Boten aus der Urzeit des Sonnensystems

Transkript

1 Dünner Schnitt eines Meteoriten vom Typ der Chondriten, im Durchlicht durch ein Mikroskop photographiert. Die meisten Meteoriten sind älter als jedes Gestein auf der Erde. Die bunte, rundliche Struktur ist eine Chondre. Meteoriten Boten aus der Urzeit des Sonnensystems Von Mario Trieloff und Tilmann Althaus

2 Der Meteor Crater in Arizona, USA in einer Satellitenaufnahme (oben) und als Luftbild (unten). Großes Bild: Blick in den Meteor Crater vom Kraterrand aus. Harvey H. Nininger und sein Sohn konstruierten im Jahr 1939 eine Anordnung mit Magnetrechen, um beim Meteor Crater kleine Eisenmeteoriten zu finden.

3 Der mit 54 Tonnen bisher schwerste Eisenmeteorit wurde im Jahr 1920 auf der Farm Hoba in Namibia gefunden. Er enthält erhebliche Mengen an Nickel und Kobalt. Steine, die als Meteoriten vom Himmel fallen, faszinieren die Menschen seit frühester Zeit. Diese Meteoriten sind zufällig auf die Erde gelangte Bruchstücke von Asteroiden, des Mondes oder des Mars, herausgeschlagen bei Kollisionen dieser Körper. Sie versorgen die Forscher kostenlos mit Proben aus allen Epochen der Geschichte unseres Sonnensystems. Am 7. November 1492, im Jahr in dem Kolumbus die Neue Welt entdeckte, ging auf einem Acker nahe dem elsässischen Städtchen Ensisheim unter großem Getöse ein 127 Kilogramm schwerer Stein nieder und erregte beachtliches öffentliches Aufsehen. Albrecht Dürer, der gerade im nahen Basel weilte, hielt seine Impressionen von diesem Ereignis in einer Skizze fest, die man erst sehr viel später zufällig auf der Rückseite eines seiner Gemälde entdeckt hat. Kaiser Maximilian I erschien 15 Tage später persönlich, um über den»donnerstein von Ensisheim«Gericht zu halten. Sein Urteil: Aufhängen des sündigen Steins in der örtlichen Pfarrkirche. Dieser geweihte Ort würde verhindern, dass der Meteorit weiteren Schaden anrichtet. Es ist der älteste bis heute erhaltene Meteorit in Europa, dessen Fall beobachtet wurde. Lange meinten die Naturforscher, die vom Himmel fallenden Steine seien von Vulkanen hochgeschleudert oder von der Atmosphäre hervorgebracht worden. Das Wort»Meteor«stammt aus dem Griechischen und bedeutet»lufterscheinung«. Erst Ende des 18. Jahrhunderts begannen die Wissenschaftler einen kosmischen Ursprung der Meteorite ernsthaft zu diskutierten. Im Jahr 1794 publizierte der deutsche Gelehrte Ernst Friedrich Chladni (1756 bis 1827) solch eine Vermutung. Durch Zufall fast zeitgleich fiel im englischen Wold Cottage ein Meteorit, dessen Leuchten die Menschen bei klarem Taghimmel beobachten konnten. Endgültig überzeugte die Gelehrten allerdings erst ein Meteoritenschauer im Jahre 1803, als bei L Aigle in Frankreich Tausende von Bruchstücken am helllichten Tag vom Himmel fielen und noch wesentlich mehr Menschen dies bezeugen konnten. Den Fall eines Meteoriten begleiten häufig beeindruckende physikalische Phänomene. Die Geräusche ähneln Kanonendonner, und die Lichterscheinungen erreichen manchmal die Helligkeit der Sonne. Was die Menschen gelegentlich danach finden, ist ein mit schwarzer Schmelzkruste überzogener Stein, der seltsame Furchen, so genannte Regmaglypten, zeigt. All dies ist eine Folge der ho- 84

4 hen Geschwindigkeit von bis zu Kilometern pro Stunde, mit der die Brocken in die Erdatmosphäre eintreten, um dann innerhalb weniger Sekunden durch Reibung an der Luft auf eine etwa tausendmal niedrigere Geschwindigkeit abzubremsen. Wie bei einer Raumkapsel heizen sich dabei die äußeren Schichten extrem auf. Eine mehrere Zentimeter dicke Schicht Gestein geht dabei durch Verdampfung verloren. Typische Meteoriten sind wenige Zentimeter bis einige Meter groß. Noch größere Körper sind sehr viel seltener; sie erreichen die Erdoberfläche mit deutlich höherer Geschwindigkeit als die kleinen Meteoriten und werden erst beim Einschlag abrupt abgebremst. Dabei setzt sich die gesamte Bewegungsenergie fast schlagartig in einer heftigen Explosion frei. Beim Einschlag verdampfen der Meteorit und die Oberfläche des getroffenen Erdbodens größtenteils, wodurch ein Einschlagskrater