12 Herkunft und Abkühlraten der Asteroide
Teil 1: Asteroide und ihre Herkunft (1 - 4)
Asteroide sind kleine Körper, aus denen sich die Planeten gebildet haben. Meteorite stammen von den Asteroiden. D.h., Asteroide sind älter als die Planeten, und Meteorite Zeuge der frühsten Ereignisse im Sonnensystem. Hier geht es nur um die Asteroiden selbst. Beschreibe, wo im Sonnensystem diese sich befinden, wie sie aussehen, wie viele es gibt, wie und wo sie die Sonne umlaufen, und wie wir wissen, von welchen Asteroiden welche Meteorite stammen.
Lernziele
Zeige wo im Sonnensystem sich die Asteroide befinden, und wie sie die Sonne umlaufen. Beschreibe das allgemeine Aussehen der Asteroide. Setze die spektralen Eigenschaften von Asteroiden in Bezug zu Meteoriten.
Teil 2: Abkühlraten der Asteroide (5 - 8)
Differenzierte, aber teilweise auch undifferenzierte Asteroide wurde stark bis mäßig aufgeheizt. Die Abkühlungsgeschichte von Asteroiden kann über Datierungen oder Strukturen in Eisen-Meteoriten bestimmt werden. Informiere Dich über Abkühlraten und -zeiten von Asteroiden, nenne und beschreibe diese, bzw. wie diese bestimmt werden.
Lernziele
Kenntnis und Erklärung über Abkühlraten und -dauern von Asteroiden und Eisen-Meteoriten. Kenntnis des wichtigen Phasendiagramms für Eisen-Meteorit, inklusive seiner Elemente, sowie Beschreibung einen typischen Abkühlpfad darin.
12.1 Der Asteroiden-Gürtel
Der Asteroiden-Gürtel besteht aus vermutlich mehr als 1 Millionen Objekte, und befindet sich zwischen Mars und Jupiter, etwa 2 bis 4 AE von der Sonne entfernt. Asteroide werden jedoch quer durch das gesamte Sonnensystem entdeckt.
Hauptsächlich im Asteroiden-Gürtel etwa 2-4 AE von der Sonne entfernt. Allerdings kommen Asteroiden quer durch das Sonnensystem verstreut vor. Die Trojaner, z.B., befinden sich in den Lagrange Punkten vor und hinter Jupiter, d.h. auch, im selben Orbit wie Jupiter.
Zwischen Mars und Jupiter.
✗
50.000
✗
100.000
✗
250.000
✓
500.000
✗
500.000
✓
1.000.000
✗
5.000.000
✗Wahr
✓Falsch
12.2 Verteilung der Asteroiden-Typen
Die verschiedenen Asteroiden-Typen sind bezüglich ihrer Entferunge von der Sonne unterschiedlich häufig verteilt. Der Grund für dieser unterschiedliche Verteilunge ist unbekannt.
Dem Reflektionsspektrum eines Asteroids wie es von der Erde aus mit Teleskopen beobachtete wird.
Die Verteilungen sind für die verschiedenen Asteroiden-Klassen sehr unterschiedlich. Einige sind unimodal mit einem schmalen Peak, während andere unimodal mit mehr oder weniger breitem Peak sind. Wieder andere können multi-modal sein.
✓CC
✗OC
✗EC
✗R & K Chondrite
✗CC
✓OC
✗EC
✗R & K Chondrite
✓S-Typ
✗C-Typ
12.3 Inklination der Asteroiden-Orbits
Die Orbits der Asteroide haben meist eine Inklination gegenüber der Ekliptik zwischen 0 und ±40º. Die Inklinationen sind nicht homogen verteilt, individuelle Populationen können identifiziert werden.
Die Ebene, in welcher die Erde die Sonne umläuft.
Der Winkeln zwischen Ekliptik und der Ebene, in welcher eine planetarer Körper die Sonne umläuft.
✗±5º
✗±10º
✗±20º
✗±30º
✓±40º
✗±50º
✗Wahr
✓Falsch
✗Wahr
✓Falsch
12.4 Bild-Beispiele von Asteroiden
Asteroide treten in vielen verschiedenen Formen auf. In vielen Fällen – z.B. Itokawa – sind sie kartoffel-förmig. Die größten, etwa Ceres, sind rund. Ausgefallene Typen – z.B. Kleopatra – sehen aus wie Hundeknochen, und sind vermutlich das Ergebnis einer Asteroid-Asteroid Kollision. Wieder andere haben einen eingefangenen Mond, wie z.B. Ida (20 km) und Dactyl (1 km). Das sind instabile, temporäre Konstellationen. Die Oberflächen von Asteroiden sind ebenfalls sehr unterschiedlich, teils sogar auf einzelnen Asteroiden. Die Oberflächen sind häufig übersät mit großen und kleinen Brocken, Kratern, aber auch Ebenen oder hellen Flecken.
Kartoffel-förmig, sphärisch, binär, d.h., mit einem Mond, sonderlich, Kollisions-förmig (›Hunde-Knochen‹) Potato shaped, spherical, binary, i.e., with a moon, odd shaped, collisional (›dog bone‹)
m bis max. ~950 km im Durchmesser.
✓Geröll
✓Gestein
✗Flussbetten
✗Gebirge
✓Krater
✗Vulkane
✓Staub
✓Wahr
✗Falsch
✗DEH
✓HED
✗HDE
✗EHD
12.5 Reflexions-Spektren von Asteroiden und Meteoriten
Asteroide werden anahnd ihrer Reflektionsspektren klassifiziert, die mit Teleskopen aufgenommen werden. Reflektionsspektren von Meteoriten können im Labor gemessen werden. Aus dem Vergleich von Asteroiden- und Meteoriten-Reflexionssprekten können bestimmte Meteoriten-Klassen bestimmten Asteroiden-Klassen zugeordnet werden.
