Dürrer als erlaubt – Warum ist die Erde zu trocken?

Auf den ersten Blick scheint es paradox: Wasser ist die häufigste Verbindung auf der Erdoberfläche. Vom All aus betrachtet, ist der blaue Planet zu 71% von Wasser bedeckt. Und dennoch ist die Erde mit Blick auf die Grundannahme ihrer Entstehung trockener, als sie sein sollte.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland, USA.

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Könnte man den gesamten Wasservorrat der Erde in eine Kugel fassen, hätte sie lediglich einen Durchmesser von 1.340 km. Eher ein kleiner Tropfen.

Der größte Anteil des Erdwassers befindet sich in den Ozeanen. Doch Wasser existiert auf der Erde auch in der Erdkruste (als Kristallwasser und frei beweglich) sowie in der Atmosphäre. Zudem ist Wasser maßgeblich am Aufbau organischer Substanzen beteiligt. Pflanzen, Menschen und Tiere bestehen zu 50 – 80 % aus Wasser. Der Wasseranteil im menschlichen Körper beträgt ungefähr 70 % seines Gesamtgewichts. Auf der Erdoberfläche haben sich seit ihrer Entstehung etwa 1,38 Milliarden Kubikkilometer Wasser angesammelt. Und dennoch macht das Wasser weniger als ein Prozent, genauer gesagt 0,023 % der Erdmasse aus.

Darüber hinaus war es nicht von Anfang an da, sondern wurde im Laufe der frühen Erdentwicklung durch den Eintrag von Kometen und vor allem von Asteroiden auf der jungen Erde etabliert. Vor etwa 4,5 Milliarden Jahren nahm alles seinen Anfang. Die Erde war eine feurige Materiekugel, ein Schmelztiegel der Elemente, ohne erkennbare Struktur. Von einer blauen Atmosphäre, geschweige denn von flüssigem Wasser war weit und breit nichts zu sehen. Doch bald kam Ordnung in das Chaos: Angetrieben von der Schwerkraft begannen sich die Elemente der Erde zu sortieren. Schweres Metall wie Eisen und Nickel sank hinab ins Zentrum der Erde und bildete den Kern. Leichtere Elemente dagegen trieben nach außen. So entstanden der Erdmantel und schließlich, als Schlacke auf dem brodelnden Inneren, die Erdkruste. Sie trennte von nun an das heiße Innen vom immer kühler werdenden Außen. Durch Ausgasungen dieses gigantischen Magmaballes und im weiteren Verlauf durch Vulkanismus gelangte ein Teil des irdischen Wassers in die Uratmosphäre.

Dieser Teil des Wassers auf der Erde entstammt also dem Erdinneren. Dennoch ist die Herkunft des irdischen Wassers, und insbesondere die Frage, warum auf der Erde zwar deutlich mehr Wasser vorkommt, als auf den anderen erdähnlichen Planeten des Sonnensystems, und sie dessen ungeachtet bei einem nur ein-prozentigen Anteil des Wassers an der Gesamtmasse der Erde an sich trotzdem ein eher trockener Planet ist, bis heute nicht vollständig geklärt.

Der womöglich größere Anteil des heute vorhandenen Wassers ist durch Einschläge (Impakte) von Kometen, transneptunischen Objekten oder wasserreichen Asteroiden (Protoplaneten) aus den äußeren Bereichen des Asteroidengürtels auf die Erde gelangt. Messungen des Mengenverhältnisses der beiden Wasserstoffisotope Deuterium und Protium (D/H-Verhältnis) deuten dabei eher auf Asteroiden hin, da in Wassereinschlüssen in kohligen Chondriten (eine besondere Form der Steinmeteorite) ähnliche Verhältnisse gefunden wurden wie in ozeanischem Wasser, wohingegen bisherige Messungen dieses Isotopen-Verhältnisses an Kometen und transneptunischen Objekten nur schlecht mit irdischem Wasser übereinstimmten.

NASA, ESA, A. Feild
Protoplanetare Scheibe: Im Standardmodell bildet sich die Erde innerhalb der Schneelinie. Daher sollte sie sehr viel mehr Wasser als beobachtet enthalten.
(Bild: NASA, ESA, A. Feild)

Das Standardmodell erklärt die Entstehung des Sonnensystems aus einer sogenannten protoplanetaren Scheibe aus Gas und Staub. Aus ihr kondensierten etwa zeitgleich die großen Körper wie die Planeten. Die Wolke bestand zu über 99% aus den Gasen Wasserstoff und Helium sowie einem geringen Anteil aus nur mikrometergroßen Staubteilchen, die sich aus schwereren Elementen und Verbindungen, wie Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, anderen Kohlenstoffverbindungen, Ammoniak und Siliziumverbindungen zusammensetzten. In der protoplanetaren Scheibe nahm die Temperatur von innen (Sonnennähe) nach außen ab. Gleichzeitig nahm der Gasdruck in der zentralen Ebene der Scheibe zunächst zu, weiter außen (jenseits von etwa 10 AE, 1,5 Mrd. km) wieder ab. Welchen Einfluss übt das Standardmodell nun auf den geringen Wasseranteil aus?

