geoquimica - Alejandro Lalo

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GEOQUÍMICA 
Nace de una relación entre la química y la geología. Hubo tres períodos durante los cuales se formó esta ciencia. 
 
 Período preparatorio: Se establecen relaciones fundamentales entre los compuestos químicos y los materiales 
geológicos. Explicar con la química los eventos naturales. 
• Período clásico: comienza a establecerse más firmemente la relación mencionada anteriormente porque por un 
lado comienza la clasificación sistemática de los materiales de la tierra y por otro porque comienzan a entenderse 
un poco mejor aquellos materiales que son extraterrestres y también a clasificarlos y a verlos como un aporte 
definido al entendimiento de la tierra. 
• Período moderno: estudio y comprobación de leyes geoquímicas y sus regularidades. 
Autores clásicos: 
 Berzelius (1779-1848): Química mineral como química inorgánica ortodoxa 
 Schönbein (1799-1868). 1838- destaca la importancia de estudiar las formaciones geológicas, sus propiedades 
físicas, químicas y su edad 
 Bischof (1792-1870): 1847-54 publica su tratado sobre geología química 
 Roth (1818-1892): 1879-93 publica un tratado parecido 
 Brauns (1861-1937) 1896 publica el libro Mineralogía Química con aportes importantes a la geoquímica 
F.W.Clarke (1847-1931). 1924. The Data of Geochemistry: Cualquier roca puede ser considerada como un sistema químico 
donde los cambios inducidos causan disturbios del equilibrio que desemboca en la formación de un nuevo sistema estable 
bajo las nuevas condiciones. Los alcances de la geoquímica consisten en determinar los posibles cambios, como y cuando 
ocurren, los fenómenos que los acompañan y el resultado final. 
Escuela Rusa • Vernadsky(1863-1945).1924.La Géochimie: La geoquímica investiga los elementos químicos, su historia, 
distribución y migración en espacio y tiempo. Fersman(1883-1945). – 1934-1939. Geochemistry (4 vol.). La geoquímica 
estudia la historia de los elementos químicos, su comportamiento en la corteza terrestre bajo diferentes condiciones 
termodinámicas y fisicoquímicas. Vernadsky y Fersman eran ambos de la escuela rusa, en ese entonces de mucho poder 
dado que la geoquímica tenía mucho apoyo del pueblo en busca de desarrollo. Estos dos autores le daban más importancia 
a los elementos químicos que a la roca en sí. 
Goldschmidt(1888-1947) • Geochemistry-1923-37; 1933-1935. Fue también ruso. Es considerado hoy en día el padre de 
la geoquímica moderna. Es el que finalmente establece los conceptos básicos de la geoquímica moderna. Para él los 
objetivos de esta ciencia son: 
• Determinación de la abundancia de los elementos y átomos en la Tierra. 
• Exploración de la distribución de los elementos en las esferas geoquímicas de la Tierra. 
• Descubrimiento de las leyes que gobiernan la abundancia y distribución de los elementos. 
Para los autores contemporáneos en geoquímica usamos las herramientas de la química para resolver los problemas 
geológicos, o sea usamos la química para entender la Tierra y como trabaja. 
En cada una de las ramas de las Ciencias de la Tierra se ha avanzado a través de la geoquímica. El acercamiento cuantitativo 
a nuestro planeta. Contribuciones de la Geoquímica. La Tierra está dividida en esferas geoquímicas y cada una de esas 
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esferas nos aporta información. Las herramientas geoquímicas y la información que esta aporta como ciencia se utilizan 
en innumerables campos: 
Conocimiento del Sistema Solar: 
• Geoquímica de los meteoritos 
• Escala de Tiempo Geológico 
• Temperaturas y Profundidades de las Cámaras Magmáticas 
• Heterogeneidades en el Manto y cómo se mueve convectivamente 
• Cuál es la Composición de los Sedimentos Subductados 
• A qué Temperaturas y Presiones se formaron las Rocas Metamórficas 
• Cómo y cuándo se formó la Corteza Terrestre 
• A qué velocidad se erosiona 
• Como se formó y cómo evolucionó la atmosfera 
• Conocer las primeras evidencias de la vida 
• Es la principal herramienta en los temas ambientales y en los recursos no renovables 
Toda ciencia se basa en bases de datos (información) para poder establecer teorías, pero estas son solo hipótesis que 
nos dan modelos y estos pueden ser descartados, la base de datos no. La base de datos sustenta a la teoría. 
La tabla periódica 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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ELEMENTOS 
Los elementos alcalinos y alcalino-térreos 
Alcalinos: Li, K, Rb y Cs 
• Alcalino-térreos: Be, Sr y Ba 
• Electronegatividades bajas y valencias de 1 y 2 
• Tienden a forman enlaces iónicos 
• Su comportamiento está gobernado por la relación carga y radio iónico (P I): 
– Bajo potencial iónico 
– Son altamente solubles en agua 
– Se movilizan durante la alteración y el metamorfismo 
– Su radio iónico grande no les permite entrar con facilidad en las estructuras cristalinas 
• Tienden a concentrarse en la corteza y están empobrecidos en el manto. 
Las Tierras Raras y el Y 
 Tierras raras: Lantánidos y Actínidos 
• En geoquímica REE: La, Ce, Pr, Nd, Sm, Eu, Gd, Tb, Dy, Ho, Er, Tm, Yb, Lu. 
• Actínidos: U y Th 
• El Y se comporta de manera similar a las tierras raras medias-pesadas 
• REEs tienen bajas electronegatividades: enlaces iónicos (como los álcalis) 
• Su carga iónica es alta (+3), aunque Ce puede ser+4 (en condiciones oxidantes) y Eu +2 (en condiciones 
reductoras). Al cambiar su carga, se separan del resto de las tierras raras. 
• Debido a su alto potencial iónico (carga/radio) las REE, el Th y el U+4 : 
– Tienden a ser insolubles en fluidos acuosos 
– No se movilizan durante el metamorfismo y/o la alteración 
• El Th tiene +4 y el U puede tener +4 o +6 (en condiciones oxidantes) 
– El U+6 forma el ión uranilo (UO2-2) que es soluble en fluidos acuosos en condiciones oxidantes 
Comportamiento de las Tierras Raras 
REE tienen configuración electrónica es similar 
• Radio iónico decrece de manera sistemática 
• Radio iónico define su comportamiento en los materiales 
geológicos 
• HREE sustituyen al Al en la estructura cristalina del granate 
• Eu+2 sustituye al Ca en la plagioclasa 
• Comportamiento importante en PETROLOGÍA 
Los datos deben ser reproducidos por lo que la metodología para construir teorías y poder predecir es: 
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 Muestreo: Selección y preparación 
• Métodos analíticos 
• Precisión 
• Confiabilidad 
• Límite de detección 
• Instrumental 
 Procesamiento 
Cómo se obtienen los datos de los materiales que vamos a analizar: 
Dividimos a los elementos según la proporción que esos elementos representen en el material que voy a estudiar. Por ej.: 
si estudio una roca ígnea, los elementos mayores voy a expresarlos como óxidos, los menores puedo expresarlos como 
óxidos o como traza y hay elementos traza que se expresan en partes por millón. Ahora si yo estudio rocas de la luna, la 
proporción de algunos elementos me va a cambiar, y elementos como el Titanio que en las rocas terrestres aparece como 
menor, en la Luna es mayor. O por ejemplo esto también puede pasar con elementos como el Bario, en una roca ígnea lo 
estudio como traza, pero si estudio un yacimiento de Baritina el Bario aparece como óxido de Bario porque es muy 
abundante. Por lo tanto siempre depende cual es el material que yo analice para saber cómo va a ser la información que 
me devuelve el laboratorio. 
El dato que me entregue el laboratorio tiene que tener todas las especificaciones que a mí me permitan validar ese dato, 
es decir que el dato es bueno y que puedo confiar en él. Si en un laboratorio me da 10% y en otro 5% algún valor, ya no 
es confiable. 
Es importante prestar atención, principalmente en las rocas ígneas, a un dato que se conoce como LOI (pérdida por 
ignición), es decir que yo tengo los valores de los óxidos y el valor del agua + (es la cantidad de oxidrilos que tengo en los 
minerales hidratados, solo la puedo obtener cuando levanto la temperatura a más de 1000º) y el valor del agua - 
(generalmente relacionada con la alteración del mineral,por ende si ese valor es muy alto estoy trabajando con material 
alterado). La suma de estos dos valores del agua es el LOI. 
La cantidad de óxidos mayores me tiene que cerrar alrededor de 100% (99%,98%, no menos). Pero si tengo por ej.: 10% 
de LOI tengo mucha agua metida en la suma de los elementos mayoritarios, y si saco ese valor la suma me baja a 90%, ese 
cierre es malo, quiere decir que la roca está alterada o es una roca que tiene mucho vidrio hidratado. Tengo que tener 
cuidado con los trabajos que realice y tener en cuenta que el valor es malo. 
NUCLEIDOS 
Un átomo está compuesto por un núcleo y una nube de electrones. Ese núcleo 
posee partículas (protones y neutrones), tiene toda la carga positiva y la mayor 
parte de la masa concentrada en él. El núcleo determina las propiedades físicas de 
un elemento y la nube electrónica determina las propiedades químicas. Un 
nucleído es cada especie química que está definida por las características de su 
núcleo. 
El núcleo tiene una cantidad definida de protones, denominada Z (número 
atómico), define su ordenamiento en la tabla periódica y determina qué elemento 
es. Junto con la cantidad de protones en el núcleo voy a tener una cantidad de neutrones que son las partículas que 
estabilizan el núcleo por la repulsión de las cargas positivas. El número másico (A) es la suma de protones y neutrones. La 
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masa está concentrada en el núcleo. En función de los nucleones defino el comportamiento y la clasificación del nucleído. 
Al informar el número atómico sé de qué elemento estoy hablando, necesito aclarar el número másico porque el número 
de neutrones puede variar pudiendo subclasificar a los nucleídos en: 
Tipos de nucleídos 
 
 
 
 
ISOTOPOS: Los isótopos tienen igual número de protones pero distinto número de neutrones (por ende diferente masa), 
por lo que pertenecen a un mismo elemento. 
 
12 C (N=6), 
13 C (N=7), 
14 C (N=8) 
– Estables Naturales (Z<82): se forman y no decaen ni se modifican. Permanecen iguales durante toda su vida. 
– Inestables Naturales se transforman por desintegración radiactiva es decir que de un isótopo paso a otro por algún 
decaimiento radioactivo. Tc y Pm se consideran naturales. 
– Inestables Artificiales detectados en reactores y aceleradores nucleares 
El hidrógeno tiene 3 isótopos, que poseen nombre: 
• 1H: protio (solo un protón). 
• 2H: deuterio (un protón y un neutrón). 
• 3H: tritio (un protón y dos neutrones). 
 
