Consideracions generals
La superfície dels asteroides és plena de cràters originats pel xoc amb altres asteroides o amb meteoroides. La forma sol ser molt irregular i n’hi ha que mostren proves d’haver estat fragmentats i posteriorment ajuntats per efecte de la gravetat. L’asteroide 951 Gaspra (1) fa uns 17 km de llarg; no és gaire més petit que les llunes de Mart, Deimos (2) i Fobos (3). La imatge de Gaspra es va obtenir el 1991 per la sonda Galileo i les imatges de Fobos i Deimos, el 1977, pel Viking Orbiter.
NASA.
Al sistema solar, a més del Sol, dels planetes i els seus satèl·lits, també hi ha petits objectes o cossos menors: són els cometes i els asteroides. Amb el pas del temps els cossos menors xoquen entre ells i amb els altres cossos del sistema solar, s’esmicolen i es desprenen objectes encara més petits. Són els meteoroides, és a dir, objectes entre 0,1 mm i 50 m de diàmetre que es troben a l’espai. Aquests objectes poden xocar amb la Terra i, en funció de la seva grandària i composició, donen lloc als meteors (altrament coneguts com estrelles fugaces), als bòlids i als meteorits.
Els meteors i els bòlids són fenòmens lluminosos que es produeixen quan un meteoroide travessa l’atmosfera terrestre. Es parla de bòlids quan la brillantor és similar o superior a la de Venus. Si el meteoroide sobreviu al ròssec atmosfèric i arriba a la superfície de la Terra dóna lloc a un meteorit. Per tant, els meteorits són meteoroides (o sigui, fragments d’altres cossos del sistema solar) que arriben a la Terra; la seva grandària i el seu pes són molt variables, ja que poden oscil·lar entre uns grams i unes quantes tones.
Els meteorits són objectes de gran valor científic perquè constitueixen un mostrari del sistema solar. El seu estudi és una font única de coneixement dels esdeveniments que han tingut lloc a l’entorn planetari des de la formació del sistema solar, ara fa uns 4.600 milions d’anys (Ma). Entre els meteorits coneguts, n’hi ha que provenen dels asteroides, de la Lluna, de Mart i, probablement, també de cometes.
Els asteroides
El meteorit metàl·lic Hoba és el més gran conegut fins ara i pesa unes seixanta tones. Es va trobar el 1920 a Namíbia.
Albert Casanovas.
Els asteroides són objectes que orbiten al voltant del Sol i són més petits que els planetes. Es tracta de cossos antics del sistema solar, ja que mai van arribar a formar un planeta. En tenir Júpiter una massa molt gran, les pertorbacions gravitatòries d’aquest sobre els asteroides va impedir que es pogués formar un cos planetari.
La major part es troben al cinturó principal d’asteroides, entre Mart i Júpiter, però també n’hi ha de més propers a la Terra i és força probable que les dues llunes de Mart, Fobos i Deimos, siguin dos asteroides del cinturó principal capturats pel planeta vermell.
Dades físiques i orbitals d’alguns dels asteroides més emblemàtics.
A partir de fonts diverses
La distància mitjana dels planetes al Sol (dreal) segueix una sèrie matemàtica que es coneix com regla de Titius-Bode (dTB), formulada el 1766. Els asteroides del cinturó principal ocupen la posició que s’esperaria per a un planeta situat entre Mart i Júpiter. La regla només falla en el cas de Neptú, que no va ser descobert fins el 1846.
A partir de fonts diverses
Ceres, amb un diàmetre d’uns 900 km, és l’asteroide més gran del cinturó principal i tot sol representa el 30% de la massa total dels asteroides del cinturó. De fet, només hi ha tres asteroides, Ceres, Pal·las i Vesta, amb un diàmetre superior a 500 km; dels altres, un miler tenen un diàmetre superior a 30 km i es calcula que hi deu haver més d’un milió d’asteroides del cinturó principal el diàmetre dels quals sobrepassa 1 km. Tot i així, la massa de tots els asteroides junts no supera la de la Lluna.
La distribució dels asteroides dins el cinturó principal és el resultat de l’evolució de les seves òrbites amb el temps. La seva ubicació ve condicionada, una altra vegada, per la presència de Júpiter, que impedeix que hi hagi asteroides en òrbites ressonants amb la seva, és a dir, que el període de les òrbites d’aquests asteroides mantingui una relació de nombres sencers amb el període orbital del planeta. Aquesta és la raó que al cinturó hi hagi zones buides, que es coneixen com forats Kirkwood, en honor a l’astrònom que els va descobrir el 1867. Els més importants es troben a les relacions orbitals 1:2 (que s’anomena llacuna d’Hècuba perquè aquest és l’asteroide més proper), 1:3 (llacuna d’Hestia), 2:5 i 3:7. Els asteroides troians són una excepció a la situació de buit provocada per Júpiter, ja que es troben a la mateixa òrbita del planeta, davant i darrere d’ell i formant un triangle equilàter amb el Sol.
El nombre d’asteroides descoberts va créixer de manera espectacular quan Max Wolf va introduir el 1891 els mètodes de detecció fotogràfics, cosa que li va permetre descobrir-ne tot sol 228. Des de Barcelona, Josep Comas i Solà va descobrir onze asteroides entre el 1915 i el 1930. Avui se’n descobreixen dotzenes cada mes gràcies a la implementació de càmeres CCD, i no és rar que els astrònoms aficionats també en descobreixin. La llista d’asteroides coneguts del cinturó principal ja supera els 60.000.
Els asteroides propers a la Terra
L’asteroide Hermes es va descobrir el 1937 i no es va tornar a veure fins el 2003. Es creu que en aproximar-se a la Terra i a Venus la seva òrbita va patir alteracions. El 16 d’octubre de 2003 es va obtenir aquesta seqüència de sis imatges superposades a intervals de deu minuts. Les estrelles apareixen com punts fixos i el rastre del moviment de l’asteroide es veu amb claredat.
Observatori Astronòmic de Mallorca.
El 1898 es va trobar l’asteroide Eros, que té una òrbita poc corrent perquè s’endinsa molt a l’interior del sistema solar; creua l’òrbita de Mart i s’apropa a l’òrbita terrestre fins a 22 · 106 km. El van seguir els descobriments d’altres asteroides similars, com Amor, que arriba fins a 16,5 · 106 km de distància de la Terra, i Apol·lo, que fins i tot creua l’òrbita de Venus. Aquests asteroides no es troben en òrbites estables al cinturó principal i es poden apropar a la de la Terra, són els anomenats objectes propers a la Terra (NEO). Atès el risc que aquest tipus d’asteroides puguin xocar amb el planeta, se’ls segueix regularment per comprovar que no hi hagi canvis en la seva òrbita. L’asteroide Hermes, d’1 km de diàmetre aproximadament, va passar a només 600.000 km de la Terra el 1937 i Apophis, d’uns 300 m de diàmetre, es calcula que passarà a només 30.000 km el 2029.
