Dank der unermüdlichen Forschungsarbeit von Ernst F. F. Chladni im 18. und 19. Jahrhundert waren die Meteoriten zwar offiziell anerkannt und deren Existenz akzeptiert, allerdings herrschte immer noch Ungewissheit bzgl. ihrer Herkunft. Somit bildeten sich verständlicherweise verschiedene Anhängergruppen, welche unterschiedliche Ansichten über die Herkunft der extraterrestrischen Steine vertraten.

  • Lunaristen: Die Anhänger dieser Gruppe glaubten, dass die Meteoriten ihren Ursprung in Mondvulkanen besaßen.
  • Telluristen: Sie glaubten, dass ursprüngliche Teile der Erde im All, welche aus der Zeit der Erdentstehung entstammten, nach Kreuzung der Erdumlaufbahn wieder auf die Erde nieder gingen.
  • Atmosphäristen: Diese Gruppe glaubte an zähe und grobe Dünste der Erdatmosphäre. Die Leuchterscheinung entstand durch Gährung der Urstoffe und dem daraus entstehenden phosphorisiertem Licht.
  • Kosmisten: Diese Gruppe vertrat die Meinung, dass die Meteoriten ihren Ursprung aus dem Weltraum besaßen und kosmischer Staub durch Erdnähe abgebremst und zu Meteoriten geformt wurde. Zu dieser Gruppe zählte sich auch Chladni.

Dank der modernen Astronomie und Meteoritenforschung ist der Ursprung der Meteoriten heute sehr gut bekannt. Die Mehrzahl der Meteoriten stammt nämlich aus dem Asteroidengürtel zwischen Jupiter und Mars inmitten derer Bahnen sich unzählige Asteroiden befinden. Derzeit befinden sich dort etwa 700.000 Objekte mit einem Durchmesser von mindestens einem Kilometer. Bei kleineren Objekten handelt es sich sogar um Milliarden. Die überwiegende Mehrzahl der Objekte im Asteroidengürtel befindet sich etwa 2,5 astronomische Einheit (A.E) entfernt zur Erde, was 375 Millionen Kilometern entspricht (1 AE = 149,597 Millionen Kilometer).
1801 entdeckte der italienische Astronom Guiseppe Piazzi den Asteroid Ceres mit einem Durchmesser von 1050 Kilometern. Bis Heute wurden Tausende kleinere Asteroiden von Astronomen entdeckt. Aufgrund ihrer Dimension werden Asteroiden auch als Planetoiden oder Kleinplanten bezeichnet. Sie sind sozusagen die Überbleibsel der Anfangsphase des Sonnensystems. Aufgrund der geringen Materiendichte und des starken Schwerefeldes von Jupiter, ist es nie zu einer Zusammenballung von größeren Massen gekommen. Durch Kollisionen, Bahnveränderungen und gravitativer Kräfte der Nachbarplaneten kann es vorkommen, dass ein Asteroid abgelenkt wird und auf Bahnen gerät, welcher den Weg der Planeten um die Sonne kreuzt und in ihre Anziehungsbereiche gelangt. Berühmter Vertreter eines solchen Ereignisses ist der Kleinplanet Apollo, welcher im Jahr 1932 entdeckt wurde. Er steht Pate für alle Erdbahnkreuzer, die Apollo-Objekte.

Meteoriten sind in den meisten Fällen Bruchstücke von Mutterkörpern wie Asteroiden und Kleinplaneten mit einem Durchmesser von bis zu 1000 km. Aus dem Asteroiden-Hauptstrom gelangen die Meteoroiden durch Kollisionen und gravitative Störungen in die Nähe der Erde und schlagen schließlich als Meteoriten auf ihr ein. Der Beweis hierfür wurde duch den Vergleich der Reflexionsspektren zwischen Kleinplanten und Meteoriten erbracht. Hier wird das Reflexionsspektrum oder auch die „Dispersion der Reflexion“ gemessen. Hierbei wird die von dem Meteorit reflektierte Strahlung gemessen. Diese Art der Messung wird zur spektralen Untersuchung lichtundurchlässiger und unlöslicher Proben, also auch der Meteoriten, verwendet. Dabei besteht das gemessene Reflexionsvermögen aus zwei Anteilen. Dies ist zum einen die reguläre Reflexion. Hier wird die Strahlung spiegelnd von der Meteoritenoberfläche reflektiert. Der zweite Anteil besteht aus der diffusen Reflexion. Hier wird die Strahlung gleichmäßig in alle Richtungen reflektiert. Sie entsteht, in dem die Strahlung in den Meteoriten eindringt und nach teilweiser Absorption und mehrfacher Streuung an die Meteoritenoberfläche zurückgelangt. Im Fall der Meteoritengruppe Eukrite stimmen die Messergebnisse derart gut mit den des Asteroiden Vesta überein, dass diese keinen Zweifel zulassen. Konkret heißt dieses Ergebnis, dass diese Steinmeteoriten von Asteroiden der Vesta-Familie stammen.
