segunda-feira, 21 de maio de 2018

ESTUDOS SOBRE A ORIGEM DA VIDA: METEORITOS


HISTORIA E NOTAS PRELIMINARES SOBRE METEORITOS
I: PROPRIEDADES CARACTERÍSTICAS DOS METEORITOS

Antonio Carlos Paim

Porto Alegre, dezembro de 2009

Características físicas dos meteoritos

INTRODUÇÃO

É provável que fenômenos celestes como o representado pelas estrelas cadentes sejam conhecidos desde a pré-história, causando medo e fascinação.
Os registros mais antigos que se tem noticia são dos Sumérios. Em um tablete de argila, de escrita cuneiforme datado de 8000 a.C. aparece o registro de eclipses lunares e solares e a observação de cometas. Todavia os registros sobre estrelas cadentes são mais recentes no registro histórico, como por exemplo, os encontrados nos anais chineses datados de cerca de 1760 a.C., aproximadamente, ou então nos papiros egípcios de 2000 a.C., os quais eram designados como “ferro do céu”.  
Na Grécia antiga, Diógenes de Apollonia, (c. 490 - 425 a.C) nativo da colônia Milésia na Trácia (noroeste da atual Turquia), afirmava que os meteoros eram corpos cósmicos - estrelas de pedra - invisíveis da Terra e que após morrerem, precipitavam-se sobre o rio Egos-Potamos. Diogenita, um tipo de meteorito, foi batizado em homenagem a esse filósofo, por ter sido ele o primeiro a sugerir uma origem extraterrestre para os meteoritos. 
Aristóteles (c 384 – 322 a.C) nativo de Estagira na Euboea (Eubéia), afirmava que os meteoros eram fenômenos atmosféricos que surgiam durante a ocorrência de fenômenos físicos ligados ao interior da Terra. [“Com efeito, são considerados nesta doutrina aqueles [fenômenos] que são gerados nas alturas, tal como as estrelas cadentes, as estrelas cometas, as chuvas, as neves, e outros” (Aristóteles; Meteorologicorum)]. A origem da palavra metéoron, metéoros (Μητέορον) usada por Aristóteles, significa literalmente: que esta no alto, que se eleva no ar e, por conseguinte, fenômeno atmosférico.  Exemplo dessa fascinação pode ser encontrada ainda hoje onde uma meteorito é venerado em Meca por mais de 1300 anos.
No século XIX os meteoritos foram identificados corretamente como amostras de outras partes do sistema solar que não a Terra, consolidando-se assim uma origem extraterrestre para os meteoritos.
Atualmente, sabe-se que a geração de um rastro de luz no céu, deve-se principalmente ao aquecimento do meteoróide enquanto este atravessa a atmosfera terrestre. O efeito meteoro na ionosfera acontece na camada que se estende entre 50 a 200 km de altura, aproximadamente. Quando o meteoróide penetra na atmosfera, ele interage com as camadas de ar que oferecem resistência a sua passagem.  Atritando-se com o ar (fricção) a rocha se aquece. Com uma velocidade da ordem de 30 km/s, geram-se temperaturas bastante elevadas, suficientes para fundir parte do material. Desta forma, a parte externa é volatilizada e há, nesse processo, geração de luz.
Assim, quando observamos o traço luminoso no céu, estamos vendo o caminho já percorrido pelo meteoróide em sua direção à superfície da Terra.
Normalmente, o efeito meteoro possui uma curta duração, atingindo em media, dois segundos e excepcionalmente, o rastro luminoso pode durar mais do que isso.  Tal persistência do rastro luminoso, provavelmente se deva à ocorrência de fenômenos elétricos na ionosfera.
Os meteoritos fazem parte das quase 500 toneladas de rochas extraterrestres que alcançam a Terra e entram na atmosfera todos os dias. A maioria desse material se queima totalmente pela fricção devido a sua grande velocidade de entrada, entretanto a poeira meteorítica pode permanecer no ar, e uns poucos blocos individuais desse material extraterrestre sobrevive a passagem pela atmosfera caindo no oceano ou no solo como meteoritos.
Desenvolveu-se uma nomenclatura para descrever rochas no espaço ou que podem alcançar a superfície Terrestre. Se essas rochas, que estão em órbita do Sol, forem relativamente pequenas (semelhante ao tamanho de uma casa ou menor) chamamos de meteoróides. Se elas passarem através da atmosfera gerando intensa luz pela fusão de seu material externo são chamados meteoros; se ele não se queimarem completamente no trânsito e caírem na superfície terrestre, chamamos essas rochas de meteoritos.
A Figura 1 mostra um esquema de classificação para os diferentes tipos de meteoritos baseado principalmente em sua composição química.




