Academic literature on the topic 'Condritas'

Per tal de comprendre el Sistema Solar en la seva forma actual i la formació dels planetes, els cossos menors juguen un paper clau. La composició d’asteroides i cometes ens proporciona claus sobre el naixement del Sistema Solar i la seva evolució. Els petits cossos no diferenciats contenen els primers materials sòlids del Sistema Solar, formats arran de l’agregació i la fusió del pols primordial. A partir d’aquests primers blocs constitutius es formaren cóssos majors com ara asteroides, cometes i planetes. Els cossos rocosos amb un tamany major a pocs centenars de quilòmetres de diàmetre experimentaren segregació química degut a la diferenciació, però els menors irradiaren la calor interior i mai es van fondre. Els cossos no diferenciats han preservat els materials pristins que formaven el disc protoplanetari. Aquests materials preservats conformen els meteorits no diferenciats. Els meteorits procedint d’aquests objectes, coneguts com a condrites, són mostres dels materials formats al disc protoplanetari al voltant del Sol fa uns 4.600 milions d’anys. Entre aquests, les condrites carbonàcies són les úniques mostres disponibles que representen asteroides carbonacis que són importants per tal de comprendre les seves propietats físiques i per comparar amb les retornades per les missions Hayabusa 2 i OSIRIS-Rex. Aquesta tesi es centra en la composició química, mineralogía i propietats físico-químiques dels cossos menors del Sistema Solar mitjançant mesures al laboratori dels seus meteorits. Diverses tècniques aquí descrites permeten l’estudi de les propietats de les condrites i, d’aquesta manera, obtenir claus sobre les complexes històrias acrecionàries dels seus cossos progenitors. Els canvis mineralògics associats al metamorfisme tèrmic, l’alteració aquosa o als efectes de xoc a condrites són descrits en el context d’indagar en la natura dels seus asteroides pares. A més, s’apliquen tècniques espectroscòpiques com a mètode adient per tal d’associar els meteorits als seus asteroides específics, tot i que una associació inequívoca requerirà completar missiones de retorn de mostres. A la primera part d’aquest treball es comparen els espectres de reflexió de dos grups de condrites carbonàcies químicamente relacionades: CV i CK. Les propietats reflectives d’aquests dos grups de condrites són comparades amb la classe espectral Cg d’asteroides. Donat que els asteroides han estat exposats a impactes des de la seva formació, les seves superficies són cobertes per petites partícules, roques i blocs majors. La missió Hayabusa de JAXA va recolectar partícules del regòlit de l’asteroide 25143 Itokawa. Els estudis al laboratori d’aquestes partícules proporcionen una oportunitat científica donat que les seves propietats físiques poden ser comparades amb aquestes de les condrites que poden ser doncs considerades bons exemples dels materials constitutius dels asteroides potencialment perillosos (PHAs). A la segona part de la tesi es presenten els resultats de l’estudi de les propietats mecàniques de tres d’aquestes partícules fent servir una tècnica acurada anomenada nanoindentació. Finalment també s’estudien les propietats de cossos foscos associats amb cometes evolucionats. En aquest sentit el cometa 2P/Encke és un dels majors objectes de l’anomenat complex de les Tàurides. El seu comportament espectral fa que sigui similar a les condrites carbonàcies prístines però es desconeixia la seva natura real. A aquest treball s’ha trobat un bon ajust espectral entre el cometa i dues condrites carbonàcies sense agrupar, tot permetent fer-nos una idea sobre la composició heterogènia de la superficie d’un cometa de periode curt.<br>Para comprender el Sistema Solar en su forma actual y la formación de los planetas, los cuerpos pequeños juegan un papel clave. La composición de asteroides y cometas nos proporciona claves sobre el nacimiento del sistema solar y su evolución. Los pequeños cuerpos no diferenciados contienen los primeros materiales sólidos del Sistema Solar, formados a partir de la agregación y el fundido del polvo primordial. A partir de estos primeros bloques constitutivos se formaron cuerpos mayores como los asteroides, cometas y planetas. Los cuerpos rocosos con un tamaño mayor a pocos cientos de kilómetros de diámetro experimentaron segregación química debido a la diferenciación, pero los menores irradiaron el calor interior y nunca se fundieron. Los cuerpos no diferenciados han preservado los materiales prístinos que formaban el disco protoplanetario. Estos materiales preservados están alojados en meteoritos no diferenciados. Los meteoritos procedentes de estos objetos, conocidos como condritas, son muestras de materiales formados en el disco protoplanetario alrededor del Sol hace unos 4.600 millones de años. Entre ellos, las condritas carbonáceas son las únicas muestras disponibles que representan asteroides carbonáceos que son importantes para comprender sus propiedades físicas y para comparar con las muestras retornadas por las misiones Hayabusa 2 y OSIRIS-Rex. Esta tesis se centra en la composición química, mineralogía, así como las propiedades físico-químicas de los cuerpos menores del Sistema Solar mediante medidas en el laboratorio de sus meteoritos. Diversas técnicas descritas aquí permiten el estudio de las propiedades de las condritas y, de esta manera, obtener claves sobre las complejas historias acrecionarias de sus cuerpos progenitores. Los cambios mineralógicos