Meteoritos, chondritas…Formación del Sistema

Solar

• La Tierra es un cuerpo dinámico, sus formaciones rocosas están siendo continuamente recicladas hacia nuevas por diferentes procesos:

– Subducción– Puntos calientes– Erosión – sedimentación– etc.

• La Tierra es un cuerpo dinámico, sus formaciones rocosas están siendo continuamente recicladas hacia nuevas por diferentes procesos:

– Subducción

• La Tierra es un cuerpo dinámico, sus formaciones rocosas están siendo continuamente recicladas hacia nuevas por diferentes procesos:

– Puntos calientes

• La Tierra es un cuerpo dinámico, sus formaciones rocosas están siendo continuamente recicladas hacia nuevas por diferentes procesos:

– erosión

Pedregales

• Como resultado de todos estos procesos las rocas antiguas son muy raras.

• Los materiales más antiguos datados en la Tierra son:

– Los granos de circón de sedimentos metamorfizados, encontrados en Australia (4.2 Ga)

– Las komatitas del Cratón Canadiense (4.0 Ga)

• En consecuencia el registro geológico termina ahí y no se tiene ninguna traza de la historia temprana de la Tierra.

• Las muestras de la Luna obtenidas durante la Misión Apolo XI (1969) han ayudado en la elaboración de hipótesis sobre la generación de los planetas del Sistema Solar.

• Sin embargo, son los meteoritos los que mejor y mayor información han dado.

• fenómeno del cielo y describe la luz que se produce cuando un fragmento de materia extraterrestre entra a la atmósfera de la Tierra y se desintegra.

• Se forman por colisiones entre los cuerpos padres (asteroides).

Meteoritos….

El mayor meteorito encontrado (Hoba, en Namibia) pesa 60 toneladas.

• Existen dos tipos:– Falls (caídos)– Finds (encontrados)

Falls: son los que han sido recogidos tras la observación de una “bola de fuego” cuya trayectoria puede ser asociada al sitio de impacto.

Finds: son meteoroides encontrados cuya caída a Tierra no ha sido observada.

Meteoritos….

• La información de los finds es menos confiable que la de los falls….…. han sido alterados, meteorizados, etc.

• Una excepción son los finds de Antártica que han sido mejor preservados en capa de “freeze” del hielo polar.

Meteoritos….

Stones (piedras)

Compuestos de silicatos

chondritas

achondritas

Irons (hierros)

Compuestos de metales

Stony irons

Mezcla de silicatos y metales

Clasificación

Stones (piedras)

Compuestos de silicatos

chondritas

achondritas

Irons (hierros)

Compuestos de metales

Stony irons

Mezcla de silicatos y metales

Clasificación

chondrulos

sin chondrulos

Stones (piedras)

Compuestos de silicatos

chondritas

achondritas

Irons (hierros)

Compuestos de metales

Stony irons

Mezcla de silicatos y metales

Clasificación

primitivos

diferenciados

• Tienen composiciones ultramáficas y están formadas de proporciones variables de:

– Un componente de alta temperatura (chondrulos)

– Inclusiones de alta temperatura (inclusiones refractarias o CAI)

– Grandes agregados de metal y sulfuros– Pequeños agregados de metal, sulfuros y óxidos– Granos gruesos, aislados de silicatos– Una mezcla porosa de grano fino de minerales y

material amorfo (matriz)

Chondritas….

• Estos componentes se formaron en la nébula solar y se fueron agregando subsecuentemente para formar los cuerpos padres de los meteoritos (astereroides).

• Todas las chondritas han sido variablemente metamorfizadas (metamorfismo termal o de impacto)

• Algunas son brechificadas debido a colisiones o impactos entre los cuerpos padres

• Las menos metamorfizadas tienen una textura porosa.

Chondritas….

Chondritas….

Abundancias de los elementos en la fotosfera del Sol y en la meteorita Orgueil (la más primitiva).

El sol es enriquecido en N, C, O e H con respecto a las chondritas y empobrecido en Li.

