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MILLBILLILLIE

Der Millbillillie-Meteorit, ein Steinmeteorit, ging um 13:00 Uhr an einem Oktobertag im Jahr 1960 in der Nähe von Wiluna in Western Australia, Australien, nieder.

Beobachtet wurde der Meteorit von zwei Personen in der Nähe der Millbillillie-Jundee-Viehstation.
Zur damaligen Zeit wurde nicht weiter nach Teilen des Meteorits gesucht.

In den Jahren 1970 und 1971 erfolgte eine Suche durch Verwandte eines Beobachters des Ereignisses.
Sie fanden die beiden ersten Steine des Meteoriten, einer mit einem Gewicht von etwa 20 kg, der heute im Western Australian Museum in Perth zu betrachten ist, und einen weiteren kleineren mit einem Gewicht von 565 Gramm.
Später fanden lokale Aborigines weitere Steine, so dass die geschätzte Gesamtmasse nun bei 100 bis 300 Kilogramm liegt.


Der Millbillillie-Meteor ist gesteinskundlich ein Eukrit, ein gemengtes kristallines Gestein.
Dieser Meteor wird als Achondrit eingeordnet.
Es handelt sich um ein polymiktes Gestein, das von einer glasig geschmolzenen Kruste umgeben ist.
Er besteht aus 49 % Pyroxen, 46 % Plagioklas, 0,7 % Ilmenit, ferner eisen- und chromhaltigem Spinell und Spuren von Metallen und Troilit.

Es wird angenommen, dass der Millbillillie-Meteorit ein Teil von Vesta war, dem drittgrößten Objekt im Hauptgürtel.

Es handelt sich bei den Asteroiden um Objekte in der Größe von kleinen, unregelmäßig geformten Brocken bis zu dem Zwergplaneten im Hauptgürtel, Ceres, deren Durchmesser gut einem Viertel von dem des Mondes und deren Masse ca. 1,3 Prozent von der des Mondes entspricht, was der Relation zwischen Mond und Erde nahekommt.
Bis auf das hellste Gürtelmitglied, Vesta, sind sie von der Erde aus nicht mit bloßem Auge auszumachen.

Die Zusammensetzung der Asteroiden ist nicht im gesamten Hauptgürtel gleich
. Im inneren Bereich (zwischen 2,0 und 2,5 AE) dominieren helle Objekte der Spektralklassen E (Albedo ~ 0,4) und S (Albedo ~ 0,2), auch die V-Klasse ist dort angesiedelt.
Es handelt sich dabei um silikatreiche Objekte, die im Laufe ihrer Geschichte teilweise oder auch ganz aufgeschmolzen wurden.
Ab einem Abstand von etwa 2,5 AE dominieren die dunklen, kohlenstoffhaltigen Asteroiden der Spektralklasse C (Albedo ~ 0,05).
Ihre Zusammensetzung unterscheidet sich deutlich von den Asteroiden im inneren Bereich des Hauptgürtels: Sie dürften aus einer Mischung von Eis und Gestein hervorgegangen sein, die nur mäßig erhitzt wurde. Im äußeren Bereich des Asteroidengürtels treten dann vermehrt Objekte der Spektralklassen D und P auf.
Diese sind dem C-Typ zwar ähnlich, wurden aber in ihrer Geschichte offenbar kaum nennenswert erhitzt, sodass auf ihrer Oberfläche noch Eis vorhanden sein könnte. Mit zunehmendem Abstand von der Sonne ist also eine Entwicklung von Objekten mit komplexer geologischer Vergangenheit bis hin zu primitiven (wenig veränderten) Asteroiden feststellbar, die noch den hypothetischen Planetesimalen aus der Frühzeit des Sonnensystems entsprechen.

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