Meteorite
Ein Meteorit ist also ein Kleinkörper, der aus dem interplanetaren Raum stammt und in der Atmosphäre nicht vollständig verglühte, sondern bis zum Erdboden gelangte. Wie können wir nun an solche Fundstücke gelangen, um sie zu untersuchen und Näheres über die Zusammensetzung der Materie aus der Frühzeit des Sonnensystems zu erfahren?
Zunächst überlegen wir, wie sich ein Meteorit von einem "gewöhnlichen" Stein unterscheiden sollte. Wir wissen inzwischen, dass der Meteorit sehr heiß geworden ist. Demnach muss seine Oberfläche deutliche Schmelzspuren aufweisen, es entsteht eine dunkle Kruste von etwa 1 [mm] Stärke.
Photograph by R. Pelisson, SaharaMet
Mit großem Glück kann man auf dem Schwarzen Kontinent auch noch völlig andere Funde machen. Vor 28 Millionen Jahren schlug in der Sahara ein größerer Meteorit ein, der sogar den Sand zum Schmelzen brachte. Im Gebiet des N'Giffel Khabir Plateaus findet man noch heute das so genannte Wüstenglas (unten), das zu über 98% aus Siliziumoxid - dem geschmolzenen Sand - besteht. Nicht nur unsere Vorfahren hielten das Wüstenglas für kostbar. Ein solcher Stein ziert beispielsweise die Totenmaske des jugendlichen Pharaos Tutanchamun, sein Grab befand sich immerhin rund 1000 [km] vom Fundort entfernt. Aus dem sehr harten Material wurden vermutlich häufig Werkzeuge wie Klingen, Speerspitzen usw. gefertigt, und auch Schmuck. Noch heute kann man ein faustgroßes Stück für etwa 1000 Euro erwerben.
Eine weitere Fundgrube für Meteoriten stellt die Antarktis dar. Als Suchgebiet weist sie große Vorteile auf:
- Kaum flüssiges Wasser. Meteorite verwittern nicht und werden auch nicht fortgeschwemmt.
- Auf den Eisflächen lassen sich auch kleine Meteorite leicht entdecken.
- Das antarktische Eis bewegt sich, manchmal gegen Hindernisse wie Gebirge. Hier wird der oberflächliche Eisfluss gestoppt, wodurch nun aber Eis aus tiefen Schichten nach oben gedrückt wird. Meteorite werden damit nach oben befördert und durch Verdunstung der oberen Eisschichten freigelegt.
Die meisten Meteorite in der Antarktis sind allerdings verloren, weil das Eis ins arktische Meer fließt. Der Konzentrationsmechanismus funktioniert nur, wenn die Eisbewegung durch ein Hindernis gestoppt wird. Auf den so genannten Blaueisfeldern wird abgelagerter Schnee durch starke Winde fortgeweht und durch Sublimation nimmt der Eispanzer jährlich etwa um 6 [cm] ab. So kann man hier Meteorite finden, die schon Jahrhunderte im Eis eingeschlossen waren. Auch auf Mikrometeorite kann man hier stoßen, jedoch ist ihre Identifizierung recht schwierig.
Quelle: Ansmet- Projekt
Wie oft kommt es eigentlich vor, dass Meteorite zu uns gelangen? In den beiden oben genannten Regionen, in denen kaum eine Verwitterung stattfindet kann man aus der Fundhäufigkeit ableiten, dass jährlich auf eine Fläche von 1 Million Quadratkilometer zwischen 10 und 100 Meteorite von mindestens 1 [kg] Masse niedergehen. Man findet sie in Größen von wenigen Zentimetern bis hin zu mehreren Metern Durchmesser. Der größte je gefundene Meteorit besteht aus Eisen und hat eine Masse von etwa 60 Tonnen (Grootfontein, Namibia).
Wir kennen heute etwa 150 Meteoritenkrater auf der Erde, davon auch einige in Deutschland (Nördlinger Ries, Steinheimer Becken)
Aus vielen Funden weiß man, dass Meteorite die unterschiedlichsten Zusammensetzungen haben können. Früher hat man sie unterteilt in Eisen-, Stein- Eisen- und Steinmeteorite, diese Klassifizierung reicht aber längst nicht mehr aus. Zunächst aber können wir unsere Fundstücke grob zwei Gruppen zuordnen, den so genannten differenzierten sowie den undifferenzierten Meteoriten. Undifferenzierte Meteorite weisen keine Anzeichen für eine Anreicherung oder Verarmung von Elementen auf (im Vergleich zur mittleren Elementhäufigkeit). Man sagt, das Material sei "primitiv", es hat keine geochemischen Veränderungen durchgemacht. Bei der Erde dagegen fand schon bei ihrer Entstehung eine Fraktionierung statt, als sich schwere Elemente (Eisen) im Innern ansammelten. Diese Gruppe von Meteoriten ist deshalb von besonderer Bedeutung, weil wir aus ihnen Informationen über die chemischen und physikalischen Zustände im jungen Sonnensystem erfahren können. Die differenzierten Meteorite dagegen können uns Aussagen liefern über die Veränderungen, die ihre Mutterkörper durchliefen (Meteorite sind kleinere Körper, die meist bei Zusammenstößen von Asteroiden, den Mutterkörpern, abgesprengt wurden).
