Meteoritos



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PARTICULARIDADES O CARACTERES ESPECIFICOS DE LAS CONDRITAS CARBONÁCEAS
 Son muy escasas respecto a los otros tipos ya que son inestables frente a la meteorización y solo son reconocibles las caídas. Representan tan solo el 5% de las "caídas" y las C.C.- I tan solo el 1%

_ Esto no se puede considerar como correspondiente al % de asteroides de la misma composición ya que:



  • Alrededor del 75% de los grandes asteroides tienen propiedades espectrofotométricas similares a las de las C.C.

  • En el suelo lunar, carente de atmósfera, el tipo dominante de meteorito es la CC-I

  • Al ser objetos débiles probablemente se rompen en la atmósfera mas fácilmente que otros tipos, lo que podría explicar la baja proporción de caídas.

 Las CC-I, a diferencia del resto de las condritas, no presentan cóndrulos.


- Tienen color oscuro, negro, debido al grano fino y a la presencia de metal, sulfuros y granos de C y Magnetita fundamentalmente, dispersos en la matriz, entre los cóndrulos. Esta matriz contiene :

C en forma de grafito pobremente cristalizado.

C en forma de diamante

Minerales arcillosos de grano fino

Magnetita y SFe

Moléculas orgánicas complejas (aminoácidos e hidrocarburos)

Algunos de los minerales de esta matriz como grafito, diamante, etc. son granos interestelares primordiales atrapados en la matriz durante su formación.

- tienen cantidades inusualmente altas de componentes volátiles como el agua formando parte de minerales hidratados como la clorita.

- tienen densidades bajas

- son frágiles y se fragmentan al entrar en la atmósfera

  Son ricas en compuestos hidrocarbonados ("orgánicos") que pueden llegar a formar aproximadamente 5% en la C1 y C2. Bajo el microscopio se han visto en algunos de ellos (por ejemplo en el meteorito Murchison) formas que semejan microorganismos fósiles (algas) con formas circulares o exagonales (diámetro 0,01 mm).

- los elementos no volátiles están en proporciones similares a las de las abundancias cósmicas.

 Si se construye un diagrama en el que: TRANSP-14/16

  en abcisas se han proyectado las abundancias de los elementos en las condritas carbonáceas C 1.

  en ordenadas se han proyectado las abundancias de los elementos del Sol.

Se ve que hay una buena correlación entre ambas abundancias, ya que los puntos están bastantes próximos a la diagonal. (Si la abundancia fuese idéntica estarían situados exactamente en la recta). Esta figura resultaría análoga para las condritas C 2, pero no así para los restantes grupos de condritas.


 Si se compara el quimismo de las condritas carbonáceas (C1) con el del resto de las condritas se puede observar que hay un enriquecimiento de algunos elementos traza en la C1 respecto a las demás. Esto es evidencia de que las C1 apenas han sufrido procesos de diferenciación y representan materiales más primitivos, menos evolucionados que las condritas restantes (condritas ordinarias).

Distintos tipos de Condritas Carbonáceas


Según los análisis químicos y sus características las CC se dividen en 3 tipos

CC de Tipo I (CCI)

Las CC de Tipo I que solo representan el 1% de las "caídas" son las mas extremas en las características "primordiales" detalladas para todas las CC.



  • Tienen un contenido en volátiles muy alto.

  • Tienen 8 a 22% de agua ligada a minerales hidratados.

  • Tienen minerales estables unicamente a bajas temperaturas.

  • Su densidad es muy baja (2200 Kg/m3), comparada con la densidad (3600 Kg/m3) de otros tipos de condritas

  • Contienen compuestos orgánicos no pirolizados

  • Algunas contienen venas microscópicas de carbonatos y sulfatos que se habrían depositado a partir de agua circulando a través del material por lo que DODD (1981) deduce que los cuerpos padre serían ricos en hielo.

  • No tiene cóndrulos, quizá porque los cuerpos padres iniciales eran tan ricos en hielo que los impactos no producirían esférulas de silicatos.

El Meteorito de Orgueil, caído en Francia en 1864 pertenece a este grupo (CCI). Se recogieron unos 10 Kg. por lo que se ha podido estudiar con todo detalle.