Hi ha uns 3.000 objectes propers a la Terra identificats amb grandàries que oscil·len entre els 10 m i els 40 km. Es calcula que hi deu haver entre 5.000 i 10.000 asteroides més d’aquest tipus. Pel fet de ser objectes propers, es desplacen de manera ràpida al cel i amb inclinacions diverses, cosa que fa difícil detectar-los. Aquests objectes procedeixen en la seva majoria del cinturó principal d’asteroides, on les pertorbacions gravitatòries provocades per Mart, Júpiter o Saturn i les col·lisions entre ells han fet que es desviïn i adoptin noves òrbites que els porten cap a l’interior del sistema planetari. Aquest tipus d’asteroides són els que amb el temps originen la majoria dels meteorits.
La perillositat d’un asteroide, entesa com la possibilitat de xoc amb la Terra, es mesura segons l’escala de Palermo. Aquesta escala logarítmica compara la probabilitat que un determinat asteroide impacti amb el risc mitjà d’un altre objecte igual o més gran al llarg dels anys fins la data en la qual s’estima un potencial impacte. Els valors varien entre −2 (el risc d’impacte de l’asteroide és l’1% del risc mitjà d’un altre cos) i 2 (la probabilitat és 100 vegades superior al risc mitjà; el valor 0 indica que la probabilitat d’impacte és igual a la de qualsevol altre objecte de la mateixa mida o més gran). Una altra escala utilitzada anterior a aquesta és l’escala de Torí, que va del 0 a 10 segons la perillositat de l’asteroide. Aquesta combina la probabilitat d’impacte en un període de temps concret amb l’energia cinètica estimada de la topada. El valor 0 correspon a una probabilitat gairebé nul·la que l’objecte col·lideixi amb la Terra o que ho faci sense desintegrar-se en recórrer l’atmosfera. El valor 10 indica que és segur que l’objecte xocarà i provocarà efectes massius i extensius, és a dir, que hi haurà una destrucció total del planeta. La puntuació més alta fins ara la va assolir l’asteroide Apophis, qualificat de nivell 4 per uns quants dies en l’escala de Torí al desembre de 2004.
Els meteorits
En la Miscel·lània científica (1714) de Josep Bolló s’il·lustra la caiguda d’un meteorit a Terrassa el 25 de desembre de 1704, en plena guerra de Successió, que va deixar nombrosos testimonis escrits a Verges, Matadepera, Pruit, el Collell, Santa Susanna i Barcelona.
X. Caballer.
Actualment la ciència és capaç d’explicar amb detall els fenòmens associats a la caiguda d’un meteorit, però és evident que la interpretació que l’ésser humà ha fet de la caiguda dels meteorits a l’antiguitat era molt diferent. El més habitual era atribuir la caiguda d’un meteorit a un senyal diví. La història és rica en exemples arreu del món. La disciplina científica dels meteorits es pot dir que va néixer el 1794, quan Ernst Chladni (1756 – 1827), membre de l’Acadèmia de Ciències de Sant Petersburg, va publicar un llibre on argumentava de manera correcta que els meteorits provenien del medi interplanetari, i no s’originaven pas a l’atmosfera o al Sol, com es creia de manera majoritària fins aleshores.
La caiguda d’un meteorit
La velocitat màxima amb la qual un cos pot orbitar al voltant del Sol és de 42 km/s i la velocitat orbital de la Terra és de 30 km/s; per tant, la velocitat màxima en una col·lisió entre un meteoroide i la Terra és la suma d’aquestes dues velocitats, és a dir, 72 km/s si l’impacte té lloc de manera frontal. Una col·lisió així entre un fragment d’asteroide i la Terra és poc probable perquè requereix que el meteoroide segueixi una òrbita retrògrada, és a dir, en sentit oposat al de la Terra. Si el xoc no és frontal, però, la velocitat de col·lisió és inferior a 42 km/s, tal com s’ha comprovat en totes les caigudes de meteorits on ha estat possible mesurar la velocitat del cos incident, que ha resultat entre 10 i 30 km/s. Quan un meteoroide entra a l’atmosfera de la Terra a aquestes velocitats tan elevades trenca la barrera del so i origina un soroll estrepitós, una mena de tro, que se sent a molts quilòmetres de distància. A més d’aquest so, que triga uns instants a sentir-se, de vegades la caiguda d’un meteorit ve acompanyada de manera simultània per sorolls electrofònics.
Quan un meteoroide travessa l’atmosfera (1) s’escalfa i la seva superfície es fon originant un bòlid (2) que acostuma a esclatar (3) i dóna lloc, si és prou gran, a una caiguda de meteorits amb geometria el·líptica (4).
A partir de l’autor
D’altra banda, la caiguda d’un meteorit origina un fenomen lluminós molt espectacular al cel. La causa és que en arribar a la Terra els meteoroides es troben amb l’atmosfera terrestre i com que es desplacen a velocitats tan elevades pateixen una fricció molt intensa amb les molècules de l’aire. En pocs segons el meteoroide xoca amb milions de molècules i es forma a l’atmosfera un traç carregat elèctricament. Alhora, la fricció amb les molècules de l’aire és tan intensa que la superfície del meteo roide augmenta de temperatura, es fon i se’n desprenen fragments. El resultat de tot aquest procés provocat per la fricció és un objecte lluminós amb cua que es mou pel cel com si fos una bola de foc. Són bòlids o meteors, segons la seva mida, i que siguin més o menys espectaculars depèn de la grandària del meteoroide, de la velocitat que porti i de l’angle d’entrada a l’atmosfera, i la seva durada pot ser d’uns pocs segons o allargar-se fins a un minut.
Els meteoroides solen caure girant en qualsevol orientació i els meteorits que en resulten adopten formes irregulars. De vegades, però, ho fan girant sobre un eix en el sentit de la caiguda i originen fragments de forma cònica, com aquest del meteorit Villalbeto de la Peña.
Jordi Llorca.
