METEORITOS; Sideritos, Mesosideritos, Condritas, Acondritas.

Meteoritos

METEORITOS

Definición de meteorito.
Un meteorito es cualquier cuerpo sólido natural, de origen no terrestre, que llega a la Tierra desde el espacio exterior. Por tanto no se consideran meteoritos las chatarras artificiales ni los restos de los satélites construídos por el hombre.
En una primera clasificación por su aspecto inmediato podemos distinguir lo siguiente;

Bólidos (fireballs) son aquellos meteoritos que poseen un brillo igual o mayor al del planeta Venus y que por norma general suelen ir acompañados de un fenómeno sonoro parecido a truenos que está originado por la fragmentación del cuerpo debido al rozamiento con la atmósfera y a los bruscos cambios de presión y temperatura entre la superficie y el núcleo del meteoroide.

Micrometeoritos son los meteoritos que tienen un diámetro inferior a 1 mm. Este tipo de meteoritos se suelen recoger para su estudio en la troposfera desde aviones especiales. Y sin embargo, son los que con mayor frecuencia llegan a tocar la superficie terrestre, dado que por su reducido tamaño, la superficie de rozamiento es mínima, y cae como motas de polvo cósmico a velocidad residual, para perderse entre los materiales terrestres.

Meteoro es cualquier fenómeno que ocurra en la atmósfera terrestre por causas astronómicas. Parte de los meteoros son originados por el paso de un meteorito a través de la atmósfera terrestre. Puede ser por ejemplo un trazo luminoso o un rastro de humo. Otros meteoros son causados por otros agentes: cometas, erupciones volcánicas, fenómenos electromagnéticos etc.
En nuestro estudio nos interesa saber que Meteoro define el trazo luminoso o polvoriento que deja el paso de un meteorito por la atmósfera (estrellas fugaces, no llegan a la Tierra).

Fenómenos que acompañan la caída de meteoritos
El fenómeno más llamativo que suele producir es de orden luminoso (estrellas fugaces). Se han documentado bolas de fuego cruzar el cielo, muy brillantes, con una larguísima cola, y de intensidad similar a la de la estrella solar. Esta luz suele ser blanca, aunque pueden distinguirse matices verdosos, rojizos o amarillentos, dependiendo de la composición del meteorito. Los cuerpos de composición rocosa emiten un brillo más intenso que los meteoritos metálicos.
En varios casos se documentan fenómenos acústicos, describiéndolos como truenos o fuertes detonaciones, que se producen con la fractura del cuerpo antes de tocar tierra. Esto suele suceder en los últimos metros de su recorrido, y en la cercanía de la superficie terrestre. Cuando el meteorito posee un tamaño considerable, y choca contra la tierra, puede fragmentarse ocasionando un sonido de impacto de mayor o menor consideración.
De igual forma, si el tamaño del cuerpo que llega a la Tierra es considerable, puede producir un cráter de impacto sobre el suelo, o empotrarse en el mismo cavando una zanja (depende de la trayectoria de impacto que lleve el cuerpo; para un cuerpo de 50 toneladas y trayectoria vertical o que siga la misma dirección que el planeta, producirá un cráter determinado. Si el cuerpo sigue una trayectoria inclinada respecto a la superficie terrestre, o cae en dirección opuesta a la dirección de rotación de la tierra, es más probable que se entierre en una zanja. Si el impacto se produce de frente, cuerpo a cuerpo, el cráter es inminente. Así mismo se describe una zona de mayor daño frente a un eventual choque frontal comprendida entre los 0 y 45º de inclinación sobre el punto horizontal.

En otras muchas ocasiones, el meteorito se desintegra antes de tocar tierra, produciendo una estela de polvo meteórico o rastro de humo visible en ocasiones a plena luz del día.

Interés del estudio de los meteoritos

Los meteoritos son para los científicos, muestras de un elevado valor, tanto desde el punto de vista astronómico y astrofísico, como desde el punto de vista geoquímico y geológico, ya que aportan una cantidad de información importantísima para numerosos estudios, entre ellos:

• Estudio del Sistema Solar; Hasta bien entrado el año 1969 era el único material de origen extraterrestre de que disponían los científicos para realizar estudios directos de la materia del universo. Es importante por cuanto que al ser los meteoritos cuerpos de nuestro sistema solar, permiten a los científicos estudiar la relación que tienen éstos con el resto de los cuerpos planetarios.
• Algunos de estos meteoritos no han sufrido fraccionamiento químico ni cambios algunos desde su formación, siendo el material más primitivo del Sistema Solar. Ello los sitúa en un punto de estudio importante dado que son la clave para conocer la composición primigenia del Sistema Solar, la abundancia cósmica de los elementos, etc.
• Algunas inclusiones ricas en Aluminio y Calcio del meteorito de Allende (Condrita carbonácea) siendo material antiguo nos permite conocer la secuencia de condensación de los minerales a partir de la NSP.
• Cuando un meteorito colisiona con otro cuerpo mayor suele producir un cráter (de impacto) que modifica morfológicamente los rasgos físicos del cuerpo en cuestión. En el caso de La Tierra, podemos ver el Meteor Crater, en el Desierto de Arizona, EE.UU. producido por el impacto de un gran meteorito. Las superficies de Mercurio, Marte y de La Luna están totalmente llenas de cráteres de impactos de meteoritos.
• Dando por supuesto que las condiciones en la que se formaron los materiales que componen los meteoritos son comparables a las existentes en el interior de nuestro planeta, suponen fuentes de datos extraordinarios para establecer hipótesis sobre los materiales de nuesto manto y núcleo. A este tenor, en 1850, Boisse sigirió la posibilidad de que los meteoritos podrían aportar datos acerca de la composición terrestre.
• Son importantes por cuanto que nos pueden dar información geológica de gran valor, tal como la extinción de los dinosaurios.
• El Iridio es un componente químico que solo se localiza en cantidad significativa en los meteoritos y en algunos depósitos volcánicos. Se halló la existencia de una capa sedimentaria rica en Iridio en bastantes lugares geográficos, marcando el fin de era Cretácica, que los expertos interpretan como debida al impacto de un meteorito de dimensiones colosales, que fue el causante de la extinción de los grandes reptiles. Para otros científicos fue la extinción de los cocolitos y de una gran cantidad de foraminíferos lo que causó un máximo en la deposición de carbonatos que permitió la acumulación en cantidad considerable de polvo meteórico.

Si abordamos el estudio de los meteoritos desde el punto de vista geoquímico, estamos ante una fuente de información científica impresionante, ya que aportan muchísimos datos:

• Isótopos de elementos.- Salvo alguna que otra excepción, las composiciones isotópicas de los elementos químicos que forman los meteoritos, la Luna y la Tierra, son idénticas, lo que viene a confirmar que todos estos cuerpos estelares proceden de la NSP (Nube Solar Primigenia).
• Los isótopos hallados en los meteoritos han permitido conocer la edad del Sistema Solar, y en consecuencia, la edad de nuestro planeta.
• Caracteres geoquímicos de los elementos; se da el caso de que en algunos meteoritos cohexisten las tres fases de algunos elementos, que son metálica, sulfurada y silicatada. Esto permite estudiar el reparto de un elemento concreto en cada una de estas fases, esto es, el carácter geoquímico de los elementos.
• Condiciones bajo las que se forman los minerales en medio extraterrestre.