Su composición mineralógica TRANSP-13/16 se puede considerar representativa de las condritas carbonáceas C1
Contienen gran cantidad de clorita y algunas tienen espinela magnésica e incluso sales solubles en agua como pueden ser el Sulfato magnésico.
 El Fe está presente como oxidos y sulfuros. El Si como silicatos hidratados (por ejemplo serpentina, clorita) El C está en forma de grafito y también formando parte de compuestos "orgánicos", hidrocarbonados.
Condritas Carbonáceas de Tipo II:

Las CCII presentan cóndrulos pero la matriz entre ellos es un material similar al de las CCI con una mínima alteración química.

Tienen de un 2 a un 16% de agua asociada a los minerales hidratados
Condritas Carbonáceas de Tipo III:

Las CCIII están algo mas modificadas pero todavía retienen alrededor del 1% de agua.



El Meteorito de Pueblito de Allende, Méjico, es una CCIII que cayó en 1969

Una condrita carbonácea particularmente importante cayó en 1969 en el N. de Méjico. Es el meteorito "Allende", una condrita C3. La matriz ( 60%) es gris oscura y consiste predominantemente de olivino rico en Fe. Hay dos tipos de cóndrulos: uno rico en Mg(30%) y otros ricos en Ca-Al (5%). Ademas hay agregados ricos en Ca-Al (5%). Los cóndrulos ricos en Ca-Al son de tamaño inusualmente grande (hasta de 25 mm. de diámetro) y asimismo es inusual su composición y mineralogía. Consisten en un piroxeno rico en Ti y Al, melilita, espinela, algo de plagioclasa y perowskita. Aunque estos cóndrulos son pobres en álcalis contienen gran cantidad de T.R. (unas 14 veces mas que el promedio de las condritas).


ORIGEN DE LAS CONDRITAS
Las condritas enstatíticas tienen una composición bastante similar al material primeramente condensado de la nébula solar, alrededor de los 1300 K, por lo que podrían considerarse como los productos de condensación en un régimen nebular, de alta temperatura.

La coexistencia en las otras condritas de minerales de A.T y de B.T. ha hecho pensar a algunos autores que se han formado por condensación directa en la NSP a temperaturas bajas a moderadas, como un verdadero sedimento cósmico.

Muchos de los caracteres de las condritas (minerales hidratados, volátiles, compuestos orgánicos) son indicativos de que nunca han sido sufrido fusión ni han sufrido tampoco grandes presiones, es decir que no se podrían haber formado en el interior de grandes asteroides, sino que podrían proceder de las capas superficiales (100 a  300 m) de algunos asteroides de igual composición donde los impactos de otros meteoritos habrían originado fusiones puntuales (cóndrulos). En apoyo de esta hipótesis esta el hecho de que se encuentren fragmentos angulares de CC incluidos en otros tipos de condritas. El suelo en los Km. mas externos de estos asteroides sería similar al suelo fragmentario de la Luna.

En el caso de las condritas carbonáceas, cuyos caracteres quimico mineralógicos indican claramente que se originaron a T relativamente bajas (<500C) se ha sugerido que serían el material silicatado residual después de haberse sublimado por impacto el hielo de los cuerpos padre que serian ricos en hielo (¿cometas?). Esto explicaría la inexistencia de cóndrulos en este tipo de condritas, porque los impactos habrían fundido hielo


Las condritas carbonáceas son los meteoritos menos diferenciados. (a diferencia de otros meteoritos y de los planetas terrestres), ya que su composición es idéntica a la nébula solar primordial. Su naturaleza primitiva se pone de manifiesto también por sus edades radiométricas, aproximadamente 4,6*109 a.
 De las condritas carbonáceas podrían derivarse los otros tipos de condritas por procesos secundarios:

Por calentamiento se volatilizarían el H2O y los elementos de P.A. bajo.

Silicatos hidratados  Silicatos anhidros (Oliv., Px)

Pérdida de H2O + hidrocarburos

Reducción SO4-  S-

Reducción Oxidos  Metales


ORIGEN DE LOS METEORITOS
Cualquier hipótesis sobre el origen de los meteoritos debe de tener en cuenta cuatro puntos fundamentales:

1) Naturaleza del material originario

2) Epoca de su formación

3) Procesos por los que se formaron

4) Lugar de origen y procedencia
1) Naturaleza del material originario
Respecto a las variaciones en la composición y caracteres de los meteoritos se ve que aunque cada uno de ellos presenta caracteres propios hay caracteres comunes y existen tipos intermedios. Se pueden resaltar los siguientes hechos:
1  Las Condritas son el tipo de meteorito más abundante.

