Es begann vor rund 4,6 Milliarden Jahren: In einer gewaltigen Wolke aus Gas und Staub erwacht ein neuer Stern zum Leben. Bald entstehen um ihn herum auch junge Welten – das Sonnensystem wird geboren. Und durch eine glückliche Fügung kreist einer dieser neuen Planeten genau in der Zone des Lebens – die Erde. Wie aber kam es dazu und wie wurde unsere kosmische Heimat zu dem, was sie heute ist?

Die genauen Abläufe am Ursprung des Sonnensystems und damit auch der Erde liegen bis heute noch weitgehend im Dunkeln. Astronomen müssen sich mit ihrem Wissen über physikalische Grundgesetze sowie spärlichen Hinweisen aus Gesteinsproben, den Messdaten von Raumsonden und Beobachtungen anderer Planetensystem behelfen. Auch Asteroiden – Überbleibsel aus der frühen Jugend unseres Sonnensystems – liefern wertvolle Informationen. All diese Indizien ermöglichen heute zumindest eine grobe Rekonstruktion der Ereignisse – auch wenn noch viele Fragen offen bleiben…

Nadja Podbregar
Stand: 31.08.2012

Am Anfang der Geschichte unseres Planeten steht eine Wolke aus Gas und Staub. In ihr kreisen vor allem Wasserstoff und Helium, aber auch Wasserdampf, Kohlenstoff- und Siliziumverbindungen in einer riesigen wirbelnden Scheibe. Die Drehung dieser so genannten Akkretionsscheibe wirkt der Schwerkraft entgegen und verhindert – zunächst – ihr Zusammenfallen. Doch dann geschieht etwas Dramatisches: In der Nähe explodiert ein Stern. Aus der Messung von Sauerstoff-Isotopen in Meteoriten schätzen Astronomen den Zeitpunkt dieser Supernova auf ungefähr 750.0000 Jahre vor Entstehung unseres Sonnensystems.

Zündung zur Kernfusion

Die Schockwellen der Explosion treffen die Urwolke und stören kurzzeitig ihre Drehung. Dadurch kann die Zentrifugalkraft die Schwerkraft der angesammelten Materie nicht mehr ausgleichen und die Wolke kollabiert. Der größte Teil von Gas und Staub stürzt ins Zentrum der Wolke und ballt sich hier immer dichter zusammen. Der starke Druck heizt die Materie immer weiter auf. Temperatur und Druck werden so extrem, dass sogar Atomkerne miteinander verschmelzen. Diese Kernfusion setzt gewaltige Energien frei, die als Strahlung nach außen abgehen – ein Stern ist entstanden, die junge Sonne. Bis heute liefert die Kernfusion in ihrem Inneren die Energie, um der Umgebung Licht und Wärme zu spenden. Die Strahlung der Sonne verhindert das weitere Zusammenfallen der Wolke und stabilisiert sie.

Vor rund 4,568 Milliarden Jahren klumpen die noch immer kreisenden Staubteilchen zusammen und bilden größere Brocken, die so genannte Planetesimale. Allmählich kühlt sich auch das Gas soweit ab, dass es kondensiert. Im inneren Bereich der protoplanetaren Scheibe entstehen dadurch vor allem Ansammlungen der schwerflüchtigeren Elemente und Verbindungen wie Silizium, Eisen oder Nickel. Durch Kollisionen mit anderen Brocken und Anlagerungen von Staub und kleineren Teilchen bilden sich hier allmählich die Vorläufer der inneren Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars. Noch allerdings ist ihre Oberfläche nicht fest, sondern heiß und glutflüssig. Im Außenbereich der Scheibe sind die schwereren Elemente rar, hier bilden sich daher Protoplaneten aus Eis, vermischt mit Staub und Gas. Sie sind die Vorläufer der heutigen Gasriesen Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.

Das Rätsel der Isotopen-Unterschiede

Trotzt dieser Unterschiede in der Verteilung der Elemente, sind im Prinzip alle Planeten aus der gleichen Urwolke entstanden wie die Sonne. Theoretisch müssten daher auch alle die gleichen, für das Sonnensystem typischen Verhältnisse der Atomsorten, der Isotope, enthalten. Doch das scheint nicht der Fall zu sein, wie im Sommer 2011 zwei Forscherteams feststellten. Sie hatten Proben des Sonnenwinds ausgewertet, den die NASA-Raumsonde Genesis im Laufe von fast drei Jahren gesammelt und in einer Kapsel zur Erde zurückgeschossen hatte. Das Material des Sonnenwinds stammt aus dem äußeren Bereich der Sonne und gilt als wichtiges Relikt aus der Vergangenheit, da sich die Zusammensetzung der äußeren Sonnenhülle seit ihrer Entstehung aus dem Urnebel nicht nennenswert verändert haben soll.

