PALEOKLIMATOLOGIE
2 HET ONTSTAAN VAN DE ATMOSFEER EN DE KLIMATEN VAN PRECAMBRIUM
Dit is het tweede hoofdstuk van de sectie paleoklimatologie. Heeft u het eerste hoofdstuk nog niet doorgenomen, dan adviseren wij u eerst de inleiding door te nemen. De hoofdstukken van de sectie paleoklimatologie zijn
1 Inleiding,
2 Het ontstaan van de atmosfeer en de klimaten van het Precambrium, (dit hoofdstuk)
3 Klimaten van het Paleozoïcum (Cambrium t/m Perm),
4 Klimaten van het Mesozoïcum (Trias t/m Krijt),
5 Klimaten van het Kaenozoïcum (Tertiair en Kwartair) en de toekomst van de atmosfeer,
6 IJstijdtheorieën,
7 Excursiedoelen.
INLEIDING
Zo'n 4,5 miljard jaar geleden is de aarde ontstaan uit de restanten van de kosmische gaswolk waaruit de zon gevormd is. Op verschillende plekken verdichte de gaswolk zich en konden zich planeten vormen. Dicht bij de zon ontstonden de genoemde "Aardse"-planeten. Hieronder verstaan we de planeten Mercurius, Venus, Aarde en Mars. Allen hebben de eigenschap dat zij een vast lichaam hebben, bestaande uit gesteenten, en al of niet omgeven zijn door een relatief dunne atmosfeer. De reuzen planeten van ons zonnestelsel, zoals de verderop gelegen Jupiter en Saturnus, bestaan vooral uit gassen.
Over de begindagen van de Aarde is weinig bekend, wat we weten hebben we vooral geleerd door met ruimtesondes de buren van de Aarde te bezoeken. Voor een goed begrip over het ontstaan van de aardse atmosfeer zullen we dan ook buurten bij onze zuster planeten Venus en Mars. Samen met de aarde hebben deze ongeveer dezelfde ontwikkeling doorgemaakt, maar met totaal verschillende uitkomsten.
HADEÏCUM EN ARCHAÏCUM; HET ONTSTAAN VAN DE ATMOSFEER
De vroegste periode van de aardgeschiedenis wordt ook wel aangeduid met "Hadeïcum", een periode van 4,5 tot 3,9 miljard jaar geleden. De daaropvolgende periode van 3,9 tot 2,5 miljard jaar geleden wordt "Archaïcum" genoemd. In het Hadeïcum valt vooral het ontstaan van de aarde en hiervan zij geen sporen bewaard gebleven. Het Archaïcum begint bij de oudst bekende gesteenten welke we op aarde kennen (ZW Groenland) en loopt tot het moment waarop de eerste zuurstof in de atmosfeer voorzichtig zijn intrede doet 2,5 miljard geleden.
De jonge aarde was net gevormd en in deze fase werd onze planeet gebombardeerd door grotere en kleine meteorieten en kometen, welke vrijwel ongehinderd de aarde konden bereiken. Vooral kometen bestaan voor een groot deel uit waterijs. Meteorieten bestaan hoofdzakelijk uit vaste materie, zoals ijzer of steen. Mogelijk is hierdoor het overvloedige water op onze planeet terecht gekomen en opgenomen in bovenlaag van de nog deels vloeibare planeet. Voor zover de aarde toen omgeven was door een primaire atmosfeer bestond deze vooral uit waterstof en helium. De atmosferische druk bedroeg slechts enkele millibars. Maar dit zijn lichte gassen en deze vroege atmosfeer werd al snel door een stroom van deeltjes van met hoge energie, de zonnewind weggeblazen.
Afkoelende en ontgassende gesteenten vormen de oeratmosferen van de aardse planeten
Vrijwel direct daarna begon de aarde af te koelen en dat ging gepaard met hevig vulkanisme, het ontgassen van de nog vaak vloeibare lava-achtige en waterrijke gesteenten. Er ontstond binnen 50 miljoen jaar een nieuwe atmosfeer, voornamelijk bestaande uit water(stof) en kooldioxide, respectievelijk ongeveer 83% om 12%. Daarnaast nog ongeveer 5% aan edelmetalen, stikstof, zwavel-, chloor-, fluor- en zoutzuurverbindingen. Dit is een aanname, er vanuit gaande dat de huidige gaswolken van vulkaanerupties dezelfde samenstelling hebben als eertijds. Maar er is geen reden te veronderstellen dat dit anders zou zijn. Vooral het water was bij dit hoge percentage een belangrijk broeikasgas. Deze atmosfeer wordt ook wel als secundaire atmosfeer aangeduid en heeft zich in de loop van de aardhistorie verder geëvolueerd.
Evolutie van de atmosferen van Venus, Aarde en Mars in relatie met de oppervlakte temperatuur
en de waterdampdruk in atm. Zie verder tekst.
