Decifrando os Meteoritos

Prévia do material em texto

Museu Nacional - Série Livros 52Museu Nacional - Série Livros 52
Decifrando osDecifrando os 
MeteoritosMeteoritos
M. Elizabeth Zucolotto
Ariadne C. Fonseca
Loiva L. Antonello
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
DECIFRANDO OS 
METEORITOS 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
DECIFRANDO OS 
METEORITOS 
 
Maria Elizabeth Zucolotto, 
Ariadne do Carmo Fonseca, 
Loiva Lízia Antonello Com a colaboração de 
 
Felipe Abrahão Monteiro 
 Série Livros 52 – Rio de Janeiro 2013 
 
 
UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO DE JANEIRO 
REITOR 
Carlos Antônio Levi da Conceição 
MUSEU NACIONAL 
DIRETORA 
Claudia Rodrigues Ferreira de Carvalho 
EDITOR 
Ulisses Caramaschi 
EDITORES DE ÁREA 
Adriano Brilhante Kury, Ciro Alexandre Ávila, Claudia Petean Bove, Débora de Oliveira Pires, 
Guilherme Ramos da Silva Muricy, Izabel Cristina Alves Dias, João Alves de Oliveira, João 
Wagner de Alencar Castro, Marcela Laura Monné Freire, Marcelo de Araújo Carvalho, Marcos 
Raposo, Maria Dulce Barcellos Gaspar de Oliveira, Marília Lopes da Costa Facó Soares, Rita 
Scheel Ybert, Vânia Gonçalves Lourenço Esteves 
NORMALIZAÇÃO 
Edson Vargas da Silva e Leandra de Oliveira 
DIAGRAMAÇÃO E ARTE-FINAL 
Lia Ribeiro 
PRODUÇÃO E SECRETARIA 
Antonio Carlos Moreira 
REVISÃO: 
Newton Monteiro de Campos Jr 
FIGURAS: 
Tatiana Campos Neves 
CAPA: 
Fabio Castellan 
 
 
 
Z94 Zucolotto, Maria Elizabeth. 
 Decifrando os Meteoritos / Maria Elizabeth Zucolotto, Ariadne do Carmo 
 Fonseca, Loiva Lízia Antonello; com a colaboração de Felipe Abrahão 
 Monteiro. – Rio de Janeiro: Universidade Federal do Rio de Janeiro, Museu 
 Nacional, 2013. 
 160 p. : il. (algumas color.) ; 23 cm. – (Série Livros ; 52) 
 
 
 ISBN 978-85-7427-049-4. 
 
 
 1. Meteoritos. I. Fonseca, Ariadne do Carmo. II. Antonello, Loiva Lízia. III. 
 Universidade Federal do Rio de Janeiro. IV. Museu Nacional (Brasil). V. Série. 
 
 CDD 523.51 
 
PREFÁCIO 
Este livro foi escrito em português para atender a necessidade de informações 
sobre meteoritos para cientistas, bem como a curiosidade de entusiastas, 
fornecendo um relato atualizado dos conhecimentos nesta área. 
Apesar do estudo dos meteoritos envolverem conhecimentos de astronomia, 
química, mineralogia, petrografia e metalurgia, aqui foi usada uma forma 
compreensível e resumida, tentando tornar a leitura mais agradável para todos 
aqueles que se interessarem em desvendar o que realmente existe de palpável entre 
o Céu e a Terra. 
O estudo dos meteoritos é de fundamental importância para a formulação das 
hipóteses sobre a formação do Sistema Solar e constituição planetária. Para quem 
não esteja informado sobre geologia ou metalurgia, torna-se difícil imaginar 
quantas informações existem num pedaço pequeno de rocha ou de metal. 
Meteoritos, asteroides e cometas colidiram com a Terra no passado, por vezes 
com resultados desastrosos. Evidências cada vez maiores comprovam a extinção 
dos dinossauros há 65 milhões de anos, proporcionando a evolução dos mamíferos. 
A origem e evolução da vida também estão cada vez mais atribuídas aos 
meteoritos do tipo carbonáceos, que trouxeram em sua composição cadeias 
orgânicas complexas indispensáveis à origem da vida. Os processos de formação 
da Terra (geologia), origem da vida (biologia) e extinções em massa 
(paleontologia) são também relacionadas aos estudos dos meteoritos. 
Atualmente, o que mais preocupa em relação aos meteoritos é, sem dúvidas, a 
conscientização da humanidade de que eles podem causar danos terríveis à Terra. 
Os choques espaciais, que eram simplesmente considerados como uma hipótese 
distante no passado, ainda são hoje uma constante ameaça aos planetas. O impacto 
do cometa Shoemaker-Levi-9 com Júpiter em 1994, o qual foi previsto e visto ao 
vivo, é um exemplo do que poderia ter ocorrido com a Terra, resultando em 
fenômenos catastróficos. A procura de NEOs (Near Earth Objects), objetos que 
podem atingir a Terra, intensificou-se e nos dias atuais já foram detectados cerca 
de 1.100 NEAs (Near Earth Asteroids) objetos maiores do que 1 km com órbitas 
próximas à Terra e mais de 1 milhão com 40 m de diâmetro, número que vem 
crescendo assustadoramente. 
Nos últimos vinte anos, o que mais mudou em relação aos meteoritos é que 
eles se tornaram populares, saíram do escopo da Ciência e curiosos passaram a 
colecioná-los, levando ao surgimento dos “dealers” (comerciantes de meteoritos). 
Por um lado, estes criaram um mercado lucrativo, impedindo que os meteoritos 
cheguem mais facilmente aos museus do mundo; por outro, aumentaram 
sensivelmente a quantidade de meteoritos novos encontrados, o que tem 
possibilitado o avanço nos estudos dos meteoritos. 
 
 
Agradecimentos 
 
Maria Elizabeth Zucolotto agradece a Faperj pelo apoio pelo dado na divulgação 
de meteoritos. À minha família que tem convivido com os meteoritos até mesmo 
nas férias, quando sempre tem uma paradinha estratégica relacionada a meteoritos. 
A Monica Nicola minha parceira nos Encontro de Meteoritos e Vulcões, à minha 
colega Eliane Guedes pela força para a elaboração deste livro, a André Moutinho 
pela leitura do manuscrito, a Newton Campos pela revisão, a minha sobrinha 
Tatiana Campos Neves por desenhar as figuras e as minhas amigas coautoras deste 
livro que após muitas discussões descobriram os meteoritos. 
 
Loiva Lízia Antonelle agradece ao Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas e ao 
Conselho Nacional de Pesquisas Físicas pela bolsa que me foi concedida 
permitindo que eu continuasse minhas pesquisas em meteoritos . Agradeço à 
minha orientadora Dra Rosa Bernstein Scorzelli e à minha grande amiga de muitos 
anos Maria Elizabeth Zucolotto, que sem seu estímulo nunca teria me dedicado ao 
estudo dos meteoritos e pela grande alegria que me proporcionou me convidando 
para ser coautora de seu Livro Decifrando os Meteoritos. 
 
Ariadne do Carmo Fonseca. Agradeço a meus pais e irmãos por moldarem o que 
hoje sou e aos amigos que nesses anos estiveram ao meu lado. A colaboração e 
disponibilidade do amigo Newton Monteiro Campos Jr na revisão do texto. Um 
agradecimento especial póstumo ao querido professor Walter da Silva Curvello e 
sua esposa D. Eni com quem muito aprendi. E à amiga Elizabeth. 
 
 
 
“Talvez seja um pouco indelicado perguntar a nossa Mãe Terra a sua idade, mas a 
Ciência a confessa sem vergonha e de tempos em tempos tem atrevidamente 
tentado arrancar-lhe um segredo que é proverbialmente bem guardado” 
Arthur Holmes, 1913 
 
Índice 
INRODUÇÃO ............................................................................................ 10 
1. A IMPORTÂNCIA DO ESTUDO DOS METEORITOS ...................... 11 
1.1. Meteoritos na História .................................................................... 11 
2. GENERALIDADES ............................................................................. 13 
2.1. O Alvo Terra.................................................................................. 13 
2.2. Meteoros ........................................................................................ 14 
2.2.1. Meteoros Esporádicos ............................................................. 15 
2.2.2. Chuva de Meteoros ................................................................. 16 
3. METEORITOS ..................................................................................... 18 
3.1. A Queda ........................................................................................ 18 
3.2. O Bólidode Chelyabinsk ............................................................... 21 
3.3. O Impacto ...................................................................................... 22 
3.4. Características dos Meteoritos ........................................................ 24 
3.4.1. Crosta de Fusão ...................................................................... 25 
3.4.2. Regmaglitos ou Marcas de Dedos ........................................... 26 
3.4.3. Tamanho ................................................................................. 27 
3.4.4. Forma ..................................................................................... 29 
3.4.5. Meteoritos Orientados ............................................................. 30 
3.4.6. Interior .................................................................................... 30 
3.4.7. Presença de Ferro-Níquel ........................................................ 31 
3.4.8. Magnetismo ............................................................................ 31 
3.4.9. Densidade ............................................................................... 31 
3.4.10. Presença de Côndrulos............................................................ 32 
3.4.11. Exceções ................................................................................ 32 
3.4.12. “Meteorwrongs” ..................................................................... 32 
4. CLASSIFICAÇÃO DOS METEORITOS ............................................. 34 
4.1. Classificação dos Condritos ........................................................... 36 
4.1.1. Enstatita Condritos (E) ............................................................ 39 
4.1.2. Condritos Ordinários (OC) ...................................................... 39 
4.1.3. Condritos Carbonáceos (C) ..................................................... 40 
4.1.4. R – Rumurutitos...................................................................... 42 
4.1.5. K – Kakangaritos .................................................................... 42 
4.2. Meteoritos Não Condríticos ........................................................... 43 
4.3. Acondritos ..................................................................................... 43 
4.3.1. Acondritos Primitivos ............................................................. 44 
4.3.2. Acondritos .............................................................................. 44 
4.3.3. Meteoritos Marcianos ............................................................. 48 
4.3.1. Rochas Lunares ...................................................................... 51 
4.4. Sideritos......................................................................................... 52 
4.4.1. Classificação Estrutural........................................................... 53 
4.4.2. Classificação Química ............................................................ 55 
4.5. Siderolitos...................................................................................... 59 
4.5.1. Pallasitos ................................................................................ 59 
 
