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Come gia’ accennato, l’attrito con l’atmosfera terrestre fa rapidamente evaporare gli strati superficiali di un meteoroide veloce, per una profondita’ che tipicamente e’ di circa un centimetro. Pero’ l’enorme differenza di pressione tra la parte frontale e quella posteriore fa si’ che spesso il meteoroide si frantumi in molti frammenti che raggiungono il suolo su un’area di forma grossolanamente ellittica: ad es. nel febbraio 1947 la meteorite Sikhote-Alin nella Siberia orientale diede luogo a 122 crateri, di cui 17 con dimensioni superiori a 10 metri; nel febbraio 1875 la meteorite Homestead si disperse in una ellisse di 15x5 km, con i frammenti piu’ grossi nella porzione anteriore. 

Questo fenomeno viene detto anche sciame di meteoriti, e non va confuso con le piogge di meteore di cui abbiamo gia’ parlato. Consideriamo ora un singolo pezzetto, poniamo sui 10 cm  e peso sui 3 kg: come gia’ detto il frenamento atmosferico ne riduce rapidamente la velocita’ fino a cancellare ogni residuo di velocita’ cosmica, dopo di che il frammento roccioso cade liberamente per gravita’; la temperatura superficiale diminuisce rapidamente, sicche’ si forma una crosta esterna di fusione spessa qualche decimo di millimetro. In effetti puo’ succedere che il meteoroide ruoti su se’ stesso, per cui la crosticina copre tutta la superficie, o che invece entri diritto, per cui si riesce a distinguere una parte frontale e una posteriore, con striature di ablazione nella parte intermedia. All’interno pero’ la meteorite conserva pressoche’ inalterate la bassissima temperatura cosmica, la composizione chimica e la struttura morfologica, portando con se’ a Terra preziosissime informazioni sull’ambiente da cui proviene.

Composizione chimica dei principali minerali costituenti le meteoriti

Le meteoriti infatti non sono tutte uguali: esse rappresentano frammenti di diversi corpi rocciosi del Sistema Solare ciascuno caratterizzato da una propria storia evolutiva legata agli eventi di formazione ed evoluzione del Sistema Solare stesso. La corretta classificazione di ciascuna meteorite costituisce quindi la base fondamentale per qualsiasi ulteriore indagine.

Classificazione delle meteoriti

Ogni classificazione si propone di suddividere in modo sistematico un insieme di oggetti similari. In natura pero’ tutti i fenomeni chimici, fisici, biologici etc. avvengono in modo continuo e graduale, e non e’ possibile porre dei limiti netti tra un gruppo e quello adiacente. Teniamo presente quindi che ciascuno schema classificativo e’ sempre una semplificazione della realta’, perfezionabile con l’aumentare delle conoscenze.
 

Lo studio petrografico delle meteoriti condritiche e acondritiche si effettua su "sezioni sottili" (0,03 mm) poiche' a tale spessore i minerali silicatici sono trasparenti alla luce.
Qui vediamo la tipica struttura di una Eucrite osservata al microscopio in luce polarizzata trasmessa. Si notano cristalli di plagioclasio (rettangoli grigio-bianchi) e pirosseni (granuli colorati) in una pasta di fondo a grana fine. Questa tessitura, molto simile a quella dei basalti terrestri, e' tipica di rocce vulcaniche (effusive) cristallizzate rapidamente.
(Catalogue of Yamato Meteorites, Tokyo) 

Le meteoriti sono rocce extraterrestri e, come tutte le rocce, vengono classificate principalmente sulla base della composizione mineralogica e della struttura.

Composizione mineralogica. Determinare la composizione  mineralogica di una roccia significa riconoscere i minerali che la compongono e specificarne le abbondanze relative. La composizione mineralogica di una roccia e’ strettamente legata alla composizione chimica del materiale da cui la roccia si e’ formata (detto protolite) e fornisce pertanto informazioni dirette sul grado di evoluzione chimica del corpo genitore.