Doch wie so oft git es hier auch Ausnahmen. Berühmte und seltene Vertreter sind hier die ca. 1000 Millionen Jahre alten Mondmeteoriten. Sie gehören zur Gruppe der Achondrite. Der erste Meteorit des Erdtrabanten wurde 1982 von Wissenschaftlern in der Antarktis entdeckt. Sie fanden einen 30 g schweren Stein. Dieser unterschied sich durch seine Struktur von allen bis dahin gefundenen Meteoriten. Genauere Untersuchungen konnten schließlich zeigen, dass es sich um Stein vom Mond handeln musste. Als Referenzproben diente das Material der von den Apollo- und Luna-Raumfahrtmissionen zur Erde gebrachten Proben. Doch wie schafft es ein Mondmeteorit, abgesehen von einer Raumfahrtmission, auf die Erde? Die naheliegendste Erklärung ist, dass diese Meteoriten nach Kollisionsereignissen auf dem Mond als Auswurfmasse die Erde erreichen. Es ist daher einleuchtend wie selten dieses Eregnis ist und erklärt somit auch die Rarität des irdischen Mondgesteins.
Durch ähnliche Prozesse stammen höchstwahrscheinlich auch die Marsmeteoriten, welche ebenfalls zur Gruppe der Achondrite zählen. Der wohl berühmteste Vertreter dieser Meteoritengruppe ist wohl der im Jahr 1911 in Nakhla el Baharia in Ägypten eingeschlagene Marsmeteorit. Einer Legende nach wurde ein Hund getroffen, welcher auf der Stelle verdampft ist. Da jedoch nie Überreste des Hunden gefunden wurden, hat sich diese Geschichte eines Ägyptischen Bauern lediglich zu einer Legende entwickelt. Da bis heute noch kein Referenzmaterial für Marsmeteoriten existiert, muss ihre Existenz indirekt nachgewiesen werden. Hierzu hat man das Alter, genauer gesagt das Kristallisationsalter, der Proben bestimmt. Durch quantitative Zeitbestimmung (Chronometrie) wird der Alterswert der Meteoriten bestimmt. Dazu wird die Kristallisation des Gesteins erfasst. Die Proben verfestigten sich aller Wahrscheinlichkeit vor ca. 1,3 Milliarden Jahren aus einer glutflüssigen Schmelze. Astronomisch betrachtet sind die Proben noch sehr jung. Das niedrige Kristallisationsalter lässt auf einen großen, noch länger thermisch aktiv gewesenen Himmelskörper schließen. Asteroiden können daher mit großer Sicherheit ausgeschlossen werden. Aus diesen Ergebnissen kommt schließlich nur ein großer Planet unseres Sonnensystems in Frage. Aufgrund der Fakten und Daten liegt der Ursprung dieser Meteoriten mit großer Wahrscheinlichkeit im Mars. Auch spiegeln die eingeschlossenen Gase genau das Verhältnis wider, welches von der Viking-Raumsonde im Jahr 1976 in der Marsatmosphäre gemessen wurde. Die aller letzten Zweifel können jedoch nur durch Gesteinsproben einer Raumfahrtmission beseitigt werden, so wie es in der Vergangenheit durch die Luna-Mission geschehen ist.
Sowohl bei Mond- als auch bei Marsmeteoriten muss das Auswurfmaterial mit entsprechener Geschwindigkeit in Richtung Weltall geschleudert werden, damit es der Anziehungskraft entkommen kann. Für den Mond beträgt die Entweichungsgeschwindigkeit 2,4 km/s und für den Mars 5 km/s. Bis heute ist die Frage ungeklärt, durch welche Vorgänge es Gestein vom Mars bis zur Erde geschafft hat, ohne in der Struktur beeinflusst worden zu sein.