HISTORIA del Estudio de los Meteoritos

Desde la más remota antigüedad, el ser humano ha recibido la visita de estos cuerpos extraterrestres, y que debido a la carencia de medios científicos para su conocimiento y estudio, le dieron un sentido religioso, de forma que muchos de estos hallazgos se conservaron en templos y fueron venerados como objetos sagrados.
Anaxagoras (500 a 428 a.C.) ya supuso de su origen extraterrestre, y así lo declaró cuando consideró al Sol como una gran roca ardiente, y como en los meteoritos se encontró gran cantidad de metal fundido, dio por sentado que eran fragmentos procedentes del sol. Cuando al final de su vida se le preguntó sobre esto, respondió; “el estudio del Sol, de la luna y de los cielos”
Ya por esa época, Plinio el Viejo (23 a 79 d.C.) relata que Anaxagoras hizo uso de sus conocimientos astronómicos para predecir la caída de una “piedra solar”, y que efectivamente cayó el día predicho, y esto ocurrió en Aegos, Potamo, en el distrito de Tracia hacia el año 465 a.C. Citamos a Plinio, y no olvidamos que él ya hizo un listado de “piedras caídas del cielo” y que estaban siendo adoradas en muchos templos de la antigüedad, pero en su lista describía objetos muy variados, y leemos fósiles, artefactos prehistóricos, carne, sangre, leche, lana, ladrillos… (¿?)
En el año 861 ocurrió que un meteorito cayó en un monasterio en Japón, y desde entonces se ha conservado allí. Ocurrió esto en el templo sintoísta de Nogata-Shi.
También Averroes, médico y filósofo cordobés, describe hacia el siglo XIII un meteorito de unos 40 kg de peso de cuyo metal se fabricó una espada.
En el año 1492, en Ensisheim, Alsacia, se oyó una estruendosa explosión al tiempo que una gran piedra negra era vista caer en un campo de cereales a las afueras de la ciudad. Se encontró la piedra, en un agujero de unos dos metros de profundidad, y su peso fue estimado en unos 150 kg.
Ya en el año 1576, los aborígenes del Norte de Argentina llevaron a los soldados conquistadores españoles hasta una enorme roca (resultó ser un siderito) que se hallaba medio enterrado. Es por esta razón que hasta bien entrado el siglo XVII, en pleno Renacimiento, nadie dudaba de la existencia de piedras que habían caído del cielo, pero fue Gesner (1516 – 1563), naturalista de dudosa reputación quien publicó un libro donde catalogaba como piedras caídas del cielo a ciertas otras cosas, como eran herramientas prehistóricas, algunos fósiles (erizos, belemnites, dientes de tiburón…) Aquello contribuyó al descrédito, sin duda, pues cuando pudo establecerse un origen fiable de estos restos, se comenzó a dudar hasta de los auténticos meteoritos, tachando los avistamientos y recuperaciones como supersticiones del pueblo. Aquella notable confusión hizo que durante todo el siglo XVIII se mantuviera una delicada controversia sobre el asunto de los meteoritos. Los espíritus más racionales no entienden el hecho de que estos hierros o piedras puedan caer del cielo, a pesar de los innumerables testimonios de personas que aseguran haberlos visto caer. Muy a pesar de la oposición de los lumbreras de la época, los meteoritos comienzan a levantar interés en el mundo científico, y dan inicio los estudios sobre los mismos.

El año 1766, Troili analizó el Meteorito Albaredo, caído en Módena (Italia), hallando en el mismo un sulfuro de hierro muy similar a la pirrotina, pero con unas características distintivas. Bautizó a este sulfuro como troilita, en su honor.
Lavoisier, 1769, prefirió ver los efectos del rayo sobre las rocas de la tierra, y como consecuencia se ganó la enemistad de la Academia de Ciencias de París, que mantenía bajo sospecha la autenticidad de los meteoritos bajo una constante crítica hacia aquellos “cerebros tan obtusos, que pudieran creer seriamente que masas de piedra cayeran del cielo”
Por su parte, Laplace (1749 – 1827), ya conocido por definir las bases matemáticas a la hipótesis nebular, consideró que los meteoritos eran rocas deyeccionadas por los volcanes lunares.
Pallas (1741 – 1811), viajero, vió en el año 1772, el enorme meteorito siderolito que cayó en las cercanías de Yenisey (Siberia). En su honor, a esta roca sideral se le bautizó con su apellido (Meteorito Pallas o meteorito krasnojarsk), su peso alcanzaba los 700 kg. Este meteorito era considerado una reliquia sagrada por los Tártaros, quienes lo adoraban por haber caído del cielo.
Proust (1754 – 1826), a la sazón trabajando en el Alcázar de Segovia para la Academia Militar, estudió en 1773 una condrita de 4 kg de peso que cayó en Sena (Huesca). A él se le atribuyen los primeros estudios al siderito Campo del Cielo, hallado en Argentina, hallando un componente de Niquel en su composición.
1776 fue un año extraño, dado que la colección de meteoritos del Museo de Viena son retirados de la vista del público, y son catalogados como de origen dudoso.
En el año 1777 un equipo de científicos químicos, encabezados por Lavoisier realizaron un análisis del meteorito de Lucé, caído en 1768 junto a un grupo de agricultores en plena faena. Aquel análisis arrojó un resultado de su composición que, entre otras cosas, tenía un 55% de vidrio, un 6% de hierro metálico y un 8,5% de sulfuro. La explicación que dieron al meteorito, hipótesis ya avanzada por Lavoisier, era que se trataba de una arenisca con piritas que había sido golpeada por un rayo, lo que explicaría su aspecto de fundición.
Tras la retirada de varios meteoritos “dudosos” del Museo de Historia Natural de Viena, en 1790 el abad Stütz estudió dos de ellos; un siderito de aproximadamente 30 kg que cayó en Agram (Croacia) en el año 1751, y que contó con 7 testigos que coincidieron en describir una gran bola ígnea caer del cielo, explotar y dividirse en dos partes. El otro meteorito estudiado por Stütz fue recuperado en las cercanías de Eichstädt, Bavaria, avistado tras una fuerte explosión en el cielo ocurrida en Febrero de 1785.
A pesar de la extrema concordancia de los relatos de los testigos, y la sinceridad con que fueron aportados, Stütz consideró que el fenómeno era digno de estudio, incluso en su situación, cuyas ideas estaban fuertemente influenciadas por las de Lavoisier, y que le hizo considerar a estos meteoritos como el posible resultado del impacto de un rayo sobre materiales terrestres.
Para él, la electricidad generada por el rayo pudo haber transformado el óxido de hierro en hierro metálico, y haber confundido a los testigos que creyeron ver caer piedras del cielo.
Más tarde, en 1790, se produjo una lluvia de meteoritos en Gascuña que fue presenciada por unos 300 testigos.
Cuatro años después, en 1794, Chladni (1756-1827) por fin demostró que los meteoritos tenían un origen cósmico, que realmente eran “piedras que caían del cielo”. Esta conclusión fue publicada en su libro “sobre el origen de la masa de hierro descubierta por Pallas y de otras masas de hierro similares y de los fenómenos luminosos acompañantes”.
No obstante, considera a estos meteoritos como fragmentos de planetas que sufrieron explosión, o incluso material residual sobrante de la formación de planetas. Esto le garantizó ser pionero en el estudio sistemático de los meteoritos, a pesar de que otros autores anteriormente mencionados ya habían reconocido la procedencia espacial de los meteoritos, y habían estudiado algunos de ellos. No obstante, la “ciencia oficial” aún es reacia a creer que los meteoritos sean de tal origen, por cuya razón Chladni prefirió no citar en su libro los nombres de aquellos autores que coincidían con su teoría, para no dañar la reputación de los mismos.
Era preciso que llegara el año 1803, en el que se produjo la caída del meteorito del L’Aigle, en Orne, Normandía. Fue estudiada por Biot, y supuso el convencimiento de los más reacios escépticos. Cayeron más de 3000 piedras, por lo que Biot se desplazó al lugar para entrevistar a los testigos, recoger muestras para su estudio, y realizar un mapa de la caída, que resultó ser un área elíptica, siendo el primer mapa realizado de una caída de meteoritos.
Posteriormente, los últimos 35 años han sido cruciales en el conocimiento y estudio de los meteoritos, pues este progreso ha sido debido a dos hechos importantes;
PROYECTO ANSMET (Antartic Search Meteorites), que se dedicó a recuperar meteoritos caídos en la Antártida. Fue en 1969 cuando un grupo de científicos japoneses que estudiaban los glaciares Antárticos, descubrieron 9 extraños fragmentos rocosos en un campo helado. Cuando fueron estudiados en Japón se determinó que pertenecían a 4 tipos distintos de meteoritos. Aquello supuso la creencia de que en la Antártida se concentraban caídas de meteoritos, y a partir de 1973 se organizaron las expediciones japonesas y americanas, y más recientemente, europeas, con el objetivo de la recuperación de meteoritos. Debido a estas expediciones, se han recuperado hasta la fecha más de 17.000 meteoritos, entre los cuales hay 13 procedentes de la Luna, y 6 procedentes de Marte.
Otro lugar propicio para hallar meteoritos son auellos desiertos áridos donde el viento impide el depósito de suelos. Se han hallado importantes depósitos de meteoritos en las Llanuras de Roosvelt Country, en Nuevo México, zonas del Sahara en Argelia y Libia, y en la llanura Nullarbor, Australia, de donde en la última década se han recuperado más de 2000 meteoritos.
SONDA NEAR (Near Earth Asteroid Rendez-Vous), fue una sonda de la NASA que, con casi 805 kg de peso y un coste de casi 222 millones y medio de Euros, fue puesta en órbita en 1996 desde Cabo Cañaveral (Florida), alcanzando la órbita del asteroide Eros, cuyo diámetro se estima en unos 33 km, en octubre de 2000. Permaneció largo tiempo en la órbita de dicho asteroide, enviándonos fotografías desde una distancia de tan solo 5,4 Km.

