Der Ursprung der Ozeane

Wasser von Anfang an?
Die Urerde hat einen Teil ihres Wassers schon bei ihrer Entstehung mitbekommen, ein anderer Teil fiel später buchstäblich vom Himmel. Daran gibt es keinen Zweifel. Umstritten ist allerdings noch, welcher Anteil überwiegt und woher genau das Wasser jeweils stammt.

Unser Sonnensystem ist vor etwa 4,56 Milliarden Jahren entstanden – aus einer mächtigen Gas- und Staubwolke, in der sich aufgrund der Schwerkraft die Sonne und dann auch rasch die Planeten und weitere große Himmelskörper bildeten. Es ist unklar, wie viele Wasser-Moleküle sich dabei in die junge Erde einlagerten, die innerhalb von etwa 30 bis 100 Millionen Jahren heranwuchs. (Ein Teil dieses Wassers entstand auch erst später durch chemische Reaktionen, bei denen sich letztlich Wasserstoff- und Sauerstoff-Atome zu H₂O-Molekülen verbanden.) Die Analyse von uraltem Gestein aus Grönland und Kanada legt nahe, dass vor mindestens 3,8 Milliarden Jahren Wasser auf der Erdoberfläche floss. Zirkon-Minerale lassen darauf schließen, dass flüssiges Wasser sogar bereits vor 4,4 Milliarden Jahren existierte.

Falls es im inneren Sonnensystem genug Wasser gab, hätte die Urerde viel davon mitbekommen, als sich ihre Bausteine zusammenballten. Zunächst bestand sie hauptsächlich aus glutflüssigem Magma, sodass große Mengen H₂O austraten und eine erste wasserdampfreiche Uratmosphäre bildeten. Allerdings hätte der als Sonnenwind bekannte solare Teilchenstrom, der damals intensiver war als heute, viele H₂O-Moleküle aufgebrochen (Photolyse), worauf vor allem der leichte Wasserstoff ins All entwichen wäre. Wasser von der Masse eines ganzen Ozeans hätte der junge Planet damals wohl innerhalb von zwei Milliarden Jahren verloren.

Mit der Zeit kühlte die Erde ab und bildete eine feste Kruste aus. Dennoch herrschten noch lange viel höhere Temperaturen als heute. Daher gab es damals mehr und größere Vulkane. Durch diese enorme vulkanische Aktivität wurden riesige Mengen an Gas in die Atmosphäre geblasen. Dazu gehörte auch Wasserdampf, der sich in der dichten Lufthülle anreicherte. Vor ungefähr 4,2 Milliarden Jahren waren die Temperaturen unter 100 Grad Celsius gefallen. Daraufhin kondensierte der Wasserdampf: Er wurde flüssig und fiel als Regen zu Boden. Vermutlich schüttete es mehrere 10 000 Jahre ununterbrochen in Strömen. Diese Regenmassen sammelten sich in den Senken der Erdoberfläche und bildeten immer größer werdende Seen und Meere.

Unklar ist allerdings nicht nur, ob im Inneren der Erde überhaupt genug Wasser vorhanden war, sondern auch, ob es in ausreichendem Maß von vulkanischen Aktivitäten nach oben gebracht werden konnte. (Der Wasserdampf in den heutigen Vulkanen stammt hauptsächlich aus dem Grundwasser der oberen Erdkruste, nicht aus dem Erdinneren.)

Spätere Lieferung?
Im Gegensatz zum Modell der feuchten Akkretion nimmt das der trockenen an, dass es im urzeitlichen Sonnensystem erst ab einer Sonnenentfernung von ungefähr 400 bis 450 Millionen Kilometer beträchtliche Mengen an Wasser gab. Das entspricht dem Radius des äußeren Planetoidengürtels oder etwa dem dreifachen Abstand der Erde von der Sonne. Weiter sonnenwärts hätte sich Wasser schlicht durch die Sonnenwärme verflüchtigt. Dann wäre ein Großteil des kostbaren Nass erst nach der Entstehung der Erde zu dieser gelangt.

