Oct12

Qué significa el código en los huevos de gallina y trucos para saber si está bueno, podrido o caducado

¿Cómo saber si un huevo está bueno, malo o podrido?

Huevo podrido.

Huevo podrido.

Muy sencillo, sólo hay que ponerlo dentro de un recipiente con agua y observar lo siguiente. No poner sal al agua, hay otras webs que dicen que hay que añadir sal, pero es un poco absurdo, ya que la sal aumenta la densidad del agua y provocará «falsos positivos».

  • Sise hunde rápidamente y se queda en el fondo: El huevo es fresco.
  • Sise hunde más o menos rápidoy se queda en el fondo: El huevoes bueno, pero no tan fresco. Quizás caducado, pero sigue siendo bueno.
  • Si se hunde poco a poco yse queda de pié(en el fondo) : Huevoa punto de hacerse malo.
  • Ni se hundeni se va al fondo: huevomalo. Hay otras fuentes que dicen que aún es comestible, así que cada cual decida.
  • Si el huevoflota: Estápodrido. Cuando la materia orgánica se pudre crea gases, por eso el huevo flota.

Por si quedan dudas, al final de este artículo he colgado fotos de ejemplo de cada uno de los puntos anteriores, una imagen vale más que 1000 palabras.

Importante: Mojar un huevo hace que se deteriore más rápidamente, así que si se hace la prueba con agua, mejor hacerla justo antes de consumir el huevo.

Huevo en mal estado o a punto de estarlo.

Huevo en mal estado o a punto de estarlo.

Otro método:Se rompe la cáscara del huevo con cuidado y se vierte su contenido en un plato.

  • Si layema está perfectamente dura, con los bordes bien definidos, abultada (no plana) y de color anaranjado fuerte, es buena señal. Si además la clara es compacta, parece gelatina con bordes muy definidos, también es buena señal. Si todo esto se cumple, el huevo esmuy frescoofresco.
  • La yema está con losbordes «difuminados»y tiene color pálido. La clara está entre gelatinoso y acuoso: el huevono es tan fresco.
  • Layema está rotao se ha roto muy fácilmente y tiene color pálido… y además la clara parece agua: El huevo estáa punto de hacerse maloo ya lo está. Se recomienda no consumirlo. No confundir con la rotura accidental, si rompes la cáscara «a lo bestia», también pasa esto y no significa que el huevo esté malo.
  • La yema o la cáscara (por dentro) tienealgo negro o yema sólida pegadaen el interior de la cáscara: el huevo estápodrido.

Hay otros dos métodos famosos:

  • Agitar el huevo con la mano al lado del oído. Si está bueno no se oye nada porque la yema está bien fijada en el centro de la clara. Si está malo se oye un «chuf chuf» como si la yema rebotase de una pared a otra, es mala señal.
  • Cocerlo para hacer un huevo duro. Es decir, poner agua al fuego y cuando hierva, introducir los huevos entre 8 y 10 minutos máximo, y pasado este tiempo enfriar con agua fría. Cortar el huevo por la mitad a lo largo. Contra más fresco esté el huevo, la yema estará más en el centro del huevo y tendrá una cámara de aire pequeña. Si está malo, la yema estará pegada a la cascara y tendrá una cámara de aire muy grande.
Si cortamos un huevo duro por la mitad, veremos si era fresco o malo.

Si cortamos un huevo duro por la mitad, veremos si era fresco o malo.

Y otro dato más a quién le interese:

  • Día 0 (semana 0): La gallina pone el huevo.
  • Día 21 (semana 3): Se debe retirar los huevos de la venta.
  • Día 28 (semana 4): La fecha de caducidad dice que ha caducado, empieza a perder sus propiedades organolépticas.
  • Día 52 (semana 6): El huevo se considera «viejo» y hay que tomar precauciones.

¿Qué significa el código del huevo?

