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(
Meteorite
)schließen,vondenenmancheei-
nen der Erde vergleichbaren Kern und Mantel
hatten. Lediglich aus Tiefen von maximal etwa
400 km sind einige wenige Proben an die Erd-
oberfläche gelangt. Diese wurden von speziel-
len, hoch explosiven Vulkanen, den diamant-
führenden
Kimberliten
,nachobentranspor-
tiert. Es muss uns also bewusst sein, dass wir
den allergrößten Teil unserer Erde - Erdkern
und Erdmantel - kaum oder gar nicht bepro-
ben können. Lediglich die Erdkruste und man-
che Teile des oberen Erdmantels können wir als
realeGesteineindieHändenehmen.Dieseäu-
ßeren etwa 100 - 150 km, die uns mit mehr als
einer Handvoll Proben zur Verfügung stehen,
bieten allerdings immer noch ein großes Betä-
tigungsfeld.
DiekontinentaleErdkrusteundihreGesteine
sind vermutlich etwas in unserem Sonnensys-
tem Einmaliges, da für ihre Bildung eine relativ
unwahrscheinliche Mischung aus richtiger Ent-
fernung von der Sonne (für die Temperaturen
von außen) und Himmelskörpergröße (für die
Art und Schnelligkeit der Abkühlung, also für
die Temperatur von innen) nötig ist. Insbeson-
dere die Abkühlgeschwindigkeit bestimmt, ob
sich ein anfangs homogener Himmelskörper
weiter differenzieren kann, d. h. ob sich außer
einem Kern und einem Mantel durch geolo-
gisch sehr lang andauernde, chemische „Ent-
mischungsprozesse“ auch noch eine Kruste
und letztendlich die Plattentektonik (wie auf
der Erde geschehen) bilden kann. Die Alterna-
tive ist, dass ein Himmelskörper wie etwa der
Mond „einfriert“, also komplett erkaltet und
somit keine geologischen Prozesse wie Vulka-
nismus, Plattenbewegungen oder Gebirgsbil-
dungen mehr stattfinden können. Die genauen
Mechanismen der
chemischen Differenzie-
rung
, also der Aufteilung der Elemente in
Kruste und Mantel, werden im nächsten Kapi-
tel besprochen.
FürdenMomentalsohaltenwirfest:DieErde
hat sich im Laufe ihrer Entwicklung in Kern,
Mantel und Kruste differenziert. Mit dem Erd-
kern beschäftigen wir uns nicht weiter, da er
für die Probennahme unzugänglich ist. Der
Erdmantel weist fundamental andere Gesteine
aufalsdieErdkruste,unddieozeanische
Kruste unterscheidet sich deutlich von der kon-
tinentalen Kruste. Diese Unterschiede der che-
mischen Zusammensetzung verbunden mit
Unterschieden von Druck und Temperatur be-
dingen die Vielfalt der Minerale und damit der
Gesteine in den verschiedenen Bereichen der
Erde.
1.4 Die Differenzierung der Erde
DieErdeentstand-kurznachderEntstehung
unseres Sonnensystems - vor ca. 4,556 Milli-
ardenJahrendurchdieZusammenba lung
interplanetaren Staubes. Da die Zusammen-
setzung eines bestimmten, aus dem Asteroi-
dengürtel stammenden Meteoritentyps, der
CI-
Chondriten
,überwiegendm td raus
spektroskopischen Daten (Abschnitt 2.5.2) ab-
geschätzten Zusammensetzung der Sonne
übereinstimmt, ist es wahrscheinlich, dass un-
ser Sonnensystem ursprünglich chemisch sehr
homogen war. Dies legt nahe, dass auch die
Gesamtzusammensetzung unserer Erde ziem-
lich genau dieser chondritischen Zusammen-
setzung entspricht. Die oben genannte Alters-
zahl, die für die Erde, die sonstigen Planeten
und die meisten Meteoriten praktisch identisch
ist, bedeutet übrigens, dass man heute mit
modernen isotopengeochemischen Methoden
die „Geburt“ unseres Sonnensystems bis auf
eine Million Jahre genau datieren kann - eine
schier unglaubliche Präzision mit einem Fehler
von weniger als einem Viertausendfünfhun-
dertstel!
ZuBeginnwarunsereErdekomple tge-
schmolzen und homogen. Innerhalb weniger
Millionen Jahre aber kühlte sie schon so weit
ab, dass eine
Differenzierung
im Sinne einer
Entmischung der Bestandteile stattfinden
konnte. Schwere, metallreiche Schmelze sam-
melte sich zunehmend im Kern, leichtere, sili-
katische Schmelze an der Oberfläche - die Un-
terteilung in Erdkern und -mantel war gebo-
