Entstehung und Frühzeit der ERDE

Der englische Gelehrte John Lightfoot hatte nach biblischen Angaben errechnet, dass die Erde am 23. Oktober 4004 v. Chr. genau um 9 Uhr erschaffen wurde. Heute wissen wir, dass die Entstehung unseres Planeten nicht Tausende, sondern Milliarden Jahre zurückliegt. Es begann damit, dass vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren – 33 000 Lichtjahre vom Zentrum der Milchstraße entfernt – eine gigantische Wolke aus Gas und feinem Staub kollabierte, ausgelöst durch die Schockwellen einer Supernova, und sich schließlich zu einer Scheibe abflachte.

Magnetfelder bremsten die Rotation der Scheibe und der Hauptteil der Materie sammelte sich aufgrund der Gravitation vor allem im Zentrum an, wo sie weiter kontrahierte. Druck und Temperatur stiegen immer mehr an und es entwickelte sich ein glühender, noch recht loser, gigantischer Gasball, ein Protostern. Als dieser eine kritische Masse überstieg, begann ein nuklearer Fusionsprozess – die Sonne war geboren.

Entstehung des Planetensystems

Der junge Stern im Zentrum des Urnebels vertrieb durch seine intensive Aktivität fast jegliches Gas aus der ihn umgebenden Materiewolke. Übrig blieben feste Partikel, die sich innerhalb von nur 20 000 Jahren teilweise zu kleinen Körnern aus kalzium- und aluminiumreichen Silikaten zusammenballten, die wir heute noch in Meteoriten finden. Die ältesten Körnchen haben ein Alter von 4,5676 Milliarden Jahren (mit einer Unsicherheit von plus/ minus 30 000 Jahren), was man als Zeitpunkt für die Entstehung unseres Sonnensystems festgelegt hat.

Die Körnchen lagerten sich zu kieselgroßen Objekten, sog. Pebbles, zusammen, aus denn sich wiederum innerhalb von 100 000 bis 1 Million Jahren mithilfe von Gravitation, elektrischen Kräften, Wirbeln und Magnetfeldern immer größere kugelförmige Körper bis zu kilometergroßen Objekten (Planetesimalen) bildeten. Neuere Modelle zur Entstehung der Planetesimale gehen von einem kollektiven Gravitationskollaps einer Wolke aus Eis- und Staubpartikeln aus, was inzwischen bestätigt scheint. Die Dichte der Wolke im turbulenten solaren Nebel musste, wenn das zutrifft, so groß gewesen sein, dass die Gezeitenkraft der Sonne die Wolke nicht zerreißen konnte. Der spontane Kollaps endete dann mit der Entstehung eines Urkörpers von bis zu 100 Kilometern Durchmesser. Nach diesem Modell sind die Planetesimale also bereits recht groß auf die Welt gekommen.

Die Planetesimale kollidierten zunächst immer wieder miteinander und lagerten sich zu noch größeren Körpern zusammen. Je größer die Objekte wurden, desto effizienter ging der Wachstumsprozess vonstatten. Allerdings verlief die Entwicklung nicht geradlinig von kleinen zu immer größeren Körpern. Häufig zerfielen Objekte nach weiteren Kollisionen wieder in viele Bruchstücke. Protoplaneten konnten in nur 10 Millionen Jahren auftauchen, durch Zusammenstöße auseinander gerissen werden und aus den Trümmern erneut hervorgehen. Allerdings: Je größer sie wurden, desto mehr nahm ihre Anzahl und folglich auch die Häufigkeit der Kollisionen insgesamt ab.

Die Frage, ob Planeten entstehen, hängt eng mit der verlangsamten Eigendrehung des Protosterns zusammen. Es scheint, dass bei der Entstehung unseres Planetensystems aufgrund von Transportprozessen in der protoplanetaren Scheibe einerseits Masse nach innen wanderte und andererseits Drehimpuls nach außen, so dass die Sonne nahezu alle Masse, die Planeten nahezu jeglichen Drehimpuls an sich rafften. Es ist also gerade der Drehimpuls der frühen Sonne, dem wir die Existenz der Planeten in unserem Sonnensystem verdanken – und damit auch unser Leben.

