Meteoritos: condríticos, acondríticos, metalorrocosos y metálicos

José Francisco López Herrera »

Se estima que de media cada año llegan a la superficie de nuestro planeta unas cuarenta mil toneladas de material interplanetario (Brownlee, 2001) de muy variados tamaños, pero solo se llama meteoritos a aquellos que alcanzan la superficie terrestre.

Tipos de meteoritos

No todos los meteoritos son iguales. Sus características dependen principalmente del astro de procedencia y de los procesos erosivos sufridos desde su origen hasta su llegada. En los cuerpos planetarios de gran tamaño tienen lugar procesos metamórficos distintos a los acaecidos en los de menor diámetro. Aquellos con suficiente tamaño son capaces de retener calor (generado en los procesos de desintegración radioactiva) durante más tiempo, dando lugar al fundido de los materiales primigenios y los posteriores procesos de diferenciación fisicoquímica de sus componentes. Adicionalmente, algunos cuerpos presentan actividad ígnea dando lugar a minerales “de segunda generación” distintos de los iniciales.

La siguiente figura (Trigo Rodriguez, 2012) esquematiza la clasificación actual de meteoritos, y los apartados siguientes explican brevemente las características más destacadas de cada uno de los tipos. (Una forma de determinar la composición químico-mineralógica es por microespectroscopía Raman).

Así, se denominan meteoritos no diferenciados a todos aquellos procedentes de cuerpos celestes de pequeño tamaño, del orden de pocos cientos de kilómetros de diámetro. En estos cuerpos progenitores el calor producido durante su formación es pequeño, y además se disipa rápidamente dado que el astro es incapaz de retenerlo, por lo cual no ha habido energía suficiente para producir fenómenos de diferenciación, por lo que su estructura interna es homogénea. Estos cuerpos se han formado a partir de la agregación de polvo, agua, etc., de elementos del disco protoplanetario mucho antes de la formación de los planetas y demás cuerpos del sistema solar.

El disco protoplanetario es una estructura plana, de gas y polvo, formada alrededor de una estrella naciente. A medida que la masa de hidrógeno colapsa hacia su centro de gravedad para dar origen a la estrella se forma a su alrededor un disco aplanado en torno al ecuador de la estrella. Esta estructura es suficientemente estable como para resistir los vientos solares, de tal manera que las pequeñas partículas que se encuentran en ella tienen un entorno en el que evolucionar. El desarrollo posterior de este disco dará lugar a los planetas, lunas, cometas y demás cuerpos del sistema solar. Por tanto, los meteoritos no diferenciados son los equivalentes astrofísicos a las rocas sedimentarias que aparecen en geología.

A estos meteoritos no diferenciados se los suele denominar también como condritas. Ello es debido a que en su interior presentan unas esférulas vítreas de naturaleza ígnea denominadas cóndrulos (Rossi, 2018). En la Figura siguiente se puede ver el llamado meteorito de Allende, en cuyo interior se aprecian estos cóndrulos.

Estas estructuras se formaron al principio del sistema solar y es a partir de ellas, de su contenido en isótopos radiactivos, como se ha estimado la edad del sistema solar: ~4560 millones de años (Amelin, 2002). Más abajo se tratan más en profundidad los diferentes tipos de condritas.

Por otra parte, los meteoritos diferenciados son aquellos que derivan de cuerpos celestes mayores a los anteriores, de tipo planetario, con un diámetro suficientemente grande como para retener el calor de su formación. Este calor provoca la fusión de los minerales constituyentes produciendo diferenciación física, por lo que la estructura interna de estos cuerpos progenitores ya no es homogénea como en el caso anterior, sino que presenta zonas de diferente composición. La Tierra, con su estructura diferenciada en núcleo, manto y corteza, es un ejemplo de este tipo de astro. Los principales emisores de meteoritos diferenciados son la Luna, Marte, Vesta y otros asteroides mayores.

Existen tres tipos de meteoritos diferenciados:

• Acondritas: aquellos que proceden del manto superior del cuerpo progenitor y que por tanto están formados de rocas sin condritas (por este motivo se denominan acondritas). Los principales emisores son la Luna, Marte y Vesta, que tras sufrir un impacto meteorítico expulsan parte de su superficie al exterior y posteriormente, tras miles de años vagando por el sistema solar, acaban llegando a la Tierra. Estos impactos meteoríticos son superficiales y solo “excavan” la parte superficial de la corteza.
• Metalorrocosos: procedentes del manto interno de su cuerpo progenitor. Están formados por una combinación de metales y roca. Estos meteoritos provienen de cuerpos menores a los del caso de las acondritas. En estos casos, los impactos entre diferentes cuerpos celestes sí tienen capacidad de extraer material del manto interno, que al igual que en el caso anterior acaban llegando a la Tierra en miles, o cientos de miles, de años.
• Metálicos: Proceden del núcleo mismo de su cuerpo emisor. Estos suelen ser de tamaño mediano, similares a los emisores de los meteoritos metolorrocosos.

