2  Meteorite & Asteroide

Teil 1: Aufbau und Struktur der Meteorite und Asteroide (2.1 - 2.5)
Meteorite sind Bruchstücke von Asteroiden. Einige Asteroide wurden seit ihrer Bildung nicht weiter verändert. In dem Fall enthalten Meteoriten primitives, unprozessiertes Material aus der protoplanetaren Scheibe. Viele Asteroide wurden jedoch aufgeheizt oder kollidierten mit anderen Asteroiden. Informiere Dich, wie Asteroide aufgrund ihrer eigenen Evolution aufgebaut sein können. Lerne außerdem, welche generellen Meteoriten-Typen es infolgedessen gibt, und wie diese heute aussehen.
Lernziele
Beschreibe wie Asteroide aufgebaut sein können. Erkläre, warum sich Asteroide aufheizen können, und was infolgedessen geschehen kann. Erkläre die verschiedenen Prozesse welche die Asteroide sekundär überprägen, und zu welchen makro- und mikroskopischen Veränderungen das führt. Erkläre den Zusammenhang zwischen Asteroiden und den unterschiedlichen Meteoriten-Typen. Beschreibe wie Meteoriten-Schmelzkrusten aussehen, und wie und wann sich diese bilden.

Teil 2: Herkunft und Fundgebiete der Meteorite (2.6 - 2.10)
Meteoroide – Steine, welche durchs Sonnensystem reisen – kollidieren regelmäßig mit der Erde, durchkreuzen als Meteore die Erdatmosphäre, und landen schließlich als Meteorite auf der Erdoberfläche. Finde heraus und beschreibe woher Meteorite tatsächlich stammen, woher wir das wissen, welcher Prozess Meteorite in Richtung Erde lenkt, wie lange Meteorite dabei durchs All fliegen – aber auch, wo wir Meteorite am Häufigsten finden und suchen, und warum genau dort.
Lernziele
Zeige wir wir wissen, dass Meteorite aus dem Asteroidengürtel stammen. Erkläre wie Meteorite auf erdkreuzende Bahnen gelangen. Rufe Dir die unterschiedlichen Reisezeiten der Meteorite von den Asteroiden zur Erde ins Gedächtnis. Fasse die Fundorte der Meteorite zusammen und lege dar, weshalb diese primär dort gefunden werden.

Bonus 1: Asteroide und ihre Herkunft (2.11 - 2.15)
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.

Bonus 2: Abkühlraten der Asteroide (2.16 - 2.19)
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.

2.1 Möglicher Aufbau von Mutter-Körpern

Die undifferenzierten Asteroide wurden unterschiedlich stark thermisch alteriert und dabei metamorph überprägt. Bildet sich ein kontinuierlicher thermischer Gradient von innen nach außen, können sich die unterschiedlichen petrologischen Typen im gleichen Asteroiden bilden, wobei der maximale petrologische Typ im Zentrum je nach Temperatur anders sein kann. Die Struktur eines solchen Asteroiden gleicht der einer Zwiebel, mit Schalen unterschiedlicher, petrologischer Typen. Asteroide werden gerade in der Frühphase des Sonnensystems immer wieder zerstört, gemischt und anschließend re-akkretiert. Dabei können die neuen Asteroide unterschiedlichstes Material sammeln, und verschiedene Lithologien können in Kontakt miteinander auftreten. Die Struktur dieser re-akkretierten Asteroide ähnelt Brekzien und wird ›Rubble Pile‹ – in etwa ›Geröll-Haufen‹ – genannt.

In undifferenzierten Planetesimalen war die Maximal-Temperatur nicht ausreichend, um das Planetesimal zu schmelzen, d.h., die Maximal-Temperatur war unterhalb der Solides-Temperatur des Planetesimals.

Planetesimale des Zwiebel-Schalen Typs bestehen aus konzentrischen Schalen, jede mit einem geringeren petrologischen Typ vom Kern zur Oberfläche des Planetesimals. Diese spiegeln den Temperatur-Gradient vom Kern zur Oberfläche wieder. Im Rubble-Pile Typ liegen Fragmente unterschiedlicher petrologischer Typen in direktem Kontakt nebeneinander. Diese Brekzien bildeten sich aus zerstörten Zwiebel-Schalen Planetesimalen und/oder aus Planetesimalen mit einheitlichem petrologischen Typ.

