Meteoritos



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Procedencia de los meteoritos.
Los meteoritos llegan a la Tierra desde el espacio exterior, pero que se han formado dentro del Sistema Solar y a partir de la misma materia que el resto del mismo, es decir a partir de materia estelar que habría sufrido procesos de diferenciación mas o menos acusados.

La ley de Bode predecía la existencia de un planeta situado entre Marte y Júpiter. Los primeros autores, hasta Ringwood, 1961 y Rittmann, 1962 suponían la Hipótesis de un único cuerpo, es decir que todos los meteoritos procedían de un cuerpo o planeta originario situado entre Marte y Júpiter, con un tamaño del orden del de la Luna o Marte (>3000 Km. de diámetro) y formado como los otros planetas del Sistema solar por acreción de partículas de materia solar(NSP).

De la corteza de este planeta procederían las acondritas, del manto las condritas y del núcleo los sideritos y siderolitos

Del planeta único habría habido una fragmentación causada por inestabilidades en el planeta debidas al juego de fuerzas gravitatorias entre el Sol y su vecino planeta Júpiter. Después por choques entre los fragmentos cada vez habría una mayor fragmentación

Otros autores como Urey, 1959 proponían la existencia de varios cuerpos padres de tamaño planetario o asteroidal (500 a 3000 Km. de diámetro), que no se consideran fragmentos de un planeta único, sino "planetesimales" que nunca llegaron a acrecionar debido a la influencia de la gravedad de Júpiter

Los meteoritos describen órbitas elípticas alrededor del Sol y son alejados de sus órbitas por acción de choques ocasionales entre ellos y por perturbaciones ocasionadas por los campos gravitatorios de los planetas del Sistema Solar, especialmente Júpiter.
. Solo cuando se fotografía la caída de un meteorito desde varios sitios distintos se puede calcular la trayectoria (por triangulación) y por tanto su lugar de procedencia A partir de 1964 se instaló una red de cámaras apuntando toda la noche al cielo . Se pusieron cámaras en Checoslovaquia, Estados Unidos y Canadá. Cerrando el objetivo con una ventana a intervalos regulares se puede determinar la velocidad de la caída por las marcas dejadas en las fotografías Esto también permite determinar el posible lugar de caída del meteorito para tratar de recuperarlo. Durante los 20 años que funcionó está red se pudieron recuperar 3 meteoritos. Ademas, en 1992, cayó un meteorito en Peekskill, una pequeña ciudad cerca de Nueva York. Los espectadores en un estadio de fútbol vieron en el cielo un objeto luminoso, mas brillante que la luna llena, que se escindió en varias docenas de fragmentos. Las estelas que duraron unos 40 s. gracias a la trayectoria casi horizontal, fueron fotografiadas por unas 14 cámaras de vídeo.

Los cálculos efectuados a partir de estas trayectorias indican que efectivamente los meteoritos proceden del cinturón de asteroides situado entre las órbitas de Marte y Júpiter

En la actualidad se sabe que los meteoritos proceden en su mayor parte de los NEOs (Near Earth Objects) y en una pequeña parte de la Luna y de Marte.

Los NEOs (Near Earth Objects) comprenden los siguientes objetos en la proximidades de la Tierra: 90% asteroides o cometas de periodo corto

10% cometas de periodo intermedio a largo.

También se habla de los NEA (Near Earth Asteroides). Es difícil distinguir entre asteroides y cometas. La única diferencia es que si tienen "cola" o "coma" son cometas y si no, son asteroides. Algunos asteroides son cometas ya desgasificados, de modo que muchos de los NEA pueden tener un origen cometario

Aunque la mayor parte de los meteoritos conocidos están relacionados con los asteroides también se han descubierto meteoritos procedentes de Marte (de Marte se conocen 12, 6 de los cuales habían ciado antes de 1969. Uno de ellos, al caer en Egipto, en 1911, mató un perro)) y de la Luna, probablemente arrancados de la corteza de estos planetas por un impacto de un meteorito.

Las "lluvias de estrellas" que ocurren en dos épocas del año: en agosto Las Perseidas y en noviembre Las Leónidas proceden de los restos de dos cometas (Swift Tuttle y Tempel Tuttle, respectivamente)

Hay también miles de millones de tamaño de polvo.
Asteroides mas importantes
.Hay entre 500.000 y 2000000 de pequeños asteroides. De ellos tienen nombre y/o número unos 10.000 y unos 200 tienen diámetros mayores de 100 Km.

, "Ceres" el mayor de ellos tiene forma irregular y un tamaño de entre 770 y 1020 Km. de  Su densidad es de 2,7 0,13 g/cm3. Ceres concentra el 25% de la masa del cinturón de asteroides. Fue descubierto en 1801 por un astrónomo que estaba buscando un planeta en la órbita predicha por la ley de Bode, entre Marte y Júpiter.



"Pallas" y "Vesta" tienen diámetros de unos 450 Km. Vesta es el único meteorito visible a simple vista.

Eros, de unos 33 Km. de diámetro fue visitado por la sonda NEAR.

Ida (243 Ida) toma su nombre de una ninfa de Creta que amamantó a Zeus. Tiene forma irregular y unos 28 Km. de diámetro máximo y tiene una pequeña luna de 1,5 Km. de diámetro. Es la primera luna descubierta en un asteroide gracias a la sonda Galileo que en 1993 se aproximó a unos 24.000 Km. de Ida

Gaspra (951 Gaspra) tiene 7 Km. de diámetro y fue descubierto en 1916. En 1991 la sonda espacial Galileo pasó cerca (a unos 1600 Km.) y se hicieron una serie de fotos y observaciones detalladas. Parece haberse fragmentado de un cuerpo padre mayor. Su superficie tiene cráteres pero no mucho por lo que se cree que es una superficie relativamente joven, de unos 200 Ma.

Otros asteroides, también con nombres mitológicos son: Juno, Hermes, Adonis, Apolo, Chiron, Midas, Tantalus, Baco, etc.


Clasificación de los asteroides.-

La composición química de muchos de estos asteroides se ha podido estudiar espectrofotometricamente y se pueden distinguir cuatro tipos principales: El análisis espectrométrico de los asteroides ha permitido distinguir 4 tipos principales:



Asteroides tipo -C : Carbonáceos (=Condritas Carbonáceas)

Son los mas oscuros. Ricos en silicatos hidratados y compuestos de Carbono.

65 a 75% del total de asteroides

Asteroides tipo S: Silíceos: (=Silicatados)

Compuestos por piroxenos, olivino y aleación FeNi. Similares a los meteoritos silicatados 30% del total



Asteroides tipo -M: Metálico (=Sideritos, Siderolitos)

Compuestos por aleación metálica



Asteroides tipo U: : No Clasificado (Unclasified):

Asteroides que no encajan en ninguno de los grupos anteriores y que parecen estar constituidos por piroxeno y plagioclasa.


Es importante señalar que el material condrítico parece ausente o muy escaso en los asteroides en tanto que las condritas ordinarias constituyen la inmensa mayoría de las "caídas" de meteoritos.
En la TRANS 4/16 tenemos una coincidencia total entre las características espectrales de algunos meteoritos (curvas) con las de algunos asteroides (puntos con barras de error). Esto se interpreta en el sentido de que los meteoritos proceden de los asteroides.
Cuerpos padre de los asteroides

Los asteroides actuales se cree que se han formado por colisiones y roturas de varios cuerpos padres primarios. Esta hipótesis viene apoyada por los siguientes datos:

- En distintos sideritos se han calculado ritmos de enfriamiento distintos.

- Por las cantidades de Ga, Ge y Ni se han podido agrupar los sideritos en unos 12 tipos genéticos, cada grupo probablemente procede de un cuerpo padre distinto.

- Las edades de los meteoritos, aunque todas ellas agrupadas en torno a los 4600 M.a., edad del Sistema Solar, muestran algunas diferencias.

- Si se estudian las relaciones isotópicas 18O/16O y 17O/16O se encuentran 6 grupos distintos, lo que apunta también a la existencia de distintos cuerpos padre. Estos grupos son:

(1): Tierra, Luna, Condritas Enstatiticas, Acondritas (excepto Ureilitas) y Siderolitos.

(2): Condritas L y Condritas LL

(3): Condritas H

(4): Minerales anhidros de las condritas C2,C3 y C4.

(5): Minerales hidratados de las Condritas C2.

