Meteorite

Alle kosmischen Körper, die in den Anziehungsbereich der Erde gelangen und in der Erdatmosphäre aufleuchten, werden als Meteore bezeichnet (meteoros (gr.) = unbestimmt, in der Luft schwebend). Der Eintritt in die Erdatmosphäre erfolgt als Meteoroid mit 40.000-250.000 km/h. Verglüht die komplette Masse handelt es sich um eine Sternschnuppe; bleibt ein Teil des Materials übrig, indem es auf etwa 400 m/s (bei Massen kleiner 100 t durch Erdanziehung und Luftreibung charakterisiert) abgebremst wird, spricht man von einem Meteoriten. Meteorite, die bei ihrem Fall beobachtet werden und anschließend auch geborgen werden können, werden als Fälle bezeichnet. Alle restlichen Meteorite, die unabhängig von Fallerscheinungen gefunden werden, sind logischerweise Meteoritenfunde. Der Eintrag an extraterrestrischer Materie inklusive des kosmischen Staubs wird auf 50.000-400.000 Tonnen pro Jahr geschätzt.

Die Lichterscheinungen, die den Eintritt eines extraterrestrischen Körpers in die Atmosphäre begleiten, werden durch Stoßionisation mit anschließendem Rekombinationsleuchten erklärt. Vor dem Körper wird die Luft so stark komprimiert, dass die Kollisionen der Moleküle zur Sublimation einer dünnen Schicht des Körpers führen. Das extraterrestrische Material wird ionisiert und die Rekombination führt zur Energiefreisetzung in Form von Licht. Infolge der Reibungshitze kommt es auch zu Materialverlusten durch Aufschmelzen. Jedoch sorgen die recht kurze Dauer des Flugs und die schlechte Wärmeleitfähigkeit der (Stein-) Meteoroide dafür, dass häufig genügend Material in seiner ursprünglichen inneren Struktur als Meteorit erhalten bleibt. Die den Meteoritenfall begleitenden Donnergeräusche können analog zu dem bei Flugzeugen auftretenden „Überschallknall" gedeutet werden. Andere Geräusche wie „Rollen, Zischen und Knattern" werden einerseits durch Luftwirbel hinter dem Flugkörper und Reflexion der Schallwellen an Wolken und der Erdoberfläche, andererseits durch abgespaltene Splitter der Hauptmasse verursacht.

 

Geschichte der Meteoritenforschung

Die Meteoritenforschung, oder kurz Meteoritik, ist eine relativ junge Wissenschaft. Erst seit knapp zweihundert Jahren studieren Menschen die Meteorite, obwohl die Erde selbstverständlich seit ihrer Entstehung mit extraterrestrischer Materie bombardiert wird. Zahlreiche Krater zeugen heute noch von Meteoriten- und Kometeneinschlägen innerhalb der letzten hundert Millionen Jahre. Nachdem Anfang der neunziger Jahre ein passender Meteoritenkrater, der Chicxulub-Krater auf der Yukatan-Halbinsel in Mexiko gefunden wurde, findet sogar die These, dass das Aussterben der Dinosaurier vor 65 Millionen Jahren (Kreide-Tertiär-Grenze) durch den Einschlag eines Meteoriten verursacht wurde, immer mehr Anhänger. Der älteste Meteorit, dessen Material als Fossil erhalten wurde, wurde 1952 in einem großen Block Kalkstein in Schweden entdeckt. Brunflo, ein H4/5-Chondrit fiel vor 463-480 Millionen Jahren (Ordovizium) in den Iapetus Ozean [THO84]. Archäologische Funde von Werkzeugen und Waffen (z.B. ein Dolch von Tut-ench-Amun) belegen, dass meteoritisches Eisen in der frühen Zeit des Menschen als Ausgangswerkstoff verwendet wurde. In einigen alten Sprachen spiegelt sich dieser enge Zusammenhang durch eine Ähnlichkeit der Worte „Eisen" und „Himmel" bzw. „Stern" wieder. Von jeher galten die Meteorite aber als Botschaften der Götter, so dass es nicht verwunderlich scheint, dass das älteste noch erhaltene Meteoritenstück eines beobachteten Falls als Heiligtum verehrt wird. Ein nach der Stadt Nogata benannte L6-Chondrit bohrte sich schon 861 unter Blitz- und Donnererscheinung in den Boden eines Shinto-Tempels. Die Priester verwahrten den Meteoriten in einer hölzernen Schatulle, auf dessen Deckel das genaue Falldatum geschrieben wurde. Im Laufe der Jahrhunderte geriet er in Vergessenheit, so dass er erst durch seine „Wiederentdeckung" von 1979 als ältester beobachteter und erhaltener Meteoritenfall der Fachwelt bekannt wurde. Bis dahin gehörte dieser „Titel" dem LL6-Chondriten Ensisheim, der am 7. November 1492 mit „Donnerschlag und anhaltendem Getöse" im Elsaß einschlug und dessen Fall in zahlreichen zeitgenössischen Überlieferungen beschrieben wurde. Der Meteoritenfall von Ensisheim wurde von Kaiser Maximilian I. als Aufruf zum Krieg gegen die Türken interpretiert. Dieser ordnete auch an, dass der Stein im Chor der Pfarrkirche aufgehangen wurde, wo die Hauptmasse bis zum Einsturz der Kirche im Jahre 1854, abgesehen von einem kurzen Zwischenaufenthalt während der Revolutionszeit, verblieb. Dort konnte ihn der eigentliche Begründer der modernen Meteoritenforschung Ernst F. F. Chladni (1756-1827) untersuchen. Seine ausgiebigen Recherchen machten die Etablierung der These, dass Meteorite kosmischer Herkunft sind, auch entgegen den Fehlinterpretationen anderer Wissenschaftler u.a. Johannes Kepler, in der Fachwelt möglich. Unterstützung hatte der Philosoph und Jurist, der sich aber den Naturwissenschaften zuwandte, dabei nicht nur von den Astronomen E. Halley und N. Maskelyne, sondern auch von dem Chemiker E. Ch. Howard und dem Mineralogen J. L. von Bournon, welche die ersten systematischen Meteoritenanalysen durchführten. Allerdings brachte erst 1803 ein Meteoritenschauer in L'Aigle/Frankreich und dessen genaueste Dokumentation vom Abgesandten der Pariser Akademie (J. B. Biot) die letzten Zweifler zum Verstummen. Aber selbst heute werden Meteorite nicht unbedingt als das angesehen, was sie wirklich sind. So konnte z.B. ein Teil des Meteoritenschauers Mbale (Fall am 14. August 1992) nicht für wissenschaftliche Untersuchungen geborgen werden, da die ugandische Bevölkerung die Steine als „Heilmittel" für die Immunschwächekrankheit Aids benutzt [BAR93,SCH94].