2  Los otros tipos: acondritas y sideritos pueden teóricamente derivarse de las condritas por procesos de fusión diferenciación .

4  Todas (excepto condritas C) presentan un empobrecimiento en elementos volátiles, lo que se traduce por ej. en ausencia de minerales hidratados..

5  Los pallasitos indican separación en 2 fases de un fundido silicatado rico en FeNi.

6- Los sideritos se han formado en un ambiente reductor (Fe metálico)

7- El material originario debería tener unas proporciones similares a las de abundancias cósmicas. Esto se ha visto que se cumple en las condritas carbonáceas, especialmente en las C-1. Por procesos de empobrecimiento iría perdiendo los elementos más volátiles. Ordenando los distintos tipos de meteoritos en el sentido de menores a mayores diferencias con el material originario:

CONDRITAS C

CONDRITAS

ACONDRITAS

(Siderolitos)

SIDERITOS
Entre ellos existiría una relación por procesos de diferenciación en un campo gravitatorio.

8- No hay minerales de alta presión.

9- Los minerales existentes en los meteoritos denotan condiciones de P y T diferentes, lo que hace pensar que el medio en que se formaron los meteoritos debió de tener un campo gravitatorio de magnitud por lo menos asteroidal para permitir dichos márgenes de P y T
2) Epoca de su formacion

Todos tienen la misma edad (4.5* 109 años) (Edad de la Tierra)

Los meteoritos se habrían formado por diferenciación de la nube primitiva o nébula solar hace 4.5*109 años. Como las edades de exposición a los rayos cósmicos son muy pequeñas hay que concluir que los meteoritos han estado protegidos en algún cuerpo "padre" durante la mayor parte de su historia.
3) Lugar de origen y procedencia

Los meteoritos llegan al Tierra desde el espacio exterior, pero se han formado dentro del Sistema Solar y a partir de la misma materia del resto del mismo, es decir a partir de la NSP.

Los cálculos de las órbitas de algunos meteoritos indican que proceden en ultima instancia del cinturón de asteroides existente entre Júpiter y Marte.

Ya se ha comentado que actualmente se acepta que los meteoritos proceden de varios cuerpos padre de tamaño planetario o asteroidal (500 a 3000 Km. de diámetro), que debido al campo gravitatorio de Júpiter no llegaron a unirse como un único planeta

Entre Marte y Júpiter hay unos 500.000 pequeños asteroides, el mayor de ellos Ceres, con unos 700 Km. (1020 según Henderson) de diámetro, que comprende la mitad de la masa total de los asteroides. Hay también miles de millones de tamaño de polvo.

Ya se ha señalado también como la composición química de muchos de estos asteroides se ha podido estudiar espectrofotometricamente teniéndose coincidencias de composición con algunos meteoritos.


4) Composición isotópica, contenido en volátiles y datación de los meteoritos. KAULA, (Cap. 8 4, idéntico epígrafe) p. 366 a 378MASON (Datación)HOEFS (composición isotópica) p.48ALLER (Edades y orígenes de los meteoritos) p. 47
Así como la composición química de los meteoritos depende de gran cantidad de causas, tanto reacciones químicas como procesos físicos, las relaciones isotópicas de los elementos y contenidos en gases nobles depende únicamente de los procesos físicos que ha sufrido el meteorito y por tanto es muy importante estudiarlos para averiguar la historia sufrida por el meteorito. Los elementos que encontramos ahora en los meteoritos se han formado en una serie de acontecimientos por los que ha pasado el meteorito. Estos acontecimientos se pueden agrupar según el tipo de origen de los elementos.
1) Procesos por los que se formaron los elementos "primordiales":

Nucleosíntesis

Espalación

Turbulencia, calentamiento etc. en la nébula solar primordial.


