Meteoriten - Universität Heidelberg

Dünner Schnitt eines
Meteoriten vom Typ
der Chondriten, im
Durchlicht durch ein
Mikroskop photographiert. Die meisten
Meteoriten sind älter
als jedes Gestein auf
der Erde. Die bunte,
rundliche Struktur ist
eine Chondre.
Meteoriten
Boten
aus der Urzeit des
Sonnensystems
Von Mario Trieloff und Tilmann Althaus
Der Meteor Crater in
Arizona, USA in einer
Satellitenaufnahme
(oben) und als Luftbild
(unten).
Großes Bild: Blick in
den Meteor Crater vom
Kraterrand aus.
Harvey H. Nininger
und sein Sohn konstruierten im Jahr
1939 eine Anordnung
mit Magnetrechen,
um beim Meteor Crater
kleine Eisenmeteoriten zu finden.
Der mit 54 Tonnen
bisher schwerste Eisenmeteorit wurde im
Jahr 1920 auf der
Farm Hoba in Namibia
gefunden. Er enthält
erhebliche Mengen an
Nickel und Kobalt.
Steine, die als Meteoriten vom Himmel
fallen, faszinieren die Menschen seit frühester Zeit. Diese Meteoriten sind – zufällig auf die Erde gelangte –Bruchstücke
von Asteroiden, des Mondes oder des
Mars, herausgeschlagen bei Kollisionen
dieser Körper. Sie versorgen die Forscher
kostenlos mit Proben aus allen Epochen
der Geschichte unseres Sonnensystems.
m 7. November 1492, im Jahr in dem Kolumbus die Neue Welt entdeckte, ging auf
einem Acker nahe dem elsässischen Städtchen Ensisheim unter großem Getöse ein 127 Kilogramm schwerer Stein nieder – und erregte beachtliches öffentliches Aufsehen. Albrecht Dürer,
der gerade im nahen Basel weilte, hielt seine Impressionen von diesem Ereignis in einer Skizze
fest, die man erst sehr viel später zufällig auf der
Rückseite eines seiner Gemälde entdeckt hat.
Kaiser Maximilian I erschien 15 Tage später
persönlich, um über den »Donnerstein von Ensisheim« Gericht zu halten. Sein Urteil: Aufhängen
des sündigen Steins in der örtlichen Pfarrkirche.
Dieser geweihte Ort würde verhindern, dass der
A
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Kometen und Asteroiden
Meteorit weiteren Schaden anrichtet. Es ist der älteste bis heute erhaltene Meteorit in Europa, dessen Fall beobachtet wurde.
Lange meinten die Naturforscher, die vom
Himmel fallenden Steine seien von Vulkanen
hochgeschleudert oder von der Atmosphäre hervorgebracht worden. Das Wort »Meteor« stammt
aus dem Griechischen und bedeutet »Lufterscheinung«. Erst Ende des 18. Jahrhunderts begannen
die Wissenschaftler einen kosmischen Ursprung
der Meteorite ernsthaft zu diskutierten.
Im Jahr 1794 publizierte der deutsche Gelehrte
Ernst Friedrich Chladni (1756 bis 1827) solch eine
Vermutung. Durch Zufall fast zeitgleich fiel im
englischen Wold Cottage ein Meteorit, dessen
Leuchten die Menschen bei klarem Taghimmel beobachten konnten. Endgültig überzeugte die Gelehrten allerdings erst ein Meteoritenschauer im
Jahre 1803, als bei L’ Aigle in Frankreich Tausende
von Bruchstücken am helllichten Tag vom Himmel fielen und noch wesentlich mehr Menschen
dies bezeugen konnten.
Den Fall eines Meteoriten begleiten häufig beeindruckende physikalische Phänomene. Die Geräusche ähneln Kanonendonner, und die Lichterscheinungen erreichen manchmal die Helligkeit
der Sonne. Was die Menschen gelegentlich danach
finden, ist ein mit schwarzer Schmelzkruste überzogener Stein, der seltsame Furchen, so genannte
Regmaglypten, zeigt. All dies ist eine Folge der ho-
hen Geschwindigkeit von bis zu 500 000 Kilometern pro Stunde, mit der die Brocken in die Erdatmosphäre eintreten, um dann innerhalb weniger
Sekunden durch Reibung an der Luft auf eine etwa
tausendmal niedrigere Geschwindigkeit abzubremsen. Wie bei einer Raumkapsel heizen sich
dabei die äußeren Schichten extrem auf. Eine mehrere Zentimeter dicke Schicht Gestein geht dabei
durch Verdampfung verloren.
Typische Meteoriten sind wenige Zentimeter
bis einige Meter groß. Noch größere Körper sind
sehr viel seltener; sie erreichen die Erdoberfläche
mit deutlich höherer Geschwindigkeit als die kleinen Meteoriten – und werden erst beim Einschlag
abrupt abgebremst. Dabei setzt sich die gesamte
Bewegungsenergie fast schlagartig in einer heftigen Explosion frei. Beim Einschlag verdampfen
der Meteorit und die Oberfläche des getroffenen
Erdbodens größtenteils, wodurch ein Einschlagskrater entsteht.