I principali minerali costituenti le meteoriti sono: silicati e metalli (in larga parte leghe ferro-nichel), in minore abbondanza sono presenti anche solfuri e ossidi

Riportiamo, a titolo di esempio, la composizione mineralogica tipica di una Pallasite: 60% di olivina (silicato di ferro e magnesio), 30% di camacite e taenite (leghe Fe-Ni), 6% di troilite (solfuro di Fe), 4% di schreibersite (fosfuro di Fe).

Struttura. La struttura di una roccia e’ caratterizzata da dimensioni, forma e distribuzione dei minerali che la compongono e dipende essenzialmente dalle condizioni fisiche (temperatura e pressione) di formazione della roccia stessa. Se, durante l’evoluzione del corpo planetario cambiano le condizioni di temperatura e pressione, le rocce si trasformano mutando struttura e, in alcuni casi, anche composizione mineralogica. Pertanto rocce identiche per composizione chimica possono risultare sensibilmente diverse.

Aeroliti, Sideriti e Sideroliti

Una prima classificazione delle meteoriti, basata sulla sola composizione mineralogica, si articola in 3 vasti gruppi, vedi Tabella 2. 
 

Tabella 2. Schema classificativo delle meteoriti

Aeroliti (o meteoriti petrose): sono le meteoriti costituite in prevalenza da silicati, con piccole quantita’ di lega ferro-nichel; esse costituiscono piu’ del 90% delle meteoriti viste cadere.

Sideriti (o ferri meteorici): sono costituite in prevalenza da leghe di ferro e nichel. Un tempo, si riteneva che le sideriti fossero le meteoriti piu’ comuni, in tempi piu’ recenti ci si e’ resi conto che questa valutazione errata era dovuta alla maggiore facilita’ con cui si ritrovano le sideriti rispetto alle aeroliti. Esse costituiscono circa il 9% delle meteoriti viste cadere.

Sideroliti: sono le meteoriti costituite in parti circa uguali di silicati e leghe ferro e nichel; sono rare, rappresentando solo l’1% delle meteoriti viste cadere. 
 

Diagramma a torta con le abbondanze relative dei vari tipi di meteoriti. Appare evidente come le aeroliti (formate da condriti e acondriti) siano di gran lunga il tipo piu' abbondante.

All’interno di ciascuno di questi tre gruppi sono possibili ulteriori distinzioni basate principalmente sulla struttura e sulla diversa composizione chimica dei minerali presenti.

Diamo ora ulteriori informazioni su questi tre raggruppamenti principali

AEROLITI

Sono le meteoriti piu’ simili, come aspetto generale, alle rocce silicatiche terrestri e per questo le piu’ difficili da ritrovare nel caso non si abbia la fortuna di vederle cadere. Infatti al contatto con gli agenti atmosferici esse si alterano molto facilmente, e inoltre perdono la caratteristica e distintiva crosta di fusione. Appartengono a questo gruppo le condriti e le acondriti.
 

Aerolite condritica del peso di 31 g conservata presso il Museo di Mineralogia dell'Universita' di Padova. Appartiene al gruppo delle meteoriti piu' comuni, notate la sottile crosta di fusione scura che nasconde l'interno tipicamente chiaro in cui sono distinguibili i condruli.

Condriti

Le condriti debbono il loro nome alla presenza di sferule millimetriche (condruli) composte da silicati (olivina e pirosseni), talvolta con vetro interstiziale (vedi Cap. 3). Queste sferule sono disperse in una matrice silicatica fine entro la quale si trovano piccole quantita’ (1-15%) di granuli di metalli, solfuri, inclusioni refrattarie e, in alcuni casi composti organici. Gli elementi chimici che compongono le condriti hanno le stesse abbondanze relative con cui sono presenti nel Sole, che, ricordiamo, costituisce da solo il 99% della massa dell’intero Sistema Solare. Per questo motivo le condriti vengono considerate "meteoriti primitive". Dopo la fase di accrezione le rocce di tipo condritico subirono, all’interno del corpo genitore, un processo geologico detto metamorfismo.
 

