OMI met succes gelanceerd

Nieuwe sterren zoals de zon ontstaan uit grote gas- en stofwolken die zich tussen de sterren bevinden. Als die wolken samentrekken, ontstaan uit lokale verdichtingen in het midden van de wolk zogenaamde protosterren. Zo'n protoster blijkt altijd te zijn omgeven door een afgeplatte schijf van gas en stof. De ster wordt almaar massiever doordat gas en stof uit deze schijf op de ster valt. Dit wordt ook wel accretie genoemd.

Toen de zon zijn uiteindelijke massa had gekregen, hield deze accretie op. Wat overbleef was de afgeplatte schijf, die nog ongeveer tien procent van de massa van de zon had. De stofdeeltjes in deze schijf botsten met elkaar en als de botsing niet al te hard gingen, plakten zij aan elkaar en groeiden zo langzaam maar zeker tot millimeter, centimeter, en uiteindelijk kilometers grote lichamen. Toen er eenmaal zulke grote lichamen waren gevormd, konden deze onder invloed van de eigen zwaartekracht verder uitgroeien tot een heuse proto-planeten oftewel planetesimalen.

Als zo'n planetesimaal ver van de de zon wordt gevormd, is de temperatuur van het gas zo laag, dat de proto-planeet ook het gas aan zich kan binden: er wordt dan een grote, gasvormige planeet gevormd met een rotsachtige kern. Zo zijn Jupiter, Saturnus, Uranus, en Neptunus gevormd. Planeten die dichter bij de ster worden geboren, kunnen het gas niet aan zich binden omdat de snelheden van de gasdeeltjes groter zijn dan de ontsnappingssnelheid van het oppervlak van de jonge planeet. Wat dan resteert is alleen de rotsachtige 'kern'. Wij op aarde leven op zo'n rotsachtige planeet. De aardse dampkring (net als die van Venus en Mars) is ontstaan door uitgassing van de gesteenten waaruit de aarde is opgebouwd. Deze dampkring heeft dan ook een heel andere samenstelling dan die van de reuzenplaneten (Jupiter etc).

Er zijn natuurlijk veel kilometers grote rotsblokken overgebleven uit de vorming van ons zonnestelsel, die het nooit tot een echte planeet hebben geschopt. De meeste van die rotsblokken bevinden zich in de buitenste delen van ons zonnestelsel. Dat is logisch, omdat de binnendelen van het zonnestelsel zijn 'schoongeveegd' door de planeten. Wij kennen die kilometers grote rotsblokken als kometen, wanneer zij in hun (vaak langgerekte) baan om de zon af en toe dicht bij de zon komen. Dan worden zij opgewarmd en gaan verdampen. De zonnewind blaast dan deze gas en stof deeltjes uit de komeet weg van de zon. Dit kunnen wij prachtig waarnemen als de spectaculaire staart die bij kometen hoort.

De zon is op een afstand van 150 miljoen kilometer de dichtstbijzijnde ster. Licht dat het oppervlak van de zon verlaat bereikt in slechts acht minuten de aarde. Ter vergelijking, de op de zon na meest nabije ster, Proxima Centauri, staat op een afstand waar het licht vier jaar en vier maanden over doet.

Na vorming van de zon en het zonnestelsel is onze ster begonnen aan een lang bestaan als zogenaamde dwergster. In de dwergfase van het leven van de zon wordt de energie die ze uitstraalt in het centrum geproduceerd door fusie van waterstof tot helium. De zon is nu ongeveer vijf miljard jaar oud en heeft nog brandstof voor nog eens vijf miljard jaar. Het is een beetje pijnlijk om toe te moeten geven, maar onze zon is maar een heel gewoon sterretje. Niet heel erg helder, maar ook weer niet heel erg lichtzwak; niet erg zwaar, maar ook niet erg licht; niet heel groot, maar ook niet heel klein.

De zon is zo dicht bij de aarde dat we het oppervlak in detail kunnen bestuderen, wat bij de meeste andere sterren onmogelijk is. Het oppervlak blijkt verre van glad en egaal te zijn; er is allerlei structuur op te zien. Dat wordt veroorzaakt door trillingen van het zonsoppervlak en door het magneetveld van de zon. Omdat de zon in ongeveer 28 dagen om zijn as draait, waarbij de evenaar sneller draait dan de polen wordt het magneetveld dat in het gas is ingevroren opgewonden. Als dat te strak wordt breekt het magneetveld los van het gas en krijgt een nieuwe structuur. Daarbij kunnen prachtige lussen en uitsteeksels gevormd worden die we protuberansen noemen. Op het plaatje is er rechts boven één te zien.

