Wie die Erdatmosphäre entstand: Die Ursprünge der Atmosphäre im Hadaikum

Schlüsselwörter: Hadaikum-Atmosphäre, frühe Erdatmosphäre, vulkanisches Ausgasen, Solarwindabtragung, Nebelgas, Spätes Schweres Bombardement, Magnetfeldschutz, Ursprung der Atmosphäre

Mit jedem Atemzug sind wir auf jene dünne Gasschicht angewiesen, die die Erdoberfläche umhüllt. Sie ist so selbstverständlich, dass wir selten innehalten und fragen, woher sie eigentlich stammt. Tatsächlich war die heutige Erdatmosphäre nicht von Anfang an vorhanden — es bedurfte mehrerer Milliarden Jahre voller Umwälzungen, bis sie sich herausbildete. In der frühesten Geschichte der Erde wurde die Atmosphäre durch Sternenwinde zerrissen, durch Einschläge verdampft, aus einem glühenden Erdinneren ausgestoßen und immer wieder zerstört und neu aufgebaut. Dies ist eine Geschichte von Zerstörung und Erneuerung, die sich vor etwa 4,5 bis 4,0 Milliarden Jahren im Hadaikum abgespielt hat.

Die erste Atmosphäre: Nebelgas, zerrissen vom jungen Sonnensystem

In den allerersten Phasen der Erdbildung war die junge Erde nicht nackt im Weltraum. In der protoplanetaren Scheibe herrschte ein Überfluss an Wasserstoff und Helium — Restgas aus dem solaren Nebel, das sich noch nicht aufgelöst hatte. Während der Akkretion war die Schwerkraft der Erde stark genug, um eine primitive „Nebelatmosphäre” aus hauptsächlich Wasserstoff und Helium um sich herum anzusammeln [Zahnle et al., 2010] Earth's Earliest Atmospheres
Zahnle, K., Schaefer, L., Fegley, B. (2010)
Cold Spring Harbor Perspectives in Biology
DOI: 10.1101/cshperspect.a004895 .

Doch diese Atmosphäre war außerordentlich kurzlebig. Das Kernproblem liegt in einer physikalischen Tatsache: Für leichtere Gasmoleküle reicht die Schwerkraft der Erde schlicht nicht aus, um sie dauerhaft zu halten. Für ein Gasmolekül der Masse $m$ an der Erdoberfläche beträgt die Fluchtgeschwindigkeit:

wobei $G$ die Gravitationskonstante, $M$ die Erdmasse und $R$ der Erdradius ist. Für die heutige Erde gilt $v_{esc} \approx 11{,}2 \, \text{km/s}$. Die thermischen Geschwindigkeiten von Wasserstoff- und Heliumatomen in einem heißen Gas können diesen Wert jedoch annähern oder sogar überschreiten [Catling et al., 2009] The Planetary Air Leak
Catling, D. C., Zahnle, K. J. (2009)
Scientific American
DOI: 10.1038/scientificamerican0509-36 . In der oberen Atmosphäre können diese leichten Teilchen kontinuierlich durch einen als Jeans-Entweichen bekannten Prozess ins All entkommen.

Der verheerendere Schlag kam von der jungen Sonne selbst. In den ersten Millionen Jahren nach der Entstehung des Sonnensystems befand sich die Sonne in der sogenannten T-Tauri-Phase. In dieser Phase war der Sonnenwind Hunderte bis Tausende Male stärker als heute und schleuderte mit extremer Geschwindigkeit Ströme geladener Teilchen in alle Richtungen. Dieser intensive Sternwind durchfegte das innere Sonnensystem und vertrieb das leichte Restgas aus der Scheibe. Die dünne nebulare Wasserstoff-Helium-Atmosphäre an der Erdoberfläche war diesem Sternwind völlig schutzlos ausgeliefert und wurde vollständig abgestreift. Der gesamte Vorgang dauerte nur wenige Millionen Jahre — ein flüchtiger Augenblick gemessen an der 4,5 Milliarden Jahre langen Geschichte der Erde.

