¿Cómo se crean los elementos?

NUCLEOSÍNTESIS COSMOLÓGICASe cree que los elementos H y He se han originado al mismo tiempo que el Universo. Actualmente hay dos hipótesis principales para explicar el origen del Universo:

HIPOTESIS DEL BIG-BANG O DE GAMOW SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO

La mayor parte de los autores, siguiendo a Gamow, creen que el Universo comenzó con una gran explosión o "BIG-BANG" hace unos 20000 o 15000 M.a. y que ha evolucionado desde entonces de acuerdo con las leyes de la Física.

La violenta explosión ocurrió en una zona tan pequeña como una moneda, en un momento de temperatura infinita (1010K)y en un tiempo muy pequeño, de fracciones de nanosegundos (10-9 s).

Durante la explosión, una pequeña parte de la inmensa energía se transformaría en materia (quarks). Poco tiempo después de la explosión (10-5s)los quarks libres se unirían para formar protones, neutrones y otros hadrones. (La teoría predice que los bariones producidos serían 75% de protones y 25% de neutrones).

Después los protones se unieron entre sí para formar núcleos de 2H, 3H y 4He y quizá también de algunos otros elementos como el Li. Esta nucleosíntesis en la sopa primordial materia/radiación se piensa que terminaría en unos 102s y que durante este proceso se habrían formado prácticamente todo el He y el D existentes en la actualidad.

Después de la formación de la materia tuvo lugar la expansión, acompañada de un rápido enfriamiento (T=100 x 106, temperatura del núcleo del Sol) y a partir de este momento las fuerzas de la Naturaleza adquirieron las propiedades actuales.Después de otra expansión toda la materia ocuparía una región de tamaño igual a nuestro Sistema Solar.

Esta era la situación existente pasado solo 1 minuto del Big-Bang y las condiciones eran todavía demasiado calientes para que los electrones fuesen capturados por los núcleos.

Pasados los 3 primeros minutos habría todavía gran cantidad de energía (luz, neutrinos y antineutrinos) y solo una pequeña cantidad de núcleos. Se calcula que por cada mil millones de fotones (109 fotones) existiría una única partícula nuclear.

Unos 30 minutos después del Big-Bang, la materia del Universo sería fundamentalmente 1H y solo habría un 22 a 28% en masa de 4He. Habría también algunas trazas de 2H y 3He y algún elemento mas como el Li.

Puede que transcurriesen unos 100.000 ó 300.000 años antes de que apareciesen los átomos neutros, con electrones en sus órbitas. Esto solo pudo ocurrir cuando la temperatura había descendido hasta unos 5000 ºK. El Universo sería entonces varios miles de veces más pequeño que ahora.Los átomos neutros formarían nubes de gas a partir de las cuales evolucionaron las estrellas y cuando el Universo alcanzó 1/5 del tamaño actual emergieron las galaxias.La mayor parte de los elementos pesados que forman los planetas terrestres se formarían por reacciones nucleares en las estrellas cuando el Universo tenia la mitad del tamaño actual.

La hipótesis del Big-Bang ha tenido mucha difusión y es aceptada prácticamente por todo el mundo porque el modelo teórico predice las abundancias de los siguientes núcleos: 1H: 75% 2He: 100 ppm 3He: 20 ppm 4He: 25% 7Li: 0,0005 ppm (0,5 ppb en la literaatura anglosajona)y estas abundancias coinciden con las que se pueden medir en el Cosmos.De ello se puede deducir no sólo que la hipótesis es correcta sino que estos nucleidos ligeros son una reliquia del Big-Bang y no el producto de procesos mas recientes, como creían los científicos para el He y el Li..

HIPOTESIS DE CREACION CONTINUA, DE HOYLE SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO

Fue Hoyle, precisamente el que dio el nombre de Big Bang, peyorativamente, a la hipótesis anterior. Él pensaba por el contrario que el H seguiría creándose continuamente en el Universo a medida que este se expande.

NUCLEOSINTESIS ESTELAR

Tanto si aceptamos una u otra hipótesis, lo que tenemos es una gran cantidad de H y una pequeña proporción de He. Para explicar el origen del resto de los elementos se elaboraron una serie de teorías, tales como la hipótesis de equilibrio, la hipótesis de la fusión polineutronica, la de captura de neutrones en condiciones de no equilibrio o hipótesis , y por sus autores (Alpher, Burbidge y Gamow) Todas estas teorías más antiguas han quedado en parte incorporadas a la teoría actualmente más difundida, la hipótesis de la Nucleosíntesis o Síntesis Estelar.

HIPOTESIS DE SINTESIS ESTELAR O nucleosíntesis, PARA EXPLICAR EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS

A partir del H, el más abundante en el Universo, todos los demás elementos mas pesados se producirían con posterioridad en las estrellas, por procesos de nucleosíntesis. Esto lo demuestra el hecho de que estrellas de edades diferentes tienen también composiciones químicas diferentes, que pueden ser detectadas espectroscopicamente. Por ej. las supernovas tienen cantidades anormalmente altas de 254Cf98. Otro ejemplo: el Tc y el Pm no existen en el Sistema Solar, pero si se han detectado en otras estrellas. El isótopo de mayor vida media del Tc (99Tc) tiene una vida media de 2.2 * 10 5 años, lo cual es muy corto para que aparezca en la Tierra. El hecho de que existan en algunas estrellas es una prueba que se están creando en ellas con posterioridad al Big-Bang.

Si la nucleosíntesis de todos los elementos hubiese tenido lugar durante el big-bang su distribución sería uniforme en todo el Universo.

Fueron Burbidge, Margaret; Burbidge, Geoffrey; Fowler, William y Hoyle, Fred quienes iniciaron esta hipótesis (que llamaron B2FH, por los autores) que ha venido evolucionando desde 1957 y que ha venido incorporando parte de otras hipótesis anteriores en una unidad coherente.

Actualmente está aceptada por todos los autores y tiene la ventaja de que los datos y experiencias nuevos se van incorporando muy bien a la hipótesisAunque quedan en ella muchas lagunas y puntos no muy claros, nos proporciona una idea de lo que ocurre en las estrellas y de como es en las estrellas donde se forman los distintos elementos. Una estrella puede considerarse como una "fábrica de elementos" Este proceso de fabricación no es muy eficiente puesto que solo el H y el He constituyen el 98% de la masa del Universo conocido.

Todos los elementos y sus isótopos se sintetizan a partir del núcleo de H por una serie de reacciones termonucleares de fusión. La fusión solo puede ocurrir:

Si hay una alta densidad de materia, en cuyo caso los núcleos pueden chocar entre sí

Si hay una alta temperatura > 10x 106K, para que los núcleos choquen con una energía cinética lo bastante fuerte para que puedan vencer la repulsión electrostática mutua. Esto solo ocurre cuando se aproximan los núcleos a distancias del orden de 10-14 m que es cuando la INTERACCION NUCLEAR FUERTE empieza a funcionar.

Estas condiciones solo se pueden dar en las estrellas. Las reacciones nucleares se van sucediendo a lo largo de la vida de una estrella estableciéndose una secuencia de síntesis de nuevos elementos mas complicados a partir de otros más simples "nucleosíntesis".

Estas reacciones son las que originan la energía que radia una estrella en todo el campo del espectro electromagnético. El análisis de estas emisiones es lo que nos permite conocer que ocurre en ellas y que caracteres fisicoquímicos tienen, en especial cual es su composición.

