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Die Entwicklung der Atmosphäre der Erde

Ergänzend zu meinen Artikeln über die Entstehung des Lebens will ich mich in diesem Artikel mit einem sehr eng verknüpften Thema beschäftigen: Die Entwicklung der Uratmosphäre der erde, denn die heutige Atmosphäre hat nichts mit der Atmosphäre zu tun, die die Erde mal hatte.

Die heutige Atmosphäre – Produkt des Lebens

Unsere heutige Atmosphäre besteht aus rund 20% Sauerstoff, 78 % Stickstoff und 2% anderen Gasen. Die beiden wichtigsten sind dabei Argon mit 0,9% und Kohlendioxid mit 0,35%. Ich will zuerst einmal erläutern, warum diese nicht stabil ist und was unsere heutige Atmosphäre uns über ihre Evolution verrät. Leider geht es dabei nicht ohne Chemie. Doch ich beschränke mich auf die grundlegenden Tatsachen, einfach erklärt.

Die Bestandteile der heutigen Atmosphäre und ihre Reaktionen

Jedes Element hat verschiedene chemische Eigenschaften, die seine Reaktivität und die Verbindungen festlegen. Fangen wir mit dem Sauerstoff an. Er ist zwar nur das zweithäufigste Element in der Atmosphäre. Er ist aber das häufigste Element in der Erdkruste. Fast alle Gesteine enthalten Sauerstoff. Sauerstoff ist auch eines der häufigsten Elemente im Universum, wobei aber die Häufigkeit im Universum nicht unbedingt mit dem auf der Erde korrespondieren muss. Doch dazu später mehr. Sauerstoff ist ein sehr reaktives Element. Wir sehen das im täglichen Leben: Eisen fängt an, durch den Sauerstoff zu rosten. Lebensmittel verlieren an Vitaminen und Geschmack durch Reaktion mit dem Sauerstoff. Schlussendlich sind alle Abbauvorgänge letztendlich auf den Sauerstoff zurückzuführen. Verwesung, Verrotten alles läuft nur in Gegenwart von Sauerstoff. Daher wendet man auch das Evakuieren als Konservierungsmethode an.

Die Reaktivität des Sauerstoffs ist aber auch dafür verantwortlich, dass die Verbindungen mit ihm sehr stabil sind. Um den Sauerstoff aus dem Wasser zu befreien, reicht es nicht es zu erhitzen, nicht mal zu verdampfen. Erst bei sehr hohen Temperaturen trennt es sich wieder in die Elemente auf. Um aus Eisenerz den Sauerstoff zu befreien, muss man es zum Schmelzen bringen und zudem Kohle zusetzen. Die Kohle ist noch reaktiver als das Eisen und nimmt daher den Sauerstoff auf. Diese Vorgehensweise wird oft genutzt, um den Sauerstoff aus Verbindungen zu befreien. Wenn dies nicht geht, muss man die Verbindung durch Strom spalten so z.B. bei der Wasserelektrolyse oder Aluminiumherstellung.

Das bedeutet aber auch: obwohl Sauerstoff in fast allen Gesteinen vorhanden ist (die meisten Gesteine die vom Erdmantel stammen bestehen aus Silizium und Sauerstoff mit Aluminium, Eisen, Kalium und anderen Spurenelementen als weitere Bestandteile, die meisten Sedimentgesteine bestehen aus Karbonaten, die ebenfalls Sauerstoff enthalten): Eine Sauerstoffverbindung ist so stabil, dass sie natürlicherweise kaum in ihre Bestandteile zerfällt.

Eine Ausnahme ist die photochemische Aufspaltung. Die Sonne sendet nicht nur sichtbares Licht, sondern in geringerem Maße auch energiereichere Strahlung aus. UV-Strahlung ist energiereich genug um auch zahlreiche stabile Moleküle zu spalten. Jede Bindung hat eine gewisse Bindungsenergie. Wird ein Molekül nun von einem Lichtquant getroffen, dessen Energie größer ist als die Bindungsenergie so überträgt es diese Energie auf das Molekül und es wird gespalten. Das ist nicht von Dauer. Die beiden Bestandteile haben nun ein Elektron, das nicht in einer Bindung steckt und sind sehr reaktiv. Sie können wieder miteinander reagieren, (dies nennt man Rekombination) oder mit anderen Molekülen. Auf diesem Prinzip basiert die Wirkung der Ozonschicht.

Leider kann durch die photochemische Spaltung auch nicht der Sauerstoff in unserer Atmosphäre entstanden sein, UV-Licht ist immerhin energiereich genug um Wasser, ein Bestandteil der Uratmosphäre in seine Bestandteile Wasserstoff und Sauerstoff zu spalten. Wasserstoff als leichtestes Element kann der Gravitationskraft der Erde leicht entkommen. Die Geschwindigkeit eines Gasmoleküls ist von seiner Masse und der Temperatur abhängig. Je höher man in der Atmosphäre kommt desto dünner wird sie. Die wenigen Atome werden dann von so vielen Lichtquanten getroffen, dass ihre mittlere Temperatur sehr hoch ist und weil die Dichte so gering ist, ist die Wahrscheinlichkeit das sie wieder rekombinieren also zwei Atome wieder zusammenstoßen sehr klein und dafür die Wahrscheinlichkeit groß, dass der Wasserstoff als leichtestes Atom verloren geht. Die anderen Elemente sind viel schwerer. Stickstoff 14-mal schwerer als Wasserstoff und Sauerstoff 16-mal schwerer als Wasserstoff. Lediglich Helium, das als Edelgas keine Verbindung mit anderen Elementen eingeht, kann der Erde noch entkommen. Ursprünglich war Helium nach Wasserstoff das zweithäufigste Element im Urnebel aus dem die Sonne und alle Planeten entstanden, doch da die Erde Helium genauso wenig halten konnte wie Wasserstoff, das Element aber auch (anders als Wasserstoff) nicht mit anderen Elementen reagiert hat die Erde fast das gesamte Helium verloren. Im äußeren Sonnensystem, wo es bedeutend kälter ist, konnten die beiden Riesenplaneten Jupiter und Saturn dagegen beide Elemente halten. Da Helium und Wasserstoff im Universum viel häufiger als die anderen Elemente sind, sind diese beiden Planeten auch sehr massiv: 318-mal bzw. 95-mal so schwer wie die Erde, davon besteht nur der kleinste Teil aus Gestein. Heute verliert die Erde pro Jahr 100.000 t Wasserstoff pro Jahr. Das klingt nach viel. Doch früher war dies noch viel mehr. Untersuchungen in 3,8 Milliarden Jahre altem Gestein zeigten, dass seitdem die Erde so viel Wasser verloren hat, dass man damit die Erde mit einer 800 m dicken Schicht bedecken könnte. Da die Kontinente im Mittel nur 700 m über dem Meerspiegel liegen (mit großen regionalen Schwankungen, so ragen Hochgebirge mehrere Kilometer hoch, große Teile der küstennahen Bereiche nur wenige Meter über der Meeresoberfläche), schauten damals wohl nur einige Bergketten aus dem Ozean heraus. Diese Untersuchungen beruhen auf dem Verhältnis zwischen dem normalen Wasserstoff und dem schweren Isotop, genannt Deuterium. Deuterium hat neben dem Proton noch ein Neutron im Atomkern. Es ist doppelt so schwer wie der normale Wasserstoff und geht daher nicht so leicht verloren. Das Verhältnis im heutigen Wasser ist bekannt, ebenso das in der Gasmischung, aus dem die Planeten und Sonne entstanden, weil sich die Sonne nicht verändert hat. So kann man berechnen, wie stark die Anreicherung von Deuterium in dem heutigen Wasser ist und das Vergleichen mit dem Verhältnis in 3,8 Milliarden Jahre altem Gestein, das ist eines der ältesten Gesteine, die noch erhalten sind. Man geht davon aus das erst kurz vorher die Erdoberfläche soweit erkaltete, dass die Lava nicht flüssig war. Solange sie flüssig ist, gast sie auch aus und dadurch kann man die unten erwähnte Datierung mit der Bestimmung des Verhältnisses des Edelgases Argon-40 zu Kalium 40 nicht anwenden.

