I. EL HIERRO DE LOS METEORITOS

Mucho antes de aprender a utilizar los minerales ferrosos terrestres, los antiguos trabajaron el hierro de los meteoritos. Seg�n Mircea Eliade , cuando Hern�n Cort�s pregunt� a los jefes aztecas de d�nde obten�an el hierro de sus cuchillos, �stos le mostraron el cielo. Lo mismo que los mayas en Yucat�n y los incas en Per�, los aztecas utilizaron �nicamente el hierro de los meteoritos, que ten�a un valor superior al del oro.*

Los meteoritos ten�an una carga m�tica que asombraba a los antiguos. No eran rocas comunes, ven�an del cielo. Con ayuda del fuego, tambi�n m�tico, los herreros forjaban las rocas mete�ricas y las convert�an en estatuillas o armas. Esto no se puede hacer con las rocas comunes porque se romper�an con el impacto de los martillos. De hecho, no todos los meteoritos son forjables. Aparte de los meteoritos f�rricos, que si lo son, en la Tierra han ca�do muchos de los llamados meteoritos t�rreos que son como las rocas comunes.

Los guerreros dotados de armas de origen mete�rico sent�an el poder de los cielos en las batallas. Probablemente de all� viene la conexi�n entre la siderurgia —la industria del hierro— y lo sideral, que se relaciona con las estrellas. No muy lejos del Valle de M�xico, cay� en las cercan�as de Toluca, hace 60 000 a�os aproximadamente, una lluvia mete�rica. Miles de fragmentos, con pesos que oscilaban entre d�cimas y decenas de kilogramos, cayeron en unas colinas en los alrededores del poblado de Xiquipilco. Se cree que un meteorito de cerca de 60 toneladas se rompi� en muchos fragmentos al chocar con la atm�sfera. No se sabe cu�ndo se inici� el uso del hierro de los meteoritos para la fabricaci�n de cuchillos y hachas para los nativos mexicanos. Sin embargo, todav�a en 1776 hab�a dos herreros en Xiquipilco dedicados al trabajo del hierro de ese meteorito y lo conformaban para producir herrajes al gusto del cliente.

En 1984 los astr�nomos Javier Gonz�lez y Eduardo Gast�llum fueron a Xiquipilco en busca de un trozo del meteorito. A pesar de que en el pueblo recibieron varias ofertas de venta de trozos del meteorito a un precio razonable, se pasaron el d�a en las colinas en una b�squeda que no los llev� a nada. Para encontrar ahora un trozo de ese meteorito se requiere mucha suerte. Ya en 1776 se dec�a que era necesario buscarlos al inicio de la temporada de lluvias, inmediatamente despu�s de una lluvia fuerte. Lavados por la lluvia hac�an un buen contraste con la tierra, cosa que no suced�a cuando estaban cubiertos de polvo con las piedras.

El trozo de meteorito que Javier y Eduardo compraron al regresar exhaustos al poblado de Xiquipilco tambi�n parec�a una piedra. S�lo que se sent�a m�s pesado que una piedra del mismo tama�o. En el laboratorio de metalurgia se pudo comprobar que efectivamente se trataba de un meteorito. El an�lisis qu�mico, amablemente proporcionado por Aceros Solar, revel� la presencia de los siguientes elementos: hierro como base; n�quel al 7.75%; algo de cobalto (0.5%) y otras impurezas.

La base de un an�lisis metal�rgico es la metalograf�a. La metalograf�a es una t�cnica que permite conocer la estructura microsc�pica de los metales. Consiste en cortar un trozo de metal (un cent�metro c�bico es m�s que suficiente) y pulir a espejo una de sus caras. Esa cara se ataca qu�micamente con la soluci�n en alcohol et�lico de �cido n�trico conocida como nital.

La estructura microsc�pica del meteorito Toluca es como la de muchos metales producidos por el hombre y puede verse en la figura 1. Se parece a una barda de piedra. Las piedras de esa barda son los cristales que se conocen como los granos. Las uniones entre grano y grano, que parecen la mezcla con la que se unen las piedras en la barda, se llaman fronteras de grano. Son del mismo material que los granos, pero algo desordenado. Con ayuda de un detector de rayos X montado en un microscopio electr�nico se pudo saber que no todos los granos son iguales. Unos tienen m�s n�quel que otros.