„Diese Ergebnisse zeigen, dass alle Objekte des inneren Sonnensystems, darunter auch die terrestrischen Planeten, Meteoriten und Kometen, anormal sind gemessen an der ursprünglichen Zusammensetzung des Nebels, aus dem sich das Sonnensystem einst bildete”, erklärt Bernard Marty vom Centre de Recherches Pétrographiques et Géochimiques im französischen Nancy. So weisen die Erde, der Mond, sowie Meteoriten vom Mars und andere Asteroidenfragmente eine geringere Konzentration von des Sauerstoff-Isotops O-16 auf als die Sonne. Und auch in Bezug auf das Stickstoff-Isotop N-14 weichen die inneren Planeten von denen der Sonne und des Gasplaneten Jupiter ab.

Offenbar müssen in der Frühzeit des Sonnensystems im Urnebel Prozesse abgelaufen sein, die das Verhältnis von Sauerstoff und Stickstoff-Isotopen im Bereich der späteren inneren Planeten veränderte. „Das deutet möglicherweise darauf hin, dass wir nicht aus dem gleichen Urnebel-Material gebildet wurden, das auch die Sonne erzeugte – warum und wie bleibt allerdings noch zu entdecken“, erklärt Kevin McKeegan von der Universität von Kalifornien in Los Angeles.

Nadja Podbregar
Stand: 29.08.2012

Zunächst wachsen die um die Sonne kreisenden Protoplaneten immer weiter an. Wie große Staubsauger ziehen sie in ihrer Umgebung und entlang ihrer Umlaufbahn durch ihre Schwerkraft Staub und Teilchen an sich. Die Schwerkraft beeinflusst teilweise auch die benachbarten Protoplaneten und führt dazu, dass sich jeder von ihnen in einer bestimmten Bahn „einnischt“. Nach neuesten Erkenntnissen wirkt vor allem der Protojupiter, der größte Körper im jungen Sonnensystem, auf die anderen ein. Er verhindert vermutlich auch, dass sich in der Lücke zwischen ihm und dem Protomars ein weiterer Protoplanet bildet. Stattdessen bleibt dort bis heute eine Ansammlung von kleineren und größeren Brocken erhalten – der Asteroidengürtel.

Wüsten in der Urwolke

Der Protojupiter ist aber noch in anderer Hinsicht ungewöhnlich, denn er umrundet die Sonne auf einer Bahn, in der er einer Theorie nach gar nicht sein dürfte: Gasriesen wie er bevorzugen normalerweise nur bestimmte Umlaufbahnen. „Die Planeten verteilen sich daher nicht gleichmäßig, sondern es entstehen Wüsten ohne Planeten sowie an anderer Stelle Planetenhaufen“, erklärt Ilaria Pascucci von der University of Arizona. Anfang 2012 fanden er und sein Kollege Richard Alexander von der University of Leicester heraus, warum: Die hochenergetische Strahlung einer Babysonne verdampft alles Gas in einer bestimmten Entfernung, dadurch fehlt dort den Protoplaneten das Baumaterial und es entsteht eine planetenlose Lücke.

„Das Material, das sehr nahe am Stern ist, wird zwar sehr heiß, wird aber durch die starke Anziehungskraft des Sterns an seinem Platz gehalten“, erklärt Alexander. „Weiter draußen, wo die Gravitation geringer ist, verschwindet das aufgeheizte Gas ins Weltall.“ Dort entsteht die Lücke. In noch größerer Entfernung kommt dagegen nicht mehr genug Strahlung an, dort bleibt die Gasscheibe daher wieder unversehrt.

Umlaufbahn genau in der Lücke

Seltsamerweise aber bewegt sich der Jupiter genau in dem Bereich des Sonnensystems, in dem das Modell der beiden Astronomen eine Planetenlücke vorhersagt. Warum das so ist, wissen sie noch nicht. Möglicherweise driftete der Jupiter erst im Laufe der Zeit in seine heutige Umlaufbahn – Beobachtungen an Exoplaneten und Modelle deuten darauf hin, dass solche Wanderungen in jungen Planetensystemen durchaus häufig vorkommen könnten. Noch ist das aber nicht eindeutig belegt. Eine Antwort auf diese und andere Fragen rund um das frühe Sonnensystem erhoffen sich die Astronomen daher in Zukunft auch durch Erkenntnisse aus fremden Sonnensystemen.