¿Qué hacer cuando se encuentra un meteorito?
Internacionalmente se han adoptado unos criterios y pautas a seguir en caso de descubirmiento de un meteorito.

1. Todos los meteoritos reciben un nombre propio que suele hacer alusión al lugar o localización geográfica donde tocó tierra. Este nombre puede ser el del pueblo cercano, accidente topográfico o región, etc. De esta forma, garantizamos su localización inmediata. Antaño también se le solía poner el nombre propio del descubridor, y recientemente incluso se le nombra con las coordenadas GPRS del lugar exacto donde fue hallado.
2. Es posible que en su caída, el meteorito se fragmente, en cuyo caso, todas las rocas reciben el mismo nombre, dado que pertenecen al mismo meteorito.
3. Todos los datos de meteoritos suelen catalogarse en archivos cuyas ediciones se actualizan periódicamente. El catálogo de G.T. Prior (editado en 1953 por M.H.Hey) ordena por orden alfabético todos los meteoritos conocidos hasta la época, añadiendo para cada uno de ellos datos importantes, tales como nombre, coordenadas geográficas donde cayó o se encontró, clasificación y tipo de meteorito, fenómenos que acompañaron su caída, relatos de los testigos, revistas científicas donde podemos hallar datos geoquímicos y geofísicos del mismo, y lugar donde se encuentra el meteorito (museos o instituciones científicas que conservan fragmentos).
4. Se aconseja no tocar el meteorito con las manos, para evitar que la grasa de la piel pueda quedar en la superficie del mismo, y de alguna forma, alterar los análisis que se realicen posteriormente. Manipularlos con guantes puestos. Colocar la muestra en una bolsa o recipiente limpio y hermético, etiquetar y tomar todos los datos posibles del hallazgo, así como fotografías.
5. Si las muestras se consideran importantes, será interesante contar con la opinión de expertos. Universidades y Centros de Estudio de Astrofísica pueden sernos de mucha utilidad en los estudios y análisis del meteorito hallado.

CLASIFICACIÓN Y NOMENCLATURA DE LOS METEORITOS
Los meteoritos pueden clasificarse dependiendo de varios factores y criterios distintos. Suponen un campo de estudio amplio e importante que permite dichas clasificaciones.

1. Atendiendo a la forma en que son hallados;
   1. CAÍDOS, cuya particularidad es que son vistos caer por algún testigo y posteriormente encontrado en el lugar donde se percibió su caída.
   2. HALLAZGOS, o sea, meteoritos que se encuentran y que son reconocidos por sus características geofísicas y geoquímicas, pero que no se han visto caer. Suelen ser meteoritos antiguos.
2. Si los clasificamos por su contenido en metales, podemos clasificarlos de la siguiente forma;
   1. SIDERITOS; >90% de aleación Hierro-Níquel.
   2. SIDEROLITOS; Aproximadamente tienen el 50% de aleación Hierro-Níquel y el resto de material rocoso diverso.
   3. AEROLITOS;
      1. CONDRITAS; Contienen aproximadamente un 10% de aleación Hierro-Níquel.
      2. ACONDRITAS; Contienen menos del 1% de aleación metálica Hierro-Níquel.
3. Otra clasificación interesante atiende al origen o procedencia del cuerpo estelar recuperado. De esta forma distinguimos:
   1. NO DIFERENCIADOS; Son Condritas procedentes de cuerpos que acrecionaron los últimos, cuando ya no les quedaba en su composición isótopo ²⁶Al. Debido a esto, no se calientan ni se funden, e incorporan elementos volátiles que previamente fueron condensados.
   2. DIFERENCIADOS; Son todos los demás meteoritos diferenciados, y procedentes de cuerpos padre en los que aún existe partes del isótopo ²⁶Al que les permite fundirse y producir calor cuando se desintegran. No incorporarían a su composición elementos volátiles, dado que aún no se habrían condensado.

A pesar de que los Sideritos son meteoritos que caen en un bajo porcentaje, son los que con mayor frecuencia se localizan, dado que se reconocen mejor en el campo, se detectan con mayor facilidad con detectores de metales y son más resistentes a la meteorización que los Agentes Geológicos externos ejerzan sobre los mismos.

