Aktualisiert am 11. September 2026
Jeder Meteorit, der die Erdoberfläche erreicht, hat eine faszinierende Geschichte hinter sich. Sein Material entstand bereits in der Frühzeit des Sonnensystems aus Staub und Gas, aus denen sich nach und nach die ersten festen Körper bildeten. Viele Meteorite waren später Bestandteil größerer Asteroiden oder anderer planetarer Körper und wurden durch Kollisionen wieder herausgeschlagen. Anschließend konnten ihre Fragmente Millionen oder sogar Milliarden Jahre durch den Weltraum reisen, bevor einige von ihnen schließlich die Erde erreichten. Doch wie entstehen diese kosmischen Bruchstücke eigentlich?
1. Kollaps der solaren Urwolke
Die Geschichte unseres Sonnensystems begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, als eine große Wolke aus Gas und Staub unter dem Einfluss der Gravitation zu kollabieren begann. Im Zentrum entstand die junge Sonne, während sich um sie herum eine rotierende protoplanetare Scheibe aus Gas, Staub und festen Partikeln bildete.
2. Entstehung der Planetesimale
In dieser Scheibe kollidierten kleine Staubpartikel miteinander und blieben durch elektrostatische Kräfte aneinander haften. Aus immer größeren Aggregaten entstanden schließlich kilometer- bis hunderte Kilometer große Körper, die als Planetesimale bezeichnet werden. Sie bildeten die grundlegenden Bausteine, aus denen später Asteroiden, Protoplaneten und schließlich Planeten hervorgingen.
3. Akkretion und Kollisionen
Durch Akkretion wuchsen Planetesimale weiter: Ihre Gravitation zog zusätzliches Material an, und durch Zusammenstöße und Verschmelzungen entstanden größere planetare Körper und Protoplaneten. Gleichzeitig verlief dieser Prozess keineswegs ruhig. Kollisionen konnten Körper nicht nur wachsen lassen, sondern sie auch teilweise oder vollständig zerbrechen. Auf diese Weise entstanden zahlreiche kleinere Fragmente, die im Sonnensystem verblieben. Solche Bruchstücke können als Meteoroide durch den Weltraum ziehen und später – wenn sie den Eintritt in eine Atmosphäre überstehen und die Oberfläche erreichen – zu Meteoriten werden.
4. Differentiation
Ein wichtiger Schritt in der Entwicklung vieler früher Himmelskörper war die Differentiation. Dabei wurden ausreichend große und stark erhitzte Körper teilweise oder vollständig aufgeschmolzen, sodass sich schwere metallische Bestandteile und leichtere silikatische Materialien voneinander trennten. Vereinfacht lassen sich Meteorite deshalb danach unterscheiden, ob ihr Mutterkörper weitgehend ursprünglich blieb oder eine solche geologische Entwicklung durchlief. Chondrite zählen überwiegend zu den primitiven, nicht vollständig differenzierten Meteoriten. Achondrite, viele Eisenmeteorite und Pallasite bewahren dagegen Spuren von Schmelz-, Trennungs- und Umwandlungsprozessen in ihren Mutterkörpern.
Die häufigste Gruppe unter den beobachteten Meteoritenfällen sind Chondrite. Sie machen rund 85 % der tatsächlich beobachteten Meteoritenfälle aus. Chondrite gehören zu den ursprünglichsten erhaltenen Materialien des frühen Sonnensystems und wurden nicht vollständig aufgeschmolzen und differenziert. Dadurch bewahren sie wichtige Informationen über die Bedingungen, unter denen sich die ersten festen Körper vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren bildeten.
Ein typisches Merkmal vieler Chondrite sind Chondren – meist millimetergroße, kugelförmige Bestandteile, die überwiegend aus Silikatmineralen wie Olivin und Pyroxen bestehen. Sie entstanden durch kurze, starke Erhitzung, bei der ihre Ausgangsmaterialien teilweise oder vollständig aufschmolzen, und anschließend relativ rasch wieder abkühlten. Der genaue Mechanismus ihrer Entstehung ist bis heute nicht abschließend geklärt. Zu den diskutierten Modellen gehören unter anderem Stoßwellen und andere kurzzeitige Hochtemperaturereignisse in der protoplanetaren Scheibe. Später wurden Chondren zusammen mit Staub und weiteren festen Bestandteilen in die Mutterkörper der Chondrite eingebaut.
Zu den bekanntesten Chondriten zählt der Meteorit Tscheljabinsk. Sein spektakulärer Fall wurde am 15. Februar 2013 über Russland beobachtet. Der kosmische Körper trat mit einer Geschwindigkeit von ungefähr 19 km/s in die Erdatmosphäre ein und zerbrach in etwa 30 km Höhe. Die dabei ausgelöste Druckwelle verursachte in der Region zahlreiche Schäden.
