Vorlesung 3
Einteilung der Meteorite.
Physikalische Eigenschaften und Chemismus der
Meteorite und Asteroide.
Die kosmische Strahlung im
interplanetaren Raum erzeugt in
Meteoriten vor ihrem Fall
radioaktive Kerne. Aus der
Aktivität wird ein Bestrahlungsalter
von typischerweise einigen
Millionen Jahren bestimmt. Vorher
waren die Meteorite in den
sogenannten Mutterkörpern von der
Strahlung abgeschirmt. Die
Mutterkörper sind im allgemeinen
die Asteroide, Kleinplaneten mit
Durchmessern bis zu 1,000 km, die
in großer Zahl (>50,000) zwischen
Mars und Jupiter die Sonne
umkreisen. Das Bildungsalter der
meisten Meteorite beträgt ca. 4,500
Millionen Jahre.
Das älteste Fragment eines
Meteoriten ist genau 4,568.3 ± 0.7
Millionen Jahre alt und bestimmt
das Alter unseres Sonnensystems.
1. Time scales for nebular evolution
Formation of solar system 4.5683 billion years ago.
1.1 Formation of solid objects (reprocessing interstellar grains)
* 100 million years after last r- and p-process
* some freshly (~million years) produced material also incorporated
1.2 rapid (10 million years) processes
* formation of chondrules
* in asteroids: core formation, igneous differentiation, aqueous activity
1.3 slower (100 million years) processes
* chondrite metamorphism
* final compaction
2. Temperature history
* at some locations Tmax~2000 K with dT/dt ~ -0.5°C to -50°C/hr
* chondrule formation: Tmax~1850 K with dT/dt ~ -100 to - 2000°C/hr (flash heating?)
* ambient temperature <650 K
* possibly multiple heating events (chondrules in chondrules etc.)
* accretion temperature of asteroids 300 to 500 K
3. Pressure history
poorly defined, probably 10-4 atm, minimum 10-7 - 10-5 atm
4. Oxygen fugacity
locally highly variable:
* from 104-times solar composition (from the presence of some minerals in carbonaceous
chondrites)
* to 1/10 of solar composition (from enstatite chondrites)
5. Composition of solid components in the nebula
bulk chondrites require 7 chemically distinct components:
* early, refractory condensates
* remelted silicates (chondrules)
* unremelted silicates
* remelted metal
* unremelted metal
* sulfides
* volatiles
6. Composition of gaseous reservoirs
Oxygen isotopic data require at least 3 isotopically distinct reservoirs; more are possible; 18O/16O
range > 6%;
(Oxygen comprises about 65 atom% of solid matter!)
7. Processes in the nebula
* condensation (e.g. REE pattern in some inclusions; whiskers of some minerals in vugs)
* evaporation (mass-dependent isotopic fractionations of Si, Mg, Ca,..)
* solid/gas fractionation (compositional variations in bulk chondrite chemistry by up to 10 3
* solid/solid fractionation (metal-silicate separation responsible for siderophile element variation
among chondrite groups)
* mineral-catalyzed reactions (organic phase in carbonaceous chondrites)
* adsorption and implantation (e.g. of noble gases on/in carbon grains)
8. Grain size distribution in the nebula
influenced first by presolar grain size,
then by condensation,
later by agglomoration;
pristine dust (graphite, SiC) on the order of few µm identified by C-isotopic composition and much
smaller diamonds.
9. Mixing of nebular regions
radial transport testified by xenoliths, but poorly constrained
10. Magnetic fields in the nebula
paleofield intesities range from 10 to 100 micro-Tesla
Struktur eines Meteoriten
Luftstrom
Geschmolzene Kruste ca. <1 mm
Kern
238Uranium
206 Pb + 8 Atomen von 4He (4,51 Mio.Jahre)
Mineralogische, chemische und isotopische Untersuchungen von Meteoriten geben Aufschluß
über die Bildung der Körper des Sonnensystems - den Planeten mit ihren Monden, Asteroiden
und Kometen - aus der präsolaren Gas- und Staubwolke. Am Anfang standen Kondensations- und
Schmelzvorgänge, die zur Bildung fester makroskopischer Körper, u.a. der Chondren, führten.
