Entstehung der Erde

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Blick auf die Erde von Apollo 17 aus. Das Foto wurde als Blue Marble bekannt.

Die Frage nach der Entstehung der Erde bzw. der Welt beschäftigt die Menschheit schon seit vorgeschichtlichen Zeiten. In verschiedenen Kulturkreisen existieren zahlreiche Schöpfungsmythen, wie zum Beispiel die der Bibel im 1. Buch Mose (Genesis). Seit der Mitte des 19. Jahrhunderts überwiegen in der Naturwissenschaft naturalistische Erklärungen, welche astrophysikalischen Prozesse zur Bildung der Erde geführt haben können.

In einem größeren Kontext ist die Entstehungsgeschichte der Erde dabei mit der Geschichte des Universums und unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, im Allgemeinen sowie mit der Geschichte unseres Sonnensystems im Besonderen verknüpft.

Vorgeschichte[Bearbeiten]

Zeichnung einer protoplanetaren Scheibe (NASA)

Die Wissenschaft geht heute davon aus, dass sich das Universum seit dem Urknall vor etwa 13,8 Milliarden Jahren immer weiter ausdehnt. Im Zuge dessen verteilte sich auch die Materie in ihm räumlich, jedoch unregelmäßig. Die Unregelmäßigkeiten in der Materiedichte führten durch Gravitation zu ersten größeren Gasansammlungen. Erst im Laufe von Jahrmilliarden und nach vielfachen Umgestaltungen bildete sich daraus die uns heute bekannte Ordnung von Galaxien und Planetensystemen, indem sich Materie durch Gravitation und Zentrifugalkraft (Fliehkraft) in bestimmten Systemen bündelte und ordnete.

Es wird angenommen, dass als Vorläufer unseres Sonnensystems ein Sonnennebel bestand, eine Verdichtung in einer größeren Wolke aus Gas und Staub, der durch seine Gravitation innerhalb von etwa 10000 Jahren kollabierte (siehe Sternentstehung). In der Akkretionsscheibe um den Protostern sank der Staub in die Mittelebene ab und klumpte zusammen. Wie mit Hilfe der Uran-Blei-Datierung festgestellt werden konnte, geschah dies vor knapp 4,57 Milliarden Jahren. Die größeren Klumpen sammelten durch ihre Gravitation weiteren Staub auf und wuchsen zu Planetesimalen, die dann durch Kollisionen Protoplaneten bildeten, siehe Planetenentstehung. Diese und teilweise auch die Planetesimale waren bereits differenziert in einen metallischen Kern (hauptsächlich aus Eisen) und einen Gesteinsmantel, der zwischen den Kollisionen immer wieder erstarrte.

Frühestes Stadium (Hadaikum)[Bearbeiten]

Die Protoerde wuchs hauptsächlich durch Kollisionen mit nicht viel kleineren Protoplaneten. Nach der Kollisionstheorie[1] ist infolge des letzten großen Impakts der Mond entstanden. Der hypothetische Protoplanet oder Komet wird Theia genannt und muss zwischen Mond- und Marsgröße besessen haben. Theias Eisenkern hat sich mit dem der Erde verbunden und Teile des Mantels der Protoerde und von Theia wurden in den Orbit geschleudert, aus welchen der Mond entstand. Das geschah irgendwann zwischen 30 bis 50 Millionen Jahren nach der Staubphase. Das Bombardement kleinerer Körper hatte bereits nachgelassen; jedenfalls kann danach kaum noch Eisen durch den Mantel gesickert sein (weniger als 1 % der Kernmasse), wie Analysen der Hafnium-Wolfram-Zerfallsreihe von früharchaischen Gesteinen ergaben.[2]