Doch warum kann dann der übrig gebliebene Sauerstoff nicht vom zerfallenden Wasser stammen? Bei einer Verlustrate von 800 m Wasser muss der Sauerstoff des Wassers irgendwo geblieben sein. Er ist auch noch da. Über die ganze Erdgeschichte hat unser Planet Gestein aus dem Erdmantel an die Oberfläche umgewälzt. Dieses ist jedoch reicher an Elementen, die noch nicht mit Sauerstoff reagiert haben. Der Erdkern, so nimmt man an, besteht aus Eisen und Eisensulfid. Beide Verbindungen würden, wenn sie mit Sauerstoff in Kontakt kommen, zu Eisenoxid (Rost) reagieren. Ein großer Teil dieser Verbindungen war auch schon zur Urzeit der Erde in den Ozeanen gelöst. Später als die Ozeane reicher an Sauerstoff wurden fielen die Eisensalze aber auch andere Salze als Erzschichten aus. Man geht davon aus, dass während des größten Teils der Erdgeschichte der Sauerstoffgehalt der Atmosphäre bei einem Tausendstel des heutigen Werts lag, dem sogenannten Urey-Pegel. Es kam zu einem Gleichgewicht zwischen Sauerstofferzeugung und Verbrauch das diesen Pegel aufrechterhielt. Fachleute sprechen von einer reduzierenden Atmosphäre. Nur in einer reduzierenden Atmosphäre sind über längere (geologische) Zeiträume einige Gase in der Atmosphäre stabil wie Methan, Ammoniak, Kohlenmonoxid. Das gilt aber auch für zahlreiche organische Verbindungen, die durch Reaktionen entstehen wie einfache Alkohole, Fettsäuren, Zucker und Aminosäuren. Und es gilt auch für zahlreiche Metallverbindungen. Die meisten Metalle haben mehrere Oxidationsstufen wobei die niedrigeren Oxidationsstufen oft im Gestein vorkommen und diese Metallionen können leicht durch Wasser aus dem Gestein herausgelöst werden.

Der gesamte Sauerstoff in unserer Atmosphäre ist durch das Leben entstanden. Bei der Photosynthese wird Wasser in Sauerstoff und Wasserstoff gespalten. Der Sauerstoff wird als Gas (ein Abfallprodukt der Photosynthese) in die Umgebung abgegeben und der Wasserstoff wird genutzt um Kohlendioxid zu reduzieren und so organische Verbindungen, im ersten Schritt Zucker zu bilden. Über Jahrmilliarden hat sich daher unsere Sauerstoffatmosphäre gebildet und sie ist auch nur stabil, weil die Pflanzen nach wie vor Photosynthese betrieben.

Etwas anders sieht es beim Stickstoff aus. Stickstoff ist ein kein so reaktives Element. Er kann mit Sauerstoff Stickoxide bilden. Diese entstehen z.B. natürlicherweise bei Blitzen. Sie sind aber auch ein Nebenprodukt bei Verbrennungen in der Luft. So ist man bestrebt den Stickoxidgehalt von Kraftfahrzeugen zu reduzieren und sie können natürlicherweise durch intensive Sonneneinstrahlung im Sommer entstehen. Stickoxide sind aber so reaktiv, dass sie nicht beständig sind. In Wasser bilden sie z.B. rasch Salpetersäure und diese reagiert mit gelösten Metallionen zu Salzen wie Salpeter. Mit Wasserstoff reagiert Stickstoff zu Ammoniak. Doch auch dieser ist nicht beständig. Bei normalen Temperaturen ist Stickstoff aber ein sehr stabiles Molekül. Das liegt daran, dass man zwischen den beiden Atomen nicht eine, sondern drei Bindungen aufspalten muss. Durch Blitze und UV-Strahlung wird weniger Stickstoff aus der Atmosphäre entfernt als durch vulkanische Eruptionen jährlich hinzukommt. Daher kann man annehmen, dass der Stickstoffanteil der Atmosphäre sich nicht so stark verändert hat wie der Sauerstoffanteil der Atmosphäre. Er dürfte im Laufe der Jahrmilliarden sogar stetig angestiegen sein.

Argon ist das dritthäufigste Gas in der Atmosphäre und es ist ein sehr interessantes. Es ist das am häufigsten vorkommende Edelgas und schwer genug, das unser Planet es seit seiner Entstehung halten konnte. Viel wichtiger und auch Grund für die Menge ist aber eine andere Tatsache. Unser Planet enthält seit seiner Entstehung radioaktive Elemente. Die meisten kurzlebigen Isotope sind längst zerfallen, doch Kalium 40, ein radioaktives Isotop des relativ häufigen Alkaliementes Kalium zerfällt mit einer Halbwertszeit von 1,25 Milliarden Jahren und dabei entsteht unter anderem auch Argon 40. Diese Zeitspanne liegt im Bereich des Erdalters, das auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt wird. Daher findet man in heutigem Gestein noch Kalium-40, wenn auch in kleiner Menge als die Erde entstand, und man findet Argon-40, das eingeschlossen ist und aus zerfallendem Kalium 40 stammt. Erhitzt man das Gestein, wird das Argon 40 frei, da es ein Gas ist. Bestimmt man dann noch die Menge des Kalium 40 so kann man das Alter des Gesteins bestimmen. Da Argon 40 als Gas immer dann frei wird, wenn Gestein aufschmilzt und an die Erdoberfläche gelangt, reichert es sich über geologische Zeiträume in der Erdatmosphäre an. Die Menge ist daher ein Gradmesser dafür, wie viel Gestein im Laufe der Entstehung der Erde an die Oberfläche kam und dort erkaltete, also wie aktiv unser Planet ist.

