Vorlesung 3

1. Vorlesung 3 Einteilung der Meteorite. Physikalische Eigenschaften und Chemismus der Meteorite und Asteroide.

2. Die kosmische Strahlung im interplanetaren Raum erzeugt in Meteoriten vor ihrem Fall radioaktive Kerne. Aus der Aktivität wird ein Bestrahlungsalter von typischerweise einigen Millionen Jahren bestimmt. Vorher waren die Meteorite in den sogenannten Mutterkörpern von der Strahlung abgeschirmt. Die Mutterkörper sind im allgemeinen die Asteroide, Kleinplaneten mit Durchmessern bis zu 1,000 km, die in großer Zahl (>50,000) zwischen Mars und Jupiter die Sonne umkreisen. Das Bildungsalter der meisten Meteorite beträgt ca. 4,500 Millionen Jahre. Das älteste Fragment eines Meteoriten ist genau 4,568.3 ± 0.7 Millionen Jahre alt und bestimmt das Alter unseres Sonnensystems.

3. 1. Time scales for nebular evolution Formation of solar system 4.5683 billion years ago. 1.1 Formation of solid objects (reprocessing interstellar grains) * 100 million years after last r- and p-process * some freshly (~million years) produced material also incorporated 1.2 rapid (10 million years) processes * formation of chondrules * in asteroids: core formation, igneous differentiation, aqueous activity 1.3 slower (100 million years) processes * chondrite metamorphism * final compaction 2. Temperature history * at some locations Tmax~2000 K with dT/dt ~ -0.5°C to -50°C/hr * chondrule formation: Tmax~1850 K with dT/dt ~ -100 to - 2000°C/hr (flash heating?) * ambient temperature <650 K * possibly multiple heating events (chondrules in chondrules etc.) * accretion temperature of asteroids 300 to 500 K 3. Pressure history poorly defined, probably 10-4 atm, minimum 10-7 - 10-5 atm 4. Oxygen fugacity locally highly variable: * from 104-times solar composition (from the presence of some minerals in carbonaceous chondrites) * to 1/10 of solar composition (from enstatite chondrites) 5. Composition of solid components in the nebula bulk chondrites require 7 chemically distinct components: * early, refractory condensates * remelted silicates (chondrules) * unremelted silicates * remelted metal * unremelted metal * sulfides * volatiles

4. 6. Composition of gaseous reservoirs Oxygen isotopic data require at least 3 isotopically distinct reservoirs; more are possible; 18O/16O range > 6%; (Oxygen comprises about 65 atom% of solid matter!) 7. Processes in the nebula * condensation (e.g. REE pattern in some inclusions; whiskers of some minerals in vugs) * evaporation (mass-dependent isotopic fractionations of Si, Mg, Ca,..) * solid/gas fractionation (compositional variations in bulk chondrite chemistry by up to 103 * solid/solid fractionation (metal-silicate separation responsible for siderophile element variation among chondrite groups) * mineral-catalyzed reactions (organic phase in carbonaceous chondrites) * adsorption and implantation (e.g. of noble gases on/in carbon grains) 8. Grain size distribution in the nebula influenced first by presolar grain size, then by condensation, later by agglomoration; pristine dust (graphite, SiC) on the order of few µm identified by C-isotopic composition and much smaller diamonds. 9. Mixing of nebular regions radial transport testified by xenoliths, but poorly constrained 10. Magnetic fields in the nebula paleofield intesities range from 10 to 100 micro-Tesla

6. Struktur eines Meteoriten Geschmolzene Kruste ca. <1 mm Luftstrom Kern

7. 238Uranium 206 Pb + 8 Atomen von 4He (4,51 Mio.Jahre) Mineralogische, chemische und isotopische Untersuchungen von Meteoriten geben Aufschluß über die Bildung der Körper des Sonnensystems - den Planeten mit ihren Monden, Asteroiden und Kometen - aus der präsolaren Gas- und Staubwolke. Am Anfang standen Kondensations- und Schmelzvorgänge, die zur Bildung fester makroskopischer Körper, u.a. der Chondren, führten. Trotzdem sind noch intakte präsolare Staubkörnchen - STARDUST - in Meteoriten zu finden, die Aufschluss über kernsynthetische Prozesse in Sternen lange vor der Existenz des Sonnensystems geben. Es folgte die Akkretion zu primitiven Kleinplaneten und die weitere Entwicklung dieser Körper, die durch Zusammenstöße und thermische sowie hydrothermale Metamorphosen geprägt waren. Wegen der raschen Abkühlung kleiner Körper waren meist die metamorphen Prozesse bereits vor ca. 4,200 Millionen Jahren abgeschlossen, während Zusammenstöße, die uns ja die Meteorite liefern, bis heute andauern.

