Jordens opprinnelse

Utsikt over jorden fra Apollo 17 . Bildet ble kjent som Blue Marble .

Kunnskapen om planetology om dannelsen av jorden 4,54 milliarder år siden kommer fra geologiske funn fra etterforskningen av meteoritter og månestein samt astrofysiske data om solcelle Forekomsten.

I en større sammenheng er historien om skapelsen av jorden knyttet til universets historie og Melkeveisystemet generelt, så vel som historien til vårt solsystem spesielt.

forhistorie

" Pale Blue Dot ": Jorden som en "blekblå prikk", registrert av romfartssonen Voyager 1 14. februar 1990 fra en avstand på omtrent 40,5 AU , omtrent 6 milliarder km (klikk på bildet for å se det).

Solsystemet kom fra en kompresjon i en større molekylær sky , som nylig hadde blitt beriket med tunge elementer fra en nærliggende supernovaeksplosjon . Skyen kollapset på grunn av tyngdekraften innen 10 000 år, se stjernedannelse . I akkretjonsskiven rundt protostjernen , ved temperaturer over 1300 K, kondenserte den første store aluminiumkalsium og silikater . Som man kunne bestemme ved hjelp av uran-bly-datering , skjedde dette for nesten 4,57 milliarder år siden. Det er ikke kjent om og hvordan støvet så flokklet seg, eller hvordan det ellers raskt kunne synke ned i det sentrale planet på den protoplanetære skiven . Det spekuleres også i hvordan og hvor raskt biter en til ti meter i størrelse ble opprettet. I alle fall samlet disse deretter ytterligere støv gjennom tyngdekraften og vokste til millioner av planetesimaler , hvorav noen var kilometer i størrelse. Under denne størrelsen var kollisjonene ikke veldig voldsomme fordi bevegelsen av biter fremdeles ble dempet av gassen (“Et planetesimal er et solid objekt som oppstår under akkumulering av planeter hvis indre styrke domineres av selvgravitasjon og hvis banedynamikk ikke er betydelig påvirket av gassdrag. ”) Planetesimals beveget seg mer uavhengig, kolliderte mer voldsomt og også oftere på grunn av gravitasjonsfokusering: jo større en planetesimal, jo mer romslig kunne den samle biter og underutviklede planetesimals som ville ha rømt den på en rett sti. I et løp som varte noen få årtusener dannet det seg protoplaneter som var hundrevis av kilometer i diameter. De hadde brukt opp små planetesimaler eller plassert dem i Jupiters vei.

Protoplanet kollisjonskaskade

Tegning av en protoplanetar disk ( NASA )

Den videre veksten skjedde hierarkisk gjennom stadig sjeldnere kollisjoner mellom stadig større kropper. Da massen til kollisjonspartneren økte, økte også den frigitte tyngdebindingsenergien per masseenhet og dermed temperaturen etter støtet. Fra rundt 2000 ° C ble materialet først skilt ( differensiert ) lokalt i henhold til kjemiske preferanser i kjerne- og skallmateriale,

  • Jernsmelting, der de siderofile (greske: jernelskende) elementene akkumuleres (se Goldschmidt-klassifisering ) og
  • Smeltende silikat der de litofile (greske: steinelskende) elementene akkumuleres.

De mye tettere jerndråpene dannet pytter i bunnen av smelten. I senere kollisjoner fragmenterte noen kropper og frigjorde jernmeteoritter , vitner om denne tidlige differensieringen.

Oppvarmingen fra radioaktivt forfall på 26 Al bidro betydelig bare til de mindre planetesimalene som ikke hadde blitt en del av planetene. Asteroiden (4) Vesta er et eksempel. De større kollisjonene førte derimot til magmahav der det ble dannet jernkjerner eller tidligere eksisterende jernkjerner smeltet sammen. Differensieringen av protoplanetene skjedde på en tidsskala på noen få millioner år, datert ved hjelp av hafnium-wolfram-metoden, også på meteoritter fra Mars.

Proto-Earth vokste også hovedsakelig gjennom kollisjoner med ikke mye mindre protoplaneter. I følge kollisjonsteorien ble månen dannet som et resultat av den siste store påvirkningen . Den hypotetiske protoplanet eller komet blir kalt Theia og må ha vært mellom størrelsen på Månen og Mars . Theias jernkjerne har koblet seg til den fra jorden, og deler av mantelen til Proto-Earth og Theia er kastet i bane som månen kom ut fra. Det skjedde en gang 30 til 50 millioner år etter den støvete fasen. Bombardementet av mindre kropper hadde allerede avtatt; i alle fall, etterpå kan knapt noe jern ha sivet gjennom kappen (mindre enn 1% av kjernemassen), som vist ved analyser av forfallserien hafnium - wolfram av tidlige arkaiske bergarter.

Utvikling av kappetemperaturen

Jordens mantel , som delvis ble smeltet igjen av virkningen av Theia, stivnet, muligens i løpet av noen få millioner år, fra innsiden og ut. Den nylige oppdagelsen av kappemateriale fra denne perioden (differensiering alder), som tidligere var fjernet fra cladding konveksjon direkte over den metalliske kjerne og nå stiger som en sky, spørsmål den foregående lære ifølge hvilken kledd har størknet homogent blandet. Uansett var den termiske og kjemiske stratifiseringen så stabil at i det minste i første halvdel av Hadaik ble jordmantelen stabilt lagdelt. Siden det ikke er noen tektonikk uten kappekonveksjon , kan ingen kontinental skorpe dannes, da dette krever en sterkere differensiering av skorpen. Stadig tidligere referanser til kontinental skorpe (og flytende vann, se zirkon i geologi , TTG-kompleks og opprinnelse til landvann ) var derfor problematiske. På grunn av tektonikk hadde tykkelsen på havskorpen vokst så mye etter mer enn 100 millioner år at mafiskorpen selv ble utsatt for ytterligere differensiering for første gang.