DIMENSIONES DE LOS METEORITOS.

Debido a la naturaleza y procedencia de los meteoritos, sus dimensiones pueden ser muy variables, desde partículas microscópicas solo detectables bajo un microscopio, polvo cósmico de incluso un diámetro inferior a 0’2 mm, micrometeoritos, que los llamamos, hasta masas rocosas gigantescas de varios cientos de toneladas de peso. A este tenor, el Asteroide CERES, con un diámetro de 390 km es susceptible de convertirse en uno de los mayores meteoritos que podrían caer sobre la superficie terrestre, con sus consiguientes consecuencias.

No obstante, nos alegramos de que este tipo de meteoritos grandes sean raros. Según los expertos, meteoritos de aproximadamente un millón de toneladas, equivalentes a unos 10 km de diámetro caerían raramente, en torno a uno cada cien millones de años.
Meteoritos mayores de 1 Kg, se calculan que entran en la atmósfera unos 100.000 al año, de los que tan solo unos pocos miles alcanzan la superficie terrestre, y de ellos, con un peso superior a un centenar de kilos, no superarían en número de cien los caídos. Tenemos en consideración que el mayor meteorito hasta la fecha localizado es el HOBA, caído en Namibia, y que posee un peso aproximado de 60 toneladas métricas.
Por regla general, los meteoritos de gran tamaño suelen desintegrarse o fragmentarse a su paso por la atmósfera terrestre o incluso al hacer impacto sobre la superficie del suelo. Esto ha sido documentado. En varias ocasiones se han estudiado lluvias de meteoritos que superaban varios cientos de miles de fragmentos y que se localizan en áreas elípticas, en ocasiones, de varios kilómetros de longitud. Como ya sabemos, esta fragmentación que suelen sufrir algunos grandes meteoritos es debido tanto al calor que se produce en el rozamiento ocasionado por su paso por la atmósfera, como por las diferencias de presión y temperaturas entre la superficie del cuerpo y su núcleo.
Una inmensa mayoría de meteoritos no llegan a la superficie terrestre, se desintegran en su paso por la atmósfera, y lo que podemos observar son las conocidas estrellas fugaces. Son meteoritos del tamaño de gravilla o arena gruesa. Se vaporizan absolutamente. Muchas de estas estrellas fugaces y lluvias de estrellas suelen ser restos de cometas, y debido al movimiento orbital de aquellos, suelen verse en ciertas fechas concretas. Algunas de las más importantes lluvias de estrellas son:

1. Las PERSEIDAS, también llamadas lágrimas de San Lorenzo. Se pueden ver allá por agosto, y son los restos del cometa Swift Tuttle.
2. Las LEÓNIDAS, que son restos del cometa Temple Tuttle.

Obviamente no son las únicas, por tanto más tarde dedicaremos un apartado a conocer en profundidad algunas más.

Los micrometeoritos, llamados así porque su tamaño es muy pequeño, y debido a ello la fricción que producen con la atmósfera en su entrada no es suficiente para que se vaporicen o se fundan. Su comportamiento en la atmósfera es similar al del polvo cósmico. En el caso del polvo meteórico el tamaño es relativamente mucho más reducido, estaríamos hablando de entre 0’04 y 0’5 mm. Se estima que en forma de polvo cósmico caen sobre la Tierra unas cien toneladas métricas diarias, que sería el equivalente aproximado de unas 40.000 Tm anuales.

SideritosSon meteoritos cuya composición en su casi totalidad está formada por aleaciones de hierro y níquel con pequeñísimas cantidades de otras fases accesorias; Metálicas (Cobalto), silicatadas (Cromodiópsido), sulfatadas (Troilita) y óxidos (cromita).
Es el grupo de meteoritos de mejor identificación, ya que no existen minerales similares en la Tierra. Su aspecto externo es el de una masa metálica oxidada, pero su interior es brillante como el metal que lo compone. Dado que tienen una densidad elevada, suelen soportar bien los procesos de alteración meteórica. Por ello, casi el 47% de los meteoritos hallados, fueron sideritos, mientras que no componen más del 4,6 % del total de los caídos.
Los minerales que lo componen, como decimos, son los formados por aleaciones de hierro y níquel. Veamos algunos de ellos.
KAMACITA o HIERRO alfa; En la aleación de hierro níquel existe una composición constante del elemento níquel, del 5,5% y que cristaliza en una red cúbica centrada en su interior.
TAENITA o HIERRO ypsilon. Aleación hierro níquel cuya proporción de níquel es variable entre el 26 y 65 % que cristaliza en una red cúbica centrada en las caras de cada cristal.
PLESSITA.- Se trata del intercrecimiento de cristales de Kamacita y Taenita, por lo que no es un mineral simple. Este tipo de meteoritos, compuestos de ambos, reciben el nombre de ATAXITAS, cuya derivación estimológica significa “sin estructura”. En la actualidad las muestras de ataxita a 450 aumentos manifiestan gotitas de kamacita sobre una masa oscura.

En cantidad variable, pero pequeña, y formando granos redondeados o laminares desperdigados en la fase metálica, se han hallado trazas de los siguientes minerales accesorios
SCHREIBERSITA P(Fe, Ni, Co). Se puede hallar como inclusiones en los minerales de hierro níquel. Este mineral necesita para su formación una serie de condiciones reductoras que no se dan en nuestro planeta, lo que lo hace único de origen extraterrestre.
TROILITA.- Sulfuro de Hierro SFe. Es un mineral accesorio en todos los meteoritos.
COHENITA.- Carbonato Férrico CFe₃. Solo se ha encontrado en octaedritas que contienen menos del 7% de níquel. Para su formación se precisan unas condiciones muy concretas; Saturación del sistema en hierro y carbono, ambiente reductor, muy altas presiones (del orden de 25.000 atmósferas) y temperaturas mínimas de 1000 ºC.
GRAFITO C; Por lo general forma nódulos y más raramente podemos hallarlo en forma de placas o granos.
DIAMANTE C; Su existencia parece corresponder a la relación de cristalización que el carbono de su composición sufre cuando impactan con la Tierra (Recordemos el caso del meteorito Tunguska).
DAUBRELITA Fe Cr₂ S_4. Es un mineral común en las hexaedritas, sobre todo se la encuentra asociada a la troilita, alrededor de ella o en maclas de intercrecimiento mutuo.
ENSTATITA y FOSTERITA pueden ser halladas también como inclusiones en las aleaciones de hierro y níquel.