Die erste Atmosphäre war verschwunden.

Einschläge und Magmaozean: Ein Himmel aus Dampf

Mit dem Verschwinden der Nebelatmosphäre fand die frühe Erde keine Ruhe. Wie im vorigen Artikel beschrieben, war der Planet noch immer einem anhaltenden großmaßstäblichen Bombardement ausgesetzt, und seine Oberfläche war von einem ausgedehnten Magmaozean bedeckt. In dieser Umgebung bestand das, was man als „Atmosphäre” bezeichnen konnte, nicht aus stabilen Gasmolekülen, sondern war ein extremes Medium aus verdampftem Gestein und Mineralien [Zahnle et al., 2010] Earth's Earliest Atmospheres
Zahnle, K., Schaefer, L., Fegley, B. (2010)
Cold Spring Harbor Perspectives in Biology
DOI: 10.1101/cshperspect.a004895 .

Als sich schnell bewegende Planetesimale und Planetenembryonen in die geschmolzene Oberfläche einschlugen, war die dabei freigesetzte Energie ausreichend, um gewaltige Mengen Gestein sofort zu verdampfen. Eisen, Magnesium, Silizium und andere Bestandteile silikatischen Gesteins traten bei Temperaturen von mehreren tausend Kelvin in die Gasphase über. Gleichzeitig existierte Wasser aus akkretiertem Material bei diesen Temperaturen nur als Dampf und konnte nicht kondensieren. Die gesamte Erdoberfläche war von einer dichten Atmosphäre aus Gesteinsdampf, Wasserdampf und verschiedenen Mineralgasen umhüllt.

Diese Atmosphäre hatte einen extrem starken Treibhauseffekt. Wie eine schwere Decke speicherte sie die Strahlung aus Einschlägen und innerer Wärme nahe der Erdoberfläche, hielt die Oberflächentemperaturen über lange Zeit auf extremem Niveau und verhinderte damit die Abkühlung und Verfestigung der Oberfläche weiter.

Die zweite Atmosphäre: Gas aus dem Erdinneren

Als die Häufigkeit großer Einschläge allmählich zurückging, begann die Erdoberfläche langsam abzukühlen. Gesteinsdampf kondensierte zuerst, fiel zur Oberfläche zurück und bildete die Anfänge einer frühen Kruste. Wasserdampf existierte noch immer in Gasform in der Atmosphäre, da die Oberflächentemperaturen noch über dem Siedepunkt von Wasser lagen. Die wichtigste Veränderung war jedoch, dass das Erdinnere damit begann, auf systematische Weise Gas an die Oberfläche abzugeben — ein Prozess, der als vulkanisches Ausgasen bekannt ist [Holland, 2002] Volcanic gases from subduction zones and the atmosphere and oceans of the early Earth
Holland, H. D. (2002)
Geochimica et Cosmochimica Acta
DOI: 10.1016/S0016-7037(01)00829-7 .

Das frühe Erdinnere enthielt große Mengen flüchtiger Stoffe, die während der Akkretion eingeschlossen worden waren. Im Verlauf der Differentiation (siehe unseren vorherigen Artikel zur Planetenbildung) wurden diese flüchtigen Stoffe durch Mantelkonvektion und vulkanische Aktivität an die Oberfläche getragen und durch Magmaeruptionen in die Atmosphäre freigesetzt. Dieser Prozess dauerte Milliarden von Jahren an und ist eines der wichtigsten Mechanismen, durch die die Erdatmosphäre aufgebaut wurde.

Die Zusammensetzung der frühen Vulkangase unterschied sich von modernen Vulkanemissionen. Der heutige Mantel hat eine lange Entwicklung durchgemacht; der frühe Mantel des Hadaikums war heißer und weniger oxidiert, sodass die freigesetzten Gase überwiegend reduzierender Natur waren:

Bemerkenswert ist, dass diese frühe Atmosphäre keinerlei freien Sauerstoff (O₂) enthielt. Aller Sauerstoff existierte in gebundener Form — als Wasser, Kohlendioxid und Schwefeldioxid. Dies war eine stark reduzierende atmosphärische Umgebung, grundlegend verschieden von der sauerstoffreichen Luft, die wir heute atmen. Das Auftreten von freiem Sauerstoff sollte Milliarden von Jahren später folgen, als Produkt des Lebens, das den Planeten umgestaltete — nicht als natürliches Ergebnis der ursprünglichen Erdbildung.