Trotzdem sind noch intakte präsolare Staubkörnchen - STARDUST - in Meteoriten zu finden, die
Aufschluss über kernsynthetische Prozesse in Sternen lange vor der Existenz des Sonnensystems
geben. Es folgte die Akkretion zu primitiven Kleinplaneten und die weitere Entwicklung dieser
Körper, die durch Zusammenstöße und thermische sowie hydrothermale Metamorphosen geprägt
waren. Wegen der raschen Abkühlung kleiner Körper waren meist die metamorphen Prozesse
bereits vor ca. 4,200 Millionen Jahren abgeschlossen, während Zusammenstöße, die uns ja die
Meteorite liefern, bis heute andauern.
Siderophilen= Ir, Ni, Co, Ga,
Ge, As, Sn, Au, Pt, Ru, Rh,
Pd, Os, Ir
Chalcophilen= S, Ir, Ag, In,
Th, Pb, Bi, Se, Te
Lithophilen= O, Li, Na, K,
Ru, Ce, Be, Mg, Ca, Sr, Ba,
Ra, Si, Al, B, Th, U, Ti, Zn,
Zr, Nb, Ta, P, Cr, Mn
Atmophilen=H, N, He, Ar,
Kr, Xe,
Kosmische Häufigkeit
Unter der Kosmischen Häufigkeit versteht man die allgemein bekannten Mengenverhältnisse der
chemischen Elemente. Sie ist ziemlich genau bestimmt worden und gilt zumindest für die
weitere Umgebung unseres Sonnensystems. Danach sind etwa 90% der Elemente Wasserstoff
und 9% Helium, während sich auf das restliche eine Prozent alle übrigen Elemente verteilen.
Wenn man von den unter 1. genannten, besonders stark angereicherten Elementen deren
nachweisbare Masse ermittelt und ihren Anteil an der gesamten Materiemenge, also ihre
Kosmische Häufigkeit kennt, dann läßt sich ausrechnen, wieviel Masse insgesamt bei der
Entstehung der Erde zur Verfügung gestanden hat. Man kommt dabei in die Größenordnung der
Jupitermasse.
In der Abbildung ist die kosmische Häufigkeit der Elemente dargestellt. Das ist die Häufigkeit der Elemente, wie
man sie in Meteoriten oder der Photosphäre der Sonne misst. Es ist zu beachten, dass die y-Achse logarithmisch
aufgetragen ist! Der Wasserstoff ist deutlich das häufigste Element. Es folgt Helium, und dann erst die restlichen
Elemente. Zu den schweren Elementen nimmt die Häufigkeit deutliche ab. Darin spiegelt sich der komplizierte
Prozess zur Bildung schwerer Elemente wieder. Die Gesteine der Erde entsprechen ebenfalls sehr gut der
kosmischen Elementhäufigkeit. Eine Ausnahme sind die leichten Elemente Wasserstoff und Helium.
Mg, Al, Si, O
Fe, Ni, Ti
Differentation einiger Asteroide:
und aller Planeten: Schwere Elemente wie
Eisen und Nickel sinken in den Kern (schwarze
Pfeile), leichte Elemente wie Magnesium,
Aluminium und Sauerstoff steigen auf und
bildenden den Mantel (weiße Pfeile).
Vo
Ein Meteor nähert sich der
Erde mit einer
Geschwindigkeit von v0 =
40 Km/s. Wie groß darf der
Impaktparameter S maximal
sein, damit es zu einem
Einschlag auf der Erde
kommt?
(Die gravitativen Einflüsse
von Sonne und Mond
mögen vernachlässigt
werden!)
