localizada si impacta en tierra o un tsunami si impacta en el mar. Tales acontecimientos se presentan de media entre una vez cada 50 años y una vez cada varios miles de años.
9. La colisión es segura, y con capacidad para causar destrucción regional sin precedentes si impacta en tierra o un tsunami devastador si lo hace en el mar. Tales acontecimientos se presentan de media entre una vez cada 10.000 años y una vez cada 100.000 años.
10. La colisión es segura, y con capacidad para causar una catástrofe climática global que pueda amenazar el futuro de la civilización tal como la conocemos impacte donde impacte, en tierra o en el océano. Tales acontecimientos se presentan de media una vez cada 100.000 años o más.

 

 Objetos de alto riesgo:

El actual récord de clasificación más alta en la escala lo posee 99942 Apophis, un asteroide de 250 metros de dimensión. El 23 de diciembre de 2004, el programa de la NASA dedicado a los asteroides peligrosos anunció que Apophis (conocido entonces por su nombre provisional 2004 MN4) había sido el primer objeto en alcanzar el nivel 2, nivel que fue aumentado posteriormente a 4[cita requerida]. Actualmente se espera un encuentro cercano a la Tierra el 13 de abril de 2029, aunque no tiene probabilidades considerables de colisión. En aquel momento será suficientemente desviado por la atracción gravitacional de la Tierra haciendo imposible predecir con certeza la trayectoria que llevará posteriormente. Por consiguiente, Apophis conservaba un nivel de 1 (en 2005 y para 2035 y 2036). Nuevas observaciones de la trayectoria de Apofis revelaron que muy probablemente no pasará por la “cerradura”, por lo que el 5 de agosto de 2006, Apofis fue rebajado al nivel 0 de la escala de Turín

Antes de Apophis, ningún NEO ha tenido nunca un valor superior a 1. A finales de 2011, los objetos con un valor más alto en la escala eran dos, todos con valor 1:

Debido a una exagerada cobertura mediática de asteroides como el 2003 QQ47, los astrónomos comenzaron a trabajar en una escala de Turín reformada, y publicada en 2005, a fin de generar menos falsas alarmas susceptibles de reducir la confianza del público en las alertas justificadas. Una alternativa podría ser la escala de Palermo.

El asteroide 2011 AG5 (también escrito 2011 GA5) es un asteroide cercano a la Tierra y un objeto potencialmente peligroso. Tiene un arco de observación de 256 días, y se encuentra en las listas del sistema de monitoreo Sentry con una clasificación de nivel 1 en la escala de Turín. Una calificación de Torino 1 es un descubrimiento de rutina en el que se prevé que el objeto pase cerca de la Tierra sin presentar un nivel inusual de peligro. El asteroide fue descubierto el 1 de enero de 2011 con un telescopio reflector del Observatorio de Monte Lemmon (Sierra de Santa Catalina, en Arizona). El asteroide tiene un diámetro de más de 140 metros, y esta enlistado por el Centro de Planetas Menores para un potencial acercamiento próximo a la Tierra en el año 2040 con más de 0,001920 UA (287,200 km; 178,500 mi).

Clones virtuales del asteroide que se ajustan a la región de incertidumbre en la trayectoria conocida muestran cinco impactos potenciales entre 2040 y 2047. Tiene una posibilidad sobre 625 de impactar contra la Tierra. En septiembre de 2013, habrá una oportunidad para marcar observaciones adicionales del 2011 AG5 cuando este venga con 147 millones de kilómetros de la Tierra, haciendo el primer reconocimiento de su trayectoria. El 3 de febrero de 2023, el asteroide pasará a 0,01 UA (unidad astronómica) de la Tierra, o sea a 1,5 millones de km. Eso permitirá refinar la trayectoria conocida.

Hasta octubre de 2011, los asteroides 2011 AG5 y 2007 VK184 son los dos únicos objetos cercanos a la Tierra que se encuentran por encima del nivel 0 en la escala de Turín. Con un índice de –1,12 en la Escala Técnica de Palermo, las probabilidades de impacto del 2011 AG5 son de alrededor de 13 veces menos que el nivel de riesgo básico de impactos de objetos contra la Tierra, el cual se define como el promedio de riesgo generado por los objetos del mismo tamaño (o más grandes) en los últimos años hasta la fecha del impacto potencial.

En una prueba simulación de órbita del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, debido a la excentridad de su órbita, el asteroide pasa muy cerca a la Tierra, aproximadamente, el 5 de febrero y el 9 de junio de 2040

File:2011AG5.GIF

2007 VK184 es un asteroide que en la relación de Objetos de Riesgo Cercanos a la Tierra aparece calificado con el nivel 1 de la Escala de Turín.

El asteroide fue descubierto el 12 de noviembre de 2007 por el Catalina Sky Survey.

De acuerdo a las observaciones realizadas, si bien todavía no muy precisas hasta la fecha, con una base de 95 observaciones realizadas en 35 días, parece ser que el asteroide tiene una probabilidad de 1 entre 3130, es decir un 0,032%, de impactar contra la Tierra durante el mes de junio del año 2048.