• Son pequeñas partículas esféricas o elipsoidales que alguna vez estuvieron fundidas. Pueden constituir hasta el 80% de la chondrita (media 40%).

Chondrulos….

• Tamaño: décimas de mm a pocos mm (promedio 0.5 mm)

• Composición: cristales y vidrio “quench”

• Composición mineralógica:

> 50%:– Olivino– Pxo pobre en Ca (ens-hy)el resto:- Troilita (FeS)- Kamacita (aleación Fe-Ni)- Pxo rico en Ca (pig-diop)- Espinela de Mg y Al- Cromita- feldespato

Chondrulos….

• Magnetismo remanente: adquirido cuando se enfriaron hacia el punto de Curie en presencia de un campo magnético.

Entonces existía un campo magnético en la nébula solar

• Tienen zonaciones composicionales y contienen relictos de cristales.

• Pueden tener bordes de material fino oscuro rico en volátiles (similar a la matriz de la chondrita)

Chondrulos….

• Tienen una composición muy variable, pero la media es similar en todas las clases de chondritas.

Elementos más abundantes:

Si, Mg, Al, Ca, Fe, OElementos menores:Na, S, K, Ti, Cr, Mn, Ni

• Son empobrecidos en elementos siderófilos, calcófilos y volátiles con respecto a la composición total de la chondrita.

• La presencia de vidrio y su forma esferoidal implica que son gotas de material fundido.

Chondrulos….

• Su origen es un misterio ya que se supone que en la nébula solar las presiones eran sumamente bajas. Entonces:

- líquidos no pueden ser estables

- sólidos tenderían a evaporarse

• Además se desconoce cual habría sido la fuente de calor para fundir el material.

Chondrulos….

• Los chondrulos parecen haberse calentado sumamente rápido y aparentemente se enfriaron y cristalizaron en escalas de tiempo de horas o incluso minutos.

• Pese a que el enfriamiento debió ser rápido, tuvo que ser menor que la tasa de enfriamiento del espacio abierto:– Zonación composicional– Presencia de cristales– Reproducción experimental de

texturas

Chondrulos….

Mecanismos de formación:• Son inciertos pero se

proponen varias hipótesis:– Colisiones de pequeños

cuerpos (<1m)– Calentamiento friccional del

polvo cósmico– Incidencia de rayos– etc.

Tal vez simplemente se produjeron por fenómenos completamente desconocidos.

Chondrulos….

RI (refractary inclusions) o CAI (Ca-Al-inclusions)Parecen ser más viejas que el resto de material de la chondrita por varios millones de años.

• Tamaño: hasta 5-10 cm (promedio 0.5 mm)

• Composición: enriquecidas en elementos refractarios (Ca, Al, Ti, Re) en metales nobles y en Ba, Th, Zr, Hf, Nb, Ta, Y y REE. Empobrecimiento relativo en Fe, Mg y Si con respecto a la chondrita total.

Inclusiones refractarias….

Composición mineral:- espinela (MgAl2O4)

- perovskita (CaTiO3)

- melilita (Ca(Mg,Fe,Al,Si)2O4)

- hibonita (Ca(Al,Mg,Ti)12O19)

- pedacitos de elementos siderofilos refractarios (Re, Os, Pt, Ir, W, Mo) cubiertos por aleaciones de Fe-Ni y sulfuros.

Formación:1. Seguramente a altas temperaturas y

altas fugacidades de oxígeno.2. Residuo refractario de material

vaporizado.

Inclusiones refractarias….

• Material oscuro rico en Fe y en volátiles, finogranular y muy heterogéneo.

• Constituyentes primarios:– Pxo pobre en Fe y Ca– Olivino– Material amorfo

En menor grado:– Fe-metálico– Silicatos– Sulfuros– Carbonatos

Matriz…

• En los meteoritos más volátiles, el olivino y el piroxeno se han alterado a serpentina.

• La matriz puede incluir granos de SiC (carburo de silicio) y diamantes de composición isotópica anómala.

• Este material podría ser el detrito de una supernovae y podría ser lo más viejo del Sistema Solar.

