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 Die Schmelzkruste der Meteoriten
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Illustrierte Einführung. Text & Fotos Svend Buhl
Schaum- und Blasenbildung
 Meteoroide mit stabilen Fluglagen entwickeln an ihrer Rückseite ein starkes Vakuum. Dieses Vakuum fördert die Verdampfung eingeschlossener volatiler Elemente was zur Blasenbildung führen kann. In semi-viskoser Schmelze kann es zur Entstehung von Spritzkratern in der äußeren Schmelzkruste kommen. Je länger der Meteoroid seine stabile Fluglage innehat, desto intensiver der Ausgasungsprozess und die resultierende Schaum- und Blasenbildung.

 
Blasenbildung auf der Flanke eines LL5-Chondriten (Noktat Addagmar)
Obwohl die beschriebenen Effekte am ehesten auf der flugabgewandten Seite anzutreffen sein werden, sind sie nicht auf diese begrenzt. Die abrupte Freisetzung, beispielweise von S aus Troilit, von H20 aus aus Serpentin bei kohligen Chondriten oder von CO2 aus der Verbrennung von Graphit führt zu Blasenbildung auch an Stellen, wo man diese eher nicht erwartet, etwa auf der Brustseite oder den Flanken.

Kontraktionsrisse
 Zuletzt, nach Überschreiten seines Hemmungspunktes, wird unser Meteoroid lediglich noch durch die Erdanziehungskraft beschleunigt. Das bedeutet, er legt die letzten Minuten seines Fluges zur Erdoberfläche im freien Fall zurück. Während dieser Phase durchquert er die unteren Schichten der Atmosphäre in denen extrem kalte Temperaturen herrschen. Diese führen zu einer Kontraktion der gerade abgekühlten Schmelzrinde und damit oft zu haarfeinen Kontraktionsrissen in der Schmelzkruste, die an den Craquele-Überzug von Keramik erinnern (vgl. letztes Bild auf dieser Seite). Nicht selten bildet sich Frost auf dem Meteoroiden, unter bestimmten Bedingungen kann es zu einem Überzug mit Eis kommen.

Farbe
 Die Farbe der Schmelzkruste ist generell schwarz. Die Qualität dieses Schwarz reicht von glasartig glänzendem tiefschwarz bei den basaltischen Achondriten bis hin zu einem matten, in dunkle oder hellere Brauntöne changierenden Grauschwarz bei den meisten gewöhnlichen Chondriten.

 
Glänzende Schmelzkruste auf dem basaltischen Eukriten NWA 5787

Blasig-schaumartige, transparent olivgrüne Krusten, wie wir sie von den anorthositischen lunaren Hochlandbrekzien kennen, oder aschgraue und cremefarbene Schmelzrinde, wie sie bei den Aubriten auftritt, sind sehr seltene Ausnahmen. Schmelzkrusten auf Eisenmeteoriten zeigen dagegen bläulich-schwarze Farbtöne, die kurz nach dem Fall oft in Anlauffarben schimmern.

Generell wird die Farbe der Schmelzrinde vom Eisengehalt, der übrigen mineralogischen Zusammensetzung, und der Bandbreite der Schmelztemperaturen, sowie der daraus folgenden Viskosität der Schmelze auf der Oberfläche des Meteoriten bestimmt. (Schneider et al. 2000).

 
Bläulich-schwarze Schmelzkruste auf einem IIAB-Eisenmeteoriten (Sikhote-Alin)

Direkt nach dem Fall geborgene Chondriten zeigen oft eine eher schwarze Kruste auf einer Seite während die gegenüberliegende Seite eine deutlich braunere Farbgebung zeigt. Es handelt sich bei diesem Phänomen nicht um einen Verwitterungseffekt.

Tatsächlich gehen die Farbunterscheide auf einen unterschiedlichen Magnetitgehalt in den Schmelzen auf den gegenüberliegenden Seiten zurück. Letzterer wird durch die unterschiedlich starke Zufuhr von atmosphärischem Sauerstoff und durch Temperaturunterschiede beim Oxidationsprozess auf Vorder- und Rückseite des Meteoriten bestimmt. Oft blockiert ein Vakuum auf der flugabgewandten Seite die Zufuhr von atmosphärischem Sauerstoff zur Reaktion. Die Farbunterschiede lassen somit auch einen Schluss auf die Fluglage des Meteoriten zum Zeitpunkt der Bildung der Schmelzrinde zu.