Ursprung der Meteorite

Unser Planetensystem hat sich vor etwa 4,5 Milliarden Jahren aus einem riesigen nach der Nukleosynthese entstandenen Materiewirbel, dem solaren Nebel, gebildet. Zunächst kondensierten und akkreszierten Gas und Staub zu größeren Brocken, den sogenannten Planetesimalen (Planetenvorläufern), welche immer wieder zusammen stießen und sich so nach und nach zu noch größeren Objekten zusammenlagerten. Aus ihnen entwickelten sich schließlich unsere Planeten. Doch ein Teil der Planetesimalen unterschiedlicher Zusammensetzung blieb im Sonnensystem übrig. Zwei Gruppen von Körpern aus dieser solaren Urmaterie umkreisen noch heute die Sonne: Kometen und Asteroide. Die Kometen, die hauptsächlich aus leichten Elementen wie Wasserstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen, ziehen dabei eher in den Außenbereichen des Sonnensystems ihre Bahn. Man nimmt an, dass sie einen kompakten Kern, ein Gemisch aus Eis und Silikatstaub, dem felsige Bestandteile beigemischt sind, besitzen. Diese sog. „schmutzigen Schneebälle" stammen aus einem kugel- (Oort-Wolke, 20.000-70.000 A.E. von der Sonne) bzw. gürtelförmigen (Kuiper-Gürtel, Nähe Pluto) Reservoir. Die Asteroiden, deren Hauptbestandteile Metalle, Silizium- und Magnesium-Sauerstoffverbindungen sind, findet man dahingegen im sogenannten Asteroidengürtel zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter. Durch fotographische Aufnahmen und Auswertungen der Leuchtspur von auf die Erde niedergehenden Meteoroiden, konnten die Bahndaten der Chondrite Innisfree, Lost City, Peekskill und Pibram [BRO94 und Referenzen darin] berechnet werden. Die sonnenfernsten Punkte (Aphelien) ihrer elliptischen Umlaufbahnen vor der Kollision mit der Erde verifizierten die schon lange bestehende Annahme, dass die Asteroiden der Ursprung der meisten Meteorite sind. Darüber hinaus erfordert die Bildung einiger Mineralien, die in Meteoriten gefunden worden sind, Abkühlungsraten, die nur in Körpern von Asteroidengröße ablaufen können. Mittlerweile versucht man sogar auf Basis der Reflexionsspektren der Asteroide, welche Auskunft über die Zusammensetzung der Oberfläche geben, eine Einteilung in Spektren-Typen und die Zuordnung der entsprechenden Meteoritenklassen zu finden. Die beste Übereinstimmung konnte bisher zwischen den HED-Chondriten (s. Ursprung der Meteorite) und den V-Klasse Asteroiden 4 Vesta gefunden werden. Eine andere Verbindung, nämlich zwischen zwölf Meteoriten (Stand: Juli 1998 !) und dem Planeten Mars wird immer noch ausgiebig diskutiert. Einige Übereinstimmungen wie z.B. in der Sauerstoffisotopie, sprechen für diese These. Allerdings kann eine eindeutige Bestätigung nur durch eine Probenentnahme am Meteoritenmutterkörper, in diesem Falle dem Mars, erfolgen. Raumfahrtmissionen, die Material von Asteroiden, dem Mars, aber auch von Kometen auf die Erde bringen sollen, sind in Vorbereitung. Die hauptsächlich in den sechziger Jahren durchgeführten Luna- und Apollo-Missionen machten jedoch schon intensive Untersuchungen am lunaren Material möglich. Aufgrund dieser Basis konnte ein 1981 in der Antarktis gefundener Meteorit (Allan Hills 81005) als lunare anorthosistische Hochlandbreccie identifiziert werden [z.B. KER83]. Einschließlich des ersten in der nördlichen Hemisphäre gefunden Mondmeteoriten Dar al Gani 262 wurden bis heute (Stand: Juli 1998 !) insgesamt siebzehn Meteoritenstücke, die wahrscheinlich dreizehn Meteoritenfälle repräsentieren, gefunden und als Mondgestein klassifiziert [BIS98].