El tamaño del asteroide se estima en unos 130 m de diámetro, y se desplaza por el espacio a una velocidad de 15,63 km/s. En caso de impacto , al ser un asteroide relativamente pequeño, no provocaría en ningún caso un fenómeno de destrucción masiva, pero sí daños locales muy importantes, pues la energía liberada en el choque sería de 140 Megatones (aprox. 10.770 veces la bomba de Hiroshima).

(99942) Apofis (conocido anteriormente por su designación provisional 2004 MN4) es un asteroide Atón, con una órbita próxima a la de la Tierra (objeto próximo a la Tierra). En diciembre de 2004, algunas observaciones indicaban una probabilidad relativamente alta de colisión con la Tierra (del 2,7%) en el año 2029. Sin embargo, observaciones adicionales ayudaron a mejorar el cálculo de la órbita, demostrando remota la posibilidad de un impacto con la Tierra o la Luna en 2029. Aun así, persistía la posibilidad de que durante el encuentro cercano de 2029 con la Tierra, Apofis pasase por una “cerradura gravitacional”, una región muy precisa del espacio de no más de 400 metros de diámetro, que lo situaría en trayectoria de colisión para un futuro impacto el día 13 de abril de 2036. Esta posibilidad mantuvo al asteroide en el nivel 1 de la escala de Turín hasta agosto de 2006. Nuevas observaciones de la trayectoria de Apofis revelaron que muy probablemente no pasará por la “cerradura”, por lo que el 5 de agosto de 2006, Apofis fue rebajado al nivel 0 de la escala de Turín. El 19 de octubre de 2006, la probabilidad de impacto estimada para el 13 de abril de 2036 era de 1 en 45.000. Se ha identificado otra posible fecha de impacto en 2037, pero las probabilidades de colisión durante ese encuentro son de 1 en 12,3 millones.

Tras el acercamiento del 9 de enero de 2013, el Laboratorio de Propulsión a Chorro en Pasadena (California) de la NASA descartó la posibilidad de una colisión de este asteroide, tanto en 2029 como en 2036

Pertenece al grupo de los asteroides Atón, asteroides con una órbita de semieje mayor menor de una unidad astronómica. En particular, Apofis tiene un periodo orbital de 323 días, y su trayectoria le lleva a atravesar la órbita de la Tierra dos veces en cada vuelta al Sol.

Basándose en su brillo, su longitud se estimó en 415 m; una estimación más refinada basada en observaciones espectroscópicas mediante el Infrared Telescope Facility de la NASA situado en Hawái, ofreció una medida de 250 m. Su masa ha sido estimada en 2,1 × 1010kg. Las observaciones de enero de 2013 corrigieron este tamaño aumentándolo a 325 metros

Spaceguard Survey:

Spaceguard Survey es el nombre genérico de diversos programas internacionales dedicados a la detección y catalogación de objetos próximos a la Tierra, incluyendo los potencialmente peligrosos. España colabora con el programa Spaceguard Spain, cuyo máximo exponente es el Observatorio astronómico de La Sagra, ubicado en Granada. Desgraciadamente, los recursos asignados a Spaceguard Survey son muy bajos y por ello se han sufrido fracasos sonados de cuando en cuando. Más de una vez, se detectó un objeto potencialmente peligroso cuando ya se alejaba de la Tierra. Ni los gobiernos ni la opinión pública consideran prioritario este asunto, por mucho que pueda estar amenazada la propia supervivencia de la especie humana y aunque recientemente ya se hayan producido dos avisos que no fueron detectados (ver Evento del Mediterráneo Oriental y Evento de Vitim).

Pese a la escasez presupuestaria, se cree que a base de ingenio y trabajo los distintos Spaceguard Surveys tienen catalogados al menos la mitad de los objetos con diámetro superior a 1 km.

El problema Némesis:

Una estrella binaria

La hipótesis Némesis es una hipótesis astronómica que sustenta la posibilidad de que nuestro Sol forme parte de un sistema binario. En este sistema, la estrella compañera del Sol —aún no descubierta— se llamaría Némesis (la diosa griega de la retribución y la venganza) por los efectos catastróficos que produciría al perturbar periódicamente la Nube de Oort.

Según esta hipótesis, nuestro Sol —al igual que el 50% de los sistemas de estrellas de la galaxia formaría parte de un sistema binario. Su otro foco sería una estrella apagada (“muerta”), una enana marrón o un pequeño agujero negro. El supuesto objeto, denominado “Némesis” por los investigadores, orbitaría a entre 1 y 3 años luz de su pareja.

Cada 26 a 34 millones de años, Némesis pasaría cerca o entraría en la nube de Oort, desestabilizándola y lanzando lluvias de grandes cometas en dirección al Sol, lo que no explicaría la aparente periodicidad de los grandes impactos y las extinciones asociadas (confirmada por el registro fósil y los estratos geológicos de iridio extraterrestre). Sin embargo, precisamente la precisión y regularidad de las extinciones masivas en el pasado demuestra que Némesis no existe.También existen algunas mediciones magnetométricas y otros indicios que favorecerían esta suposición. Sin embargo, el hecho de no haberse registrado un campo gravitatorio asociado a la estrella pone en entredicho la hipótesis.

