Hadeïcum
| Eon | Era | Tijd geleden Ma | ||
|---|---|---|---|---|
| Fanerozoïcum | Cenozoïcum | 0 | ||
| 66 | ||||
| Mesozoïcum | ||||
| 252 | ||||
| Paleozoïcum | ||||
| 541 | ||||
| Precambrium | Proterozoïcum | Neoproterozoïcum | ||
| 1000 | ||||
| Mesoproterozoïcum | ||||
| 1600 | ||||
| Paleoproterozoïcum | ||||
| 2500 | ||||
| Archeïcum | Neoarcheïcum | |||
| 2800 | ||||
| Mesoarcheïcum | ||||
| 3200 | ||||
| Paleoarcheïcum | ||||
| 3600 | ||||
| Eoarcheïcum | ||||
| 4000 | ||||
| Hadeïcum | ||||
| ±4600 | ||||
| De geologische tijdschaal volgens de ICS[1] | ||||
Het Hadeïcum is het vroegste tijdperk in de geologische tijdschaal. Het is de tijd tussen de ouderdom van de oudste vaste materialen in het Zonnestelsel (4,567 miljard jaar) en die van het oudst bekende gesteente ter wereld (4,03 miljard jaar). Het Hadeïcum is een van de drie eonen van het Precambrium. Het wordt opgevolgd door het Archeïcum. Uit het Hadeïcum is geen op Aarde ontstaan gesteente bekend, hoewel wel enkele microscopisch kleine kristallen bekend zijn met deze ouderdom (ongeveer 4,374 miljard jaar). Het Hadeïcum begint met de vorming van de Zon en de planeten uit een roterende wolk gas en stof, de zonnenevel. De Aarde ontstond door accretie van om de Zon bewegend materiaal. Tijdens dit proces ontstond de Maan bij een Grote Inslag, waarna de planeet afkoelde en begon te stollen. Daarbij vormde uit een magma-oceaan een vaste aardkorst, die door het intense bombardement van meteorieten later weer vernietigd werd. Door differentiatie scheidde de aardkern van de -mantel. De atmosfeer vormde grotendeels door het ontgassen van de mantel. Er is bewijs gevonden dat op Aarde ook al zeer vroeg vloeibaar water aanwezig was, dat grotendeels afkomstig was uit verder naar buiten gelegen delen van het Zonnestelsel.
Naamgeving en onderverdeling
[bewerken | brontekst bewerken]Het Hadeïcum werd ingevoerd door de geoloog Preston Cloud in 1972. Cloud deelde het Precambrium in vier eonen, en noemde de eerste eon naar Hades, de Griekse god van de onderwereld. Het Hadeïcum werd pas in 2012 formeel door de ICS als formele eenheid in de geologische tijdschaal opgenomen. Omdat er als enige tijdperk in de tijdschaal geen gesteenten bekend zijn had het daarvoor slechts een informele status.
Oorspronkelijk lag de grens met het Archeïcum op 3,8 miljard jaar, de hoogste in 1972 bekende ouderdom van gesteente. Nadien werd ontdekt dat de Acasta Gneiss in het noordwesten van Canada ouder is. De grens tussen Hadeicum en Archeïcum werd daarom naar 4,03 miljard jaar verschoven.
Er zijn verschillende voorstellen gedaan om het Hadeïcum onder te verdelen, maar geen van die verdelingen wordt algemeen gebruikt voor de Aarde of is door de ICS overgenomen. Planetologen die andere planeten bestuderen gebruiken wel indelingen die met het Hadeïcum overlappen. In de Geologische tijdschaal van de Maan is dezelfde tijdspanne bijvoorbeeld onderverdeeld in Vroeg Imbrien, Nectarium, Bekken Groepen en Crypticum.
Vorming van het Zonnestelsel
[bewerken | brontekst bewerken]_(4193-Image).jpeg)
De protoplanetaire schijf
[bewerken | brontekst bewerken]Het ontstaan van planetenstelsels is geen uniek proces. Uit astrofysische waarnemingen en computermodellen is het algemene verloop van dit proces tot in details bekend. Zo weet men dat het Zonnestelsel, waar de Aarde deel van is, ontstond uit een plaatselijke verdichting in een moleculaire wolk, een groot gebied in de ruimte waar geen compleet vacuüm is maar zeer ijl gas en stof voorkomt. Het is goed mogelijk dat deze verdichting in de wolk ontstond door de schokgolf van een nabij gelegen supernova. Zodra de verdichting eenmaal begonnen was, zorgde de zwaartekracht ervoor dat ze versnelde. Door de samentrekking ontstond een protoplanetaire schijf, een ronddraaiende wolk van gas en stof. In deze nevel ontstonden door accretie steeds grotere objecten. Samenraapsels van stofdeeltjes groeiden uit tot planetesimalen ter grootte van planetoïden, waaruit de protoplaneten ontstonden.