12.6 Chronologie der Abkühlung von Mutterkörpern
Der Abkühlpfad einzelner Chondrite kann anhand einer Reihe von Mineral-Thermometern bestimmt werden, die auch datiert werden können. D.h., ein bestimmtes Mineral bildet sich bei einer bestimmten Temperatur und Zeit, und beides kann bestimmt werden. Das wird für eine Reihe von Mineralen gemacht, und für Chondrite unterschiedlichen petrologischen Typs. Die Steigung des Abkühlpfades stellt dabei die Abkühlrate jedes Chondriten dar. Diese Abkühlraten variieren zwischen wenigen Ma pro 100 K für H4 Chondrite bis zu ~10 Ma pro 100 K für H6 Chondrite. Das bedeutet, H6 Chondrite kühlen langsamer ab als H4 Chondrite. Das passt zum Zwiebelschalen-Modell für Asteroide, bei dem sich H6 Chondrite im Kern bilden, wo die Wärmeleitung zur Oberfläche langsamer ist als für H4 Chondrite, die näher zur Oberfläche entstanden, wo die Wärmeleitung und -abfuhr schneller war.
12.7 Fe-Ni Phasen-Diagramm
Fe und Ni sind die beiden häufigsten, siderophilen Elemente. Die relativen, solaren Häufigkeiten von Fe und Ni sind in erster Näherung 10:1. Daher enthält meteoritisches Metall rund um 90 Gew% Fe und 10 Gew% Ni. Metall tritt in Meteoriten in zwei Phasen auf: Ni-armer Kamazit und Ni-reicher Taenit. Das lässt sich am Direktesten im Fe-Ni Phasen-Diagramm verstehen: Oberhalb ca. 1500ºC ist alles Metall flüssig. Darunter kristallisiert ein Mischkristall – gamma-Fe. Je nach genauer Ni-Konzentration entmischt dieses gamma-Fe unterhalb ca. 500-700ºC in alpha-Fe (Kamazit) und gamma-Fe (Taenit). Unterhalb ca. 360ºC entsteht für gamma-Fe eine neue Phase, FeNi3. Allerdings sind die Umwandlungen bei diesen geringen Temperaturen in der Regel zu langsam, und man findet nur Kamazit und Taenit. Die Entmischungsstruktur von Kamazit und Taenit wird verwendet, um Abkühlgeschwindigkeiten von Eisen-Meteoriten zu bestimmen.
In etwa 5-50 at% Ni. Fe ist zwar in etwa 10x häufiger als Ni, allerdings entsteht bei der Entmischung von gamma-Fe in Kamazit und Taenit auch Ni-reiches Metall. Daher ist ein Bereich bis zu höheren Ni-Gehalten relevant.
Mit zunehmenden Druck ändern sich die Lage der Phasengrenzen. Der Druck im Inneren der Asteroiden bleibt in der Regel weit unterhalb 1 GPa, daher bestehen Metalle in der Regel ausschließlich aus den Phasen Kamazit (Ni-arm) und Taenit (Ni-reich).
✓Taenit
✗Kamazit
✗<600-800ºC
✗<500-700ºC
✓<400-700ºC
✓Unter 0.1 GPa
✗Unter 1 GPa
✗Unter 1000 Pa
✗Unter 100 Bar
✗Unter 0.1 kBar
✓Unter 1 kBar
12.8 Übersicht der Abkühlraten von Eisen-Meteoriten
Die Eisen-Meteorite unterscheiden sich teils sehr stark in ihren Abkühlraten, die von ca. 1 bis über 3000 K/Ma reichen. Die Unterschiede sind sehr wahrscheinlich Ausdruck der Bildungstiefe im Mutter-Körper, sowie der Größe des Mutterkörpers. Tief in einem großen Mutterkörper ist die Abkühlrate sicherlich sehr viel langsamer, als im weniger tiefen Bereichen eines zudem kleinen Mutterkörpers.
0.1 bis 4000 K/Ma.
✓Wahr
✗Falsch
✓<100 ka bis <100 Ma
✗<100 a bis <1 Ma
✗<10 Ma bis <100 Ma
✗<100 Ma bis <100 Ga
12.9 Eisen-Meteorit Abkühlraten aus Insel-Breiten
Es existieren unterschiedliche Methoden um die Abkühlrate von Eisen-Meteoriten zu bestimmen. Bei einer Methode wird die Mikro-Struktur von Taenit (Ni-reiches Metall) angeschaut. Dieser Taenit entmischt auf µm-Ebene in unterschiedliche, Ni-reiche Metalle. Dabei entsteht eine wolkige Struktur mit Inseln im der Mitte einer Waben-Struktur. Die Größe dieser Inseln korreliert negativ mit der Abkühlrate, d.h. kleinere Inseln entstehen bei hohen Abkühlraten, und größere Inseln bei langsamen Abkühlraten. Diese Methode kann auch auf andere Meteoriten-Gruppen angewendet werden die Metall enthalten.
Wir können etwas über die Entwicklung der Mutter-Körper lernen, z.B. deren Größe und Abkühlzeit.
0.5 bis 500 K/Ma.
✓10-500 nm
✗10-500 µm
✗10-500 mm
✗Wahr
✓Falsch