Todos los isótopos de un mismo elemento tienen propiedades químicas similares (igual número y distribución de 
electrones) y las uniones también son las mismas. Lo que tienen son leves aunque medibles diferencias de masa, debido 
a la diferente cantidad de neutrones para una misma cantidades de protones, eso se conoce como fraccionamiento 
isotópico (Z<20). Como tienen diferencias de masa, pueden tener diferencias químicas dadas por la preferencia en ciertos 
compuestos. Estas diferencias son más “visibles” en aquellos elementos de bajo número atómico (Z<20), se nota más. 
Además, aquellos que tienen menor A se incorporarán más fácilmente a determinados compuestos. Hasta Z=20 porque 
la diferencia entre un neutrón es importante, cuando paso un z 20, la mucha masa no hace la diferencia en el peso de uno 
o dos neutrones. Los distintos isótopos de un elemento aparecen más o menos en la misma proporción en la naturaleza, 
por lo tanto la masa atómica de un elemento será el promedio ponderado de las masas atómicas de sus diferentes isótopos: 
 
 
 
 
 
 
Ej.: El peso atómico del elemento Sr es= 
1/100 
(83.9134*0.5600+85.9092*9.8599+86.
9088*7.0200+87.9056*85.5601)=87.61
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ISOBAROS igual número de nucleones, es decir mismo número másico (A) pero distinto número atómico (Z). 
• 40Ar (N= 22, Z= 18), 
• 40K (N= 21, Z= 19), 
• 40Ca (N= 20, Z= 20) 
Nucleídos con igual masa (A). Se forman por captura y radiación de electrones. 
ISOTONOS (= N) igual número de neutrones. 
• Ejemplo 
Si16(A= 30, Z= 14)→ 30 14Si 
P16 (A= 31, Z= 15) 
S16 (A= 32, Z= 16) 
ISOMEROS igual números de neutrones y de protones, con distinto estado energético. 
• Ejemplos: 19F; 19mF (isomérico, con un valor energético diferente) para los dos, Z=9, N=10 
• 196m2Au, 196m1Au y 196Au para los tres, Z = 79 y N = 117; pero el primero tiene mayor nivel de energía que el segundo, y 
este, a su vez, mayor nivel de energía que el tercero. 
El isómero que tiene la energía más débil representa el estado fundamental. Los otros existen en estados excitados o 
metaestables. 
ISODIAFEROS (= N-Z) igual número de neutrones en exceso. 
• Ejemplo 
– 238U (146-92= 54) 
– 234Th (144-90= 54) 
Nucleídos con el mismo exceso de neutrones respecto de los protones. N-Z equivale a A-2Z. 
Tabla de nucleídos 
Los colores son una característica 
importante de la tabla de nucleídos. 
Se observa en el centro, en negro, el 
valle de nucleídos formado por los 
nucleídos estables. A ambos lados, se 
encuentran los isótopos inestables. 
Hacia ese “valle”, tienden a ir todos 
los nucleídos. Por encima del valle 
tenemos nucleídos con exceso de 
protones, y por debajo nucleídos con 
exceso de neutrones. Excepto el valle 
de estabilidad, todo lo demás es 
inestable. 
Extracto de la tabla, representa los isótopos. Las casillas en blanco indican que ese isótopo no existe, 
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ESTABILIDAD NUCLEAR: 
 
Cuando Z es igual a N debería obtener una recta pero al plotearse obtengo otra relación, para el primer tramo si un protón 
equivale a un neutrón pero a partir de Z mayores a 20 la recta comienza a inclinarse hacia n>p. A mayor cantidad de 
protones, necesito compensar esa carga con mayor cantidad de cargas neutras para desestabilizarlo. Es decir que a medida 
que aumenta el Z, la repulsión en el núcleo es tan alta que cada vez necesito más neutrones. Para núcleos con Z mayor a 
80 hay un gap debido a que no existen núcleos estables. 
Observaciones 
– Todo núcleo con más de 84 protones es inestable. 
– Los núcleos de isótopos con 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126 (números mágicos, dan los nucleídos más estables) 
protones o neutrones, son generalmente más estables que sus vecinos en la Tabla. 
• 20882 Pb que tiene 82 protones y 126 neutrones es muy estable. 
– Los núcleos con número de protones par y de neutrones par son más estables que los asociados con 
impares. La cantidad par de neutrones va a modificar las abundancias. 
– La estabilidad de un núcleo puede correlacionarse con la cantidad de protones y neutrones según la 
relación neutrón /protón. Los núcleos inestables se transforman para ser estables por desintegración 
radioactiva. 
Los diferentes tipos de nucleídos se distinguen en esta tabla 
 
 
 
 
 
 
 
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TRANSFORMACIONES RADIOACTIVAS 
Transformación alfa, α Se da en nucleídos de A grande: A > 160. Se produce un desprendimiento de una partícula α (2 p y 
2 n) de un núcleo y éste se convierte en un núcleo con 4 unidades menos de número másico y 2 unidades menos de 
número atómico. 
 
Ejemplo: 
 
TRANSFORMACIONES ISOBÁRICAS (no varía A, pero hay transformaciones intranúcleo) 
Desintegración β: es un proceso mediante el cual un nucleído inestable emite una partícula β (un electrón o positrón) para 
compensar la relación de neutrones y protones del núcleo. 
Transformación β- 
 
 
Se emite un electrón, pero se genera una desestabilización de energía, se balancea con un antineutrino (carga, pero masa 
despreciable). Se gana un protón (un neutrón del padre se transforma en protón). Nucleído padre mismo A que nucleído 
hijo, pero éste con una unidad más de Z, por lo tanto se transforma en un elemento distinto. Puede darse más de un haz 
de partículas B- con valores energéticos distintos por lo que debo registrar para la reacción que estoy midiendo el valor 
energético obtenido. 
Se plantean diagramas de desintegración en los que se puede observar una o varias emisiones. 
En la tabla, la 
transformación 
se observaría 
como:9 
 
Debo tener nucleones con exceso de neutrones y pasan a elementos más estables. 
Transformación isobárica β+ 
El hijo tiene Z-1 respecto al padre mediante transformar un protón en un neutrón 
deshaciéndose de la carga positiva. Se emite un positrón (sin masa pero con carga 
positiva) y la compensación energética se da con un neutrino. Un protón se 
transforma en neutrón por desprendimiento de la carga positiva del protón, al 
emitirla como positrón (opuesto al electrón) para mantener el A constante. 
 
 
 
Transformación isobárica: captura electrónica orbital (ceo) 
Se parece mucho a la transformación de protón en neutrón, pero en este caso el 
modelo indica que hay elementos que en lugar de transformar el protón en un 
neutrón perdiendo la carga positiva lo transforman ganando un electrón de la órbita. 
Ese electrón neutraliza la carga positiva de alguno de los protones y queda un 
neutrón con emisión de neutrinos. 
El electrón que generalmente es capturado es el de la capa K de la nube de 
electrones. 
 
 
 
Resumen de decaimientos 
 
Desexcitación nuclear: Se da por emisión de radiación gamma; esta se produce cuando un nucleído que ha sufrido algún 
otro tipo de transformación (alfa o beta) queda en niveles energéticos altos, entonces pierde esa energía a través de una 
radiación gamma (electromagnética). 
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Esta radiación puede ser interpretada como emisión de fotones (E=λ υ) 
 
Fisión espontánea 
Se da normalmente en la naturaleza en los nucleídos de masa alta (A>230) y el hombre la produce en los reactores 
nucleares por bombardeo de neutrones. El nucleído se escinde en dos fragmentos o nucleídos hijo que quedan con alto 
nivel energético y que emiten dos o tres neutrones. Produciendo luego una serie de transformaciones β(-) con emisión 
gamma y finalizando en la formación de dos nucleídos estables. 
La tasa de fisión espontánea es la probabilidad por segundo que un átomo dado fisione espontáneamente sin ninguna 
intervención externa. 
Ejemplos: 235U, 238U, 232Th 
 
Decaimiento radioactivo: 
Los isótopos naturales tienen un tiempo de vida Se 
entiende como tiempo de vida media lo que demora 
una muestra radiactiva en tener la mitad de su 
radiación inicial. Los valores abarcan desde millones de 
años hasta varios segundos. 
 
Radiación: 
Partícula α: trayectorias rectas; interacciona con 
los electrones de los átomos sin desviarse (4 cm 
en gas, menos de 50µm en sólidos). Producen 
ionización del medio. 
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Partícula β (+/-): trayectorias no rectas; se desvían por 
interacción con electrones (=masa); producen ionización. Si 
una partícula β- al fin de su recorrido se une a un electrón sus 
masas se desintegran y se transforma en 2 rayos γ 
 
 
 
ABUNDANCIAS CÓSMICAS 
Los elementos químicos se forman en las estrellas, no hay generación de elementos químicos en la Tierra. 
¿Cuáles son las fuentes de información que tenemos para saber cuáles son las abundancias de los elementos en el 
Universo? 
• Sistema Tierra – Luna: es lo que tenemos más cerca, que elementos componen a este Sistema. 
• Material Extraterrestre (Meteoritos): son la fuente de cómo está compuesto nuestro sistema solar más allá de la 
Tierra. 
• Las Estrellas (el SOL): se calientan, excitan átomos, eso se registra y se sabe qué elementos se están excitando. 
• Medio Interestelar: cuando hay un foco cercano de calor podemos saber que elementos se están excitando. 
• Rayos Cósmicos: cada vez se están registrando con mayor éxito, y se sabe cuáles son las partículas que componen 
el cosmos. 
Se compilaron datos de abundancias y se observaron las leyes de Oddo y Harkins. 
LEY DE ODDO (1914) 
– Entre los nucleídos ligeros (hasta el Sc) aquellos cuya masa atómica (A) redondeada al número entero más próximo es 
múltiplo de 4 (por ejemplo 16O 20Ne 24Na 24Mg 28Si) son más abundantes que los vecinos. 
Esta ley la cumplen (con excepción del H y N) los 12 elementos más abundantes en todo el Universo: H, He, C. N, O, Ne, 
Mg, Si, S, Ar, Ca y Fe. 
•LEY DE HARKINS (1917) 
– Los elementos de Z par son siempre más abundantes que los elementos vecinos de Z impar. 
Esta ley se observa en los gráficos de tierras raras y de abundancias de elementos en la condrita. 
 