Muller ha llegado a afirmar en alguna entrevista que «si le dan un millón de dólares, descubre a Némesis». En 1985, Whitmire y Matese, de la Universidad de Louisiana del Sur, sugirieron que Némesis podría ser un pequeño agujero negro. Hipótesis controvertida

Desde esas fechas la hipótesis aparece y desaparece periódicamente en los medios de comunicación o en la comunidad científica, siendo a veces ridiculizada por la mayoría (científicos, astrofísicos, publicaciones y prensa especializada, etc…) y a veces sustentada por otros grupos (algunos blogs, sectas, etc…). Los científicos mayoritarios oscilan entre el escepticismo y la burla o mofa, debido a que la hipótesis es fácilmente desmontada aunque hay un grupo que la apoya de manera más o menos discreta El noveno planeta

En octubre de 1999, el astrónomo británico John Murray anunció haber descubierto un noveno planeta,[cita requerida] y que por sus características sería asimilable a Némesis,[cita requerida] mientras estudiaba unos cometas en los márgenes del Sistema Solar. Según Murray, el nuevo planeta o estrella compañera giraría alrededor del Sol a una distancia 1.000 veces más lejana que Plutón,[cita requerida] si bien tal teórico descubrimiento no pudo finalmente ser verificado.

 Una “enana” marrón

A comienzos de 2000, un equipo de astrónomos de EE. UU. calculó que la estrella oscura, en caso de existir, podría ser un enana marrón, coincidiendo con las afirmaciones de John Matese, de la Universidad de Luisiana, quien ese mismo año estudió las órbitas de ochenta y dos cometas de la nube de Oort, afirmando que sus órbitas tenían algunos elementos extraños en común que sólo se podían explicar por la influencia gravitacional de un objeto de varias veces el tamaño de Júpiter.Según su hipótesis, el nuevo planeta estaría 30.000 veces más lejos del Sol que la Tierra, y haría su órbita alrededor del Sol en el sentido opuesto al de los otros miembros del Sistema SolarMurray calculó una órbita que se completaría en unos seis millones de años y estimó su distancia al Sol en casi cinco billones de kilómetros. Sin embargo, tampoco sus tesis han podido ser demostradas. Aún no se posee material probatorio sobre la existencia de Némesis y no se ha observado ni registrado ningún campo gravitacional asociado a la supuesta “estrella” que, por tanto, sigue siendo un objeto hipotético más del Sistema Solar que forma parte de la ufología.

Clasificación por la posición en el Sistema Solar

Cinturón de asteroides

Artículo principal: Cinturón de asteroides.

La mayor parte de los asteroides y cometas conocidos giran alrededor del Sol en una agrupación que se conoce con el nombre de cinturón de asteroides, que se encuentra entre Marte y Júpiter. Este cinturón está a una distancia del Sol comprendida entre 2 y 3,5 unidades astronómicas (ua), y sus periodos de revolución están entre 3 y 6 años.

El 22 de agosto de 2006, el anterior asteroide Ceres, fue reclasificado como planeta enano junto con Plutón y Eris. A esta lista se añaden Makemake y Haumea el 17 de septiembre de 2008.

El asteroide 2004 FH durante su paso cerca de la Tierra, con un diámetro de 30 m. En su punto más próximo se encontraba a 43.000 km, aproximadamente 10 veces más próximo que la Luna. La otra luz que se observa en la imagen es un satélite artificial. Filmación hecha el 18 de marzo de 2004.

Asteroides cercanos a la Tierra (NEO)

Artículo principal: Asteroides cercanos a la Tierra.

Existe un especial interés en identificar asteroides cuyas órbitas interseccionan la órbita de la Tierra. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los asteroides Amor, los asteroides Apolo y los asteroides Atón.

 Asteroides troyanos

Artículo principal: Asteroide troyano.

Se denominan asteroides troyanos a los pertenecientes a un grupo de asteroides que se mueven sobre la órbita de Júpiter. Están situados en los dos puntos de Lagrange triangulares a 60 grados por delante, L4 (precediendo a Júpiter en su órbita), y por detrás de Júpiter, L5 (siguiéndolo en su órbita).

También el planeta Marte tiene por lo menos un asteroide de tipo troyano, (5261) Eureka, que ocupa el punto L5 del sistema Sol-Marte.

Igualmente el planeta Neptuno tiene al menos cinco asteroides troyanos; los primeros en ser descubiertos fueron 2001 QR 322 (también denominado 2001 QR322), y 2004 UP10, que orbita delante de Neptuno en su punto lagrangiano L 4). En junio de 2006 se descubrieron tres nuevos asteroides troyanos de Neptuno.

Asteroides centauros

Artículo principal: Centauro (astronomía).

Se denominan asteroides centauros a los que se encuentran en la parte exterior del Sistema Solar orbitando entre los grandes planetas. (2060) Quirón orbita entre Saturno y Urano, (5335) Damocles entre Marte y Urano.