En Europa (en otros continentes no lo sabemos) todos los huevos de gallina tienen impreso un código que dice muchas cosas sobre él:
00-codigo-huevo-1

Código de la procedencia de un huevo

Código de la procedencia de un huevo

Si ampliamos la imagen del huevo, tenemos el código «3ES4313324200«.  Veamos cuál es su significado:

Tipo de granja: 3

  • 3 = Gallinas ponedoras en jaulas, durante toda su vidaviven en un espacio del tamaño de 1 foliohasta que mueren de viejas. Desde 2012 está prohibido gracias a las leyes de la Union Europea.
  • 2 = Gallinas ponedoras en el suelo, viven encerradas en naves industriales, conun poco más de espacioque en «3» pero prácticamenteviven encima de sus excrementossin salir al aire libre.
  • 1 = Gallinascriadas en el campo, con libre acceso al exterior, con un mínimo de 4 m2por gallina.
  • 0 = Gallinas ecológicas, igual que a las gallinas del campo, se les dacomida natural de calidady se las respeta totalmente como seres vivos. Lacalidad y el gusto de sus huevos es muy superiory las gallinas no sufren para nada.

País: ES

Provincia: 43

  • Este número indica la provincia donde está situada la granja, si miramos en ellistado de códigos postales de Españaque publicamos en esta misma web, tenemos que «43» corresponde al código postal «43XXX», o sea, TARRAGONA.

Municipio:  133

  • Nos indicala localidad en que se encuentra la granja. NO confundir con el código postal, en este caso NO corresponde al código postal 43133 tal como dicen en otras webs (además que el CP 43133 no existe). De momento no hemos encontrado donde consultar este código pero se supone que las autoridades poseen la lista.

Código de la granja: 242

  • Es elcódigo de la granjaque ha puesto los huevos. En caso que haya por ejemplo una intoxicación, las autoridades sabrían la granja exacta.

No utilizado: 00

  • Este código a veceses optativoy a veces no sale o le ponen tres ceros como en este caso. Sirve para que lasgranjas muy grandespuedan saber en que parte de sus instalaciones se encuentra la gallina que puso el huevo.

¿Hay diferencias entre un huevo blanco y otro marrón (colorado)?

Huevo marron y blanco de gallinas comunes y huevo verde de gallinas de raza Araucana

Huevo marron y blanco de gallinas comunes y huevo verde de gallinas de raza Araucana

No,no hay ninguna diferencianutricional o de sabor, son exactamente iguales. El color del huevo depende de la gallina, igual que en los humanos hay rubios, morenos o pelirrojos y en el fondo todos somos iguales. Hace años eran generalmente blancos pero se puso de moda los huevos color crema y desde entonces seleccionan las gallinas ponedoras de huevos morenos.
Una ventaja de los huevos morenos es que disimula mejor la suciedad cosa que en los huevos blancos era evidente cualquier resto de suciedad y de cara al consumidor parece que da más confianza de «huevo limpio».

Pero la tendencia está cambiando de nuevo y vuelven a verse huevos blancos en los mercados, debido a que la demanda crece por las personas que, erróneamente, creen que es más «natural» y tiene más propiedades alimenticias.

Huevos de colores verdes y azules!

Aquí tenemos una muestra de huevos azules.

Aquí tenemos una muestra de huevos azules.

Incluso hay razas de gallinas muy especiales, como las Lagallina araucanaogallina mapuchees un tipo degallinacriada originalmente por losmapuches, un pueblo indígena de Chile y Argentina.

La característica principal de esta raza de gallinas es que pone huevos de color azul celeste, de colorverdee incluso de color rosado, razón por la cual también son conocidas hoy como «gallinas de los huevos de Pascua».

A pesar de poner los huevos de color diferente a los «normales», las propiedades organolépticas como elsabor, textura y propiedades alimenticias son exactamente las mismasque los huevos blancos o marrones.

Otras razas que también tienen el «gen del huevo azul» como la Quetro, Quechua, la Colloncas y la Ameraucanas. Todas ellas ponen huevos de color azul, con diferentes tonalidades de azules. Por ejemplo la Quetro pone los huevos más azules que las de raza araucana.

El origen de estos colores (azul y verde) se deben a una mutacióna nivel genético y son genes dominantes sobre el color original (marrón). Dependiendo del lo frío que sea el clima, su alimentación, la altura sobre el nivel del mar y la herencia genética,  la coloración se modifica haciéndola más o menos intensa.