Esta “sierra” se observa 
para casi todos los 
elementos, aunque hay 
distintas excepciones 
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 H y He son los elementos más abundantes. (El He no forma la 
“sierra”) 
 La abundancia decrece de manera aproximadamente 
exponencial con el incremento del número atómico (Z) hasta Z = 
45. En general, a mayor Z menor abundancia. 
 Aquellos elementos que son adyacentes al He, por ejemplo Li, Be, 
B tienen abundancia relativa muy baja. Se observa marcado 
empobrecimiento. 
 Aparecen picos pronunciados en O y Fe, apartándose de la 
tendencia general. 
 Además, cuando se hace un estudio de las abundancias relativas 
de los isótopos individuales (Cameron, 1968) se ve que aquellos 
isótopos con números de masa múltiplos de cuatro tienen abundancias acrecentadas. 
ESTRELLAS 
Clasificación de las estrellas 
Las estrellas se pueden clasificar en primera instancia en función de su color y esto tiene que ver con su λ. También en 
función de su luminosidad que está directamente relacionada con la temperatura. 
 
La clasificación de color de la estrella según el diagrama Hertzsprung-
Rusell: 
 
Cuando se hacen estos diagramas de color o longitud de onda en 
función de la luminosidad o de la temperatura de la superficie de la 
estrella, se ve que hay una relación inversa muy bien definida entre los 
dos parámetros. Esa relación inversa donde se acomoda la mayoría de 
las estrellas se conoce como “secuencia principal”. Lo que surge de esta 
es que en el extremo superior tenemos a las estrellas más grandes, más 
luminosas (pierden más energía mucho más rápido que el resto), más 
calientes y de mayor masa. En el extremo inferior tenemos a las 
estrellas pequeñas, tenues, más frías y de menor masa. Hay una 
relación entre la masa y la temperatura. 
Las de mayor masa son las que van a estar menos tiempo en la 
secuencia principal, justamente porque pierden energía mucho más 
rápido que las de menos masa. Prácticamente todas las estrellas se 
encuentran en esta tendencia evolutiva. Todas las estrellas de la 
secuencia principal combustionan Hidrógeno (producen He en su 
núcleo). 
Pero hay dos excepciones a la secuencia principal: 
→Gigante roja: cuando el H del núcleo de una estrella se agota, la evolución de la estrella tiende a contraer ese núcleo 
para adquirir más densidad y poder pasar a la siguiente etapa de combustión, que es la combustión del Helio. Cuando el 
núcleo se contrae para adquirir más densidad para esa contracción se equilibra en la estrella aumentando su diámetro, 
expandiendo las capas exteriores. Todo esto es lo que le pasa a una estrella cuando sale de la secuencia principal para 
ubicarse en el rango de las gigantes rojas. Estas combustionan Helio. Por lo tanto tienen mayor luminosidad que una 
estrella de la misma temperatura en superficie en la secuencia principal (su equivalente). Durante la etapa de gigante roja 
va a haber mucho viento solar que va a disipar gran parte de la masa de la estrella. 
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→Enana blanca: cuando se acabe el Helio del núcleo de la gigante roja, el futuro dependerá de la masa. Si son pequeñas, 
las reacciones nucleares finalizaran porque no tienen masa suficiente para seguir avanzando evolutivamente, se contraen 
y a medida que lo hacen contraen sus interiores. Se va a acabar la masa de la estrella, porque es una estrella pequeña, es 
decir que, y este tipo de estrellas con poca masa lo que hacen es ir apagándose y convertirse en una enana blanca con 
poca luminosidad. Esto le pasa a estrellas de poca masa. 
 
Si una estrella tiene una masa importante, entonces la evolución de la misma puede continuar, y generalmente esa 
evolución hace que haya distintas etapas de contracción del núcleo con distintas evoluciones de combustión, hasta llegar 
a unnúcleo muy denso, de hierro y a partir de ahí una onda de choque hace que la estrella pueda terminar en una 
explosión supernova que disipa todos los elementos formados en esa estrella. Es una explosión catastrófica que envía al 
cosmos todo lo que esa estrella formó. El núcleo de esa estrella (supernova) puede contraerse hasta un punto en el que 
todos los protones y electrones de ese núcleo se condensan en neutrones y entonces ese núcleo se transforma en una 
estrella neutrónica, emite radiación en forma pulsante. 
Si esa contracción continua, se convierte en una singularidad, es decir un agujero negro, un lugar donde nada puede salir, 
la atracción de ese punto es irreversible, todo cae hacia ese agujero. 
En los gráficos la luminosidad se asocia a la temperatura y el color a cierta longitud de onda. Relación de la masa con la 
temperatura. Se ve en el gráfico que las estrellas más calientes duran 
menos tiempo en la secuencia principal (106 años) que las pequeñas. 
 
 
 
 
 
 
 
 
Distribución de las estrellas en la galaxia 
En una determinada galaxia hay variaciones entre los contenidos de elementos livianos y pesados en distintas partes de 
la galaxia, y entre las estrellas en sí. Es decir no todas las estrellas tienen la misma proporción de elementos. 
Cuando se estudian las galaxias y las estrellas que la componen lo que se ve es que se las puede separar en dos grupos: 
Las estrellas jóvenes se distribuyen en las zonas más cercanas a los núcleos y brazos de la galaxia. Las estrellas viejas se 
encuentran como glóbulos fuera de la galaxia (en sus partes más externas). 
 De la población 1, nuevas o de segunda generación (mayores contenidos de Fe) 
 De la población 2, viejos o de primera generación. Son más pobres en elementos pesados respecto a las estrellas 
más jóvenes. Tienen una relación Fe/H casi 100 veces menor a la del Sol. Parecen tener la misma relación He/H 
que las más jóvenes. 
 El 4He parece tener una abundancia constante (25+-2%) en cualquier parte del universo 
H e He son uniformes en todo punto, implicando su creación y establecimiento de la relación He/H en el Big Bang. Los 
elementos más pesados que el Li se crearon por procesos posteriores. 
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HIPOTESIS POLIGENICA (Burbidge, Burbidge, Fowler & Hoyle, 1957) 
PLANTEO COSMOLÓGICO o NUCLEOSÍNTESIS COSMOLÓGICA 
Es la mejor teoría de nucleosíntesis que más se ajusta hasta ahora y la que se usa actualmente (es la que explica la 
formación de elementos desde el Big Bang, explica las anomalías que aparecen en los datos, explica procesos, etc.). Asume 
que los elementos se formaron durante el Big Bang y también subsecuentemente a este. Ellos trabajaron sobre la 
abundancia de los elementos y la abundancia de los isótopos de los elementos en el cosmos. Experimentaron con 
reacciones nucleares y obtuvieron inferencias sobre posibles lugares de nucleosíntesis y las condiciones que dominan en 
ellos. 
La hipótesis poligénica popone cuatro fases de nucleosíntesis: 
– Nucleosíntesis Cosmológica o Primordial (BBN): ocurre al comienzo del Universo y es responsable del inventario 
cósmico de H y He (también algo de Li que por condiciones de alta temperatura no pudo perdurar). La combustión de H 
dando He no modifica la relación primordial. 
– Nucleosíntesis Estelar: ocurre en el interior de las estrellas donde se sintetizarían elementos livianos que le siguen al H 
y He (hasta e incluyendo al Si) y una fracción de los pesados pero excluyendo Li, Be y B (no lo permite las temperaturas de 
las estrellas). 
– Nucleosíntesis Explosiva: solamente ocurre cuando las estrellas de gran masa agotan su combustible y explotan como 
supernovas, allí se producen los elementos restantes que no pudieron formarse en la estelar. 
– Nucleosíntesis Galáctica: produce Li, Be y B continuamente en el espacio interestelar por acción de rayos cósmicos con 
materia. Pueden formarse ya que se dan a bajas temperaturas, en las cuales estos elementos son estables. 
NUCLEOSÍNTESIS COSMOLÓGICA: 
Los únicos elementos formados durante el Big‐Bang fueron H y He (y un poco de Li). Posteriormente, unos 0,5 Ga después 
del Big‐Bang, la materia experimentó una serie de inestabilidades gravitacionales que llevaron a la formación de proto 
galaxias. Luego se produjeron colapsos dentro de las proto galaxias, debido a inestabilidades, formándose las primeras 
estrellas. El resto de los elementos tienen su origen en las estrellas. 
En esta etapa se produce la explosión del Big Bang y todo el medio está a muy alta T, es imposible cualquier tipo de 
equilibrio. Segundos después de la creación la T empieza a bajar un poco (1010K): 
 
1H + e⎯ ↔ n + v n + e+ ↔ 1H + v⎯ 
 
Se alcanza un equilibrio entre las partículas que formaban esa explosión (protones, electrones, neutrones y neutrinos). Y 
a partir de ahí se van a empezar a desencadenar reacciones que me van a permitir juntar estas partículas. Se necesita un 
poco más de enfriamiento para que los protones y neutrones empiecen a formar núcleos. 
Cuando el Universo se enfría hasta 109K: 
 
1H + 1n → 2H + ɤ 
Con un protón y un neutrón formo un Deuterio. Y esta reacción me produce radiación gamma. 
 
2H + n → 3H + ɤ ; 2H + 1H → 3H + β+ + ɤ 
Con el Deuterio y un protón formo Tritio. Con un Deuterio y un protón también formo Tritio pero ahora voy a tener emisión 
β+. 
15 
 
 
2H + 1H → 3He + ɤ ; 3He + n → 4He + ɤ 
Con un Deuterio y un protón formando Helio 3 en el medio, puedo llegar a formar Helio 4. 
 
3He + 4He → 7Be + ɤ ; 7Be + e⎯ → 7Li + ɤ 
Con el Helio 3 y el Helio 4 estable puedo formar Berilio 7. Y el Berilio con una emisión β⎯ puede dar Li. Pero el Berilio tiene 
una vida media muy baja y es muy inestable, y la posibilidad de que se forme Li es baja y el Li a altas temperaturas tampoco 
es muy estable por lo tanto es poco el Li que se puede haber formado y permanecido estable en esta etapa de 
nucleosíntesis cosmológica. 
Pero en esta tapa ya tengo Hidrógeno y Helio, protones, neutrones, radiación, partículas alfa, etc. conformando un polvo 
cósmico. Está todo más o menos homogéneo; sin embargo en algunos lugares las pequeñas heterogeneidades producen 
irregularidades, aglutinamientos, y estos terminan en puntos en los cuales comienza a contraerse el polvo, entonces en 
el punto en el cual hay una heterogeneidad importante aumenta la densidad y la temperatura, esto atrae más polvo y 
aquí comienza el desarrollo de un núcleo estelar, se forma una estrella. Y se pasa a la siguiente fase. 
 