Figura 1. Esquema mostrando uma possível classificação dos meteoritos achados caídos no solo, de acordo com sua composição química.

Para que possamos identificar corretamente as rochas extraterrestres é necessário estudar as rochas terrestres a fim de separá-las das rochas que compões os meteoritos. Os meteoritos, como as rochas que constituem a crosta terrestre, são em ultima analise formados pelos mesmos minerais, todavia sua gênese e composição mineralógica é diferente. Enquanto as rochas terrestres informam sobre eventos da historia da Terra, os meteoritos podem abrir uma porta para um maior entendimento da formação do nosso sistema solar.
Meteoritos apresentam características que os distinguem completamente das rochas terrestres bastando para identificá-los, saber quais suas características principais e como podemos reconhecer essas características.
Meteoritos são uma parte importante do nosso sistema solar e desempenharam um importante papel tanto na formação dos corpos celestes como os planetas, e sobretudo também possivelmente na origem da vida em nosso planeta, bem como foram prováveis responsáveis por mais de uma das extinções em massa ocorridas na Terra.
Por essas razões e pelo fascínio que essas rochas extraterrestres nos causam vale a pena estudá-las, e para isso apresento abaixo as características principais dos meteoritos, as quais podem servir para diferenciar rochas extraterrestres das rochas comuns do nosso planeta.
Serão abordadas, algumas características dos meteoritos como: crosta de fusão que é formada pela fricção da massa rochosa em sua entrada na atmosfera, propriedades magnéticas, forma do meteorito, vestígios da pressão do ar sobre a rocha durante sua travessia pela atmosfera terrestre, composição química baseada nos meteoritos achados, estruturas de widmanstätten que ocorre na matriz, densidade, aspecto da matriz, côndrulos e incrustações.


1. Crosta de Fusão: É uma fina camada escura (negra ou marrom) na superfície da rocha, chamada “crosta de fusão” (Figura 1). A crosta de fusão é formada quando o meteoróide atravessa a atmosfera terrestre e é aquecido pelo atrito com o ar. Com o aquecimento ocorre a fusão e a vaporização do material constituinte do meteorito formando um rastro na atmosfera.
Os meteoritos rochosos são revestidos por uma crosta vitrificada de cor escura (preta ou marrom), formando uma “pátina”. A crosta de fusão é diferente da massa interna da rocha (matriz), geralmente acinzentada e com grânulos arredondados chamados côndrulos.
Os meteoritos de ferro também apresentam crosta de fusão, facilmente observável quando o mesmo é fatiado para estudo, pois a crosta difere da matriz uma vez que o interior tem a cor metálica.
Pode-se usar uma lupa que aumente 10 ou 20 vezes para examinar melhor a crosta de fusão. Segundo Mourão (1997) pode haver uma crosta de fusão primária e uma crosta de fusão secundária. Pois o meteorito pode se romper antes de concluir sua travessia da atmosfera devido a diferença de temperatura externa e interna. Nesse caso se o rompimento se deu logo na entrada existe tempo para se formar uma nova crosta de fusão (secundária) na superfície dos fragmentos.
Algumas vezes a crosta de fusão apresenta linhas de fluxo, onde a superfície derreteu e parece ter fluido o redor do meteorito. Elas se parecem com finas linhas de ondas na crosta e parecem ser originadas na frente e correrem em direção contrária ao eixo de entrada na atmosfera, i.e., correm para trás do meteorito.
Embora a crosta de fusão seja escura ela pode se oxidar estando no solo e sofrendo os efeitos das intempéries. O meteorito que ficar no solo por muito tempo pode apresentar uma superfície meteorizada como acontece com as rochas terrestres, nesse caso, a crosta de fusão pode parecer enferrujada e de coloração marron (limonitizaçãO).