4.5.2. Mesosideritos .......................................................................... 60 
4.5.3. Siderofilos .............................................................................. 61 
4.6. Parâmetros Secundários de Classificação ....................................... 61 
4.6.1. Estágio de Choque .................................................................. 61 
4.6.2. Intemperismo nos Meteoritos .................................................. 62 
5. CRATERAS DE IMPACTO ................................................................. 65 
5.1. Dinâmica do Impacto e Formação de Crateras................................ 66 
5.2. Morfologia das Crateras ................................................................. 67 
5.2.1. Crateras Simples ..................................................................... 67 
5.2.2. Crateras Complexas ................................................................ 68 
5.2.3. Crateras em Multianéis ........................................................... 69 
5.3. Desenvolvimentos Subsequentes das Crateras de Impacto .............. 69 
5.4. Critérios para Reconhecer Estruturas de Impacto na Terra ............. 70 
5.5. Crateras do Sistema Solar .............................................................. 72 
5.6. Crateras na Terra............................................................................ 73 
5.6.1. Crateras Brasileiras ................................................................. 74 
5.7. Impactos no Arqueano ................................................................... 75 
5.8. O Impacto Gigante e A Formação da Lua ...................................... 76 
6. EXTINÇÕES EM MASSA NO TEMPO GEOLÓGICO ....................... 78 
6.1. Eventos Astronômicos do Quaternário e Holoceno ......................... 79 
6.2. Evento Tunguska (1908) ................................................................ 80 
6.3. O Risco de um Impacto Cósmico ................................................... 82 
6.4. Monitoramento, Previsão e Controle .............................................. 84 
6.5. Projetos para Minimizar o Risco .................................................... 85 
6.6. Crateras de Impacto como Ambientes de Formação de Depósitos 
Minerais ................................................................................................... 86 
7. CRONOLOGIA E QUÍMICA DOS METEORITOS ............................. 88 
7.1. Datação de Meteoritos e Rochas Lunares ....................................... 88 
 ................................................................................................................. 92 
7.2. História da Terra e da Lua .............................................................. 92 
7.3. Geologia e Química da Lua ............................................................ 93 
8. CONDRITOS CARBONÁCEOS E A ORIGEM DA VIDA ................. 95 
8.1. Cometas e Meteoritos .................................................................... 98 
8.2. Vida e o Espaço ............................................................................. 99 
8.3. Surgimento da Vida ....................................................................... 99 
8.3.1. Análise no Tagish Lake......................................................... 100 
9. GUIA PRÁTICO PARA O ESTUDO DOS METEORITOS ............... 101 
9.1. Petrografia ................................................................................... 101 
9.2. Lâmina Petrográfica ..................................................................... 102 
9.3. O Microscópio Petrográfico e Suas Peças .................................... 102 
9.3.1. O Microscópio Petrográfico ou de Luz Polarizada ................ 103 
9.3.2. Polarizador e Analisador: Orientação dos Polarizadores ........ 103 
9.3.3. Noções de Óptica Cristalográfica .......................................... 104 
9.4. Estudando os Meteoritos ao Microscópio ..................................... 107 
9.5. Mineralogia dos Meteoritos.......................................................... 107 
 
9.6. Minerais dos Meteoritos ............................................................... 109 
9.6.1. Minerais Essenciais............................................................... 109 
9.6.2. Minerais Acessórios .............................................................. 112 
9.6.3. Minerais de Intemperismo (Secundários) .............................. 118 
9.7. Mineralogia dos Condritos Ordinários .......................................... 119 
9.7.1. Textura dos Côndrulos .......................................................... 122 
9.7.2. Minerais Secundários ............................................................123 
9.8. Estudo dos Meteoritos Metálicos ................................................. 126 
9.8.1. Técnicas Metalográficas ....................................................... 129 
9.8.2. Exame Macroscópico e Preparação para Exposição .............. 129 
9.8.3. Observação Microscroscópica ............................................... 131 
9.8.4. Minerais e Estruturas dos Meteoritos Metálicos .................... 135 
10. CAÇANDO METEORITOS ........................................................... 143 
10.1. Do Bólido ao Meteorito ............................................................ 144 
10.2. Eu Quero Caçar Meteoritos: O Que Devo Fazer? ...................... 146 
10.3. Quanto Vale um Meteorito? .................................................... 148 
10.4. Achei um Meteorito: O Que Devo Fazer? ................................. 150 
10.5. Como Posso Ter meu Próprio Meteorito? ................................. 150 
10.6. É Ilegal a Importação e Exportação de Meteoritos? .................. 150 
11. Preparação de Lâmina Delgada ........................................................ 151 
 
10 
 
INRODUÇÃO 
Meteoritos são fragmentos de corpos sólidos do sistema solar que, após 
permanecerem perambulando no espaço de milhões a bilhões de anos, penetram na 
atmosfera terrestre e caem na superfície. Estes corpos, quando ainda estão no espaço, são 
chamados de meteoroides, que são restos do sistema solar que foram desagregados dos 
corpos de origem (asteroides, cometas, Lua, Marte etc.), por colisões cósmicas, radiação 
solar e outros choques muito comuns no espaço. Quando penetram a atmosfera terrestre, o 
atrito com o ar os aquece e eles se queimam deixando uma rápida trilha luminosa no céu 
que é chamada de meteoro ou “estrela cadente”. 
Quando são do tamanho de um pedregulho, além do rastro luminoso, costumam 
emitir assovio ou estrondos por estarem em velocidades supersônicas. Muitos deles 
conseguem sobreviver a esta queima, caem na superfície terrestre e são chamados então de 
meteoritos. Assim a chegada de um meteorito geralmente é fantasticamente anunciada 
pela passagem de um grande meteoro ou bólido, chiados e estrondos. Quem assiste à 
queda de um meteorito às vezes tem dúvidas de que o que viu cair não era deste mundo. 
 Pelos cálculos científicos, chegam à Terra anualmente cerca de 40 toneladas de 
material cósmico. Por sorte da população e azar dos cientistas, a grande maioria se 
desintegra totalmente na atmosfera e o restante cai nos mares oceanos e áreas desabitadas, 
sendo muito raro um meteorito cair sobre uma cidade e principalmente acertar um objeto 
ou uma pessoa. Portanto, não é preciso se preocupar que em algum dia você possa ser alvo 
destes petardos cósmicos. 
Os meteoritos recebem o nome da cidade ou localidade mais próxima de onde foi 
recuperado e não de seu descobridor ou do cientista que o descreveu. Quando a queda do 
meteorito é assistida, este é classificado como queda. Se for encontrado no campo sem 
estar relacionado a qualquer evento registrado, é considerado achado. 
Existem três tipos distintos de meteoritos constituídos de material pétreo, metálico ou 
metálico-pétreo. Assim, de acordo com sua composição, podem ser classificados como: 
aerólitos (rochosos), formados basicamente de material rochoso; sideritos (metálicos), 
formados basicamente da fase metálica de Fe-Ni; e siderolitos (mistos), que são 
compostos das duas fases metálica e pétrea. 
As quedas ocorrem aleatoriamente, ou seja, um meteorito pode cair em qualquer 
lugar a qualquer hora. No entanto, em alguns lugares são recuperados mais meteoritos que 
em outros e essa diferença se deve à forma de relevo, à densidade populacional, 
vegetação, clima e a outros fatores. Estima-se que quinhentos meteoritos caiam 
anualmente na Terra; desses, aproximadamente 2/3 caem na água sendo praticamente 
impossível recuperá-los; do restante, apenas quatro ou cinco são recuperados. Portanto é 
muito remota a possibilidade do leitor ser um felizardo espectador e impossível, a de ser 
tão azarado para ser atingido por um. 
 
11 
 
1. A IMPORTÂNCIA DO ESTUDO DOS METEORITOS 
Como os meteoritos são fragmentos de diversos corpos do sistema solar, nos trazem 
informações das mais variadas sobre a formação e evolução destes. Os meteoritos são 
estudados por pesquisadores de diversos ramos da ciência como: geólogos, astrônomos, 
biólogos, entre outros, em busca dos segredos que possam estar escritos nesses 
“mensageiros do espaço”. 
Alguns meteoritos são tão antigos ou mais que o próprio sistema solar, como os 
condritos carbonáceos, que contêm inclusões refratárias formadas de restos de estrelas do 
tipo supernovas, que explodiram bem antes da condensação da nuvem de gases e poeira 
que deu origem ao sistema solar. O estudo destes isótopos pode permitir a identificação 
das fontes estelares que contaminaram a nebulosa que deu origem a todo o sistema solar. 
Os planetas não se formaram num ato único, mas sim pela aglomeração de matéria 
meteorítica primitiva, que foi se chocando, se aglomerando e por fim formando corpos 
maiores, que se diferenciaram e evoluíram para os planetas. 
Acredita-se que grande parte da água na Terra assim como a matéria orgânica 
abiótica, que foram os ingredientes necessários para a formação da vida na Terra (os 
hidrocarbonetos), possam ter vindo nos meteoritos provenientes de cometas ou meteoritos 
do tipo carbonáceos. 
Também muito interessante é que meteoritos gigantes – autênticos asteroides e/ou 
cometas – colidiram com a Terra ao longo de sua história levando a modificações 
climáticas e geológicas que influenciaram na evolução das espécies. Pelo menos uma das 
grandes extinções, a ocorrida no final do cretáceo há 65 milhões de anos, também 
conhecida como a extinção dos dinossauros, seja atribuída à queda de um grande 
meteorito. 
Os meteoritos também estiveram presentes no desenvolvimento das civilizações, pois 
os meteoritos de ferro permitiram que muitos povos construíssem armas e outros 
instrumentos que permitiram sua evolução. 
Na religião também os meteoritos estiveram presentes em diversas regiões do 
planeta, tendo sido adorados como deuses ou objetos de adoração como o cone de 
Elagabal, a Deusa Cybele e até mesmo a pedra de Kaaba original que os muçulmanos 
ainda reverenciam. 
Alguns meteoritos formaram crateras que estão associadas à formação de depósitos 
de minérios, tais como petróleo, pedras de decoração, urânio, entre outros, influenciando a 
mineração econômica. 
1.1. Meteoritos na História 
Os meteoritos tiveram um papel destacado na vida dos nossos antepassados, quer 
pelo mistério que envolvia as suas quedas, quer por sua origem desconhecida. Foram 
também objetos usados como talismãs bem como armas ou ferramentas. Quando do tipo 
metálico, constituíam excelente matéria-prima para o fabrico dos mais diversos utensílios 
e objetos de defesa, havendo evidências de que foram utilizados com esse fim pelos mais 
variados povos, como os egípcios, os maias, os incas, os astecas e os esquimós. 
Descritos como “pedras do céu”, a humanidade conhece os meteoritos desde a 
antiguidade, como testemunham documentos de várias épocas: em um hieróglifo do antigo 
12 
 