Matriz…

Clases de Chondritas

CCarbonácea

s

EEnstatita

OOrdinarias

CI, CII, CIII

CI, CM, CV, CO

EH, EL H, L, LL

Chondritas Carbonaceas

CCarbonácea

sCI, CII, CII

CI, CM, CV, CO

• Son las más ricas en volátiles y las más primitivas.

• Clasificación en función de la disminución de los contenidos de C y de H2O.

• Clasificación actual usa el nombre de la chondrita tipo.

• El objeto más primitivo de éstas es Orgueil.

Chondritas CarbonáceasClasifica

ciónCaracterísticas

Caídas de referencia

CI

No tienen chondrulos, 3 à 5% de carbono, 20% agua, silicatos hidratados, magnetita, sulfuros, ácidos, compuestos orgánicos, densidad de 2,5 à 2,9

Meteorito de IVUNA 16 de diciembre 1938 en Tanzania

CMPresencia de mini-chondrulos, 0,6 à 2,9% de carbono, 13% agua, detritos de olivino y piroxeno, densidad de 3,4 à 3,8

meteorito de MIGHEI 18 de junio de 1889 en Ukrania

COMini-chondrulos, 0,21 à 1% de carbono, menos de 1% de agua, densidad de 3,4 à 3,8

Meteorito de ORNANS 11 de julio 1868 en Francia

CV Presencia de grandes chondrulos.

meteorito de VIGARANO 22 de enero de 1910 en Italia

Clases de Chondritas

CCarbonacea

s

EEnstatita

OOrdinarias

CI, CII, CII

CI, CM, CV, CO

EH, EL H, L, LL

Su clasificación se basa en el contenido de Fe y Ni y en el grado de oxidación del Fe.

Chondritas de Enstatita

EEnstatita

EH, EL

Son las chondritas más reducidas, virtualmente todo el Fe está presente como metal en lugar que como Fe2+ (silicatos).

EH= High IronEL = Low Iron

Chondritas de Enstatita

Clasificación Características

Chondrita EHPresencia de mini-chondrulos, tasa de hierro puede alcanzar 35%.

Chondrita ELChondrulos de tamaño mediano, tasa de hierro inferior a 12%

• La reducción del Fe incrementa la razón Si/(Fe2++Mg) en los silicatos, resultando en la formación de enstatita en lugar de olivino.

• Además contienen metales, sulfuros y minerales exóticos: fosfuros, carburos, oxinitruros (de sílice)

Clases de Chondritas

CCarbonacea

s

EEnstatita

OOrdinarias

CI, CII, CII

CI, CM, CV, CO

EH, EL H, L, LL

Su clasificación se basa en el contenido de Fe y Ni y en el grado de oxidación del Fe.

Chondritas Ordinarias

OOrdinarias

H, L, LL

Clasificación Contenido de metal

Chondrite HHigh Iron

15 à 25%, densidad de 3,4 à 3,6, chondrite con bronzita y olivino

Chondrite LLow Iron

7 à 15%, densidad de 3,6 à 3,9, chondrite con hypersteno y olivino

Chondrite LL (Amphotérites)

3 à 7%, bajo Fe total y bajo Fe metálico.

Tipo Características

Tipo 3 Chondrulos separados (rara)

Tipo 4 Fusión ligera

Tipo 5 Fusión importante

Tipo 6 Fusión completa

Tipo 7 Textura cristalina (muy rara)

Clasificación en función del grado de metamorfismo

Tipo Características

Tipos 1 y 2Alteración hidrotermal de baja temperatura

Tipos 4 y 6Metamorfismo de cada vez mayor grado

Tipo 3 Las menos metamorfizadas

Achondritas

Meteoritos diferenciados…

Hierros Stony Irons

Pobres en Ca

Ricas en Ca

AubritasUrelitasDiogenitas

EucritasHowardita

s

Hexahedritas

Octahedritas

Ataxitas

PallasitasMesosideri

tas

Texturas similares a las rocas ígneas terrestres y composiciones que sugieren diferenciación.