Der wohl bekannteste Krater ist der Meteor
Crater von Arizona (Bilder auf Seite 82). Er entstand vor etwa 49 000 Jahren beim Einschlag des
ungefähr 50 Meter großen Eisenmeteoriten Canyon
Diablo, von dem zahlreiche kleinere Bruchstücke
gefunden worden sind, die beim Einschlag nicht
verdampft waren. Schon Harvey H. Nininger
(1887 bis 1986), einer der Väter der Meteoritenkunde, sammelte hier Eisenmeteoriten mittels
selbstgebauter Magnetrechen.
Das größte bekannte Stück eines Eisenmeteoriten ist etwa 54 Tonnen schwer und wurde im
Jahr 1920 auf der Farm Hoba in Namibia gefunden.
Die Herkunft der Meteoriten
Dass die Naturkundler die Meteoritenfälle so lange
als natürliche Phänomene ignorierten, liegt auch
an der geringen Häufigkeit dieser Ereignisse. Die
Museen und Sammlungen bewahren weltweit
zwar mehr als 20 000 Einzelstücke auf, aber nur
etwa 1000 von ihnen beobachtete man beim Fall –
eine Voraussetzung, um die Herkunft der Meteoriten zu klären.
Heute verwenden die Forscher Netzwerke von
Kameras, die jeweils den gesamten Himmel überwachen und bei klarem Wetter die Spuren fallender Meteoriten aufzeichnen. Die zugehörige Bahn
eines Meteoriten und den Niedergangsort können
Computer rekonstruieren, wenn es Aufzeichnungen von mindestens zwei Kameras gibt. Diese
Methode erlaubt einerseits, den Meteoriten überhaupt zu finden. Andererseits kann so auch die
Sonnenumlaufbahn des Meteoriten vor Eintritt in
die Erdatmosphäre rekonstruiert werden.
So seltsam es erscheinen mag: Mit Hilfe von
drei Netzwerken, die über mehrere Jahrzehnte im
Einsatz waren, konnten von nur vier beobachteten
Meteoritenfällen tatsächlich Meteoritenbruchstücke gefunden werden. Es handelt sich um die Meteoriten Innisfree, entdeckt vom kanadischen Netzwerk, Lost City, aufgespürt vom Prairie-Network im
mittleren Westen der USA, sowie Pribram und Neuschwanstein, aufgespürt vom europäischen Netz-
werk (die Meteorite werden meist nach ihrem
Fundort benannt, siehe Bild Seite 88). Bei allen anderen von den Kameranetzwerken beobachteten
Fällen haben Suchtrupps die getroffenen Regionen
sehr intensiv und systematisch durchkämmt –
ohne Meteoriten zu finden.
Allerdings werden auch oft Meteoritenbruchstücke gefunden oder – seltener – Fälle von Augenzeugen beobachtet und die Meteoriten gefunden.
Aufgrund meist ungenauer Beobachtungen können dann aber keine Bahndaten rekonstruiert wer-
Der älteste in Europa
beobachtete Fall eines
Steinmeteoriten, von
dem heute noch
Material vorhanden
ist, ist der von Ensisheim, 1492.
Oben: Der Fall von Ensisheim, gezeichnet
von Albrecht Dürer,
der sich damals in Basel aufhielt.
Links: Der Meteorit
von Ensisheim. Gut zu
erkennen ist die
schwarze, gefurchte
Schmelzkruste.
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Kometen und Asteroiden
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Im Jahr 1992 fiel in
Peekskill, USA, ein Meteorit, dessen Leuchtspur auf Amateurvideos festgehalten
werden konnte (oben).
Ein Bruchstück landete unsanft in einem
PKW (links).
Mitglieder eines Meteoritensuchtrupps
ruhen erschöpft am
Waldrand. Der deutsche Teil des europäischen Kameranetzwerks zur Meteoritensuche wurde lange
Zeit vom Max-PlanckInstitut für Kernphysik, Heidelberg, betrieben. Heute kümmert
sich das FeuerkugelNetzwerk des DLR um
die Himmelsüberwachung.
den. In zwei Fällen dagegen waren die Augenzeugenberichte ausreichend präzise, um Bahndaten zu
erstellen (Meteorite Dhajala und Farmington).
In einem weiteren Fall (Peekskill, 1992) waren genügend Amateurvideofilmer zugegen. Nach diesem Meteorit musste nicht lange gesucht werden:
Ein Fragment durchschlug den Kofferraum eines
PKW. Der Besitzer war nur anfangs enttäuscht: Er
konnte den Wagen mit beträchtlichem Gewinn
verkaufen. Er wurde weltweit auf diversen Meteoritenausstellungen bestaunt.
Die rekonstruierten Bahnen der Meteoriten
reichen bis in den Asteroidengürtel und kreuzen
die Erdumlaufbahn. Ihre Bahnen entsprechen
denjenigen der Apollo-Asteroiden. So wertvoll die
Kameranetzwerke hinsichtlich der Herkunftsbestimmung der Meteoriten sind, haben sie bisher
keine größeren Mengen an meteoritischem Material erbracht. Nur das europäische Netzwerk ist
noch in Betrieb.