8. Siderophilen= Ir, Ni, Co, Ga, Ge, As, Sn, Au, Pt, Ru, Rh, Pd, Os, Ir Chalcophilen= S, Ir, Ag, In, Th, Pb, Bi, Se, Te Lithophilen= O, Li, Na, K, Ru, Ce, Be, Mg, Ca, Sr, Ba, Ra, Si, Al, B, Th, U, Ti, Zn, Zr, Nb, Ta, P, Cr, Mn Atmophilen=H, N, He, Ar, Kr, Xe, Kosmische Häufigkeit Unter der Kosmischen Häufigkeit versteht man die allgemein bekannten Mengenverhältnisse der chemischen Elemente. Sie ist ziemlich genau bestimmt worden und gilt zumindest für die weitere Umgebung unseres Sonnensystems. Danach sind etwa 90% der Elemente Wasserstoff und 9% Helium, während sich auf das restliche eine Prozent alle übrigen Elemente verteilen. Wenn man von den unter 1. genannten, besonders stark angereicherten Elementen deren nachweisbare Masse ermittelt und ihren Anteil an der gesamten Materiemenge, also ihre Kosmische Häufigkeit kennt, dann läßt sich ausrechnen, wieviel Masse insgesamt bei der Entstehung der Erde zur Verfügung gestanden hat. Man kommt dabei in die Größenordnung der Jupitermasse.

9. In der Abbildung ist die kosmische Häufigkeit der Elemente dargestellt. Das ist die Häufigkeit der Elemente, wie man sie in Meteoriten oder der Photosphäre der Sonne misst. Es ist zu beachten, dass die y-Achse logarithmisch aufgetragen ist! Der Wasserstoff ist deutlich das häufigste Element. Es folgt Helium, und dann erst die restlichen Elemente. Zu den schweren Elementen nimmt die Häufigkeit deutliche ab. Darin spiegelt sich der komplizierte Prozess zur Bildung schwerer Elemente wieder. Die Gesteine der Erde entsprechen ebenfalls sehr gut der kosmischen Elementhäufigkeit. Eine Ausnahme sind die leichten Elemente Wasserstoff und Helium.

10. Mg, Al, Si, O Fe, Ni, Ti Differentation einiger Asteroide: und aller Planeten: Schwere Elemente wie Eisen und Nickel sinken in den Kern (schwarze Pfeile), leichte Elemente wie Magnesium, Aluminium und Sauerstoff steigen auf und bildenden den Mantel (weiße Pfeile).

11. Ein Meteor nähert sich der Erde mit einer Geschwindigkeit von v0 = 40 Km/s. Wie groß darf der Impaktparameter S maximal sein, damit es zu einem Einschlag auf der Erde kommt? (Die gravitativen Einflüsse von Sonne und Mond mögen vernachlässigt werden!) Vo

12. Kollisionsrate W N A pR² h vran V vran~W·h n=N/A Dichte an der Oberfläche Kollisionsrate für Partikeln in einer Kiste: ~ vran·N·pR²·Fg/V Fg - Faktor der gravitativen Fokussierung= 1+vesc²/vran² Kollisionsrate =n·W· pR² · [1+vesc²/vran² ] 1. vesc<<vran: dM/dt ~ M2/3 2. vesc>>vran: dM/dt~M4/3 „ran-away“ Effekt von grossen Planeten

14. Die Klassifikation der Meteorite führt zu ihrer Genese. Es werden nicht-differenzierte und differenzierte Meteorite unterschieden. Differenzierte Meteorite sind die Eisen- und Steineisen-Meteorite sowie die Achondrite, während die Chondrite nicht differenziert sind. Klassifikation der Meteoriten Oktaedrite: 6-20% Ni Hexaedrite: < 6% Ni Ataxite: > 20 Ni