Die Gravitation eines Protoplaneten war bald stark genug, um jedes Objekt, das sich ihm näherte, entweder anzuziehen oder weit aus seiner bisherigen Bahn herauszuschleudern. Manche der Protoplaneten erreichten auf diese Weise eine Größe zwischen Erdmond und Mars. Der Erdvorläufer brachte es beispielsweise in dieser Zeit auf etwa 10% seiner späteren Masse. Bei dem Prozess der Planetenentstehung blieben auch kleinere Himmelskörper übrig, die noch immer durch die sonnenfernen Gefilde schwirren: Planetoide, Kometen und Kuiper-Objekte, die typischerweise einen Durchmesser von 10 bis 100 Kilometern haben.

Nahe der Sonne hatten sich die Planetesimale wohl vorwiegend aus hitzebeständigem Silikatgestein gebildet. Weiter außerhalb war es kalt genug, dass Wasser und Gase wie Methan (CH₄), Stickstoff (N₂) Kohlenstoffdioxid (CO₂) und Kohlenstoffmonoxid (CO) gefroren. Das Resultat waren zwei Planetentypen: relativ trockene nahe der Sonne – einer Region, arm an flüchtigen Stoffen – und solche mit viel Wassereis und anderen flüchtigen Stoffen weiter entfernt. Die Trennlinie liegt heute zwischen Mars und Jupiter, etwa im Bereich des Asteroidengürtels.

Es ist ziemlich wahrscheinlich, dass unser Sonnensystem in den ersten 500 Millionen Jahren seiner Geschichte mehr Planeten beherbergte als heute, von denen im weiteren Verlauf nur wenige Exemplare überlebten. Die Kerne der Riesenplaneten (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun) im äußeren Sonnensystem wuchsen zunächst langsam aus Eis und Gestein heran. Als sie eine kritische Masse (rund 10 Erdmassen) überschritten, waren sie in der Lage, Gas anzuziehen und begannen rasch anzuschwellen, indem sie große Mengen Wasserstoff und Helium aufsammelten. Die Geburt der Gesteinsplaneten nah der Sonne (Merkur, Venus, Erde, Mars), die mangels Masse kein Gas um sich halten konnten und so im Verhältnis zu den Gasriesen klein blieben, war ein mehrstufiger Prozess und dauerte erheblich länger als bei den Gasplaneten – bis zu 100 Millionen Jahre.

Alle bisherigen Messungen legen nahe, dass ein 10 bis 20 Erdmassen schwerer Jupiterkern bereits innerhalb von 500 000 bis eine Million Jahren entstanden war und seine Bahn um die Sonne zog. Um sich seine heutigen 318 Erdmassen „anzufressen“, brauchte Jupiter wohl nur wenige Millionen Jahre.

Irgendwann in den nächsten 100 Millionen Jahren, so besagt ein Modell, sei es zu einer Instabilität der Umlaufbahnen der vier Gasplaneten gekommen, was gravierende Folgen für die Entstehung der Gesteinsplaneten hatte. Ein weiter Vorstoß Jupiters Richtung inneres Sonnensystem könnte dabei die protoplanetare Scheibe bis zur heutigen Erdbahn von Objekten leergefegt haben. Während sich aus den zahlreichen Planetesimalen, die sich um die Sonne angesammelt hatten, in den nächsten Dutzenden von Millionen Jahren Merkur, Venus und Erde bildeten, war der sonnenferne Mars vom Baumaterial abgeschnitten und hat sich demzufolge nur kümmerlich entwickelt. Vielleicht hat Jupiters Stippvisite ins innere Sonnensystem sogar einige dort früher existierenden Planeten beseitigt und so die Entstehung der Erde erst ermöglicht. Neue Überlegungen gehen von ein bis zwei neptunähnlichen Planeten aus, die in der wilden Frühzeit von Jupiter aus dem Sonnensystem katapultiert wurden.

