Meteoritos

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Varios

Definición. Los m. son fragmentos sólidos que caen eventualmente sobre la Tierra procedentes del espacio exterior. Forman parte del sistema solar; posiblemente proceden de un planeta destruido. El tamaño de los mismos es muy variado, desde algunos que miden centímetros hasta masas de varias toneladas. El material meteorítico está cayendo continuamente sobre la Tierra, en su mayor parte en forma de polvo imperceptible, estimándose entre 1.000 y 10.000 t. diarias el promedio de caídas meteoríticas. Los m. no tienen ninguna relación con los meteoros (v. METEOROLOGÍA I), cuya aparición se realiza en intervalos regulares y que están genéticamente relacionados con los cometas.

Composición y clasificación. El conocimiento de la composición de los m. está basado en el análisis de aquellos cuya caída se ha presenciado, y también a partir de los objetos que se han reconocido como m. por sus caracteres estructurales-mineralógicos, que claramente los distinguen de las rocas terrestres superficiales. Los m. se componen esencialmente de una aleación de hierro-níquel, de minerales silicatados, o de ambos compuestos; los silicatos son principalmente olivino y ortopiroxeno. Se han encontrado otros elementos constituyentes, como son cuerpos vítreos. No se han hallado en los m. rocas de tipo sedimentario ni metafórico.

Se han ideado varias clasificaciones de m.; la más extendida agrupa a los m. en tres grandes grupos: a) sideritos o m. férricos; b) siderolitos o m. férreo-pétreos; y c) aerolitos o m. pétreos.

Sideritos. Están formados por un 98% de metal por término medio y compuestos esencialmente por una aleación de hierro-níquel; como minerales accesorios pueden contener: schreibersita [(Fe,Ni,Co)3P], troilita (SFe3), cohenita (CFe3), grafito y otros menos importantes. Estos minerales se presentan en forma de masas redondas de pequeño tamaño, y también en granos lamelares difusos. El metal presenta unas estructuras llamadas de Widmanstetten, que se ponen de manifiesto cuando atacamos con agua fuerte; consisten en un entrecrecimiento de forma laminar de una aleación hierro-níquel dentro de una base rica en níquel, la cual es típica de las aleaciones cristalizadas lentamente a temperatura elevada.

Siderolitos. Llamados también pallasitas y mesosideritos, están formados por un 50% de metal ferroníquel y un 50% de silicato, por término medio. El silicato, casi siempre olivino y algunas veces piroxeno, se distribuye en granos redondeados en una red espongiforme de ferroníquel.

Aerolitos. Están formados en su mayoría por silicatos; accesoriamente suelen contener algo de ferroníquel. Por su textura se dividen en dos grupos, condritos y acondritos, según presenten condrios o no; éstos son cuerpos redondeados compuestos de olivino y piroxeno, a veces sólo de piroxeno y más raramente contienen algo de vidrio. Estos dos tipos de aerolitos difieren también en su composición. La composición media de los condritos es: 12% de ferroníquel, 46% de olivino, 21% de hiperstena, 4% de diópsido, y 11% de plagioclasa. Los acondritos contienen un 1 % de ferroníquel, 9% de olivino, 50% de hiperstena, 12% de diópsido, y 25% de plagioclasa. Los condritos son mucho más frecuentes que los acondritos: 90% de todos los aerolitos.

Se han encontrado también fragmentos de vidrio natural, de origen no volcánico, llamados tectitas, y que la mayoría de los investigadores creen de origen extraterrestre, aunque hasta hoy nunca se hayan visto caer. Las tectitas se componen de un vidrio semejante a la obsidiana, rico en sílice (70% por término medio); otros componentes son la alúmina, potasa, cal y en menor cantidad, magnesia y óxido de hierro. Esta composición química se asemeja a la de algunos granitos y riolitas.

