Meteorit

Allgemeines

Jede Stunde fallen tausende von Meteoriten auf die Erde: pro Jahr legt die Erde deshalb 40 000 Tonnen (einige Schätzungen sprechen auch von einigen Millionen Tonnen) an Masse zu. Das lässt sich umrechnen auf etwa ein Kilogramm fallendes Meteoritenmaterial pro 10 000 Quadratkilometer pro Jahr. Der grösste Teil dieser Masse fällt als feiner Staub. Dieser stammt von Meteoriten, die in der Atmosphäre zerbrochen und verglüht sind - beim Verglühen solcher Staubkörner entstehen die unter dem Namen Sternschnuppen bekannten Leuchterscheinungen. Erst ab einem Durchmesser von einigen Dezimetern können Meteoriten den Boden heil erreichen, allerdings kommt dann nur ein kleiner Teil des ursprünglichen Meteoriten (der als Meteorid bezeichnet wird) auf der Oberfläche an. Die meisten Meteoriten zeigen eine sogenannte Schmelzkruste, die den Meteoriten umgibt und die während des Atmosphärendurchflugs gebildet wurde. Da der Durchflug sehr schnell erfolgt, reicht die Zeit bei grösseren Meteoriten meist nicht, um sie aufzuheizen. Die Schmelzkruste kühlt meistens schon während des Atmosphärendurchflugs ab, und da Meteoriten für Jahrmillionen im eiskalten Weltraum waren, werden sie von innen her schnell gekühlt. Tatsächlich wurde schon von Meteoriten berichtet, die kurz nach ihrem Fall von Frost überzogen waren.

Leuchterscheinungen

Beim Durchflug durch die Atmosphäre rufen grosse Meteoriten helle Leuchterscheinungen, sogenannte Feuerkugeln, Meteore oder Boliden hervor. Oft ist auch zu beobachten, wie diese in der Luft zerbrechen. Berichte über "zischende Geräusche", die von einigen Beobachtern von Meteoritenfällen gemacht werden, sind wohl eher psychologisch zu erklären: Meteoriten leuchten nur in einer Höhe von rund 80 km - dafür bräuchte der Schall rund 4 Minuten, so dass es unmöglich scheint, dass Lichterscheinung und Geräusch zusammen auftreten.

Fallende Meteoriten haben bis jetzt vor allem materiellen Schaden angerichtet, es gibt keine gesicherten historischen Berichte, dass jemals ein Mensch durch den Einschlag eines Meteoriten tödlich verletzt worden wäre. Es gibt aber sehr wohl Berichte von Tieren, die tödlich getroffen wurden: so tötete der Mars-Meteorit Nakhla bei seinem Fall einen Hund.

Im Gegensatz zur vorherrschenden Meinung verglühen kleine Meteoriten nicht aufgrund der "Reibung" (diese trägt nur rund 1% zur Erwärmung bei) mit der Atmosphäre, sondern aufgrund der Kompression der Luft vor dem Meteoriten. Anschaulich lässt sich das mit der Fahrradpumpe zeigen, die bei starker Kompression oder längerem Gebrauch ebenfalls warm wird. Die so erwärmte Luft wird im Fall des Meteoriten so heiss, dass sie ionisiert wird - was wir als Leuchterscheinung erkennen, ist die Rekombination (das Einfangen der freien Elektronen durch die ionisierten Atome) des Gases vor dem Meteoriten. Dieses heisse Gas (ein Plasma) erwärmt dabei auch den Meteoriten selbst und kann diesen, wenn er klein genug ist, zum Schmelzen bringen.

Kraterbildung

Um beim Fall einen Krater zu bilden, muss der Meteorit eine bestimmte Geschwindigkeit haben. Kleine Meteoriten bis etwa 20 cm Durchmesser werden bei ihrem Flug durch die Atmosphäre auf etwa 200 km/h abgebremst. Grössere Meteoriten, die nicht gebremst werden können und immer noch ihre "kosmische Geschwindigkeit" von einigen Kilometern pro Sekunde haben, können einen Krater schlagen. Der Krater ist bei kleinen Körpern rund zehn Mal, bei grösseren bis zu zwanzig Mal grösser als der Meteorit selbst. Die meisten kleinen Meteoriten schlagen aber keinen Krater, sondern zerbrechen in der Luft und bilden dann ein sogenanntes Streufeld, eine elliptische Fläche, über die Trümmer des Meteoriten verteilt sind.