Entstehung der Erde

Rund 70 Millionen Jahren nach der Sonnenzündung war der Erdvorläufer herangewachsen. Die Fachwelt ist sich allerdings noch nicht einig, ob er durch das Aufsammeln von unzähligen Körpern oder aber aus der Zusammenballung von etwa 10 marsgroßen Körpern zu unserem Planeten wurde. Tatsächlich sprechen Isotopen- und Elementverhältnisse dafür, dass die Erde größtenteils aus Enstatit-Chondriten (Magnesiumsilikat-haltige Steinmeteorite) besteht, die daher als Urbausteine des Planeten gelten.

Die frühe Erde war zunächst noch kleiner als heute – nichts als ein riesiger Klumpen zusammengeballten Gesteins. An der Oberfläche gab es einige Gase, Staub und die Kälte des Weltalls. Selbst das Innere des Planeten war noch kalt. Unter dem fortgesetzten Bombardement von Planetesimalen wuchs die junge Erde noch lange weiter. In ihrem Inneren sorgte die freiwerdende Kollisionsenergie der pausenlos einschlagenden Meteoriten und radioaktive Elemente für eine große Hitze, die nicht entweichen konnte und nach und nach anstieg. Als sich das Gestein auf rund 10 000°C erhitzt hatte, begann es zu schmelzen und die Erde wurde zu einer glühendheißen Feuerkugel.

Die Akkretion unter der Wirkung von Hitze und Schwerkraft führte zur Differenzierung des Planeten, d. h. , seine Bestandteile trennten sich ihrem Gewicht nach in verschiedene Schichten. Die schwereren Elemente wie Eisen, Magnesium und Kalzium sanken in die Tiefe, während die leichteren Stoffe wie Sauerstoff, Silizium und Aluminium an die Oberfläche trieben. Es bildete sich die bekannte Zwiebelstruktur aus – mit einem Kern aus Eisen und einem überwiegend aus Silikaten bestehenden Mantel. Die Formung des Erdkerns definiert das Geburtsdatum der Erde. Nach neuesten Erkenntnissen geschah das bereits 30 bis 40 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems, also vor 4,527 Milliarden Jahren (plus/ minus 10 Millionen Jahre). Diejenigen Elemente, die leicht oxidieren – wie die Mischung aus Silizium, Natrium und Kalzium -, bildeten vor 4,45 Milliarden Jahren des Erdmantel.

Durch die Abgabe von Wärme-Strahlung während vieler Millionen Jahre kühlte der Planet allmählich ab. Bei Temperaturen unter 1000°C kristallisierten aus der glühenden Schmelze Minerale und feste Gesteine. An der Oberfläche bildete sich eine feste Kruste, die wohl noch nicht als zusammenhängende Decke die gesamte Erde umschloss, sondern aus mehreren Einzelstücken bestand, die auf dem wallenden Magma schwammen.

Die Größe der Erde sorgte dafür, dass Wärme nur langsam verloren ging. Deshalb verfügt unser Planet über einen geschmolzenen äußeren Kern und über aktive Vulkane auf seiner Oberfläche. Für kleinere Himmelskörper ist das Verhältnis von Oberfläche zu Volumen und somit die Energieabstrahlung ins Weltall größer. Der Erdmond beispielsweise – mit knapp 3500 Kilometer Durchmesser nur rund ein Viertel so groß wie die Erde – verliert deshalb seine Wärme viel schneller.

Leichtflüchtige Bestandteile wie Wasser, Kohlenstoffdioxid, Ammoniak und Methan verdampften aus der Erde und bildeten eine erste Gashülle, die rund 100-mal dünner war als die heutige Atmosphäre. Der Überschuss an leichten Gasen, Helium und Wasserstoff, verschwanden in den Weltraum. Damals strahlte die noch junge Sonne schwächer als heute. Folglich konnte sie die Lufthülle vermutlich nicht genügend aufheizen, obwohl es dort seinerzeit große Mengen an dem Treibhausgas Kohlenstoffdioxid gab. Die Außentemperatur könnte daher schon bald unter den Siedepunkt von Wasser gesunken sein – vorausgesetzt, es gab längere Ruhephasen zwischen den Meteoritenbombardements und die Kruste war relativ stabil.