Figura 1. Metalograf�a de un fragmento de meteorito de Xiquipilco. Tiene una estructura formada por granos de ferrita (a) que llegan a tener mas de 10 mil�metros de largo por uno o dos de ancho. Entre los granos de ferrita (a), que son la mayor�a, hay unos granos marcados con una g, de otra fase m�s rica en n�quel que se llama austenita.

Un grupo de granos, mayoritario, contiene el 7% de n�quel. El otro grupo de granos, intercalados entre los anteriores, contienen el 32% de n�quel y se indican en la figura 1 con la letra g. No hay ning�n grano fuera de las dos categor�as anteriores.

La termodin�mica establece que las aleaciones de dos elementos, binarias, pueden tener dos fases en equilibrio. En el caso del meteorito cada uno de los dos grupos de granos constituye una fase. En el estado s�lido, una fase se caracteriza completamente diciendo cu�l es su composici�n qu�mica y cu�l es el arreglo cristalino de los elementos.

El grupo de granos mayoritario, que contiene el 7% de n�quel, tiene un arreglo cristalino c�bico centrado en el cuerpo. Esto quiere decir que los �tomos en cada grano se acomodan en una malla de cubos como se muestra en la figura 2. Los �tomos de hierro se colocan en las esquinas y en el centro de los cubos. Los �tomos de n�quel se colocan sustituyendo al hierro de manera que aproximadamente 7 de cada 100 sitios est�n ocupados por n�quel y el resto por hierro.

El grupo de granos con 32% de n�quel tiene una red cristalina distinta a la red c�bica centrada en el cuerpo, propia de las aleaciones ricas en hierro y del hierro puro a temperatura ambiente. Este grupo de granos adopta la red cristalina que es propia de las aleaciones ricas en n�quel y del n�quel puro; o del hierro a altas temperaturas. Es la red c�bica centrada en las caras que se describe en la figura 2. Los �tomos, de n�quel o de hierro, se acomodan en las esquinas de los cubos y en los centros de sus caras. Aproximadamente 31 de cada 100 sitios se ocupan con n�quel y el resto con hierro.

Toda la informaci�n acera de las diferentes fases que pueden tener las aleaciones de hierro con n�quel en un intervalo amplio de temperaturas que incluye los estados s�lido y l�quido se resume en el diagrama de fases que se presenta en la figura 2. En la escala horizontal inferior usualmente se indica el porcentaje en peso del n�quel. En el extremo a la izquierda la aleaci�n se reduce a hierro puro. Hacia la derecha se incrementa el n�quel hasta que al extremo derecho hay puro n�quel. En la escala vertical se indica la temperatura. Las curvas en el diagrama delimitan los campos donde pueden existir las fases. La fase l�quida est� limitada por una curva que en el extremo izquierdo parte de 1 538°C, que corresponde a la temperatura de fusi�n del hierro puro, y en el extremo derecho toca en la temperatura de fusi�n del n�quel que es 1455°C. Es notorio c�mo un poco de n�quel aleado al hierro baja su punto de fusi�n, y lo mismo ocurre cuando un poco de hierro se agrega al n�quel.

Figura 2. Diagrama de faces en equilibrio de la aleaci�n hierro-n�quel. En el estado s�lido las redes cristalinas de las aleaciones hierro-n�quel pueden ser de dos tipos: c�bica centrada en el cuerpo, marcada con una a, y c�bica centrada en las caras (g). En el caso del hierro y el n�quel conviene aclarar que la formaci�n de estas faces de equilibrio que vienen del estado l�quido requieren de velocidades de enfriamiento muy lentas. De otra manera se formar�an con mucha facilidad otras faces del equilibrio.

En el estado s�lido hay tres campos donde existe una sola fase. T�picamente estas fases se designan con letras griegas. La zona marcada con una a incluye las aleaciones que contienen entre 0 y 7% de n�quel en el intervalo de temperatura entre 0 y 900 grados aproximadamente. En esta regi�n las aleaciones tienen una red cristalina c�bica centrada en el cuerpo conocida como a. La zona central del diagrama se encuentra cubierta por la fase g; las aleaciones en este campo de composiciones y temperaturas tienen una red cristalina c�bica centrada en las caras.

La fase d en el extremo superior izquierdo es tambi�n c�bica centrada en el cuerpo, pero se distingue de la fase a porque el cubo es un poco m�s grande. El resto del espacio en el diagrama est� cubierto por mezclas de dos fases. El espacio entre la fase l�quida y la fase g corresponde a aleaciones donde coexisten la fase l�quida y granos en la fase g. El espacio entre la fase a y g corresponde a aleaciones donde coexisten una mezcla de granos de a y de g, como es el caso del meteorito de Xiquipilco.

