Waarom de aarde anders is

In ons zonnestelsel is de aarde anders dan de drie andere rotsachtige planeten – Mercurius, Venus en Mars – en al helemaal anders dan de vier gasplaneten. Onze planeet heeft als enige een volledige planetaire kringloop waarin materiaal voortdurend rondgaat, en heeft ook als enige een sterk magneetveld. Ook is de aarde de enige planeet met ver geëvolueerd leven. De planetaire kringloop en het magneetveld van de aarde hebben te maken met de ontstaansgeschiedenis. Misschien dat dit voor het leven ook wel geldt. Hier een korte samenvatting van 4,6 miljard jaar aarde.

Planeten worden gevormd in donkere koude wolken in de ruimte. In het geval van ons zonnestelsel begon het ongeveer 4,6 miljard jaar geleden. In de ruimte bevinden zich enorme, langzaam ronddraaiende gaswolken, met een hele lage temperatuur (10-50 Kelvin, dat is -263 tot -223 graden Celsius) en een hele lage dichtheid (honderden tot duizenden deeltjes per kubieke centimeter; ter vergelijking: onze atmosfeer bevat 25.000.000.000.000.000.000 deeltjes per kubieke centimeter). Door een combinatie van druk van buitenaf, bijvoorbeeld een schokgolf van een supernova – een stervende ster die ontploft –, en trekkende zwaartekracht van binnenuit, kunnen delen van deze stofwolk ineenstorten tot zogeheten dichte kernen (tienduizend tot een miljoen deeltjes per kubieke centimeter). Zo’n dichte kern was het begin van ons zonnestelsel. Die dichte kern had een massa van ongeveer 1,1 keer de massa van onze huidige zon en bestond voor circa 90 procent uit het gas waterstof, voor 8 procent uit het gas helium en voor de overige 2 procent uit alle andere elementen die zwaarder zijn dan helium. De dichte kern bleef onder invloed van de zwaartekracht verder instorten en het overgrote deel van het materiaal eindigde als een bol in het midden: de protozon. Door dit instorten ging de reeds draaiende dichte kern steeds sneller draaien, waardoor niet al het materiaal in de protozon kon worden opgenomen maar een schijf er omheen vormde: de protoplanetaire schijf. Terwijl het waterstof in de zon door de hoge temperatuur (15 miljoen graden) en druk (225 miljard keer de luchtdruk op aarde) fuseerde tot helium, stopte de aanvoer van nog meer materiaal uit de gaswolk en begon de protoplanetaire schijf af te koelen. Dit afkoelen maakte het mogelijk dat deeltjes uit de schijf condenseerden tot stof en ijsdeeltjes die vervolgens samenklonterden. Deze minuscule deeltjes (kleiner dan een micrometer) bewogen in een baan om de zon en groeiden door te botsen en aan elkaar te blijven plakken tot ze uiteindelijk protoplaneten vormden, voorstadia van planeten.

Protoplaneten

De samenstelling van de protoplanetaire schijf was niet overal hetzelfde maar veranderde met de afstand tot de zon, omdat het dichter bij de zon warmer was dan verder weg. De protoplaneten werden voornamelijk gevormd uit het materiaal dat voorkwam in hun eigen baan om de zon, maar botsingen zorgden ervoor dat protoplaneten soms uit hun baan werden geketst, in een baan van een andere protoplaneet terechtkwamen en daarmee een grotere protoplaneet gingen vormen. Op het moment dat de eerste protoplaneten ontstonden, bevatte de protoplanetaire schijf ook nog veel gas. De grootste protoplaneten trokken door hun zwaartekracht veel van dat gas aan; zo vormden zich de planeten Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Zeer waarschijnlijk zijn deze gasplaneten niet ontstaan op hun huidige plaats in het zonnestelsel, maar hebben ze zich pas nadat ze gevormd waren verder naar de buitenkant bewogen. Tijdens deze verhuizing trokken ze nog meer gas aan en werd de rest van het gas uit het zonnestelsel geduwd. Uit het materiaal dat achterbleef zijn, wederom uit lokaal materiaal en door botsingen met protoplaneten uit andere banen, de vier ‘aardse planeten’ gevormd: Mercurius, Venus, Aarde en Mars.