Los sideritos muestran en muchos casos una serie de características estructurales que los hacen materiales únicos. Uno de ellos son los REGMAGLIFOS que son huellas de un proceso de fusión superficial característico en algunos meteoritos, cuando sufren el aumento de temperatura al entrar en la atmósfera. Debido a ello desarrollan una corteza de fusión, o corteza de reacción, por lo general, menor de 1 mm de espesor y cuya composición son productos de oxidación y de vidrio.
Esta corteza es independiente de la composición del resto del meteorito, ya que se produce por acción de la atmósfera cuando éste se pone incandescente por la fricción en la misma.
Su forma es diferente no solo entre distintos meteoritos, sino incluso entre distintas zonas del mismo.
Por otra parte, también a su paso por la atmósfera pueden absorver gases, lo que hace esto un punto interesante a la hora de interpretar las composiciones isotópicas.
Las BANDAS DE NEUMANN no son representativas de diferencias mineralógicas ni de composición, sino que son curiosas maclas de metal en la superficie pulida de la kamacita, y más raramente, en la taenita, tanto en los sideritos (hexaedritas, ataxitas pobres en níquel) como en otros meteoritos en su fase metálica, por ejemplo, los siderolitos. A la vista se aprecia un simple rayado de líneas paralelas en distintas direcciones. Se cree que su aparición se debe a la deformación mecánica intensa sufrida por el material a temperaturas realmente bajas, inferiores a 600 ºC, condiciones que serían causadas perfectamente en un impacto violento o explosión.
Las BANDAS O FIGURAS DE WIDMANSTATTEN nos manifiestan una serie de características estructurales internos que dependen de la composición y la naturaleza del meteorito metálico. Para observarlas, debemos cortar una parte del meteorito, pulirla y atacarla con un ácido débil compuesto de una solución de ácido nítrico al 2% con ácido pícrico. Este mismo proceso lo debemos utilizar para hacer aparecer las BANDAS DE NEUMANN ya mencionadas.
Volviendo a las figuras de Widmanstatten, solo podemos verlas en las octaedritas y en las ataxitas con una composición de níquel superior al 25%, manifestando fiel reflejo de la forma cristalina del mineral, por ello, su orientación dependerá de la forma de haber realizado el corte.

De sobre la formación de las bandas de Widmanstatten podemos decir que se trata de un enrejado de cristales que se entrecruzan entre sí, a modo de maclas, según 2, 3 o 4 direcciones. Unas bandas son de kamacita o Hierro alfa (contenido en níquel del 5,5%). Esta kamacita está bordeada por unas bandas de taenita o hierro ypsilon (contenido de níquel variable entre el 27 y 65%). Y a modo de aglutinante entre ellas, se presenta la Plessita.

Por mediación de una microsonda electrónica se han analizado estas bandas obteniendo interesantes resultados, entre ellos;
La composición de las bandas de kamacita es estable, mientras que las de taenita es muy variable.
El ancho de las bandas es indicador del contenido de níquel en el meteorito; Bandas anchas de kamacita indican menor contenido en níquel, y bandas estrechas de kamacita indican mayor contenido en este metal.

Relación de las Formas de Widmanstatten con la velocidad de enfriamiento y el tamaño del cuerpo padre del Meteorito.

El estudio de las bandas de widmanstatten nos permite conocer las dimensiones del cuerpo padre del que procede un meteorito. Dado que para que se produzca la desmezcla de la taenita en la difusión del hierro níquel, el ritmo de enfriamiento debe ser muy lento, aunque variable, éste está comprendido en los límites entre 1 y 1000 grados centígrados por millón de años.
Partiendo de esta base, y de otros datos conocidos, tales como el radio del cuerpo planetario presunto de ser padre del meteorito, su capacidad calorífica y conductividad térmica, su contendio en elementos radioactivos, podemos llegar a hacer un cálculo de la velocidad de enfriamiento del mismo. Por otra parte, y conocida la velocidad de enfriamiento, podremos situar a qué profundidad se ha podido originar la desmezcla, y esta puede variar desde la superficie hasta unos 100 km bajo ella, en el cuerpo padre. De ahí determinamos que no se necesitan grandes profundidades para ello, lo que está de acuerdo con que el asteroide CERES, el mayor conocido, tiene unos 770 km de diámetro.
Luego hay otro dato más a favor de que sean asteroides pequeños. Si estos meteoritos tuvieran como padre un planeta grande, su composición estaría salpicada de minerales tales como el piropo o la jadeíta. En cambio, si los padres son pequeños asteroides… ¿De dónde han sacado energía para la fusión?
Hay un dato de interés. En los cuerpos mayores, la subida de temperaturas la explicaría la acreción y la energía gravitatoria. En los asteroides y cuerpos más pequeños se cree que esa energía podría provenir de la desintegración radioactiva de los isótopos ²⁶Al y ²⁶Mg, cuya vida media se estima en 700.000 años.

Los Sideritos han pasado por ser el grupo de meteoritos más interesantes para la ciencia, por lo que su clasificación ha variado considerablemente en los últimos años. Veamos la clasificación antigua y la nueva que se mantiene en la actualidad.

CLASIFICACIÓN ANTIGUA DE LOS SIDERITOS.
Clasificaba los meteoritos en atención a su estructura cristalina y mineralogía, que a su vez, respondía a su composición química determinada, especialmente su contenido en níquel. Yatendiendo a esta composición, encontrábamos los siguientes tipos de sideritos;

HEXAEDRITAS (H); Estaría formadas por kamacita, cuyo contenido en níquel estaría entre el 5 y 6 %.
OCTAEDRITAS (O); Estarían formadas por kamacita + taenita, y con algo de plessita intersticial, lo que haría variar su composición entre el 6 y el 14 % de níquel.
ATAXITAS (D); Están formadas básicamente por plessita y el nivel de níquel supera el 25% en la taenita.
Como se ha notado, la composición química básica de los sideritos es casi totalmente una aleación de hierro y níquel, por lo que permite el estudio de su comportamiento en un diagrama de fusión-cristalización del hierro-níquel, que aplican los metalúrgicos a presión atmosférica.
HEXAEDRITAS Contienen del 5 al 6 % de níquel. Su nombre es debido a que su forma cristalina es cúbica (hexaedros). Estos cristales presentan exfoliación paralela a las caras del cubo, por lo que manifiestan las conocidas bandas de Neumann según las caras del maclado del trapezoedro. Las kamacitas conocidas (la mayoría, no todas) suelen estar formadas por un único cristal, pero en otras se han observado agregados de varios cristales del mismo mineral. Muchas veces, estas hexaedritas se rompen por los límites de los cristales, por lo que podemos notar muy bien la granulación. Se han hallado hexaedritas en zonas muy concretas; al norte de Chile se hallaron 12, entre Carolina del norte, Georgia y Alabama se hallaron 10 y en México y Tejas otras cuantas. Se cree que pertenecen a un mismo meteorito que se desmembró saliendo disparado en varias direcciones.
Si explicamos las hexaedritas bajo el diagrama de cristalización del hierro-níquel observamos que el paso de solidificación produce siempre taenita. Pero si el contenido de niquel es bajo, las curvas de solubilidad sólida a altas temperaturas es alcanzada, produciéndose la desmezcla; la taenita se convierte en kamacita.