Galería de fotos

Galería con todas las fotos,haz clic encimade la foto si quieres ampliarla:


Oct02

Meteoritos, piedras que caen del cielo


He descubierto un vídeo en la web de la Televisión de Cataluña que hablan durante unos 22 minutos sobre meteoritos (en Cataluña y España principalmente). El programa televisivo se llama «Quequicom?» (QuequienComo?) y en el vídeo aparece por ejemplo el famoso cazameteoritos leonés José Vicente Casado o el Dr. Jordi Llorca (una de las personas, junto con el Dr. Cesar m. Galván) que me han enseñado con sus escritos todo lo que sé sobre meteoritos.

También hablan del observatorio de Mallorca y de Granada, salen imágenes del meteorito de Barcelona y Sevilla del año 2004, incluso sale una persona que busca cráter de meteoritos con Google Earth.

El vídeo está en parte en catalán y en parte en castellano, pero en general se entiende bastante bien. Si eres un amante de los meteoritos, seguro que te gustará.

También cuelgo otro vídeo de Youtube del leonésJosé Vicente Casado, el caza-meteoritosmás importante de nuestro país, que en el vídeo explica algunas nociones básicas de como saber si lo que encontramos es un meteorito o no.

A pesar de la mala fama que tienen los caza meteoritos, en realidad él es un excelente profesional que documenta todos sus hallazgos haciendo públicos los datos y cede buena parte de todo lo que encuentra a universidades y centros de investigación. Sin él, cientos de meteoritos se hubiesen perdido para siempre y la ciencia no podría haberlos investigado.

Vídeo de QueQuiCom de TVC sobre meteoritos. (22 minutos)

Vídeo del cazameteoritos José Vicente Casado.

[youtube 2Oi1HuZNUUU]

¿A que es fascinante? :)

Sep16

Listado de todos los códigos postales de España

ACTUALIZACIÓN 2022:Esta es la nueva base de datos completa de códigos postales de España, amablemente aportada por el desarrollador de software español Juan Santana Góngora. Esta versión corrige diferentes errores, como los descritos por Jose Mouriz en los comentarios, como el caso de 15623 CAAMOUZO debería decir 15623 CAAMOUCO, o el caso de 15623 ILLOBRE debería decir 15623 IXOBRE.

Descargar el listado completo en formato comprimido 7Z:(Tamaño: 1,2 MB)

listado-codigos-postales-espana-2022Descarga

Si no puedes abrirlo, necesitas instalar el programa llamado 7zip, es gratis y sin problemas. Dentro del archivo he dejado el listado en formato Excell y el mismo listado en formato TXT.

Lo que viene a continuación, téngase en cuenta que el artículo se escribió en el 2010, con una base de datos del 2001.

Para pasar el rato, hemos recopilado todos los códigos postales españoles.

Así si quieressaber el código postal de cualquier ciudad, sólo tienes que ir a nuestro listado y encontrarlo.

También puedes descargarte un archivo con los códigos postales de todas las ciudades españolas, por si quieres montarte tu propio buscador de códigos postales, aunque el fichero está un poco desfasado (2004), prácticamente no ha cambiado nada.Aquí tienes esta base de datos con los códigos postales(tiene un tamaño de 946 KB)

También puedes consultarlo con la siguiente lista:

Códigos Postales de España

Hemos ordenado los códigos postales ordenados por Número de código y por Provincias. Por ejemplo, si deseas saber a quién pertenece el código postal 08001, clicka en el enlace que pone «08XXX Barcelona» (08 indica la provincia) y después busca el «001» el código de la poblaciónXXX.