En el seu recorregut el meteoroide travessa l’atmosfera, la densitat de la qual augmenta com més a prop és de la superfície del planeta; això fa que el meteoroide pateixi més fregament i es vagi frenant de manera progressiva i, en la majoria dels casos, exploti fragmentat en objectes més petits que es mantenen propers entre ells. Arriba un moment en què el meteoroide, o els seus fragments, perden tanta velocitat que la fricció amb les molècules de l’aire comença a minvar, la temperatura a la superfície del meteoroide disminueix i l’espectacle lluminós s’esvaeix. Normalment això té lloc a uns 10-35 km sobre la superfície de la Terra. En aquest moment al voltant dels fragments que han sobreviscut al ròssec es forma una crosta, anomenada escorça de fusió; gairebé sempre és de color fosc perquè la majoria dels meteorits són rics en ferro i aquest, en oxidar-se, dóna magnetita (Fe3O4), que és de color negre; el gruix de la crosta pot fer entre menys d’un mil·límetre i uns quants mil·límetres. Sovint, l’escorça de fusió s’esquerda en refredar-se a l’atmosfera; menys freqüent és que apareguin línies radials o línies de vol, a causa de l’orientació de l’objecte durant la caiguda. Normalment els meteoroides cauen girant sobre si mateixos en qualsevol orientació, de manera que adopten formes irregulars. No obstant això, de vegades ho fan girant sobre un eix orientat en el sentit de la caiguda. Quan això passa, l’objecte adquireix una forma cònica i s’originen canals des del vèrtex del conus.
El meteorit que va caure el 4 de gener de 2004 a Villalbeto de la Peña (Palència) era una condrita que feia al voltant d’1 m de diàmetre i va donar lloc a un bòlid molt visible.
Salvador Díez.
Finalment té lloc la caiguda lliure del que resta del meteoroide en qüestió, que s’anomena vol fosc perquè el fenomen lluminós ja s’ha exhaurit, després d’haver perdut la major part de la seva massa en la fricció amb l’atmosfera. És habitual que els fragments que sobreviuen al ròssec representin poc més de l’1-2% de la massa inicial de l’objecte. Quan el meteoroide explota a l’aire, els trossos resultants toquen terra tot descrivint una el·lipse. Són meteorits, i els més pesants es troben al cap de l’el·lipse, d’acord amb el principi de conservació de la quantitat de moviment. Atès que la caiguda lliure té lloc des d’una alçada d’uns quants quilòmetres, els fragments recorren, ja freds, distàncies llargues i per això els meteorits acostumen a trobar-se a molts quilòmetres de distància del lloc on s’ha vist el fenomen lluminós de la seva caiguda.
En tot aquest procés, l’interior dels meteorits es manté inalterat tal com era el meteoroide a l’espai; la raó és que, com que la part externa es va fonent i desprenent mentre pateix la fricció de les molècules de l’aire, la temperatura de l’interior del cos no augmenta gaire. Per això els meteorits són mostres inalterades d’altres llocs del sistema solar i el seu estudi és tan valuós per al coneixement de l’Univers. Als meteorits se’ls anomena amb el nom de la localitat geogràfica més propera al lloc de la caiguda.
El Sàhara i altres deserts són llocs on es poden recuperar meteorits amb relativa facilitat, ja que l’escorça de fusió fosca dels meteorits contrasta amb el fons clar del desert.
Jordi Llorca.
La majoria dels meteorits es recuperen perquè algú els ha vist caure (es coneixen amb el nom de caigudes) o se’ls ha trobat casualment (en aquest cas es parla de troballes). El 1969, però, una expedició japonesa que estudiava les glaceres de l’Antàrtida va obrir una nova via per a recuperar meteorits en trobar de manera fortuïta nou meteorits diferents a les muntanyes de Yamato. Al cap de sis anys una altra expedició va tornar al mateix lloc i en va trobar 663 en un mes. L’Antàrtida és un lloc excel·lent per a recuperar els meteorits que els darrers centenars de milers d’anys hi han caigut (el temps que fa que ha caigut un meteorit, la seva edat terrestre, es pot conèixer mesurant els isòtops de 39Ar, 14C i 36Cl). En tractar-se d’un continent cobert pel gel, els meteorits que hi cauen es desplacen per les glaceres i s’acumulen en determinades zones muntanyoses on el gel ja no avança i sublima, tot deixant al descobert els meteorits. Abans de trobar a l’Antàrtida jaciments de meteorits –on se n’han recuperat més de 30.000–, hi havia uns 3.000 meteorits repartits en museus de tot el món.
La trajectòria i la reflectància dels meteorits
Gràcies a l’activitat de cerca de bòlids, consistent a fer un seguiment del cel amb l’objectiu de recuperar meteorits, s’ha pogut fotografiar amb precisió la trajectòria de la caiguda d’una desena de meteorits i reconstruir l’òrbita heliocèntrica dels meteoroides progenitors. En tots aquests casos s’ha vist que l’afeli de les òrbites (punt més llunyà del Sol) se situa al cinturó principal d’asteroides, cosa que constitueix una prova clara de la relació que hi ha entre els asteroides i els meteorits.
Un cas que mereix ser destacat és el del meteoroide 2008 TC3 (més conegut com Almahata Sitta), ja que es va poder observar la seva caiguda completa, des del medi interplanetari fins que va arribar a la Terra el 7 d’octubre de 2008. El meteoroide pesava unes 80 t a l’espai i se’n van recuperar uns 10,5 kg, repartits en 600 fragments, al Sudan.
La coincidència entre els espectres de reflectància (que depèn de la seva composició) d’alguns meteorits (línia contínua) i els asteroides (quadrats) demostra que la composició d’ambdós cossos és similar. Així es fa palesa la relació meteorit-asteroide a les parelles: 1 Mighei-Iduna. 2 Bremevörde-Alinda. 3 Kapoeta-Venda. 4 Veramin-Amantis.
A partir de fonts diverses.
Una altra eina molt poderosa que permet relacionar asteroides i meteorits és la reflectància espectral, que consisteix a estudiar com la superfície d’un sòlid reflecteix la llum, en aquest cas la del Sol. Amb aquesta tècnica es pot conèixer la composició mineral d’un objecte, atès que els diferents minerals reflecteixen la llum de manera desigual. Si es comparen els espectres dels meteorits obtinguts al laboratori amb els espectres dels asteroides obtinguts des de la Terra amb telescopis o mitjançant les missions espacials, s’obté una correspondència clara. Els espectres dels asteroides no són tots iguals, sinó que en funció de la seva llunyania del Sol s’identifiquen fins a catorze famílies. Els més abundants són els asteroides C i S, que representen més del 70% del conjunt d’asteroides, on domina l’olivina i el piroxè, els dos tipus de silicats més abundants també als meteorits. La proporció dels diferents tipus de meteorits, però, no manté aquestes proporcions, ja que la majoria prové d’asteroides del tipus S.
