Meteorsteine

Meteorsteine (hierzu Tafel »Meteorsteine«; Meteoriten, Aerolithe, Uranolithe, Luftsteine, Bätylen), Eisen- oder Steinmassen, die in größern oder kleinern Stücken, einzeln oder gleichzeitig in größerer Anzahl (Steinregen), meist unter einem donnerartigen Getöse, auf die Erde niederfallen, am Tage von Rauchwölkchen, in der Nacht von lebhaften Feuererscheinungen begleitet und oft als Feuerkugeln, auch wohl mit stark leuchtendem Schweif, beobachtbar. Viele zerspringen im Moment des Niederfallens mit explosionsartigem Geräusch in viele Fragmente. In keinem der vielfältig untersuchten M. ist ein neues, der Erde und den auf ihr vorkommenden Verbindungen fremdes Element entdeckt worden; auch das Vorkommen des Eisens im gediegenen Zustand sowie in Legierung mit Nickel kann nicht als ausschließlich für M. charakteristisch angesehen werden, da in Grönland (Uisak oder Ovifak auf der Insel Disko) in Basalt eingeschlossene Eisenmassen unzweifelhaft tellurischen Ursprungs vorkommen, die jene früher für M. ausschließlich charakteristischen Eigenschaften besitzen. Die wichtigsten der aus Meteorsteinen bekannt gewordenen Verbindungen sind: Eisen (immer nickelhaltig), Phosphornickeleisen (Rhabdit, Schreibersit oder Glanzeisen), Kohlenstoffeisen (Cohenit, Chalypit), Graphit, Diamant, Siliciumkarbid (Moissanit), Schwefeleisen (Troilit u. Magnetkies), Schwefelchromeisen (Daubréelith), Schwefelcalcium (Oldhamit), Chromeisen, Magneteisen (selten), Kieselsäureanhydrid (Tridymit oder Asmanit, selten Quarz), Olivin, Bronzit, Augit, Anorthit, ein dem Labradorit gleich zusammengesetzter, einfach brechender, regulär kristallisierender Körper (Maskelynit), Kohle und Kohlenwasserstoffe. Hierzu kommt für die Meteoreisen ein mitunter sehr hoher, das eigne Volumen oft um ein Vielfaches übertreffender Gehalt an Gasen in komprimiertem Zustand (Wasserstoff, Kohlenoxyd, Kohlensäure), der sich durch Erhitzen und Auspumpen unter der Luftpumpe abscheiden läßt. Je nach dem Vorwiegen des Eisens oder gewisser andrer der genannten Gemengteile haben Rose, Tschermak, Brezina u. a. eine Einteilung der M. versucht. Man unterscheidet Eisenmeteoriten (Holosiderite), die fast ausschließlich aus Eisen bestehen, und Steinmeteoriten (Asiderite und Sporadosiderite), die gar kein oder nur sehr wenig gediegen Eisen enthalten, sowie als eine zwischen beiden stehende Gruppe die der Mesosiderite (Siderolithe, Pallasite), die aus einem zelligen Eisen und Magnesiumsilikaten (Olivin, Bronzit) zusammengesetzt sind, und deren Typus das von Pallas 1772 in Sibirien aufgefundene Eisen ist (Fig. 5). Als eine Unterabteilung der Steinmeteoriten unterscheidet man noch die seltenen Kohlenmeteoriten (einige wenige Fälle, z. B. von Alais in Frankreich 1806, Kapland 1838, Orgueil in Frankreich 1864, Migheï in Rußland 1889), die ein lockererdiges Material, reich an Kohle, mit Wasser- und Sauerstoff enthalten. Neuerdings unterscheidet man wohl auch noch glasig erstarrte M. und stellt zu diesen sowohl den sogen. Bouteillenstein (oder Moldawit) als den Marekanit (s. d.) und die sogen. Glaskugeln von Borneo, Billiton etc. und aus Australien. Diese meist nuß- bis faustgroßen Gebilde sind durch eine eigentümliche kugelige oder ellipsoidische, zuweilen auch abgeplattete, knopfähnliche Form ausgezeichnet (vgl. Fig. 9,6 u. 4) und wurden ihrer Form wegen früher für vulkanische Bomben (Obsidian, s. d.) gehalten. Die Art ihres Vorkommens, fern von Vulkanen und in Gegenden, wo die Annahme einer künstlichen Entstehung (z. B. in Glashütten oder Eisenschmelzen) ganz ausgeschlossen ist, lassen für sie kaum eine andre Herkunft als aus dem Weltenraum zu. Dagegen widerspricht das, was von sogen. Gallertmeteoriten berichtet wird, den zuverlässigen Beobachtungen über die M. so durchaus, daß man wohl an Verwechselungen mit Nostocalgen, Froschlaich oder ähnlichen Dingen glauben darf.