In welchem der drei Phasenzustände (gasförmig, flüssig oder fest) Wasser vorliegt, hängt vor allem von zwei Faktoren ab: Der Temperatur und dem Druck. Die Verhältnisse in der protoplanetaren Scheibe gestalteten sich derart, dass Eis ab einer Entfernung vom Scheibenzentrum von ungefähr 2,5 AE stabil existieren konnte. Diese Entfernung wird in der Astrophysik auch als „Schneelinie“ (oder im englischen snow-line) bezeichnet. Planetesimale, (junge, kleinere Vorläufer der „ausgewachsenen“ Planeten), die sich jenseits der Schneelinie bildeten, enthalten darum auch große Mengen an Wassereis.

NASA, ESA, A. Feild
Im Modell der Todeszone bildet sich die Erde in einer wärmeren und trockeneren Region jenseits der Schneegrenze, die sich hier wesentlich weiter entfernt von der Sonne befindet.
(Bild: NASA, ESA, A. Feild)

Da wir heute Wasser auf der Erde beobachten können, von dem wir wissen, dass es aus unterschiedlichen Quellen auf unseren Planeten gelangt sein muss, bildete sich die junge Protoerde demnach in einem Bereich, in dem die Temperaturen die Kondensation von Eis aus der Scheibe erlaubten. Eisreiches Material hätte also in großem Umfang bei der Erdentstehung zu Verfügung stehen müssen. Der Grund aber, warum unser Planet weder eine Eis- noch eine Wasserwelt geworden ist, liegt in einer verfeinerten Abgrenzung des Standardmodells zur Planetenentstehung.

Diese verfeinerte Abgrenzung verlegt den Entstehungsort der Protoerde in eine heißere und trockenere Region der Schneelinie, die auch als „Todeszone“ charakterisiert wird. Aktuell liegt die Grenze zur Schneelinie inmitten des Asteriodengürtels zwischen Mars und Jupiter. Jenseits dieser Grenze reicht der Einfluss der Sonne nicht mehr aus, um eisige Überbleibsel aus der Entstehungszeit des Sonnensystems dauerhaft aufzuschmelzen. Die bisherige Vorstellung des Standardmodells sieht die Schneelinie zur Entstehungszeit der Erde sehr viel weiter im inneren Sonnensystem.

In der Neudefinition der Schneegrenze bleibt diese jedoch im Wesentlichen ortstreu und befindet sich zu keiner Zeit innerhalb des Erdorbits, was letztlich eine verträgliche Erklärung zum Gestaltungszustand unseres Planeten liefert. Bei dem Erklärungsansatz spielt darüber hinaus auch der Ionisationsgrad der protoplanetaren Scheibe eine wesentliche Rolle. Unter Ionisation wird im Allgemeinen der Vorgang verstanden, bei dem aus einem Atom oder Molekül ein oder mehrere Elektronen durch hohe Energien „herausgeschlagen“ werden. Im konventionellen Modell stellt sich die Scheibe in einem voll ionisierten Zustand dar. Die Gase in ihr wiesen also eine elektrische Ladung auf. Dadurch spiralten sie in das Zentrum der Scheibe, in dem sich die Protosonne befand. Ein Prozess, der die Scheibe durch die somit anwachsende Protosonne weiter aufheizt, ein Umstand, der die Schneelinie weiter nach außen verschiebt.

Im laufenden Entstehungsprozess dünnt die Scheibe immer weiter aus, da ihr Baumaterial in den Planeten verwendet bzw. durch den stärker werdenden Strahlungsdruck der Protosonne in den Raum getrieben wird. Durch das Ausdünnen verringert sich die Temperatur der Scheibe, die Schneelinie verschiebt sich zurück Richtung Sonne und passiert den Erdorbit noch bevor die Erde vollständig ausgebildet ist. Die junge Erde hätte also zu dieser Zeit von eisreichem Baumaterial umgeben sein sollen. Wie man an Planeten wie Uranus oder Neptun gut ablesen kann, sollte der prozentuale Anteil des Wassers bei Körpern, die gesichert jenseits der Schneelinie entstanden sind, bei über 10% liegen. Ein Wert, den die Erde auch im Ansatz nicht erreicht.

Was ist also geschehen? Vermutlich hat die Strahlung der Protosonne nicht ausgereicht, um die gesamte Protoplanetare Scheibe vollständig zu ionisieren. Das Gas der Scheibe wies keine elektrische Ladung auf, der Zufluss weiteren Baumaterials in Richtung Zentralgestirn versiegte somit. Stattdessen sammelte es sich in einem Bereich von 0,1 AE bis etwa drei AE um die junge Sonne herum an und bildete dort eine Art Riegel, der immer dichter wurde und schließlich zu einer „Todeszone“ innerhalb der protoplanetaren Scheibe führte. Ähnlich wie im Zentrum der Scheibe, bewirkte auch innerhalb der „toten Zone“ die immer dichter werdende Materieansammlung ein Ansteigen der Temperatur in der „Todeszone“. Dadurch wurden leicht flüchtige Stoffe wie Wasser aus der „Todeszone“ herausgetrieben und das zurückbleibende Gemisch wurde „trocken“. Die Erde, Mars und Venus sowie Merkur bildeten sich dann aus diesem trockeneren Anteil und enthalten daher nur sehr wenig Wasser.

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