imported>Dlanold: /* Entwicklung der Manteltemperatur */ +WL

2025-12-27T12:40:52Z

Entwicklung der Manteltemperatur: +WL

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{{Dieser Artikel|stellt die naturwissenschaftlichen Erkenntnisse dar. Für religiöse Mythen siehe [[Schöpfung]].}}
[[Datei:The Earth seen from Apollo 17.jpg|mini|Blick auf die [[Erde]] von [[Apollo 17|Apollo 17]] aus. Das Foto wurde als [[Blue Marble]] bekannt.]]

Die Erkenntnisse der [[Planetologie]] über die '''Entstehung der Erde''' vor 4,54 Milliarden Jahren<ref name="USGS1997">{{cite web|url=http://pubs.usgs.gov/gip/geotime/age.html|title=Age of the Earth|date=1997|accessdate=2006-01-10 |language=en |publisher=U.S. Geological Survey|archiveurl=https://web.archive.org/web/20051223072700/http://pubs.usgs.gov/gip/geotime/age.html|archivedate=2005-12-23|url-status=live}}</ref><ref name="Dalrymple 2001 205–221">{{cite journal|last=Dalrymple|first=G. Brent|title=The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved|journal=Special Publications, Geological Society of London|date=2001|volume=190|issue=1|pages=205–221|doi=10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14|bibcode=2001GSLSP.190..205D |language=en}}</ref><ref>{{cite journal|author=Manhesa, Gérard|title=Lead isotope study of basic-ultrabasic layered complexes: Speculations about the age of the earth and primitive mantle characteristics|journal=[[Earth and Planetary Science Letters]]|date=1980|volume=47|issue=3|pages=370–382|doi=10.1016/0012-821X(80)90024-2|bibcode=1980E&PSL..47..370M |language=en}}</ref><ref>{{Internetquelle |autor=Paul S. Braterman |url=https://www.scientificamerican.com/article/how-science-figured-out-the-age-of-the-earth/ |titel=How Science Figured Out the Age of Earth |hrsg=[[Scientific American]] |abruf=2020-11-06 |sprache=en}}</ref> stammen aus geologischen Befunden, aus der Untersuchung von [[Meteorit]]en und [[Mondgestein]]en sowie [[Astrophysik|astrophysikalischen]] Daten etwa zu [[Sonne|solaren]] Elementhäufigkeiten.

In einem größeren Kontext ist die Entstehungsgeschichte der [[Erde]] dabei mit der Geschichte des [[Universum]]s und des [[Milchstraße]]nsystems im Allgemeinen sowie mit der Geschichte unseres [[Sonnensystem]]s im Besonderen verknüpft.

== Vorgeschichte ==
[[Datei:Pale Blue Dot.png|mini|„[[Pale Blue Dot]]“: Die Erde als „blassblauer Punkt“, aufgenommen von der [[Raumsonde]] ''[[Voyager 1]] ''am 14. Februar 1990 aus einer Entfernung von etwa 40,5 [[Astronomische Einheit|AE]], ca. 6 Mrd. km (zum Erkennen auf das Bild klicken).]]

Das Sonnensystem entstand aus einer Verdichtung in einer größeren [[Molekülwolke]], die kurz zuvor mit [[Metallizität|schweren Elementen]] einer nahen [[Supernova]]-Explosion angereichert wurde. Die Wolke kollabierte durch ihre Gravitation innerhalb von etwa 10.000 Jahren, siehe [[Sternentstehung]]. In der [[Akkretionsscheibe]] um den [[Protostern]] kondensierten zuerst, bei Temperaturen noch über 1300 K, [[Calcium-Aluminium-reiche Einschlüsse|Calcium- und Aluminium-reiche Silikate]]. Wie mit Hilfe der [[Uran-Blei-Datierung]] festgestellt werden konnte, geschah dies vor knapp 4,57 Milliarden Jahren. Ob und wie der Staub dann flockte oder wie er sonst schnell in die Mittelebene der [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetaren Scheibe]] absinken konnte, ist nicht bekannt. Auch wird darüber spekuliert, wie und wie schnell Brocken von ein bis zehn Metern Größe entstanden sind.<ref name="Perryman">Michael Perryman: ''The Exoplanet Handbook''. Cambridge University Press, 2011, ISBN 978-0-521-76559-6, S. 225f, {{Google Buch |BuchID=xekY6FuKuAcC |Seite=225}}.</ref> Diese sammelten dann jedenfalls durch ihre Gravitation weiteren Staub auf und wuchsen zu Millionen an [[Planetesimale]]n heran, die teilweise kilometergroß waren. Unterhalb dieser Größe waren Kollisionen noch nicht sehr heftig, da die Bewegung der Brocken noch durch das Gas gedämpft war. Die Planetesimale bewegten sich unabhängiger, kollidierten heftiger und durch gravitative Fokussierung auch häufiger: Je größer ein Planetesimal, desto weiträumiger konnte es Brocken und unterentwickelte Planetesimale einsammeln, die ihm auf einer geradlinigen Bahn entgangen wären. In einem wenige Jahrtausende dauernden Wettlauf bildeten sich [[Protoplanet]]en von hunderten Kilometern Durchmesser.<ref name="Perryman" /> Kleine Planetesimale hatten sie aufgebraucht oder [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] in den Weg gelegt.