(6): Ureilitas



Dimensiones de los cuerpos padres de los asteroides
Las dimensiones deben ser relativamente pequeñas porque si no, no se comprende que al romperse no se haya vaporizado totalmente.
Han tenido que ser cuerpos pequeños, capaces de enfriarse rápidamente porque han retenido volátiles tales como 40Ar, 4He, etc.
Por otro lado han debido ser no muy pequeños porque han sufrido procesos de calentamiento, fusion y diferenciación y porque el enfriamiento en ellos ha sido muy lento como se puede deducir por la existencia de Figuras de Widmänstatten. El ritmo de enfriamiento de los sideritos requiere cuerpos padre entre los 70 y los 180 Km. de radio. Algunos asteroides tienen este tamaño pero probablemente proceden de la fragmentación de cuerpos algo mayores que se habrían roto por colisiones mutuas.

En la TRANSP- 4/16 se tiene una representación gráfica de como habría podido ser este proceso en uno de los cuerpos padre.



Cometas

Constituidas esencialmente por hielo. Contienen moléculas orgánicas complejas.

Cientos de miles de millones de estos cuerpos cometarios de tamaños kilométricos crecieron en la nébula solar.

Saturno, Urano y Neptuno perturbaron gravitacionalmente a los cuerpos planetarios y los expulsaron a grandes distancias del Sol, a la nube de Oort, llamada así por el astrónomo que sugirió esta idea por primera vez.

Otros cometas están en el cinturón de KUIPER.

Están tan lejos que son atraídos muy débilmente por el Sol. Solo cuando caen hacia el Sol se pueden observar por sus colas de gas y polvo que se subliman por calentamiento por la radiación solar.


El análisis espectral de la luz de los cometas da como resultado la existencia de H2, O2, C y N.
La mayor parte de los micrometeoritos proceden de los cometas y se pueden recoger:

  • En el fondo del mar (En el viaje del CHALLENGER ya se recogieron)

  • En los hielos polares.

  • En la alta atmósfera, usando aviones U2

  • En el espacio, en estaciones espaciales como el MIR

  • En el espacio, en enjambres específicos que se conoce pertenecen a un cometa determinado.


Hipótesis actual más coherente para explicar el origen de los meteoritos
Todos los meteoritos procederían de unos pocos cuerpos de tamaño subplanetario. La diferenciación de éstos cuerpos habría tenido lugar de forma análoga a la de los restantes planetas. Posteriormente habrían ocurrido rupturas, correspondiendo cada tipo de meteorito a zonas determinadas.

En algunos de estos cuerpos padre, debido bien a su menor tamaño, bien a que hubiesen acrecionado posteriormente [con lo que ya no tendrían calor procedente de la desintegración radioactiva de elementos de vida media corta] no se llegaría a producir fusion ni diferenciación. Esto ocurre en el caso de las condritas carbonáceas, con mineralogía estable de bajas temperaturas y también en el caso de las condritas ordinarias. Resumiendo:

Condritas C Condensación directa

Condritas Cuerpos pequeños no diferenciados.

Acondritas Parte exterior de cuerpos planetarios diferenciados

Marte: Meteoritos SNC

Luna

Siderolitos Límite núcleo- manto de cuerpos planetarios diferenciados.



Sideritos Núcleo de cuerpos planetarios diferenciados.
Algunos meteoritos célebres. TRANSP-5/16
 Meteorito de TUNGUSKA, Siberia (1908). Es el mayor conocido que ha hecho impacto en la Tierra. Como la zona de caída era desértica solo en 1920 se organizo una expedición encontrándose un área de 30 Km. totalmente devastada, con los arboles arrancados de raíz y parcialmente quemados, pero no se encontró cráter ni restos de meteoritos. Durante muchos años se discutió si lo que había chocado era el núcleo de un cometa o un meteorito.¿ovni? Muy posteriormente se han descubierto en la zona esferulos de vidrio y magnetita con núcleos metálicos conteniendo hasta el 8,5% de Ni. También se han encontrado desperdigados gran número de minúsculos diamantes

La explicación mas plausible es la explosión en la atmósfera de un pequeño cometa de unos cien metros de diámetro, de 106 Tm de peso y con una velocidad de unos 30Km/sg.

Impactos de cometas como el de Tunguska pueden haber depositado agua en la superficie de la Tierra y por tanto pueden haber creado condiciones favorables para la aparición de la vida.
 Meteorito del Cañón del Diablo, Arizona.  Siderito. Es uno de los mayores y mejor estudiados. Cayó en época prehistórica (40000 años).Como consecuencia de su caída formó el Meteor Crater o Barrington Cráter, de 1,186 Km de diámetro. Se volatilizó en su mayor parte.
 Meteorito de Sikhote Akin, Siberia Oriental.  Es el mayor siderito de los que se ha visto caer y se ha podido estudiar "in situ" en la época de su caída (1947) Produjo unos 100 cráteres, alguno tan grande como de 26m. de diámetro. Su masa se ha estimado en unas 200 toneladas, de las que solo unas 70 Tm llegaron a Tierra. El mayor fragmento recuperado  2Tm. La velocidad de llegada calculada: 40Km/s
 Meteorito de Orgueil, Francia.  Condrita carbonácea "Caída" en mayo 1864. Es de gran interés científico por sus características. (más información en condritas carbonáceas).
-Meteorito de Pueblito de Allende, Méjico. Es una condrita carbonácea "caída" el 8 de febrero 1969. Tiene mas de 2 Tm de peso y es importante porque tiene unas inclusiones ricas en Ca, Al y Ti, que constituyen hasta el 8% en volumen, con composiciones isotópicas distintas a las del Sistema Solar y se interpretan como los primeros condensados de la NSP o incluso como restos de la supernova previa. (ver discusión en Condritas Carbonáceas)
- Meteorito Allan Hills 84001,de Marte. Condrita carbonácea "hallada" en la Antártida en 1984. En 1996 se descubren posibles trazas de organismos microscópicos. Debido a ello se aceleraron los planes científicos para explorar Marte con una serie de naves no tripuladas. La nave "Mars Pathfinder" equipada con el vehículo Sojourner, de 6 ruedas motrices y con un panel solar ya está enviando fotos y datos desde Marte.
-Meteorito de la Luna, encontrado en la Antártida, en 1982, pesando 32g.
Meteorito Hoba (África SO) Es un siderito de 3x3x1 m. Se encuentra empotrado en la caliza de la zona.
Algunos meteoritos célebres en España.

En España se tienen una serie de meteoritos, muchos de ellos estan reunidos en el Museo Nacional de Historia Natural, en Madrid.

En la TRANSP-6/16 se tienen algunos de los meteoritos españoles junto a acontecimientos históricos en relación con los meteoritos
Meteorito siderito descrito por Averroes (siglo XII). Pesaba 45 Kg. y sabemos que se forjó una espada, pero no han quedado restos.
Meteorito condrítico de Sena (Huesca), caído el 17 noviembre 1773. Fue el primero estudiado científicamente por Proust, cuando todavía muchas autoridades científicas cuestionaban el origen extraterrestre de los meteoritos. (en 1769 Lavoisier explicaba los meteoritos como producidos por un rayo sobre las rocas. En 1776 se retiraron como dudosos los meteoritos de las vitrinas del museo de Viena).
Meteorito siderito de Colomera (Granada). "hallado" en 1912, enterrado en el patio de una casa, es el de mayor peso encontrado en España. ( 134 Kg.)
Meteorito condrítico de Olivenza, Badajoz. "Caída" en 1924. Es la mayor condrita caída ( 150 Kg.)

MINERALES DE LOS METEORITOS
En los meteoritos se conocen más de cuarenta minerales, algunos de los cuales son exclusivos de los meteoritos, no habiendo aparecido nunca en rocas terrestres, lo que sugiere condiciones de formación distintas a las de la tierra.

En la TRANSP-7/16 se tiene una lista de los principales minerales aparecidos en meteoritos. Se han remarcado los minerales que aparecen únicamente en los meteoritos.


Se pueden sintetizar las características de los minerales meteoríticos:

a) Minerales típicos de rocas ultramáficas terrestres: Peridotitas y Gabros o típicamente meteoríticos.

b) En general de alto contenido en Mg, Fe, Ni, S y Ca. Bajo contenido en Si y álcalis Na y K. No hay minerales hidratados (anfiboles, micas etc.) Defecto de O.

c) Contenido alto de Fe, Ni, C y S elementales.

d) Compuestos en muchos casos de altas T y P. Ambientes reductores.

e) Minerales típicos de formación en procesos de cristalización a partir de fundidos, en muchos casos en procesos extraordinariamente lentos.

f) En muchos casos minerales deformados, con huellas de tensiones o roturas debidas a presiones.

g) Ausencia o escasez de elementos volátiles.


SIDERITOS O HIERROS METEORÍTICOS
Definición

Son meteoritos compuestos en su casi totalidad (94 a 99,5%) por aleaciones de Fe y Ni con pequeñas cantidades de otras fases accesorias: Metálicas (Co), silicatadas (diopsido cromífero), sulfuradas (troilita) y oxidos (cromita).