La meteorite Fermo caduta nel 1996. La parte scheggiata, da cui sono stati prelevati
frammenti per lo studio classificativo, rivela il tipico aspetto di una meteorite condritica non alterata: l'interno chiaro rivestito da una sottile crosta di fusione scura. 
A destra  particolare di un condrulo della meteorite di Fermo, osservato al microscopio polarizzatore. Il diametro e' di circa 1,2 mm. Le condriti prendono il nome dai tipici grani (condruli) aventi dimensioni dell'ordine del millimetro. Questi condruli sono gocce di materiale silicatico che hanno subito un rapido processo di fusione seguito da una parziale ricristallizzazione per brusco raffreddamento. 

Il processo metamorfico

L’accrezione di materiale condritico in corpi asteroidali di grosse dimensioni porto’ ad un progressivo aumento di temperatura nelle zone piu’ interne del corpo stesso. L’aumento di temperatura interna fu a sua volta causa di una trasformazione continua e progressiva della roccia allo stato solido. Tale trasformazione, nota come "metamorfismo", porto’ all’aumento delle dimensioni dei minerali componenti la roccia e alla scomparsa della matrice per ricristallizzazione, con una sempre maggiore omogeneizzazione fra condruli e matrice. Nelle condriti che hanno subito un elevato riscaldamento gli originari condruli sono talora quasi completamente scomparsi, ma la composizione globale della roccia e’ rimasta la stessa.

Nonostante i molti caratteri comuni, le condriti presentano significative differenze di composizione chimica ed isotopica e di grado di ossidazione. Cio’ permette di distinguere diversi tipi di condriti. Secondo alcune teorie essi sarebbero in relazione con la distanza dal Sole dei gas e delle polveri cosmiche da cui si sono formati. 

Le condriti ad enstatite (e quelle dette Kakangari), sono le piu’ refrattarie, e si sarebbero formate nelle zone relativamente piu’ vicine al Sole e pertanto piu’ calde; le condriti ordinarie (e Rumuruti) ad una distanza intermedia, e le condriti carboniose nelle zone piu’ lontane. Tra le meteoriti condritiche sono molto frequenti le brecce, talora composte da frammenti anche di tipo condritico diverso, a testimonianza di frequenti quanto violente collisioni tra corpi "genitori" di diverso tipo.
 

Superficie lucidata della condrite carboniosa Vigarano: sono evidenti i numerosi condruli immersi nella pasta scura. (Museo del Dipartimento di Mineralogia dell'Universita' di Padova).

Le condriti carboniose, oltre a contenere materiale carbonioso, da cui prendono il nome (e’ stato pero’ recentemente riconosciuto che il carbonio e’ presente anche negli altri tipi di condriti), hanno la caratteristica di aver subito soltanto minime trasformazioni legate a variazioni di temperatura e pressione (metamorfismo) e sono pertanto quelle che meglio rappresentano i primi stadi di aggregazione del materiale solare primitivo. Alcune condriti carboniose mostrano traccia di un processo di trasformazione dei minerali in presenza di acqua (o vapor d’acqua). E infatti, asteroidi con evidenze spettroscopiche di "alterazione acquosa" sono stati osservati dagli astronomi nelle zone piu’ distanti dal Sole.

Sostanze carboniose. Nelle condriti sono presenti composti di carbonio, idrogeno, ossigeno, azoto e zolfo che costituiscono quelli che vengono comunemente definiti composti organici. Si tenga presente tuttavia che "organico" non e’ sinonimo di "vivente"; composti organici del tutto uguali a quelli trovati nelle condriti, compresi gli aminoacidi, possono essere sintetizzati in laboratorio. 

E’ vero pero’ che i composti organici fanno parte delle strutture fondamentali degli organismi viventi, e per questo motivo le condriti carboniose che non hanno subito trasformazioni ad alta temperatura, sono oggetti di studio particolarmente interessanti. I primi aminoacidi extraterrestri furono infatti estratti dalla "Murchison", condrite carboniosa caduta in Australia il 28 settembre 1969. 

Secondo alcune teorie, i "mattoni" costituenti la vita potrebbero essere arrivati sulla Terra proprio a seguito di impatti con materiale extraterrestre.