Asteroides coorbitantes de la Tierra

Son asteroides que al acercarse a la Tierra permanecen capturados por la gravedad terrestre por algunos años y luego se alejan nuevamente. Actualmente se conocen dos cuerpos de este tipo: el 2003 YN107 y el 2004 GU9.

Clasificación por elementos orbitales

Grupos y familias
Denominación a (ua) e i q (ua) Q
NEO Atón < 1
NEO Apolo > 1 < 1,017
NEO Amor 1,107 < q <1,3
Cinturón principal
Mars Crossers
Troyanos de Marte
Hungarias
Phocaceas 2,25 < a < 2,5 > 0,18 18 < i < 32
Floras
Nysas 2,41 < a < 2,5 0,12 < e < 0,21 1,5 < i < 4,3
Pallas
Marias
Koronis
EOS
Themis
Griguas
Cybeles
Hildas
Thule
Troyanos de Júpiter
Damocloids
Centauros 5,4 < a < 30
TNOs (Objetos trans-neptunianos) > 30

 Método de denominación de los asteroides

En principio, cuando un asteroide es descubierto recibe del «Centro de Planetas Menores» (Minor Planet Center o MPC) un nombre provisional compuesto de una clave que indica el año, el mes y orden del descubrimiento. Esta denominación consta de un número, que es el año, y de dos letras: la primera indicando la quincena en que aconteció el avistamiento y la segunda reflejando la secuencia dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC indica que fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero (C) descubierto en ese período.

Una vez que la órbita se ha establecido con la suficiente precisión como para poder predecir su futura trayectoria, se le asigna un número (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, más tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comité de la Unión Astronómica Internacional (International Astronomical Union o IAU). Inicialmente, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitología griega y romana pero pronto se optó por formas más modernas. El primer asteroide que recibió un nombre no mitológico fue el número 125 de la serie, Liberatrix (liberadora en latín) que le fue otorgado en honor a Juana de Arco, aunque también se especula con que tal nombre es un homenaje al primer presidente de la República Francesa, Adolphe Thiers. Por su parte, el primer nombre masculino, lo recibió el número 433, Eros. Hoy en día, las denominaciones son mucho menos restringidas y van desde nombres de ciudades y países como Barcelona (945), Hiroshima (2247), Austria (132), China (1125) y Uganda (1279) hasta nombres de personas famosas como Zamenhof (1462) o Piazzia (1000) en honor a Piazzi, personajes de ficción como Mr. Spock (2309) y otros conceptos como razas, géneros de animales y plantas, etc. Sin embargo se ha acordado que hay ciertos nombres y temas que están prohibidos: por ejemplo el de militares, personajes o lugares de la II Guerra Mundial ya que la referencia a los mismos puede ser molesta o incluso insultante para los demás. Actualmente con la propuesta del nombre se acompaña una corta nota que informa a la comunidad internacional del por qué de dicha denominación: p. ej. «Snoopy: nombre de un personaje de ficción, concretamente un perro blanco de orejas colgantes, que acompaña a Charlie Brown y suele reflexionar sobre el tejado de la caseta en la que vive».

Las efemérides de los asteroides se recogen anualmente en un volumen titulado Ephemerides of Minor Planets, que publica el Institute of Theoretical Astronomy, Russian Academy of Sciences, Naberezhnaya Kutuzova 10, 191187 San Petersburgo, Rusia.

 Clasificación por grupo espectral

Artículo principal: Tipo espectral (asteroides).

Los asteroides pueden ser clasificados por su espectro óptico, que corresponde a la composición de la superficie de los asteroides, y teniendo en cuenta también su albedo, en los tipos:

  • Tipo C: tiene un albedo menor que 0,04 y constituye el 75% de los asteroides conocidos. Son extremadamente oscuros, semejantes a meteoritos. Parecen contener un elevado porcentaje de carbono.
  • Tipo D: este tipo de asteroides tiene un albedo muy bajo (0,02-0,05). Son muy rojos, en longitudes de onda largas, debido quizás a la presencia de materiales con gran cantidad de carbono. Son muy raros en el Cinturón Principal y se les encuentra con mayor frecuencia en distancias superiores a 3,3 ua del Sol y su período orbital es la mitad del de Júpiter, es decir están en resonancia 2:1.
  • Tipo S: este tipo representa alrededor del 17% de los asteroides conocidos. Tienen un albedo de 0,14 como promedio y son de composición metálica, formados fundamentalmente por silicio.
  • Tipo M: incluye gran parte del resto de asteroides. Son asteroides brillantes (albedo 0,10-0,18), casi exclusivamente formados por níquel y hierro.

Hay otros grupos de asteroides raros, el número de tipos continúa creciendo y están siendo estudiados los siguientes:

 Grupos fuera de la órbita terrestre

Existen relativamente pocos asteroides que orbitan cerca del Sol. Muchos de estos grupos no tienen miembros, hipotéticamente en este momento, ya que hasta la fecha no se ha encontrado ninguno. Por esta razón, los nombres que se han otorgado son provisionales.