== Kollisionskaskade der Protoplaneten ==
[[Datei:Protoplanetary-disk.jpg|mini|Zeichnung einer [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetaren Scheibe]] ([[NASA]])]]
Das weitere Wachstum geschah hierarchisch durch immer seltenere Kollisionen zwischen immer größeren Körpern. Mit der Masse der Stoßpartner stieg auch die freigesetzte [[Bindungsenergie|gravitative Bindungsenergie]] pro Masseneinheit und damit die Temperatur nach dem Impakt. Ab etwa 2000 °C trennte ([[Differenzierung (Planetologie)|differenzierte]]) sich das Material zunächst lokal nach chemischen Vorlieben in Kern- und Mantelmaterial,
* Eisenschmelzen, in der sich die siderophilen (griech.: Eisen liebende) Elemente anreicherten (siehe [[Goldschmidt-Klassifikation]]) und
* [[Silikat]]<nowiki />schmelzen, in der sich die lithophilen (griech. Stein liebenden) Elemente anreicherten.
Die viel dichteren Eisentropfen bildeten Pfützen am Grund der Schmelze. Bei späteren Kollisionen fragmentierten einige Körper und setzten [[Eisenmeteorit]]e frei, Zeugen dieser frühen Differenzierung.

Die Erwärmung durch [[Radioaktivität|radioaktiven Zerfall]] von 26[[Aluminium|Al]] trug wesentlich nur für die kleineren Planetesimale bei, die nicht Teil der Planeten geworden waren. Der Asteroid [[(4) Vesta]] ist ein Beispiel.<ref>C. T. Russell et al.: ''Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm''. Science 336, 2012, S. 684–686, {{DOI|10.1126/science.1219381}} ([https://repository.si.edu/bitstream/handle/10088/20554/min_Russell_et_al_2012_Science_336_684-686.pdf?sequence=1&isAllowed=y online]).</ref> Die größeren Kollisionen führten dagegen zu Magmaozeanen, in denen sich Eisenkerne bildeten bzw. vorher vorhandene Eisenkerne miteinander verschmolzen. Die Differenzierung der Protoplaneten geschah auf einer Zeitskala von wenigen Millionen Jahren, datiert mit der Hafnium-Wolfram-Methode, auch an Marsmeteoriten.<ref>T. Kleine et al.: ''182Hf–182W isotope systematics of chondrites, eucrites, and martian meteorites: Chronology of core formation and early mantle differentiation in Vesta and Mars''. Geochimica et Cosmochimica Acta 68, 2004, S. 2935–2946, {{DOI|10.1016/j.gca.2004.01.009}}.</ref>

Auch die Protoerde wuchs hauptsächlich durch Kollisionen mit nicht viel kleineren Protoplaneten. Nach der [[Entstehung des Mondes#Kollisionstheorie|Kollisionstheorie]]<ref>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}}.</ref> ist infolge des letzten großen [[Impakt]]s der [[Mond]] entstanden. Der hypothetische Protoplanet oder [[Komet]] wird [[Theia (Protoplanet)|Theia]] genannt und muss zwischen Mond- und [[Mars (Planet)|Marsgröße]] gelegen haben. Theias Eisenkern hat sich mit dem der Erde verbunden und Teile des Mantels der Protoerde und von Theia wurden in den Orbit geschleudert, aus welchen der Mond entstand. Das geschah irgendwann 30 bis 50 Millionen Jahre nach der Staubphase. Das Bombardement kleinerer Körper hatte bereits nachgelassen; jedenfalls kann danach kaum noch Eisen durch den Mantel gesickert sein (weniger als 1 % der Kernmasse), wie Analysen der [[Hafnium]]-[[Wolfram]]-Zerfallsreihe von früharchaischen Gesteinen ergaben.<ref>Guillaume Caro, Thorsten Kleine: ''Extinct Radionuclides and the Earliest Differentiation of the Earth and Moon''. In: Anthony Dosseto et al. (Hrsg.): ''Timescales of Magmatic Processes: From Core to Atmosphere'', Blackwell, 2011, ISBN 978-1-4443-3260-5, S. 9–51 {{Google Buch |BuchID=nW7XdHKEN3MC |Seite=9}}.</ref>