entsteht. Der wohl bekannteste Krater ist der Meteor Crater von Arizona (Bilder auf Seite 82). Er entstand vor etwa Jahren beim Einschlag des ungefähr 50 Meter großen Eisenmeteoriten Canyon Diablo, von dem zahlreiche kleinere Bruchstücke gefunden worden sind, die beim Einschlag nicht verdampft waren. Schon Harvey H. Nininger (1887 bis 1986), einer der Väter der Meteoritenkunde, sammelte hier Eisenmeteoriten mittels selbstgebauter Magnetrechen. Das größte bekannte Stück eines Eisenmeteoriten ist etwa 54 Tonnen schwer und wurde im Jahr 1920 auf der Farm Hoba in Namibia gefunden. Die Herkunft der Meteoriten Dass die Naturkundler die Meteoritenfälle so lange als natürliche Phänomene ignorierten, liegt auch an der geringen Häufigkeit dieser Ereignisse. Die Museen und Sammlungen bewahren weltweit zwar mehr als Einzelstücke auf, aber nur etwa 1000 von ihnen beobachtete man beim Fall eine Voraussetzung, um die Herkunft der Meteoriten zu klären. Heute verwenden die Forscher Netzwerke von Kameras, die jeweils den gesamten Himmel überwachen und bei klarem Wetter die Spuren fallender Meteoriten aufzeichnen. Die zugehörige Bahn eines Meteoriten und den Niedergangsort können Computer rekonstruieren, wenn es Aufzeichnungen von mindestens zwei Kameras gibt. Diese Methode erlaubt einerseits, den Meteoriten überhaupt zu finden. Andererseits kann so auch die Sonnenumlaufbahn des Meteoriten vor Eintritt in die Erdatmosphäre rekonstruiert werden. So seltsam es erscheinen mag: Mit Hilfe von drei Netzwerken, die über mehrere Jahrzehnte im Einsatz waren, konnten von nur vier beobachteten Meteoritenfällen tatsächlich Meteoritenbruchstücke gefunden werden. Es handelt sich um die Meteoriten Innisfree, entdeckt vom kanadischen Netzwerk, Lost City, aufgespürt vom Prairie-Network im mittleren Westen der USA, sowie Pribram und Neuschwanstein, aufgespürt vom europäischen Netzwerk (die Meteorite werden meist nach ihrem Fundort benannt, siehe Bild Seite 88). Bei allen anderen von den Kameranetzwerken beobachteten Fällen haben Suchtrupps die getroffenen Regionen sehr intensiv und systematisch durchkämmt ohne Meteoriten zu finden. Allerdings werden auch oft Meteoritenbruchstücke gefunden oder seltener Fälle von Augenzeugen beobachtet und die Meteoriten gefunden. Aufgrund meist ungenauer Beobachtungen können dann aber keine Bahndaten rekonstruiert wer- Der älteste in Europa beobachtete Fall eines Steinmeteoriten, von dem heute noch Material vorhanden ist, ist der von Ensisheim, Oben: Der Fall von Ensisheim, gezeichnet von Albrecht Dürer, der sich damals in Basel aufhielt. Links: Der Meteorit von Ensisheim. Gut zu erkennen ist die schwarze, gefurchte Schmelzkruste. 85

5 Im Jahr 1992 fiel in Peekskill, USA, ein Meteorit, dessen Leuchtspur auf Amateurvideos festgehalten werden konnte (oben). Ein Bruchstück landete unsanft in einem PKW (links). Mitglieder eines Meteoritensuchtrupps ruhen erschöpft am Waldrand. Der deutsche Teil des europäischen Kameranetzwerks zur Meteoritensuche wurde lange Zeit vom Max-Planck- Institut für Kernphysik, Heidelberg, betrieben. Heute kümmert sich das Feuerkugel- Netzwerk des DLR um die Himmelsüberwachung. den. In zwei Fällen dagegen waren die Augenzeugenberichte ausreichend präzise, um Bahndaten zu erstellen (Meteorite Dhajala und Farmington). In einem weiteren Fall (Peekskill, 1992) waren genügend Amateurvideofilmer zugegen. Nach diesem Meteorit musste nicht lange gesucht werden: Ein Fragment durchschlug den Kofferraum eines PKW. Der Besitzer war nur anfangs enttäuscht: Er konnte den Wagen mit beträchtlichem Gewinn verkaufen. Er wurde weltweit auf diversen Meteoritenausstellungen bestaunt. Die rekonstruierten Bahnen der Meteoriten reichen bis in den Asteroidengürtel und kreuzen die Erdumlaufbahn. Ihre Bahnen entsprechen denjenigen der Apollo-Asteroiden. So wertvoll die Kameranetzwerke hinsichtlich der Herkunftsbestimmung der Meteoriten sind, haben sie bisher keine größeren Mengen an meteoritischem Material erbracht. Nur das europäische Netzwerk ist noch in Betrieb. Wo man Meteoriten sucht und findet Seit Mitte