Vermutlich durch Jets – mächtige, sehr energiereiche Sonnenfackeln – wurde der Rest der Gas- und Staubhülle aus dem inneren Sonnensystem einfach weggeblasen. Infolgedessen destabilisierten sich die jungen Planeten gegenseitig und ihre Umlaufbahnen wurden nach und nach immer elliptischer. Einer anderen Hypothese zufolge war ein anderer Stern für diese Vorgänge verantwortlich, der in wenigen 1000 Astronomischen Einheiten (AE) Entfernung an der Sonne vorübergezogen sein soll. Seine Anziehungskraft habe Planeten, Asteroiden und Kometen aus ihren ursprünglich kreisförmigen Bahnen geworfen und in stark elliptische und geneigte Bahnen umgelenkt. Derartige Umlaufbahnen besitzen tatsächlich heute noch Kometen, die mehr als 50 AE von der Sonne entfernt sind.

Nach ein paar Millionen Jahren überschnitten sich die Bahnen der Himmelskörper schließlich, was zu Kollisionen geführt haben könnte. Merkur und Erdmond sind wahrscheinlich aus den Trümmern kollidierender Urplaneten hervorgegangen. Für kleinere Körper aber gab es immer weniger Bereiche mit stabilen, von den wachsenden Planeten nicht gestörten Bahnen. Der Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter ist heute eine der letzten sicheren Zonen für solche Objekte. Nach Modellrechnungen und Beobachtungen bei anderen Sternen liegt nahe, dass die Ära der Kollisionen in unserem Sonnensystem je nach Schätzung bis zu 100 Millionen Jahre andauerte und mit dem vermuteten dramatischen Zusammenstoß eines marsgroßen Körpers, Theia genannt, mit der Urerde endete. Die Kollision führte zur erneuten Aufschmelzung der Erde und der Entstehung des Mondes.

Zu dieser Zeit hatte unser Heimatplanet durch frühere Kollisionen 90% seiner endgültigen Größe erreicht, seine Ausformung war also wahrscheinlich noch nicht beendet. Der Mantel Theias sowie ein Teil des Erdmantels wurden durch den heftigen Zusammenprall ins All gesprengt. Fast der gesamte Eisenkern Theias blieb in der Urerde stecken und vereinigte sich mit dem Erdkern. Ein Teil des weggesprengten Theia-Materials sammelt sich in einer Wolke um die Erde und verklumpte schließlich zu unserem Erdtrabanten.

Der Gezeiteneinfluss des Mondes bremste die rasante Erdrotation (anfangs 2,5 Stunden pro Umdrehung), während sich der Orbit des Mondes mit der Zeit vergrößerte – entsprechend dem Gesetz der Drehimpulserhaltung. Dieser Effekt dauert bis heute an. Der Mond stabilisiert auch die Lage der irdischen Rotationsachse, die gegenüber der Ekliptik-Ebene (der Ebene, in der die Erdbahn um die Sonne liegt) gekippt ist. Die geringe Schwankungsbreite der Erdneigung ist wiederum verantwortlich für die relative Regelmäßigkeit des Erdklimas.

Entwicklung der Erde

Wie thermodynamische Berechnungen zeigen, könnte die Temperatur auf der Erde innerhalb von nur 10 Millionen Jahren nach dem Einschlag Theias so weit gesunken sein, dass sich der flüssige Globus wieder mit einer festen Gesteinskruste überzog. Diese bildete sich aus sog. komatiitischer Lava, die deutlich reicher an Magnesium und Eisen war als basaltische und lediglich in der Frühzeit der Erde auftrat. Der Planet muss damals noch sehr heiß gewesen sein und wies vermutlich eine mobile Kruste auf, die leicht schmolz. Von Feuerströmen und Asteroideneinschlägen wurde sie stets aufs Neue zerrissen und Krustenteile tauchten immer wieder in die wallende Glut des Erdinneren ein.