Figura 2. ALH 90411, um meteorito condrito coletado em 1990 no Allan Hill Antártica. O cubo a esquerda tem 1,0 cm de aresta. Observe a crosta de fusão de coloração escura sobre a parte interna (matriz) mais clara.

2. Propriedades magnéticas: Quase todos os meteoritos apresentam atividade magnética, i.e., são atraídos por um imã. Essa propriedade é mais evidente nos meteoritos ferrosos do que nos rochosos. Podemos testar essa propriedade aproximando-se um imã ou a agulha de uma bússola, do material a ser testado. Assim, poderemos verificar se este exerce alguma atração sobre o imã. Outro método consiste em utilizar um pequeno fragmento de imã preso a um barbante ou linha, formando um pêndulo, ou linha de prumo, que deve ser pendurado em um ambiente protegido do vento para não oscilar. Aproxime a rocha a ser testada do imã pendurado e observe se o mesmo se desloca em direção ao espécime que está sendo testado.
Existe outra variante desse método que serve para testar um material com baixo conteúdo de ferro. Esse método consiste em tritura-se uma pequena amostra da rocha a ser testada com um martelo ou uma lima, obtendo-se assim, uma fina limalha ou pó que é então colocada sobre uma folha de papel ofício. Passa-se então, um imã sob a folha com os fragmentos e observa-se cuidadosamente se estes se deslocam com o imã. Segundo alguns artigos em torno de 90% dos meteoritos apresentam propriedades magnéticas (atraem imãs). Isso é verdadeiro para meteoritos ferrosos e rochosos. (Figura 3). Todavia, nem toda rocha que apresenta propriedades magnéticas é de origem extraterrestre. A magnetita, um mineral terrestre comum, também apresenta propriedades magnéticas.



Figura 3. Propriedades magnéticas, mesmo imãs fracos como aqueles usados em portas de geladeira servem para testar se uma rocha é ou não um meteorito.

3. Forma: Quanto a forma os meteoritos rochosos e ferrosos são irregulares, arredondados ou com formato mais ou menos fusiforme. Variam muito tanto no tamanho quanto na forma geral, porém geralmente apresentam arestas arredondadas. Isso se deve a ablação que sofreram ao atravessar a atmosfera. A pressão força a massa do meteorito a acumular-se na parte de trás enquanto está atravessando a atmosfera, gerando formatos cônicos e aerodinâmicos. O mais comum é o meteorito fragmentar-se entre 10 e 20 km de altitude, produzindo os mais diversos formatos. Na Figura 4, podemos ver dois meteoritos com formado irregular.


Figura 4. Formatos irregulares  

4. Vestígio de pressão, textura ou “thumbprints”: O atrito aquece a superfície do meteoróide que inicia a fundir-se durante a entrada na atmosfera. Algumas áreas do meteorito são mais erodidas pela fusão do que outras, quase como se alguém tirasse pequenas porções do material com o polegar. Tanto a fusão quanto a pressão do ar forma essas depressões (mossas) chamadas regmaglito em sua superfície (Figura 5). Em inglês essas marcas são denominadas thumbprints, i.e., “marcas de polegar”. Muitas vezes essas mossas acabam transformando-se em buracos, principalmente nos meteoritos de ferro. A superfície de muitas amostras de meteoritos apresenta esse padrão de regmagliptos, variando de tamanho desde menos de 1,0 cm ate maiores do que 10 cm.
  
Figura 5. Meteorito Sikhote-Alin exibindo uma textura de regmaglito (thumbprint) devido a fusão da camada externa (crosta de fusão), na entrada da atmosfera terrestre.