Door de wrijving steeg de temperatuur in het middelpunt van de nevel, waar de proto-Zon vormde, tot enkele duizenden graden. Dit bracht de ster in het T Tauristadium, dat een ster als de Zon gewoonlijk doorloopt in minder dan 50 miljoen jaar.[2] Een dergelijke jonge ster is vergeleken met een hoofdreeksster minder compact, heeft een lagere oppervlaktetemperatuur, en een zeer sterke straling van geïoniseerde deeltjes de ruimte in (de zonnewind). De concentratie van massa en daarmee de druk liepen uiteindelijk zo ver op dat kernfusie kon beginnen en de Zon een hoofdreeksster werd.
De sterke zonnewind blies overgebleven lichte stof- en gasdeeltjes weg uit het binnenste deel van de zonnenevel. Alleen objecten met een grotere massa bleven over. Het laatste stadium van accretie zag steeds grotere, gewelddadige botsingen tussen planetesimalen en protoplaneten, tot uiteindelijk de acht huidige planeten overbleven.
De ouderdom van het Zonnestelsel
[bewerken | brontekst bewerken]Omdat het verdichten en de accretie in de protoplanetaire nevel een geleidelijk proces is, kan geen precies moment worden aangewezen waarop de Zon, de planeten, of het Zonnestelsel als geheel ontstonden. Men heeft hiervoor het moment gekozen waarop de temperatuur in de zonnenevel voldoende gedaald was om de eerste vaste stoffen te laten condenseerden. Dit waren refractaire metalen als aluminium en calcium. Samenklonteringen van deze metalen worden gevonden in chondrieten, een type meteoriet waarvan men vermoedt dat ze verwant zijn aan veel van de planetesimalen waaruit de Aarde accretiseerde.
Zulke aluminium- en calciumrijke aggregaten in meteorieten zijn de oudst bekende vaste materialen in het Zonnestelsel. Ze zijn minder dan een millimeter tot een centimeter groot en vallen op door hun lichte kleur. Veel zijn aangetroffen in koolstof-chondrieten, maar ze komen ook in andere typen meteoriet voor. Datering van deze aggregaten met de lood-loodmethode en isochroondatering liet zien dat ze een ouderdom van ongeveer 4,567 miljard jaar hebben.[3] Dit is een gewogen gemiddelde van alle dateringen van calcium-aluminiumaggragaten die een vergelijkbare hoge ouderdom opleverden. Lood-looddatering van de Allendemeteoriet, waarbij vier verschillende calcium-aluminiumaggragaten gebruikt werden om de isochroon op te stellen, gaf bijvoorbeeld een ouderdom van 4567,18 ± 0,50 miljoen jaar.[4] De hoogst vastgestelde ouderdom is van de in het noordwesten van Afrika gevonden meteoriet 2364 CV3: 4568,2 miljoen jaar.[5]
Atmosfeer
[bewerken | brontekst bewerken]Het is aannemelijk dat de Aarde al vroeg tijdens het accretieproces een relatief dikke atmosfeer verwierf. Met hun aantrekkingskracht kunnen protoplaneten in een protoplanetaire schijf vluchtige stoffen (stoffen met een laag kookpunt) makkelijk invangen en vasthouden. Het is echter ook waarschijnlijk dat de planeet deze primitieve atmosfeer tijdens latere fases van accretie weer verloor.[6] Bewijs voor het verlies van deze primitieve atmosfeer is de abundantie van zwaardere edelgassen in de Aarde. Deze is opvallend laag vergeleken met de Zon en koolstof-chondrieten. De laatste zijn de vermoedelijke bouwstenen waaruit de planeet ontstond. Dat maakt het aannemelijk dat de Aarde het merendeel van deze gassen op een bepaald moment na haar vorming verloren is. De hypothetische primitieve atmosfeer bestond waarschijnlijk vooral uit minder zeldzame gassen die nog makkelijker verloren gaan dan de zwaardere edelgassen, zoals waterstof (H2), helium (He), koolstofdioxide (CO2) en waterstofsulfide (H2S).
