Nota: Este artículo lo escribí originalmente en la Wikipedia (que personalmente adoro),  pero pierdo mucho tiempo buscando referencias para todo y formateando en formato wiki así que he decidido ampliar el artículo aquí  “a mi manera” y con información ampliada. He dividido el artículo en dos partes porque tardaba mucho en cargar.

La segunda parte de este artículo está aquí:
Clasificación de meteoritos (2 de 2). Historia de la clasificación, recursos, etc

Si no tienes ni idea de meteoritos o encuentras el nivel demasiado alto, quizás sea mejor que empieces porla segunda parte del artículo.

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ÍNDICE

  1. Clasificación moderna completa
  2. Referencias

1. Clasificación moderna completa

Actualmente si se desea una clasificación completa de un meteorito, se utilizan tres clasificaciones distintas y complementarias entre ellas:

  • Por metamorfismo de choque
  • Por meteorización
  • Por composición y procedencia

A continuación se describen las tres clasificaciones, primero de manera resumida (con las dos tablas de colores) y después se explican de manera ampliada con definiciones, características y ejemplos:

Clasificacion de los meteoritos primitivos.

Tabla1: Clasificación de los meteoritos primitivos.

Clasificación de los meteoritos diferenciales.

Tabla 2: Clasificación de los meteoritos diferenciales.

2.1 Clasificación por metamorfismo de choque

La “Clasificación por metamorfismo de choque”[4] [5] [6] (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:

Intensidad o
Nivel de choque
Características ópticas Características físicas internas
S1:
sin choque,
<5 GPs
Normales. Olivino: Extinción óptica brusca visto en microscopio; pequeño número de fracturas irregulares (grietas).
Plagiocasa: Extinción óptica brusca visto en microscopio; pequeño número de fracturas irregulares.
Ortopiroxeno: Extinción óptica brusca visto en microscopio; pequeño número de fracturas irregulares.
S2: choque muy débil, 5-10 GPs Oscurecimiento del olivino cuando se ve con luz polarizada. Fracturas irregulares planas. Olivino: Extinción ondulante (ondas)(*); fracturas irregulares.
Plagiocasa: Extinción ondulante(*); fracturas irregulares.
Ortopiroxeno: Extinción ondulante(*); fracturas irregulares.
S3:
choque débil,
10-20 GPs
Venas oscuras por el choque. Pequeñas bolsas de material fundidas algunas interconectadas. Débiles fracturas en el olivino al verse con luz polarizada. Olivino: Extinción ondulante; fracturas irregulares; fracturas planares(*).
Plagiocasa: Extinción ondulante.
Ortopiroxeno: Extinción ondulante; fracturas irregulares; fracturas planares; lamelas de clinoenstatita(*).
S4: choque moderado, 30-35 GPs A veces con índices de refracción ligeramente reducidos. Venas oscuras por el choque que interconectan pequeñas bolsas de material fundido. Fracturas planares débiles del olivino si se ve con luz polarizada. Olivino: Mosaicismo débil(*); fracturas planares.
Plagiocasa: Extinción ondulante; isotropía parcial; rasgos de deformación planar.
Ortopiroxeno: Mosaicismo débil(*); maclado; fracturas planares.
S5:
choque fuerte,
45-55 GPs
Índices de refracción ligeramente reducidos. Presencia generalizada de pequeñas bolsas de material fundido y venas. Fuertes fracturas planares y deformación del olivino si se ve con luz polarizada. Formación de fusión de venas oscuras por el choque. Olivino: Mosaicismo intenso; fracturas planares; fracturas planares (rasgos de deformación planar o PDF).
Plagiocasa: Maskelynita(*) (vidrio de composición plagioclásica, isotropía feldespato).
Ortopiroxeno: Mosaicismo intenso (lamelas submicroscópicas, de 20-40 mm y cuya orientación varía de 3 a 5º entre sí. Al microscopio se aprecia el cristal con aspecto moteado o de mosaico durante la extinción); fracturas planares.
S6:
choque muy fuerte
75-90 GPs
El olivino se ha recristalizado, con alteración local a un mineral llamado ringwoodite (nota al pié de tabla) y fusión por el choque de la plagioclasa a cristal. Olivino: Recristalización del olivino en
estado sólido(*); presencia de ringwoodita;
fusión local.
Plagiocasa: Fusión por choque.
Ortopiroxeno: Majorita(*), fusión.
Roca fundida,
<90 GPs
Este tipo de meteoritos están muy buscados por los coleccionistas ya que son muy raros. La roca entera está fundida.

