Meteoritos petroférreos o litosideritos.

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Los octaedritos están constituidos por placas de kamacita que están rodeadas por una capa
delgada de taenita, y los intersticios rellenos por plessita; contiene de 6-13 % de níquel
generalmente. Las placas de kamacita son descubiertas cuando los octaedritos son
seccionados, pulidos y corroidos con solución alcohólica de ácido nítrico (HNO3),
mostrándose así una red de cristales intersectantes a la que se le denomina estructura de
Widmanstatten (fig. 1.6). En este enrejado las placas de kamacita se disponen siguiendo los
planos de un octaedro. El modelo de Widmanstatten resulta de la descomposición de una
solución sólida original de taenita a altas temperaturas, precipitándose la kamacita con el
enfriamiento lento de esta aleación de hierro-níquel. La presencia de la estructura de
Widmanstatten gruesa sugiere que la precipitación de la kamacita ocurrió bajo condiciones de
un enfriamiento muy lento, el cual es controlado por difusión.
En este tipo de meteoritos es común que exista una relación general entre la cantidad de
níquel, la presencia de la estructura de Widmanstatten y el grosor de las bandas.
Generalmente, este modelo es fino en los octaedritos con contenidos de níquel elevados; pero
otros factores, tales como las impurezas de fósforo y cobalto podrían jugar un importante
papel en la formación de esta estructura.
Los ataxitos están compuestos principalmente por taenita, correspondiéndoles, de acuerdo a
ello, contenidos en níquel superiores al 13%. Estos meteoritos no muestran ninguna
ordenación estructural definida cuando son examinados al microscopio, al someter a
corrosión con ácidos sus superficies pulidas determinadas en ellas.
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Fig. 1.6 – Sección de un octaedrito mostrando
 la estructura de Widmanstatten.
 Meteoritos petroférreos o litosideritos. 
Los litosideritos están constituidos principalmente por aleaciones de hierro-níquel y minerales
silicatados en cantidades aproximadamente iguales. El silicato es generalmente olivino, pero
a veces puede ser piroxeno y plagioclasa, presentándose en forma de granos más o menos
redondeados incluidos en formaciones esponjosas de las aleaciones de hierro-níquel.
Se considera que estos forman un grupo de transición entre los sideritos y los lititos,
representando apenas el 1,5% de los meteoritos hallados. La densidad que les corresponde
oscila entre 5-6 g /cm3.
Sobre la base de la composición de la fase silicatada, los litosideritos se dividen en: pallasitos
y mesosideritos. 
Los pallasitos están formados por una base continua de aleación de hierro-níquel que incluye
olivino diseminado (hasta el 40%) en forma de granos cristalinos más o menos redondeados
(fig. 1.7). 
Pequeñas inclusiones de troilita (FeS) y schreibersita (Fe , Ni, Co)3 P) existen frecuentemente
en la aleación de hierro-níquel. La fase metálica muestra habitualmente las figuras de
Widmanstatten. Se sugiere que la formación de estos ocurrió mediante la intrusión de una
masa fundida de hierro (contenedora de cantidades considerables de sulfuro de hierro) en una
acumulación de cristales de olivino. Así, la fase metálica de los pallasitos representa muestras
del fundido original desde el cual se formaron los diferentes tipos de sideritos .
Los mesosideritos presentan una fase metálica discontinua de hierro-níquel, y los silicatos
están representados principalmente por plagioclasas, feldespatos y ortopiroxenos, pudiendo
aparecer algunas veces olivino accesorio.
 Meteoritos pétreos o lititos.
En los lititos se aprecia un predominio de la fase silicatada sobre la fase metálica (aleaciones
de hierro-níquel) Esta fase silicatada se encuentra representada fundamentalmente por
olivino, hiperstena, plagioclasas y diopsido. Ellos constituyen el 92,8% de los meteoritos
recolectados y presentan una densidad media de casi 3,5 g/cm3.
Sobre la base de las particularidades de su estructura, los lititos son divididos en: condritos y
acondritos. 
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Fig. 1.7- Superficie pulida de un pallasito compuesto
por cristales de olivino redondeados; ellos aparecen
oscuros envueltos por una matriz clara de hierro-
níquel.
Los condritos constituyen el tipo más difundido de los meteoritos, alcanzando un 85,7% de
aparición. Deben su nombre a la presencia en ellos de granos redondeados (cóndrulos) que se
componen de olivino y piroxeno rómbico. Estos constan de olivino (40%), piroxeno rómbico
(30%), aleación de hierro-níquel (10-15%), plagioclasa (10%) y troilita (5-6%) (fig. 1.8).
Los acondritos carecen de cóndrulos y son mucho menos comunes que los condritos,
representando solo el 7,1% de los meteoritos encontrados. Ellos son similares
estructuralmente a las rocas terrestres, pero frecuentemente contienen cantidades pequeñas de
aleación de hierro- níquel. Se componen de olivino (12-13%), piroxenos rómbicos (50%),
plagioclasas (25%), diopsido (12 %) y aleación de hierro- níquel (1%). 
Para resumir finalmente el estudio de los meteoritos es conveniente comprobar la
composición química de las 3 clases principales de estos (tabla 1.3).
Tabla 1.3
Composición química media (% en masa) de los
meteoritos (según E. L. Krinov).