der 1970er Jahre gehen die Wissenschaftler in der Antarktis sehr erfolgreich auf Meteoritensuche. Trupps von etwa sechs Personen suchen mit Motorschlitten Blaueisfelder ab. Dies sind Eisregionen, in denen sich das langsam fließende Eis an Gebirgszügen staut. Trotz der tiefen Temperaturen in der Antarktis, die praktisch immer unter dem Gefrierpunkt liegen, verdampft das Eis durch den Wind und die Sonnenstrahlung. Dadurch werden die zuvor im Eis eingeschlossenen Meteoriten freigelegt, die bis zu einer Million Jahre bereits darin liegen. Grund für diese hohe Überlebensdauer ist die geringe Verwitterungsgeschwindigkeit: In Gegenden wie dem mittleren Westen der USA können Steinmeteoriten nur maximal etwa Jahre überdauern. Mittlerweile wurden über verschiedene Antarktismeteoriten entdeckt. Weitere gute Fundregionen sind die Wüstengebiete auf der Erde, zum Beispiel die Sahara oder in Australien, wo sich in Regionen mit Böden aus hellem Gestein die dunkleren Meteoritenbrocken leichter erkennen lassen. Auch hier ist durch die Trockenheit die Verwitterung sehr viel langsamer. Lange Reise durch den Weltraum Während ihres Flugs durch den Weltraum sind die Meteoriten der Kosmischen Teilchenstrahlung ausgesetzt, die Kernreaktionen in ihnen hervorruft und so neue Elemente erzeugt. Die Eindringtiefe der Kosmischen Strahlung ist allerdings sehr begrenzt, sie beträgt etwa einen Meter. Daher entstehen diese Elemente durchgängig nur in etwa kubikmetergroßen Meteoriten. Aus der Menge dieser Isotope lässt sich der Zeitpunkt bestimmen, zu dem ein Fragment aus einer tieferen Lage, also etwas über einen Meter Tiefe, von einem größeren Körper abgespalten wurde. Dies ist das Bestrahlungsalter. 86

6 Steinmeteoriten zeigen im allgemeinen Bestrahlungsalter von wenigen bis einigen zehn Millionen Jahren. Aus Berechnungen ist bekannt, dass die Bahnen von Asteroiden der Apollo-Klasse für etwa 100 Millionen Jahre stabil sind, bevor solche Körper durch enge Vorbeigänge an oder Einschläge auf den inneren Planeten dem Sonnensystem verloren gehen. Dies weist darauf hin, dass die Steinmeteoriten wahrscheinlich von zehn bis etwa 100 Meter großen Apollo-Asteroiden stammen. Eisenmeteoriten weisen Bestrahlungsalter von bis zu einigen 100 Millionen Jahren auf. Sie müssen bereits im Asteroidenhauptgürtel von ihrem Mutterkörper abgetrennt worden sein. Der Grund für die höheren Bestrahlungsalter von Eisenmeteoriten liegt einfach an ihrer längeren Lebensdauer. Sie sind durch ihre höhere Materialfestigkeit robuster. Die nachfolgenden Kollisionen sind den Eisenklumpen kaum gefährlich, dagegen ergeht es den Steinmeteoriten wesentlich schlechter, sie werden schließlich zu feinstem Staub zerrieben. Zerbrochene Kleinplaneten Nachdem wir schon etwas von Stein- und Eisenmeteoriten erfahren haben, wird es Zeit, einen Blick auf die unterschiedlichen Meteoritentypen und deren Klassifikation zu werfen. Ein typischer Eisenmeteorit besteht tatsächlich aus fast purem Metall mit einigen wenigen Einschlüssen aus Graphit oder Eisensulfid. Das Metall ist jedoch kein reines Eisen, sondern es ist eine Legierung aus Eisen und Nickel. Der Anteil von Nickel variiert dabei zwischen fünf und 35 Prozent, liegt meist jedoch unter zehn Prozent. Wie kam es zur Bildung solcher Eisenklumpen im Asteroidengürtel? Die Antwort ist so überraschend wie einfach: Mit einem Eisenmeteoriten hält man ein Stück des Kerns eines kleinen, im Weltraum zertrümmerten Planeten in der Hand! Von der Erde und den anderen terrestrischen Planeten (Venus, Mars, Merkur) wissen wir, dass sie sich in einen felsigen Mantel und einen Eisen- Nickel-Kern gliedern, sie sind differenziert. Ähnlich ist es auch einigen Kleinplaneten zwischen Mars und Jupiter ergangen: Sie wurden kurz nach ihrer Entstehung so heiß, dass sie aufschmolzen und sich ein Metallkern bilden konnte. Die Differenzierung führt ebenfalls wie bei den erdähnlichen Planeten zu einem Mantel und einer Kruste aus Silikatmineralen. Nun stellt sich die Frage, ob wir auch Meteoriten kennen, die Teile dieses Mantels oder der Kruste sind. Die Antwort ist ja: Es