Los análisis químicos de los m. se hicieron analizando el metal, el silicato y la troilita separadamente. La composición en elementos químicos es la siguiente: O, 32,3%; Fe, 28,8%; Si, 16,3%; Mg, 12,3% S, 2,1%; Ni, 1,6%; Al, 1,4%; Ca, 1,3%; el resto lo componen pequeñas cantidades de Na, Cr, Mn, K, Ti, Co, P, etc. La proporción de ferroníquel, silicato y troilita nos daría una idea exacta de la composición media de todos los m. colectados. Éstos pueden dividirse en dos grupos: hallados -recogidos sin presenciar su caída- y caídos -recogidos después de verlos caer-. La frecuencia de todos los m. hallados y caídos es la siguiente:Sideritos Siderolitos Aerolitos Hallados ... ... 63% 7°,ó 30% Caídos 6 % 1 % 93% Como puede apreciarse, hay una inversión en los porcentajes entre los hallados y los caídos; la razón de esta inversión se debe a que los sideritos son fácilmente reconocidos aunque no se les vea caer, mientras que los aerolitos, a menos que se vean caer, pueden pasar inadvertidos. Por tanto, la proporción relativa de los m. que se han visto caer nos da una indicación más exacta de la abundancia relativa. De los análisis químico-mineralógicos de los m., supuestos éstos como fragmentos de un planeta desintegrado dentro del sistema solar, se han hecho deducciones referentes a la composición interna de la Tierra, de otros planetas y de las abundancias cósmicas de los elementos.

Origen. Sobre el origen de -los m. se ha discutido mucho, pero parece haber un acuerdo general sobre los siguientes puntos: 1) Se originaron en el sistema solar. 2) No se originaron aisladamente, sino que proceden de la fragmentación de cuerpos celestes. 3) Están relacionados con los asteroides (v.). 4) La composición químicomineralógica de los m. indica que el cuerpo celeste del cual proceden fue similar al de la Tierra.

Daly resume sus estudios sobre los m. de la siguiente manera: 1) Los m. tuvieron probablemente su origen en la desintegración de un planeta situado entre Marte y Júpiter, en la región ocupada actualmente por los asteroides; este planeta parece que tenía un radio medio de 3.000 Km., un volumen 0,1 y una masa 0,07 en comparación con la Tierra. 2) Estuvo compuesto de un núcleo de hierro y de un manto pétreo. 3) El volumen del núcleo fue mucho menor que el del manto. 4) La fuerza de gravedad en este cuerpo celeste fue menor que la de la Tierra. El origen de los m. a partir de un planeta fragmentado implica que la ruptura se efectuó tempranamente en la evolución del sistema solar, y que los fragmentos mayores fueron precipitados más tarde. Se supone que la explosión de este planeta produjo el bombardeo de los otros planetas con fragmentos mucho mayores que el promedio de los m. actuales. No existen huellas de tal bombardeo en la historia geológica, aunque algunas estructuras crípticas pueden ser debidas a cráteres meteoríticos fósiles. Los cráteres que se observan en la superficie de la Luna son tal vez debidos al impacto de los m.

Edad. Se han hecho numerosas determinaciones mediante el uso de diversos métodos basados en diferentes reacciones nucleares. Uno de los primeros métodos fue el de Paneth (1942), que consiste en determinar el helio contenido en los sideritos producido por la desintegración radiactiva del uranio y del torio. Este método ha dado edades variables, que oscilan alrededor de 7 X 109 años, lo que resulta una edad demasiado elevada, si consideramos a los m. como pertenecientes al sistema solar. Este error puede deberse al impacto de los rayos cósmicos sobre los m. que ocasiona desintegraciones nucleares acompañadas de la producción de helio. Otros métodos usados para determinar la edad de los m. son: el método del isótopo del plomo (Patterson, 1956), el del rubidioestroncio, renio-osmio, potasio-argón, etc.; con ellos se han obtenidos edades que están más de acuerdo con la idea sobre su origen, 4,5x109 años.

V. t.: ASTEROIDES; TIERRA 11, 2

V. SÁNCHEZ CELA

BIBL.: R. A. DALY, Meteorites and earth model, "Bull. Geol. Soc. Amer." 54 (1943) 401-456; B. MASON, Principios de Geoquímica, Barcelona 1960; fO, Meteorites, Nueva York 1962; C. PATTERSON, Age ol meteorites and the earth, "Geochim. et Cosmochim. Acta" 10 (1956) 230-237