www.meteorite-recon.com
 Die Schmelzkruste der Meteoriten
 Seite 1 | 2 | 3 | 4


Illustrierte Einführung. Text & Fotos Svend Buhl
Die Kennntnis von Schmelzkruste auf Meteoriten ist so alt wie das Wissen von den Himmelssteinen selbst. Bereits der numidische Rhetor Arnobius der Ältere lieferte um das Jahr 275 die Beschreibung der Rinde eines Meteoriten als dunkelschwarz gefärbt, rauh, uneben und mit einzelnen vorstehenden Nocken“.

Ähnliche Beschreibungen, etwa der seinerzeit berühmten orientierten Meteormasse von Elagabalus, liegen beispielsweise vom griechischsprachigen römischen Geschichtsschreiber Herodian (178 – 250) vor. Die Deutung des rußigen schwarzen Äußeren der Meteorsteine mit derem feurigem Fall zur Erdoberfläche geschah bereits im Altertum korrekt.

 
Grobe blasige Schmelzkruste auf einem CV3-Chondriten (Allende)
Die ersten detaillierten und vergleichenden Studien zur Schmelzkruste der Meteoriten verdanken wir Scherer und Schreibers (1809), gefolgt von Chladni (1819), Tschermak (1885) und Brezina. Seit dem hat sich jeder bedeutende Foscher auf dem Gebiet der Meteoriten zumindest am Rande mit dem Thema Schmelzkruste beschäftigt.

Buchwald liefert 1975 eine umfassende Analyse und Bestandsaufnahme der Schmelzkrusten von Eisenmeteoriten. In jüngerer Zeit legten besonders Ramdohr (1967) sowie Genge und Grady (1999) detaillierte mikroskopische und mikrosondengestützte Untersuchungen über Aufbau und Zusammensetzung der Schmelzkruste vor.

Bildung von Schmelzkruste
 Schmelzkruste, oder Schmelzrinde, ist eine dünne geschmolzene Oberflächenhaut aus den thermisch umgewandelten Komponenten eines Meteoriten. Sie besteht im Wesentlichen aus Olivin, Glas und Eisenoxyden wie z.B. Wüstit und Oxyden der Magnetitreihe. Selten erreicht sie auf Steinmeteoriten eine Stärke von über 1 mm. Die Schmelzrinde auf Eisenmeteoriten ist noch feiner, im Mittel rund 0,25 mm, sie besteht nahezu ausschließlich aus Magnetit.

 
Feine samtartige Schmelzkruste auf einem fallfrischen H5-Chondriten (Chergach)

Schmelzkruste bildet sich, wenn Meteoroiden mit Geschwindigkeiten zwischen 15 und 70 Kilometer pro Sekunde in die Gasatmosphäre unseres Planeten eindringen. Das ist schnell genug, um den gesamten europäischen Kontinent von Ost nach West in weniger als 4 Minuten zu überqueren, und man kann sich vorstellen, welche enormen Schockwellen solche kosmischen Geschosse vor sich herschieben.

In einer Höhe von etwa 70 Kilometern verfügt die Atmosphäre nur über rund ein Prozent der Dichte auf Meeresniveau. Trotzdem wird der Meteoroid bereits in diesen dünnen Luftschichten in seinem Flug abgebremst. Mittlerweile schiebt der Bolide eine Welle aus stark kompressierter Luft vor sich her. Je tiefer er in die immer dichter werdende Atmosphäre eindringt, desto größer werden die Drücke und damit auch die Temperaturen in seiner Stosswelle.

 
Schnittfläche eines LL6-Chondriten (NWA 5882), umfasst von einer sehr feinen Schmelzkruste von lediglich 0,3 mm Stärke

 
Einzelne Schmelzgrube auf der Oberfläche des LL5-Chondriten Noktat Addagmar
Augenblicke später beginnen die heißen Gase das Äußere des Meteoroiden zu schmelzen. Auch die im Vakuum des Alls tiefgefrorenen Gesteine von Asteroiden und Planeten haben den dabei entstehenden hohen Temperaturen von rund 1500°C wenig entgegenzusetzen. Sobald die Schmelze flüssig ist wird sie augenblicklich vom Gasstrom weggetragen und neues Material erhitzt sich darunter.

Während des Abtragungsprozesses verliert der Meteoroid je nach Zusammensetzung, Eintrittswinkel und Eintrittsgschwindigkeit bis zu 90 Prozent seiner ursprünglichen Masse. Entgegen der landläufigen Meinung erhitzt sich das Innere des Meteoriten dabei nicht, da die entstehende Wärme sofort mit der flüssigen Schmelze an den Gasstrom abgegeben wird.

Ablationsvorgang
 Durch den Abtragungsprozess wird die ursprüngliche Form des Meteoroiden neu gestaltet. Wegen ihrer unregelmäßigen Gestalt trudeln und taumeln die meisten Meteoroiden während ihres Fluges unkontrolliert. In diesem Fall werden alle Oberflächen nahezu gleich abgetragen, wobei die Kanten und hervorstehende Partien stark abgerundet werden.