Senere i Hadaic-tiden, dypt inne i jordens kappe, hadde temperaturen steget i en slik grad på grunn av radioaktivt forfallsvarme at kappekonveksjon begynte, muligens ikke i full dybde. Dette er når overgangen fra kjemisk til biologisk evolusjon skjer senest . I alle fall, i de eldste bevarte skorpedelene, såkalte cratons , fra slutten av Hadaic-tiden for fire milliarder år siden, kan uttømmingen av C-13 sammenlignet med C-12 som er typisk for livet finnes steder .

Maksimum på kappetemperaturen faller omtrent midt i Archean. Arealet av den kontinentale skorpen øker raskt.

På overflaten

Etter dannelsen av den første skorpen ble planeten snart stort sett dekket av vann, og på grunn av den unge solen, som fortsatt var svak på den tiden , relativt kjølig og muligens isete. Blant de små kroppene som fremdeles var vanligere på den tiden, var det mer enn 100 km i diameter per million år - ikke store nok til å utslette livet globalt, hvis det allerede eksisterte, men stort nok til å avslutte den globale isingen gjennom en midlertidig enorm drivhuseffekt .

Litt senere, i begynnelsen av arkeikum , levende vesener med oxygenic fotosyntese dukket opp for første gang , som produserte elementært oksygen , som er i dag bundet til jern som bandet malm . I uratmosfæren økte imidlertid ikke oksygeninnholdet sakte før de siste 50 millioner årene av Archean, før det hoppet for rundt 2,5 milliarder år siden. Dette er kjent som den store oksygenkatastrofen .

Videre utvikling

Den videre utviklingen av jorden på den geologiske tidsskalaen ble påvirket av vulkanisme og platetektonikk .

Oversikt: faser av jordens historie

(År for millioner av år siden)

litteratur

  • Rolf Meissner: Jordens historie. Fra begynnelsen av planeten til begynnelsen av livet. 3. A. Beck, München 2010, ISBN 978-3-406-43310-8 .

Individuelle bevis

  1. ^ Jordens alder . US Geological Survey. 1997. Arkivert fra originalen 23. desember 2005. Hentet 10. januar 2006.
  2. ^ G. Brent Dalrymple: Jordens tid i det tjuende århundre: et problem (for det meste) løst . I: Spesielle publikasjoner, Geological Society of London . 190, nr. 1, 2001, s. 205-221. stikkode : 2001GSLSP.190..205D . doi : 10.1144 / GSL.SP.2001.190.01.14 .
  3. ↑ Manhesa, Gérard: Bly- isotopstudie av basisk-ultrabasiske lagdelte komplekser: Spekulasjoner om jordens alder og primitive kappeegenskaper . I: Earth and Planetary Science Letters . 47, nr. 3, 1980, s. 370-382. bibcode : 1980E & PSL..47..370M . doi : 10.1016 / 0012-821X (80) 90024-2 .
  4. ↑ Paul S. Braterman: Hvordan Science funnet ut Age of Earth. Scientific American , åpnet 6. november 2020 .
  5. ↑ a b c Michael Perryman: The Exoplanet Handbook . Cambridge University Press, 2011, ISBN 978-0-521-76559-6 , s. 225f, begrenset forhåndsvisning i Google Book-søk.
  6. ^ CT Russell et al.: Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm . Science 336, 2012, s. 684-686, doi : 10.1126 / science.1219381 ( online ).
  7. ↑ T. Kleine et al.: 182 HF 182 W isotop systematikk kondritter, eucrites og meteoritter: Kronologi kjernedannelse og tidlig mantelen differensiering i Vesta og Mars . Geochimica et Cosmochimica Acta 68, 2004, s. 2935-2946, doi : 10.1016 / j.gca.2004.01.009 .
  8. ↑ William K. Hartmann, Donald R. Davis: Satellite store planetesimaler og måne opprinnelse . I: Icarus . Volum 24, nummer 4, 1975, s. 504-515, doi : 10.1016 / 0019-1035 (75) 90070-6 .
  9. Car G. Caro, T. Kleine: Utdødde radionuklider og den tidligste differensiering av jorden og månen , s. 9-51 i: Anthony Dosseto et al. (Hrgb): Timescales of Magmatic Processes: From Core to Atmosphere , Blackwell, 2011, ISBN 978-1-4443-3260-5 , begrenset forhåndsvisning i Googles boksøk .
  10. ↑ DC Rubie et al.: Formation of Earth's Core (PDF; 883 kB), kap. 9.03 i: Gerald Schubert (red.): Avhandling om geofysikk , Elsevier, 2007, ISBN 978-0-444-52748-6 . S. 68, fig. 9b.
  11. ^ Xuan-Ce Wanga et al.: Tidlig differensiering av massesilikatet Jorden som registrert av det eldste mantelreservoaret . Precambrian Research 238, 2013, s. 52-60, doi : 10.1016 / j.precamres.2013.09.010 .
  12. ↑ Thorsten J. Nagel et al.: Generering av Eoarchean tonalitt-trondhjemite-granodioritt-serien fra fortykket mafisk bueskorpe . Geology, 2012, doi : 10.1130 / G32729.1 .
  13. ↑ Kenneth Chang: Et nytt bilde av den tidlige jorden . I: The New York Times , 1. desember 2008. Hentet 5. januar 2013.