Meteorito de hierro

Meteorito compuesto de 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 generalmente consta de dos fases minerales : kamacita y taenita . La mayoría de los meteoritos de hierro se originan a partir de núcleos de planetesimales , ^[3] con la excepción del grupo de meteoritos de hierro IIE . ^[4]

El hierro encontrado en los meteoritos de hierro fue una de las primeras fuentes de hierro utilizable disponibles para los humanos , debido a la maleabilidad y ductilidad del hierro meteórico, ^[5] antes del desarrollo de la fundición que marcó el comienzo de la Edad del Hierro .

Aparición

Aunque son bastante raros en comparación con los meteoritos rocosos , y representan solo alrededor del 5,7% de las caídas presenciadas, los meteoritos de hierro han estado históricamente sobrerrepresentados en las colecciones de meteoritos . ^[6] Esto se debe a varios factores:

• Son fácilmente reconocibles como inusuales, a diferencia de los meteoritos rocosos. Las búsquedas actuales de meteoritos en desiertos y 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 que es más probable encontrarlos en trozos 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 rocosos, los meteoritos de hierro también representan casi el 90% de la masa de todos los meteoritos conocidos, alrededor de 500 toneladas. ^[7] 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 los fragmentos de los núcleos de asteroides antiguos más grandes que se han hecho añicos por impactos. ^[8] 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 primitivo. ^{[9] [10]} La fusión producida por el calor de los impactos es otra causa de fusión y diferenciación. ^[11] Los meteoritos de hierro IIE pueden ser una notable excepción, ya que probablemente se originan en la corteza del asteroide de tipo S 6 Hebe .

Los análisis químicos e isotópicos indican que participaron al menos unos 50 cuerpos parentales distintos. Esto implica que alguna vez hubo al menos esta cantidad de asteroides grandes y diferenciados en el cinturón de asteroides, muchos más que hoy.

Composición

La mayor parte de estos meteoritos consiste en aleaciones de FeNi, kamacita y taenita . Los minerales menores, cuando aparecen, a menudo forman nódulos redondeados de troilita o grafito , rodeados de schreibersita y cohenita . La schreibersita y la troilita también se presentan como inclusiones en forma de placa, que aparecen en superficies cortadas como láminas de cm de largo y mm de espesor. Las placas de troilita se denominan láminas de Reichenbach . ^[12]

La composición química está dominada por los elementos Fe , Ni y Co , que constituyen más del 95%. El Ni siempre está presente; la concentración es casi siempre superior al 5% y puede llegar a ser de aproximadamente el 25%. ^[13] 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 menores de Ni, pero no es suficiente para demostrar el origen meteorítico.

Usar

Los meteoritos de hierro se utilizaban históricamente por su hierro meteórico , que se forjaba en objetos culturales, herramientas o armas. Con la llegada de la fundición y el comienzo 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 provenían de meteoritos, por ejemplo la daga de hierro meteórica de Tutankamón . ^[14] Los inuit utilizaron el meteorito de Cape York durante mucho más tiempo. Los propios meteoritos de hierro se utilizaban a veces inalterados como objetos de colección o incluso símbolos religiosos (por ejemplo, los Clackamas adorando al meteorito de Willamette ). ^[15] Hoy en día los meteoritos de hierro son objetos de colección preciados para instituciones académicas y particulares. Algunos también son atracciones turísticas como en el caso del meteorito Hoba .

Clasificación

Se utilizan dos clasificaciones: la clasificación estructural clásica y la clasificación química más nueva. ^[16]

Clasificación estructural

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

• Hexaedritas (H): bajo contenido de níquel, sin patrón de Widmanstätten , pueden presentar líneas de Neumann ;
• Octaedritas (O): níquel de medio a alto, patrones de Widmanstätten , la clase más común. Se pueden dividir en función del ancho de las láminas de kamacita, de más gruesas a más finas . ^[17]
  • Más grueso (Ogg): ancho de láminas > 3,3 mm
  • Grueso (Og): ancho de láminas 1,3–3,3 mm
  • Medio (Om): ancho de láminas 0,5–1,3 mm
  • Fino (Of): ancho de láminas 0,2–0,5 mm
  • Más fino (Off): ancho de láminas < 0,2 mm
  • Plessítica (Opl): una estructura de transición entre octaedritas y ataxitas ^[18]
• Ataxitas (D): muy alto contenido de níquel, sin patrón de Widmanstätten , raras.