Wo man Meteoriten sucht und findet
Seit Mitte der 1970er Jahre gehen die Wissenschaftler in der Antarktis sehr erfolgreich auf Meteoritensuche. Trupps von etwa sechs Personen
suchen mit Motorschlitten Blaueisfelder ab. Dies
sind Eisregionen, in denen sich das langsam fließende Eis an Gebirgszügen staut. Trotz der tiefen
Temperaturen in der Antarktis, die praktisch immer unter dem Gefrierpunkt liegen, verdampft
das Eis durch den Wind und die Sonnenstrahlung.
Dadurch werden die zuvor im Eis eingeschlossenen Meteoriten freigelegt, die bis zu einer Million
Jahre bereits darin liegen.
Grund für diese hohe Überlebensdauer ist die
geringe Verwitterungsgeschwindigkeit: In Gegenden wie dem mittleren Westen der USA können
Steinmeteoriten nur maximal etwa 15 000 Jahre
überdauern. Mittlerweile wurden über 18 000 verschiedene Antarktismeteoriten entdeckt. Weitere
gute Fundregionen sind die Wüstengebiete auf der
Erde, zum Beispiel die Sahara oder in Australien,
wo sich in Regionen mit Böden aus hellem Gestein
die dunkleren Meteoritenbrocken leichter erkennen lassen. Auch hier ist durch die Trockenheit die
Verwitterung sehr viel langsamer.
Lange Reise durch den Weltraum
Während ihres Flugs durch den Weltraum sind die
Meteoriten der Kosmischen Teilchenstrahlung ausgesetzt, die Kernreaktionen in ihnen hervorruft und
so neue Elemente erzeugt. Die Eindringtiefe der
Kosmischen Strahlung ist allerdings sehr begrenzt,
sie beträgt etwa einen Meter. Daher entstehen diese
Elemente durchgängig nur in etwa kubikmetergroßen Meteoriten. Aus der Menge dieser Isotope
lässt sich der Zeitpunkt bestimmen, zu dem ein
Fragment aus einer tieferen Lage, also etwas über
einen Meter Tiefe, von einem größeren Körper abgespalten wurde. Dies ist das Bestrahlungsalter.
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Kometen und Asteroiden
Steinmeteoriten zeigen im allgemeinen Bestrahlungsalter von wenigen bis einigen zehn Millionen Jahren. Aus Berechnungen ist bekannt, dass
die Bahnen von Asteroiden der Apollo-Klasse für
etwa 100 Millionen Jahre stabil sind, bevor solche
Körper durch enge Vorbeigänge an oder Einschläge
auf den inneren Planeten dem Sonnensystem verloren gehen. Dies weist darauf hin, dass die Steinmeteoriten wahrscheinlich von zehn bis etwa 100
Meter großen Apollo-Asteroiden stammen.
Eisenmeteoriten weisen Bestrahlungsalter von
bis zu einigen 100 Millionen Jahren auf. Sie müssen bereits im Asteroidenhauptgürtel von ihrem
Mutterkörper abgetrennt worden sein. Der Grund
für die höheren Bestrahlungsalter von Eisenmeteoriten liegt einfach an ihrer längeren Lebensdauer. Sie sind durch ihre höhere Materialfestigkeit robuster. Die nachfolgenden Kollisionen sind den
Eisenklumpen kaum gefährlich, dagegen ergeht es
den Steinmeteoriten wesentlich schlechter, sie
werden schließlich zu feinstem Staub zerrieben.
Zerbrochene Kleinplaneten
Nachdem wir schon etwas von Stein- und Eisenmeteoriten erfahren haben, wird es Zeit, einen
Blick auf die unterschiedlichen Meteoritentypen
und deren Klassifikation zu werfen. Ein typischer
Eisenmeteorit besteht tatsächlich aus fast purem
Metall mit einigen wenigen Einschlüssen aus Graphit oder Eisensulfid. Das Metall ist jedoch kein
reines Eisen, sondern es ist eine Legierung aus
Eisen und Nickel. Der Anteil von Nickel variiert
dabei zwischen fünf und 35 Prozent, liegt meist jedoch unter zehn Prozent.
Wie kam es zur Bildung solcher Eisenklumpen
im Asteroidengürtel? Die Antwort ist so überraschend wie einfach: Mit einem Eisenmeteoriten
hält man ein Stück des Kerns eines kleinen, im
Weltraum zertrümmerten Planeten in der Hand!
Von der Erde und den anderen terrestrischen Planeten (Venus, Mars, Merkur) wissen wir, dass sie
sich in einen felsigen Mantel und einen EisenNickel-Kern gliedern, sie sind differenziert. Ähnlich
ist es auch einigen Kleinplaneten zwischen Mars
und Jupiter ergangen: Sie wurden kurz nach ihrer
Entstehung so heiß, dass sie aufschmolzen und
sich ein Metallkern bilden konnte.