Els cràters d’impacte
La majoria dels meteorits no són prou grans per a originar un cràter, ja que en travessar la densa atmosfera terrestre es desgasten. Però, tot i així i malgrat l’erosió, a la superfície de la Terra s’han identificat uns 200 cràters originats els darrers milions d’anys pel xoc de meteorits grans. La presència de cràters d’impacte al sistema solar és habitual, i només cal mirar la Lluna per a veure com un cos planetari sense atmosfera és subjecte a l’arribada constant de meteoroides. De fet, d’aquesta mena de cràter, se’n veuen a tots els planetes, satèl·lits i altres cossos rocosos del sistema solar.
Cràter d’impacte Barringer (nord d’Arizona). Es creu que es va produir en impactar a una velocitat d’uns 13.000 km/h un meteorit d’uns 50 m de llarg, al Pleistocè, fa al voltant de 50.000 anys.
D. Roddy, US Geological Survey.
Per a originar un cràter d’impacte a la Terra cal que el meteoroide tingui una massa suficient per a no ser desaccelerat per l’atmosfera, d’aquesta manera xoquen amb la superfície terrestre tot conservant la seva velocitat còsmica. L’energia d’un xoc d’aquestes característiques és tan gran que, normalment, la major part del meteoroide es vaporitza en el xoc i, sovint, la quantitat de meteorits que s’originen és insignificant respecte al pes del meteoroide original. Tot això passa quan el diàmetre del meteoroide és d’uns 50 m o més, tot i que també depèn de la seva composició i l’angle d’entrada a l’atmosfera. Dels cràters d’impacte de la Terra, el diàmetre d’una quarantena és superior a 20 km. D’aquests, els més recents són els de Karakul (Tadjikistan) i Ries (Alemanya), que es van originar ara fa uns 5 i 15 Ma, respectivament; hi ha altres cràters més recents, però són més petits. Un dels més ben conservats és el cràter Barringer (EUA), amb més d’1 km de diàmetre, 170 m de fondària i al voltant de 50 Ka d’edat. El cràter d’impacte més gran trobat fins ara és el de Vredefort, a Sud-àfrica, que fa 300 km de diàmetre; és també un dels més antics. Es va originar ara fa uns 2.000 Ma. Altres cràters amb més de 100 km de diàmetre es troben a Sudbury i Manicouagan (Canadà), Chicxulub (Mèxic) i Popigai (Rússia). Tot i que no hi ha proves concloents, es relaciona l’impacte del meteorit que va donar lloc al cràter de Chicxulub, fa al voltant de 65 Ma, amb l’extinció dels dinosaures.
Les tectites
Tectites trobades a Vietnam (1), Colòmbia (2), la República Txeca (3) i Líbia (4). A l’interior de la tectita de Líbia encara s’observa la presència de grans de sorra que no van arribar a fondre’s amb el xoc. Els exemplars mesuren de 2 a 8 cm.
Jordi Llorca.
El xoc d’un meteoroide d’aquestes característiques amb el sòl és tan violent que fins i tot transforma les roques terrestres. Es formen bretxes d’impacte que contenen fragments angulosos de diferents tipus de roques i vidres incrustats en una matriu de gra fi, que provenen de les roques que arriben a fondre’s amb el xoc i que després es refreden de manera sobtada. A Nördlingen (Alemanya), una petita ciutat construïda dins el cràter Ries, moltes de les cases són fetes amb suevita, una bretxa d’impacte d’aquesta mena provinent del cràter. Si els vidres que es formen surten expel·lits a l’atmosfera quan encara són fosos, en refredar-se a l’aire i caure formen una mena de gotes i botons de vidre que es coneixen amb el nom de tectites; poden arribar a mesurar una desena de centímetres i, en funció de la composició del sòl, poden ser de diferents colors. Les moldavites, per exemple, són tectites de color verd que es troben a la República Txeca i que, per edat i proximitat, s’associen al cràter Ries. A Costa d’Ivori també hi ha un jaciment de tectites, de color negre, que es creu que deriven del xoc que va originar el cràter Bosumtwi (Ghana), d’uns 10 km de diàmetre. A les roques dels cràters d’impacte també hi ha minerals que només es formen en condicions extremes de pressió i temperatura, com la coesita i la stixovita, dos polimorfs de quars que requereixen pressions de més de 20 i 80 kbar, respectivament, per a formar-se.
Tipus de meteorits
Famílies i caracterització dels meteorits. Els meteorits metàl·lics provenen d’asteroides grans, els meteorits metal·lorocosos provenen de les zones límit entre el metall i les roques de l’entorn, que són l’origen de les acondrites, i les condrites provenen dels asteroides petits.
A partir de l’autor i fonts diverses.
Els meteorits es poden classificar segons diversos criteris, tot i que per a la seva caracterització es fa servir un conjunt de trets que combinen més d’una d’aquestes classificacions, les quals estan interrelacionades.
Meteorits segons la composició química
En funció de la seva composició, hi ha tres grans famílies de meteorits. Prop del 92% són de tipus rocós, constituïts essencialment per silicats i aluminosilicats de magnesi, ferro i calci. El segon tipus més abundant –hi pertany el 7% de les mostres– és el dels meteorits metàl·lics, constituïts principalment per aliatges de ferro i níquel i petites quantitats d’altres elements com cobalt, carboni, silici, sofre i fòsfor. El darrer tipus són els meteorits metal·lorocosos, que no representen més de l’1%.
Tots els elements químics que hi ha als meteorits es troben també a la Terra; no obstant això, les proporcions relatives dels isòtops de cada element no són iguals a les roques de la terra i als meteorits. Això s’explica perquè els isòtops tenen un comportament lleugerament diferent en condicions fisicoquímiques distintes, de manera que la seva abundància relativa depèn, en general, d’on s’han format i d’on han residit. L’estudi dels isòtops en els meteorits proporciona informació molt valuosa per a reconstruir la seva història i la de l’Univers en general.
Pel que fa als minerals, els silicats dels meteorits rocosos són del mateix tipus que els que es troben a la Terra, mentre que els aliatges de ferro i níquel dels meteorits metàl·lics són excepcionals. La seva existència en els meteorits s’explica perquè, a diferència de la Terra, on l’atmosfera és oxidant, a l’espai les condicions són reductores. Finalment, en els meteorits hi ha minerals que no es troben a la Terra o són molt rars.
La taula següent presenta els minerals més comuns als meteorits rocosos (r), metàl·lics (m) i metal·lorocosos (mr). S’hi han identificat uns vuitanta minerals més, però en quantitats molt petites.