NUCLEOSÍNTESIS ESTELAR 
 Los elementos ligeros (Z≤14) se sintetizan dentro de las grandes estrellas durante las fases finales de su evolución. 
– Secuencia Principal 
• Combustión de H o proceso pp (incluyendo ciclo CNO) → He, C, N y O. 10-20 millones de K de T y 6 g/cc de densidad. 
Duración: 6.7*106 años. 
La combustión de H consiste en que a partir de dos protones se obtiene un núcleo de He 
En esta fase se puede explicar por qué las estrellas más viejas tienen mayor cantidad de H y He y menor proporción de 
elementos pesados. A partir de esta estrella de H y He se tienen que empezar a formar elementos más pesados. En este 
lugar de alta densidad hay posibilidades de que los protones comiencen a chocar entre sí. 
 
1H + 1H → 2H + β+ + v los protones me dan Deuterio. 
 
2H + 1H → 3He + γ el Deuterio con protón me da Helio. 
 
3He + 3He → 4He + 2 1H el Helio con Helio me da Helio 4. 
 
1H(p, β +v)2H 
2H(p, γ)3He mismas ecuaciones escritas como en física nuclear. 
3He(3He, 2p)4He 
Esto es lo que pasa en el núcleo de todas las estrellas de la secuencia principal, combustión de hidrógeno por una reacción 
protón-protón. Esto desprende energía continuamente, entonces según la masa de la estrella esa energía será mayor o 
menor (las estrellas que combustionan H irradian energía constante ya que la masa de cuatro protones es menor a la masa 
de He por lo que “sobra” energía). La posibilidad de obtenerHelio a partir de otras reacciones es en el caso en el que se 
llegue a formar una muy pequeña cantidad de Berilio. 
3He(α, γ)7Be 
 
7Be (e-,v)7Li por CEO 7Be (p, γ)8B 
 
7Li(p, γ)8Be 8B → 8Be + e+ + v 
 
8Be → 24He 8Be → 24He el Berilio 8 se fisiona en dos partículas alfa 
Ó 
16 
 
El Berilio 7 y el Litio 7 son isóbaros, pero tienen un Z diferente entonces para poder pasar de un elemento a otro, tengo 
que transformar una de las partículas del núcleo en otra cosa. Y si tengo que cambiar el Z lo que tengo que hacer es 
modificar la cantidad de protones que tenga. El 7Be decae a 7Li por β- (2) y el 7Li al combinarse con un protón forma 8Be 
(3) que se desdobla en dos partículas alfa (4). Es decir que no permanece como Be, sino que es un catalizador en la 
formación de partículas alfa a partir de 3He. Por lo tanto el Be y el Li no permanecen estables. 
 
Las estrellas de primera generación solamente tienen H y He, combustionan H; pero las estrellas de segunda generación 
puede ser que mezclado con el H, tengan algún elemento un poco más pesado, que corresponda a una etapa posterior al 
Big Bang, habiéndose formado del polvo de éste más alguna explosión supernova, que les aportó alguna cosa. Eso que les 
pudo haber aportado puede ser Carbono, Nitrógeno u Oxígeno, que son núcleos más pesados. Por lo tanto 
simultáneamente a la reacción protón-protón o protón-hidrógeno, se pueden desarrollar cadenas CNO. Cuando alguno 
de estos elementos más pesados interactúa con los protones que hay en ese núcleo, se van a ir formando núcleos que van 
a ir derivando en otra cosa. 
 
 12C(p,γ)13N → 13C + e+ + v el nitrógeno decae a carbono 
 
 13C(p,γ)14N 
 
 14N(p,γ)15O → 15N + e+ + v 
 
 15N(p,α)12C 
 
 16O(p,γ)17F → 17O + e+ + v 
 
 17O(p,α)14N 
Lo que tengo para reaccionar son protones y lo que consigo es formar partículas alfa (partículas de Helio), y la mayoría de 
los otros elementos solamente actúan como catalizadores sin modificar su abundancia en ese núcleo. Solamente actúan 
en el medio y favorecen la reacción para formar Helio, que es lo que se busca formar en la combustión de Hidrógeno. 
La síntesis de la combustión de Hidrógeno es obtener un núcleo de Helio, es decir combustionar todo el Hidrógeno que 
hay pasando todo a Helio. Este es más pesado que el Hidrógeno, por lo tanto cuando el núcleo es todo Helio, la densidad 
aumenta. Cuando pasa esto la estrella sale de la secuencia principal y se transforma en una gigante roja. De todas formas 
puede haber Hidrógeno en otras partes de la estrella, pero no hay combustión porque ese poco Hidrógeno que queda ya 
no puede entrar al núcleo dado que es más denso. 
Si la estrella tiene masa suficiente, va a tratar de que ese núcleo se contraiga tanto como para que todas las partículas alfa 
que están allí choquen; de esta forma se logran núcleos con Z mayores. Esto es la combustión de helio o el proceso triple 
alfa. Para lograr un núcleo más pesado, estable, necesito que choquen al menos 3 partículas alfa, que es algo así como 
que se forme Berilio y logre chocar con una tercera partícula alfa. 
 
8Be(α,γ)12C 
12C(α,γ)16O 
16O(α,γ)20Ne 
20Ne(α,γ)24Mg 
Dos partículas α dan un núcleo de 8Be poco estable (dura 2.6x10-16s). Aunque es probable que ese corto tiempo de 
duración un núcleo de 8Be choque con una tercera partícula alfa dando 12C 
La combustión de He puede dar núcleos tan pesados como el 24Mg. Mayor cantidad de choques no parecen probables. En 
todas las reacciones anteriores desprendo fotones. 
Siempre se agregan partículas alfa y se desprende energía. Una vez llegado este punto, la estrella no tiene más masa para 
seguir combustionando y comienza a apagarse, es decir que puede ser la última etapa, como pasa con nuestro Sol. Pero 
17 
 
no es el camino que siguen todas, algunas tienen más masa que el Sol y siguen evolucionando. Si esto pasa, comienza lo 
que se conoce como combustión avanzada, que consta de varias etapas: 
 
• Combustión de C y O (Avanzada): Na, Al, P, S y K. De C a 8*108 K, duración 522 años. 
Cuando el He se agota en la estrella comienzan las combustiones avanzadas si la estrella tiene la masa suficiente. Si la 
masa es similar a la del sol, la estrella se apaga después de la combustión del He dando un núcleo con C, O de ceniza 
incandescente (diamantes comunes en enanas blancas). En la combustión avanzada de C chocan dos núcleos de C, 
formándose 23Na y desprenden un protón, o forman 20Ne y desprenden una partícula alfa. Y si tengo Neón y algo de Helio 
dando vueltas puedo formar 24Mg. Para que esto suceda tiene que haber densidad suficiente, contracción del núcleo y 
aumento de temperatura. Duración 522 años. 
 
Combustión de Oxígeno: si hay densidad suficiente, la estrella logra que choquen núcleos de O, y se puede formar Azufre, 
Fósforo o Silicio emitiendo distintas partículas. Duración 5 meses. 
 
En el final de la combustión de C y O los principales nucleídos son: 20Ne, 23Na, 23Mg, 24Mg, 31P, 31S, 32Sy 28Si. El núcleo está 
formado por O, ya es un núcleo muy denso. Es la última etapa de la combustión estelar. 
Por lo tanto si la estrella tenía masa suficiente para dar una evolución normal su configuración queda así definida: 
 
 
 
 
 
 
 
• Proceso e (combustión de Si): hasta el Fe (A = 56). 109-107 
Duración de horas. Por este proceso se justifica el pico del Fe en las abundancias 
cósmicas. Choque entre dos núcleos de Silicio, producen Níquel y este en general 
decae a Cobalto 56 por β+. Y este decae llegando a Hierro 56 que es un isótopo 
estable. 
 
18 
 
28Si + 28Si → 56Ni + γ 
56Ni → 56Co + β+ + neutrino 
56Co → 56Fe + β+ + neutrino 
 
El Si puede decaer dando Al y radiación γ interfiriendo en la combustión de 
Si que da Fe. El pico de Hierro observado en el diagrama de abundancia de 
la condrita se debe a esta reacción, dado que su formación es muy eficiente 
en una estrella que esta combustionando Silicio. Ya en esta etapa hay 
mucha densidad y temperatura, y junto con esto hay mucha radiación 
gamma que produce la fotodisociación. Por lo tanto por un lado se están 
formando núcleos más pesados y por otro la radiación gamma está 
impactando sobre núcleos ya formados foto disociándolos. Los rayos 
gamma sobre el Silicio producen Aluminio, y el Aluminio da Magnesio. Se 
van formando elementos de Z más chicos. Y además hay otras partículas 
dando vueltas, como núcleos de Helio; estos se pueden sumar a algunos 
núcleos ya formados, formando otros núcleos (S - Ar - Ca - Ti - V - Cr - Fe). 
Este gran caos en algún momento llega a un equilibrio conocido como 
equilibrio estadístico nuclear. En este se tiene como producto principal la 
formación de núcleos de Hierro y otros elementos cercanos al pico de Hierro 
Cr, Mn, Fe, Co y Ni y varios nucleídos de masas 32, 36, 40, 44, 48, 52 y 56). 
Se detiene en A=56 (56Fe) con la energía de unión más alta. 
 
El núcleo de Hierro es el elemento más pesado que puede formarse en el núcleo de una estrella dada su energía de unión 
más alta. Entonces el núcleo de la estrella se detiene cuando se forma Hierro. Para formar más pesados debo entregar 
energía. Se lo conoce como proceso e o de equilibrio estadístico nuclear. Se produce la formación de elementos y foto 
disociaciones. Si la estrella aún tiene masa va a seguir tratando de comprimirse, con densidad, y eso va a provocar una 
onda de choque hacia afuera, cuando esa onda comienza a salir de la estrella todas las capas externas que no podían 
mezclarse, se re encienden, y durante esa onda de choque tengo combustiones en todas las capas externas. Se llega a la 
última fase y se genera una supernova. 
 
 
 
 
 
 
 
19 
 
Hay procesos, más allá de las combustiones, que se dan durante la nucleosíntesis que permiten entender cómo se forman 
núcleos un poco más pesados o algunos isótopos de elementos ya formados. 
 