Kollisionsrate
W
N
pR²
vran
A
h
V
vran~W·h
Kollisionsrate für Partikeln in einer Kiste:
~ vran·N·pR²·Fg/V
n=N/A
Dichte an der Oberfläche
Fg - Faktor der gravitativen Fokussierung= 1+vesc²/vran²
Kollisionsrate =n·W· pR² · [1+vesc²/vran² ]
1. vesc<<vran: dM/dt ~ M2/3
2. vesc>>vran: dM/dt~M4/3
„ran-away“ Effekt
von grossen Planeten
Die Klassifikation der Meteorite führt zu ihrer Genese. Es werden
nicht-differenzierte und differenzierte Meteorite unterschieden.
Differenzierte Meteorite sind die Eisen- und Steineisen-Meteorite
sowie die Achondrite, während die Chondrite nicht differenziert
sind.
Klassifikation der Meteoriten
Felsige Meteoriten Felsen-Eisen Meteoriten (1,5%)
I. Chondriten (85,7%)
I. Pallasiten
a. Kohlenstoffhaltige
II. Mesosideriten
b. Enstatite
II. Achondriten (7,1 %)
a. HED Gruppe
b. SNC Gruppe
c. Aubriten
d. Ureiliten
Eisen Meteoriten (5,7 %)
Oktaedrite: 6-20% Ni
Hexaedrite: < 6% Ni
Ataxite: > 20 Ni
Gewöhnliche Chondrite (H, L, LL-Chondrite): Die Chondrite dieser Klasse werden nur deshalb
als "gewöhnlich" bezeichnet, weil sie mit über 85% allerChondritenfälle den Grossteil dieser
Meteorite repräsentieren. Als kosmische Urmaterie sind sie allerdings alles andere als
gewöhnlich. Mineralogisch betrachtet bestehen sie zum Grossteil aus Olivin und Orthopyroxenen
sowie einem charakteristisch hohen Anteil an mehr oder weniger oxidiertem Nickeleisen.
Aufgrund dieses Anteils an Eisen und anderer mineralogischer Charakteristika werden sie in
drei Gruppen unterteilt:
H-Chondrite werden aufgrund ihres hohen Anteils an Nickeleisen mit dem "H" versehen, das für
"High Iron" steht. Die Meteorite dieser Gruppe enthalten einen Gewichtsanteil von 25 bis 31%
Gesamteisen, wobei 15 bis 19% des Eisens im ungebundenen, metallischem Zustand vorliegt. Sie
bestehen mineralogisch vor allem aus Olivin und dem Orthopyroxen Bronzit.
L-Chondrite Das "L" steht bei den L-Chondriten für "Low Iron", also für einen typischen
Eisengehalt von 20 bis 25%, wobei jedoch nur etwa 4 bis 10% dieses Eisens im ungebundenen,
metallischen Zustand vorkommt. Diese Tatsache bewirkt, dass L-Chondrite zwar von einem
Magneten angezogen werden, aber lange nicht so stark wie die H-Chondrite. Mineralogisch
bestehen L-Chondrite aus Olivin und dem Orthopyroxen Hypersthen, was ihnen auch den Namen
Olivin-Hypersthen-Chondrite eingebracht hat.
LL-Chondrite Das "LL" steht für "Low Iron" und "Low Metal" und trägt der Tatsache Rechnung,
dass die LL-Chondrite einen typischen Eisengehalt von 19 bis 22% besitzen, wobei lediglich 1
bis 3% in metallischer, ungebundener Form vorkommen. Dementsprechend sind die LLChondrite nur schwach magnetisch.
Chondrite bestehen überwiegend aus
silikatischen und metallischen Komponenten und
haben eine ähnliche chemische
Zusammensetzung wie die Sonne, die 99.9% der
Masse des gesamten Sonnensystems ausmacht.
Das Gefüge der Chondrite wird durch
Einschlüsse, Fragmente und die Matrix sowie vor
allem durch die namensgebenden Chondren mm-große Schmelzkügelchen - bestimmt.
Chondrite sind eine mechanische Mischung aus
Hoch- und Tieftemperaturkomponenten, die
untereinander in keinem direkten genetischen
Zusammenhang stehen.