Eine außerordentlich charakteristische Struktur besitzen die meisten Eisenmeteoriten und Mesosiderite. Dieselben sind nämlich durch einen regelmäßigen schaligen Aufbau aus nickelreichern und nickelärmern Eisenmassen ausgezeichnet, und zwar sind diese bald dickern, bald dünnern Schalen den Flächen des regulären Oktaeders parallel orientiert. Da das nickelreichere Eisen von Säure (verdünnter Salpetersäure) weniger leicht angegriffen wird als das nickelärmere, kann man diesen oktaedrischen Schalenbau durch Anätzen ebener, polierter Flächen des Meteoreisens sichtbar machen. Man erhält alsdann auf diesen Flächen, je nach der Lage derselben gegen die Oktaederflächen, unter rechten oder schiefen Winkeln sich schneidende, schwach hervorspringende Balken oder Linien, die nach dem Entdecker genannten Widmanstättenschen Figuren (Fig. 1–3). Die die Balken bildende Eisennickellegierung (Balkeneisen, Kamazit) hat einen geringern Gehalt an Nickel als das widerstandsfähigere Bandeisen (Tänit), das stets in Form sehr dünner, stark glänzender Lamellen die Balken einschließt, während es sich oft weniger von dem in den Feldern zwischen den Balken gelegenen Fülleisen (Plessit) unterscheidet. Auf Grund der Breite, der Form und Anordnung der Balken, nach dem Vorherrschen oder Zurücktreten des Fülleisens und nach der Menge des Bandeisens kann man verschiedene Gruppen des Meteoreisens und innerhalb dieser sogar die Eisen verschiedener Fallorte voneinander unterscheiden. So ist das seit 1776 aus dem Tolucatal in Mexiko bekannte Eisen durch eine grobe (Fig. 1), das 1854 gefundene Eisen von Jewell Hill durch eine seine Struktur (Fig. 2) ausgezeichnet. Die wesentlich aus Silikaten zusammengesetzten M. lassen häufig in der tuffähnlichen Grundmasse neben Körnern von Nickeleisen, Magnetkies etc. kleine Kugeln von Olivin oder exzentrisch-strahligem Bronzit, sogen. Chondren, erkennen und heißen dann Chondrite. Der regelmäßige Bau dieser Chondren (Fig. 8), die übrigens fast stets eine braune Glasschmelze enthalten, hat zu der irrigen Vorstellung veranlaßt, die M. enthielten Organismen (vgl. Hahn, Die Meteoriten und ihre Organismen, Tübing. 1880). Am ähnlichsten manchen irdischen Gesteinen (Basaltlaven) sind die sogen. Eukrite, aus Anorthit und Augit bestehend, und die sogen. Chassignite, den Olivinfelsen nahe verwandt. Andre Gruppen sind die Howardite (aus Augit, Bronzit und Anorthit bestehend), die Chladnite (Enstatit und wenig Olivin enthaltend), die Bustite und Rodite.

Was die Häufigkeit der einzelnen Arten der M. betrifft, so haben von den etwa auf 670 zu schätzenden, der Fallzeit nach bekannten Meteoritenfällen nur etwa 12 Eisenmeteoriten geliefert, unter denen die Fälle 1751 zu Hraschina bei Agram, 1835 in Tennesee und 1845 zu Braunau in Böhmen und einige neuere (1885, 1886, 1891 und 1893) in Nordamerika die bekanntesten sind. Alle andern M. bekannter Fallzeit bestehen aus Silikaten oder doch vorwiegend aus solchen. Dagegen kennt man eine sehr große Zahl von Meteoreisen unbekannter Fallzeit, und dies hat darin seinen Grund, daß ein Stück Meteoreisen selbst nach Jahren bei gelegentlichem Auffinden wegen seiner obenerwähnten regelmäßigen Struktur leicht als solches bestimmt werden kann, während die Steinmeteoriten, wenn sie nicht bald nach dem Fall aufgehoben werden, später im zersetzten Zustande kaum noch von irdischen Gesteinen unterschieden werden können.