•Procesos s 
•Procesos r 
•Procesos pProceso s (captura lenta de neutrones): elementos hasta Z=83 (Bi) 
Es un proceso mediante el cual se van a formar isobaros y tiene que ver con la velocidad relativa entre la captura de un 
neutrón por parte de un núcleo y el decaimiento del núcleo formado. Se necesita capturar un neutrón antes que el núcleo 
decaiga. Se produce en estrellas de segunda y última generación. El tiempo entre dos capturas de n es menor que el 
tiempo de desintegración. 
 
Cuando el nucleído es estable captura neutrones (sin que varíe su Z) esto hace que aumente A. Puede seguir captando n 
hasta que se inestabilice por tener una masa no tolerable, entonces el nucleído decae sin captar un nuevo n. Este 
decaimiento es isobárico (A constante) de tipo β-. El nuevo nucleído acepta n hasta que se inestabiliza y vuelve a decaer. 
El proceso se repite hasta que se obtiene un nucleído estable, no puede pasar el valle de estabilidad. La captura es lenta 
por lo que produce decaimientos rápidos. Se produce un “zig-zag” cerca de la zona de estabilidad. 
 
Opera en la fase gigante roja. Este proceso explica a un elemento que no se encuentra en la Tierra porque tiene una vida 
muy corta como es el Tecnecio, de 67 horas. Pero se ha registrado en estrellas. Si llegué a medirlo, quiere decir que se 
formó. 
 
Se sintetiza por proceso s hasta el 83Bi, no es exitoso para elementos con z mayor a 83. 
Captura de neutrones 
Captura de protones 
Esos neutrones vienen de procesos anteriores en la secuencia estelar. Ya a 
partir de núcleos relativamente livianos como Carbono y partículas alfa, hay 
liberación de neutrones; o sea que el proceso s podría tener lugar desde 
etapas relativamente jóvenes en la estrella. Pero se hace más importante 
hacia el final cuando la cantidad de neutrones aumenta. 
 
20 
 
209Bi es estable pero al capturar un n, se convierte en 210Bi que por ser inestable decae a 210Po por β- que como es inestable 
decae por transformación α a 206Pb. Este último isótopo es estable por lo que puede capturar más n hasta 209Pb que decae 
a 209Bi repitiéndose el ciclo. 
 
En conclusión formo emitiendo energía hasta el Fe mediante combustión de Si. Hasta el Bi lo formo por procesos s. El 
resto se forma en la nucleosíntesis explosiva. 
NUCLEOSÍNTESIS EXPLOSIVA 
Los elementos más pesados (Z>15) se forman cuando las estrellas masivas agotan su combustible nuclear y explotan 
formando supernovas. 
 Se rompe el balance entre expansión térmica y colapso gravitacional. 
 Se produce la muerte catastrófica de la estrella: Explosión Supernova 
 La materia del núcleo se comprime y se produce una onda de impacto con rebote. 
 Esto incrementa la T y comienzan los procesos de fotodesintegración que rompen los núcleos 
formados: 56Fe +γ →13 4He + 4 n; 4He +γ →2 1H + 2 n. Se empieza a desintegrar todo lo que se había formado. 
Resultados de la explosión: 
 Numerosos neutrones libres 
 Alto número de neutrinos 
 Reencendido de capas externas a medida que pasa la onda de choque (Combustión Avanzada), lo cual produce 
isótopos de S, Cl, Ar, Ca, Ti y Cr así como también algo de Fe. 
Aparecen dos últimos procesos durante esta etapa, la captura rápida de neutrones (proceso r) y la captura de protones 
(proceso p). 
 
– Proceso r (captura rápida de neutrones): es igual que el proceso s pero con la diferencia de que es rápido. Se produce 
en el centro de las supernovas cuando hay gran cantidad de neutrones producidos por foto desintegración de núcleos 
formados en las etapas previas, (i.e. Fe). Como los neutrones son muy abundantes el proceso es tan rápido que aún los 
núcleos inestables pueden capturarlos antes de decaer por desintegración ‐. Este proceso tiende a formar los isótopos 
pesados de los elementos cuyo Z> 34, aunque aquellos cuyo A>90 una vez formados pueden fisionarse en fragmentos más 
livianos. El decaimiento es más lento que la captura por lo que puedo almacenar muchos n antes de que decaiga. Se 
obtienen trayectorias largas de decaimientos por lo que no puedo predecir de cual vienen. Al llegar a un estable, se 
estancan, no siguen los procesos r, no puedo superar la barrera de estabilidad, deberá superarse por otros procesos. 
Cuando el nucleído es suficientemente inestable, se produce un decaimiento β- produciendo nucleídos estables y capaces 
de capturar más neutrones. Se obtienen nucleídos inestables pero con una gran abundancia. Se construyen núcleos 
pesados (A=90). 
– Proceso p (captura de protones): corresponde a la captura de protones por parte de un nucleído, se forman los 
isótopos más livianos, y poco abundantes, de un elemento dado. Es mucho menor la probabilidad de que se produzca 
una captura de protones que un proceso r, el protón debe tener E suficiente como para vencer la repulsión de 
Coulomb. Es más difícil de producir porque los protones al ser partículas cargadas, a diferencia de los neutrones, 
generan repulsión que impide que un núcleo acepte un protón más cuando tiene muchos. 
21 
 
Trayectorias en la producción de isótopos por los procesos s, r y p. 
Los campos estables que están separados en la parte inferior del valle 
de estabilidad por inestables, sólo se pueden formar por procesos r. Los 
de la parte superior sólo se pueden formar por procesos p. 
Los isótopos más abundantes son aquellos que se pueden formar por 
los 3 procesos. Los menos abundantes son los que se forman por un 
solo proceso, a su vez van a ser menos abundantes los elementos que 
se forman por procesos p que los que se forman por procesos r. Es difícil 
que el núcleo absorba un protón. 
Para el proceso r, los elementos estables son una barrera, una vez que 
llegan a un estable no decaen más. Hay muchos isótopos pesados que 
se forman solo por procesos r. 
Cuando ya todo está prácticamente desintegrado es cuando se produce 
el núcleo neutrónico, originando una estrella neutrónica. 
 
NUCLEOSÍNTESIS EN EL ESPACIO ÍNTERESTELAR: 
Se forman Li, B y Be mediante la interacción de rayos cósmicos con núcleos de elementos livianos contenidos en el polvo 
y gas interestelar (principalmente 1H, 4He con núcleos de C, N, y O). Necesita de bajas temperaturas para que sobrevivan 
estos nucleídos, si no son inestables y se desintegran. 
SÍNTESIS: 
• Nucleosíntesis Cosmológica: H e He. 
• Nucleosíntesis Estelar: 
o Secuencia Principal 
 Combustión de H (incluyendo ciclo CNO) He, C, N, O 
o Fase Gigante Roja 
 Combustión de He---- C, O, Ne, Mg (no Li, Be, B) 
 Combustión Avanzada: Na, Al, P, S y K. 
 Proceso e: hasta el grupo del Fe. 
 Proceso s: elementos hasta Z=83 (Bi) 
 Nucleosíntesis Explosiva: 
o Proceso r: elementos con A mayor a 90 
o Proceso p: isótopos livianos y poco abundantes. 
 Nucleosíntesis galáctica: Li, Be, B 
 
 
 
 
22 
 
CLASIFICACIÓN COSMOQUÍMICA DE LOS ELEMENTOS 
¿Cómo clasificamos a aquellos elementos que encontramos en el cosmos que se formaron a partir de la nucleosíntesis? 
Esto tiene que ver con procesos importantes en el cosmos tales como condensación y evaporación y procesos de 
oxidación y la reducción del material formado. Con estos dos grupos de propiedades podemos clasificar a los elementos 
en una nébula solar que podría ser la nuestra, según por ejemplo la volatilidad que tengan. 
 
Secuencia de condensación: con lo que se trabaja fundamentalmente en una secuencia de este tipo es la composición de 
la nube/masa con la que voy a trabajar, la temperatura de la misma y los procesos que conocemos de laboratorio (físicos-
químicos), estos lo que me permiten es conocer agrupaciones de elementos que permitan predecir composiciones. 
Cuando se trabaja en la secuencia que pueden tener los elementos condensándose lo que se ve es: 
 
• División en grupos según la volatilidad: 
– Condensación de los silicatos de Mg y de la aleación Fe-Ni (1300-1400ºK, según la presión) es la que está a más alta T, es 
decir que son los compuestos que vamos a tener a mayor T. Por encima de esa temperatura, no tendré condensación, 
estaráncomo gas estos elementos. Hay materiales que nunca habrán sido condensados porque la temperatura de la nube 
no superó esa temperatura. Si la temperatura alcanza la temperatura que necesito para volatilizar todo, cuando empiezo 
a enfriar hasta 1300°K tendré la condensación de los silicatos y de la aleación de Fe-Ni. 
– Condensación FeS (670ºK). 
 
En la secuencia de condensación típica, con la que actualmente se trabaja (Secuencia de condensación de Larimer, 1988), 
podemos dividir a los elementos según la volatilidad que presentan los elementos con la T y la composición. 
 Refractarios: condensan a temperaturas iguales o mayores a 1300-1400ºK. Condensan temprano en la historia de 
la nebulosa solar. Ca, Ti, Al, Y, Zr, Nb, Hf, Ta, W, Be, Sr, V, Mo, To, Ru, Rh, Ba, La-Lu, Sc, Re, Os, Ir, Pt, U, Th. El Mg, 
Cr, Co y Ni son moderadamente refractarios. 
 Moderadamente Volátiles: condensan entre 1300°K y 670ºK. Alcalinos, Li, Na, K, Rb, Cs, Mn, Cu, Ag, Au, Ga, Ge, 
P, As, Sb 
 Altamente Volátiles: condensan por debajo de 670ºK. H, C, N, O, F, Cl, Br, I, Zn, Cd, Hg, Ti, Sn , Pb, Bi, Se, Te, He, 
Ne, Ar, Kr, Xe. 
Cuando Goldschmidt estudia la composición de los meteoritos el observa que hay una distribución bastante característica 
de las distintas fases respecto de la composición absoluta. Divide a los elementos en otra clasificación, esta tiene en cuenta 
con a qué fase del meteorito es afín el elemento que vamos a considerar. 
• Siderófilos: fase metal (Fe, Ni). 
• Calcófilos fase sulfuro (afinidad con S). 
• Litófilos: fase silicato. 
• Atmófilos: fase gas. 
La afinidad geoquímica definirá la distribución de elementos en un sistema y su presencia en una determinada fase. 
Si se combina la clasificación de Goldschmidt con la secuencia de condensación: 
 
23 
 
Parte de los litófilos son moderadamente volátiles y parte son refractarios. 
 