Dalle condriti alle acondriti

La causa principale dell’aumento di temperatura di un qualsiasi corpo planetario e’ l’energia prodotta dal decadimento spontaneo di alcuni elementi radioattivi contenuti nelle rocce. Poiche’ le rocce sono cattive conduttrici di calore, solo una minima parte del calore prodotto potra’ essere disperso. L’aumento di temperatura in un corpo roccioso e’ controllato dal bilancio tra la quantita’ di calore prodotto (proporzionale al contenuto in elementi radioattivi e quindi al volume di roccia interessato) e la quantita’ di calore disperso (proporzionale alla superficie disperdente del corpo).

Il processo magmatico

In corpi di adeguate dimensioni l’aumento di temperatura e’ tale da innescare dei processi di fusione. La fusione di una roccia e’ un processo graduale che avviene a temperature crescenti. Essa inizia attorno ai 650 C e si completa, in funzione della composizione del protolite, attorno ai 1200-1600 C. Nei casi piu’ comuni la fusione e’ solo parziale e da’ luogo ad un liquido (magma) arricchito in elementi basso-fondenti e ad un residuo arricchito in elementi refrattari. Nel magma soggetto alla forza di gravita’ i minerali che si formano durante il raffreddamento tendono a separarsi in funzione del peso specifico: la pesante lega Fe-Ni andra’ quindi a fondo, mentre i silicati tenderanno a "galleggiare". Con questo meccanismo, molto semplificato, possiamo spiegare la differenziazione di un corpo asteroidale o planetario in un nucleo pesante (lega Fe-Ni) ed un mantello ed una crosta silicatica progressivamente arricchiti di elementi piu’ leggeri. Le meteoriti, ed in particolare le sideriti, rappresentano la prova tangibile che questa differenziazione in gusci concentrici, ipotizzata dai geologi per spegare la distribuzione della massa del nostro pianeta e la sua risposta alla propagazione delle onde sismiche e’ una realta’ riscontrabile in altri corpi del Sistema Solare.
 

Modello ideale di asteroide tipo Vesta, evoluto e differenziato in gusci di rocce a densita' crescente verso il nucleo metallico.

Le acondriti 

Sono meteoriti "petrose" che si sono formate attraverso un processo magmatico su corpi di dimensioni asteroidali (tipo Vesta) o planetarie (quali Luna e Marte). Questa origine spiega la caratteristica assenza di condruli a cui devono il nome. Sono dette "primitive" le acondriti che hanno subito un processo magmatico cosi’ lieve da non averne cambiato sensibilmente l’originaria composizione condritica. Acondriti con caratteristiche chimiche ed isotopiche molto simili tra loro probabilmente provengono da uno stesso corpo genitore e possono essere raggruppate in famiglie

Le Howarditi-Eucriti-Diogeniti (note anche come HED) costituiscono il gruppo piu’ numeroso di acondriti. Numerose evidenze geologiche e astronomiche suggeriscono una loro provenienza dall’asteroide Vesta.

Le Shergottiti-Nakhliti-Chassiniti (note anche come SNC) sono meteoriti di provenienza marziana. La prova principale consiste nell’identica composizione dei gas rimasti intrappolati nel vetro di una shergottite e dell’atmosfera di Marte determinata direttamente sul pianeta dalle sonde spaziali.

Meteoriti lunari. Gia’ alcuni secoli fa i numerosissimi crateri d’impatto, ben visibili con un telescopio sulla superficie lunare, fecero sorgere il sospetto che qualche pezzo di Luna potesse essere giunto fino a noi. Tuttavia solo nel 1982 fu trovata, in Antartide, una meteorite che i geologi riconobbero simile ad alcuni campioni di materiale portati a Terra dalle spedizioni lunari. Dalla prima fortunata scoperta ad oggi sono state ritrovate numerose altre meteoriti lunari, sia in Antartide che nei deserti Africani.

Le Acapulcoiti-Lodraniti, Ureiliti, Brachiniti, sono acondriti primitive piuttosto rare. La loro composizione si discosta di poco da quella condritica. Citiamo infine le Aubriti, acondriti ad enstatite generalmente brecciate.

