Precambrium

	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

Het Precambrium is in de geschiedenis van de Aarde de tijdspanne van de vorming van de Aarde tot het begin van het Cambrium, van 4560 miljoen jaar geleden (4,56 Ga) tot 539 miljoen jaar geleden (539 Ma). Daarmee vertegenwoordigt het Precambrium ongeveer 88% van de totale ouderdom van de Aarde. Deze enorme duur geeft uitdrukking aan het concept van "diepe tijd", de haast onvoorstelbare lengte van de geologische geschiedenis. Desondanks ligt gesteente uit het Precambrium op minder dan 20% van de wereld aan het oppervlak.

Vroege natuuronderzoekers verwonderden zich over de schijnbare afwezigheid van fossielen en gebruikten ook wel de naam "Cryptozoïcum" (tijdperk van "verborgen leven"). Later ontdekte men dat er wel degelijk leven in het Precambrium voorkwam, zij het in slechts eenvoudige vormen. Er was sprake van een vreemde, slecht herkenbare wereld. Het aardoppervlak was minder stabiel, het klimaat wisselde van extreme koude tot zinderende hitte, en de atmosfeer bevatte giftige gassen.

Het onderzoek naar het Precambrium omvat enkele van de belangrijkste vraagstukken uit de natuurwetenschap, zoals het ontstaan van de Aarde, de vorming van oceanen en continenten, en het ontstaan van het leven. Het Precambrium beslaat drie van de vier eonen van de geologische tijdschaal: Hadeïcum, Archeïcum en Proterozoïcum. Het Hadeïcum (tot 4,0 miljard jaar) is de tijd tussen het ontstaan van de Aarde en de oudst bekende gesteenten. In dit eon ontstond het Zonnestelsel uit een roterende wolk gas en stof. De kennis over de begintijd van de Aarde is – in de afwezigheid van gesteente uit die tijd – vooral afkomstig van computermodellen. Het Archeïcum (tussen 4,0 en 2,5 miljard jaar geleden) is het eon van de oudste gesteenten en de vorming van kratons, de kernen van de continenten.

De atmosfeer was in die tijd een voor het leven van vandaag giftig mengsel van stikstof, methaan en koolstofdioxide. Er moet echter in het Archeïcum sprake zijn geweest van rudimentair leven. Het Proterozoïcum (van 2,5 tot 0,54 miljard jaar geleden) zag het begin van de platentektoniek. Er waren ijstijden waarin vrijwel de hele planeet met ijs bedekt was, maar ook warmere perioden. De opkomst van cyanobacteriën – organismen die in staat waren tot fotosynthese – zorgde ervoor dat de oceanen en atmosfeer geleidelijk zuurstofrijker werden. Dit maakte de ontwikkeling van eukaryoten en meercellig leven mogelijk en er ontstonden ingewikkelder levensvormen, die hun gaswisseling op zuurstof baseren en zich seksueel voortplanten.

Het begin

Slechts een relatief kleine groep mensen is in de ruimte geweest. De astronauten die de Aarde vanuit de ruimte zagen, meldden dat ze erg onder de indruk van die aanblik waren. Door water en wolken ziet de planeet er uit als een blauw-wit gemarmerde bol. De aanwezigheid van een grote hoeveelheid water maakt de Aarde uniek in het Zonnestelsel, maar zorgt er ook voor dat het aardoppervlak voortdurend bloot staat aan erosie. Als gevolg zijn aan het aardoppervlak vrijwel geen sporen te vinden uit de begintijd.

Dit probleem geldt niet voor alle materie in het Zonnestelsel. Het oppervlak van de Maan is bijvoorbeeld grotendeels onveranderd gebleven sinds het ontstaan. Kleine objecten, zoals ruimtepuin en de planetoïden, hebben nog steeds dezelfde samenstelling als bij het ontstaan van het Zonnestelsel. Zulke objecten kunnen op Aarde inslaan en daarbij deels intact blijven. Een inslag is zichtbaar als een vallende ster; het deel dat bewaard blijft is een ruimtesteen of meteoriet.