Doch wie sind nun die Meteoriten entstanden? Diese Frage ist gleichbedeutend mit der Frage nach dem Ursprung jener Materie, aus der sich die Asteroiden zusammensetzen. Man geht heute fest davon aus, dass Meteoriten Bruchstücke der Asteroiden sind. Dafür spricht ihre Zusammensetzung und bruchstückhafte Form. Wie bereits oben erwähnt stimmen die Reflexionsspektren vieler Meteoriten mit den Spektren der Asteroiden sehr gut überein. Dabei werden die Eisenmeteoriten auf Asteroiden vom M-Typ zurückgeführt und Chondrite dagegen auf C-Asteroiden mit ihrer sehr dunklen Oberfläche. Aufgrund ihrer lockeren Struktur könnten die kohligen Chondrite vom Typ CI und CM ihren Ursprung jedoch auch in Kometen haben.
Wegen dem hohen Alter der Meteoriten befindet man sich direkt in den Anfängen unseres Planetensystems. Hierbei sind vor allem die 4,5 Milliarden Jahre alten kohlenwasserstoffhaltigen Chondrite interessant, da diese nahezu unverändert geblieben sind und dadurch den Zeitpunkt und Zusammensetzung der Urwolke und somit die Entstehung unseres Sonnensystem "eingefroren" haben. Sie sind sozusagen die besten Zeitzeugen. Ein mögliches Szenario könnte wie folgt ausgesehen haben: Planetesimale haben sich aus dem präplanetaren Urnebel kondensiert. Dies sind massenarme Rohplaneten die sich nach einiger Zeit zu den eigentlichen Planten zusammengeballt haben. Die vorhandene Materiendicht hat jedoch, unter anderem auch wegen der Schwerkrafteinflüsse, nicht immer zur Bildung von Planeten gereicht. Aus dieser Materie haben sich schließlich die Kleinkörper, wie Asteroiden und Kometen, formiert. Aufgrund der radiogenen Wärme konnte sich schließlich das Innere größerer Asteroiden, mit einem Durchmesser von 400 bis 600 km, aufschmelzen. Durch den folgenden Zerfall radioaktiver Elemente konnte dieser sehr langsam abkühlen. Da der Eisenkern zu Beginn aus Taenit bestehende Nickellegierungen entstand, konnte er durch diesen Prozess mehr und mehr Kamazitkristalle abscheiden wodurch sich die Widmanstättenschen Figuren bilden konnten (siehe Aufbau & Struktur). Durch Computersimulationen konnten für diesen Abkühlungsvorgang ganz konkrete Werte berechnet werden. Alle 1 Millionen Jahre muss die Temperatur um 1 bis 10 Grad Celsius gesunken sein. Unterhalb 400° C wurde schließlich der Zustand erreicht, in dem die Widmanstättenschen Figuren "eingefroren" wurden. Dieser Vorgang war jedoch nicht nur auf kleinere Asteroiden begrenzt. Auch in größeren Planetoiden lief dieser Vorgang entsprechend dem Temperaturgefälle in äußeren Bereichen des Körpers ab. Somit war die Bildung der Widmanstättenschen Figuren keineswegs eine Seltenheit sondern in vielen Teilen der Materie vorhanden. Anhand der Fakten zur Bildungsphase ist klar, dass solche Vorgänge nicht auf der Erde vonstattengehen konnten. Auch fehlte bei der Erstarrung der Meteoriten die Schwerkraft, sodass die einzelnen Bestandteile nach ihrem spezifischen Gewicht aufgetrennt werden konnten. Dieser Zustand ist sehr gut bei dem Anschliff von Pallasiten zu erkennen.
Chondrite sind dagegen eine große Ausnahme. Bis heute ist der Vorgang zu ihrer Entstehung noch nicht vollständig aufgeschlüsselt. Sie konnten sich entweder als sekundäre Produkte bei kosmischen Kollisionen gebildet haben und wurden als glutflüssige Tröpfchen von Planetoidenoberflächen abgesprengt oder aber auch als primäre Materienkondensate aus dem solaren Urnebel entstanden sein. Hier sind jedoch noch weitere Untersuchungen und Forschung nötig.