Minerals més comuns als meteorits rocosos, metàl·lics i metalorocosos
| Mineral | Fórmula | Ocurrència habitual |
|---|---|---|
| Olivina | r / mr | |
| solució sòlida de forsterita | Mg2SiO4 | |
| solució sòlida de faialita | Fe2SiO4 | |
| Ortopiroxè | r | |
| solució sòlida d’enstatita | MgSiO3 | |
| solució sòlida de ferrosilita | FeSiO3 | |
| Clinopiroxè | r | |
| solució sòlida de diòpsid | CaMgSi2O6 | |
| solució sòlida d’hedenbergita | CaFeSi2O6 | |
| solució sòlida d’augita | (Ca, Na, Mg, Fe, Mn, Al, Ti)2 (Si, Al)2O6 | |
| solució sòlida de pigeonita | (Mg, Fe, Ca)2Si2O6 | |
| Feldspat | r | |
| solució sòlida d’anortita | CaAl2Si2O8 | |
| solució sòlida d’albita | NaAlSi3O8 | |
| solució sòlida d’ortosa | KalSi3O8 | |
| Ferroníquel | m / mr / r | |
| Camacita | α--FeNi, 4-7% Ni | |
| Taenita | γ-FeNi, 20-50% Ni | |
| Tetrataenita | FeNi, 50% Ni | |
| Troilita | FeS | m / mr / r |
| Serpentina | (Mg, Fe)6SiO4O10(OH)8 | r |
| Cromita | FeCr2O4 | r |
| Magnetita | Fe3O4 | r |
| Ilmenita | FeTiO3 | r |
| Espinel·la | MgAl2O4 | r |
| Apatita | Ca5(PO4)3Cl | r |
| Pentlandita | (Fe, Ni)9S8 | r |
| Schreibersita | (Fe, Ni)3P | m |
| Cohenita | Fe3C | m |
Meteorits segons l’origen
En el procés de formació dels meteorits, la diferenciació geoquímica o la seva absència en els cossos progenitors dóna lloc a un tipus o un altre. L’anàlisi dels isòtops als meteorits permet datar diferents moments de la vida dels meteoroides, com ara l’edat de formació del cos progenitor, el moment en el qual el meteoroide es va separar del cos progenitor i quan va arribar el meteorit a la Terra.
A partir de l’autor.
Els meteorits més primitius, anomenats no diferenciats, provenen d’asteroides petits, on la calor no es va poder acumular i es va preservar el seu estat, de manera que en els meteorits d’aquest origen es troba material original de la nebulosa solar; són, per tant, rocosos, és a dir, no metàl·lics. La família més important de meteorits no diferenciats són les condrites.
En canvi, els meteorits diferenciats són més joves i provenen d’asteroides grans i de cossos planetaris on han tingut lloc processos de diferenciació geoquímica. Just després de la formació dels asteroides i dels cossos planetaris terrestres, la desintegració radioactiva d’isòtops de vida curta va proporcionar calor de manera ràpida i, en els cossos grans, aquesta no va poder escapar a l’espai; això va fer que les roques primitives s’escalfessin i, en alguns casos, es van fondre. L’augment de la temperatura interna en els asteroides grans va proporcionar l’energia necessària perquè els àtoms tinguessin la mobilitat suficient per a agrupar-se segons les seves afinitats químiques. Així, els elements sideròfils (gran afinitat amb el ferro metàl·lic), com el níquel i el cobalt, entre d’altres, es van ajuntar amb el ferro i van formar els aliatges que hi ha als meteorits metàl·lics; aquests, en ser molt més densos que les roques del voltant, es van enfonsar cap al centre de l’asteroide tot originant un nucli o, potser, diverses bosses metàl·liques que no van arribar a ajuntar-se. Per la seva part, els elements litòfils (gran afinitat amb l’oxigen), com silici, calci, alumini i magnesi, entre d’altres, i els elements calcòfils (molt afins amb el sofre), com ara el coure, el plom o el zinc, es van acumular a les zones externes, que van restar desproveïdes en gran part dels elements sideròfils. Posteriorment, els xocs d’aquests asteroides grans amb altres van fer que es trenquessin i que els seus interiors quedessin exposats, d’on provenen els meteorits metàl·lics i metal·lorocosos. De la part externa i rocosa, exemptes de metall, prové un altre tipus de meteorits rocosos, les acondrites (hi ha uns altres tipus d’acondrites que provenen de la Lluna i Mart).
L’edat dels meteorits
L’edat de formació dels meteorits es pot determinar amb l’anàlisi dels seus isòtops radioactius. Amb el temps, aquests isòtops es transformen en isòtops estables d’altres elements. Sabent la velocitat de transformació dels isòtops i la proporció entre el que resta d’aquests isòtops radioactius i els isòtops estables es pot determinar l’edat d’un meteorit. Una de les parelles d’isòtops més utilitzada amb aquest propòsit és 87Rb/87Sr (la vida mitjana del 87Rb és d’uns 49.000 Ma).
Les edats de formació dels meteorits no diferenciats, les condrites, se situen al voltant dels 4.500 Ma, és a dir, molt properes a l’edat del sistema solar. En canvi, les edats de formació dels meteorits diferenciats, com és d’esperar, són més recents ja que són el resultat de la diferenciació interna de cossos planetaris i asteroides grans. Les acondrites procedents d’asteroides i els meteorits metàl·lics i metal·lorocosos tenen edats entre 4.400 i 4.500 Ma, mentre que les acondrites procedents de la Lluna i de Mart són de formació molt més recent; els de la Lluna tenen una antiguitat entre 3.800 i 2.700 Ma i alguns dels de Mart tenen tan sols 180 Ma.
Les condrites
Fotografia amb llum polaritzada d’una còndrula d’olivina de la condrita Villalbeto de la Peña. La còndrula mesura uns 4 mm de diàmetre.
Jordi Llorca.
Fotografia de l’interior de la bretxa condrítica NWA 3119, on es reconeixen diverses textures i nombroses còndrules (algunes de les quals indicades amb fletxes). L’exemplar va ser recuperat al Sàhara el 2010 i mesura uns 10 cm de costat.
Jordi Llorca.
Les condrites són el tipus de meteorit més abundant. Generalment, entre el 40 i el 90% del seu contingut són còndrules, unes petites esferes d’entre 0,2 i pocs mil·límetres de diàmetre constituïdes majoritàriament per olivina i piroxè; en l’espai que deixen lliure aquests dos minerals, sol trobar-se una quantitat variable de feldspat. La seva textura indica que el seu origen és la fusió i posterior refredament sobtats del seu material a l’espai; tot i que no se sap amb certesa, una possibilitat és que aquests processos de formació de les còndrules tinguessin l’origen en l’ona de xoc creada per l’explosió d’una estrella propera.