Achondritas

Meteoritos diferenciados…

Pobres en Ca

AubritasUrelitasDiogenitas

Aubritas: altamente reducidas, similares a las chondritas de enstatita, pero no contienen ni metal ni sulfuros.

Urelitas: contienen olivino, piroxeno, poco metal y algo de carbono en forma de grafito y diamante.

Diogenitas: constituidas principalmente por hyperstena. Fracción de silicatos similar a la de las chondritas ordinarias, excepto por una deficiencia en olivino.

Achondritas

Meteoritos diferenciados…

Ricas en Ca

EucritasHowardita

s

Eucritas: se parecen a los basaltos lunares y en menor grado a los basaltos terrestres. Se las denomina también achondritas basálticas.

Howarditas: extremadamente brechificadas, son una mezcla heterogénea de eucrita y diogenita.

Angritas: formadas principalmente por Al-Ti-augita. Tienen una composición que indica una compleja historia de diferenciación ígnea.

Meteoritos diferenciados…

Hierros

Hexahedritas

Octahedritas

Ataxitas

Se clasifican en función de las fases y de la relaciones texturales.

Composición: aleaciones de Fe y Ni + algo de sulfuros (Fe, Ni).

A > 900°C la taenita octaedral es el metal de Fe y Ni estable.

A menor temperatura se exsuelve una fase pobre en Ni en las caras cristalinas del octaedro.

Si el contenido de Ni es <6% todo el metal se convierte en kamacita.

Meteoritos diferenciados…

Hierros

Hexahedritas

Octahedritas

Ataxitas

Entonces las fases y texturas de los hierros están relacionadas con su composición y su historia de enfriamiento.

Meteoritos diferenciados…

Hierros

Hexahedritas

Octahedritas

Ataxitas

Hexahedritas: solo kamacita.

Octaedritas: Ni>6%, persiste algo de taenita y el patrón es globalmente octahedral.

Ataxitas: ricas en Ni, >14%, están formadas por un intercrecimiento de grano fino de taenita y kamacita.

Meteoritos diferenciados…

Hierros

Hexahedritas

Octahedritas

Ataxitas

Las variaciones químicas dentro de los hierros son consistentes con una cristalización fraccional de metal líquido.

Esto implica que todos los hierros de una misma clase vienen del mismo cuerpo padre.

Se considera que los hierros representan núcleos de cuerpos planetarios de diámetros de decenas a centenas de km, los planetésimos.

Meteoritos diferenciados…

Stony Irons

PallasitasMesosideri

tas

Pallasitas: son una red de Fe-Ni metálico con nódulos de olivino.

Mesosideritas: similares a la achondritas pero tienen un alto contenido de metal.

Abundancia relativa de los mayores tipos de meteoritas

entre los Falls

Minerales en los meteoritos

Edad y composición isotópica del Sistema Solar

Edades de los meteoritos

Métodos convencionales

(Rb-Sr, U-Pb, Pb-Pb, K-Ar, Ar-Ar)

Razones isotópicas iniciales

(87Sr/86Sr, 143Nd/144Nd)

Nucleidos extintos

146Sm, 244Pu, 129I, 107Pd, 53Mn, 26Al

Se considera de manera general que la edad de los meteoritos representa la edad del Sistema Solar.

El valor usado por convención es 4.56 Ga

Métodos convencionales• Los relojes radiactivos registran la última vez que la razón isotópica del elemento radiogénico (hijo) fue homogeneizada.

