Meteorito de hierro

Meteorito compuesto de una aleación de hierro y níquel llamado hierro meteórico.

Los meteoritos de hierro , también llamados sideritas o meteoritos ferrosos , son un tipo de meteorito que consiste mayoritariamente en una aleación de hierro y níquel conocida como hierro meteórico que suele constar de dos fases minerales : kamacita y taenita . La mayoría de los meteoritos de hierro se originan a partir de núcleos de planetesimales , ^[2] con la excepción del grupo de meteoritos de hierro IIE ^[3]

El hierro encontrado en los meteoritos de hierro fue una de las primeras fuentes de hierro utilizable disponible para los humanos , debido a la maleabilidad y ductilidad del hierro meteórico, ^[4] antes del desarrollo de la fundición que marcó el comienzo de la Edad del Hierro .

Ocurrencia

Aunque son bastante raros en comparación con los meteoritos pedregosos , ya que representan solo alrededor del 5,7% de las caídas presenciadas, los meteoritos de hierro históricamente han estado muy sobrerrepresentados en las colecciones de meteoritos . ^[5] Esto se debe a varios factores:

• Se los reconoce fácilmente como inusuales, a diferencia de los meteoritos pedregosos. Las búsquedas modernas de meteoritos en los desiertos y en la Antártida arrojan una muestra mucho más representativa de meteoritos en general.
• Son mucho más resistentes a la intemperie.
• Tienen muchas más probabilidades de sobrevivir a la entrada atmosférica y son más resistentes a la ablación resultante . Por lo tanto, es más probable que se encuentren en piezas grandes.
• Se pueden encontrar incluso enterrados mediante el uso de equipos de detección de metales de superficie, debido a su composición metálica.

Debido a que también son más densos que los meteoritos pedregosos, los meteoritos de hierro también representan casi el 90% de la masa de todos los meteoritos conocidos, unas 500 toneladas. ^[6] Todos los meteoritos más grandes conocidos son de este tipo, incluido el más grande: el meteorito Hoba .

Origen

Los meteoritos de hierro se han relacionado con los asteroides de tipo M porque ambos tienen características espectrales similares en el visible y el infrarrojo cercano. Se cree que los meteoritos de hierro son fragmentos de núcleos de asteroides antiguos más grandes que han sido destrozados por impactos. ^[7] El calor liberado por la desintegración radiactiva de los nucleidos de vida corta ²⁶ Al y ⁶⁰ Fe se considera una causa plausible de la fusión y diferenciación de sus cuerpos progenitores en el Sistema Solar temprano. ^{[8] [9]} La fusión producida por el calor de los impactos es otra causa de fusión y diferenciación. ^[10] Los meteoritos de hierro del IIE pueden ser una excepción notable, ya que probablemente se originan en la corteza del asteroide tipo S 6 Hebe .

Los análisis químicos y de isótopos indican que estuvieron involucrados al menos unos 50 cuerpos progenitores distintos. Esto implica que alguna vez hubo al menos esta cantidad de asteroides grandes y diferenciados en el cinturón de asteroides: muchos más que en la actualidad.

Composición

La inmensa mayoría de estos meteoritos está formada por aleaciones de FeNi, kamacita y taenita . Los minerales menores, cuando aparecen, suelen formar nódulos redondeados de troilita o grafito , rodeados de schreibersita y cohenita . La schreibersita y la troilita también se presentan como inclusiones en forma de placas, que aparecen en las superficies cortadas como laminillas de cm de largo y mm de espesor. Las placas de troilita se denominan láminas de Reichenbach . ^[11]

La composición química está dominada por los elementos Fe , Ni y Co , que representan más del 95%. Ni siempre está presente; la concentración es casi siempre superior al 5% y puede llegar hasta aproximadamente el 25%. ^[12] Se puede utilizar un porcentaje significativo de níquel en el campo para distinguir los hierros meteoríticos de los productos de hierro fabricados por el hombre, que generalmente contienen cantidades más bajas de Ni, pero no es suficiente para probar el origen meteorítico.