(*) El olivino y la plagioclasa se utilizan para caracterizar el nivel de metamorfismo de impacto en las condritas ordinarias; para las condritas carbonáceas se emplea principalmente el olivino, y para las enstatíticas, el ortopiroxeno. El principal criterio para cada nivel tiene un asterisco como este (*).

- La presión (GPs o GigaPascales) se refiere a los meteoritos de tipo condritas ordinarias.
- La ringwoodita es un olivino alterado. Los dos minerales son químicamente iguales, pero tienen diferentes propiedades como la estructura de la densidad y la dureza.

Fuentes de la tabla anterior son: M.J. Muñoz-Espadas (2003), Stöffler D. (1991), Scott E.R.D. (1992), Rubin A.E. (1997) y las webs:
www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryS.html
www.meteorite-times.com/Back_Links/2002/August/meteorites_101.htm

Una técnica que se utiliza para poder clasificar el nivel del choque, los científicos pulen y cortan el meteorito en una lámina muy delgada (como si fuera un salchichón) y después ponen la muestra en un microscopio especial que tiene luz polarizada. Entonces se hace girar la luz (o la muestra) y van a apareciendo diferentes colores e intensidades según la estructura química y el estado en que se encuentre la muestra. A continuación pongo dos ejemplos para que se vea más claro, que por cierto, han sido sacados de la web:
www.psrd.hawaii.edu/April04/asteroidHeating.html

Si visitas la web de donde he sacado las fotos, las verás en forma de animación, de manera que se puede ver mucho mejor lo que sucede con luz polarizada. No he puesto aquí las animaciones porque provocaban que esta página tardase demasiado en cargarse.

Ejemplo S1: Cuando un grano de olivino sin choque, se hace girar la luz polarizada con un microscopio petrográfico, que se extingue (oscuro) de manera uniforme.

Ejemplo de nivel de choque S1: Cuando a un grano de olivino sin choque, se le hace girar la luz polarizada con un microscopio petrográfico, se extingue (oscuro) de manera uniforme.

Ejemplo S5: Cuando por el impacto, el meteorito soporta una presión superior a 45 GPa, el olivino está muy dañado y la extinción es desigual e irregular. A esto se le llama mosaicismo.

Ejemplo de nivel de choque S5: Cuando por el impacto, el meteorito soporta una presión superior a 45 GPa, el olivino está muy dañado y la extinción es desigual e irregular. A esto se le llama mosaicismo.

El siguiente ejemplo ha sido sacado de la web:
www.meteorite-times.com/Back_Links/2002/August/meteorites_101.htm

En este meteorito brechado se pueden ver abundantes venas negras del choche.

En este meteorito brechado se pueden ver abundantes venas negras del choche.

2.2 Clasificación por meteorización

La “clasificación por Meteorización” [7] [5] [6] (Clasificación por alteración climatológica o Weathering grades) implica cambios químicos por meteorización, los cuales tiene lugar en el interior del meteorito entero, es lo opuesto al agrietamiento y deterioro que podemos ver en la superficie debido a la proximidad de los elementos (viento, agua, temperatura, etc). La escala de meteorización desarrollado por F. Wlotzka (1993), y aceptado para su uso por la Sociedad de la Meteoritical. Por ejemplo, un meteorito del mismo tipo caído en medio del Desierto del Sáhara (donde nunca llueve), no tiene las mismas características que el mismo meteorito caído en el mar (con sal y agua):