Der Sonnenwind räumt auf

Etwa eine Million Jahre nach dem Abkühlen des planetarischen Nebels und dem Beginn der Planetenbildung setzt dann ein starker Sonnenwind ein. Der Strom von Strahlung und geladenen Teilchen weht die Reste der ursprünglichen Gaswolke aus dem System hinaus. Die Gravitation der kleineren, inneren Protoplaneten ist zu gering, um ihre Gashüllen festzuhalten. Sie werden endgültig zu erdähnlichen Gesteinsplaneten mit höchstens dünnen Uratmosphären. Die großen Protoplaneten im Außenbereich des Sonnensystems schaffen es jedoch, einen Großteil ihrer Gase zu binden. Sie werden zu Gasplaneten.

Nadja Podbregar
Stand: 29.08.2012

Zurück zur Erde: Vor rund 4,5 Milliarden Jahren ist unser Planet eine glühende Kugel aus zähflüssigem Magma ohne feste Kontinente, Ozeane und eine lebensnotwendige Atmosphäre – nicht gerade lebensfreundlich. Noch immer wird sie zudem ständig von größeren und kleineren Materiebrocken aus dem umgebenden Weltraum bombardiert.

Ein fast fataler Streifschuss

Einer dieser Treffer bedeutet fast das Ende des noch jungen Planeten: Ein nahezu marsgroßes Planetesimal streift die Erde und reißt dabei ein gewaltiges Stück Material heraus. Die Trümmer dieser Kollision werden jedoch von der Schwerkraft der Erde festgehalten und in eine Umlaufbahn gebracht. Aus ihnen entsteht innerhalb von wenigen hundert bis tausend Jahren der Mond – der Trabant der Erde. Möglicherweise bildete sich dabei sogar noch ein zweiter, kleinerer Trabant, der einige Millionen Jahre später auf den Mond stürzte und mit diesem verschmolz. Dass das theoretisch möglich ist, haben Astronomen im August 2011 anhand einer Simulation belegt. Dieser nachträgliche Absturz könnte erklären, warum die Kruste der lunaren Hochebenen so besonders dick ist: Sie besteht zum Teil aus den Resten dieser Kollision.

Auch nach diesen dramatischen Ereignissen hält das anhaltende Bombardement mit Resten der Planetenbildung im inneren Sonnensystem an. Die anhaltenden Einschläge setzen jedes Mal große Mengen an Energie in der jungen Erde frei. Gleichzeitig erhöht sich die Masse des Planeten durch den Materieregen allmählich. Je größer er wird, desto höher steigt auch der Druck auf sein Inneres, der Kern wird immer dichter. Dies heizt die Erde langsam auf, bis die Temperaturen in ihrem Inneren auf mehr als 2.000 °C angestiegen sind.

Elementsortierung im Magmaball

Vor dieser Erwärmung war das Innere noch relativ homogen, die chemischen Elemente waren gleichmäßig in ihm verteilt. Mit den steigenden Temperaturen aber beginnt das Eisen und die Silikatverbindungen des Erdinneren zu schmelzen. Weil sie nicht gleich schwer sind, setzt dies einen Differenzierungsprozess in Gang: Das geschmolzene Eisen und ein paar andere Metalle, darunter vor allem Nickel, sinken langsam in Richtung des Erdmittelpunkts. Sie bilden später den Erdkern. Die leichteren Elemente, darunter auch die Gesteinsschmelze aus Silikatverbindungen, werden dagegen nach außen transportiert, kühlen hier ab und bilden Erdmantel und -kruste.

Die genauen Vorgänge bei diesem Differenzierungsprozess sind heute noch nicht bekannt – ebensowenig wie die genaue Zusammensetzung der Erde vor der Entmischung. Das Problem dabei: Solange nicht bekannt ist, wie die Mineralzusammensetzung zu Beginn der gesamten Entwicklung aussah, ist es sehr schwer, die Entwicklung zum heutigen Zustand genau zu rekonstruieren. Im Jahr 2009 ist Geowissenschaftlern der Universität von Kalifornien in Davis hier immerhin ein wichtiger Fortschritt gelungen: Sie rekonstruierten mit Hilfe eines Computermodells wie die verschiedenen Eisenisotope im Erdinneren verteilt waren, bevor sich die Erdschichten bildeten.

Dazu modellierten sie die Eisenisotop-Zusammensetzung von zwei Mineralen unter unterschiedlichen Druck- und Temperaturbedingungen sowie bei verschiedenen elektronischen Spinzuständen. Nach einem Monat Rechenzeit „spuckte“ der Computer die Ergebnisse aus: Das Modell belegte, dass sich die schwereren Isotope, ausgelöst durch den starken Druck, nahe dem Grund des kristallisierenden Mantels konzentrierten.

