Een meteoriet is in wezen een overlevende. Het begint als een meteoroïde, een stuk steen of metaal dat door de leegte tussen planeten drijft. De meeste van deze dingen verbranden volledig wanneer ze onze atmosfeer raken. Maar sommige zijn sterk genoeg om de vurige duik te overleven. Ze schieten door de lucht en landen op de grond. Dat overgebleven fragment is wat we een meteoriet noemen.
De definitie is in de loop van de tijd uitgebreid. We gebruiken het niet alleen voor dingen die de aarde raken. Als een steen op een ander groot hemellichaam terechtkomt, noemen we het nog steeds een meteoriet. Wetenschappers hebben dit soort fragmenten gevonden in monsters die zijn teruggebracht van de maan. Zelfs op Mars zag de robotwagen Opportunity minstens één meteoriet rusten op het oppervlak van de rode planeet.
Reuzen en stofdeeltjes
Grootte varieert enorm. De grootste bekende meteoriet op aarde is een monster genaamd Hoba. Het werd in 1920 in Namibië ontdekt. Sindsdien is het niet meer verplaatst. De rots heeft een doorsnede van 2,7 meter. Dat is drie meter massief ruimtegesteente. Het weegt bijna 60 ton. Het materiaal is een legering van ijzer en nikkel. Het is enorm.
De grootste meteoriet die op aarde is geïdentificeerd, werd in 1920 in Namibië gevonden en heette de Hoba-meteoriet.
Aan de andere kant van het spectrum hebben we micrometeorieten. Deze zijn klein. Ze variëren van een paar honderd micrometer tot ongeveer 10 micrometer. Ze komen uit de constante stofwolk die de interplanetaire ruimte vult. Je ademt er waarschijnlijk elke dag een aantal in. Het zijn de microscopisch kleine overblijfselen van kosmische botsingen.
Waar komen meteorieten eigenlijk vandaan?
De meeste rotsen die je op de grond vindt, komen niet uit de ruimte zoals je zou denken. Het zijn fragmenten van asteroïden. Concreet komen ze uit de binnenste hoofdband. Dit is de zone tussen 2,1 en 3,3 astronomische eenheden (AU) van de zon. Eén AU is de afstand van de aarde tot de zon. Dat is ongeveer 150 miljoen kilometer.
Jupiter speelt hier een vuile truc. De zwaartekracht trekt aan deze asteroïden. Het verstoort hun banen. Het schopt ze op paden die de baan van de aarde kruisen. Zo komen ze hier.
Maar niet alles vormde zich in die specifieke zone. Banen migreren. Processen verschuiven materiaal over miljoenen jaren. Toch is het merendeel van de afzonderlijke meteorieten die we verzamelen terug te voeren op die binnenste gordel.
De maan en Mars zijn zeldzame bezoekers. Minder dan één procent van alle meteorieten is daarvan afkomstig. Je kunt hun oorsprong herleiden tot specifieke inslagen die puin de ruimte in brachten.
Kometen zijn anders. Ze laten micrometeorieten vallen. Dit zijn kleine korrels die door de hogere atmosfeer zweven. Onderzoek naar meteoren toont aan dat sommige komeetbrokken taai zijn. Ze overleven de hitte. Ze bereiken de oppervlakte. Maar wetenschappers zijn het er over het algemeen over eens dat niets van kometen in formele meteorietcollecties terechtkomt. Het materiaal is te kwetsbaar. Het verandert in stof. Het landt niet als een rots.
Waarom deze ruimterotsen bestuderen?
De belangrijkste reden voor het bestuderen van meteorieten is tijd. Asteroïden en kometen zijn tijdcapsules. Ze bevatten bewijsmateriaal uit de kindertijd van het zonnestelsel.
Daar zijn twee solide redenen voor.
Kijk eerst naar de ingrediënten. Het vroege zonnestelsel bestond uit gas en fijn stof. Planeten groeiden door kleinere dingen tegen elkaar te gooien. Het begon met stofballen. Het eindigde met rotsachtige planeten zoals Mercurius en Venus. Bij reuzen als Jupiter was sprake van een complexere natuurkunde. Maar hun manen? Ze zijn waarschijnlijk gevormd door eenvoudige aggregatie. Dat deden kometen ook.
Asteroïden en kometen zijn overblijfselen. Het zijn de resten van tussenstappen. Ze vertegenwoordigen lichamen die vroeg zijn gevormd. Sindsdien zijn ze niet veel veranderd.
Ten tweede, kijk naar de hitte. In het begin van het zonnestelsel werd het heet. Radioactieve isotopen vervallen. Botsingen veroorzaakten wrijving. Grote lichamen smolten. Hun binnenkant veranderde chemisch en fysiek. Ze hebben hun klokken opnieuw ingesteld.
Kleine lichamen smolten niet. Ze straalden de warmte efficiënt af. Hun interieur bleef koel. Ze bewaarden het originele stof. Zij behielden het oermateriaal.
Sommige meteorieten bevatten materiaal dat ouder is dan het zonnestelsel zelf. Het zijn eeuwenoude overblijfselen. Ze overleefden omdat ze klein waren. Ze bleven koud.
Herstel van meteorieten
Traditioneel dragen meteorieten de naam van het dichtstbijzijnde geografische kenmerk. Het is een naamgevingsconventie die voortkomt uit schaarste. Eeuwenlang was er geen systematische poging om ze terug te vinden. Het probleem was simpel: meteorieten vallen min of meer gelijkmatig over het aardoppervlak. Er was geen duidelijke manier om te voorspellen waar ze zouden landen of waar ze zouden kunnen worden gevonden. Als je er één zag vallen, of als je op een vreemde rots stuitte, overhandigde je hem aan een museum of een particuliere verzamelaar. Dat was het einde van het verhaal.
Toen kwamen de jaren dertig en veertig. Ondernemende verzamelaars begonnen de prairiegebieden van Noord-Amerika te doorkruisen. Ze vroegen boeren om ongebruikelijke stenen mee te nemen die tijdens het ploegen uit de aarde waren getrokken. Het was een strategie gebaseerd op de geologie. Prairiegrond is grotendeels afkomstig van fijne gletsjerlöss. Het bevat enkele grote rotsen. Verzamelaars redeneerden dat elk gesteente dat in dit dorre landschap werd opgegraven een redelijke kans had een meteoriet te zijn. Het was een spel met weinig waarschijnlijkheid, maar het werd op grote schaal gespeeld.
Zoeken naar accumulatiezones
Een betere aanpak voor het vinden van meteorieten dan het zoeken naar plaatsen met weinig stenen is het zoeken naar plaatsen waar ze zich in de loop van de tijd ophopen. U wilt gebieden waar het oppervlak vrij oud is en de mate van verwering laag is. Meteorieten bevatten mineralen, zoals ijzermetaal, die gemakkelijk verweerd zijn. Normaal gesproken duren ze niet lang op het aardoppervlak. Vloeibaar water is een van de belangrijkste veroorzakers van bederf.
In woestijnomgevingen, waar water schaars is, overleven meteorieten veel langer. Ze hebben de neiging zich op te hopen op het oppervlak in dorre gebieden als de verweringssnelheid lager is dan de snelheid waarmee meteorieten op aarde vallen. Dit werkt alleen op voorwaarde dat er weinig door de wind meegevoerd zand zich ophoopt om ze te begraven. Gebieden van de Sahara in Noord-Afrika en de regio Nullarbor Plain in Australië zijn goede plekken gebleken om naar meteorieten te zoeken. Maar de meest succesvolle inzamelingsinspanningen vonden plaats op Antarctica.
De blauwe ijsval
Antarctica kan worden gezien als een koude woestijn. De jaarlijkse sneeuwval is vrij laag in het grootste deel van het binnenland. De intense kou vertraagt de verwering aanzienlijk. De meeste meteorieten die op de ijskap vallen, raken begraven en worden 20.000 tot 30.000 jaar bewaard. Sommigen lijken al een miljoen jaar of langer op Antarctica te zijn. Het ijs van de Antarctische plaat stroomt geleidelijk radiaal van de Zuidpool noordwaarts richting de kust.
Op sommige plaatsen stuit het ijs op een obstakel. Een begraven heuvel dwingt het naar boven te stromen. Sterke katabatische winden, die vanuit het midden van het continent over de zacht glooiende ijskappen heen waaien, zandblazen het opwellende ijs met sneeuw en ijsdeeltjes. Ze eroderen het met snelheden van wel 5 à 10 cm (2 à 4 inch) per jaar. Hierdoor blijven de meteorieten op het oppervlak achter.
Gebieden met opwellend ijs, vanwege de kleur blauw ijs genoemd, zijn te herkennen aan lucht- of satellietfoto’s. Te voet zijn de donkere meteorieten relatief gemakkelijk te herkennen tegen het ijs en de sneeuw. Het nadeel van verzamelen op Antarctica zijn de barre omstandigheden. De verzamelteams moeten het weken tot maanden volhouden terwijl ze op het ijs kamperen. Sinds de jaren zeventig hebben verschillende landen, met name de Verenigde Staten en Japan, wetenschappelijke verzamelprogramma’s uitgevoerd.
Door deze programma’s zijn enkele tienduizenden meteorieten uit Antarctica gehaald. Hierdoor werd het aantal meteorieten dat beschikbaar was voor onderzoekers vele malen groter. Deze omvatten een derde van alle bekende meteorieten op Mars. Ze omvatten een derde van de bekende maanmeteorieten. En tal van andere zeldzame of unieke exemplaren.
Omdat grote aantallen Antarctische meteorieten in kleine gebieden worden aangetroffen, wordt er niet het traditionele geografische naamgevingssysteem voor gebruikt. In plaats daarvan bestaat een identificatie uit een afgekorte naam van een plaatselijk herkenningspunt plus een nummer dat het jaar van herstel en het specifieke monster identificeert.
Soorten meteorieten
Meteorieten zijn altijd in drie emmers gesorteerd: stenen, ijzers en steenachtige ijzers. Het is een eenvoudige opsplitsing gebaseerd op wat erin zit: gesteentevormende mineralen versus nikkel-ijzermetaallegeringen. Steenmeteorieten domineren de lijst en vertegenwoordigen ongeveer 94% van alle bekende exemplaren. IJzers vormen ongeveer 5% en steenachtige ijzers slechts 1%.