Die doppelte Rolle der Einschläge: Zerstörung und Ergänzung

Das vulkanische Ausgasen baute eine neue Atmosphäre für die Erde auf, doch diese Arbeit verlief alles andere als ruhig. Im späten Hadaikum, vor etwa 3,9 Milliarden Jahren, erlebte das Sonnensystem ein intensives Bombardement, das als Spätes Schweres Bombardement (Late Heavy Bombardment, LHB) bekannt ist [Gomes et al., 2005] Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets
Gomes, R., Levison, H. F., Tsiganis, K., Morbidelli, A. (2005)
Nature
DOI: 10.1038/nature03676 . In dieser Zeit wurden die Bahnen zahlreicher Asteroiden und Kometen durch Gravitationsresonanzen mit Jupiter und anderen Riesenplaneten stark gestört, sodass Schwärme von Objekten ins innere Sonnensystem geschleudert wurden.

Jeder großmaßstäbliche Einschlag verursachte direkte Schäden an der Atmosphäre. Wenn ein hinreichend großer Asteroid mit extremer Geschwindigkeit auf die Erde traf, konnte die explosive Stoßwelle große Mengen atmosphärischen Gases über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus beschleunigen und dauerhaft aus der Erdanziehung herausreißen. Dieser Vorgang wird als atmosphärische Erosion bezeichnet. Je größer und schneller der Einschlagkörper, desto schwerwiegender der Atmosphärenverlust.

Doch Einschläge waren nicht nur destruktiv. Diese Einschlagkörper aus dem äußeren Sonnensystem — insbesondere flüchtigkeitsreiche Kometen und kohlige Chondrite — trugen große Mengen Eis, organische Moleküle und andere flüchtige Verbindungen in sich [Marty, 2012] The origins of water and carbon in the terrestrial planets
Marty, B. (2012)
Earth and Planetary Science Letters
DOI: 10.1016/j.epsl.2011.11.025 . Als sie auf die Erde einschlugen, wurden die mitgebrachten Materialien freigesetzt und ergänzten Atmosphäre und Hydrosphäre mit neuem Rohstoff. Der bedeutendste Beitrag war möglicherweise Wasser. Ein Teil des Wassers in den heutigen Ozeanen stammt möglicherweise genau von diesen fernen Einschlagkörpern.

Dies ist eine zutiefst paradoxe und bemerkenswerte Tatsache: Dieselben Einschläge waren sowohl Zerstörer als auch Erbauer der Atmosphäre.

Das Magnetfeld: Wächter der Atmosphäre

Das Überleben der Atmosphäre hing nicht nur von der kontinuierlichen Zufuhr aus dem Erdinneren ab, sondern auch von einem Schutzschild von oben. Dieser Schild ist das Erdmagnetfeld.

Wie in unserem vorigen Artikel beschrieben, gab die planetare Differentiation der Erde einen flüssigen Eisen-Nickel-Außenkern. Angetrieben durch die Erdrotation erzeugt das konvektierende, elektrisch leitfähige Fluid im Außenkern durch den Dynamoeffekt ein Magnetfeld. Dieses Feld erstreckt sich bis ins All und bildet die Magnetosphäre — einen unsichtbaren Schild, der den größten Teil der geladenen Teilchen des Sonnenwinds ablenkt [Tarduno, 2010] Geodynamo, Solar Wind, and Magnetopause 3.4 to 3.45 Billion Years Ago
Tarduno, J. A. et al. (2010)
Science
DOI: 10.1126/science.1183445 .