Nadja Podbregar
Stand: 29.08.2012

Vor 4,2 Milliarden Jahren hat sich die Erde ein wenig abgekühlt. Noch immer jedoch ist es auf dem jungen Planeten alles andere als gemütlich: Weil die Erde sich in ihrer Frühzeit schneller dreht als heute, dauert ein Tag gerade einmal fünf Stunden. Die Sonne hat jetzt begonnen, mit voller Kraft zu leuchten, ihre tödlichen UV-Strahlen bombardieren unausgesetzt die Erdoberfläche, ohne durch eine schützende Ozonschicht gefiltert zu werden. Noch immer ist zudem das große Bombardement nicht vorüber: Noch bis vor rund 3,5 Milliarden Jahren stürzen Gesteinsbrocken als Meteoriten auf die Erde und bringen dabei Kohlenstoffverbindungen und Wasserstoff mit.

Meteoriten als Edelmetall-Lieferanten

So ungemütlich diese Treffer den jungen, noch unbesiedelten Planeten machen, ihnen verdanken wir heute möglicherweise einen Großteil der Bodenschätze an Gold, Platin und anderen wertvollen Metallen. Denn normalerweise müssten diese schweren Metalle bereits vor rund 4,5 Milliarden Jahren in das Erdinnere abgesunken sein. Im Herbst 2011 aber stießen britische Forscher auf eine mögliche Erklärung: Die Edelmetalle gelangten erst nach Abschluss der Differenzierung – dem Absinken der schweren Metalle in das Erdinnere – auf unseren Planeten. Darauf deuten abweichende Isotopensignaturen in Gesteinen aus der Zeit vor und nach dem große Bombardement vor etwa 3,8 bis 3,5 Milliarden Jahren hin.

„Die meisten der Edelmetalle, auf denen unsere Wirtschaft und viele wichtige industrielle Prozesse basieren, kamen daher durch einen glücklichen Zufall auf unseren Planeten – als die Erde von rund 20 Trillionen Tonnen Asteroidenmaterial getroffen wurde“, sagt Matthias Willbold von der University of Bristol. Im Laufe der Zeit mischten sich die Metalle mit den Gesteinen der Erdkruste und bildeten die heute bekannten Vorkommen.

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Uratmosphäre und erste Sintflut

Aber auch im Untergrund gärt und brodelt es, gewaltige Umschichtungen sind im Erdinneren im Gange. Vulkane speien Gase und Wasserdampf und lassen die so genannte erste Atmosphäre entstehen. Sie besteht nach neuesten Erkenntnissen wahrscheinlich nicht mehr aus Methan und Ammoniak, sondern vor allem aus Wasser, Kohlendioxid, Stickstoff und Kohlenmonoxid – den Gasen, die die Feuerberge auch heute noch aus den Tiefen der Erde ans Tageslicht fördern.

Nach und nach beginnt nun der Wasserdampf der Atmosphäre zu kondensieren und ein 40.000 Jahre andauernder Regen setzt ein. Diese allererste „Sintflut“ füllt langsam alle Niederungen mit Wasser und lässt die Ozeane entstehen. Ein großer Teil des Kohlendioxids aus der Gashülle löst sich jetzt in den jungen Meeren und bildet im Laufe der Zeit gewaltige Karbonat-Ablagerungen. Gleichzeitig setzt dadurch auch in der Atmosphäre erneut ein Wandel ein: Stickstoff wird zum dominierenden Gas, die sinkende Kohlendioxidkonzentration schwächt den Treibhauseffekt ab und trägt zu einer weiteren Abkühlung der noch immer reichlich warmen Erde bei.

Bühne frei für das Leben

Vor gut 3,4 Milliarden Jahren ist diese Entwicklung abgeschlossen und die Bühne für den nächsten, den alles entscheidenden Schritt bereitet: das Leben. Die Erde besitzt nun Land und Meer und eine zweite Atmosphäre aus Stickstoff, Kohlendioxid und geringen Mengen Argon. Diese ist nicht mehr hoch reduzierend und aggressiv wie noch zu Anfang, sondern wahrscheinlich eher neutral. Gegen die unbarmherzig von der Sonne einfallenden UV-Strahlen schützt sie allerdings nicht – ebensowenig wie vor den weiter andauernden Meteoriteneinschlägen.

Trotzdem entstehen nun auf diesem noch immer alles andere als lebensfreundlichen Planeten die ersten Lebensformen. Wie sie genau aussahen, und ob ihre Bausteine aus dem Weltraum stammen oder aber von der Erde selbst, ist allerdings bis heute umstritten. Das aber ist eine andere Geschichte…

Nadja Podbregar
Stand: 29.08.2012