Ontstaan van het Heelal

Zie Oerknal voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Het Heelal is ongeveer drie maal zo oud als het Zonnestelsel. De roodverschuiving in het licht van zeer ver afgelegen sterrenstelsels laat zien dat de ruimte uitdijt, waarbij de sterrenstelsels uit elkaar bewegen. Deze uitdijing begon met het ontstaan van het Heelal, ongeveer 13,7 miljard jaar geleden door de Oerknal. Behalve de uitdijing van het Heelal is de Oerknal ook te herleiden uit kosmische achtergrondstraling.

Direct na de Oerknal was het Heelal extreem heet: 10³² graden na 10^-35 seconden. Op dat moment bevond alles zich nog in het extreem kleine volume van 10^-25 cm, maar er volgde een snelle expansie. De gewijzigde omstandigheden zorgden voor de vorming van de eerste protonen en neutronen uit quarks, en het begin van zwaartekracht. Na het ontstaan van zwaartekracht vertraagde de uitdijing. Na 100 seconden was de temperatuur al gedaald tot een miljard graden, voldoende om de eerste atoomkernen te vormen uit protonen en neutronen. Dit was het einde van het tijdperk waarin alles uit een soort soep van straling en energie bestond en het begin van materie.

De spontane vorming van atoomkernen ging door tot 20 minuten na de Oerknal. Daarbij ontstonden kernen van de lichte elementen waterstof, helium en lithium. Waterstof vormt nog steeds ongeveer 75% van alle zichtbare massa in het Heelal; van de andere 25% is vrijwel alles helium. Deze distributie komt overeen met modellen waarin de huidige achtergrondstraling is ingegeven - ze is daarom bewijs voor de Oerknal.

Ongeveer 100.000 jaar na de Oerknal waren de omstandigheden in het Heelal gelijk aan die tegenwoordig binnenin de Zon. De temperatuur was nog steeds duizenden graden hoog en materie bestond uit een plasma van elektronen en ionen van waterstof en helium. Uit dit plasma kon geen licht ontsnappen: het Heelal was opaak. Pas na 400.000 jaar, toen de temperatuur gedaald was tot ongeveer 4500 graden konden ongeladen atomen vormen. Het licht werd geboren en het Heelal werd doorzichtig. Dit eerste licht is de bron van de huidige kosmische achtergrondstraling.

Vorming van zwaardere elementen

Het Heelal was van het begin af aan niet overal gelijk: in sommige gebieden was de materie dichter. In deze gebieden vormden, honderden miljoenen jaren na de Oerknal, de eerste proto-sterrenstelsels. De eerste sterren hadden veel grotere massa's dan de Zon en een veel hogere temperatuur.

Sterren geven licht (en andere vormen van straling) vanwege de kernfusie in hun binnenste. De meeste sterren zijn hoofdreekssterren vergelijkbaar met de Zon. In een dergelijke "gewone" ster bestaat de kernfusie uit het omzetten van waterstof (het eerste element, opgebouwd uit slechts één proton) naar helium (element twee met twee protonen), een langzaam proces dat miljarden jaren kan doorgaan voordat de waterstof opgebrand is.

Wanneer een ster de waterstof in haar binnenste opgebrand heeft implodeert ze, waardoor de druk en temperatuur hoog genoeg worden voor de fusie van helium naar koolstof (element nummer zes) en zuurstof (element acht). Uiteindelijk kunnen deze elementen weer verder fuseren tot zwaardere elementen als magnesium (element 12), silicium (14) of ijzer (26). Hoe zwaarder de atoomkern, des te minder energie er vrijkomt bij de kernfusie. Bij fusiereacties waarbij elementen zwaarder dan ijzer ontstaan komt zelfs helemaal geen energie meer vrij; in plaats daarvan kosten ze energie.

Elementen zwaarder dan ijzer worden uitsluitend gevormd in supernova's, de zeldzame explosies waarmee superzware sterren eindigen. Slechts ongeveer een op de miljoen sterren is zwaar genoeg om in een supernova te veroorzaken. De kracht van de explosie is zodanig dat elementen tot uranium (nummer 92) ontstaan, zij het in kleine concentraties.