Untersuchungsergebnisse deuten darauf hin, dass sich die heftigsten Einschläge auf die Erde auf einen Zeitraum von 4,48 bis 4,45 Milliarden Jahren vor heute beschränkten. (Nach Untersuchung von rund 100 Mondkratern gab es dort erst vor 4,3 Milliarden Jahren ein Maximum an Einschlägen.) Die Anzahl der Impakte scheint danach zunächst graduell zurückgegangen sein. Magmatische Prozesse im Mantel und das Wiederaufschmelzen der Krustenfragmente brachten auf der Erde allmählich ein Gestein hervor, das eine andere Zusammensetzung und Dichte hatte als die Urkruste und eher der des Granit, einem hellen magmatischen Gestein, entsprach. Es war sehr viel härter, zugleich aber leichter und ragte aus der umgebenden basaltischen Kruste heraus.

Nach dem Zusammenstoß mit Theia hatte das Schwerefeld der Erde nach und nach zugenommen. Schließlich besaß der Planet soviel Anziehungskraft, um eine zweite Atmosphäre dauerhaft zu halten. Riesige Mengen Gase entluden sich in gigantischen Vulkanausbrüchen und reicherten sich in der Lufthülle an. Zusätzlich setzten die zahlreichen, mit der Erde kollidierenden Himmelskörper beim Aufschlag Gase frei, darunter Wasserdampf, Ammoniak und Methan. So enthielt die Atmosphäre anfangs vor allem Wasserstoff (71%), Kohlenstoffdioxid (23 bis 24%), Stickstoff (5 bis 6%) und geringe Mengen Schwefelverbindungen.

Wasser war schon Bestandteil der ursprünglichen Nebelwolke, aus der Sonne und Planeten hervorgingen, und in Form von Eis auf Planetoiden offenbar weit verbreitet. Sollte dies zutreffen, dann war also bereits bei der Erdentstehung Wasser vorhanden. In der Frühzeit der Erde lag es vor allem im Mantel in Form von Hydraten gebunden vor. Es ist aber unklar, wie viele Wassermoleküle sich in der jungen Erde einlagerten. Nach Schätzungen von Forschern der Universität Tokio enthielt das Mantelgestein damals 50 Mal so viel Wasser wie die gegenwärtigen Meere.

[Viele Indizien sprechen dafür, dass Kohlige Chondrite (bestimmte kohlenstoffhaltige Steinmeteorite) das Wasser für die heutige Erde lieferten. Neben einer Vielzahl von organischen Verbindungen enthalten sie rund 10 bis 20% Wasser, dessen chemische Zusammensetzung – vor allem das Isotopenverhältnis von Deuterium zu Wasserstoff (D/H) – der Chemie der Ozeane entspricht. Auch in Estatit-Chondriten steckt genug Wasser, dessen D/H-Verhältnis ebenfalls einigermaßen passt. Vielleicht läuft alles auf ein Mischmodell hinaus und sowohl Kohlige als auch Enstatit-Chondriten haben zum Wasserbudget der Erde zumindest beigetragen. (Kometen hingegen kommen nicht als Wasserquelle in Frage. Ihr Eis unterscheidet sich in Bezug auf das D/H-Isotopenverhältnis stark vom Wasser auf der Erde.)]

Viele Jahrmillionen dauerte der Kampf zwischen Feuer und Wasser um die Vorherrschaft auf unserem Planeten. Schließlich aber waren die Temperaturen weit genug gesunken. Die Erdatmosphäre war jetzt dauerhaft kühl genug, damit Wasserdampf kondensierte und als Regen zu Boden fiel. Vermutlich schüttete es in Strömen ununterbrochen mehrere zehntausend Jahre lang. Spätestens vor 4,3 Milliarden Jahren sammelte sich flüssiges Wasser in riesigen vulkanischen Becken und Senken der Erdoberfläche. Mit der Zeit bildeten sich immer größere Seen und Meere.

Nach anderer Ansicht ähnelte zur Zeit des großen Regens die junge Erde äußerlich noch dem heutigen Mond: Ihre Oberfläche aus schwarzem Basaltgestein sei pockennarbig von Einschlägen gewesen, aber es gab kaum größere Senken, in denen sich Regenfluten hätten sammeln können. Das Wasser stieg deshalb überall gleichmäßig – mit der Folge, dass der nun gebildete Ozean bald den gesamten Globus bedeckte. Nur die hohen Vulkanberge ragten als Inseln aus dem Meer heraus.