16. Gewöhnliche Chondrite (H, L, LL-Chondrite): Die Chondrite dieser Klasse werden nur deshalb als "gewöhnlich" bezeichnet, weil sie mit über 85% allerChondritenfälle den Grossteil dieser Meteorite repräsentieren. Als kosmische Urmaterie sind sie allerdings alles andere als gewöhnlich. Mineralogisch betrachtet bestehen sie zum Grossteil aus Olivin und Orthopyroxenen sowie einem charakteristisch hohen Anteil an mehr oder weniger oxidiertem Nickeleisen. Aufgrund dieses Anteils an Eisen und anderer mineralogischer Charakteristika werden sie in drei Gruppen unterteilt: H-Chondrite werden aufgrund ihres hohen Anteils an Nickeleisen mit dem "H" versehen, das für "High Iron" steht. Die Meteorite dieser Gruppe enthalten einen Gewichtsanteil von 25 bis 31% Gesamteisen, wobei 15 bis 19% des Eisens im ungebundenen, metallischem Zustand vorliegt. Sie bestehen mineralogisch vor allem aus Olivin und dem Orthopyroxen Bronzit. L-Chondrite Das "L" steht bei den L-Chondriten für "Low Iron", also für einen typischen Eisengehalt von 20 bis 25%, wobei jedoch nur etwa 4 bis 10% dieses Eisens im ungebundenen, metallischen Zustand vorkommt. Diese Tatsache bewirkt, dass L-Chondrite zwar von einem Magneten angezogen werden, aber lange nicht so stark wie die H-Chondrite. Mineralogisch bestehen L-Chondrite aus Olivin und dem Orthopyroxen Hypersthen, was ihnen auch den Namen Olivin-Hypersthen-Chondrite eingebracht hat. LL-Chondrite Das "LL" steht für "Low Iron" und "Low Metal" und trägt der Tatsache Rechnung, dass die LL-Chondrite einen typischen Eisengehalt von 19 bis 22% besitzen, wobei lediglich 1 bis 3% in metallischer, ungebundener Form vorkommen. Dementsprechend sind die LL-Chondrite nur schwach magnetisch.

17. Chondrite bestehen überwiegend aus silikatischen und metallischen Komponenten und haben eine ähnliche chemische Zusammensetzung wie die Sonne, die 99.9% der Masse des gesamten Sonnensystems ausmacht. Das Gefüge der Chondrite wird durch Einschlüsse, Fragmente und die Matrix sowie vor allem durch die namensgebenden Chondren - mm-große Schmelzkügelchen - bestimmt. Chondrite sind eine mechanische Mischung aus Hoch- und Tieftemperaturkomponenten, die untereinander in keinem direkten genetischen Zusammenhang stehen.

20. Kohlige Chondrite Die kohligen Chondrite, auch C-Chondrite genannt, repräsentieren wohl die ursprünglichste bekannte Materie und ähneln in ihrem Chemismus der Sonne mehr als alle anderen Chondrite. Typisch ist ihr Gehalt von Wasser und durch Wasser veränderter Mineralien, ihr Gehalt von Kohlenstoff und organischen Verbindungen sowie die Tatsache, dass die meisten von ihnen im Laufe ihres Daseins kaum durch thermische Prozesse verändert wurden. Die primitivsten kohligen Chondrite wurden im Laufe der Geschichte nie über eine Temperatur von 50 Grad Celsius erhitzt! Trotz all dieser Gemeinsamkeiten sind die kohligen Chondrite doch je nach Entstehungsort im präsolaren Urnebel recht verschieden und werden in mehrere Gruppen unterteilt. Die wichtigsten sollen im folgenden erwähnt werden: CI-Chondrite - nach dem Fall von Ivuna, Tansania, benannt. Es sind die primitivsten und unansehnlichsten Meteorite überhaupt - und doch auch die interessantesten. Sie enthalten so gut wie keine sichtbaren Chondren, dafür aber einen Wassergehalt von bis zu 20% und zahlreiche organische Verbindungen wie Aminosäuren und andere Bausteine des Lebens.

21. CH-Chondrite - wird ausnahmsweise nicht nach einem Fall benannt, sondern nach einer besonderen Eigenschaft: das "H" steht für "High Iron" und bezeichnet den für diese Gruppe charakteristisch hohen Anteil an Nickeleisen, der oft über 50% der Gesamtmasse betragen kann! CV-Chondrite -werden nach dem Fall von Vigarano, Italien, benannt In ihrer Struktur und chemischen Zusammensetzung ähneln sie eher den gewöhnlichen Chondriten, enthalten aber im Gegensatz zu diesen auch Spuren von Wasser, organische Substanzen und besonders viele und grosse Chondren und CAIs - ein typisches Merkmal der CV-Gruppe. Ein besonders bekannter CV-Meteorit ist der Fall von Allende, Mexiko, der sich 1969 kurz vor der ersten bemannten Mondlandung ereignete. CO-Chondrite -werden nach dem Fall von Ornans, Frankreich, benannt. Chemisch ähneln sie den CV-Chondriten, mit denen sie einen Clan bilden, aber sie unterscheiden sich bereits auf den ersten Blick durch ihr schwarzes Erscheinungsbild, ihre sehr kleinen Chondren und durch wesentlich spärlichere Einschlüsse von CAIs. Ausserdem enthalten sie deutlich sichtbare Einschlüsse von Nickeleisen, die in polierten Scheiben wie winzige schillernde Flocken wirken. CR-Chondrite -werden nach dem Fall von Renazzo, Italien, benannt. Sie besitzen meist grosse, klar abgegrenzte Chondren und enthalten im Gegensatz zu den CM-Chondriten relativ viel Nickeleisen sowie Eisensulfid. CK-Chondrite -werden nach dem Fall von Karoonda, Australien benannt. Geschnittene Scheiben dieser Meteorite erscheinen aufgrund eines hohen Anteils von Magnetit meist matt und schwarz, durchsetzt von verschieden großen Chondren und gelegentlichen Einschlüssen von CAIs. Viele CK-Chondrite weisen außer dem Schockvenen auf, Adern aus durch Druck geschmolzenem Gestein, was auf eine bewegte Vergangenheit des CK-Mutterkörpers bzw. auf ein Impaktereignis hinweist.