Klassifizierung der Meteorite

Meteorite werden nach ihrer chemischen und mineralogischen Zusammensetzung in verschiedene Meteoritenklassen unterteilt. Eine Übersicht findet sich in den folgenden zwei Abbildungen, in welchen die Klassen der Meteorite, die in dieser Arbeit untersucht wurden, grau unterlegt sind.

 

Die dargestellte Unterteilung in drei Haupttypen erfolgt entsprechend dem steigenden Gehalt an Eisen in Stein-, Stein-Eisen- und Eisenmeteoriten, die dann jeweils in Klassen und Untergruppen eingeteilt werden. Eine von verschiedenen Autoren alternativ bevorzugte Klassifizierung orientiert sich an der Genese der Meteorite, d.h. es wird eine erste Unterscheidung in differenzierte (Eisen-, Stein-Eisen-Meteorite, Achondrite) und undifferenzierte (Chondrite) Meteorite vorgenommen. Eine Theorie zur Differenzierung besagt, dass die Entmischung durch Aufschmelzen und Gravitation erfolgt ist, so dass sich die schweren metallischen Komponenten im Kern und die leichten silikatreichen Komponenten im Mantel der Meteoritenmutterkörper bzw. ihrer Vorläufer anreicherten. Dieser schalenförmig aufgebaute Körper wurde dann zertrümmert und die verschiedenen Meteoritentypen entsprechen dann dem Kern (Eisenmeteorite), dem Kern-Mantelbereich (Stein-Eisen-Meteorite) oder dem Krusten-Mantelbereich (Achondrite). Die Energiequelle für diese Aufschmelzung wird momentan noch ausgiebig diskutiert. Die Hinweise auf eine radioaktive Quelle, d.h. der Zerfall von „kurzlebigen" Radionukliden wie 26Al und 53Mn, in Form von Isotopenanreicherungen (26Mg, 53Cr) sind allerdings sehr überzeugend. Die differenzierten Meteorite speichern demnach die Informationen über die geochemische Entwicklung der jeweiligen Mutterkörper, wohingegen undifferenzierte Meteorite Aussagen über physikalische und chemische Parameter des frühen Sonnensystems zulassen.

Die folgenden Kurzbeschreibungen der einzelnen Meteoritenklassen und Untergruppen haben ihren Schwerpunkt bei den in dieser Arbeit untersuchten Meteoriten. Zur Häufigkeitsverteilung, die natürlich nur für beobachtete Fälle repräsentativ ist, wird auf die folgenden drei Abbildungen verwiesen.

Steinmeteorite bestehen aus einem silikatischem Anteil, der den Eisenanteil deutlich überwiegt. Klassisch werden Steinmeteorite, die fast 95 % aller Meteoritenfälle ausmachen, in Chondrite und Achondrite unterteilt.

Chondrite und damit auch ihre Mutterkörper sind homogen aufgebaut. Sie bestehen aus mm- bis erbsengroßen Silikat-Kügelchen (40-90 %), den Chondren (chondros (gr.) = Korn, Knorpel), die in eine feinkörnige Matrix, welche reich an leichtflüchtigen Elementen und Kohlenstoff ist, eingebettet sind. Der genaue Ursprung der Chondren ist nicht eindeutig geklärt. Man deutet sie bisher als sehr schnell erstarrte Schmelztröpfchen. Hauptmineralien der Chondrite sind Olivin, Pyroxen und Feldspat. Zusätzlich enthalten sie aber auch metallisches Nickeleisen in Form von Kamazit und Taenit. Letztere und das in Silikaten gebundene Eisen sind für die chemische Klassifizierung in verschiedene Gruppen (E, H, L, LL, C, R) maßgebend. Mit abnehmendem Eisengehalt im Olivin steigt der Gehalt an metallischem Eisen in Form von Nickeleisen; eine gebräuchliche Einheit zur Beschreibung ist der Fayalit-Gehalt (Fe2SiO4). Das Vorhandensein dieses „undifferenzierten" Konglomerats aus Hoch- und Tieftemperatur-Bildungen (Chondren und Matrix), leichten und schweren Bestandteilen (Silikate und Metall/Sulfid) ist der Beweis dafür, dass diese Körper niemals als Ganzes aufgeschmolzen wurden. Aus diesem Grunde werden Chondrite auch gerne als „Urmaterie des Sonnensystems" bezeichnet.

Gewöhnliche Chondrite (H, L, LL) bekamen ihren Namen aufgrund der Tatsache, dass sie den größten Anteil aller Meteorite ausmachen (87 % aller Fälle). Sie werden entsprechend ihrem Gehalt an (metallischem) Eisen in Untergruppen unterteilt. H-Chondrite/Bronzit-Chondrite weisen einen hohen Gehalt an metallischem Eisen auf. Der Gesamteisengehalt beläuft sich auf 25-33 % (H = high iron, hohes Gesamt-Eisen). L-Chondrite/Hypersthen-Chondrite bestehen dahingegen nur aus 19-23 % Eisen (L = low iron, niedriges Gesamt-Eisen). LL-Chondrite/Amphoterite sind nicht nur eisenarm (16-20 % Fe), sie enthalten auch nur 0,5-4 % metallisches Eisen, was sich in einem entsprechend hohem Fayalit-Gehalt widerspiegelt (LL = low iron, low metal, niedriges Gesamt-Eisen, niedriger Metallgehalt).