Egito se faz referência a um “ferro celeste” e também em um texto sumérico (1900 A.C.) 
se fala de um “ferro meteorítico” caído do céu. 
Provavelmente pela natureza “extraterrestre”, os meteoritos foram objeto de 
veneração em várias civilizações: do meteorito caído em 19 de maio de 861 e venerado no 
templo de Nagata, Japão; àquele descrito por Tito Lívio, transportado do local da queda 
até Roma acompanhado por uma grande procissão; da pedra preta da Kaaba (“caída do 
céu”) em Mecca, Arábia Saudita, por muitos considerada um meteorito; ao meteorito de 
Ensisheim, Alsácia, França, caído em 7 de novembro de 1492 conservadopor ordem do 
Imperador Maximiliano. Além de talismãs, os meteoritos foram utilizados como artefatos 
por egípcios, maias, incas, astecas e esquimós. 
Em contraposição ao comportamento de veneração religiosa, alguns filósofos 
tentaram explicar a queda de meteoritos como fenômenos naturais (provenientes de 
erupções vulcânicas ou mesmo rochas terrestres elevadas por força atmosféricas), tais 
como Anaxágoras (500-428 A.C.), Diógenes (413-327 A.C.) e Aristóteles (384-322 A.C.). 
Foi somente no século XVIII que as observações tiveram um cunho científico: 
quando o físico alemão, Ernst Chladni, em 1794, publicou um estudo sobre meteoritos 
ferrosos, explicando a origem e os fenômenos associados à queda. Seu trabalho não foi 
bem aceito pela comunidade científica da época. Mas a chuva de fragmentos de um 
grande meteorito que caiu no dia 26 de abril de 1803 na aldeia de L’Aigle, Normandia 
Francesa, mudou a opinião pública e científica. 
O meteorito Bendengó foi encontrado em 1784, quando ainda não se conhecia a 
natureza extraterrestre dos meteoritos. Cientistas ilustres como Spix, Martius e Wollaston 
foram uns dos tantos que visitaram o Bendengó e este foi um dos primeiros grandes 
meteoritos reconhecidos pela ciência. 
Além de talismãs, os meteoritos metálicos foram utilizados como artefatos por 
egípcios, maias, incas, astecas e esquimós, pois constituíam excelente matéria-prima para 
o fabrico dos mais diversos utensílios e objetos de defesa. 
Não é por acaso que a palavra grega sider, que significa estrela, também é aplicada ao 
ferro em termos como siderúrgico, siderurgia etc. Outras línguas antigas também atribuem 
origem celeste. 
O mineral de ferro puro nativo praticamente não existe na superfície da Terra. Antes 
do domínio do processo de transformação do minério de ferro (hematita) em ferro por 
volta de 1.200 A.C, os meteoritos foram utilizados como fonte de ferro, podendo ser 
reconhecidos nos artefatos antigos por conter níquel, como exemplo, uma adaga de ferro 
meteorítico encontrado junto com o punhal de ouro na tumba de Tutankamon. 
Mesmo após o advento da metalurgia do ferro, cujo produto ainda não era de boa 
qualidade, os meteoritos continuaram a ser utilizados em espadas e amuletos para reis, 
conquistadores e sacerdotes. Isso se deu não apenas pelo fato da qualidade do aço ser 
superior e mais resistente aos metais forjados na época, mas, sobretudo, por ser 
proveniente de um fenômeno considerado sagrado desde a mais remota antiguidade. O 
ferro meteorítico era considerado um presente dos deuses aos homens, ou melhor, aos reis 
e sacerdotes. 
 
13 
 
2. GENERALIDADES 
2.1. O Alvo Terra 
Para entendermos o que são os meteoritos devemos conhecer melhor o Sistema Solar. 
Este não é formado apenas pelos oito planetas que giram em órbitas elípticas quase 
circulares ao redor do Sol, mas também por cerca de uma centena de luas, dos milhares de 
asteroides e uma infinidade de cometas e corpos menores (no cinturão de Kuiper, 
estendendo-se até cerca de 2 anos luz na nuvem de Oort). Para cada corpo celeste 
avistado, existem mil um pouco menores; para cada um destes menores outros mil 
menores e assim sucessivamente até uma infinidade de partículas microscópicas. Assim, 
o espaço interplanetário não é um espaço vazio ou vácuo como se supunha no passado, 
mas sim repleto de poeira cósmica e partículas atômicas carregadas que emanam do Sol, 
chamadas de vento solar. Estas partículas refletem a luz do Sol e podem ser vistas daqui 
da Terra ao longo do Zodíaco, daí o nome Luz Zodiacal. 
Muitos asteroides possuem órbitas bastante excêntricas, passando próximo da Terra: 
são os NEOs ou NEAs – do inglês Near Earth Objects ou Near Earth Asteroids, (em 
português, objetos próximos da Terra ou asteroides próximos da Terra). Hoje já 
conhecemos mais de 10.000 NEOs sendo que mais de 1200 maiores que 1 km. A cada dia 
mais destes objetos são descobertos (fig. 1). 
 
Figura 1 – Gráfico 
mostrando o número de NEOs 
encontrados pelos diversos 
programas de busca em função do 
semestre que foram descobertos. 
Estes programas só começaram 
em 1995 após o choque do 
Shoemaker-Levy 9 com Júpiter. 
Fonte: 
http://neo.jpl.nasa.gov/stats/ 
 
 
 
Salientamos aqui que, para cada corpo celeste avistado, ou seja, grande suficiente 
para ser detectado da Terra, existe mil que são dez vezes menores. Para cada um destes, 
outros tantos nesta mesma proporção, de tal forma que existe uma infinidade de partículas 
microscópicas chamadas de poeira cósmica. A Luz Zodiacal avistada no céu em alguns 
dias de outono e primavera é provocada pela luz do Sol refletida na poeira cósmica ao 
longo do Zodíaco. 
A atmosfera terrestre é continuamente bombardeada por material cósmico. Segundo 
estimativas da NASA, a quantidade média diária é de cerca 3.650.000 toneladas e a 
maioria em forma de poeira. Nos últimos 4 bilhões de anos, cerca de 20 quatrilhões de 
toneladas teriam adicionado cerca de 40 cm de sedimento meteorítico, que devido às 
atividades dinâmicas como intemperismo e tectônica foram incorporados nas regiões mais 
internas à superfície da Terra (fig. 2). 
Por sorte ou por azar, caem anualmente aproximadamente 500 meteoritos na Terra e 
são grandes o suficiente para serem recuperados. Cerca de 50 são vistos caírem, mas 
14 
 
apenas cerca de 5 a 8 são recuperados. Em 200 anos de registro de quedas de meteoritos 
foram anotados apenas 1005 meteoritos provenientes de quedas observadas. 
Os impactos de grandes meteoritos formadores de crateras são muito raros, no 
entanto já ocorreram com bastante frequência durante a formação da Terra, tendo 
diminuído muito até os dias de hoje. 
 
 
 
Figura 2 – Gráfico mostrando a 
relação em escala logarítmica da 
quantidade de material cósmico que 
penetra a atmosfera terrestre em função do 
tamanho das partículas. 
 
2.2. Meteoros 
Numa noite límpida e sem luar no campo ou na praia, distante das luzes das cidades 
podemos ver com certa frequência um clarão que cruza rapidamente e repentinamente o 
céu. Este fenômeno é conhecido popularmente como ‘estrela cadente’ e cientificamente 
como meteoro. 
Esses meteoros são produzidos por pequenos corpos que, gravitando em torno do Sol, 
ao atingirem em grande velocidade a atmosfera terrestre, tornam-se incandescentes pelo 
choque com as moléculas de ar, reduzindo-se na maioria a pó antes de alcançarem o solo. 
Os maiores, ou mais resistentes, podem sobreviver ao calor da fricção, conseguindo 
chegar ao solo; são os meteoritos que podem ser admirados nas coleções dos museus de 
História Natural. Quando no espaço interplanetário, antes de atingirem a atmosfera 
terrestre, estes corpos são chamados de meteoroides. 
Os meteoros ocorrem aleatoriamente surgindo repentinamente de qualquer ponto do 
céu e cruzando em qualquer direção. No entanto os astrônomos podem prever a ocorrência 
de um maior número de meteoros em alguns dias dos anos; estes meteoros ocorrem em 
épocas periódicas e partindo de um mesmo local radiante no céu, sendo chamadas de 
chuvas de meteoros. 
Segundo as leis da física os corpos da vizinhança da Terra se movem com 
velocidades de 29 a 42 km/s e sofrem reações distintas ao penetrarem a atmosfera 
terrestre: objetos menores 0,1 mm penetram despercebidos na atmosfera, são os 
micrometeoritos; os corpos maiores, ao penetrarem a atmosfera com velocidades 
cósmicas, sofrem atrito com as moléculas de ar e são desacelerados. O calor gerado pelo 
atrito os vaporiza e ioniza o ar adjacente tornando-os incandescentes e sendo avistados da 
Terra como meteoros. 
Devido à ionização do ar adjacente, o tamanho do meteoro é muito maior que o da 
partícula que o produz. Objetos maiores que 10 gramas podem produzir bólidos (grandes 
meteoros). Um meteoroide de menos de 1 metro de diâmetro pode produzir um bólido de 
cerca de 200 m de diâmetropodendo chegar a brilhar tanto quanto o Sol. 
15 
 
A velocidade de penetração na atmosfera irá depender da direção com que se 
aproxima da Terra, que viaja ao redor do Sol em órbita direta (sentido anti-horário), com 
uma velocidade de aproximadamente 30 km/s. Os demais corpos celestes pertencentes ao 
sistema solar podem cruzar a órbita terrestre em qualquer direção e sentido com 
velocidades de até 42 km/s. 
O encontro entre a Terra e um meteoroide só ocorre quando estes cruzam os nodos da 
órbita (pontos de interceção) no mesmo instante. Assim, para objetos que viajam no 
mesmo sentido que a Terra essa velocidade se subtrai (meteoros lentos), alcançando 
velocidade mínima de 11 km/s, ou aproximadamente 40.000 km/h. No outro extremo, para 
objetos viajando em sentido contrário, as velocidades se somam atingindo 72 km/s ou 
aproximadamente 260.000 km/h (meteoros rápidos). 
 