La composici�n qu�mica de los granos de a y de g se establece en el diagrama de fases y depende de la temperatura. A una temperatura dada se marca una l�nea horizontal. La abscisa donde la horizontal cruza la curva que limita al campo de la fase a marca el porcentaje de n�quel de esta fase. El porcentaje de n�quel en la fase g se obtiene tambi�n en el cruce de la horizontal con la curva que limita este campo. Por ejemplo, a 700—C existen granos de fase a con 4% de n�quel y g con 10% del mismo elemento. Como en el meteorito de Xiquipilco existen granos a con 7% de n�quel y granos g con 32% puede decirse que corresponden a una temperatura de equilibrio de aproximadamente 500°C. Esto quiere decir que durante mucho tiempo el meteorito se mantuvo a 500°C. �En d�nde? No pudo ser en la Tierra, porque sobre su superficie la temperatura ha sido inferior a 500°C durante la estancia terrestre del meteorito, que se estima en 60 000 a�os. No pudo ser durante la entrada a la atm�sfera de la Tierra porque la ca�da ocurre en algunos segundos y no hay tiempo suficiente para producir una transformaci�n sensible en el interior del meteorito. Tampoco pudo ser durante su viaje en el espacio exterior porque la temperatura interplanetaria es muy baja, algo as� como -270°C , muy cerca del cero absoluto.

La clave podr�a estar en los granos. Usualmente el tama�o de los granos en las aleaciones es de unas cuantas micras (mil�simas de mil�metro). En cambio, los granos de este meteorito, como puede estimarse en la figura 1, llegan a medir varios mil�metros.

Con un enfoque experimental se pueden conseguir hierro y n�quel puros; fundir el hierro en el crisol; agregar el 7.75% de n�quel; agitar el l�quido para que se convierta en una mezcla homog�nea; enfriar muy lentamente y depositar la aleaci�n l�quida en un molde que se mantenga en un horno a 500°C durante alg�n tiempo, una semana por ejemplo. El enfriamiento desde el estado l�quido hasta los 500°C debe ser muy lento para evitar la formaci�n de fases fuera de equilibrio. Por eso a Goldstein le tom� mucho tiempo elaborar el diagrama de fases de la figura 2, que termin� en 1965.

Con el procedimiento anterior efectivamente se obtiene una aleaci�n con una composici�n igual a la del meteorito (en un primer an�lisis se puede suponer que el cobalto no cambiar�a mucho las conclusiones). Los granos de las fases a y g tendr�an tambi�n las mismas composiciones. Lo �nico diferente es que los granos, especialmente los de la fase g, ser�an mucho m�s chicos. En el meteorito los granos de la fase g llegan a rebasar un mil�metro y los de a son de m�s de 2 mil�metros de ancho y llegan a medir 10 mil�metros de largo, ambos distinguibles a simple vista.

Se sabe que si la aleaci�n de laboratorio se mete de nuevo al horno a 500°�C, los granos efectivamente crecer�n; pero aunque se dejen semanas o a�os nunca alcanzar�n un tama�o comparable a los del meteorito. Un c�lculo metal�rgico, que no vale la pena reproducir aqu�, permite estimar que se requieren cientos de millones de a�os a 500°C para lograr los tama�os de grano que tiene el meteorito de Xiquipilco.

Se ha calculado que el Sistema Solar tiene una edad de siete mil millones de a�os aproximadamente. Entre Marte y J�piter existe la zona de los asteroides. Se cree que muchos de los meteoritos que llegan a la Tierra vienen de esa zona. El origen de los asteroides se desconoce pero se supone que son restos de un planeta desintegrado.

El meteorito de Xiquipilco pudo haberse formado en el interior de ese planeta: Si ese planeta, como la Tierra, ten�a un n�cleo met�lico l�quido, es posible concebir que a cierta profundidad la temperatura fuera de 500°C. En la Tierra no habr�a que ir muy adentro. A 30 km de profundidad se alcanza esta temperatura. As�, el meteorito pudo haber sido parte de ese supuesto planeta durante cientos de millones de a�os. Posiblemente despu�s se rompi� en pedazos enfri�ndose r�pidamente en el espacio interplanetario (de -270°C) y mucho tiempo despu�s cay� sobre nuestro planeta.

Por supuesto que esta posible explicaci�n no excluye a muchas otras, porque en este terreno el campo para la especulaci�n es vast�simo.