SIDERITI (o FERRI METEORICI)

Come le acondriti sono rocce che si formarono in seguito a episodi di fusione parziale di un originario corpo genitore di composizione condritica. Le sideriti rappresentano frammenti di nuclei. E’ facile rendersi conto che per poter osservare una porzione di nucleo, il relativo corpo genitore deve essere stato completamente distrutto da un impatto violentissimo. Un liquido metallico composto in prevalenza da ferro e nichel, solidificando puo’ dare origine a due leghe di composizione diversa: si chiama Camacite la lega con basso contenuto in Ni (fino al 7.5%) e Taenite la lega ad elevato contenuto in Ni (20-25%). Le ottaedriti sono ferri meteorici che contengono Camacite e Taenite concresciute in un intreccio geometrico regolare che da’ luogo alle cosiddette figure di Widmanstaetten. Queste eleganti figure non sono presenti sulla meteorite tal quale, ma vengono messe in evidenza tramite un opportuno attacco chimico effettuato su una superficie lucidata del pezzo. Nelle ottaedriti esse sono visibili ad occhio nudo. 
 

Siderite Canyon Diablo (ottaedrite) del peso di 289 g conservata nel Museo di Mineralogia dell'Universita' di Padova. Si nota la struttura a lamelle che si  intersecano secondo le tipiche figure di Widmanstaetten (vedi immagine a destra).
L'esistenza di meteoriti ferrose testimonia l'intensita' degli eventi collisionali che arrivano a sbrecciare corpi planetari differenziati fino ad intaccarne il nucleo ferroso.

Le atassiti , ricche in nichel, sono costituite quasi esclusivamente da Taenite, con piccolissime lamelle di Camacite. Hanno esili figure di Widmanstaetten visibili soltanto con l’aiuto di un microscopio. Le esaedriti, sideriti povere in nichel, sono costituite da sola Camacite, e sono pertanto prive delle figure di Widmanstaetten.

SIDEROLITI

Costituiscono il gruppo meno numeroso di meteoriti. Devono il loro nome dall’essere costituite in parti circa uguali, da lega Fe-Ni, come le sideriti, e da silicati (come le aeroliti). Sono piuttosto rare e vengono suddivise in due tipi. Le pallasiti sono formate da lega Fe-Ni e Olivina. Nei campioni non alterati, la lucentezza della lega metallica e l’intenso colore verde dell’olivina ne fanno una tra le piu’ belle rocce extraterrestri. Le mesosideriti contengono lega Fe-Ni, tipica delle rocce di nucleo assieme a silicati quali pirosseno e plagioclasio, tipici di rocce "crostali" di corpi acondritici.
 

Sezione lucidata di una siderolite pallasitica del peso di 130 g, in cui si nota la presenza dei grossi cristalli trasparenti di olivina immersi nella matrice metallica. (Museo di Mineralogia dell'Universita' di Padova).

Eta’ delle meteoriti

La storia di una meteorite, dalla formazione del suo corpo genitore alla sua caduta e ritrovamento sulla Terra puo’ essere marcata da importanti eventi geologici. Come ogni roccia, anche le meteoriti sono in grado di conservare traccia di questi eventi ed in molti casi e’ addirittura possibile, per mezzo di sofisticati metodi radiometrici, datare il tempo trascorso dal verificarsi di questi eventi ad oggi.

L’eta’ assoluta

L’eta’ assoluta esprime il tempo trascorso dall’ultimo momento in cui tutti i minerali di una roccia si sono formati, ad oggi. Puo’ succedere che una roccia venga successivamente riscaldata e ricristallizzi allo stato solido (metamorfismo) o fonda e poi risolidifichi (magmatismo) dando luogo, in entrambi i casi, a nuovi minerali. A questo punto avra’ perso ogni traccia della sua storia primitiva e l’eta’ misurata fornira’ il tempo trascorso dal momento dell’ultima profonda modificazione. 