Heute besteht das Argon in der Erdatmosphäre zu 99,6% aus Argon 40. Die Sonne, die dagegen kaum Gesteine enthält, hat überhaupt kein Argon 40. Auch die Venus, die von der Größe und Zusammensetzung ein Geschwister der Erde ist, hat nur ein Viertel des Argons in der Atmosphäre und dieses besteht vor allem aufs den beiden anderen Isotopen Argon 36 und Argon 38, die nicht aus radioaktivem Zerfall stammen. Aus dieser Tatsache kann man ableiten, dass unser Planet über die letzten Jahrmilliarden enorme Mengen an Gestein umgewälzt hat. Nur so ist auch der hohe Anteil von 0,9% in der Atmosphäre, viel mehr als bei allen anderen Planeten erklären. Noch heute speien Vulkane Gase und Lava aus. In viel größerem Maßstabe wird aber an den Rändern der Kontinente Gestein in die Tiefe gezogen oder hervorgepresst. So bewegen sich schlussendlich die Kontinente. An diesen Randzonen ist die Erde aktiv und emittiert Lava und Gase. Der gesamte Ozeanboden wird dadurch relativ schnell umgewälzt und ist im Mittel nur 200 Millionen Jahre alt. Diese Aktivität ist nicht nur für die heutige Atmosphäre mitverantwortlich, sondern auch für das Klima in der Vergangenheit. Da verstärkte magmatische Aktivität der Erde mit der Freisetzung von Gasen verbunden ist, aber auch mit Meeresspiegelsenkungen oder Anhebungen. Zudem wandern die Kontinente so und so verändern sich Meeresströmungen. Es kann zur weltweiten Abkühlung kommen, wenn eine große Landmasse an einem der Pole verbleibt, weil sich dann auf ihr eine dauerhafte Eiskappe bilden kann, die Licht ins All reflektiert und so weiter abkühlt. Aus diesem Grund ist die Arktis im Sommer eisfrei, die Antarktis nie und die tiefsten Temperaturen in der Antarktis sind tiefer als in der Arktis.

Nun noch zum letzten Element in der heutigen Atmosphäre, dem Kohlendioxid. Diese Verbindung stammt ursprünglich aus dem Erdinneren, doch heute hat sein Vorkommen nur zum kleinen Teil diesen Ursprung. Alle Organismen bauen organische Substanzen zu Kohlendioxid ab. Tiere, Pilze und Bakterien atmen Kohlendioxid aus und verbrauchen Sauerstoff für die Oxidation. Pflanzen binden Kohlendioxid und bauen dadurch energiereiche Verbindung auf, atmen aber auch nachts, wenn ohne Licht keine Photosynthese möglich ist, Kohlendioxid aus. Schon alleine deswegen ist der Gehalt in der Atmosphäre stark variabel und vom Klima abhängig. Allerdings ist das atmosphärische Kohlendioxid nur die Spitze eines Kreislaufes, den der Kohlenstoff durchläuft. Viel mehr Kohlendioxid als in der Atmosphäre ist in den Meeren gelöst. Und dessen Menge ist klein verglichen mit dem Kohlenstoff, der in fossilen Lagerstätten wie Kohle-, Erdgas und Erdölvorkommen liegt. Diese stammen alle aus Organismen, die einmal unter Sauerstoffabschluss verrotteten. Die Steinkohle im Ruhrgebiet z.B. aus den Wäldern des Karbons. Noch heute findet man in der Kohle versteinerte Blätter und Baumteile. Noch mehr Kohlendioxid wurde als Karbonate in Sedimentgesteinen abgelagert. Kohlendioxid verbindet sich in Wasser mit Calcium und Magnesiumionen zu Kalk und Magnesiumkalk. Zudem bilden viele Organismen aus Calcium und Kohlendioxid Kalkskelette so Korallen, aber auch einzellige Algen. Die Kreidefelsen von Rügen und Dover, die schwäbische Alb – alle diese Kalkgesteine wurden von Organismen im Jura und der Kreide gebildet und damit Kohlendioxid der Atmosphäre entzogen. Der Kohlendioxidgehalt ist dadurch stark variabel. Alleine in den letzten 150 Jahren ist er durch die Verbrennung von fossilen Brennstoffen von 280 auf 360 ppm (ppm: Teile pro Million) gestiegen. Er könnte noch schneller ansteigen, wenn die Meerestemperaturen ansteigen, denn dann sinkt die Löslichkeit des Kohlendioxids im Wasser. Im Erdaltertum war der Gehalt höher, Spitzenwerte von 5000 ppm (0,5%) wurden am Ende des Kambriums erreicht, damals gab es als 15-mal mehr Kohlendioxid in der Luft als heute.

Ein Gas in der Atmosphäre wird bei den Betrachtungen meist ignoriert, ist aber von Bedeutung. Es ist der Wasserdampf. Er entsteht durch verdampfendes Wasser. Genauso leicht kondensiert Wasser aber wieder aus und fällt als Regen nieder. Die Menge ist daher zeitlich und regional variabel. Wasser spielt eine wichtige Rolle für unser Wetter und Klima. Neben dem regen der entscheidet ob es Wüste oder Regenwald gibt reflektieren Wolken mit ihrer weißen Oberfläche auch die einfallende Sonneneinstrahlung, bevor sie den Erdboden erreicht, und kühlen so die Erde ab.

Die frühen Jahre der Erde

Nach dieser Einführung die heutige Atmosphäre nun der abrupte Wechsel zur Uratmosphäre. Unsere Erde entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren. Im Sonnensystem strebte die Materie dem Zentrum zu dort entstand die Sonne. Im solaren Urnebel findet man vor allem die Elemente Wasserstoff und Helium, die schon beim Urknall gebildet wurden. Dazu kommen die von anderen Sternen erbrüteten schweren Elemente Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Eisen. Sie konnten miteinander reagieren und Gase oder Gesteine bilden. Kleine Staubkügelchen kollidierten und hafteten durch Oberflächenspannung einander und wuchsen so.