Enstatit-Chondrite (EH, EL) sind chemisch sehr stark reduziert. Sie enthalten noch mehr Metall als die H-Chondrite und kaum Eisenoxid. Insbesondere aufgrund ihres Spurenelementgehaltes und einiger ungewöhnlicher Minerale, die sich nur bei sehr geringem Sauerstoffangebot bilden, werden sie als eigenständige Gruppe klassifiziert. Analog den gewöhnlichen Chondriten erfolgt die weitere Unterteilung entsprechend ihrem Eisengehalt in EH- (27-30 % Fe) und EL- (20-25 % Fe) Chondrite.

Kohlige Chondrite (CI, CH, CK, CM, CO, CR, CV) bekamen ihren Namen aufgrund ihrer schwarzen Farbe, welche durch den hohen Kohlenstoffgehalt ihrer Matrix verursacht wird. Ihre chemische Zusammensetzung ist uneinheitlich, jedoch enthalten sie alle nur wenig oder überhaupt kein metallisches Eisen. Im Unterschied zu den gewöhnlichen Chondriten findet man sowohl freies Wasser als auch Kristallwasser. Die Existenz von Carbonaten, kristallwasserhaltigen Sulfaten und Kohlenwasserstoffen (meist Alkane) schließt ein mögliches Aufschmelzen aus, jedoch ist eine physikalische Geschichte möglich. Eine weitere Unterteilung nur aufgrund ihrer chemischen Zusammensetzung wie bei den gewöhnlichen Chondriten ist nicht ausreichend. Der durch thermische Einflüsse bestimmte Grad der Rekristallisation und damit der Mineralogie und der Textur wird als petrologischer Status (s.u.) zur Klassifizierung herangezogen. Die wichtigste Gruppe, die CI/C1-Chondrite, besteht nur aus insgesamt sieben Vertretern [MET97] und ist nach dem Meteoriten Ivuna benannt. Die Meteorite dieser Gruppe, die paradoxerweise keine Chondren enthalten, können als primitivste Materie beschrieben werden. Ihre chemische Zusammensetzung ist mit Ausnahme der ganz oder teilweise gasförmigen Elemente gleich der der Sonne und, da die Sonne 99,9 % aller Materie im Sonnensystem enthält, somit auch gleich der des Sonnensystems. Die elementare Zusammensetzung der CI/C1-Chondrite wird demnach auch als solare Häufigkeit bezeichnet. Die C2-Chondrite, welche nach den bedeutenden Fällen Murchison und Mighei auch als CM-Chondrite bezeichnet werden, enthalten Chondren und andere Hochtemperaturbildungen in einer feinkörnigen Matrix aus wasserhaltigen Silikaten. Als Ursprung der CI/C1- und der CM/C2-Chondrite werden Kometenkerne diskutiert. Die CV/C3-Chondrite (V nach Vigarano), die zusammen mit den CO/C3-Chondriten (O nach Ornans), welche kleinere Chondren und weniger Matrix besitzen, die C3-Gruppe ausmachen, enthalten höhere Anteile an refraktären Elementen in Form von sogenannten Calcium-Aluminium-reichen Einschlüssen (CAI's). Diese CAI's, die insbesondere im bekanntesten CV3-Chondriten Allende intensiv untersucht wurden, sind das älteste erhalten gebliebene feste Material aus dem solaren Urnebel. Einige Isotopenanomalien indizieren sogar eine Herkunft außerhalb des Sonnensystems. Man diskutiert, ob der Eintrag durch eine Sternexplosion, eine sogenannte Supernova, relativ nahe an unserem Sonnensystem hervorgerufen wurde.

Rumuruti Chondrite (R) konnten erstmalig 1994 als eigenständige Chondriten-Gruppe identifiziert werden [BIS94]. Ihren Namen bekamen sie nach dem bisher einzigen Meteoritenfall (Rumuruti, Kenia, 1934 [SCH93]). Einschließlich der in dieser Arbeit untersuchten Meteoritenfunden der Sahara aus den Jahren 1991 und 1995 (Acfer 217, Dar al Gani 013 und Hammadah al Hamra 119) umfasst die Gruppe momentan 15 Meteorite, von denen zwei oder drei (Pecora Escarpment 91002/241 und vielleicht Elephant Morraine 96026) bzw. drei (Mount Prestrub 95410/411/412) antarktische Funde wahrscheinlich jeweils zu einem Meteoritenschauer gehören [WEB98]. Die vormals als Carlisle Lakes-type bezeichneten Meteorite sind in ihrer chemischen Zusammensetzung zwar den gewöhnlichen Chondriten ähnlich, doch ist der Unterschied in ihrer Sauerstoffisotopie [BIS94] so gravierend, dass eine gemeinsame Entstehung sicher auszuschließen ist. Rumuruti-Chondrite haben einen hohen Olivin-Gehalt und kaum metallisches Eisen. Ihr Gesamt-Eisengehalt liegt zwischen dem der H- und L-Chondrite, aber die flüchtigen Elemente sind gegenüber den gewöhnlichen Chondriten erhöht, welches eine Entstehung der R-Chondrite durch reine Oxidationsprozesse ebenfalls ausschließt [PAL96].

