Die geschmolzene Erdoberfläche
Quelle: Wikimedia Commons File:Early magma ocean.jpg,
Quelle dort: NASA, http://rst.gsfc.nasa.gov/Sect19/wwr65.jpg, demnach Public Domain.
Earth:
Mostly Harmless. Located in ZZ9 Plural Z Alpha.
(aus Douglas Adams:
The Hitchhiker's Guide to the Galaxy)
Zusammenfassung von Teilen des Buchkapitels sowie Zusatzmaterial:
Die Erde entstand zusammen mit der Sonne und den anderen Planeten des Sonnensystems vor etwa 4,6 Milliarden Jahren aus einem Teilbereich einer großen Gas- und Staubwolke, die sich unter dem Einfluss der Gravitation immer weiter zusammenzog. Sie begann ihr Leben vermutlich als größerer Gesteinsbrocken ähnlich einem Asteroid in der rotierende Gas- und Staubscheibe (siehe z.B. das Bild Erd-Embryo von William K. Hartmann auf http://www.psi.edu/hartmann/pic-cat/pages/331_Solar_System_Origin-Earth_Embryo.html ).
Kleinere Gesteinsbrocken verklumpten im Lauf der Zeit mit diesem größeren Brocken, und ab einer gewissen Größe trug auch die Schwerkraft immer mehr dazu bei, weitere Gesteinsbrocken anzuziehen. Auf diese Weise wuchs die Erde in einem sich selbst verstärkenden Prozess immer weiter an. Die Schwerkraft der Erde nahm schließlich so weit zu, dass die weiter auf ihr einschlagenden Gesteinsbrocken eine immer größere Bewegungsenergie aufwiesen und die Erde so ganz oder teilweise zum Schmelzen brachten. Zu dieser Aufheizung der Erde trug außerdem der Zerfall radioaktiver Elemente in ihrem Inneren bei.
In der geschmolzenen Erde sanken nun die schweren Stoffe wie Eisen und Nickel
nach unten und bildeten den Erdkern,
während die leichteren Stoffe wie Sauerstoff, Silizium und Aluminium aufstiegen
und u.a. silikatische Minerale im Erdmantel und in der späteren Erdkruste bildeten (also Gestein).
Das Absinken von Eisen und Nickel setzte zusätzliche Energie frei, die das Erdinnere
weiter aufheizte.
Nach der heute zumeist akzeptierten Kollisionstheorie von William K. Hartmann und Donald R. Davis aus dem Jahr 1975 kollidierte einige 10 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung ein etwa marsgroßer Planetoid (meist Theia genannt) mit der damaligen Erde, die zu dieser zeit rund 90 % ihrer heutigen Masse aufwies. Der Planetoid traf dabei die Erde allerdings nicht frontal, sondern eher streifend, sodass große Materiemengen in eine Erdumlaufbahn geschleudert wurden. Aus den hochgeschleuderten Trümmern bildete sich dann innerhalb von einiger 10.000 Jahre unser Mond.
Der neu gebildete Mond umkreiste
damals die Erde noch in einer sehr niedrigen Umlaufbahn in nur 30.000 bis
60.000 km Höhe.
Bis heute ist dieser Abstand zwischen Erde und Mond
auf 380.000 km angewachsen.
Dabei wurde durch gravitative Wechselwirkung (Gezeitenkräfte) Drehimpuls und Rotationsenergie
von der Erde auf den Mond übertragen.
Einige 100 Millionen Jahre nach der Entstehung der Erde war das Meteoriten-Bombardement dann abgeklungen (die Zeitangaben schwanken hier zwischen 100 und 500 Millionen Jahren; vermutlich gab es auch nach einer ruhigeren Phase ein zweites heftiges Bombardement vor 3,9 Milliarden Jahren).
Die Erde konnte sich nun soweit abkühlen, dass sich außen eine dünne, feste Erdkruste bilden konnte. Die älteste, heute noch erhaltene kontinentale Kruste ist etwa 3,8 bis 3,9 Milliarden Jahre alt (die Isua-Gneise in Grönland sowie die Acasta-Gneise in Kanada). Es ist aber durchaus möglich, dass die Erde schon 200 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung zumindest Teile einer dünnen Kruste besaß.
Die ganz zu Anfang vielleicht vorhandene flüchtige Uratmosphäre aus Wasserstoff und Helium war schon lange verloren gegangen, weggeblasen von der Sonne und der zuvor hohen Erdtemperatur. Nun jedoch konnte sich eine neue Atmosphäre bilden, die aus schwereren Gasen bestand und die bei der jetzt geringeren Temperatur der Erdoberfläche nicht mehr so leicht fortzublasen war. Das Atmosphärengas kam dabei nicht mehr von außen, sondern aus dem Inneren der Erde. Etwa 600 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung (also vor 4 Milliarden Jahren) bestand die Erdatmosphäre vermutlich aus etwa 80 % Wasserdampf, 10 % Kohlendioxid und 5 bis 7 % Schwefelwasserstoff sowie kleineren Spuren von Stickstoff, Wasserstoff, Kohlenmonoxid, Helium, Methan und Ammoniak (siehe Wikipedia - Entwicklung der Erdatmosphäre). Die heutige Venus vermittelt einen Eindruck davon, wie diese Atmosphäre ausgesehen haben könnte.
Man nimmt häufig an dass erst
weitere 100 bis 200 Millionen Jahre später -- vor etwa 3,9 bis 3,8 Milliarden Jahren --
die Erde soweit abgekühlt war,
dass der Wasserdampf zu Wasser kondensieren konnte.
Neuere Untersuchungen zeigen aber, dass es vielleicht schon viel früher,
vor etwa 4,2 Milliarden Jahren, kalt genug für die Kondensation von Wasser
und die Bildung der ersten Ozeane war
(siehe John W. Valley: Urerde -- Sauna oder Gluthölle,
Spektrum der Wissenschaft, Mai 2006, S. 70).
Alle Zeitangaben in diesem Kapitel sind daher mit Vorsicht zu genießen --
die Wissenschaft beginnt offenbar gerade erst, die Details der frühen Erdgeschichte
genauer zu enthüllen.
Die Tatsache, dass früher oder später der Wasserdampf der Erdatmosphäre zu Wasser kondensierte, ist der entscheidende Unterschied zur Venus! Es kam zu einem viele tausend Jahre langen Dauerregen, bei dem sich die Ozeane bildeten und bei dem der Wasserdampf weitgehend aus der Atmosphäre verschwand. In den neu entstandenen Ozeanen löste sich nun ein großer Teil des Kohlendioxids und Schwefelwasserstoffs aus der Atmosphäre. Wie in einer Sprudelflasche bildete das Kohlendioxid in Wasser Kohlensäure, die mit Calciumionen zu schwerlöslichem Kalkstein reagierte. Der Kalkstein sank auf den Grund der Ozeane und bildete dort dicke Ablagerungen.
Von den großen Gasmengen in der frühen Erdatmosphäre blieb am Schluss letztlich nur der relativ reaktionsträge Stickstoff übrig, so dass die Erde spätestens 1,2 Milliarden Jahre nach ihrer Entstehung (also vor 3,4 Milliarden Jahren) eine Stickstoff-Atmosphäre mit geringen Mengen Wasserdampf, Kohlendioxid und Argon besaß. Es fehlen jetzt nur noch die 20 % Sauerstoff, und man hat die heutige Erdatmosphäre!
Literatur zu dem Thema:
last modified on 01 March 2012