Tipos de Meteoritos
La cuestión central de la evolución mineral es cómo se procesaron y reelaboraron la docena de minerales originales para comenzar a producir los miles de minerales que se encuentran en la Tierra hoy en día. La respuesta radica en procesos que seleccionaron y concentraron diferentes elementos químicos y situaron esos elementos en diferentes regímenes de temperatura y presión. En esta entrada, darás un paso significativo en ese camino de evolución mineral: La segunda etapa de la evolución mineral, como se revela en los meteoritos increíblemente diversos conocidos como acondritas. Es en la transición de las condritas a las acondritas que la diversidad mineral comienza a despegar.
Meteoritos acondritas
Las condrulas y otros materiales, agrupados por la gravedad, formaron los meteoritos de condrita, y las condritas a su vez formaron cuerpos cada vez más grandes llamados planetesimales. A medida que los planetesimales crecieron a cientos de kilómetros de diámetro, los minerales de condrita primarios fueron sometidos a ciclos repetidos de alteración por agua, calentamiento, fusión e impactos con otros cuerpos, procesos que eventualmente condujeron a la segunda clase de meteoritos, las acondritas. Estos objetos variados contienen más de 250 minerales diferentes, que representan el punto de partida para cualquier planeta o satélite en nuestro sistema solar.
Los orígenes de toda la riqueza química de la Tierra estaban encerrados en esos meteoritos, pero la mayoría de los elementos estaban imposiblemente diluidos, unos pocos átomos por billón, o menos. Salvo algunos mecanismos de concentración notablemente eficientes, las posibilidades de que la mayoría de los elementos químicos se agrupen para formar minerales separados y distintos son muy pequeñas. La historia de la evolución mineral, por lo tanto, es una narración de 4.500 millones de años de etapas sucesivas de selección y concentración de elementos a través de diversos procesos físicos, químicos y biológicos. Esa historia comienza con las acondritas.
Los planetas se forman al agruparse la materia en objetos cada vez más grandes, un fenómeno llamado acreción. La acumulación en la nebulosa solar tuvo lugar mediante dos procesos físicos muy diferentes.
Al principio, la aglomeración surgió de las propiedades superficiales de las partículas pequeñas, el tipo de atracción electrostática que causa conejitos de polvo. Este tipo de acumulación, llamada coagulación, domina los objetos nebulares de hasta varios centímetros de diámetro. Las condrulas y los CAI, por lo tanto, se mezclan con granos de polvo más pequeños en los primeros coagulados en masas que deben haber sido algo esponjosas, poco consolidadas y de forma irregular.
La atracción electrostática es ineficaz para objetos de más de un metro o menos, por lo que otro mecanismo de acreción tuvo que hacerse cargo. Los astrónomos suponen que la gravedad es la culpable, pero los modelos sugieren que la gravedad no se hace cargo en gran medida hasta que los objetos tengan aproximadamente un kilómetro de diámetro.
Una hipótesis de cómo funciona la acumulación para esas masas del tamaño de un metro es que la turbulencia conduce a concentraciones locales de coagulados y colapso gravitacional, que no es muy diferente de la forma en que todo el sistema solar fue provocado por una inestabilidad gravitacional en una nube molecular gigante. Todavía queda trabajo por hacer para comprender cómo muchos objetos del tamaño de una pelota de baloncesto se convirtieron en objetos del tamaño de una ciudad pequeña.
Una vez que los objetos de un kilómetro se han acrecentado, la historia se vuelve mucho más clara. En algún momento a principios del sistema solar, quizás en el transcurso de sus primeros millones de años, se habían formado miles de millones de estos planetesimales a escala kilométrica. Con una gran población de cuerpos grandes, la gravedad podría hacerse cargo de lo que se conoce como acreción desbocada. Más y más grandes crecieron los planetesimales, hasta quizás 1.000 kilómetros de diámetro. En 100,000 años, la gravedad había agrupado a la mayoría de esos planetesimales más pequeños en protoplanetas, que son objetos lo suficientemente grandes como para que la gravedad los lleve a una forma esférica.
A medida que millones de planetesimales se fusionaron a través de este proceso caótico de acreción, experimentaron nuevas formas de diversificarse. A medida que crecieron a 100 kilómetros o más de diámetro, dos fuentes de calor complementarias y más o menos comparables (La energía potencial gravitacional de muchos objetos pequeños que se estrellaban, más la energía nuclear de los elementos radiactivos en descomposición rápida que abundaban en los primeros años del sistema solar), minerales alterados térmicamente y finalmente derretidos en el interior de los planetesimales.
La siguiente fase crítica en la destilación del sistema solar se llama diferenciación, que es la separación de un protoplaneta en capas. Una vez que se fundió un planeta en miniatura, la densidad se convirtió en un poderoso impulsor de la separación de elementos. El hierro denso y el metal de níquel se separaron de los silicatos de magnesio para formar, por primera vez, estructuras con capas concéntricas: Núcleos metálicos y mantos de silicato, así como una delgada corteza de material aún menos denso. Nuevos minerales seguidos invariablemente de esta selección y concentración de elementos.
El calor interno generalizado y el agua ubicua expandieron aún más el repertorio mineralógico dentro de estos protoplanetas en crecimiento. El calor condujo a las primeras rocas fundidas enriquecidas en silicio, mientras que las interacciones agua-roca produjeron los primeros minerales arcillosos. La diversidad mineralógica también se mejoró a través de colisiones hipersónicas catastróficas entre planetesimales, que agregaron un conjunto de minerales claramente conmocionados y deformados que solo pueden formarse en las fracciones violentas de un segundo cuando los impactos causan que las temperaturas y las presiones se disparen. Todos estos nuevos minerales habrían permanecido inaccesibles, encerrados dentro de los planetesimales y protoplanetas en crecimiento, de no ser por esos impactos cada vez más violentos.