Usar

Los meteoritos de hierro se utilizaron históricamente por su hierro meteórico , que se forjaba en objetos culturales, herramientas o armas. Con la llegada de la fundición y el inicio de la Edad del Hierro la importancia de los meteoritos de hierro como recurso disminuyó, al menos en aquellas culturas que desarrollaron esas técnicas. En el Antiguo Egipto y otras civilizaciones anteriores a la Edad del Hierro , el hierro era tan valioso como el oro, ya que ambos procedían de meteoritos, por ejemplo la meteórica daga de hierro de Tutankamón . ^[13] Los inuit utilizaron el meteorito del Cabo York durante mucho más tiempo. Los propios meteoritos de hierro a veces se utilizaban inalterados como objetos de colección o incluso como símbolos religiosos (por ejemplo, Clackamas adoraba al meteorito Willamette ). ^[14] Hoy en día, los meteoritos de hierro son objetos de colección preciados para instituciones académicas e individuos. Algunas también son atracciones turísticas como es el caso del meteorito Hoba .

Clasificación

Se utilizan dos clasificaciones: la clasificación estructural clásica y la clasificación química más nueva. ^[15]

Clasificación estructural

La clasificación estructural más antigua se basa en la presencia o ausencia del patrón de Widmanstätten , que se puede evaluar por el aspecto de las secciones transversales pulidas y grabadas con ácido. Esto está relacionado con la relativa abundancia de níquel respecto al hierro. Las categorías son:

• Hexaedritas (H): bajo contenido de níquel, sin patrón de Widmanstätten , pueden presentar líneas de Neumann ;
• Octaedritas (O): níquel medio a alto, patrones de Widmanstätten , clase más común. Se pueden dividir aún más según el ancho de las láminas de kamacita, de más grueso a más fino . ^[dieciséis]
  • Más grueso (Ogg): ancho de laminillas > 3,3 mm
  • Grueso (Og): ancho de laminillas 1,3–3,3 mm
  • Medio (Om): ancho de laminillas 0,5–1,3 mm
  • Fino (Of): ancho de laminillas 0,2–0,5 mm
  • Más fino (apagado): ancho de laminillas < 0,2 mm
  • Plesítica (Opl): una estructura de transición entre octaedritas y ataxitas ^[17]
• Ataxitas (D): muy alto contenido de níquel, sin patrón Widmanstätten , poco común.

Clasificación química

Un esquema de clasificación química más nuevo, basado en las proporciones de los oligoelementos Ga , Ge e Ir, separa los meteoritos de hierro en clases correspondientes a distintos cuerpos progenitores de asteroides . ^[18] Esta clasificación se basa en diagramas que representan el contenido de níquel frente a diferentes oligoelementos (por ejemplo, Ga, Ge e Ir). Los diferentes grupos de meteoritos de hierro aparecen como grupos de puntos de datos. ^{[2] [19]}

Originalmente había cuatro de estos grupos designados con los números romanos I, II, III, IV. Cuando se dispuso de más datos químicos, estos se dividieron, por ejemplo, el Grupo IV se dividió en meteoritos IVA e IVB. Incluso más tarde, algunos grupos se volvieron a unir cuando se descubrieron meteoritos intermedios, por ejemplo, IIIA y IIIB se combinaron para formar los meteoritos IIIAB. ^[20]

En 2006, los meteoritos de hierro se clasificaron en 13 grupos (uno para hierros no categorizados): ^[2]