5. Composição química: Metais como Ferro (Fe) e Níquel (Ni) são encontrados em quase todos os meteoritos metalicos. Também podem ser encontrados elementos como: Gálio (Ga), Germânio (Ge), e Irídio (Ir). 
Segundo alguns autores há duas metodologias de classificação para os meteoritos ferrosos, a mais antiga é através do estudo da estrutura e proporção do metal níquel na liga ferro-níquel. Para tanto, bastava polir uma porção do material, realizar o tratamento com ácido nítrico (solução alcoólica de ácido nítrico a 20%) e verificar que tipo de estrutura torna-se evidente. Com base nessa estrutura o meteorito seria classificado como Hexaedrito, Octaedrito ou Ataxito.
Um outro método se baseia na composição química e leva em conta a concentração de elementos como gálio, germânio e níquel (Ga/Ge e Ge/Ni) ou a proporção entre esses elementos. De acordo com esta metodologia pode-se classificar os meteoritos em 14 diferentes grupos.
Os dois principais tipos desta liga (ferro/níquel) encontrados em meteoritos ferrosos são a camacita e tenita. A formação de uma determinada liga de ferro-níquel no núcleo do corpo parental vai depender da proporção de níquel presente na liga ferro-níquel, da temperatura e velocidade de resfriamento. Se a proporção de níquel na liga ferro-níquel for baixa, entre 4.5 e 6.5 %, a liga resultante será a camacita. Se a proporção de níquel for alta como 30% ou mais em relação ao ferro, teremos somente a formação da tenita. Assim, poderemos ter meteoritos formados apenas por camacita, apenas por tenita ou ambas.
A presença de Níquel e Ferro em rochas, pode ser um indicador para se identificar material de origem extraterrestre.

6. Estrutura de Widmanstätten e Linhas de Neumman: É possível ver a olho nu ou com o auxílio de uma lupa, cristais com brilho metálico, (prateados) incrustados na massa cinzenta e granulada dos meteoritos rochosos e metálicos. Esse padrão é chamado de Linha de widmanstätten. Essas lamelas podem ser mais bem evidenciadas se uma amostra do meteorito for polida e tratada com ácido nítrico.
Também pode ser visto linhas que formam ângulos variáveis entre si, as chamadas Linhas de Neumman. Se essas linhas perdurarem junto à borda do fragmento pode-se afirmar que o aquecimento não foi superior a 900°C; essa característica diz respeito ao tamanho do meteorito, pois a maior superfície de contato e a maior dissipação térmica pelo corpo do meteorito impedem o aquecimento mais pronunciado, conservando as linhas de Neumman. (Figura 6).

Figura 6. Meteorito mostrando figuras, linhas ou padrão de Widmanstätten, depois de fatiado, polido e atacado por ácido nítrico.

7. Aspecos da matriz: Os meteoritos geralmente se parecem com cimento de construção com alguns pontos pretos, marrons ou avermelhados cobertos por uma fina crosta externa de coloração negra (crosta de fusão) (Figura 2 e Figura 7). A parte logo abaixo da crosta de fusão é chamada “matriz” e geralmente é constituída por grânulos que vão de milímetros a alguns centímetros, há também aqueles que são inteiramente metálicos ou uma mistura de metal e rocha. São em geral completamente maciços e apresentam baixa porosidade. É raro encontrarmos bolhas e vesículas nos meteoritos. Uma rocha com muitas amigdalas e vesículas dificilmente será de origem extraterrestre.

8. Côndrulos: Côndrulos são os blocos de construção primitivos do sistema solar. Na nebulosa solar primitiva a poeira se agrupou formando os côndrulos. Esses côndrulos se agruparam em massas cada vez maiores para formar os asteróides e planetesimais e planetas. Alguns meteoritos muito primitivos datando do inicio do sistema solar são constituídos por material rochoso arredondado, de tamanho minúsculo, chamados “côndrulos” (Figura 7).

 


Figura 7. Côndrulos: constituintes da maioria dos meteoritos rochosos. Em Côndrulos no meteorito NWA 2622, formam a matriz da rocha.


9. Densidade: Meteoritos rochosos em geral são mais densos do que as rochas terrestres, principalmente os metálicos que podem chegar a três ou quatro vezes a densidade das rochas terrestres mais comuns com o mesmo volume. Tabela 1.

Tabela 1. Densindade de alguns tipos de meteoritos (todas as densidades são medidas em g/cm3 e um * significa medida da densidade dos grãos).
Classificação
Densidade (g/cm3)
Condritos ordinários:
LL
3,21 (± 0,22)
L
3,35 (± 0,16)
H
3,40 (± 0,18)
Condritos Enstatitos:
EL
3,55 (± 0,1)
EH
3,72 (± 002)
Condritos Carbonaceos:
CI
2,11
CM
2,12 (± 0,26)
CR
3,1
CO
2,95 (± 011)
CV
2,95 (± 0,26)
CK
3,47 (± 0,02)*
Acondritos:
Aubritas
3,12 (± 0,15)
Diogenitas
3,26 (± 0,17)
Eucritas
2,86 (± 0,07)
Howarditas
3,02 (± 0,19)
Ureilitas
3,05 (± 0,22)
Shergottitas
3,10 (± 0,04)
Chassignita
3,32*
Nakhlitas
3,15 (± 0,07)
Rochosos/Ferrosos:
Mesosideritas
4,25 (± 0,02)
Pallasitas
4,76 (± 0,10)
Ferrosos:
7-8
Meteoritos de ferro são compostos primariamente por uma liga de Ferro/Níquel os quais frequentemente tem uma densidade aproximada de 7g/cm3 - 8g/cm3