Meteoritenfunde

Nur die wenigsten Meteoriten werden jemals gefunden - die meisten von ihnen fallen ins Meer (rund 70%) oder in unwegsame Gebiete: dass wir nur so selten von Meteoritenfällen in bewohnte Gegenden hören, liegt einfach daran, dass nur etwa 10% der Erdoberfläche wirklich dicht besiedelt sind. Um Meteoriten zu finden, werden deshalb alljährlich Expeditionen losgeschickt. Diese suchen vor allem in den Wüsten (wo sich die dunklen Meteoriten gut gegen den hellen Boden abheben) und in der Antarktis (wo Meteoriten von fliessendem Eis in der Nähe von Gebirgen zusammengeschoben werden). Jedes Jahr erhöht sich so die Anzahl der bereits bekannten Meteoriten um einige 100 bis 1000. "Fälle", also Meteoriten, deren Fall zur Erde beobachtet wurde, werden nach dem nächsten Postamt benannt (z.B. Nakhla), "Funde", also Meteoriten, deren Fall nicht beobachtet wurde, werden nach der geographischen Lokalität plus (bei mehreren Funden) einer Registriernummer benannt (z.B. ALH84001).

Enstehung und Herkunft

Meteoriten entstanden zur Zeit der Bildung der Planeten unseres Sonnensystems vor rund 4.6 Milliarden Jahren. Es existiert heute kein grosses, zusammenhängendes Bild über die genauen Abläufe und Prozesse, die zur Bildung der heute bekannten Meteoritenklassen geführt haben. Es gibt aber sehr wohl einige vielversprechende Ansätze. Ein zusammenhängendes Bild wird sich aber vermutlich erst ergeben, wenn die intensive Erforschung des Asteroidengürtels möglich wird.

Rund 70% der gefallenen Meteoriten gehören zu den Chondriten. Diese Meteoriten haben im grossen und ganzen dieselbe chemische Zusammensetzung wie das gesammte Sonnensystem (bzw., wie die Sonne, da diese rund 99.98% der Masse ausmacht), abzüglich der leichtesten Elemente Wasserstoff, Helium und einigen anderen leichtflüchtigen Stoffen. Einige Chondriten wurden während ihrer Geschichte nie aufgeheizt oder sonstwie chemisch verändert, und stellen damit wertvolle "Zeitkapseln" dar, liefern uns quasi eine Probe aus dem frühesten Sonnensystem.

Meteoriten Mutterkörper

Da kleine Meteoriten (kleiner als ein Meter) aufgrund des Yarkovsky-Effekts keine langfristig (= über Milliarden von Jahren) stabilen Bahnen haben können (sie fallen letztlich entweder in die Sonne oder werden aus dem Sonnensystem hinausgeschleudert), können Meteoriten kaum seit der Entstehung des Sonnensystems "alleine" um die Sonne gekreist haben. Sie waren alle einmal Teil eines sogenannten Mutterkörpers, eines grösseren Asteroiden oder gar eines Planeten, von dem sie sich erst in geologisch jüngster Zeit (einige Millionen Jahre, bis zu einigen 100 Millionen Jahren bei Eisenmeteoriten) lösten und sich dann auf den Weg zur Erde machten. Seit langem versucht man deshalb, den Mutterkörper verschiedener Meteoritenklassen ausfindig zu machen. Ausser im Fall der HED-Meteorite (die mit einiger Sicherheit auf den Asteroiden Vesta zurück geführt werden) und im Fall der SNC-Meteorite (deren Mutterkörper der Planet Mars ist und die deshalb auch als Mars-Meteoriten bezeichnet werden), erweist sich das aber als sehr schwierig. Trotzdem gibt es einige Vermutungen, die unten genauer erläutert werden.

Mikrometeoriten

Noch kleinere Meteoriten von Staubkorngrösse werden oft als IDP (Interplanetary Dust Particles) oder auch Brownlee-Partikel bezeichnet. IDPs können in der Hochatmosphäre eingefangen werden.