Les condrites es classifiquen segons la seva composició química i les seves característiques petrològiques. A l’esquema, les caselles són plenes segons el nombre de meteorits que representen. Les condrites de tipus petrològic 3 són les més primitives, mentre que les de tipus 2 i 1 han patit alteració aquosa progressiva, i les de tipus 4 a 7 han patit cada cop més metamorfisme termal.
A partir de l’autor.
La majoria de les condrites també contenen, a més a més, petites partícules metàl·liques millimètriques d’aliatges de ferro i níquel.
Uns altres components habituals són els minerals troilita, cromita i apatita, però en quantitats molt menors.
Les còndrules, les partícules metàl·liques i la resta dels minerals es troben units per una matriu de gra molt fi (inferior a 0,1 mm) i de color grisós que conté olivina i piroxè, a més de quantitats variables de feldspat. No és estrany que les condrites continguin fragments amb textures o composicions diferents. En aquest cas es parla de bretxes condrítiques, que són el resultat dels xocs violents experimentats per l’asteroide progenitor amb altres asteroides en els quals les roques de la superfície es van trencar i es van tornar a agrupar.
Classificació química de les condrites
Les condrites es divideixen en famílies segons la seva composició química i mineralògica. El criteri és la relació entre el contingut de ferro dels silicats (eix d’abscisses) i la suma del contingut de ferro de les partícules metàl·liques i en forma de sulfur (eix d’ordenades).
A partir de l’autor.
Per a classificar les condrites en funció de la composició química, es compara la suma del ferro en estat metàl·lic i en forma de sulfur amb el contingut de ferro a l’olivina i el piroxè. Amb aquest criteri s’estableixen cinc grans grups: condrites d’enstatita (E), tres grups de condrites ordinàries (perquè són les més habituals) –H, L i LL– i condrites carbonàcies (C). En aquestes, a mesura que augmenta la quantitat de ferro en els silicats més petita és la quantitat de ferro en estat metàl·lic i més gran és la concentració de níquel a les partícules metàl·liques. Això s’explica tenint en compte que la quantitat total de níquel a les condrites és aproximadament igual per a tots els grups i que el níquel es troba aliat amb el ferro metàl·lic per afinitat química i no pas amb els silicats. La manera més habitual de classificar una condrita ordinària en subclasses és analitzar la composició química de l’olivina i el piroxè, ja que la quantitat de ferro en aquests silicats és característica de cadascuna de les famílies.
Les condrites ordinàries es divideixen en famílies segons la composició dels silicats majoritaris, olivina i piroxè. El meteorit es troba més oxidat a mesura que augmenta la concentració de ferro en els silicats.
A partir de l’autor.
Comparació entre la composició química del Sol i la de les condrites carbonàcies CI. Les abundàncies dels elements s’expressen normalitzades respecte al silici. Tenint en compte que el Sol representa més del 99% de la massa total del sistema solar, la coincidència de les abundàncies químiques suggereix que aquesta família de meteorits representa el material a partir del qual es va formar el sistema solar.
A partir de l’autor.
Les condrites d’enstatita contenen la mateixa quantitat global de ferro que les condrites H, però tot el ferro es troba a les partícules metàl·liques i a la troilita, i gairebé no n’hi ha als silicats. Aquestes condrites es van formar en ambients tan reductors que fins i tot part d’alguns elements litòfils –com ara el magnesi, el manganès, el titani i el crom– es troben formant sulfurs. Les condrites carbonàcies reben aquest nom perquè poden tenir fins el 5% en pes de carboni i es classifiquen en subgrups per semblança entre elles. En aquest tipus de condrites el carboni es troba majoritàriament en forma d’estructures grafítiques i polímers orgànics, però també s’hi han identificat més de 600 molècules orgàniques diferents, entre les quals hi ha hidrocarburs, alcohols, aldehids, cetones, àcids carboxílics, amines, amides, aminoàcids, bases nitrogenades i sucres. És possible que aquestes molècules orgàniques simples que des de sempre han arribat a la Terra amb els meteorits ajudessin a l’aparició de la vida a la Terra.
Classificació petrològica
El meteorit Allende és una condrita carbonàcia de la família CV3 que va caure a Mèxic el 1969. A més de les còndrules s’hi distingeixen molt bé les inclusions (blanques) riques en calci i alumini. Aquestes formacions s’anomenen inclusions refractàries i contenen les primeres fases minerals que van aparèixer al sistema solar a partir del refredament de la nebulosa de gas i de la pols inicial.
Jordi Llorca.
La classificació petrològica de les condrites complementa la classificació química perquè té en compte aspectes relacionats amb l’assemblatge dels minerals i la seva textura que, al seu torn, estan relacionats amb l’alteració i el metamorfisme d’aquestes mentre formaven part dels seus asteroides progenitors. Així, s’afegeix un nombre de l’1 al 7 després de les inicials E, H, L, LL i C. Els tipus 1 i 2 són característics de les condrites carbonàcies (sobretot els subgrups CI i CM) i indiquen la presència de minerals rics en aigua, especialment silicats en capes com la serpentina, que es van formar a partir de l’alteració aquosa dels silicats majoritaris, olivina i piroxè, en l’asteroide progenitor a temperatures suaus, entre 20 i 140 ºC. A mesura que l’alteració aquosa fou més intensa, els silicats de les condrites es van transformar progressivament en argiles i els components originals van desaparèixer; això va provocar que en el meteorit apareguessin clivelles reomplertes de sulfats solubles en aigua i es tornessin fràgils, i que les partícules de metall s’oxidessin completament.
Còndrula de la condrita carbonàcia ALH84034 de la família CM2, recuperada a l’Antàrtida. L’alteració aquosa a l’asteroide progenitor va transformar l’olivina i el piroxè de la còndrula en silicats rics en aigua com la serpentina (de color clar a la imatge) i la clorita (de color verd).
Jordi Llorca.