Van alle planeten in het zonnestelsel heeft de aarde relatief de grootste maan. De aarde is 81 keer zo zwaar als de maan, en heeft een 3,7 keer zo grote middellijn. Aarde en maan draaien in ongeveer een maand rond elkaar op zo'n afstand dat de aarde er nog ruim 29 keer tussen zou passen. Aan de hemel heeft de maan ongeveer dezelfde hoekdiameter als de zon die weliswaar veel groter is, maar navenant verder verwijderd is. Net als alle planeten zendt de maan zelf geen zichtbaar licht uit, toch kunnen wij haar zien omdat zij zonlicht dat op het oppervlak valt reflecteert. De schijngestalte (sikkelvorm) van de maan verandert in de loop van de maand doordat de hoek waaronder de maan door de zon beschenen wordt verandert als de maan haar omloop maakt. Ten gevolge van dezelfde getijdenkrachten die op aarde eb en vloed veroorzaken keert de maan altijd dezelfde zijde naar de aarde. Vanaf de maan gezien staat de aarde dus vrijwel stil aan de hemel, terwijl de zon eens per maand op en onder gaat.

Na de zon is de maan het helderste object aan de hemel, en het is het enige buitenaardse hemellichaam waarvan het oppervlak met het blote oog bestudeerd kan worden. Tevens is het het enige buitenaardse hemellichaam waar de mens ooit voet op heeft gezet.

Het oppervlak van de maan is bedekt met een dikke laag gruis en voorts bezaaid met talloze kraters die veroorzaakt zijn door meteorietinslagen. De maan heeft geen dampkring en geen oppervlaktewater, hoewel recentelijk is aangetoond dat zich ijs bevindt op de bodem van kraters die dicht bij de zuidpool liggen, waar de zon nooit schijnt. De aanwezigheid van water kan van cruciaal belang zijn voor eventuele toekomstige nederzettingen op de maan. De afwezigheid van een atmosfeer betekent dat invallende meteorieten niet zoals op aarde geheel of gedeeltelijk verbranden. Alle energie van de neervallende meteoriet komt met een klap vrij op het oppervlak; hierdoor wordt het oppervlak vergruisd en ontstaat een inslagkrater. Deze krater blijft zichtbaar, want anders dan op aarde werken er geen weersinvloeden op in, die de randen doen vervagen. Sommige delen van het maanoppervlak zijn donkerder, de zogenaamde maria (meervoud van mare). Dit zijn plekken waar in het verleden grote inslagkraters zijn gevuld met gesmolten lava.

Anders dan bij de aarde, waar een dunne vaste schil op een dikke hete en vloeibare mantel drijft, is bij de maan de vaste schil zeer dik (tot 3 keer zo dik als op aarde, dus relatief wel 10 keer). De mate waarin zware elementen als ijzer naar het centrum gezonken zijn is bij de maan veel minder dan bij de aarde; de maan is dus homogener van samenstelling. Onderzoek van lava uit de maria toont aan dat het binnenste van de maan relatief weinig ijzer bevat, en de samenstelling van het maangesteente sterk lijkt op die van de mantel van de aarde. Een zware, deels vloeibare ijzerkern zoals die zich in het centrum van de aarde bevindt en die verantwoordelijk is voor het aardmagnetisme is bij de maan vrijwel niet aanwezig, de maan heeft dan ook bijna geen magnetisch veld. De gemiddelde dichtheid van het maanmateriaal is dus ook veel kleiner dan die van aards materiaal; de maan is gemiddeld drie keer zo dicht als water, de aarde ongeveer vijf keer.

Als aarde en maan vrijwel gelijktijdig uit hetzelfde materiaal ontstaan waren zou het moeilijk zijn dit verschil in samenstelling te verklaren. De maan zou elders ontstaan en later door de aarde ingevangen kunnen zijn, echter omdat de maan relatief zwaar is, is de kans hierop klein. In de theorie die heden het breedst geaccepteerd wordt is de maan ontstaan uit materiaal dat van de aarde afkomstig is, en dat bij een enorme botsing met een groot ander hemellichaam (mogelijk zo groot als Mars) de ruimte ingeslingerd is. Dit moet gebeurd zijn nadat in de vroege aarde de zware elementen bezonken waren, zodat het weggeslingerde materiaal relatief weinig ijzer bevatte. Samenklontering van het materiaal dat om de aarde bleef draaien heeft tot vorming van de maan geleid.