Quanto mais baixa a velocidade de entrada, maior é a chance do meteoroide 
sobreviver à passagem atmosférica atingindo a Terra como meteorito. Os corpos que 
viajam em sentido contrário se queimam nas camadas mais altas da atmosfera e 
dificilmente alcançam a superfície. A maioria dos meteoros é vista de meia-noite ao 
amanhecer, quando se encontram frente a frente com a Terra. (fig. 3). 
 Os encontros de alta velocidade tendem a ocorrer de meia noite ao meio dia. Os 
encontros de baixa velocidade tendem a ocorrer de meio dia à meia noite, como podemos 
verificar pelas possibilidades visualizadas pela plotagem das órbitas. 
Quanto à origem, os meteoros possuem fontes distintas sendo divididos em meteoros 
esporádicos e chuvas de meteoros. 
2.2.1. Meteoros Esporádicos 
Os meteoros esporádicos, como o nome diz, acontecem a qualquer momento, sem 
nenhuma previsão, não mostram preferência pelo plano da eclíptica e podem se aproximar 
da Terra de qualquer direção e sentido. São muito comuns, podendo ser avistados cerca de 
3 a 6 por hora, surgindo de qualquer ponto do céu em uma noite limpa e avistados mais 
facilmente em uma noite sem lua. 
Apesar de termos uma visão ampla da abóbada celeste, só podemos ver na atmosfera 
o que acontece num raio de 150 km. Se integrarmos este número para toda a Terra, 
teríamos diariamente cerca de 25 milhões de meteoros vistos a olho nu. Se este número 
incluir os menos luminosos, vistos apenas ao telescópio, este número subiria 
drasticamente para 400 bilhões. Embora a grande maioria se queime totalmente na 
 
Figura 3 – Os 
meteoroides penetram 
a atmosfera terrestre 
com velocidades que 
irão depender da 
direção e sentido com 
que se encontram 
com a Terra ao longo 
de sua órbita. 
16 
 
atmosfera, alguns maiores e mais resistentes podem sobreviver e alcançar a superfície 
como meteorito. 
2.2.2. Chuva de Meteoros 
Ao contrário dos meteoros esporádicos existem certas épocas do ano em que se 
observa uma maior incidência de meteoros. Estes não surgem aleatoriamente, mas 
parecem partir de algumas constelações e têm datas específicas para acontecerem, sendo 
dado o nome chuva de meteoros. 
 
 
Figura 4 – Órbita do cometa 
Halley cruzando a órbita da Terra duas 
vezes ao ano, resultando 
respectivamente nas chuvas de 
meteoros Eta aquarídea e Orionídeas. A 
órbita do cometa Halley é inclinada de 
162°, em relação à da Terra, sendo 
assim quase que totalmente oposta, 
gerando meteoros de alta velocidade. 
 
Estes meteoros têm origem nos cometas, que se assemelham a grandes bolas de gelo 
sujas, que se aquecem ao se aproximar do Sol, liberando partículas iluminadas e varridas 
pelo vento solar, formando a cauda e a cabeleira, além de uma infinidade de partículas que 
continuam seguindo a órbita do cometa, (fig. 4). Se a órbita deste tiver algum ponto em 
comum com a órbita terrestre, sempre que a Terra cruzar este ponto de encontro das 
órbitas (nodo), o que ocorre uma vez ou duas por ano (fig. 5), ocorrerá uma chuva de 
meteoros, cuja intensidade se dará conforme o número de partículas deixadas pelos 
cometas. 
 
 
Figura 5 – Chuva de meteoros: (a) corrente das partículas oriundas de um cometa 
intersectando a atmosfera terrestre; (b) como avistado pelo observador da Terra (adaptado de Bone, 
1993). 
 
17 
 
Como as partículas seguem a órbita do cometa, os meteoros parecem surgir do 
mesmo ponto do céu chamado de radiante (fig. 5b), que é sempre o mesmo para cada 
cometa. Assim cada chuva recebe o nome da constelação a partir da qual parecem se 
originar. Assim as Leonídeas que ocorrem entre 16-18 de novembro, partem da 
constelação de Leão e estão associadas à passagem do cometa Temple Tuttle. A tabela 1 
mostra algumas chuvas de meteoros, sua ocorrência e os cometas a elas associadas. 
 
 
 
 
 
Figura 6 – Uma representação dos 
diversos entalhes de madeira e desenhos 
registrando a grande chuva de meteoros 
‘Leonídeas de 1833’. Nunca houve outra igual. 
Por apresentarem baixa densidade e serem pequenas, estas partículas se desintegram 
totalmente antes de chegar ao solo; logo, nunca nenhum meteorito foi recuperado após 
uma chuva de meteoros. 
A chuva de meteoros mais célebre da história foi a ‘Leonídea de 1833’, onde foram 
vistos mais de 150.000 meteoros por hora e foi retratada em um entalhe de madeira (fig. 
6). A Leonídea de 1966 também foi espetacular, mas nada que se comparasse à 
“Tempestade” de 1833. 
 
Tabela 1 – Principais chuveiros de meteóros mostrando a data e o local da ocorrência. 
 
Chuva Atividade Máxima 
Contagem 
(hora) 
Velocidade 
(km/seg) Cometa Associado 
Quadrantídeas Janeiro 3-4 100 40,2 ? 
Lirídeas Abril 21-22 12 45,8 Thatcher (1681 1) 
η Aquarídeas Maio 3-5 20 63,2 Halley (saindo) 
δ Aquarídeas Julho 29-30 30 39,9 ? 
Perseídeas Agosto 11-12 60 57,3 Swift-Tuttle 
Draconídeas Outubro 8-9 Variável 19,6 Giacobini-Ziner 
Orionídeas Outubro 20-21 25 64,0 Halley (entrando) 
Taurídeas Novembro 7-8 12 28,1 Encke 
Leonídeas Novembro16-18 Variável 68,2 Tempel-Tuttle 
Geminídeas Dezembro 13-14 60 33,1 Asteroide 3200 Phaeton 
Ursídeas Dezembro 22 10 32,2 Mechain-Tuttle 
18 
 
3. METEORITOS 
Meteorito é um meteoroide que penetra à atmosfera terrestre, com tamanho e 
resistência suficiente para sobreviver à queima como meteoro e atingir a superfície, 
havendo possibilidade de recuperá-lo. A chegada de um meteorito é anunciada pela 
passagem de um bólido, acompanhado de efeitos sonoros (explosões) e visuais. 
3.1. A Queda 
Um meteoroide em órbita solar pode interceptar a Terra com velocidade cósmica que 
vai de 13 a 70 km/s! Ao penetrar na atmosfera terrestre, este começa a ser desacelerado 
pela mesma. A aproximadamente 150 km da superfície, onde a atmosfera se torna mais 
densa, o atrito com as partículas de ar produz um grande aquecimento, suficiente para 
fundir e vaporizar a superfície do meteoroide. O calor é tanto que, além de torná-lo 
incandescente, chega a ionizar o ar adjacente, tornando sua luminosidade muito maior do 
que o objeto em si. Assim, um meteoroide do tamanho de uma bola de ping-pong pode 
produzir um bólido bem maior que o tamanho aparente da lua. 
À medida com que se aproxima da superfície, a resistência do ar aumenta, formando 
ondas de choque à sua frente – estas vão se tornando tão comprimidas que, num 
determinado momento, a aproximadamente 9 km de altitude, ocorrem uma ou mais 
explosões sônica que chegam geralmente a fragmentá-lo e praticamente a freá-lo por 
completo. A partir deste ponto, chamado ponto de retardamento, o meteorito deixa de ser 
luminoso e passa a cair em queda livre, como um corpo escuro, atingindo o solo 
praticamente frio ou morno. 
Apesar do efeito da passagem atmosférica depender de diversos fatores como: a 
velocidde, ângulo de entrada, friabilidade, forma original do meteoroide, o ponto de 
retardamento, depende principalmente do tamanho e velocidade do meteoroide(fig. 7). 
Meteoroides maiores, acima de 10 toneladas não são totalmente freados pela atmosfera; os 
corpos acima de 100 toneladas mantêm 50% da velocidade cósmica provocando crateras. 
 
Figura 7 – A velocidade de 
impacto de um meteoroide varia com a 
massa inicial, velocidade de entrada e 
ângulo de entrada. A maioria dos 
meteoroides perde sua velocidade 
cósmica a alguns quilômetros acima da 
superfície. Meteoroides acima de 10 
toneladas conservam parte da velocidade 
cósmica. (Heide, F. and Wlotzka, F. 
(1995)). 
Os objetos menores, mais friáveis ou de maior velocidade, queimam-se totalmente. Já 
os maiores, mais resistentes ou mais lentos, possuem maiores chances de sobreviver à 
passagem atmosférica e de se tornarem meteoritos. 
19 
 
A queda de um meteorito é fantasticamente anunciada pela passagem de um bólido, 
sendo por vezes apavorante. Apesar de choverem telefonemas para a polícia, bombeiros, 
emissoras de rádio e TV anunciando o fato, infelizmente são poucas as pessoas que 
possuem a consciência de, ao assistirem à queda de um meteorito, sair em sua busca. Até 
hoje no Brasil apenas 22 meteoritos foram recuperados de quedas e, apesar de existirem 
muitas reportagens em jornais, apenas os de e apenas o Varre-Sai e o Vivência foram 
realmente autênticos meteoritos; os demais foram alardes falsos, ou não houve busca 
suficiente para recuperar o meteorito. 
Um bólido típico aparece no céu com um diâmetro aparente de até diversas luas 
cheias e pode ser tão brilhante quanto o Sol, num espetáculo observado por apenas 2 a 3 
segundos. Logo após ouve-se uma artilharia como canhões disparando ou um avião 
caindo. Quando se pensa em fotografar, o espetáculo luminoso já passou, restando apenas 
uma trilha de fumaça no céu. Essa luminosidade é geralmente descrita como branca com 
tonalidades esverdeadas ou avermelhadas. 
Por serem muito rápidos, apesar de existirem diversos relatos de quedas muito ricos 
em detalhes, praticamente não havia registros fotográficos da passagem do bólido, 
principalmente à luz do dia. Hoje em dia com um número crescente de câmeras, 
principalmente as de segurança tem se conseguido registrar a passagem destes bólidos, 
bem como, a partir da análise dos dados, recuperar os meteoritos como foram os casos 
recentes do Villalbeto de La Pena na Espanha em 04/01/2004 (fig. 8) e o Chelyabinsk na 
Russia em 15/02/2013 (fig. 14). 
 