Die Gravitationskraft tat dann ein übriges. Kleinere Körper zogen noch kleinere an. Sie wuchsen daher und je schneller sie wuchsen, desto stärker zogen sie die anderen Körper an. Es entstanden zuerst Protoplaneten, die alle kleineren Körper aufsammelten. Übrig bleiben nur die Körper, die in geologischen Zeiträumen sich nicht einem dieser Protoplaneten kollidierten oder näherten. Sie können noch mit der Erde kollidieren. So löschte ein solcher Einschlag am Ende der Kreide von 65 Millionen Jahren die Dinosaurier aus. Schließlich kollidierten auch die Protoplaneten miteinander, sofern sich ihre Bahnen kreuzten. Übrig blieben die acht Planeten, sowie zwei Gürtel in denen es noch viele der kleinen Körper gibt. Der eine ist der Asteroidengürtel.. Hier verhinderte die Anziehung des Jupiters die Bildung eines Protoplaneten. Er zog größere Körper zu sich, nur die kleinen blieben übrig. Der Zweite ist der Kuipergürtel jenseits Neptun. Hier war die Materiedichte zu gering, als das sich ein großer Planet bilden konnte und dieselbe geringe Materiedichte verhinderte auch zu viele Kollisionen zwischen den kleineren Körpern.

Theia-KollissionFür die Erde sehr bedeutsam wurde der Einschlag eines der Protoplaneten auf der Erde, der noch in dieser Frühzeit erfolgte. Dieser „Theia“ getaufte Körper, schlug schräg auf der Erde auf. Dadurch wurde viel Mantelgestein (damals war schon viel vom schweren Eisen durch seine höhere Dichte in den Kern gesunken), herausgeschleudert. Aus ihm bildete sich der Mond. Diese Theorie ist heute durch Analysen des Mondgesteins abgesichert und auch durch Simulationen überprüft. Sie kann einige Dinge erklären, die sonst verwundern. So ist die Dichte des Mondes mit 3,34 g/cm³ viel kleiner als die der Erde mit 5,56 g/cm³. Im Allgemeinen sinkt die Dichte im Sonnensystem ab je weiter man sich von der Sonne entfernt, weil durch die abnehmende Temperatur immer leichtere Verbindungen auskondensieren konnten. So hat die Venus die gleiche Dichte wie die Erde und der Mars mit 3,91 g/cm³ noch eine höhere als der Mond. Von der Dichte her würde man den Mond daher jenseits des Marses vermuten. Der zweite Umstand ist der, dass der Mond absolut wasserfrei ist. Die Erde enthält viel Wasser. Die Ozeane würden die Erde rund 3 km dick bedecken. Der Mars immerhin noch genügend Wasser um die Oberfläche einige Meter zu bedecken. In der Venusatmosphäre ist wenig Wasser aber immerhin noch etwas. Wenn man annimmt, dass der Mond aus Erdmantelgestein besteht, das mal in eine Erdumlaufbahn geschleudert wurde und sich dann die Brocken dort wieder zu unserem Mond formten, dann macht alles Sinn. Das Gestein des Erdmantels hat eine geringere Dichte als die Erde als Ganzes, weil der Erdkern zwischen 8 und 10 g/cm³ erreicht und die Oberfläche meist unter 2,6 g/cm³ liegt. Durch das Bilden aus vielen Bruchstücken hatten diese Teile alle Gase verloren, die sie mal gebunden hatten, damit auch Wasser.

Der Mond entstand nahe der Erde und entfernte sich seitdem von ihr. Dabei nimmt, weil der Drehimpuls gleich bleibt, die Umdrehungsgeschwindigkeit ab. Das bedeutet: Die Erde rotierte kurz nach dem Einschlag von Theia noch viel schneller. Die Prognose ist schwierig, weil man erst als es Organismen hat, so etwas wie Tagesringe bei Wachstumsprozessen gibt, die man zur Anzahl der Tage pro Jahr nutzen kann, doch postuliert wird eine Tageslänge von 6 bis 12 Stunden, als wahrscheinlichster Wert gelten rund 9 Stunden Tageslänge, was 1100 Tagen im Jahr entspricht.

Der erdnahe Mond hatte aber auch andere Folgen: Seine Gezeitenkraft war viel größer. Nach den Simulationen bildete sich der Mond in 20.000 bis 30.000 km Entfernung von der Erde. Heute ist er im Mittel 376.000 km von der Erdoberfläche entfernt. Der mindestens 10-mal nähere Mond muss riesig am Firmament gewesen sein, vor allem aber war seine Anziehungskraft, die bei uns verantwortlich für die Gezeiten ist, viel größer. Eine Reduktion der Entfernung auf ein Zehntel bedeutet, da die Gravitationskraft im Quadrat zum Abstand abnimmt eine hundertfach höhere Gravitationswirkung. Der Mond zog die Urmeere hinter sich her. Wellen, die es heute allenfalls noch bei Tsunamis gibt, brandeten dauernd über den Planeten und zermahlten alle Lavagesteine zu Staub. Dieses Ereignis hatte gravierende Folgen für unsere Atmosphäre doch dazu später mehr.

Mit der Mondbildung wurde durch die kinetische Energie des Einschlags von Theia aber auch die Erde aufgeheizt und verlor die damals schon gebildete Atmosphäre. Das war ein Glücksfall, denn man muss sich nur die Venus ansehen, die ein solches Ereignis nicht durchmachte. Die Venus behielt so mehr Wasserdampf und Kohlendioxid, diese beide Bestandteile der Uratmosphäre sind Treibhausgase. Als Folge konnte die Venus nicht soweit abkühlen, dass Wasser auskondensierte und einen Ozean bildet. Das entfernt zuerst das Wasser aus der Atmosphäre und die Abkühlung setzt sich dann ohne Wasser als Treibhausgas fort. Bei der Venus war das nicht möglich so heizte sich die Atmosphäre soweit auf, bis ein Gleichgewicht zwischen Temperaturabgabe und Aufnahme erreicht war. Heute ist die Venusatmosphäre im Mittel 480°C heiß und sehr dicht, 90 bar am Boden, weil die Gase niemals aus der Atmosphäre entfernt wurden. Über geologische Zeiträume reagiert das Wasser bei diesen Temperaturen mit dem Oberflächengestein, oxidiertet es und der Wasserstoff entweicht, übrig blieb das Kohlendioxid, aus dem die Venusatmosphäre heute zum größten Teil besteht.

Die Uratmosphäre

Doch woraus bestand nun die Uratmosphäre? Wissenschaftler nahmen an, das sie in etwa die Zusammensetzung der Gase entspricht, die heute Vulkane ausstoßen. Diese haben zwar je nach Vulkan etwas schwankende Zusammensetzung aber als grobe Hausmarke kommt man auf diese Zusammensetzung:

Noch lange nach dem Einschlag von Theia wurde die Erde von weiteren kleineren Körpern getroffen und jeder brachte auch weiteres Gas auf die Erde. Erst vor 4 bis 3,9 Milliarden Jahren vor nahm die Einschlagrate ab und die Oberfläche konnte soweit abkühlen, dass zuerst das Gestein fest wurde. Noch etwas später war die Oberflächentemperatur so niedrig, das herunterfallender Wasserdampf nicht mehr sofort verdampfe.