Clasificación química

Un esquema de clasificación química más reciente basado en las proporciones de los elementos traza Ga , Ge e Ir separa los meteoritos de hierro en clases que corresponden a cuerpos de asteroides progenitores distintos. ^[19] Esta clasificación se basa en diagramas que representan gráficamente el contenido de níquel en relación con diferentes elementos traza (por ejemplo, Ga, Ge e Ir). Los diferentes grupos de meteoritos de hierro aparecen como grupos de puntos de datos. ^{[3] [20]}

Originalmente, había cuatro de estos grupos designados con los números romanos I, II, III y IV. Cuando se dispuso de más datos químicos, se dividieron; por ejemplo, el grupo IV se dividió en meteoritos IVA y IVB. Incluso más tarde, algunos grupos se volvieron a unir cuando se descubrieron meteoritos intermedios; por ejemplo, los meteoritos IIIA y IIIB se combinaron para formar los meteoritos IIIAB. ^[21]

En 2006, los meteoritos de hierro se clasificaron en 13 grupos (uno para hierros no categorizados): ^[3]

• Asociación Internacional de Abogados
  • IA: Octaedritas medianas 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 medianas, 8,7–25% Ni, 11–55 ppm Ga, 25–190 ppm Ge, 0,3–2 ppm Ir, correlación Ge-Ni negativa.
• IC: 6,1–6,8 % Ni. Las concentraciones de Ni están correlacionadas 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 diversa aspereza, 7,5–9,7 % Ni, 21–28 ppm Ga, 60–75 ppm Ge, 1–8 ppm Ir, correlación Ge-Ni ausente
• IIIAB: Octaedritas medianas, 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 medianas 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 no agrupados. Se trata de una colección bastante grande (aproximadamente el 15% del total) de más de 100 meteoritos que no encajan en ninguna de las clases más grandes mencionadas anteriormente y que proceden de unos 50 cuerpos progenitores distintos.

En la literatura científica se analizan grupos y grupitos adicionales:

• IIG : Hexaedritas con schreibersita gruesa . El hierro meteórico tiene baja concentración de níquel. ^[22]

Hierros magmáticos y no magmáticos (primitivos)

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

Meteoritos de piedra y hierro

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

• Meteoritos de piedra y hierro
  • Pallasitas
    • Grupo principal de pallasitas
    • Grupo de pallasitas de la estación Eagle
    • Grupo de palasita de piroxeno
  • Grupo mesosiderita

Galería

• 
  El meteorito Hoba , el mayor meteorito de hierro conocido, se encuentra en Namibia y pesa unas 60 toneladas.
• 
  El meteorito Willamette, que se exhibe en el Museo Americano de Historia Natural , pesa unos 14.500 kilogramos (32.000 libras). Es el meteorito más grande que se ha encontrado en Estados Unidos.
• 
  El meteorito Bendegó , de 5.360 kilogramos (11.600 libras), fue hallado en 1784 y llevado en 1888 a su actual emplazamiento en el Museo Nacional de Brasil, en Río de Janeiro. Es el meteorito más grande que se ha encontrado en Brasil.
• 
  La masa de Otumpa, hierro meteórico de 635 kilogramos (1.400 libras), procedente del Campo del Cielo , exhibido en el Museo de Historia Natural de Londres , hallado en 1783 en el Chaco, Argentina.
• 
  Meteorito individual de 1,7 kilogramos (3,7 libras) de la lluvia de meteoritos Sikhote-Alin de 1947 ( octaedrita de gran tamaño , clase IIAB). Este espécimen mide aproximadamente 12 centímetros (4,7 pulgadas) de ancho.
• 
  Un meteorito de hierro Chinga individual de 700 gramos (25 oz) ( Ataxita , clase IVB ). ^[23] Este espécimen mide aproximadamente 9 centímetros de ancho.
• 
  Fragmento de meteorito del Cañón Diablo Meteorito de 90 mm de ancho
• 
  El meteorito Gibeon : Año de hallazgo: 1836, País: Namibia, ejemplar con un peso de 3986 gramos. Este ejemplar se encuentra en la colección privada de meteoritos de Howardita .
• 
  El meteorito Murnpeowie, con regmagliptos que se asemejan a huellas dactilares, descubierto en la estación Murnpeowie , Australia del Sur , en 1910.
• 
  Meteorito de hierro, de 5 cm de largo y 77 gramos de peso.