Die Differenzierung führt ebenfalls – wie bei
den erdähnlichen Planeten – zu einem Mantel und
einer Kruste aus Silikatmineralen. Nun stellt sich
die Frage, ob wir auch Meteoriten kennen, die Teile dieses Mantels oder der Kruste sind. Die Antwort ist ja: Es handelt sich dabei um Meteoriten,
die dem irdischen Vulkangestein Basalt ähneln. Sie
werden basaltische Achondrite genannt.
Auch aus der Grenzzone zwischen dem Metallkern und dem Silikatmantel solcher differenzierten Kleinplaneten kennt man Meteoriten: Diese Stein-Eisen-Meteoriten bestehen aus großen
Silikatkristallen, die in eine Metallmatrix eingebettet sind. Wir wissen heute, dass die Bildung dieser
Kleinplaneten im frühen Sonnensystem sehr rasch
vonstatten ging.
Meteoritenfall
Schneedecke
Verdunstung
Blaueis
Gesteinsbett
Berg
Entstehung der Kleinplaneten
Unser Sonnensystem entstand vor etwa viereinhalb Milliarden Jahren aus einem Teil einer interstellaren Wolke aus Gas und Staub. Diese wurde
instabil und fiel unter dem Einfluss ihrer eigenen
Schwerkraft in sich zusammen. Innerhalb dieser
Wolke bildete sich dann aus einem Teil der Materie
die Protosonne, die von einer Resthülle aus Gas und
Staub umgeben war. Diese flachte sich immer
mehr zu einer zirkumsolaren Scheibe ab. Das lässt
sich noch heute daran erkennen, dass alle Planeten
praktisch in der selben Ebene und im gleichen
Umlaufssinn um die Sonne kreisen.
In einigen Gebieten der zirkumsolaren Scheibe
war es so heiß, dass ein Teil des Staubs verdampfte,
andernorts war es hingegen so kühl, dass die verdampften Stoffe sich wieder abschieden. Die sich
bei den höchsten Temperaturen zuerst bildenden
Minerale zeichnen sich durch einen sehr geringen
Gehalt an flüchtigen Elementen wie Natrium oder
Kalium aus. Dazu gehören die besonders auffälligen Kalzium-Aluminium-reichen Einschlüsse. Es
sind zentimetergroße Ansammlungen von Mi-
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Antarktisches Blaueis
konserviert Meteorite
über Millionen von
Jahren. Wo sich das Eis
an Gebirgsrücken
staut, verdunstet es
allmählich und legt
die Meteoriten frei.
Ein Sammeltrupp entdekt einen Meteoriten
auf dem antarktischen
Blaueis.
Kometen und Asteroiden
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Abkühlung von basaltischem Gestein auf ihrer
Oberfläche. Der Schritt zur Bildung der großen
erdähnlichen Planeten dauerte dann länger.
Pribram
Eine Besonderheit:
Gewöhnliche und kohlige Chondrite
Neuschwanstein
Erde
Sonne
Innisfree
Lost City
Für die von den Kameranetzwerken präzise
beobachteten Meteoritenfälle konnten
Sonnenumlaufbahnen
berechnet werden:
Alle reichen von der
Erdbahn bis in den
Asteroidengürtel hinein.
88
SuW-Special 2/2003
neralen, die sich in kaum aufgeheizten urtümlichen
Meteoriten erhalten haben. Ihr Alter wurde durch
Untersuchungen des Gehalts an radioaktivem Uran
und dessen Zerfallsprodukt Blei zu 4566 Millionen
Jahren, mit einer Unsicherheit von zwei Millionen
Jahren bestimmt. Dieser Wert wird heute allgemein
als das Alter des Sonnensystems angesehen.
Das gleiche Altersbestimmungsverfahren ergibt für die basaltischen Meteoriten nur wenige
Millionen Jahre jüngere Bildungsalter. Dieser Befund ist sehr wichtig, denn er belegt, dass nach
Entstehung der ersten festen Stoffe, den Hochtemperaturkondensaten, folgende Prozesse in rascher
Folge abliefen:
♦ die Zusammenballung (Akkretion) von kleinen Staubkörnern zu größeren Aggregaten, Gesteinsbrocken und schließlich Kleinplaneten mit
Größen um 100 Kilometer,
♦ die Aufheizung und das Aufschmelzen der
Kleinplaneten, wobei sich Metallkern und Silikatmantel bilden. Außerdem kam es zu Auswurf und
Kometen und Asteroiden
In den vollständig aufgeschmolzenen und differenzierten Kleinplaneten überlebten die ursprünglichen Minerale aus der Frühzeit des Sonnensystems nicht. Es gibt aber Kleinplaneten, die
nur mäßig heiß wurden, so dass sich Metall und
Silikatminerale nicht von einander trennen konnten. Auch von diesen Asteroiden finden wir Steinmeteoriten, in denen wir entsprechend urtümliche
und unveränderte Bestandteile wiederfinden: Neben den bereits erwähnten Kalzium-Aluminiumreichen Einschlüssen zeigen sich hauptsächlich
noch Chondren. Das sind bis zu einige wenige
Millimeter große Schmelzkügelchen (Chondros,
griechisch für Körnchen), die diesen Meteoriten
auch den Namen Chondrite gegeben haben.