Achondrite enthalten, wie der Name schon sagt, keinerlei Chondren. Sie bestehen im wesentlichen aus den Mineralen Pyroxen, Feldspat und Olivin, deren Anteile aber stark variiert. Nur 8 % aller Meteoritenfälle gehören zur Gruppe der Achondrite. Eine Unterteilung nach der chemischen Zusammensetzung in Ca-arme (Aubrite, Diogenite, Ureilite) und Ca-reiche (Eukrite, Howardite) ist möglich. In letzter Zeit hat sich aber die Klassifizierung nach genetischen Kriterien mehr und mehr durchgesetzt, so dass eine erste Unterteilung in differenzierte und primitive Achondrite (vgl. Abbildung) vorgenommen wird. Im weiteren werden nur die wichtigsten bzw. die in dieser Arbeit untersuchten Klassen beschrieben.

HED-Chondrite (Howardite, Eukrite, Diogenite) sind die größte Gruppe der differenzierten Achondrite. Sie ähneln den irdischen Basaltgesteinen. Wie schon erwähnt, geht man von einem gemeinsamen Mutterkörper (4 Vesta) dieser drei Klassen aus. Chemisch und mineralogisch liegen die Howardite zwischen den pyroxenreichen Diogeniten und den Eukriten. Diese werden auch als Breccien aus eukritischem und diogenitischem Material bezeichnet und stammen von der Oberfläche des Mutterkörpers, was u.a. durch einen hohen Sonnenwind-Edelgasanteil belegt wird.

Mondmeteorite ähneln im Aussehen einem brecciösen Achondriten. Nach ihrer chemischen Zusammensetzung und Mineralogie sind sie aber eindeutig mit den Mondproben der Luna- und Apollo-Missionen zu vergleichen (s. Ursprung der Meteorite). Die für Mond-Erde charakteristischen Sauerstoffisotopenverhältnisse werden auch in den Mondmeteoriten gefunden [z.B. BIS98].

Marsmeteorite wurden bis zur Klassifizierung des Orthopyroxeniten Allan Hills 84001 auch als SNC-Meteorite (nach den drei Gruppen Shergottite, Nakhlite, Chassignite) bezeichnet. Ein besonderes Merkmal ist ihr junges Kristallisationsalter im Bereich von einigen hundert Millionen Jahren. Somit kann nur ein großer Körper wie z.B. der Mars, auf dem noch lange nach seiner Bildung magmatische und vulkanische Aktivität bestanden hat, als Ursprungsort in Frage kommen (s. Ursprung der Meteorite).

Ureilite fallen vor allem durch ihren Gehalt an Kohlenstoff in Form von Graphit und Diamant aus dem Rahmen. Der hohe Kohlenstoffgehalt (ca. 2 %) und einige Spurenelemente deuten auf eine gemeinsame Entstehungsgeschichte der Ureilite und der kohligen Chondrite hin.

Eisenmeteorite können aufgrund ihrer physikalischen Beschaffenheit (Optik, Dichte etc.) sehr leicht von terrestrischen Gesteinen unterschieden werden. Aus diesem Grunde und wegen ihrer höheren Verwitterungsbeständigkeit findet man prozentual mehr Eisenmeteorite als es nach ihrer Fallhäufigkeit (3,9 %) zu erwarten wäre. Sie sind differenzierte Meteorite und bestehen zu über 90 % aus metallischem Nickeleisen. Entgegen den Steinmeteoriten findet man nur eine begrenzte Anzahl unterschiedlicher Mineralphasen in Eisenmeteoriten. Zudem treten diese meist in runden Knollen aus Sulfiden (Troilit), Phosphiden (Schreibersit) und Carbiden (Cohenit) auf. Die weitere Einteilung der Eisenmeteorite erfolgt zuerst nach ihrer Struktur, die durch Ätzen (5 % HNO3 in Alkohol) einer fein geschliffenen und polierten ebenen Schnittfläche sichtbar gemacht werden kann. Diese Strukturmerkmale lassen Rückschlüsse auf die ursprünglichen Abkühlungsvorgänge sowie die sekundären Prozesse durch Metamorphose und Deformationen, welche durch Schockeinwirkung aufgrund von Impaktereignissen hervorgerufen wurden, zu. Eine genauere Klassifikation in genetische Gruppen basiert auf der chemischen Zusammensetzung der Eisenmeteorite, d.h. dem Gehalt an Nickel, Gallium, Germanium und Iridium. Die Untersuchungen von J. F. Lovering und Mitarbeiter [LOV57], die zur Einführung von vier Unterklassen (I-IV) führten, und die Arbeiten der Gruppe von J. T. Wasson, die diese wiederum auf 16 (durch Anhängen der Buchstaben A-F) erweiterten [WAS67,WAS67b], sind hierbei hervorzuheben. Auch gibt es eine Reihe von sog. „anomalen" Meteoriten, z.B. Dermbach, die aufgrund ihres stark abweichendem Aufbaus keiner der unten im Detail beschriebenen Gruppen zuzuordnen sind.

Hexaedrite (H bzw. IIA) bestehen chemisch aus Kamazit, welcher in großen würfelförmigen (hexaedrischen) Einkristallen gebildet wurde. Charakteristisch sind ein niedriger Nickelgehalt (~ 5 %) und die beim Anätzen erscheinenden sich durchkreuzende Parallelscharen von sehr feinen Linien, die sog. „Neumannschen Linien". Diese Zwillingslamellen sind durch mechanische Beanspruchung, z.B. beim Aufschlag des Meteoriten auf die Erde entstanden.