handelt sich dabei um Meteoriten, die dem irdischen Vulkangestein Basalt ähneln. Sie werden basaltische Achondrite genannt. Auch aus der Grenzzone zwischen dem Metallkern und dem Silikatmantel solcher differenzierten Kleinplaneten kennt man Meteoriten: Diese Stein-Eisen-Meteoriten bestehen aus großen Silikatkristallen, die in eine Metallmatrix eingebettet sind. Wir wissen heute, dass die Bildung dieser Kleinplaneten im frühen Sonnensystem sehr rasch vonstatten ging. Blaueis Gesteinsbett Schneedecke Entstehung der Kleinplaneten Berg Unser Sonnensystem entstand vor etwa viereinhalb Milliarden Jahren aus einem Teil einer interstellaren Wolke aus Gas und Staub. Diese wurde instabil und fiel unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft in sich zusammen. Innerhalb dieser Wolke bildete sich dann aus einem Teil der Materie die Protosonne, die von einer Resthülle aus Gas und Staub umgeben war. Diese flachte sich immer mehr zu einer zirkumsolaren Scheibe ab. Das lässt sich noch heute daran erkennen, dass alle Planeten praktisch in der selben Ebene und im gleichen Umlaufssinn um die Sonne kreisen. In einigen Gebieten der zirkumsolaren Scheibe war es so heiß, dass ein Teil des Staubs verdampfte, andernorts war es hingegen so kühl, dass die verdampften Stoffe sich wieder abschieden. Die sich bei den höchsten Temperaturen zuerst bildenden Minerale zeichnen sich durch einen sehr geringen Gehalt an flüchtigen Elementen wie Natrium oder Kalium aus. Dazu gehören die besonders auffälligen Kalzium-Aluminium-reichen Einschlüsse. Es sind zentimetergroße Ansammlungen von Mi- Meteoritenfall Verdunstung Antarktisches Blaueis konserviert Meteorite über Millionen von Jahren. Wo sich das Eis an Gebirgsrücken staut, verdunstet es allmählich und legt die Meteoriten frei. Ein Sammeltrupp entdekt einen Meteoriten auf dem antarktischen Blaueis. 87

7 Abkühlung von basaltischem Gestein auf ihrer Oberfläche. Der Schritt zur Bildung der großen erdähnlichen Planeten dauerte dann länger. Pribram Lost City Für die von den Kameranetzwerken präzise beobachteten Meteoritenfälle konnten Sonnenumlaufbahnen berechnet werden: Alle reichen von der Erdbahn bis in den Asteroidengürtel hinein. Sonne Erde Neuschwanstein Innisfree neralen, die sich in kaum aufgeheizten urtümlichen Meteoriten erhalten haben. Ihr Alter wurde durch Untersuchungen des Gehalts an radioaktivem Uran und dessen Zerfallsprodukt Blei zu 4566 Millionen Jahren, mit einer Unsicherheit von zwei Millionen Jahren bestimmt. Dieser Wert wird heute allgemein als das Alter des Sonnensystems angesehen. Das gleiche Altersbestimmungsverfahren ergibt für die basaltischen Meteoriten nur wenige Millionen Jahre jüngere Bildungsalter. Dieser Befund ist sehr wichtig, denn er belegt, dass nach Entstehung der ersten festen Stoffe, den Hochtemperaturkondensaten, folgende Prozesse in rascher Folge abliefen: die Zusammenballung (Akkretion) von kleinen Staubkörnern zu größeren Aggregaten, Gesteinsbrocken und schließlich Kleinplaneten mit Größen um 100 Kilometer, die Aufheizung und das Aufschmelzen der Kleinplaneten, wobei sich Metallkern und Silikatmantel bilden. Außerdem kam es zu Auswurf und Eine Besonderheit: Gewöhnliche und kohlige Chondrite In den vollständig aufgeschmolzenen und differenzierten Kleinplaneten überlebten die ursprünglichen Minerale aus der Frühzeit des Sonnensystems nicht. Es gibt aber Kleinplaneten, die nur mäßig heiß wurden, so dass sich Metall und Silikatminerale nicht von einander trennen konnten. Auch von diesen Asteroiden finden wir Steinmeteoriten, in denen wir entsprechend urtümliche und unveränderte Bestandteile wiederfinden: Neben den bereits erwähnten Kalzium-Aluminiumreichen Einschlüssen zeigen sich hauptsächlich noch Chondren. Das sind bis zu einige wenige Millimeter große Schmelzkügelchen (Chondros, griechisch für Körnchen), die diesen Meteoriten auch den Namen Chondrite gegeben haben. Diese Kügelchen entstanden wie die Kalzium- Aluminium-reichen Einschlüsse durch kurzzeitiges Aufheizen und Abkühlen im solaren Urnebel, allerdings lagen dabei die Temperaturen nicht