José Francisco López Herrera »

Este texto es un resumen de mi Trabajo Fin de Grado (TFG) de Químicas en la Facultad de Ciencias de la UNED, defendido en el curso 2021-22. Su objetivo fue caracterizar muestras de meteoritos mediante microespectroscopía Raman. Para ello se adquirieron cuatro muestras del Museo Canario de Meteoritos. Los análisis se realizaron con un microespectrofotómetro Raman del departamento de Ciencias y Técnicas Fisicoquímicas de la UNED.

Se realizaron más de un centenar de análisis espectroscópicos, pero la mayoría de ellos fueron infructuosos debido principalmente a fenómenos de fluorescencia que ocultaban el espectro Raman de las muestras. Esto da una idea de la dificultad para realizar estos análisis, particularmente en muestras tan pequeñas como las aquí estudiadas que no permiten un tratamiento previo de pulido y limpieza de la zona de análisis para reducir la posibilidad de fluorescencia.

Una de las ventajas de esta técnica es la posibilidad de estudiar muestras muy pequeñas de objetos muy valiosos como son los fragmentos de meteoritos que nos ocupan. Con los resultados obtenidos se pudieron establecer hipótesis sobre el tipo y procedencia de los meteoritos.

Introducción

Meteoritos

Se estima que de media cada año llegan a la superficie de nuestro planeta unas cuarenta mil toneladas de material interplanetario (Brownlee, 2001). Hay que destacar que solo se considera el término “meteorito” para aquellos que alcanzan la superficie terrestre, siendo el resto considerados como “meteoros” o “bólidos”, lo que comúnmente se conoce como “estrellas fugaces”. Estos objetos que entran en la atmosfera se forman en asteroides, cometas o incluso cuerpos planetarios como Marte, la Luna o Vesta, el segundo objeto más masivo del cinturón de asteroides.

Las características de los meteoritos dependen principalmente del astro de procedencia y de los procesos erosivos sufridos desde su origen hasta su llegada. Aquí se puede ver una clasificación que atiende a esos criterios.

Microscopía Raman

La microscopía Raman es una técnica espectroscópica muy utilizada en ciencias fisicoquímicas. En esta técnica se hace incidir un haz de luz monocromática, en nuestro caso un haz láser de excitación de He/Ne a 632,8 nm, y se estudia la luz dispersada por la muestra. El haz que incide sobre la muestra puede deformar la nube de electrones generando un cambio en la polarización y llevando a la molécula a un estado de energía superior para relajarse posteriormente emitiendo fotones. Cada muestra emite esta energía de una manera única, que es función de su composición, microestructura, etc., generando, por tanto, una “huella dactilar” que sirve para su identificación.

En la siguiente figura se muestran las distintas posibilidades que se dan con la luz incidente en esta técnica:

Para realizar este TFG se ha utilizado un microespectrofotómetro Raman como el que se muestra en la siguiente figura (Jobin Yvon LabRam-IR HR-800) unido a un microscopio (Olympus BX41):

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Experimental

Se estudiaron cuatro muestras:

Están catalogadas por The Meteoritical Society con estos códigos (de izquierda a derecha):

1. NWA 11397 (Northwest Africa 11397, 2021). Fue encontrado en julio de 2015.
2. Tocache (Tocache, 2020, H5 S3 W2). Este meteorito cayó en la ciudad de Tocache, en la provincia de San Martín, en Perú, el 1 de enero de 1998.
3. NWA 7831 (Northwest Africa 7831, 2021). Encontrado el 3 de marzo de 2013.
4. Al Haggounia 001 (Al Haggounia 001, 2021, EL3-6 IMB). Encontrado en 2006 en la zona de Al Haggounia, Marruecos.

Cada muestra fue observada meticulosamente al microscopio tratando de encontrar todos los microcristales de diferentes minerales que fuera posible. Una vez obtenido un espectro de cada microcristal diferente se comparaba con los que aparecen en distintas bases de datos, principalmente la base de datos de espectros Raman para minerales RRUFF  y en la literatura.

