Маглина која се назире у средишту сазвежђа Орион на ноћном небу нуди јединствен поглед на тренутке рађања једног соларног система. Посматрачи са Земље имају задовољство да присуствују овом наизглед потпуно статичном призору, који заправо представља само трачак незамисливо дугог процеса сажимања међузвездане прашине. Овим се током више милиона година формирају све гушћи облаци, који се, даље, вртложним окретима претварају у акрециони диск у чијем центру искрсава новорођена звезда.
Највећа количина те материје се слива ка њој увећавајући јој запремину, док у преосталим деловима диска остају скоро безначајне залихе довољне за формацију планета. Фаза развоја звезда током које се, почев од ситних честица прашине, одиграва процес формирања планета траје око десет милиона година и представља прелаз између протозвезде и звезде „главног низа“ мале масе као што је Сунце. По његовом завршетку, новоформирани соларни систем са звездом и планетама које око њега орбитирају оставља за собом трагове својих врлих почетака у виду небројених малих камених објеката који слободно лутају огромним интерпланетарним пространством.
Ова блистава појава на звезданом небу, дакле, служи као веродостојан пример настајања нашег Сунца и његових планетарних пратилаца. Данас, на тлу планете Земље се повремено могу наћи камени остаци чији састав сведочи о њиховом ванземаљском пореклу. Сви метеорити потичу из времена рађања Сунчевог система, стога њихово проучавањe омогућује реконструкцију срединских околности које су владале у том периоду.
Недиференцирани метеорити
Астероиди садрже већу или мању количину радиоактивних изотопа, од чега зависи да ли ће њихов радиоактивни распад довести до значајних структуралних промена самог астероида. Распад ових изотопа ослобађа велику количину топлоте, те би њихова већа заступљеност довела до топљења астероида. Са друге стране, захваљујући премалим залихама, неки астероиди су од свог настанка остали потпуно непромењени. Стога метеорити који потичу са њих представљају својеврсне космичке седименте директно документујући најраније фазе развоја Сунчевог система. Ови такозвани недиференцирани метеорити су познатији под именом „хондрити“ јер су карактеристични по хондрулима, милиметарским силикатским минералима кружног облика који испуњавају скоро читаву њихову унутрашњост. За хондруле се сматра да су биле течне капљице настале топљењем примитивних грудвица прашине које су слободно орбитирале акреционим диском на самом почетку кондензације материје у облацима космичке маглине. Самим тим, хондрули су и први објекти који су међусобно срастали градећи камене масе током процеса сажимања маглине у тренуцима настајања Сунчевог система. Посматрањем односа хемијских елемената насталих радиоактивним распадом у њима је утврђено да је најстарији хондрит формиран читавих 30 милиона година пре настанка Земље. Према томе, они се традиционално сматрају најстаријим и најпримитивнијим камењем Сунчевог система, будући да потичу са недиференцираних (нетопљених) већих камених објеката.
Поред хондрула, на хондритима се могу видети и наслаге богате калцијумом и алуминијумом (CAI инклузије) пречника до једног центиметра. Калцијум и алуминијум су елементи који се кондензују на изразито високим температурама. Будући да је током фазе формирања планета температура дуж хоризонталне средишње равни акреционог диска недовољна за кондензацију ових елемената, лако је закључити да су CAI инклузије морале настати у ранијим фазама еволуције звезда. Расипање гравитационе енергије услед гомилања материјала у акреционом диску доводи, са растом његове масе, до све већег загревања диска. Стога масивне акреционe стопе карактеристичне за протозвезде обезбеђују и до десет пута више температуре него током периода када се формирају планете, а које су погодне за стварање CAI инклузија. Према томе, CAI инклузије представљају први формирани материјал у Сунчевом систему, па је то уједно и најстарији материјал доступан за датирање. Датирање је показало да су се оне појавиле три милиона година пре хондрула, иако је извесно да су неке хондруле такође настале у то време. Осим тога, поједине CAI инклузије су прошле кроз поновно топљење и тако попримиле изглед хондрула крупнијег обличја него у првобитном кондензату.
Диференцирани метеорити
На Земљиној површини се могу пронаћи и метеорити који у себи не садрже хондруле и CAI инклузије, већ имају комплетно стеновити, гвоздени или стеновито-гвоздени састав. За разлику од хондирта, они потичу са астероида који су са распадом радиоактивног изотопа алуминијум-26 били изложени потпуном топљењу, при чему су се метали као најтежи елементи концетрисали у њиховом језгру, а силикати и камени материјал након хлађења образовали омотач и кору астероида. Доказ да је распад кратковечног радиоактивног изотопа алуминијума-26, чији полуживот износи свега 700.000 година, узрок настанка ових такозваних диференцираних метеорита је присуство магнезијума-26 у њима, ћерке продукта овог изотопа. Његовим распадом ослобађају се велике количине топлоте, а с обзиром на кратак полуживот, закључено је да је био прилично заступљен у космичкој маглини пре настанка Сунчевог система. Различити радиоактивни изотопи су продукт нуклеосинтезе у различитим типовима звезда, а неки од њих су продукт и иридације честица младог Сунца. На основу истраживања њиховог порекла познато је да је алуминијум-26 један од радиоактивних изотопа који настају експлозијом супернова, што говори да је Сунчев систем продукт згушњавања молекуларних облака проистеклих из ове врсте звезда.
Магнезијум-26 се може пронаћи и у састојцима карактеристичним за хондрите. CAI инклузије га садрже у великим количинима; у хондрулима је присутан такође, иако приметно мање. Због чега онда хондрити нису били изложени процесу топљења? Иако CAI инклузије иницијално садрже довољну количину алуминијума-26 за то, неравномерна расподељеност овог изотопа широм Сунчевог система, његова концентрација искључиво у CAI инклузијама, као и чињеница да астероид по свој прилици није формиран у року од неколико милиона година након настанка CAI инклузија, разлози су због којих услови за диференцијацију објекта ипак нису били испуњени. Присутност овог изотопа у хондрулима показује да је формирање хондрула започето истовремено са CAI инклузијама, али да је због мањих количина трајало око два милиона година дуже, што такође указује на његову неравномерну заступљеност. Осим тога, новијим истраживањима је откривено да је још један кратковечни радиоактивни изотоп, берилијум-10, такође био садржан у CAI инклузијама. Овај изотоп није настао у звездама, већ је највероватније производ бомбардовања материјала енергетским честицама у акреционом диску младог Сунца при чему се ослобађала огромна количина термалне енергије. У таквим условима би се такође могли формирати и други кратковечни радиоактивни изотопи попут алуминијума-26, тако да постоји могућност и да се један део његових залиха појавио у каснијим фазама стварања Сунчевог система.
Метеорити који су досад пронађени воде порекло са преко сто различитих астероида. Велику већину њих чине хондрити, међутим, интересантно је да, насупрот очекивањима, сви они потичу са неколицине примитивних недиференцираних астероида. Према томе, мали број преосталих метеорита води порекло са свих осталих узоркованих астероида, а који су дакле диференцирани. Статистички гледано, 95 одсто пронађених метеорита су хондрити са 15 познатих недиференцираних матичних објеката, док преосталих пет одсто долази са приближно стотину различитих диференцираних астероида.