Entstehung der Erde: Planetesimale, Mond und Ozeane

Planetesimale und frühe Entwicklung des Sonnensystems

Planetesimale:

1. Ursprünglicher Nebel (ca. 4.600 Mio. Jahre): Vor etwa 4.600 Millionen Jahren begann ein rotierender Nebel aus Staub und Gas, dessen Ausdehnung größer war als die des heutigen Sonnensystems, sich zusammenzuziehen.
2. Gravitationskollaps / Kontraktion: Durch den Kollaps bildete sich eine zentrale Masse mit einer rotierenden Scheibe (Protoplanetenscheibe) um sie herum.
3. Bildung der Protosonne: Durch Teilchenkollisionen in der zentralen Masse wurde viel Energie freigesetzt. Es begann die Kernfusion von Wasserstoff – die Geburt eines Sterns: der Protosonne im Inneren des Nebels.
4. Entstehung von Planetesimalen: In der Scheibe ums Protosonne sammelten sich Staub- und Gaspartikel durch Schwerkraft. Zuerst bildeten sich Aggregate im Millimeterbereich; durch Kollisionen und Fusion wuchsen diese zu größeren Einheiten, den Kleinplaneten (Planetesimalen), mit Größen von einigen hundert Metern bis zu Kilometern.
5. Bildung von Protoplaneten: Durch Kollisionen und die Zusammenballung (Akkretion) der Kleinplaneten entstanden die primitiven Protoplaneten. Während dieses Prozesses räumte jede Protoplanet durch Akkretion seine Umlaufbahn weitgehend von Planetesimalen frei.

Mondentstehung

Quelle des Mondes: Der Mond könnte bei einem Ereignis entstanden sein, bei dem ein weiterer Körper mit der frühen Erde kollidierte. Der Mond ist etwa 100 Millionen Jahre jünger als die Erde. Da beide im gleichen Bereich des Sonnensystems entstanden sind, sollten ihre Dichten ähnlich sein. Die heute am weitesten akzeptierte Theorie, entwickelt von Hartmann und Davis, schlägt vor, dass ein großer Protoplanet die frühe Erde traf. Dabei wurden Trümmer in eine Umlaufbahn um die Erde geschleudert; aus diesen Rückständen bildete sich der Mond.

Bildung und frühe Entwicklung der Erde

Formung der Erde — Prozesse

1. Formierung des irdischen Protoplaneten: In der inneren Region der Protosonnenscheibe sammelten sich die ursprünglichen Kleinplaneten; sie wuchsen zum Protoplaneten der Erde heran. Mit zunehmender Größe verstärkte sich auch das Gravitationsfeld, was die weitere Akkretion von Planetesimalen begünstigte. In dieser Region bestanden die häufigsten Planetesimale hauptsächlich aus Silikaten. Durch die Einschläge von Planetesimalen stiegen Temperatur und Druck, wodurch Metall- und Silikatphasen getrennt wurden.
2. Differenzierung und Kernbildung: Die Temperatur der Ur-Erde wurde so hoch, dass partielles oder vollständiges Aufschmelzen möglich war. Dadurch konnten sich die Bestandteile entsprechend ihrer Dichte neu anordnen: die schwereren Eisenbestandteile sanken zum Kern, ein Prozess, der als Kernbildung bekannt ist. Gleichzeitig führte die Ausgasung des Planeten zur Freisetzung interner Gase, wodurch schrittweise eine Atmosphäre entstand, die u. a. reich an Wasserdampf war.
3. Abkühlung der Oberfläche und Ozeanbildung: Nachdem die Intensität des Bombardements durch Planetesimale nachließ, begann die Erde abzukühlen. Die Oberflächentemperatur sank, sodass Wasserdampf kondensierte. Die kondensierten Wassermassen sammelten sich in tieferen Bereichen des Reliefs und bildeten die ersten Ozeane. Dieser Prozess fand vor etwa 4.200 Millionen Jahren statt.

Wichtige Formeln

Volumen einer Kugel:
V = 4/3 · π · R³

Gravitationsgesetz (newtonsch):
F = G · M · m / d², wobei G die Gravitationskonstante ist (G ≈ 6,67·10^-11 m³·kg^-1·s^-2).

Die Masse eines Planeten M lässt sich aus Beobachtungen von Gravitationskräften und Umlaufbahnen bestimmen, wobei das Gravitationsgesetz die Grundlage bildet.