Maar laat je niet misleiden door die eenvoud. Binnen elke emmer is er chaotische diversiteit. Er bestaan onderverdelingen op basis van chemie, mineralogie en structuur. En hier zit het addertje onder het gras: classificatie is meestal cosmetisch. Het is afhankelijk van wat je kunt zien, niet van waar de steen vandaan komt. Twee stenen in dezelfde categorie kunnen totaal verschillende ouderlichamen hebben. Soms delen gesteenten uit verschillende categorieën feitelijk een gemeenschappelijke oorsprong.
“Inderdaad, vaker wel dan niet, hebben ze niets met elkaar te maken.”
Beschouw een grote asteroïde. Als het smelt, zinken zware metalen naar de kern, terwijl lichter gesteente een mantel vormt. Dit is geochemische differentiatie. Wanneer die asteroïde uiteindelijk uiteenspat, kan het puinveld monsters bevatten van de kern, de mantel en de rommelige grens ertussen. Eén monster ziet eruit als een strijkijzer. Een andere lijkt op een steenachtige meteoriet. Het zijn broers en zussen, gescheiden door natuurkunde en geweld. De echte uitdaging voor wetenschappers is niet alleen het benoemen van deze rotsen. Het is uitzoeken welke verwant zijn en welke processen zo’n wilde variatie hebben gecreëerd.
De steenachtige kloof: gesmolten versus ongesmolten
Binnen de enorme steenachtige categorie is de eerste echte splitsing tussen achondrieten en chondrieten. Het verschil? Warmte. Achondrieten waren ooit gesmolten. Chondrieten waren dat niet.
Chondrieten zijn het meest voorkomende type steenmeteoriet en vormen ongeveer 87% van de collecties. Ze zijn misschien ook wel de belangrijkste. Beschouw ze als de sedimentaire conglomeraten van het zonnestelsel. Het zijn geen enkele, massieve rotsen. Het zijn mechanische mengsels van componenten die in de zonnenevel zijn gevormd, of zelfs eerder.
Hun compositie is een spiegel van de zon. Bijna. Ze missen de zeer vluchtige elementen zoals waterstof en helium, maar al het andere komt op één lijn. De zon bevat meer dan 99% van de massa van het zonnestelsel. De samenstelling ervan komt dus het dichtst in de buurt van een basislijn voor de gemiddelde samenstelling van het zonnestelsel bij de geboorte.
Dit is van belang omdat het ons een referentiepunt geeft. Als de samenstelling van een meteoriet afwijkt van de basislijn van de zon, is die afwijking een aanwijzing. Het vertelt ons over de specifieke processen die het moederlichaam en de materialen daarin hebben gevormd.
Chondrules: de bevroren regen van de schepping
Chondrieten worden gedefinieerd door iets dat zichtbaar is voor het blote oog (of in ieder geval onder een sterke lens). Ze bevatten chondrulen. Dit zijn kleine, bolvormige korrels van silicaatmineralen die gestold zijn uit gesmolten druppels in de vroege zonnenevel. Ze zien eruit als stukjes bevroren regen.
Het vinden van chondrulen betekent dat de rots nooit genoeg hitte heeft ervaren om ze te laten smelten en hun geschiedenis uit te wissen. Dat behoud is cruciaal. Terwijl achondrieten verhalen vertellen over planetaire differentiatie en vulkanische activiteit, vertellen chondrieten het verhaal van de grondstoffen. Het zijn de oorspronkelijke bouwstenen.
Wetenschappers kijken naar de grootte, vorm en mineralogie van deze chondrulen om de thermische omgeving van het vroege zonnestelsel te reconstrueren. Hoe warm werd het? Voor hoe lang? Was er sprake van vermenging tussen verschillende delen van de nevel? De chondrulen bevatten de gegevens.
Dit leidt tot een meer gedetailleerde classificatie van chondrieten zelf. Ze zijn onderverdeeld in drie hoofdklassen: gewoon, koolstofhoudend en enstatiet. Elke klasse heeft verdere onderverdelingen in groepen op basis van subtiele chemische aanpassingen.
Gewone chondrieten komen het meest voor. Ze zijn relatief onveranderd door water. Koolstofhoudende chondrieten zijn anders. Ze bevatten koolstof en vaak waterhoudende mineralen. Ze zijn de natste en chemisch meest complexe en bevatten soms organische verbindingen die dateren van vóór het leven op aarde. Enstatiet-chondrieten zijn zeldzaam en worden gevormd in een zeer reducerende omgeving, met een duidelijk zuurstofgebrek vergeleken met de andere.
“Afwijkingen in de samenstelling van een meteoriet ten opzichte van deze referentiesamenstelling geven aanwijzingen voor de processen die de vorming van het moederlichaam en de componenten ervan hebben beïnvloed.”
De diversiteit binnen deze groepen is enorm. Eén enkele meteorietval kan exemplaren opleveren die er identiek uitzien, maar een totaal verschillende isotopische signatuur hebben. Isotopen zijn de vingerafdruk van oorsprong. Ze kunnen ons vertellen of een steen afkomstig is uit het binnenste zonnestelsel of uit de buitenste gordels. Ze kunnen onthullen of het werd verwarmd door een kortlevende radioactieve isotoop zoals aluminium-26.
Dit is de reden waarom de studie van chondritische meteorieten niet alleen gaat over het catalogiseren van gesteenten. Het gaat over het reconstrueren van een tijdlijn die niemand heeft gezien. Het gaat erom te begrijpen waarom de aarde een rotsachtige planeet werd, terwijl Jupiter een gasreus bleef. De antwoorden liggen begraven in de chondrules, bevroren in de tijd, wachtend om gelezen te worden.
De puzzel van chondrules
Meteorieten krijgen het label ‘chondriet’ omdat ze chondrulen bevatten. Dit zijn kleine, bolvormige lichamen. Meestal ongeveer een millimeter breed. Ze zien eruit als bevroren druppels.
Wetenschappers denken dat deze ooit gesmolten zijn. Ze zweefden in de zonnenevel. Daarna koelden ze snel af. Experimenten bevestigen dit. De flitsverwarming bereikte piektemperaturen van 1.800 °C. Daarna ging de afkoeling snel. Tot 1.000 graden per uur.
Maar waar kwam die hitte vandaan? Dat is de vraag van een miljoen dollar. Chondrulen variëren per grootte en samenstelling. Dit suggereert dat de formatie gelokaliseerd was. Het gebeurde ook vele malen. Het was waarschijnlijk het meest energetische proces in het gebied van de asteroïdengordel. Toch weten we, ondanks meer dan een eeuw onderzoek, nog steeds niet het exacte mechanisme.
Vuurvaste insluitsels: de hittebestendige weerstanden
Chondrieten bevatten ook vuurvaste insluitsels. Klein, zeker. Maar belangrijk. Ze zijn rijk aan vuurvaste elementen. Dit zijn elementen die niet gemakkelijk verdampen. Denk aan calcium en aluminium. Vandaar CAI’s.
Ze variëren van onregelmatige scherven tot perfecte bollen. Tientallen micrometers tot centimeters. Ze vormden zich ook bij hoge temperaturen. Maar anders dan chondrulen. De verwarming duurde langer. Sommige smolten. Anderen condenseerden rechtstreeks uit heet gas tot vaste kristallen.
Er bestaat ook geen consensus over hoe ze zijn gevormd. Net als chondrulen blijft het oorsprongsverhaal van CAI’s onvolledig.
De matrix: een verstard record
Tussen de chondrulen en insluitsels ligt de matrix. Het is een fijnkorrelig cement. Het houdt de grotere stukken bij elkaar. De matrix is rijker aan vluchtige elementen. Dit impliceert dat een deel ervan bij lagere temperaturen is gevormd.
Het is ook rijk aan organisch materiaal. Tot 2% op gewichtsbasis. De waterstof- en stikstofisotopen hier zijn raar. Ongebruikelijk. Dit wijst op een interstellaire oorsprong. De organische materie was waarschijnlijk afkomstig van de moleculaire wolk waaruit het zonnestelsel ontstond.
Maar de matrix bevat oudere geheimen. Kleine korrels. Nanometers tot 10 micrometer. Ze dateren van vóór de zon. Deze korrels werden miljoenen jaren voordat wij bestonden gevormd in stervende sterren. Hoe weten we dat? Isotopen.
De koolstof-12 tot koolstof-13-verhoudingen in het zonnestelsel schommelen rond de 89 op 1. Sommige korrels van chondrieten vertonen verhoudingen van 7.000 op 1. Of 2 op 1. Dat is onmogelijk te produceren in de omgeving van onze zon. Deze korrels zijn circumstellair. Mineralen zoals diamant, grafiet en siliciumcarbide. Ze zijn sterrenstof.
Littekens van de geschiedenis
Er zijn maar weinig chondrieten die ongerept zijn. De meeste zijn gewijzigd. Vier processen veranderden ze. Waterige verandering. Thermisch metamorfisme. Schok. Brecciatie.
Het begon kort na de oprichting. Ouderlichamen warmden op. Sommigen bleven bescheiden. Er bestond vloeibaar water. Mineralen reageerden met water. Door waterige verandering ontstonden complexe nieuwe mineraalmengsels.
Anderen werden heter. Water kookte af. Thermische metamorfose volgde. Mineralogie is veranderd. De fysieke structuur is veranderd. Geen wijdverbreid smelten. Net genoeg om de matrix te herkristalliseren. Organisch materiaal en omringende korrels werden vernietigd. In de meest verhitte chondrieten herkristalliseerden de chondrulen zelf. Bij 1000 °C zijn ze moeilijk te zien.
Dan is er sprake van een shock. Botsingen met asteroïden. Elk belangrijk type meteoriet laat dit zien. Van kleine breuken tot plaatselijk smelten. Dit gaat vandaag door.
Brecciatie is de laatste wending. Lichamen vielen uit elkaar. Daarna weer in elkaar gezet. Het zonnestelsel is niet zomaar een plek. Het is een bouwplaats. En deze rotsen zijn het puin.
Kijk naar een chondriet en je kijkt naar een botsing van geschiedenissen. Deze rotsen bevatten het bewijs van twee afzonderlijke tijdperken. Eén tijdperk bouwde het moederlichaam. De ander veranderde later wat er daarin gebeurde. Die dubbele geschiedenis is de reden waarom wetenschappers twee overlappende manieren gebruiken om deze meteorieten te labelen.