Antes de seguir adelante con la hipótesis de la nucleosíntesis es necesario conocer también las estrellas y como se forman.

Abundancia de los elementos en el universoIMPORTANCIA DEL CONOCIMIENTO DE LAS ABUNDANCIAS COSMICAS DE LOS ELEMENTOS.

La abundancia, distribución y comportamiento de los elementos químicos en el cosmos es uno de los tópicos clásicos de la astrofísica y la cosmoquímica. En geoquímica es también importante realizar este estudio ya que:

- una de las principales finalidades de la Geoquímica es establecer las leyes que rigen el comportamiento, distribución, proporciones relativas y relaciones entre los distintos elementos químicos.

- Los datos de abundancias de elementos e isótopos en los distintos tipos de estrellas nos van a servir para establecer hipótesis del origen de los elementos.

- Los datos de composición del Sol y las estrellas nos permiten establecer hipótesis sobre el origen y evolución de las estrellas. Cualquier hipótesis que explique el origen del Sistema Solar debe explicar también el origen de la Tierra, como planeta de dicho Sistema Solar.

- Las distintas capas de la Tierra presentan abundancias diferentes de elementos. El conocer la abundancia cósmica nos permite tener un punto de referencia común. Así, sabiendo cuales son las concentraciones normales de los elementos en el cosmos las diferencias con las abundancia en la Tierra nos pueden proporcionar hipótesis de los procesos geoquímicos que actuaron sobre la Tierra originando migraciones y acumulaciones de los distintos elementos, que modificaron sus proporciones y abundancias respecto al Cosmos.

TABLAS Y COMPILACIONES DE ABUNDANCIAS COSMICAS DE LOS ELEMENTOS.

Basándose en los datos de abundancias de los elementos en distintos medios, algunos autores han compilado tablas de abundancias cósmicas, entre ellos: Suess, H.E.,Urey, H.C. 1956, Cameron, A.G.W., 1959, Aller, 1961. Todos ellos mencionan los elementos que ocurren naturalmente ( 92) y no incluyen en cambio los ( 55) radioactivos.

Las diferencias entre las abundancias cósmicas propuestas por los distintos autores dependen de que estos hagan más o menos hincapié en los datos obtenidos en distintos medios. Hay que tener siempre en cuenta que lo que se denominan "Abundancias cósmicas" son en realidad abundancias en las zonas del Universo accesibles a nuestra observación y estudio que son el Sistema Solar y sus inmediaciones, es decir una parte local de nuestras galaxia (Vía Láctea). Los valores espectroscópicos obtenidos para los elementos volátiles solo representan las capas superficiales de las estrellas y puede que no sean representativos de la composición de toda la estrella. Por ejemplo, nuestro

conocimiento de la composición química del Sol viene dado por la luz de su superficie, que representa menos del 1% de la masa solar. Debido a todo esto las estimaciones de las abundancias cósmicas están siempre cambiando y son números estimativas.Sin embargo las abundancias relativas, para la mayor parte de los elementos si que se consideran correctas.

REPRESENTACIONES GRAFICAS DE LOS DATOS DE ABUNDANCIA, LEYES DE ODDO Y HARKINS.

En vez de expresar las abundancias cósmicas de los elementos en un cuadro (como el de la TRANSP-7/18 estudiado anteriormente) se puede expresar gráficamente para conseguir una mejor visualización. Generalmente las representaciones se hacen en un diagrama binario en el cual se pone en ordenadas la abundancia de los elementos y en abcisas el P.A. o el nº atómico (Z) de los mismos. Esto se debe a que la abundancia de los elementos depende de su estabilidad y esta depende de la constitución de su núcleo. Esta debe quedar reflejada en el parámetro que se elija para las abcisas. Si en abcisas se elige el peso (masa) atómico, se reflejan las proporciones relativas de los distintos isótopos de un elemento determinado. En cambio si se pone el número atómico (Z) se reflejan únicamente las abundancias de los distintos elementos.

Imagen: La abundancia relativa de los elementos químicos en el Universo, basado en datos digitales AGW Cameron: Abundancias de elementos en el sistema solar. Z es el número atómico del elemento. La abundancia de los elementos disminuye exponencialmente con el número atómico (Z). El litio, berilio, boro son excepciones que muestran el agotamiento a pesar de su bajo número atómico. Hay un pico de abundancia pronunciada en las proximidades de hierro (Fe). Los Z pares son más abundantes que sus vecinos impares. Crédito dominio público.

Abcisas: Número atómico Z

Ordenadas: Abundancia relativa en p.p.m. (g/T), en escala logarítmica, porque las diferencias de abundancias de unos elementos a otros son muy grandes.

De la observación de esta figura de abundancia relativa de los elementos puede deducirse los siguientes rasgos fundamentales:

1º) Se pueden hacer dos grandes grupos de elementos (separados por línea vertical de trazos):

-Elementos de Z<83: Estables-Elementos de Z>83: Inestables

2º) Los elementos H y He son con mucho los más abundantes en el cosmos. Se supone que el H es la materia primordial a partir de la cual se formó el Universo. Entre el H y el He constituyen conjuntamente más del 99% en peso de todos los átomos. Tras ellos siguen los elementos de la 2ª mitad de la 1ª fila del S.P.:C, N, O y Ne

3º) La abundancia decrece exponencialmente desde el elemento con nº de masa (A)=1 (Hidrógeno) hasta el de A=100 (Ru). A partir de este la disminución es menos marcada y esta enmascarada por numerosas fluctuaciones (la línea curva de trazos sugiere la tendencia general de disminución de la abundancia).

EXCEPCIONES:

-En los primeros lugares, tras H y He hay una depresión marcada en D, Li, Be, B, que presentan abundancias muy pequeñas respecto a las de los elementos vecinos: H, He, C, N y O.

-A continuación del O hay una disminución paulatina con alguna irregularidad como la del F y Sc.

-Después viene un pico acusado: Fe y Ni. El pico tan marcado del Fe indica abundancia anómala del mismo (que se explica por un proceso especial de formación: "procesos de equilibrio").A partir de aquí (Z 30) la abundancia ya va disminuyendo exponencialmente con variaciones poco acusadas.

4º)- Los elementos de Z par son siempre mas abundantes que los elementos vecinos de Z impar (LEY DE HARKINS; 1917)

En la figura se han unido los elementos de Z par (He, Be, C, O,...) con una línea y los de Z impar (H, Li, B, N, F,...) por otra. Resultan dos curvas casi paralelas. Si se coge un elemento de Z par y se le compara con los dos elementos vecinos siempre el par es el mas abundante, por ejemplo: N7<O8>F9. Si en vez de unir los elementos de Z par y los de Z impar entre si, hubiésemos unido por orden de Z creciente tendríamos una línea en zig-zag, que se puede considerar como la visualización de la ley de Harkins y que se

observa muy bien, como se verá posteriormente en el diagrama de abundancias de las Tierras Raras.5º) Entre los nucleidos ligeros (hasta el Sc) aquellos cuya masa atómica (A) redondeada al número entero más próximo es múltiplo de 4 (por ejemplo 16O 20Ne 24Na 24Mg 28Si) son más abundantes que los vecinos (LEY DE ODDO, 1914) Esta ley la cumplen (con excepción del H y N) los 12 elementos mas abundantes en todo el Universo: H, He, C. N, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca y Fe.