Ordenados por Número

01XXX Alava/Araba
02XXX Albacete
03XXX Alicante
04XXX Almería
05XXX Avila
06XXX Badajoz
07XXX Illes Balears
07XXX Islas Baleares
08XXX Barcelona
09XXX Burgos
10XXX Cáceres
11XXX Cádiz
12XXX Castellón
13XXX Ciudad Real
14XXX Córdoba
15XXX A Coruña/La Coruña
16XXX Cuenca
17XXX Gerona/Girona
18XXX Granada
19XXX Guadalajara
20XXX Gipuzkoa/Guipuzcoa
21XXX Huelva
22XXX Huesca
23XXX Jaen
24XXX León
25XXX Lérida/Lleida
26XXX La Rioja
27XXX Lugo
28XXX Madrid
29XXX Málaga
30XXX Murcia
31XXX Navarra
32XXX Orense/Ourense
33XXX Asturias
34XXX Palencia
35XXX Las Palmas
36XXX Pontevedra
37XXX Salamanca
38XXX S.C.Tenerife
39XXX Cantabria
40XXX Segovia
41XXX Sevilla
42XXX Soria
43XXX Tarragona
44XXX Teruel
45XXX Toledo
46XXX Valencia
47XXX Valladolid
48XXX Bizkaia/Vizcaya
49XXX Zamora
50XXX Zaragoza
51XXX Ceuta
52XXX Melilla

Ordenados por Provincia

A Coruña 15XXX
Alava 01XXX
Albacete 02XXX
Alicante 03XXX
Almería 04XXX
Araba 01XXX
Asturias 33XXX
Avila 05XXX
Badajoz 06XXX
Baleares 07XXX
Barcelona 08XXX
Bizkaia 48XXX
Burgos 09XXX
Cáceres 10XXX
Cádiz 11XXX
Cantabria 39XXX
Castellón 12XXX
Ceuta 51XXX
Ciudad Real 13XXX
Córdoba 14XXX
Coruña 15XXX
Cuenca 16XXX
Gerona 17XXX
Gipuzkoa 20XXX
Girona 17XXX
Granada 18XXX
Guadalajara 19XXX
Guipuzcoa 20XXX
Huelva 21XXX
Huesca 22XXX
Illes Balears 07XXX
Islas Baleares 07XXX
Jaen 23XXX
La Coruña 15XXX
La Rioja 26XXX
Las Palmas 35XXX
León 24XXX
Lérida 25XXX
Lleida 25XXX
Lugo 27XXX
Madrid 28XXX
Málaga 29XXX
Melilla 52XXX
Murcia 30XXX
Navarra 31XXX
Orense 32XXX
Ourense 32XXX
Palencia 34XXX
Palmas LasXXX 35XXX
Pontevedra 36XXX
Rioja LaXXX 26XXX
S.C.Tenerife 38XXX
Salamanca 37XXX
Segovia 40XXX
Sevilla 41XXX
Soria 42XXX
Tarragona 43XXX
Teruel 44XXX
Toledo 45XXX
Valencia 46XXX
Valladolid 47XXX
Vizcaya 48XXX
Zamora 49XXX
Zaragoza 50XXX

Sep01

Clasificación de meteoritos completa (2 de 2). Historia de la clasificación, recursos, etc


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 primera parte de este artículo está aquí:
Clasificación de meteoritos (1 de 2). Tipos, composición, ejemplos, etc.

Las formas o criterios para establecer unaclasificación de meteoritoshan ido variado desde el siglo XIX en base a los nuevos conocimientos. Ninguna clasificación de meteoritos es más correcta o más válida que otra. Desde hace un par de años he tenido problemas para clasificar correctamente mi colección personal de meteoritos y después de encontrar más de 12 clasificaciones diferentes por Internet, el Dr. Cesar Menor Salvan desde la web foro-minerales.comme aclaró entre otras cosas, que las clasificaciones son prácticamente las mismas, pero con diferentes niveles de refinamiento o detalle.[1]

ÍNDICE

  1. Evolución de la clasificación
  2. Clasificación antigua (o clásica)
  3. Recursos para realizar la clasificación
  4. Referencias
  5. Enlaces externos

1. Evolución de la clasificación

Aristóteles, Séneca y Plinio fueron los primeros «investigadores» sobre el tema de los meteoritos, Aristóteles dedujo que debían ser objetos que volaban a alta velocidad por la atmósfera, aunque en aquella época se creía que los dioses se tiraban objetos los unos contra los otros y Aristóteles pensó que los meteoritos eran de origen terrestre. Durante los siguientes siglos, en el mundo occidental vino la oscuridad científica de la época cristiana y más bien se lo tomaron como señales divinas sin preguntarse nada más.

Ernst Chladni fue el primer científico que demostró que los meteoritos son extraterrestres.