Die Größe der M. ist sehr wechselnd, wenn auch meist, abgesehen von einzelnen extremen Fällen, nicht bedeutend. Der größte bis jetzt beobachtete Steinmeteorit (Knyahinya 1866) wiegt nahezu 300 kg. Weit schwerer sind viele Eisenmeteoriten, wenigstens werden von einzelnen nachträglich aufgefundenen Eisenmassen unbekannter Fallzeit Stücke im Gewicht von 170, ja von 300 Ztr. erwähnt, so von mehreren Orten in Brasilien und Peru, von Toluca in Mexiko etc. Auf der andern Seite sinkt die Größe der M. bis zu Körnern, ja Staub (Staubmeteoriten, kosmischer Staub, Kryokonit) herab, so daß die Auffindung besonders günstige Verhältnisse voraussetzt, wie sie beispielsweise bei dem Fall von Heßle in Schweden herrschten, wo 1. Jan. 1869 neben größern Steinen kleinste Körner und Staub meteorischen Ursprungs auf dem Schnee gesammelt werden konnten. Zuweilen liefert ein Fall nur einen Stein, öfter mehrere Stücke, die nach ihrer Form bald als kosmische Individuen, bald als erst im Moment des Herabstürzens durch Explosion voneinander gerissene, eckige Fragmente eines ursprünglich zusammengehörigen Stückes zu betrachten sind. So ließen sich die drei etwa 3 km voneinander entfernt bei Butsura in Ostindien aufgefundenen Stücke aneinander fügen und zu einem Meteorstein vereinigen. Die Zahl der niederfallenden Steine ist zuweilen sehr groß; es fielen z. B. 1803 bei L'Aigle in der Normandie gegen 3000, 1808 bei Stannern in Mähren einige hundert, 1882 bei Mocz in Siebenbürgen über 1000 und 1868 zu Pultusk in Polen wohl an 100,000 Steine.

Die Gestalt der M., wenigstens der nicht erst unmittelbar vor dem Niederfallen zersprungenen und dann eckigen Steine, sondern der sogen. kosmischen Individuen, läßt mitunter insofern eine Gesetzmäßigkeit erkennen, als man die Orientierung, in welcher der Meteorit die Atmosphäre durcheilte, bestimmen und eine Brust- und Rückenseite unterscheiden kann (Fig. 10 u. 11) Die M. treten mit kosmischer Geschwindigkeit (von 4 Meilen und mehr in der Sekunde) in die Erdatmosphäre ein, verlieren in dieser infolge des Luftwiderstandes ihre Eigengeschwindigkeit ganz und fallen schließlich, unter dem Einfluß der Anziehungskraft der Erde, zu Boden. Die vor dem in die Atmosphäre eindringenden Meteor befindliche Luft wird stark zusammengepreßt und erhält dadurch eine den Schmelzpunkt der Bestandteile des Meteors erreichende Temperatur; der Stein überzieht sich mit einer dünnen, schwarzen, glasigen Schmelzrinde, und es bilden sich auf der infolge des starken Abschmelzens gerundeten Vorderseite (Brustseite) des Meteors Schmelzfalten (Fig. 7), die in der Richtung der Bewegung ähnlich in die Länge gezogen sind wie diejenigen auf der Oberfläche der in halb weichem Zustand von den Vulkanen ausgeworfenen Bomben. Auf der Grenze der Brustseite und der der Hitzeeinwirkung weniger ausgesetzten und deshalb weniger abgeschmolzenen, mehr unebenen Rückenseite befindet sich ein dicker, schwarzer Schmelzwulst (Fig. 10 u. 1 1). Daß viele M., zumal die wesentlich aus kohligen Substanzen zusammengesetzten, während ihres Fluges durch die Atmosphäre ganz verzehrt und in Dampfform umgewandelt werden können, ist leicht erklärlich, und dafür spricht auch die Seltenheit der Kohlenmeteoriten.