Den größten Anteil in dieser Gruppe haben die Chondrite. Ihr Name leitet sich von den Chondren ab (griechisch chondros, Korn), das sind kleine, kugelförmige, bis zu 1 [mm] große Gesteinströpfchen in diesen Meteoriten, die aus Mineralen mit hohen Schmelzpunkten bestehen (Silikate, Olivin).
Mit freundlicher Genehmigung von A. Treiman/NASA JSC
In der folgenden Grafik ist eine Übersicht zur Einteilung der Meteorite dargestellt. Auf der linken Seite befinden sich die undifferenzierten Meteorite, die sich seit dem Zeitpunkt ihrer Entstehung kaum verändert haben. Im Gegensatz dazu ist die große Gruppe der differenzierten Meteorite aus Körpern entstanden, die im Laufe der Zeit eine Fraktionierung durchliefen.
Den kohligen Chondriten kommt eine besondere Bedeutung zu in der Untergruppe der Chondrite. Ihren Namen haben sie vom relativ hohen Kohlenstoffgehalt von bis zu 5 %, ihr Anteil an Meteoritenfällen liegt bei rund 4 %. Der Kohlenstoff tritt dabei in verschiedenen Zustandsformen auf, neben Grafit findet man zahlreiche, mehr oder weniger komplexe organische Verbindungen. Polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe, Aminosäuren, aliphatische und aromatische Verbindungen und sogar Basen der DNA sind hier zu verzeichnen. All diese organischen Verbindungen sind nicht durch biologische Prozesse entstanden, sondern durch "kosmische Synthese" in langen Zeiträumen aus den Elementen entstanden (siehe dazu auch Kosmische (Bio-) Chemie). Daneben finden sich noch weitere leichtflüchtige Verbindungen und Wasser, welches an Minerale (überwiegend Silikate) gebunden ist. Chondrite könnten mit ihrer chemischen Fracht dazu beigetragen haben, die Voraussetzungen für das Leben auf unserem Planeten geschaffen zu haben. Kohlige Chondrite sind die "primitivsten" aller Meteorite.
Achondrite entstanden durch Schmelzvorgänge einfacher Materialien. Damit sind wir in der Gruppe der differenzierten Meteorite. Überwiegend finden wir hier die Minerale Olivin, Feldspat und Pyroxen. Man zählt sie zu den Basalten, die magmatischen Ursprung haben. Diogenite, Eukrite und Howardite sind miteinander "verwandte" Untergruppen, die eine ähnliche chemische Zusammensetzung haben.
Hier zur Übersicht die Zusammensetzung einiger Minerale, die in Meteoriten enthalten sind:
| Name | Mischkristall aus | Chemische Zusammensetzung |
|---|---|---|
| Olivin | ||
| Forsterit | Mg2SiO4 | |
| Fayalit | Fe2SiO4 | |
| Pyroxen | ||
| Enstatit | MgSiO3 | |
| Ferrosilit | FeSiO3 | |
| Diopsid | CaMgSi2O6 | |
| Pigeonit | (Mg,Fe,Ca)2Si2O6 | |
| Feldspat | ||
| Orthoklas | KAlSi3O8 | |
| Albit | NaAlSi3O8 | |
| Anorthit | CaAl2Si2O8 | |
| Nickeleisen | ||
| Kamazit | FeNi (4-7 % Ni) | |
| Tänit | FeNi (20-50 % Ni) |
Mit freundlicher Genehmigung der NASA
Eisenmeteorite sind vermutlich aus einer Schmelze entstanden, in der eine Fraktionierung stattfand. Die schweren Metalle Eisen und Nickel sammelten sich dabei im Innern, während Silikate außen als Mantel erkalteten.
Zwischen Eisenmeteoriten und Achondriten ordnen sich die Steineisenmeteorite ein.
Photograph by R. Pelisson, SaharaMet
Durch die Meteorite wollen wir ja etwas über die Frühzeit des Sonnensystems erfahren, dazu ist zunächst wichtig zu wissen wie alt sie sind. Wie kann man so etwas messen? Die Chemiker wenden hierzu einen einfachen Trick an: sie benutzen radioaktive Isotope, die in den Meteoriten enthalten sind. Ein Isotop eines Elementes weist die gleiche Anzahl an Protonen im Atomkern auf wie das Element, hat aber eine unterschiedliche Zahl von Neutronen. Manche Isotope sind nicht stabil, sondern unterliegen dem radioaktiven Zerfall. Die Zeit, nach der die Hälfte der radioaktiven Atomkerne (Radionuklide) zerfallen ist, nennt man Halbwertszeit. Halbwertszeiten können von Sekundenbruchteilen bis hin zu Jahrmilliarden liegen, so haben z.B.