Der Großteil des Wasserdampfs kondensierte aus und bildete unsere Ozeane. Die Ozeane lösten auch einen Teil des Kohlendioxids und des Schwefelwasserstoffs. Die Blitze, die bei Gewittern entstanden, führten zudem zur Reaktion der Atmosphärenbestandteile. Ähnliches bewirkte auch die solare UV-Strahlung. Wie das Urey-Experiment zeigte, entstehen dabei einfache organische Moleküle, die sich im Wasser lösten und als Ursuppe den ersten Lebensformen als Nahrung dienten. Diese erste Atmosphäre hatte eine dichte von etwas über 1 bar und durch Kohlendioxid und Wasserdampf eine hohe Treibhauswirkung. Heute würde so eine Atmosphäre wohl nicht mehr die Kondensationstemperatur des Wasserdampfs erreichen, doch damals hatte die Sonne nur 70% der heutigen Strahlungsleistung. Nach der Entstehung der Urozeane sanken die Temperaturen weiter, da Wasser auch ein Treibhausgas ist.

Vor allem aber der erdnahe Mond hatte Folgen. Die Gezeiten zermahlten die frisch ausgestoßenen magmatischen Gesteine. Sei wurden als Sand in die Meere gespült. Im Wasser reagieren aber zahlreiche Silikate mit diesem Sie binden zum einen Wasser. Zum Anderen reagieren diese Verbindungen auch mit den anderen gelösten Verbindungen vor allem dem Kohlendioxid und binden dieses. Das senkt langfristig den Kohlendioxidgehalt und so den Treibhauseffekt, denn selbst unter optimistischen Annahmen hatte die erste Atmosphäre einen sehr hohen Treibhauseffekt. Heute tragen dafür Kohlendioxid, Wasserdampf und kleine Spuren an Methan bei. Doch dies sind heute Minorbestandteile. Trotzdem erhöhen sie die mittlere Oberflächentemperatur um 30“C. Man kann sich leicht ausmahlen, wie viel größer der Treibhauseffekt gewesen sein muss, wenn die Atmosphäre fast nur aus diesen Spurengasen bestand. Ein weiterer Effekt der Atmosphäre war, dass zahlreiche Vulkangase auch sauer reagieren. Kohlendioxid im Wasser bildet die schwache Säure Kohlensäure. Chlorwasserstoff und Fluorwasserstoff bildeten Fluss- und Salzsäure. Flusssäure greift selbst unempfindliche Gesteine an und Salzsäure reagierte mit zahlreichen Gesteinen. Das gesamte Salz im Meer stammt ursprünglich aus der Reaktion der Salzsäure mit Silikatgesteinen, bei denen die Säure das Natriumion herauslöste. Heute enthält ein Liter Meerwasser 35 g Salz, man kann sich denken, wie viel Chlorwasserstoff (der nur ein kleiner Teil der vulkanischen Exhaustionen ist) im Lauf der Erdgeschichte freigesetzt werden muss.

Zwei andere Spurengase sind in der Uratmosphäre nicht stabil. Das eine ist Methan. Dessen Konzentration man auf 100-1000 ppm (0,01 bis 0,1%) gegenüber heutigen 1,6 ppm ansetzt. Es wird photochemisch zu kondensierten organischen Substanzen umgesetzt. Diesen Mechanismus sieht ,an heute beim Saturnmond Titan. Er führt zu einer Fülle von Kohlenwasserstoffen und Verbindungen mit Stickstoff wie Nitrilen und Cyaniden. Diese Substanzen regneten aus und bildeten Nahrung für die ersten Bakterien die nur den anaeroben Stoffwechsel beherrschen.

Ammoniak wird ohne Ozonschicht photolytisch in Stickstoff und Wasserstoff gespalten und erhöht so den Stickstoffgehalt der Atmosphäre. Da diese Atmosphäre viele Treibhausgase enthält kommt man bei Anwendung der Modelle die man für den heutigen Treibhauseffekt nimmt auf eine Oberflächentermperatur von 70°C. Die Autoren von 2Frontiers of Astrobiology" verweisen aber darauf hin, dass diese Methoden nicht unbedingt die richtigen Ergebnisse liefern, denn nach ihnen müsste selbst zu Beginn des Kambriums die Oberflächentemperatur immer noch bei 55°C liegen.

Die Evolution der Atmosphäre

Kohleendioxidgehalt erdatmosphäreDiese Uratmosphäre bestehend aus Stickstoff als Hauptbestandteil (er nahm als einziger Bestandteil nicht so stark an Reaktionen teil und reicherte sich daher an), Kohlendioxid und Spuren anderer Gasen. Die Verwitterung von Gesteinen durch die starke Erosion durch die Mondgravitation senkte dann den Kohlendioxidgehalt laufend ab. Der Anfangsgehalt kam durch die flüssigen Oberflächengesteine zustande die ausgasten, sobald die Kruste abkühlte lieferte nur noch Vulkanismus neues Kohlendioxid nach. Andererseits setzten die Organismen Kohlendioxid frei wenn sie organische Substanzen abbauten.. Dies blieb dann so erhalten bis etwa vor 2,7 bis 2,6 Milliarden Jahren. Die Sauerstoff bildende Photosynthese durch die Blaualgen „erfunden“ wurde. Schon vorher betrieben Bakterien (z.B. Purpurbakterien) Photosynthese, Bei der Photosynthese müssen Elektronen auf einen Stoff übertragen werden, der dabei oxidiert wird. Bakterien konnten den ersten Schritt der Photosynthese (die Nutzung des Lichts und Umwandlung dessen Energie in chemische Energie) schon durchführen, sie konnten aber noch nicht das Wasser spalten, sondern oxidierten stattdessen Schwefelwasserstoff und andere oxidierbare Substanzen, die im Wasser gelöst waren. So entstanden Schwefellagerstätten, als der dabei gebildete Schwefel ausfiel. Die Blaualgen verwandten dafür Sauerstoff, den sie aus dem Wasser gewannen. Beide Vorgänge binden Kohlendioxid, doch der Schwefelgehalt der Meere ist begrenzt, Wasser gibt es dagegen in viel größerer Menge. Die Folgen waren zuerst nicht so gravierend für die Atmosphäre. Nach zwei Milliarden Jahren vulkanischer Tätigkeit und Erosion der Gesteine durch Gezeiten und saurem Regen waren die Ozeane voll mit gelösten Stoffen vor allem Metallionen. Die Atmosphäre und die ganze Umgebung war bis dahin eine reduzierende. Zahlreiche Metallionen sind in reduzierendem Milieu gut wasserlöslich z.B. Eisen, Kupfer, Kobalt, Nickel. Diese Metallionen wurden dann oxidiert. Das gut wasserlösliche Eisen 2+ zum Beispiel zum wasserunlöslichen Eisen 3+. Dieses fiel als Eisenoxid aus und band so den entstehenden Sauerstoff. Der Sauerstoff wurde so gleich nach seiner Entstehung wieder aus dem Wasser entfernt und so veränderte sich zuerst einmal nichts.