Les condrites de tipus petrològic 3 són les més primitives, les que no han patit gairebé cap modificació des que es van formar. Les seves còndrules són molt ben definides i es diferencien perfectament de la matriu. Aquests meteorits es mantenen tan inalterats que fins i tot en alguns es troben fullerens (una altra forma estable del carboni, com el diamant i el grafit) i grans presolars a la matriu. Aquests grans són partícules minúscules (inferiors a una mil·lèsima de mil·límetre) sobretot de diamant, grafit i carbur de silici, la composició isotòpica dels quals es correspon amb la d’altres estrelles, com ara supernoves i gegants vermelles, que van existir abans de la formació del sistema solar; en morir explotant, aquestes estrelles van dispersar aquests grans a l’espai i una part es van incorporar a la nebulosa solar.
Les condrites de tipus petrològic 4 a 7 mostren un augment progressiu a cada tipus del metamorfisme termal patit pels asteroides progenitors. A mesura que el metamorfisme va ser més intens, les textures inicials de les condrites es van desfigurar a causa del creixement progressiu de nous cristalls. A més, l’augment de la temperatura durant el metamorfisme va afavorir l’homogeneïtzació de la composició dels minerals, fins apropar-se a la composició d’equilibri termodinàmic. Les condrites de tipus 4 van assolir temperatures superiors als 700 ºC, condició que va homogeneïtzar la composició de l’olivina. L’homogeneïtzació dels piroxens té lloc a temperatures superiors als 850 ºC, situació en la qual es van trobar les condrites del tipus 5; aquestes, a més, tenen una quantitat de plagiòclasi més gran. Les condrites del tipus 6 van arribar a temperatures de 950 ºC, i fa que les còndrules siguin ja irreconeixibles i que tots els minerals arribin a la composició d’equilibri. Les condrites més abundants són les H5 i L6. Les condrites del tipus 7 són poques i els seus minerals mostren una textura de mosaic, ja que van arribar a assolir temperatures de 1.200 ºC.
Finalment, en funció del grau de xoc que van patir en els asteroides progenitors, també s’assigna a les condrites un tipus que va des del S0 (sense evidències de xoc) fins al S6. A mesura que s’incrementa el tipus de S1 a S6 augmenten els senyals de xoc, com ara venes d’impacte i la pèrdua progressiva de l’isòtop 40Ar, que prové del 40K (l’argó és un gas noble que no forma enllaços forts en els minerals i es perd amb facilitat).
Les acondrites
Fragments d’acondrites. A l’esquerra, fragment de l’acondrita Puerto Lápice, d’uns 2,5 cm, recollida en aquesta localitat de Ciudad Real pocs dies després de caure el 10 de maig de 2007. S’observa l’escorça de fusió i la textura típica de les eucrites a l’interior. A la dreta, fragment de la shergottita Ksar Ghilane 002 trobada al Sàhara el 2010, on es distingeixen dos elements basàltics: plagiòclasi i piroxè; aquest exemplar de meteorit marcià mesura uns 4 cm.
Jordi Llorca.
Les acondrites són meteorits rocosos que procedeixen de la Lluna, de Mart o de la part externa d’asteroides grans. Aquests fragments despresos eren roques ígnies que es van diferenciar –això implica que es van fondre totalment o parcial i en aquest procés van desaparèixer les còndrules (d’aquí el seu nom)– i que contenen, principalment, piroxè, feldspat i olivina. Gairebé no contenen metall lliure (menys de l’1%) i sovint són bretxes.
Hi ha diverses famílies d’acondrites, de les quals la més nombrosa és la constituïda per les eucrites, les diogenites i les howardites, també coneguda per les seves inicials HED. Les acondrites més abundants són les eucrites, que contenen quantitats similars de plagiòclasi rica en calci i piroxè pobre en calci i petites quantitats de metall i sulfur. S’assemblen als basalts terrestres tot i que el seu contingut en sodi, potassi i aigua és més baix, i malgrat que a les eucrites el ferro es troba en estat d’oxidació baix (Fe0 i Fe2+), mentre que als basalts terrestres es troba més oxidat (Fe2+ i Fe3+). Les diogenites són constituïdes per piroxè pobre en calci i petites quantitats de plagiòclasi i olivina; s’assemblen a les roques plutòniques terrestres. Les howardites són bretxes d’una mescla d’eucrites i diogenites.
La mesura dels isòtops d’oxigen a les acondrites permet identificar amb certesa les que provenen d’asteroides (HED) i les que provenen de la Lluna i Mart (SNC). La línia de fraccionament terrestre indica la posició de qualsevol objecte d’origen terrestre; qualsevol composició fora d’aquesta línia vol dir que l’objecte no és terrestre.
A partir de l’autor.
Gràcies als espectres de reflectància de les acondrites i dels asteroides s’ha observat que les acondrites de la família HED provenen de l’asteroide Vesta, el tercer més gran que es coneix. A l’hemisferi sud de Vesta hi ha un cràter de 460 km de diàmetre i 30 km de profunditat que ha deixat exposat el seu interior (val a dir que l’asteroide té un diàmetre una mica més gran, d’uns 500 km). Així, les eucrites surten de la lava solidificada que un dia va córrer per la superfície de l’asteroide, les diogenites corresponen a les roques situades a una profunditat més gran i les howardites es van formar, probablement, pel xoc que va originar el cràter. Els fragments arrencats de Vesta pel xoc, els vestoides, van acabar dispersats en una òrbita propera a la Terra des d’on, amb el pas del temps, arriben a la superfície terrestre els trossos que formen la família d’acondrites HED.
Altres famílies d’acondrites menys abundants són les aubrites, constituïdes fonamentalment per enstatita –i probablement derivades d’asteroides com els que van originar les condrites d’enstatita– i les ureilites, que contenen fases metàl·liques que embolcallen grans cristalls d’olivina i piroxè i que, com a singularitat, presenten fins el 2% en pes de carboni en forma de grafit i petits diamants (menys de 0,001 mm).
Comparació entre la composició actual de l’atmosfera de Mart i l’interior de les bombolles de gas a la shergottita EETA79001, trobada a l’Antàrtida. Quan es representa el logaritme decimal del nombre (log n) d’espècies químiques (àtoms o molècules) per mil·lilitre de gas, la correspondència és molt elevada, cosa que demostra l’origen marcià del meteorit. La grandària dels cercles indica la dispersió de la mesura.
A partir de fonts diverses.