✓Wahr

✗Falsch

✓Wahr

✗Falsch

✗Wahr

✓Falsch

2.2 Differentiation von Planetesimalen

Planetesimale waren unterschiedlich heiß und sind abhängig davon primitiv, also unverändert, metamorph überprägt, das dann im petrologischen Typ ausgedrückt wird, oder waren geschmolzen und sind dabei differenziert. Hitzequellen waren Kollisionen und/oder der Zerfall kurzlebiger radioaktiver Elemente wie 26Al oder 60Fe. Primitive Planetesimale enthalten unverändertes Material, wie es in der protoplanetaren Scheibe entstanden ist. Differenzierte Planetesimale enthalten eine Silikat- sowie Metall- und/oder Sulfid-Phase, z.B. als Kern. Die lithophilen (z.B. Mg, Si, Al, Ca) und siderophilen/chalkophilen (z.B. Fe, Ni, S, PGE) Elementen verteilen sich entsprechend zwischen silikatischem Mantel und matallisch-/sulfidischem Kern.

2.3 Meteorite als Handstücke

Mit Meteoriten hält man etwas in Händen, das älter ist als die Erde. Meteorite sind durch ihre Schmelzkruste charakterisiert, die sie beim Flug durch die Erd-Atmosphäre erhalten. Findet man Meteorite im Gelände oder auf Gesteinsbörsen, ist klar, weshalb sie populär in Stein-, Stein-Eisen- und Eisen-Meteorite eingeteilt werden: das entspricht deren genereller Erscheinung. Eisen-Meteorite sind aufgrund ihrer hohen Dichte von fast 8 g/cm3 sehr schwer. Dagegen können Chondrite mit einer Dichte von vielleicht 2,5 g/cm3 leichter als durchschnittliches, irdisches Gestein sein, das eine Dichte von meist etwas mehr als 3 g/cm3 hat.

Schmelzkrusten bilden sich während der Meteoroid durch die Erdatmosphäre fliegt. Die äußere Schicht eines Meteoriten heizt sich dabei durch Reibung auf. Schmelztropfen können sich dabei abschälen. Die Schmelze wird dann abgeschreckt und erstarrt zu einer oftmals schwarzen Schmelzkruste, ähnlich wie Basalt, da Stein-Meteorite meist eine mafische bis ultra-mafische Zusammensetzung haben. Dieser gesamte Prozess dauert etwa <1-2 Minuten. Die terrestrische Verwitterung oxidiert das reduzierte Fe, und die Schmelzkruste wird rostig-rot.

Stein, Stein-Eisen, und Eisen-Meteorite sind 3 populäre Meteoriten-Klassen, welche nicht wirklich im offiziellen Meteoriten-Klassifikationsschema verwendet werden.

✗… jünger als die Erde

✗… etwa gleich alt wie die Erde

✓… älter als die Erde

✗… grundsätzlich schwerer als irdisches Gestein

✗… etwa gleich schwer wie irdisches Gestein

✗… grundsätzlich leichter als irdisches Gestein

✓… mal schwerer mal leichter als irdisches Gestein

✓… Olivin

✗… Pyroxen

✗… Feldspat

✗… Kamazit

2.4 Bilder von Meteoriten-Handstücken

Die unterschiedlichen Meteoriten-Typen können schon sehr gut im Handstück, bzw. Anschnitt voneinander unterschieden werden. Chondrite sind Konglomerate, und sind sichtbar von etwa mm-kleinen, runden Körnchen dominiert – den Chondren. Differenzierte Meteorite aus einem Asteroiden-Mantel haben eine magmatische oder brekzierte Struktur, und können leicht mit irdischem Gestein verwechselt werden. Eisen-Meteorite, die aus Asteroiden-Kernen stammen, sind leicht an ihrem Glanz und ihren Widmantstättschen Entmischungsstrukturen erkennbar. Pallasite haben sich wohl an der Kern-Mantel Grenze von Asteroiden gebildet und bestehen aus Metall und Silikat, meist Olivin.

Meteorite stammen von differenzierten oder undifferenzierten Asteroiden. Letztere sind die Chondrite, die hauptsächlich aus Chondren und Matrix bestehen. Die rundlichen Chondren können schon sehr gut mit dem bloßen Auge erkannt werden. Zu den differenzierten Meteoriten gehören die Eisen-Meteorite aus dem Kern von Asteroiden, und Meteorite mit magmatischer oder brekzierter Struktur, die aus dem Mantel von Asteroiden oder der Kruste von Mars oder Mond stammen. Vom Übergangsbereich Kern-Mantel in Asteroiden stammen die Pallasite, ein Gemisch aus Metall und Silikat, meist Olivin.

Meteorite aus dem Mantel von Asteroiden oder der Kruste von Mond und Mars, da diese eine magmatische oder brekzierte Struktur, wie sie auch bei vielen irdischen Steinen zu finden ist.