Doch der Nachschub an frischen Eisenionen wurde immer geringer, denn die geologische Aktivität des Planeten nahm ab, schließlich kühlte er immer weiter aus und auch der Mond entfernte sich immer weiter von der Erde und seine „zerkleinernde“ Wirkung nahm ab. Irgendwann waren alle oxidierbaren anorganischen Substanzen im Meer verbraucht und der Sauerstoffgehalt der Ozeane stieg an. Das führte zu dem, was man als "Sauerstoffkatastrophe" bezeichnete. Zahlreiche urtümliche Bakterien, die nur anaerobe Reaktionen durchführen konnten (Gärungen), starben aus oder zogen sich in Bereiche zurück, wo sie vor dem Sauerstoff geschützt waren. Diese Bakterien waren die ersten Lebensformen auf der Erde. Ihre heutigen Nachfahren die Archaebakterien zeichnen sich dadurch aus, dass sie an extreme Bedingungen angepasst sind, die damals wohl auch geherrscht haben. So gibt es Archaebakterien, die in stark sauren Milieu wachsen oder erst bei Temperaturen über 100°C (diese erreicht man unter Wasser in großer Tiefe, da der Siedepunkt des Wassers bei höherem Druck ansteigt).

Von nun an nahm der Sauerstoffgehalt der Atmosphäre laufend zu. Man erkennt das am Auftreten erster Eisenoxidsedimente an Landsedimenten vor etwa 2,2 Milliarden Jahren. Kurz vor dem Kambrium erreichte er den Pasteurpegel. Ab diesem Niveau nimmt die Effizienz der Atmung bedeutend zu. Es reichte ja nicht aus, das die fotosynthetisch aktiven Organismen (über Jahrmilliarden nur einzellige Blaualgen) Sauerstoff produzierten. Solange der Sauerstoff nicht genutzt wurde, gewannen die Bakterien ihre Nahrung weiterhin durch Gärung. Dabei nutzt man nur einen Teil der Energie von energiereichen Verbindungen. Glucose als einer der wichtigsten Zucker wird z.B. zu Milchsäure oder Ethanol abgebaut. Solche Gärungen nutzen wir heute zur Herstellung von Sauermilchprodukten, Käse, Sauerkraut und alkoholischen Getränken. Das Letztere leisten Hefen, die den Schritt nur tun, wenn sie zu wenig Sauerstoff für den vollständigen Abbau haben. Das erstere leisten Milchsäurebakterien, die nur diese Reaktion durchführen aber sich an den Sauerstoff angepasst haben also er tötet sie nicht wie die vielen primitiven Bakterien ab. Die Atmung mit Sauerstoff baut alle organischen Substanzen in die Bestandteile ab, die der Photosynthese als Basis dienten: Kohlendioxid und Wasser. Wenn wir ausatmen, ist der Sauerstoffgehalt der Luft erniedrigt und der Kohlendioxidgehalt erhöht. Neben der Tatsache das nun der Kreislauf wieder geschlossen war, also das Kohlendioxid von den als „Tiere“ bezeichneten Organismen wieder freigesetzt wird, war die Atmung viel effektiver als die Gärung. Pro Gramm Nahrung holt die Atmung etwa die zehnfache Energiemenge heraus. Das beschleunigte die Evolution enorm, denn parallel zum Erreichen des Pasteurpegels tauchen die ersten makroskopisch überlieferten Fossillinien in der Edikarafauna auf. Tiere wurden größer und sie wurden differenziert, denn es reichte nun das ein Teil des Körpers Energie gewinnt, andere Teile werden von ihnen versorgt und können nun andere Aufgaben durchführen wie Bewegung oder aktive Nahrungsaufnahme (Jagd).

Stromatolithen in der Shark BayDie Photosynthese hatte auch eine zweite Folge. Sie entfernte zusätzlich zu der Erosion Kohlendioxid aus der Atmosphäre. Kohlendioxid wird von den Pflanzen genutzt, um bei der Photosynthese das Kohlenstoffskelett zu bilden. Sie entnehmen es dem Wasser. Da gelöstes Kohlendioxid eine schwache Säure ist, nahm so auch der pH-Wert des Wassers um die Blaulagen zu und so fiel Kalk aus. Kalk ist eine Verbindung aus Kalzium und Kohlendioxid. So war der Verlust an Kohlendioxid viel höher, als wenn man nur die Biomasse betrachtet (die ja auch wieder abgebaut wird, wenn die Blaualgen z.B. gefressen werden). Noch heute bilden Blaulagen große Knollen aus Kalk, die Stromatolithen diese können einige Meter groß sein. Nur an der Oberfläche befinden sich die photosynthetisch aktiven Blaulagen. (Bild links, Copyright: Wikipedia)

Damit nahm der Kohlendioxidgehalt ab. Da das Gas ein Treibstoffgas ist, sank die globale Temperatur. Vor 2,5 Milliarden Jahre kam es daher zur ersten Vereisung der Erde. Eine globale Eiszeit beginnt so, dass erst an den Polen permanente Eiskappen entstehen. Ihre weiße Kappe kühlt die Luft ab, vor allem aber senken sie globale Strahlungsbilanz, da Eis fast das gesamte Licht zurück in den Weltraum strahlt. Meeresoberflächen sind dagegen die dunkelsten Oberflächen der erde, sie absorbieren das Licht fast vollständig. So sinkt je mehr Eis es gibt die globale Temperatur – ein sich selbst verstärkender Prozess. 200 Millionen Jahre lang war die Erde vereist, wahrscheinlich aber nicht die ganze Zeit. Denn mit der Vereisung kam auch die Photosynthese zum Erliegen die der Atmosphäre Kohlendioxid entzog. Da die Bakterien nach wie vor Kohlendioxid freisetzten, stieg der Gehalt wieder an und die Vereisung schwand – so wiederholte sich das Spiel mehrere Male. Die 200 Millionen Jahre dauernde Phase der Vereisung endete, weil die Sonne langsam aber sicher immer mehr Strahlung freisetzt. Als die Erde entstand, war es 70% des heutigen Wertes. Als die Strahlung vor 2,3 Milliarden Jahren auf 85% des heutigen Wertes angestiegen war, war die erste Vereisungsphase beendet.

