Химические и структурные группы железных метеоритов связаны неоднозначно. Но метеориты из одной химической группы, как правило, имеют похожую структуру и некоторую характерную толщину камаситовых пластинок. Вероятно, метеориты каждой химической группы формировались в близких температурных условиях, быть может, даже в одном родительском теле.
При нагревании чистого кристаллического железа температура фазового превращения камасит (α-фаза)→тэнит (γ-фаза) составляет 910°С. При типичных средних концентрациях никеля в железных метеоритах (7—14%) превращение γ→α начинается при более низких температурах (650—750°С). При падении температуры в тэните появляется камасит в виде тонких листков, или пластинок, ориентированных вдоль граней октаэдра — четырех плоскостей с эквивалентным расположением атомов. Поэтому железные метеориты в процессе (γ→α)-превращения приобретают октаэдритовую структуру, отражающую направления преимущественного роста пластин камасита.
В зависимости от направления распила метеорита по отношению к октаэдритовой ориентировке его пластин видманштеттеновы фигуры имеют разный рисунок. Сами же пластины в сечении выглядят как балки. Чем меньше содержание никеля в исходном тэните, тем выше температура, при которой начинается фазовое превращение и тем дольше длится рост камаситовых пластин, и тем более толстыми они оказываются к концу роста. Этим объясняется, почему метеориты с высоким содержанием никеля являются тонкоструктурными, а метеориты с низким его содержанием — грубоструктурными, вплоть до образования сплошного монокристалла камасита толщиной до 50 см, как у гексаэдритов.
В конце 1950-х гг. в железных метеоритах советские исследователи обнаружили методом электронного микрозондирования специфический М-образный профиль распределения никеля в сечении тэнитовых слоев, находящихся между камаситовыми. В 1960-х гг. Дж. Голстейн, В. Бухвальд и др. показали, что этот профиль образуется также при (γ→α)-превращениях в никелистом железе при его остывании. Он возникает из-за разной скорости диффузии никеля в камасите и тэните (в камасите она в 100 раз больше) и более низкой растворимости никеля в камасите, чем в тэните. Это открытие дало астрономам новый метод реконструкции истории метеоритов.
Рассчитывая профили никеля в тэните при разных его начальных содержаниях и сравнивая их с измеренными в метеоритах, удается оценить скорости остывания вещества железных метеоритов в недрах родительских тел, а следовательно, и размеры этих тел. Дж. Вуд предложил еще один метод оценки скорости остывания — по ширине тэнитовой пластины и концентрации никеля в ее центре по отношению к среднему содержанию никеля в метеорите. Оба эти метода дали совпадающие результаты. Оказалось, что вещество октаэдритов в интервале температур 600—400°С остывало со скоростью 1—10°С за миллион лет, а иногда и медленнее. Аналогичный результат получился и для железо-каменных метеоритов, металл которых также имеет октаэдритовую структуру.
Более того, изучение металлических частиц, присутствующих в метеоритах других классов, показало, что в них также есть тэнит и камасит. Дж. Вуд применил свою методику, разработанную для железных метеоритов, к хондритам и оценил скорость их остывания. Неожиданно оказалось, что большинство хондритов остывало примерно с той же скоростью, что и железные метеориты: около 10°С за миллион лет в интервале температур 550—450°С. Такое длительное остывание вещества самых разных метеоритов означает, что после разогрева оно находилось глубоко в недрах родительских тел от десятков до сотен миллионов лет.
Расчеты показали, что для обеспечения столь медленного остывания толщина защитного слоя с низкой теплопроводностью (как у каменистого вещества с хондритовым составом) должна составлять 70—200 км. Значит, минимальный диаметр первичных родительских тел метеоритов разных классов был около 140—400 км., а это в точности соответствует размерам крупных астероидов.