  • Asteroides vulcanoides son asteroides hipotéticos con un afelio menor a 0,4 ua, cuya órbita se encuentra enteramente dentro de la de Mercurio. Se han realizado pocas búsquedas de vulcanoides y hasta la fecha no se ha encontrado ninguno.
  • Apoheles son asteroides cuyo afelio es menor a 1 ua, es decir que su órbita se encuentra dentro de la de la Tierra. Apohele es la forma hawaiana de la palabra órbita. Otros nombres propuestos para este grupo son Objetos dentro de la órbita terrestre (IEOs) y anónimos. Hasta mayo de 2004 sólo había dos Apoheles conocidos: (163693) Atira y 2004 JG6.
  • Los asteroides que cruzan la órbita de Mercurio tienen un perihelio menor al de Mercurio 0,3075 ua.
  • Los asteroides que cruzan la órbita de Venus tienen un perihelio menor al de Venus 0,7184 ua. Este grupo incluye los asteroides superiores a los que cruzan la órbita de Mercurio (si su afelio es mayor al perihelio de Venus. Todos los que cruzan la órbita de Mercurio satisfacen esta condición).
  • Los asteroides que cruzan la órbita de la Tierra tienen un perihelio menor al terrestre, 0,9833 ua. Este grupo incluye los superiores a los que cruzan la órbita de Mercurio y Venus, aparte de los Apoheles. A su vez están divididos en:
  • Asteroides de Arjuna: son vagamente definidos como aquellos que poseen una órbita similar a la de la tierra con un promedio de radio orbital cercano a 1 ua y con poca excentricidad e inclinación. Debido a que su definición es muy vaga, algunos asteroides pertenecientes a los grupos Apohele, Amor, Apolo o Aton pueden ser clasificados también como Arjunas. El término fue introducido por el proyecto Spacewatch y no se refiere a un asteroide existente; un ejemplo de Arjuna es el 1991 VG.
  • Asteroide Troyano de la Tierra: son los asteroirdes localizados en los puntos lagrangianos L4 y L5 Tierra-Sol. Su localización en el cielo, como se observa desde la superficie de la Tierra, debe ser trazado a unos 60 grados este y oeste del Sol, y como existen personas que tienden a buscar asteroides a elongaciones mayores, se han realizado pocas búsquedas en estos lugares. No se ha descubierto aun un asteroide troyano de la tierra, aunque sí se ha descubierto un satélite troyano denominado 2010 TK7 gracias al telescopio espacial WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) y astrónomos de la Universidad de Athabasca en Alberta, Canadá.
  • Los asteroides cercanos a la Tierra son un grupo de asteroides cuya órbita se aproxima a la Tierra. Incluyen al menos todos los grupos anteriores.

 Tamaños de los asteroides y números de ellos

Los tamaños de los asteroides varían entre los más grandes descubiertos, Palas, con un diámetro de 532 km, y Vesta, con un diámetro de 530 km, y los que tienen un diámetro de 50 m. Se estima que existen hasta dos millones de asteroides mayores que un kilómetro. Cerca de 150 millones o más que miden más de 100 m, y muchos más que miden más de 50 m.

Es interesante poder visualizar el tamaño real de los asteroides, para poder comprenderlos intuitivamente o por comparación. Teniendo en cuenta que el diámetro mayor de Vesta es de unos 530 km, e imaginándolo sobre la Península Ibérica, ocuparía cómodamente casi todo el mapa de España.

 Características de algunos asteroides

Algunos asteroides tienen satélites a su alrededor como Ida y su satélite Dactyl; o Silvia y sus dos satélites, Rómulo y Remo. Rómulo, descubierto el 18 de febrero de 2001 en el telescopio W. M. Keck II de 10 m en Mauna Kea, tiene 18 km de diámetro y su órbita, a una distancia de 1370 km de Silvia, tarda en completarse 87,6 horas. Remo, la segunda luna, tiene 7 km de diámetro y gira a una distancia de 710 km, tardando 33 horas en completar una órbita alrededor de Silvia.

 Riesgo de impacto con la Tierra

Los Asteroides Cercanos a la Tierra (Near Earth Asteroids o NEA) se dividen en tres categorías: Atones, Apolos y Amores, siguiendo el nombre de cada prototipo (Atón, Apolo y Amor). Bajo ciertas condiciones sería posible un impacto con nuestro planeta. Si además consideramos a los cometas, generalmente menos masivos pero igualmente con gran poder destructor, el grupo que los incluye a todos se llama Objetos Cercanos a la Tierra, en inglés Near Earth Objects (NEO).

Actualmente existen unos 4000 objetos catalogados como NEO, según «NeoDys» (Near Earth Objects – Dynamic Site), un proyecto de la Universidad de Pisa que proporciona información actualizada de este tipo de astros. Finalmente, si un NEA se aproxima a menos de 0,05 unidades astronómicas (7 millones y medio de kilómetros) a la Tierra, se le denomina PHA (asteroide potencialmente peligroso, por sus siglas en inglés). De ellos hay clasificados unos 800 en la actualidad y son los que representan un peligro para la civilización si en verdad alguno llegara a chocar contra nuestro planeta, ya que afectaría de manera global al mismo. Sin embargo, los cálculos de las trayectorias y de cada aproximación a la Tierra tienen grandes incertidumbres, debido a que los elementos orbitales (semiejes mayor y menor, distancia mínima al Sol, excentricidad, entre otros) no se conocen con total precisión, de manera que cualquier predicción está sujeta a un margen de error considerable.