Secuencia de condensación: volatilidad y T de condensación. 
 
Refractarios: Mg, Si, Fe, Ni, Co, Cr. El Cr tiene dos comportamientos distintos, en condiciones oxidantes participa de 
óxidos, mientras que en condiciones altamente reductoras forma sulfuro. Hay un sulfuro característico de Cr y Fe que es 
típico de la condensación a altas T y en condiciones reductoras (Daubreelita). Le siguen pero en un segundo escalón dado 
que son moderadamente refractarios Ca, Ti, Al, Y, Zr, Nb, Hf, Ta, W, Be, Sr, V, Mo, To, Ru, Rh, Ba, La-Lu (tierras raras), Sc, 
Re, Os, Ir, Pt, U, Th. Todos estos elementos son los que se conocen como los de alto potencial iónico. Algunos de estos 
pasan a Silicatos también, por ej Ti, V, Nb, Zr, es decir que pueden pasar a una etapa más volátil. 
Cuando se estudian estas características en los meteoritos lo que se ve es que la disminución de los elementos tiene que 
ver con la condensación durante la secuencia nebular. 
Los Cóndrulos y CAI (inclusiones de calcio y aluminio) que son características de los condritos, tienen como elementos 
afines a los elementos refractarios. Y los altamente volátiles son afines a la matriz de los condritos. Los moderadamente 
volátiles pueden aparecer en unos o en otros. 
 
En esta figura podemos hacer una distinción o una equivalencia 
entre las temperaturas, los elementos y los planetas. 
El Al, el Mg, el Ca, el Ti forman los primeros minerales, cuya 
composición sería característica de las primeras partículas 
condensadas, en torno a los 1750-1600ºK. Son óxidos, silicatos, 
titanatos de calcio y aluminio (Al2O3, CaTiO3, Ca2Al2Si2O7) y metales 
refractarios del grupo del platino (van a formar las CAI). Estos 
minerales (corindón, perovskita, melilita, espinelo) y elementos 
suelen estar en los cóndrulos (inclusiones de ciertos meteoritos). 
Le siguen silicatos como forsterita y enstatita. Plagioclasas. 
A medida que la T disminuye luego de formarse los primeros 
minerales, evolucionan a silicatos con más elementos. A los 670ºK 
aparece el sulfuro de hierro “Troilita”, pertence al grupo de la 
Pirrotina. 
Hacia abajo, es decir a menores T que 500ºK, aparecen los 
Filosilicatos, los óxidos y los hielos de los elementos más altamente 
volátiles. 
Esta es una secuencia teórica de condensación y es con lo que se 
trató de entender la nébula. 
24 
 
FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR 
El sistema solar está compuesto por 8 planetas (internos y externos) y cuerpos menores (faja de asteroides y cuerpos con 
hielos), no todos tienen la misma composición. 
Hipótesis nebular: debe responder y explicar variaciones composicionales y propiedades físicas (tamaño, órbitas, 
momento angular). Es un modelo que explica la formación del sistema solar a partir de una nébula, la información se 
obtiene a partir de material extraterrestre (meteoritos) y observaciones astronómicas (base de datos). 
La mayor masa fue a parar al sol y el resto fue a parar a los planetas y a los cuerpos menores. 
Hipótesis: 
 Colapso gravitacional de una nube molecular, balanceado por expansión térmica y rotación. 
 Ningún modelo predice exitosamente todas las observaciones 
Una masa de polvo cósmico debería colapsar para comenzar a formar una estrella. La mayoría de las estrellas jóvenes 
están en la parte más central de la galaxia y las hipótesis de cómo se forman esas estrellas en la galaxia son dos: 
 Onda de choque: explota una supernova, se propaga una onda de energía que intercepta a una nébula o nube de 
polvo cósmico, y en ese choque hace que el polvo que se genera empiece a colapsar. 
 Onda de densidad: hay mucho material aglutinado en un determinado lugar, el polvo interactúa con esa densidad 
y ayuda al colapso. Cuanto más densidad, más probabilidad de colapso 
 Ambas causas formas estrellas y no son excluyentes. 
Cuando se genera el colapso, en el centro se genera una alta densidad que se difumina hacia la parte más externa, es decir 
que cuando ese sector colapsa se forma un disco delgado con la mayor masa en el centro. Este centro es la semilla de una 
protoestrella, y el material que queda diseminado hacia el exterior es lo que probablemente termine dando un disco 
protoplanetario. El colapso gravitacional de una nube es balanceado por expansión térmica y rotación. Esto no pasa en 
todos los sistemas, pero sí es una forma de explicar nuestro sistema. 
 
Cameron (1995) dividió la evolución de la nébula solar en cuatro etapas: 
– Colapso de la nube molecular y formación de la nébula con forma de disco. La temperatura dependería 
de la masa de la nébula, 1500ºK (0.04 masa solares) – 500ºK (0.01 masa solares). Pero los modelos no 
llegan a un acuerdo y pueden sub o sobreestimar la temperatura. A medida que aumenta la temperatura 
el polvo se disipa. 1420° es un valor crítico. Durante esta etapa se ajusta la secuencia de condensación, es 
decir que hay polvo que comienza a condensarse, o polvo y partículas que comienzan a aglutinarse. Hay 
un gradiente vertical y horizontal de la temperatura dentro del disco. Las mayores temperaturas sólo se 
alcanzarían en las primeras etapas. 
– Acreción de la mayor parte de la masa en la estrella central. La mayor aglutinación se da en el centro, 
hacia los bordes va a haber disminución de material y disminución de la T. Todavía no se sabe si se aglutina 
25 
 
a medida que se enfría o si hay un gradiente que hace que la composición de la nube no sea igual en el centro que en los 
bordes. 
– Comienzan a aglutinarse planetésimos y planetas. Se pierde el calor original. Lo más importante de esta etapa es el 
viento solar que se produce, hay mucha aglutinación de masa en el Sol y ésta produce un viento que disipa al resto de la 
nube, prácticamente la mitad de la masa de la nube es decir todo lo que hasta ese momento no se aglutinó se va del 
sistema, y se conoce como viento T-Tauri, y caracteriza a la estrella como “estrella T-Tauri”. Esta estrella es relativamente 
fría, tiene una luminosidad relativamente alta, va a evolucionar cuando el centro comience a combustionar H, y va a 
evolucionar a una estrella más caliente. Los planetas gaseososse habrían formado antes de la disipación de forma de 
poder explicar su masa. Ubicación de la línea de nieve en esa zona (≈ 170K, condensan los hielos y esto facilita la 
aglutinación). El sol pasa a la secuencia principal, actualmente es una estrella que combustiona H. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
– Disipación por foto-evaporación: Ya no hay acreción y el material (no aglutinado) se disipa lentamente por foto-
evaporación. Formación de meteoritos. Al final de la etapa se completa la formación del sistema. 
Lo que se discute hoy en día es en qué momento aparecieron los volátiles que encontramos en el planeta Tierra. Si había 
volátiles en toda la nube y se estaba aglutinando material en toda la nube, es probable que fragmentos de distintas partes 
de la nube hayan colisionado y se hayan aglutinado, uno pensaría que en una determinada parte de la nube donde la T es 
más alta predominan los elementos refractarios, entonces los elementos que se aglutinaron en ese sector son inclusiones 
Fe-Ni, silicatos de Mg, Ca y Al. Y esto se puede chequear al analizar los planetas en el Sistema Solar, ya que se observa una 
tendencia a que los refractarios se encuentren más en la zona central del sistema solar (elementos que se aglutinaron en 
este sector por la alta T), mientras que los volátiles están más en la zona externa (menor T, planetas como Saturno y 
Júpiter que son más gaseosos). Sin embargo no todo está atado a una prolija secuencia de condensación, si así fuera todos 
los planetas formados en la misma región deberían tener composiciones semejantes, y esto no sucede. Podría ser como 
dicen algunos autores que los volátiles primigenios se “volaron” porque no pudieron aglutinarse, o porque los hielos 
estaban más alejados, o porque el impacto entre un fragmento y otro hizo que hubiera más volatilización y se fueran 
perdiendo los volátiles. Y entonces tuvimos que ganar los volátiles con algún proceso meteorítico sobre el planeta o 
planetésimo ya más grande, más resistente y con más capacidad gravitacional que permitió retener los volátiles que traían 
esos meteoritos. O puede ser que los volátiles estuvieran desde siempre en la aglutinación, habiéndose formado desde el 
principio. Sin embargo falta mucha información aún de otros planetas para poder llegar a alguna conclusión. 
El Sistema Solar se formó a partir de material interestelar que ya había sido procesado y sintetizado por otras estrellas. 
De otra forma, no existiría material disponible para formar los planetas rocosos. El material primigenio estaba formado 
por gases y polvo que colapsaron gravitacionalmente formando un disco. El centro del disco se sobrecalentó y se formó 
el sol. Las partes externas del disco se condensaron para formar planetas. Los gradientes de temperatura existentes, por 
la ubicación respecto a la estrella principal, dan la condensación de distintas cosas en distintos lugares. 
26 
 
 
Los planetas interiores aglutinan refractarios por sus altas temperaturas. Saturno y Júpiter están formados por H y He por 
temperaturas más bajas. Los planetas externos están formados por lo que quedó de las nubes, son los hielos (menos de 
100 K). Son hielos de H, Ni, agua, C. 
Abundancia decreciente –de caliente a frío- de los elementos químicos 
en la nébula protosolar que se condensó, hay 4.5 billones de años. 
 
 
 
 
METEORITOS 
Todo material extraterrestre capaz de atravesar la atmósfera terrestre y ser recogido. El bombardeo es constante. Son 
una de las mayores fuentes de información de nuestro sistema solar, ya que es material que llega proveniente del espacio 
exterior. 
Tienen innumerable cantidad de clasificaciones, pero vamos a usar principalmente una división que nos permite separarlos 
en grandes grupos, que se basa en la composición y la distribución de las fases en cada cuerpo: 
 
Clasificación según la fase de Fe-Ni: según el % de Fe que aparece en el meteorito 
 PÉTREOS 
1. CONDRITOS (10% FASE METAL) 
2. ACONDRITOS (1% FASE METAL) 
 LITOSIDERITOS (50% FASE METAL) 
 SIDERITOS (>90% FASE METAL) 
Registro estadístico: Debemos diferenciar entre caída (se lo ve caer) y hallazgo (no se lo ve caer, depende del 
reconocimiento). 
Los Condritos son difíciles de reconocer y en cuanto a condiciones de preservación. Se hallan poco, pero se sabe que son 
el 95% de los meteoritos que caen (observables). Una vez que cayeron son difíciles de encontrar. 
Los Acondritos son tanto difíciles de observar como de hallar. Se los confunde bastante con rocas terrestres. 
27 
 
Los Litosideritos y Sideritos son los más fáciles de reconocer, se 
conservan mucho mejor. Son los que más se encuentran sin embargo no 
son observables (bajo % de caída). Los sideritos son los más reconocibles 
debido a la aleación metálica por eso la frecuencia de hallazgos es 
mayor. 
 