Meteorización Características
W0 No hay oxidación aparente (oxidación) de los granos de hierro o de la troilita (sulfuro de hierro). Un meteorito suele presentar esta condición única, sólo si se recuperó enseguida después de caer, y antes de que cualquiera de los elementos meteorológicos le afecte.
W1 Alrededor de los granos de metal y la troilita se ven rastros pequeños de óxido. Venas poco oxidadas.
W2 Moderada oxidación del metal (20-60%)
W3 Fuerte oxidación del níquel-hierro y la troilita; el 60-95% del metal ha sido reemplazado.
W4 Completa oxidación del metal y la troilita, los silicatos aún no han sido alterados.
W5 Empieza la alteración los silicatos máficos (hierro y magnesio).
W6 Los silicatos han sido sustituidos masivamente por arcillas y óxidos.

Fuente de la tabla:
www.meteorite-times.com/Back_Links/2002/August/meteorites_101.htm

Ejemplo de W4: Meteorito Dar al gani 477, de clase L6 S4 W4. Foto de meteoritemarket.com

Ejemplo de W4: Meteorito Dar al gani 477, de clase L6 S4 W4. Foto de meteoritemarket.com

2.3 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 los nuevos 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 solar[1] [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.[3]
          • CI (Ivuna, Tanzania, 1938). Este es el grupo más primitivo de todos, tiene la menor densidad y carece de cóndrulos. [3]
          • CM (Mighei, Ucraina, 1889). Contienen un 15% menos de cóndrulos, de 0,3mm.[3]
          • CV (Vigarano, Italia, 1910). Contienen un 35-40% de cóndrulos, de 1mm.[3]
            • CV2 Ejemplo: Mundrabilla 012.
            • CV3 Ejemplos: Acfer 328, ALH 85006.
              • CVoxA 3 (*)
                • CVoxA 3.0
                • CVoxA 3.1
                • CVoxA 3.2
                • CVoxA 3.3
                • CVoxA 3.4
                • CVoxA 3.5
                • CVoxA 3.6
                • CVoxA 3.7
                • CVoxA 3.8
                • CVoxA 3.9
              • CVoxB 3. (*) Ejemplos: NWA 3118 ; NWA 4759 ; NWA 5930 ; NWA 5932 ; NWA 5943
                • CVoxB 3.0 Ejemplos: ALH 81258, Arch, Axtell.
                • CVoxB 3.1
                • CVoxB 3.2 Ejemplo: Allende.
                • CVoxB 3.3 Ejemplos: Grosnaja, Vigarano.
                • CVoxB 3.4 Ejemplo: NWA 760.
                • CVoxB 3.5 Ejemplo: NWA 1763.
                • CVoxB 3.6
                • CVoxB 3.7
                • CVoxB 3.8
                • CVoxB 3.9
              • CVred 3 (*)
                • CVred 3.0
                • CVred 3.1
                • CVred 3.2
                • CVred 3.3
                • CVred 3.4
                • CVred 3.5
                • CVred 3.6
                • CVred 3.7
                • CVred 3.8
                • CVred 3.9
          • 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.[3] Ejemplos: DAG 974, El Djouf 001, Gao-Guenie.
          • CK (Karoonda, Australia, 1930). Contiene muchos tipos de minerales ópacos, sulfuros con elementos del grupo del platino, telururos y arseniuros. Pueden contener pequeños cristales de olivinos (<10 μm) y pentlandita. [3]
            • CK3 Ejemplos: Dho 015, DAG 431, MET 01149.
            • CK4 Ejemplos: HaH 281, Karoonda, Kobe.
            • CK5 Ejemplos: LAP 03784, MAC 02453, NWA 060.
            • CK6 Ejemplos: LEW 87009, NWA 2388.
          • 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).[3]
          • CH (High Iron). Matriz muy alterada a filosilicatos y alto nivel de hierro. Su olivino tiene altas cantidades de cromo.[3] Ejemplos: EET 96238, NWA 470.
          • C (o CC) (carbonácea sin grupo).
        • El meteorito NWA 869 es una condrita ordinaria L4-6, es decir, es del grupo L (Low iron) y su textura varía entre el tipo 4 y el tipo 6.