Oktaedrite (O) stellen die umfangreichste Gruppe der Eisenmeteorite dar. Ihr grobes oktaedrisches Kamazitgefüge, welches nach dem Anätzen erscheint, wird als „Widmanstättensche" bzw. „Thompsonsche Figuren" bezeichnet. Es ist das Ergebnis eines sehr langsamen Entmischungsvorganges, welcher durch das Eisen-Nickel-Phasendiagramm und Abkühlungsraten von etwa 1-100°C pro Million Jahre erklärt werden kann. Die Breite der Kamazitbalken, welche durch den Nickelgehalt (6-20 %) bestimmt wird, ist ein Charakteristikum für die weitere Einteilung in Untergruppen (IA-IVA).

Ataxite (D) bestehen bis auf wenige Ausnahmen aus Ni-reichen (20-50 %) Legierungen. Die sehr feinkörnigen Aggregate zeigen kein sichtbares Gefüge (a taxis (gr.) = ohne Gestalt) beim Anätzen. Da sie durch Erhitzen und schnellem Abkühlen aus Oktaedriten entstehen, ist in der Regel jeder Oktaedrit durch die kurzfristige Erwärmung beim Eintritt in die Erdatmosphäre mit einer mehr oder minder dünnen Schicht ataxitischem Gefüge umgeben.

Stein-Eisen-Meteorite sind mit nur 1,3 % Fallhäufigkeit die seltensten Meteorite. Sie bestehen aus Silikat- und Eisenanteil, deren Struktur vielfach einer „erstarrten Emulsion" entspricht. Sie stammen wahrscheinlich aus silikatischen Mantelbereichen, die an Eisenkernen asteroidaler Körper angrenzen.

Pallasite (PAL) wurden nach dem Forschungsreisenden P.S. Pallas, welcher 1772 die erste ausführliche Beschreibung eines Meteoriten lieferte, benannt. Sie bestehen etwa zu gleichen Teilen aus einem Netzwerk von Nickeleisen mit eingelagerten Olivinmassen. Die metallischen Gefüge zeigen die für die größte Gruppe der Oktaedrite (IIIAB) typischen Strukturen und chemischen Zusammensetzungen.

Mesosiderite (MES) bestehen wie die Pallasite aus Silikat und Metall (40-60 %), jedoch ist deren Verwachsung wesentlich feiner und oft sehr unregelmäßig.

Je nach Literatur werden die Einteilungen der Untergruppen und Klassen unterschiedlich gehandhabt. So gibt es z.B. auch die Möglichkeit die primitiven Achondrite als Bindeglied zwischen Chondriten und Achondriten zu sehen. Neueste Ergebnisse beschreiben die Ureilite als differenzierte Enstatit-Chondrite. Der Meteorit Steinbach, der hier als eigene Klasse der Siderophyre aufgeführt ist, wird in mancher Literatur als Eisenmeterorit und die Lodranite dafür als anomale Mesosiderite klassifiziert. Es gibt weiterhin einige noch nicht akzeptierte Untergruppen, anomale Chondrite, aber auch Meteorite, die bisher so einzigartig sind, dass sie in kein Klassifizierungsschema passen.

Die schon bei den kohligen Chondriten angesprochene Unterteilung der Meteorite - nach zunehmendem Grad der Kristallisation und der Gleichgewichtseinstellung - in petrologische Typen wird auch zur weiteren Einteilung der chemischen Klassen der übrigen Chondrite verwendet. Die Homogenität von Pyroxen und Olivin, die Menge an flüchtigen Bestandteilen, wie z.B. Wasser, und die Textur, insbesondere die Struktur der Chondren dienen als Einteilungskriterien. Die petrologischen Typen 1 (keine Chondren, s.o.) und 2 wurden bisher nur bei kohligen Chondriten identifiziert. In allen übrigen Chondritenklassen konnten die Stufen 3-6, deren Struktur mit zunehmender Typenzahl homogener wird, und in letzter Zeit auch Stufe 7, d.h. vollständige Aufschmelzung durch Metamorphose, nachgewiesen werden. Eine exaktere Abstufung der petrologischen Klasse 3 (zehn Stufen: 3.0-3.9) ist insbesondere bei den Rumuruti- und gewöhnlichen Chondriten üblich.


Schock- und Verwitterungsklassen

Weitere Charakteristika von Meteoriten sind Verwitterungs- und Schockzustand. Sie können z.B. ein eventuelles „pairing", d.h. die Zusammengehörigkeit von zwei oder mehreren Meteoritenfundstücken zu einem Meteoritenschauer, oder aber auch den Ausschluss von „pairing" unterstützen.

Ist ein Meteorit auf der Erde gelandet, ist er terrestrischen Verwitterungsprozessen, die je nach klimatischen Bedingungen (Extrema: Heiße und kalte Wüsten) stark variieren können, ausgesetzt. Zur Einteilung in Verwitterungsstufen werden zwei unterschiedliche Methoden herangezogen. Die Meteoriten-Arbeitsgruppe des NASA Johnson Space Centers in Houston teilt die hauptsächlich in der Antarktis gefundenen Meteoriten anhand von Untersuchungen der Handstücke in drei Klassen ein. Dabei bedeutet „A" mindere, „B" moderate und „C" starke Verwitterung (rustiness). Seit einigen Jahren wird aber auch eine genauere Einteilung anhand von mikroskopisch untersuchten Dünnschliffen praktiziert [WLO93]. Diese basiert auf der Tatsache, dass zuerst die Metallphase, dann Troilit und zuletzt das Silikat des Meteoriten verwittert. Die Verwitterungsklassen „W0" (nur bei frischen Fällen) bis „W6" stehen für steigende Verwitterung. Eine Korrelation zwischen diesen Stufen und dem terrestrischen Alter von Meteoriten (s. Terrestrisches Alter) konnte für definierte klimatische Bedingungen aufgezeigt werden [z.B. WLO95].