 
Según la definición de Masson (1962) un meteorito es un cuerpo de material extraterrestre que atraviesa la atmósfera y 
puede ser recuperado como tal, a pesar de que pierde material al atravesarla. 
 
Una diferencia importante que tienen los meteoritos, y que diferencia a los condritos del resto, es lo que se supone tiene 
que ver con su formación original. 
No diferenciados: 
o Condritas (“sedimentos cósmicos”), final de la acreción, por lo que no se calientan ni funden. “Es aglutinar 
y compactar sedimento”. No llegan a fundirse para homogeneizarse. Son polvo del sistema solar que se 
aglutinó (“sedimentos cósmicos”), que se mantuvo como una aglutinación heterogénea a través de toda 
la evolución del sistema y que finalmente después termina llegando a la Tierra. Deberían corresponder a 
una fase de T relativamente baja, y tienen la posibilidad de incorporar volátiles justamente por formarse 
durante una aglutinación a baja T. 
Diferenciados: 
o Todos los demás, diferenciados en mayor o menor medida. Procedentes de cuerpos padre que se 
acrecionaron primero, por lo que todavía existe 26Al, que al desintegrase da calor y les permite fundirse 
(decae a 26Mg). No incorporan volátiles porque todavía no se habrían condensado. 
 
 
 
 
 
 
METEORITOS PÉTREOS 
CONDRITOS 
La característica clave es la presencia de cóndrulos que tienen diferente composición y son esferas de pocos mm. Se los 
utiliza para comparar con rocas terrestres 
Clasificación 
o Enstatíticos (EH, EL (%Fe)) 
28 
 
o Ordinarios: H,L,ll (%Fe, olivina) 
o Carbonosos: 6-8 tipos (CI Ivuna, CM Mighei, CV Vigarano, CO Ornans, CK, CR, CB, CH) 
Cóndrulos: sus texturas sugieren fusión parcial. Poseen textura barrada (cristales esqueléticos de olivina). 
– Vítreos (la fusión por impacto da vidrios) 
– Cristalinos 
o Minerales abundantes: Olivina, piroxeno pobre en calcio (Enstatita, Hipersteno) 
o Minerales minoritarios: Troilita (sulfuro de Fe), kamacita, taenita (con mucho Fe, pero más Ni que 
kamacita), piroxeno Ca, apatita, espinelos, cromita, feldespatos, daubreelita (sulfuro de Fe y Cr), 
schreibersita (Fosfuro, posee P, Fe y Ni), cobre nativo. 
– Composición Química: los elementos que los componen son en general refractarios 
o Principales: Si, Mg, Al, Ca, Fe, O 
o Menores: Na, S, K, Ti, Cr, Mn, Ni 
– Formación (calentamientos transitorios (impacto y fusión)-enfriamientos rápidos, ≤650ºK, “flash heating”). Es un 
consenso. 
Texturas: 
-Vítrea (todo vidrio) 
-Vitrofírica (cristales y vidrio>>). 
-Granosos (cristales y vidrio<<). Los cristales pueden tener textura en abanico. 
 
Otra de las características de los cóndrulos es que cuando tienen vidrio se genera una discusión sobre si ese vidrio es 
original o es producto de fusión. Hay una evidencia que también genera discusión, las indentaciones. Son muescas 
provocadas por impacto, que se cree que podrían haber producido fusión y después la recristalización de ese vidrio. 
 
-Inclusiones refractarias (RIs), de Ca y Al (CAIs). Mediante inclusiones en un condrito de Tuluca (1969, México) con 
elementos altamente refractarios se comprobó parte de la secuencia de condensación. No tienen volátiles,tienen una 
gran cantidad de tierras raras e itrio y muchos elementos de alto potencial iónico. Pueden presentar deformaciones. 
 Minerales: Espinelos, perovskita, melilita. Pepitas de siderófilos (Re, Os, Pt, Ir, W, Mo) con envolturas de 
sulfuro y Fe-Ni metálico. 
 Composición química: – Ca, Al, Ti, Re, metales nobles, Ba, Th, Zr, Hf, Nb, Ta, Y, TR. Además de Fe, Mg, Ca, 
Si. Pobres en los elementos más volátiles, ricos en los elementos refractarios. 
 
1. CONDRITOS ENSTATÍTICOS 
Son una representación de lo que fue la composición original de la nébula que dio origen al sistema solar. Se diferencian 
por el estado de oxidación del Fe durante las etapas de formación. Se considera que se formaron en etapas altamente 
reductoras, por lo que el hierro aparece como metal. Pueden ser subdivididas en EH (high iron-alta proporción de Fe) y EL 
(low iron-baja proporción de Fe). 
• Serían condensados de alta temperatura pero son más pobres en volátiles y en refractarios que los Carbonosos. 
29 
 
• La reducción del hierro aumenta la proporción Si/(Fe2++Mg) en los silicatos porque disminuye la proporción de Fe2+, la 
presencia de Enstatita es más importante que la de Olivina debido a la mayor proporción de Si. 
• Además de enstatita, metal y sulfuros contienen fosfuros, carburos, oxinitritos de Si (condiciones altamente reductoras). 
2. CONDRITOS ORDINARIOS 
Son los condritos más abundantes. Aunque también superan en número a los 
demás meteoritos. Están compuestos por olivina, ortopiroxeno y aleación Fe-Ni. 
Se pueden subdividir teniendo en cuenta el % de Fe: 
 H (High Iron-alto Fe), 25-31% de Fe total (15-19% del cual está reducido 
a Fe metálico) 
 L (Low iron-bajo Fe), 20-25% de Fe total (4-10% es metálico). 
 LL (Low total iron and low metallic Fe – Bajo Fe total y bajo Fe metálico). 
Las condritas LL contienen aproximadamente la misma cantidad de Fe 
total que las condritas L, pero sólo 1-3% es metálico. 
 
3. CONDRITOS CARBONOSOS 
Se caracterizan por la presencia de compuestos de carbono, tienen hidrocarburos. Tienen la composición química más 
parecida a la de la masa que dio lugar al Sol y a todo el Sistema Solar (nébula), aunque se cree que se formaron lejos de 
este por su alta proporción de volátiles. Son primitivos. 
• Una de sus características principales es la presencia de agua, o de minerales alterados por ella, es decir que se habrían 
formado por procesos metasomáticos. 
• Se habrían formado en las regiones ricas en oxígeno del sistema solar temprano, así que la mayor parte del metal no se 
encuentra en su forma libre, sino como silicatos, óxidos, o sulfuros. 
• Nunca habrían sido expuestos a temperaturas superiores a 50 ° C, son considerados los de menor T. 
• Los diferentes grupos de condritas carbonosas responderían a su formación en diferentes regiones de la primitiva 
nebulosa solar. 
• Enriquecimiento en elementos volátiles (agua, compuestos carbonosos, S, Bi, Pb, Hg, Cl). 
 Inclusiones enriquecidas en elementos refractarios (Mg, Si, Fe, Ti). Matriz: Volátiles, FeO, sulfuros, carbonatos, sulfatos, 
aleaciones, piroxeno, olivina, serpentina, clorita, material carbonoso. Mezcla de cosas volátiles y moderadamente volátiles 
 
Los condritos podrían evidenciar distintas etapas y/o procesos. Tienen variaciones isotópicas y evidencias de la presencia 
de isótopos inestables. Muestran procesos de alteración secundaria y metamorfismo de bajo grado sin llegar a la fusión 
(por impacto) 
Para comparar composiciones químicas de rocas en la tierra se utiliza la composición de meteoritos condriticos, dado que 
son equivalentes a un manto. 
30 
 
 
En un condrito de tipo C1 esta aumentado el Li y disminuidos los 
volátiles, sin embargo la mayoría de las composiciones caen en una 
recta, esto demuestra una correspondencia muy buena entre las 
composiciones solares y la de los condritos. 
 
 
 
 
 
 
 
 
División de grupos de condritos carbonosos. Se 
clasifican teniendo en cuenta la letra del autor o 
del lugar donde fueron encontrados. Algunos 
autores consideran que hay como una especie de 
evolución de unos a otros, como si hubiese un 
aumento de metamorfismo, reabsorción de 
texturas primarias y recristalización. Se puede 
considerar a unos como más primitivos que a 
otros. El Allende, que tiene inclusiones 
refractarias, en esta clasificación pertenecería al 
grupo V3. El CI es el único que no tiene cóndrulos 
en esta división. 
 
DENTRO DE LOS CONDRITOS PUEDO DIVIDIR EN GRUPOS O TIPOS PETROGRÁFICOS: 
Se van homogeneizando, se van perdiendo los volátiles, aumenta la cantidad de vidrio. 
 C(1)-Sin cóndrulos. Alto contenido en volátiles. Tienen agua (10-20%) como constituyente de silicatos hidratados 
(clorita, serpentina). Tienen minerales estables a baja temperatura. Tienen sales (sulfato de Mg). Tienen carbono 
como grafito y como compuestos orgánicos (hidrocarburos). 
 C(2)- Cristales de olivino y piroxeno de composición variable en un mismo meteorito. Relación matriz/cóndrulos 
alta. Matriz muy semejante a C1. Tienen agua (2-15%) en minerales hidratados. Presencia de vidrio ígneo. 
Presencia de fase sulfuro en desequilibrio químico con la fase metal. 
 C(3)- Olivino, piroxeno y vidrio ígneo como en el tipo (2). Retiene hasta un 1% de agua. Fase sulfuro en equilibrio 
químico con la fase metal. Cóndrulos bien definidos. Contenido en C importante. 
o Allende: 
 60% de matriz con abundante olivina rica en Fe 
 Cóndrulos ricos en Mg (30%) 
31 
 
 Inclusiones ricas en Ca y Al (5%) 
 Las CAI son de mayor tamaño y están compuestas por piroxeno de Ti-Al, melilita, espinelo, 
plagioclasay perovskita. 
 Tiene 14 veces más TR que el promedio en otra condritas 
 C(4)- Tipo transicional pero con cóndrulos todavía bien definidos. Ligera variación en composición del olivino y del 
piroxeno. Bajo contenido en C. El clinopiroxeno pobre en Ca es≈ un 20% del piroxeno total. 
 C(5)- Olivino y clinopiroxeno de composición uniforme. Casi todo el piroxeno es ortopiroxeno. Los cóndrulos son 
discernibles todavía pero difusos. 
 C(6)- Textura recristalizada. Buen desarrollo de cristales intersticiales de plagioclasa (An11Or6Ab83). Cóndrulos muy 
difusos. Nada de vidrio. Muy poco contenido en C. 
En el siguiente diagrama se muestra el tipo petrológico para cada grupo 
condritico carbonoso, es decir la relación entre las dos anteriores 
clasificaciones. 
 