asociados al metamorfismo térmico, la alteración acuosa o a los efectos de choque en condritas son descritos en el contexto de indagar en la naturaleza de sus asteroides padres. Además, técnicas espectroscópicas son aplicadas como un método adecuado para asociar los meteoritos a sus asteroides específicos, aunque una asociación inequívoca requerirá completar misiones de retorno de muestras. En la primera parte de este trabajo se comparan los espectros de reflexión de dos grupos de condritas carbonáceas químicamente relacionados: CV y CK. Las propiedades reflectivas de esos dos grupos de condritas son comparados con la clase espectral Cg de asteroides. Dado que los asteroides han sido expuestos a impactos desde su formación sus superficies están cubiertas por pequeñas partículas, rocas y bloques mayores. La misión Hayabusa de JAXA recolectó partículas del regolito del asteroide 25143 Itokawa. Los estudios en el laboratorio de esas partículas proporcionan una oportunidad científica dado que sus propiedades físicas pueden ser comparadas con aquellas de las condritas que pueden ser consideradas buenos ejemplos de los materiales constitutivos de los asteroides potencialmente peligrosos (PHAs). En la segunda parte de la tesis se presentan los resultados del estudio de las propiedades mecánicas de tres de esas partículas usando una técnica precisa denominada nanoindentación. Finalmente también se estudian las propiedades de cuerpos oscuros asociados con cometas evolucionados. En ese sentido el cometa 2P/Encke es uno de los mayores objetos del llamado complejo de las Táuridas. Su comportamiento espectral hace que sea similar a las condritas carbonáceas prístinas, pero se conocía bien poco a su naturaleza real. En este trabajo se ha encontrado un buen ajuste espectral entre el cometa y dos condritas carbonáceas sin agrupar, lo que permite hacernos una idea sobre la composición heterogénea de la superficie de un cometa de periodo corto.<br>To understand the solar system in its current form, and the formation of the planets, small bodies play a key role. The composition of asteroids and comets provides the clues about the birth of the solar system and its evolution. Small undifferentiated bodies contain the first solid materials of the Solar System, formed from the aggregation and melting of primordial dust. From these primordial building blocks much larger bodies such as asteroids, comets and planets were formed. Rocky bodies with a size of few hundreds of kilometers experienced chemical segregation due to differentiation, but the smaller ones irradiated the internal heat and never melted. These undifferentiated bodies have preserved pristine materials that were forming the protoplanetary disk. These materials are hosted by undifferentiated meteorites. The meteorites coming from these objects, known as chondrites, are samples of materials formed in the protoplanetary disk around the Sun about 4,600 million years ago. Among them, the carbonaceous chondrites are the only available samples representing carbonaceous asteroids which are important to understand their physical properties and for future comparison with samples returned by Hayabusa 2 and OSIRIS-Rex missions. This thesis focuses on the chemical composition, mineralogy, as well as the physical and mechanical properties of Solar System small bodies through laboratory measurements of their meteorites. Several techniques described here allow the study of the properties of chondrites, and therefore provide clues about the complex accretionary histories of their parent bodies. The mineralogical changes associated with thermal metamorphism, aqueous alteration, or to the effects of shock in chondrites are described here in the context of getting clues about their possible parent asteroids. Besides, spectroscopic techniques are applied as a suitable method to link the meteorite samples to specific asteroids, although an unambiguous association will require to complete future sample return missions. In the first part of the work, the reflectance spectra of two chemically-related carbonaceous chondrites groups, precisely the CVs and CKs are measured and compared. The reflective properties of these two chondrite groups and the comparison with the Cg asteroid reflectance class supports a common formation scenario. Asteroids have been exposed to impacts since their formation, and as a consequence their surfaces are covered by small particles, pebbles, and boulders. The Japanese JAXA Hayabusa mission collected particles from the regolith of asteroid 25143 Itokawa. Laboratory studies of these particles provide a scientific opportunity as their physical properties can be compared with those characteristic of chondrites that can be considered proxies of the building materials of potentially hazardous asteroids (PHAs). In the second part of the thesis the results from a study of the mechanical properties of three of these particles using a precise technique called nanoindentation are presented. Finally, the properties of dark bodies associated with evolved comets are studied. In that sense, comet 2P/Encke is one of the largest object of the so-called Taurid complex. Its spectral behaviour makes it similar to pristine carbonaceous asteroids, but little was known about its real nature. In this work a good spectral match between this comet and two ungrouped chondrites has been found, allowing us to make a first-guess about the heterogeneous composition of the surface of a short-period comet.