De eerste methode kijkt naar het grote geheel. Het berust op belangrijke elementen. Ijzer. Magnesium. Silicium. Calcium. Aluminium. Wetenschappers controleren ook de oxidatietoestanden. Ze kijken naar de samenstelling van zuurstofisotopen. Ze bestuderen de petrologie. Dit omvat de overvloed aan chondrules. Het omvat de aanwezigheid van matrix. Het vermeldt de grootte van de chondrules. Het analyseert mineralogie.
Wanneer je deze variabelen in kaart brengt, verspreiden chondrieten zich niet willekeurig. Ze clusteren. Er ontstaan aparte groepen. De consensus is dat deze bepalende eigenschappen vóór of tijdens de creatie van de ouderlichamen zijn gevormd. Elke groep komt waarschijnlijk van een andere asteroïde of een specifieke reeks asteroïden. De chemie vertelt ons waar ze begonnen.
Maar dat is slechts de helft van het verhaal.
Binnen deze groepen zijn meteorieten niet identiek. Ze verschillen in hoeveel ze werden verwarmd of gedrenkt in water. Dit leidt tot het tweede classificatiesysteem. Het wordt het petrologische type genoemd. Deze typen meten de mate van thermisch metamorfisme. Ze volgen ook waterverandering.
“Deze verschillen worden petrologische typen genoemd; ze worden opgesplitst in de tabel Klik hier om de volledige tabel te bekijken”
Dit systeem voegt een detaillaag toe aan de elementaire groepen. Het verklaart waarom stenen van dezelfde ouder er anders uit kunnen zien en zich anders kunnen gedragen. Eén ervan kan ongerept zijn. Een ander kan gebakken of gewijzigd zijn. Het petrologische type legt die reis na de vorming vast.
Decodering van de petrologische typeschaal
Als je een chondriet-meteoriet openbreekt, is het eerste waar wetenschappers naar op zoek zijn niet goud of diamanten. Het is een code. Eén enkel cijfer dat het verhaal vertelt van het leven van de rots. Dit is het petrologische systeem, een classificatiemethode die precies in kaart brengt hoeveel een meteoriet is ingeslagen, opgewarmd of verdronken in water sinds het begin van het zonnestelsel.
De schaal loopt van 1 tot 6, hoewel sommige onderzoekers de schaal opvoeren tot 7. Het is niet willekeurig. Het is een tijdlijn van vernietiging en behoud.
De waterfactor: typen 1 en 2
Begin bij het begin. Type 1. Dit is waar water wint.
Deze meteorieten zijn doorweekt. Miljoenen jaren lang was het moederlichaam warm genoeg om ijs te laten smelten. Vloeibaar water sijpelde de scheuren binnen en reageerde met mineralen, waardoor klei en sulfiden ontstonden. De oorspronkelijke chondrulen – de kleine gesmolten druppeltjes die chondrieten definiëren – worden gewist. Of in ieder geval: ze zijn sterk veranderd. Als je op zoek bent naar een steen die je vertelt hoeveel water een rol speelde bij de vroege planetaire vorming, kijk dan hier.
Type 2 is de middenweg. Er was water, maar niet genoeg om de chemie van de rots volledig te herschrijven. Je kunt nog steeds de originele texturen zien. De verandering is er, maar mild. Het is het verschil tussen een spons die een uur in een emmer blijft zitten en een spons die een week blijft zitten.
De hittefactor: typen 3 tot en met 6
Dan is er hitte.
Type 3 is de basislijn. De grens tussen ongewijzigd en veranderd. Een type 3 meteoriet heeft bijna geen water gezien. Het heeft ook bijna geen hitte gezien. Het is ongerept. Het komt het dichtst in de buurt van de grondstof van de zonnenevel. Je kijkt ernaar en je kijkt naar 4,6 miljard jaar oud stof en smelt.
Maar naarmate je hoger op de schaal komt, worden de dingen gaar.
Type 4 en 5 vertegenwoordigen een toenemende mate van thermisch metamorfisme. Het moederlichaam werd verwarmd, waarschijnlijk door radioactief verval of inslagen. De hitte bakte de rots. Chondrulen worden moeilijker te onderscheiden. Matrixmineralen herkristalliseren. De textuur verandert. Het gesteente wordt homogener.
Type 6 is voor de meeste classificaties het einde van de lijn. Dit is hoge hitte. Het gesteente is bijna gesmolten, maar nog niet helemaal. De grenzen tussen verschillende minerale korrels vervagen. De chemische kenmerken van de originele componenten beginnen zich te vermengen. Het is een steen die door de wringer is gegaan en eruit komt als een ander element.
“Een meteoriet die temperaturen ervaart die net vóór het smelten liggen, zou van het type 6 zijn. Een meteoriet die uitgebreide waterverandering heeft ondergaan? Type 1.”
De randgevallen: Type 7 en de grens
Sommige onderzoekers beweren dat de schaal niet stopt bij 6. Type 7? Dat is voor rotsen die zijn verhit tot het punt van gedeeltelijk smelten. De chondrulen vervagen niet alleen; ze smelten in de omringende matrix. De rots staat op het punt een stollingsgesteente te worden en zijn chondritische identiteit volledig te verliezen.
Dus waar komt uw monster terecht?
Als het nat en veranderd is, is het 1 of 2. Als het droog en ongerept is, is het 3. Als het gebakken is,
Meteorietenwetenschappers hebben twee belangrijke manieren om ruimtegesteenten te classificeren. Ze groeperen ze op chemische familie of op hun thermische geschiedenis. Meestal komen deze methoden goed overeen. Soms doen ze dat niet.
Neem de Allende-meteoriet. Het viel in 1969 in Mexico. Men was getuige van de val. Dat helpt. Je kunt zijn pad volgen. Je kunt snel stukken vinden. Wetenschappers hebben het jarenlang bestudeerd.
Ze plaatsten hem in de categorie CV3. Wat betekent dat?
Het gedeelte “CV” verwijst naar de chemische groep. Het behoort tot de CV-koolstofhoudende chondrieten. Deze zijn zeldzaam. Ze bevatten organische verbindingen en waterhoudende mineralen. Ze lijken op tijdcapsules uit het vroege zonnestelsel.
De “3” is van het petrologische type. Dit getal varieert van 1 tot 6. Het meet hoeveel hitte de rots heeft gezien.
- Type 1 en 2 zijn ongewijzigd. Ze zijn koud.
- Type 3 wordt het minst verwerkt. Het is nog primitief.
- Typen 4 tot en met 6 worden verwarmd en gewijzigd.
Allende is een type 3. Het is niet gekookt. Het behoudt zijn oorspronkelijke structuur. De mineralen erin zijn ongerept. Dit maakt het waardevol voor het bestuderen van hoe het zonnestelsel is gevormd.
Het classificatiesysteem helpt onderzoekers stenen van verschillende watervallen te vergelijken. Het vertelt hen het verhaal van de rots. Het legt zijn reis uit.
“Het getal 3 geeft een primitieve staat aan, waarbij aanwijzingen bewaard blijven dat verwarmde rotsen verloren gaan.”
Niet elke meteoriet past er netjes in. Sommige stenen vertonen tekenen van beide chemische groepen. Sommige hebben een gemengde thermische geschiedenis. Wetenschappers moeten dichterbij kijken. Ze controleren de mineralen. Ze meten de isotopen.
De Allende-meteoriet blijft een belangrijk voorbeeld. Het laat zien hoe de twee classificatiemethoden samenwerken. Het biedt een basislijn. Het helpt ons andere koolstofhoudende chondrieten te begrijpen.
Waarom is dit belangrijk voor ons? Deze rotsen bevatten geheimen. Geheimen over water. Geheimen over de bouwstenen van het leven. Door ze te classificeren organiseren we onze zoektocht naar antwoorden. Wij weten waar we op moeten letten. Wij weten wat we moeten vermijden.
Het systeem is niet perfect. Het is een hulpmiddel. Een nuttige. Maar hulpmiddelen kunnen misbruikt worden. Of verkeerd begrepen.
Vertelt de classificatie het hele verhaal? Nee. Het vertelt er een deel van. Voor de rest is context nodig. Er zijn meer gegevens nodig. Het vergt tijd.
We blijven nieuwe stenen vinden. We blijven de categorieën verfijnen. Het zonnestelsel is niet statisch. Ons begrip ervan ook niet.
CI koolstofhoudende chondrieten
Sommige meteorieten worden gelabeld met de mate waarin ze op aarde zijn geschokt of verweerd. Deze schema’s bestaan, maar worden zelden gebruikt. De meest voorkomende splitsing is simpel: heeft iemand het zien vallen, of werd het gewoon ergens rondslingeren gevonden? Dat onderscheid creëert de categorieën ‘vallen’ en ‘vondsten’.
De CI-groep van koolstofhoudende chondrieten valt op in die mix. Ze zijn juist fascinerend omdat ze de regels overtreden. Technisch gezien is het twijfelachtig om ze chondrieten te noemen. Ze missen volledig chondrulen. Als ze die ooit hadden gehad, heeft een intense waterige verandering alle sporen uitgewist. Water verwerkte ze zo grondig dat de oorspronkelijke structuur verdween. Toch vertelt hun elementaire samenstelling een ander verhaal. Vergelijk hun compositie met die van de zon en de match is opvallend.
Van alle soorten meteorieten weerspiegelen CI-chondrieten de samenstelling van de zon het meest. Deze gelijkenis is de reden waarom classificatiesystemen ze gegroepeerd houden met chondrieten, ondanks de ontbrekende structurele kenmerken. Het is een pragmatische keuze. Deze rotsen vertegenwoordigen de gemiddelde chemische samenstelling van het vroege zonnestelsel. Sommige onderzoekers hebben deze logica verder doorgevoerd. Ze suggereren dat CI-chondrieten mogelijk afkomstig zijn van kometen in plaats van asteroïden. Er wordt aangenomen dat kometen het meest ongerepte, ongewijzigde materiaal in het zonnestelsel bevatten. Het idee heeft gebreken. De wetenschap heeft nog steeds geen volledig begrip van de aard en oorsprong van kometen. Die leemte in kennis betekent dat het onverstandig is om de mogelijkheid volledig af te wijzen. Het blijft een overtuigende hypothese.