Kohlige Chondrite
Die kohligen Chondrite, auch C-Chondrite genannt, repräsentieren wohl die ursprünglichste
bekannte Materie und ähneln in ihrem Chemismus der Sonne mehr als alle anderen Chondrite.
Typisch ist ihr Gehalt von Wasser und durch Wasser veränderter Mineralien, ihr Gehalt von
Kohlenstoff und organischen Verbindungen sowie die Tatsache, dass die meisten von ihnen im
Laufe ihres Daseins kaum durch thermische Prozesse verändert wurden. Die primitivsten
kohligen Chondrite wurden im Laufe der Geschichte nie über eine Temperatur von 50 Grad
Celsius erhitzt! Trotz all dieser Gemeinsamkeiten sind die kohligen Chondrite doch je nach
Entstehungsort im präsolaren Urnebel recht verschieden und werden in mehrere Gruppen
unterteilt. Die wichtigsten sollen im folgenden erwähnt werden:
CI-Chondrite - nach dem Fall von
Ivuna, Tansania, benannt. Es sind die
primitivsten und unansehnlichsten
Meteorite überhaupt - und doch auch
die interessantesten. Sie enthalten so gut
wie keine sichtbaren Chondren, dafür
aber einen Wassergehalt von bis zu 20%
und zahlreiche organische
Verbindungen wie Aminosäuren und
andere Bausteine des Lebens.
CH-Chondrite - wird ausnahmsweise nicht nach einem Fall benannt, sondern nach einer
besonderen Eigenschaft: das "H" steht für "High Iron" und bezeichnet den für diese Gruppe
charakteristisch hohen Anteil an Nickeleisen, der oft über 50% der Gesamtmasse betragen kann!
CV-Chondrite -werden nach dem Fall von Vigarano, Italien, benannt In ihrer Struktur und
chemischen Zusammensetzung ähneln sie eher den gewöhnlichen Chondriten, enthalten aber im
Gegensatz zu diesen auch Spuren von Wasser, organische Substanzen und besonders viele und
grosse Chondren und CAIs - ein typisches Merkmal der CV-Gruppe. Ein besonders bekannter
CV-Meteorit ist der Fall von Allende, Mexiko, der sich 1969 kurz vor der ersten bemannten
Mondlandung ereignete.
CO-Chondrite -werden nach dem Fall von Ornans, Frankreich, benannt. Chemisch ähneln sie den
CV-Chondriten, mit denen sie einen Clan bilden, aber sie unterscheiden sich bereits auf den
ersten Blick durch ihr schwarzes Erscheinungsbild, ihre sehr kleinen Chondren und durch
wesentlich spärlichere Einschlüsse von CAIs. Ausserdem enthalten sie deutlich sichtbare
Einschlüsse von Nickeleisen, die in polierten Scheiben wie winzige schillernde Flocken wirken.
CR-Chondrite -werden nach dem Fall von Renazzo, Italien, benannt. Sie besitzen meist grosse,
klar abgegrenzte Chondren und enthalten im Gegensatz zu den CM-Chondriten relativ viel
Nickeleisen sowie Eisensulfid.
CK-Chondrite -werden nach dem Fall von Karoonda, Australien benannt. Geschnittene Scheiben
dieser Meteorite erscheinen aufgrund eines hohen Anteils von Magnetit meist matt und schwarz,
durchsetzt von verschieden großen Chondren und gelegentlichen Einschlüssen von CAIs. Viele
CK-Chondrite weisen außer dem Schockvenen auf, Adern aus durch Druck geschmolzenem
Gestein, was auf eine bewegte Vergangenheit des CK-Mutterkörpers bzw. auf ein Impaktereignis
hinweist.
CM-Chondrite -Die zahlenmässig besser vertretene Gruppe der CM-Chondrite wird nach dem
Fall von Mighei, Ukraine, benannt. Sie enthalten organische Substanzen wie Aminosäuren, aber
darüber hinaus besitzen sie deutlich sichtbare Chondren und häufig Einschlüsse von
sogenannten CAIs (Calcium-Aluminium-Inklusionen).
