Estudio de los planetas, satélites y otros cuerpos del Sistema Solar.

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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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si la Luna fuera un producto colateral durante la formación de la Tierra, tomando el material
de la zona de alimentación de la prototierra en crecimiento .
La edad de las rocas que componen los continentes ha sido determinada con la ayuda de los
métodos radiométricos. De estos estudios se pudo concluir que las edades de las rocas
continentales se pueden agrupar cerca de dos valores: 4460 millones de años (que se
interpreta como el tiempo de formación de la corteza lunar) y 3860 millones de años (que
concuerda con la edad del mar de las lluvias y se interpreta como la edad de las erupciones
durante las formación de los mares circulares por impacto).
Para el tiempo de condensación de la nube protoplanetaria se adopta el valor de 4570
millones de años, de donde se desprende que el acrecentamiento de la luna con su fusión total
(o de una parte considerable de ella) y su consiguiente cristalización, concluyeron con
bastante rapidez.
La edad de las muestras de basalto marítimos se halla en el intervalo de 3160-3900 millones
de años y en la parte oriental del océano de las tempestades se ha obtenido el valor mínimo de
la edad de 2600 millones de años. Los basaltos marítimos se formaron en los procesos de
fusión parcial del manto superior de la luna, que había perdido anteriormente el material
garbo- anortosítico de la corteza. La cristalización de las rocas del manto superior tuvo lugar
4400 millones de años atrás, es decir, centenares de años antes de las erupciones.
El hecho de que en la Luna no hay y, por lo visto, nunca hubo una atmósfera densa ni
hidrosfera, ha contribuido a que queden grabadas en su superficie las huellas de la historia
inicial del Sistema Solar. Con relación a esto, la investigación de la Luna tiene una
importancia excepcional para el problema del origen y la evolución de la Tierra y los
planetas.
Los planetas del grupo terrestre se han ido incorporando en los últimos años al campo de las
investigaciones cósmicas mediante el empleo de estaciones interplanetarias automáticas
equipadas con los dispositivos técnicos necesario para el procesamiento de la información
obtenida y la transmisión de los resultados a los centros de vuelo terrestres. 
Los componentes principales de estos planetas son los silicatos y el hierro; todos ellos tienen
déficit de agua, metano y amoniaco, compuestos de bajas temperatura de ebullición y bastante
difundidos en el cosmos.
Venus es el planeta del grupo terrestre que más se asemeja a la Tierra, por sus dimensiones y
su masa. Además, constituye el planeta que se encuentra a menor distancia de la Tierra, pero,
a pesar de esto, fue poco conocido (y aun lo es en muchos aspectos). Hasta hace unos veinte
años la información más completa sobre Venus ha sido facilitada por las estaciones
automáticas soviéticas de las serie “Venera” (16 en total) y por algunas naves
norteamericanas de las series “Mariner” (Mariner 2, Mariner 5, Mariner 10) y “Pioneer-
Venus” (2 lanzadas en 1978). Las naves soviéticas “VEHA 1” y “VEHA 2” destinadas a
estudios del cometa “Halley” también fueron concebidas para la exploración de Venus en
1985.
En octubre de 1975 se transmitieron a la Tierra por primera vez imágenes panorámicas de la
superficie de Venus desde los módulos de descenso de las naves “Venera-9” y “Venera-10”.
Estos aparatos trabajaron durante horas en las condiciones “infernales” de Venus brindando a
los científicos información sobre las propiedades del suelo, delas particularidades de la
atmósfera y su capa de nubes, etc.
Las naves “Venera-11” y “Venera-12”, así como las “Pioneer-Venus 1” y “Pioneer-Venus 2”
transmitieron en conjunto durante cerca de 6 horas desde la superficie de Venus, y el cúmulo
de datos recopilados fue tal que requirió de muchos años para analizarlos.
De estos estudios se pudo comprobar que la composición química de la atmósfera de Venus
es completamente diferente a la de la Tierra, caracterizándose por su elevada corrosividad.
Desde el suelo hasta los 48 km de altura el aire es relativamente claro y puro; está compuesto
por dióxido de carbono (97%), nitrógeno (1-3%), vapor de agua (0,1-0,4%) y se detectaron
trazas de argón, neón, helio, oxígeno y dióxido de azufre. La segunda capa, situada entre 48 y
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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.