Ursprung und Entwicklung von Metallphasen in chondritischen Meteoriten

Abstract

Die Kosmochemie ist die Wissenschaft der Erforschung von extraterrestrischem Probenmaterial. Dies sind vor allem Meteorite, aber auch interplanetarer Staub oder Proben vom Mond. Meteorite sind Bruchstücke von Asteroiden, vom Mond und vom Mars. Es gibt undifferenzierte Meteorite (Achondrite) und differenzierte Meteorite (Chondrite). Achondrite stammen von größeren Körpern, in denen sich - ähnlich wie auf der Erde - durch Schmelzprozesse ein Metallkern gebildet hat. Im Gegensatz dazu blieben in einigen Chondriten die Komponenten nach ihrer Entstehung unverändert; sie verkörpern damit das älteste Material aus der Anfangsphase des Sonnensystems. Eine Klasse der Chondrite - die kohligen Chondrite - sind besonders auffällig, da ihre Zusammensetzung der Zusammensetzung der solaren Photosphäre entspricht. Diese kohligen Chondrite enthalten Chondren (µm bis mm-große, ehemals geschmolzene Silikatkügelchen), Matrix (sehr feinkörniges Material, Korngrößen von wenigen nm), CAIs (calcium-aluminium-reiche Objekte) und Metall in verschiedenen Anteilen. In dieser Arbeit wurden die Metallphasen metallreicher kohliger Chondrite untersucht. Der Ursprung der Metalle ist bisher nicht abschließend geklärt. Einige Autoren betrachten die Metalle als Kondensate aus dem solaren Nebel; andere Autoren wiederum vermuten, dass alles Metall in kohligen Chondriten durch Metall-Silikat-Gleichgewichte während der Chondrenbildung verändert wurde und daher keine primären Signaturen mehr vorhanden sind. Der kohlige Chondrit HaH 237 enthält zonierte Metalle. Diese entstanden durch Kondensation. Zonierte Metalle beinhalten daher Informationen über die Druck-, Temperatur- und Sauerstofffugazitätsverhältnisse im solaren Nebel vor 4.56 Milliarden Jahren. Kondensationsprozesse kann man mit thermodynamischen Berechnungen simulieren. Die Zusammensetzung der kondensierten Phasen ist von Druck, Temperatur, Sauerstofffugazität und Zusammensetzung des Ausgangsreservoirs abhängig. Meteoritische Metalle enthalten verschiedene siderophile (metall-liebende) und moderat siderophile Spurenelemente; deren Konzentrationen wurden mit berechneten Zusammensetzungen verglichen. So kann man die physikalischen Parameter des Kondensationsprozesses bestimmen. Die zonierten Metalle in HaH 237 entstanden demnach im solaren Nebel; alternative Erklärungen scheiden aus. Sie kondensierten in einem Zeitraum von Wochen oder wenigen Monaten bei einem Druck zwischen 10-5 und 10-6 bar. Die Sauerstofffugazität war gegenüber dem gesamten solaren Nebel etwas höher; vermutlich kondensierten diese Metalle in einem Gebiet mit einem hohen Staub-Gas-Verhältnis. Altersdatierungen zeigen: Metall in HaH 237 entstand ca. 4 Millionen Jahre nach der Bildung der ersten festen Phasen im Sonnensystem. Demnach betrug die Lebensdauer des solaren Nebels mindestens 4 Millionen Jahre. In diesem Zeitraum bildeten sich aber auch schon die ersten Planetesimale (km-große Objekte; die Vorläufer der Planeten). Kondensation, Akkretion und planetare Differentiation liefen im solaren Nebel folglich gleichzeitig nebeneinander ab. Kohlige Chondrite der CR-Gruppe enthalten Metall in Chondren und in der Matrix. Die Chondren wurden in kurzzeiteigen, wiederholten Hochtemperaturereignissen geschmolzen. Metall in Chondren war also mit einer Silikatschmelze im Gleichgewicht. Die Zusammensetzung der Metalle ist dabei von der Zusammensetzung der Silikatschmelze, von der Sauerstofffugazität und von der Temperatur abhängig; durch Analysen der moderat lithophilen Elemente in den Metallen können diese Parameter näher bestimmt werden. Es zeigt sich: Metall in Chondren ist charakterisiert durch hoch variable Gehalte an moderat lithophilen Elementen. Die Ursache dieser Variation ist die Temperatuabhängigkeit der Verteilung zwischen Metall und Silikat. In Kombination mit Diffusionskoeffizienten kann so die Abkühlrate der Chondren abgeschätzt werden. Die maximalen Abkühlraten betragen etwa 750 K pro Minute, die minimalen Abkühlraten etwa 750 K pro Stunde. Einige Chondrenmetalle zeigen Entmischungsstukturen, wie sie in Eisenmeteoriten durch langsame Abkühlung im Bereich von 1100 K bis 400 K entstehen. Diese Entmischung zeigt: Chondrenmetall war über einige Wochen bei Temperaturen um 1100 K - die Metalle wurden also zunächst sehr schnell auf ca. 1300 K und dann sehr langsam weiter abgekühlt. Diese Temperaturgeschichte deckt sich mit berechneten Abkühlpfaden für Chondrenbildung durch Schockwellen im solaren Nebel. Die Befunde der Chondrenmetalle bestärken folglich diese Theorie