De hecho, el PHA que durante los pasados años ha representado el mayor peligro, denominado 1950 DA, ya no se clasifica como tal y dejó recientemente de ser un PHA. Hasta hace poco se pensaba que existía cierta posibilidad de que impactara contra nuestro planeta el año 2880; sin embargo, el refinamiento de los elementos orbitales ha permitido que nos demos cuenta de que tal evento no ocurrirá. Otros PHA conocidos poseen probabilidades muy bajas de llegar a chocar con la Tierra. De hecho ninguno está por encima del umbral de ruido (esto es, la posibilidad no es significativa). Lo que no quiere decir que en cualquier momento un cálculo más preciso de la trayectoria de uno de ellos, lo cual requiere observaciones precisas y continuadas, o el descubrimiento de un nuevo PHA, indique que el impacto llegue a ocurrir. De ahí la importancia de los grandes proyectos que coordinen observaciones sistemáticas del cielo y el mantenimiento de bases de datos actualizadas.

En España existe un centro dedicado casi exclusivamente a este tema que está ubicado en el Observatorio Astronómico de La Sagra, situado en plena montaña (a una altura de 1580 m) cerca de Puebla de Don Fadrique, en la provincia de Granada, miembro de la asociación internacional Spaceguard Foundation.

En astronomía, los objetos próximos a la Tierra (más conocidos por su acrónimo en inglés NEO, Near Earth Object) son cometas y asteroides atrapados por la atracción del Sol o los distintos planetas, en órbitas que podrían hacerlos penetrar en las cercanías de la Tierra. Los cometas, formados en las regiones exteriores frías del Sistema Solar, están mayoritariamente compuestos de hielo y polvo. Los asteroides, por su parte, son rocosos y se formaron entre las órbitas de Marte y Júpiter. Planetas como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se formaron por agregación de miles de millones de cometas. De la misma manera, Mercurio, Venus, la Tierra y Marte se formaron por la agregación inicial de otro gran número de asteroides. Los sobrantes constituyen los cometas y asteroides que conocemos hoy

File:Toutatis.jpg

Toutatis

Tipos de NEO

Los NEO se clasifican según su tipo, tamaño y órbita:

  • meteoroides próximos a la Tierra: objetos con diámetro menor a 50 metros;
  • cometas próximos a la Tierra, llamados NEC por las siglas de su nombre en inglés Near Earth Comets, incluyen sólo los cometas de periodo orbital corto, inferior a 200 años;
  • asteroides próximos a la Tierra, llamados NEA por las siglas de su nombre en inglés Near Earth Asteroid, son la gran mayoría de los NEO y se clasifican en tres grupos, según su radio orbital medio, perihelio y afelio:
    • los asteroides Atón cuyo radio orbital medio es inferior al terrestre (1 ua) y tienen un afelio mayor que el perihelio terrestre (0,983 ua), lo cual hace que generalmente estén dentro de la órbita terrestre;
    • los asteroides Apolo cuyo radio orbital medio es mayor que el terrestre (1 ua) y tienen un perihelio menor que el afelio terrestre (1,017 ua);
    • los asteroides Amor cuyo radio orbital medio está entre las órbitas de la Tierra y Marte y cuyo perihelio está entre 1,017 y 1,3 ua, es decir, ligeramente fuera de la órbita terrestre. Este tipo de asteroides suelen cruzar la órbita de Marte, pero no cruzan la de la Tierra.

Los NEC y NEA cuya distancia mínima de intersección orbital con la terrestre es de 0,05 ua o menor y tienen una magnitud absoluta de 22,0 o más, se denominan respectivamente «cometas potencialmente peligrosos» o «PHC», por las siglas de su nombre en inglés Potentially Hazardous Comets; y asteroides potencialmente peligrosos o PHA, por las siglas de su nombre en inglés Potentially Hazardous Asteroids.

Asteroides Amor

 

Grupo de asteroides Amor (mostrados en verde).

Asteroide Amor es cualquiera de los asteroides con una órbita que contenga totalmente a la de la Tierra y que tenga un perihelio menor de 1,3 UA; es decir, con un perihelio entre el afelio de la Tierra (1,017 UA) y el extremo exterior suficiente para ser NEA (1,3 UA), sin límite superior para el afelio y el semieje mayor.

Con ello, los asteroides Amor son asteroides que llegan desde fuera de la órbita de la Tierra hasta sus cercanías (1,017-1,3 UA) pero pueden cruzar la órbita de Marte e incluso la de Júpiter. Este grupo de asteroides lleva el nombre del asteroide (1221) Amor, aunque el más conocido seguramente sea (433) Eros, y es uno de los tres grupos de asteroides que son NEA (near-Earth asteroid).