Tatsächlich stürzten in der Frühzeit des Sonnensystems, vor allem vor 4,5 bis etwa 3,8 Milliarden Jahren, unzählige Planetoiden und Kometen auf die Planeten und ihre Monde. Der kraterübersäte Erdmond zeugt noch heute deutlich von diesem kosmischen Bombardement. Später war der Weltraum größtenteils freigefegt vom Schutt der Urzeit; seitdem ist die Einschlagsrate beträchtlich geringer.

Die Planetoiden, auch Asteroiden oder Kleinplaneten genannt, kreisen hauptsächlich zwischen Mars und Jupiter um die Sonne. Dort waren die Bedingungen zufällig ungünstig, sodass sich aus dem einstigen Gas- und Staubring kein weiterer Planet formen konnte. Immerhin bringen es die 200 größten Planetoiden auf einen Durchmesser von 100 bis 940 Kilometer. Die meisten der auf der Erde gefundenen Meteoriten sind Splitter von kollidierten und dabei zerborstenen Planetoiden, die sich im Lauf der Äonen zu uns verirrt haben. Solche himmlischen Steine kommen als Wasserlieferanten infrage.

Kometen sind ebenfalls Kandidaten für Wasserträger aus dem All. Die eisigen Körper, Dutzende Meter bis Hunderte Kilometer groß, stammen aus den äußeren Regionen des Sonnensystems. Dort herrschen aufgrund der großen Distanz zur Sonne so niedrige Temperaturen, dass Stickstoff, Kohlendioxid, Methan und eben auch Wasser nicht gasförmig vorkommen, sondern als Eis. Stürzt ein Komet auf die Erde, werden unter anderem Wasserdampf und Wasser freigesetzt.

Fest steht, dass mit dem Einschlag unzähliger Planetoiden und Kometen genug Masse aus dem Weltraum zur Erde gelangte, um die Meere zu füllen. Umstritten jedoch ist, ob all diese großen und kleinen Meteoriten auch ausreichend Wasser mit sich führten.

Der Vergangenheit auf der Spur
Die wichtigste Möglichkeit, auf die Herkunft des irdischen Wassers zu schließen, ist die Isotopen-Analyse dieser H 2O-Moleküle sowie der in außerirdischen Körpern. Isotopen sind verschiedene Sorten desselben Elements, die sich in der Zahl der Neutronen und somit geringfügig in der atomaren Masse unterscheiden. So kommt der Wasserstoff im H₂O zuweilen auch als Deuterium (D) vor: als HDO oder, sehr selten, sogar als D₂O. Im Gegensatz zum leichten Wasserstoff (H) besitzt Deuterium nicht nur ein Proton, sondern auch ein Neutron.

Generell gilt: Je weiter entfernt von der Sonne ein Urkörper entstanden ist, desto höher ist sein D/H-Verhältnis. Allerdings nahm das D/H-Verhältnis der Erde mit der Zeit zu, weil H etwas flüchtiger ist als D. (Ebenso war es beim Mars, wie ein Vergleich mit Meteoriten zeigt, die vor zwei, drei Milliarden Jahren von seiner Oberfläche herausgeschlagen wurden.)

Das D/H-Verhältnis in den irdischen Ozeanen beträgt 0,015 Prozent. Das passt gut zu den Werten von Kohligen Chondriten. Dieser Meteoritentyp stammt aus den äußeren Regionen des Planetoidengürtels und enthält relativ viel Wasser, teils mehr als ein Zehntel der Masse. Die Enstatit-Chondriten aus der Innenzone des Planetoidengürtels besitzen hingegen weniger als ein Tausendstel. Die Zusammensetzung ihrer Elemente ähnelt den Bausteinen der Erde am meisten. Das spricht eher für eine trockene Akkretion als Entstehungsprozess unseres Planeten mit einer späteren Wasserlieferung von Kohligen Chondriten. Aber so eindeutig ist das nicht, denn manche Enstatiten beherbergen mehr Wasser, und dessen D/H-Verhältnis weicht vom irdischen kaum ab.

Kometen wie Halley, Hyakutake, Hale-Bopp und Tschurjumow-Gerassimenko aus den Außenbezirken des Sonnensystems haben ein signifikant höheres D/H-Verhältnis: das Zwei- bis Dreifache der Erde. Falls diese kleine Stichprobe repräsentativ ist, konnten Kometen also kaum zu den irdischen Meeren beitragen. Allerdings gibt es auch Kometen aus der Region um Jupiter. Bei zweien davon, C/1999 S4 LINEAR und Hartley 2, wurde das D/H-Verhältnis gemessen und passt zum irdischen.