Le meteoriti piu’ vecchie, le condriti che come abbiamo visto rappresentano la testimonianza diretta dei primi eventi di formazione del nostro Sistema Solare, hanno un’eta’ assoluta di 4.6 miliardi di anni. 

Le acondriti, che si sono formate attraverso processi di differenziazione magmatica, forniscono eta’ assolute talvolta molto piu’ giovani e coincidenti con quella dell’evento geologico che le ha modificate. Le acondriti SNC hanno eta’ generalmente variabili da 1.3 a 0.2 miliardi d’anni, a testimonianza di una attivita’ magmatica prolungata e della loro provenienza da un corpo genitore sufficientemente grande da mantenersi geologicamente attivo fino a tempi molto recenti. Fa eccezione la famosa ALH84001 datata 4.5 miliardi d’anni. 

I ferri meteorici hanno eta’ prossima a quella delle condriti. Questo dato indica che la differenziazione dei relativi corpi genitori condritici avvenne poco dopo la fine del processo di accrezione. Metodi radiometrici applicati alle rocce portate a Terra dagli astronauti delle missioni Apollo rivelarono che quelle piu’ vecchie datano a 4.6 miliardi di anni orsono, mentre le rocce dei cosiddetti "mari" risalgono ad appena 3.1 miliardi di anni fa (da allora pare non ci siano piu’ state colate di lava sulla Luna).

Eta’ di esposizione: tempo di permanenza nello spazio

La seconda’ eta’ ricavabile dallo studio delle meteoriti e’ riferibile al momento della frammentazione del corpo asteroidale dal quale la meteorite si e’ staccata. Il metodo per datare questo evento si basa sullo studio di particolari isotopi radioattivi, detti nuclidi cosmogenici, elementi generati da raggi cosmici di altissima energia. La quantita’ di nuclidi cosmogenici e’ proporzionale al tempo di esposizione ai raggi cosmici (da cui: eta’ di esposizione). La determinazione della loro abbondanza, pertanto, permette di conoscere per quanto tempo un meteoroide di piccole dimensioni, vagando nello spazio, e’ stato esposto a tali raggi prima di cadere sulla Terra. La elevata velocita’ di decadimento di alcuni importanti nuclidi cosmogenici costituisce il motivo principale per sottoporre immediatamente all’analisi una meteorite appena caduta.

Eta’ terrestre: tempo di permanenza sulla Terra

Una volta caduta, una meteorite non e’ piu’ esposta ai raggi cosmici, essendo protetta dall’atmosfera terrestre, e pertanto cessa anche la formazione dei nuclidi cosmogenici. Dal momento della caduta tali nuclidi decadono secondo leggi note della fisica nucleare. Dosando quindi la quantita’ di nuclidi residui e’ possibile stabilire l’eta’ terrestre della meteorite. E’ opportuno ricordare in questa sede che gli eventi di decadimento radioattivo di cui si e’ parlato in questo capitolo sono di bassissima intensita’, rilevabile solo in laboratori appositamente attrezzati, e che non costituiscono pertanto motivo alcuno di timore per il raccoglitore: detto in altri termini la dose di radiazione assorbita manipolando una meteorite non e’ maggiore di quella cui ci si espone seguendo una partita di calcio alla televisione!

Che nome dare a una nuova meteorite?

In generale le meteoriti prendono il nome dalla citta’ o paese piu’ vicini al luogo di caduta o di ritrovamento. Abbiamo quindi che la meteorite "Fermo", la "Trenzano", la "Alfianello" sono state ritrovate negli omonimi comuni. Fanno eccezione le meteoriti antartiche il cui nome racchiude numerose informazioni. Esso e’ infatti composto da una sigla di 3 lettere che indica il luogo del ritrovamento, da due cifre che indicano l’anno in cui il ritrovamento ha avuto luogo, ed infine da una serie di numeri progressivi che servono a distinguere meteoriti trovate nel medesimo luogo durante la spedizione di uno stesso anno. Sappiamo cosi’ che la meteorite marziana ALH84001 fu trovata alle ALan Hills nel 1984, e fu contraddistinta col numero 001 affinche’ fosse la prima ad essere studiata una volta rientrati alla base.