Achondrieten
Achondrieten vertellen een heel ander verhaal. In tegenstelling tot chondrieten bevatten ze geen chondrulen. Het zijn stollingsgesteenten. Hun ouderlichamen ondergingen voldoende verwarming om te smelten en te differentiëren. Het materiaal verdeelde zich in kern-, mantel- en korstlagen. Toen deze lichamen uit elkaar vielen, ontsnapten fragmenten de ruimte in. Sommigen regenden uiteindelijk op aarde.
Deze rotsen zien er vaak uit als aardse stollingsgesteenten. Basalten en gabbros van de aarde delen overeenkomsten met bepaalde achondrieten. Het belangrijkste verschil ligt in hun oorsprong. Ze komen uit gedifferentieerde ouderlichamen. Dat kan een grote asteroïde zoals Vesta zijn, of zelfs een planeet. Mars geeft een specifiek voorbeeld. Er is bevestigd dat sommige achondrieten Mars-meteorieten zijn. Maanmeteorieten vallen ook in deze categorie. Ze vertegenwoordigen aardkorstmateriaal van de maan of Mars.
De classificatie van achondrieten is afhankelijk van hun petrologie en geochemie. Wetenschappers analyseren minerale samenstellingen en isotopenverhoudingen. Deze gegevenspunten verbinden de rotsen met specifieke ouderlichamen. Unieke handtekeningen van zuurstofisotopen helpen bijvoorbeeld de oorsprong van Mars te identificeren. Het proces is nauwgezet. Het vereist geavanceerde analytische technieken om onderscheid te maken tussen aardse rotsen en buitenaardse rotsen. Ondanks de uitdagingen bieden achondrieten cruciale inzichten in de vorming van planeten. Ze laten zien hoe hitte en druk het vroege zonnestelsel vormden.
Achondrieten. De naam is een hele mond vol, maar de definitie is eenvoudig genoeg: dit zijn meteorieten ‘zonder chondrieten’. Het zijn niet zomaar willekeurige ruimtestenen. Ze vertellen een verhaal over chaos, hitte en planetaire evolutie. Hoewel ze een relatief klein deel van de meteoriettaart vormen, zijn ze enorm divers.
Hun ouderlichamen bleven niet koud en primitief. Ze smolten.
Denk daar even over na. Wijdverbreid smelten. Dat is niet alleen een warme dag in de ruimte. Dat is genoeg energie om geologische processen aan te sturen die we gewoonlijk met de aarde associëren. Deze stenen laten ons stollingskenmerken zien. Als je goed kijkt, zie je texturen die identiek zijn aan vulkanisch gesteente op aarde. Je zult segregatie zien. Gesmolten metaal scheidt zich af van gesmolten silicaatgesteente en vormt mogelijk een kern. Silicaatkristallen die zichzelf uit het magma sorteren. De meeste achondrieten die we op aarde opgraven, zijn afkomstig van asteroïden. Maar een klein deel? Ze komen van Mars. En nog een kleine groep? Van de maan.
De Aubrites en chemische eigenaardigheden
Laten we eens kijken naar de drie meest talrijke asteroïdegroepen. Als eerste: de aubrites. Ook bekend als enstatiet-achondrieten.
Ze komen uit ouderlichamen die gevormd zijn onder sterk chemisch reducerende omstandigheden. Dat is een mooie manier om te zeggen dat de chemie raar was. In tegenstelling tot de aarde, waar je verwacht dat zuurstof zich aan alles bindt, verzamelden deze lichamen elektronen. Het resultaat? Elementen bestaan in minder vaak voorkomende verbindingen. Neem calcium. Op aarde vind je het in silicaten en carbonaten. In aubrites? Het verschijnt als oldhamiet (CaS), een sulfide. Het herinnert ons eraan dat het zonnestelsel geen monoliet was. Verschillende regio’s hadden verschillende chemische persoonlijkheden.
Vesta’s gewelddadige geschiedenis
Dan is er de associatie tussen howardiet-eucriet-diogeniet (HED). Deze drie zijn niet alleen verwant. Het zijn broers en zussen uit dezelfde familie. De asteroïde Vesta. Het op een na grootste lid van de asteroïdengordel.
Het is logisch om ze te koppelen aan mesosiderieten (een groep steenachtige ijzermeteorieten). Als je HED-meteorieten onderzoekt, zie je niet alleen een steen. Je ziet een tijdlijn. Vesta heeft een complexe geschiedenis. Het smolt. Het scheidde metaal in een kern. Het kristalliseerde. Het onderging een metamorfose. Het werd getroffen door inslagen die massief gesteente in breccia veranderden – een proces waarbij de impact het gesteente verbrijzelt en weer aan elkaar cementeert.
Het is een gewelddadige geschiedenis. En we hebben de bonnen.
Diepte versus oppervlak: de Eucrite-splitsing
De eucrieten zijn onderverdeeld, en het verschil zit hem in waar en hoe snel ze afkoelden.
Cumulatieve eucrites zijn de diepe duikers. Ze lijken op aardse gabbros. Ze vormden zich op diepte in Vesta en kristalliseerden vrij langzaam. Je hebt tijd. De mineralen hebben de tijd om te groeien. Om zich te vestigen.
Basaltische eucrieten? Het zijn de oppervlaktebewoners. Vergelijkbaar met aardse basalt. Ze vormden zich op of nabij het oppervlak van Vesta. Snel gekoeld. Geen tijd voor diepe kristallisatie. Gewoon een snelle verharding.
En dan zijn er de diogenieten. Bestaat voornamelijk uit het mineraal pyroxeen. Ook gevormd op diepte. Maar verschillend van de cumulatieve eucrites. De Howardites verbinden het allemaal met elkaar. Het zijn impact-breccies. Gecementeerde fragmenten van diogeniet- en eucrietmaterialen. Ze vormen het puinveld van Vesta’s gewelddadige verleden.
De koolstofaders van ureilieten
De derde hoofdklasse van asteroïde-afgeleide achondrieten brengt ons bij de ureilieten. Deze zijn koolstofhoudend.
Stel je een silicaatgesteente voor. Voornamelijk olivijn en pyroxeen. Maar er doorheen stromen donkere aderen. Deze aderen kunnen maar liefst 10 procent van de meteoriet uitmaken. Wat zit er in? Koolstof. Grafiet. Wat diamant. Nikkel-ijzer metaal. Sulfiden.
De silicaten kristalliseerden duidelijk uit magma. Dat deel is afgehandeld. Maar hoe zijn ze gevormd? Er is discussie.
De koolstofrijke aderen lijken te zijn gevormd door door shock veroorzaakte herverdeling. Grafiet kristalliseerde oorspronkelijk samen met de silicaten. Vervolgens brachten schokgolven het in beweging. Het werd in de aderen getrokken. Het is niet alleen een statische rots. Het is een dynamisch systeem dat uit elkaar is gehaald en weer in elkaar is gezet.
Voorbij de Grote Drie
Je hebt je aubrites. Jouw HED’s. Je ureilieten.
Maar dat is niet het hele verhaal. Er zijn kleine lessen. Een verzameling unieke achondrietexemplaren. Elk ervan weerspiegelt de variabiliteit van de smeltprocessen in de asteroïden. Geen twee ouderlichamen gedroegen zich precies hetzelfde. Geen twee smeltgeschiedenissen waren identiek.
We kijken naar de geologische vingerafdrukken van werelden die er niet meer zijn of sterk veranderd zijn. De wetenschap van achondrieten gaat niet alleen over classificatie. Het gaat over
Er zijn drie dozijn meteorieten geïdentificeerd als afkomstig van Mars. Het zijn allemaal vulkanische rotsen. Op één na behoren ze allemaal tot drie specifieke klassen: shergettieten, nakhlieten en chassignieten. Deze werden al genoemd lang voordat iemand vermoedde dat ze van een andere planeet kwamen. Gezamenlijk noemen wetenschappers ze SNC’s.
Eén bewijs voor een planetaire oorsprong van de SNC’s is hun jonge leeftijd, tussen 150 miljoen en 1,3 miljard jaar. Om voldoende warmte vast te houden zodat de vulkanische activiteit tot slechts 1,3 miljard jaar geleden, laat staan recenter, kon voortduren, was een ouderlichaam ter grootte van een planeet nodig. Omdat er aanzienlijk geochemisch bewijs is dat de rotsen niet van de aarde afkomstig zijn, zijn Venus en Mars de enige waarschijnlijke kandidaten die overblijven, die beide recente vulkanische activiteit lijken te hebben ervaren.
Het meest overtuigende bewijs voor een oorsprong op Mars komt van een Antarctische meteoriet, een SNC met de naam EETA79001. Deze meteoriet bevat ingesloten gassen (edelgassen, stikstof en koolstofdioxide) waarvan de relatieve hoeveelheden en isotopensamenstellingen vrijwel identiek zijn aan die van de atmosfeer van Mars, zoals gemeten door de twee Viking-landers. Wetenschappers geloven dat de meteorieten van Mars fragmenten zijn van het nabije oppervlak van de planeet die door grote inslagen de ruimte in zijn gelanceerd en uiteindelijk hun weg naar de aarde hebben gevonden. In het geval van EETA79001 raakten atmosferische gassen blijkbaar gevangen in glazen die werden geproduceerd tijdens de gewelddadige schok waarbij het gesteente van Mars werd opgegraven. Als de enige monsters van Mars die wetenschappers op aarde ter beschikking staan, bieden Mars-meteorieten een uniek inzicht in de evolutie van deze raadselachtige planeet.
Op zoek naar eeuwenoud leven in ALH84001
Verschillende Marsmeteorieten zijn tot op zekere hoogte waterig veranderd, wat in lijn is met ander bewijs dat er ooit in het verleden vloeibaar water op zijn minst periodiek op Mars aanwezig was. De meest unieke meteoriet op Mars is een ander Antarctisch exemplaar, ALH84001. Dit gesteente, een orthopyroxeniet, heeft een kristallisatieleeftijd van ongeveer 4,5 miljard jaar, wat ongeveer dezelfde leeftijd is als asteroïde meteorieten (zie hieronder De leeftijden van meteorieten en hun componenten), maar verschillende eigenschappen ervan verbinden het duidelijk met de andere meteorieten op Mars.