De Kuiper Belt (belt betekent gordel in het Engels) is het stuk van het zonnestelsel buiten de baan van de planeet Neptunus. Daar bevinden zich een groot aantal ijsachtige objecten. Soms komt een van deze objecten in de binnenste delen van het zonnestelsel en zien we het als een komeet. In tegenstelling tot de kometen die uit de Oortwolk komen blijven die uit de Kuiper Belt altijd in het vlak van het zonnestelsel waarin de planeten draaien.

De eerste Kuiper Belt objecten werden in 1992 ontdekt. In principe zijn objecten zoals die uit de Kuiper Belt makkelijk te vinden: je neemt een tijdje na elkaar twee foto's van hetzelfde stukje hemel. Ieder object dat verschoven is, is geen ster, maar een astroïde of een komeet. De objecten uit de Kuiper Belt zijn echter zwarter dan roet en zo ver van de zon dat de grootste telescopen op aarde nodig zijn om ze te kunnen zien. De banen rond de zon van veel Kuiper Belt objecten lijken erg op de baan van Pluto. Daarom worden deze objecten ook wel "Plutinos" genoemd. Sommige sterrenkundigen vinden zelfs dat Pluto eigenlijk helemaal geen echte planeet is, maar gewoon het grootste Kuiper Belt object.

Ondanks het feit dat de Kuiper Belt pas tien jaar geleden is ontdekt, was het bestaan ervan al 50 jaar geleden voorspeld door Kuiper en Edgworth. De ontdekking van de eerste Kuiper Belt objecten is natuurlijk een enorme triomf voor hun theorie.

Al in 1950 realiseerde de Nederlandse astronoom Jan Hendrik Oort zich dat veel van de kometen in ons zonnestelsel in excentrische banen bewegen. Dicht bij de zon komen ze binnen de baan van de aarde, terwijl het verste punt in hun baan vaak zo'n 50000 maal verder ligt dan de afstand van de aarde tot de zon; bijna een kwart van de afstand tot de dichtstbijzijnde ster.

Oort concludeerde dat er een grote wolk van een biljoen kometen rond ons zonnestelsel moest hangen. Soms worden de banen van deze kometen verstoord door een passerende ster en vallen ze naar het centrum van het zonnestelsel, waar we ze zien als kometen. Omdat de Oort wolk overal rond het zonnestelsel hangt, kunnen deze kometen uit alle richtingen komen.

De Oortwolk is ontstaan toen de reuzenplaneten, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus gevormd werden en het hele zonnestelsel schoonveegden. Soms werden kleine objecten die dicht langs een van deze planeten scheerden als door een katapult gelanceerd. Veel kometen zijn op deze manier de interstellaire ruimte in geslingerd.

Als andere sterren ook een Oortwolk hebben en hun kometen de ruimte in slingeren, zou het kunnen gebeuren dat een van deze vreemde kometen dicht langs de zon vliegt. Zo'n komeet zou makkelijk te herkennen zijn omdat hij veel sneller beweegt dan een normale komeet. Tot nu toe is er echter nog geen gezien.

In 1705 publiceerde Edmond Halley een catalogus met de banen van 24 kometen. Halley merkte op dat de kometen uit de jaren 1531, 1607, en 1682 opvallend gelijke banen hadden, en dat er ongeveer 76 jaar tussen opeenvolgende verschijningen lag. Hij suggereerde dat dit één en dezelfde komeet was en dat ze opnieuw zou verschijnen in het jaar 1758. Op kerstdag van dat jaar werd de komeet opnieuw gezien en ``de komeet van Halley'' gedoopt, ter ere van de succesvolle voorspelling.