ganz so hoch. Der andere Hauptbestandteil der Chondrite ist die Matrix, eine feinkörnige Grundmasse, die reich an flüchtigen Elementen ist und sich somit bei niedrigen Temperaturen gebildet haben muss. Die chemische Zusammensetzung chondritischer Meteorite entspricht im Gegensatz zu den differenzierten Meteoriten und den Gesteinen der erdähnlichen Planeten noch weitgehend den kosmischen Häufigkeiten, also der Zusammensetzung des solaren Urnebels. Es gibt beispielsweise keine größeren Stücke, die an Metall (z. B. Eisen, Nickel, Kobalt) stark verarmt oder angereichert sind. Dies gilt auch für die anderen Elemente, lediglich flüchtige Elemente wie Natrium und Kalium können verloren gegangen sein. Obwohl die Chondrite niemals vollständig geschmolzen waren, wurden einige von ihnen immerhin fast 900 Grad Celsius heiß. So kam es zu einer Umkristallisation, bei der sich größere Kristalle bildeten. Dabei glichen sich auch die chemischen Zusammensetzungen der einzelnen Mineralkörner einander an. So gingen ursprüngliche Gebilde wie die Kalzium-Aluminium-reichen Einschlüsse und Chondren weitestgehend verloren. Diese finden sich hauptsächlich noch in den Chondriten, die nicht so heiß, etwa weniger als 700 Grad Celsius wurden. Sie stammen beispielsweise aus damals schnell abgekühlten oberflächennahen Lagen der Mutterkörper oder von Asteroiden mit größerem Sonnenabstand. Hier veränderte sich die ursprüngliche Zusammensetzung kaum, man findet auch einige Minerale aus der zirkumsolaren Gas-Staub-Scheibe, die sich erst bei niedrigen Temperaturen gebildet haben. Weiterhin gibt es sogar Staubkörner, die aus der Zeit vor dem solaren Urnebel stammen und in diesem nicht verändert wurden. Sie bildeten sich 88

8 Ein 17.5 Zentimeter langer Stein-Eisen-Meteorit (Pallasit). Milliarden Jahre zuvor in den Atmosphären fremder, heute nicht mehr existierender Sterne, es ist so genannter Sternenstaub. Dabei handelt es sich um etwa hundertstel Millimeter große Körner aus Siliziumkarbid und aus Graphit, manchmal sogar aus Diamanten von nur wenigen hundert Atomen Kantenlänge. Einer ihrer Entdecker, der Meteoritenforscher Edward Anders sagte einmal dazu:»wenn Bakterien heiraten könnten, wären das die Steine für ihre Hochzeitsringe«. Die wichtigsten Meteoriten-Klassen Eine Übersicht über die wichtigsten Hauptklassen der Meteoriten zeigt die Tabelle auf S.90. Bei den undifferenzierten Chondriten unterscheidet man zunächst die gewöhnlichen Chondrite, die den Hauptteil aller gefundenen Steinmeteoriten ausmachen. Die Forscher klassifizieren die gewöhnlichen Chondrite unter anderem nach ihrem Eisengehalt und den Oxidationsgrad des Eisens: H steht für hohen Eisengehalt (high Fe), L für niedrigen Eisengehalt (low Fe). LL bedeutet: low total Fe/low metallic Fe Die so genannten LL-Chondrite haben demnach also nicht nur einen geringen Gehalt an Eisen insgesamt, sondern das Eisen ist zudem noch stark oxidiert und in Mineralen gebunden. Es findet sich kaum in metallischer Form. Der Meteorit Ensisheim ist ein solcher LL-Chondrit. Die selteneren kohligen Chondrite waren generell nicht so starker Hitze ausgesetzt wie die gewöhnlichen Chondrite. Sie zeigen außerdem einen höheren Gehalt an flüchtigen Stoffen, insbesondere Kohlenstoff und Wasser (bis zu mehreren Prozent). Man vermutet daher, dass sich deren Mutterkörper im sonnenferneren Teil des Asteroidengürtels bildeten. Auf diesen Mutterkörpern konnte somit das Wasser die Minerale verändern (wässrige Alteration). Nach ihren Hauptvertretern Ivuna, Mighei, Ornans und Vigarano benennt man die kohligen Chondritklassen CI, CM, CO und CV. Bei den CI-Chondriten handelt es sich um eine besonders urtümliche Klasse: Die Häufigkeit aller Elemente (bis auf die extrem flüchtigen) entspricht den typischen Häufigkeiten der interstellaren Materie des Milchstraßensystems und damit der ursprünglichen Zusammensetzung der Gas- und Staubwolke, aus der unser Sonnensystem entstand. Dies belegt ein Vergleich mit der spektroskopisch ermittelten Zusammensetzung unserer Sonne, die nahezu die gesamte Masse des Sonnensystems vereint. CM- und