22. CM-Chondrite -Die zahlenmässig besser vertretene Gruppe der CM-Chondrite wird nach dem Fall von Mighei, Ukraine, benannt. Sie enthalten organische Substanzen wie Aminosäuren, aber darüber hinaus besitzen sie deutlich sichtbare Chondren und häufig Einschlüsse von sogenannten CAIs (Calcium-Aluminium-Inklusionen).

23. Chondrit Meteorit Dieser Meteorit wurde in den Allan Hills auf der Antarktis eingesammelt. Meteoriten sind Felsbrocken, die von der Anziehung eines Planeten erfaßt und auf die Oberfläche gezogen wurden. Dieser Meteorit gehört zum Typ der Chondriten, und man glaubt, daß er zur gleichen Zeit wie die Planeten aus dem Sonnennebel entstand, vor etwa 4,55 Milliarden Jahren.

24. Achondrite sind also Muster anderer differenzierter Welten und ähneln insofern irdischen Gesteinen. Dennoch sind die meisten Achondrite recht primitiv - d.h. wenig differenziert - und mithin sehr alt. Auch sie stammen zumeist aus der Frühzeit der Entstehung unseres Sonnensystems, einer Zeit die zwischen 4,6 und 4,2 Milliarden Jahre zurückreicht. Dies liegt vor allem daran, dass sie von kleineren Mutterkörpern, sprich Asteroiden, stammen, die bereits schnell nach ihrer Entstehung abkühlten und somit geologisch inaktiv wurden. PAC-Gruppe (Primitive Achondrite): Acapulcoite Lodranite Brachinite Winonaite Primitive Enstatit Achondrite (Zaklodzie, ITQIY) Angrite Aubrite Ureilite HED-Gruppe ("Vestameteorite"): Diogenite Eukrite Howardite LUN-Gruppe ("Mondmeteorite"):Anorthositische Regolith-Hochlandbrekkzien Fragmentale Hochlandbrekkzien Impakt-Schmelzbrekkzien Marebasalte, Maregabbros SNC-Gruppe ("Marsmeteorite"): Shergottite Nakhlite Chassignite Orthopyroxenite

25. Achondrit Meteorit Meteoriten diesen Typs, dieser wurde in Reckling Peak, Antarktis, gefunden, nennt man Achondriten. Er besitzt die Zusammensetzung von Basalt und entstand wahrscheinlich, als ein Asteroid vor 4,5 Milliarden Jahren geschmolzen wurde. Der Asteroid zerbrach etwas später, und dieses kleine Bruchstück des Asteroiden fing sich in der Erdanziehung ein und fiel zu Boden.

27. Eisen Meteorit Dieser Eisenmeteorit wurde am Derrick Peak auf der Antarktis gefunden. Dieser Meteoritentyp erhielt seinen Namen, weil er hauptsächlich aus den Elementen Eisen und Nickel besteht. Dieses Stück ist wahrscheinlich ein kleines Bruchstück aus dem Kern eines großen Asteroiden, der zerbrach.

28. Oktaedrite 6-20% Ni Hexaedrite < 6% Ni Ataxite > 20 Ni Eisenmeteorite können anhand der charakteristischen Widmanstätten - Mustern erkannt werden, die nach dem Ätzen der polierten Oberflächen erscheinen. Tatsächlich ist das Muster aber Spiel zweier Nickeleisen-Legierungen, Kamazit und Taenit Widmanstätten-Struktur Nadel- oder plattenförmige Ausscheidungen einer zweiten Phase, die parallel zu kristallographischen Vorzugsebenen oder -richtungen der Matrix orientiert sind.