          El meteorito NWA 869 es una condrita ordinaria L4-6, es decir, es del grupo L (Low iron) y su textura varía entre el tipo 4 y el tipo 6. Imagen de H. Raab.

          Condritas ordinarias. Se clasifican según la cantidad de hierro que contienen. Proceden de asteroides pequeños.

        • 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).
            • EH3. (*) Ejemplo: Sahara 97158 En algunas clasificaciones están los subtipos EH3.0, EH3.1, … hasta la EH3.9, pero no he encontrado ni un sólo ejemplo.
            • EH4. Ejemplos: Abee ; Indarch
            • EH5. Ejemplos: LEW 88180, QUE 93372.
            • EH6. Ejemplos: NWA 974, Yamato 82189, Yamato 86004.
            • EH7. Ejemplos:
          • EH/EL
          • EL (Low iron).
            • EL3. Ejemplo: NWA 5409
            • EL4. Ejemplos: DAG 1031, FRO 03005, HaH 317.
            • EL5. Ejemplos: Adrar Bous, NWA 1222.
            • EL6. Ejemplo: Pillistfer
            • EL7. Ejemplos: Happy Canyon (EL6-7), Ilafegh 009 (EL6-7).
          • ELL (very Low iron).
          • Sin grupo. Hay meteoritos como el Tagish Lake que son completamente únicos y no tiene un grupo asignado.[3]
        • K (*) (Kakangari)(India, 1890). Que se sepa, sólo se ha encontrado tres condritas K. Esta clase no está ampliamente reconocida por no cumplir el número mínimo de ejemplares.[3]
          • K3 (*) Ejemplos: Kalangari, Lea County 002, LEW 87232
        • R (Rumurutis o rumurutiites o rumurutiitas o del Lago Carlisle) (Rumuruti, Kenia, 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.[3]
      • 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, 6[13] 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 igneo. 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 esta recristalizada.
        • Tipo 5 Todos los minerales han alcanzado el equilibrio químico entre sí. Los cóndrulos son difusos y la matriz esta 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).
        • 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. Ejemplo: NWA 3305, ALH 78230, Dho 125, Dho 290.
          • Primitiva
          • Típica
          • Transicional
          • Enriquecida
        • 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. Ejemplos: NWA 2714 ; NWA 4478 ; NWA 5981
        • 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. Ejemplo: NWA 5471, Eagles Nest, Hughes 026, Nova 003, NWA 595
        • 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.
        • 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.
        • Sin clasificar.
      • 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.
        • 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] Ejemplos: NWA 2999 ; NWA 4590 ; NWA 4801 ; D’Orbigny
        • Aubritas (o Au o AUB) (meteorito Aubres, Nyons, Francia, 1836) con mucha enstatita[11] y forsterita, pero casi sin metal. Se cree que pueden proceder del asteroide 3103 Eger.[12] Peña Blanca Springs ; Norton County ; Larned ; Mount Egerton
        • 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.[1] 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:
      • Lunares (o LUN).
      • Marcianas (o SNC). Procedentes de Marte.
        • Nakhlitas (El Nakhla, Egipto, 1911). Salieron de Marte hace 10-12 millones de años. Ejemplo: NWA 998, Lafayette, MIL 03346