6º) Existe una tendencia a que los nucleidos ricos en protones (>Z) y de peso atómico (A) elevado sean escasos.

7º) Los nucleidos de N par son más abundantes que los de N impar (de aquí que los isobaros de A par son mas abundantes que los de A impar).

De la existencia de todas estas regularidades se deduce que la abundancia cósmica de los elementos depende de la constitución de su núcleo y no de sus caracteres químicos. Todos estos rasgos se explican en mayor o menor medida por la hipótesis de que los elementos se han formado por síntesis estelar. Esta hipótesis es admitida actualmente por todos los autores, aunque en los detalles está en plena evolución.

Visualización de la ley de HARKINS en un diagrama de abundancia de T.R. en distintos medios.

La ley de Harkins que se cumple claramente en el Cosmos queda enmascarada cuando estudiamos abundancias de los distintos elementos en la corteza terrestre ya que esta se originó por procesos de diferenciación geoquímica que enmascaran las abundancias primitivas. Sin embargo si consideramos únicamente los elementos que forman el grupo de las T.R., como todos ellos tienen un comportamiento químico similar no se han comportado selectivamente en los procesos de diferenciación (es tan difícil de separar las T.R. entre si como si fuesen isótopos del mismo elemento).

1º) que se cumple la ley de Harkins, es decir que las T.R.de Z par son más abundantes que las de Z impar.

2º) que la abundancia de las T.R. en los distintos medios es bastante similar.

Explicación de las anomalías del diagrama Abundancia cósmica- Número atómico.

Todas las regularidades e irregularidades que existen en dicho diagrama pueden explicarse por los caracteres de constitución de los átomos o por las condiciones de su formación.

- Son más abundantes aquellos elementos cuya combinación de p y n en el núcleo sea más estable (p par y n par).(Ley de Harkins)

- De los 1000 nucleidos conocidos, únicamente unos 270 no son radioactivos. Estos son los más abundantes.-Algunos elementos tienen todos sus isótopos radioactivos, de aquí su ausencia en la tierra y su extraordinaria escasez en el cosmos. Ejemplo de ellos son los siguientes elementos, todos ellos de Z impar y N impar:

Z=43 Tc (tecnecio). El isótopo de más larga vida del tecnecio tiene una vida media de 2.2 * 105 años. Se ha detectado recientemente en el espectro de las estrellas gigantes, proporcionando así evidencia de la formación continua de elementos químicos en el Universo.Z=61 Pm (promecio); Z=85 At (astatio); Z=87 Fr (francio)-La anormal escasez de los elementos 2H, Li, Be y B se explica porque se destruyen en reacciones nucleares nada más formados:2D + p 3He3He + 4He 7Be + 7Be + ß 7Li7Li + p 24He7Be + p 8B8B 24He

-El gran predominio de los 10 elementos: H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Fe se explica al formarse todos ellos en prácticamente todo tipo de reacciones termonucleares en las etapas normales de la evolución de las estrellas.

-La escasez de los elementos pesados se debe a que se forman en procesos secundarios de la combustión del H o del He. Otros procesos de formación son muy poco frecuentes.

ORIGEN DE LOS ELEMENTOS. HIPOTESIS SOBRE SU FORMACION. NUCLEOSÍNTESIS. REACCIONES NUCLEARES.

Una vez que se conocen las abundancias cósmicas relativas de los elementos hay que tratar de establecer hipótesis acerca de como se han originado estos elementos. La hipótesis elegida debe explicar dichas abundancias relativas.

Puesto que el H y el He constituyen el 98% del Universo y se encuentran siempre en parecidas proporciones (74% H y 24% de He) todas las hipótesis coinciden en señalar los núcleos de H o protones y los de He como el material base a partir del cual se formaron todos los demás, suponiendo que dichos átomos se formaron en el momento del origen del Universo (nucleosíntesis COSMOLOGICA).

En cuanto al resto de los elementos, su abundancia disminuye con el Z muy rápidamente hasta los elementos del grupo del Fe. Aunque en muchas estrellas las abundancias relativas son parecidas hay estrellas con distintos elementos y en distintas cantidades. Para explicar esto se supone que los elementos hasta el grupo del Fe se han originado en las estrellas (NUCLEOSÍNTESIS ESTELAR).

Para explicar la síntesis de los elementos mas pesados que el Fe se necesita mayor cantidad de energía que la existente en las estrellas normales. Por eso se cree que se han formado en un tipo especial de estrellas: las supernovas. (Nucleosíntesis EXPLOSIVA).

Por último, los elementos Li, B y Be son inestables en las condiciones existentes en las estrellas. Para explicar su existencia se ha recurrido al fenómeno de ESPALACION, es decir reacciones nucleares por interacción de los rayos cósmicos con la materia. (Nucleosíntesis GALACTICA).

FUENTES DE DATOS DE ABUNDANCIAS COSMICAS DE LOS ELEMENTOS

Estos datos deben obtenerse a partir del estudio de la materia cósmica. La materia cósmica comprende:

Gas interestelar, de muy baja densidad (10-24 g/cm3) y Nébulas gaseosas o nubes de gas interestelar y polvo.

Las nébulas gaseosas se producen cuando una porción del medio interestelar está sujeta a radiación por una estrella brillante y muy caliente. Entonces fluoresce y emite un espectro de línea brillante (que se estudian por métodos espectroscopios). Por ejemplo las nébulas de "Orión" y "Trifidos". Las ventajas de estas nébulas difusas para el estudio de las abundancias son:

-Su uniformidad de composición.

-El que todas sus partes sean accesibles a la observación, al contrario de lo que ocurre en las estrellas.

También tiene desventajas:

-Solo se observan las líneas de los elementos más abundantes.

-Cada elemento se observa solo en uno o pocos estadios de ionización aunque puede existir en muchos.

-La mayoría de las nébulas exhiben una estructura filamentosa o estratiforme es decir que ni la D ni la T son uniformes de un punto a otro. A partir del medio interestelar (gas interestelar y nébulas gaseosas) se están formando continuamente nuevas estrellas.

Galaxias.

En ellas está concentrada la mayor parte de la materia cósmica.

-Los diámetros de las galaxias son del orden del 1018 Km.

-Las distancias entre galaxias son del orden de 1019 Km.

-Cada parte del cielo del tamaño aparente de una luna contiene como promedio una galaxia. La galaxia en la que se encuentra nuestro Sistema Solar es la Vía Láctea. La galaxia más próxima es la de Andrómeda. Las galaxias más lejanas que podemos

detectar están a 8 mil millones de años luz. Cada galaxia está constituida por millones de estrellas. Para hacernos una idea de la pequeñez del tamaño de las estrellas comparado con las galaxias y la escasez de estrellas en una galaxia podemos comparar las estrellas con esferas de un centímetro de diámetro separadas por distancias análogas a las que separan a las distintas capitales europeas.

Radiaciones cósmicas.

El Sol. La muestra mas representativa del Sistema Solar es el Sol. La composición del Sol es esencialmente la composición del Sistema Solar ya que constituye el 99.86% de la masa , correspondiendo únicamente el 0.14% a la masa de los planetas. Por tanto la luz del Sol nos daría una información de primera mano acerca de la composición de las capas mas superficiales del Sol, precisamente las menos afectadas por las reacciones termonucleares que están ocurriendo en su núcleo. Sin embargo hay dos dificultades principales cuando se hacen estimaciones de abundancias de elementos en el Sistema Solar basados en el espectro solar:

- los factores de conversión entre propiedades de las líneas espectrales y las abundancias de los elementos no son bien conocidas para algunos elementos.