Ricerca di meteoriti in Antartide

Le meteoriti effettivamente ritrovate sono una infima minoranza rispetto a quelle cadute, forse nemmeno l’1%. E’ chiaro che la "caccia" puo’ essere ancora fruttuosa. Avevamo precedentemente accennato all’importanza delle meteoriti antartiche. In effetti, il piu’ grande "giacimento" di materiale extraterrestre incontaminato e’ rappresentato dai ghiacci delle due calotte polari. Solo i ghiacci antartici, tuttavia, grazie ad un singolare meccanismo glaciologico, hanno restituito, e continuano a restituirci, le numerosissime meteoriti in essi intrappolate.
 

In posa per festeggiare il ritrovamento di una "grossa" meteorite a Frontier Mountain in Antartide. E' un momento emozionante che ripaga i disagi di una campagna di ricerca in condizioni spesso proibitive.
A destra Anna Maria Fioretti, co-autrice del presente opuscolo.

La storia della ricerca di meteoriti in Antartide comincia nel 1969 con la scoperta casuale di nove meteoriti, concentrate in un’area molto ristretta, da parte di un gruppo di geologi giapponesi. All’inizio essi pensarono si trattasse di nove frammenti di una stessa meteorite, ma una volta giunti in laboratorio si accorsero, studiando le rocce al microscopio, che avevano raccolto meteoriti appartenenti a quattro classi diverse, riconducibili pertanto ad almeno quattro diversi eventi di caduta. Era statisticamente impossibile che in un’area di poche centinaia di metri quadrati si fosse ripetuta nel tempo la caduta di tante e diverse meteoriti!

I geologi tornarono dunque in quella zona per cercare una risposta a questo apparente enigma, e trovarono, sparse sulla superficie blu del ghiaccio, centinaia di altre meteoriti! Studi glaciologici permisero di trovare una spiegazione per questa cosi’ inusuale concentrazione.

La calotta antartica, con i suoi 12 milioni di chilometri quadrati (circa una volta e mezza il continente europeo) ed il suo spessore medio di circa 2.5 chilometri agisce come un grosso bacino di raccolta, attivo da alcuni milioni d’anni. Le meteoriti cadono sui ghiacci antartici con la stessa frequenza con cui cadono su tutto il resto della superficie terrestre, ma li’ vengono sepolte dalla neve, intrappolate, "congelate" e quindi conservate nelle spesse coltri di ghiaccio. 

A causa dell’enorme peso i ghiacci tendono a defluire dal centro della calotta verso l’esterno, cioe’ verso il mare. Se durante questo percorso, il ghiaccio collide con una catena montuosa, esso viene compresso contro l’ostacolo dal peso della massa a monte e tende a risalire. A causa di questa forte compressione e dei fortissimi venti che soffiano dalla calotta verso il mare il ghiaccio viene dissipato per ablazione

In questo modo ogni anno milioni di metri cubi di ghiaccio scompaiono, liberando in queste zone particolarmente fortunate il prezioso carico di meteoriti.

La ricerca di meteoriti in Antartide vede coinvolte varie nazioni. Anche l’Italia ha contribuito significativamente al ritrovamento ed allo studio di nuove meteoriti, organizzando finora ben quattro spedizioni nell’area di Frontier Mountain, nella Terra Vittoria Settentrionale. A queste spedizioni, finanziate dal Programma Nazionale di Ricerche in Antartide (PNRA) hanno preso parte anche ricercatori del CNR e dell’Universita’ di Padova.

Dalla prima scoperta alle Yamato Mountains ad oggi sono state ritrovate, in diversi siti distribuiti lungo la Catena Transantartica, piu’ di 16.000 meteoriti, molte delle quali di nuovo tipo. E’ interessante notare che le percentuali dei vari tipi di meteoriti raccolte in Antartide rispettano fedelmente le proporzioni delle meteoriti "viste cadere".