Ontstaan van het Zonnestelsel

Zie Zonnenevel voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Het grootste deel van de ruimte in het Heelal is vrijwel perfect vacuüm: het is opmerkelijk leeg. Sterrenstelsels zoals de Melkweg bestaan echter deels uit lichamen van zeer ijl gas, ijs en stof: "wolken" of "nevels". Hoewel ze erg ijl zijn, hebben sommige gas- en stofwolken een immense omvang - hun massa is zo groot als die van miljoenen sterren. Het Zonnestelsel is uit een dergelijke wolk ijle materie ontstaan.

De aanleiding was waarschijnlijk de nabijheid van een of meerdere supernova's, explosies van zware sterren. De drukgolven van dergelijke explosies zorgden voor een plaatselijke verdichting in de wolk. In de eerste fase werd materie uit een bij benadering bolvormig gebied in de moleculaire wolk onttrokken. Het bewoog naar binnen toe en begon te accretiseren. De doorgaande samentrekking van materie resulteerde in een afgeplatte, ronddraaiende schijf: een protoplanetaire nevel. Dit proces kan enkele miljoenen jaren in beslag nemen, maar als een drukgolf de aanleiding is verloopt het veel sneller. Met name in het binnenste gebied van de protoplanetaire nevel was de accretie zo hoog, dat de materie door wrijving begon op te warmen.

In protoplanetaire schijven treden drie effecten op die samen het uiteindelijke aantal en aard van ster en planeten bepalen. De hoge temperatuur in het centrum van de nevel veroorzaakte convectiestroming in de vorm van lokale draaikolken. Tegelijkertijd veroorzaakte de zwaartekracht golven - lokale verdichtingen in de vorm van spiraalarmen. Geladen deeltjes in de nevel werden door het magnetisch veld tegen de beweging in gedreven, waardoor extra wrijving optrad. Het effect van deze processen was dat de meeste materie naar het centrum van de nevel bewoog, waar de centrale ster ontstond - de Zon. Tegelijkertijd werd hoekmoment vooral naar buiten toe verplaatst - naar de plek waar de planeten ontstonden uit kleinere concentraties van stof en gas. Door accretie van materie balden steeds grotere objecten samen, tot honderden kilometers in doorsnee. Deze planetesimalen waren de bouwstenen waaruit later de planeten ontstonden.

In het middelpunt van de nevel ging de samentrekking van materie door tot de druk en temperatuur hoog genoeg waren om waterstof via kernfusie om te zetten in helium. De kracht van de straling die bij kernfusie vrijkomt was zo sterk dat het de stroom van materiaal naar binnen toe ophief. Het evenwicht tussen beide stromen bepaalt de diameter van de ster. Om de ster te vormen moest een oorspronkelijk ongeveer honderd miljoen maal zo groot volume van gas en stof samentrekken. De Zon was enkele honderdduizenden tot miljoenen jaren een T Tauri-ster: koeler maar lichtsterker dan tegenwoordig. De veel sterkere zonnewind, de stroom van geladen deeltjes die de ster uitzend, blies in dit stadium het overgebleven gas en stof de ruimte in. Alleen zwaardere objecten bleven over: de planetesimalen. Verder van de Zon af konden proto-planeten door hun zwaartekracht een deel van het gas vasthouden: dit werden de gasreuzen Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Daarop vormden in enkele miljoenen tot tientallen miljoenen jaren door botsingen en accretie van planetesimalen de huidige acht planeten.

De kennis over dit ontstaansproces komt van twee bronnen van informatie. Ten eerste hebben sterrenkundigen ontdekt dat protoplanetaire schijven een algemeen verschijnsel zijn: ze kunnen direct bestudeerd worden in verschillende stadia van hun ontwikkeling. Ten tweede zijn in het Zonnestelsel zelf overblijfsels van de protoplanetaire schijf te vinden, waarvan een deel als stof en puin - in de vorm van meteorieten - op Aarde belandde. De samenstelling van dit type meteorieten - chondrieten - geeft daarom directe aanwijzingen voor de evolutie van de protoplanetaire nevel.