- algunos elementos están en abundancias que resultan demasiado pequeñas en relación con su sensibilidad espectral como para permitir la detección.

Estrellas observables por métodos astrofísicos (espectroscópicos) - Se ha visto que el 95% de las estrellas tienen una composición esencialmente similar a la del Sol. En ellas, al igual que el Sol, del 50 al 80% parece ser H. Este elemento, unido al He forma prácticamente del 96 al 99% de la masa de todas las estrellas, llegando en algún caso a representar hasta el 99% de su masa.

Nébulas gaseosas, Sol y otras estrellas nos dan información sobre todo acerca de la abundancia de los elementos volátiles.

Aparte de las superficies de La Tierra y La Luna, los meteoritos son los únicos miembros del Sistema Solar de los que tenemos muestreo directo. Su composición nos da idea de la composición -en elementos no volátiles- del material planetario. Las condritas tienen una composición homogénea para muchos elementos y ademas, cuando es posible la comparación con los datos del espectro solar resulta que la concentración de los elementos es similar. Por tanto, en una primera aproximación se puede decir que la composición de las condritas representa la composición original de la materia en el Sistema Solar, excepto para los elementos volátiles.

Resumiendo, tenemos como fuentes más importantes para estudiar las abundancias cósmicas:

*1) El Sol y las estrellas observables por métodos astrofísicos (para los elementos volátiles). 2) Las nébulas gaseosas y el gas interestelar. 3) Los rayos cósmicos*4) La corteza de la Tierra y de otros planetas del Sistema Solar. *5) La atmósfera e hidrosfera de la Tierra ( y de otros planetas)*6) Los meteoritos (para los elementos no volátiles) y los cometas.

Debido a las limitaciones de los instrumentos de análisis espectral nuestro conocimiento de la materia cósmica se confina a las estrellas de nuestra galaxia y a algunas estrellas y nébulas extragalácticas próximas. En particular los datos más

importantes son los que obtenemos de 1, 4, 5, 6 ya que estos objetos son los que forman el universo local en que nos encontramos.

Abundancia de los elementos en la tierra

“abundancia de los elementos químicos en la tierra”

La Tierra se formó a partir de la misma nube de materia de la cual se formó el Sol, pero los planetas adquirieron diferentes composiciones durante la formación y evolución del sistema solar. La historia de la Tierra fue tal que partes de este planeta poseen diferentes concentraciones de elementos.

Abundancia de los elementos en la corteza terrestre

Esta gráfica ilustra la abundancia relativa de los elementos químicos en la corteza continental superior de la Tierra.

Muchos de los elementos que se muestran en la gráfica se clasifican según las siguientes categorías (que se solapan en forma parcial):

Abundancia (fracción de átomos) de los elementos químicos en la corteza continental superior de la Tierra en función del número atómico. Los elementos más raros en la corteza (mostrados en color amarillo) no son los más pesados, sino los elementos siderófilos (afines al hierro) según la clasificación de elementos de Goldschmidt. Estos han disminuido al reubicarse en las profundidades en el núcleo de la Tierra. La abundancia de materiales de meteoroides es más elevada en términos relativos. En forma adicional, el teluro y el selenio han sido consumidos en la corteza a causa de la formación de hídridos volátiles.

1. elementos que forman rocas (elementos principales en la zona verde y elementos secundarios en la zona verde claro);

2. elementos de las tierras raras (lantánidos, La-Lu, y Y; indicados en color azul3. principales metales industriales (producción global >~3×107 kg/año; indicados

en color rojo);4. metales preciosos (indicados en color púrpura);5. los nueve "metales" más escasos— los seis elementos del grupo del Platino

más el Au, Re, y Te (un metaloide) — en la zona amarilla.

Es de notar que existen dos cortes en los cuales se encontrarían los elementos inestables tecnecio (número atómico: 43) y prometio (número atómico: 61). Estos son sumamente escasos, dado que en la Tierra son únicamente producidos mediante la fisión espontánea de elementos radioactivos muy pesados (por ejemplo, uranio, torio, o las trazas de plutonio que existen en el mineral de uranio), o mediante la interacción de otros elementos con rayos cósmicos. Utilizando técnicas de espectrometría ha sido posible identificar la presencia en las atmósferas de las estrellas de los primeros dos

de estos elementos, allí los mismos son producidos mediante procesos de nucleosíntesis.

También existen cortes en los cuales deberían encontrarse los seis gases nobles dado que los mismos se encuentran en la corteza terrestre como resultado de cadenas de decaimiento de elementos radiactivos y por lo tanto allí son elementos extremadamente raros. No se incluyen los seis, elementos altamente radiactivos muy raros (polonio, astato, francio, radio, actinio, y protactinio), dado que cualquiera de estos elementos que existió cuando se formó la Tierra ha decaído hace muchos eones, y su cantidad en la actualidad es ínfima.

El Oxígeno y el silicio son elementos sumamente comunes. Existe varias combinaciones de los mismos que dan lugar a formas comunes de minerales de silicatos.

Abundancia de los elementos "tierras raras"

El término tierras "raras" es poco apropiado. La persistencia del término es más una indicación de falta de familiaridad que de verdadera rareza o escasez. La concentración en la corteza terrestre de cada uno de los elementos de tierras raras más abundantes es similar a metales industriales comunes tales como el cromo, níquel, cobre, zinc, molibdeno, estaño, tungsteno, o plomo. Los dos elementos de las tierras raras menos abundantes (tulio y lutecio) son aproximadamente doscientas veces más abundantes que el oro. Sin embargo, en comparación con los metales ordinarios y metales preciosos, los elementos de tierras raras tiene una muy baja tendencia de estar concentrados en yacimientos minerales con "leyes" que hagan económicamente atractiva su explotación. En consecuencia, la mayoría del suministro mundial de elementos de tierras raras proviene de unos pocos sitios. Más aún, los metales de tierras raras son todos químicamente muy similares entre sí, y por lo tanto es sumamente difícil separarlos de manera de obtener cantidades de un elemento puro.

Las diferencias en abundancias de elementos individuales de tierras raras en la corteza superior de la Tierra representan la superposición de dos efectos, uno nuclear y el otro geoquímico. Primero, los elementos de tierras raras con números atómicos pares (58Ce, 60Nd, ...) presentan abundancias cósmicas y terrestres mayores que los elementos de tierras raras vecinos con números atómicos impares (57La, 59Pr, ...). Segundo, los elementos de tierras raras más livianos son más incompatibles (porque poseen un mayor radio iónico)y por lo tanto se encuentran concentrados en mayor medida en la corteza terrestre que los elementos de tierras raras más pesados. En la mayoría de los yacimientos de minerales de tierras raras, los primeros cuatro elementos de tierras raras - lantano, cerio, praseodimio, y neodimio - constituyen entre el 80% y el 99% del total de metales de tierras raras que puede extraerse del mineral.

Océano

Véase el artículo agua de mar con información sobre la abundancia de los elementos en el océano, notar que dicha lista está expresada en fracción de masa -una lista en función de la molaridad (fracción molar) será distinta en cuanto a los cuatro primeros elementos; específicamente, el hidrógeno comprendería dos tercios del número total de átomos porque el hidrógeno mismo representa dos de los tres átomos que forman la molécula de agua.

