Entstehung der Lithosphäre, Hydrosphäre und Atmosphäre

1. Entstehung der Lithosphäre, Hydrosphäre und Atmosphäre • 2001 wurde von der amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA die Raumsonde WMAP (Wilkinson MicrowaveAnisotropy Probe) gestartet, die eine neue Karte der Kosmischen Hintergrundstrahlung (2.73 K Mikrowellenstrahlung =Abbild des frühen Universums) erstellen sollte. Aus diesen Messungen wurde nach dem kosmologischen Standardmodell das Alter des Universums abgeleitet: 13,7 Milliarden Jahre. • In der Folge des Urknalls entstanden die 4 Naturkräfte Schwerkraft, elektromagnetische Kraft, schwache und starke Kernkraft • Sowie Protonen und Neutronen. Aus diesen durch Kernfusion ca. 25% Helium, sowie geringe Mengen Deuterium und Lithium = PrimordialeNukleosynthese • Die Kosmische Hintergrundstrahlung entstand ca. 380 000 Jahre nach dem Urknall, als das Plasma zu neutralen Atomen kondensierte • Die ersten Sterne entstanden bereits 200 Millionen Jahre nach dem Urknall.

2. Sterne • Entstehen bis auf den heutige Tag dadurch, dass sich kosmische Materie irgendwo überdurchschnittlich stark verdichtet • und sich aufgrund der Gravitation in Richtung auf ihren Schwerpunkt hin kontrahiert. • Gravitationsenergie wird frei, der Himmelskörper heizt sich während seiner Schrumpfung adiabatisch auf. • Ab 107 K setzt die Fusion von Wasserstoff zu Helium ein. • Dabei entstehen Positronen, Neutrinos und pro Mol Helium 2580 Millionen kJ

3. Hans Bethe, 1967 NobelpreisfürPhysik. Seine ArbeitenüberKernreaktionenführten Bethe zurEntdeckungderKernreaktionen, welchefür die Energieversorgungder Sterne verantwortlichsind . 1H + 1H → 2H + e+ + νex 2 e+ + e− → 2γ x 2 2H + 1H → 3He + γ x 2 3He +3He → 4He + 1H + 1H ___________________________________________________________ 6 1H → 4He + 2 e+ + 2 νe+ 2 1H 26,204 MeV Strahlungsleistung unserer Sonne: 3,845x1026 J/s

4. Entstehung der Elemente • Seit der Entstehung der Sonne (vor 4,6 Milliarden Jahren) ist nur 1/10 des vorhandenen nutzbaren Wasserstoffs verbraucht worden, die Sonne hat noch ein langes unverändertes Leben vor sich (ca. 5 Milliarden Jahre) • Durch die bei der Wasserstofffusion frei werdende Energie wird der weitere Gravitationskollaps der Sonne aufgehalten • Wenn aber bei einem Stern >1,5 Sonnenmassen 10% des Wasserstoffs aufgebraucht sind, findet eine erneute gravitationsbedingte Kontraktion statt, die Temperatur steigt auf 108 K und es beginnt die Fusion von Helium zu Beryllium, Beryllium mit Helium zu Kohlenstoff, Kohlenstoff mit Helium zu Sauerstoff und Sauerstoff mit Helium zu Neon • Oberhalb 109 K entstehen auch höhere Alpha-Kerne bis zum Titan (immer rascher, die letzte Stufe, das Siliziumbrennen, dauert nur mehr Stunden) • Ab Temperaturen 3x109(Supernova) (nur bei massereichen Sternen) werden die sehr stabilen Elemente in der Umgebung von Eisen erzeugt (durch den sogenannten Equilibrium-Prozess) • Die Elemente oberhalb des Eisens bilden sich bei Supernova-Explosionen und in Riesensternen weniger durch thermonukleare Prozesse als durch Neutroneneinfang

5. Beteigeuze, der linke Schulterstern im Sternbild Orion, ein „roter Überriese“, hat fast allen Wasserstoff verbraucht, und das Heliumbrennen hat begonnen. Er wird vermutlich als Supernova enden. (Er ist ca. 640 Lichtjahre von uns entfernt.)