CV-Chondrite sind zunehmend stärker verarmt an flüchtigen Elementen wie Natrium und Kalium. Sie zeigen außerdem mehr Chondren, sind weniger durch Wasser verändert, und auch weniger stark oxidiert. Der kohlige Chondrit Axtell gehört zur CV-Klasse. Die Eisenmeteoriten unterscheidet man nach ihren Lamellenbreiten, die sich nach Ätzen der Oberfläche mit Säure zeigen: Bei diesen Lamellen handelt es sich um zwei verschiedene Kristallstrukturen der Eisen-Nickel-Legierung, das Balkeneisen (Kamazit) und das Bandeisen (Tänit). Die Lamellenbreite hängt lediglich vom Gehalt an Nickel ab: Je höher dieser ist, desto feiner ist die Lamellierung. Die häufigsten basaltischen Achondrite sind die Eukrite. Sie enthalten wie die irdischen Basalte hauptsächlich die Minerale Feldspat und Pyroxen. Die Diogenite, benannt nach Diogenes, der im 5. Jahrhundert vor Christus bereits den kosmischen Ur- Der basaltische Achondrit Millbillillie gehört zur Klasse der Eukrite, die wahrscheinlich vom Asteroiden Vesta stammt. Der Eisenmeteorit Staunton besteht aus einer Eisen-Nickel-Legierung mit dunklen Einschlüssen von Eisensulfid. Die Legierung kommt in zwei unterschiedlichen Kristallstrukturen vor, die durch Ätzen mit Säure als Lamellen auf der Oberfläche sichtbar gemacht wurden. 89

9 Schematische Darstellung der Differentiation in den großen terrestrischen Planeten oder in einigen Asteroiden: Der undifferenzierte Körper besteht zunächst aus relativ gleichmäßig verteiltem Metall und Silikaten. Bei dessen Aufschmelzung kann sich ein Metallkern und ein Silikatmantel ausbilden. Gestein Metall Peter Simon Pallas (1741 bis 1811) ist einer der Begründer der Meteoritenforschung. Übersicht über die wichtigsten Meteoritenklassen. sprung der Meteoriten erahnte, bestehen dagegen fast nur aus Pyroxen, während die Howardite eine Mixtur aus diesen zwei Gesteinsarten sind. Dies spricht dafür, dass diese Gesteine von einem einzelnen Mutterkörper stammen. Dabei handelt es sich wahrscheinlich um den Asteroiden (4) Vesta. Von den Stein-Eisenmeteoriten sind die bekanntesten die Pallasite, benannt nach dem deutschen Forschungsreisenden Peter Simon Pallas (1741 bis 1811). Sie zeichnen sich durch sehr schöne, große Olivinkristalle aus, die in eine Metallmatrix eingebettet sind. Daneben gibt es noch Mesosiderite, die außer Olivin und Metall auch die Silikate Feldspat und Pyroxen enthalten. Von wie vielen Kleinplaneten haben wir Proben? Es ist nicht einfach zu unterscheiden, ob verschiedene Meteoritenklassen lediglich von unterschiedlichen Regionen eines einzelnen Mutterplaneten kommen oder ob sie von unterschiedlichen Kleinplaneten stammen. Ein wichtiges Entscheidungskriterium ist, ob man Meteoriten beobachtet, die verschiedene Klassen in sich vereinen. Bei den drei verschiedenen Hauptklassen der gewöhnlichen Chondrite findet man so gut wie Meteorite kein Material, das aus einer Mischung etwa von H- und L-Material, oder von L- und LL-Material besteht. Andere Unterscheidungsmerkmale, etwa der Eisengehalt in den Silikatmineralen Olivin und Pyroxen, belegen zwar gewisse Schwankungen innerhalb der einzelnen Gruppen, aber keine Überlappung der verschiedenen Gruppen. Auch die Verteilung der Bestrahlungsalter etwa für H- und L- Chondrite sind verschieden: Die meisten H-Chondrite zeigen Bestrahlungsalter um etwa sieben bis acht Millionen Jahre. Dies deutet auf eine große Kollision hin, die einen Großteil der heutigen H-Chondrite vom Mutterkörper abspaltete. Bei den L-Chondriten findet man dagegen eine eher kontinuierliche Altersverteilung, die auf ständig stattfindende, kleinere Kollisionen hinweist. All diese Befunde zusammen deuten darauf hin, dass die verschiedenen Klassen der Chondriten von unterschiedlichen Mutterkörpern stammen. Bei den Eisenmeteoriten ist man sich weit gehend darin einig, dass die meisten Klassen ebenfalls von jeweils anderen Mutterkörpern stammen. Man kann sich die verschiedenartige Zusammensetzung kaum als Produkt eines einzigen, ehemals geschmolzenen Eisenkerns vorstellen. Berücksichtigt man außer den wichtigsten Klassen, zu denen die meisten Meteoriten gehören, die vielen weiteren, von denen es teilweise nur Undifferenziert Differenziert Steinmeteorite Stein-Eisen-Meteorite Eisenmeteorite Kohlige Chondrite Gewöhnliche Chondrite Achondrite CI-Chondrite CO-Chondrite CV-Chondrite CM-Chondrite H-Chondrite L-Chondrite LL-Chondrite Eukrite Diogenite Howardite Pallasite Mesosidertie Mond- und Marsmeteorite 90