Solange der Meteoroid keine aerodynamisch günstige Form annimmt und dadurch eine stabile Fluglage entwickelt, treten lokale Unterschiede im Ablationsgrad nur durch Unregelmäßigkeiten in seiner Zusammensetzung auf. Komponenten mit niedrigerem Schmelzpunkt, wie z.B. Troilit, schmelzen wesentlich schneller als etwa eisenarmes Olivin. Kalziumreiche Lithologien schmelzen noch schneller. Erreicht der Abschmelzvorgang Aggregate mit einem niedrigeren Schmelzpunkt als das umgebende Material, entstehen kleine Vertiefungen und Grübchen. Diese Unregelmäßigkeiten in der Oberfläche führen zu Mikroverwirbelungen, die widerum das weitere Aushöhlen der Vertiefungen beschleunigen. Die so entstehenden Schmelzgruben werden Regmaglypten genannt.

 
Große Regmaglypten auf dem L5-Chondriten Dhofar 1511

Erstarren der Kruste
 Einige Sekunden später hat die Erdatmosphäre unseren Meteoroiden so stark abgebremst, dass die Temperaturen der Stosswelle nicht mehr ausreichen, den Meteoroiden weiter abzuschmelzen. Er tritt nun in seine dunkle und kalte Flugphase ein. Bricht der Schmelzvorgang ab kommt der Moment, in dem sich die Schmelzkruste bildet. Sobald die zuletzt geformte Schmelze abkühlt, erstarrt eine dünne, oft glasartige Rinde, die Schmelzkruste. Die Schmelzkruste ist somit eine Art Momentaufnahme, welche die Überformung der Oberfläche des Meteoriten zu einem ganz bestimmten Zeitpunkt abbildet.

Schmelzstrukturen
 In manchen Fällen prägt die Schmelzrinde feine Linien erstarrter Schmelze aus. Diese Fließlinien genannten Strukturen zeigen in der Regel zur Rückseite des Meteoriten, genauer, zu jener Seite, die zum Zeitpunkt der Erstarrung der Schmelzkruste die flugabgewandte Seite darstellte. Fließlinien finden sich besonders häufig auf Meteoriten, die über längere Zeit eine stabile Fluglage innehatten und als somit als orientiert gelten, sie sind jedoch keineswegs auf letztere beschränkt.

Eine weitere charakteristische Schmelzstruktur stellen tropfenförmige Spritzgrate dar, die ebenfalls entlang der zum Zeitpunkt ihrer Erstarrung vorherrschenden Flugachse ausgerichtet sind. Im Gegensatz zu den Fließlinien gehen diese auf Material zurück, das bereits vollständig abgelöst und vom trudelnden Meteoriten wieder eingefangen wurde. Dabei kann es theoretisch auch zu Ablösung von Schmelze eines vorausfliegenden Fragments und Übertragung auf ein dahinter folgendes kommen.

 
Spritzgrate und Lippenbildung auf der flugabgewandten Seite des LL5-Chondriten Noktat Addagmar

Besonders auf der Rückseite, den Flanken und an Stellen, die im toten Winkel des Gasstromes liegen, kann Schmelze akkumulieren und Grate oder Schmelzlippen aus stärkerer Kruste bilden. Solche Strukturen finden sich häufig an den Rändern von Flächen, die währen der Endphase des Fluges der Flugrichtung abgewandt waren. In manchen Fällen ist der komplette Rand einer solchen Fläche von einer Schmelzlippe eingerahmt. Man spricht dann von einem Umlaufwulst. Ein solcher entsteht, wenn semi-viskoses Material über die Kanten lappt und dann in Lee des Gasstromes walzenförmig erstarrt.

Kann flüssige Schmelze aufgrund von Vorsprüngen, Verwirbelungen oder eines anders verursachten Gasstaus nicht vom Gasstrom abgestreift werden, füllt sie mitunter Vertiefungen oder bildet Wülste aus. Unter stabilen Flugbedingungen sammelt sich die Schmelze auch auf der Leeseite des Meteoroiden und akkumuliert dort in Gestalt mehrerer übereinander liegender Schichten. In extremen Fällen können so Megakrusten entstehen, die Mächtigkeiten von 1 cm und mehr erreichen. Bruchstücke der Hauptmasse des Tamdakht-Meteoriten, der am 20. Dezember 2008 nahe Ouzarzate in Marokko fiel, weisen Anzeichen für die Bildung einer solchen Megakruste auf.

Charakteristische ringförmige Kragen wie sie von den Australiten bekannt sind, wurden bisher an Meteoriten nicht beobachtet. Nach Ramdohr (1967) liegt das an der eher geringen Viskosität der basischen Schmelzen von Meteoriten im Vergleich zur silikatreichen Schmelze der Tektite.

Fortsetzung

Seite 1 | 2 | 3 | 4


  © 2001-2009 Meteorite Recon