        • Chassignitas (es lo mismo que la Dunita) (Chassigny, Francia, 1815). Ejemplo: NWA 2737
        • 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.
        • Hexaedritas. Se caracterizan por tener poco níquel.[1] 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]
        • Octaedritas. Se caracterizan por ser las más comunes[1] 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 Windmanstätten). 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.[1] Contienen más de 14% de níquel y principalmente contienen una mezcla de plessita. 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).
        • 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:  Canyon Diablo[17]
          • 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 Copiapo[17]
          • IC: Octaedritas gruesas. Contienen cohenita, cromita e inclusiones de sulfuros, y se caracterizan por la ausencia de silicatos y de grafito en los sulfuros. Ejemplos: Arispe, Bendegó, Nocoleche, Etosha.
          • II(*): Contienen de 2 a 16% de agua asociada a los minerales hidratados.[13]
          • IIA(*): Hexaedritas con presencia de camacita y daubreelita.[17] Ejemplo:  Coahuila.
          • IIAB: Octaedritas y hexahedritas, con poca cantidad de Ni. Ejemplo: Sikhote Alin
          • IIB(*): Octaedritas gruesas o muy gruesas. Presencia de camacita y taenita.[17] Ejemplo: Sikhote-Alin.
          • IIC: Octaedritas plesiticas, con cantidades altas de Talio. Se caracterizan por la presencia de plessita. Contiene también camacita y taenita.[17] Ejemplo: Ballinoo, Cratheús, Darinskoe.
          • 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.[17] Ejemplo: Alt Bela, Arltunga, Bridgewater, Carbo
          • IIF: Ataxitas, lo que indica una gran abundancia de Ni. Son parecidas a las de las pallasitas Eagle Station. Ejemplos: Corowa, Del Rio, Dorofeevka
          • IIG: Hexaedritas u octaedritas muy gruesas. Tienen poca cantidad de Ni y azufre (S) y bastante abundancia de schreibersita, relacionados con el grupo IIAB. Ejemplos: Bellsbank, Guanaco, La Primitiva.
          • 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). Ejemplo: Henbury; Kenton County
          • IIIB(*): Octaedritas medias (8,6 % – 10,6 % de Ni). Contiene camacita, taenita y fosfuros.[17] Ejemplo:  Chupaderos.
          • IIIC(*): Octaedritas finas (10,5 % – 13,5 % de Ni) Contiene camacita, taenita y carburos.[17] Ejemplo:  Mungindi.
          • IIID(*): Octaedritas finas o muy finas. Contiene camacita, taenita y carburos.[17] Ejemplo: Tazewell.
          • IIICD: Octaedritas finas o muy finas o ataxitas. Presencia de haxonita e inclusiones de silicatos. Relacionados con meteoritos del grupo IAB. Ejemplos: La Serena, Lamesa, LEW 86540.
          • IIIE: Octaedritas finas. Presencia de carburos, camacita, taenita, cohenita e inclusiones de haxonita.[17] Ejemplos: Kokstad, Paloduro, Paneth’s Iron.
          • IIIF: Octaedritas finas y medias con poca cantidad de Ni, Ge, Co, fósforo (P) y As, y cantidades elevadas de cromo (Cr). Ejemplos: Binya, Cerro del Inca, Clark County.
          • El meteorito Gibeon está clasificado como metálico magmático tipo IVA. Fue encontrado en Namibia en 1836.