Eine so merkwürdige Erscheinung wie das »Niederfallen der Steine vom Himmel« mußte schon in frühesten Zeiten die Aufmerksamkeit der Beobachter erregen, und so besitzen wir in den Schriften der Chinesen und der antiken Kulturvölker eine Anzahl auf M. bezügliche Stellen. Es ist sehr wahrscheinlich, daß der in der Kaaba zu Mekka verehrte Stein ein Meteorstein ist. Der älteste urkundlich beglaubigte Fall, von dem der Stein noch vorhanden ist, ist der von Ensisheim im Elsaß 7. Nov. 1492; noch heute bewahrt die Gemeinde den allerdings nicht mehr unverletzten Stein. War im Volk die Kunde von der Existenz und dem sich immer wiederholenden Niederfallen von Meteorsteinen wohl nie ganz erloschen, so hat sich merkwürdigerweise die gelehrte Welt gegen die Anerkennung des Faktums geradezu gesträubt, bis der Steinregen von L'Aigle in der Normandie 26. April 1803, zu dessen näherer Untersuchung die französische Akademie eine besondere Kommission (mit Biot an der Spitze) absandte, die Zweifel zerstörte. Bereits zuvor, nämlich 1794, war in Deutschland der berühmte Akustiker Chladni durch eine epochemachende Publikation über das von Pallas 1772 in Sibirien entdeckte Eisen für die meteorische Natur der Stein- und Eisenmassen eingetreten. Man hielt dann lange Zeit die M. für Auswürflinge von Mondvulkanen. Jetzt werden sie allgemein in die engste Beziehung zu den Meteorschwärmen und Kometen gebracht, nachdem Schiaparelli nachgewiesen hat, daß sich die Kometen unter dem Einfluß zu starker Annäherung an die Sonne zu Meteorschwärmen auflösen, d. h. in eine große Anzahl kleiner, die Bahn des ehemaligen Kometen einhaltender, also uns periodisch erscheinender Körper zerfallen. Der Umstand, daß gerade für die bedeutendsten Sternschnuppenschwärme sich keine gleichzeitige Steigerung der Anzahl von Meteoritenfällen nachweisen läßt, wird durch die verschiedene Richtung, in der die Schwärme die Erdbahn schneiden, erklärt; nur Schwärme, die mit der Erde in annähernd gleicher Richtung sich bewegen, werden M. auf die Erde liefern, und von diesen verbrennen gerade die kleinsten, deren Zahl gewiß eine sehr große ist und von manchen Astronomen auf die ungeheure Menge von täglich 1200 Millionen geschätzt wird, in der Erdatmosphäre vollständig. Ein Meteorschwarm, dessen Bewegungsrichtung der Lieferung von Meteorsteinen günstig ist, ist der im November die Erdbahn schneidende. – Auch zur Begründung einer Hypothese über die Beschaffenheit des Erdinnern hat man die M. herbeigezogen. Aus der Ähnlichkeit gewisser M. mit Gesteinen unsrer Erde schloß man auf eine Ähnlichkeit der übrigen, besonders der viel Eisen enthaltenden M. mit dem Material des unbekannten Erdinnern und kam durch die Annahme der Existenz von schweren metallischen Massen in den Tiefen der Erde zu einer Erklärung des auffallend hohen spezifischen Gewichts der Gesamterde (vgl. Erde, S. 908). Daß diese Hypothese durch die Beobachtung gediegenen Eisens in offenbar aus großen Tiefen der Erde stammenden basaltischen Gesteinen eine wesentliche Stütze gefunden hat, ist leicht erkennbar.

Die vollständigsten Meteoritensammlungen besitzen Wien, London, Paris, Berlin, Budapest, Kalkutta, Tübingen (die einst als Privatsammlung bedeutendste des Freiherrn von Reichenbach), Newhaven, Rom, Stockholm, Washington, Cambridge, Göttingen, Straßburg, Dorpat, Bonn (die ehemalige Sammlung des bekannten Mineralienhändlers Krantz); berühmte Privatsammlungen besitzen Gregory in London, v. Braun in Wien, Bailey in Oscawana (Hudson), Bement in Philadelphia, Ward-Coonley in Chicago; letzterer besaß 1904 im ganzen 603 M. von verschiedenen Fallorten, während die Sammlungen in Wien 560, London 557, Paris 466 (in 1898) und Berlin 450 verschiedene M. enthielten. Vgl. Chladni, Über den Ursprung der von Pallas gefundenen Eisenmasse etc. (Riga 1794); G. Rose, Beschreibung und Einteilung der Meteoriten (Berl. 1864); Daubrée, Expériences synthétiques relatives aux météorites (Par. 1868); Meunier, Les météorites (im 2. Bd. der »Encyclopédie chimique«, das. 1884); Berwerth, Verzeichnis der M. im k. k. naturhistorischen Hofmuseum (Wien 1903); Tschermak, Die mikroskopische Beschaffenheit der M., photographische Abbildungen (Stuttg. 1883–85); Brezina u. Cohen, Die Struktur und Zusammensetzung der Meteoreisen (Bd. 1, das. 1887–1905); Cohen, Meteoritenkunde (Heft 1–3, das. 1894–1905); Wülfing, Die Meteoriten in Sammlungen und ihre Literatur (Tübing. 1897). Über glasige Meteoriten handeln Stelzner (»Zeitschrift der Deutschen Geologischen Gesellschaft«, Berl. 1893), Sueß (Verhandlungen der k. k. geologischen Reichsanstalt, Wien 1898) und Krause (in den »Sammlungen des Geologischen Reichsmuseums«, Leiden 1898).