Icon up Overzicht

Van een wolk stof tot de aarde

Onderwerp:

De alleroudste beschavingen op deze wereld hielden zich al bezig met de vraag hoe de Aarde waar wij op leven onstaan is. In de oudheid bleef deze vraag vaak onbeantwoord, maar sinds Newton in de zeventiende en achttiende eeuw zijn wetten noteerde, zijn er steeds betere methoden en theorieën gevonden om het ontstaan van de Aarde fysisch te doorgronden

Een wolk stof in de ruimte.

Het is bekend dat de ruimte 'leeg' is: er is geen materie, dus ook geen lucht, zoals in de atmosfeer op Aarde. Nou is dat niet helemaal waar, in de ruimte bevinden zich gemiddeld ongeveer 3 tot 5 atomen per kubieke centimeter (ter vergelijk: in de atmosfeer van de aarde zijn dat er ongeveer 2,5 maal 1019). Op sommige plaatsen in de ruimte zijn er min of meer toevallig gebieden met iets meer atomen per kubieke centimeter, zo’n 10 tot 15. Zo’n gebied wordt een interstellaire wolk genoemd.

Interstellaire wolk NGC 604 in sterrenstelsel M33, gefotografeerd door de Hubble space telescoop. Foto: NASA (not copy-righted)

Zie voor een uitgebreide behandeling van deze stof het artikel 'Zwaartekracht: een kwestie van aantrekking’ van Eddy Echternach.

In zo’n interstellaire wolk komen de losse atomen dicht genoeg bij elkaar om naar elkaar toe getrokken te worden door elkaars `zwaartekracht’. Hoe meer atomen aan elkaar klonteren, hoe groter de massa van zo’n klontje wordt. Meer massa zorgt voor een grotere zwaartekracht, dus trekt het klontje nog meer losse atomen aan. Zo ontstaat een proto-ster. Het vormen van zo’n proto-ster uit een interstellaire wolk duurt ongeveer 40.000 jaar, dat is op de sterrenkundige en geologische tijdschaal heel erg kort.

Ontstaan van planeten.

Op een zelfde manier zoals de proto-ster ontstaat, door het samenklonteren van losse atomen onder invloed van hun eigen zwaartekracht, ontstaan ook de proto-planeten uit de interstellaire wolk. Door het samentrekken van de interstellaire wolk ontstaat een draaiing (ω, zie de animatie). Die draaiing zorgt ervoor dat de proto-planeten in een baan om de Zon terecht komen

Ontbranden van de ster.

Als de massa van een proto-ster groot genoeg is geworden, ongeveer zo groot als die van onze zon (2 maal 1030 kg) dan worden de atomen in het binnenste van de proto-ster door de zwaartekracht zo erg in elkaar gedrukt, dat er kernfusie optreedt.

Kernfusie is een reactie van twee atomen die samensmelten tot één nieuw atoom, bij zo’n reactie komt heel veel energie vrij: de energie die de Zon gebruikt om te stralen. Lees voor meer informatie over kernfusie het artikel met die titel op deze site.

Op dat moment begint de ster te stralen. Door de kracht die met het ontbranden van een ster gepaard gaat en door de energie van het licht worden de resten van de interstellaire wolk de ruimte ingeblazen en blijven alleen de ster en de gevormde planeten over. Op dit moment zijn we ongeveer honderd miljoen jaar na het begin van het samenklonteren van de interstellaire wolk.

Wil je zien hoe de zon en de planeten uit een interstellaire wolk ontstaan? Kijk dan op deze website.

Ouderdom van de Aarde.

Uit berekeningen weten we nu hoe lang een zonnestelsel nodig heeft om te ontstaan. Wat we uit die modellen niet kunnen verklaren is hoe lang geleden dat proces voltooid was, met andere woorden: we weten wel hoe lang de Aarde erover gedaan heeft om te ontstaan, maar we weten nog niet hoe oud zij is. Gelukkig is er een methode om die ouderdom te achterhalen: datering van radioactive isotopen.

Isotopen zijn verschillende gedaanten van eenzelfde element, met een ander aantal neutronen in de kern. Het massagetal van isotopen van eenzelfde element verschilt dus, terwijl het atoomnummer hetzelfde is. Isotopen van eenzelfde element verschillen in de regel in stabiliteit, de ene isotoop kan stabiel zijn, een ander kan een halfwaardetijd van een paar jaar hebben, een derde van een paar eeuwen. Lees voor meer informatie over isotopen en de halfwaardetijd de bijles 'Radioactiviteit' van Bart Lindner.

Kortweg werkt dat zo: je zoekt twee isotopen, met een verschillende, bekende halfwaardetijd. Het ene isotoop vervalt dus sneller dan het andere. De tegenwoordige verhouding van zo’n isotopen-koppel in de aarde kun je bepalen. Als je nu de verhouding van het isotopen-koppel op het moment dat de Aarde gevormd werd, de beginverhouding, kunt achterhalen, kun je met behulp van het verschil in de halfwaardetijd tussen de isotopen de leeftijd van het materiaal uitrekenen. De beginwaarde voor de Aarde wordt bepaald aan de hand van de samenstelling van zogenaamde chondrieten. Chondrieten zijn kleine deeltjes van meteorieten, die tegelijk met de Aarde zijn gevormd. Omdat deze chondrieten heel klein zijn en omdat zij naar men algemeen aanneemt sinds hun ontstaan niet vervuild zijn geraakt, zijn chondrieten eigenlijk kleine registers van de samenstelling van de interstellaire wolk waar de Aarde uit is ontstaan. Chondrieten kunnen in meteorieten zitten die op de aarde terecht zijn gekomen, bijvoorbeeld op Antarctica, maar ze dwalen ook door de ruimte, bijvoorbeeld in de Kuijpers-gordel van meteorieten tussen Mars en de Aarde. Daar worden ze door ruimteschepen opgevangen en meegenomen naar de Aarde, voor onderzoek.

De beginverhouding voor de Aarde, die vanwege de chondrieten vaak de chondritische waarde wordt genoemd, is bekend. Als we nu de tegenwoordige verhouding meten en we vergelijken deze met de beginverhouding, komen we op een ouderdom van ongeveer 4,56 miljard jaar uit.

Tijdschaal

Het ontsaan van de Aarde heeft dus, in verhouding tot haar leeftijd, maar heel kort geduurd! In 'maar' 100 miljoen jaar was de klus geklaard. Vanaf toen moest er nog 4.555.000.000 jaar verstrijken voordat de allereerste mensen de Aarde zouden bevolken…