Het ontstaan van de aarde

De Melkweg, het sterrenstelsel waartoe de zon en de planeten behoren, is waarschijnlijk zo'n 14 miljard jaar oud. Deze ouderdom is benaderd uit de vervalsnelheid van radioactieve mineralen. Met dezelfde methode wordt voor de Aarde en andere planeten in het zonnestelsel een getal van 4,6 miljard jaargevonden. Men heeft ingezien dat het voor een beter begrip van de aarde noodzakelijk is ook andere planeten te bestuderen. Onderzoek van de maan is bijvoorbeeld van groot belang.

Het zonnestelsel

Het sterrenstelsel Melkweg, waartoe ook de aarde behoort, is zo'n 14 miljard jaar oud. Door de vervalsnelheid van radioactieve mineralen te meten, kan men deze ouderdom bepalen. Ons zonnestelsel bestaat uit de zon, de aarde, en de andere planeten, zoals venus, mars, en mercurius. Voor de aarde en de andere planeten in ons zonnestelsel heeft men een ouderdom van 4,6 miljard jaar gevonden. Om de herkomst van de aarde beter te begrijpen, kijkt men ook naar de andere planeten, vooral de groep met ongeveer gelijke afmetingen als de aarde. Tot de zogenaamde aardse planeten behoren Mercurius, Venus, Mars en ook de maan, die, hoewel een satelliet van de aarde, toch als een typisch planetair hemellichaam wordt beschouwd. Vergelijkend onderzoek van de verschillende hemellichamen, die tezamen het zonnestelsel vormen, verschaft ons inzicht in de geschiedenis van de aarde en de processen die het verloop van de geschiedenis bepalen. Onderzoek van de maan, onze buurman in de ruimte, is bijvoorbeeld van groot belang. De tegenwoordig beschikbare gegevens lijken erop te wijzen dat het oppervlak van de maan de laatste 3 miljard jaar weinig veranderingen heeft ondergaan. In de trekken van het maanoppervlak kunnen dus de indrukken bewaard zijn gebleven van verschillende processen, die in een vroegere periode van het zonnestelsel actief zijn geweest. Het oppervlak van Mars en Mercurius, en mogelijk ook Venus, herbergt misschien soortgelijke informatie. Hoe het zonnestelsel zijn bestaan is begonnen, en zich heeft verdicht tot planeten en andere hemellichamen is niet precies bekend. Terwijl men zich betrekkelijk gemakkelijk een beeld kan vormen van het ontstaan van onze Melkweg en andere melkwegstelsels door verdichting van ijle wolken kosmisch gas en stof, is een beeld van de oorsprong van het zonnestelsel niet zo makkelijk te schetsen.

Hypotheses

De bekendste theorie is de nevelhypothese, die teruggaat tot de tijd van de Duitse wijsgeer Kant (1724-18o4). Met deze theorie bracht Kant de idee naar voren van een oerzonnenevel, waarin na verloop van tijd opeenhopingen van materie zouden zijn gevormd die zich uiteindelijk zouden hebben verdicht tot uit vaste stof bestaande planeten. Dit is op zijn best niet meer dan een eenvoudige beschrijvende theorie, die niets zegt over de mogelijke fysische mechanismen, welke tot de vorming van vaste lichamen zouden kunnen leiden. De Franse sterrenkundige Laplace (1749-1827) bracht een soortgelijke opvatting naar voren. De theorieen van Kant en Laplace staan bekend als natuurlijke theorieën of theorieën van de geleidelijke ontwikkeling. Een moderne uitbreiding van hun opvattingen houdt in, dat de meeste sterrenstelsels in het heelal waarschijnlijk op deze wijze zijn ontstaan, zodat we stelsels met een centrale ster en daaromheen draaiende planeten mogen beschouwen als de natuurlijke uitvloeisels van de ontwikkeling van in normale melkwegstelsels voorkomende lichamen. Op deze manier komt men ertoe om aan te nemen dat planetenstelsels in even ontelbare aantallen bestaan als de sterren. Andere opvattingen om de geboorte van de planeten te verklaren, berusten op catastrofetheorieen. Deze theorieën schrijven de vorming van de planeten gewoonlijk toe aan de dichte nadering of de botsing van twee sterren. Een populaire theorie van die strekking werd geformuleerd door de Britse sterrenkundigen ]eans en jeffries, die beweerden dat een planetenstelsel zou kunnen ontstaan uit een lange sliert gasvormig materiaal, die door een soort getijdewerking uit een ster wordt losgemaakt. Eenmaal in beweging gezet met een hoekmoment, verkregen uit de beweging van de sterren ten opzichte van elkaar, zou de gas-sliert rondom één van de sterren (dat wil zeggen de zon) gaan draaien en zich daar langzaam verdichten tot vaste planeten. Deze ontstaanswijze van ons zonnestelsel kent thans niet veel aanhangers meer. Op grond van de tegnwoordige gegevens lijkt het waarschijnlijk dat het zonnestelsel op de een of andere wijze is ontstaan uit een roterende nevel, zoals deze voorkomt in het basismodel van Kant en Laplace. De wijze waarop het zich ontwikkelde uit deze oernevel begrijpt men echter nog niet helemaal. Het mechanisme met de meeste aanhangers is een model dat bekendstaat als het evenwichtscondensatiemodel; dit model houdt in, dat de oernevel zeer langzaam en gedifferentieerd afkoelde uit een medium met een oorspronkelijk overal gelijke samenstelling. Uit astrofysisch onderzoek en directe waarnemingen is gebleken, dat de verschillende leden van het zonnestelsel geen lichamen zijn die bestaan uit homogene mengsels van de chemische elementen. Dit bevestigt de idee van het evenwichtscondensatiemodel. In het centrum van het zonnestelsel bevindt zich de zon, een gasvormig lichaam met een oppervlaktetemperatuur van 6000 °C en een dichtheid van anderhalf keer die van water.