Diese Kügelchen entstanden wie die KalziumAluminium-reichen Einschlüsse durch kurzzeitiges Aufheizen und Abkühlen im solaren Urnebel,
allerdings lagen dabei die Temperaturen nicht
ganz so hoch. Der andere Hauptbestandteil der
Chondrite ist die Matrix, eine feinkörnige Grundmasse, die reich an flüchtigen Elementen ist und
sich somit bei niedrigen Temperaturen gebildet
haben muss.
Die chemische Zusammensetzung chondritischer Meteorite entspricht im Gegensatz zu den
differenzierten Meteoriten und den Gesteinen der
erdähnlichen Planeten noch weitgehend den kosmischen Häufigkeiten, also der Zusammensetzung des solaren Urnebels. Es gibt beispielsweise
keine größeren Stücke, die an Metall (z. B. Eisen,
Nickel, Kobalt) stark verarmt oder angereichert
sind. Dies gilt auch für die anderen Elemente, lediglich flüchtige Elemente wie Natrium und Kalium können verloren gegangen sein.
Obwohl die Chondrite niemals vollständig geschmolzen waren, wurden einige von ihnen immerhin fast 900 Grad Celsius heiß. So kam es zu
einer Umkristallisation, bei der sich größere
Kristalle bildeten. Dabei glichen sich auch die chemischen Zusammensetzungen der einzelnen Mineralkörner einander an. So gingen ursprüngliche
Gebilde wie die Kalzium-Aluminium-reichen Einschlüsse und Chondren weitestgehend verloren.
Diese finden sich hauptsächlich noch in den
Chondriten, die nicht so heiß, etwa weniger als
700 Grad Celsius wurden. Sie stammen beispielsweise aus damals schnell abgekühlten oberflächennahen Lagen der Mutterkörper oder von
Asteroiden mit größerem Sonnenabstand. Hier
veränderte sich die ursprüngliche Zusammensetzung kaum, man findet auch einige Minerale
aus der zirkumsolaren Gas-Staub-Scheibe, die sich
erst bei niedrigen Temperaturen gebildet haben.
Weiterhin gibt es sogar Staubkörner, die aus
der Zeit vor dem solaren Urnebel stammen und in
diesem nicht verändert wurden. Sie bildeten sich
Ein 17.5 Zentimeter
langer Stein-Eisen-Meteorit (Pallasit).
Milliarden Jahre zuvor in den Atmosphären fremder, heute nicht mehr existierender Sterne, es ist so
genannter Sternenstaub. Dabei handelt es sich um
etwa hundertstel Millimeter große Körner aus Siliziumkarbid und aus Graphit, manchmal sogar aus
Diamanten von nur wenigen hundert Atomen
Kantenlänge. Einer ihrer Entdecker, der Meteoritenforscher Edward Anders sagte einmal dazu:
»Wenn Bakterien heiraten könnten, wären das die
Steine für ihre Hochzeitsringe«.
Der basaltische
Achondrit Millbillillie
gehört zur Klasse der
Eukrite, die wahrscheinlich vom Asteroiden Vesta stammt.
Die wichtigsten Meteoriten-Klassen
Eine Übersicht über die wichtigsten Hauptklassen
der Meteoriten zeigt die Tabelle auf S.90. Bei den
undifferenzierten Chondriten unterscheidet man
zunächst die gewöhnlichen Chondrite, die den
Hauptteil aller gefundenen Steinmeteoriten ausmachen. Die Forscher klassifizieren die gewöhnlichen Chondrite unter anderem nach ihrem Eisengehalt und den Oxidationsgrad des Eisens: H
steht für hohen Eisengehalt (high Fe), L für niedrigen Eisengehalt (low Fe). LL bedeutet: low total
Fe/low metallic Fe – Die so genannten LL-Chondrite
haben demnach also nicht nur einen geringen Gehalt an Eisen insgesamt, sondern das Eisen ist zudem noch stark oxidiert und in Mineralen gebunden. Es findet sich kaum in metallischer Form. Der
Meteorit Ensisheim ist ein solcher LL-Chondrit.
Die selteneren kohligen Chondrite waren generell
nicht so starker Hitze ausgesetzt wie die gewöhnlichen Chondrite. Sie zeigen außerdem einen
höheren Gehalt an flüchtigen Stoffen, insbesondere Kohlenstoff und Wasser (bis zu mehreren Prozent). Man vermutet daher, dass sich deren Mutterkörper im sonnenferneren Teil des Asteroidengürtels bildeten. Auf diesen Mutterkörpern konnte
somit das Wasser die Minerale verändern (wässrige
Alteration). Nach ihren Hauptvertretern Ivuna,
Mighei, Ornans und Vigarano benennt man die kohligen Chondritklassen CI, CM, CO und CV.
Bei den CI-Chondriten handelt es sich um eine
besonders urtümliche Klasse: Die Häufigkeit aller
Elemente (bis auf die extrem flüchtigen) entspricht
den typischen Häufigkeiten der interstellaren Materie des Milchstraßensystems und damit der ursprünglichen Zusammensetzung der Gas- und
Staubwolke, aus der unser Sonnensystem entstand. Dies belegt ein Vergleich mit der spektro-
skopisch ermittelten Zusammensetzung unserer
Sonne, die nahezu die gesamte Masse des Sonnensystems vereint.