Condritas

Las condritas son las más antiguas y primitivas rocas del sistema solar. Están formadas de sedimentos espaciales consistentes de cóndrulos, objetos refractarios (inclusiones ricas en calcio y aluminio y agregados de olivino) y FeNi en una matriz de grano fino. Las inclusiones refractarias, los cóndrulos y el FeNi se formaron muy pronto en la nebulosa solar por procesos de alta temperatura incluyendo condensación y evaporación. La matriz de grano fino, consistente en silicatos, óxidos, sulfuros y carbón, se formó a mucha menor temperatura.

Las condritas se dividen en tres clases principales: condritas carbonáceas (C), condritas ordinarias (O) y condritas de enstatita (E), y a su vez cada grupo se subdivide en otras clases menores, y luego hay dos grupos de condritas anómalas, R y K, que poseen una composición que no puede ser asignada a ninguno de los grupos anteriores.

• Las condritas carbonáceas se caracterizan por tener hasta un 4% en masa de carbono (Trigo Rodríguez, 2012). Se subdividen en ocho grupos: CI, CM, CR, CH, CB, CV, CO y CK. La letra C corresponde a “condrita” mientras que la segunda letra hace referencia al nombre del meteorito caído que tiene una composición parecida. Así, CI se refiere a condrita de tipo Ivuna, CM al de tipo Mighei, CR al tipo Renzo, CH al tipo ALH85085, CB a Bencubbin, CV a Vigarano y CK a Karoonda. La mayoría de estas condritas presenta un alto grado de hidratación y tienen abundancias significativas de materia orgánica en la composición de su matriz. Esto indica que proceden de cuerpos que pasaron gran parte de su formación en una región más exterior y fría del sistema solar en donde la materia orgánica y los hielos son estables.
• Las condritas ordinarias reciben ese nombre por ser las más abundantes y se subdividen en tres grupos en función de su contenido en hierro: H las que tienen alto contenido en hierro, L las que tienen bajo contenido en hierro y LL las que tienen bajo contenido en hierro y además presentan bajo contenido en hierro metálico en relación con el hierro total.
• Las condritas de enstatita se subdividen en dos grupos: las EH, que presentan alto contenido en hierro, y las EL, con bajo contenido en hierro.

Componentes de las condritas

Las condritas se caracterizan por poseer en su interior cóndrulos, inclusiones refractarias ricas en calcio y aluminio, granos presolares, material orgánico y matriz.

• Cóndrulos: son objetos de textura ígnea compuestos por silicatos de Mg y Fe, piroxenos y feldespatos. Tienen forma esférica y tamaño submilimétrico. Se formaron por cristalización de gotas fundidas del polvo de la nebulosa planetaria a temperaturas por encima de 1770 K. Estas altas temperaturas se pudieron deber a ondas de choque durante los procesos de acreción de materia, campos magnéticos, etc. El Sol, por ejemplo, en su estado inicial era fuente de fuertes campos magnéticos y de radiación electromagnética muy energética (rayos X, radiación ultravioleta, etc.).
• Inclusiones refractarias: Tienen un tamaño variable que va desde micrómetros a centímetros y están compuestas de óxidos y silicatos ricos en calcio y aluminio y menor proporción de magnesio y titanio. Son abundantes en las condritas carbonáceas, pero también, aunque menos, en las ordinarias y en las de enstatita. De la datación de los isótopos radiactivos contenidos en su interior se ha determinado que estas inclusiones son entre 1 y 2 millones de años más jóvenes que los cóndrulos (Trigo Rodríguez, 2012).
• Granos presolares: son partículas más antiguas que el sistema solar y se han encontrado en una gran cantidad de condritas. Tienen tamaños del orden de unos pocos micrómetros y se identifican porque poseen una composición isotópica distinta a la de los materiales originales del sistema solar. Con la información de estos granos se ha podido determinar la composición química reinante anterior a la formación del sistema solar, concluyendo que este se formó en una región previamente enriquecida por estrellas de la rama asintótica gigante, del orden de 1.5-4 masas solares (Rossi, 2018)
• Material orgánico. Como se indicó anteriormente, los meteoroides formados en las regiones más externas almacenaron hasta un 4% de su peso en compuestos de carbono. Durante su paso por estas regiones junto a los materiales más refractarios se agregaron restos de hielos y minerales hidratados. La acción del agua es importante porque da lugar a alteraciones de los minerales primigenios produciendo minerales secundarios tales como arcillas, óxidos, carbonatos, etc. (Young, 1999). Se ha postulado que estos meteoritos son los responsables del enriquecimiento de materia orgánica y nitrógeno de la tierra primitiva (Pizzarello, 2011).
• Matriz: consistente principalmente en granos finos de silicatos, óxidos sulfuros, sulfatos, carbonatos, granos de hierro-níquel y material carbonáceo. Es habitual que sufra alteraciones debido al contenido en agua de algunas condritas carbonáceas, convirtiendo los silicatos anhidros, como el olivino y los piroxenos, en filosilicatos como la serpentina o la saponita.