• BIA
  • IA: octaedritas medias y gruesas, 6,4–8,7 % Ni, 55–100 ppm Ga, 190–520 ppm Ge, 0,6–5,5 ppm Ir, correlación Ge-Ni negativa.
  • IB: Ataxitas y octaedritas medias, 8,7–25 % Ni, 11–55 ppm Ga, 25–190 ppm Ge, 0,3–2 ppm Ir, correlación Ge-Ni negativa.
• CI: 6,1–6,8% Ni. Las concentraciones de Ni se correlacionan positivamente con As (4–9 μg/g), Au (0,6–1,0 μg/g) y P (0,17–0,40%) y negativamente con Ga (54–42 μg/g), Ir ( 9–0,07 μg/g) y W (2,4–0,8 μg/g).
• IIAB
  • IIA: Hexaedritas, 5,3–5,7 % Ni, 57–62 ppm Ga, 170–185 ppm Ge, 2–60 ppm Ir.
  • IIB: octaedritas más gruesas, 5,7–6,4 % Ni, 446–59 pm Ga, 107–183 ppm Ge, 0,01–0,5 ppm Ir, correlación Ge-Ni negativa.
• IIC: octaedritas plesíticas, 9,3–11,5 % Ni, 37–39 ppm Ga, 88–114 ppm Ge, 4–11 ppm Ir, correlación Ge-Ni positiva
• IID: octaedritas finas a medianas, 9,8–11,3 % Ni, 70–83 ppm Ga, 82–98 ppm Ge, 3,5–18 ppm Ir, correlación Ge-Ni positiva
• IIE : octaedritas de diversos grosores, 7,5–9,7 % Ni, 21–28 ppm Ga, 60–75 ppm Ge, 1–8 ppm Ir, correlación Ge-Ni ausente
• IIIAB: octaedritas medias, 7,1–10,5 % Ni, 16–23 ppm Ga, 27–47 ppm Ge, 0,01–19 ppm Ir
• IIICD : Ataxitas a octaedritas finas, 10–23 % Ni, 1,5–27 ppm Ga, 1,4–70 ppm Ge, 0,02–0,55 ppm Ir
• IIIE: octaedritas gruesas, 8,2–9,0 % Ni, 17–19 ppm Ga, 3–37 ppm Ge, 0,05–6 ppm Ir, correlación Ge-Ni ausente
• IIIF: octaedritas medias a gruesas, 6,8–7,8 % Ni, 6,3–7,2 ppm Ga, 0,7–1,1 ppm Ge, 1,3–7,9 ppm Ir, correlación Ge-Ni ausente
• IVA: octaedritas finas, 7,4–9,4 % Ni, 1,6–2,4 ppm Ga, 0,09–0,14 ppm Ge, 0,4–4 ppm Ir, correlación Ge-Ni positiva
• IVB : Ataxitas, 16–26 % Ni, 0,17–0,27 ppm Ga, 0,03–0,07 ppm Ge, 13–38 ppm Ir, correlación Ge-Ni positiva
• Meteoritos desagrupados. En realidad, se trata de una colección bastante grande (alrededor del 15% del total) de más de 100 meteoritos que no encajan en ninguna de las clases más grandes anteriores y provienen de aproximadamente 50 cuerpos progenitores distintos.

En la literatura científica se analizan grupos y grupitos adicionales:

• IIG : Hexaedritas con schreibersita gruesa . El hierro meteórico tiene una baja concentración de níquel. ^[21]

Hierros magmáticos y no magmáticos (primitivos)

Los meteoritos de hierro se dividían anteriormente en dos clases: hierros magmáticos y hierros no magmáticos o primitivos. Ahora esta definición está en desuso.

Meteoritos de hierro y piedra

También existen categorías específicas para meteoritos de composición mixta, en los que se combinan hierro y materiales "pedregosos".

• II) Meteoritos de piedra y hierro
  • palasitas
    • palasitas del grupo principal
    • Grupo de palasita de la estación Eagle
    • Grupo de piroxeno palasita
  • grupo mesosiderita

Galería

• 
  El meteorito Hoba , el meteorito de hierro más grande conocido. Se encuentra en Namibia y pesa unas 60 toneladas.
• 
  El meteorito Willamette en exhibición en el Museo Americano de Historia Natural . Pesa alrededor de 14.500 kilogramos (32.000 libras). Este es el meteorito más grande jamás encontrado en los Estados Unidos.
• 
  El meteorito Bendegó , que pesaba 5.360 kilogramos (11.600 libras), fue encontrado en 1784 y llevado en 1888 a su ubicación actual en el Museo Nacional de Brasil en Río de Janeiro. Es el meteorito más grande jamás encontrado en Brasil.
• 
  La masa de Otumpa, hierro meteórico de 635 kilogramos (1.400 libras), procedente del Campo del Cielo , expuesta en el Museo de Historia Natural de Londres , encontrada en 1783 en Chaco, Argentina.
• 
  Un meteorito individual de 1,7 kilogramos (3,7 libras) de la lluvia de meteoritos Sikhote-Alin de 1947 ( octaedrita más gruesa , clase IIAB). Este espécimen mide unos 12 centímetros (4,7 pulgadas) de ancho.
• 
  Un meteorito individual de hierro Chinga ( Ataxita , clase IVB ) de 700 gramos (25 oz) . ^[22] Este espécimen mide unos 9 centímetros de ancho.
• 
  Fragmento de meteorito del Meteorito Cañón Diablo de 90 mm de ancho
• 
  El Meteorito de Gabaón: Año de hallazgo: 1836, País: Namibia, peso individual 3986 gramos. Este ejemplar se encuentra en la colección privada de meteoritos de Howardita.
• 
  Meteorito Murnpeowie, con regmaglypts que se asemejan a huellas digitales, descubierto en la estación Murnpeowie , Australia del Sur en 1910.
• 
  Meteorito de hierro de 5 cm de largo y 77 gramos de peso.