10. Incrustações: Nos meteoritos de ferro são encontradas incrustações de fosfato de cobalto denominado Schreibersita ((Fe,Ni)3P) e de sulfeto de ferro, chamado Troilita. As incrustações de schreibersita são de coloração escura, enquanto as de troilita são cor de bronze (Figura 8). Uma discussão recente envolve o mineral schreibersita que segundo pesquisadores pode ser a fonte de fosfato solúvel, já que na Terra existe pouquíssimo fósforo solúvel para as reações químicas necessárias a vida (DNA e ATP) (Ciência Hoje On-line, 2004).
 

 Figura 8.  Meteorito Uruaçu (GO), mostrando incrustações de Troilita.



Referências:


Site voltado a todos os assuntos ligados a astronomia, de André Moutinho. Muito bom em fotos e detalhamento.

INSTITUTO CIÊNCIA HOJE. Texto referente ao mineral Schreibersita encontrado em meteoritos que segundo alguns pesquisadores pode ser uma das fontes de fósforo solúvel para reações químicas que deram origem a vida na Terra.

Blog oficial da semana da astronomia
Com boas fotos e

Meteorites Australia – explica como reconhecer os meteoritos, apresenta as densidades, lista os constituintes dos meteoritos e mostra muitas fotos em ótima resolução.

Britt, D.T. and Consolmagno, G. J. (2004). Meteorite porosities and densities: a review of trends in the data. Lunar and planetary science XXXV. Artigo em pdf.

Astromanual – manual digital do astrônomo
Site brasileiro que apresenta dados sobre crateras de impacto de meteoritos em território nacional.

Astronomia On-line – Núcleo de Astronomia – Centro de Ciência Viva do Algarve Portugal.
Apresenta uma página sobre meteoritos e impacto, simples mas objetiva.

Portal São Francisco – um portal para todas as ciências com textos claros e boas fotos (pequenas) mas ilustrativas.

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GLOSSÁRIO:

Ablação - Se refere ao material superficial que é perdido por um meteoroide devido ao aquecimento produzido pela fricção ao atravessar a atmosfera, e/ou ao material perdido por ação de processos físico-químicos que ocorrem na superfície terrestre.

Acreção - Processo pelo qual partículas se juntam para formar corpos de tamanhos maiores. Na nebulosa solar, por exemplo, os cóndrulos se formaram por areção de grãos de pó, e os planetas por areção de planetésimos.

Condrito - Meteorito constituido de condrulos e outros componentes produzidos na nebulosa solar.

Condrito carbonáceo - Um tipo primitivo de condrito que apresenta patentes os processos da nebulosa solar.

Condrito ordinário (ordinary chondrite) - A maior parte dos meteoritos que caem na Terra é desse tipo. Alguns são muito primitivos, e assim, permitem estudar os processos de formação de corpo maiores através da união dos côndrulos, enquanto que outros sofreram certo grau de metamorfismo provavelmente através de choques com outros corpos rochosos.

Enstatita  ((Mg,Fe)2Si2O6)- Um tipo primitivo de condrito em que o mineral predominante é o silicato de magnésio e ferro.