Subgrupos

Dada la distribución tan dispersa que ocupa este grupo de asteroides, los asteroides Amor se dividen en cuatro subgrupos según su semieje mayor. Cabe mencionar que los subgrupos limitados por los semiejes mayores de los extremos, interior y exterior, del cinturón principal de asteroides no son precisos; mientras que los límites exactos del cinturón son 2,06 UA (interior) y 3,27 UA (exterior), los límites que se emplean para separar los subgrupos de asteroides Amor son 2,12 UA, medida del semieje mayor a partir del cual la densidad de asteroides del cinturón principal tiene un aumento notable, y 3,57 UA, medida del semieje mayor en la que cae definitivamente la densidad de asteroides del cinturón principal de asteroides.

 Amor I

Es un subgrupo de asteroides Amor que reúne los asteroides con semieje mayor entre el de la Tierra (1 UA) y el de Marte (1,523 UA). Algunos asteroides Amor I de baja excentricidad, como (15817) Lucianotesi, tampoco cruzan la órbita de Marte. Se pueden considerar parte del cinturón Tierra-Marte. No obstante, no todos los asteroides con órbitas contenidas entre la de la Tierra y Marte son asteroides Amor: no lo son los que tienen un perihelio mayor de 1,3 UA (lo que los hace muy próximos a Marte).

 Amor II

Es un subgrupo de asteroides Amor que reúne los asteroides con semieje mayor entre el de Marte (1,523 UA) y el del extremo interior del cinturón principal de asteroides (2,12 UA).

 Amor III

Es un subgrupo de asteroides Amor que reúne los asteroides con semieje mayor entre el del extremo interior del cinturón principal de asteroides (2,12 UA) y el del extremo exterior del cinturón principal de asteroides (3,57 UA). Es el subgrupo de asteroides Amor más poblado, aproximadamente la mitad de los asteroides Amor son Amor III. Estos asteroides pertenecen al cinturón principal de asteroides. Tienen bastante excentricidad, entre 0,4 y 0,6. Hay uno que cruza la órbita de Júpiter, (5370) Taranis.

 Amor IV

Es un subgrupo de asteroides Amor que reúne los asteroides con semieje mayor que sea mayor que el del extremo exterior del cinturón de asteroides (3,57 UA). Es el subgrupo de asteroides Amor menos poblado. Tienen mucha excentricidad, entre 0,65 y 0,75. Todos los asteroides Amor IV descubiertos hasta la fecha cruzan la órbita de Júpiter, pero no la de Saturno.

Asteroides Atón

 

Grupo de asteroides Atón (mostrados en verde).

Asteroide Atón es cualquiera de los asteroides con una órbita cuyo semieje mayor sea menor que el de la Tierra (1 UA). Esta clasificación lleva el nombre del asteroide (2062) Atón.

El hecho de que el semieje mayor de los asteroides Atón sea menor que el de la Tierra no quiere decir que estén totalmente contenidos en su órbita, ya que con la suficiente excentricidad pueden cruzar la órbita de la Tierra. De hecho, la gran mayoría de los asteroides Atón cruzan la órbita de la Tierra. Los asteroides Atón que no cruzan la órbita de la Tierra forman el subgrupo de asteroides Atón denominado asteroides Apohele.

Los asteroides Atón conforman uno de los tres grupos de asteroides que son near-Earth asteroids u “Objetos próximos a la Tierra”, a excepción de los asteroides Apoheles, que no son considerados así, al no cruzar la órbita de la Tierra.

Ejemplos de asteroides Atón son:

Asteroides Apolo

 

El grupo de asteroides Apolo (en verde). El Sol es al centro, con los planetas Mercurio (negro), Venus (amarillo), Tierra (azul) y Marte (rojo).

Los asteroides Apolo son los asteroides con una órbita cuyo semieje mayor sea mayor que el de la Tierra (1 UA) y cuyo perihelio sea menor que el afelio de la Tierra (1,017 UA). Este grupo de asteroides lleva el nombre del asteroide (1862) Apolo y es uno de los tres grupos de asteroides que son asteroides cercanos a la Tierra.

Los asteroides Apolo sólo podrían no cruzar la órbita de la Tierra si, aparte de cumplir lo anterior, su perihelio fuese mayor que el de la Tierra (0,983 UA), los perihelios del asteroide y de la Tierra estuviesen casi alineados con el Sol, y la excentricidad del asteroide fuese muy similar a la de la Tierra. El margen para que se dé esto es nimio y en la práctica no ocurre; es decir, todos los asteroides Apolo cruzan la órbita de la Tierra.

Hasta hoy se han catalogado unos 240 asteroides Apolo, pero se estima que hay unos 2.000 con diámetros cercanos a 1 kilómetro y unos 70 millones con tamaños similares a una casa. Hermes e Ícaro son ejemplos asteroides Apolo.