Hochgeschwindigkeitskollisionen auf den Meteoritenmutterkörpern verursachen die in den Meteoriten feststellbaren Schockmetamorphosen und Brecciierungen. Stöffler et al. [STÖ91] revidierten 1991 die bis dahin übliche petrographische Klassifikation der Schockmetamorphosen gewöhnlicher Chondrite. Diese neue Einteilung in sechs Schockklassen (S1-S6) basiert auf der Untersuchung von Olivin und Plagioklas mittels Dünnschliffmikroskopie. Aufgrund ausgiebiger Schockexperimente konnten die erforderlichen Drücke für einzelne Schockzustände festgestellt werden. Meteorite der Schockklasse S1/S2 (unshocked/very weakly shocked) können z.B. keinen höheren Drücken als 5 GPa ausgesetzt gewesen sein, wohingegen die Schockzustände S5/S6 (strongly shocked/very strongly shocked) nur durch Drücke von 45-55 GPa verursacht werden konnten. Weiterhin konnte ein Zusammenhang zwischen Edelgasverlusten (4He, 40Ar), die für die korrekte Bestimmung der Kristallisationsalter (s. Entstehungsalter) relevant sind, und den Schockzuständen bzw. den aufgetretenen Drücken aufgezeigt werden. Grundsätzlich gilt hierbei, dass bei Drücken unter 10 GPa keinerlei Verlust auftritt, aber bei Drücken größer 35 GPa die Edelgase fast vollständig verloren gehen. Bei hohen Schockklassen ist außerdem ein Verlust an volatilen Spurenelementen möglich. Aufgrund ihrer entsprechenden Porosität besteht ein Zusammenhang zwischen petrologischem Typ und der Häufigkeit der Schockklassen. Das statistische Maximum innerhalb der einzelnen petrologischen Typen, aber auch innerhalb der Meteoritenklassen (H, L, LL), liegt allerdings immer bei Schockklasse S3.

 

Meteoritenfundgebiete

Neben beobachteten Meteoritenfällen, die es ermöglichen kurz nach dem Niedergang des Meteoriten selbigen zu bergen, werden Meteorite in den mehr oder minder dicht besiedelten Gebieten der Erde eher zufällig gefunden. Die Aufklärung der Landbevölkerung spielt für das Auffinden und die Identifikation von Meteoriten dabei eine wichtige Rolle. Hauptproblem ist nämlich die Unterscheidung eines Meteoriten von terrestrischen Gesteinen. Aus diesem Grunde werden professionelle Meteoritensuchexpedition auch eher in Gebiete unternommen, die arm an terrestrischen Gesteinen sind. Darüber hinaus erleichtert eine niedrige Besiedelungs- und Vegetationsdichte die Suche. Ideale Gebiete sind demnach heiße und kalte Wüsten. Letztere sind seit knapp dreißig Jahren ein schon beinahe unerschöpflich erscheinendes Reservoir an Meteoriten. So stammen heute schon über 80% aller bekannten Steinmeteorite (über 10.000) aus der Antarktis [MET97]. Die bis zum Dezember 1969 gefundenen vier antarktischen Meteorite (entsprechend sechs Fragmenten), darunter auch der im Kapitel 'Terrestrisches Alter'  angesprochene Eisenmeteorit Lazarev, waren eher als Nebenprodukte früherer Südpolexpeditionen entdeckt worden. Doch der Fund von insgesamt neun Meteoriten von einer japanischen Expedition in den Yamato Mountains brachte Spekulationen über in der Antarktis herrschende Konzentrationsmechanismen hervor. Die erstmalig 1977 von W. Cassidy et al.[CAS77] formulierte Meteoritenakkumulationstheorie auf den sog. Blaueisfeldern an den transatlantischen Gebirgen wird sehr anschaulich z.B. von Bühler  beschrieben. Cassidy war auch Mitinitiator der ersten ANSMET-Expedition im antarktischem Sommer 1976/77. Diese seither jeden Sommer durchgeführte Expedition, welche anfänglich noch eine Kooperation von Japan und den USA war, jedoch mittlerweile auch unter europäischer Beteiligung durchgeführt wird, erhöht die Zahl der gefundenen Meteoritenfragmente um mehrere hundert bis tausend pro Jahr. Die Frage, wie viel Fragmente dabei einem Meteoritenfall entsprechen, steht allerdings im Mittelpunkt heftiger Diskussionen. Die mittlere „pairing"-Rate wird auf zwei bis zehn Fragmente geschätzt.