Evolutie van aardse planeten

We noemen de aardse planeten aards omdat ze net als de aarde uit rotsachtig materiaal bestaan. Maar ze hebben niet allemaal precies dezelfde samenstelling en eigenschappen (zie onderstaand figuur en tabel). Dat komt doordat ze gevormd werden in verschillende delen van de protoplanetaire schijf en ook nog botsten met materiaal uit weer andere delen. Alle planeten bevatten een kleine hoeveelheid radioactieve elementen, die na verloop van tijd vervielen naar andere elementen en daarbij warmte produceerden. Deze (radioactieve) warmte en de vele botsingen tijdens en vlak na de vorming van de planeten zorgden ervoor dat planeten zowel van binnen als van buiten werden opgewarmd. Daarna begon ook de zwaartekracht een rol te spelen. Onder invloed van die warmte en de zwaartekracht zonken verbindingen met een hoge dichtheid naar het binnenste van de planeten. IJzer speelt daarin een grote rol, omdat ijzer onder de hele hoge druk en temperatuur in het binnenste van een planeet een vloeistof met zeer hoge dichtheid vormt. Elementen die graag een verbinding aangaan met ijzer zakten met het ijzer mee en vormden daardoor samen de kern van een planeet. Boven op de kern vormde zich een laag met minder dichte materialen, zoals magnesiumsilicaten (verbindingen van magnesium, silicium en zuurstof), die de mantel vormden. De buitenste laag van een planeet, de korst, werd gevormd door weer andere silicaten, zoals aluminium-, natrium-, kalium- en calciumsilicaten. Dit proces van verdeling van materiaal binnenin planeten vindt ook op aarde nog steeds plaats bij plaatvorming en vulkaanuitbarstingen. Deze zogeheten differentiatie over de kern, de mantel en de korst bepaalt uiteindelijk de dichtheid van de planeet. Door een combinatie van metingen aan de aarde, analyse van gesteenten op aarde en op andere aardse planeten, experimenten en computermodellen hebben we inmiddels een goed begrip van het binnenste van de aarde en een globaal begrip van het binnenste van Mercurius, Venus en Mars.

De overeenkomsten en verschillen tussen de binnensten van de vier aardse planeten (bron: NASA/Wikipedia, bewerking Inge Loes ten Kate).

De aardse planeten vergeleken

In de tabel is een aantal eigenschappen van de aardse planeten naast elkaar gezet. Wat opvalt is dat Mercurius, Venus, Aarde en Mars behoorlijk verschillen, ondanks dat ze allemaal aards zijn. Mercurius en Mars zijn veel kleiner dan Venus en Aarde. De tijdsduur van een rondje om de zon – voor Aarde een jaar – is afhankelijk van de afstand tot de zon. Als we de lengte van een dag – de tijd die het kost om een rondje om de eigen as te draaien – bekijken, zien we dat Aarde en Mars ongeveer even snel om hun as draaien, maar blijkt een dag op Mercurius bijna drie aardse maanden te duren en op Venus wel acht aardse maanden. De zwaartekracht van de zon heeft de draaisnelheden van Mercurius en Venus ontzettend vertraagd. De draaisnelheid hangt dus niet af van de grootte van de planeet, maar van de afstand tot de zon. De grootte van een planeet wordt onder andere bepaald door de hoeveelheid materiaal die beschikbaar was op de plaats waar de planeet ontstond, maar ook bijvoorbeeld een gigantische botsing kan nog invloed hebben.

Eigenschappen van de aardse planeten

Grootte en dichtheid bepalen de zwaartekracht

De beschikbaarheid van materiaal bepaalt niet alleen de grootte, maar ook de dichtheid van een planeet. Mercurius, Venus en Aarde verschillen niet zoveel in dichtheid, terwijl Mars een veel lagere dichtheid heeft. De aardse planeten bestaan vooral uit vast gesteente dat opgebouwd is uit mineralen. Mineralen hebben een bepaalde dichtheid, die wordt bepaald door de samenstelling (lichtere of zwaardere elementen) en interne structuur (dicht of minder dicht tegen elkaar aan zittende elementen). Mars heeft een lagere dichtheid omdat het minder zwaardere elementen bevat en omdat de elementen er mineralen hebben gevormd die niet zo dicht op elkaar zijn gepakt. De combinatie van dichtheid en grootte bepaalt de zwaartekracht op het oppervlak van een planeet. In het geval van Mercurius en Mars leidt dit tot een veel lagere zwaartekracht dan op Venus en Aarde, waardoor het voor Mercurius en Mars veel moeilijker is om een atmosfeer vast te houden.