Met toenemende afstand tot de zon daalt de temperatuur en neemt de dichtheid van de planeten, die we achtereenvolgens ontmoeten, af. Van de zogenaamde aardse planeten hebben de aarde en Mercurius, de planeet die het dichtst bij de zon staat, de grootste dichtheid van alle planeten. Venus en Mars hebben ook een betrekkelijk grote dichtheid. De zogenaamde reuzenplaneten, zoals jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus, hebben geringere dichtheden, ongeveer gelijk aan of tweemaal die van water. Uit waarnemingen blijkt, dat er in feite drie typen hemellichamen in het zonnestelsel voorkomen, die zich van elkaar onderscheiden door hun samenstelling. Er worden uit stenig materiaal bestaande lichamen aangetroffen, zoals de aardse planeten en meteorieten (protoplaneten) in een zone dicht bij de zon; dichte, gasvormige, op de zon lijkende lichamen, vertegenwoordigd door de reuzenplaneten; en een derde categorie lichamen, samengesteld uit zowel stenig materiaal als ijs, zoals de natuurlijke satellieten (manen) die om de reuzenplaneten cirkelen, en misschien ook Pluto, de planeet die aan de buitenrand van het zonnestelsel ligt. Kometen zijn lichamen die uit gas en stof bestaan met al of niet een uit steen of ijs bestaande kern. Men moet wel in gedachten houden, dat, hoewel de planeten en andere hemellichamen die het zonnestelsel vormen een grote hoeveelheid materie vertegenwoordigen, deze hoeveelheid zeer gering is in vergelijking met de massa van de zon (zie tabel). De totale massa van het zonnestelsel wordt geschat cp 2,0 X 10^33 [g] en is als volgt verdeeld:

Lichaam	Percentage gewicht
Zon	99,866%
planeten	0,134%
kometen	0,0003%
manen	0,00004%
planetoiden	0,0000001%
meteorieten	0,000000000001%

De vorming van de aarde en planeten

De vorming van de zon zelf was waarschijnlijk het gevolg van het instabiel worden en vervolgens instorten van de oerzonnenevel onder invloecl van zijn eigen zwaartekracht. Misschien zijn de massale reuzenplaneten op soortgelijke wijze gevormd tenzij deze planeten hun buitenste lagen hebben opgebouwd rondom een oorspronkelijk aanwezige, uit steen en ijs bestaande kern. Een dergelijke steen en ijskern zou dan, met behulp van de aantrekking door de zwaartekracht, massa’s ongedifferentieerd gasvormig materiaal hebben kunnen invangen. In het geval van de aardse planeten echter vond de aangroei van materiaal op andere plaats. De aardmantel is duidelijk te ontleden in 2 lagen: de buitenmantel die voornamelijk bestaat uit ijzer- en magnesiumsilicaat, en de binnenmantel die onder hoge druk staat en voornamenlijk een mengsel is van ijzer- en magnesiumoxiden. Al deze gegevens wijzen erop dat de aarde waarschijnlijk gevormd werd, toen de temperatuur was gedaald tot ongeveer 600ºK. Bij deze temperatuur wordt water gebonden en opgenomen in de kristalstructuur van de mineralen. Jupiter is gevormd bij temperaturen waarbij water kan condenseren. Een aanwijzing dat deze veronderstelling juist is, wordt gevonden in de geringe gemiddelde dichtheid van Jupiter (1,3), die ongeveer een kwart is van de gemiddelde dichtheid van de aarde.