Abundancia

Es el grupo de meteoritos que se reconoce mejor ya que no hay posibilidad de confusión con rocas terrestres. Su aspecto semeja mucho a una masa metálica oxidada superficialmente.

Tienen una densidad elevada y resisten mejor los procesos de alteración meteórica.

Por eso el 47% de todos los meteoritos "encontrados" o "finds" son sideritos, mientras que no suponen mas que el 4,6% de los "caídos".


Composición mineralógica

Los minerales más abundantes son los formados por aleaciones Fe-Ni.


KAMACITA o HIERRO : Es una aleación Fe-Ni con una proporción constante de Níquel (5.5%). Cristaliza en una red cúbica centrada en el interior.
TAENITA o HIERRO Es una aleación de Fe-Ni con una proporción variable de Ni (26-65%). Cristaliza en una red cúbica centrada en las caras.
PLESSITA No es un mineral simple sino intercrecimientos de Kamacita y Taenita. Los meteoritos cuya estructura metálica estaba formada fundamentalmente por plessita se llaman ataxitas, que quiere decir "sin estructura", nombre heredado de cuando el poder de resolución de los microscopios era menor y no se apreciaban estructuras. Con los microscopios actuales, cuando se observa la plessita con unos 450 aumentos se pueden ver gotitas de Kamacita en una masa oscura.
En pequeña cantidad y formando granos redondeados o laminares desperdigados en la fase metálica se pueden encontrar también los siguientes minerales accesorios:
Schreibersita P(Fe, Ni, Co) Se encuentra como inclusiones en los minerales de Fe, Ni. Para que se forme este mineral hacen falta condiciones reductoras que no se dan en la corteza terrestre.
Troilita SFe. Se encuentran como accesorio en todos los meteoritos.
Cohenita CFe3. Solo se encuentra en octaedritas con <7% de Ni. Para que se forme es preciso: Saturación del sistema en Fe y C; ambiente reductor; presiones muy altas ( del orden de 25.000 atmósferas); temperaturas de 1000ºC como mínimo.
Grafito C generalmente formando nódulos y raramente como placas y granos.
Diamante C su existencia parece estar en relación con el impacto en la corteza.
Daubrelita Fe Cr2 S4 . Muy común en las hexaedritas y generalmente asociada a la troilita, bordeándola o intercreciendo con ella.
Enstatita y Forsterita, pueden encontrarse también como pequeñas inclusiones en las aleaciones Fe-Ni.

CARACTERES ESTRUCTURALES
Hay unos caracteres estructurales externos:
los REGMAGLIFOS o huellas de procesos de fusión superficial característicos. En la atmósfera y por la fricción desarrollan "cortezas de fusión o cortezas de reacción", generalmente menores de 1 mm de espesor, constituidas por productos de oxidación y vidrio. Estas huellas son independientes de la composición del siderito, dependiendo únicamente de la acción de la atmósfera sobre el siderito, ya que este se pone incandescente al atravesarla.

Son distintas no solo entre diferentes meteoritos, sino también entre distintas zonas del mismo.

También durante su paso por la atmósfera pueden absorber gases atmosféricos, lo que es importante a la hora de interpretar las composiciones isotópicas.
BANDAS DE NEUMANN Estas bandas no representan diferencias mineralógicas ni composicionales, sino que son lamelas de metal maclado mecánicamente en la superficie pulida de la Kamacita y más raramente en la Taenita, tanto en los sideritos (hexaedritas , ataxitas pobres en Ni) como en la fase metálica de otros meteoritos, por ejemplo en los siderolitos. A simple vista semejan un fino rayado de líneas paralelas según distintas direcciones. Se ha deducido que su aparición se debe a una deformación mecánica intensa a T relativamente bajas (<600ºC). Estas condiciones serian causadas por un violento impacto o explosión.
Las BANDAS DE WINDMANSTATTEN en cambio reflejan una serie de caracteres estructurales internos, dependientes de la composición y naturaleza del siderito. Solo son observables si el siderito es cortado, pulido y su superficie atacada por un ácido débil (solución alcohólica de NO3H al 2% o con ácido pícrico). También con este procedimiento se hacen aparentes las bandas de Neumann. Las bandas o figuras de Windmanstatten solo aparecen en las octaedritas y en las ataxitas con Ni> 25% Son un reflejo de la estructura cristalina y por tanto su orientación depende de como se haya realizado el corte TRANSP-8/16

Las FIGURAS DE WINDMANSTATTEN están constituidas por un enrejado en bandas que se entrecruzan entre si según 2, 3, o 4 direcciones. Unas bandas son de Kamacita o Fe  (Ni=5,5%) Están bordeadas por otras bandas de Taenita o Fe- (Ni desde 27 a 65%). Intersticialmente se dispone la Plessita Si por medio de la microsonda electrónica se analizan estas figuras de Windmanstatten se obtiene se obtiene el resultado de la TRANSP-8/16 en la que se ve que la composición de las bandas de Kamacita es muy constante en tanto que la composición de las bandas de taenita es muy variable ( de35% Ni a 85% Ni)

La anchura de las bandas es indicativa del contenido en Ni del meteorito:

Lamelas anchas de kamacita significan menor contenido en Ni.

Lamelas estrechas de kamacita significan mayor contenido en Ni.
RELACION DE LAS FIGURAS DE WINDMANSTATTEN CON LA VELOCIDAD DE ENFRIAMIENTO Y EL TAMAÑO DEL CUERPO PADRE DEL METEORITO
Gracias a las figuras de Windmanstatten podemos conocer las dimensiones del o de los cuerpos padres de los meteoritos.

La difusión de Ni y Fe para la desmezcla de la taenita en taenita y kamacita depende del ritmo de enfriamiento, que debe ser muy lento, pero es muy variable, está comprendido entre los limites de uno a mil grados centígrados por cada millón de años.

Se pueden realizar una serie de cálculos, en los que suponiendo conocidos: el radio del cuerpo planetario, la capacidad calorífica, la conductividad térmica, el contenido en elementos radioactivos, se pueden calcular las velocidades de enfriamiento de dicho asteroide o cuerpo planetario. A la inversa, suponiendo conocidas las velocidades de enfriamiento podemos calculaar las profundidades a las que se han podido originar las desmezclas que resultan ser desde cerca de la superficie hasta unod 100 Km de profundidad en el cuerpo padre.

No se necesitan por tanto grandes profundidades, lo que está de acuerdo con que el mayor asteroide conocido CERES tiene unos 770 Km. de .

Existe otro dato a favor de que sean asteroides pequeños: si los meteoritos procediesen de planetas grandes se hubiesen encontrado minerales de A.P. tales como piropo y jadeita. Pero si son pequeños asteroides surge un problema. De donde se ha sacado energía para la fusión? En los cuerpos mayores las temperaturas subieron como consecuencia de la acreción y de la energía gravitatoria. En los asteroides pequeños se piensa que una parte importante seria la desintegración radioactiva del 26Al a 26Mg de vida media =0,7 Ma.
CLASIFICACION ANTIGUA DE LOS SIDERITOS

Se hacia de acuerdo con la estructura y mineralogía que responden a su vez a un quimismo (contenido en Ni) determinado:



Hexaedritas: H: 5 a 6% Ni: Formadas por Kamacita (Fe-)

Octaedritas: O: 6 a 14% Ni: Formadas por Kamacita (Fe-) + Taenita (Fe-) con algo de plessita intersticial.

Ataxitas: D: Ricas en Ni: Formadas fundamentalmente por plessita y cuando Ni>25% por Taenita.

Debido a que la composición química de los sideritos es casi en su totalidad la aleación FeNi (Fe90,8 Ni8,6) se puede estudiar su comportamiento en un diagrama fusión- cristalización de Fe-Ni, muy estudiado por los metalúrgicos a presión atmosférica TRANSP - 9/16


Hexaedritas Contienen 5 a 6% de Ni.

Se llaman así por estar formadas por cristales cúbicos (hexaédricos) de Kamacita. Los cristales de Kamacita tienen exfoliación paralela a las caras del cubo, y presentan bandas de Neumann que resultan del maclado según caras del trapezoedro. La mayoría de las Hexaedritas conocidas están constituidas por un cristal único de Kamacita, pero algunas están formadas por un agregado de varios cristales de Kamacita. La granulación se nota muy bien porque muchas veces las hexaedritas se rompen por los limites de los cristales. La mayor parte de las Hexaedritas se encuentran en zonas geográficas muy restringidas, por ejemplo en el N de Chile se han encontrado 12, en Norteamérica (entre Carolina del Norte, Georgia y Alabama) se han encontrado 10 y otras entre México y Tejas. Probablemente correspondan en cada caso a un único siderito que se desmembró al caer y se dispersó. Las hexaedritas pueden explicarse en el diagrama de cristalización Fe-Ni. El el paso líquido- sólido se tiene siempre taenita. Cuando el contenido en Ni es bajo se alcanzan las curvas de solubilidad sólida a temperaturas altas y la desmezcla se puede completar: toda la taenita pasa a ser kamacita.


