Meteorite.

Astron. - Corpo solido di origine celeste, di dimensioni molto inferiori a quelle planetarie, che raggiunge la superficie della Terra o di un altro pianeta o satellite del Sistema solare descrivendo orbite ellittiche e conservando alcune delle caratteristiche primitive. Le dimensioni delle m. sono molto variabili: da 1/10 di millimetro (micrometeoriti) a diversi chilometri di diametro. Esse sono relativamente fredde finché non entrano nell'atmosfera terrestre; poi, una volta penetrate nell'atmosfera, a causa dell'attrito con l'aria, esse raggiungono temperature molto elevate, per le quali il materiale di cui sono formate può evaporare o staccarsi. Generalmente, quindi, sopravvivono all'impatto con l'atmosfera solo le m. più piccole, che riescono a irradiare l'energia sviluppata negli urti con le molecole dei gas atmosferici senza surriscaldarsi troppo, e quelle più grandi, che anche se si surriscaldano non evaporano completamente. Una m. cambia forma e dimensioni durante la caduta e le particelle provenienti dalla sua disgregazione in caduta vengono sparpagliate nell'aria e si trasformano in polvere cosmica, che talvolta assume l'aspetto di una lunga scia luminosa. Le m. presentano spesso un fronte anteriore di forma convessa e una faccia posteriore piatta e rugosa. La crosta di fusione sul fronte anteriore presenta talvolta increspature, e a volte dopo il fronte anteriore appare un accumulo di crosta fusa. Hanno però forme diverse sia in origine, sia in seguito alle modificazioni dovute agli agenti atmosferici e al contatto con il suolo dopo la caduta. Sono riconoscibili perché la loro superficie, lucidata e trattata con acido nitrico diluito, mostra un intreccio di zone lucenti e di zone opache, come un reticolato con maglie triangolari o rettangolari. ║ Classificazione delle m.: le m. vengono comunemente classificate in base agli elementi che le costituiscono e in particolare in base al loro contenuto di metalli. Esistono quindi tre tipi di m.: le m. ferrose o sideriti, costituite essenzialmente da leghe metalliche di ferro-nichel; le sideroliti o litosideriti, costituite da leghe di ferro-nichel e silicati in uguale proporzione; le m. litoidi o aeroliti, costituite da silicati di ferro e magnesio, che si distinguono in condriti e acondriti a seconda della presenza o meno di globuli condritici. ║ Origine delle m.: testimonianze sulla caduta di m. provengono anche dall'antichità e in particolare dai Cinesi, dagli Egizi, dagli Ebrei e dai Romani. Nell'antichità, infatti, le m. erano oggetto di venerazione e due sono rimaste per questo famose: quella chiamata ancile, caduta a Roma mentre regnava Numa Pompilio, e quella chiamata pietra nera, della Kaaba alla Mecca. Fino al XVIII sec. si pensava che le m. avessero un'origine terrestre e che fossero agglomerati di particelle di polvere formatisi nell'alta atmosfera oppure lapilli scagliati ad altezze elevate durante eruzioni particolarmente violente. Solo a partire dall'Ottocento, con l'impiego di tecniche di analisi chimica più approfondite, si poté stabilire che la composizione delle rocce meteoritiche differiva da quella delle rocce ordinarie e quindi si attribuì la loro provenienza ad un'origine extraterrestre. Le m. possono essere suddivise in primitive o differenziate, a seconda che derivino da corpi che hanno conservato la composizione chimica originaria o da corpi che hanno subito un processo di differenziazione in nucleo, mantello e crosta. In realtà il processo evolutivo di un corpo celeste porta necessariamente verso uno stadio di differenziazione, a meno che la dimensione del corpo sia inferiore al centinaio di chilometri, nel qual caso il processo non si innesca. Una m. primitiva, quindi, necessariamente deriva da un corpo di diametro inferiore ai 100 km. Certamente le m. non hanno tutte la stessa origine, cioè non provengono tutte da uno stesso corpo come si credeva in passato, e ciò è provato dalla diversa composizione chimica delle differenti classi. Un'ipotesi è che esse siano frammenti di asteroidi (pianetini), staccatisi in seguito a collisioni. Questa teoria sarebbe comprovata dall'analisi dello spettro della luce solare riflessa (colore) di alcune m., che corrisponderebbe al colore dei pianetini. Inoltre anche l'osservazione delle traiettorie percorse da alcune m. prima dell'impatto con il suolo lascerebbe supporre che esse stessero percorrendo orbite fortemente eccentriche intorno al Sole, il cui afelio cadeva proprio nella fascia degli asteroidi. Un'altra teoria rintraccia l'origine delle m. nelle comete. In effetti le micrometeoriti potrebbero derivare dalla polvere dispersa dalle comete nello spazio interplanetario, ma la teoria non spiegherebbe le m. più grandi, in quanto i meteoroidi di origine cometaria sono costituiti soprattutto di ghiaccio e quindi vaporizzerebbero completamente nell'atmosfera prima di giungere al suolo. Infine, per particolari m. si è avanzata l'ipotesi che esse provengano da altri corpi celesti di grandi dimensioni (ad esempio la Luna o Marte) dai quali si sarebbero staccate a causa di un impatto meteoritico. ║ Impatto delle m. con la Terra: la velocità con cui una m. cade sulla Terra dipende dal suo peso; dalla relazione dei due fattori, velocità e peso dipende invece la dimensione del cratere di impatto che la m. formerà sulla superficie terrestre. Una m. che pesi meno di 1 t raggiungerà la superficie della Terra alla velocità di circa 200 m/sec e formerà un cratere profondo circa 3 m. Se invece il peso sarà compreso entro le 10 t, la velocità di impatto sarà di circa 4 km/sec e il cratere si estenderà non solo in profondità, ma anche in larghezza. Nel caso, infine, di una m. superiore alle 10 t di peso, la velocità sarà superiore ai 5 km/sec e l'impatto sarà tanto violento da portare alla completa disgregazione della m. stessa e alla fusione delle rocce terrestri circostanti il luogo di impatto. Esempi di quest'ultimo tipo di cratere sono il Meteor Crater, in Arizona, con un diametro di 1.200 m circa e una profondità di 180 m circa, i 13 crateri di Hanbury, in Australia, i crateri di Wabar, in Arabia, e quelli in Estonia e in Siberia. In altri casi le m. sono state ritrovate e conservate: la più grande m. è conosciuta come La Hoba e pesa circa 60 t; ricordiamo poi la m. di Willamette caduta nell'Oregon (Stati Uniti), che pesa 25 t, e la m. trovata in Groenlandia dal comandante Peary, del peso di circa 36.500 kg. In realtà i crateri da impatto presenti sulla superficie terrestre sono pochi rispetto ad altri corpi celesti relativamente vicini alla Terra e con un campo gravitazionale decisamente meno intenso (Luna, Marte). Ciò è dovuto alla densità dell'atmosfera terrestre, che causa la vaporizzazione di molte m. prima che esse raggiungano il suolo, e all'intensa attività geologica terrestre che è in grado di cancellare velocemente (in alcune decine di migliaia di anni) le tracce degli impatti meteoritici. Esistono comunque testimonianze indirette di impatti avvenuti in epoche molto remote, quali le strutture tettoniche anulari nella Repubblica Sudafricana, oppure particolari tipi di fratturazione delle rocce secondo superfici coniche coassiali, o anche la presenza nelle rocce di particolari tipi di silice la cui origine è spiegabile solo in seguito ad un repentino e brusco aumento di pressione.