10 einen oder zwei Vertreter gibt, so kommt man auf eine Anzahl von mindestens 50 verschiedenen Mutterkörpern (Kleinplaneten), von denen wir heute Material in unseren Sammlungen haben. Dies spricht dafür, dass die Asteroiden im Gürtel zwischen Mars und Jupiter nicht von einem einzigen ehemals großen Planeten stammen. Es handelt sich dabei vielmehr um Kleinplaneten, deren weiteres Wachstum zu einem größeren Planeten im Frühstadium des Sonnensystems effektiv verhindert wurde. Wahrscheinlich geschah dies durch die Schwerkrafteinflüsse des Riesenplaneten Jupiter, der sich offenbar sehr früh bildete. Dafür spricht auch ein weiteres wichtiges Argument das Kristallisationsalter oder das Abkühlalter des Meteoritengesteins betreffend: Beide betragen zwischen 4.4 und 4.5 Milliarden Jahre. Sie sind also nur wenig jünger als das Sonnensystem. Ein großer Planet wie die Erde kann seine innere Wärme besser und länger speichern als ein Kleinplanet und ist folglich heute noch geologisch aktiv. Die ältesten irdischen Gesteine sind etwa 3.8 Milliarden Jahre alt, die meisten viel jünger. Die Asteroiden waren jedoch bereits nach spätestens 150 Millionen Jahre nach ihrer Bildung praktisch vollständig ausgekühlt. Sie waren daher nicht größer als einige wenige 100 Kilometer. Wir finden zahlreiche Hinweise darauf, dass Kollisionen der Kleinplaneten untereinander den Hauptteil der 4.5 Milliarden Jahre währenden Geschichte dieser Körper prägten: Die Meteoriten selbst sind ja lediglich kleine Bruchstücke der ehemals viel größeren Körper. Außerdem zeigen die Bilder von Raumsonden, dass viele Asteroiden eine kraterübersäte Oberfläche aufweisen. Manche haben erstaunlich geringe Dichten. Es handelt sich hierbei um sehr poröse Gebilde, die wahrscheinlich während größerer Kollisionen zerrissen wurden und sich danach durch die Schwerkraft relativ lose wieder zusammen fügten. Leben, hier und anderswo... Unmittelbar nach seiner Wiederwahl im Jahre 1996 trat der amerikanische Präsident Bill Clinton vor die Mikrophone und gab eine wissenschaftliche Sensation bekannt: In einem in der Antarktis gefundenen Meteoriten vom Planeten Mars (Kasten Seite 92) mit der Bezeichnung ALH glaubte ein Forscherteam Belege für frühe Lebensspuren auf dem Mars entdeckt zu haben. Wir wissen heute, dass es auf dem Mars früher wesentlich mehr flüssiges Wasser gab, also auch günstigere Bedingungen für Leben, als heute. In dem vier Milliarden Jahre alten Meteoriten wurden außer Ablagerungen von Karbonaten (Kalkspat) auch komplexe organische Verbindungen (polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe) entdeckt, sowie Strukturen, die fossilen Bakterien ähneln. Dieser Befund und seine Interpretation erregten viel Aufsehen und lösten eine mitunter sehr kritische Diskussion aus, die bis heute andauert und deren Ende man mit Spannung abwarten darf. Wenn es momentan auch keine gesicherte Evidenz Dünn geschliffene Chondriten im Durchlicht. Diese Chondriten wurden so stark erhitzt, dass die Minerale rekristallisierten und die Chondren verlorengingen. Kohliger Chondrit Axtell mit Chondren und Einschlüssen, die reich an Kalzium und Aluminium sind. 91