Atmósfera

El orden de los elementos expresado en función de la fracción de volumen (que es aproximadamente la fracción molecular molar) en la atmósfera es nitrógeno (78,1%), oxígeno (20.9%), argón (0,96%), y le siguen (en orden incierto) el carbono y el hidrógeno porque el vapor de agua y el dióxido de carbono, que contienen la mayoría de estos elementos en el aire, son componentes variables. El azufre, fósforo, y todos los otros elementos se encuentran en proporciones mucho menores.

Clasificación de los meteoritosClasificación antigua:

Los meteoritos tienen gran importancia en la geoquímica pues ofrecen la oportunidad de estudiar los minerales que, al menos en parte, proceden del interior de un cuerpo celeste similar a nuestro propio planeta. Parece demostrado que, en efecto los meteoritos proceden de un cuerpo del sistema solar que quizás por coalición, se desintegró en los planetoides que hoy ocupan la orbita entre Marte y Júpiter. Los meteoritos son en su mayor parte muy antiguo ( 4600 M.a.) o sea que se formaron al mismo tiempo que la tierra.

Los meteoritos están constituidos por tres materiales principales:

Hierro niquelífero (fase metálica), troilita (FeS; fase sulfuro) y silicatos (fase lítica). Del total de meteoritos hallados (unos 2000 según Hey,1966) el 60% están formados esencialmente por metal (sideritos), 35% por silicatos (aerolitos) y 5% por una mezcla de ambas fases (siderolitos). Si solo se consideran los meteoritos vistos caer la proporción cambia:

93% aerolitos, 5.5% sideritos, 1.5%siderolitos. Esta diferencia se debe naturalmente a que muchos aerolitos se confunden fácilmente con fragmento de rocas terrestres y no son recuperado. La cantidad de meteoritos vistos caer es del orden de 500 por año.

En adición los meteorito, cae a la tierra una cierta cantidad de partículas ( polvo meteórico, polvo cósmico). La observación por medio de satélites artificiales indica caída de cantidades considerables de este polvo, pero tales datos no parecen

confiables. Se sabe en todo caso que la deposición no llega afectar el contenido normal de Níquel en los sedimentos de los fondos oceánico.

Los meteoritos pétreos dividen en dos grupos “acondritos” y “condritos” que se distinguen respectivamente por la ausencia o presencia de cóndrulos. Los cóndrulos son pequeños cuerpos esféricos de alrededor de mm de diámetro compuesto de los silicatos Ortopiroxeno u Olivino. Los acondrítos se subdividen de acuerdo con la especie del silicato predominante y no se distinguen mayormente de una roca ultrabásica terrestre como no sea porque puede contener pequeñas cantidades de hierro metálico y Troilita.

Los condrítos está formados por un agregado de cóndrulos unidos por material intersticial consistente en hierro,troilita y silicatos. Constituyen el 85% de los aerolitos y se subdividen de acuerdo con la constitución de los cóndrulos, la proporción de hierro y contenido de carbón. (Tabla V)

Los sideritos se clasifican, de acuerdo a su estructura y contenido de Niquel, en hexahedritas, octaedritas y ataxitas niquelíferas. Las hexahedritas tienen, como fase metálica la kamacita, una aleación de hierro y 5 a 6% de Niquel, que forma cristales cúbicos (hexaedros). Las octaedritas, los mas comunes de los meteoritos metálicos, consisten en un intercrecimiento de la aleación taenita, rica en níquel, dispuestos según planos octaédricos de la kamacita. Por calentamiento o corrosión, se pone de relieve esta estructura de las octaedritas ( figuras de Widmanstäten). El contenido de níquel es de 6.5% a 18%. Las ataxitas tienen aún más níquel (12-25%) que las octaedritas.

Los siderolitos y litosiderolitos son intermedios de los anteriores; la fase metálica es tipo octaedrita y la silicatítica es acondrítica.

Un cuarto tipo de meteorito estaría constituido por las tectitas, pequeños fragmentos vítreos cuyo origen es todavía motivo de controversia, se asemejan ala obsidiana en aspecto y composición química, que es similar a la de ciertas rocas graníticas, pero contienen solo la mitad de los álcalis normales en esas rocas. La razón para considerar a estos fragmento como materiales extraterrestres, parte de su composición algo aberrante, es el hallárselos en lugares y sedimentos donde cualquier otro origen es lógicamente inexplicable (O`Keefe, 1963).

La composición mineralógica de los meteoritos es variada y comprende, a parte de los minerales terrestre propiamente dichos, algunos que les son exclusivos (tabla VI). Estos minerales (marcados con un * en al tabla) son propios del ambiente fuertemente reductor predominante durante la consolidación de los meteoritos. La composición química (tabla VII) depende del tipo de meteorito, en algunos, es prácticamente igual a las de ciertas rocas ígneas básicas o ultrabásica. Aparte de la presencia de hierro metálico, la falta general de Fe+3 es un rasgo que lo distingue de las rocas terrestres. Otra característica química es la presencia de carbono y carburos, nitruros, fosfuros, etc. El agua hallada en algunos análisis se considera debida a la alteración atmosférica. En cuanto a materia orgánica parece demostrada la presencia de formaldehidos en ciertos meteoritos, formados quizá por descargas eléctricas por radiaciones sobre una atmósfera primitiva.

CLASIFICACIÓN MODERNA

Clasificación por metamorfismo de choque

La "Clasificación por metamorfismo de choque"5 6 4 (o Clasificación por impacto o Shock metaporhism o Shock Stage) tiene en cuenta la fuerza del impacto del meteorito, generalmente se mide en Giga Pascales y es la siguiente:

S1: sin choque, <5 GPs. S2: choque muy débil, 5-10 GPs. S3: choque débil, 10-20 GPs. S4: choque moderado, 30-35 GPs. S5: choque fuerte, 45-55 GPs. S6: choque muy fuerte, 75-90 GPs. Roca fundida, >90 GPs.

Clasificación por meteorización

La "clasificación por meteorización"7 6 4 (Clasificación por alteración climatológica o Weathering grades) tiene en cuenta los cambios químicos producidos debido a la meteorología como el agua, la temperatura, el viento, etc. A veces afecta sólo a la superficie y otras también a su interior. Un ejemplo de casos opuestos, sería un meteorito caído en medio del Desierto del Sáhara (donde no llueve), no tiene las mismas características que un meteorito similar caído justo al lado del mar (donde la sal y el agua cambian sus propiedades):

W0: Aparentemente sin oxidación. W1: Alteración muy débil. W2: Alteración débil. W3: Moderada alteración. W4: Fuerte alteración. W5: Muy fuerte alteración. W6: Alteración masiva que reemplaza los silicatos por minerales

arcillosos y óxidos.

Clasificación por composición y procedencia

Uno de los promotores de esta forma de clasificación fue A. Bischoff 8 en el año 2001, a partir de la cual se ha ido ampliando con nuevos los conocimientos y avances científicos:

Primitivos (o "no-fundidos"): es el material más primitivo de nuestro sistema solar (tienen varios miles de millones de años) que se han mantenido prácticamente inalteradas desde que se formaron, es decir, nunca han sufrido procesos de fusión o diferenciación.9 Se cree que se formaron por condensación directa de la nébula solar3 10 y a partir de ellas se formaron los cuerpos de nuestro sistema solar.