== Entwicklung der Manteltemperatur ==
Der durch den Impakt von Theia teilweise wieder aufgeschmolzene [[Erdmantel]] erstarrte, möglicherweise innerhalb weniger Millionen Jahre, von innen nach außen.<ref>D.C. Rubie et al.: [http://es.ucsc.edu/~fnimmo/website/treatise3.pdf ''Formation of Earth’s Core''] (PDF; 883 kB), Kap. 9.03 in: [[Gerald Schubert]] (Hrsg.): ''Treatise on Geophysics'', Elsevier, 2007, ISBN 978-0-444-52748-6. S. 68, Abb. 9b.</ref> Die kürzliche Entdeckung von Mantelmaterial aus dieser Zeit (Differentiationsalter), das unmittelbar über dem metallischen Kern lagernd bisher der [[Mantelkonvektion]] entzogen war und nun als Plume aufsteigt, stellt die bisherige Lehrmeinung infrage, nach der der Mantel homogen durchmischt erstarrt ist.<ref>Xuan-Ce Wanga et al.: ''Early differentiation of the bulk silicate Earth as recorded by the oldest mantle reservoir''. Precambrian Research 238, 2013, S. 52–60, {{DOI|10.1016/j.precamres.2013.09.010}}.</ref> Die thermische und chemische Schichtung war jedenfalls so stabil, dass zumindest in der ersten Hälfte des [[Hadaikum]]s der Erdmantel stabil geschichtet war. Da es ohne Mantelkonvektion auch keine [[Tektonik]] gibt, kann sich keine kontinentale Kruste bilden, da hierfür eine stärkere Differentiation der Kruste notwendig ist. Immer frühere Hinweise auf kontinentale Kruste (und flüssiges Wasser, siehe [[Zirkon#Altersbestimmung in der Geologie|Zirkon in der Geologie]], [[TTG-Komplex]] und [[Herkunft des irdischen Wassers]]) waren daher problematisch. Durch Tektonik war nach über 100 Millionen Jahren die Dicke der [[ozeanische Kruste|ozeanischen Kruste]] so weit angewachsen, dass die damalige [[mafisch]]e Kruste erstmals selbst einer weiteren Differenzierung unterzogen wurde.<ref>Thorsten J. Nagel et al.: ''Generation of Eoarchean tonalite-trondhjemite-granodiorite series from thickened mafic arc crust''. Geology, 2012, {{DOI|10.1130/G32729.1}}.</ref>

Später im Hadaikum war tief im Erdmantel die Temperatur durch radioaktive [[Zerfallswärme]] soweit angestiegen, dass die Mantelkonvektion einsetzte, womöglich nicht gleich in voller Tiefe. Spätestens in diese Zeit fällt der Übergang von der [[Chemische Evolution|chemischen]] zur [[Evolution|biologischen Evolution]]. Jedenfalls findet sich in den ältesten erhaltenen Krustenteilen, sogenannten [[Kraton]]en, vom Ende des Hadaikums vor vier Milliarden Jahren, stellenweise die für Leben typische [[Δ13C|Abreicherung von C-13 gegenüber C-12]].<ref>{{cite news |url=http://www.nytimes.com/2008/12/02/science/02eart.html?8dpc |work=The New York Times |title=A New Picture of the Early Earth |first=Kenneth |last=Chang |date=2008-12-01 |accessdate=2013-01-05 |language=en}}</ref>

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

== An der Oberfläche ==
Der Planet war nach Bildung der ersten Kruste bald überwiegend von Wasser bedeckt und wegen der damals noch [[Paradoxon der schwachen, jungen Sonne|schwachen, jungen Sonne]] relativ kühl und womöglich vereist. Unter den damals noch häufiger einschlagenden [[Kleinkörper (Astronomie)|Kleinkörpern]] gab es pro Million Jahre einige von über 100 km Durchmesser – nicht groß genug, um global das Leben auszulöschen, falls es schon existierte, aber groß genug, um über einen vorübergehend immensen [[Treibhauseffekt]] selbst eine globale Vereisung zu beenden.

Wenig später, zu Beginn des [[Archaikum]]s, traten erstmals Lebewesen mit oxygener [[Photosynthese]] auf, wodurch elementarer [[Sauerstoff]] produziert wurde, der an Eisen gebunden heute als [[Bändererz]] zu finden ist. In der [[Uratmosphäre]] nahm der Sauerstoffgehalt jedoch erst in den letzten 50 Mio. Jahren des Archaikums langsam zu, bis er vor etwa 2,5 Mrd. Jahren sprunghaft anstieg. Dies wird als die [[Große Sauerstoffkatastrophe]] bezeichnet.

== Weitere Entwicklung ==
[[Datei:Nature timespiral vertical layout.png|mini|Die Entstehung der Erde als Teil der Geschichte vom Urknall bis zum Menschen]]
Die weitere Entwicklung der Erde auf der [[Geologische Zeitskala|geologischen Zeitskala]] wurde beeinflusst durch [[Vulkanismus]] und [[Plattentektonik]].

== Literatur ==
* Rolf Meissner: ''Geschichte der Erde. Von den Anfängen des Planeten bis zur Entstehung des Lebens.'' 3. A. Beck, München 2010, ISBN 978-3-406-43310-8.

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Historische Geologie]]

Entstehung der Erde - Versionsgeschichte

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