Es kam dann noch mehrmals zu einer globalen Vereisung. Oftmals durch die Veränderung von Fauna und Flora. Diese Kreisläufe konnten auch durch geologische Aktivitäten initiiert oder beendet werden. Verstärkter Vulkanismus kann z.B. den Kohlendioxidgehalt ansteigen lassen und die Wanderung von Kontinenten über die Pole erleichtert die Entstehung von großen Eiskappen, die eine globale Vereisung auslösen können. Die letzte globale Vereisung gab es im Karbon, als durch die Landpflanzen der Kohlendioxidgehalt der Atmosphäre rapide absank. Die klassische Eiszeit, die wir aus der letzten Million Jahren kennen, ist keine globale Vereisung. Nur die Nordhalbkugel ist betroffen, dafür wurden Wüstengebiete wie die Sahara damals zu lebensfeindlichen Gebieten mit einem Klima wie in der Savanne.

SauerstoffgehaltAls der Sauerstoffpegel nochmals um das Zehnfache auf 10% des heutigen Pegels gestiegen ist („Festland-Pegel“) bildete sich die Ozonschicht, die auch das Land vor der UV-Strahlung schützte die bis dahin die Erdoberfläche erreichte. Für die Ozeane war das kein Problem. Wasser absorbiert UV-Strahlung. Kristallklares Wasser nach etwa 20 m. Schlammiges Wasser nach einigen Zentimetern, in durchschnittlichem Meerwasser, in dem zum damaligen Zeitpunkt auch viele gelöste Stoffe vorkamen, wird UV-Strahlung in einem Bereich von einem bis wenigen Metern vollständig absorbiert. Die meisten Riffe sind unter diesem Niveau, weil auch der Meerspiegel durch die Gezeiten um diese Menge schwankt und so war die UV-Strahlung nie eine Gefahr für die maritime Flora. Nach dem Erreichen des Festlandpegels, der im Silur vor 440 Millionen Jahren erreicht wurde, breiteten sich die schon an den Rändern der Gewässer vorhandenen Landpflanzen explosionsartig aus. Der heutige Pegel wurde dann im Karbon erreicht.

Es gibt aber auch Indizien, die diese beiden Zeiträume weit nach vorne legen. Demnach könnte der heutige Sauerstoffgehalt auch schon vor 1 Milliarde Jahre erreicht worden sein.

Was wurde aus den anderen Gasen?

Stickstoff wird laufend von den Vulkanen und anderen Ereignissen, bei denen Lava ausgestoßen wird, freigesetzt. Seine Dreifachbindung ist so stabil das nur extreme Bedingungen, wie die erwähnten Blitze den Stickstoff in wasserlösliche Verbindungen überführen. Sein Anteil an der Atmosphäre wurde laufend höher.

Der Gehalt an Kohlendioxid ist im Laufe der Erdgeschichte stark schwankend. Tendenziell nahm er aber in den letzten 500 Millionen Jahren ab. Das liegt daran, dass durch Fossilisation und Bildung von Kalksedimenten viel Kohlestoff dem Kreislauf in der Atmosphäre und Biosphäre entzogen wurde. In den Kalkablagerungen befindet sich die 10.000-fache Menge an Kohlenstoff, der heute in der Atmosphäre und Biosphäre steckt. In Form von fossilen Rohstoffen ist es noch immer die 100-fache Menge. Es wird geschätzt, dass die erste Atmosphäre einen Partialdruck von mindestens 1 Bar an Kohlendioxid enthielt, also 3000-mal mehr als heute. Er nahm bis auf Hundertstel im Kambrium ab. Dann stieg er wieder deutlich an, da im Kambrium und Ordovizium ein sehr warmes Klima herrschte rund 10 bis 15 Grad wärmer als heute und die aufkommende Tierwelt mit immer mehr und immer größeren Organismen mehr Kohlendioxid freisetzte. Die Besiedelung des Landes die im Karbon in einer weltweit üppigen, schnell wachsenden Fauna, gipfelte senkte dann den Kohlendioxidgehalt stark ab, während der Sauerstoffgehalt auf einen Höchstwert von etwa 30% Sauerstoffgehalt erreichte. Dieser ermöglichte dann auch die größten Insekten, die es jemals geben. Insekten haben eine primitive Lunge und ihre Größe ist nicht nur durch ihr Außenskelett, sondern auch den Sauerstoffgehalt der Luft begrenzt. Heute haben Libellen 18 cm Flügelspannweite, im Karbon erreichten sie 75 cm Spannweite. Durch die Bildung von Millionen Quadratkilometern neuem Gestein zum Ende des Perm, das zum größten Massenaussterben des Planeten führte, stieg der Kohlendioxidgehalt wieder um den Faktor 10 auf 3000 ppm an. Die Klimaänderung führte dann zum Aussterben. Der Vulkanismus hielt dann auch im Mesozoikum während der gesamten Trias, Jura und Kreise an. Er sorgte für einen hohen Kohlendioxidgehalt und globales warmes Klima. Es gab keine Polkappen, selbst in der Antarktis lebten Dinosaurier. In der Erdneuzeit gab es dann einen Wechsel meist verursacht von geologischen Prozessen wie der Kontinentalwanderung zwischen hohem und niedrigem Kohlendioxidgehalt.

Der Sauerstoffgehalt ist seit dem Erreichen des Festlandspegels weitaus weniger schwankend. Das liegt daran, dass der Kohlendioxidgehalt in den letzten 600 Millionen Jahren zwischen 0,03 und 0,5% schwankte, der Sauerstoffgehalt dagegen zwischen 10 und 40%. Die abholze Menge um eine Schwankung zu erreichen war daher viel größer. Mit dem Aufkommen einer üppigen Fauna im Karbon erreichte der Sauerstoffgehalt ein Maximum von 35%, während gleichzeitig der Kohlendioxidgehalt ein Minimum erreichte. Dies führte dann zur letzten globalen Vereisung, bei der der Sauerstoffgehalt durch die abnehmende Photosyntheserate auf einen Minimalwert von 15% sank. Im Mesozoikum war nicht nur der Kohlendioxidgehalt deutlich höher als heute, auch die Pflanzen produzierten im warmen Klima viel mehr Sauerstoff. Damals lag der Anteil mit 25 bis 30% deutlich höher. Er sank zum Ende der Krise ab. Dies führte schon vor dem Einschlag eines Asteroiden in Yucatán zu einer deutlichen Reduktion der Artenzahl bei Dinosauriern: Gerade die großen Tiere sind viel mehr auf eine üppige Vegetation angewiesen als die kleineren Arten.