Ongeveer 3,9 miljard jaar geleden stroomden er waterige vloeistoffen doorheen, waardoor carbonaat-magnetiet-sulfide-minerale assemblages neersloegen. Sommige onderzoekers interpreteerden deze nogal ongebruikelijke assemblages als bewijs voor leven op Mars. Ze rapporteerden ook kenmerken in de meteoriet die ze interpreteerden als gefossiliseerde bacteriën. Deze beweringen zorgden voor veel controverse, maar brachten ook een belangrijk debat teweeg over hoe het leven zou kunnen ontstaan en hoe het zou kunnen worden erkend, ook al is het anders dan het leven dat we op aarde kennen.
De maanverbinding
Er zijn een aantal maanmeteorieten gevonden op Antarctica en in de hete woestijnen op aarde. Ze zouden waarschijnlijk niet zijn herkend als afkomstig van de maan als de maanmonsters niet waren meegebracht door de bemande Apollo- en robotachtige Luna-missies. De meteorieten, die waarschijnlijk fragmenten zijn die door grote inslagen van de maan zijn geblazen, lijken op de verschillende soorten gesteente die in de maanmonsters voorkomen (bijvoorbeeld mare basalt, hoogland regoliet breccia’s en hoogland inslag-smelt breccia’s), maar ze kwamen vrijwel zeker uit gebieden die niet door de verschillende missies zijn bemonsterd. Daarom zijn ze, net als de meteorieten van Mars, een belangrijke bron van nieuwe informatie over de vorming en evolutie van hun moederlichaam.
IJzermeteorieten
IJzermeteorieten zijn niet zomaar stukjes ruimteafval. Het zijn de zware, metalen overblijfselen van een gewelddadige kosmische geschiedenis. Concreet zijn het stukken dichter metaal die gescheiden zijn van silicaten met een lagere dichtheid toen hun moederlichamen op zijn minst gedeeltelijk gesmolten waren.
Lange tijd was de standaardverklaring eenvoudig. Deze rotsen kwamen uit de kernen van hun oorspronkelijke asteroïden. Denk aan een planetesimaal dat voldoende opgewarmd is om in een soep van steen en metaal te veranderen. Het zware ijzer zonk naar het midden. De lichtere silicaten dreven naar de korst. Toen die lichamen later door botsingen werden verbrijzeld, regenden de kernfragmenten als ijzermeteorieten op de aarde.
Maar het beeld is wellicht ingewikkelder.
Sommige onderzoekers suggereren dat metaal niet altijd één enkele, enorme opslagplaats in het centrum vormde. In plaats daarvan kan het lokaal zijn samengevoegd. Stel je een structuur voor die lijkt op rozijnenbrood. Het silicaatgesteente is het deeg. De metalen stukjes zijn de rozijnen.
“In plaats van één enkele opslagplaats te vormen, heeft metaal zich wellicht meer lokaal verzameld, waardoor een structuur is ontstaan die lijkt op rozijnenbrood, met stukjes metaal als ‘rozijnen’.”
Hoe kwamen we aan rozijnenbrood in plaats van een gelaagde kern? Het verschil ligt in de manier waarop de warmte werd toegepast.
Als een asteroïde wereldwijd zou smelten, zouden de dichtheidsverschillen een volledige scheiding afdwingen. Zware ijzeren spoelbakken. Lichte rotsen stijgen op. Het resultaat zijn verschillende lagen. Een kern. Een mantel. Een korst.
Als een asteroïde plaatselijk door een schok smelt, verandert het verhaal. Een enorme impact zou slechts een klein gebied kunnen verwarmen. Genoeg om wat metaal te laten smelten. Niet genoeg om het hele lichaam te laten smelten. Het metaal vormt zakken. Het zinkt niet naar het midden omdat de omringende rots nog steeds stevig is. Het blijft zitten.
Deze theorie verklaart waarom sommige ijzermeteorieten chemische kenmerken hebben die niet helemaal overeenkomen met een diepe kernoorsprong. Ze zien eruit alsof ze haast hebben gevormd. In zakken. In het midden van nergens.
Het roept ook vragen op over welke asteroïden deze monsters daadwerkelijk hebben geproduceerd. Niet elke ouderorganisatie beschikte over de juiste omstandigheden. Sommigen bleven koud. Sommige smolten volledig. Degenen die ‘rozijnenbrood’-asteroïden produceerden, werden gevangen in een specifiek venster van thermische energie. Genoeg om het metaal te mobiliseren. Niet genoeg om de chaos uit te wissen.
Dus als je een ijzermeteoriet vasthoudt, houd je een stuk kern vast. Of misschien gewoon een rozijn uit het midden van een gebroken brood. Het onderscheid is van belang om te begrijpen hoe lichamen uit het vroege zonnestelsel hun materialen verwerkten. Hebben ze een evenwicht bereikt? Of werden ze onderbroken?
We zijn de details nog aan het uitzoeken. Het metaal vertelt een verhaal. Het is alleen niet altijd lineair.
IJzermeteorieten zijn in feite bevroren brokken planetaire kernen. Ze zijn meestal gemaakt van twee nikkel-ijzermineralen: nikkelarm kamaciet en nikkelrijk taeniet. De verhouding tussen deze twee mineralen bepaalt de interne structuur van de meteoriet.
Neem hexahedrieten. Ze zijn bijna volledig kamaciet. Omdat ze zo uniform zijn, missen ze een interne structuur die verder gaat dan de schokkenmerken. Aan de andere kant van het spectrum bevinden zich ataxieten. Deze zijn zeldzaam en rijk aan taeniet en bevatten tot 60 gewichtsprocent nikkel. Net als hexahedrieten zijn ze vrijwel monomineraal en dus structureel karakterloos.
Tussen hen liggen de octaëdriën. Hier vormen kamacietkristallen in elkaar grijpende platen in een octaëdrische opstelling. Taeniet vult de gaten. Wanneer je een octaëder met verdund zuur snijdt, polijst en etst, zie je het Widmanstätten-patroon. Dit geometrische rooster bewijst dat de meteoriet bij lage druk is gevormd. Het komt overeen met de omstandigheden die worden verwacht in lichamen ter grootte van een asteroïde.
Chemische classificatie boven structuur
Vroeger classificeerden we ijzermeteorieten op nikkelgehalte en Widmanstätten-patronen. Die methode is grotendeels achterhaald. Nu gebruiken wetenschappers een chemische classificatie op basis van gallium-, germanium- en nikkelgehalten.
De meest voorkomende groepen hebben saaie namen: IAB, IIAB, IIIAB, IVA en IVB. Er zijn ook veel kleinere klassen en unieke exemplaren. De werkveronderstelling is dat de meeste ijzers afkomstig zijn van asteroïdekernen. Variaties binnen een klasse weerspiegelen veranderende omstandigheden tijdens het stollen van de kern.
De hoeveelheden gallium en germanium in gesmolten metaal veranderen niet veel tijdens kristallisatie. Ze zijn gevoelig voor de omgeving waarin de moederplaneet zich heeft gevormd. Vergelijkbare gallium- en germaniumniveaus duiden op een gedeelde oorsprong. Misschien kwamen ze uit dezelfde rots. Of misschien ontstonden hun ouderlichamen op dezelfde tijd en plaats.
Nikkel vertelt een ander verhaal. Het concentreert zich in de delen van het metaal die langer gesmolten blijven. Dit maakt nikkelniveaus een nuttig hulpmiddel voor het bepalen van de kristallisatievolgorde binnen een klasse.
Soortgelijke gallium- en germaniumniveaus duiden op een gedeelde oorsprong. Misschien kwamen ze uit dezelfde rots. Of misschien ontstonden hun ouderlichamen op dezelfde tijd en plaats.
Afwijkende oorsprong
Niet alles past netjes in het kernformatiemodel. De ijzermeteorieten IAB, IIICD en IIE vertonen geochemische kenmerken die verschillen van andere klassen. Hun oorsprong is onduidelijk. Sommige onderzoekers geloven dat impactprocessen deze hebben gecreëerd.
Steenachtige ijzermeteorieten
Pallasieten: ramen in asteroïdekernen
Steenachtige ijzers zijn de vreemde eend in de bijt in de meteorietwereld. Ongeveer de helft silicaat, de helft nikkel-ijzermetaal. Ze splitsten zich in twee kampen: pallasieten en mesosiderieten.
Pallasieten zijn waar het mooi wordt. Je krijgt een netwerk van glanzend metaal met groene olivijnkristallen erin ingebed. Zie het als een kosmische sieradensetting. De olivijnkorrels zijn meestal ongeveer een halve centimeter breed. Kijk echter eens beter naar het metaal. Je ziet het Widmanstätten-patroon. Die geometrische lijnen ontstaan alleen als metaal gedurende miljoenen jaren ongelooflijk langzaam afkoelt.
Hoe zijn deze ontstaan? Ze zijn niet zomaar willekeurig tegen elkaar aan gebotst. Ze groeiden op de grens tussen gesmolten metaal en gesmolten gesteente. Stel je een asteroïde voor die differentieerde. Het zware nikkel-ijzer zonk tot in de kern. De lichtere silicaten dreven omhoog en vormden de mantel. Pallasieten vertegenwoordigen die exacte interface. Ze vormen de grenslaag tussen de kern en de mantel.
Sommige wetenschappers denken dat ze uit de buitenste kernen van asteroïden komen. Anderen suggereren dat het mogelijk grote klompjes metaal zijn die zich in de mantel hebben verzameld, omgeven door silicaten. Hoe dan ook, ze zijn zeldzaam. En mooi.
Mesosiderieten en de HED-verbinding
Dan zijn er mesosiderieten. Deze zijn slordiger. Het zijn impact-breccies. Dat betekent dat het rotsfragmenten zijn die aan elkaar zijn gelast door een enorme botsing.
Ze zijn nauw verbonden met de HED’s – een drietal achondrieten genoemd naar drie asteroïden: howardieten, eucriten en diogenieten. Mesosiderieten delen DNA met howardieten. Ze bevatten fragmenten van eucrites en diogenieten. Maar ze hebben iets extra’s. Veel verspreid nikkel-ijzermetaal.
Waar kwam dat metaal vandaan? We weten het niet zeker. De leidende theorie is eenvoudig geweld. Een lichaam met een gedifferentieerde kern kwam in botsing met het mesosideriet-ouderlichaam. De kern spatte uiteen. Het metaal vermengde zich met de silicaatfragmenten. Het was een cataclysmische gebeurtenis. Het resultaat is een steen die een verhaal vertelt van vernietiging en vermenging.