• La homogenización se da generalmente gracias a un evento termal. En las rocas terrestres las razones isotópicas pueden homogenizarse o reiniciarse por: •Metamorfismo

•Fusión

•Mezcla de magmas

Métodos convencionales• En el contexto de lo que se conoce del Sistema Solar, las edades obtenidas usando sistemas de datación convencionales podrían representar diferentes eventos:

• El momento en que las partículas sólidas fueron removidas de una nébula homogénea;

• Eventos de metamorfismo termal en los cuerpos padres de los meteoritos;

• Eventos de cristalización (chondrulos y achondritas)

• Metamorfismo colisional o de impacto

Métodos convencionalesMaterial datado

Método

Edad (Ga) Evento

CAI’s AllendeCV3

Pb-Pb 4.568±0.003 Formación de las CAI’s

------ St. SeverineLL

Pb-Pb 4.552±0.003

Fosfatos secundarios

Chondritas ordinarias

U-Pb 4.563 – 4.505

Evento metamórfico

------- ChondritasH, E, LL

Rb-Sr 4.498 ±0.015

4.555 Ga

------- AchondritaAngrita

Pb-Pb 4.5578 ±0.0004

------- AchondritaIbitira

Pb-Pb 4.556 ±0.006

Métodos convencionales• En función de estas edades podemos concluir:

• La edad de las CAI’s de Allende es 5Ma más antigua que las edades de las chondritas => CAI’s se formaron primero?

• Las achondritas tienen las mismas edades que las chondritas => el cuerpo padre de estos objetos se formó, fundió y cristalizó en un intervalo muy corto de tiempo.

Razones isotópicas iniciales

Razón isotópica

Material Observaciones

87Sr/86Sr 0.69897±3

Achondritas basálticas

(SS)

BABI= basaltic achondrite best initialSe escogieron las BA debido a su baja razón Rb/Sr, así la razón inicial será bien definida en una isócrona.

87Sr/86Sr 0.69877±3

CAI’s pobres en Rb (Allende)

Razón isotópica inicial menor, consistente con una formación previa

143Nd/144Nd

0.506609±8

(SS) Achondritas tienen razones iniciales más altas=> formación posterior.

Nucleidos extintos• Permiten establecer edades relativas. Se ha considerado como edad 0 a la edad de la meterorita de Bjurbole.

•Se usa principalmente es sistema I-Xe.

•C>O>E>LL>diferenciadas

Formación del Sistema Solar

•Cameron (1995) dividió la evolución de la nébula solar en 4 diferentes etapas:

Formación del Sistema Solar

•Primera Etapa:

• Colapso de una nube de gas y polvo para formar un disco-nébula.

• La mayoría del material se concentra en el centro como un objeto compacto => la proto-estrella=> el sol.

• La temperatura de la nébula es difícil de determinar.

• Normalmente la T debe estar en función de la masa:

0.04Mo => 1400K hasta 2-3 ua (cinturón de asteroides)

0.01Mo=> 500K

• En la nébula las T disminuyen con el incremento de la distancia hacia el centro, también hay un gradiente vertical.

Formación del Sistema Solar

•Primera Etapa:

ua= 149 600 000 km

Formación del Sistema Solar

•Primera Etapa:Las presiones en la nébula son sumamente bajas (10-4 atm)

El polvo se irá evaporando debido a las altas temperaturas;

Esto produce una reducción de la opacidad y una mayor cantidad de energía será liberada, estabilizando o bajando la T, que no va a sobrepasar los 1500K.

La mayor parte del material que sufre un fuerte calentamiento puede al final de esta etapa acrecionarse al Sol.

Formación del Sistema Solar

•Segunda Etapa (FU Orionis)

• La masa de la nébula se mantiene en estado-estable:

• El Sol acreciona la mayor parte de su masa en esta etapa: el sol se queda con casi la totalidad de la masa de la nébula mientras que los planetas tendrán casi la totalidad del momento angular.

• olas de densidad

• radiactividad-ionización-campo magnético

Formación del Sistema Solar

•Segunda Etapa (FU Orionis)

• La masa seguirá acrecionándose hacia el centro de la nébula y la proto-estrella – estrella tendrá incrementos repentinos de luminosidad. Estas estrellas se conocen como FU Orionis.

• La tasa de acreción de material al sol puede ser de 10-5 a 10-4 Mo.

• En esta etapa se da una importante emisión de gas hacia el exterior.

• Puede durar 50ka.