Eine weitere Möglichkeit ist, dass der Theia genannte Urplanet, der vor über vier Milliarden Jahren mit der Erde kollidierte, einen Großteil des Wassers brachte. Er war ungefähr so groß wie der Mars, wurde bei der Karambolage komplett zertrümmert und richtete verheerende Schäden an. Dabei wurden Teile der Erdkruste und des Erdmantels ins All geschleudert – vielleicht darin vorhandenes Wasser verflüchtigte sich. Um die malträtierte Erde entstand ein Trümmergürtel, aus dem sich der Erdmond formte. Messungen der Verhältnisse von Molybdän-Isotopen im Gestein von Mond und Erde deuten darauf hin, dass Theia aus dem äußeren Sonnensystem stammte. Somit besaß er wohl viel Wassereis.

Das Schicksal der Ozeane
Obschon also noch immer ungewiss ist, was die Hauptquelle des irdischen Wassers war, steht doch fest: Unser blauer Planet wird nicht immer eine Meereswelt bleiben. Er war es sogar bereits die längste Zeit. Denn die Sonne wird immer heißer und heller – um rund ein Prozent alle 110 Millionen Jahre. Das liegt daran, dass sich ihre Zusammensetzung im Kern langsam ändert, wo Wasserstoff zu Helium fusioniert wird und dabei die Sonnenenergie erzeugt. Trotz einer Zunahme der Sonnenleuchtkraft um 30 Prozent in den letzten vier Milliarden Jahren wurde der damit eigentlich einhergehende Temperaturanstieg bislang kompensiert. Ursache ist der biogeochemische Karbonzyklus: ein komplexes Gleichgewicht von Kohlendoxid und Kalziumsilikaten mit Kalziumkarbonat und Siliziumdioxid, das sich gleichsam selbst regelt durch Verdunstung, Erosion, Vulkanismus, Reaktionen am Meeresgrund sowie dem Schalen-Auf- und Abbau von Plankton. Doch so kann dieser Balanceakt nicht andauern. Und dann eskaliert die Situation.

In etwa 800 Millionen Jahre übersteigt die irdische Durchschnittstemperatur 30 Grad Celsius und läutet den Hitzetod für höhere Lebensformen ein. In vielleicht 1,3 Milliarden Jahren können sich auch keine Algen mehr auf dem Festland halten. In 1,6 Milliarden Jahren ist die Sonnenleuchtkraft 15 Prozent größer als heute. Die irdischen Temperaturen klettern auf über 60 Grad. Der Kohlendioxid-Gehalt fällt so weit ab (auf unter 0,00001 Prozent), dass Photosynthese nicht mehr möglich ist. Immer mehr Wasser verdampft, was den atmosphärischen Treibhauseffekt weiter verstärkt und die Temperaturen noch mehr ansteigen lässt. In spätestens zwei Milliarden Jahren sind alle Ozeane verdunstet. Leben gibt es dann nur noch im Tiefengestein – wo auch heute Mikroorganismen gedeihen, in mehreren Kilometern unter der Oberfläche, und sich unabhängig vom Sonnenlicht quasi vom Gestein ernähren: durch geo- und biochemische Reaktionen etwa mithilfe von Metallsulfiden, Eisen, Sulfaten, Schwefelwasserstoff oder Methan.

In 7,6 Milliarden Jahren bläht sich die ausbrennende Sonne zum Roten Riesenstern auf. Dann versengt und verschlingt sie Merkur, Venus und unsere einstige Heimat. Damit endet das irdische Schauspiel. Immerhin herrscht zuvor noch Tauwetter weiter außen im Sonnensystem: In 7,0 Milliarden Jahren ist es auf dem Mars rund 100 Millionen Jahre lang so warm, dass er wieder offene Meere trägt. Und in 7,4 Milliarden Jahren schmelzen auch die Eiskrusten von Jupiters Monden – und spiegeln die Sterne wie ein schwacher Abglanz der irdischen Ozeane.