Grupa meteorytów, których głównym składnikiem jest żelazo (Fe) i nikiel (Ni) występujące w dwóch formach stopu – kamacytu i taenitu. Ponieważ ich skład czyni je bardziej odporne na rozbicie (kruszenie) i trudniej ulegają procesowi ablacji przy przelocie przez atmosferę, więc statystycznie spadają one w postaci większych brył niż meteoryty kamienne lub żelazno-kamienne. Ich metaliczna budowa i wyjątkowo duża waga czynią z nich meteoryty łatwe do odróżnienia od zwykłych skał. Masa wszystkich znanych meteorytów żelaznych wynosi ponad 500 ton, co stanowi ~89% masy znanych meteorytów, ale spadki meteorytów żelaznych stanowią tylko 5,7% wszystkich obserwowanych spadków. Dawniej na określenie meteorytów żelaznych używano określenia syderyt (siderite).

Podziału meteorytów żelaznych dokonuje się wg dwu kryteriów. Starsza metoda bazuje na średniej zawartości niklu i na strukturze krystalicznej ujawniającej się na przeciętych i wytrawionych powierzchniach (figury Widmanstättena). W jej wyniku otrzymujemy trzy podgrupy: heksaedryty (hexahedrites) (śr. 4–6wt.% Ni), oktaedryty (octahedrites) (śr. 6–12wt.% Ni, najpopularniejsze) i ataksyty (ataxites) (>12wt.% Ni).

Druga, nowsza metoda klasyfikacji meteorytów żelaznych opiera się na ich składzie chemicznym, w szczególności na zawartości pierwiastków rzadkich, takich jak german (Ge), gal (Ga) i iryd (Ir). Zawartość pierwiastków rzadkich versus zawartość niklu przedstawiona w skali logarytmicznej ujawnia chemiczne klastry (skupienia) reprezentujące różne chemiczne grupy meteorytów żelaznych. Pochodzą z jąder małych zdyferencjonowanych asteroid, rozbitych w zderzeniach, krótko po uformowaniu się. Meteoryty żelazne z jednej chemicznej grupy formowały się na wspólnym ciele macierzystym.

Główne grupy chemiczne:

IAB (najbardziej znani przedstawiciele tej grupy to Toluca, Campo del Cielo, Odessa, Canyon Diablo). Większość przedstawicieli tej grupy to oktaedryty grubo- i średnioziarniste (Og, Om, ale zdarzają się i inne). Bardzo często zawierają inkluzje troilitu, grafitu, cohenitu i różnych krzemianów. Obecne badania sugerują, że meteoryty typu IAB i winonaity pochodzą z tego samego ciała macierzystego – częściowo zdyferencjonowanej asteroidy rozerwanej na początku formowania żelaznego jądra i bogatej w krzemiany skorupy (impakt wymieszał krzemiany i przetopione jądro Fe-Ni dając meteoryty krzemianowe typu IAB oraz połączył bogate w oliwin częściowo przetopione i nieprzetopione pozostałości krzemianowe dając winonaity).

IIAB (Sikhote-Alin*) to najczęściej bardzo gruboziarniste oktaedryty (Ogg) i heksaedryty (HEX). Meteoryty o najniższej zawartości Ni w stopie Fe-Ni. Zawartość pierwiastków śladowych sugeruje, że IIAB uformowały się z jądra zdyferencjonowanej asteroidy typu C rozbijanej w wielokrotnych zderzeniach.

IIIAB (Cape York, Chupaderos, Morito, Willamette; do tej grupy należą największe z meteorytów). Wyróżniamy dwie podgrupy (IIIA i IIIB). Meteoryty z grupy IIIA to najczęściej gruboziarniste oktaedryty (Og), IIIB to średnioziarniste oktaedryty (Om). Struktura i skład pierwiastkowy wskazują na ich wspólne pochodzenie z różnych części jądra tego samego ciała macierzystego. Wiele IIIAB zawiera duże nodule troilitowe i grafitowe, natomiast inkluzje krzemianowe są w nich bardzo rzadkie. Współczesne badania łączą grupę IIIAB z pallasytami grupy głównej (MG) bogatymi w krzemiany, jako pochodzącymi z jednego ciała macierzystego rozbitego podczas pojedynczego zderzenia – IIIAB pochodziłyby z jądra, a pallasyty MG z granicy pomiędzy jądrem i płaszczem.

IIICD (Mundrabilla, Morasko) to najczęściej drobno- i bardzo drobnoziarniste oktaedryty (Of, Off) i ataksyty (ATAX, D). Podobieństwo składu pierwiastkowego łączy grupy IIICD i IAB, jednak IIICD mają cechy różniące je od IAB, np. występowanie haxonitu czy też częste występowanie nodul troilitowych. Liczne IIICD zawierają inkluzje krzemianowe podobne do tych z IAB.

IVA (Gibeon) to najczęściej drobnoziarniste oktaedryty (Of). Zawierają wyjątkowo mało Ge i Ga. Występują w nich rzadko rozsiane małe nodule troilitowe i grafitowe, chociaż często brak w nich inkluzji krzemianowych. Niedawne badania sugerują, że IVA uformowały się z jądra małej zdyferencjonowanej asteroidy, rozbitej w głównym impakcie zaraz po uformowaniu się, po ponownej akrecji, rozbitej ponownie ~450 mln lat temu.

Duża liczba meteorytów żelaznych pozostaje niezgrupowana, nie pasują one do żadnej z 14 chemicznych grup, reprezentują unikatową budowę i skład pierwiastkowy. Ich wewnętrzne podobieństwo do siebie (często niewielkie) daję podstawy do ich prowizorycznego pogrupowania (nieraz taka grupa liczy mniej niż 5 członków). Jednak wiele z nich jest unikatowych i reprezentują prawdopodobnie pojedyncze okazy pochodzące z różnych innych ciał macierzystych.

Źródło: Woreczko Meteorites