Die häufigsten unter den Meteoriten sind Chondrite. Es handelt sich um Steinmeteoriten, die von hellgrau bis sehr dunkel reichen und eine erstaunliche Struktur aufweisen: Sie enthalten abgerundete Chondrum-Körner, die manchmal gut sichtbar auf der Oberfläche der Fraktur und leicht mit Meteoriten befleckt sind.
Die Größen der Chondrome variieren von mikroskopisch bis zentimetrisch. Sie nehmen ein beträchtliches Volumen an Meteoriten ein, manchmal bis zur Hälfte, und werden durch die interchondroische Matrix schlecht zementiert. Die Zusammensetzung der Matrix ist identisch mit der des Chondroms und unterscheidet sich manchmal von dieser. Gebrochene Chondrome und ihre Fragmente finden sich oft im interchondrialen Chondrom.
Eine solche Struktur ist nur den Meteoriten (und vielen von ihnen!) eigen und wird nirgendwo sonst gefunden. Gefaltet hauptsächlich aus Eisen-Magnesium-Silikaten, enthalten Chondrite auch fein vernickeltes Eisen, Sulfide und andere Mineralien. Es gibt viele Hypothesen über den Ursprung von Honduras, aber sie sind alle umstritten. Kurz gesagt, der Ursprung der Chondrome ist noch unbekannt. Es wird zwischen HH-, H-, L- und LL-Chondriten mit sehr hohem, niedrigem und sehr niedrigem Gehalt an freiem Eisenmetall unterschieden.
Dementsprechend reduziert der Übergang von einer Klasse zur anderen den Gesamteisengehalt (frei und silikatisch). Hinzu kommt eine Gruppe von E-Chondriten, in der sich fast das gesamte Eisen im freien Zustand befindet, so dass die Silikate fast ein Magnesium erhalten, sowie eine Gruppe von kohlenstoffhaltigen C-Chondriten, in der es sehr wenig Eisen gibt, aber fast ausschließlich in den Silikaten.
Asteroidenbildung
Während der Zeit der Sonnenbildung waren die Bedingungen in der Protoplanetenscheibe natürlich nicht die gleichen in unterschiedlichen Abständen von der Sonne und änderten sich mit der Zeit. Die Substanz blieb nur weit weg von der Sonne kalt. In der Nähe wurde es stark erwärmt und der Staub wurde ganz oder teilweise verdampft. Erst später, als das Gas abkühlte, kondensierte es wieder, aber die meisten der im interstellaren Staub enthaltenen flüchtigen Substanzen gingen verloren und flossen nicht mehr in den neuen Staub ein. Die Evolution der protoplanetaren Scheibe führte zur Bildung von Planetesimalen in ihr, aus denen dann die Planeten entstanden sind.
Die Zusammensetzung der Planetesimale, die sich in verschiedenen heliozentrischen Abständen bildeten, war aufgrund der unterschiedlichen Zusammensetzung des Staubes, der sich auf ihre Konstruktion auswirkte, unterschiedlich.
Es kam vor, dass Asteroiden Planetesimale sind, die sich an der Grenze von heißen und kalten Zonen der Protoplanetenscheibe bilden und bis heute erhalten sind. Obwohl der Ring der Asteroiden eine geringe Länge hat (nur etwa 1 a. u.), reichte die Differenz der Bedingungen offenbar aus, um ungleiche S- und C-Asteroiden zu bilden. Es ist durchaus logisch zu denken, dass sich Sasteroide in einer wärmeren Zone gebildet haben, in kleineren heliozentrischen Abständen als Casteroide, und sich nun langsam vermischen. Da jedoch nur die Körper, die auf den stabilsten Bahnen gebildet wurden, überlebt haben, ist ihre vollständige Vermischung in den letzten 4,5 Milliarden Jahren nicht erfolgt.
Deshalb gravitieren Casteroide immer noch zum äußeren Teil des Rings und Sasteroide zum inneren Teil. Aber wenn sie miteinander kollidieren, kontaminieren sie die Oberflächen des anderen mit ihrer Substanz, und deshalb ändert sich wahrscheinlich die Farbe der S- und C-Asteroiden langsam mit heliozentrischer Entfernung.
Asteroiden wurden in der protoplanetaren Wolke als lose Aggregate gebildet. Weniger Schwerkraft konnte die staubigen Winter des Planeten nicht komprimieren. Aufgrund der radioaktiven Wärme wurden sie erhitzt. Diese Erwärmung, wie die Berechnungen von J. Wood gezeigt haben, war sehr effektiv: Weil der lose Körper gut warm gehalten wird. Die Erwärmung begann in der Phase des Asteroidenwachstums. Ihre Substanz in den zentralen Teilen des Körpers erwärmte sich, sinterte und schmelzte vielleicht sogar, und der Staub auf der Asteroidenoberfläche brach immer noch weiter aus und füllte die lose, isolierende Schicht wieder auf.
Die Hauptwärmequelle ist heute Aluminium-26, das gleiche Aluminium-26, das eine Million Jahre vor der Bildung von Asteroiden zusammen mit der Substanz einer Supernova in den protosolaren Nebel injiziert wurde.
Kollisionen von Asteroiden miteinander zu Beginn führten auch zur Verdichtung ihrer Substanz. Aus Asteroiden wurden kompakte Körper. Aber weitere Störungen durch das wachsende Damwild führten zu einer Erhöhung der Geschwindigkeit, mit der die Kollisionen stattfanden. Infolgedessen wurden mehr oder weniger kompakte Körper gebrochen. Die Kollisionen wurden viele Male wiederholt, schüttelnd, rührend, die Trümmer aufrührend und wieder zermalmend. Deshalb sind moderne Asteroiden wahrscheinlich schlecht verpackte Klumpen.
Kleine Asteroidenfragmente kommen natürlich vom Asteroidenring in die Erdumlaufbahn. Dies ist auf den Mechanismus der aufeinanderfolgenden Resonanzorbitalschwankungen unter dem Einfluss von Planetenstörungen zurückzuführen, der im Detail noch nicht ganz klar ist. Das Schwingen tritt aber nur in einigen Bereichen des Rings auf. Asteroiden von verschiedenen Orten des Rings kommen in unterschiedlichem Maße zum Einsatz, und die Trümmer in der Nähe der Erdumlaufbahn sind möglicherweise nicht repräsentativ für diejenigen Objekte, die sich über die Umlaufbahn des Mars hinausbewegen.