Una completa caracterización de los condritos ordinarios (CO’s) del desierto de Atacama, II región, Chile, fue realizada en el marco de esta tesis doctoral, provenientes de 2 localidades: Pampa de Mejillones (PM), en la zona costera y San Juan (SJ), en la depresión central, más algunas muestras provenientes de otras localidades. El objetivo principal fue comprender y reconstituir los procesos de meteorización experimentado por estas muestras en Atacama, y definir hasta qué grado las signaturas terrestres adquiridas en su residencia en la Tierra modifican las señales primitivas de estos meteoritos no diferenciados. Las propiedades de los CO’s los hace ser materiales únicos para el estudio de la meteorización, al contar con una muy bien conocida mineralogía y química previa a su llegada a la Tierra. Además, como todos sus minerales primarios contienen Fe en estado Fe0 y Fe2+, la meteorización se puede cuantificar de la medición del Fe3+ transformado en la Tierra. La metodología incluyó petrografía a diversas escalas (microscopía óptica, SEM y EDS), geoquímica de elementos mayores, trazas y REE, %Fa en olivinos y %Fs en piroxenos para clasificación, propiedades físicas (masa, densidad, porosidad) y magnéticas (susceptibilidad magnética, log ), identificación de mineralogía primaria y secundaria con difracción de rayos X (DRX) y espectroscopia Mössbauer (EM), que permitió la obtención del % de Fe3+ del que obtuvimos el % de oxidación. La tesis además a través de colaboraciones logró la obtención de edades terrestres 14C para 45 muestras, parámetro fundamental para encontrar las tasas de meteorización y los patrones evolutivos de las muestras en sus distintas localidades. Una primera caracterización de las superficies de acumulación permitió descubrir que SJ corresponde al área de recolección de meteoritos más densa descrita a la fecha en el mundo (9-12 meteoritos/km2 versus 0,3 met/km2 en PM) dada la antigüedad (>Ma) y estabilidad de su superficie, y a la metodología utilizada de búsquedas sistemáticas a pie que llevaron a recolectar meteoritos < 40g. La mineralogía primaria de los CO’s (silicatos: olivinos y piroxenos + opacos: Fe-Ni metal y troilita) fue reconocida y se observó que las fases opacas eran las más susceptibles a ser reemplazadas por oxi-hidróxidos de Fe, aunque los silicatos también son afectados. A través de DRX y EM fueron identificados como las fases paramagnéticas akaganeita, goethita (más características en SJ, e indicando posibles periodos de mayor aridez en la población de PM) y posible lepidocrocita y las magnéticamente ordenadas magnetita, maghemita y hematita. Los porcentajes de oxidación varían entre ~14% y ~74% para PM y entre ~10% y ~57% para SJ, con máximos en sus histogramas de frecuencia bimodales a los 20% y 50% en PM, y a los 25% y 55% en SJ. Este comportamiento está dado por su estado de choque S, el cual lo relacionamos al porcentaje de porosidad inicial que poseían, con altas porosidades iniciales asociadas a estados de choque bajos y viceversa. Las edades terrestres 14C muestran que los CO’s de Atacama son poblaciones antiguas: en SJ el ~52% de los meteoritos son >20 ka, mientras que en PM, el ~47% > 20 ka. PM muestra, a diferencia de SJ, una distribución bimodal en la frecuencia de edades cuyos máximos fueron interpretados como periodos de mayor aridez en esa zona a los 10-15 ka y a los 25-30 ka. Los diagramas de oxidación versus edad terrestre permitieron ver que no existe correlación para los CO’s de Atacama, al igual que los otros proxies de meteorización usados, como grado de meteorización W y log . Esto se debe a que la meteorización está relacionada fundamentalmente con la porosidad inicial, la que define una primera etapa con altas tasas de meteorización que cesa al ocluirse la porosidad primaria. Por lo tanto, dependiendo de ese parámetro intrínseco a los meteoritos, dados en general por su estado de choque, se define en primera instancia la tasa de