6. Rest von Keplers Supernova 1604 (in 20 000 Lichtjahren Entfernung) Supernova: u.a. durch Explosion eines massereichen Sterns mit mehr als acht Sonnenmassen, nachdem er nach Verbrauch seines nuklearen Brennstoffs kollabiert ist. Nur einige Tage zu sehen Im letzten Jahrtausend gab es in unserer Milchstraße 6 Supernovae

9. Primordiale Radionuklide Halbwertszeit (Jahre) • Th-232 1,4 x 1010 • U-238 4,5 x 109 • K-40 1,3 x 109 • U-235 7,0 x 108

10. Kosmische Uhr Pb-207 ist das Endprodukt der Uran-235 Zerfallsreihe Pb-206 ist das Endprodukt der Uran-238 Zerfallsreihe

11. Kosmische Uhr

12. Der solare Nebel (Rest einer Supernova) fällt in sich zusammen und beginnt zu rotieren • Dabei bildet sich eine Gas- und Staubscheibe um die Protosonne Das Standardmodell massearmer Sternentstehung: (a) Molekülwolke mit dichten Wolkenkernen; (b) Vergrößerung eines Molekülwolkenkerns mit Bildung eines zentralen Objektes und einer umgebenden Scheibe; (c) Aktive Akkretionsphase mit zentralem (Proto-)Stern, Akkretionsscheibe und bipolarer Ausfluss (gibt den Drehimpuls ab). Der Stern wächst durch Akkretion aus der umgebenden Scheibe. Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn

13. A hot compact dust disk around a massive young stellar object; Stefan Kraus et al., 2010 (Europäische Südsternwarte ESO European Southern Observatory)

14. Entstehung des Sonnensystems • Die Materie unseres Sonnensystems hat sich vor ca. 6 Milliarden Jahren durch eine Supernova-Explosion gebildet • Diese Materie hatte die Form eines „solaren Nebels“, aus dem vor 4,6 Milliarden Jahren unser Sonnensystem entstanden ist • Nahe dem heißen Zentrum dieser Wolke konnten nur die schweren und schwerflüchtigen Stoffe kondensieren, • Während sich mit abnehmender Temperatur weiter außen Substanzen mit größerer Flüchtigkeit niederschlagen konnten

15. Bei den inneren Planeten sind die leichten und leichtflüchtigen Elemente (H, He, C, N, Edelgase) stark abgereichert • Die schweren und schwerflüchtige Verbindungen bildenden Elemente (O, Fe, Ni, Si, Al, Mg, Ca) sind stark angereichert

16. Aus: AgemarSiehl, Umweltradioaktivität Die Erdatmosphäre enthält 0,934 % Ar-40 aus dem Zerfall von K-40 Das primordiale Argon bestand nur aus Ar-36 und Ar-38 (wie jetzt noch im Planeten Jupiter und in der Sonne); in der Erdatmosphäre sind diese Isotope nur mehr in Spuren vorhanden

17. Relative Häufigkeit der Elemente im Kosmos und im Erdkörper

18. NASA Der solare Nebel, aus dem sich die Erde zusammenballte, bestand aus gashaltigen festen Teilchen (Planetesimale, durch Akkretion der Staubteilchen gebildet). Als Folge der adiabatischen Materieverdichtung und radioaktiver Prozesse (radioaktiver „Müll“ der Supernova-Explosion!) erhitzte sich die Erde und schmolz. Leichtflüchtige Bestandteile reicherten sich durch Abdampfen ins Weltall weiter ab

19. Während der darauf folgenden Abkühlungsphase erfolgte Entmischung der Erdmaterie Als vor 4 Milliarden Jahren die Erdkruste erstarrte, entstand durch Ausgasen des Erdmantels die Uratmosphäre (Primordialatmosphäre)

20. Gigantischer „Hochofenprozess“ Die äußere Hülle der Urerde enthielt genügend zweiwertiges Eisen (FeO) aus kosmischem Staub, um Methan und Ammoniak während des Ausgasens zu Stickstoff, CO2 und Wasser umzusetzen. 4 FeO + CH4 CO2 + 2 H2O + 4 Fe 3 FeO + 2 NH3 N2 + 3 H2O + 3 Fe

21. Zusammensetzung heutiger vulkanischer Exhalationen: 80% H2O 10% CO2 7% H2S 0.5% N2 0.5% H2 0.5% CO CH4 und NH3 nur in Spuren HCl, HF, SO2, Edelgase in Spuren kein O2 ------------------------------------------------------------------------------------------ Vor 4 Milliarden Jahren war die Radioaktivität noch wesentlich intensiver, die Erde noch viel heißer als heute. Dies hatte kaum Einfluss auf die Oberflächentemperatur, aber auf Vulkanismus, Bildung der Atmosphäre, geologische und geochemische Prozesse Foto: US National Park Service

22. Temperatur im Erdkern: 6000°C

23. Infolge des Temperaturgradienten im Erdmantel gibt es walzenförmige Konvektionsströme, die gegenläufig rotieren – Ursache der Plattentektonik Die Konvektionsströme im äußeren Erdkern verursachen das erdmagnetische Feld, Das uns vor der kosmischen Strahlung schützt Aus: Die Dynamik der Erde, Spektrum Verlag, Heidelberg