Octaedritas Es el tipo más común de sideritos. Se llaman así debido a que las lamelas de kamacita que se desmezclan se acoplan a la simetría cúbica de la taenita y tienen cuatro orientaciones principales paralelas a planos octaédricos (Estructura de Windmanstatten) Según la anchura de las bandas de Kamacita se clasifican en:

Oge: Extremadamente gruesas

Ogg: Muy gruesas >2mm

Og : Gruesas

Om : Medias (0.5 a 2mm)

Of : finas

Off: Muy finas (<0.5 mm)

La anchura de las bandas de kamacita está en relación con el contenido en Ni: a mayor anchura, menor contenido en Ni.

La explicación se tiene de nuevo en el diagrama de cristalización FeNi. Cuando el contenido en Ni se hace mayor del 6% el meteorito al enfriarse alcanza la curva de solubilidad sólida superior y comienza la desmezcla, pero no alcanza la curva de solubildad sólida inferior, por lo que la desmezcla no se completa. Las lamelas de kamacita que se producen en la desmezcla son tanto mas grandes cuanto menor sea el contenido en Niquel.
Ataxitas ricas en Níquel. Según aumenta el contenido en Níquel del siderito, las bandas de Kamacita se hacen cada vez más estrechas. Para un porcentaje de Ni del 12 al 14% se hacen extremadamente estrechas y discontinuas y la estructura de Windmanstatten desaparece. Esto es debido a que durante el enfriamiento se alcanza la curva de solubilidad sólida a temperaturas bajas, a las que va siendo cada vez mas dificil la desmezcla. Del 14 hasta el 25% de Níquel los sideritos están formados casi exclusivamente por plessita (desmezcla submicroscópica de taenita y kamacita). Con más de el 25% de Níquel los sideritos están formados exclusivamente por Taenita.

Meteoritos asociados a sideritos pero con caracteres especiales En la bibliografía se indican alrededor de 6 caídas y unos 36 hallazgos de meteoritos que aunque son fundamentalmente metálicos y por ello clasificados como sideritos no presentan los caracteres descritos. Entre ellos cabe destacar el meteorito llamado SOROTIITA de Soroti, Uganda, constituido por 50% FeNi y 50% de Troilita.
COMPOSICION QUIMICA Y CLASIFICACION MODERNA DE LOS SIDERITOS
Si hacemos la media de todos los sideritos analizados nos da una composición química muy sencilla:

Fe:90.78 Ni: 8.59 Co: 0.63

Además pequeñas cantidades de P, S, Cr, C , debidas a los minerales accesorios. Si proyectamos todos los análisis en una curva de frecuencias vemos que hay dos picos, uno que corresponde a Ni=5.5% que es precisamente la composición media de las hexaedritas y otro que corresponde a Ni=8.0% que es la composición media de las octaedritas. También se puede apreciar la pequeña cantidad de sideritos con >20% Ni.

Otros elementos que aparecen en estos sideritos son:


Cu: nativo, asociado a la aleación Fe Ni y a sulfuros: Troilita y sulfuro de Cu.
Co: Asociado fundamentalmente a la aleación Fe Ni y también en la fase sulfurada Troilita.
Mn: En la Cromita. Su carácter litófilo no es tan marcado como en los materiales terrestres, así que puede formar sulfuros como la alabandita SMn.
Cr: En la Cromita y en el Diopsido cromífero.
P: en la Schreibersita P(Ni,Fe)3
Si, Ca y Mg: En silicatos (piroxenos). El Si también se encuentra como elemento en aleación con el FeNi, lo que indica condiciones extraordinariamente reductoras.
Ga y Ge: El contenido en estos elementos tiene mucho interés ya que se ha detectado que hay una correlación entre ambos y variaciones relacionadas con el contenido de Ni y tipo de meteorito.
En base a los contenidos de Ga, Ge y Ni la mayor parte de los sideritos se pueden asignar a varios grupos principales: I, II, IIIa, IIIb, IVa y IVb existiendo además otros tipos dispersos. (Kaula,F 8.9 p.365) TRANSP-10/16
Una posible explicación es que cada uno de los grupos Ga-Ge se habría originado en un cuerpo padre distinto. Cada uno de estos cuerpos padre evolucionaría durante su enfriamiento de forma distinta. Por otra parte condritas (aerolitos) y pallasitos (siderolitos) también presentan estas relaciones de Ga y Ge, lo cual tiene gran interés en cuanto que permite establecer parentescos entre los distintos tipos de meteoritos.

SIDEROLITOS
Los siderolitos son un grupo relativamente escaso y poco importante de meteoritos ( 1,5% de caídas y 5,7% de hallazgos). Se dividen en 2 grandes grupos de acuerdo con la naturaleza de los minerales silicatados:
Pallasitos (siderolitos olivínicos) (FeNi+Olivino)

Mesosideritos (siderolitos con plagioclasa y piroxeno)(FeNi+Px+Plag)
En realidad el grupo de los siderolitos es bastante artificial ya que los pallasitos podrían incluirse entre los sideritos y los mesosideritos entre las acondritas.
Pallasitos

Consisten en una masa de aleación FeNi con granos de Olivino uniformemente distribuidos, que constituyen aproximadamente un 50% en volumen.

Cuando una superficie pulida de un pallasito es atacada por un ácido, generalmente aparece un borde de Kamacita alrededor de los granos de Olivino y en el resto de la fase FeNi aparecen figuras de Windmanstätten. También es frecuente que aparezcan inclusiones de Troilita (SFe) y Schreibersita (P(Fe, Ni)3 ) en la aleación Fe Ni. Por tanto la fase metálica de estos meteoritos es análoga a la de las octaedritas.

El olivino forma granos angulares o redondeados de unos 5 a 10 mm y su composición es de Fo90-80 Fa10-20.

La composición tanto del olivino como de las fases metálicas no difiere de la composición de las mismas fases en las condritas ordinarias.

Dentro de los pallasitos se pueden hacer dos subgrupos según la composición del olivino y la proporción de aleación FeNi:


1) 55% aleación FeNi con aproximadamente 10% Ni Olivino con 13% FeO (10 a 16%)
2) 30 a 35% aleación FeNi con aproximadamente 15% Ni Olivino 19% FeO (16 a 21%)
También estos subgrupos son algo artificiales porque muchas veces la proporción de FeNi varia de una zonas a otras del mismo meteorito.

Algunos pallasitos como el de Imilac, Salta, tienen estructura brechoide con fragmentos angulares de olivino separados por una matriz metálica, como si un acontecimiento violento hubiera molido y fragmentado una roca dunítica y la hubiese mezclado con el metal fundido.

El olivino es un silicato refractario, es decir es el primero que cristaliza de un liquido silicatado que se esté enfriando (en un amplio rango de composiciones de dicho líquido). El olivino es el mineral mas frecuente en el manto terrestre y probablemente (quizá con excepción del piroxeno cálcico) es también el mineral mas frecuente en otros planetas terrestres y en los cuerpos padres de los meteoritos diferenciados.

Se interpretan como formados por violentos acontecimientos que mezclaron los materiales del manto y núcleo.

En otros pallasitos los cristales de olivino en vez de ser brechoides están redondeados y esto se interpreta como recristalización de un material inicialmente angular. La termodinámica favorece la eliminación de ejes angulosos y de pequeños granos para minimizar el área interfacial entre silicato y metal.


Mesoderitos

La masa principal es silicatada y en ella aparecen inclusiones de aleación FeNi. En general la parte silicatada (plag+px) es holocristalina y a menudo presenta estructura fuertemente cataclástica, que a veces adquiere el aspecto de porfirítica ya que se encuentran granos grandes de piroxeno (5 8 mm de diámetro) y de plagioclasa en una matriz finamente granulada cuya naturaleza es difícil determinar, pero que probablemente son los mismos minerales triturados. La fase silicatada de los mesosideritos es análoga a la de las acondritas piroxénico  plagioclásicas. (hy o pigeonita, Plagioclasa, Olivino). Se podrían asimilar al grupo de las acondritas.

La aleación FeNi contiene normalmente alrededor del 7% Ni. No muestra texturas de Windmastätten excepto cuando está presente en grandes nódulos. Los granos metálicos generalmente son discontinuos y de forma muy irregular.

El mesosiderito de "Vaca Muerta", del desierto de Atacama (Chile) del que tenemos muestra es un "hallazgo".