OCTAEDRITAS son, entre los sideritos, el tipo más comúnmente hallado. Hacen honor su nombre a que las bandas de kamacita desmezclada se van acoplando a los cubos de taenita, manifestando cuatro orientaciones paralelas según el plano del octaedro (es lo que llamamos estructura de widmanstatten).
La anchura de las bandas de kamacita son las indicadoras del tipo de octaedrita, a saber;

• OGE; Extremadamente gruesas.
• OGG; Muy gruesas (superan los 2 mm)
• OM; Medias (miden entre 0,5 y 2 mm)
• OF; Finas.
• OFF; Muy finas (no llegan a medir medio milímetro)

Sabemos que el ancho de las bandas de kamacita tiene que ver con su contendo en níquel, por lo que a mayor ancho de la banda, menor será el contenido en níquel.
Para su explicación nos remitimos nuevamente al diagrama de cristalización del hierro-niquel. Si el porcentaje de níquel supera el 6%, el meteorito alcanza en su enfriamiento la curva de solubilidad sólida inferior, dando origen a que no se complete la desmezcla. Por ello, la kamacita que se forma en esta desmezcla será más grande cuanto menos sea el contenido de su composición en níquel.

ATAXITAS RICAS EN NIQUEL.- Si cuanto menor es el contenido en níquel, las bandas de kamacita son más anchas, el caso contrario es que cuando aumentan los niveles de níquel en el siderito, las bandas de kamacita se hacen más estrechas. Es así que para un porcentaje de entre el 12 y 14 %, las bandas se hacen en extremo estrechas y discontínuas, por lo que las Formas de widmanstatten tienden a desaparecer. Se debe este fenómeno físico a que la desmezcla fue más difícil debido a enfriarse a bajas temperaturas. Los sideritos que presentan entre el 14 y el 25 % de níquel están formados básicamente por plessita (recordemos que la plessita se produce por la desmezcla microscópica de taenita y kamacita). Si el porcentaje de níquel en el siderito supera el 25%, podemos hablar de que están formados exclusivamente por taenita.

Sideritos con caracteres especiales.

En el universo hay de todo tipo de materiales, más incluso que los que se pueden formar en la tierra, como hemos visto, tanto es así que han sido recuperadas 6 caídas y 36 hallazgos que, aunque básicamente son metálicos y se los clasificó como sideritos, presentan unos caracteres distintos. Entre ellos mencionamos el meteorito SOROTIITA, que cayó en Soroti, Uganda, y en su composición hay un 50% de hierro-níquel, y otro 50% de troilita.

Composicion, clasificación.

Como norma general, si hallamos la media de todos los sideritos hasta la fecha analizados, su composición química es muy sencilla.

• Fe; 90,78 %
• Ni; 8,59 %
• Co; 0,63 %

Podemos también hallar trazas en poca cantidad de Fósforo, Azufre, Cromo o Carbono debido a la presencia de minerales accesorios.
Vertiendo estos datos en una curva de frecuencia, observamos que el níquel marca dos picos relevantes, uno correspondiente al nivel 5,5 % (recordemos que es la composición media exacta de las hexaedritas) y otro pico más en el nivel 8,0 % (composición media de las octaedritas). Por otra parte también podemos ver la pequeña cantidad de sideritos que existen cuya composición manifieste más del 20% de níquel.
Pero no son estos los únicos elementos analizados en los sideritos, también se han hallado los siguientes elementos;

• Cobre (Cu); nativo, suele aparecer asociado a la aleación de hierro níquel y a los sulfuros. Troilita y sulfuro de Cu.
• Cobalto (Co); asociado básicamente a la aleación metálica, aunque puede hallársele en las fases sulfuradas de Troilita.
• Manganeso (Mn); Sobre todo en la cromita. Su carácter lítico no es tan marcado como en el resto de materiales terrestres, por lo que puede formar sulfuros de manganeso tales como la Alabandita (SMn).
• Cromo (Cr); Lo hallamos en la Cromita y el Cromodiópsido.
• Fósforo (P); Lo hallamos en la Schreibersita (P(Fe,Ni)₃).
• Silicio (Si), Calcio (Ca) y Magnesio (Mg) podemos hallarlos en silicatos del tipo piroxenos. En ocasiones se halló al silicio en la aleación hierro níquel, indicando unas condiciones reductoras extremadamente fuertes.
• Galio (Ga) y Germanio (Ge); Debido a las relaciones que existen entre estos elementos y las variaciones relacionadas con el contenido en níquel, así como con el tipo de meteoritos, estos elementos adquieren gran importancia en el estudio de los sideritos.

Es debido a este contenido de Ga, Ge y Ni por lo que la mayoría de los sideritos se pueden agrupar en grupos clasificatorios, de los cuales, los principales son I, II, IIIA, IIIB, IVA y IVB.

Esto no descarta la existencia de otros tipos dispersos.
Podríamos explicar esto alegando que cada uno de los grupos Ga-Ge tienen como origen un cuerpo padre distinto, y por tanto cada uno evolucionó en su enfriamiento de una forma particular. Pero se ha observado que también las condritas (Aerolitos) y los pallasitos (Siderolitos) presentan estas mismas relaciones de Ga-Ge, lo que despierta el interés de que permite establecer entre distintos tipos de meteoritos.

SIDEROLITOS - CONDRITAS

Siderolitos

Los siderolitos apenas llegan a ser el 1,5% de las caídas y el 5,7% de los hallazgos, siendo el grupo más escaso y de poca importancia de los cuerpos meteoroides. Se clasifican en 2 grandes grupos, atendiendo a la naturaleza de los silicatos que lo componen;

• PALASITOS; su composición es aleación de hierro-niquel con olivino.
• MESOSIDERITOS; que además de contener la aleación metálica, contienen piroxenos y plagioclasas.

Realmente este grupo de meteoritos podría ser dividido, reduciendo grupos para su estudio, pudiendo considerar a los pallasitos entre los sideritos, y a los mesosideritos entre las acondritas. Vamos a verlos;

PALLASITOS
Su composición es estable; manifiestan una masa de aleación de hierro y níquel en un 50 %, con granos de olivino distribuídos de forma uniforme rellenando el sobrante 50 % de la composición.
Si pulimos adecuadamente la superficie de un pallasito y le agregamos el ácido, de inmediato podremos ver un borde de kamacita bordeando los granos de olivino, mientras que en el resto de la fase hierro-niquel observaremos las formas de widmanstatten.

En otros casos pueden observarse inclusiones de troilita (sulfuro de hierro) y Schreibersita (P(Fe, Ni)₃) en la aleación metálica, por lo que concluímos que su fase metálica es similar a la de las octaedritas.
El olivino se distribuye en forma de granos, angulares o redondeados, de entre 5 y 10 mm. En este caso, la composición tanto de la fase metálica como de la rocosa no varía mucho de la composición en las mismas fases de las condritas ordinarias.
También dentro del grupo de los palasitos se puede hacer una subdivisión, dependiendo de la composición del olivino que lo integra, y de la proporción de aleación metálica que contienen.

1. 55% hierro-níquel + aprox. 10% níquel. Olivino con 13% FeO (10 a 16%)
2. 30 – 35% hierro-níquel + aprox. 15% níquel. Olivino 19% FeO (16 a 21%)

Al igual que los siderolitos, estos grupos son bastante artificiales por cuanto que en ocasiones la proporción de hierro-níquel varía incluso entre zonas distintas del mismo meteorito.