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Resultados

A continuación, se presentan los minerales más destacados y que resultaron más útiles para identificar la naturaleza y posible origen de cada meteorito.

Muestra 1: NWA 11397

Augita

Este mineral apareció varias veces en la muestra número 1. Un ejemplo se presenta en la figura siguiente, donde se ve una estructura con vetas grisáceas o verdosas junto a su espectro Raman:

Como puede comprobarse, este espectro muestra varios picos: uno principal a 668 cm^-1 y otros secundarios a 239 cm^-1, 390 cm^-1 y 1011 cm^-1. Esta posición de picos concuerda con el espectro Raman publicado de la augita, (Ca,Na,Mg,Fe,Mn,Al,Ti)₂(Si,Al)₂O₆. La augita es un piroxeno del grupo de los aluminosilicatos, de color verdoso, castaño o púrpura dependiendo de la composición y de las impurezas, y cristaliza de forma granular principalmente, aunque también forma cristales alargados.

Espinela

Se identificó en una mancha roja anaranjada con puntos blanquinegros. La espinela es un óxido de fórmula química MgAl₂O₄ que presenta una coloración rojiza, gris o azul, dependiendo de las impurezas. Se registró su espectro en varios puntos de esta muestra:

Se puede apreciar que el espectro presenta un pico principal a 398 cm^-1 y otros dos más, secundarios y no muy claros, a 672 cm^-1 y 983 cm^-1. Algunos de estos rasgos aparecen en el espectro de la espinela que aparece en la base de datos RRUFF o en (Lenaz, 2017), aunque no concuerda del todo y seguramente esté superpuesto al espectro de algún otro mineral como la augita mencionada anteriormente o la hematites que se comenta a continuación.

Hematites

La zona central rojo-anaranjada de la mancha mostrada en el apartado anterior proporcionó este espectro Raman:

Tiene máximos de intensidad a 225 cm^-1, 293 cm^-1, 410 cm^-1, 650 cm^-1 y 1320 cm^-1, lo que concuerda con el espectro de la hematites de RRUFF y de (Hernanz, 2006). La hematites (α-Fe₂O₃) es un tipo de oxido férrico, suele presentar brillo metálico y color rojo principalmente, pero también gris o negro. Estas características concuerdan bien con el aspecto de la zona analizada.

Ferrosilita

Se estudió una zona aparentemente amorfa con vetas alargadas y colores verde, amarillo, blanco y negro. Se obtuvo el espectro siguiente:

En él destacan dos picos principales a 665 cm^-1 y a 984 cm^-1 y otros menores a 316 cm^-1 y 550 cm^-1. Esto concuerda con el espectro de la ferrosilita (FeSiO₃) que aparece en RRUFF y en (Huang, 2000). Este es un mineral de la familia de los piroxenos y presenta una coloración verdosa, amarillenta o marrón, según el contenido de Mg y Fe.

Cronstedtita / enstatita

Se analizó un grano marrón oscuro, sin brillo, rodeado de una matriz grisácea, obteniéndose este espectro:

Destacan dos picos principales a 195 cm^-1 y a 663 cm^-1 y otro menor a 334 cm^-1. Esto concuerda en parte con en el espectro de la cronstedita, (Fe)₃(Si,Fe³⁺)₂O₅(OH)₄, y con el de la enstatita, MgSiO₃, registrados en RRUFF y en (Huang, 2000). La cronstedtita es un mineral de la familia de los filosilicatos que muestra color negro, negro-marrón o negro-verde, mientras que la enstatita es de la familia de los ortopiroxenos y presenta coloración marrón, gris o verde. Ambas descripciones podrían valer para la zona analizada por lo que no sirven para decantarse por uno u otro mineral.

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Muestra 2: Tocache

En esta muestra se encontró augita en varios puntos y otros minerales cuyos espectros se muestran a continuación.