Génesis de los mesoderitos
El hecho de que el Olivino contenga distinta cantidad de MgO que el piroxeno y que la aleación Fe Ni se distribuya tan irregularmente en estos mesoderitos ha hecho pensar a algunos autores (PRIOR) que ambos constituyentes (aleación FeNi y Olivino) son en cierto modo extraños a la masa principal del meteorito (piroxeno y plagioclasa). Se han dado varias teorías:

 Que se hayan formado por mezcla de dos líquidos fundidos no miscibles o parcialmente miscibles.


 Que las fases silicatadas y metálica hayan cristalizado independientemente y luego se hayan mezclado, bien porque grandes placas basálticas sólidas se hayan hundido en un fundido metálico o mas probablemente porque la masa sólida basáltica, de piroxeno y plagioclasa haya sido invadida por el fundido Fe Ni con olivino. También podrían haberse mezclado íntimamente como resultado de colisiones.

ACONDRITAS.
Caracteres distintivos y estructurales.
Las acondritas son un grupo de aerolitos muy heterogéneo. Están constituidos casi enteramente por silicatos. Cuando tienen fase metálica, está en pequeña cantidad (1%).También la fase sulfurada, troilita, solo existe como accesorio

Aunque la mineralogía es muy similar a la de las condritas, las proporciones relativas son muy distintas TRANSP-11/16 . En las acondritas disminuye la cantidad de aleación FeNi y del Olivino y aumenta el piroxeno y plagioclasa. Ademas se distinguen de ellas por carecer de condrulos o condrios

 Su composición química y mineralógica es muy parecida a la de las rocas terrestres máficas y ultramáficas.

Su abundancia es difícil de estimar ya que solo hay "caídas"; los "hallazgos" son muy raros debido a que es difícil distinguirlas de las rocas terrestres gabroides o peridotíticas.

Como caracteres texturales se pueden señalar:

 presentan grano grueso, generalmente presentan cristalización más grosera que las condritas.

 La mayor parte de las acondritas presentan estructuras brechoides.

 En algunas se han encontrado texturas ofíticas análogas a las de los basaltos y gabros terrestres, demostrativas de que se han formado a partir de un fundido silicatado dentro de un campo gravitatorio. Por ejemplo la acondrita Moore County es una eucrita que presenta un bandeado análogo al de los acumulados ígneos.

- Algunas eucritas tienen estructura vesicular similar a la que tienen las lavas terrestres por lo que se supone podrían ser de origen extrusivo.


Clasificación de las Acondritas
La clasificación mineralógica de las está resumida en la TRANS 11/16. Los nombres propios se refieren a la localidad y nombre del meteorito que cayó primero perteneciente a ese grupo. Se debe a PRIOR, con ligeras modificaciones de MASON. En la ultima columna se indica el numero de "caídas" de cada grupo. Se observa que cada uno de los grupos mineralógicos se corresponde también con un quimismo determinado y que con todos ellos se pueden hacer dos grandes grupos:

- Acondritas pobres en Ca (constituidas por Olivino y Ortopiroxeno)

- Acondritas ricas en Ca. (con augita o/y diopsido y plagioclasa)
- Lógicamente quimismo y mineralogía están muy ligados. Así, las acondritas pobres en Ca están formadas por minerales pobres en Ca como son Olivino y Ortopiroxeno. Como accesorios tienen pequeñas cantidades de otros silicatos (plagioclasa), fase metálica (aleación FeNi) y sulfurada (troilita). Suelen tener estructuras brechoides.

Las Acondritas pobres en Ca tienen una composición química muy simple. Están prácticamente formadas por SiO2 y MgO

(SiO2:MgO) 1:1 en Acondritas Enstatíticas

(SiO2:MgO) 1:2 en Acondritas Olivínicas.

Al grupo de las acondritas olivínicas pertenece la Chassignita, que se ha deducido que procede de Marte (ver meteoritos SNC) y que es prácticamente monomineral, constituida fundamentalmente por olivino como las dunitas terrestres.
 Las acondritas ricas en Ca tienen minerales mas ricos en Ca como son los clinopiroxenos y la plagioclasa. Químicamente son más complicadas que las acondritas pobres en CaO como resultado de su mineralogía también más complicada. La composición media de una acondrita con Px Plag es como sigue:

SiO2 Al2O3 MgO FeO CaO Na2O

49 11 11 17 10 0.5
-Entre las acondritas ricas en Ca hay dos grupos:

- un grupo de Acondritas Augíticas (Angrita), en el que no hay más que un ejemplar y es el único meteorito formado esencialmente por augita (>90%) junto con una pequeña cantidad de olivino y troilita. Se interpreta como formado por un proceso de acumulación gravitatoria, equivalente al algunas piroxenitas terrestres


  un grupo de Acondritas Basálticas ( Nakhalitas, Eucritas [ Shergottitas] y Howarditas) llamadas así porque tienen texturas análogas a los basaltos (gabros) terrestres. Presentan texturas ofíticas y a veces sus cristales están orientados análogamente a los de rocas de complejos bandeados terrestres. Se parecen también a las rocas basálticas lunares. La Shergottita y las Nakhalitas se han identificado como procedentes de Marte (ver acondritas SNC). Las Acondritas basálticas son las más numerosas. Muchas son brechoides. Constan de piroxeno y plagioclasa de composición An90. que en algunos está pseudomorfizado a un vidrio denominado maskelinita. El piroxeno puede ser pigeonita (con hy accesorio) o Hiperstena (con pigeonita accesoria) y generalmente presenta complicados procesos de evolución. Suelen ser practicamente saturadas, aunque a veces les sobra una ligera cantidad de SiO2 (tridimita accesoria) o les falta (olivino accesorio) La presencia de tridimita indica que cristalizaron bajo condiciones de baja presión (3 Kbar.). Además puede haber pequeñas cantidades de cromita y aleación FeNi y a veces ilmenita y troilita.
Las acondritas se pueden proyectar en un diagrama en uno de cuyos ejes esté el contenido en CaO y en el otro las proporciones relativas de FeO y MgO. Cuando sus análisis se proyectan respecto a esos componentes TRANSP-11/16 los diferentes subgrupos se proyectan en campos distintos, con marcados "hiatos" entre ellos. Se puede hacer notar la relación FeO/ FeO+MgO que en las condritas no pasaba nunca de 50 puede llegar en las acondritas con pigeonita y plagioclasa hasta 66.


EDAD y PROCEDENCIA DE LAS ACONDRITAS BASALTICAS
Comprende los grupos de eucritas (+ shergotitas) y howarditas de las acondritas ricas en Ca.

Se llaman acondritas basálticas por parecerse mucho a los basaltos terrestres.

A este grupo pertenece por ejemplo la acondrita enstatítica de 70 Kg. de Peña Blanca, Tejas, "caído" en agosto de 1946 en una piscina.

Al grupo de las Acondritas basálticas pertenecen los 21 meteoritos procedentes de la Luna y tambien las acondritas S y N del grupo SNC, que se creen procedentes de Marte. Exceptuando estos meteoritos, que tienen 1400 M.a., todas las acondritas basálticas tienen edades de cristalización de 4600 M.a. cercanas a la edad del S.S. Por tanto, sea cual sea el acontecimiento de fusión que tuvo lugar para formar estos basaltos, ocurrió inmediatamente después de los acontecimientos acrecionarios iniciales del Sistema Solar.

El material fuente de las acondritas basálticas estaría constituido por:

50 a 80% de olivino, algo menos de piroxeno y cerca del 10% de fase metálica

alta relación Fe/Mg

pobreza en álcalis y otros elementos volátiles.

Estas composiciones son análogas a las de las condritas, por lo que se puede decir , hablando en sentido amplio, que los cuerpos padres de las acondritas basálticas serian condritas, de composición bastante próxima a la lunar.

El tamaño de estos asteroides o cuerpos padre de las acondritas basálticas serían mas bien pequeños porque:

La fusión ha debido tener lugar a poca profundidad porque en la Tierra, a T comparables y con profundidades tan solo de 30 Km. habrían cristalizado Espinela o/y Granate en vez de plagioclasa.

A pesar de ser pequeño ha sido lo bastante grande para diferenciarse en una estructura planetaria de núcleo- manto y corteza

Según Mason todas las eucritas se derivarían de una corteza relativamente fina de un asteroide de unos 600 Km. de diámetro, que tendría:


  • un núcleo pallasitico de unos 207 Km. de radio

  • un manto diogenitico (acondrita pobre en Ca) de unos 80 Km. de espesor)

  • una corteza eucritica de unos 13 Km. de espesor

El candidato mas probable a ser este cuerpo padre de las eucritas es el asteroide VESTA, de 540 Km.  y cuya superficie parece estar completamente cubierta por basalto.
ACONDRITAS SNC.
Son acondritas que proceden de Marte. Hasta 2002 hay 19 identificadas. Se llaman así por las iniciales de los meteoritos:

Shergotty (S)

Nakla (N)

Chassigny (C)

Las S y N son acondritas basálticas.