Chondrit Meteorit
Dieser Meteorit wurde in den Allan Hills auf der Antarktis eingesammelt.
Meteoriten sind Felsbrocken, die von der Anziehung eines Planeten
erfaßt und auf die Oberfläche gezogen wurden. Dieser Meteorit gehört
zum Typ der Chondriten, und man glaubt, daß er zur gleichen Zeit wie
die Planeten aus dem Sonnennebel entstand, vor etwa 4,55 Milliarden
Jahren.
Achondrite sind also Muster anderer differenzierter Welten und ähneln insofern irdischen
Gesteinen. Dennoch sind die meisten Achondrite recht primitiv - d.h. wenig differenziert und mithin sehr alt. Auch sie stammen zumeist aus der Frühzeit der Entstehung unseres
Sonnensystems, einer Zeit die zwischen 4,6 und 4,2 Milliarden Jahre zurückreicht. Dies
liegt vor allem daran, dass sie von kleineren Mutterkörpern, sprich Asteroiden, stammen,
die bereits schnell nach ihrer Entstehung abkühlten und somit geologisch inaktiv wurden.
PAC-Gruppe (Primitive Achondrite):
Acapulcoite
Lodranite
Brachinite
Winonaite
Primitive Enstatit Achondrite (Zaklodzie, ITQIY)
Angrite
Aubrite
Ureilite
HED-Gruppe ("Vestameteorite"): Diogenite
Eukrite
Howardite
LUN-Gruppe ("Mondmeteorite"):Anorthositische Regolith-Hochlandbrekkzien
Fragmentale Hochlandbrekkzien
Impakt-Schmelzbrekkzien
Marebasalte, Maregabbros
SNC-Gruppe ("Marsmeteorite"): Shergottite
Nakhlite
Chassignite
Orthopyroxenite
Achondrit Meteorit
Meteoriten diesen Typs, dieser wurde in Reckling Peak, Antarktis,
gefunden, nennt man Achondriten. Er besitzt die Zusammensetzung von
Basalt und entstand wahrscheinlich, als ein Asteroid vor 4,5 Milliarden
Jahren geschmolzen wurde. Der Asteroid zerbrach etwas später, und
dieses kleine Bruchstück des Asteroiden fing sich in der Erdanziehung
ein und fiel zu Boden.
Eisen Meteorit
Dieser Eisenmeteorit wurde am Derrick Peak auf der Antarktis gefunden.
Dieser Meteoritentyp erhielt seinen Namen, weil er hauptsächlich aus
den Elementen Eisen und Nickel besteht. Dieses Stück ist wahrscheinlich
ein kleines Bruchstück aus dem Kern eines großen Asteroiden, der
zerbrach.
Eisenmeteorite können anhand der charakteristischen
Widmanstätten - Mustern erkannt werden, die nach dem
Ätzen der polierten Oberflächen erscheinen. Tatsächlich
ist das Muster aber Spiel zweier Nickeleisen-Legierungen,
Kamazit und Taenit
WidmanstättenStruktur Nadel- oder
plattenförmige
Ausscheidungen
einer zweiten Phase,
die
parallel
zu
kristallographischen
Vorzugsebenen oder
-richtungen
der
Matrix orientiert sind.
Oktaedrite 6-20% Ni
Hexaedrite < 6% Ni
Ataxite > 20 Ni
Pallasiten
Mesosideriten
SNC -Meteoriten
Ein Marsianischer Meteorit
Dieser Meteorit namens EETA 79001 wurde im Eis der Antarktis gefunden und stammt sehr wahrscheinlich vom Mars. Zum
Größenvergleich ist die Seitenlänge des Würfels zur Rechten ein Zentimeter lang. Der Meteorit ist teilweise von einer
schwarzen glasigen Schicht bedeckt, der Schmelzkruste. Diese Schmelzkruste entsteht, wenn ein Meteorit mit großer
Geschwindigkeit in die Erdatmosphäre eindringt. Die Reibungshitze schmelzt den äußeren Teil des Meteoriten. Innen ist der
Meteorit grau. Es handelt sich um Basalt, sehr ähnlich dem Basalt, der auf der Erde zu finden ist. Er entstand bei einer
vulkanischen Eruption vor 180 Millionen Jahren. Der Meteorit stammt höchstwahrscheinlich vom Mars, weil er kleine
Gasanteile enthält, die chemisch der Zusammensetzung der Marsatmosphäre entsprechen.