Aquellos Condritos que tienen muy pocos cóndrulos, tienen mucha 
matriz, y por lo tanto tienen mayor proporción de volátiles. Mientras que 
aquellos que tienen muchos cóndrulos, tienen poca matriz y por lo tanto 
muy poca proporción de volátiles. 
 
 
 
 
ACONDRITOS 
Son un grupo muy variado y es el que más se parece a las rocas terrestres por eso son difíciles de identificar al ser hallados. 
Son ultramáficos con matriz carbonosa: olivina, piroxeno y granos de metal, puede haber carbono como grafito y 
diamante. Su origen es problemático: podrían ser residuos de fusión parcial o rocas ígneas muy fraccionadas, es decir que 
parecen provenir de algún proceso ígneo de un planetésimo. Residuo diferenciado de la fuente origen (como el manto). 
Se dividen según su relación Ca/Mg: 
Pobres en calcio (se caracterizan por la presencia de Ortopiroxeno): 
– Ureilitas son las más conocidas del Grupo de las Acondritas Primitivas representan material condrítico que sufrió 
metamorfismo y bajo grado de fusión parcial. 
– Aubritas: son ricas en Ortopiroxeno (enstatita) y tienen texturas brechadas (procesos ígneos o de impacto que mezclaron 
sus componentes). 
– Diogenitas: consisten mayormente de Hipersteno acompañado de Olivina y Plagioclasa. Tienen grano grueso y textura 
cumular (indicaría génesis en cámara magmática). 
 
Ricos en calcio (se caracterizan por la presencia de Clinopiroxeno, tienen más textura brechosa que los anteriores): 
 
– Eucritas: semejantes a rocas lunares y a basaltos terrestres. Sus minerales más importantes son Piroxeno y Plagioclasa. 
También poseeIlmenita, Troilita, Cromita. Puede predominar la textura cumular (por ej. Cuando Plagioclasas o Piroxenos 
se acumulan como láminas en el “suelo” de la cámara por cristalización fraccionada, cristales bien formados y euhedrales). 
32 
 
– Howarditas: tienen texturas profundamente brechadas y se presentan como una mezcla heterogénea del material de 
eucritas y diogenitas. También tienen clastos de material semejante al de las condritas carbonosas, inclusiones xenoliticas, 
y clastos de fusiones por impacto. Sus texturas brechadas sugieren que podrían provenir de la superficie del cuerpo padre. 
En general los meteoritos pétreos (acondritos y condritos) son los más parecidos a las rocas terrestres. 
El Fe se usa en clasificaciones químicas de meteoritos. Se ven clasificaciones de condritos y acondritos con diferentes 
proporciones de Fe. Se ve la relación entre el catión Fe vs la cantidad de Si que aparece en la roca. Se construyen relaciones 
Fe en óxido o Fe en el metal o en el silicato. Esa relación Fe oxidado vs Fe reducido y se ve como la proporción de Fe en 
una fase y en otra va cambiando. 
 
Los condritos se encuentran en el extremo con más Fe metálico en fase silicática. Los enstatíticos son los más enriquecidos 
en Fe metálico en sulfuros. En el medio se encuentran los condritos ordinarios. Aunque la tendencia general es la 
disminución de Fe en fase metal a medida que se acerca a los condritos. 
Los meteoritos pétreos proceden de Marte: 
• Chassignitas pobre en Ca, ≤1% H2O. 
• Shergottitas rica en Ca, 90% olivina. 
• Naklitas rica en Ca, textura cumular, ricas en augita. 
 
SIDERITOS 
Casi el 90% es fase metal. Composicionalmente consisten de aleación Fe-Ni con cantidades menores de sulfuros 
(principalmente Fe-Ni), carburos y fosfuros (todos compuestos reducidos). Se los clasifica según sus relaciones texturales 
y mineralógicas y según sus variaciones químicas en elementos traza (Ni, Ga, Ge,Ir). Las subclases mayormente son 
consistentes con los productos de cristalización fraccionada de un líquido metálico. Pueden ser producto de diferenciación 
como relicto del núcleo de un planetésimo. 
Clasificación según su textura: 
– Hexahedritas casi completamente compuestas por kamacita 
33 
 
– Octahedritas (kamacita y taenita, textura muy particular de entrecruzamientos de los minerales: Widmanstätten) 
– Ataxitas (intercrecimiento de grano fino) 
Estructuras: Diagrama de fases del sistema hierro-níquel. 
Cuando en el líquido metálico predomina la kamacita por 
enfriamiento: la kamacita crece y cristaliza sustituyendo a 
la taenita y se obtiene una estructura típica de Hexaedrita. 
Pueden verse o no los cristales, si no se ve, se distinguen 
bandas o líneas de Neumann: maclado mecánico de la 
aleación por impacto. En un líquido con mayor porcentaje 
de Ni, el enfriamiento de ese líquido permitirá la 
cristalización de taenita y a expensas de la taenita la 
kamacita. Tendré los dos minerales separados y podré 
reconocer estructuras de Widmanstatten. Si hay más Ni, 
hay problemas de difusión una vez que el líquido empieza 
a enfriarse y resulta en un intercrecimiento más fino de los 
cristales de taenita y kamacita: puede llevarse a una plexita 
que constituye las ataxitas. 
Patrón de Widmanstätten: Estructuras entre la kamacita y la taenita en intercrecimientos laminares por diferencias en los 
cambios de estabilidad según la temperatura. La taenita es de temperatura más alta y la kamacita más baja. Crece a partir 
de la taenita por difusión. Esto durante el intercrecimiento da lamelas relacionadas con el enfriamiento. El estudio de 
estas estructuras nos permite conocer la historia del siderito. 
Para verlo hay que pulir la superficie del meteorito y hay que atacarlo con una 
solución diluida de ácido nítrico para poder ver la diferencia en la resistencia al 
ataque entre una y otra aleación. Si no, no distingo el intercrecimiento. 
Gráfico de T vs cantidad de Ni. 
Están dibujados los campos de 
estabilidad de las dos aleaciones. 
 
 
 
 
Perfil composicional punto a punto da una forma П o m. La taenita estaría en la meseta 
superior y la kamacita en las “patas”. Cuando recién aparece la taenita se ven láminas, al 
seguir el enfriamiento y entrar al campo de estabilidad de la kamacita, empieza a exsolverse 
a expensas de la taenita porque hay difusión del Ni hacia la kamacita. Cuando continúa el 
enfriamiento, se complica la difusión del Ni: la kamacita logra tener el Ni necesario y la taenita 
tiene una distribución inhomogénea del Ni en su cristal que cada vez está menos desarrollado 
en cuanto a la lámina y tiene menor % de Ni en el centro y más hacia los bordes. No logra 
34 
 
homogeneizarse. A más se enfría menos se logra. Si hago un análisis puntual del % de Ni en cada uno de los puntos de la 
taenita y la kamacita obtengo esa distribución. Taenita en el centro y la kamacita hacia los costados. Datación de cuanto 
tardó el metal en cristalizar. Este gráfico depende de la velocidad de difusión del Ni y de la temperatura de enfriamiento. 
Relación estructural de las figuras de Windmanstätten con el octaedro. El crecimiento de las 
bandas de kamacita hexaédrica se adapta a la estructura octaédrica de la taenita. 
 
 
También se combina la clasificación textural con las clasificaciones químicas. Para 
clasificarlos según su composición se usan gráficos Ge/Ga vs Ni diferenciando distintos 
grupos con nombre en mayúscula. La hipótesis es que cada uno provendría de un mismo padre. Son limitados los sideritos, 
suelen traficarse. 
 
Correlación bastante directa entre el 
Ni y algunos elementos traza por 
asociación al ser siderófilos. Algunos 
grupos son muy importantes y no 
muestran muy buena correlación 
como el IAB y algunos otros, pero en 
general se combina estructura con 
composición química y se logra 
clasificar a la mayoría de los 
sideritos. 
 
 
Relación entre la clasificación estructural y la química: 
 
 
 
 
 
 
 
LITOSIDERITOS Abundante fase metal pero no son totalmente metálicos. Corresponden a una brecha entre el núcleo de 
los planetésimos y mantos. 
35 
 
Pallasitas: tienen una estructura de fase metal Fe-Ni (estructuras Widmanstatten), con incrustaciones de nódulos olivina. 
Pueden provenir de la interfase entre metal fundido y silicatos fundidos en los cuerpos padre, posiblemente con olivina 
asentándose en el fondo de un magma silicático. 
 
Impacto tan fuerte que el fundido de Fe termina mezclado con fragmentos de un manto rico en olivina o cuerpo 
estratificado. Parte del líquido-manto de olivina con brechamiento se rompe. 
Mesosideritos: Tienen textura cataclástica (brechada, de impacto). Están compuestos por una fase silicato con plagioclasa 
y piroxeno muy semejante a la de las diogenitas. Y una fase metal que se parece a la de los sideritos (IIIAB). Posiblemente 
se formaron como resultado de la colisión de dos cuerpos diferenciados, donde el núcleo líquido de uno se mezcló con el 
regolito del otro. El impacto depende de la masa, de la composición, del ángulo de impacto. 
FORMACIÓN METEORITOS: 
Corresponderían a la aglutinación de la nube de material primigenio en el sistema solar. Este material se puede aglutinar 
a lo largo de la historia de enfriamiento de la nube. No considero que las nubes hayan tenido muy altas temperaturas. 
Podría haber estado en 1300-1400°K y hay una gradación de temperatura con el tiempo y con la distancia al sol. Esta 
distancia al sol estaría dando distintos ambientes de oxidación de los materiales: sectores con condiciones más reductoras 
más próximas al sol y sectores con condiciones más oxidantes: más lejanos al Sol. Los condritos serían una aglutinación de 
distintas partes de la nube sin evolucionar. Dentro de ese aglutinamiento habría inclusiones refractarias y cóndrulos. Las 
imperfecciones en los cóndrulos hablan de la tectónica de impacto (es un cachito de vidrio que fue golpeado dando 
indentaciones)