Las C son acondritas pobres en Ca


Se cree que las acondritas SNC proceden de Marte debido a:

- Todos los meteoritos tienen edades próximas a los 4500 M.a., excepto los SNC con edades de unos 1300 M.a. Por estudios de los cráteres de Marte, de su tamaño y distribución se sabe que hace 1300 M.a. debió haber un intenso vulcanismo basáltico.

-Relaciones isotópicas de Oxigeno: Cada uno de los cuerpos del S.S. parece tener su propia signatura isotópica y los SNC tienen una signatura distinta a la de la Tierra y la Luna.

- La composición química de elementos mayores en las acondritas se parece mucho al suelo marciano. Estan mas oxidadas que las eucritas. También los contenidos en gases nobles como Ne y Ar son similares a los medidos en la atmósfera de Marte por la sonda Viking en 1976 y distintos a los de cualquier otra atmósfera planetaria.


Cada uno de los 3 grupos es diferente, lo que demuestra que Marte es petrologicamente heterogéneo.

Shergottitas

Son un tipo de eucritas, pertenecientes a las acondritas ricas en Ca.

La Elephant Moraine 79001 es un meteorito "hallado" en los hielos de la Antártida en 1979.

Es una acondrita basáltica muy parecida a las lavas terrestres de tipo basaltos toleítico. Esta constituido por:

75% clinopiroxeno

25% plagioclasa.

contiene menos del 1% de H2O

Naklitas

Pertenecen a las acondritas ricas en Ca.

El meteorito de Nakla, Egipto fue una caída que tuvo lugar en Egipto, en 1911.

Cayeron unos 40 fragmentos, uno de los cuales mató un perro.

Las naklitas tienen texturas acumuladas por lo que se piensa que proceden de coladas muy espesas en las que los minerales se acumularían por gravedad. En realidad se parece mas a una peridotita que a un basalto.

Chassignitas

Pertenece a las Acondritas pobres en Ca.

  Es una Acondrita Olivínica caída en Chassigny, Francia en 1815.

- Es la única acondrita constituida en un 90% por olivino.

Es granular, alotriomorfo, de grano grueso, muy parecido a las dunitas terrestres, aunque con mayor proporción de FeO.

- Parece haberse derivado de un pequeño cuerpo intrusivo


El meteorito ALH 84001 es un meteorito marciano muy famoso porque en él se han visto estructuras que podrían interpretarse como fósiles. Se deduce su procedencia de Marte por sus isótopos de Oxígeno, N, H y Xe. Su edad de exposición a los rayos cósmicos es de 16 M.a.
Secuencia de cristalización del magma padre de las Acondritas en el Sistema Experimental Fo-Q-An.
 Tanto la textura como la mineralogía de las Acondritas sugieren que han cristalizado a partir de un magma básico, de análoga manera a las rocas basálticas terrestres.

 Al suponer que han cristalizado a partir de un fundido puede seguirse su proceso de cristalización en un sistema experimental Fo An Q. TRANSP-11/16 En el se puede explicar fácilmente la seriación desde las Acondritas piroxénicas hasta las Acondritas con piroxenos y plagioclasa. También se pueden explicar las pequeñas cantidades de olivino accesorio en unos Acondritas y de Tridimita en otras. La mezcla original a partir de la cual se habrían originado los distintos tipos de acondritas tendría una composición inicial análoga a P. Los tipos monominerales:

  Chassignitas ( dunitas)

  Angritas ( piroxenitas)

pueden representar acumulados.
 Naturaleza del piroxeno : El piroxeno de estos meteoritos muestra un cambio regular , aumentando su contenido en Fe desde un % atómico Fe/ Fe+Mg de 20 a 30 en las Acondritas hiperstenicas (Diogenitas) hasta 30 40 en las Acondritas con px y plag. (Px=pigeonita: Eucritas) Con un fundido inicial cuyo % at. Fe/Fe+Mg sea 20 y su temp=1100ºC comienza a cristalizar Hy. Según continua la cristalización el mineral se hace más rico en Fe y cuando Fe/Fe+Mg esté entre 30 y 40 la curva de cristalización cruza la curva de inversión Hy. Pigeon y a partir de aqui el piroxeno se hace pigeonita con contenido en Fe en aumento según continua la cristalización.

Esta secuencia de cristalización del piroxeno es análoga a la de las rocas básicas terrestres.

 El único grupo de acondritas cuyo origen plantea más problemas es el de las condritas enstatiticas ya que hay problemas al intentar explicar la En como la cristalización directa de un fundido. En realidad a alta T cristaliza Protoenstatita y es a la temperatura de 1140ºC cuando tiene lugar la inversión Protoenstatita  Enstatita.

Según algunos autores, sin embargo, puede cristalizar directamente enstatita bajo condiciones de presión moderada (unos 8 Kbars).

También hay problemas de interpretación de estas acondritas por el hecho de que hay un marcado hiatus entre la composición de las acondritas enstatíticas y la de las acondritas hipersténicas.

CONDRITAS
Importancia de su estudio:
  Las condritas forman el grupo de meteoritos más importantes ya que:
1) Son los más abundantes (86,1% de todos los meteoritos caídos.)
2) Su composición química es muy parecida a la del Sol (se exceptúan los elementos de Z bajo y gran volatilidad como H, He, Ne, C, N, O y S) por lo que se suponen representativos de la composición del material originario del Sistema Solar.
3) Sus caracteres petrológicos y texturales (presencia de dos fases: metálica y silicatada, íntimamente mezcladas; presencia de cóndrulos) nos indican que nunca sufrieron procesos de fusión y diferenciación tan acusados como los que han tenido lugar en la Tierra y en el resto de los planetas "terrestres".
4) La composición química de las condritas es tal que si se calentasen hasta la fusión y se pudiesen separar por un lado sus componentes metálicos y por otro sus componentes silicatados se tendrían composiciones similares a las del núcleo y manto terrestres, respectivamente.
Caracteres distintivos y estructurales de las condritas.
Las condritas son aerolitos que constan de una fase silicatada similar a la de las rocas ultramáficas, que es la principal (90%) y una fase metálica que es accesoria (10%).

Se caracterizan por la presencia de



  • cóndrulos o condrios, pequeñas estructuras redondeadas cuyo tamaño suele ser de aproximadamente 1 mm. de diámetro (entre 0,5 y 5 mm de diámetro) TRANSP- 12/16

  • inclusiones refractarias, ricas en Ca, Al y Ti contienen minerales como melilita (Ca2Mg Si2O7-Ca2Al2SiO7), espinelas (MgAl2O4; MgFe2+ZnMn; AlFe3+Cr), fasaita (Di de Ti), Anortita y Perowskita

  • matriz se denomina así al resto de la condrita.

Otras estructuras presentes en algunas condritas son:



  • estructura brechoide. Pueden ser brechas monomictas cuando todos los fragmentos son del mismo tipo o polimictas cuando los fragmentos son de distinto tipo. Las brechas monomictas se supone que tienen un origen secundario, es decir, que pueden haberse formado por compresión o trituración de un material previamente homogéneo.

  • estructura venulada, es decir, presentan venas de anchura media 0.1 mm. Estudiadas al microscopio se ve que están formadas por una sustancia oscura y opaca, vítrea, parecida a la corteza de fusión superficial que presentan muchos meteoritos, pero de la que se distingue por contener esferulos de FeNi y de Troilita. Se han interpretado como formadas por fusión parcial del material meteorítico a lo largo de fisuras formadas por compresión o como formadas por el paso de gases o vapores calientes, conteniendo S, a lo largo de grietas y fisuras en el cuerpo planetario primitivo de tales meteoritos. En cualquiera de los casos se considera que la condrita estaba ya totalmente sólida cuando se fracturó o cuando fue penetrada por los vapores mineralizantes.

 Si se compara la cantidad de volátiles de la "matriz" y de los "cóndrulos" de una misma condrita se ve en la matriz hay más volátiles. Esto quiere decir que la fase metálica y los cóndrulos pueden haber soportado mayores temperaturas que la matriz.



Fase metálica
La fase metálica de las condritas enstatíticas es similar a la de las Hexaedritas, es decir esta formada por Kamacita y presenta bandas de Neumann. La fase metálica del resto de las condritas es similar a las octaedritas, presentando tanto figuras de Windmanstatten como bandas de Neumann.
Usualmente los granos metálicos son granos de kamacita, taenita o plessita distribuidos homogéneamente por todo el meteorito. Raramente se encuentran como fragmentos angulares. Mas frecuentemente desarrollan formas muy irregulares, con carácter distintamente intersticial en relación a los cóndrulos y a los silicatos de la matriz, entre los que desarrollan delicadas apófisis o bien moldean y rodean a los cóndrulos. En ocasiones tienen formas redondeadas, por lo que algunos autores hablan de cóndrulos metálicos..
En algunas condritas hay una orientación de los granos metálicos que sugiere que se habrían formado en un campo magnético. (Esto nunca se ha visto en las condritas carbonáceas).