            El meteorito Gibeon está clasificado como metálico magmático tipo IVA. Fue encontrado en Namibia en 1836. Imagen de H. Raab.

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

          • IVB: Ataxitas, con presencia de plessita. Presentan grandes cantidades de Ni e Ir, y menor abundancia de elementos volátiles como el Ga o el Ge. Contiene también camacita y taenita.[17] ejemplo: Hoba, Chinga (IVB-an)
          • Sin grupo (o futuro grupo nuevo o UNGR). 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.[17] Ejemplo: Nedagolla, NWA 859 Taza ; NWA 5804 ; NWA 6259 ; Dermbach ; Griffith ; Mont Dieu ; Tishomingo
        • No Magmáticas
          • 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). Ejemplo: Obernkirchen ; Odessa ; Canyon Diablo ; Campo del Cielo ; Nantan; NWA 5549
            • sLL (poco Au, poco Ni). Ejemplo: Toluca
            • sLM (poco Au, medio Ni). Ejemplo: Mungindi
            • sLH (poco Au, mucho Ni). Ejemplo: Föllinge
            • sHL (mucho Au, poco Ni). Ejemplo: Sombrerete
            • sHL-an (anomalous)(mucho Au, poco Ni). Ejemplo: NWA 3204
            • sHH (mucho Au, mucho Ni). Ejemplo: Gay Gulch
            • 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. Ejemplo: Udei Station
            • 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. Ejemplo: Pitts
            • Sin grupo.
          • 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. Ejemplo: Seymchan (teilweise)
    • Metalorocosos 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.
      • 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 no proviene de “los humoristas de un circo” como podría pensar más de uno, sino que 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).
        • Sección del meteorito metalorrocoso Esquel, una pallasita MGP (o Grupo principal). Imagen de la NASA.

          Sección del meteorito metalorrocoso Esquel, una pallasita MGP (o Grupo principal). Imagen de la NASA.

          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. Ejemplo: Pallasovka; Brahin; Seymchan
          • PMG-an (o PMG anomalous silicates).
            • PMG-am (*) (o PMG anomalous metal)
            • PMG-as (*) (o PMG anomalous silicates). Ejemplo: Springwater
        • 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.
      • Mesosideritos. 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.

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

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2.- Referencias

  1. c d e f g Pequeña guía sobre los meteoritos y cómo desechar los falsos del Dr. Cesar Menor Salvan, Centro de Astrobiología Madrid (CSIC-INTA)
  2. d e f g h i j k l m n Tesis doctoral “Mineralogía, texturas y cosmoquímica de cóndrulos en condritas H4, H5, L5 Y LL5″ de la Dra. M.J.Muñoz-Espadas (2003), Universidad Complutense de Madrid (España). ISBN 84-669-1784-5
  3. (Usado en la 2ª parte del artículo)
  4. Brunch, T.E. y Rajan, R.S. Meteorite regolith breccias (1998). University of Arizona Press. Tucson. 144-164
  5. a Meteorite Times Northern Arizona University
  6. a b Meteorite Times Department of Earth Sciences & Astronomy Mt. San Antonio College
  7. Wlotzka, F. Weathering grades of meteorites (1993); in Meteoritics, v. 28. p. 460.
  8. Bischoff, A. (Universidad de Munster, Alemania, año 2001). Meteorite classification and the definition of new chondrite classes as a result of successful meteorite search in hot and cold deserts. Planetary and Space Science. 49, 769-776.
  9. Tema 3, Diego Morata C. Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas de la Universidad de Chile
  10. a b c d e Trabajo sobre meteoritos
  11. a b c d e f g h i j k l m “Introducción a las ciencias de la tierra” por I. G. Gass,Peter J. Smith,R. C. L. Wilson ISBN 84-291-4613-X
  12. a b c d e f Los meteoritos Carlos Bertó.
  13. a b c d Universidad complutense Madrid
  14. a b The meteorical society
  15. The Planetary Society. «Space Topics: Asteroids and Comets» (en inglés). Consultado el 17 de septiembre de 2010.
  16. Enciclopedia Salvat de las ciencias (1970), Tomo 8, Minerales. Pág 233.
  17. a b c d e f g h i j k l m n ñ The Mineralogy of Iron Meteorites (1977) de V. F. Buchwald, Pág, 456.
  18. The meteorical society
  19. The IAB iron-meteorite complex: A group, five subgroups, numerous grouplets, closely related, mainly formed by crystal segregation in rapidly cooling melts, de Wasson, J. T.; Kallemeyn, G. W., Geochimica et Cosmochimica Acta, v. 66, iss. 13, p. 2445-2473

Esta es la primera parte del artículo, la segunda parte está aquí:
Clasificación de meteoritos (2 de 2). Historia de la clasificación, recursos, etc