Magnetita / Cromita

Se estudió un grano de color negro brillante con zonas rojas como se muestra en la siguiente figura junto al espectro Raman obtenido:

Como puede verse, el espectro muestra un pico a 673 cm^-1. Aunque con un solo pico no es posible hacer una identificación positiva de un mineral, sí es posible acotar entre varias opciones. Así, por ejemplo, la magnetita (Fe₃O₄) presenta un pico en la misma posición. Además, es de color negro como la zona analizada, mientras que la zona roja podría ser hematites, aunque no se obtuvo ningún espectro claro de hematites en esta muestra de meteorito.

También podría tratarse de la cromita (FeCr₂O₄), que igualmente presenta un pico para el mismo número de ondas. La cromita también es de color negro y tiene brillo metálico similar al del punto analizado.

Forsterita / Fayalita

El siguiente espectro se registró en varios puntos de esta muestra de meteorito. Corresponde a una estructura granular con vetas grisáceas o verdosas y brillo metálico:

Como se ve, el espectro muestra picos principales a 825 cm^-1 y 852 cm^-1 y secundarios a 916 cm^-1 y 958 cm^-1. Esto concuerda con el espectro Raman de la forsterita (Mg₂SiO₄) y de la fayalita (Fe₂SiO₄) (Chopelas, 1991). Ambos minerales son diferentes tipos de olivino de color verdoso y suelen aparecer juntos.

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Muestra 3: NWA 7831

En este meteorito se han encontrado minerales que ya aparecieron en las dos muestras anteriores, como la augita (en varios puntos), la hematites y la magnetita o cromita. Se presentan seguidamente espectros de minerales que se hallaron en esta muestra y no en las anteriores.

Espinela / Pigeonita

Se analizó una mancha de color rojizo o anaranjado dentro de una región negra. El espectro registrado fue este:

Tiene un pico principal a 398 cm^-1 y varios más, secundarios, a 145 cm^-1, 321 cm^-1 y 564 cm^-1. Esto concuerda en parte con el espectro de la espinela que se ha comentado anteriormente, pero tal vez esté solapado con el de otro mineral que podría ser la pigeonita (Mg,Fe,Ca)₂Si₂O₆, un clinopiroxeno de color negro también presente en meteoritos (Trigo Rodriguez, 2012). Es posible que sea el mineral del que está formada la región negra sobre la que está la mancha roja.

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Muestra 4: Al Haggounia

En la muestra Al Haggounia se encontraron espinela, magnetita o cromita (todos ellos aparecidos también en las muestras anteriores, por lo que no se mostrarán aquí sus espectros) y tres minerales nuevos: grafito, jarosita y clinoenstatita.

Grafito

Se analizó una estructura rugosa de color gris azulado con brillo metálico. Un detalle de la zona de la que se obtuvo el espectro se muestra a continuación junto a este:

Como puede verse, el espectro presenta varios picos: uno principal en 1574 cm^-1 y otro secundario a 1339 cm^-1. Esta posición de picos concuerda con el espectro Raman del grafito, que es una forma alotrópica del carbono de color gris o gris oscuro y brillo metálico.

Jarosita

Una zona granular de color negro con incrustaciones amarillas o anaranjadas dio el siguiente espectro Raman, registrado una sola vez en esta muestra:

El espectro muestra varios picos a 224 cm^-1, 298 cm^-1, 383 cm^-1, 445 cm^-1, 625 cm^-1, 1008 cm^-1 1098 cm^-1y 1156 cm^-1. Estos números de ondas concuerdan con los del espectro Raman de la jarosita, KFe₃(SO₄)₂(OH)₆, recogido en la base datos en RRUFF. La jarosita es un sulfato hidratado de potasio y hierro de color amarillo oscuro o marrón anaranjado. Se forma a partir de sulfuro de hierro y agua. En el caso de este meteorito, la jarosita se pudo formar en el espacio por la presencia de agua en el cuerpo progenitor, o bien en la Tierra por contaminación ambiental. En cualquier caso, indica la presencia de sulfuros, lo que ayudará a categorizar este meteorito.