Ernst Chladni fue el primer científico que demostró que los meteoritos son extraterrestres.

En 1794, un físico alemán llamado Ernst Florens Friedrich Chladni fue el primer científico que presentó un informe con avistamientos en varios países y pruebas irrefutables que los meteoritos no eran del planeta Tierra. Aún así, los científicos de la época rechazaron la existencia de los meteoritos y siguieron pensando como Aristóteles que eran de origen terrestre.

Entonces en el siglo XIX ocurrieron dos cosas: por un lado, la Academia de Ciencias francesa declaró que los meteoritos eran una mera fantasía y por tanto no existían. Georges Cuvier (naturista francés) se sumó a la declaración diciendo que:  «las piedras no pueden caer del Cielo, porque en el Cielo no hay piedras»

Por otro lado, en  la tarde del 26 de Abril de 1.803, cerca de la ciudad L’Aigle (Norte de Normandia, Francia) cayó un meteorito que se partió en más de 3.000 fragmentos y el fenómeno fue muy espectacular. Al enterarse de este evento la Academia Francesa de Ciencias envió al joven científico Jean-Baptiste Biot para investigar. Después de un minucioso trabajo en el campo se informó de dos tipos de pruebas que apuntaban a un origen extraterrestre de las piedras. Habían muchas piedras idénticas en diferentes lugares y además la caída la habían visto numerosas personas.

A partir del debate que se originó, con los años fue ganando la idea de las «piedras extraterrestres» y se empezaron a realizar estudios sobre sus características diferenciadas de las rocas terrestres como su composición química, minerales nuevos y otras peculiaridades.

Desde entonces la «clasificación clásica» de meteoritos consistió básicamente en tres apartados: pétreos, metálicos y metálicorrocosos. En un principio se pensaba que los meteoritos provenían del mismo cuerpo: rocas (la superficie), metálico (el núcleo del supuesto cuerpo) y mixto (entre la superficie y el núcleo). Pero alrededor de 1970, se pudieron estudiar los meteoritos con mejores microscopios y realizar análisis químicos más profundos a nivel de isótopos. Esto provocó que la «clasificación clásica» que había sido utilizada durante décadas comenzara a no ser válida, ya que como dice el Dr. Jordi Llorca Piqué en uno de sus libros, muchosmeteoritos aparentemente iguales, no eran de la misma época ni del mismo cuerpo de origen.[2]

El Dr. Llorca en otro de sus libros hace un símil muy bueno: dice que es como tener tres huevos, uno fresco, otro a los tres minutos y el otro duro. La relación entre los tres es que inicialmente todos eran frescos, pero con la temperatura y el tiempo se convirtieron en «huevo de tres minutos» y en huevo duro. Una vez alcanzado uno de estos dos últimos estados, no es posible volver al estado inicial del huevo fresco, ya que el proceso es irreversible. Con los meteoritos sucede algo parecido y entre otros aspectos, debido a esta transformación se tuvo que cambiar la clasificación por la moderna para especificar tanto el origen como el tiempo de «cocción».[2]

Representación de los distintos tipos petrológicos en las diferentes clases de condritas (McSween 1999)

Representación de los distintos tipos petrológicos en las diferentes clases de condritas (McSween 1999)

Poco antes de 1980 se observó que las condritas no afectadas por metamorfismo (por agua o por temperatura), eran las únicas que preservan información sobre su acreción, es decir, que desde su formación hace 4.555 millones de años no han sufrido cambios.[3]Utilizando el símil anterior, las condritas (de clase 3) serían los huevos frescos sin metamorfosear.[2]

Así que se acordó hacer una escala de «alteración» entre 1 y 6: donde 3 significa «no alterado», los números 2 y 1 se asignan a condritas con alteración acuosa (2 es poco y 1 es muy alterada) y los números 4, 5 y 6 se asignan a las condritas metamorfoseadas térmicamente (4 es poco alteradas y 6 es muy alteradas).[3]En la tabla superior se puede ver la clasificación que hizo el geólogo Harry Y. McSween en  1999.