Der durch den Impakt von Theia teilweise wieder aufgeschmolzene Erdmantel erstarrte, möglicherweise innerhalb weniger Millionen Jahre, von innen nach außen.[3] Die kürzliche Entdeckung von Mantelmaterial aus dieser Zeit (Differentiationsanlter), das unmittelbar über dem metallischen Kern lagernd bisher der Mantelkonvektion entzogen war und nun als Plume aufsteigt, stellt die bisherige Lehrmeinung infrage, nach der der Mantel homogen durchmischt erstarrt ist.[4] Die thermische und chemische Schichtung war jedenfalls so stabil, dass zumindest in der ersten Hälfte des Hadaikums der Erdmantel stabil geschichtet war. Da es ohne Mantelkonvektion auch keine Tektonik gibt kann sich keine kontinentale Kruste bilden, da hierfür eine stärkere Differentiation der Kruste notwendig ist. Immer frühere Hinweise auf kontinentale Kruste (und flüssiges Wasser, siehe Zirkon in der Geologie, TTG-Komplex und Herkunft des irdischen Wassers) waren daher problematisch. Durch Tektonik war nach über 100 Millionen Jahren die Dicke der ozeanischen Kruste so weit angewachsen, dass die damalige mafische Kruste erstmals selbst einer weiteren Differenzierung unterzogen wurde.[5]

Der Planet war überwiegend von Wasser bedeckt und wegen der damals noch schwachen, jungen Sonne relativ kühl und womöglich vereist. Unter den damals noch häufiger einschlagenden Kleinkörpern war alle paar 100.000 Jahre mal ein größerer, mit einem Durchmesser von einigen 100 km – nicht groß genug, um global das Leben auszulöschen, falls es schon existierte, aber groß genug, um über einen vorübergehend immensen Treibhauseffekt selbst eine globale Vereisung zu beenden.

Später im Hadaikum war tief im Erdmantel die Temperatur durch radioaktive Zerfallswärme soweit angestiegen, dass die Mantelkonvektion einsetzte, womöglich nicht gleich in voller Tiefe. Spätestens in diese Zeit fällt der Übergang von der chemischen zur biologischen Evolution. Jedenfalls findet sich in den ältesten erhaltenen Krustenteilen, sogenannten Kratonen, vom Ende des Hadaikums vor vier Milliarden Jahren, stellenweise die für Leben typische Abreicherung von C-13 gegenüber C-12.[6]

Archaikum[Bearbeiten]

Wenig später, zu Beginn des Archaikums erfand das Leben die oxygene Photosynthese, wodurch elementarer Sauerstoff produziert wurde, der an Eisen gebunden heute als Bändererz zu finden ist. In der Uratmosphäre stieg der Sauerstoffgehalt jedoch erst in den letzten 0,05 Ga des Archaikums langsam an, bis er vor etwa 2,5 Ga sprunghaft stieg, was als die Große Sauerstoffkatastrophe bezeichnet wird.

Etwa in die Mitte des Archaikums fällt das Maximum der Manteltemperatur. Die Fläche der kontinentalen Kruste nimmt schnell zu.

Weitere Entwicklung[Bearbeiten]

Für die weitere Entwicklung siehe auch:

Überblick: Phasen der Erdgeschichte[Bearbeiten]

(Jahresangaben in Millionen Jahren vor heute)

Literatur[Bearbeiten]

  • Rolf Meissner: Geschichte der Erde. Von den Anfängen des Planeten bis zur Entstehung des Lebens. München 1999

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. William K. Hartmann, Donald R. Davis: Satellite-sized planetesimals and lunar origin. In: Icarus. Band 24, Nummer 4, 1975, S. 504–515, doi:10.1016/0019-1035(75)90070-6.
  2. G. Caro, T. Kleine: Extinct Radionuclides and the Earliest Differentiation of the Earth and Moon, S. 9-51 in: Anthony Dosseto et al. (Hrgb): Timescales of Magmatic Processes: From Core to Atmosphere, Blackwell, 2011, ISBN 978-1-4443-3260-5, eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche.
  3. D.C. Rubie et al.: Formation of Earth’s Core (PDF; 883 kB), Kap. 9.03 in: Gerald Schubert (Hrgb.): Treatise on Geophysics, Elsevier, 2007, ISBN 978-0-444-52748-6. S. 68, Abb. 9b.
  4. Xuan-Ce Wanga et al.: Early differentiation of the bulk silicate Earth as recorded by the oldest mantle reservoir. Precambrian Research 238, 2013, S. 52–60, doi:10.1016/j.precamres.2013.09.010.
  5. Thorsten J. Nagel et al.: Generation of Eoarchean tonalite-trondhjemite-granodiorite series from thickened mafic arc crust. Geology, 2012, doi:10.1130/G32729.1.
  6. Kenneth Chang: A New Picture of the Early Earth. In: The New York Times, 1. Dezember 2008. Abgerufen am 5. Januar 2013.