 
Farbunterschiede in der Schmelzkruste zwischen Brustseite (links) und Rückseite (rechts) eines kurz nach dem Fall geborgenen H4 Chondriten

Ausprägungsgrad
 Meteoroide ab einer bestimmten Größe, besonders solche aus Stein- und Steineisenzusammensetzungen, sind nicht dazu geschaffen, den enormen Kräften zu widerstehen, die während des Eindringens in die Atmosphäre auf sie wirken. In aller Regel brechen sie explosionsartig in Trümmerwolken auseinander. Die so entstandenen Fragmente setzen ihre Bahn dann einzeln fort. Ein nennenswerter Teil des Meteoroiden wird beim Auseinanderbrechen zu Staub umgewandelt und geht als Ruß nieder. Das Auseinanderbrechen ist dabei nicht auf die heiße Flugphase begrenzt, sondern kann sich sukzessive bis zum Aufschlagen auf der Erdoberfläche fortsetzen.

Exemplare, welche die Erdatmosphäre dagegen in einem Stück durchqueren, entwickeln eine stark ausgeprägte Schmelzkruste und weisen einen hohen Abtragungsgrad auf. Bruchstücke die aus einer Fragmentation stammen, die sich während der späten Phase des heißen Fluges ereignet hat, weisen dagegen einen geringen Ablationsgrad und eine dünnere, schwächer ausgeprägte Schmelzrinde auf. Oft sind diese Stücke nur noch unvollständig mit Kruste bedeckt. Manchmal weisen sie lediglich noch Rußspuren auf.

 
Stark ausgeprägte, dicke primäre Schmelzkruste (obere Bildhälfte) und schwach ausgeprägte, dünne sekundäre Schmelzrinde auf der nur wenig geglätteten Bruchfläche (untere Bildhälfte) eins H5-Chondriten (Tamdakht). Bei den hellen Flecken handelt es sich um aufschlagbedingte Erdanhaftungen

 
Haarfeine Kontraktionsrisse auf primärer (obere rechte Bildhälfte) und sekundärer (untere linke Bildhälfte) Schmelzrinde eines H5-Chondriten (Nuevo Mercurio)
Ein multipler Fall, der in Gestalt hunderter oder tausender Meteoritenfragmente den Boden erreicht, wird ein breites Spektrum an Übergangsformen und Zwischenstadien an Krustenausprägung zeigen. Forscher und Sammler kategorisieren die verschieden starken Ausprägungen von Schmelzkruste gerne als primäre, sekundäre und tertiäre Kruste. Das ist durchaus hilfreich wenn verschiedene Ausprägungen auf den unterschiedlichen Oberflächen eines Exemplares beschrieben werden.

Bisweilen hat man es jedoch mit sukzessiven Fragmentationsereignissen zu tun, die ein fließendes Sprektrum sich voneinander nur noch graduell unterscheidender Schmelzkrusten produziert haben. Vergleicht man die Meteoriten eines solchen Falles miteinander, empfiehlt es sich, einen bestimmten Ausprägungsgrad mit Bezug auf den relativen Zeitpunkt zu beschreiben, zu dem sich die Schmelzkruste gebildet hat.

Innere und Äußere Kruste
 Wie Ramdohr (1967) und später Genge and Grady (1999) gezeigt haben, handelt es sich bei der Schmelzkruste nicht um einen homogenen Überzug des Meteoriten sondern um eine aus zwei unterschiedlichen Schichten aufgebaute Struktur.

Während die äußere Kruste aus vollständig geschmolzenen Komponenten der ursprünglichen Lithologie besteht, wurde die unterliegende, Substrat genannte Schicht, nur unvollständig umgewandelt. In Steinmeteoriten enthält sie Adern aus silikatischen Schmelzgläsern und Sulphidtaschen.

Morphologisch ist die äußere Kruste zu einem hohen Teil aus sehr kleinen Vesikeln aufgebaut, deren äußerste Lage sich gegen die Oberfläche öffnet, was Ursache für die matte, glanzlose Oberflächentextur der meisten chondritischen Schmelzrinden ist. Diese beim Verdampfen einzelner Komponenten entstandenen Vesikel machen bis zu 50 Volumenprozent der äußeren Kruste aus. Das Substrat, d.h. die innere Kruste ist dagegen eher kompakt und lediglich von Schmelzadern und –taschen durchsetzt. Unter dem Substrat bleibt die ursprüngliche Lithologie erhalten, sie weist keine thermisch induzierten Veränderungen auf.

Aufgrund der weitaus besseren Wärmeleitfähigkeit von Eisenmeteoriten weisen diese unter der Schmelzrinde eine α2 genannte Zone auf, in der die Kristallstruktur thermisch verändert wurde. Diese Zone kann bis zu 2 cm in den Meteoriten reichen.

Fortsetzung

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