✗6 t

✓60 t

✗600 t

✗In Asteroiden

✗In der Molekülwolke

✗In anderen Sternen

✓In der protoplanetaren Scheibe

✗Wahr

✓Falsch

2.5 Meteoriten Schock-Klassifikation

Meteorite können geschockt werden, wenn sie infolge einer Kollision von ihrem Mutterkörper abgesprengt werden. Solche Schock verändern die Textur und/oder Mineralogie des Meteoriten. Diese Veränderungen werden genutzt, um 6 Schock-Klassen zu unterscheiden, von ungeschockt bis stark geschockt, bei dem Schock-Drücke von bis zu 90 GPa erreicht werden können.

2.6 Triangulierte Meteoriten-Trajektorien

Der Orbit einiger gewöhnlicher Meteorite konnte durch Triangulation bestimmt werden. Alle diese Meteorite haben ihren Ursprung im Asteroiden-Gürtel. Das ist einer der direkten Belegen, dass die Meteorite tatsächlich aus dem Asteroiden-Gürtel stammen.

Wir kennen die Orbits von eineigen wenigem Meteoriten, die auf die Erde gefallen sind. Diese Orbits haben ihren Ursprung im Asteroiden-Gürtel, und sind daher direkte Belege dafür, dass Meteorite aus dem Asteroiden-Gürtel stammen. Es gibt natürlich noch weitere Belege, wie z.B. ähnliche Reflektionsspektren von Meteoriten und Asteroiden.

✗Von mindenstens 2

✗Von mindenstens 3

✗Von mindenstens 4

✓Von mindenstens 5

✗Biangulation

✗Trigonometrie

✓Triangulation

2.7 Kirkwood Lücken

Jupiter und ein Asteroid sind in Resonanz wenn sie sich immer an derselben Position entlang ihrer Orbits um die Sonne am nächsten sind. Das ist der Fall wenn Jupiter z.B. einmal die Sonne umläuft, und ein Asteroid in derselben Zeit zweimal die Sonne umläuft. Oder, wenn Jupiter einmal die Sonne umläuft, und ein Asteroid in derselben Zeit dreimal die Sonne umläuft, usw. Bei jedem Treffen an derselben Stelle zieht Jupiter den Asteroiden gravitative leicht nach außen. Mit der Zeit verändert sich der Orbit des Asteroiden dadurch sehr stark, und der ursprüngliche Orbit des Asteroiden, z.B. die 1/2 Resonanz, leert sich, und wird zur Kirkwood Lücke. Der Orbit kann außerdem so elliptisch werden, dass er die Erdbahn, oder die Bahn eines anderen Planeten kreuzt. Diese können dann z Meteoriten werden.

Die Umlaufzeit eines Asteroids kann immer genau so viel schneller sein als die des Jupiter, dass sie die kürzeste Distanz zueinander immer an derselben Stelle haben. Die Verhältnisse der Umlaufzeiten von Jupiter und Asteroiden, welche zu diesen wiederholenden Konstellation führen, nennt man ›Resonanzen‹. In diesen Resonanzen zieht Jupiter mit seiner großen Gravitation einen Asteroiden immer an derselben Stelle ein kleines Stück weiter zu sich, sodass die Bahn des Asteroiden mit der Zeit immer elliptischer wird, bis sie Erdbahn kreuzend werden kann. Dann kann der Asteroid, oder kleinere Bruchstücke eines Asteroiden – also Meteoroide – mit der Erde kollidieren. Auf diese Weise können immer wieder Meteorite zur Erde gelangen: wenn Asteroide kollidieren, einige dieser Bruchstücke können in die Resonanzen gelangen, und von dort langsam auf Erdbahn kreuzende Bahnen abgelenkt werden.

5 AE

✗2:1

✓1:3

✓1:2

✗3:1

✓Wahr

✗Falsch

✓Wahr

✗Falsch

2.8 Kosmisches Bestrahlungsalter der Meteorite

Es kann bestimmt werden, wie lange ein Meteoroid benötigt, um von seinem Mutterkörper zur Erdoberfläche zu wandern. Dazu verwendet man radiogene Isotope, die im Meteoroid während seiner Reise zur Erde durch kosmische Strahlung produziert wurden. Diese Reisezeit wird ›cosmic ray exposure‹ (CRE) Alter genannt. Stein-Meteorite haben grundsätzlich sehr viel kürzere CRE Alter (Millionen bis zehner Millionen Jahre) als Eisen-Meteorite(Hunderte bis Tausende Millionen Jahre). Stein-Meteorite werden wahrscheinlich leichter durch Weltraum-Verwitterung erodiert und zerstört – durch Kollision mit kleineren Körnern und durch Strahlung – während sie durch den Weltraum ziehen. Die HED Meteorite stammen vermutlich vom Asteroiden Vesta. Die HEDs zeigen zwei CRE Alter Peaks. Sehr wahrscheinlich repräsentieren diese einzelne Ejektions-Ereignisse von Material vom HED Mutterkörper während individueller Impakte. Wenn das stimmt, repräsentieren vermutlich auch die Peaks bei den H- und LL-Chondriten einzelne Ejektions-Ereignisse. D.h., viele der gewöhnlichen Chondrite in unseren Sammlungen stammen vom gleichen Mutterkörper.