La clasificación de meteoritos moderna tiene en cuenta los criterios mineralógicos y texturales para crear una serie de grupos de meteoritos. Criterios como distribución de minerales, tamaño de grano, abundancia de elementos como níquel, hierro, calcio o magnesio, son aspectos que se contemplan en la clasificación. En ultima instancia, el cuerpo de origen del meteorito (asteroide, planeta Marte, la Luna…) también se contempla en la clasificación. Así pues, tal como me dijo el Dr. Cesar Menor Salvan,al ir aumentando el conocimiento va refinándose la clasificación.[1]

Clasificación de meteoritos según Bischoff (2001).

Clasificación de meteoritos según Bischoff (2001).

Desde hace unas décadas hay unas redes fotográficas en diferentes países y gracias a ellas se ha podido fotografiar caídas de meteoritos como la de Pribram (Praga, 1950) o en Lost City (Oklahoma, 1970), que han permitido calcular matemáticamente las trayectorias que llevaban y su punto de origen. Por eso hoy en día se sabe con certeza que la inmensa mayoría de los meteoritos provienen delcinturón de asteroides, concretamente de los asteroides «289 Nenetta», «3819 Robinson», «3103 Eger» y sobre todo del asteroide «Vesta». Este último recibió hace unos 1.000 años un brutal impacto de otro objeto, que además de perder parte de su masa dejo profundas cicatrices. En el 1996 el telescopio espacial Hubble, localizó en Vesta un cráter de 430 km!!
litos-net-venta-de-meteoritos

2. Clasificación antigua (o clásica)

La clasificación más conocida  y simple que seha utilizado hasta hace bien poco (y que en algunos ambientes se sigue utilizando) es la siguiente:


3.- Recursos para realizar la clasificación

Las siguientes tablas pueden orientar a la hora de clasificar un ejemplar de meteorito, a partir de sus características como la composición química, características físicas como el diámetro de los cóndrulos o su densidad.

En esta foto podemos ver los cóndrulos, esa especie de circulitos irregulares.

En esta foto podemos ver los cóndrulos, esa especie de circulitos irregulares.

La foto anterior es de la web italiana:helldragon.eu

Abundancias y tamaños de los distintos tipos de cóndrulos en diversos tipos de condritas...

Abundancias y tamaños de los distintos tipos de cóndrulos en diversos tipos de condritas…

El aspecto físico interno del meteorito y su composición también puede orientarnos en su clasificación: (Tabla de M.J.Muñoz-Espadas)

Algunos parámetros taxonómicos para la clasificación de las condritas (Wasson y Kallemeyn, 1988).

Algunos parámetros taxonómicos para la clasificación de las condritas (Wasson y Kallemeyn, 1988).

  • Datos procedentes de Grossman (1988), y referencias en él citadas. Los tamaños difieren entre los tres grupos de condritas ordinarias. Las medias de cada grupo, en mm, son H: 0,3, L: 0,3-0,8, LL: 0,9 mm.
  • Tipos de cóndrulos según su textura: P: porfídicos; PO: porfídico de olivino; PP: porfídico de piroxeno; POP: porfídico de olivino y piroxeno; RP: radial de piroxeno; C: criptocristalino; GOP: granular de olivino y piroxeno; BO: barrado de olivino.
  • Tipos de cóndrulos según la composición de sus olivinos u ortopiroxenos: I si Mg/Mg+Fe2+molar >90; II si es <90.

Las distintas densidades de los meteoritos de cada grupo se pueden observar en la siguiente tabla:

TipoDensidad g/cm3
Condritas ordinariasLL3.21 (± 0.22)
L3.35 (± 0.16)
H3.40 (± 0.18)
Condritas enstatitasEL3.55 (± 0.1)
EH3.72 (± 0.02)
Condritas carbonaceasCI2.11
CM2.12 (± 0.26)
CR3.1
CO2.95 (± 0.11)
CV2.95 (± 0.26)
CK3.47 (± 0.02)*
AcondritasAubritas3.12 (± 0.15)
Diogenitas3.26 (± 0.17)
Eucritas2.86 (± 0.07)
Howarditas3.02 (± 0.19)
Ureilitas3.05 (± 0.22)
Shergottitas3.10 (± 0.04)
Chassignitas3.32*
Nakhlitas3.15 (± 0.07)
MetaloférricosMesosideritos4.25 (± 0.02)
Pallasitos4.76 (± 0.10)
Metálicos(hierro/níquel)7 – 8