Condritas. Poseen menos del 10% de metal. Las condritas se clasifican según dos parámetros: según el grupo al que pertenecen (5 grupos) y según su textura

(hay 6 tipos, un número del 1 al 6 que indica menos o más alterado en el asteroide de origen, 1-2 alterado por agua, 3 poco alterados, 4-6 severamente alterados). Por ejemplo, Un meteorito C1, sería una condrita del grupo carbonáceas y de tipo 1.

GRUPOS: Se clasifican según analogía con meteoritos "famosos" del mismo tipo o su cantidad de hierro:

Carbonáceas (o tipo C). Contiene hasta el 5% de su peso en carbono. Sus metales principales son olivino y serpentina, junto con Fe y Ni.11 Pueden contener hasta un 20% de agua y hasta un 7% de compuestos orgánicos.10 Proceden de asteroides y quizás de cometas.

CO (Ornans, Francia, 1868). Contienen un 35-40% de cóndrulos (o 65-70% según el subtipo), estos son de 0.2-0,3mm.2

CI (Ivuna, Tanzania, 1938). Este es el grupo más primitivo de todos, tiene la menor densidad y carece de cóndrulos. 2

CM (Mighei, Ucrania, 1889). Contienen un 15% menos de cóndrulos, de 0,3mm.2

CV (Vigarano, Italia, 1910). Contienen un 35-40% de cóndrulos, de 1mm.2

CR (Renazzo, 1824). Contienen un 40-60% menos de cóndrulos milimétricos porfídicos, inclusiones oscuras e inclusiones refractarias. Su matriz es de grano fino rica en filosilicatos.2

CK (Karoonda, Australia, 1930). Contiene muchos tipos de minerales opacos, sulfuros con elementos del grupo del platino, telururos y arseniuros. Pueden contener pequeños cristales de olivinos (<10 μm) y pentlandita. 2

CB (Bencubbin Australia, 1930). Tienen la mayor relación metal/silicatos de todas las condritas carbonáceas. Se cree que se formó por condensación y que ha registrado los procesos de la nebulosa primitiva (antes de la creación de nuestro sistema solar).2

CH (High Iron). Matriz muy alterada a filosilicatos y alto nivel de hierro. Su olivino tiene altas cantidades de cromo.2

C (o CC) (carbonácea sin grupo). Condritas ordinarias. Se clasifican según la cantidad de

hierro que contienen. Proceden de asteroides pequeños. H (High iron)(o tipo H o olivino-broncitas).

Minerales principales; olivino, broncita, Ni-Fe.11

L (Low iron)(o olivino-hiperstenas o olivino-pigeonitas). Minerales principales; olivino, hiperstena, Ni-Fe.11 12

LL (very L low iron)(o anfoteritas) que contienen olivino, broncita, hiperstena y plagioclasas.12

Enstatitas (o tipo E). Contiene principalmente mineral enstatita (un tipo de piroxeno), Fe y Ni.11 Se clasifica según la cantidad de hierro que contienen. Proceden de asteroides pequeños.

EH (High iron). EL (Low iron). ELL (very L low iron). Sin grupo. Hay meteoritos como el Tagish Lake

que son completamente únicos y no tiene un grupo asignado.2

K (*) (Kakangari)(India, 1890). Que se sepa, sólo se ha encontrado una condrita K. Esta clase no está ampliamente reconocida por no cumplir el número mínimo de ejemplares.2

R (Rumurutis o rumurutiites o rumurutiitas o del Lago Carlisle) (Rumuruti, Kenia, África, 1934). Esta clase ha sido definida recientemente, al encontrarse cinco meteoritos de las mismas características, que son el mínimo necesario para nombrar a una nueva clase.2

TEXTURAS: El número de textura indica el grado de evolución del cuerpo padre del que procede el meteorito. Las condritas de Enstatita son de tipo 3, 4, 5 y 6. Las carbonáceas son de tipo, 1, 2, 3 y 4. Las condritas H, L y LL son de tipo 3, 4, 5, 613 y a veces, 7.14

Tipo 1 Presentan gran cantidad de compuestos volátiles como H2O y C. No tienen cóndrulos. La relación cóndrulos/matriz es cero.

Tipo 2 Tienen algunos cóndrulos. A veces tienen algo de vidrio ígneo. La relación cóndrulos/matriz es muy pequeña.

Tipo 3 Tienen más cóndrulos y están mejor definidos. Tipo 4 Tienen muchos cóndrulos y poca matriz (la matriz

es el resto del meteorito). Generalmente los límites entre la matriz y los cóndrulos son difusos. La matriz está recristalizada.

Tipo 5 Todos los minerales han alcanzado el equilibrio químico entre sí. Los cóndrulos son difusos y la matriz está más recristalizada.

Tipo 6 La recristalización es total. Los límites entre la matriz y cóndrulos son poco claros.

Tipo 7 (*) Las condritas se han transformado al llegar hasta casi el punto de fusión. Los minerales están equilibrados y los cóndrulos son indistintos o ausentes. Este tipo generalmente no se utiliza la literatura sobre el tema.14

Diferenciales (o "fundidos"): Son el resultado de procesos de fusión parcial o total de sus cuerpos de origen.

Acondritas (o pétreas): Las acondritas son rocas ígneas, como las volcánicas. Su contenido inicial se ha transformado por completo debido al alto calor. Se caracterizan por tener poco metal (menos del 1%) y se clasifican según su origen y nivel de calcio.10

Primitivas (o Grupo PAC): Son similares en composición y estructura a sus condritas precursoras. No han sufrido un alto grado de diferenciación, y probablemente proceden de pequeños asteroides que fundieron al recibir impactos meteoríticos, y que sufrieron un enfriamiento rápido. Son rocas ultramáficas (con una cantidad superior al 90% en minerales de Fe y Ni).

o Acapulcoitas (o ACA) (Acapulco, México, 1976). Presentan gran abundancia de olivino y piroxeno; En menor cantidad se encuentra plagioclasa, metales de Fe y Ni y troilita. Se consideran a estas acondritas como la transición entre las condritas y materiales más diferenciados. La textura está conformada por pequeños cristales. La edad estimada del cuerpo del que proceden es de entre 4.555 y 4.562 millones de años, y unas edades de exposición a la radiación cósmica de 4 a 7 millones de años, que indicarían cuando se separaron del asteroide.

o Lodranitas (o LOD) (Lodran, Pakistán, 1868). Apenas hay más de diez meteoritos de este grupo, y casi todos se han encontrado en la Antártida. Tienen la misma composición mineralógica y la misma relación isotópica de oxígeno que las acapulcoitas, por lo que se cree que proceden de un mismo asteroide. Los cristales son gruesos, con olivino y piroxenos, y probablemente provengan de capas más densas y profundas dentro del asteroide que las acapulcoitas.

o Brachinitas (o BRA) (Brachina, Australia, 1974). Se han encontrado muy pocas brachinitas. Son los meteoritos procedentes de asteroides con mayor cantidad de olivino (93%). También contienen piroxeno, cromita, sulfuros, fosfatos y metales. La mitad también presentan plagioclasa. Hay estudios que relacionan las brachinitas con el asteroide 289 Nenetta.