24. Aus: Die Dynamik der Erde, Spektrum Verlag, Heidelberg

25. Die Erdkruste (Lithosphäre) • „Schwimmt“ auf dem Erdmantel • Dicke unter dem Ozean 5-7 km, unter Kontinentalebenen 30-40 km, unter Gebirgen 50 km • Besteht zu 48,8% aus Sauerstoff, zu 26,3% aus Silizium • Bausteine: Ca-, Na-, Mg-, K-, Ti- und P-haltige Silicate und Alumosilicate

26. Saure, basische und ultrabasische Silicatgesteine bzw. Magmen • 70% SiO2 „sauer“ (Erdkruste) • 50% SiO2 „basisch“ • <50% SiO2 „ultrabasisch“ (Erdmantel)

27. Der Erdkern • 86% Fe, 7% Ni, 1% Co, 6% S • Der innere Teil mit Radius 1400 km ist fest, Druck 3,3 Millionen Bar, Temperatur 6000°C • Bei 6000°C und 1 Bar Druck wäre Eisen gasförmig

28. Subduktionszonen • Hier falten sich Gebirge auf und es entstehen Tiefseegräben • In der abtauchenden ozeanischen Platte werden die oberflächennah gebildeten Minerale einem steigenden Überlagerungsdruck ausgesetzt • wandeln sich in spezifisch schwerere Hochdruckminerale um, die die Platte weiter nach unten ziehen können

29. Infolge der in der Tiefe herrschenden hohen Drucke zeichnen sich die Strukturen der Verbindungen durch höhere Koordinationszahlen der Gitterbausteine aus: Stishovit(SiO2, Hochdruckmodifikation, Rutil-Typ (TiO2), tetragonal) KZ=6, Dichte 4,35 g/cm3 Quarz (SiO2, trigonal, auf der Erdoberfläche stabil) KZ=4, Dichte 2,65 g/cm3 Dominantes Mineral des tiefen Erdmantels in 2300 km Tiefe: Mg,Fe(SiO3) KZ=6, Perowskit-Struktur (CaTiO3-Typ, orthorhombisch)

30. Perowskit-Struktur Die Ca2+- und die O2--Ionen bilden zusammen eine kubisch-dichteste Packung, in deren O6-Oktaederlücken die kleinen Ti4+-Ionen untergebracht sind (gelb Titan, rot Sauerstoff, rosa Calcium) Quelle: Caroline Röhr, Universität Freiburg

31. Aufbau der Erde Zum Vergleich: Dichte von Alpha-Eisen (krz) bei Raumtemperatur: 7,873 g/cm3

32. durchschnittlicher geothermischer Gradient: 3°C pro 100 m Tiefe Wärmestrom 0,06 Watt/m2 Erdoberfläche (Solarkonstante: 1367 Watt/m2) Bild: Niedersächsisches Landesamt für Bodenforschung

33. Lord Kelvins Alter der Erde • Lord Kelvin stellte 1855 eine Berechnung vor, die von einer glutflüssigen, homogenen Erdkugel von 6000 Grad Celsius Temperatur ausging und über die Wärmeleitfähigkeit von Gesteinen die Zeit berechnete, die zum Erreichen des (aus dem Bergbau bekannten) geothermischen Gradienten nötig war. • Seine Ergebnis für die verstrichene Zeitspanne lag bei etwa 20-25 Millionen Jahren. • Dieses Alter brachte ihn in Konflikt mit der Geologie die schon damals für ein sehr viel höheres Alter argumentierte. • Es existieren zusätzliche Wärmequellen, die die Abkühlung verlangsamen: Entdeckung der Radioaktivität erst 1896 (Henry Becquerel) • 2001 wurde von Labrosse et al. eine weitere Wärmequelle vorgeschlagen: die Kristallisation des inneren Erdkerns, Beginn vor 2,5 Milliarden Jahren  

34. H2O und CO2 absorbieren im IR

35. Venus und Erde (Größenvergleich) Venus-Atmosphäre: 95% CO2, 100 Bar an der Oberfläche, 480°C (durch den Treibhauseffekt) Quelle: NASA

36. Entstehung der Hydrosphäre • Hätten sich Wasserdampf und/oder CO2 zu irgend einem Zeitpunkt in hoher Konzentration in der Atmosphäre angereichert, so hätte dies zur „Wärmehölle“ auf der Erde geführt • ein Großteil des ausgasenden Wassers muss demnach rasch kondensiert sein, der größte Teil des ausgegasten CO2 hat die Atmosphäre nur passiert und wurde anschließend in den Sedimenten begraben • Ein nur mäßiger Treibhauseffekt ermöglichte die Entstehung und Entwicklung des Lebens bei geeigneten Temperaturen (die berechnete Strahlungsgleichgewichts-Temperatur für die heutige Erde ohne Treibhauseffekt beträgt -18°C)