Eine deutlich seltenere Gruppe bilden die differenzierten Steinmeteorite, die als Achondrite bezeichnet werden. Ihre Mutterkörper wurden so stark erhitzt, dass Schmelz- und Differentiationsprozesse stattfanden. Daher besitzen Achondrite keine typische chondritische Struktur und ähneln in vieler Hinsicht magmatischen Gesteinen. Zu ihnen gehören unter anderem Meteorite vom Mond, vom Mars sowie die HED-Meteorite, die mit dem Asteroiden Vesta in Verbindung gebracht werden.
Ein Beispiel für einen Mondmeteoriten ist Gadamis 004, dessen mineralogische und isotopische Eigenschaften mit Gesteinen des Mondes übereinstimmen. Ein Beispiel für einen Marsmeteoriten ist Amgala 001, ein Shergottit. Zu den HED-Meteoriten gehört beispielsweise NWA 7831, ein Diogenit, der mit dem Asteroiden Vesta in Verbindung gebracht wird.
Eisenmeteorite bestehen überwiegend aus Eisen-Nickel-Metall. Viele von ihnen stammen aus metallreichen Bereichen differenzierter Asteroiden, in denen sich dichtes Metall während der frühen Aufschmelzung des Mutterkörpers nach innen verlagerte. Nicht jede Eisenmeteoritengruppe lässt sich jedoch vereinfacht als direktes Bruchstück eines Asteroidenkerns beschreiben – die Entstehungsgeschichte einzelner Gruppen kann deutlich komplexer sein.
Typische metallische Phasen sind Kamazit und Taenit. Bei vielen Oktaedriten bilden sie während extrem langsamer Abkühlung charakteristische Kristallverwachsungen. Werden geeignete Stücke geschnitten, poliert und anschließend fachgerecht geätzt, können die bekannten Widmanstätten-Strukturen sichtbar werden. Diese Strukturen entstehen durch Abkühlungsraten von nur wenigen Grad pro Million Jahre und kommen nicht bei allen Eisenmeteoriten vor.
Bekannte Eisenmeteorite mit eindrucksvollen Strukturen sind beispielsweise Muonionalusta, Aletai, Saint-Aubin und Mundrabilla.
Pallasite – eine außergewöhnliche Verbindung von Metall und Silikat
Pallasite gehören zu den seltenen Stein-Eisen-Meteoriten. Sie bestehen aus einer Eisen-Nickel-Matrix, in die meist gut ausgebildete Olivinkristalle eingebettet sind. Gerade bei geschnittenen und polierten Scheiben kann diese Kombination aus Metall und transparentem bis durchscheinendem Olivin besonders deutlich sichtbar werden.
Traditionell wurde angenommen, dass Pallasite vor allem an der Grenze zwischen metallischem Kern und olivinreichem Mantel differenzierter Planetesimale entstanden. Neuere Modelle zeigen jedoch, dass auch Kollisionen und die Durchmischung von Metall und Silikat eine wichtige Rolle bei ihrer Entstehung gespielt haben könnten. Ihre genaue Bildungsgeschichte ist daher komplexer, als die klassische Kern-Mantel-Grenzschicht allein vermuten lässt.
Bekannte Vertreter sind beispielsweise Sericho aus Kenia, Seymchan aus Russland, Imilac aus Chile und Brahin aus Belarus. Die einzelnen Pallasite unterscheiden sich deutlich in Größe, Farbe, Erhaltung und Transparenz ihrer Olivinkristalle.
5. Fragmentation und Reise durch den Weltraum
Durch Kollisionen freigesetzte Fragmente können über sehr lange Zeiträume als Meteoroide durch das Sonnensystem wandern. Gravitative Störungen und weitere Begegnungen mit Himmelskörpern können ihre Bahnen verändern. Gelangt ein solcher Körper auf Kollisionskurs mit der Erde, tritt er mit hoher Geschwindigkeit in die Atmosphäre ein. Der größte Teil des Materials verglüht oder zerbricht dabei. Nur Fragmente, die den Atmosphärenflug überstehen und die Erdoberfläche erreichen, werden als Meteorite bezeichnet.
Fazit
Von der Entstehung der solaren Urwolke über die Bildung von Planetesimalen, Differentiation und Kollisionen bis hin zum späteren Fall eines Fragments auf die Erde umfasst die Geschichte eines Meteoriten eine Reihe komplexer Prozesse. Meteorite liefern deshalb wertvolle Informationen über die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems. Ihre mineralogische, chemische und isotopische Untersuchung hilft Wissenschaftlern zu verstehen, unter welchen Bedingungen die ersten festen Materialien und planetaren Körper entstanden.
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Autorin: Terezie Laubrová
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