Einige Wüstengebiete wie das Roosevelt County in New Mexico und das westaustralische Nullabor Plain haben sich in den letzten Jahrzehnten aufgrund der dort herrschenden klimatischen Bedingungen und der Bodenbeschaffenheit als günstige Expeditionsgebiete erwiesen. Doch ein weitaus vielversprechenderes Fundgebiet ist sicherlich ein großer Teil der Sahara. So konnten hier trotz politisch schwieriger Begebenheiten im Rahmen mehrerer kommerziell ausgerichteter Expeditionen seit 1989 annähernd tausend Meteorite geborgen werden. In den Jahren 1990-1996 konnten allein in den in der folgenden Abbildung aufgezeigten libyschen Regionen Dar al Gani und Hammadah al Hamra 223 bzw. 195 Meteorite gefunden werden [WEB97b]. Die Anzahl der Meteorite, die pro Expeditionstag durchschnittlich entdeckt werden, ist von der Suchregion abhängig. So variieren die Fundraten von unter 4 pro Tag (Hammadah al Hamra) über 4-5 (Acfer) bis hinzu über 8 pro Tag (Dar al Gani) [MET97]. Einzelheiten zu der außergewöhnlichen Fundregion Sahara sind von Bischoff und Geiger [BIS95] beschrieben worden.

   

Die übliche Namensgebung eines Meteoriten nach dem nächstgelegenen Postamt kann weder bei den Funden aus den heißen Wüsten und erst recht nicht bei den antarktischen Funden durchgeführt werden. In der Sahara wird ein Meteoritenfund nach der Fundregion und einer fortlaufenden Nummer benannt. So ist Acfer 217 z.B. der 217. Meteorit aus der Reg el Acfer, einer Region in Algerien. Diese Nomenklatur ist nicht zu verwechseln mit der bei Meteoritenschauern oder Probennahmen an einem Meteoriten ebenfalls manchmal auftretende fortlaufende Nummerierung der Einzelstücke. So ist Mbale 3 nicht ein einzelner Meteoritenfund, sondern ein Fragment (üblicherweise das dritte, welches gefunden wurde) eines Meteoritenschauers. Aufgrund der großen Zahl der Fundstücke in der Antarktis wurde dort eine einheitliche Nomenklatur eingeführt, die nicht nur als Kürzel die Fundregion, sondern auch die Expeditionssaison, enthält. Der wahrscheinlich vom Mars stammende Meteorit ALH84001 ist demnach der erste Meteorit, der in der Expedition von 1984/1985 in den Allan Hills im Victoria Land gefunden wurde. Da keinerlei Aussagen über ein „pairing" von Fundstücken in der Antarktis gemacht werden kann, wird dort jedes Fundstück einzeln nummeriert. In heißen Wüsten werden dahingegen gemeinsam aufgefundene Fragmente (ca. 1/3 aller Fundstellen) nur als ein Meteoritenfund, der durch Verwitterung oder Impakt auseinandergebrochen ist, katalogisiert. Bemerkenswert ist allerdings die Tatsache, dass auch zwei Meteoritenfragmente, die über 500 km entfernt voneinander in der Sahara gefunden wurden, mit hoher Wahrscheinlichkeit aus einem Meteoroiden stammen [BIS93].

Der Versuch, antarktischen Meteoriten einen anderen Ursprung im Sonnensystem zuzuordnen, wurde eher belächelt als wissenschaftlich diskutiert, jedoch müssen bei jeder Meteoritenuntersuchung die unterschiedlichen Verwitterungsbedingungen und lokalen und historischen Begebenheiten während der terrestrischen Aufenthaltszeit berücksichtigt werden. So geht man heute davon aus, dass generell die Verweildauer von „Wüstenmeteoriten" eher innerhalb des Messbereiches der 14C-Aktivität liegt, d.h. kleiner 40 ka. Eine statistische Übersicht der an gewöhnlichen Chondriten der Sahara bestimmten terrestrischen Alter ist in folgender Abbildung zu finden.

Man erkennt, dass ein wahrscheinlichstes Alter von 5-10 ka angenommen werden kann. Nur in einem der insgesamt 99 untersuchten Meteoriten aus der algerischen und lybischen Sahara konnte kein 14C mehr detektiert werden, so dass kein Alter bestimmt werden konnte. In der Regel sollten die terrestrischen Alter demnach nur einen kleinen Einfluss auf die in dieser Arbeit untersuchten langlebigen Radionuklidkonzentrationen haben. Der Einfluss der Verwitterung auf Spurenelement- und Edelgaskonzentrationen bzw. terrestrische Kontaminationen der Meteorite sind allerdings nicht zu unterschätzen. Dahingegen konnten an antarktischen Meteoriten über die längerlebigen Radionuklide 36Cl und 41Ca, aber auch über 26Al und 10Be, terrestrische Alter im Bereich von mehreren hundert Kilojahren festgestellt werden. Zwei extrem alte Steinmeteorite aus den Allan Hills (ALH88019) bzw. der Lewis Cliff Region (LEW86360) wurden erst kürzlich unabhängig voneinander identifiziert [SCH97d,WEL97]. Ihre terrestrischen Alter von (2,0 ± 0,4) Ma bzw. (2,35 ± 0,15) Ma, liegen im Bereich des ebenfalls in der Antarktis gefundenen schon angesprochenen Eisenmeteoritens Lazarev, dessen Alter auf 2,4-5 Ma [NIS87b] bestimmt wurde.

Die Bestimmung der terrestrischen Alter lässt demnach nicht nur Aussagen über die Geschichte der Meteorite zu. Darüber hinaus hat sie bei antarktischen Funden eine große Bedeutung für die Glaziologie. Die Meteorite speichern sozusagen Informationen über die Eisdynamik [z.B. CAS92]. Anhand von Meteoritenfunden der heißen Wüsten und ihrer Verweildauern können wichtige Informationen für die Klimaforschung gewonnen werden. So sind u.a. Rückschlüsse auf Phasen und Dauer ariden Klimas möglich [GEO97b].

 

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