También se ha visto que existe una relación entre la cantidad de aleación Fe-Ni y la proporción de Ni en dicha aleación (Reglas de Prior): TRANSP-13/16

A menor cantidad de aleación, mayor contenido en Ni de la misma

A mayor cantidad de aleación, menor contenido en Ni de la misma.


Cóndrulos o condrios
Estas estructuras no tienen equivalente en las rocas terrestres por lo que su estudio es muy importante para comprender el origen de las condritas.

Los cóndrulos son unas esferas, de entre 0,5 a 5 mm de diámetro incluidas en una matriz a veces de su mismo material o a veces muy diferente. Pueden llegar a constituir hasta el 70% de la masa total de la condrita en cuyo caso el meteorito es una masa de cóndrulos mantenidos juntos por una matriz oscura. A veces están partidos.

Los cóndrulos están formados esencialmente por olivino o/y ortopiroxeno, a veces acompañados por otros silicatos o por vidrio. (estos constituyentes son también los principales en la matriz de grano fino). Los cóndrulos pueden ser monosomáticos, formados por un único cristal indivisible que suele ser de olivino o polisomáticos que pueden consistir en varios cristales de diferentes minerales.

Aunque hay una gran variedad de cóndrulos se pueden agrupar todos ellos en cuatro grandes tipos o en tipos mixtos de estos cuatro. Cada uno se caracteriza por su estructura interna, que se corresponde también con la composición mineralógica TRANSP-12 /16


1) Microporfídicos (Olivino): Fenocristales o porfiroblastos de olivino en una matriz microcristalina o vítrea.

2) Granulares (Olivino): Granos equidimensionales de olivino fuertemente empaquetados en una matriz microcristalina.

3) Barrados (Olivino): Olivino esquelético monosomático o polisomático con barras regularmente espaciadas alternando con material oscuro, intersticial, identificado unas veces como vidrio y otras como un agregado de ortopiroxeno fibroso.

Complejo-barrados : Análogos a los anteriores, con diversas direcciones de crecimiento de las "barras" o capas.

4) Excentro- radiales: Cristales prismáticos, alargados, generalmente de ortopiroxeno radiando desde un punto usualmente en el borde del cóndrulo y a veces fuera de él.
Generalmente se desvían poco de la forma esferoidal, aunque se conocen casos de indentación de un cóndrulo en otro, por ejemplo puede existir un cóndrulo englobado en otro cóndrulo mayor, pudiendo ser de la misma o de distinta estructura.
A menudo se encuentran cóndrulos de distinta estructura y composición dentro de la misma condrita.

También varía la nitidez con que están marcados los bordes de los cóndrulos, incluso en un mismo meteorito. Algunos tienen bordes nítidos en tanto que otros apenas destacan de la matriz. Esta característica se ha interpretado como una secuencia de metamorfismo progresivo que da por resultado la destrucción de los cóndrulos.


  Es frecuente que el borde de los cóndrulos esté bien marcado por la presencia de aleación FeNi y de troilita.

ORIGEN DE LOS CONDRULOS
Respecto al origen de los cóndrulos hay distintas teorías:

Como las condritas son los meteoritos menos diferenciados los cóndrulos se habrían formado casi al mismo tiempo que el crecimiento de los planetesimales


 Según algunos autores (Levin Slonimsky, 1958) los cóndrulos se habrían formado por condensación directa a partir de una nube de polvo, protoplanetaria y fría y representarían un material muy primitivo La condensación de partículas coloidales y moléculas de gas a partir de esa nube originaría una masa amorfa, esférica, que cristalizaría posteriormente como cóndrulos bajo condiciones de mayor temperatura, en el interior de pequeños cuerpos planetarios formados en dicho proceso de agregación.

La gran variedad de morfologías y composiciones de los condrios podrían explicarse por haberse originado a diferentes presiones de gas y a diferentes relaciones gas/polvo en la NSP.

 Para otros autores (Krinov, 1960 p.378) no cabe duda de que los cóndrulos se han formado por cristalización rápida de gotas de un vidrio formado por fusión de un material silicatado preexistente. Para ello se basan en las estructuras que sugieren cristalización de un fundido como por ejemplo existencia de microlitos dispuestos perpendicularmente a la superficie del cóndrulo, o existencia de vidrio en algunos cóndrulos. Ringwood, 1959, 1961 a, también cree que los cóndrulos se han formado por cristalización de un fundido homogéneo a temperaturas relativamente bajas (<1000ºC) y presiones parciales de agua y CO2 altas.

La textura de los cóndrulos es indicativa de la cristalización de un fundido. Ahora bien, estos goterones fundidos se habrían formado por fusión de material condensado, sólido. La fusión podría haberse producido en la superficie de los planetesimales debido a impactos


- Dodd (1984) considera que ambas teorías podrían ser válidas.

Los cóndrulos de las CC se explicarían por un proceso muy temprano de condensación nebular mientras que los cóndrulos de las condritas ordinarias se habrían formado por procesos mas tardíos, de fusión por impacto en planetesimales con rocas y polvo silicatados. De hecho en algunos cóndrulos se han encontrado olivinos residuales que se han interpretado como supervivientes al proceso de fusión. Tendrían contenidos en elementos traza mas refractarios que los otros olivinos y podrían representar por tanto condensados primitivos.


Inclusiones ricas en silicatos de Ca, Al y Ti (CAIS)

Matriz

Granos presolares (en la matriz de algunas CC)

En realidad todo el Sistema Solar está constituido por materiales presolares ya existentes en la NSP pero que se han mezclado y homogeneizado en la misma. Pero la denominación de "presolares" se reserva para aquellos que existían ya en el medio interestelar a partir del cual se formó el Sol y que han sobrevivido sin modificaciones a todo el proceso de acreción. (tambien los CAI procederian de materiales imperfectamente mezclados).

Hasta que en 1987 se aislaron los primeros granos presolares en meteoritos del tipo de Condritas Carbonáceas, se suponia que la NSP era homogenea en cuanto a la composición isotopica de sus elementos.

después de unos 20 años de estudio para identificar a los minerales portadores de gases isotópicamente anómalos.

Estos minerales representan únicamente la milésima parte de la matriz de las Condritas Carbonáceas, pero afortunadamente son muy resistentes y por ello pueden aislarse disolviendo la matriz que los contiene con ácidos muy fuertes.

Estos granos presolares tienen composiciones isotópicas muy distintas a las existentes en el Sistema Solar, que los identifican como heredados de otras estrellas.

Se han identificado 4 tipos de granos presolares ricos en C:


  • Diamante

  • Grafito

  • Carburo de Silicio

  • Carburo de Titanio

Otros granos presolares son:

  • Corindón (Al2O3)

  • Nitruro de Silicio

Se sabe que son presolares porque tienen inclusiones de gases raros y porque no se pueden formar en un medio rico en oxígeno como el S.Solar.

Con excepción del diamante todos estos granos tienen un tamaño suficiente para ser analizados individualmente con la sonda iónica y sus composiciones isotópicas comparadas con las teorías de la nucleosíntesis indican que proceden de dos tipos de estrellas:



Gigantes rojas, de relativamente pequeña masa, en un avanzado estado de evolución que se expanden y pierden una gran cantidad de masa. El Corindón y la mayoría de los granos de CSi procederían de gran numero de diferentes estrellas de tipo Gigante Roja.

Supernovas, estrellas de gran masa que explotan al final de sus cortas vidas. La mayor parte de los granos de grafito, el 1% de los granos de CSi y todos los granos de NSi proceden de supernovas.
El que se hayan originado en las supernovas se sabe porque estos minerales tienen 18O, 28Si y 44Ca (este último procedente de la desintegración del 44Ti) en abundancias muy por encima de las del S.S. Estos isótopos solo pueden formarse en el núcleo de estrellas muy masivas.

En cambio los granos ricos en C y N se habrían formado en las capas mas externas de la estrella, donde todavía existe He.

La presencia simultánea de todas estas anomalías isotópicas en los granos muestra que durante la explosión de la supernova el material expulsado por la estrella experimenta una mezcla turbulenta.

De hecho los astrónomos han observado y fotografiado estas explosiones.


Compuestos de carbono en la matriz de las condritas carbonáceas

Las condritas carbonáceas deben su nombre precisamente a la existencia en ellas de compuestos del carbono.

Estos compuestos pueden ser extraídos por sublimación o con disolventes orgánicos y han sido estudiados por espectrometría de masas.