Le meteoriti antartiche non sono importanti soltanto per la loro grande varieta’, che ci consente di estendere le nostre conoscenze sui diversi corpi costituenti il Sistema Solare, ma anche per essersi conservate "congelate" e in un ambiente biologicamente incontaminato. Non a caso gli studi sulla possibilita’ di trovare tracce fossili di micro-organismi extra-terrestri vengono condotti quasi esclusivamente su meteoriti antartiche, come la citata meteorite marziana ALH84001 rimasta sepolta dai ghiacci per 13.000 anni prima del suo ritrovamento.

Le meteoriti italiane

La frequenza statistica con cui una meteorite cade in una data area diminuisce assai rapidamente con l’aumentare delle dimensioni, per cui l’eventualita’ che si verifichi un evento catastrofico e’ abbastanza remota. Tuttavia, tenendo conto che in Italia la densita’ di popolazione e’ piuttosto elevata, la probabilita’ che una piccola meteorite cada sul tetto di una casa, o di un’auto, non e’ poi cosi’ trascurabile. Cio’ nonostante le meteoriti italiane sono poche. Delle oltre 60 segnalazioni registrate in vari documenti dal 1500 ad oggi, le meteoriti italiane riconosciute come "vere" sono attualmente 29, sommando quelle trovate per caso a quelle viste cadere. I ritrovamenti sono ovviamente piu’ frequenti nelle aree a piu’ alta densita’ di popolazione, in particolare nella pianura padana e nell’area tosco-marchigiana e laziale.

La piu’ grande meteorite italiana e’ la Alfianello, una condrite ordinaria di ben 228 kg caduta il 16 febbraio 1883 nell’omonimo comune in provincia di Brescia. Pochi anni prima (12 novembre 1856) e sempre in provincia di Brescia era caduta la Trenzano, di cui furono trovati due frammenti di peso complessivo superiore a 10 kg.

In Veneto, la cui superficie e’ di 18.400 km quadrati, sono note soltanto due meteoriti, entrambe viste cadere. La piu’ recente e’ la Noventa Vicentina (VI) condrite ordinaria di 177 g caduta il 12 maggio 1971; la seconda, di dimensioni ben maggiori, e’ la Vago (VR) caduta la notte del 21 giugno 1688. Le cronache dell’epoca raccontano che si tratto’ di uno sciame di meteoriti di cui vennero recuperati solo due grossi pezzi di 136 e 91 kg. Oggi ne rimangono soltanto pochi e minuti frammenti conservati nei Musei di Storia Naturale di Vienna e Parigi. Non e’ dunque possibile verificare se le dimensioni riportare nelle cronache siano veritiere.

Tra le cadute piu’ singolari vogliamo ricordarne una relativa proprio al progetto IMPACT. Nel 1988 una meteorite di 800 grammi cadde in un piazzale dell’Alenia Aerospazio di Torino!.

La meteorite italiana piu’ recente e’ la Fermo (AP), trovata il 26 settembre 1996, due giorni dopo essere stata "sentita" cadere. Essa pesa 10.3 kg, ha una crosta di fusione completa ed e’ una breccia condritica. Gli autori del ritrovamento, dando prova di grande senso civico, hanno informato prontamente le autorita’ municipali che a loro volta hanno avvisato la comunita’ scientifica. Un piccolo pezzo del campione e’ cosi’ giunto all’Universita’ di Padova per lo studio classificativo (eseguito dagli scriventi), un altro all’Universita’ di Torino per lo studio dell’eta’ di permanenza nello spazio, altri piccoli frammenti sono stati distribuiti a vari ricercatori per studi specialistici.
 

Gianmario Molin, co-autore del presente fascicolo, soppesa la meteorite Fermo (10,3 kg!). 
I guanti sono una precauzione per evitare ulteriori contaminazioni del campione.

La meteorite e’ ora conservata ed esposta al pubblico in una apposita sezione del "Museo Polare" della Citta’ di Fermo e contribuisce alla rinomanza internazionale di una cittadina gia’ ricca di storia e di beni artistici. Questa meteorite sembra confermare quanto gia’ rivelato da alcune statistiche: a parita’ di densita’ di popolazione il numero di meteoriti trovato per unita’ di superficie e’ proporzionale al livello di informazione degli abitanti.


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