Die Entstehung des Planeten

Vom Staub zum Planeten

Die Entstehung der Erde begann vor 4,6 Milliarden Jahren ¹ The age of the Earth in the twentieth century
Dalrymple, G. B. (2001)
Geological Society of London Special Publications
DOI: 10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14 in der protoplanetaren Scheibe, die unsere junge Sonne umgab ⁸ Protoplanetary disks and their evolution
Williams, J. P., Cieza, L. A. (2011)
Annual Review of Astronomy and Astrophysics
DOI: 10.1146/annurev-astro-081710-102548 . Was als mikroskopische Staubkörner begann, würde durch eine Reihe gewaltsamer Kollisionen und gravitativer Wechselwirkungen zum Planeten werden, den wir unser Zuhause nennen.

Das Hadaikum—benannt nach Hades, dem griechischen Gott der Unterwelt—repräsentiert die früheste und turbulenteste Periode der Erde und erstreckt sich von etwa 4,6 bis 4,0 Milliarden Jahren. Während dieser Zeit verwandelte sich unser Planet von einer Ansammlung von Planetesimalen in eine differenzierte Welt mit einem metallischen Kern und Gesteinsmantel.

Der Akkretionsprozess

Der erste Schritt in der Planetenbildung bestand darin, dass Staubkörner im solaren Nebel durch elektrostatische Kräfte und sanfte Kollisionen zusammenklebten ⁹ The growth mechanisms of macroscopic bodies in protoplanetary disks
Blum, J., Wurm, G. (2008)
Annual Review of Astronomy and Astrophysics
DOI: 10.1146/annurev.astro.46.060407.145152 . Diese wachsenden Aggregate bildeten Kieselsteine, dann Felsbrocken und schließlich kilometergroße Körper, Planetesimale genannt ¹⁰ The multifaceted planetesimal formation process
Johansen, A. et al. (2014)
Protostars and Planets VI. University of Arizona Press
DOI: 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 .

Als Planetesimale Masse ansammelten, wurde ihre Anziehungskraft stärker. Dies ermöglichte es ihnen, mehr Material in einem unkontrollierten Prozess anzuziehen und einzufangen. Innerhalb weniger Millionen Jahre waren diese Körper zu Mond- bis marsgroßen Protoplaneten gewachsen ¹¹ Formation of protoplanets from planetesimals
Kokubo, E., Ida, S. (2000)
Bioastronomy 99 .

Der Rieseneinschlag

Die Entstehung der Erde verlief nicht friedlich. Das frühe Sonnensystem war eine chaotische Schießbude, in der Protoplaneten häufig kollidierten. Der dramatischste dieser Einschläge ereignete sich, als ein marsgroßer Körper, oft Theia genannt, die Proto-Erde in einem streifenden Schlag traf.

Dieser Rieseneinschlag hatte tiefgreifende Konsequenzen. Er verdampfte einen Großteil beider Körper und schuf eine Trümmerscheibe um die Erde, die sich schließlich zu unserem Mond zusammenballte. Der Einschlag fügte dem jungen Planeten auch enorme Hitze hinzu und stellte sicher, dass die Erde Millionen von Jahren geschmolzen blieb.

Differentiation und der Eisenkern

Die intensive Hitze aus Akkretion und radioaktivem Zerfall schmolz die frühe Erde. In diesem geschmolzenen Zustand sanken schwerere Elemente wie Eisen und Nickel durch einen Prozess namens Differentiation zum Zentrum. Leichtere Silikatmineralien schwammen nach oben und bildeten den Mantel und schließlich die Kruste.

Diese Eisenkatastrophe schuf die geschichtete Struktur der Erde: einen dichten metallischen Kern, umgeben von einem felsigen Mantel und dünner Kruste. Die Bildung des Kerns war entscheidend—er würde später durch konvektive Bewegungen von flüssigem Eisen das schützende Magnetfeld der Erde erzeugen.

Eine höllische Oberfläche

Die hadäische Erde war wirklich eine feindliche Welt. Ihre Oberfläche war von einem globalen Magmaozean bedeckt, erhitzt durch ständigen Beschuss von übriggebliebenen Planetesimalen und Asteroiden. Die Atmosphäre, falls sie überhaupt existierte, war wahrscheinlich eine dicke Decke aus Wasserdampf, Kohlendioxid und anderen Volatilen, die aus dem geschmolzenen Gestein freigesetzt wurden.

Die Oberflächentemperaturen könnten 1.200°C überschritten haben. Es gab keinen festen Boden—nur einen brodelnden Ozean aus flüssigem Gestein, der unter einem dunklen, wolkenverhangenen Himmel rotglühend leuchtete. Dies war der ursprüngliche Zustand der Erde: eine geschmolzene Kugel, die sich allmählich in der feindlichen Umgebung des frühen Sonnensystems abkühlte und verfestigte.

Doch selbst in diesem Inferno wurden die Samen der Bewohnbarkeit gepflanzt. Volatile, die später Ozeane bilden würden, wurden durch Kometen und Asteroiden geliefert. Der Differentiationsprozess schuf die geschichtete Struktur, die Plattentektonik ermöglichen würde. Und langsam, unaufhaltsam, kühlte sich die Oberfläche ab.

Innerhalb weniger hundert Millionen Jahre würde die Erde von dieser höllischen Landschaft zu einer Welt mit fester Kruste, flüssigen Wasserozeanen und möglicherweise sogar den ersten Anzeichen von Leben übergehen. Aber diese Geschichte gehört zum nächsten Kapitel: dem Archaikum.