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(2) Entstehung der Erde (c) M. Perscheid Klima 3.

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Präsentation zum Thema: "(2) Entstehung der Erde (c) M. Perscheid Klima 3."—  Präsentation transkript:

1 (2) Entstehung der Erde (c) M. Perscheid Klima 3

2 Sternentstehung Gravitationskollaps interstellarer Dunkelwolken erst ab einer Kritischen Masse (Jeans Masse) von ~1000 bis ~ Sonnenmassen (abhängig von der Temperatur der Dunkelwolke). Daher entstehen immer offene Sternhaufen und keine Einzelsterne. Kontraktion und Fragmentation in Protostellare Wolken innerhalb von ~ Jahren Kontraktion des Kerngebiets (1% der Masse), wird undurchsichtig, Strahlungsdruck steigt, bremst weitere Kontraktion Bei ~1800 K dissoziiert molekularer Wasserstoff Energieverbrauch Druckabnahme Dynamischer Kollaps, wird bei T K eingebremst Innerhalb von ~ 1 Mio. Jahren reichert der Kern den größten Teil des Hüllen- materials an und wird zum Protostern Zuerst nur Wärmestrahlung beobachtbar, z.B. Infrarotobjekte im Orionnebel Weitere Kontraktion der Hülle Zunahme der Rotationsgeschwindigkeit Bildung einer Akkretionsscheibe in der Äquatorebene Drehimpulsproblem: Drehimpuls des Einzelsterns ist um etwa 4 Größenordnungen kleiner als der der protostellaren (– solaren) Wolke 99% der Masse des Sonnensystems stecken in der Sonne 99% des Drehimpulses in den Planeten T Tauri Phase: Instabile Phase mit irregulären Helligkeitsschwankungen und unregelmäßigen Ausbrüchen mit erheblichem Massenverlust (bis 50%) Rest der Gasmassen (und z.T. Staubmassen) wird in die äußeren Bereiche des Sonnensystems verblasen Hauptreihenstern Stabiles Wasserstoffbrennen Im Fall der Sonne – metallreiche Grundzusammensetzung von sogenannten Population I Sternen Klima 4

3 Die Sonne Zusammensetzung Zusammensetzung der Photosphäre entspricht der der protosolaren Wolke Die häufigsten Elemente in der Wolke waren (Atome pro Mio. H-Atome) Wasserstoffbrennen Proton – Proton – Zyklus p + p d + e + + e p = Proton,d = Deuteron d + p 3 He + = Photone + = Positron 3 He + 3 He 4 He + p + p e = Elektron-Neutrino 3 He – Helium-3 Isotop: 2 Protonen und 1 Neutron 4 He – Helium-4 Isotop: 2 Protonen und 2 Neutronen (Alle Isotope eines Elements haben gleich viele Protonen) Wasserstoffverbrauch ~ 5 Mio. t pro Sekunde Konsequenzen Im Zentrum bereits etwa die Hälfte des Wasserstoffs verbraucht Zentraldichte hat sich seit der Entstehung um ~ 75% auf 158 t /m 3 erhöht Zentraltemperatur ist um ~ 15% auf ~16 Mio. K gestiegen Leuchtkraft ist um ~ 40% auf (heute) Watt gestiegen Problem der schwachen jungen Sonne – Zu Beginn der Erdgeschichte war die Leuchtkraft der Sonne zu gering um auf der Erde (ohne verstärkten Treibhaus- effekt) flüssiges Wasser zuzulassen. OrdnungszahlElementSymbolAnzahl der Atome 1WasserstoffH HeliumHe KohlenstoffC 450 7StickstoffN 92 8SauerstoffO NeonNe MagnesiumMg 40 14SiliziumSi 37 16SchwefelS 19 26EisenFe 32 p + p d + e + + e d + p 3 He + 3 He + 3 He 4 He + p + p Klima 5

4 Planetenentstehung Protosolare Wolke Gleich nach der Bildung der Akkretionsscheibe (vor 4.57 Milliarden Jahren) kondensieren Metalle, etwas später Silikate. Druck und Temperatur nehmen in der Wolke von innen nach außen ab – Eis bildet sich hauptsächlich in den äußeren Bereichen. Dominierende chemische Verbindungen in der Wolke waren Wasserstoff (H 2 ) und Helium (He) NH 3 CH 4 H 2 Oeisbildend SiO 2 MgO Fe FeO FeS gesteinsbildend Partikel entstehen durch Koagulation, Große Partikel wachsen auf Kosten der Kleineren, es bilden sich die sogenannten Planetesimale Diese kollidieren und bilden Protoplaneten, diese schaffen sich ihr eigenes Revier in Form einer leergefegten Bahn. Je größer der Planet desto leichtere Bestandteile kann er an sich binden (schließlich auch Gase) und desto dichter wird seine primäre Atmosphäre. Der T-Tauri Wind fegt das junge Planetensystem leer. Alle inneren Planeten verlieren ihre primären Atmosphären (die Gasplaneten haben ihre noch heute). Der Bauschutt des Sonnensystems ist in Form von Asteroiden und Kometen noch vorhanden (Asteroiden im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter, Kometen im Kuiper-Gürtel und in der Oortschen Wolke). Differentiation Durch die Aufschlagsenergie der Planetesimale wird die Erde bis in eine Tiefe von einigen Hundert km aufgeschmolzen. Metalle sinken ab und bilden den Kern, der darüberliegende Bereich entmischt sich in Mantel und Kruste (Differentiation). Auch größere Asteroiden sind schon differenziert. Bruch- stücke von Asteroiden fallen als Meteoriten auf die Erde. Teile des Kerns als Eisenmeteoriten, Teile des Mantels als Gesteinsmeteoriten. Klima 6