Clinoenstatita

Se estudió un grano redondo de aspecto fibroso y color amarillo, anaranjado y verdoso dentro de una región dominada por fibras alargadas de color grisáceo y brillo metálico:

Aunque el espectro no está bien definido en su totalidad sí tiene algunos picos de interés, como los de 127 cm^-1, 354 cm^-1, 673 cm^-1 y 691 cm^-1. Esto concuerda en parte con el espectro Raman de la clinoenstatita (Mg₂Si₂O₆), que es un silicato de la familia de los piroxenos que suele presentar estructura fibrosa de color amarillo, verde o marrón, unas características similares a las de la zona microscópica que se estudió. Es un mineral típico de algunos meteoritos por lo que es probable que el microcomponente estudiado sea efectivamente clinoenstatita.

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Discusión y conclusiones

Aunque un estudio solo con microscopía Raman es insuficiente para hacer una caracterización precisa de cada meteorito y habría que complementarlo con otras técnicas, sí nos permite una primera aproximación para acotar los tipos de meteoritos a los que puede pertenecer cada muestra estudiada.

NWA 11397

Los minerales identificados en este fragmento de meteorito han sido piroxenos (augita, ferrosilita, y enstatita / cronstedtita), y óxidos (espinela y hematites). Esto nos permite acotar esta muestra dentro de los tipos condrita o acondrita y descartar a los tipos metálicos y metalorrocosos, dado que no se han encontrado minerales típicos de estos meteoritos. Las condritas y las acondritas tienen una composición parecida en cuanto a silicatos y óxidos, pero difieren en otros componentes. Así, por ejemplo, las acondritas tienen en su composición feldespatos mientras que las condritas tienen sulfuros y carbono (Rossi, 2018). Ni sulfuros ni carbonos se han encontrado en la muestra 1, por lo que es más probable que se trate de acondritas. Dentro de las acondritas, las asteroidales presentan enstatita en su composición y se ha visto que en la muestra número 1 hay indicios de enstatita.

Por todo esto, dentro de las limitaciones ya mencionadas, podemos decir que NWA 11397 es del tipo acondrita asteroidal,

Tocache

En esta muestra se han identificado piroxenos (augita), óxidos (magnetita o cromita) y olivinos (forsterita y fayalita). Al igual que en el caso anterior, esto se corresponde más con meteoritos de tipo rocoso que con meteoritos del tipo metálico y metalorrocoso. Y dentro de los rocosos, los olivinos son más comunes en las acondritas, por lo que es más probable que Tocache sea del tipo acondrita sin poder afinar más su clasificación.

NWA 7831

En esta muestra se identificaron piroxenos (augita y pigeonita) y óxidos (espinela, hematites, magnetita o cromita). Al igual que en la muestra número 1, esta composición concuerda más con los meteoritos rocosos (condritas y acondritas) que con los meteoritos metálicos (metálicos y metalorrocosos). Lamentablemente no se han identificado indicios de otros minerales que nos ayudarían a precisar aún más la clasificación de esta muestra, por lo que solo podemos decir que el ejemplar NWA 7831 pertenece a un meteorito de tipo rocoso.

Al Haggounia

En la muestra número 4 se identificaron óxidos (espinela, magnetita y cromita), derivados de carbono (grafito), sulfatos (jarosita) y silicatos (clinoenstatita). Al igual que en las demás muestras, esta composición es típica de meteoritos rocosos. Adicionalmente, la presencia de derivados de carbono (grafito) y de derivados del sulfuro (jarosita) invita a pensar que se trata más de una condrita que de una acondrita, dado que en las condritas es donde se presentan con mayor frecuencia estos compuestos. Por último, la presencia de enstatita nos indicaría que Al Haggounia proviene de un meteorito de tipo condrita de enstatita.

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Referencias

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• Trigo Rodríguez, J. M. ¿Qué sabemos de Meteoritos? Madrid, Catarata (2012).
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