2) Procesos por los que se "fijaron" o "escaparon" elementos radiogénicos":

Condensación planetaria (condensación de silicatos)

Solidificación (después de la fusión)

Retención de gases

Ruptura del planeta
3) Procesos por los que se forman elementos "cosmogénicos" Tiempo en órbita (rayos cósmicos)

Tiempo en tierra.


 Los procesos "primordiales" conllevan la creación y distribución de elementos bajo condiciones extremas tales como las que han podido existir únicamente en una estrella o en la nébula solar: nucleosíntesis, creación de elementos por captura de neutrones y otros procesos que requieren temperaturas extraodinariamente altas: espalación, creación de elementos ligeros por irradiación de alta energía y finalmente la distribución de materiales en violentos acontecimientos de la nébula solar que probablemente existía antes de la formación de los planetas.
-Los procesos "radiogénicos " conllevan la fijación de los elementos radioactivos y sus productos radiogénicos en la misma vecindad. Si nos referimos por vecindad a todo el cuerpo planetario, en esta fijación se incluirían también los productos radiogénicos gaseosos. Ahora bien, si se admite después una rotura del planeta estos productos gaseosos escaparían.
Los procesos "cosmogénicos" tales como los rayos cósmicos de gran energía que producirían isótopos de corta vida en los meteoritos comenzarían a actuar después de la rotura del planeta. También puede averiguarse el efecto de los rayos cósmicos ya tamizados por la atmósfera, es decir, después de haber caído el meteorito a la Tierra.
Estudios isotópicos. Acontecimientos que se han logrado datar en los meteoritos.
Los procesos descritos anteriormente se han logrado datar en su mayoría, gracias al estudio de los isótopos radioactivos y sus isótopos hijos estables. Así de acontecimientos mas antiguos a mas modernos se tiene:
1)- Tiempo de duración de la formación del Sistema Solar.

El método 129I  129Xe aplicado a la condrita Carbonácea de Orgueil (Francia) que se supone uno de los meteoritos mas primitivos ha dado una edad similar a la de otras condritas mas evolucionadas.

Por tanto se puede pensar que todo el estadio de nébula solar, de condensación, la formación de cóndrulos y la acreción durarían unos 2M.a. o incluso menos.
2)- Tiempo transcurrido entre la formación del Sistema Solar y la cristalización.

Se han realizado cálculos basados en la acumulación de 129Xe en las condritas como resultado de la desintegración del 129I. La vida media del 129I es de 17 M.a. La edad estimada para este periodo es de 100 ± 100 M.a. El hecho de que haya tanto error se debe a que:

- hay que estimar un ritmo de síntesis y una abundancia para el 129I que ya no existe.

- los isótopos del Xe se alteran con temperaturas de 500 a 1800ºC.


3)- Tiempo transcurrido entre la cristalización y la actualidad.

El cálculo de la edad real o sea la edad de formación de los meteoritos se ha estudiado con todo detalle porque nos da la edad no solo de los meteoritos sino la edad de formación del Sistema Solar.

Es el acontecimiento mejor determinado, ya que es posible hacer la misma medida por distintos métodos:
87Rb  86Sr  Edad de solidificación del meteorito (T=4.37 ± 0,2 x 109 a.)

207Pb  206Pb - Edad de solidificación del meteorito (T=4.37 ± 0,2 x 109 a.)

207Pb  208Pb   Edad de solidificación del meteorito (T= 4.6 ± 0,2 x 109 a.)

235U
4) Edad del último enfriamiento o "edad de retención de gas".

Edad de enfriamiento del meteorito hasta una temperatura en que el escape de los gases sea negligible.

Como de todos los gases el He es el que menos se retiene, las edades obtenidas por el método 232Th-4He son siempre menores.
Si por este método de elementos radiogénicos gaseosos se obtienen edades concordantes de más de 3*109 años quiere decir que esos meteoritos se formaron de un cuerpo lo bastante pequeño para producir un enfriamiento rápido pero lo bastante grande para protegerles de la irradiación de rayos cósmicos (~150 a 200 Km. radio)
Si se obtienen edades discordantes de más de 3*109 años quiere decir que proceden de un cuerpo grande que se enfrió lentamente de modo que unos gases se escaparon antes que otros y por eso dan edades discordantes (~ 300 Km. radio)