Son mezclas complejas de compuestos orgánicos [se llaman moléculas orgánicas a aquellas en las cuales el C está unido al H mediante enlaces covalentes (así el CNH es una molécula orgánica, mientras que el CO2 no lo es). Aunque la vida conocida está basada en moléculas orgánicas hay tambien moléculas orgánicas abióticas] en los que predominan hidrocarburos de tipo parafínico alifáticos y aromáticos, conteniendo también ácidos grasos, ácidos carboxílicos, ácidos nucleicos, porfirinas, Gases como metano CH4, propano C4H8 y benceno C6H6 y moléculas complejas

Durante siglos se ha especulado acerca del origen de estos componentes orgánicos. En el meteorito Murchison, caído en 1969 en Victoria (Australia) se descubrieron por vez primera aminoácidos que no habían sido formados en la Tierra. Como los aminoácidos son los primeros ladrillos para la síntesis de las proteínas, un posible origen sería que representasen restos de organismos extraterrestres. El otro que fuesen los productos de una síntesis no biológica. Aunque parte de estos compuestos son análogos a los sintetizados por organismos vivos en la Tierra se diferencian por el distinto carácter o poder rotatorio respecto a la luz que los atraviesa (dextrógiro, levógiro).

En cambio si se han producido por síntesis térmica a partir de moléculas orgánicas simples. Para que estos compuestos se originen a partir del C son necesarias condiciones reductoras Experimentalmente se han conseguido sintetizar compuestos similares calentando mezclas de monóxido de carbono (CO), agua (H20) y amoniaco (NH3) hasta los 1000K y manteniéndolos a temperaturas de alrededor de 500K.

Tanto los ingredientes como las temperaturas debían ser comunes en la NSP. También parece lógico el que se formaran en reacciones por irradiación en atmósferas cargadas de agua y agentes reductores como metano CH4 y amoniaco NH3.
Minerales hidratados o/y de baja temperatura en la matriz de las condritas

En la matriz hay filosilicatos y minerales como la magnetita, que se podría pensar que representan el extremo de baja temperatura de la secuencia de condensación. Algunos autores interpretan estos minerales como formados en un proceso posterior de alteración acuosa en los asteroides.


Composición química y clasificación de las condritas
Si de los análisis de condritas se eliminan todos los componentes volátiles (O, S, C, H), todas las condritas presentan una notable homogeneidad química. TRANSP-12/16

Las principales diferencias residen no en el contenido total en Fe, sino en el distinto grado de oxidación del mismo y en las concentraciones de Ni y Co. El Fe se encuentra en las condritas como metal (Fe0), formando parte de los sulfuros (SFe) y formando parte de los silicatos, combinado con el oxígeno (FeO). Al pie de la tabla se ha distinguido entre las tres formas de aparecer el Fe, con lo que las diferencias entre los distintos grupos se hace mas patente. Por eso la clasificación de las condritas se basa en el distinto grado de oxidación de su Fe, que a su vez se refleja en la composición mineralógica

En la TRANSP-13/16 se tiene la clasificación de las condritas con este criterio: en abcisas se tiene el % Fe en los silicatos y en ordenadas se suman el %Fe0 y el %Fe en SFe. En este diagrama todas las condritas se agrupan en cinco grupos principales que son los que sirven de base para la clasificación de las condritas. Los análisis que se proyectan en la diagonal tienen la misma cantidad de Fe total. La pequeña pero significativa diferencia en Fe total es la que sirve para definir los grupos H (High, alto) y L (Low, bajo) de alto y bajo contenido en Fe total respectivamente. El grupo LL (Low, Low) tiene bajo contenido en Fe total y bajo contenido en Fe metálico. Los grupos H, L y LL se agrupan como Condritas Ordinarias. (C.O.)

Las C.O. tienen solo un 0,1% de C, mientras que las C.C. (condritas carbonáceas pueden

tener de 0,5 hasta 5% de C.
Prior (1916,1920), estudiando los caracteres químicos de las condritas ya observó que existían una serie de pautas (REGLAS DE PRIOR):

1).- Todas las condritas tienen una cantidad de Fe total similar. Cuando el Fe oxidado decrece el Fe reducido aumenta y a la inversa.

2).- A menor cantidad de aleación Fe-Ni, mayor contenido en Ni de dicha aleación.

3).- A menor cantidad de aleación Fe-Ni, los silicatos son más ricos en FeO, es decir, hay mayor relación FeO/FeO+MgO en los silicatos.

4)  Al aumentar FeO/FeO+MgO disminuye la relación Oliv/Px. TRANSP-13/16

Las cantidades relativas de Oliv., Px y Fe Ni en cualquier condrita está en estrecha relación con su composición química, en cambio las cantidades de oligoclasa y troilita son prácticamente constantes.


Metamorfismo de las condritas.

En las condritas se observan una serie de características texturales como un desdibujamiento del borde de las condritas que sugieren la existencia de un metamorfismo por calentamiento.

Si ademas del contenido en Fe se tienen en cuenta los cambios atribuibles al metamorfismo, se tiene otra distinta clasificación de las condritas. TRANSP-13/16 . La intensidad del metamorfismo va en aumento hacia la derecha (desde 1 hasta 6)

En el sentido de la derecha se tienen ademas:

Disminución del contenido en volátiles tales como H2O, CO2 y SO2.

Mayor equilibración.

Ausencia de vidrio primario.

Presencia de granos feldespáticos.

En el subgrupo 3 los cóndrulos son muy prominentes, pero hacia la derecha comienza a producirse una recristalización que borra en parte los bordes de los cóndrulos hasta que quedan como "fantasmas".

Estas recristalizaciones se interpretan como debidas a calentamiento pero sin llegar a producirse fusión puesto que entonces las fases metálica y silicatada se habrían separado y los cóndrulos habrían sido totalmente destruidos.

Por tanto se piensa que el calentamiento ha producido cambios metamórficos al estado sólido (estos cambios metamórficos no son el resultado de haber entrado el meteorito en la atmósfera porque solo los milímetros exteriores son afectados por este proceso).
En detalle las características de cada uno de estos grupos son:

(1)- No cóndrulos. Alto contenido en volátiles.

(2)- Cristales de olivino y piroxeno de composición variable en un único meteorito. Relación matriz/cóndrulos alta. Presencia de vidrio ígneo. Presencia de fase sulfurada en desequilibrio químico con la fase metálica.

(3)- Olivino, piroxeno y vidrio ígneo como en el tipo (2). Fase sulfurada en equilibrio químico con la fase metálica. Cóndrulos bien definidos. Contenido en C importante.

(4)- Tipo transicional pero con cóndrulos todavía bien definidos. Ligera variación en composición del olivino y del piroxeno. Bajo contenido en carbón. El clinopiroxeno pobre en Ca es un 20% del piroxeno total.

(5)- Olivino y clinopiroxeno de composición uniforme. Casi todo el piroxeno es ortopiroxeno. Los cóndrulos son discernibles todavía pero difusos.

(6)- Textura recristalizada. Buen desarrollo de cristales intersticiales de plagioclasa (An11Or6Ab83). Cóndrulos muy difusos. Nada de vidrio. Muy poco contenido en Carbón.

Se supone que las temperaturas mas altas alcanzadas en los subgrupos 6 serían de ¸ 1000ºC. Se necesitarían temperaturas mas altas, entre los 1000 y los 1500ºC para que hubiese ocurrido la fusión.

Aunque la relación genética y el progresivo metamorfismo descrito está claro para los tipos 3 a 6, no está tan claro para los tipos 1 y 2.
Elementos menores y volátiles en condritas

La gran homogeneidad de las condritas en conjunto respecto a los elementos no volátiles que ya se ha visto en el Cuadro 3-4 no se mantiene cuando se trata de los elementos menores, sobre todo de los metales volátiles tales como Se, Ag, Ga, Pb, Tl, Bi, Hg e I.

Hay una progresiva disminución de estos elementos desde las condritas carbonáceas C-1 hasta las condritas ordinarias.

 La característica más acusada de estas abundancias es que, excepto en las condritas enstatíticas (E) Tipo I, pueden relacionarse con el grado de oxidación de la condrita:

A mayor Oxidación, menor contenido en volátiles.

Las condritas con mayor contenido en volátiles y por tanto las más "reducidas" son las condritas carbonáceas (C1 y C2), que también muestran contenidos excepcionalmente altos en gases nobles (Xenon)


 Los elementos volátiles en las condritas son de gran interés a causa de que tanto ellos como sus compuestos son indicadores de la "historia térmica" del meteorito. Así, se tienen:

C. Carbonáceas : acreción a T< 400ºK

C. Enstatíticas. Tipo I : acreción a T de 400 480ºK

C. Ordinarias (resto) : acreción a T< 530ºK

C. Enstatíticas. Tipo II: acreción a T 530 650ºK



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