De komeet van Halley beweegt in een ellipsvormige baan rond de zon. De afstand tot de zon als ze deze het dichtst nadert is 0.59 AE (1 AE is de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon, 149.7 miljoen kilometer). Dit punt ligt binnen de baan van de planeet Venus. Het verst gelegen punt in de baan van de komeet ligt op 35 AE. Dit is voorbij de baan van Neptunus. De laatste keer dat Halley de zon het dichtst naderde was in 1986. Een aantal ruimtevaartuigen zijn toen de komeet tot op zeer korte afstand genaderd en hebben ter plekke metingen gedaan en foto's genomen. Halley blijkt niet een erg rond object te zijn, maar is min of meer `aardappelvormig' met een lengte van 16 kilometer en een maximale breedte van 8 kilometer. Deze kern bestaat uit een waarschijnlijk poreus gesteente, opgevuld met waterijs, waarin gassen gevangen zitten. De kern kan niet vanaf de aarde worden gezien. Dit is zo voor elke komeet en komt omdat de kern is omringd door een wolk van gas en stof die we de coma noemen, en die een typische afmeting van 100,000 tot een miljoen kilometer heeft. Deze coma ontstaat pas als de komeet minder dan ongeveer 3 AE van de zon verwijdert is, waar zonlicht voldoende intens is om het waterijs te laten sublimeren. Het meest spectaculaire aan elke komeet is zijn staart. Eigenlijk heeft een komeet twee staarten: één die bestaat uit stofdeeltjes, en één die bestaat uit een plasma van geladen deeltjes (ionen en electronen). De stofstaart is gelig van kleur omdat stofdeeltjes gemakkelijk zonlicht (geel van kleur) reflecteren. Ze heeft een typische lengte van 1 á 10 miljoen kilometer. De plasmastaart heeft een blauwige kleur, veroorzaakt door fluorescentie van positief geladen koolmonoxide ionen, wijst altijd direct weg van de zon, en kan een lengte van 10 tot 100 miljoen kilometer bereiken.

Kometen worden opgedeeld in kort-periodiek en lang-periodiek. De kort-periodieke kometen maken een omloop in minder dan 200 jaar (zoals bv. Halley) en zijn voornamelijk afkomstig uit de Kuiperbelt. De meeste kometen komen echter slechts één keer langs om daarna weer voor onbepaalde tijd te verdwijnen naar hún plaats van herkomst, de Oortwolk. Dit zijn de lang-periodieke kometen. Een voorbeeld uit deze groep is de uitzonderlijk grote komeet Hale-Bopp (met een kern van ongeveer 35 kilometer doorsnede), die in 1997 fantastisch mooi zichtbaar was.

De kort-periodieke kometen zullen niet voor eeuwig in het zonnestelsel hun baantjes blijven trekken. Sommige komen bijvoorbeeld te dicht bij een reuzenplaneet en worden óf het zonnestelsel uitgeslingerd (richting Oortwolk) óf slaan in op de planeet. Een spectaculair voorbeeld van dit laaste scenario is de inslag van komeet Shoemaker-Levy 9 op Jupiter in juli 1994. Andere kometen komen te dicht bij de zon en verdampen. Kometen die niet op één van deze manieren verdwijnen zullen na vele omlopen, als al het waterijs gesublimeerd is, uiteenvallen. Het resterende komeetpuin kunnen we soms zien als een zwakke gloed aan de nachthemel, het zodiakaal licht. Soms, als de aarde op z'n weg door de ruimte door komeetpuin heenbeweegt, zien we dat als een meteorenregen. Mocht de komeet een rotsachtige kern hebben, dan blijft deze in tact, en wordt deze verder planetoïde genoemd. Men schat dat misschien wel de helft van alle planetoïden met banen die in de buurt van de aarde komen oorspronkelijk komeet geweest zijn.