Hoe de Aarde haar eerste atmosfeer verloor is onbekend. Een mogelijke oorzaak zijn de woeste inslagen van de latere stadia van accretie. Uit modellen blijkt echter dat zelfs bij een botsing ter grootte van de inslag die de Maan vormde slechts ongeveer 30% van de atmosfeer verloren gaat.[7] Een andere mogelijkheid is dat de sterke zonnewind tijdens het T Tauri-stadium van de Zon de atmosfeer wegblies.[6] Als dat klopt geeft het een idee van de snelheid van gebeurtenissen. Zodra in het binnenste van de Aarde een metallische kern vormde, kreeg de planeet namelijk een magnetisch veld dat haar tegen de geïoniseerde straling van de zonnewind beschermde. De hypothetische primitieve atmosfeer moet dus vrij snel na het ontstaan van de planeet verloren zijn gegaan, door een combinatie van de sterke jonge zonnewind en grote inslagen in de laatste fases van het accretieproces.
De huidige atmosfeer vormde vermoedelijk na de grote inslag waarmee de Maan ontstond. Uit het binnenste van de Aarde kwamen gassen vrij die zorgden voor de vorming van een oeratmosfeer. Deze oeratmosfeer bestond waarschijnlijk uit waterdamp, stikstof, waterstof, methaan, waterstofsulfide en koolmonoxide.
Aardoppervlak
[bewerken | brontekst bewerken]
Geologen vermoeden dat ten tijde van het Hadeïcum de aardkorst vloeibaar en zeer heet was. Vanuit de hete kern van de Aarde ontstond er stroming van gesmolten gesteente naar buiten. De aan het aardoppervlak afgekoelde gesteenten zakten naar beneden. Dit proces wordt convectie genoemd. Ook meteorietinslagen veranderden zowel oppervlak als temperatuur van de Aarde. Uit deze periode dateren tevens de oudst bekende zirkonen, waarvan de ouderdom wordt geschat op 4,4 Ga. Deze zirkonen zijn mogelijk van vulkanische oorsprong.
Voetnoten
Literatuur
- (en) Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I. & Ulyanov, A., 2002: Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions, Science 297(5587): 1678–83. DOI:10.1126/science.1073950
- (en) Amelin, Y.; Kaltenbach, A.; Iizuka, T.; Stirling, C.; Ireland, T.; Petaev, M. & Jacobsen, S.B., 2010: U–Pb chronology of the Solar System's oldest solids with variable 238U/235U, Earth and Planetary Science Letters 300(3–4): 343–350.
- (en) Bleeker, W., 2004: Toward a "natural" Precambrian time scale, in: Gradstein, F.M.; Ogg, J.G.; Smith, A.G. (eds.): A Geologic Time Scale 2004, Cambridge University Press. p. 145.
- (en) Bouvier, A. & Wadhwa, M., 2010: The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion, Nature Geoscience 3(9): 637–641.
- (en) Cloud, P., 1972: A working model of the primitive Earth. American Journal of Science 272(6): 537–548. DOI:10.2475/ajs.272.6.537
- (en) Condie, K.C., 2022: Earth as an Evolving Planetary System (4th ed.), Elsevier Academic Press, ISBN 978-0-12-819914-5.
- (en) Connelly, J.N.; Bizzarro, M.; Krot, A.N.; Nordlund, A.; Wielandt, D. & Ivanova, M.A., 2012: The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk, Science 338(6107): 651–55. DOI:10.1126/science.1226919
- (en) Genda, H. & Abe, Y., 2003: Survival of a proto-atmosphere through the stage of giant impacts: the mechanical aspect, Icarus 164, 149–162.
- (en) Gradstein, F.M.; Ogg, J.G.; Schmitz, M.D. & Ogg, G.M.; 2012: A Geologic Time Scale 2012, Elsevier, ISBN 0444594256.
- (en) Rollinson, H., 2007: Early Earth Systems, A Geochemical Approach, Blackwell Publishing Ltd., ISBN 978-1-4051-2255-9.
Externe link
· 
· 