Meteoritenklassen

Meteoriten werden unterteilt in "Differenzierte" und "Undifferenzierte", je nach der Umgebung, in der sie entstanden sind.

Differenzierte Meteoriten

Differenzierte Meteoriten stammen von Asteroiden mit mindestens 20 km, (vielleicht auch etwas mehr) Durchmesser. Diese Objekte entwickelten in der Frühzeit des Sonnensystems durch den Zerfall von kurzlebigen radioaktiven Isotopen wie Aluminium-26 und Eisen-60 genügend Wärme, um innerlich aufzuschmelzen. Dabei sanken Eisen, Nickel und ein Teil des Schwefels ab und bildeten den "Kern". Das zurück gebliebene Material bildete dann den "Mantel" des Asteroiden. In wenigen Fällen kam es auf der Oberfläche des Asteroiden zu Vulkanausbrüchen und Lavaströmen, die wiederum eine leicht verschiedene Chemie aufweisen (z.B. die HED-Meteoriten). Ein anderer Differentiationsprozess findet bei Asteroidenkollisionen statt: auch hier kann es bei hohem Druck und hoher Temperatur zur chemischen Trennung der Komponenten kommen. Alle Meteoriten, die in diesen Prozessen beteiligt waren, werden als "differenzierte" Meteoriten bezeichnet. Sie machen etwa 30% aller fallenden Meteoriten aus. Differenzierte Meteoriten werden manchmal als Achondrite bezeichnet, da sie, im Gegensatz zu den Chondriten, keine Chondren mehr enthalten. Meistens wird der Begriff Achondrit aber nur für die Steinmeteoriten verwendet.

* Eisenmeteoriten (auch Siderite genannt) werden in magmatische und nicht-magmatische Eisenmeteoriten unterteilt. Die magmatischen Eisenmeteoriten stellen die Teile des Kerns ihrer Mutterkörper dar. Diese Kerne wurden vermutlich bei Kollisionen mit anderen Asteroiden freigelegt. Nicht-magmatische Eisenmeteoriten hingegen entstanden direkt bei Asteroiden-Kollisionen: sie bestehen aus Eisen, das aus dem aufgeheizten Oberflächen- und Mantelmaterial der kollidierenden Asteroiden "ausgequetscht" wurde. Eisenmeteoriten bestehen hauptsächlich aus Eisen, mit Beimengungen von 5 bis 20% Nickel und maximal 1% Kobalt. Je nach Eisen / Nickel Gehalt bildet sich ein verwachsenes Gitter von zwei stabilen Eisen-Nickel-Legierungen: Kamacit und Taenit. Mit Anätzen durch Säure kann dieses Gitter sichtbar gemacht werden: die entstehenden Muster werden Widmanstättsche Figuren genannt. Die entstehenden Muster zeigen entweder ein achteckiges oder ein sechseckiges Muster - im ersten Fall spricht man von einem Oktahedrit, im zweiten von einem Hexaedrit. Eisenmeteoriten, die kein Muster ausbilden, werden Ataxite genannt.

Es erwies sich als sehr schwierig, die Mutterkörper von Eisenmeteoriten zu identifizieren - es wird zeitweilig von bis zu 60 verschiedenen Mutterkörpern gesprochen. Da die Kollisionen, die Teile des Kerns freilegen (was nötig ist, um überhaupt Eisenmeteoriten freizusetzen), sehr heftig ausfallen müssen, wird vermutet, dass alle Eisenmeteoriten-Mutterkörper vernichtet wurden. Trotzdem gibt es einige Asteroiden der M-, A- und S-Klasse, die als Mutterkörper von Eisenmeteoriten in Frage kommen, etwa der riesige Eisen-Asteroid 16 Psyche.

* Stein-Eisen-Meteoriten werden in zwei völlig verschiedene Gruppen eingeteilt: die Mesosiderite und die Pallasite. Bei den Mesosideriten handelt es sich vermutlich entweder um die Produkte von Asteroidenkollisionen, oder / und das Ergebnis unvollständiger Differenzierung im Innern eines mittelgrossen Asteroiden. Mesosiderite zeigen eine enge Verwachsung von Eisen- und Silikat-Komponenten. Aus chemisch-physikalischen Überlegungen könnte man schliessen, dass es sich beim Mesosiderit-Mutterkörper um einen massiven Asteroiden von bis zu 1000 km Durchmesser gehandelt haben muss, der heute zerstört ist.

