Для метеоритов характерно присутствие как окисленного, так и металлического железа. Первое входит в железо-магнезиальные силикаты, составляющие основу каменного вещества метеоритов, а второе представлено никелистым железом, встречающимся в виде включений. Окисленное и металлическое железо сосуществует в самых различных пропорциях: наряду с железными метеоритами, состоящими практически из чистого металла, встречаются метеориты, содержащие до 10—20% ферросиликатов; железо-каменные метеориты содержат металл и ферросиликат примерно в равных количествах. Наряду с каменными метеоритами, совсем или почти совсем не содержащими металла (ахондриты и некоторые типы хондритов), имеются хондриты, в которых только металлические включения составляют 30 % их массы. В хондритах наблюдается следующая закономерность (закон Прайора): чем меньше в них металлических включений, тем эти включения богаче никелем и тем богаче железом железо-магнезиальные силикаты. Установленные закономерности могут быть обусловлены различной термальной историей металлических зерен до агломерации хондритового вещества в метеоритное тело. Очевидно, мелкие частицы металла были преобразованы в крупные до образования единых тел хондритов.
Не вызывает сомнения, что падающие на Землю метеориты являются осколками более крупных тел. Большинство исследователей считает, что метеориты приходят из пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера, что подтверждено вычислениями орбит метеоритного тела Пшибрам и Сихотэ-Алинского метеорита. Число астероидов очень велико: около 55 000 из них имеют диаметр более 1км, наибольший — Церера — в поперечнике 770 км. Общая масса астероидного кольца оценивается примерно в 1/10 массы Луны или 1/100 массы Земли. Астероиды, двигаясь по пересекающимся орбитам, дробятся; при этом их дроблению и разлету осколков, ставших впоследствии метеоритами, зачастую предшествовали столкновения, которые не сопровождались разлетом, но следы которых сохранились в структуре вещества. Последняя свидетельствует об ударном давлении более 1010 Па, приведшем, в частности, к образованию в некоторых метеоритах алмазов. Расчеты показывают, что за время существования Земли (4,5 млрд. лет) примерно 30 % астероидов превратилось в мелкие фрагменты и пыль — примерно 1010 т в год. Из этого количества на Землю падает ежегодно несколько тысяч тонн в виде метеоритов и космической пыли.
Химический состав метеоритов складывается из тех же элементов, что и земные горные породы, правда, соотношения их часто необычны с «земной» точки зрения. Однако в метеоритах, как и на Земле, наиболее распространенными являются первые девять элементов, которые, соединяясь между собой в различных соотношениях, образуют основные минералы метеоритов. При этом кислород присутствует в метеоритах в виде химических соединений с другими элементами, образуя главным образом безводные силикаты, а вода в заметных количествах содержится только в углистых хондритах. В целом же метеоритная материя характеризуется тремя главными фазами: силикатной (74,7%), троилитовой (5,7%) и железо-никелевой (19,6%). Эти значения получены из анализов обычных хондритов, которые являются наиболее распространенными метеоритами и наименее дифференцированными по сравнению с другими типами метеоритов. Поэтому многие исследователи, следуя Г. Юри, полагают, что хондриты в наибольшей степени отвечают среднему составу метеоритного вещества. Насколько различаются группы каменных метеоритов по составу, дает представление табл. 9, отражающая вариации лишь групп хондритов. Аналогичным образом различаются между собой и группы ахондритов железных и железо-каменных метеоритов.
Следует иметь в виду, что метеориты чрезвычайно негомогенны по фазовому составу; в пределах каждой из их главных фаз существует большое число различных минералов, а распределение микроэлементов весьма неравномерно даже в пределах зерен одного и того же минерала. Так, если в обычных хондритах не хватает очень многих элементов, иногда в 10—1000 раз, сравнительно с их космической распространенностью и содержанием в Земле в целом, то в энстатитовых и углистых хондритах I типа тех же самых элементов (Hg, Tl, Pb, Bi и др.) оказалось как раз столько, сколько требуется (табл. 10). В табл. 10 включены те элементы, распространенность которых меняется от группы к группе более чем в два раза. Дефицитные элементы в углистых хондритах II и III типов, как правило, встречаются реже, чем I типа. В обычных хондритах картина фракционирования более сложная по сравнению с углистыми: марганец и щелочные металлы, за исключением цезия, не показывают ощутимой нехватки; распространенность таких элементов, как Си, Аи, Ga, Ge, Sn, Sb, F, Sn, Se, в четыре раза меньше, чем в углистых хондритах I типа, а 13 элементов — Cs, le, Ag, CI, Br, Y, Zn, Cd, Hg, Pb, Bi, Tl и Tn — в 10—500 раз меньше. Во многих случаях энстатитовые хондриты I типа сходны с углистыми, но в среднем распространенность летучих в них составляет примерно 2/3 их распространенности в углистых I типа, сключение составляют ртуть и атмофильные элементы, что объясняется их чрезвычайно большой летучестью. Энстатитовые хондриты II типа ведут себя аналогично обыкновенным хондритам. На рис. 9 приведена периодическая таблица Д. И. Менделеева, на которой штриховкой отмечены те элементы, которых не хватает в обычных хондритах по сравнению с их космической распространенностью или их концентрация очень сильно варьирует от образца к образцу. «Нормальными» оказываются все элементы переходных групп, за исключением марганца: объединяет же все «ненормальные» элементы лишь одно общее свойство — все они в той или иной степени летучи.