Hay palasitos, como el caso del Imilac, o el Salta, cuya estructura es brechoide y presenta fragmentos angulares de olivino mezclados en la matriz metálica. Da la impresión de que un impacto violento ha machacado una roca dunitica y la ha mezclado con metal fundido. Si tenemos en cuenta que el olivino (silicato refractario) suele ser el primer mineral en cristalizar en una mezcla de líquido silicatado en proceso de enfriamiento, es fácil explicar la irregularidad de la concentración del componente en el cuerpo de los palasitos. El mineral más frecuente en el manto terrestre es el olivino, por lo tanto es susceptible de serlo también en el manto de otros planetas (quizás con excepción del piroxeno cálcico). También sabemos que es frecuente en otros planetas y cuerpos padres de algunos meteoritos diferenciados.
Su formación está interpretada como si un violento acontecimiento en el cuerpo padre hubiera mezclado los materiales del manto y del núcleo.
Luego hay palasitos que manifiestan los cristales de olivino sin formas angulares, es decir, redondeados, y cuya formación se ha explicado mediante la recristalización de un material angular inicial. En este caso la termodinámica de los materiales favorece la eliminación de los ángulos y granos pequeños en las áreas interfaciales entre el metal y el silicato.

 

MesosideritosEn el caso de los mesosideritos, la masa principal del cuerpo es silicatada, y en ella es donde aparecen las inclusiones metálicas de hierro y níquel aleado. Generalmente esta parte silicatada está compuesta por plagioclasas y piroxenos, es holocristalina y suele presentar una estructura cataclástica tan fuerte que en ocasiones adquiere un aspecto porfirítico, manifestando grandes granos de piroxeno de entre 5 y 8 mm de diámetro, y de plagioclasa mezclados en una fina matriz granuda de naturaleza difícil de determinar (probablemente sean los mismos minerales triturados y mezclados). En cuanto a la fase silicatada, es similar a la de las acondritas piroxénico-plagioclásicas, por lo que podrían asimilarse en el grupo de las acondritas.
Su composición metálica usualmente contiene en torno al 7% de níquel, y en ella no se aprecian formas de widmanstatten salvo cuando está presente en nódulos considerables. Por lo demás, los granos metálicos suelen irregulares y discontínuos.

Génesis de los mesosideritos.

Surgen varias teorías en cuanto a la génesis de los mesosideritos, basadas en la distinta cantidad de óxido de magnesio que contienen los olivinos frente a los piroxenos, así como a la irregular distribución de la aleación metálica. Afirman que ambos compuestos (olivino y aleación metálica) son por así decirlos, extraños a la masa principal del meteoroide, que estaría compuesto de piroxeno y plagioclasa. Veamos estas teorías.

1. La mezcla se ha formado por la unión de dos líquidos fundidos, y levemente o no miscibles.
2. La otra teoría sugiere que las distintas fases (metálica y silicatada) hayan cristalizado de forma independiente y posteriormente se haya hecho la mezcla de materiales. Esta mezcla podría producirse debido a que grandes bloques basálticos sólidos se hundieran en una matriz metálica fundida, o lo más probable es que el basalto de piróxeno y plagioclasa fuera invadido por el fundido metálico con olivino. No descartamos la unión de estos materiales como resultado de colisiones.

ACONDRITAS

Acondritas

Las acondritas tienen una composición casi entera de silicatos, siendo por tanto un grupo de los aerolitos muy heterogéneo. Si presentan fase metálica, ésta es igual o inferior al 1%. Por otra parte la fase sulfurada de la trolita se puede encontrar también como algo accesorio.

Acondritas y Condritas manifiestan una mineralogía muy similar, aunque las proporciones son distintas. En el caso de las Acondritas la aleación hierro-níquel y olivino es menor, aumentando el piroxeno yl a plagioclasa, además, las acondritas no muestran cóndrulos. En cuanto a la composición química y mineralógica, se asemeja mucho a la de las rocas máficas y ultramáficas terrestres.
Lamentablemente no se puede estimar su abundancia, ya que hablamos de las “caídas” ya que los hallazgos, por su similitud a las rocas terrestres (gabroides y peridotíticas) es difícil distinguirlas y pasan por aquellas desapercibidos.
No obstante podemos considerar algunas características estructurales interesantes:

• Suelen presentar una cristalización más gruesa que las condritas, por lo que muestran grano grueso.
• La estructura de la mayoría de acondritas es brechoide.
• Algunas han manifestado texturas de tipo ofítico muy parecidas a la textura de los basaltos terrestres, lo que demostraba que su formación surgió de un fundido silicatado y afectado por un campo gravitatorio.
• La estructura brechoide es característica en la mayor parte de las acondritas.
• En algunas muestras se ha observado una textura de tipo ofítica, propia de los basaltos y gabros de la Tierra, lo que demuestra que se han formado a partir de una masa silicatada fundida y además, influída por un campo gravitacional. Ejemplos de este tipo de acondritas sería la Moore Country, eucrita que manifiesta un bandeado similar a las rocas ígneas.
• Se han analizado otras eucritas con estructura vesicular muy parecida a la manifestada en las lavas terrestres, lo que hace suponer que tuvieron un origen extrusivo.

CLASIFICACIÓN DE LAS ACONDRITAS
La denominación de estas acondritas está referida al nombre de la localidad y del primer meteorito de este grupo que se ha localizado.
A priori, se debe con leves modificaciones de MASON. En la última columna se hace referencia al número de “caídas” de cada grupo en concreto. Podemos observar que los grupos mineralógicos responden a un quimismo determinado, y que aún así, en ellos puede hacerse dos grandes grupos.

• Acondritas pobres en Ca (se componen de olivino y ortopiroxeno).
• Acondritas ricas en Ca (contienen augita y/o diópsido y plagioclasas)

Es obvio que el quimismo y las características mineralógicas están muy ligadas, de forma que como vemos, las acondritas pobres en Ca estarán formadas por minerales pobres en Calcio, como esl caso de los olivinos y ortopiroxenos. Accesoriamente tendrán pequeñas cantidades de otros silicatos del grupo de las plagioclasas, pueden manifestar fase metálica (aleación FeNi) y sulfurada (troilita). La estructura propia manifestada en ellas es brechoide.
Estas acondritas (pobres en Ca) tienen una composición química extremadamente simple. Su base química es Dióxido de Silicio (SiO₂) y óxido de magnesio (MgO). Y dependiendo de la cantidad de dichos compuestos encontramos:
(SiO₂ : MgO) 1:1 en acondritas tipo Enstatíticas.
(SiO₂ : MgO) 1:2 en acondritas tipo olivínicas.

A este último grupo pertenece la Chassignita, que se deduce proceder de Marte, y cuya composición es monomineral básicamente, olivinos como las dunitas de la tierra.

Por su parte, las acondritas ricas en Ca se componen de minerales que, lógicamente, son ricos en este elemento, tales como los clinopiroxenos y la plagioclasa. A nivel químico son más complicadas que las pobres en CaO, dado que manifiestan una mineralogía más complicada.
La composición media de una acondrita con piroxeno-plagioclasas es así:

SiO2	Al2O3	MgO	FeO	CaO	Na2O
49	11	11	17	10	0,5

También hallamos dos grupos entre las acondritas ricas en Calcio, y son:

• Acondritas Augíticas (Angrita), del que solo existe un meteorito hallado, y está formado totalmente por Augita (>90%) junto a una pequeña parte de olivino y troilita. Se ha interpretado su formación como parte de un proceso de acumulación gravitatoria, equivalente a algunas piroxenitas terrestres.
• Acondritas Basálticas (Nakhalitas, Eucritas, Shergottitas y Horwarditas), denominadas así debido a que sus texturas son análogas a las de los basaltos terrestres; son ofíticas y en ocasiones los cristales se orientan análogamente a los de las rocas de complejos bandeados terrestres. Se parecen también mucho a las rocas basálticas de La Luna. Por su parte, la Shergottita y las Nakhalitas se identifican procedentes del planeta rojo.