meteorización, la que en segunda instancia dependerá de las condiciones ambientales imperantes al momento de la caída. La meteorización química está caracterizada por la pérdida de los elementos Ni, y en menor grado Co y Cr, enriquecimiento de Na, Sr, Ba, U, Pb, Tl y Th, y en menor grado K y LREE, en muestra total, pero variaciones minerales locales de Fe, Si, Mg, Mn, Al y S pudieron ser observadas con SEM/EDS, con el Si presente de manera ubicua en los productos de meteorización, indicando algún componente de arcillas y/o filosilicatos como parte de éstos, presentes a escala micro-nanométrica. Una conclusión importante de este estudio es que en desiertos con aridez como la que exhibe Atacama, la meteorización la controla la porosidad inicial mientras que la naturaleza de la mineralogía de alteración es controlada por las condiciones ambientales al momento de la caída, por lo que CO’s con grados de choque ≥S3 son los mejores candidatos para estudios de procesos en cuerpos parentales asteroidales, prefiriéndose los análisis puntuales a los totales, para restringir la interferencia de los patrones de meteorización. Los CO’s de SJ son buenos candidatos para estudios en esta línea, así como también para el estudio del flujo de meteoritos a la Tierra, por su buena preservación y distribución plana de edades hasta >35 ka. Más superficies de acumulación similares a ésta deben existir en la depresión central en Atacama, por lo que nuevos meteoritos es muy factible de seguir encontrando en el futuro, aunque restringidos a los tipos ya encontrados.

Memoria para optar al título de Geólogo<br>La caída de material extraterrestre es un hecho constante, que se da en lugares y momentos aleatorios alrededor de todo el mundo y cuyas características pueden variar notoriamente entre ellos. El desierto de Atacama debido a su muy bajo nivel de humedad y presencia de agua líquida, entre otras cosas, es un lugar destacado para la búsqueda y recolección de estas rocas, cuyo momento de llegada a nuestra superficie pudo ser hace un par de días como hace miles de años. Los condritos son el tipo de meteorito más común, petrológicamente con varias similitudes con las rocas ultramáficas terrestres, sin embargo, su proceso de formación sería más complejo y a día de hoy mayormente incierto. Los modelos de formación planteados hasta hoy están basados en estudios centrados en un tipo particular de condrito (carbonáceo), cuyas dataciones entregan una edad levemente mayor que la de los condritos ordinarios, lo cual, sumado a sus diferencias de abundancias elementales, puede poner en cuestionamiento hasta qué punto el origen es compartido. El estudio detallado aquí entrega toda la información petrográfica y químico-mineralógica que permite clasificar un conjunto de meteoritos hallados en el desierto de Atacama, que serán añadidos al repositorio chileno de meteoritos. Estos datos permiten corroborar que corresponden a dos grupos distintos de condrito ordinario (H y L), con distintos estados de choque en sus cuerpos parentales y sufrido distintos grados de meteorización. MIAs fueron encontradas en algunos cóndrulos y fragmentos de olivino. Fases hijas como glóbulos de sulfuro cuyo contenido de azufre es mayor que los sulfuros externos son asociados a cambios post atrapamiento y fases entrampadas como cromita, reflejan la composición y condiciones del fundido que dio origen al mineral. La coexistencia de fases y abundancias químicas apoyan un régimen de formación tranquilo, dentro de una nebulosa solar en enfriamiento en la cual cada componente se mantiene dentro del sistema disponible para futuras reacciones. El desequilibrio entre la fase vítrea y el huésped correspondería a un intercambio Ca-Na, posible solo bajos ciertas condiciones de temperatura. Se plantea finalmente un proceso de condensación en equilibrio en un gas enriquecido 100 veces en composición solar y con una tasa de enfriamiento distinta a la del reservorio de condritos carbonáceos.