 
Figura 8 – O bólido diurno de Villalbeto de la Pena e o rastro de fumaça da explosão 
do bólido no ponto de retardamento de onde termina o trajeto luminoso. 
 
No Brasil, temos a figura da queda do meteorito de Putinga 1937, encomendada e 
orientada pelo Dr. Hardy Grunewaldt, o primeiro entusiasta e colecionador de meteoritos 
brasileiro, que presenciou o fato quando menino. Nas grandes quedas diurnas, pode ser 
observada uma nuvem de poeira, que se desprende do material meteorítico fundido; 
embora o fenômeno meteórico seja rápido, a nuvem de poeira permanece como uma 
esteira de fumaça por algumas horas, como também foi o caso do Chelyabinsk (fig. 14). 
Em 1992 a passagem de um bólido foi filmada e, apesar de estar bem distante do 
ponto a queda do meteorito, foi verificado que ele percorreu diversos estados dos Estados 
Unidos, mas apenas um fragmento foi recuperado por acertar um carro em Peekskill, 
Nova York, o que é um fato muito raro. O bólido foi visto à noite por centenas de 
quilômetros de distância. 
 
20 
 
 
 
 
Figura 9 – Pintura original de Medvedev do 
bólido do Sikhote Alin como observado de Iman 
em 12 de fevereiro de 1947. Mesmo de dia, brilhou 
mais que o próprio Sol. Apesar da cor variar, o 
vermelho predominou, principalmente na parte 
final da passagem. 
 
 
Figura 10 – Queda do Putinga em 1937. Pintura encomendada sob a orientação do Dr. 
Hardy Grunewaldt, retratando o momento da queda do Putinga da localidade em que assistiu as 
margens do Rio Taquari. Margem esquerda a cidade de Estrela, Margem direita Arroio do 
Meio (RS). 
 
 
 
Figura 11 – Passagem do bólido 
de Peekskill iluminando o céu no leste 
dos Estados Unidos em 9 de outubro de 
1992. Figura 12 – O famoso carro atingido pelo meteorito Peekskill. 
 
 
Um bólido típico brilha e pisca numa variação de cores, geralmente descritas como 
de branca com tonalidades esverdeadas, chegando a avermelhadas à medida que o 
meteoroide se desintegra. Ele se move muito rapidamente, apresentando uma cauda na 
direção oposta ao do movimento. Para os observadores que estão exatamente na região de 
21 
 
queda do meteorito, nenhuma cauda é avistada; enxerga-se apenas uma bola de luz 
praticamente estacionária, que vai crescendo rapidamente, sendo muitas vezes 
confundidos com OVNI’s (objetos voadores não identificados). 
Alguns meteoritos, no entanto, chegam sem que sejam notados sinais luminosos 
como no caso do Vicência e do Angra dos Reis, que apenas foram notados no local da 
queda por caírem bem próximos de alguém. 
 
Figura 13 – Esquema mostrando 
as diversas etapas da entrada de um 
meteoroide na atmosfera terrestre até 
sua queda como meteorito na 
superfície. 
3.2. O Bólido de Chelyabinsk 
O Meteorito de Chelyabinsk foi um meteoroide que adentrou a atmosfera terrestre 
sobre a Rússia em 15 de fevereiro de 2013, transformando-se em um bólido que cruzou os 
céus do sul da região dos Urais até explodir sobre a cidade de Chelyabinsk, às 09:20h. 
Trata-se de mais um bólido extraordinário que teve lugar na Russia em pouco mais de cem 
anos. 
O que mais causou espanto no mundo inteiro foi o fato de que cerca de 1200 pessoas 
foram feridas indiretamente pelo evento. A maioria se machucou com estilhaços de vidro 
das janelas destruídas pelas ondas de choques das explosões do bólido. Prédios também 
foram afetados, incluindo o próprio estádio de futebol de Chelyabinsk. Outro fato muito 
interessante foi ele ter sido filmado de diversos ângulos por câmaras de segurança e do 
interior dos carros. 
Pelo menos seis cidades na região do evento foram atingidas. O calor resultante do 
atrito do objeto com o ar da atmosfera produziu uma luz ofuscante, a ponto de projetar 
ombras em Chelyabinsk. Foi avistada nos Kurgan de Sverdlovsk e Oremburgo e no 
vizinho Cazaquistão. 
Estima-se que o meteoroide, ao adentrar a atmosfera terrestre, tinha cerca de 10000 
toneladas de massa e 17 m de diâmetro, liberando o equivalente a 500 quilotons de energia 
durante o evento, ou seja, mais de 30 vezes a bomba de Hiroshima. Segundo a agência 
espacial Russa, o objeto viajava com velocidade de 30 km/s (108.000 km/h) e explodiu a 
22 
 
cerca de 10 km de altura, quando foi freado na troposfera. O evento teve a duração total de 
32,5 segundos. 
 
 
Figura 14 – Rastro deixado pelo meteoro de Chelyabinsk e o buraco provocado no lago 
Cherbakul distante 70 km W de Chelyabinsk. 
Após se despedaçar sobre Chelyabinsk, milhares de fragmentos do meteorito caíram 
como uma chuva próximo ao lago Chebarkul e vilarejos próximos, a aproximadamente 40 
km ao sul de Chelyabinsk. O meteorito foi coletado rapidamente pelos residentes locais 
em buracos na neve de 0,7 m de profundidade. Os fragmentos maiores chegaram até o 
solo congelado. Uma massa fraturou o gelo do lago Chebarkul Lake fazendo um buraco 
de 8 metros onde só se encontraram pequenos fragmentos. Nenhuma massa maior foi 
encontrada por mergulhadores no interior do lago na época; no entanto, agora no 
fechamento do livro em 16/11/2013 foi recuperada a massa principal com cerca de 570kg 
do interior do lago. 
Segundo o Meteoritical Bulletim, foram encontrados fragmentos de menos de 1g a 
1,8 kg, num total de mais de 100 kg, possivelmente mais de 500 kg. Muitos possuem 
crosta de fusão fresca preta ou marrom. Trata-se de um condrito ordinário, LL5, estágio de 
shoque S4 e intemperismo W0. 
3.3. O Impacto 
Apesardos efeitos luminosos e sonoros que anunciam a chegada de um meteorito 
serem impressionantes, os efeitos produzidos pela queda são relativamente modestos e 
dependem exclusivamente de sua massa, resistência mecânica, velocidade e natureza do 
solo no local de impacto. 
Como foi visto, durante a queda os meteoritos estão sujeitos a altas temperaturas e 
pressões, principalmente nas partes frontais, muitas vezes causando a fragmentação. Os 
diversos fragmentos continuam seguindo a trajetória do bólido e caem na superfície 
terrestre se distribuindo sobre uma área elíptica atingindo até vários km², chamada elipse 
de dispersão. Os fragmentos maiores se distribuem preferencialmente na parte frontal da 
elipse (fig. 15). Todos os fragmentos são considerados como o mesmo meteorito, por isso 
recebem o mesmo nome e constituem desta forma uma ‘chuva de meteoritos’, que não 
deve ser confundida com chuva de meteoros (diretamente ligada a órbitas cometárias). A 
queda de um único meteorito é muito rara, embora na maioria das quedas apenas um 
fragmento desta seja recuperado. 
23 
 
 
Figura 15 – Elipse de 
dispersão. A grande maioria dos 
bólidos (1) explode na troposfera 
a aproximadamente 9 km de 
altitude no ponto de 
retardamento (2) de onde 
passam a cair em queda livre (3), 
espalhando-se por uma região em 
forma de elipse com o eixo maior 
ao longo da trajetória, chamada de 
campo de dispersão (4). 
 
Os meteoritos de até uma tonelada são totalmente freados pela atmosfera no ponto de 
retardamento onde geralmente explodem (fig. 13). A partir deste ponto, o corpo passa a 
cair em queda livre e sua velocidade é determinada essencialmente pela atração 
gravitacional, de forma que alcançam a superfície terrestre com velocidade de apenas 400 
a 800 km/h. 
Os meteoritos pequenos e médios (até duas toneladas) produzem um buraco no local 
de impacto com diâmetro comparável ao tamanho do meteorito e profundidade que irá 
depender da natureza do terreno. Muitos caem na superfície sem provocar qualquer 
buraco. 
Por exemplo, um meteorito de 8 kg caiu numa plantação de arroz em Bandog, Java, 
em 1871, penetrando 1 metro e outro de 10 kg caiu perto de St. Michel, Finlândia, em 
1910, e penetrou apenas meio metro. O Norton County, Kansas, pesando uma tonelada, 
caiu em 1948 numa plantação de milho penetrou apenas 3 metros. 
Em 19/06/2010, depois da passagem de um bólido, caíram diversos fragmentos em 
Varre-Sai, RJ. Segundo seu Germano que assistiu a queda e resgatou a primeira massa do 
meteorito. Depois da explosão o meteorito demorou quase 3 minutos para cair no solo. 
Um meteorito de 580 g foi recuperado em cima do solo macio tendo apenas marcado o 
local onde caiu e quicou (fig. 16). 
Um caso interessante ocorreu na queda do Hessle, na Suécia, em 1869, onde vários 
fragmentos caíram sobre a superfície de um lago congelado e não quebraram o gelo. 
Quando um meteorito atinge um solo muito duro, ambos se despedaçam. 
Os corpos com mais de 10 toneladas conservam parte da velocidade cósmica ao 
atingirem o solo, podendo ou não produzir crateras. Os meteoritos acima de 100 toneladas 
chegam ao solo com 50% ou mais da velocidade cósmica inicial do meteoroide, 
adquirindo uma energia cinética de milhares de megatons, capaz de produzir crateras 
muitas vezes maiores que o corpo impactante. A figura 7 mostra a desaceleração dos 
meteoritos durante a queda em função da massa inicial. 
 
24 
 
 
Figura 16 – Meteorito de Varre-Sai de 
580g produziu apenas uma pequena depressão 
no solo macio como pode ser visto na 
fotografia tirada in situ. Segundo seu Germano, 
foi exatamente desta forma que ele encontrou o 
meteorito que caiu sobre o solo cerca de 2 a 3 
minutos após ter ouvido uma explosão no céu 
ao sair de casa. Figura 17 – Buraco de 
impacto do meteorito, St. Michael, 
Finlândia em 12 de junho de 1910. 
 