o Winonaitas (o WIN) (Winona, EEUU, 1928). Algunas presentan cóndrulos relictos, indicando el origen condrítico de estos meteoritos. Están formadas por piroxenos, olivino, plagioclasa, troilita y metales de Fe y Ni. Los cristales presentan una textura equigranular, con tamaños finos y medios, y algunas presentan zonas de superficie milimétrica de diferente textura o mineralogía, que podrían ser indicadoras de procesos de fusión parcial. Los meteoritos metálicos del grupo IAB contienen restos de silicatos similares a las winonaitas, por lo que se especula con un origen común.

o Ureilitas (o urelitas o U o URE) (Novo Urei, Mordovia, Rusia, 1886). Son las acondritas pobres en calcio. Son los meteoritos más raros de todos, ricos en grafito, clinobroncita,11 olivinos, diamantes y silicatos. Presentan olivino (50-75%), piroxenos (14-35%) y muy poca cantidad de metales de Fe y Ni. No hay un acuerdo claro sobre el origen de las ureilitas, en algunas clasificaciones la ponen como "primitivas" y en otras como "asteroidales". Entre los cristales de estos minerales, en la matriz, se encuentran gases nobles y carbono (a veces en forma de diamante, que es un indicador de altas presiones). La presencia de diamantes se ha interpretado como el resultado de la metamorfosis de grafito. Las dataciones que se han realizado indican una edad de 4.550 millones de años.

Asteroidales. Proceden mayoritariamente del cinturón de asteroides. A diferencia de las acondritas primitivas, han sufrido un alto grado de diferenciación en el cuerpo de origen.

o Angritas (o ANG) (meteorito Angra dos Reis, Río de Janeiro, Brasil, 1869). Pueden proceder de los asteroides 289 Nenetta o 3819 Robinson. Su principal mineral es la augita.11 12

o Aubritas (o Au o AUB) (meteorito Aubres, Nyons, Francia, 1836) con mucha enstatita11 y forsterita, pero casi sin metal. Se cree que pueden proceder del asteroide 3103 Eger.12

o Grupo HED o HEDO. Proceden del asteroide Vesta.15 Ya que este tipo de meteoritos reflejan la luz exactamente igual que el asteroide Vesta. Hace unos 1000 millones de años, el asteroide Vesta-4 perdió una parte de su masa por un violento impacto con otro asterioide, debido a ese choque algunos fragmentos vinieron hacía la Tierra.3 Inicialmente habían 3 clases de acondritas llamadas HED (Eucritas, Diogenitas, Howarditas), se cree que cada uno procede de la profundidad en que se encontraban en el momento en que dejaron el cuerpo de origen. Hoy en día se conocen 5 clases diferentes:

Eucritas (o Eu o EUC) (como la roca volcánica terrestre). Son las acondritas ricas en calcio. Sus principales minerales son la piogenita y la plagioclasa,11 con acondritos anómalos. Inicialmente era lava solidificada que un día fluyó por la superficie del asteroide Vesta.

Diogenitas (o Di o DIO) (como las rocas plutónicas terrestres). Su mineral principal es hiperstena.11 Presencia de broncita. Se cree que estaban a mayor profundidad en su origen.

Howarditas (o Ho o HOW) (mezcla de las otras dos). Sus principales minerales son la hiperstena y la plagioclasa.11 Se formó debido al impacto.

Olivina Diogenita. Olivina Dunita.

Lunares (o LUN). o Brechas de impacto:

LUN A (o LUN F): Anortositas o feldespáticas. Rocas tipo brechas de las tierras altas.

LUN G: Mare gabbros. Rocas tipo brechas de los mares lunares.o Basalto lunar:

LUN B: Mare basalts. Rocas basálticas de los mares lunares. LUN N: Norita lunar. Sólo se ha encontrado un meteorito LUN

N. Marcianas (o SNC). Procedentes de Marte.

o Shergottitas (o Shergotiitas)(Shergotty, India, 1865) Shergottitas basálticas. Shergottitas lherzolíticas. Shergottitas olivínicas.

Nakhlitas (El Nakhla, Egipto, 1911). Salieron de Marte hace 10-12 millones de años.

Chassignitas (Chassigny, Francia, 1815).

Ortopiroxenitas (o A84 o OPX o ALH 84001). (Antártida, 1984). Se encontraron lo que podría ser microfósiles marcianos similares a las nanobacterias terrestres.

Metálicos. Proceden generalmente de grandes asteroides. Se caracterizan por estar compuestos por más del 90% de metal (aleación Fe-Ni). Se clasifican combinando dos características: su forma estructural y su composición química.

FORMA ESTRUCTURAL: Si hay presencia de las líneas de Windmanstätten (depende del % de níquel) y del grosor de las bandas de camacita.

o Hexaedritas. Se caracterizan por tener poco níquel.3 Contienen aprox. 4 a 6% de níquel y 90% Fe. Se llaman así por estar formadas por cristales cúbicos (hexaédricos) de camacita.11 16 Contienen estructuras de Neumann.10

o Octaedritas. Se caracterizan por ser las más comunes3 y tener más níquel que las Hexaedritas. Contienen aprox. 6 a 14% de níquel y tienen líneas de Windmanstätten. Contienen camacita y taenita.11 10 Se llaman así porque la camacita tienen cuatro orientaciones principales paralelas a planos octaédricos (Estructura de Widmanstatten). Son los meteoritos metálicos más abundantes. Se clasifican según el ancho de sus líneas:

Octaedritas muy finas. Menor de 0,2 mm. Octaedritas finas. Entre 0,2 y 0,5 mm. Octaedritas medias. Entre 0,5 y 1,3 mm. Octaedritas gruesas. Entre 1,3 y 3,3 mm. Octaedritas muy gruesas. Mayor de 3,3 mm. Ataxitas. Se caracterizan por contener bastante níquel.3 Contienen

más de 14% de níquel y principalmente contienen una mezcla de plesita. No tienen líneas de Windmanstätten. Cuando contiene del 14% al 25% de Ni su composición es una mezcla de taenita y camacita. Cuando el Níquel es superior al 25%, la ataxita se compone básicamente de taenita.

COMPOSICIÓN QUÍMICA: La clasificación química está basada básicamente en la presencia Ni y de elementos traza como el Ge, el Ga y el Ir, pero también se utilizan el antimonio (Sb), arsénico (As), cobalto (Co), cobre (Cu), oro (Au), talio (Tl) y wolframio (Wo).

o Magmáticas. Se subdivide en varios tipos:12 I(*): Octaedritas con inclusiones gruesas. Contiene 8 a 22% de

agua ligada a minerales hidratados, compuestos orgánicos no pirolizados y no contiene cóndrulos.13 Ejemplo: meteorito Canyon Diablo17

I-An(*): El "An" viene de "Anomalous". I-An son sideritos ricos en inclusiones, contienen un alto grado de hierro. Entre la mitad y la tercera parte de las inclusiones de silicatos son olivinas y la otra mitad o tercera parte son piroxenos (igual que el grupo I).17 Ejemplo: meteorito Copiapo17

IC: Octaedritas gruesas. Contienen cohenita, cromita e inclusiones de sulfuros, y se caracterizan por la ausencia de silicatos y de grafito en los sulfuros.