Vor längstens vier Milliarden Jahren hatte das Wachstum der Planeten im Sonnensystem ein Ende. Auf der Erde existierten jetzt eine Gesteinskruste und Ozeane – vielleicht sogar schon eine kontinentale Kruste, auf welcher der Kreislauf von Verwitterung und Sedimentation ablief. Die Ordnung war aber noch instabil – u. a. aufgrund der Wechselwirkung der Planeten mit kleineren Himmelskörpern.

Der wandernde Jupiter hat möglicherweise den Planetoidengürtel kräftig aufgemischt und dabei Asteroiden ins innere Sonnensystem geschleudert. Die Frage ist noch nicht geklärt, wann genau der Meteoritenhagel auf der Erde einsetzte und ob er kurz und heftig war oder schwächer und länger dauerte. Daten von Mondproben legen jedenfalls nahe, dass um 3,95 Milliarden Jahre v. h. in einem relativ kurzen Intervall von wenigen Dutzend Millionen Jahren eine Flut von Himmelsobjekten auf dem Mond – und entsprechend wohl auch auf der Erde – einschlugen. Auch anschließend wurde unser Planet noch hin und wieder von einem Himmelskörper getroffen, ehe Ruhe einkehrte.

Vor 3,8 Milliarden jedenfalls endete das sog. Höllenzeitalter oder Hadaikum (nach Hades, dem Gott der Unterwelt in der griechischen Mythologie), das mit der Entstehung der Erde begonnen hatte. Es folgte das Archaikum, das bis 2,5 Milliarden Jahre vor heute andauerte. In dieser Zeitepoche war die Erde erstmals durchgängig von einer festen Kruste mit einer Oberflächentemperatur unter dem Siedepunkt von Wasser bedeckt.

Kontinente und Tektonik

Nach neuesten Erkenntnissen könnte eine kontinentale Kruste vor 3,7 Milliarden Jahren entstanden sein. Ihr Gehalt an radioaktiven Elementen muss anfangs höher gelegen haben als heute; sie war also wärmer und vermutlich dünner. Im Vergleich zur damals wenige Kilometer mächtigen basaltischen Kruste, die sich grob mit der heutigen ozeanischen Kruste vergleichen lässt, war sie aber wesentlich kühler und chemisch und mineralogisch sehr viel komplexer.

Die ersten Protokontinente nahmen wahrscheinlich nur allmählich Gestalt an, so wie sich auch in der Gegenwart neue Landmassen nur sehr langsam bilden. Auf welche Weise genau und wie schnell echte Kontinente entstanden und wuchsen, ist noch nicht endgültig geklärt. Ausgedehnte Landflächen besaß die Erde damals jedenfalls wohl noch nicht. Die meisten Geologen sind sich allerdings einig, dass die Erde spätestens vor etwa drei Milliarden Jahren erstmals über einen richtigen Kontinent verfügte: ein ödes, mit Vulkanen übersätes Land, sicherlich kleiner als das heutige Australien. Wo er lag, ist nicht bekannt. Da es dicht unter der Kruste immer noch heftig brodelte, zerbrach der Kontinent wieder, während sich anderswo neue Landmassen bildeten.

Wann die moderne Plattentektonik auf der Erde einsetzte, ist heftig umstritten. Laut verschiedenen Theorien gab es im Archaikum immer wieder vorübergehend tektonische Aktivität, die geologisch betrachtet aber eher kurzlebig war und dauerhaft erst vor mehr als drei Milliarden Jahren Fahrt aufnahm. Gewaltige kosmische Geschosse, die die Erde trafen, könnten der Auslöser dafür gewesen sein, dass aufsteigendes Magma aus der Tiefe zunehmend die ozeanischen Platten und kontinentalen Krustenteile umherschob. Bei Zusammenstößen verschmolzen sie zu größeren Gebilden, während erkaltete ozeanische Kruste an Subduktionszonen in den heißen oberen Mantel gedrückt wurde und abtauchte. (Analysen des ältesten Gesteins auf der Erde legen nahe, dass bereits vor etwa vier Milliarden Jahren Vorgänge stattgefunden haben könnten, die der Subduktion ähnelten.)