5 Entstehung des Mondes Zusammensetzung Im Vergleich mit anderen Planeten ist der Erdmond sehr groß, man spricht häufig von einem Doppel - Planeten. Die chemische Zusammensetzung von Erde und Mond spricht dafür, dass beide Körper in der gleichen Region des solaren Urnebels entstanden sind. Der Mond hat ~ die gleiche Zusammensetzung wie der Erdmantel, aber der Eisenkern ist extrem klein – nur ~3% der Gesamtmasse (30% bei der Erde), damit sind Schwestertheorie und Einfangtheorie nicht haltbar. Zusätzlich ist der Mond an flüchtigen Substanzen extrem verarmt, offenbar wurde er bei seiner Entstehung sehr stark erhitzt. Das Riesen – Impakt – Szenario ist die einzige Theorie, die die Zusammensetzung des Mondes zufrieden- stellend erklären kann. Zu Beginn der Planetenentstehung gab es im inneren Planetensystem nicht vier Planeten wie heute, sondern einige Dutzend Protoplaneten von der Größe des Mondes und darüber. Als die Protoerde schon differenziert war traf sie offenbar ein Körper von der Größe des Mars in schrägem Winkel. Das ausgeworfene Material, das nahezu vollständig aus dem Erdmantel stammte, wurde stark erhitzt, verlor seine flüchtigen Elemente und bildete eine Akkretionsscheibe um die Erde, aus der schließlich der Mond entstand. In weitere Folge wurden Mond und Erde noch von etlichen großen Planetesimalen getroffen, die Krater auf dem Mond sind deutliche Spuren aus dieser Zeit, auf der tektonisch wesentlich aktiveren Erde wurden sie verwischt. Klima 7

6 Das Alter der Erde Erzbischof James Usher (Irland, 1581 – 1656) errechnete anhand von genealogischen Tabellen des Alten Testaments, dass Gott die Erschaffung der Welt am Sonntag, den 23. Oktober 4004 v. Chr. um 8.00 Uhr morgens abgeschlossen hatte. James Hutton (Schottland, 1726 – 1797) studierte die geologischen Prozesse, die auf der Erde stattfinden, u.a. die Erosion. Aufgrund dieser Studien nahm er an, dass die Erde unvorstellbar alt sein müsse (nannte jedoch keine Altersangabe). Lord Kelvin alias William Thomson (GB, 1824 – 1907) verlängerte das Erdzeitalter auf immerhin schon 400 Millionen Jahre, die er später auf 24 Millionen Jahre herunter korrigierte. Diese Alter schätze er aus Überlegungen zur Entstehung der Erde aus einer Gaswolke und der Abkühlung ursprünglich geschmolzener Gesteine (Er kannte die Wärmeerzeugung im Erdinneren durch den Zerfall radioaktiver Elemente noch nicht). Ernest Rutherford (Neuseeland, 1871 – 1937) entwickelte dann Anfang des 20. Jahr- hunderts eine physikalische Methode mit der es möglich wurde, das Alter der Erde exakt zu datieren. Bei dieser Methode wird das Alter von Mineralien über den Zerfall radioaktiver Elemente bestimmt. Das bisher älteste Gestein auf der Erde stammt aus Kanada, es wurde auf 4.0 Milliarden Jahre datiert (Stand 2012), der älteste Zirkonkristall (aus Australien) auf 4.3 Milliarden Jahre. Die ältesten Meteoriten haben ein Alter von 4.57 Mrd. Jahren. Unter der Annahme der gemeinsamen Entstehung ergibt sich für das Alter der Erde ein Wert von 4.5 Milliarden Jahre. Der Wert ist etwas unsicherer als der für das Alter der Meteoriten, da hier noch die Bildung der Erde aus den Planetesimalen abgezogen werden muss. Mit der Angabe einer Nachkommastelle ist man aber auf der sicheren Seite. Klima 8


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