- 235U (Uranisotop) - 4 510 000 000 Jahre
- 137Cs (Cäsiumisotop) - 30 000 Jahre
- 214Ra (Radonisotop) - 2,6 Sekunden
Der Trick besteht nun darin, den Anteil an Zerfallsprodukten zu bestimmen, denn diese sind stabil. Aus dem Verhältnis von Zerfallsprodukt zu Isotop kann man dann recht genau das Alter bestimmen. Die älteste in Meteoriten gefundene Materie (Einschlüsse in kohligen Chondriten) weist nach dieser Methode ein Alter von 4,559 ± 0,004 Milliarden Jahre auf. Dieses Alter von rund 4,6 Milliarden Jahren wird dann auch als das Alter des Sonnensystems bezeichnet, denn es war der Zeitpunkt, an dem die Meteorite bzw. ihre Mutterkörper erstarrten.
Das ist aber noch nicht alles, was wir aus den Meteoriten lesen können. So ist man erstaunlicherweise durchaus imstande, aus dem Nickelgehalt der Eisenmeteorite auf die Größe des Mutterkörpers zu schließen. Denn im noch glutflüssigen Material konnte ja eine Fragmentierung stattfinden, bei der schweres Material durch gravitativen Einfluss nach innen drang. Der Nickelanteil hängt damit direkt vom Temperaturabfall ab, der während der Kristallisation des Mutterkörpers herrschte. So konnte ermittelt werden, dass die verschiedenen Körper sich um 0,5 bis 500 [K] pro 1 Million Jahre abkühlten, und das entspricht Größen von etwa 10 [km] bis knapp 1000 [km] Durchmesser. Eisenmeteorite stammen damit aus den Kernbereichen fraktionierter, zertrümmerter Körper.
Dagegen stammen die Steineisenmeteorite aus Zonen des Mutterkörpers, in denen die Trennung der Fraktionen noch nicht vollständig abgelaufen war. Achondrite sind aus den unteren Schichten des Mantels abgesprengt worden und Chondrite aus etwa 300 [°C] bis 800 [°C] warmen Zonen, in denen eine leichte Rekristallisation möglich war. Die kohligen Chondrite können dagegen höchstens aus den äußeren Schichten größerer Körper stammen, da hier keine Rekristallisation nachzuweisen ist, eher noch entsprangen sie kleinen Körpern, bei denen eine Fragmentierung nicht möglich war. In einigen von ihnen fand man so genannte Fremdlinge, Einschlüsse, die eine von der übrigen Meteoritenzusammensetzung abweichende Isotopenhäufigkeit haben. Diese Einschlüsse sind, so ist man sich sicher, aus dem interstellaren Raum gekommen und wurden dann Bestandteil des solaren Urnebels. Entstanden sind sie wohl in den Atmosphären früherer Sterngenerationen. So haben wir mit den kohligen Chondriten ein Material in den Händen, das selbst noch vor der Geburt des Sonnensystems entstanden ist.
Aus der Analyse der Substanzen des radioaktiven Zerfallsprozesses kann man also die Zeit bestimmen, die seit Entstehung des Meteoriten vergangen ist. Nachdem das Bruchstück aus dem Mutterkörper herausgeschlagen wurde, trieb es für eine bestimmte Zeit frei im Weltraum umher. Dabei war das Material ungeschützt der Kosmischen Strahlung ausgesetzt, die ihrerseits Veränderungen in der Zusammensetzung verursachte.
Wenn aus dem Meteoriden ein Meteorit geworden ist, er also auf die Erde fiel, endet das Bombardement der Kosmischen Strahlung. Durch diesen Einfluss stellte sich ein bestimmtes, relativ konstantes Verhältnis von "normalem" Kohlenstoff 12C zum radioaktiven, unstabilen Isotop 14C ein. Mit Fortfall der Kosmischen Strahlung nach dem Eindringen in die schützende Atmosphäre wurde aber kein 14C- Isotop mehr gebildet, so dass dessen Konzentration immer weiter abnahm. Aus dem heutigen Verhältnis von Isotop und stabilem Element kann man schließen, wie lange der Meteorit sich schon auf der Erde befindet. Neben dem Isotop des Kohlenstoffs können 26Al, 36Cl und 81Kr zur Bestimmung der irdischen Verweildauer herangezogen werden.
Ist es nicht höchst erstaunlich, was uns die vom Himmel gefallenen Steine alles zu berichten haben?
Weitere Informationen:
http://miac.uqac.ca/MIAC
http://gdcinfo.agg.emr.ca/crater/
http://geology.cwru.edu/~ansmet
http://www.saharamet.com