El escenario habitual era que los objetos más pequeños impactaban a los más grandes y simplemente se tragaban enteros en una especie de drama cósmico para enriquecerse y enriquecerse. A veces, sin embargo, cuando dos grandes cuerpos de masa similar se estrellaron con suficiente fuerza, los objetos se convirtieron en fragmentos, por lo que hay tanta diversidad de meteoritos no condríticos.
La mayoría de los variados meteoritos de acondrita que se encuentran hoy en la Tierra representan diferentes partes de estos planetas en miniatura destruidos: Núcleo, manto y corteza. Estudiar acondritas es, por lo tanto, algo parecido a una desordenada lección de anatomía de un cadáver que ha explotado. A los expertos en meteoritos les ha llevado mucho tiempo y paciencia, y un inventario creciente de piezas y piezas planetarias, pero estamos comenzando a obtener una imagen bastante clara del cuerpo original.
Los núcleos metálicos densos de planetesimales, que terminaron siendo la clase distintiva de meteoritos de metal de hierro, son los más fáciles de interpretar. Debido a que los hierros son tan duraderos y se ven muy diferentes de las rocas circundantes, alguna vez se pensó que eran el tipo más común que existe. Sin embargo, la muestra imparcial de meteoritos del hielo antártico revela que los hierros representan un modesto cinco por ciento de todo en la Tierra que aterriza desde el espacio. Los núcleos planetesimales deben haber sido correspondientemente pequeños en relación con sus mantos pedregosos.
Meteoritos Lunares y Marcianos
Los meteoritos lunares han sido recolectados por más de un siglo, pero no fueron reconocidos como tales hasta 1982, cuando el experto del Smithsonian Brian Mason recibió una extraña muestra recolectada en la región de Allan Hills de la Antártida el año anterior. El nombre del meteorito es Allan Hills 81005.
Este tipo de meteorito se había pasado por alto porque la mayoría de las rocas lunares se parecen mucho a otros tipos comunes de meteoritos: Basalto, brecha y similares. Los orígenes lunares deben confirmarse mediante comparaciones con las composiciones distintivas de las rocas lunares de la misión Apollo.
Los meteoritos lunares no solo son raros, sino que también suelen ser pequeños. A diferencia de los hierros que pueden llegar a pesar muchas toneladas, los aproximadamente 150 meteoritos lunares confirmados pesan colectivamente alrededor de 100 libras. Estas rocas llegan a la Tierra después de los impactos de asteroides en la Luna.
Las rocas lunares no permanecen en el espacio por mucho tiempo; Las mediciones de las edades de meteorización espacial sugieren que la mayoría de los meteoritos lunares fueron lanzados al espacio hace menos de 100.000 años. Hasta ahora, estas rocas de la Luna no han cambiado drásticamente la vista de la Luna proporcionada por las misiones Apolo.
Quizás los meteoritos más preciosos de todos son los meteoritos marcianos. Estos objetos raros, que representan solo 1 de cada 500 meteoritos, son nuestras únicas muestras conocidas de otro planeta.
Los expertos habían reconocido durante mucho tiempo que algunas caídas eran diferentes de la mayoría de los otros meteoritos, pero la identificación de los orígenes marcianos tuvo que esperar datos de la misión de aterrizaje vikingo en la década de 1970, que primero determinó la composición química e isotópica distintiva de la atmósfera de Marte. En 1983, los científicos analizaron pequeñas burbujas de gas encerradas en minerales y encontraron una firma química e isotópica similar.
Casi todos los meteoritos marcianos se dividen en tres grupos: Shergotitas, nakhlitas y chassignitas. De hecho, los meteoritos marcianos se denominan colectivamente tipos «SNC». Los shergotitas son, con mucho, los más abundantes, más del 80 por ciento de todos los meteoritos marcianos, y son rocas ígneas típicas de los planetas terrestres. Mucho más raros son los nakhlitas, con alrededor de una docena de ejemplos. Solo se han confirmado dos chassignitas. Estos dos últimos grupos también son rocas ígneas con mineralogías diferentes.
El Allan Hills 84001, el primer hallazgo de la temporada 1984 en la región de Allan Hills de la Antártida, es único, a diferencia de cualquiera de los SNC. También es único porque contiene una variedad de microestructuras y pequeñas cantidades de carbono que algunos científicos han interpretado como signos de vida en Marte. La gran mayoría de los científicos no ha aceptado esta noción, y la historia de Allan Hills 84001 se ha desvanecido. Sin embargo, el meteorito Allan Hills 84001 sigue siendo la mejor muestra desde el principio, cuando el agua pudo haber estado presente en la superficie de Marte.
Sorprendentemente, los meteoritos más reveladores para la historia de la Tierra eventualmente pueden provenir de la Tierra misma. Nunca hemos encontrado una pieza de roca convincente de la historia más temprana de la Tierra, cuando el planeta apenas comenzaba a formarse, pero esas rocas deben existir. La mayoría de los meteoritos de la Tierra habrían caído nuevamente a la superficie, y hace tiempo que desaparecieron. Pero algunos fragmentos tempranos de la Tierra deben haber aterrizado en la Luna cercana, donde la meteorización no es un problema tan grande.
Referencias
Roberth M. Hazen
2010 Mineralogical Evolution of Meteorites
Timothy J. McCoy
Systematics and Evolution of Meteorite Classification
Weisberg, McCoy, and Krot
Non-Chondritic Meteorites from Asteroidal Bodies
Mittlefehldt, McCoy, Goodrich, and Kracher