Vesta Meteorit
Dieser Meteorit wird für eine Probe der Kruste des Asteroiden Vesta gehalten, welcher das dritte außerirdische Objekt ist,
von dem Wissenschaftler über Laborproben verfügen (die anderen außerirdischen Proben kommen vom Mars und vom
Mond). Der Meteorit ist insofern einzigartig, weil er fast vollständig aus Pyroxen besteht, einem Mineral, das gewöhnlich
in Lavagestein vorkommt. Die Struktur der Mineralkörnung weist darauf hin, daß er einmal geschmolzen war, und seine
Sauerstoffisotope unterscheiden sich von denen, die in allen Steinen auf Erde oder Mond zu finden sind. Die chemische
Identität weist auf Vesta hin, weil sie dieselbe einzigartige Spektralsignatur des Minerals Pyroxen aufweist.
Die meisten identifizierten Meteoriten von Vesta befinden sich in Obhut des Western Australian Museum. Diese 631 Gramm
schwere Probe stammt von den New England Meteoritical Services. Es ist ein vollständiges Muster mit den Maßen 9,6 x 8,1
x 8,7 Zentimeter und weist eine Schmelzkruste auf, die den Beweis für die letzte Stufe der Reise zur Erde liefert.
* Vimpact - Velocity at atmospheric entry.
* Vinfinity - Relative velocity at atmospheric entry neglecting the
acceleration caused by the Earth's gravity field, often called the
hyperbolic excess velocity. (Vinfinity2 = Vimpact2 - Vescape2, where Vescape =
~11.2 km/s is the Earth escape velocity.)
* H - Absolute Magnitude, a measure of the intrinsic brightness of the
object.
* Diameter - This is an estimate, based on the absolute magnitude, and
assuming a uniform spherical body with visual albedo pV = 0.154. Since
the albedo is rarely well determined the diameter estimate should be
considered quite rough, but in most cases will be accurate to within a
factor of two.
* Mass - This estimate assumes a uniform spherical body with the
computed diameter and a mass density of 2.6 g/cm3. The mass estimate is
somewhat more rough than the diameter estimate, but generally will be
accurate to within a factor of three.
* Energy - The kinetic energy at impact: 0.5 * Mass * Vimpact2. Measured
in Megatons of TNT.
Collision Rate
The rate of accretion is primarily controlled by the rate of collisions among orbiting
planetesimals. Consider an annulus in the protoplanetary disk centered at some orbital radius a
with volume V = Ah, where A is the midplane area and h is the disk thickness. If the annulus
contains N small planetesimals with some characteristic random velocity vran relative to that of a
circular orbit at radius a, then a larger embedded object of radius R will accumulate the small
particles at an approximate rate
where Fg = 1 + (vesc/vran)2 is the gravitational enhancement to the collisional cross section due to
two-body scattering, n = N/A is the number of particles per surface area in the disk, and h =
vran/W, with W the Keplerian orbital angular velocity. Equation 1 has its roots in kinetic theory
and is known as the "particle-in-a-box" collision rate. In the case of an orbiting "box" of
planetesimals, the random particle velocities arise from the planetesimals' orbital eccentricities
and inclinations and are analogous to the random thermal velocities of gas molecules confined to
some volume. As this simple expression shows, the rate of collisions, and therefore of accretional
growth, depends on the local Keplerian orbital velocity (which increases with decreasing distance
from the Sun, so that regions closer to the Sun generally accrete more rapidly), the number
density of planetesimals, and their sizes and relative velocities.

3. Einteilung der Meteorite. Physikalische Eigenschaften