Hier klicken zum "Meteoriten-Artikel- Archiv". HED Meteoriten Teil 1, Eukrite Das Bild oben zeigt ein 72g Exemplar des Millbiillie Meteoriten, eines monomiktischen Achondriten, der im Oktober 1960 nahe Jundee Station, Wiluna District, West Australien fiel. Das Bild unten zeigt die von Ablagerungen angegriffene Schmelzkruste dieses Meteoriten. Deutlich zu erkennen ist die lateritrote Patina, die für den Fundort Millbillie charakteristisch ist. Die Forschung ist sich heute einig, dass die uns bekannten Eukrite vom Asteroiden 4 Vesta und seinen kleineren Bruchstücken, den Vestoiden stammen. Vesta wurde am 29. März 1807 durch den deutschen Astronomen Heinrich Olbers entdeckt. Nach Ceres und Pallas ist Vesta der drittgrößte Himmelskörper im Asteroidenhauptgürtel. Mit einer Albedo von 0,423 ist Vesta gleichzeitig der hellste Asteroid am Nachthimmel. Am dunklen Nachthimmel und bei geringer Lichtkontamination ist Vesta mit bloßem Auge zu sehen. Ausgehend von Vestas Lichtspektrum, ihrer pyroxenreichen Mineralogie und dem, was wir bisher über achondritische Meteoriten wissen, sind auf der Oberfläche der Vesta drei verschiedene Gesteinsarten zu erwarten: Diogenite, basaltische Eukrite und kumulierte Eukrite. Diese drei Gesteine kristallisierten zu unterschiedlichen Zeiten und in unterschiedlichen Tiefen innerhalb eines sich abkühlenden Magmaozeans. Minerale, die früh auskristallisierten und aufgrund ihrer größeren Dichte im Umgebungsmaterial absanken, bildeten am Boden des Magmaozeans erste Aggregate. Zu solchen, aus akkumulierten Kristallen gebildeten Aggregaten, zählen die Diogenite. Sie bildeten sich am Boden der Magmakammer aus magnesiumreichem und kalziumarmem Orthopyroxen. Die kumulierten Eukrite bildeten sich dagegen in geringeren Tiefen während die basaltischen Eukrite nahe der Oberfläche der Magmakammer auskristallisierten. Letztere bestehn hauptsächlich aus eisenreichem Pyroxen und sodiumarmem Plagioklas. Das obere Bild zeigt einen 72,90g schweren Eukrit-Endschnitt von NWA 2482, einer "polymikten Brekzie aus lithischen und mineralischen Klasten, die in einer feinkörnigen klastischen Matrix aus Plagioklas, Ca-Pyroxen, Orthopyroxen und opaken Phasen eingebettet ist" (Meteoritical Bulletin no. 89). Die Aufnahme unten zeigt in Gestalt einer 1,12g Teilscheibe einen monomiktischen Ausschnitt des Hauptgruppen-Eukriten Hammadah al Hamra 286. Einige der bekannten Eukrite sind nach ihrer Entstehung weiter verändert worden. Dabei spielt die ständige Umgestaltung der Asteroidenoberfläche durch Impakte, seismische Aktivitäten, aber auch durch die erodierende und verwitternde Wirkung des Sonnenwindes eine Rolle. Große Teile der Oberfläche der Vesta sind heute mit feinkörnigen, oft mehrmals gelösten und wieder verfestigten Schuttschichten bedeckt, den sogenannten Regolithbrekzien. Es verwundert daher nicht, dass uns auch Meteoriten bekannt sind, die aus polymikten Brekzien verschiedener Eukriten oder aus Brekzien von Diogeniten und Eukriten zusammengesetzt sind. Letztere werden Howardite genannt, wenn der Anteil diogenitischer Klasten 10 Prozent übersteigt (Delaney et al. 1983, diese Definition ist in der Forschung umstritten). Zusammen bilden diese magmatischen Gesteine die HED-Gruppe (Howardite, Eukrite, Diogenite). Frisch gefallene Eukrite, wie der oben abgebildete 35,30g Camel Donga Meteorit aus Australien, sind für ihre prachtvolle glasartige Schmelzkruste bekannt. Eukrite enthalten einen vergleichsweise hohen Anteil kalziumreicher Minerale wie Plagioklas (Anorthit) und Augit. In Verbindung mit freiem Eisen, das in der Schmelzphase zu Magnetit oxidiert, bilden diese Minerale während des Erkaltens in der unteren Atmosphäre eine schwarze, stark glänzende, feintexturierte Schmelzrinde, in der oft ausgeprägte Fließstrukturen erhalten bleiben. Diese NASA-Aufnahmen zeigen ein Evolutionsmodell (oben) und ein Höhenmodell (unten) des Asteroiden 4 Vesta, letzteres 1997 durch das Hubble Teleskop aufgenommen. Das untere Bild zeigt u.a. die rund 460km messende Impaktstruktur am Südpol des Asteroiden. Man nimmt heute an, dass es sich bei dieser Struktur um die Quelle der meisten Eukrite handelt, die uns bisher als Meteoriten erreicht haben. In Zusammenhang mit Vesta steht eine Gruppe kleinerer, immer noch kilometergroßer Himmelskörper, die über die gleiche mineralogische Zusammensetzung verfügen. Diese werden Vestoiden genannt. Die Umlaufbahnen dieser Körper bestätigen, dass es sich bei ihnen um Fragmente der Vesta handelt, die in einer katastrophalen Kollision des Asteroiden mit einem anderen Himmelskörper vor Äonen von der Vesta abgesprengt wurden. Noch heute sind die Spuren dieser Kollision in Gestalt eines rund 460km messenden Impaktkraters am Südpol der Vesta zu sehen. Bemerkenswert ist, dass die Vestoiden im Vergleich zu Vesta im selben Wellenlängenbereich über ein deutlich röteres Refraktionskontinuum innerhalb des sichtbaren und NIR Spektrums verfügen. Ein röteres Spektrum von Asteroiden (nicht nur der Vestoiden) wird gemeinhin mit einer Veränderung der Oberflächengesteine durch die Auswirkungen kosmischer Verwitterung gedeutet. Die Vestoiden erscheinen sehr viel stärker durch kosmische Verwitterung gealtert als der Mutterkörper selbst. Jüngst haben die Wissenschaftler Shestopalov und Golubeva (2008) ein Erklärungsmodell dazu vorgestellt. Sie gehen davon aus, dass der Impakt am Südpol der Vesta langfristige seismische Aktivitäten ausgelöst hat, die bis heute anhalten. Wenn die hochfrequenten Schockwellen von Zeit zu Zeit die Oberfläche des Asteroiden erreichen, lösen sie in den dortigen Regolithen Umschichtungen aus, bei denen altes verwittertes Material zugedeckt wird, und neue unverwitterte Regolithe an seine Stelle treten. Die Abbildung unten zeigt eine solche Regolithbrekzie in Gestalt eines 58,90g Endschnittes des Eukriten NWA 2126 (provisorisch). Nach Shestopalov und Golubeva gibt es jedoch noch eine zweite Ursache für die unverwitterte Oberfläche des Asteroiden 4 Vesta. Vesta folgen große Wolken aus Staub- und Gesteinstrümmern, die in der Gravitationssphäre des Asteroiden gefangen sind. Sie schirmen den Himmelskörper vor der erodierenden Wirkung kosmischer Strahlung ab und reduzieren so die Auswirkung der kosmischen Verwitterung. Vesta ist das erste Ziel der 2007 gestarteten Raumsonde Dawn ("Dämmerung"). Sie wird den Asteroiden voraussichtlich 2011 erreichen. Neben anderen Detektoren verfügt Dawn über ein Spektrometer für sichtbares und infrarotes Licht (NIR), sowie über ein Gammastrahlen u. Neutronenspektrometer. Mit letzterem wird die Raumsonde das Vorkommen der Haupt- und Spurenelemente kartieren und so unter andrem feststellen ob Wasserstoff auf Vesta vorkommt. Die NASA-Aufnahme unten zeigt den Start der Dawn Mission an Bord einer Delta 2 Rakete am Morgen des 27. September 2007. . Referenzen und weiterführende Artikel: Shestopalov, D. and Golubeva (2008) LPI Contribution No. 1391, p.1116. Martel, L. M. V. (2007) PSRD 11/2007, Sanders, I. S., Scott, E. R. D. (2007) LPI Contribution No. 1338, p.1910. L.McSween H.Y, and Stolper E.M. (1980) Sci. Am. 242, 54-63. Becker R.H. and Pepin R.O (1984) Earth Planet. Sci. Lett. 69, 225-242. Drake M.J. and Righter K. (2002) Nature 416, 39-44. McCord T. et al. (1970) Science 168, 1445-1447. Delaney et al. (1983), Meteoritics 18, 103-111. Stolper E.M. (1975) Nature 258, 220-222. Righter K. and Drake M.J. (1997) MAPS 32, 929-944. Consolmagno G. and Drake M.J. (1977) Geochim. Cosmochim. Acta 41, 1271-1282. Binzel R.P. and Xu S. (1993) Science 260, 186-191. Asphaug E. (1997) MAPS 32, 965-980. Thomas et al. (1997) Science 277, 1492-1495. Cruikshank et al. (1991) Icarus 89, 1-13. 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