CM- und CV-Chondrite sind zunehmend stärker verarmt an flüchtigen Elementen wie Natrium
und Kalium. Sie zeigen außerdem mehr Chondren, sind weniger durch Wasser verändert, und
auch weniger stark oxidiert. Der kohlige Chondrit
Axtell gehört zur CV-Klasse.
Die Eisenmeteoriten unterscheidet man nach
ihren Lamellenbreiten, die sich nach Ätzen der
Oberfläche mit Säure zeigen: Bei diesen Lamellen
handelt es sich um zwei verschiedene Kristallstrukturen der Eisen-Nickel-Legierung, das Balkeneisen (Kamazit) und das Bandeisen (Tänit). Die
Lamellenbreite hängt lediglich vom Gehalt an Nickel ab: Je höher dieser ist, desto feiner ist die Lamellierung.
Die häufigsten basaltischen Achondrite sind die
Eukrite. Sie enthalten wie die irdischen Basalte
hauptsächlich die Minerale Feldspat und Pyroxen. Die
Diogenite, benannt nach Diogenes, der im 5. Jahrhundert vor Christus bereits den kosmischen Ur-
SuW-Special 2/2003
Der Eisenmeteorit
Staunton besteht aus
einer Eisen-Nickel-Legierung mit dunklen
Einschlüssen von Eisensulfid. Die Legierung kommt in zwei
unterschiedlichen
Kristallstrukturen vor,
die durch Ätzen mit
Säure als Lamellen auf
der Oberfläche sichtbar gemacht wurden.
Kometen und Asteroiden
89
Schematische Darstellung der Differentiation in den großen
terrestrischen Planeten oder in einigen
Asteroiden: Der undifferenzierte Körper besteht zunächst aus relativ gleichmäßig
verteiltem Metall und
Silikaten. Bei dessen
Aufschmelzung kann
sich ein Metallkern
und ein Silikatmantel
ausbilden.
Peter Simon Pallas
(1741 bis 1811) ist
einer der Begründer
der Meteoritenforschung.
Übersicht über die
wichtigsten Meteoritenklassen.
Metall
Gestein
sprung der Meteoriten erahnte, bestehen dagegen
fast nur aus Pyroxen, während die Howardite eine
Mixtur aus diesen zwei Gesteinsarten sind. Dies
spricht dafür, dass diese Gesteine von einem einzelnen Mutterkörper stammen. Dabei handelt es sich
wahrscheinlich um den Asteroiden (4) Vesta.
Von den Stein-Eisenmeteoriten sind die bekanntesten die Pallasite, benannt nach dem deutschen Forschungsreisenden Peter Simon Pallas
(1741 bis 1811). Sie zeichnen sich durch sehr schöne, große Olivinkristalle aus, die in eine Metallmatrix eingebettet sind. Daneben gibt es noch
Mesosiderite, die außer Olivin und Metall auch die
Silikate Feldspat und Pyroxen enthalten.
Von wie vielen Kleinplaneten
haben wir Proben?
Es ist nicht einfach zu unterscheiden, ob verschiedene Meteoritenklassen lediglich von unterschiedlichen Regionen eines einzelnen Mutterplaneten
kommen oder ob sie von unterschiedlichen Kleinplaneten stammen. Ein wichtiges Entscheidungskriterium ist, ob man Meteoriten beobachtet, die
verschiedene Klassen in sich vereinen.
Bei den drei verschiedenen Hauptklassen der
gewöhnlichen Chondrite findet man so gut wie
kein Material, das aus einer Mischung etwa von Hund L-Material, oder von L- und LL-Material besteht. Andere Unterscheidungsmerkmale, etwa
der Eisengehalt in den Silikatmineralen Olivin und
Pyroxen, belegen zwar gewisse Schwankungen innerhalb der einzelnen Gruppen, aber keine Überlappung der verschiedenen Gruppen.
Auch die Verteilung der Bestrahlungsalter etwa
für H- und L- Chondrite sind verschieden: Die meisten H-Chondrite zeigen Bestrahlungsalter um
etwa sieben bis acht Millionen Jahre. Dies deutet auf
eine große Kollision hin, die einen Großteil der heutigen H-Chondrite vom Mutterkörper abspaltete.
Bei den L-Chondriten findet man dagegen eine eher
kontinuierliche Altersverteilung, die auf ständig
stattfindende, kleinere Kollisionen hinweist.
All diese Befunde zusammen deuten darauf
hin, dass die verschiedenen Klassen der Chondriten
von unterschiedlichen Mutterkörpern stammen.
Bei den Eisenmeteoriten ist man sich weit gehend
darin einig, dass die meisten Klassen ebenfalls von
jeweils anderen Mutterkörpern stammen. Man
kann sich die verschiedenartige Zusammensetzung kaum als Produkt eines einzigen, ehemals geschmolzenen Eisenkerns vorstellen.