Pallasite hingegen stammen vermutlich aus der Übergangszone zwischen Kern und Mantel ihres Mutterkörpers: sie enthalten riesige Olivinkristalle, deren Zwischenräume von Eisenadern aufgefüllt werden. Ihre Entstehung ist heute nicht gut verstanden. Es konnte bisher auch kein Pallasit-Mutterkörper identifiziert werden.

* Steinmeteoriten (manchmal auch nicht ganz korrekt Achondrite genannt) stammen aus dem Mantel oder der Kruste von differenzierten Asteroiden. Sie enthalten weniger Eisen, Nickel und Schwefel als der "solare Durchschnitt". Steinmeteoriten sind schwierig als solche zu identifizieren, da sie wie "gewöhnliche Steine" aussehen. Erst die genaue Untersuchung im Labor verschafft hier Klarheit. Achondriten werden deshalb vor allem in der Antarktis gefunden, wo ihre Identifizierung als Meteoriten leichter ist.

Die HED-Meteorite (eine Gruppe aus Howarditen, Eukriten und Diogeniten) stammen vermutlich vom Asteroiden Vesta. Man vermutet sogar, dass die drei verschiedenen Meteoritenarten der Gruppe von verschiedenen Regionen auf dem Asteroiden stammen, die im Teleskop identifiziert werden können.

Die SNC-Meteorite (eine Gruppe aus Shergottiten, Nakhliten und Chassigniten) stammen höchst wahrscheinlich vom Planeten Mars. Einige von ihnen sind Zeugen von jungem Vulkanismus (bis vor einigen Millionen Jahren), was auf einen grossen Mutterkörper hindeutet (die kleinen Mutterkörper sind längst ausgekühlt und weisen in jüngster geologischer Zeit keinen Vulkanismus mehr auf - einzig auf den Planeten ist Vulkanismus bis in geologisch jüngste Zeit möglich). Ausserdem enthalten sie mikroskopisch kleine Luftblasen, die sich beim Einschlag, der sie von der Oberfläche des Mars weggeschleudert hat, gebildet haben - die eingeschlossenen Gase weisen exakt dieselbe chemische Zusammensetzung auf wie die gegenwärtige Marsatmosphäre. Mathematische Modelle sagen voraus, dass jedes Jahr einige Tonnen Marsgestein auf der Erde landen.

Einige Meteoriten haben den Mond der Erde als Mutterkörper - sie werden als Mondmeteorite bezeichnet und sind neben den Apollo-Mondproben unsere einzigen Proben der Mondoberfläche. Sie wurden erst lange nach den Apollo-Mondflügen als Mondmeteoriten identifiziert.

Eine weitere wichtige Steinmeteoritengruppe bilden die Aubrite. Sie enthalten besonders viel des Eisenfreien Pyroxens Enstatit und reagieren relativ schnell mit der Erdatmosphäre oder mit Wasser - es sind deshalb keine Funde von Aubriten bekannt, sie zersetzen sich auf der Erde einfach zu schnell. Sie stammen vom erdnahen Asteroiden 3103 Eger, der seinerseits vermutlich ein Bruchstück eines einst viel grösseren Aubrit-Mutterkörpers war, dessen grösstes Bruchstück im Asteroidenguertel heute der Asteroid 44 Nysa bildet.

Bei den Angriten handelt es sich um eine weitere interessante Gruppe von Steinmeteoriten. Sie sind die ältesten bekannten Steinmeteorite und sie weisen eine seltsame Vergesellschaftung von Mineralien auf: So haben sie hohe Anteile an Kalzium und Aluminium und gleichen damit ein Stückweit den CAIs. Vieles deutet darauf hin, dass sie äusserst schnell abkühlten und erstarrten. Einige Wissenschaftler vermuten, dass der Mutterkörper der Angriten der Planet Merkur sein könnte.

Es gibt noch weitere, weniger wichtige Gruppen von Steinmeteoriten, die hier nicht behandelt werden.