29. Pallasiten Mesosideriten

30. SNC -Meteoriten Ein Marsianischer Meteorit Dieser Meteorit namens EETA 79001 wurde im Eis der Antarktis gefunden und stammt sehr wahrscheinlich vom Mars. Zum Größenvergleich ist die Seitenlänge des Würfels zur Rechten ein Zentimeter lang. Der Meteorit ist teilweise von einer schwarzen glasigen Schicht bedeckt, der Schmelzkruste. Diese Schmelzkruste entsteht, wenn ein Meteorit mit großer Geschwindigkeit in die Erdatmosphäre eindringt. Die Reibungshitze schmelzt den äußeren Teil des Meteoriten. Innen ist der Meteorit grau. Es handelt sich um Basalt, sehr ähnlich dem Basalt, der auf der Erde zu finden ist. Er entstand bei einer vulkanischen Eruption vor 180 Millionen Jahren. Der Meteorit stammt höchstwahrscheinlich vom Mars, weil er kleine Gasanteile enthält, die chemisch der Zusammensetzung der Marsatmosphäre entsprechen.

31. Vesta Meteorit Dieser Meteorit wird für eine Probe der Kruste des Asteroiden Vesta gehalten, welcher das dritte außerirdische Objekt ist, von dem Wissenschaftler über Laborproben verfügen (die anderen außerirdischen Proben kommen vom Mars und vom Mond). Der Meteorit ist insofern einzigartig, weil er fast vollständig aus Pyroxen besteht, einem Mineral, das gewöhnlich in Lavagestein vorkommt. Die Struktur der Mineralkörnung weist darauf hin, daß er einmal geschmolzen war, und seine Sauerstoffisotope unterscheiden sich von denen, die in allen Steinen auf Erde oder Mond zu finden sind. Die chemische Identität weist auf Vesta hin, weil sie dieselbe einzigartige Spektralsignatur des Minerals Pyroxen aufweist. Die meisten identifizierten Meteoriten von Vesta befinden sich in Obhut des Western Australian Museum. Diese 631 Gramm schwere Probe stammt von den New England Meteoritical Services. Es ist ein vollständiges Muster mit den Maßen 9,6 x 8,1 x 8,7 Zentimeter und weist eine Schmelzkruste auf, die den Beweis für die letzte Stufe der Reise zur Erde liefert.

32. * Vimpact - Velocity at atmospheric entry. * Vinfinity - Relative velocity at atmospheric entry neglecting the acceleration caused by the Earth's gravity field, often called the hyperbolic excess velocity. (Vinfinity2 = Vimpact2 - Vescape2, where Vescape = ~11.2 km/s is the Earth escape velocity.) * H - Absolute Magnitude, a measure of the intrinsic brightness of the object. * Diameter - This is an estimate, based on the absolute magnitude, and assuming a uniform spherical body with visual albedo pV = 0.154. Since the albedo is rarely well determined the diameter estimate should be considered quite rough, but in most cases will be accurate to within a factor of two. * Mass - This estimate assumes a uniform spherical body with the computed diameter and a mass density of 2.6 g/cm3. The mass estimate is somewhat more rough than the diameter estimate, but generally will be accurate to within a factor of three. * Energy - The kinetic energy at impact: 0.5 * Mass * Vimpact2. Measured in Megatons of TNT.

33. Collision Rate The rate of accretion is primarily controlled by the rate of collisions among orbiting planetesimals. Consider an annulus in the protoplanetary disk centered at some orbital radius a with volume V = Ah, where A is the midplane area and h is the disk thickness. If the annulus contains N small planetesimals with some characteristic random velocity vran relative to that of a circular orbit at radius a, then a larger embedded object of radius R will accumulate the small particles at an approximate rate where Fg = 1 + (vesc/vran)2 is the gravitational enhancement to the collisional cross section due to two-body scattering, n = N/A is the number of particles per surface area in the disk, and h = vran/W, with W the Keplerian orbital angular velocity. Equation 1 has its roots in kinetic theory and is known as the "particle-in-a-box" collision rate. In the case of an orbiting "box" of planetesimals, the random particle velocities arise from the planetesimals' orbital eccentricities and inclinations and are analogous to the random thermal velocities of gas molecules confined to some volume. As this simple expression shows, the rate of collisions, and therefore of accretional growth, depends on the local Keplerian orbital velocity (which increases with decreasing distance from the Sun, so that regions closer to the Sun generally accrete more rapidly), the number density of planetesimals, and their sizes and relative velocities.