Berücksichtigt man außer den wichtigsten
Klassen, zu denen die meisten Meteoriten gehören,
die vielen weiteren, von denen es teilweise nur
Meteorite
Undifferenziert
Differenziert
Steinmeteorite
Kohlige Chondrite
Gewöhnliche Chondrite
Achondrite
CI-Chondrite
H-Chondrite
Eukrite
Pallasite
CO-Chondrite
L-Chondrite
Diogenite
Mesosidertie
CV-Chondrite
LL-Chondrite
Howardite
CM-Chondrite
90
Stein-Eisen-Meteorite
SuW-Special 2/2003
Mond- und
Marsmeteorite
Kometen und Asteroiden
Eisenmeteorite
einen oder zwei Vertreter gibt, so kommt man auf
eine Anzahl von mindestens 50 verschiedenen
Mutterkörpern (Kleinplaneten), von denen wir
heute Material in unseren Sammlungen haben.
Dies spricht dafür, dass die Asteroiden im Gürtel
zwischen Mars und Jupiter nicht von einem einzigen ehemals großen Planeten stammen. Es handelt
sich dabei vielmehr um Kleinplaneten, deren weiteres Wachstum zu einem größeren Planeten im
Frühstadium des Sonnensystems effektiv verhindert wurde. Wahrscheinlich geschah dies durch
die Schwerkrafteinflüsse des Riesenplaneten Jupiter, der sich offenbar sehr früh bildete.
Dafür spricht auch ein weiteres wichtiges Argument das Kristallisationsalter oder das Abkühlalter des Meteoritengesteins betreffend: Beide betragen zwischen 4.4 und 4.5 Milliarden Jahre. Sie
sind also nur wenig jünger als das Sonnensystem.
Ein großer Planet wie die Erde kann seine innere
Wärme besser und länger speichern als ein Kleinplanet und ist folglich heute noch geologisch aktiv.
Die ältesten irdischen Gesteine sind etwa 3.8
Milliarden Jahre alt, die meisten viel jünger. Die
Asteroiden waren jedoch bereits nach spätestens
150 Millionen Jahre nach ihrer Bildung praktisch
vollständig ausgekühlt. Sie waren daher nicht größer als einige wenige 100 Kilometer.
Wir finden zahlreiche Hinweise darauf, dass
Kollisionen der Kleinplaneten untereinander den
Hauptteil der 4.5 Milliarden Jahre währenden Geschichte dieser Körper prägten: Die Meteoriten
selbst sind ja lediglich kleine Bruchstücke der ehemals viel größeren Körper. Außerdem zeigen die
Bilder von Raumsonden, dass viele Asteroiden eine kraterübersäte Oberfläche aufweisen. Manche
haben erstaunlich geringe Dichten. Es handelt sich
hierbei um sehr poröse Gebilde, die wahrscheinlich während größerer Kollisionen zerrissen wurden und sich danach durch die Schwerkraft relativ
lose wieder zusammen fügten.
Leben, hier und anderswo ...
Unmittelbar nach seiner Wiederwahl im Jahre
1996 trat der amerikanische Präsident Bill Clinton
vor die Mikrophone und gab eine wissenschaftliche Sensation bekannt: In einem in der Antarktis
gefundenen Meteoriten vom Planeten Mars (Kasten Seite 92) mit der Bezeichnung ALH 84001
glaubte ein Forscherteam Belege für frühe Lebensspuren auf dem Mars entdeckt zu haben.
Wir wissen heute, dass es auf dem Mars früher
wesentlich mehr flüssiges Wasser gab, also auch
günstigere Bedingungen für Leben, als heute. In
dem vier Milliarden Jahre alten Meteoriten wurden
außer Ablagerungen von Karbonaten (Kalkspat)
auch komplexe organische Verbindungen (polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe) entdeckt,
sowie Strukturen, die fossilen Bakterien ähneln.
Dieser Befund und seine Interpretation erregten viel Aufsehen und lösten eine – mitunter sehr
kritische – Diskussion aus, die bis heute andauert
und deren Ende man mit Spannung abwarten darf.
Wenn es momentan auch keine gesicherte Evidenz
Dünn geschliffene
Chondriten im Durchlicht. Diese Chondriten wurden so stark
erhitzt, dass die Minerale rekristallisierten
und die Chondren verlorengingen.
Kohliger Chondrit
Axtell mit Chondren
und Einschlüssen, die
reich an Kalzium und
Aluminium sind.
SuW-Special 2/2003
Kometen und Asteroiden
91
1 cm
Meteoriten vom Mond und vom Mars
usammenstöße spielen eine
wichtige Rolle bei der Abspaltung der Meteoriten von ihrem
Mutterkörper. Bei kleinen Asteroiden ist die dafür benötigte
Energie nicht sonderlich groß, anders verhält sich dies bei den Planeten. Aber auch bei diesen kann
es zum Abtrennen von Fragmenten kommen, die wir als Meteoriten auf der Erde finden. Schon
früh wurde die Gruppe der so genannten SNC-Meteoriten (benannt nach den Hauptvertretern
Z
1 cm
Shergotty, Nakhla, Chassigny)
entdeckt.