Rotsen verbinden met hun thuisasteroïden
Je zou je kunnen afvragen hoe we weten van welke asteroïde deze rotsen afkomstig zijn. Het is geen magie. Het is scheikunde en natuurkunde die samenwerken.
De verbinding tussen meteorieten en asteroïden is afhankelijk van overeenkomende spectrale kenmerken. Als we door telescopen naar asteroïden kijken, zien we licht dat door hun oppervlakken wordt weerkaatst. Dat licht heeft specifieke patronen gebaseerd op de aanwezige mineralen. Als we meteorieten in het laboratorium analyseren, zien we exact dezelfde spectrale vingerafdrukken.
Deze link is niet altijd direct. Soms is een asteroïde veranderd sinds hij voor het laatst een stuk heeft laten vallen. Ruimteverwering verandert het oppervlak. Maar de match is voor de meeste gevallen sterk genoeg. We kunnen een howardiet terugvoeren naar Vesta. We kunnen bepaalde achondrieten koppelen aan specifieke asteroïdefamilies.
Deze associatie is belangrijk. Het verandert een willekeurige steen in je hand in een monster uit een andere wereld. We kunnen de geologie van een asteroïde in kaart brengen zonder daar ooit te landen. We moeten alleen de stukken vinden die hij onderweg heeft laten vallen.
De zoektocht gaat door. Nieuwe telescopen vinden meer asteroïden. Nieuwe meteorieten vallen op aarde. Ieder van hen verstevigt de verbinding. We bouwen een kaart van de bouwstenen van het zonnestelsel. En we zijn nog maar net begonnen.
De oppervlaktemismatch: waarom asteroïden er anders uitzien dan hun meteorieten
De logica lijkt eenvoudig. Als meteorieten afkomstig zijn van specifieke plekken in de asteroïdengordel, zouden deze moederlichamen de exacte chemische en mineralogische vingerafdrukken moeten delen van de rotsen die we op aarde vinden. In theorie zouden we gewoon kunnen kijken naar het licht dat asteroïden reflecteren – hun albedo- en reflectiespectrum – om hun bronnen direct te identificeren.
De realiteit is rommeliger.
Een handvol natuurlijke processen zorgden ervoor dat het matchen van asteroïden met meteorietgroepen veel moeilijker was dan iedereen had verwacht.
S-Klasse en C-Klasse: de twee hoofdgroepen
De meeste asteroïden vallen in twee brede categorieën, ook al zijn geen twee spectra identiek.
De asteroïden van de S-klasse, zoals Gaspra en Ida (waargenomen door het Galileo-ruimtevaartuig) of Eros (bezocht door NEAR Shoemaker), hebben een matig albedo. Hun oppervlakken bevatten mengsels van olivijn, pyroxeen en metallisch ijzer. Dit zijn dezelfde mineralen die voorkomen in gewone chondrieten. Het probleem? Deze mineralen komen ook voor in andere typen meteorieten, waardoor ze slechte unieke identificatiegegevens zijn.
De C-klasse asteroïden, zoals Mathilde (ook bezocht door NEAR Shoemaker), hebben een laag albedo. Hun spectra zijn karakteristiek en suggereren lichtabsorberende materialen. Minstens de helft vertoont tekenen van ijzerhoudende waterhoudende silicaten. Dit maakt ze plausibele bronnen voor bepaalde koolstofhoudende chondrieten, maar onwaarschijnlijke kandidaten voor gewone chondrieten. Het lage albedo en de aanwezigheid van waterhoudende mineralen passen simpelweg niet bij het droge, metaalachtige profiel van gewone chondrieten.
De S-Klasse puzzel
Toen wetenschappers inzoomden op asteroïden van de S-klasse, viel de gemakkelijke aanpassing met gewone chondrieten uiteen.
Hun mineralogie varieerde te veel, met name de verhoudingen tussen olivijn en pyroxeen. Dit leidde ertoe dat ze in zeven subklassen werden verdeeld. De S(IV) -subklasse leek de beste match.
Deze hypothese kreeg een impuls door de NEAR Shoemaker-missie. Een röntgenspectrometer mat de elementaire samenstelling van Eros, een S(IV)-asteroïde. Afgezien van een opmerkelijk laag zwavelgehalte, kwam de oppervlaktesamenstelling van Eros perfect overeen met die van een gewone chondriet.
Maar hier zit het addertje onder het gras. De spectra van de asteroïdeoppervlakken van de S-klasse kwamen niet overeen met de spectra van gewone chondrieten. Er was een flagrante discrepantie tussen wat de instrumenten in het licht zagen en hoe de gesteentemonsters eruit hadden moeten zien.
Ruimteverwering lost het mysterie op
De kloof tussen theorie en observatie werd pas in 2010 gedicht.
Het Japanse ruimtevaartuig Hayabusa keerde terug naar de aarde vanaf de S(IV)-asteroïde Itokawa. Het bracht meer dan 1.500 stofdeeltjes terug. De resultaten waren definitief. De deeltjes hadden oppervlakken die leken op typische S-klasse asteroïden. Maar binnen? De samenstelling was identiek aan gewone chondrieten.
De oppervlakken waren veranderd.
Deze wijziging staat bekend als ruimteverwering. Het is een verzamelnaam voor processen die de chemische en fysische eigenschappen van luchtloze lichamen in de loop van de tijd veranderen.
Wat drijft deze verwering?
- Inslagen van meteorieten en micrometeorieten.
- De botsing van energetische zonnewinddeeltjes.
- Blootstelling aan zonnestraling en galactische kosmische straling.
Deze krachten werken op Mercurius, de maan, planetaire satellieten, kometen en asteroïden. Je kunt de effecten zien door jongere oppervlakken rond kraters te vergelijken met oudere terreinen. NEAR Shoemaker zag dit op Eros. Galileo zag het op Gaspra en Ida.
Andere verenigingen
Ruimteverwering brengt niet alleen de verbindingen van de S-klasse in verwarring. Het beïnvloedt waarschijnlijk de spectra van asteroïde bronnen voor alle meteorietgroepen. Desondanks hebben wetenschappers overtuigende associaties voor anderen opgebouwd.
Er wordt aangenomen dat de CV- en CO -groepen van koolstofhoudende chondrieten afkomstig zijn van asteroïden uit de K-klasse.
Vesta, een prominente asteroïde in de hoofdgordel, is de bron van de link howardiet-eucriet-diogeniet. Spectrale metingen wijzen ook op Vesta als de bron van mesosiderieten.
Voor ijzermeteorieten zijn de meest waarschijnlijke moederlichamen M-klasse asteroïden. Er zijn echter ook enstatietchondrieten en mesosiderieten aan deze klasse gekoppeld.
Ten slotte kunnen pallasieten afkomstig zijn van asteroïden uit de A-klasse.
Er is een verbinding tussen de lucht en de grond. Het is gewoon verborgen onder lagen kosmische statische elektriciteit en inslagpuin.
Ongeveer 4,5 miljard jaar geleden begon de klok voor het zonnestelsel te tikken. Toen planeten en asteroïden voor het eerst samenvloeiden, werden ze bezaaid met radioactieve isotopen. Deze onstabiele atomen vervallen met specifieke, voorspelbare snelheden. We meten dat percentage aan de hand van de halfwaardetijd: de tijd die nodig is om de helft van een monster af te breken.
Sommige van deze radionucliden leven langer dan onze zon. We noemen ze langlevende radionucliden. Ze zijn er nog steeds. Je kunt ze vinden in meteorieten en diep in de aardkorst. Wetenschappers gebruiken ze om gesteenten te dateren, omdat hun lange levensduur een stabiele basis biedt voor het meten van diepe tijd.
Maar hoe leg je een getal eigenlijk vast?
De Isochron-methode uitgelegd
De meeste geochronologen vertrouwen op de isochronmethode. Het is een grafische techniek die veel giswerk wegneemt. Laten we het rubidium-strontium-systeem als een werkmodel bekijken.
Het is eenvoudig.
Rubidium-87 is de ouder. Strontium-87 is de stabiele dochter. De halfwaardetijd van Rubidium-87 is enorm: 48,8 miljard jaar. Strontium heeft ook stabiele broers en zussen, zoals Strontium-86. Die isotoop verandert niet. Het fungeert als referentiepunt.
Wanneer een gesteente kristalliseert, begint elk mineraal erin met dezelfde verhouding Strontium-87 tot Strontium-86. Maar de verhouding Rubidium-87 tot Strontium-86 varieert van mineraal tot mineraal. Sommigen grijpen meer rubidium. Sommigen negeren het.
Naarmate de tijd verstrijkt, vervalt Rubidium-87 in Strontium-87. De verhoudingen verschuiven. Ze verschuiven sneller in mineralen die in het begin veel rubidium bevatten.
Als je de huidige Strontium-87/Strontium-86-verhoudingen uitzet tegen de Rubidium-87/Strontium-86-verhoudingen voor verschillende mineralen in datzelfde gesteente, komen de gegevenspunten op één lijn. Ze vormen een rechte lijn.
Die lijn is de isochroon.
De helling van die lijn vertelt je de leeftijd. Steilere helling? Oudere rots. Het snijpunt waar de lijn de as raakt (waar rubidium nul is) geeft je de initiële strontiumverhouding op het moment van vorming.
Interne vs. isochronen van hele rotsen
Wanneer je mineralen uit één enkel gesteente gebruikt, is het een interne isochron. Je kunt ook opschalen. Neem meerdere gesteenten die zich op dezelfde tijd en plaats hebben gevormd, maar die aanvankelijk een verschillende chemische samenstelling hadden. Breng die in kaart. Je krijgt een isochron van hele rotsen.
Het is elegant. Het is robuust. Het is ook dubbelzinnig.
Een isochron dateert een moment. Maar welk moment?
Dateerde het toen de mineralen oorspronkelijk gevormd werden? Of dateerde het van een latere opwarming van het gesteente, waardoor de strontiumisotopen zich vermengden en opnieuw homogeniseerden? Warmte reset de klok. Zonder ander geologisch bewijs kun je niet altijd zeggen welke gebeurtenis de isochron vastlegt.