Este tipo de acondritas son las más numerosas, la mayoría son brechoides y constan de un piroxeno y una plagioclasa de composición An₉₀ que en algunos ejemplares se pseudomorfiza a un crisal de maskelinita. El piroxeno de su composición puede ser pigeonita o hiperstena (con accesorio de pigeonita) y por lo general manifiestan un complicado proceso de evolución. Frecuentemente son saturadas, aunque en ocasiones les sobra una cantidad de Dióxido de Silicio (tridimita accesoria), o les falta (olivino accesorio).

La presencia de tridimita determina que se cristalizaron bajo condiciones de presión inferiores o iguales a 3Kbar. Es posible que manifiesten pequeñas cantidades de cromita, y aleación FeNi, y en menos ocasiones, ilmenita y trolita.

Las acondritas podrían ser proyectadas en un diagrama en uno de cuyos ejes situaríamos el contenido en CaO y en el otro las proporciones relativas de FeO y MgO. Cuando sus análisis se dirimen respecto a estos componentes, los subgrupos se proyectarán en distintos campos donde manifestarán marcados hiatos entre ellos.
Notemos por ejemplo que la relación FeO / FeO + MgO que en las condritas no supera nunca el 50%, puede llegar a superar el 66% en las acondritas con pigeonita y plagioclasa.

EDAD Y PROCEDENCIA DE LAS ACONDRITAS BASÁLTICAS.

A este grupo pertenece la acondrita enstatítica de 70 kg que en agosto de 1946 cayó en una piscina en Peña Blanca (Texas). También pertenecen los 21 meteoritos procedentes de La Luna, y las acondritas S y N del grupo SNC procedentes (se cree) de Marte.
Exceptuando estos meteoritos, cuya edad es de 1.400 M.a., todas las demás acondritas basálticas tienen una edad cercana a la del Sistema Solar, es decir, edad de cristalización cercana a los 4.600 M.a. Debido a ello se entiende que independientemente del acontecimiento de fusión que sucediera en estos basaltos, debió ocurrir de inmediato a los acontecimientos acrecionarios iniciales del S. Solar.
La masa fuente de componentes de estas acondritas se constituye de 50 a 80% de olivino, poco menos de piroxeno y cerca del 10% de fase metálica en alta relación Fe/Mg. Se observa pobreza de álcalis y otros elementos volátiles.

Si observamos, esta composición es muy similar a la de las condritas, por lo que podemos determinar que, en el más amplio sentido, los cuerpos padres de las acondritas basálticas serían condritas de composición muy parecida a la de la Luna.

El tamaño de los cuerpos padre de estas acondritas sería más bien reducido debido a que la fusión debió tener lugar a poca profundida (en la tierra, a temperaturas similares y a profundidad de 30 Km hubieran cristalizado espinela y/o granate, en lugar de plagioclasas). A pesar de su reducido tamaño, han sido lo suficientemente grandes como para diferenciar una estructura de núcleo, manto y corteza.

Traigo a colación la teoría de Mason, que define que las eucritas proceden de la corteza, relativamente fina, de un asteroide cuyo diámetro no supera los 600 km de diámetro que estaría constituído por un núcleo pallasítico de aproximadamente unos 207 km de radio, un manto diogenítico (origen de acondritas pobres en Calcio) de unos 80 km de espesor, y una corteza eucrítica de un máximo de 13 km de espesor.

Ajustándose a esta definición existe un asteroide que es el candidato ideal a cuerpo padre de las eucritas; VESTA, cuyo diámetro es de 540 km y que posee una superficie, aparentemente cubierta por basalto.


ACONDRITAS SNC

En este grupo, se engloban las acondritas procedentes del planeta Marte (hasta 2.002 había 19 identificadas). Estas iniciales proceden del nombre de los meteoros Shergotty (S), Nakla (N), Chassiny (C). Las dos primeras son basálticas, y la otra es acondrita pobre en Calcio.

Se cree que su procedencia es marciana debido a que todos los meteoritos tienen edades próximas a los 4500 m.a., salvo los SNC cuya edad está en torno a los 1300 m.a. Por el estudio de los cráteres marcianos, tamaño y distribución, sabemos que hace 1300 m.a. debió existir en el planeta una actividad volcánica basáltica muy intensa.
Cada cuerpo del Sistema Solar parece manifestar una signatura isotópica concreta. Los SNC tienen una signatura isotópica del oxígeno distinta a la de la Tierra y a la de La Luna.
Es curioso que la composición química de los elementos de mayor relieve que componen las acondritas son muy similares a los del suelo de Marte, aunque mucho más oxidadas que las eucritas. Asímismo el contenido en gases nobles tales como el Neón y el Argón son idénticos a los medidos en la atmósfera marciana por la sonda Viking el año 1976, que dicho sea de paso, son distintos a los de cualquier otra atmósfera planetaria medida.

Observando que estos tres grandes grupos son químicamente distintos, determinamos que Marte es, mineralógicamente hablando, heterogéneo. Veamos algunas características principales.

SHERGOTTITAS

Eucritas pertenecientes a las acondritas ricas en Calcio.
La EETA79001 (Elephant Moraine 79001) es un meteorito hallado en Antártida en 1979. Acondrita basáltica similar a las lavas terrestres de tipo basaltos toleíticos. Compuesta por un 75% de clinopiroxeno, un 24,6% de plagioclasa y menos del 1% de Agua.

NAKLITAS

El meteorito de Nakla, Egipto, caída en 1911, se fragmentó en 40 trozos, uno de los cuales mató un perro en su caída. Poseen una textura acumulada, lo que determina su procedencia en coladas muy espesas en las que los minerales se han ido acumulando por gravedad. Posee un parecido mayor a una peridotita que a un basalto.



CHASSIGNITAS

Pertenecen a las acondritas pobres en calcio. Se trata de una acondrita olivínica caída en Chassigny, Francia, en el año 1815. Es la única acondrita cuya composición es de un 90% de olivino. Es granular, alotriomorfo, de grano grueso muy similar a las dunitas de la tierra, pero con mayor proporción de óxido de hierro. Se cree que derivó de un pequeño cuerpo intrusivo.


El archiconocido meteorito ALH 84001, de procedencia marciana, se hizo mundialmente famoso cuando en el mismo se pudo observar a nivel microscópico una serie de estructuras regulares que podían interpretarse como “fósiles”. La procedencia marciana de la roca se ha deducido por su concentración de isótopos de oxígeno, nitrógeno, hidrógeno y xenón. La edad de exposición a los rayos cósmicos alcanza los 16 millones de años.