Die Entstehung der Erde
Ursprung des Sonnensystems:
Die Entstehung von Sternen in unserer Galaxie, der Milchstraße,
ist ein völlig normaler Vorgang. Sterne bilden sich durch
Kollaps einer dichten, interstellaren Dunkelwolke, vielleicht
ausgelöst durch eine Supernovaexplosion. Unsere Sonne hat
sich so vor 4,6 Milliarden Jahren durch Kontraktion des solaren
Nebels gebildet. Der solare Nebel ist eine rotierende, scheibenförmige
Struktur, die aus einem Gemisch von interstellarem
Staub und wasserstoffreichem Gas besteht. Fast die gesamte
Masse des solaren Nebels wurde von der Sonne “aufgesaugt”.
Ein geringer Bruchteil verblieb aus ungeklärten Gründen in
der rotierenden Scheibe. Daraus entstanden dann die Planeten,
Asteroiden und Kometen unseres Sonnensystems.
Astronomische Beobachtungen unterstützen dieses Bild. Junge
Sterne sind in vielen Fällen von Staubhüllen umgeben, die durch
den Zentralstern aufgeheizt und dann durch ihre Infrarotstrahlung
identifiziert werden. Aus derartigen Staubhüllen können
dann, ähnlich wie in unserem Sonnensystem, Planeten
entstehen. Auf Grund geringfügiger Schwankungen der Bewegung
von Zentralsternen wurden bis heute etwa zehn „Sonnensysteme”
mit zumindest einem Planeten entdeckt. Es wird
vermutet, daß Sterne mit einem oder mehreren Planeten nicht
ungewöhnlich sind.Das älteste datierte Material des Sonnensystems sind bis zu
Zentimeter große Calcium/Aluminium-reiche Einschlüsse aus
kohligen Chondriten (einem bestimmten Meteoritentyp, siehe
unten). Diese Einschlüsse sind vermutlich durch Kondensation
aus dem sich abkühlenden solaren Nebel entstanden. Ihr Alter
liegt, wie aus Isotopenmessungen derartiger Einschlüsse des
Meteoriten Allende hervorgeht, bei 4,566 Milliarden mit einer
Unsicherheit von nur 2 Millionen Jahren. Dies ist der Beginn
der Entstehung fester Materie im Sonnensystem.
Meteorite: Bausteine der Erde:
Kleinplaneten des Asteroidengürtels, die durch Zusammenstöße
aufgebrochen wurden, sind die Lieferanten von Meteoriten, die
heute auf die Erde fallen oder gefunden werden.
Kleinplaneten oder Asteroide sind vor ca. 4,5 Milliarden Jahren
entstanden, etwa zur selben Zeit wie die großen Planeten des
inneren Sonnensystems, Merkur, Venus, Erde, Mond und Mars.
Mond und vermutlich auch Mars treten im übrigen auch als
Meteoritenlieferanten auf.
Die Grundtypen der Meteorite:
Es gibt zwei grundsätzlich unterschiedliche Typen von
Meteoriten (siehe Abb. 1.7):
(a) Meteorite aus undifferenzierten (nicht durch Schmelzprozesse
veränderten) Kleinplaneten und
(b) Meteorite aus in Kern, Mantel und Kruste differenzierten
Kleinplaneten.
Es gibt einen kontinuierlichen Übergang von primitiven zu
differenzierten Meteoriten, abhängig vom Grad der Erwärmung.
Undifferenzierte (primitive) Meteorite:
Selbst undifferenzierte Meteorite können durch Erwärmung in
ihrem Muterkörper in ihrer Struktur und Mineralogie verändert
werden (Thermometamorphose). Der Grad der Erwärmung wird
durch den petrologischen Typ angegeben. Dieser variiert von
Schmelzen). Die petrologischen Typen 2 und 1 deuten zunehmende
Reaktion mit Wasser an. Meteorite des petrologischen
Typs 3 wurden in ihren Mutterkörpern bis maximal 600 C
erhitzt. Dabei bleibt das ursprüngliche Gefüge im wesentlichen
erhalten. Sie geben daher in ihrer Struktur und in ihrem
Chemismus Aufschluß über Prozesse im solaren Nebel. Kohlige
Chondrite (petrologische Typen 1 bis 3, selten 4, 5, 6) enthalten
in der Regel etwas mehr Kohlenstoff als die metallreicheren,
gewöhnlichen Chondrite (petrologische Typen 3 bis 6, selten
7). Kohlige Chondrite bestehen bis zu 50%, gewöhnliche bis
zu 80% aus Chondren.Chondren sind durch rasches Erhitzen und Schmelzen von
Staubaggregaten im solaren Nebel entstanden. Die Wärmequelle
dieses Prozesses ist unbekannt.