Als de datapunten geen rechte lijn vormen, is het systeem kapot. Het is verstoord. Bij meteorieten is dit meestal het gevolg van een schok. Een enorme impact schudt de rots uit elkaar, waardoor de isotopen door elkaar worden gegooid. De gegevens verspreiden zich. De klok werkt niet meer.
De geest van kortlevende isotopen
Langlevende isotopen geven ons absolute data. Kortstondige zijn lastiger.
Veel kortlevende radionucliden hadden een halfwaardetijd van slechts een paar miljoen jaar. Eeuwen geleden zijn ze vergaan. Je kunt ze niet meer direct meten. Het zijn geesten.
Maar hun chemische vingerafdrukken blijven bestaan. Wetenschappers kunnen hun oorspronkelijke hoeveelheden afleiden met behulp van de isochron-methode voor dochterproducten. Door deze oorspronkelijke hoeveelheden van verschillende meteorieten te vergelijken, kunnen onderzoekers de relatieve leeftijden bepalen. Welk object ontstond als eerste? Welke kwam later?
Als je voor één object een absolute datum hebt van een langlevende isotoop, kun je de relatieve tijdlijn voor de andere objecten kalibreren. Je verandert ‘ouder dan’ in ‘X miljoen jaar oud’.
Dit is de focus geweest van intens modern onderzoek. Het is moeilijk. Waarom? Omdat kortlevende radionucliden zich chemisch op totaal verschillende manieren gedragen. Ze houden zich niet aan dezelfde regels als langlevende isotopen of elkaar. Het uitlijnen van de tijdlijn is een puzzel met ontbrekende stukjes.
Toch is het beeld opmerkelijk duidelijk gezien de beperkingen.
Refractaire insluitsels en timing van chondrules
De oudste objecten die we hebben zijn vuurvaste insluitsels. Ze worden aangetroffen in meteorieten. Hun leeftijd wordt vastgesteld op ongeveer 4.567 miljoen jaar. Dit zijn de eerste vaste stoffen die uit de zonnenevel condenseren.
Ze bevatten ook de hoogste sporen van kortlevende radionucliden. Het is logisch. Ze ontstonden toen het zonnestelsel het jongste en meest radioactieve was.
Chondrulen zijn de volgende. Maar hun absolute leeftijden zijn vaag. We hebben geen exacte cijfers.
We weten dit wel: chondrulen in gewone en koolstofhoudende chondrieten vertonen sporen van aluminium-26. Dit suggereert dat ze zich boven een verlengd raam vormden. Het venster opent 1 miljoen jaar na vuurvaste insluitsels. Het strekt zich uit tot 3 miljoen jaar. Sommige interpretaties duwen het naar 10 miljoen jaar.
Er is hier discussie.
Meten we wanneer chondrulen smolten en stolden? Of meten we wanneer latere verwarmingsgebeurtenissen de isotopische klokken in reeds gevormde chondrulen resetten? De latere data zijn verdacht. Ze kunnen het thermische metamorfisme weerspiegelen, en niet de initiële vorming.
Dit metamorfisme eindigde op verschillende tijdstippen, afhankelijk van het type chondriet. Bij gewone chondrieten stopte het tussen 5 en 55 miljoen jaar nadat de insluitsels waren gevormd. In enstatiet-chondrieten stopte het tussen 9 en 34 miljoen jaar later.
Waarom de variantie?
Het komt neer op natuurkunde en meetkunde. Grotere ouderlichamen koelen langzamer af. Ze houden de warmte langer vast. Dat geldt ook voor de diepere gebieden in die lichamen. De leeftijdsspanne gaat niet alleen over tijd. Het gaat om diepte en massa. De meteorieten die we in onze handen houden zijn fragmenten van een complexe, koelende motor die er tientallen miljoenen jaren over deed om tot stilstand te komen.
We hebben de data. Wij hebben de methoden. Maar de exacte volgorde van smelten en afkoelen in die donkere, eeuwenoude stenen herbergt nog steeds enkele van zijn geheimen.
Timing van de eerste rotsen
De klok voor gewone en enstatiete chondrieten is wazig. Hun exacte geboortedata kennen we niet. Maar het einde van hun metamorfose stelt harde grenzen. Ze ontstonden niet meer dan vijf miljoen jaar nadat vuurvaste insluitsels verschenen. Enstatiet-chondrieten hebben waarschijnlijk slechts twee miljoen jaar gewacht.
Koolstofhoudende chondrieten zijn zelfs nog oudere mysteries. Water veranderde hun mineralen. Die wijziging gebeurde snel. Er zijn aanwijzingen dat ze zich binnen drie tot zeven miljoen jaar na deze insluitsels hebben gevormd. Het had minder dan een miljoen jaar kunnen duren.
Achondrieten vertellen een ander verhaal. Hun magma kristalliseerde tussen 4,558 miljard en 4,399 miljard jaar geleden. Vesta is hier de uitschieter. Het moederlichaam begon na 4,565 miljard jaar te smelten. Dat is eerder dan de meeste.
IJzer- en steenachtige ijzermeteorieten kristalliseerden 10 tot 20 miljoen jaar nadat de insluitsels waren gevormd. Toch vond differentiatie van metaal-silicaat plaats in minder dan 1,5 miljoen jaar.
De snelheid is het punt. Veel asteroïden smolten, differentieerden en stolden vrijwel onmiddellijk.
Waarom is deze snelheid belangrijk? Het verandert de manier waarop we naar het vroege zonnestelsel kijken. Planeten groeiden niet langzaam uit stof. Ze reageerden. Warmte was onmiddellijk beschikbaar. Differentiatie verliep niet langzaam. Het was een snelle reactie op lokale omstandigheden. De tijdlijn dwingt ons om de accretiepercentages te heroverwegen. De eerste rotsen lagen niet te wachten. Ze verwerkten materiaal op maximale capaciteit.
De reis van de asteroïdengordel naar onze atmosfeer vindt niet onmiddellijk plaats. Door uit te zoeken hoe lang een steen erover doet om die reis te maken, kunnen wetenschappers de mechanismen identificeren die verantwoordelijk zijn voor het afleveren van ruimteschroot naar de aarde. Deze reistijd kunnen wij niet direct meten. We kunnen dit echter afleiden uit de blootstelling aan kosmische straling. Deze maatstaf vertelt ons hoe lang een meteoriet als klein object (minder dan een paar meter doorsnee) in de ruimte of nabij het oppervlak van een groter moederlichaam heeft doorgebracht.
De natuurkunde van kosmisch bombardement
Hoogenergetische galactische kosmische straling, meestal protonen, dringt meteoroïdaal materiaal tot op enkele meters diepte binnen. Als een meteoroïde kleiner is dan dat bereik, wordt hij overal bestraald. Deze protonen botsen tegen atoomkernen, waardoor andere protonen en neutronen worden uitgeschakeld. Dit proces, spallatie genoemd, creëert veel zeldzame isotopische soorten. Er worden zowel stabiele als radioactieve elementen geproduceerd.
De concentratie van radioactieve isotopen houdt de snelheid van het bombardement in de gaten, terwijl stabiele soorten zoals neon-21 de totale tijd meten sinds de blootstelling begon.
Specifieke isotopen omvatten stabiele edelgassen: helium-3, neon-21, argon-38 en krypton-83. Er worden ook radioactieve isotopen met verschillende halfwaardetijden gevormd. Deze omvatten beryllium-10 (1,6 miljoen jaar), aluminium-26 (730.000 jaar), chloor-36 (300.000 jaar), calcium-41 (100.000 jaar), mangaan-53 (3,7 miljoen jaar) en krypton-81 (210.000 jaar).
De stabiele isotopen stapelen zich in de loop van de tijd op. Neon-21 meet bijvoorbeeld de totale duur sinds de meteoroïde werd opgegraven door een botsing. Vóór die botsing was het object afgeschermd in een groter lichaam.
Leeftijdsverdelingen per meteoriettype
De meeste meteorieten hebben een blootstellingsleeftijd van meer dan een miljoen jaar. De verdeling verschilt aanzienlijk per type. Voor chondritische meteorieten neemt de telling snel af naarmate de leeftijd toeneemt. De meeste gewone chondrieten zijn minder dan 50 miljoen jaar oud. Koolstofhoudende chondrieten zijn doorgaans jonger, vaak minder dan 20 miljoen jaar oud. Achondrieten clusteren tussen de 20 en 30 miljoen jaar.
IJzermeteorieten vertellen een ander verhaal. Hun blootstellingsleeftijden bestrijken een veel breder bereik, tot wel twee miljard jaar. Pieken in deze verdelingen weerspiegelen waarschijnlijk grote impactgebeurtenissen die hun ouderlichamen ontwrichtten.
Orbitale dynamiek en levensduur van botsingen
Deze leeftijdscategorieën onthullen de dynamische evolutie van meteoroïdenbanen en hun botsingslevens. Er zijn bijna geen meteorieten met een blootstellingsleeftijd van minder dan een miljoen jaar. Dit suggereert dat banen de aarde niet in minder dan een miljoen jaar zullen kruisen.
Computersimulaties ondersteunen deze tijdlijn. Ze voorspellen ook dat de levensduur van de orbitalen sneller zal afnemen dan de leeftijd van blootstelling aan kosmische straling. Deze discrepantie leidde tot een nieuwe theorie. Meteorieten brengen waarschijnlijk veel tijd door als kleine objecten die binnen de asteroïdengordel migreren. Ze wachten tot hun banen een resonantie kruisen.
Resonanties zijn gebieden waar planeten, vooral Jupiter, sterke zwaartekrachtverstoringen uitoefenen. Deze krachten duwen meteoroïden in trajecten die de aarde kruisen.
De afname van oudere steenachtige meteorieten komt overeen met schattingen van botsingen. De helft van elke populatie wordt binnen 5 tot 10 miljoen jaar door botsingen geëlimineerd. De bovengrens voor de meeste steenmeteorieten is 50 miljoen jaar. IJzermeteorieten overleven langer. Door hun grotere kracht kunnen ze miljarden jaren in de ruimte blijven bestaan. De mechanismen die deze rotsen uitstoten blijven een belangrijk onderzoeksgebied om te begrijpen hoe het zonnestelsel materiaal aan onze planeet levert.