Der Vergleich mit den Nachbarplaneten

Die Erde ist nur einer von vier erdähnlichen Planeten. Dies sind, von der Sonne kommend, der Merkur, die Venus, die Erde und der Mars. Alle heißen erdähnlich, weil sie vorwiegend aus Gestein bestehen. Weiter draußen bestehen die Planeten aus einer Mischung von Gestein, Eis und teilweise auch gasen, je weiter man nach außen kommt desto größer ist der Anteil an Eis und desto kleiner die mittlere Dichte. Merkur ist der sonnennächste Planet. Aufgrund seiner Bildung nahe der Sonne hatte er nur wenig Material zur Verfügung, das nicht schon vorn der Sonne verschluckt wurde. Er ist daher klein (Durchmesser etwa 4900 km) und kann keine Atmosphäre halten. Der Mars weiter außen ist ebenfalls klein (Durchmesser rund 6800 km) was es für den Planeten schwer macht eine Atmosphäre zu halten. Die Raumsonden zeigten, dass der Planet früher geologisch aktiv war. Man findet z.B. Schildvulkane wie auch andere Vulkane und durch Spannungen in der Kruste verursachte Gräben und Canyons. Zudem gibt es Spuren von früher flüssigem Wasser. Heute ist die Atmosphäre zu dünn um Wasser in flüssiger Form auf der Oberfläche zu ermöglichen. Der Mars hatte wohl, wie die Erde, am Anfang eine dichte Atmosphäre mit hohem Kohlendioxidanteil, die einen Treibhauseffekt ermöglichte und damit Wasser an der Oberfläche. Jedoch konnte der Planet, dessen Fluchtgeschwindigkeit kleiner als 40% der irdischen ist, auch schwerere Moleküle nicht halten, so findet sich heute kaum Stickstoff in der Atmosphäre. Lediglich eine kleine Kohlendioxidatmosphäre (Kohlendioxid ist als Molekül 50% schwerer als Stickstoff konnte er halten, doch verglichen mit der Atmosphäre, die er mal hatte, ist sie heute dünn. Das Wasser wurde zu einem kleinen Teil als unterirdisches Eis gebunden, der größte Teil (je nach Schätzung bis zu 90%) ging entweder (wie die Atmosphäre verloren) oder wurde photolytisch gespalten, wobei der Sauerstoff mit der Oberfläche reagierte. Die rote Farbe der Oberfläche kommt von Eisenoxiden, die nur in einer sauerstoffreichen Atmosphäre sich bilden. Verstärkt wurde der Verlust auch dadurch, dass der Mars keinen großen Mond hat. Unser Mond erzeugt ein Magnetfeld, in dem der Sonnenwind, ein Teilchenstrom den die Sonne permanent ausstößt, abgelenkt wird. Beim Mars trifft er auf die oberste Atmosphäre und die hochenergetischen Teilchen übertragen Energie auf die Atome, sodass auch schwerere Atome oder Moleküle den Mars verlassen können.

Die Venus ist von der Größe und Masse vergleichbar der Erde. Sie hat auch in etwa die gleiche Dichte. Da sie aber 40% näher an der Sonne ist, war die Oberflächentemperatur höher. Wie die heutige Atmosphäre aus >95% Kohlendioxid und einem Bodendruck von über 90 Bar (entsprechend dem Druck in 900 m Wassertiefe) entstanden ist darüber gibt es verschiedene Meinungen. Eines ist aber unbestritten. Wasser, das es auch in der Atmosphäre gab, konnte nie zu Ozeanen kondensieren. Messungen des Deuterium-/Wasserstoffverhältnisses deuten darauf hin das die Venus den größten Teil des Wasserstoffs verloren hat. Der Sauerstoff könnte mit den Oberflächengesteinen reagiert haben. Für diesen Vorgang braucht man nicht einmal die heutige dichte Atmosphäre. Vermutet wird, dass diese sich durch die Aufheizung der Oberfläche ergab. Kohlendioxid wird dadurch ausgegast was den Treibhauseffekt noch vergrößert und den Vorgang beschleunigt. Gestritten wird nur, wann dies stattfand. Nach einigen Forschern schon zu Beginn der Bildung der Venus, nach anderen erst vor weniger als 1 Milliarde Jahren. Vor etwa 500 bis 600 Millionen Jahren das zeigen Radaraufnahmen wurde die Oberfläche global erneuert. Dieser Vorgang könnte mit der dichten Atmosphäre zusammenhängen zumal man sehr viele Vulkancalderen auf der Venus fand die Ursprünge von Kohlendioxid sein können. Auf der anderen Seite spricht das Argon 40:36/38 Verhältnis in der Atmosphäre nicht dafür, dass die Venus jemals eine so aktive Tektonik wie die Erde hatte. Interessant ist, dass der Stickstoffanteil nicht so stark unterschiedlich ist. Er ist bei der Venus nur viermal höher. Da Stickstoff als inertes Gas ein Marker für die Ausgasung der Venus ist, war wohl auch die Ausgasung an Kohlendioxid und Wasser ähnlich hoch. Die Masse der Venusatmosphäre ist in etwa vergleichbar unserer Hygrosphäre. Würde man also das gesamte Wasser der Erde verdampfen, wir hätten auch eine Atmosphäre dieser Dichte, nur eben aus Wasserdampf.

Zeittafel

Viele Werte sind nicht genau bekannt oder geschätzt. Viele Entwicklungen verliefen auch über einen längeren Zeitraum.

Ereignis

Zeit

Entstehung der Erde

4,56 Milliarden Jahren

Zusammenstoß mit Theia

4,5 Milliarden Jahre

Bildung der Ozeane

4,4 bis 4 Milliarden Jahre

Ältestes bekanntes Sedimentgestein

3,85 Milliarden Jahre

Bakterielle Photosynthese (Schwefelablagerungen)

3,3 Milliarden Jahre

Sauerstoffbildende Photosynthese durch Blaualgen. Sauerstoffgehalt der Atmosphäre steigt langsam an.

2,7 bis 2,6 Milliarden Jahre

Höhepunkt der Eisenabscheidung durch Sauerstoff im Wasser

2,5 Milliarden Jahre

Erste Phase der globalen Vereisung

2,3 bis 2,5 Milliarden Jahre

Erste Spuren für größere Mengen an Sauerstoff in der Atmosphäre (Eisenoxide in Landsedimenten)

2,2 Milliarden Jahre

1 % des heutigen Sauerstoffgehaltes erreicht („Pasteur-Pegel“)

700 Millionen Jahre

10 % des heutigen Sauerstoffgehaltes erreicht. ("Festland-Pegel")

440 Millionen Jahre

Heutiger Sauerstoffgehalt erreicht

350 Millionen Jahre

Letzte globale Vereisung

280 Millionen Jahre

Quellen

Felix R. Paturi: Chronik der Erde

Manfred Schidlowski, z. Z. Cambridge, Mass., und Christian Junge: Die Evolution der Erdatmosphäre

Chris Impey, Jonathan Lunine, Jose Funes: Frontiers of Astrobipology, Evolution of a habitable planet.

DWD: Klimastatusbeereicht 2003, W.Oschmann 4 Milliarden Jahre klimageschichte im Überblick

Artikel verfasst am 12.9.2016



© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.
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