Ouderdom van de Aarde

Zie ouderdom van de Aarde voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Door radiometrische datering is bekend dat de oudste groep meteorieten rond 4,54 miljard jaar geleden vormde. Dit gebeurde in een vroege fase van accretie, toen de wrijving voldoende afgenomen was voor refractaire metalen om te condenseren.

Verdere gebeurtenissen

Hoewel het Precambrium alles bij elkaar ongeveer 4 miljard jaar duurde en daarmee verreweg de langste periode beslaat in de geschiedenis van de Aarde, is er relatief weinig bekend over deze tijd zelf. Van wat wel bekend is, is een groot deel pas in de loop van de 20e eeuw ontdekt.

Wanneer er voor het eerst sprake was van leven in het Precambrium is niet zeker. Waarschijnlijk ontstond de eerste levensvorm in het begin van het Archeïcum, zo'n 3,65 Ga geleden (zie ook Abiogenese). Zo waren er in deze tijd bijvoorbeeld algenmatten en simpele bacteriën. Er zijn in het westen van Australië bacteriën gevonden die ouder bleken te zijn dan 3450 miljoen jaar; de oudste gevonden materialen zijn echter geschat op 4,4 Ga en deze zijn eveneens in westelijk Australië gevonden. Het betreft detritische zirkoonkristallen die zich in Archeaanse kwartsieten bevonden. Aanvankelijk zijn ze echter gevormd in granitische gesteenten, maar mettertijd zijn deze ontmanteld, waardoor de kristallen in de kwartsieten zijn terechtgekomen. Stromatolieten zijn fossielen die vanaf 3,5 Ga geleden aangetroffen worden in het Precambrium.

Rond 1 Ga, tijdens het Neoproterozoïcum, ontstond het supercontinent Rodinië dat ongeveer 750 miljoen jaar geleden uiteen viel in losse paleocontinenten.

Het laatste deel van het Precambrium zag de opkomst van gemeenschappen van complexe meercelligen, de Ediacarische biota. Deze periode wordt het Ediacarium genoemd.

Zie ook

• Geologische tijdvakken

Bronnen

Voetnoten

Literatuurlijst

• (en) Anderson, M., 2012: Investigating the History of Earth, Britannica Educational Publishing, ISBN 978-1-61530-547-6.
• (en) Chambers, J. & Mitton, J., 2014: From Dust to Life, The Origin and Evolution of our Solar System, Princeton University Press, ISBN 978-­0-­691-­14522-­8.
• (en) Gradstein, F.M.; Ogg, J.G.; Schmitz, M.D. & Ogg, G.M., 2012: A Geologic Time Scale 2012, Elsevier, ISBN 0444594256.
• (en) Levin, H. & King, D., 2017: The Earth Through Time (11th ed.), Wiley, ISBN 978-1-119-22834-9.
• (en) Lunine, J.I., 2013: Earth, Evolution of a Habitable World (3rd ed.), Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-85001-8.
• (en) Martin, R., 2018: Earth's Evolving Systems, The History of Earth (2nd. ed.), Jones & Bartlett Learning, ISBN 978-1284108293.
• (en) Rafferty, J.P., 2011: Geochronology, Dating, and Precambrian Time, The Beginning of the World As We Know It, serie: The Geologic History of Earth, Britannica Educational Publishing, ISBN 978-1-61530-195-9.
• (en) Rollinson, H., 2007: Early Earth Systems, A Geochemical Approach, Blackwell Publishing Ltd., ISBN 978-1-4051-2255-9.
• (en) Stanley, S.M. & Luczaj, J.A., 2015: Earth System History (4th ed.), W.H. Freeman & Company, ISBN 978-1-4292-5526-4.
• (en) Tolstikhin, I.N. & Kramers, J.D., 2008: The Evolution of Matter, From the Big Bang to the Present Day, Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-86647-7.

· ·

Tijdperken van de geologische tijdschaal