Entstehung der Erde

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. Verschiedene Kulturkreise brachten zahlreiche Schöpfungsmythen, wie zum Beispiel die des 1. Buch Mose (Genesis), hervor. Dagegen brachte erst die Neuzeit wissenschaftliche Erkenntnisse darüber, 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

Zeichnung einer protoplanetaren Scheibe (NASA)

Die Wissenschaft geht heute davon aus, dass sich das Universum seit dem Urknall vor etwa 13,7 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)

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, wo daraus der Mond entstand. Das geschah irgendwann zwischen 30 bis 50 Millionen Jahren nach der Staubphase. Jedenfalls kann danach kaum noch Eisen durch den Mantel gesickert sein, wie Analysen der Hafnium-Wolfram-Zerfallsreihe von früharchaischen Gesteinen ergaben.^[2]

Der durch den Impakt teilweise wieder aufgeschmolzene Erdmantel erstarrte innerhalb von wenigen Millionen Jahren von unten nach oben.^[3] Dadurch war er unten nicht viel heißer als oben, jedenfalls nicht heiß genug für Mantelkonvektion, sodass in der ersten Hälfte des Hadaikums der Erdmantel stabil geschichtet war. Zudem hatte sich in der Endphase der Erstarrung, als Konvektion nicht mehr für eine Durchmischung sorgte, eine dicke ozeanische Kruste gebildet. Dadurch war die Erde für ein paar 100 Mio. Jahre geologisch ruhig: Es gab weder Erdbeben noch Vulkane. Der Planet war überwiegend von Wasser bedeckt und wegen der damals noch schwachen, jungen Sonne relativ kühl und womöglich stellenweise 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.

Schwarze Raucher, an denen womöglich das Leben entstanden ist, hat es erst gegen Ende des Hadaikums (willkürlich auf 4 Milliarden Jahre (4 Ga) festgesetzt) gegeben: Tief im Erdmantel war die Temperatur durch radioaktive Zerfallswärme langsam angestiegen bis die Mantelkonvektion einsetzte und der Temperaturgradient nahe der Oberfläche stark zunahm. Die dicke ozeanische Kruste wurde angeschmolzen und teilweise dem Mantel wieder einverleibt, wobei aus zurückbleibendem Material erste Stücke kontinentaler Kruste entstanden, siehe TTG-Komplex.

Die einsetzende geologische Aktivität und die Existenz von flüssigem Wasser wird angezeigt durch die vor 4,2 bis 4,0 Ga gebildeten ältesten erhaltenen Minerale, Zirkone. In diese Zeit fällt wohl auch der Übergang von der chemischen zur biologischen Evolution, jedenfalls findet sich in den ältesten erhaltenen Krustenteilen, sogenannten Kratonen, vom Ende des Hadaikums, stellenweise die für Leben typische Abreicherung von C-13 gegenüber C-12.^[4]

Archaikum

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 sie vor etwa 2,5 Ga sprunghaft stieg, die Große Sauerstoffkatastrophe.

Das Klima war im ganzen Archaikum deutlich wärmer als heute und sehr feucht, siehe Paradoxon der schwachen jungen Sonne.

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

Proterozoikum

Im Proterozoikum entwickelte sich die Atmosphäre weiter in Richtung einer für höheres Leben günstigen Zusammensetzung. Durch die Zunahme der biologischen Aktivität (Photosynthese, Methanausstoß) stieg der Sauerstoffgehalt an.

Am Ende des Proterozoikums stand die kambrische Explosion des Lebens, vor ca. 500 Millionen Jahren.

Weitere Entwicklung

Für die weitere Entwicklung siehe auch:

Biologische Evolution
Chemische Evolution
Entwicklung der Erdatmosphäre
Herkunft des irdischen Wassers
Vulkanismus, Plattentektonik
Geologische Zeitskala

Überblick: Phasen der Erdgeschichte

(Jahresangaben in Millionen Jahren vor heute)

Literatur

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

Weblinks

Die Entstehung der Erde bei HistoKomp.de
Simulation zur Mondentstehung (PDF-Datei; 2,01 MB)

Einzelnachweise

↑ 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.
↑ 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.
↑ D.C. Rubie et al.: Formation of Earth’s Core, Kap. 9.03 in: Gerald Schubert (Hrgb.): Treatise on Geophysics, Elsevier, 2007, ISBN 978-0-444-52748-6. S. 68, Abb. 9b.
↑ Kenneth Chang: A New Picture of the Early Earth. In: The New York Times, 1. Dezember 2008. Abgerufen am 5. Januar 2013.

[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, Kap. 9.03 in: Gerald Schubert (Hrgb.): Treatise on Geophysics, Elsevier, 2007, ISBN 978-0-444-52748-6. S. 68, Abb. 9b.

[4] Kenneth Chang: A New Picture of the Early Earth. In: The New York Times, 1. Dezember 2008. Abgerufen am 5. Januar 2013.

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