 
 
Figura 18a e 18b – Meteorito Jilin, 
China, que caiu em maeço de 1976. A queda 
produziu o maior meteorito rochoso 
conhecido, uma chuva de meteoritos onde a 
maior massa de 1,9 toneladas produziu um 
buraco de impacto de 5,5 metros de 
profundidade. As figuras mostram o buraco 
antes e depois da escavação. 
3.4. Características dos Meteoritos 
Distinguir um meteorito das rochas terrestres requer o conhecimento de algumas 
características típicas destes objetos que, apesar de serem tão específicos, não apresentam 
características que possam simplesmente caracterizá-los. 
São restos da formação do sistema solar e fragmentos de diversos corpos planetários, 
não só da superfície como do manto e do núcleo de asteroides diferenciados, não 
25 
 
diferenciados e até mesmo de cometas. Ou seja, são de todo o tipo de variedade formada 
no sistema solar e muitas vezes não encontradas na superfície terrestre. 
Mineralogicamente, os meteoritos consistem de quantidades variadas de silicatos, 
ferro-niquelífero, sulfetos e outros minerais em fases menores. São subdivididos em três 
tipos básicos: os sideritos ou meteoritos metálicos (~90% de ferro e níquel), siderolitos ou 
mistos (~50% de ferro e níquel) e aerólitos (rochosos). 
3.4.1. Crosta de Fusão 
Durante a passagem atmosférica as camadas mais externas do meteorito se fundem e 
vaporizam, desprendendo-se do meteorito e deixando um rastro de poeira no ar. No 
entanto, este calor não chega a penetrar no interior do meteorito, pois a perda de matéria é 
mais rápido que a difusão de calor para o interior. Quando o meteorito chega à Terra, 
apenas uma fina camada deste material é fundida. Ela se forma nos últimos segundos do 
estágio de bólido, quando a ablação é reduzida e fica aderida na superfície do meteorito, 
sendo chamada de crosta de fusão. 
Todo meteorito recém-caído irá apresentar a crosta de fusão. Trata-se de uma película 
vítrea escura e geralmente preta, mas pode ser bem diversificada, podendo ser mais 
grossa, ou mais fina (geralmente na faixa 1 mm), marrom, cinza e até mesmo verde. Pode 
ser fosca como na maioria dos meteoritos rochosos ou vítrea como em alguns acondritos. 
Uma crosta de fusão que cubra completamente o meteorito é algo raro, pois os meteoritos 
em geral se partem não só na atmosfera, mas também ao cair no solo. 
A composição da crosta de fusão será a de um vidro da mesma composição do 
meteorito que a formou. Assim os meteoritos como os condritos, formados por olivinas, 
piroxênios e ferro-niquel, irão apresentar uma crosta de fusão formada pela fusão destes 
minerais. O ferro dos minerais irá se oxidar formando magnetita, que dará a cor escura da 
crosta de fusão. Os meteoritos acondritos, como os aubritos, por não conter ferro como 
elemento ou óxido, irão apresentar crostas de fusão bege a acinzentadas. Outro tipo de 
crosta de fusão que costuma ser característica de alguns meteoritos são a dos acondritos 
tipo eucritos, que apresentam crosta de fusão brilhante devido ao alto teor de feldspatos 
plagioclásios ricos em cálcio. O meteorito Serra de Magé possui crosta de fusão verde. 
Os meteoritos metálicos também formam crosta de fusão que tendem a ser bem mais 
finas que as dos meteoritos rochosos, apresentando coloração preto-azulada aparentando 
aço fundido fresco. Esta crosta é formada basicamente de óxido de ferro; é uma crosta 
bem frágil, sendo facilmente sujeita ao intemperismo químico. 
Crosta de fusão secundária ocorre quando o meteorito é fragmentado na fase final da 
passagem atmosférica, quando começa a se formar uma nova crosta na face fragmentada. 
Às vezes esta crosta fica fina, incompleta e não é tão suave quanto a crosta de fusão 
primária. 
Assim, geralmente os meteoritos não são pedras pretas como aparentam em alguns 
livros, mas sim são cobertos por uma fina película escura. Esta crosta, no entanto, se 
deteriora facilmente com o intemperismo terrestre tornando mais difícil a identificação 
dos meteoritos,principalmente dos rochosos, quando não são encontrados pouco depois 
de suas quedas (fig. 19). 
26 
 
 
 
 
 
Figura 19a – Mostrando a crosta 
de fusão preta fosca em contraste com 
o interior claro. 
Meteorito Campos Sales, CE – queda 
em 1991. Trata-se de um condrito 
oprdinário tipo L5. 
 
 
 
Figura 19b – Crosta de fusão 
brilhante típica dos eucritos. Apesar das 
crostas serem geralmentel pretas, no 
Meteorito Serra de Magé que caiu em 
PE em 1/10/1923, ela é verde escura, ela 
é verde escuro, sendo alguns exemplares 
verde garrafa a verde claro. 
 
 
 
 
Figura 19c – Detalhe da crosta de 
fusão do meteorito angrito Angra dos 
Reis, RJ, que caiu em janeiro de1869. A 
crosta é de tonalidade vinho, brilhante e 
arrepiada, possivelmente pelo 
resfriamento rápido que sofreu ao cair no 
mar. 
 
3.4.2. Regmaglitos ou Marcas de Dedos 
Outra característica comum nos meteoritos, principalmente nas quedas recentes, é a 
existência de algumas depressões que se assemelham a marcas de dedos em massa de 
modelar, chamadas regmaglitos. Desenvolvem-se evidentemente pela ablação durante a 
passagem atmosférica. Assim, os meteoritos que se fragmentam durante a fase final do 
percurso, como os meteoritos rochosos, desenvolvem menos regmaglitos. 
Desse modo, são geralmente mais marcantes nos sideritos como, por exemplo, o 
siderito Pirapora das figuras 20 e 21, que mostra a maneira pela qual essa estrutura se 
desenvolveu melhor na face frontal. 
 
27 
 
 
Figuras 20 e 21 – Parte dianteira e trazeira do meteorito Pirapora, MG mostrando os 
regmaglitos (marcas de dedo) típicos da superfície dos meteoritos. 
3.4.3. Tamanho 
Os meteoritos não possuem dimensões fixas; seu peso pode variar de microgramas 
(micrometeoritos) a várias toneladas. De maneira geral, podemos dizer que os meteoritos 
metálicos, por serem mais resistentes, são os maiores, seguidos pelos siderolitos e, por 
último, os rochosos, que por serem mais frágeis, também seriam os menores. 
A maioria dos meteoritos fica entre 100 g e 10 kg. Poucos são maiores que 100 kg. O 
maior meteorito conhecido é o siderito Hoba-West, que ainda permanece no local de sua 
queda, no sudoeste da África. Seu peso aproximado é de 60 toneladas, embora na época 
de sua queda pesasse cerca de 100 toneladas. Está coberto por uma capa de mais de meio 
metro de uma massa laminada de limonita, formada pela ação do tempo. Não há vestígios 
de cratera de impacto, acredita-se que este seja o maior tamanho que um meteorito possa 
chegar aqui na Terra sem se fragmentar e formar crateras. 
 
 
Figura 22 – Meteorito de 
Bendegó, Bahia. Foi descoberto 
em 1784, pesa 5,36 toneladas e 
é o maior meteorito brasileiro 
até o momento. 
Foi transportado para o Museu 
Nacional, onde se encontra em 
1888 por uma comissão 
nomeada pelo Imperador D. 
Pedro II. 
Na foto, em cima do meteorito, 
Christian Zucolotto. 
 
28 
 
 
Figura 23 – Meteorito de 
Hoba-West, Namíbia, África, é o 
maior meteorito do mundo e está 
em seu local de queda. 
Escavaram ao redor para exibi-lo 
melhor 
Na foto, atrás do meteorito, o 
nosso colega André Ribeiro do 
Instituto de Geociências da 
UFRJ. 
 
Na tabela 2 temos uma relação dos maiores meteoritos conhecidos até o momento. O 
Bendegó já não figura mais entre os 15 maiores, embora tenha sido por muito tempo o 
segundo maior do mundo e o maior em exposição em Museu Nacional do Rio de Janeiro. 
 
Tabela 2 – Elenco dos meteoritos mais pesados do mundo 
METEORITO, LOCALIDADE, PESO (toneladas) DATA TIPOLOGIA 
1. Hoba, Namibia, 60,0 t 1920 IVB, Ataxito 
2. Campo del Cielo (El Chaco), Argentina, 37 t 1969 IAB-MG, Oct. Grosseiro 
3. Cape York (Ahnighito) O. Groelandia, 30,9 t 1894 IIIAB, Octaedrito Médio 
4. Armanty, Xinjiang, China, 28 t 1898 IIIE, Octaedrito Médio 
5. Bacubirito, Sinaloa, México, 22 t 1863 IRUNGR, Octaedrito Fino 
6. Cape York (Agpalilik), O. Groelandia, 20,1 t 1963 IIIAB, Octaedrito Médio 
7. Mbosi, Rungwe, Tanzania, 16,0 t 1930 IRUNGR, Octaedrito Médio 
8. Campo del Cielo, Chaco, Argentina, 14,8 t 2005 IAB-MG, Oct. Grosseiro 
9. Willamette, OR, USA, 14,4 t 1902 IIIAB, Octaedrito Médio 
10. Chupaderos I, Chihuahua, México, 14,1 t 1852 IIIAB, Octaedrito Médio 
11. Mundrabilla I, W Australia, 12,4 t 1966 IAB-ungr, Octaedrito Médio 
12. Morito, Chihuahua, México, 10,1 t 1600 IIIAB, Octaedrito Médio 
13. Campo del Cielo (Santiago d Estero), Arg.10 t 1997 IAB-MG, Oct. Grosseiro 
14. Chupaderos II, Chihuahua, México, 6,7t 1852 IIIAB, Octaedrito Médio 
15. Mundrabilla II, W Australia, 6,1 t 1966 IAB-ungr, Octaedrito Médio 
16. Bendegó, Bahia, Brasil, 5,36 t 1784 IC, Octaedrito Grosseiro 
29 
 
3.4.4. Forma 
Os meteoritos apresentam formas bem variadas, pois, mesmo antes de penetrarem à 
atmosfera terrestre, ainda no espaço, são modificadas devido à erosão por colisões 
cósmicas. Quando penetram à atmosfera terrestre, o atrito com a mesma provoca a queima 
ou ablação e fragmentação. Quando a penetração é estabilizada apresentam formas 
aerodinâmicas, no entanto, esta ocorrência é rara. 
Alguns aerólitos apresentam formas equidimensionais quando se partem na explosão 
no final da passagem atmosférica, quando ele é freado e não sofre mais ablação 
atmosférica responsável pelos sulcos, muito comum nos meteoritos (fig. 25). 
 