Ver también

• Glosario de meteoritos
• Meteorito de Hraschina
• Meteoritos

Referencias

1. Meteorito Tamentit en Base de datos del boletín meteorológico.
2. MK Weisberg; TJ McCoy, AN Krot (2006). "Sistemática y Evaluación de Clasificación/es de Meteoritos". En DS Lauretta; HY McSween, Jr. (eds.). Meteoritos y el Sistema Solar temprano II (PDF) . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 19–52. ISBN 978-0816525621. Consultado el 15 de diciembre de 2012 .
3. Wasson, John T. (enero de 2017). "Formación del grupo IIE de meteoritos de hierro no magmáticos". Geochimica et Cosmochimica Acta . 197 : 396–416. Código Bib : 2017GeCoA.197..396W. doi :10.1016/j.gca.2016.09.043.
4. "Hierro meteórico: propiedades y uso". www.tf.uni-kiel.de . Consultado el 5 de junio de 2021 .
5. Emiliani, César (1992). Planeta tierra: cosmología, geología y evolución de la vida y el medio ambiente. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 152.ISBN​ 978-0-521-40949-0.
6. David J. Darling (2004). El libro universal de astronomía: de la galaxia de Andrómeda a la zona de evitación. Wiley. pag. 260.ISBN​ 978-0-471-26569-6.
7. Goldstein, Joseph (octubre de 1967). "Los meteoritos de hierro, su historia térmica y cuerpos progenitores". Geochimica et Cosmochimica Acta . 31 (10): 1733-1770. Código Bib : 1967GeCoA..31.1733G. doi :10.1016/0016-7037(67)90120-2.
8. Sahijpal, S.; Soni, P.; Gagan, G. (2007). "Simulaciones numéricas de la diferenciación de planetesimales acrecientes con 26Al y 60Fe como fuentes de calor". Meteoritos y ciencia planetaria . 42 (9): 1529-1548. Código Bib : 2007M&PS...42.1529S. doi : 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00589.x .
9. Gupta, G.; Sahijpal, S. (2010). "Diferenciación de Vesta y los cuerpos parentales de otras acondritas". J. Geophys. Res. Planetas . 115 (E8). Código Bib : 2010JGRE..115.8001G. doi : 10.1029/2009JE003525 .
10. Wasson, JT (1969). La clasificación química de los meteoritos de hierro—III. Hexaedritas y otros hierros con concentraciones de germanio entre 80 y 200 ppm. Geochimica et Cosmochimica Acta , 33 (7), 859–876.
11. JG Burke, Desechos cósmicos: meteoritos en la historia . Prensa de la Universidad de California, 1986.
12. JT Wasson, Meteoritos: clasificación y propiedades . Springer-Verlag, 1974.
13. "El hierro vino del espacio antes de la Edad del Hierro". atlasobscura.com . 22 de diciembre de 2017 . Consultado el 1 de junio de 2021 .
14. "Meteoritos en la historia y la religión" . Consultado el 13 de diciembre de 2012 .
15. Vagn F. Buchwald, Manual de meteoritos de hierro . Prensa de la Universidad de California, 1975.
16. James H. Shirley, Rhodes Whitmore Fairbridge, Enciclopedia de ciencias planetarias , Springer, 1997. ISBN 978-0-412-06951-2 
17. Geochimica et Cosmochimica Acta, Volumen 45, Ed. 9–12
18. John T. Wasson: Meteoritos. Springer-Verlag 1974.
19. Scott, Edward RD; Wasson, John T. (1 de enero de 1975). "Clasificación y propiedades de los meteoritos de hierro". Reseñas de Geofísica . 13 (4): 527. Código bibliográfico : 1975RvGSP..13..527S. doi :10.1029/RG013i004p00527.
20. McSween, Harry Y. (1999). Meteoritos y sus planetas padres (Ed. Sec.). Cambridge: Universidad de Cambridge. Prensa. ISBN 978-0521587518.
21. Wasson, John T.; Choe, Won-Hie (31 de julio de 2009). "Los meteoritos de hierro IIG: probable formación en el núcleo del IIAB". Geochimica et Cosmochimica Acta . 73 (16): 4879–4890. Código Bib : 2009GeCoA..73.4879W. doi :10.1016/j.gca.2009.05.062.
22. Meteorito Chinga en Base de datos del boletín meteorológico.

enlaces externos

• Artículos sobre meteoritos, incluidas discusiones sobre meteoritos de hierro, en Planetary Science Research Discoveries
• Imágenes de meteoritos de hierro de Meteorites Australia