Planetoïden zijn veelal kleine rotsachtige hemellichamen die rond de zon bewegen in vaak excentrische banen, waarvan sommige zich kunnen uitstrekken tot binnen die van de aarde en andere tot voorbij die van Saturnus. Het overgrote deel van de planetoïden bevindt zich in een brede gordel tussen de banen van Mars en Jupiter, van ongeveer 2.1 tot 3.3 AE (1 AE is de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon, 149.7 miljoen kilometer) . De grootste van alle planetoïden is Ceres, in 1801 ontdekt door de italiaanse astronoom Giuseppe Piazzi, met een doorsnede van 930 kilometer. Ceres bevat meer dan een kwart van de totale massa van alle objecten in de planetoïdengordel en is groter dan vele tientallen manen in ons zonnestelsel. Na Ceres komen Pallas (263 kilometer doorsnede) en Vesta (255 kilometer doorsnede). Steeds kleinere lichamen komen in toenemende aantallen voor. Zo zijn er bijvoorbeeld ongeveer 1150 die een diameter hebben van 30 kilometer of meer, en zeer veel die kleiner zijn. In augustus 1993 vloog het ruimtevaartuig Galileo vlak langs de planetoïde Ida (56 x 15 kilometer) en ontdekte dat dit object een klein maantje heeft, Dactyl gedoopt, dat een doorsnede van 1.5 kilometer heeft en op bijna honderd kilometer afstand rond Ida draait. Men denkt dat de rotsachtige objecten in de planetoïdengordel op dezelfde manier en op hetzelfde moment zijn ontstaan als soortgelijke lichamen elders in het zonnestelsel. Namelijk door het steeds verder samenklitten van in eerste instantie miniem kleine stofkorreltjes (afkomstig uit de interstellaire ruimte of in situ uit gas gecondenseerd) aanwezig in de wolk materie waaruit ons zonnestelsel zich zo'n 4.55 miljard jaar geleden vormde. Echter, íets heeft voorkomen dat de meerderheid van de planetoïden zich kon samenvoegen tot één groot object. Deze verstorende invloed is vermoedelijk de zwaartekracht van de planeet Jupiter geweest, die zelfs vandaag de dag nog de bewegingen in de planetoïdengordel beïnvloed. Toch blijkt de zone tussen 2.1 en 3.3 AE voldoende veilig voor deze zwaartekrach tsinvloeden dat de planetoïdengordel op zich heeft kunnen overleven, zij het dat er af e n toe een object door een (bijna) botsing uit de zone gegooid wordt, bijvoorbeeld in de richting van de binnenplaneten.

Sommige van deze verdwaalde lichamen kruisen het pad van onze planeet, en vormen de belangrijkste bron van meteorieten die met regelmaat op aarde inslaan. De meeste van deze lichamen zijn relatief klein, maar men heeft er toch al ruim vierhonderd ontdekt met een diameter groter dan een kilometer. De kans dat een van deze grote verdwaalde planetoïden in botsing komt met de aarde is grofweg eens in de 10 miljoen jaar. De kans dat een planetoïde van 10 kilometer doorsnede de aarde raakt is grofweg eens in de 100 miljoen jaar. Als de kern van zo'n 10 kilometer object op land inslaat, dan ontstaat een krater met een middellijn van meer dan 150 kilometer en wordt een enorme hoeveelheid stof in de atmosfeer gebracht. Stort de meteoriet in de oceaan dan ontstaat een tsunami (een reusachtige vloedgolf) en komt er een geweldige hoeveelheid waterdamp in de atmosfeer.

65 Miljoen jaar geleden heeft zich een gebeurtenis als deze voorgedaan, in de golf van Mexico, net voor de kust van het hedendaagse Merida op het schiereiland Yucatán. De nu door sedimenten bedekte krater meet 180 kilometer in doorsnede en wordt Chicxulub genoemd. Waarschijnlijk zijn het de gevolgen van deze inslag op het klimaat op aarde geweest waardoor in die periode veel van het plant- en dierlijkleven is uitgestorven, waaronder de dinosauriërs.

Elk jaar, als ze één maal rond de zon draait, veegt de aarde zo'n 78 000 ton materie op afkomstig uit de ruimte. Dit zijn veelal microscopisch kleine stofdeeltjes, maar een significante fractie bestaat uit grotere brokken steen- en/of ijzerachtig materiaal die we meteorieten noemen. Meteorieten zijn van buitenaardse oorsprong. Veruit de meeste zijn afkomstig uit de planetoïdengordel; een klein aantal komt oorspronkelijk van de maan en van de planeet Mars. Sommige micrometeorieten (deeltjes kleiner dan 0.1 millimeter) zijn afkomstig van kometen en mogelijk is een gedeelte van dit microscopische materiaal zelfs sterrenstof, i.e. afkomstig van andere sterren.