Vielleicht, das ist nicht ganz klar. Klar ist dagegen, dass die CRE-Alter vieler gewöhnlicher Chondrite ähnlich sind. Es liegt deshalb der Schluss nahe, dass viele OC gleichen Mutterkörper stammen, und bei selben Impak-Ereignis von diesem los geschlagen wurden. Die vielen OC in unseren Sammlungen könnten daher auch von nur wenigen Impakt-Ereignissen auf OC Mutterkörpern stammen, die sehr viele Meteorite zur Erde gebracht haben.

Kosmische Nuklide werden natürlich auch schon auf Meteoriten-Mutterkörpern gebildet – aber nur auf der Oberfläche der Mutterkörper. Material, das nur etwas tiefer liegt ist vom darüber liegenden Material vor kosmischer Strahlung geschützt. Sobald dieses heraus geschlagen und auf die Reise durch das Sonnensystem geschickt wird, ist es der kosmischen Strahlung ausgesetzt, und es beginnen sich kosmische Nuklide zu bilden.

✓multi-modal

✗bi-modal

✗uni-modal

✗log-normal

✗homogen

✗bis ca. 8 Ma

✓bis ca. 80 Ma

✗bis ca. 800 Ma

✗bis ca. 8000 Ma

✓OC

✓HED

✓CI

✗iron

✓Mars

2.9 Fundgebiete der Meteorite

Meteorite werden hauptsächlich auf flachen und hellen Oberflächen in heißen und kalten Wüsten gesucht. Die dunklen Meteorite sind dort gut auf den hellen Flächen zu erkennen. Meteorite können dort bis zu zehntausende Jahre überdauern und sich dabei leicht verändern. Zum Beispiel beginnt das Metall zu rosten und kann eine rotbräunliche Farbe des Meteorstein erzeugen. Natürlich fallen Meteorite überall auf der Erde gleich, d.h. die meisten Fallen ins Wasser und dort hinunter zum Ozeanboden. Meteorite fallen ebenso z.B. im Wald, wo sie schwer auffindbar sind und schnell verrotten. Meteoriten-Dichten können bis zu mehreren Zehnern pro km sein.

2.10 Meteoriten-Konzentration durch Eisbewegung in der Antarktis

Die Meteoriten-Falldichte is in der Antarktis – wie überall auf der Erde – sehr gering. Jedoch können die Meteorite durch die obere Schneeschicht hindurchschmelzen und die darunter befindliche Eisschicht einsickern. Das Eis der Antarktis ist in ständiger Bewegung. Trifft das Eis aus einem großen Einzugsbereich auf eine Bergkkette, wird das Eis – und damit auch die darin schwimmenden Meteorite – an dessen Flanke hinaufgepresst. Die Oberfläche des Eises wird beständig abgetragen, sodass die antransportieren Meteorite nach und nach freigelegt werden. Es bildet sich eine Region ungewöhnlich hoher Meteoritendichte, die entsprechend sehr geeignet für Meteoriten-Suchexpeditionen sind.

In Ablationszonen vor Gebirgen. Die Eisbewegung schiebt dort Eis aufwärts, das ablatiert, und im Eis befindliches Material wie z.B. Meteorite freilegt. Über lange Zeiträume werden in einem vergleichsweise keinen Gebiet auf diese Weise immer mehr Meteorite frei gelegt.

Meteorite verwittern in Wüsten sehr viel langsamer als z.B. in Waldgebieten und generell Gebieten mit viel Regen. Weiter können die dunklen Meteorite auf hellen Böden besser gefunden werden. Schließlich erlauben die weiten Flächen vielen Wüsten eine einfache Suche zu Fuß, per Auto oder Ski-Doo.

✗Wahr

✓Falsch

✗Mehrere Jahre bis Hunderte Jahre

✗Mehrere Hunderte bis Tausende Jahre

✓Mehrere Tausende bis Zehntausende Jahre

✗Mehrere Zehntausende bis Hunderttausend Jahre

✗Wahr

✓Falsch

2.11 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

2.12 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

2.13 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

2.14 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

2.15 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.

2.16 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.

2.17 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

2.18 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

2.19 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