Nachdem der Prozess einmal angestoßen war, folgte eine (gut dokumentierte) Serie aus Aufspaltungen und Vereinigungen von Kontinenten, die schließlich zur heutigen Festlandsverteilung führten. Der Erdkern treibt gemeinsam mit dem Erdmantel heute noch die Geotektonik mit Kontinentalverschiebung, Gebirgsbildung und Vulkanismus als äußere Erscheinungsformen an.

Stabilisierung

Unsere Erde hatte also ein neues Gesicht bekommen: Aus einem ursprünglich braunen war ein „blauer Planet“ geworden. Nachdem der ständige Regen die Atmosphäre gereinigt hatte, gelangte mehr Sonnenlicht bis zur Erdoberfläche. Die Ozeane wurden zum Ursprung allen Lebens. Fossilfunde belegen, dass die ersten einfachen Lebensformen möglicherweise schon unmittelbar nach Auftauchen der ersten Meere entstanden. In mehr als 3,5 Milliarden Jahre altem Gestein wurde das Vorhandensein von Sauerstoff produzierenden und Minerale verarbeitende Lebensformen nachgewiesen.

In der weiteren Erdgeschichte schwankten einige physikalische und chemische Größen, nachdem sie ein bestimmtes Niveau erreicht hatten, nur noch in bestimmten Grenzen, blieben also relativ konstant. Das trifft z. B. auf den Sauerstoffgehalt der Atmosphäre, die Temperatur und die Salinität der Ozeane zu.

Einer Hypothese zufolge betrug die Leuchtkraft der Sonne während des Archaikums nur etwa 75 bis 80% ihres heutigen Wertes. Unter vergleichbaren Randbedingungen hätte die irdische Durchschnittstemperatur etwa 26°C niedriger liegen und damit Wasser größtenteils zu Eis gefrieren müssen. Dennoch liefern die geologischen Zeugnisse bis vor 2,5 Milliarden Jahren keinen stichhaltigen Hinweis auf eine großräumige Vereisung der frühen Erde. Das Treibhausgas Kohlenstoffdioxid spielte möglicherweise eine entscheidende Rolle. Durch vulkanische Aktivität gelangte es ständig in die Atmosphäre: Erhöhte sich dort seine Konzentration, stiegen auch die Temperaturen auf der Erde.

Allerdings: Wäre das CO₂ nicht wieder aus der Atmosphäre entfernt worden, wären im Archaikum die Weltmeere schließlich verdampft – ein Schicksal, das vor vier Milliarden Jahren die Venus ereilte und den Planeten in ein unwirtliches Treibhaus verwandelte. Auf der Erde war es wohl die Gesteinsverwitterung, die uns schließlich davor bewahrte: Sie bindet CO₂ und reduziert damit dessen Konzentration in der Atmosphäre. Wie bedeutend dieser Prozess als Kohlenstoffdioxidsenke war und wann dieser Prozess (Kohlenstoff-Silikat-Zyklus) eingesetzt hat, ist freilich umstritten.

Jedenfalls scheint die Rückkopplung (ein Feedback) zwischen Entzug und Emissionen von Kohlenstoffdioxid dessen Konzentration in der Atmosphäre über einen längeren Zeitraum hinweg – man spricht von 250 000 Jahren -annähernd konstant gehalten zu haben. Das bedeutet aber keineswegs, dass die Erdtemperatur stets gleichförmig war. Im Gegenteil: Durch den Anstieg und Abfall vulkanischer Emissionen oder aber durch Gebirgsbildung, welche die Verwitterung erhöhte, variierte der Kohlenstoffdioxidgehalt in der Lufthülle der Erde fortlaufend. Doch stellte sich immer wieder ein Gleichgewicht her. Das ermöglichte relativ stabile Temperaturen auf unserem Planeten und machte die Entstehung und Entwicklung des Lebens erst möglich.