11 1 cm Meteoriten vom Mond und vom Mars 1 cm Oben: Mondmeteorit. Unten: Marsmeteorit EET Rasterelektronenmikroskopaufnahme möglicher fossiler Bakterien im Meteoriten ALH 84001, der vom Mars stammt. Zusammenstöße spielen eine wichtige Rolle bei der Abspaltung der Meteoriten von ihrem Mutterkörper. Bei kleinen Asteroiden ist die dafür benötigte Energie nicht sonderlich groß, anders verhält sich dies bei den Planeten. Aber auch bei diesen kann es zum Abtrennen von Fragmenten kommen, die wir als Meteoriten auf der Erde finden. Schon früh wurde die Gruppe der so genannten SNC-Meteoriten (benannt nach den Hauptvertretern Shergotty, Nakhla, Chassigny) entdeckt. Veränderungen an ihren Mineralen weisen darauf hin, dass sie durch eine große Kollision von ihrem Mutterkörper entfernt wurden. Dass dieser sehr groß war, zeigte sich in den recht niedrigen Kristallisations- oder Erstarrungsaltern um 1.3 Milliarden Jahre. Schon um 1963 vermutete man, dass sie von einem der großen inneren Planeten stammen. Der Planet Mars wurde sofort als Hauptverdächtiger identifiziert: durch seine Nähe zum Asteroidengürtel ist er wesentlich häufiger großen Meteoriteneinschlägen ausgesetzt. Außerdem können Trümmer aus dem Bereich der Mars-Umlaufbahn uns wesentlich leichter erreichen als etwa von den inneren Planeten Venus oder Merkur, wo sie gegen die Schwerkraft der Sonne ankämpfen müssen. Der entscheidende Beleg für einen Ursprung vom Mars ergab sich durch die erstaunliche Ähnlichkeit der Häufigkeit von Gasen in Einschlüssen in einem dieser SNC-Meteoriten (EET79001) mit der Zusammensetzung der Marsatmosphäre, wie sie 1976 von den auf dem Mars gelandeten Sonden VIKING 1 und 2 bestimmt wurde. Bei einer anderen Meteoritengruppe ist man sich inzwischen sicher, einen größeren Himmelskörper als Ursprung zu kennen: unseren eigenen Erdmond. Hier hatte man den Vorteil, die Meteoriten mit den bestens untersuchten Gesteinsproben der Apollo-Missionen vergleichen zu können. Tilmann Althaus promovierte 1999 an der Universität Potsdam über die Geochemie der Edelgase. Ab 2001 untersuchte er in Heidelberg die Edelgase des Pannonischen Beckens. Seit Mai 2002 ist er Redakteur von Sterne und Weltraum. Seit seiner Promotion 1993 am Heidelberger MPI für Kernphysik, Abt. Kosmophysik arbeitet Mario Trieloff (rechts) an Meteoriten, Impaktkratern und Gesteinen des Erdmantels. Seit 1998 erforscht er als Heisenberg-Stipendiat der DFG am Mineralogischen Institut der Universität Heidelberg die Geochemie der Edelgase im Erdmantel. für Leben außerhalb unserer Erde gibt, so weiß man inzwischen doch, dass zumindest einige wichtige Lebensbausteine, nämlich Aminosäuren, auch anorganisch im frühen Sonnensystem synthetisiert wurden: Im kohligen CM-Chondriten Murchison fand man Aminosäuren, die nicht terrestrischen Ursprungs sein können, da es sich dabei sowohl um links- als auch um rechtsdrehende handelt, während bei terrestrischem Leben nur die linksdrehende Variante vorkommt. Das Auftreten von Aminosäuren allein ist also kein Beweis für die Existenz von Leben, wohl aber eine wichtige Vorbedingung. Fazit Meteoriten speichern Informationen über die gesamte Geschichte unseres Sonnensystems: Da die meisten Meteoriten Bruchstücke größerer Asteroiden und diese wiederum die»hauptverantwortlichen«für Einschläge auf den terrestrischen Planeten sind, erhalten wir wertvolle Informationen über die Kollisionsereignisse, sowohl in jüngerer als auch in frühester Zeit. In Meteoriten finden sich auch Informationen über die Entwicklung des frühen Sonnensystems, von den ersten Mineralen im solaren Urnebel bis hin zu den ersten größeren Planetesimalen. So können wir sowohl über die Urstoffe als auch über die Bausteine der großen erdähnlichen Planeten etwas lernen. Darüber hinaus finden wir Mineralkörner aus dem interstellaren Medium, aus dem unser Sonnensystem entstand, also»sternenstaub«, in dem Informationen über die Zusammensetzung der in anderen Sternen erbrüteten Elemente eingefroren sind. Damit lassen sich Modelle über die Elementsynthese in Sternen überprüfen. Manche Meteoriten können uns entscheidende Hilfestellung bei der Frage nach der Möglichkeit von Leben außerhalb unserer Erde geben: über mögliche primitive Lebensformen oder über das Vorkommen notwendiger chemischer Bau-steine für Leben in unserem eigenen Sonnensystem. Ein besseres Verständnis der Vorgänge im frühen Sonnensystem, insbesondere der Bildung kleiner und großer Planeten, erlaubt zusammen mit der wachsenden Zahl nachgewiesener extraso larer Planeten und protoplanetarer Scheiben auch Abschätzungen über die Möglichkeit der Existenz erdähnlicher Planeten außerhalb unseres Sonnensystems. 92