lokalen Schmelzprozessen. Die Bildung einer Metall-Sulfidschmelze
beginnt bei 983C, die Bildung der ersten Silikatschmelzen
bei 1150C. Bei zunehmender Aufschmelzung
beginnen sich Sulfid und Metall auf Grund ihrer größeren
Dichte von den Silikaten zu trennen, was schließlich zur Bildung
eines Metall-Sulfid Kerns führt. Eisenmeteorite repräsentieren
die Metallkerne differenzierter Kleinplaneten, Stein-Eisenmeteorite
die Kern-Mantel Übergangszone. Ähnliche Prozesse
haben sich bei der Bildung des Erdkerns abgespielt.
Das beste Beispiel für differenzierte Meteorite eines Kleinplaneten
sind die HED-Meteorite (Howardite, Eukrite und
Diogenite) und die möglicherweise dazugehörenden Mesosiderite,
Pallasite und IIIAB-Eisenmeteorite. Alle diese Meteorite
scheinen zusammenzugehören, da sie dieselbe Sauerstoffisotopensignatur
Pyroxen-Gesteine, ähnlich irdischen Basalten. Sie sind durch
partielles Aufschmelzen eines chondritischen Mutterkörpers
oder durch Kristallisation aus einem größeren Schmelzreservoir
entstanden. Als Mantelgesteine des HED-Mutterkörpers
kommen die Diogenite, monomikte Orthopyroxenite in Frage.
Howardite sind durch Einschläge auf dem HED-Mutterkörper
verursachte mechanische Mischungen von Eukriten und
Diogeniten. Pallasite, Mesosiderite und IIAB-Eisenmeteorite
könnten mögliche Repräsentanten der Kern-Mantel Zone bzw.
des Kerns sein.
Es gibt gute Gründe, den Asteroiden Vesta (Durchmesser 600
km) als HED-Mutterkörper zu identifizieren. So ist z. B. das
Spektrum des von der Vesta reflektierten Lichts ähnlich wie
das im Labor aufgenommene Reflexionsspektrum von Eukriten
von diogenitischem und eukritischem Material während der
Eigenrotation der Vesta festgestellt werden.
Die Akkretion der Erde:
Die Erde nimmt auch heute noch an Masse zu, in erster Linie
durch Akkretion von Mikrometeoriten (0,2-0,5 mm Durchmesser).
Sie wird pro Tag um etwa 50 bis 100 Tonnen schwerer.
Das ergibt bei gleichbleibendem Wachstum in 4,6 Milliarden
Jahren eine gleichmäßige Schicht von etwa 15 cm. Der eigentliche
Akkretionsprozeß der Erde muß daher viel rascher
abgelaufen sein. Nach heutigen Vorstellungen ist die Erde nicht
durch Akkumulation von feinen Staubteilchen gewachsen.
Planeten sind vielmehr durch einen hierarchischen Wachstumsprozeß
entstanden. Von Mikrometer großen interstellaren
Staubteilchen und feinkörnigen Kondensationsprodukten des
Meter großen Brocken akkumulierten. Durch weitere Zusammenstöße
entstehen dann Kilometer große Objekte.Theoretische Überlegungen führen zu einem Zweistufenmodell
für das Wachsen der Erde. Zunächst ein rasches Wachstum zu
Körpern mit einer Masse von etwa Mondgröße (ca. 1/100 der
Erdmasse), diese Protoplaneten werden von Wetherill “Embryos”
genannt. Dieser Prozeß dauerte etwa 100 000 Jahre. In
der zweiten Stufe haben sich aus diesen Protoplaneten durch
Zusammenstöße die heutigen Planeten gebildet. Die gegenseitigen Beeinflussungen der Protoplaneten sind so
groß, daß größere Änderungen in ihren Bahnen um die Sonne
auftreten. Auf diese Weise können zum Wachstum der Erde
beispielsweise Protoplaneten aus dem Asteroidengürtel
beitragen. Materie, die sich in so großem Abstand von der Sonne
und Wasser. Ein einziger dieser Protoplaneten aus dem Asteroidengürtel
genügt, um das gesamte Wasser der Ozeane mit
einer späten Akkretionskomponente zu liefern.
DE