Edades concordantes pequeñas (<1*109 años) significan que ocurrió algún proceso por el cual parte de los gases pudieron escapar y después siguió un enfriamiento muy rápido que retuvo los gases restantes. Este proceso pudo ser por ej. la rotura del planeta o cuerpo planetario. Como hay muchos meteoritos con edades concordantes de 0.5*109 años se sugiere que la rotura del cuerpo planetario tuvo lugar hace 500 millones de años.
Edades discordantes cortas, indican una desgasificación parcial en algún proceso suave tal como choques pequeños o un proceso de calentamiento cuando se acercasen mucho al Sol (perihelio)
5)- Tiempo de exposición a los rayos cósmicos = Tiempo de rotura del planetoide padre

Es la edad de rotura de los cuerpos padre, puesto que lo que se data es todo el tiempo que los fragmentos están expuestos a los rayos cósmicos.

El bombardeo de los rayos cósmicos genera, por reacciones nucleares de espalación, núcleos radioactivos y no radioactivos cuyas abundancias sirven para datar la época de la rotura.

La profundidad de acción de los rayos cósmicos en el material meteoritico es del orden de 1 m.

Por tanto las partes interiores de un cuerpo padre estarán escudadas de las reacciones de espalación hasta que el cuerpo padre se rompa. Teniendo en cuenta esto se puede determinar el tamaño original del meteorito antes de ser afectado por la ablación atmosférica.

Este estudio requiere suponer que el flujo cósmico es constante con el tiempo.

El cálculo de la edad o tiempo a que los meteoritos han estado sometidos a los rayos cósmicos ha dado el resultado de la TRANSP- 15/16 Hay diferencias muy claras entre las edades de exposición de los sideritos (entre 200 y 1500 M.a.) y los aerolitos (entre 0 y 20 M.a.). Estas diferencias y el hecho de que algunos grupos de meteoritos muestran un agrupamiento en sus edades de exposición (por ej. las condritas H se proyectan alrededor de los 4 M.a.) reflejan diferentes fases de rotura de la región fuente de los meteoritos.

En la figura se han proyectado las edades de 150 meteoritos (25 sideritos y 125 aerolitos). Si se supone que todos los sideritos que muestran una edad de exposición de ~ 0,6 * 109 a. proceden de un mismo cuerpo planetario en el cinturón de asteroides, dicho cuerpo tendría que haber sido al menos de 5 Km. de radio.


6)- Edad de la caída (en "hallazgos")

Antes de que el meteorito penetre en la atmósfera esta sujeto a bombardeos con partículas cósmicas. Este proceso induce reacciones de "espalación " en el meteorito, por ej. producción de 36Cl (vida media=300.000 a.) por reacción del 56Fe con protones de alta energía:



56Fe + p = 36Cl + 3H + 3He + 24He + 3p+ 4n

Una vez el meteorito ha ciado está escudado del bombardeo de partículas por la atmósfera.

De aquí que la medida de las cantidades de los nuclidos "cosmogénicos" y sus productos hijos permite conocer la fecha de caída.
Resumiendo: Tenemos las siguientes edades de los sucesos que ha sufrido un meteorito:

Edad de formación: 4,4 a 4,6 * 109 años (acreción, solidificación).

Edad de enfriamiento: 3,5 a 4,5 * 109 años.

Edad de ruptura del planetoide: 500 a 1000 * 106 años (pérdida de He)

Ultimo suceso de fragmentación: muy variable:

2000 años , 80*106 años en algunos aerolitos, 2*109 años en algunos sideritos. *

Además de la edad, hay otros datos tales como recristalización del olivino que también apuntan a un fenómeno de rotura del planetoide.
Composición isotópica (isótopos ligeros) de los meteoritos
La relación isotópica del oxigeno en los meteoritos 18O/16O se ha venido estudiando intensivamente en los últimos años. Esta relación se expresa generalmente como  que es:

(18O/16O)muestra

=  - 1 x 1000

(18O/16O)standard

Standard (SMOW) = Composición media del agua del océano.

La relación isotópica  se ha venido estudiando en materiales ígneos y metamórficos. Con ella se tiene información de la dependencia de la Temperatura y el contenido en agua en los procesos ígneos y metamórficos.

El valor de  se correlaciona negativamente con la temperatura de formación Tf.