II(*): Contienen de 2 a 16% de agua asociada a los minerales hidratados.13

IIA(*): Hexaedritas con presencia de camacita y daubreelita. Ejemplo: meteorito Coahuila.17

IIAB: Octaedritas y hexahedritas, con poca cantidad de Ni. IIB(*): Octaedritas gruesas o muy gruesas. Presencia de camacita

y taenita. Ejemplo: meteorito Sikhote-Alin.17

IIC: Octaedritas plesiticas, con cantidades altas de Talio. Se caracterizan por la presencia de plesita. Contiene también camacita y taenita. Ejemplo: met. Ballinoo.17

IID: Octaedritas finas a medias (10 % - 11,5 % de Ni), con cantidades altas de Ga y Ge, e inclusiones de schreibersita (fosfuro de Fe y Ni). Es muy resistente. Contiene también camacita y taenita. Ejemplo: meteorito Carbo.17

IIF: Ataxitas, lo que indica una gran abundancia de Ni. Son parecidas a las de las pallasitas Eagle Station.

IIG: Hexaedritas u octaedritas muy gruesas. Tienen poca cantidad de Ni y azufre (S) y bastante abundancia de schreibersita, relacionados con el grupo IIAB.

IIIA(*): Octaedritas medias (7 % - 8 % de Ni). Contiene camacita, taenita y troilita. También contienen alrededor del 1% de agua.13 Ejemplo: meteorito Cape York.17

IIIAB: Octaedrita media a gruesa. Presentan nódulos de troilita y grafito, con rara presencia de silicatos. Origen común con las MGP (pallasitas del Grupo Principal).

IIIB(*): Octaedritas medias (8,6 % - 10,6 % de Ni). Contiene camacita, taenita y fosfuros. Ejemplo: Met. Chupaderos17

IIIC(*): Octaedritas finas (10,5 % - 13,5 % de Ni) Contiene camacita, taenita y carburos. Ejemplo: met. Mungindi.17

IIID(*): Octaedritas finas o muy finas. Contiene camacita, taenita y carburos. Ejemplo: Tazewell.17

IIICD: Octaedritas finas o muy finas o ataxitas. Presencia de haxonita e inclusiones de silicatos. Relacionados con meteoritos del grupo IAB.

IIIE: Octaedritas finas. Presencia de carburos, camacita, taenita, cohenita e inclusiones de haxonita. Ejemplo: met. Kokstatd.17

IIIF: Octaedritas finas y medias con poca cantidad de Ni, Ge, Co, fósforo (P) y As, y cantidades elevadas de cromo (Cr).

IVA: Octaedritas finas o muy finas (7,5 % - 10 % de Ni), con muy poca abundancia de Ge y Ga. Contiene camacita y taenita. Ejemplo: met. Gibeon.17

IVB: Ataxitas, con presencia de plesita. Presentan grandes cantidades de Ni e Ir, y menor abundancia de elementos volátiles como el Ga o el Ge. Contiene también camacita y taenita. ejemplo: met. Hoba.17

Sin grupo (o futuro grupo nuevo). No pueden incluirse en ninguno de los grupos anteriores, representando el 15% de los meteoritos metálicos recolectados fuera de la Antártida, y el 39% de los recogidos en ella. Ejemplo: meteorito Nedagolla17

No Magmáticas o IAB o IAB complex: Dentro de este grupo hay representadas ataxitas y

hexaedritas, pero predominan las octaedritas gruesas y medias. Presentan

silicatos similares a los de las acondritas primitivas winonaitas, lo que podría implicar que las winonaitas y los meteoritos del grupo IAB tienen un origen común. También contienen inclusiones de troilita, grafito y cohenita. El complejo IAB incluyen los antiguos grupos IAB y IIICD.18 El nuevo término "IAB complex" incluye una variedad de grupos recientemente definidos, incluido el grupo IAB-MG, grupúsculos, y los meteoritos que hasta ahora no tenían grupo.19

IAB-MG o IAB grupo principal o IAB-Main Group. sLL (poco Au, poco Ni). sLM (poco Au, medio Ni). sLH (poco Au, mucho Ni). sHL (mucho Au, poco Ni). sHH (mucho Au, mucho Ni). Udei station (a veces se incluye como "sin grupo", por ser una

mezcla particular entre IAB, IIICD y quizás IIE). Presencia de hierro con silicatos y fosfatos. Contiene también olivinos.

Pitts (igual que el anterior, a veces se incluye como "sin grupo"). Presencia Cl, Ar, y se han hallado isótopos estables de He, Ne, Ar.

Sin grupo.o IIE: Suelen tratarse de octaedritas medias. La composición es similar al

de las mesosideritas y pallasitas y las proporciones de isótopos de oxígeno (O) son similares a las condritas H.

Metalorrocosos o siderolíticos. Proceden de asteroides grandes. Se componen aproximadamente 50% de metal y 50% Silicato (más sulfuros), y se clasifican según las variaciones en esta proporción.

o

Pallasitas. Cristales de olivino muy puros englobados en metal. Proporción 2 de silicato (olivino) a 1 de metal (Fe y Ni). Contienen estructuras de Widmanstätten. El nombre de pallasita proviene del zoólogo y botánico alemán Peter Simon Pallas, que descubrió en 1772 el primer ejemplar de este tipo de meteorito en Siberia, cerca de Krasnojarsk (Rusia).

PMG (o Grupo principal o Pallasite Main Group). Presentan una cantidad variable de cristales de olivino rico en magnesio (Mg), englobados en una matriz de Fe-Ni que presenta estructuras de Widmanstätten. La composición del metal es similar a la de los meteoritos metálicos ricos en Ni del grupo IIIAB.

PMG PMG-am (o PMG anomalous metal) PMG-as (o PMG anomalous silicates)

ESP (o Eagle Station Pallasites o ES). Debe su nombre a que en 1880 se encontró 36,3 kg de este tipo peculiar de pallasita cerca de Eagle Station (Carroll Country), Kentucky, EEUU. Presentan gran cantidad de olivino rico en Fe, englobado en una matriz de Fe-Ni. Las cantidades presentes de Ni son las más altas de todas la pallasitas, y

también muestran una gran abundancia de iridio (Ir). El metal es parecido al del grupo de meteoritos metálicos IIF.

PXP (Piroseno). Poseen unos valores bajos en la relación FeO/MnO. Deben su nombre a la presencia de piroxenos, ya sea como inclusiones en los cristales de olivino o como granos, tanto en la matriz de Fe-Ni, como rodeando los olivinos.

Inclasificables. Mesosideritas. Sus principales minerales son Piroxeno,

plagiocasa, Ni-Fe.11 Su composición es variada, desordenada y proporción 1 de silicato (piroxeno y tridimita) a 1 de metal (Fe-Ni). A veces las estructuras de Widmanstätten no se ven. Los Mesosideritos se han dividido con una clasificación que se asemeja a la de las condritas. Hay tres grupos petrológicos denominados A, B y C, los cuales tienen subgrupos numéricos que expresan el grado de metamorfismo. El grado 1 es de grano fino y fragmentario, 2 y 3 muestran recristalización progresiva, y 4 es una fusión de brechas.

Clase A (basálticos). Contienen hierro, calcio piroxeno, plagioclasa. Se dividen a su vez en 1A, 2A, 3A y 4A.

Clase B (ultramáficos). Contienen hierro, calcio piroxeno, plagioclasa, ortopiroxeno. Se subdivide en las clases 1B, 2B y 3B.

Clase C (ortopiroxeno). Contiene mayormente ortopiroxeno. Sólo tiene una clase, la 2C.

Nota: Los grupos marcados con (*) existen en algunas clasificaciones y no existen en otras.