Ohne ein Magnetfeld würden die hochenergetischen geladenen Teilchen des Sonnenwinds kontinuierlich die obere Erdatmosphäre bombardieren, stetig Gasmoleküle herausreißen und die Atmosphäre langsam, aber unwiederbringlich ins All entweichen lassen. Dies ist keine theoretische Spekulation — es ist ein Phänomen, das wir anderswo im Sonnensystem direkt beobachten können: Der Mars ist das eindringlichste Beispiel.

Auch der Mars verfügte in der Frühzeit des Sonnensystems über einen aktiven inneren Dynamo und ein globales Magnetfeld. Da der Mars jedoch kleiner ist, kühlte sein Inneres schneller ab, und sein flüssiger Eisenkern erstarrte vor etwa 4 Milliarden Jahren, was den Dynamo zum Stillstand brachte. Ohne den Schutz eines Magnetfeldes wurde die Marsatmosphäre über die folgenden Milliarden von Jahren vom Sonnenwind kontinuierlich erodiert — und verwandelte eine Welt, die einst möglicherweise flüssiges Wasser und eine dichte Atmosphäre besessen hatte, in die dünne, trockene, gefrorene rote Wüste, die wir heute sehen.

Die Erde schlug einen grundlegend anderen Weg ein. Sie ist größer, kühlt langsamer ab, und ihr flüssiger Außenkern ist bis heute aktiv. Dadurch konnte das Erdmagnetfeld über Milliarden von Jahren kontinuierlich und stabil existieren und lieferte den unverzichtbaren Langzeitschutz, der die Ansammlung der Atmosphäre ermöglichte.

Spätes Hadaikum: Die Atmosphäre nimmt Gestalt an

Im späten Hadaikum, vor etwa 4 Milliarden Jahren, verringerte sich die Häufigkeit großmaßstäblicher Einschläge allmählich, und die Erdoberfläche trat in eine vergleichsweise stabilere Phase ein. Die kontinuierliche Ansammlung durch vulkanisches Ausgasen, die Ergänzung durch flüchtige Stoffe aus Einschlagkörpern und die anhaltende Ablenkung des Sonnenwinds durch das Magnetfeld wirkten zusammen und gaben der Erdatmosphäre eine verhältnismäßig stabile Form.

Diese Atmosphäre sah der heutigen fast überhaupt nicht ähnlich. Die Hauptbestandteile waren Kohlendioxid (CO₂) und Stickstoff (N₂), wobei die CO₂-Konzentrationen um Größenordnungen höher waren als heute. Große Mengen Wasserdampf (H₂O) existierten noch in der Gasphase, da die Oberflächentemperaturen noch hoch waren. Methan (CH₄) und andere reduzierende Gase waren in Spuren vorhanden, sodass das Gesamtmilieu stark reduzierend war. Am wichtigsten: In der Atmosphäre gab es überhaupt keinen freien Sauerstoff [Zahnle et al., 2010] Earth's Earliest Atmospheres
Zahnle, K., Schaefer, L., Fegley, B. (2010)
Cold Spring Harbor Perspectives in Biology
DOI: 10.1101/cshperspect.a004895 .

Diese CO₂- und N₂-dominierte reduzierende Atmosphäre hatte einen starken Treibhauseffekt. Da die Sonne zu jener Zeit etwa 20–30 % weniger leuchtstark war als heute, war es genau dieser Treibhauseffekt, der die Oberflächentemperatur der Erde in einem bewohnbaren Bereich hielt und verhindern ließ, dass sie vollständig zu einer Eiswelt erstarrte. Dieses Paradox — eine schwache junge Sonne, aber eine nicht gefrorene Erde — wird durch die Isolationswirkung der frühen, hochkonzentrierten Treibhausgase wie CO₂ erklärt.

Der Sauerstoff, den wir heute atmen, sollte erst beim Großen Oxidationsereignis vor etwa 2,4 Milliarden Jahren in der Atmosphäre erscheinen. Und das wird der Beginn einer weiteren langen Geschichte sein — der Geschichte, wie das Leben selbst die Erdatmosphäre dauerhaft verwandelte.