De grootst bekende meteoriet op aarde, de Hoba IVB ijzer meteoriet, is in 1920 ontdekt op een boerderij nabij Grootfontein in Namibië en heeft een massa van ongeveer 60 ton. De laatste meteoriet die in Nederland is gevonden is de Glanerburg meteoriet (meteorieten worden meestal naar de plaats van het meest nabije postkantoor genoemd), die in april 1990 het dak van een woonhuis in Glanerburg, vlakbij Enschede, doorboorde. Meteorieten met een doorsnede van tientallen meters of meer slaan grote kraters. Een voorbeeld hiervan is Meteor Crater, met een doorsnede van 1200 meter, in het noorden van de staat Arizona in de Verenigde Staten. Sommige grote objecten die op aarde dreigen in te slaan kunnen `afketsen' op de aardatmosfeer en terug de ruimte inschieten. Zo'n gebeurtenis was op 10 augustus 1972 te zien boven het Grand Teton National Park in Wyoming in de Verenigde Staten. Een object van ongeveer 80 meter in doorsnede met een massa van ruwweg een miljoen ton, zichtbaar als een vuurbal, schoot langs de hemel maar raakte de aarde niet. Was deze meteoor wel op aarde ingeslagen dan had ze waarschijnlijk een krater geslagen met een doorsnede van ongeveer anderhalve kilometer. % Meteorieten kunnen natuurlijk overal op aarde neerkomen, maar de meeste worden gevonden op de zuidpool, langs de transarctische bergrug. Eén belangrijke reden hiervoor is dat meteorieten makkelijk te herkennen zijn op een ijsplateau met niets anders dan sneeuw.

Er zijn veel verschillende soorten meteorieten. Een eerste indeling is die van de steenmeteorieten, ijzermeteorieten en steen-ijzer meteorieten. De steenmeteorieten zijn weer opgedeeld in de zeer veel voorkomende chondrieten, die hun naam danken aan de aanwezigheid van chondrules, i.e. typisch millimeters grote gestolde en gekristalliseerde druppeltjes kiezel (silicaatmateriaal), en in de zeldzamere achondrieten, die zo genoemd worden omdat ze juist geen chondrules bevatten. IJzermeteorieten bestaan uit prachtige ijzer en nikkel kristallen; steen-ijzer meteorieten zijn een mengvorm van steen- en ijzermeteorieten.

De vormingsgeschiedenis van al deze meteorieten is verschillend. De chondrules vertegenwoordigen waarschijnlijk het oudste materiaal. Men vermoed dat ze ontstaan zijn door de snelle verhitting (tot smeltens toe) en afkoeling van stofkorreltjes in schokken in de wolk van gas en stof waaruit het zonnestelsel zich 4.55 miljard jaar geleden vormde. Later zijn de chondrules opgesloten geraakt in grotere lichamen, de chondrieten. In het inwendige van minstens kilometers grote chondrieten, of tijdens energierijke botsingen, kon de temperatuur zo hoog oplopen dat het gesteente tijdelijk vloeibaar werd. De zwaardere elementen in het magma (zoals ijzer en nikkel) zakten naar het centrum, terwijl het lichtere gesteente boven dreef. IJzermeteorieten zijn dus afkomstig uit de kernen van grote objecten. Achondrieten identificeren we met het gestolde oppervlaktegesteente van deze grote objecten. Ze hebben geen chondrules meer omdat deze tijdens de vloeibare fase zijn vernietigd. De steen-ijzer meteorieten zijn afkomstig van de grensvlakken tussen de ijzerkern en de steenmantel. Na een botsing met een ander object van enige omvang werden brokstukken van dit grote lichaam de ruimte in geslingerd. Uiteindelijk zijn sommige van deze brokstukken op aarde terechtgekomen.

Van de meer dan tienduizend meteoriet(fragment)en die de afgelopen eeuwen gevonden zijn denkt men dat er 13 van de maan en 14 van Mars afkomstig zijn. De bekendste Mars meteoriet is ALH84001, welke in 1984 werd gevonden in het Allen Hills gebied op de zuidpool. Uit analyse van deze 1.9 kilogram zware meteoriet is vast komen staan dat ze ongeveer 16 miljoen jaar geleden, tijdens een inslag van een groot object op Mars, de ruimte in is geslingerd. Na een lange ruimtereis is ze 13 000 jaar geleden op Antarctica neergekomen. In 1996 suggereerde een groep geleerden dat er in ALH84001 mogelijk aanwijzingen zijn die geassocieerd kunnen worden met biologische activiteit (lees: leven). Hoewel men nu niet meer denkt dat deze suggestie voldoende gefundeerd is, heeft de commotie rond ALH84001 wel de aandacht gevestigd op het feit dat de omstandigheden zoals die 4.5 miljard jaar geleden op Mars heersten wel eens (tijdelijk!) redelijk gunstig geweest konden zijn voor het ontstaan van primitief leven.