Sezione Sideriti

 

Le meteoriti ferrose, dette sideriti, sono composte prevalentemente da una lega di ferro e nichel. Il metallo proveniente da queste meteoriti, detto ferro meteoritico, è stato la prima fonte di ferro utilizzabile per l'uomo.

Nonostante siano relativamente rare rispetto alle meteoriti rocciose, solo il 5,7% delle cadute meteoritiche osservate, sono state storicamente sovrarappresentate nelle collezioni di meteoriti.

 

Ciò è dovuto a diversi fattori:

 

Le meteoriti ferrose sono facilmente riconoscibili come qualcosa di inusuale anche agli occhi di una persona non esperta.

Sono molto più resistenti alla normale degradazione causata dagli elementi.

È molto più facile che sopravvivano all'ablazione atmosferica e di conseguenza è più facile trovare frammenti di grosse dimensioni.

 

In effetti le meteoriti ferrose rappresentano circa il 90% della massa totale di tutte le meteoriti conosciute (circa 500 tonnellate) e tutte le singole meteoriti più grandi ritrovate sono ferrose.

Le meteoriti ferrose sono collegate agli asteroidi di tipo M dato che entrambi mostrano spettri con caratteristiche simili nelle regioni del visibile e dell'infrarosso vicino. Si ipotizza che le meteoriti ferrose siano frammenti del nucleo di antichi asteroidi, più grandi e differenziati, frantumati da impatti cosmici.  Il calore rilasciato dal decadimento radioattivo dei nuclidi a breve vita è considerato una causa plausibile per la fusione e la differenziazione di questi corpi progenitori agli albori del Sistema Solare.

Le meteoriti ferrose appartenenti alla classe chimica IIE potrebbero essere invece una significativa eccezione dato che la loro possibile origine è stata individuata nella crosta dell'asteroide di tipo S Hebe.

 

Questi meteoriti sono costituiti quasi interamente da due leghe di ferro e nichel: la camacite e la taenite. Minerali minori, quando presenti, sono noduli tondeggianti di troilite o grafite, contornati da schreibersite e cohenite. La schreibersite e la troilite possono presentarsi anche come inclusioni planari che appaiono sulla superficie tagliata come lamellae lunghe qualche cm e larghe qualche millimetro. I piani di troilite sono chiamati lamellae Reichenbach.

La composizione chimica è dominata da ferro e dal nichel, sempre presenti. Insieme al cobalto questi tre elementi da soli rappresentano più del 95% della massa presente. La concentrazione del nichel è quasi sempre superiore al 5% e può arrivare fino al 25%. La significativa presenza di nichel può essere utilizzata sul campo per una rapida distinzione dei ferri meteoritici da altri prodotti artificiali che di solito contengono una percentuale di nichel inferiore. La presenza di un'alta percentuale di nichel da sola non è comunque un indicatore sufficiente per affermare l'origine meteoritica del materiale.

 

La classificazione strutturale è basata sulla presenza o l'assenza delle figure di Widmanstätten che può essere verificata osservando una faccia del meteorite tagliata, lucidata ed incisa con l'acido. Ciò è connesso con il rapporto tra il contenuto di ferro e quello di nichel. La relativa facilità di questa analisi spiega il motivo per cui fu la classificazione strutturale ad affermarsi per prima. Le categorie sono:

 

Esaedriti (Hexahedriti): basso contenuto di nickel, nessuna figura di Widmanstätten, a volte sono presenti le linee di Neumann

Ottaedriti (Octahedriti): contenuto nickel da medio ad alto, figure di Widmanstätten, la classe più comune. Le ottaedriti si suddividono a loro volta in base alla dimensione delle lamellae.

Atassiti (Ataxiti): alto contenuto di nichel, nessuna figura di Widmanstätten

 

Una nuova classificazione di tipo chimico, basata sulle proporzioni degli elementi in tracce come gallio, germanio e iridio, divide le meteoriti ferrose in classi che corrispondono a distinti asteroidi progenitori:

 

IA: ottaedriti medie e grezze, 6,4-8,7% Ni, 55-100 ppm Ga, 190-520 ppm Ge, 0,6-5,5 ppm Ir, Ge-Ni correlazione negativa;

IB: atassiti e ottaedriti medie, 8,7-25% Ni, 11-55 ppm Ga, 25-190 ppm Ge, 0,3-2 ppm Ir, Ge-Ni correlazione negativa;

IC:

IIA: esaedriti, 5,3-5,7% Ni, 57-62 ppm Ga, 170-185 ppm Ge, 2-60ppm Ir.

IIB: ottaedriti molto grezze, 5,7-6,4% Ni, 446-59 pm Ga, 107-183 ppm Ge, 0,01-0,5 ppm Ir, Ge-Ni correlazione negativa;

IIC: ottaedriti plessitiche, 9,3-11,5% Ni, 37-39 ppm Ga, 88-114 ppm Ge, 4-11 ppm Ir, Ge-Ni correlazione positiva;

IID: ottaedriti fini o medie, 9,8-11,3%Ni, 70-83 ppm Ga, 82-98 ppm Ge, 3,5-18 ppm Ir, Ge-Ni correlazione positiva;

IIE: ottaedriti di finezza variabile, 7,5-9,7% Ni, 21-28 ppm Ga, 60-75 ppm Ge, 1-8 ppm Ir, Ge-Ni correlazione assente;

IIG:

IIF:

IIIAB: ottaedriti medie, 7,1-10,5% Ni, 16-23 ppm Ga, 27-47 ppm Ge, 0,01-19 ppm Ir

IIICD: atassiti e ottaedriti fini, 10-23% Ni, 1,5-27 ppm Ga, 1,4-70 ppm Ge, 0,02-0,55 ppm Ir

IIIE: ottaedriti grezze, 8,2-9,0% Ni, 17-19 ppm Ga, 3-37 ppm Ge, 0,05-6 ppm Ir, Ge-Ni correlazione assente;

IIIF: ottaedriti medie e grezze, 6,8-7,8% Ni, 6,3-7,2 ppm Ga, 0,7-1,1 ppm Ge, 1,3-7,9 ppm Ir, Ge-Ni correlazione assente;

IVA: ottaedrtiti fini, 7,4-9,4% Ni, 1,6-2,4 ppm Ga, 0,09-0,14 ppm Ge, 0,4-4 ppm Ir, Ge-Ni correlazione positiva;

IVB: atassiti, 16-26% Ni, 0,17-0,27 ppm Ga, 0,03-0,07 ppm Ge, 13-38 ppm Ir, Ge-Ni correlazione positiva;

Anomali (ungrouped). Si tratta di un gruppo abbastanza numeroso (circa il 15% del totale), composto da oltre 100 meteoriti che non ricadono in nessuna delle classi menzionate e provengono da circa 50 corpi progenitori distinti.

 

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