Elementos
químicos
Tipo de meteorito
Sideritos Litosideritos Lititos
Fe 89,7 49,4 25,15
Ni 9,1 5,0 1,10
Co 0,62 0,25 0,14
P 0,18 - 0,10
C 0,12 - 0,16
S 0,08 - 1,89
Cu 0,04 - 0,01
O - 21,30 36,30
Mg - 14,20 14,30
Si - 9,75 13,00
Na - - 0,30
Al - - 0,76
Ca - - 1,30
K - - 0,07
Mn - - 0,18
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Fig. 1.8- Litito (condrito). Una corteza de fusión
delgada con surcos cubre su superficie (Miller,
Arkansas).
Los estudios realizados sobre la composición mineralógica, química e isotópica de los
meteoritos han proporcionado resultados de sumo interés para la geoquímica:
1- En los meteoritos no existe ni un solo elemento químico que no se conozca en la Tierra.
2- Se obtuvo una identidad completa de la composición isotópica para un conjunto de
elementos químicos procedente de materiales terrestres y meteoríticos.
3- La edad de los meteoritos (determinada por métodos radiométricos) ha resultado ser de
3800-3900 millones de años, la cual es muy próxima a la edad de las rocas más antiguas
descubiertas en la Tierra (3800 millones de años).
4- Existen algunos minerales en los meteoritos que no han sido encontrados en la Tierra, lo
que pudiera estar relacionado con el desconocimiento de la composición mineralógica de
las entrañas de nuestra planeta. Entre estos minerales los mas típicos son: taenita,
kamacita, plessita, schreibersita, troilita, oldhamita, daubreelita, lawrencita.
5- La composición química diferenciada de los sideritos, litosideritos y lititos ha hecho
posible evaluar las características físicas del hipotético planeta Faetón. Además, esta
diferenciación química constituye una evidencia de que en la Tierra pudo haberse
producido un proceso semejante, y sirve de argumento a favor de una estructura y
composición heterogénea para el interior de nuestra planeta.
6- Las analogías encontradas entre los meteoritos y la Tierra permiten considerar que
tuvieron un origen común en el Sistema Solar.
De esta forma se da culminación al estudio de los meteoritos pasando a analizar seguidamente
los datos recopilados en los últimos años sobre las características de otros cuerpos del Sistema
Solar. Algunos de ellos han sido obtenidos directamente a partir de diferentes análisis
realizados a muestras de rocas y gases recolectados durante expediciones espaciales a la Luna
y Venus, mientras otros resultaron de la aplicación de métodos indirectos (análisis espectral,
fundamentalmente) a la determinación de la composición química de la superficie de los
planetas y de sus atmósferas, además de la que corresponde a los cometas.
1.1.4- Estudio de los planetas, satélites y otros cuerpos del Sistema Solar.
La Luna representa,después de los meteoritos, el cuerpo cósmico más estudiado por el
hombre, lo cual tiene su explicación en la cercanía relativa de esta con respecto a la Tierra 
El estudio de muestras rocosas traídas desde la Luna por la estación interplanetaria
automática soviética ”Luna-16” y por las naves norteamericanas “Apolo” ha contribuido a
esclarecer la composición química de la superficie lunar. Según estos datos, las rocas lunares
primitivas presentan un déficit de Ni, Co y metales nobles, existiendo algunas diferencias
entre los basaltos marítimos y las anortositas continentales en lo referente a propiedades
fisicas, composición química y composición mineralógica.
Los basaltos marítimos cubren aproximadamente el 17% de la superficie de la Luna, siendo
su espesor máximo del orden de 1 km, por lo que las anortositas y gabro-anortositas
continentales constituyen los componentes principales de la corteza. Los basaltos lunares se
asemejan en su composición a los terrestres, aunque en algunas muestras se obtuvo un
elevado contenido de titanio, zirconio, etc; de igual forma, las anortositas lunares se
aproximan a la composición de las terrestres. Los basaltos marítimos presentan elevados
contenido de hierro (20% de FeO aproximadamente), mientras que las antracitas de los
continentes casi no contienen este elemento. Las gabro-anortositas de los continentes tienen
un contenido aproximado de 4-5% de FeO y, por último, en los basaltos no marítimos el
contenido de FeO es de alrededor de un 9- 10%. Las rocas continentales contienen una
cantidad sensiblemente mayor de Al2O3 y menor de TiO2 que los basaltos marítimos.
El oxígeno es el elemento más abundante tanto en las rocas terrestres como en las lunares.
Esto determina que la semejanza en la composición isotópica del oxígeno para las rocas
terrestres y lunares sea considerado un índice certero del hecho de que la Tierra y la Luna se
formaron en una misma zona de la nube protoplanetaria. En un sentido más amplio, es como
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	Meteoritos férreos o sideritos
	Meteoritos petroférreos o litosideritos.
	Tipo de meteorito
	De esta forma se da culminación al estudio de los meteoritos pasando a analizar seguidamente los datos recopilados en los últimos años sobre las características de otros cuerpos del Sistema Solar. Algunos de ellos han sido obtenidos directamente a partir de diferentes análisis realizados a muestras de rocas y gases recolectados durante expediciones espaciales a la Luna y Venus, mientras otros resultaron de la aplicación de métodos indirectos (análisis espectral, fundamentalmente) a la determinación de la composición química de la superficie de los planetas y de sus atmósferas, además de la que corresponde a los cometas.