Undifferenzierte Meteoriten

Die Undifferenzierten Meteoriten stammen entweder von Asteroiden, die nie genügend gross waren, um sich so stark aufzuheizen, wie es für eine völlige Trennung von Kern und Mantel nötig gewesen wäre; Oder aber sie stammen von Asteroiden, die sich erst spät bildeten, als die kurzlebigen radioaktiven Isotope Aluminium-26 und Eisen-60 bereits vollständig zerfallen waren, so dass nicht mehr genügend Wärme zur Verfügung stand, um den Asteroiden zu differenzieren. Die undifferenzierten Meteoriten machen etwa 70% aller fallenden Meteoriten aus. Diese Beobachtung deckt sich mit der Beobachtung der Asteroiden im Asteroidengürtel: rund 70% aller Asteroiden haben mehr oder weniger die gleiche chemische Oberflächenzusammensetzung wie die undifferenzierten Meteoriten.
Die meisten Chondriten wurden jedoch in ihren Mutterkörpern geringfügig thermisch oder wässerig verändert - aufgrund dessen wird ihnen eine Zahl zugeordnet, wobei 3 für praktisch unverändert steht, 1 und 2 für eine wässerige, 4 bis 6 für eine thermische Alteration stehen. Diese Zahl wird der Klassifikation hintenangetellt.

* Gewöhnliche Chondrite (englisch Ordinary Chondrites) sind die häufigste Unterklasse von undifferenzierten Meteoriten. Sie zeigen Spuren von schwacher wässeriger oder Temperaturalteration. Natürlich enthalten sie, wie alle Chondrite, Chondren von verschiedenen Grössen. Auch CAIs, "Kalzium-Aluminium-reiche Einschlüsse" werden beobachtet. Die gewöhnlichen Chondrite unterteilen sich in die H (hohe Anteile an oxidiertem Eisen), L (geringe Anteile an oxidiertem Eisen) und LL (sehr geringe Anteile an oxidiertem Eisen) Untergruppen. Für alle Untergruppen werden Alterationsgrade von 3 bis 6 beobachtet. Nur für die H-Chondrite wurde ein möglicher Mutterkörper identifiziert: es handelt sich dabei um den Asteroiden 6 Hebe. Für die L-Chondrite gibt es gute Hinweise darauf, dass deren Mutterkörper bei einer Kollision mit einem anderen grossen Asteroiden vor rund 480 Millionen Jahren zerstört wurde.

* Kohlige Chondrite (englisch Carbonaceous Chondrites) enthalten vergleichsweise grosse Mengen von Kohlenstoffverbindungen. Diese Chondrite werden als die "ursprünglichsten" angesehen. Der bekannteste Kohlige Chondrit ist der Meteorit Allende, der im Februar 1969 fiel. Die Kohligen Chondrite unterteilen sich in Untergruppen, die ihrerseits auch wieder bestimmten Alterationsgrade zugeordnet werden. So tritt bei den CI-Chondriten vor allem der Alterationsgrad "1" auf, bei CM und CR der Alterationsgrad "2", bei CV und CO der Alterationsgrad "3", und bei CK der Alterationsgrad "4". Höhere Alterationsgrade werden bei Kohligen Chondriten nicht beobachtet. Es wird allgemein davon ausgegangen, dass es sich bei den CI-Chondriten um die primitivsten Materialien des Sonnensystems handelt. Als Mutterkörper der kohligen Chondrite kommen Asteoriden der Klassen C, B, G und F (wie z.B. 1 Ceres) in Frage, auch inaktive Kometenkerne werden als Mutterkörper für Kohlige Chondrite diskutiert.

* Enstatit Chondrite sind eine weitere Gruppe von Chondriten, in denen das Mineral Enstatit häufig vorkommt. Auch diese Gruppe wird in die Untergruppen H und L (hoher und geringer Anteil an oxidiertem Eisen) unterteilt. Bisher wurde kein Mutterkörper für die Enstatit-Chondrite identifiziert.

* Rumuruti Chondrite sind eine kleine Gruppe von besonderen Chondriten. Auch hier steht die Identifikation eines Mutterkörpers aus.