Kortlevende radionucliden en de zonnenevel
We weten dat sterren ontstaan wanneer dichte lagen interstellair gas onder hun eigen zwaartekracht instorten. De zonnenevel volgde waarschijnlijk hetzelfde pad. Meteorieten leveren het fysieke bewijs en bevatten bewaard materiaal van vóór en tijdens die ineenstorting. Maar hier is het plakkerige gedeelte. We weten nog steeds niet wat de ineenstorting in onze specifieke hoek van de Melkweg heeft veroorzaakt.
Het kunnen willekeurige dichtheidsschommelingen zijn geweest. Of iets specifiekers.
Het bewijs wijst op het laatste. Meteorieten, vooral hun vuurvaste insluitsels, bevatten kortlevende radionucliden. Deze isotopen waren aanwezig toen het zonnestelsel ontstond, en werden later niet door kosmische straling toegevoegd. Het meest vernietigende bewijsstuk is calcium-41. De halfwaardetijd is ongeveer 100.000 jaar. Om het nu te kunnen detecteren, moest het binnen een paar halfwaardetijden na zijn creatie in deze insluitsels worden opgenomen. Minder dan een miljoen jaar. Dat is een ramp in astronomische termen.
Andere kortlevende radionucliden hebben een langere halfwaardetijd, waardoor ze minder urgent zijn. Maar hun verhoudingen zijn belangrijk. Wetenschappers vergelijken deze natuurlijke overvloed met wat we verwachten van sterrenbronnen.
Triggers van stervende sterren
Twee belangrijke kandidaten domineren de zoektocht naar de bron van deze radionucliden. Ten eerste supernova’s. Enorme sterren die aan het eind van hun leven ontploffen. Ten tweede, asymptotische reuzentaksterren (AGB). Deze stervende sterren blazen ook massieve, snel bewegende winden af die rijk zijn aan de isotopen die we in meteorieten zien.
Computersimulaties ondersteunen deze theorie. Wanneer een supernova of AGB-wind tegen een moleculaire wolk botst die nog niet klaar is om uit zichzelf in te storten, comprimeert hij het gas. De wolk wordt zwaartekrachtonstabiel. Het stort in. En cruciaal is dat het materiaal van de wind – beladen met radionucliden – vermengd raakt met de zich vormende wolk.
In dit scenario fungeren de radionucliden in meteorieten als vingerafdrukken. Ze traceren de specifieke sterrenwind die de vorming van de zon en de planeten in gang heeft gezet.
Er is een alternatief, al is dat minder overtuigend. Sommige modellen suggereren dat de vroege, actieve zon deze radionucliden zelf produceerde door intense straling in de zonnenevel. Het kost moeite om de exacte absolute en relatieve overvloed die we vinden te verklaren. Geen van beide modellen is perfect. Maar de stellaire windtheorie heeft een voorsprong.
De thermische geschiedenis van de asteroïdengordel
Toen de ineenstorting eenmaal begon, waren de eerste vaste stoffen die verschenen de vuurvaste insluitsels. Ze ontstonden ongeveer 4,567 miljard jaar geleden tijdens korte, gewelddadige verhittingsgebeurtenissen. Deze timing komt overeen met de temperatuurgradiënt van het vroege zonnestelsel. Kwik is droog en rotsachtig. Jupiter is gasrijk en koud. Het innerlijke systeem was heet. Het buitenste systeem was koud. Astrofysische modellen voorspellen dit, ook al variëren de exacte cijfers.
Eén idee voor de insluitsels is dat ze gevormd zijn door convectiestromen aan de rand van het heetste deel van de binnenste nevel.
De asteroïdengordel vertelt een ander verhaal. Het was een rustige plek. Presolair materiaal overleefde daar. Er bestaan waterhoudende mineralen. Vluchtige elementen zijn overvloedig aanwezig in chondrieten. Dit pleit tegen wijdverbreide verwarming in die regio. Het past in de huidige astrofysische modellen van een koele buitenzone.
Maar het was niet helemaal stil. Chondrulen komen voor in de meeste chondritische meteorieten, behalve de CI-chondrieten. Dit bewijst dat er lokale, voorbijgaande temperatuurpieken waren. Korte momenten van extreme hitte in een verder koude omgeving.
Waarom chondrules belangrijk zijn
Als chondrulen zeldzaam zouden zijn, zouden we ze kunnen afwijzen. Maar dat zijn ze niet. Ze vormen het grootste deel van de gewone chondrieten, de meest voorkomende meteorieten die op aarde vallen. Ze vormen ook een belangrijk onderdeel van andere chondrieten. Deze massa geeft aan dat de vorming van chondrules centraal stond in de evolutie van het vroege zonnestelsel.
Zelfs als de moederlichamen van deze meteorieten zich in een beperkte zone van de asteroïdengordel hebben gevormd, vertegenwoordigt die zone nog steeds ongeveer 10 procent van de totale gordel. En waarschijnlijk zijn er verder weg nog andere chondrule-dragende asteroïden gevormd, ook al bevinden ze zich vandaag in de binnenste gordel.
Dus hoe zijn ze ontstaan? Elektrische ontladingen. Schokgolven. Botsingen tussen gesmolten asteroïden. Uitstroom van de jonge zon. De lijst is lang. Geen ervan heeft tot nu toe algemene acceptatie gekregen.
De sleutel kan tijd zijn. De leeftijden van chondrulen zouden onderscheid kunnen maken tussen deze theorieën. Als ze zich in een tijdsbestek van 1 tot 10 miljoen jaar na de insluitsels hebben gevormd, gaan sommige modellen kapot. Maar als hun gemeten leeftijden alleen maar weerspiegelen wanneer ze in hun ouderlichaam werden opgewarmd of veranderd, verdwijnt het probleem.
Er wordt nog steeds aan het record geschreven. De radionucliden gaven ons een startdatum. De chondrulen geven ons een rommelig, complex midden. Wat er daarna gebeurde, blijft gedeeltelijk verborgen door het stof van 4,5 miljard jaar.
Het mysterie van de opwarming van asteroïden
Asteroïden zijn niet zomaar verschenen. Ze begonnen zich misschien een miljoen jaar nadat de eerste vaste materialen in de zonnenevel waren gecondenseerd, te vormen. Binnen vijf tot tien miljoen jaar waren ze al heet genoeg om te smelten. Sommige ondergingen een waterige verandering. Anderen zagen dat vulkanische activiteit wel 170 miljoen jaar aanhield. We weten nog steeds niet precies wat deze hitte heeft veroorzaakt.
De leidende theorie wijst op kortlevende radioactieve isotopen zoals aluminium-26 en ijzer-60. Deze vergaan snel, waarbij intense hitte vrijkomt. Maar het was niet alleen radioactiviteit. Elektrische stromen veroorzaakt door vroege zonnewinden speelden waarschijnlijk een rol. De potentiële zwaartekrachtenergie die vrijkomt tijdens de accretie voegde meer warmte toe. De exacte mix blijft een mysterie.
Snelle planetaire aggregatie
Dit gebeurde niet alleen in de asteroïdengordel. Overal vormden zich lichamen ter grootte van een asteroïde. Ze begonnen zich in grotere stukken te verzamelen. Door dit proces ontstonden uiteindelijk de rotsachtige binnenplaneten. Het gebeurde snel.
De maan is waarschijnlijk ontstaan toen een lichaam ter grootte van Mars tegen de groeiende aarde botste. De oudste gedateerde maanstenen zijn ongeveer 4,44 miljard jaar oud. Er zijn aanwijzingen dat de maan feitelijk binnen 30 miljoen jaar na het verschijnen van de eerste vaste stoffen is ontstaan. Mars ontstond nog sneller. Het oudste meteoritische materiaal is 4,5 miljard jaar oud, maar de planeet zelf is ongeveer 13 miljoen jaar na die eerste vaste stoffen gestold.
Binnen 30 miljoen jaar waren kleine deeltjes volwaardige rotsachtige planeten geworden.
Ontbrekende massa in de asteroïdengordel
Om asteroïden in zulke korte tijdsperioden te kunnen vormen en evolueren, moet de oorspronkelijke materiedichtheid hoog zijn geweest. Het leek waarschijnlijk op de dichtheid in de gebieden van de reuzenplaneten. Tegenwoordig bevat de asteroïdengordel heel weinig massa. Misschien blijft er nog maar een tienduizendste van het originele materiaal over.
Iets heeft bijna alles verwijderd. Wat heeft het puin opgeruimd?
De zwaartekracht van Jupiter
De meest waarschijnlijke boosdoener is Jupiter. Door de vorming van de reuzenplaneten, vooral Jupiter, werd het grootste deel van de materie snel uit dit gebied geëvacueerd. Meteorieten vertonen mineralogische en chemische gegevens die niet passen bij het feit dat ze deel hebben uitgemaakt van een planeet ter grootte van de maan. Dit impliceert dat Jupiter snel werd gevormd. Het groeide voordat asteroïden volwaardige planeten konden worden.
Voordat Jupiter zijn huidige massa bereikte, bewogen asteroïden zich in bijna cirkelvormige banen. Toen Jupiter en Saturnus klaar waren met hun vorming, stuurde de veranderende massaverdeling golven van zwaartekrachtresonantie door de gordel. Deze golven vergrootten de excentriciteit en helling van de banen van asteroïden tot de gematigde waarden die we vandaag de dag zien.
Gezien de ouderdom van asteroïden en hun huidige omvangslimieten moet proto-Jupiter binnen ongeveer een miljoen jaar na de vorming van het zonnestelsel begonnen zijn met het opvangen van enorme hoeveelheden waterstof en helium uit de zonnenevel. Deze snelle groei vereiste een complexer vormingsmechanisme dan dat van de rotsachtige planeten. Het was niet alleen maar aanwas. Het was iets dynamischers.
Meteorieten als sondes
Dit scenario van de vroege evolutie van het zonnestelsel klopt op sommige details waarschijnlijk niet. Misschien veel. Zonder monsters van asteroïden en primitieve materialen afkomstig van meteorieten zouden we geen observatiebasis voor deze modellen hebben. Meteorieten zijn in feite ‘ruimtesondes voor de arme man’. Totdat ruimtevaartuigmissies diverse monsters van asteroïden en kometen terugbrengen, zullen meteorieten de meest nauwkeurige gegevensbron blijven om te begrijpen hoe het zonnestelsel zich heeft ontwikkeld.
Het verhaal is nog niet af. Nieuwe voorbeelden zullen de tijdlijn herschrijven. De hiaten in onze kennis zijn net zo belangrijk als de feiten die we hebben.