Figura 25 – Uma massa de forma 
quase cúbica do meteorito Campos 
Sales, que ao se fragmentar na 
troposfera caiu como uma chuva de 
meteoritos em 31 de janeiro de 1991 
no Cariri, Ceará. Foram recuperados 
cerca de 40 kg de material. 
Alguns meteoritos apresentam formas geométricas bem definidas, que são resultados 
dos processos de fragmentação e ablação com ângulos próximos aos 90°. Quando a 
fragmentação ocorre nas altas camadas da atmosfera, estes cantos tendem a se arredondar 
e deformar formando regmaglitos. Porém, quando se forma nas camadas mais baixas, o 
formato geométrico se mantém. 
Podem apresentar cavidades profundas, formadas pela evaporação de inclusões 
nodulares de troilita e/ou grafita durante a passagem pela atmosfera terrestre (fig. 26). 
 
 
 
Figura 26 – Foto do meteorito 
Tucson, encontrado no Arizona. Este 
meteorito possui uma forma de anel 
conhecido como “Tucson Ring”. Esta 
em exibição no Smithsonian 
Institution em Washington. 
30 
 
3.4.5. Meteoritos Orientados 
O formato final dos meteoritos irá depender em muito de seu vôo trans-atmosférico. 
A grande maioria penetra à atmosfera sem ter uma forma definida e nem direção 
preferencial, rotacionando desordenadamente, perdendo muita massa e criando um 
formato mais arredondado ou explodindo formando peças mais angulares. Contudo, 
raramente é observado que alguns meteoritos penetram a atmosfera de maneira que 
atingem uma orientação preferencial adquirindo formas mais aerodinâmicas como um 
cone ou um escudo. A figura 27 mostra a evolução da passagem atmosférica dos 
meteoritos e sua influência no formato final. 
 
 
Figura 27 – Foto de um meteorito 
orientado. O Dhofar 182, eucrito 
encontrado em Oman em 2000. O 
meteorito teve uma entrada orientada 
formando as linhas de fluxo radiais que 
foram preservadas devido ao resfriamento 
rápido da crosta. (Norton & Chitwood – 
2008) 
 
3.4.6. Interior 
Cerca de 86% das quedas tem a aparência de cimento proveniente de resto de 
construção e com alguns pequenos pontos amarronzados semelhantes a sardas, 
contrastante com a fina crosta externa preta (fig.28). Estes mesmos meteoritos podem 
conter partículas milimétricas arredondadas chamadas de côndrulos, facilmente visíveis 
com uma lupa ou a olgo nú (fig.29). 
 
Figura 28 – Foto do Campos Sales mostrando a crosta de fusão preta e 
fosca se contrastando com o interior cinza claro cor de concreto de cimento. 
Outras característicassão as partículas de ferro metálico que começam a se 
oxidar na Terra (as pintinhas que se parecem com sardas). 
 
31 
 
 
Figura 29 – Foto do 
meteorito Vicência, queda em 23 
de setembro de 2013 no interior 
de Pernambuco. 
Note o interior condrítico típico 
de meteoritos não equilibrados 
tipo 3 com côndrulos bem 
arredondados e destacados. 
 
3.4.7. Presença de Ferro-Níquel 
A grande maioria dos meteoritos contém ferro, ou melhor, ferro-níquel. Se lixados 
irão exibir pontos com brilho metálico ou interior totalmente de aço sólido (figs. 30 e 31). 
Estes últimos, formados por grande quantidade de ferro-níquel, em geral, se atacados com 
uma solução de ácido nítrico, poderão revelar uma série de lamelas entrelaçadas chamadas 
de estrutura de Widmanstätten. Como veremos mais adiante a quantidade de ferro e de 
níquel serão determinantes na classificação destes meteoritos. 
 
Figura 30 – Foto do condrito Pultusk que 
caiu na Polonia em 1868. Exibe abundância de 
partículas e um veio metálico, sua classificação 
H5 (H de high, muito ferro). 
 
Figura 31 – Mesosiderito Crab 
Orchard, achado em 1887 nos USA. Possui 
aproximadamente 50% de ferro-níquel 
3.4.8. Magnetismo 
Como a grande maioria dos meteoritos possui ferro-níquel, uma liga bastante 
magnética, estes também são atraídos por imã. Nos meteoritos metálicos esta atração é 
mais forte. Os únicos meteoritos que não são atraídos por imã são os acondritos. 
3.4.9. Densidade 
Os meteoritos em geral são mais densos que as rochas terrestres, principalmente os 
metálicos que chegam a pesar três a quatro vezes mais que uma rocha terrestre de mesmo 
tamanho e por isto são mais fáceis de serem reconhecidos no campo, mesmo depois de 
bem intemperizados. 
32 
 
3.4.10. Presença de Côndrulos 
Apesar da presença de côndrulos ser típica de meteoritos, estes só aparecem no grupo 
de meteoritos chamados de condritos (figs. 29 e 32). Eles também não são visíveis em 
todos os condritos, pois existe um tipo de condrito que nem mesmo possui côndrulos 
(carbonáceo tipo I). Os côndrulos são bem visíveis nos condritos tipo 3 diminuido para o 
tipo 4 e assim sucessivamente até o tipo 6. Em alguns meteoritos condríticos, os côndrulos 
estão tão fragmentados que dificilmente são reconhecidos. 
 
Figura 32 – Textura condrítica 
do meteorito Clovis, um condrito H3 
que exibe uma grande variedade de 
côndrulos bem desenvolvidos. 
Largura do campo 4mm. 
 
3.4.11. Exceções 
Os meteoritos rochosos do tipo acondrito não apresentam as características acima, 
exceto a crosta de fusão e regmaglitos. Estes meteoritos são raros e praticamente só 
recuperados de quedas recentes. 
3.4.12. “Meteorwrongs” 
Meteorwrongs são rochas que geralmente as pessoas acreditam serem meteoritos, 
mas que na verdade são simples rochas ou objetos terrestres. O termo "meteorwrong" é 
um jogo de palavras com “meteorito” e “errado”. Apesar de ser um termo em inglês, não 
foi encontrada uma palavra apropriada em português, fazendo com que todos usem esta 
expressão. Vale destacar também que este termo não é usado oficialmente na Geologia em 
língua inglesa. 
Existem várias razões para querer identificar uma rocha como um meteorito. A 
maioria das pessoas acha os meteoritos interessantes só por eles virem do espaço e, por 
vezes, colecionadores pagam um alto preço se for confirmada sua origem extraterrestre. 
Praticamente, 99% de cada mil amostras que chegam para ser analisadas não são 
meteoritos, no entanto, consideram-se como meteorwrong todas aquelas que apresentam 
algumas características que possam ser confundidas com meteoritos. 
Dentre os meteorwrongs mais típicos, podemos citar: magnetita, basalto, 
manganês, lixo espacial, ferro silício e, principalmente, escórias de alto forno que são 
espalhadas indiscriminadamente por todo o território nacional. 
Durante o programa de divulgação científica desenvolvido no Museu Nacional 
pela primeira autora, foi criado um diagrama para facilitar o reconhecimento de 
meteoritos. Na verdade, este “checklist” elimina a maioria dos objetos confundidos com 
meteoritos pela aparência. 
33 
 
 
 
34 
 
4. CLASSIFICAÇÃO DOS METEORITOS 
A classificação atual segue o formato iniciado por volta de 1860 por Rose, contudo as 
primeiras classificações não continham informações genéticas. Hoje, embora as 
classificações dos meteoritos considerarem sua composição básica, leva-se em conta 
também a sua origem primitiva e diferenciada. Krot et. al. (2004) dividiram os meteoritos 
em condritos e não condritos, e subdividiu os não condritos em acondritos, acondritos 
primitivos metálicos e mistos. 
Os meteoritos são classificados, basicamente, segundo a concentração de ferro e 
silicatos. Baseados nestas concentrações, são definidos os três tipos de meteoritos. Os 
metálicos (sideritos), formados basicamente da liga ferro-níquel, os rochosos (aerólitos), 
formados basicamente de silicatos e os mistos (siderolitos), que consistem de ferro-níquel 
e silicatos em proporções equivalentes. Cada um destes tipos é subdividido em classes e 
algumas classes são subdivididas em grupos menores, com propriedades distintas (tab. 3). 
O principal objetivo da taxonomia dos meteoritos é agrupá-los de maneira a se 
compreender melhor sua origem e relações. O trabalho de classificação é complexo e 
realizado por laboratórios competentes. 
Os meteoritos rochosos são divididos em: condritos e acondritos. 
Os condritos são tipicamente definidos como meteoritos que possuem côndrulos 
(pequenas esferas de 1-2 mm), no entanto isso é uma informação equivocada, uma vez que 
existem condritos que não possuem côndrulos, Condritos são meteoritos rochosos que 
possuem composição solar (menos os elementos voláteis) e são provenientes de corpos 
asteroidais ou cometários que não sofreram diferenciação magmática. Os demais tipos de 
meteoritos, exceto os sideritos não magmáticos e acondritos primitivos, foram 
geologicamente diferenciados ou reprocessados pela fusão e recristalização de material do 
tipo condrítico no interior de corpos planetários. 
Os acondritos são rochas ígneas provenientes de asteroides diferenciados ou de 
superfícies de corpos planetários (Lua, Marte). Alguns acondritos possuem textura ígnea 
ou recristalizada, mas retêm afinidades químicas com os corpos condríticos precussores e 
são tidos como acondritos primitivos. 
 