Véase también

• Glosario de meteoritos
• Meteorito Hraschina
• Meteoritos

Notas

1. El meteorito Seymchan fue considerado inicialmente un meteorito de hierro del grupo IIE, pero a medida que se descubrieron nuevos fragmentos fue reclasificado como un meteorito de hierro rocoso del grupo principal de palasita. ^[2]

Referencias

1. "Tamentit". Base de datos de boletines meteorológicos . Instituto Lunar y Planetario . 5 de septiembre de 2024 . Consultado el 11 de septiembre de 2024 .
2. van Niekerk, D.; et al. (agosto de 2007). "Seymchan: una pallasita del grupo principal, no un meteorito de hierro". Meteoritics & Planetary Science . 42 (S8): A154. doi :10.1111/j.1945-5100.2007.tb00601.x.
3. MK Weisberg; TJ McCoy, AN Krot (2006). "Sistemática y evaluación de la clasificación de meteoritos". En DS Lauretta; HY McSween, Jr. (eds.). Meteoritos y el Sistema Solar temprano II (PDF) . Tucson: University of Arizona Press. págs. 19–52. ISBN 978-0816525621. Recuperado el 15 de diciembre de 2012 .
4. Wasson, John T. (enero de 2017). "Formación del grupo IIE de meteoritos de hierro no magmáticos". Geochimica et Cosmochimica Acta . 197 : 396–416. Código Bibliográfico :2017GeCoA.197..396W. doi :10.1016/j.gca.2016.09.043.
5. "Hierro meteórico: propiedades y usos". www.tf.uni-kiel.de . Consultado el 5 de junio de 2021 .
6. Emiliani, Cesare (1992). Planeta Tierra: cosmología, geología y evolución de la vida y el medio ambiente. Cambridge University Press. pág. 152. ISBN 978-0-521-40949-0.
7. David J. Darling (2004). El libro universal de astronomía: de la galaxia de Andrómeda a la zona de evitación. Wiley. pág. 260. ISBN 978-0-471-26569-6.
8. Goldstein, Joseph (octubre de 1967). "Los meteoritos de hierro, su historia térmica y cuerpos progenitores". Geochimica et Cosmochimica Acta . 31 (10): 1733–1770. Código Bibliográfico :1967GeCoA..31.1733G. doi :10.1016/0016-7037(67)90120-2.
9. Sahijpal, S.; Soni, P.; Gagan, G. (2007). "Simulaciones numéricas de la diferenciación de planetesimales en acreción con 26Al y 60Fe como fuentes de calor". Meteorítica y ciencia planetaria . 42 (9): 1529–1548. Bibcode :2007M&PS...42.1529S. doi : 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00589.x .
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11. Wasson, JT (1969). 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.
12. JG Burke, Residuos cósmicos: meteoritos en la historia . Prensa de la Universidad de California, 1986.
13. JT Wasson, Meteoritos: clasificación y propiedades . Springer-Verlag, 1974.
14. "El hierro llegó desde el espacio antes de la Edad del Hierro". atlasobscura.com . 22 de diciembre de 2017 . Consultado el 1 de junio de 2021 .
15. "Meteoritos en la historia y la religión" . Consultado el 13 de diciembre de 2012 .
16. Vagn F. Buchwald, Manual de meteoritos de hierro . Prensa de la Universidad de California, 1975.
17. James H. Shirley, Rhodes Whitmore Fairbridge, Enciclopedia de ciencias planetarias , Springer, 1997. ISBN 978-0-412-06951-2 
18. Geochimica et Cosmochimica Acta, Volumen 45, Ed. 9-12
19. John T. Wasson: Meteoritos. Springer-Verlag 1974.
20. 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. Bibcode :1975RvGSP..13..527S. doi :10.1029/RG013i004p00527.
21. McSween, Harry Y. (1999). Meteoritos y sus planetas progenitores (edición secundaria). Cambridge: Cambridge Univ. Press. ISBN 978-0521587518.
22. Wasson, John T.; Choe, Won-Hie (31 de julio de 2009). "Los meteoritos de hierro del IIG: probable formación en el núcleo del IIAB". Geochimica et Cosmochimica Acta . 73 (16): 4879–4890. Código Bibliográfico :2009GeCoA..73.4879W. doi :10.1016/j.gca.2009.05.062.
23. Meteorito Chinga ^{[ enlace muerto permanente ]} en la base de datos del Boletín Meteorítico.

Enlaces externos

• Artículos sobre meteoritos, incluidos debates sobre meteoritos de hierro, en Planetary Science Research Discoveries
• Imágenes de meteoritos de hierro de Meteorites Australia