Acondritas

Son rocas recristalizadas procedentes del manto de cuerpos celestes algo mayores que los cuerpos de procedencia de las condritas. Al ser rocas recristalizadas han perdido todo rastro de los cóndrulos primitivos de las condritas. Estos cuerpos son suficientemente grandes como para retener gran parte del calor de formación y provocar diferenciación entre sus constituyentes. De esta manera, las acondritas son pobres en metales, que acaban precipitando hacia el núcleo del cuerpo celeste, y están formadas principalmente de olivinos, piroxenos y feldespatos y en menor medida óxidos metálicos. La composición exacta dependerá de la composición de sus elementos primigenios, de su lugar de formación, del tamaño del cuerpo y de su evolución posterior. Las acondritas se dividen en los cuatro tipos que se indican en la siguiente figura:

• Primitivas: proceden de condritas de gran tamaño que han sufrido una ligera actividad magmática, fundiendo parcialmente los consituyentes. Su composición consta de ortopiroxenos, olivino, plagioclasas, metales y troilita.
• Asteroidales: son las rocas mayoritarias dentro de este tipo de meteoroides. Se dividen en tres grupos: howarditas, eucritas y diogenitas, por lo que reciben el nombre de acondritas HED. Están constituidas principalmente de basaltos y rocas plutónicas. La mayoría poseen una composición isotópica similar por lo que se asume que casi todas proceden originalmente del mismo cuerpo, (4)Vesta (Rossi, 2018), el segundo asteroide más grande del cinturón de asteroides.

Las diogenitas están formadas por ortopiroxenos ricos en magnesio, olivino, plagioclasas y cromita. Las eucritas están formadas por piroxenos pobres en calcio, anortita y clinopiroxenos. Por su parte, las howarditas están formadas por una mezcla de eucrita y diogenitas, y se piensa que proceden del regolito de Vesta (Darling, 2021).

• Lunares: procedentes de la corteza lunar, acabaron en la Tierra tras algún impacto en la superficie de la Luna. Se consiguieron identificar completamente tras estudiar las rocas traídas por las misiones espaciales Apolo de la NASA y las misiones Luna soviéticas.
• Marcianas: de manera similar a las anteriores, estas acondritas proceden de la corteza del planeta Marte, y han podido ser identificadas gracias a las sondas Viking de los años setenta y a otras posteriores.

Metalorrocosos

Los meteoritos metalorrocosos proceden de la zona interna, situada entre el manto y el núcleo, de cuerpos celestes de mayor tamaño, donde se ha producido diferenciación física. En la Figura 1-6 se muestra una sección de una de estas rocas, conocida como palasita. Estas rocas están constituidas por granos de olivino ricos en magnesio en una matriz metálica de hierro, níquel y troilita.

Metálicos

Por último, están los meteoritos de composición metálica como el que se muestra en la siguiente figura. Estos proceden del núcleo de cuerpos celestes diferenciados. Están constituidos de compuestos de hierro y níquel (kamacita y taenita), con pequeñas cantidades de troilita, grafito y fosfatos.

Referencias

• ALMA. https://www.almaobservatory.org/press-room/press-releases/771-revolutionary-alma-image-reveals-planetary-genesis (23/5/2021).
• Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions. Science, 297, 1678-1683 (2002).
• Brownlee, D. The Origin and Properties of Dust Impacting the Earth. En B. Peucker-Ehrenbrink, & B. Schmitz, Accretion of Extraterrestrial Matter Throughout Earth’s History (págs. 1-12). Seattle, EEUU: Springer, Boston (2001).
• Darling, D. Howardite. https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/ howardite.html.
• Pizzarello, S.; Williams, L.; Lehman, J.; Holland, G.; Yarger, J. Abundant ammonia in primitive asteroids and the case for a possible exobiology. Proceedings National Academy of Sciences, 4303-4306 (2011).
• Rossi, A. P.; Van Gasselt, S. Planetary Geology. Bremen, Alemania: Springer (2018).
• Trigo Rodríguez, J. M. ¿Qué sabemos de Meteoritos? Madrid, Catarata (2012).
• Young, E.; Ash, R.; England, P.; Rumble III, D. Fluid flow in chondrites parent bodies: deciphering the compositions of planetesimals. Science 286, 1331-1335 (1999).