35 
 
 
Tabela 3 – Classificação dos meteoritos 
NÃO DIFERENCIADOS DIFERENCIADOS 
CLASSE GRUPO EXEMPLO CLASSE GRUPO EXEMPLO 
CONDRITOS ACONDRITOS 
C
O
N
D
R
IT
O
S 
C
A
R
B
O
N
Á
C
E
O
S 
CI Ivuna 
V
ES
TA
 EUCRITOS EUC Serra de Magé 
CM Murchison DIOGENITOS DIO Tatahouine 
CO Ornans HOWARDITOS HOW Le Teilleul 
CV Allende ANGRITOS ANG Angra dos Reis 
CK Karounda AUBRITOS AUB Norton County 
CR Renazzo UREILITOS URE Novo Urei 
CH ALH85085 
M
A
R
TE
 
SHERGOTITOS SHE Shergotty 
CB Bencubbin CHASSIGNITOS CHA Chassigny 
C
O
N
D
R
IT
O
S 
O
R
D
IN
Á
R
IO
S H Flandreau NAKHLITOS NAK Nakhla 
ORTOPIROXENITO OPX ALH84001 
L L’Aigle 
LU
A
 BASALTOS 
LL St. Mesmin BRECHAS 
E
N
ST
A
T
IT
A
 
C
O
N
D
R
IT
O
 
EH 
Saint-Sauveur 
 
SIDEROLITOS 
PALLASITOS PAL Brehan 
MESOSIDERITOS MES Chinguetti 
EL Eagle SIDERITOS 
RUMURUTITOS R Rumuruti CLASSIFICAÇÃO 
ESTRUTURAL 
GRUPO QUÍMICO EXEMPLO 
KAKANGARITOS K Kakangari Ogg IIB, IIE Sikhote Alin 
NÃO CONDRITOS Og IIIE, IIIF IC 
ACAPULCOITOS AC Acapulco Om IIIAB,IID, IIIF Cape York 
LODRANITOS LOD Lodran Of IVA, IIIC Gibeon 
WINONAITOS WIN Winona Off IIID Tazewell 
METÁLICOS – 
NÃO MAGMÁTICOS 
Opl IIC, IIF 
IAB Og Campo del Cielo D IVB Hoba 
 IIE, UNG NÃO GRUPADOS 
364.1. Classificação dos Condritos 
Os condritos são meteoritos rochosos não diferenciados, ou seja, nunca foram 
fundidos no interior de um planeta ou grande asteroide. São os objetos mais antigos que 
conhecemos. Possuem de 4,55 a 4,6 bilhões de anos, que é a idade aproximada do sistema 
solar. Eles são considerados amostras primordiais de matéria dos primórdios do sistema 
solar. 
Os constituintes mais abundantes dos condritos são os côndrulos, minúsculos corpos 
de origem ígnea, formados por fusão parcial ou total, durante o período de acreção. São 
objetos subesféricos de silicatos, cujo tamanho varia de alguns milímetros a centímetros. 
O mais comum é se encontrar objetos que vão de esféricos a irregulares e com diâmetro 
que varia de 0,1 a 4 mm. Porém, existem condritos que não possuem côndrulos. 
A classificação dos condritos leva em conta o silicato primário principal e os 
meteoritos metálicos separados pela estrutura interna e conteúdo em níquel. Os condritos 
são constituídos essencialmente de olivina, piroxênio e também proporções diversas de 
inclusões refratárias ricas em cálcio e alumínio ou CAIs e agregados de olivina (0,01 ~ 10 
% vol.), ferro e níquel metálico (0,1 ~70 %), e material da matriz (1 ~ 80 %). O material 
da matriz é rico em elementos voláteis e grãos finos (5 ~ 10 mm). A matriz tem 
mineralogia diversa e a maioria é uma mistura de silicatos, óxidos, sulfetos, metais de 
ferro e níquel, matéria orgânica e vidro. As tabelas (4 e 7) mostram os minerais mais 
comuns encontrados em condritos com feições identificáveis por Microscopia Óptica e 
outras importantes técnicas instrumentais modernas. 
O sistema mais moderno de classificação dos condritos leva em consideração, além 
dos parâmetros químicos e mineralógicos, a textura que é modificada pela recristalização, 
que se dá por alteração aquosa e/ou térmica dos meteoritos. 
Desde a publicação do trabalho original de Van Schmus e Wood (1967), sobre o 
Sistema Petrográfico de Classificação para os condritos, criando seis tipos petrológicos 
diferentes, algumas modificações foram feitas e muitos pesquisadores aceitam hoje o 
acréscimo de um tipo 7. 
Originariamente, o tipo 1 representava o mais baixo grau de metamorfismo, porém, 
esta definição foi dada mais tarde para o tipo 3, considerado quimicamente não 
equilibrado e o mais primitivo. Mostram ampla variação química nas olivinas e 
piroxênios, considerados os menos modificados por processos secundários (Wasson, 
1974) (tab. 5). 
Os Condritos estão divididos em classes que incluem Enstatita Condritos (E), 
Condritos Ordinários (OC) e Condritos Carbonáceos (C), além das classes menores dos 
Kakangaritos (K) e Rumurutitos (R). Esta classificação é feita levando-se em consideração 
a quantidade do ferro e sua distribuição, além da mineralogia, petrologia e composição 
isotópica do oxigênio. Na tabela 6, podem-se observar as classes de condritos nos tipos 
petrográfico (Hutchison, 2004). 
 
 
 
37 
 
Tabela 4 – Tipos petrográfico segundo Van Schmus e Wood (1967). 
 
 
38 
 
 
Tabela 5 – Classes e grupos de condritos por percentagem de metal 
Classe Grupo Densidade 
Fe Metal 
(% peso) 
Fe Total 
(% peso) 
Fa 
(% mol) 
Fs 
(% mol) 
Tam 
Cond 
(mm) 
% Vol. 
Cond. 
E 
EH 3,72 15 22 – 23 < 1 0,2 60-80 
EL 3,55 8 0,6 60-80 
 
OC 
 
H 3,40 10 25 – 30 16 – 20 14 – 20 0,3 60-80 
L 3,35 <5 20 – 23 21 – 25 20 – 30 0,7 60-80 
LL 3,21 2 19 - 22 26 – 32 32 – 40 0,9 60-80 
 
 
 
C 
CI 2,11 0 - - 
CM 2,12 0,1 0,3 20 
CO 2,95 1-5 0,15 48 
CV 2,95 1-5 1,0 45 
CK 3,47 traços 0-30 0,7 15 
CR 3,10 5-8 0,7 50-60 
CH 3,44 ~20 70 0,02 70 
R R <0,5 37-40 0,4 27 
K K 2 2-4 0,6 >40 
 
 
Tabela 6 – Classificação dos Condritos Ordinários nos tipos petrográfico (Hutchison, 2004). 
TIPOS PETROLÓGICO 
Condritos 
Alteração aquosa Primitivo Metamorfismo térmico 
1 2 3 4 5 6 
Carbonáceos 
CI 
CM CM 
 CO 
 CV CV 
 CK 
CR CR 
 
CB 
 CH 
Ordinários 
 
H H H H 
L L L L 
LL LL LL LL 
Enstatita 
EH EH EH EH 
EL EL EL EL 
Rumurutitos R R R R 
Kakangaritos K 
 T (ºC) 50 < 20 400 600 700 750 950 
 
39 
 
 
 
Tabela 7 – Classificação dos tipos de côndrulos por Keil & Gooding (1981). 
CÔNDRULOS TIPO TEXTURA E MINERAIS % 
Grupo 1 
(Porfirítica) 
OP Olivina Porfirítica 23 
PP Piroxênio Porfirítico 10 
POP Olivina-Piroxênio Porfirítico 48 
Grupo 2 
(Não Porfirítica) 
PR Piroxênio Radial 7 
OB Olivina Barrada 4 
C Criptocristalina 5 
Grupo 3 OPG Olivina Piroxênio Granular 3 
 
Dos dez critérios usados para definir os grupos dos condritos, o mais fácil é o da 
textura. Nos tipos 4 a 6, quimicamente equilibrados, a química é mais homogênea. Na 
tabela 6 se encontram descritos com detalhe os tipos petrográfico. 
 Um exemplo da notação de um meteorito Condríto Ordinário é o seguinte: meteorito 
nãoequilibrado L3, onde o L é uma designação química significando baixo teor em ferro e 
o número 3 designa o tipo petrográfico. Nele os côndrulos são bem definidos, com forma 
de subesférica a esférica e ocorrem numa matriz escura, finamente granular, constituída 
dos mesmos minerais dos côndrulos, porém com cristais finos dando a impressão de ser 
uma matriz opaca. 
Além dos parâmetros classificatórios citados, se torna necessário adicionar os 
parâmetros que traduzem o estado de choque e o grau do intemperismo. 
4.1.1. Enstatita Condritos (E) 
São relativamente raros, representando cerca de 2% dos meteoritos rochosos; 
somente 200 destes meteoritos são conhecidos. A maioria é EH3, EH4 e EH6. Um 
meteorito com massa de 3 mg foi descoberto numa amostra de solo coletada pelos 
astronautas da Apollo 15. Apesar de pequeno, este meteorito foi incluído na lista dos 
Catálogos dos Meteoritos. Como os Condritos Ordinários, os Enstatita Condritos também 
estão subdivididos em dois grupos: condritos de alto (EH) e baixo (EL) conteúdo de ferro, 
Sears & Dodd (1998). 
O EH condrito tem ~30% do ferro total mais metais e o EL condrito possui ~25% do 
ferro total e menos metais. A maneira mais fácil de distingui-los é pela Microscopia 
Óptica, em seção fina polida, examinando o tamanho dos côndrulos. Nos EL3 os 
côndrulos são bem definidos, com um tamanho de cerca 500 µm de diâmetro. Nos EH3 os 
côndrulos são menores e não são bem definidos. A maioria do ferro dos Enstatita 
Condritos ocorre ora como metais, ora como sulfetos. O piroxênio não contém ferro, mas, 
sim, silicato de magnésio quase puro (Enstatita) com menos de 1% de ferro como a 
Faialita (tab. 5). 
4.1.2. Condritos Ordinários (OC) 
Representam os tipos mais comuns e abundantes. Correspondem de 85 a 93,5% dos 
condritos caídos. O Fe (elementar e combinado) é usado para classificar os Condritos 
Ordinários, que se dividem em três grupos químicos distintos: H, L, e LL. 
40 
 
O primeiro grupo H possui alto teor em ferro (25-30%) no total por peso. Entre 15 e 
19% são de ferro quimicamente puro e o restante está ligado à estrutura dos silicatos. Este 
tipo é o mais atraído pelo ímã, pois contém maior quantidade de minerais metálicos. Além 
do teor em Fe, este grupo distingue-se dos outros dois pela composição química da olivina 
(Fa 15-19%), ou seja, 81-85 moles de Fo (forsterita) mostrando que nos condritos 
ordinários (bem como nos condritos em geral) a olivina é mais magnesiana. 
O gupo L é constituído por condritos com o ferro total variando de 20 a 25%. Se 
compararmos com o grupo H, a quantidade de metal no L é mais baixa, entre 1 e 10% em 
peso. Quando se olham os flocos de metais numa fatia polida do condrito L, verifica-se 
que ocorrem em menor quantidade do que nos H, o que faz com que os meteoritos deste 
grupo sejam menos atraídos pelo ímã. A composição