Así en las areniscas:  = 15

en px de rocas ígneas terrestres:  de 5.5 a 6.6

Por los estudios del  en los meteoritos se han obtenido los siguientes resultados:


1) Condritas ricas en Fe, pobres en Fe, Enstatíticas, Acondritas Enstatíticas:

Tienen px con valores  = 5.3 a 6.3 que sugieren Tf análogas a las de las rocas ultramáficas terrestres.


2) Acondritas hipersténicas, hiperstenico plagioclasicas y pigeonitico plagioclasicas, Mesoderitos:

Tienen px con valores  = 3,7 a 4,4

Se puede observar que el valor  de las acondritas depende del contenido en Fe y del grado de oxidación del mismo.
3) Condritas Carbonáceas I y II  = 8.4 a 12.2 (baja Tf). Valores análogos a los de rocas graníticas.

Condritas Carbonáceas III  =  0.8 a 5.5 (alta Tf)

El que el valor  de las condritas carbonáceas sea tan variable sugiere que esas condritas están mucho menos equilibradas que las condritas Ordinarias.
4) Tectitas:  = 8.9 a 11.8

 Muestran un aumento sistemático en 18O con la disminución de SiO2.


Estudiando el  en minerales coexistentes de un mismo material se puede deducir la temperatura de formación de dicho material. Así ONUMA et al (1972a) a partir de los valores de  en minerales aislados coexistentes (plag, px y Oliv.) de condritas ordinarias dedujeron que habían cristalizado en equilibrio isotópico de O2 y a una temperatura de unos 950 ± 100ºC.
C y S son comunes en muchos meteoritos. Algunos ocurren en distinto estado de valencia en un mismo meteorito. Su estudio se inició para contestar las siguientes preguntas:

 ¿Que evidencia existe de que las variaciones isotópicas hayan ocurrido durante la nucleosíntesis?

 ¿Existen grandes fraccionamientos similares a los encontrados en la Tierra?

 ¿Hay alguna tendencia de fraccionamiento que pueda indicar actividad biológica?

El S meteoritico tiene una composición 34S muy constante. La composición isotópica del S en la troilita del meteorito del Cañón del Diablo se toma como patrón 34S = 0.

El S de troilita de otros meteoritos tiene una variación de 0 a 0.6%. .

En otros meteoritos con S en distintas fases las variaciones pueden ser mayores. Por ejemplo:

Condrita carbonácea de Orgueil

Forma de azufre %peso S 34S

SO4Mg.7H2O 2.1  1.3

S elemento 1.8 1.5

S troilita 0.8 2.6

Otras formas S 0.3 -
Muestra total 5.0 0.4
Al contrario de lo que ocurre en la Tierra el sulfato del meteorito de Orgueil es el componente del S más ligero. MONSTER et al (1965) sugieren que el fraccionamiento de los isótopos del S en los meteoritos es debido a efectos cinéticos en la reacción S agua y no es debido a actividad biológica puesto que en este caso el sulfato se habría enriquecido en el isótopo pesado.
BOATO (1954) determinó la composición isotópica del C total en la condritas carbonáceas.

Boato sugiere que sea cual sea el proceso real que originó los varios tipos de condritas la disminución en el contenido en 13C con la disminución en H2O y C puede reflejar un efecto isotópico durante los procesos particulares por los que se perdieron los volátiles. Además de la composición isotópica global del C en los meteoritos se ha examinado la composición isotópica de cada una de las fases: grafito, diamante, carburos, materia "orgánica" y carbonatos.


Mat. "orgánica"............ 13C de  22 a  28.7‰(VINOGRADOV et al.,1967)

Grafitos................... 13C de   5 a   6.3‰

Cohenita Cañón del Diablo  (13C/12C)  17.9‰

Grafito Cañón del Diablo... 13C -6,3‰

Carbonatos................. 13C +40 a +60‰.
El C de los carbonatos es más pesado que el del C más pesado encontrado en la Tierra. En cambio la composición isotópica del O2 no es diferente de la encontrada en los carbonatos terrestres.

En resumen se puede decir que la composición isotópica de las condritas muestra tendencias de variación interesantes pero que los distintos componentes en los meteoritos muestran una composición heterogénea. Según algunos autores el equilibrio isotópico entre los distintos constituyentes del C no se habría alcanzado.



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