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Meteorito HED

Los meteoritos HED son un clan (subgrupo) de meteoritos de acondrita . HED significa " howardita – eucrita – diogenita ". Estas acondritas provienen de un cuerpo parental diferenciado y experimentaron un extenso procesamiento ígneo no muy diferente de las rocas magmáticas encontradas en la Tierra y por esta razón se parecen mucho a las rocas ígneas terrestres. [1]

Clasificación

Los meteoritos HED se dividen a grandes rasgos en:

Se han encontrado varios subgrupos tanto de eucritas como de diogenitas. [2] [3]

Los meteoritos HED representan aproximadamente el 5% de todas las caídas, [4] lo que representa aproximadamente el 60% de todas las acondritas . [5]

Origen

El asteroide Vesta
Johnstown , diogenita

Independientemente de su composición, se cree que todos estos tipos de meteoritos se originaron en la corteza del asteroide Vesta . [6] [7] Según esta teoría, las diferencias de composición se deben a su eyección en diferentes momentos de la historia geológica de Vesta. Se ha determinado que sus edades de cristalización están entre 4,43 y 4,55 mil millones de años a partir de proporciones de radioisótopos . Los meteoritos HED son meteoritos diferenciados , que fueron creados por procesos ígneos en la corteza de su asteroide padre.

Se cree que el método de transporte desde Vesta a la Tierra es el siguiente: [8]

  1. Un impacto en Vesta expulsó escombros, creando pequeños asteroides tipo V (10 kilómetros (6,2 millas) de diámetro o menos) . O los trozos de asteroides fueron expulsados ​​como tales o se formaron a partir de escombros más pequeños. Algunos de estos pequeños asteroides formaron la familia Vesta , mientras que otros se dispersaron algo más lejos. [9] Se cree que este evento ocurrió hace menos de mil millones de años. [10] Hay un enorme cráter de impacto en Vesta que cubre gran parte del hemisferio sur y es el mejor candidato para el lugar de este impacto. La cantidad de roca que se excavó allí es muchas veces más que suficiente para dar cuenta de todos los asteroides de tipo V conocidos.
  2. Algunos de los restos de asteroides más lejanos terminaron en la brecha de Kirkwood de 3:1 . Se trata de una región inestable debido a las fuertes perturbaciones de Júpiter , y los asteroides que terminan aquí son expulsados ​​a órbitas muy diferentes en una escala de tiempo de unos 100 millones de años. Algunos de estos cuerpos son perturbados en órbitas cercanas a la Tierra formando pequeños asteroides cercanos a la Tierra de tipo V , como por ejemplo 3551 Verenia , 3908 Nyx o 4055 Magellan .
  3. Más tarde, impactos más pequeños sobre estos objetos cercanos a la Tierra desalojaron meteoritos del tamaño de rocas, algunos de los cuales chocaron más tarde con la Tierra. Sobre la base de las mediciones de exposición a los rayos cósmicos , se cree que la mayoría de los meteoritos HED surgieron de varios impactos distintos de este tipo y pasaron entre 6 y 73 millones de años en el espacio antes de chocar contra la Tierra. [11]

Ver también

Referencias

  1. ^ Todo sobre meteoritos
  2. ^ Delaney, JS; Prinz, M.; Takeda, H. (1984). "Los eucritas polimícticos". Actas de la conferencia sobre ciencia lunar y planetaria : 251.
  3. ^ Beck, AW; McSween, HY (2010). "Diogenitas como brechas polimímicas compuestas de ortopiroxenita y harzburgita". Meteorítica y ciencia planetaria . 45 (5): 850–872. Código Bib : 2010M&PS...45..850B. doi : 10.1111/j.1945-5100.2010.01061.x . S2CID  129218989.
  4. ^ "Base de datos de boletines meteorológicos".
  5. ^ Lindstrom, Marilyn M.; Puntuación, Roberta. "Poblaciones, emparejamientos y meteoritos raros en la colección de meteoritos antárticos de EE. UU.". Centro espacial Johnson de la NASA . Archivado desde el original el 4 de diciembre de 2004.
  6. ^ McSween, HY; RP Binzel; MC De Sanctis; E. Ammanito; TH Prettyman; AW Beck; V. Reddy; L. Le Corre; MJ Gaffey; et al. (27 de noviembre de 2013). "Dawn; la conexión Vesta-HED; y el contexto geológico de eucrita, diogenitas y howarditas". Meteoritos y ciencia planetaria . 48 (11): 2090–21–4. Código Bib : 2013M&PS...48.2090M. doi : 10.1111/maps.12108.
  7. ^ Kelley, MS; et al. (2003). "Evidencia mineralógica cuantificada de un origen común de 1929 Kollaa con 4 Vesta y los meteoritos HED". Ícaro . 165 (1): 215–218. Código Bib : 2003Icar..165..215K. doi :10.1016/S0019-1035(03)00149-0.
  8. ^ Drake, Michael J. (2001). "La historia de Eucrita/Vesta". Meteorítica y ciencia planetaria . 36 (4): 501–513. Código Bib : 2001M&PS...36..501D. doi :10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x.
  9. ^ Binzel, RP; Xu, S. (1993). "Chips de [sic] asteroide 4 Vesta: evidencia del cuerpo original de meteoritos de acondrita basáltica". Ciencia . 260 (5105): 186–191. Código Bib : 1993 Ciencia... 260.. 186B. doi : 10.1126/ciencia.260.5105.186. PMID  17807177. S2CID  33089520.
  10. ^ Binzel, RP; et al. (1997). "Mapeo geológico de Vesta a partir de imágenes del telescopio espacial Hubble de 1994". Ícaro . 128 (1): 95-103. Código Bib : 1997Icar..128...95B. doi : 10.1006/icar.1997.5734 .
  11. ^ Eugster, O.; Michel, Th. (1995). "Eventos comunes de desintegración de asteroides de eucritas, diogenitas y howarditas, y tasas de producción de rayos cósmicos para gases nobles en acondritas". Geochimica et Cosmochimica Acta . 59 (1): 177–199. Código Bib : 1995GeCoA..59..177E. doi :10.1016/0016-7037(94)00327-I.

enlaces externos

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