Veränderungen an ihren Mineralen weisen darauf hin, dass sie
durch eine große Kollision von
ihrem Mutterkörper entfernt wurden. Dass dieser sehr groß war,
zeigte sich in den recht niedrigen
Kristallisations- oder Erstarrungsaltern um 1.3 Milliarden Jahre.
Schon um 1963 vermutete man,
dass sie von einem der großen inneren Planeten stammen. Der
Planet Mars wurde sofort als
Oben: Mondmeteorit.
Unten: Marsmeteorit EET 79001.
Rasterelektronenmikroskopaufnahme möglicher fossiler Bakterien im
Meteoriten ALH
84001, der vom
Mars stammt.
Tilmann Althaus promovierte 1999 an der Universität
Potsdam über die Geochemie der Edelgase. Ab
2001 untersuchte er in Heidelberg die Edelgase des
Pannonischen Beckens. Seit
Mai 2002 ist er Redakteur
von Sterne und Weltraum.
Seit seiner Promotion 1993
am Heidelberger MPI für
Kernphysik, Abt. Kosmophysik arbeitet Mario
Trieloff (rechts) an Meteoriten, Impaktkratern und
Gesteinen des Erdmantels.
Seit 1998 erforscht er als
Heisenberg-Stipendiat der
DFG am Mineralogischen
Institut der Universität Heidelberg die Geochemie der
Edelgase im Erdmantel.
92
SuW-Special 2/2003
für Leben außerhalb unserer Erde gibt, so weiß man
inzwischen doch, dass zumindest einige wichtige
Lebensbausteine, nämlich Aminosäuren, auch anorganisch im frühen Sonnensystem synthetisiert
wurden: Im kohligen CM-Chondriten Murchison
fand man Aminosäuren, die nicht terrestrischen
Ursprungs sein können, da es sich dabei sowohl um
links- als auch um rechtsdrehende handelt, während bei terrestrischem Leben nur die linksdrehende Variante vorkommt. Das Auftreten von Aminosäuren allein ist also kein Beweis für die Existenz
von Leben, wohl aber eine wichtige Vorbedingung.
Fazit
Meteoriten speichern Informationen über die gesamte Geschichte unseres Sonnensystems: Da die
meisten Meteoriten Bruchstücke größerer Asteroiden und diese wiederum die »Hauptverantwortlichen« für Einschläge auf den terrestrischen Planeten sind, erhalten wir wertvolle Informationen
über die Kollisionsereignisse, sowohl in jüngerer
als auch in frühester Zeit.
In Meteoriten finden sich auch Informationen
über die Entwicklung des frühen Sonnensystems,
Kometen und Asteroiden
Hauptverdächtiger identifiziert:
durch seine Nähe zum Asteroidengürtel ist er wesentlich häufiger großen Meteoriteneinschlägen ausgesetzt. Außerdem können Trümmer aus dem Bereich der
Mars-Umlaufbahn uns wesentlich
leichter erreichen als etwa von
den inneren Planeten Venus oder
Merkur, wo sie gegen die Schwerkraft der Sonne ankämpfen müssen.
Der entscheidende Beleg für
einen Ursprung vom Mars ergab
sich durch die erstaunliche Ähnlichkeit der Häufigkeit von Gasen
in Einschlüssen in einem dieser
SNC-Meteoriten (EET79001) mit
der Zusammensetzung der Marsatmosphäre, wie sie 1976 von den
auf dem Mars gelandeten Sonden
VIKING 1 und 2 bestimmt wurde.
Bei einer anderen Meteoritengruppe ist man sich inzwischen sicher, einen größeren
Himmelskörper als Ursprung zu
kennen: unseren eigenen Erdmond. Hier hatte man den Vorteil,
die Meteoriten mit den bestens
untersuchten Gesteinsproben der
Apollo-Missionen vergleichen zu
können.
von den ersten Mineralen im solaren Urnebel bis
hin zu den ersten größeren Planetesimalen. So
können wir sowohl über die Urstoffe als auch über
die Bausteine der großen erdähnlichen Planeten
etwas lernen.
Darüber hinaus finden wir Mineralkörner aus
dem interstellaren Medium, aus dem unser Sonnensystem entstand, also »Sternenstaub«, in dem
Informationen über die Zusammensetzung der in
anderen Sternen erbrüteten Elemente eingefroren
sind. Damit lassen sich Modelle über die Elementsynthese in Sternen überprüfen.
Manche Meteoriten können uns entscheidende Hilfestellung bei der Frage nach der Möglichkeit
von Leben außerhalb unserer Erde geben: über
mögliche primitive Lebensformen oder über das
Vorkommen notwendiger chemischer Bau-steine
für Leben in unserem eigenen Sonnensystem. Ein
besseres Verständnis der Vorgänge im frühen
Sonnensystem, insbesondere der Bildung kleiner
und großer Planeten, erlaubt zusammen mit der
wachsenden Zahl nachgewiesener extraso larer
Planeten und protoplanetarer Scheiben auch
Abschätzungen über die Möglichkeit der Existenz
erdähnlicher Planeten außerhalb unseres Sonnensystems.