De los asteroides Apolo conocidos el más grande es Sísifo, con un diámetro de alrededor de 10 km, aproximadamente el mismo tamaño que tenía el objeto cuyo impacto creó el cráter de Chicxulub, que se piensa fue el causante de la extinción de los dinosaurios. Otro de los asteroides tipo Apolo más grande es Geographos, que posee una extensión de 5,1 kilómetros de largo por 1,8 de ancho.

En los últimos años se han detectado asteroides que se acercan peligrosamente a la Tierra. Un acercamiento peligroso, es aquel en el cual el asteroide y la Tierra se encuentran a una distancia igual o menor a un millón de kilómetros (para ilustrar, la distancia promedio entre la Tierra y la Luna es de 384.400 kilómetros).

La gráfica muestra las distancias mínimas a las que pasan 6 asteroides del tipo NEO. Tres de ellos (1994 XM1, 1993 KA2 y 1994 ES1) pasan entre los 100.000 y 200.000 kilómetros (dentro de la órbita de la Luna).

Lista de algunos asteroides Apolo conocidos

Nombre Año Descubridor/eS
2012 DA14 2012 OAM
2009 ST19 2009 Josep Maria Bosch
2009 DD45 2009 Rob McNaught
2007 TU24 2007 Catalina Sky Survey
2007 WD5 2007 Andrea Boattini
2006 SU49 2006 Spacewatch
2004 XP14 2004 LINEAR
2004 AS1 2004 LINEAR
2002 TD66 2002 LINEAR
1998 KY26 1998 Spacewatch
1997 XR2 1997 LINEAR
(69230) Hermes 1937 Karl Reinmuth
(53319) 1999 JM8 1999 LINEAR
(52760) 1998 ML14 1998 LINEAR
(35396) 1997 XF11 1997 Spacewatch
(29075) 1950 DA 1950 Carl A. Wirtanen
(25143) Itokawa 1998 LINEAR
(6489) Golevka 1991 Eleanor F. Helin
(4769) Castalia 1989 Eleanor F. Helin
(4660) Nereo 1982 Eleanor F. Helin
(4581) Asclepio 1989 Henry E. Holt, Norman G. Thomas
(4486) Mitra 1987 Eric Elst, Vladimir Shkodrov
(4197) 1982 TA 1982 Eleanor F. Helin, Eugene Shoemaker
4183 Cuno 1959 Cuno Hoffmeister
(4179) Tutatis 1989 Christian Pollas
(4015) Wilson-Harrington   1979 Eleanor F. Helin
(3200) Faeton 1983 Simon F. Green, John K. Davies / IRAS
(2101) Adonis 1936 Eugène Joseph Delporte
(2063) Baco 1977 Charles T. Kowal
(1866) Sísifo 1972 Paul Wild
(1862) Apolo 1932 Karl Reinmuth
(1685) Toro 1948 Carl A. Wirtanen
(1620) Geógrafo 1951 Albert George Wilson, Rudolph Minkowski
(1566) Ícaro 1949 Walter Baade

De profesión: Cazador de meteoritos:

Una profesión “galáctica”.

Uno de los trabajos más curiosos que existen es el de cazador de meteoritos, que además es más que rentable en estos tiempos de crisis, ya que el precio de una de estas rocas extraterrestres es 65 veces superior al del oro.

Solo se necesita paciencia, ganas de viajar y mucha, mucha suerte para hacerse rico.

Los meteoritos están de moda y cada vez hay más personas que se dedican a buscarlos por todo el planeta para su posterior venta.

No es de extrañar si se tiene en cuenta que el precio del meteorito (1.140 euros el gramo) es 65 veces superior al del oro (17,5 euros el gramo) .

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Uno de los ‘caza recompensas siderales’ más famosos es el estadounidense Mike Farmer. Experto en encontrar trozos de asteroides, llegó a vender un trozo de piedra lunar encontrado en Agadir (Marruecos) por 1.14 millones de euros.

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Ante este lucrativo negocio, al igual que Farmer, unas 50 personas (declaradas) en todo el mundo se dedican a localizar, comprar y vender meteoritos a través de internet o en ferias de minerales.

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A través de la red, estos expertos están atentos a cualquier noticia que guarde relación con trozos llegados del espacio y caídos en nuestro planeta. Una vez encontrada la pista, estos cazameteoritos viajan hasta el lugar del hallazgo para encontrar o comprar fragmentos de piedra.

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José Vicente Casado, empresario y miembro de la Asociación Leonesa de Astronomía  posee uno de los mejores colecciones de meteoritos de España con 200 ejemplares, que alquila temporalmente a museos u otras instituciones. Una de sus piezas, por la que llegó a pagar 50.000 euros, pesa 600 kilos.

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Según los expertos, entran en la atmósfera terrestre cada día 110 toneladas de esta materia, aunque la mayor parte se desintegra antes de alcanzar el suelo o caen al mar.

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En España y otros países, la Ley de Patrimonio Histórico de 1985 prohíbe comerciar con patrimonio pero no cita expresamente los meteoritos.

Bueno seguiremos informando…Quizas esperabais el post antes…pero habia que reunir la información..

Publicado febrero 19, 2013 por astroblogspain en Uncategorized

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