Formación del Sistema Solar

•Tercera Etapa (T Tauris)

• Toma el nombre por las estrellas jóvenes de T Tauris que se encuentran en esa etapa.

• Son estrellas con superficies frías (4000K) pero muy luminosas.

• Tienen fuertes vientos solares perdiendo 10-8Mo/año.

• El fuerte viento solar inhibe la acreción adicional de material al Sol.

• Estos vientos envían el polvo y el gas hacia el exterior de la estrella.

• Es durante esta etapa que los planetésimos y los planetas empiezan a formarse.

Formación del Sistema Solar

•Tercera Etapa (T Tauris)

• La tasa a la que el polvo se acumula en cuerpos grandes depende fuertemente de parámetros pobremente conocidos:

• Turbulencia

• Eficiencia de pegado

• Velocidades relativas

• Las simulaciones numéricas indican que estos cuerpos crecen más rápidamente cuando están sobre o bajo el disco de la nébula.

• En un tiempo de 103 a 105 años, la mayor parte de la masa del material sólido en la nébula forma cuerpos de m a km.

Formación del Sistema Solar

•Tercera Etapa (T Tauris)

• Júpiter y Saturno debieron acumular la mayor parte de sus masas durante esta etapa. De hecho, la naturaleza rica en gas de estos planetas requiere una formación temprana, antes que los vientos T Tauris disipen todo el gas nebular.

• Esta formación temprana de Júpiter y Saturno fue seguramente favorecida por la ubicación de la “línea de nieve” en esa zona. La eficiencia de pegado de los granos se incrementa si están cubiertos de escarcha.

• Línea de nieve: distancia a la cual el T cae bajo el punto en que el hielo se condensa (170K).

Formación del Sistema Solar

•Tercera Etapa (T Tauris)

• La evolución de los embriones planetarios hacia planetas en la parte más interna del Sistema Solar no es afectada por la presencia de Júpiter, pero toma más tiempo debido a la perturbación mutua hacia la orbitas de alta velocidad (las más cercanas al Sol).

• El sol acabo de acrecionarse al final de esta etapa.

Formación del Sistema Solar

•Cuarta Etapa

• En esta etapa ya no hay acreción adicional al Sol.

• El material de la nébula se disipa lentamente por foto evaporación más allá de la orbita de Saturno.

• Mientras los vientos salen de la nébula, el borde interno se convierte en un sitio ideal para la formación de planetésimos.

• El tiempo estimado para esta etapa es de 3 a 30 Ma.

• Al final de este periodo la nébula se ha disipado y la formación de los planetas ha sido seguramente completada.

Formación de las chondritas y procesos de la nébula solar …..

• La variación composicional entre las clases de chondritas reflejan diferencias en las condiciones y composiciones de la nébula en las regiones donde se han formado los cuerpos padres.

• Es aceptado que los cuerpos planetarios no se condensaron a partir de una nébula solar caliente sino fría, sin embargo los chondrulos y las CAI’s indican que hubo eventos de calentamiento local en la nébula.

Secuencia de Condensación - 1 El Re y la

mayoría de metales de grupo del platino (Os, Ir, Pd) condensan primero en fases metálicas.

Como son elementos muy raros, seguramente formaron granos muy pequeños que se encuentran como inclusiones en las CAI’s.

Se especula que podrían haber servido de núcleos para los CAI’s.

Metales puros(Re, Os, Ir, Pd)

Secuencia de Condensación - 2 Seguidamente

condensan óxidos y silicatos de Ca, Al y Ti.

Estos deben ser ricos en elementos trazas refractarios como U, Th, Zr, Ba y REE.

Esta composición es muy parecida a la de las CAI’s sugiriendo la posibilidad de que estas se hayan formado a altas temperaturas.

Hay evidencia de que algunas CAI’s fueron líquidas y otras muestran evidencia de varios ciclos de evaporación y condensación.

Metales puros(Re, Os, Ir, Pd)

Secuencia de Condensación - 3 Siguen en la secuencia

las aleaciones metálicas de Fe-Ni y compuestos ricos en elementos moderadamente refractarios como Mg y Si (olivinos y piroxenos).