Hi ha acondrites procedents de fragments de la superfície de la Lluna i de Mart, producte de grans xocs tangencials amb asteroides. El primer meteorit de la Lluna que es va trobar (el 1982 a l’Antàrtida) és l’ALH81005, una bretxa acondrítica amb fragments d’anortosita i basalt idèntica a les roques de la Lluna que han portat les missions espacials. Les acondrites de Mart són la família de les shergottites, les nakhlites i les chassignites, coneguda per les seves inicials SNC. Les shergottites són les més abundants; es tracta de roques basàltiques que contenen piroxè i plagiòclasi. Les nakhlites són constituïdes per augita i les chassignites, per olivina. Malgrat que no es poden comparar directament amb roques marcianes (encara cap missió espacial ha portat roques de Mart), hi ha molts indicis que les acondrites SNC provenen del planeta vermell. Un d’ells és la presència de maskelynita, un vidre que es forma per xoc a partir de la plagiòclasi; durant el xoc es van formar bombolles dins el vidre que van retenir l’atmosfera de Mart; la composició química i isotòpica d’aquest gas retingut ha resultat idèntica a les dades que les missions Viking van obtenir de l’atmosfera del planeta el 1976.
Els meteorits metàl·lics
Punta d’arpó feta amb un tros esmolat del meteorit metàl·lic Cape York, d’uns 10 cm de llarg, conservat al Museu d’Història Natural de Viena. L’arpó va ser fabricat i utilitzat pels esquimals a Grenlàndia, per a caçar.
Jordi Llorca.
Els meteorits metàl·lics són masses compactes de metall, molt denses, de tal manera que s’aferren fortament a un imant. La seva superfície mostra irregularitats molt característiques originades pel ròssec atmosfèric. Els meteorits metàl·lics són del tipus diferenciat (han sofert processos de diferenciació geoquímica) i més del 90% de la seva composició són aliatges de ferro i níquel; la resta de minerals solen agrupar-se en nòduls de troilita i grafit envoltats sovint per schreibersita i cohenita.
Gairebé a tots els meteorits metàl·lics entre el 6 i el 17% del seu pes és níquel. Quan una massa fosa de ferro amb aquesta quantitat de níquel es refreda lentament a l’interior d’un asteroide gran s’obtenen, en arribar la temperatura a un interval entre 700 i 300 ºC, dos aliatges diferents: la taenita (rica en níquel) i la camacita (pobra en níquel). El grau de difusió dels àtoms de níquel a la interfície entre les lamel·les de camacita i les de taenita permet conèixer la velocitat a la qual es va refredar l’asteroide progenitor, que resulta de l’ordre d’1-100 ºC per cada milió d’anys, que implica que els asteroides progenitors devien fer al voltant de 100 km de diàmetre.
Fragments de meteorits. 1 Tall polit d’un fragment de l’octaedrita Toluca (Mèxic), d’uns 6 cm, sotmès a atac àcid per tal de fer-hi visible la geometria octaèdrica dels cristalls dels aliatges de ferro i níquel, camacita i taenita, que dóna lloc, segons l’orientació amb què es talla el meteorit, a figures de Widmanstätten diferents. 2 Fragment d’uns 2 kg de pes del meteorit Campo del Cielo (Argentina), on s’observen les irregularitats de la superfície provocades pel fregament patit a l’atmosfera. 3 Tall polit de l’interior d’un fragment de la pal·lasita Esquel, d’uns 7 cm, trobat a l’Argentina el 1951, on s’aprecien a ull nu els cristalls d’olivina.
Jordi Llorca.
Els cristalls de camacita i taenita en créixer donen lloc a estructures octaèdriques, anomenades figures de Widmanstätten. El gruix de les lamel·les de camacita en aquestes figures és el criteri que es fa servir per a establir les famílies de meteorits metàl·lics. Els meteorits amb lamel·les de menys de 0,5 mm de gruix són les octaedrites fines (Of, o Off si mesuren menys de 0,2 mm). Si el gruix de les lamel·les està al voltant d’1 mm es parla d’octaedrites mitjanes (Om), i si mesuren més d’1-8,5 mm, d’octaedrites grosses (Og, o Ogg si el gruix és superior a 3,3 mm).
D’altra banda, els meteorits metàl·lics amb un contingut de níquel per sota el 6% en pes només contenen camacita i no mostren figures de Widmanstätten; són les hexaedrites. A l’altre extrem, les ataxites són meteorits metàl·lics amb un contingut en níquel superior al 17%, on les lamel·les de camacita són tan primes que no es veuen a ull nu.
Si el 10% del pes d’un meteorit és níquel, quan es refreda a temperatura entre 690 i 680 °C la taenita s’enriqueix en níquel fins al 12%, però com que la quantitat que té el meteorit és constant, les lamel·les de taenita s’encongeixen i apareix la camacita. A mesura que es refreda creixen les lamel·les de camacita, on la difusió del níquel és cada cop més ràpida en comparació amb la taenita; això fa que el níquel s’acumuli a la interfície de les lamel·les d’ambdós aliatges, fet que origina un perfil de níquel en les lamel·les de la taenita en forma de M. Segons la forma de la M es pot saber la velocitat de refredament de l’asteroide progenitor.
A partir de fonts diverses.
Una altra manera de classificar els meteorits metàl·lics consisteix a analitzar el contingut d’elements traça com germani, gal·li, or i iridi. Amb aquest criteri es distingeixen dotze famílies, procedents, almenys, de dotze asteroides diferents.
Els meteorits metal·lorocosos contenen dues fases ben diferenciades: una matriu metàl·lica i una part de silicats. Són de dos tipus. Les pal·lasites contenen cristalls d’olivina de 0,5 a 2 cm de llarg embolcallats del metall dels meteorits metàl·lics (similar a les Om), amb una proporció aproximada entre el silicat i el metall de 2:1. Els mesosiderits, el segon tipus, tenen una proporció de silicats i metall semblant, i la seva textura, a diferència de les pal·lasites, és molt variada; sovint són bretxes.
Els meteorits metàl·lics van ser molt útils a l’antiguitat per a elaborar eines i altres objectes. Abans de l’edat del ferro, i fins i tot després, els meteorits metàl·lics constituïen una font d’un material aleshores preciós, resistent i ideal per a fabricar estris. S’han trobat espases, dagues, puntes de fletxa, destrals, ganivets, escuts, etc., fetes amb meteorits metàl·lics a les antigues civilitzacions d’Egipte, Babilònia, Síria, Grècia, Roma i també en jaciments precolombins d’arreu del continent americà. Al segle XX alguns grups inuit encara en feien servir per a fer arpons. Avui, es poden contemplar aquests objectes als museus i imaginar l’efecte colpidor que la caiguda dels meteorits devien tenir en un moment en què l’ésser humà no tenia cap explicació convincent del fenomen. Actualment, lluny de provocar por, es busquen i s’espera la caiguda de meteorits, ja que proporcionen informació clau per a entendre el sistema solar; són fragments d’altres móns que ajuden a reconstruir els esdeveniments succeïts des de la seva gènesi a l’Univers.