Cristais tabulares de enstatita
Direções ópticas e cristalográficas


Composição -  40,15 % MgO, 59,85 % SiO2
Cristalografia - Ortorrômbico
Classe - Bipiramidal
Propriedades Ópticas - Biaxial positivo
Hábito - Prismática, maciça, fibrosa ou lamelar
Clivagem -  Boa em {110}
Dureza - 5,5
Densidade relativa - 3,2 - 3,5
Brilho - Vítreo a nacarado
Cor - Acinzentado, amarelado ou branco-esverdeado ao verde da oliva, e pardo.
Associação - Pode estar associada a minerais comuns em  rochas como dunitos, piroxenitos, peridotitos, noritos, basaltos, gabros, charnockitos, enderbitos e  granulitos.
Propriedades Diagnósticas - Extinção paralela, clivagem perfeita formando ângulo aproximadamente reto, forma prismática, e associação com minerais relativamente anidros e ou de alta temperatura. Dentro do grupo difere  principalmente pelo índice de refração (relevo) e da birrefringência, que aumenta proporcionalmente ao teor de Fe, pelo caráter ótico e ângulo 2V.
Ocorrência - Ocorre em rochas básicas e ultrabásicas (dunitos, piroxenitos, peridotitos, noritos, basaltos, gabros) em rochas magmáticas ácidas a intermediárias anidras (charnockitos e enderbitos) e em rochas metamórficas de altas temperaturas, de metamorfismo regional (granulitos) ou de contato (ortopiroxênio hornfels). É um dos primeiros minerais a se cristalizar na rochas magmáticas, especialmente nos magmas mais anidros, e um dos últimos a se cristalizar nas rochas metamórficas, onde apenas aparece em temperatura superiores a 700ºC. Substitui a olivina, é substituída por anfibólio, biotita, clorita, serpentina, talco e bastita.
Usos - Algumas variedades de boa coloração podem ser usadas como gema e as variedades magnesianas podem ser utilizadas na indústria de refratários.



Limonita - é um termo aplicado a um grupo de óxidos de ferro hidratados, amorfos e de cor amarela ou acastanhada, formados a partir da oxidação de minerais que contêm ferro. Pode também ocorrer como precipitado em lagos e pântanos (limonitização). Ocorre sob as mais variadas formas sendo comum encontrá-la na forma de material de revestimento ou em massas terrosas; os solos amarelados devem a sua cor à limonita. É um minério pouco utilizado de ferro. É o mineral típico das lateritas.
s.f. Min.-Hidróxido de ferro natural (Fe(OH)3.nH2O). É uma substância amorfa, com dureza 5 a 5,5 na escala de Mohs, densidade variando de 3,3 a 4,3, principal elemento nas lateritas, onde forma massas mamelonares e também atua como cimento agregando partículas de diversos tamanhos do solo (ver foto).
Propriedades Físicas
Brilho: submetálico a fosco
Clivagem: não possui pois é uma substância amorfa
Cor:preta, amarela, marrom
Fratura: conchoidal
Transparência: opaco
Dureza (Escala de Mohs):5 5,5
Densidade: 3,3 a 4,3 g/cm3
Hábito: mamelonar, botrioidal, dendrítico, massivo, pseudomorfos de pirita, magnetita, granadas.
Traço: ocre, marrom
Propriedades Químicas:
Composição:90% de Fe2O3
Fórmula Química - Fe(OH)3.nH2O

Schreibersite is generally a rare iron nickel phosphide mineral, (Fe,Ni)3P, though common in iron-nickel meteorites. It is rarely reported from Earth (contact metamorphic environment, i. e. by coal burning)[1]. Another name used for the mineral is rhabdite. It forms tetragonal crystals with perfect 001 cleavage. Its color ranges from bronze to brass yellow to silver white. It has a density of 7.5 and a hardness of 6.5 - 7. It is opaque with a metallic luster and a dark gray streak. It was named after the Austrian scientist Karl Franz Anton von Schreibers (1775-1852), who was one of the first to describe it from iron meteorites.

Torilite: Named after Domenico Troili who first noted the mineral in a meteorite that fell in 1766 at Albareto, Modena (Italy).
Troilite is the only Italian mineral whose type locality is actually a meteorite impact site. The Abbé Domenico Troili, of the Society of Jesus, is widely credited by those who study meteorites as having written the first description of the fall of a meteorite (“Ragionamento della caduta di un sasso”, published in Modena in 1766). Troili collected reports from many eyewitnesses, closely examined the stone and detected in it small grains of a brassy mineral he called “marchesita”, which was long assumed to be pyrite, FeS2. Only one century later the mineral was recognized to be stoichiometric iron sulphide, FeS.






http://www.rc.unesp.br/museudpm/banco/silicatos/inossilicatos/piroxenios/piroxenios.html