Die meisten Wissenschaftler stimmen heute der Annahme zu, dass das Leben selbst die oben beschriebene Rückkopplung maßgeblich beeinflusst hat, selbst wenn wir noch lange nicht alle Einzelheiten des Rückkopplungs-Mechanismus kennen. Cyano-Bakterien und später Pflanzen bauten mittels Fotosynthese Kohlenstoffdioxid aus der Atmosphäre ab. Die Wurzeln der Landpflanzen brachen Gesteine auf und förderten die Verwitterung. Durch Zersetzung organischen Materials und Stoffwechsel der Tiere gelangte CO₂ schließlich wieder in die Atmosphäre. Dieser organische Kohlenstoffzyklus konnte das CO₂-Budget der Atmosphäre beeinflussen und immer wieder ausbalancieren. Selbst die ständig steigende Energieabstrahlung der Sonne hat auf Dauer ein komplexes Gleichgewicht nicht verhindert. Heute werfen die massiven zusätzlichen Kohlenstoffdioxid-Emissionen aus den fossilen Brennstoffen den CO₂-Zyklus aus dem Gleichgewicht.

Die wesentlichen biogeochemischen Kreisläufe, von denen auch unsere Existenz abhängt, waren schon vor drei Milliarden Jahren etabliert, lange bevor große Organismen erschienen. Seitdem sind die dynamischen Aktivitäten der Biosphäre vollständig mit denen der Litosphäre, Hydrosphäre und Atmosphäre verflochten; sie wirken aufeinander und regulieren sich gegenseitig. Durch dieses verhältnismäßig komplexe System von fast geschlossenen Stoffkreisläufen wird eine ausgeglichene Energiebilanz aufrechterhalten. Schon längerfristige geringe Abweichungen hätten die Erde zu einer glühenden Hölle oder Eiswüste machen können.

Vor 2,7 Milliarden Jahren bestand die Erdatmosphäre höchstwahrscheinlich noch zu rund 70% aus Kohlenstoffdioxid und enthielt keinen Sauerstoff. Es waren allerdings schon Mikroorganismen (Cyano-Bakterien) aktiv, die mit der Fotosynthese Sauerstoff freisetzten. Dieser reagierte im Meer mit anderen im Wasser gelösten Substanzen, insbesondere mit Eisenionen und Schwefelverbindungen, zu meist nicht mehr löslichen Formen. Im Laufe der Jahre besiedelten die Cyano-Bakterien immer größere Meeresgebiete, womit auch die Sauerstoff-Produktion zunahm. Ein nennenswerter Anteil davon gelangte als freies Gas in die Atmosphäre. Vor 2,2 Milliarden Jahren war der Sauerstoffgehalt in der Lufthülle der Erde schon auf mehr als ein Prozent des heutigen Werts gestiegen. Als Folge begann nun auch die Erdoberfläche zu oxidieren: Eisenminerale z. B. reagierten mit dem Sauerstoff zum roten Eisenerz Hämatit.

Nach der Entwicklung der Pflanzen wurde im Laufe von vielen Jahrmillionen immer mehr Sauerstoff (O₂) freigesetzt, so dass sein Gehalt in der Atmosphäre immer mehr anstieg. Erst vor etwa 350 Millionen Jahren pendelte sich schließlich ein Gleichgewicht zwischen der fotosynthetischen O₂-Produktion und dem O₂-Verbrauch der Tiere ein. Seitdem beträgt der Anteil des Gases in der Atmosphäre relativ konstant knapp 21%.

[Als Glücksfall für die Evolution des Lebens erwies sich zudem, dass der Sauerstoff in der Stratosphäre durch die kurzwellige, energiereiche UV-Strahlung der Sonne gespalten wird. Als Folge entstand dort Ozon (O₃), das einen Schutzschirm gegen die gefährlichen Strahlen bildete und die Entwicklung des Lebens an Land möglich machte. Die Ozonschicht schützt uns auch heute noch vor der ultravioletten Sonnen-Strahlung.]

REM