Si el enfriamiento se da bajo equilibrio la asamblea de alta temperatura debería formar anortita y a menor T, cuando se condensa el Na, plagioclasa.

Metales puros(Re, Os, Ir, Pd)

Secuencia de Condensación - 4

El Fe también va a reaccionar para formar más olivino rico en Fe y piroxenos.

A menores T el S condensa y reacciona con el Fe para formar sulfuros.

A incluso menores T el Fe reacciona con el O para formar magnetita.

Lo silicatos reaccionan con el agua para formar silicatos hidratados.

Los sulfatos, carbonatos y compuestos orgánicos también se forman a estas T.

Metales puros(Re, Os, Ir, Pd)

Clasificación cosmoquímica de los elementos

Las variaciones químicas en las meteoritas están dominadas por dos procesos:

• condensación y evaporación

• oxidación y reducción

Esto lleva a una clasificación de los elementos en 4 grupos:

1. refractarios

2. moderadamente volátiles

3. altamente volátiles

4. siderófilos

Clasificación cosmoquímica de los elementosClasificación de Larimer (1988)Refractarios: los que tienen temperaturas de fusión iguales o mayores

a las de los Mg-silicatos y el Fe metálico (1300-1400K).

Moderadamente volátiles: los que tienen temperaturas de fusión entre los anteriores y la T de formación de FeS (670K)

Altamente volátiles: los que condensan bajo la última T.

Siderófilos: son los que generalmente se encuentran formando fases metálicas. Un elemento que forma fácilmente aleaciones con el hierro y está concentrado en el núcleo de la Tierra.

Correlación con la clasificación de Goldschmidt:

Refractarios = litófilos = elemento que forma silicatos u óxidos y está concentrado en los minerales de la corteza terrestre

Altamente volátiles = atmófilos = elemento gaseoso que se concentra en la atmósfera

Moderadamente volátiles= calcófilos = forma sulfuros si hay suficiente azufre disponible

Siderófilos = siderófilos= son los que generalmente se encuentran en formando fases metálicas. Un elemento que forma fácilmente aleaciones con el hierro y está concentrado en el núcleo de la Tierra

Clasificación cosmoquímica de los elementos

Clasificación cosmoquímica de los elementos 

1 18  

1 1H 2 13 14 15 16 17

2He

 

2 3

Li 4

Be 5B

6C

7N

8O

9F

10Ne

 

3 11Na

12Mg 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12

13Al

14Si

15P

16S

17Cl

18Ar

 

4 19K

20Ca

21Sc

22Ti

23V

24Cr

25Mn

26Fe

27Co

28Ni

29Cu

30Zn

31Ga

32Ge

33As

34Se

35Br

36Kr

 

5 37Rb

38Sr

39Y

40Zr

41Nb

42Mo

(43)Tc

44Ru

45Rh

46Pd

47Ag

48Cd

49In

50Sn

51Sb

52Te

53I

54Xe

 

6 55Cs

56Ba

57-71Lan

72Hf

73Ta

74W

75Re

76Os

77Ir

78Pt

79Au

80Hg

81Tl

82Pb

83Bi

84Po

85At

86Rn

 

7 87Fr

88Ra

89-103Act

(104)Rf

(105)Db

(106)Sg

(107)Bh

(108)Hs

(109)Mt

(110)Ds

(111)Rg

(112)Uub

(113)Uut

(114)Uuq

(115)Uup

(116)Uuh

(117)Uus

(118)Uuo

Lanthanides 57La

58Ce

59Pr

60Nd

(61)Pm

62Sm

63Eu

64Gd

65Tb

66Dy

67Ho

68Er

69Tm

70Yb

71Lu

Actinides 89Ac

90Th

91Pa

92U

(93)Np

(94)Pu

(95)Am

(96)Cm

(97)Bk

(98)Cf

(99)Es

(100)Fm

(101)Md

(102)No

(103)Lr

Legend:   

Lithophile Siderophile Chalcophile Atmophile very rare