37. Höhen- und Tiefenstufen der Erde (heute)

39. vor 3,8 Milliarden Jahren hatte sich die Hydrosphäre gebildet der Kreislauf des Wassers über Verdunstung, Kondensation und Niederschlag entzog der Atmosphäre immer mehr CO2 und brachte gelöste Metallionen von den Gesteinen der Kontinente in die noch unbelebten Urmeere auf deren Boden sich CaCO3 und MgCO3 absetzten und die reich an Fe2+ waren Jörg Ott, Meereskunde Quelle: Spektrum der Wissenschaft: Die Dynamik der Erde

42. Atmosphäre und Hydrosphäre vor 3,8 Milliarden Jahren enthielten keinen elementaren Sauerstoff. • Sauerstoff liefernde Prozesse waren die Photolyse von Wasserdampf und CO2 • zu unergiebig • der gebildete O2 reagierte sofort mit reduzierenden vulkanischen Gasen H2, H2S • Hydrothermale Reaktionen in den Spreizungszonen der mittelozeanischen Rücken

43. Beweis dafür, dass es in der frühen Erdatmosphäre keinen Sauerstoff (O2) gab: In 2,5x109 Jahre alten Flussschottern (Konglomeraten) fand man Uraninit UO2. Die Körnchen wurden von Flüssen im Geröll weite Strecken transportiert und dabei charakteristisch abgerundet. Hätte die Atmosphäre Sauerstoff enthalten, so wäre das Uran(IV) rasch zu Uran(VI) oxidiert worden. Die Körnchen hätten sich aufgelöst, weil das entstehende [UO2]2+ (Uranyl- Ion) im Gegensatz zum Uraninit gut wasserlöslich ist. Auch Schottersteine aus Pyrit FeS2 in solchen Sedimenten beweisen die Abwesenheit von Sauerstoff.

44. Wieso enthält die heutige Atmosphäre O2? • Die heutige Zusammensetzung der Atmosphäre ist eine Folge der oxygenen Photosynthese, also des Lebens auf der Erde.

45. Entscheidende Bedeutung der Ozeane für die Entstehung des Lebens • Wasser ist der Träger aller chemischen Lebensvorgänge in den Organismen • Wasser löste das atmosphärische CO2 und verhinderte zu großen Treibhauseffekt • Wasser löste CO2 und alle anderen Nährstoffe • Wasser wirkte aufgrund seiner hohen Wärmekapazität stabilisierend auf das irdische Klima (4184 J/(kg·K)) • Wasser absorbierte das kurzwellige UV (200nm – 290nm) (die ersten Organismen lebten unter einer 10 m dicken Wasserschicht (UV Filter entspricht der heutigen Atmosphäre)

46. Erste Mikroorganismen • Mikroorganismen besiedeln die Erde seit ca. 3,5 Milliarden Jahren • vielzellige Lebewesen erst seit etwa 0,7 Milliarden Jahren • Mikroorganismen haben durch ihren Stoffwechsel die Entwicklung der Hydrosphäre und Lithosphäre sowie Atmosphäre schon früh beeinflusst

47. Photosynthese CO2 + 2 H2S + Licht [CH2O] + H2O + 2 S 2 CO2 + 2 H2O + H2S + Licht 2 [CH2O] + H2SO4 CO2 + 2 H2 + Licht [CH2O] + H2O [CH2O] + H2O + O2 CO2 + 2 H2O + Licht 6 CO2 + 12 H2O +Licht C6H12O6 + 6 O2 + 2 H2O H0=+2870 kJ/mol

48. Viele Prozesse wie die N2- CO2- und S-Assimilation waren bereits von Anbeginn des Lebens mit Lichtreaktionen, einem Elektronenfluss und ATP verbunden. Aber erst die Kopplung zweier lichtgetriebener Reaktionen, d.h. die Kopplung zweier Photosystemeerzeugte die notwendige Energie für die Oxidation von Wasser und die Freisetzung von Sauerstoff. Spuren in ältesten Gesteinen (3,5 Milliarden Jahre alt) weisen darauf hin, dass cyanobakterielle Ökosysteme sehr bald die frühe Erde beherrscht haben könnten. (Manfred Schidlowski, 1998) Die ältesten eindeutigen Fossilien von Cyanobakterien sind allerdings erst 2,1 Milliarden Jahre alt

50. Bild: Die Dynamik der Erde, Spektrum Verlag, Heidelberg u.a. in Marokko, Westaustralien, den USA, Kanada und Südafrika gibt es fossil erhaltenen Stromatolithen des Archaikums (4,0 – 2,5 Ga) und Proterozoikums (2,5 Ga – 635 Mio Jahre) (Reitner et al., 2010)