Las densidades de los meteoritos se puede calcular con dos métodos:
El primero es utilizando el método de Arquímedespero sólo funciona con ejemplares de meteoritos un poco grandes ya que con objetos pequeños se acumulan muchos pequeños errores que al final puede dar un resultado erroneo. Simplemente es llenar un vaso hasta el borde, poner el meteorito dentro y pesar el agua que se ha salido del vaso. Luego hay que aplicar la fórmula:

Densidad del meteorito =
=Peso del meteorito / Peso del agua desplazada

El segundo método para calcular la densidad del meteorito, es más preciso y se puede hacer con ejemplares más pequeños de meteoritos, pero es un poco más complicado de realizar.

P_aire – P_agua = Volumen

P_aire =peso del meteorito (fuera del agua)
P_agua =peso del meteorito (en el agua)

Una vez ya tenemos el volumen,obtendremos la densidad en gramos por centímetro cubico con la fórmula:

densidad (g/cm³)=Masa/Volumen


4.- Referencias

  1. ↑abPequeña guía sobre los meteoritos y cómo desechar los falsosdel Dr. Cesar Menor Salvan, Centro de Astrobiología Madrid (CSIC–INTA)
  2. ↑abcMeteoritos y cráteres(2004) del Dr. Jordi Llorca PiquéISBN 84-9743-124-3
  3. ↑bcTesis 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

5.- Enlaces externos

 

litos-net-venta-de-meteoritos

Esta es la segunda parte del artículo, la primera parte está aquí:
Clasificación de meteoritos (1 de 2). Tipos, composición, ejemplos, etc.

Sep01

Clasificación de meteoritos completa (1 de 2). Tipos, composición, ejemplos, etc

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.

litos-net-venta-de-meteoritos

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 GigaPascalesy es la siguiente:

Intensidad o
Nivel de choque		Características ópticasCaracterísticas 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 GPsOscurecimiento 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 GPsA 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 climatológicao 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):

MeteorizaciónCaracterísticas
W0No 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.
W1Alrededor de los granos de metal y la troilita se ven rastros pequeños de óxido. Venas poco oxidadas.
W2Moderada oxidación del metal (20-60%)
W3Fuerte oxidación del níquel-hierro y la troilita; el 60-95% del metal ha sido reemplazado.
W4Completa oxidación del metal y la troilita, los silicatos aún no han sido alterados.
W5Empieza la alteración los silicatos máficos (hierro y magnesio).
W6Los 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 (BencubbinAustralia, 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 principalmentemineral 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 97158En 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 delLago 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 tienencóndrulos. 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 HEDo 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]Contienenestructuras 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
          • IABo IAB complex: Dentro de este grupo hay representadas ataxitas y hexaedritas, pero predominan las octaedritas gruesas y medias. Presentan silicatos similares a los de lasacondritas 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 (pocoAu, pocoNi). 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)
    • Metalorocososo 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). Contienenestructuras 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 alemánPeter Simon Pallas, que descubrió en 1772 el primer ejemplar de este tipo de meteorito en Siberia, cerca deKrasnojarsk(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 presentaestructuras de Widmanstätten. La composición del metal es similar a la de los meteoritos metálicos ricos en Ni del grupo IIIAB.

        • 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 lasestructuras de Widmanstättenno 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. ↑cdefgPequeña guía sobre los meteoritos y cómo desechar los falsosdel Dr. Cesar Menor Salvan, Centro de Astrobiología Madrid (CSIC–INTA)
  2. ↑defghijklmnTesis 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. ↑aMeteorite TimesNorthern Arizona University
  6. ↑abMeteorite TimesDepartment 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. ↑abcdeTrabajo sobre meteoritos
  11. ↑abcdefghijklm«Introducción a las ciencias de la tierra» por I. G. Gass,Peter J. Smith,R. C. L. WilsonISBN 84-291-4613-X
  12. ↑abcdefLos meteoritosCarlos Bertó.
  13. ↑abcdUniversidad complutense Madrid
  14. ↑abThe 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. ↑abcdefghijklmnñThe 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