Processen op Venus en Mars zouden tot zover ook gelijk op kunnen zijn verlopen. Op alle drie de planeten was het aanvankelijk te warm voor vloeibaar water, maar op elk van de planeten ging de ontwikkeling van de atmosfeer nu zijn eigen weg. Venus werd een op hol geslagen broeikas van kooldioxide en daar verdween al het water. Op aarde konden zich uiteindelijk zeeën en meren vormen. Aanvankelijk ook op Mars, maar deze planeet is klein met dito te geringe zwaartekracht om een dichte atmosfeer vast te houden. Mogelijk verdween daar het meeste water daar in de permanent bevroren bodem.
Venus
 |
 |
 |
Boven: Belangrijkste processen in de geschiedenis van de atmosfeer van Venus: Links: Schema van de Venusatmosfeer: H is hoogte in km, P is Luchtdruk in atm, T is temperatuur. |
||
Qua omvang en samenstelling verschillen Venus en aarde niet veel. Beiden zijn ongeveer even groot en even zwaar. Daarmee houdt de gelijkenis op. Venus is omgeven door een dichte atmosfeer met een luchtdruk van 90 bar bestaande uit kooldioxide die een dikte heeft van ongeveer 40 km. De temperatuur aan het oppervlak is gelijkmatig, d.w.z. er is nauwelijks variatie tussen poolstreken en evenaar, en bedraagt ongeveer 480°C. Voldoende hoog om tin en lood te doen smelten. Aan haar oppervlak dringt nauwelijks zonlicht door; of zoals mission control van de USSR-Venera sondes ooit eens opmerkte: "Het ziet er uit als op een geheel betrokken en zwaar bewolkte dag in Moskou". Dus moet u naar Moskou om te weten hoe het op Venus is .....
Water komt tegenwoordig op Venus alleen nog voor sporenelement, minder dan 0,01%. Er drijven er dikke zwavelwolken in haar atmosfeer. Waar is dat water gebleven en hoe kon Venus een extreem hete broeikas worden? Net als op aarde schijnt Venus van tijd tot tijd geologische actief te zijn met vulkanisme. Daardoor bestaat haar oppervlak vrijwel volledig uit basalt en zijn alle sporen van eventueel mogelijk vloeibaar water uit het verleden reeds lang geleden uitgewist. Maar het is waarschijnlijker dat Venus nimmer vloeibaar water gehad heeft. Het is een gegeven dat Venus veel dichter bij de zon staat en daardoor ook meer zonnewarmte ontvangt. Het lijkt erop dat Venus is droog gekookt. De temperatuur in de rijke kooldioxide atmosfeer was vanaf het begin al zo hoog dat water niet kòn condenseren. Het werd door warmte convectie in de atmosfeer naar de buitenlagen van die atmosfeer getransporteerd en daar werd het door ultra-violet zonlicht ontbonden in zuurstof en waterstof. Het lichte waterstof ontsnapte aan de zwaartekracht van Venus, maar het zuurstof bleef als sporengas in de atmosfeer gevangen. Door menging in de atmosfeer kon het weer het oppervlak bereiken en werd daar gelijk weer gebonden door, voornamelijk, het ijzer in het bazalt.
In tegenstelling tot de aarde is er op Venus geen kooldioxide kringloop en daardoor bleef de atmosfeer uit deze gassen bestaan. Venus bezit daardoor nog steeds een reducerende atmosfeer.
Mars
 |
 |
 |
Boven: Belangrijkste processen in de geschiedenis van de atmosfeer van Mars: Links: Schema van de Marsatmosfeer: H is hoogte in km, P is Luchtdruk in atm, T is temperatuur. |
||
Ook Mars heeft een kooldioxide atmosfeer. Maar hier geen broeikas, zoals op Venus, maar een "icehouse" of vrieskist. Mars is een stuk kleiner dan de aarde en zijn massa is slechts 10,7% van de aardse. Daarom is ook de zwaartekracht een stuk geringer. De gemiddelde temperatuur op Mars bedraagt -23°C, maar ligt aan de polen met -123°C ver beneden het vriespunt van kooldioxide. Ten opzichte van Venus is de atmosfeer transparant, maar de luchtdruk bedraagt slechts 7 millibar. Een prettige vakantiebestemming zal het ook niet worden; Er is geen beschermende ozonlaag en door het ontbreken van een magnetisch veld wordt de planeet bestookt door hoog energetische zonnedeeltjes. Bovendien woeden er van tijd tot tijd planeet verhullende zandstormen.
Omdat Mars een veel geringere zwaartekracht heeft kan het zijn atmosfeer maar met moeite vasthouden. Maar omdat Mars ook een stuk kleiner is dan Venus en aarde was ook de vulkanische werking sneller uitgespeeld. Samen met de grotere afstand tot de zon kon Mars sneller afkoelen en nog voordat het water de planeet kon ontsnappen, was het al de bodem in getrokken tot machtige ijspakketten. Er is nog een andere theorie die zegt dat een deel van de atmosfeer ook door grote kosmische inslagen de ruimte in geslingerd kan zijn. Dit proces heet ook wel atmosferische erosie.
Wel zijn er verschillende aanwijzingen die erop wijzen dat de planeet in zijn vroege jeugd wel vloeibaar water gekend heeft in de vorm van rivieren, meren en wellicht ook zeeën. Ook zijn er aanwijzingen van vergletsjering in de hooggebergten in de vorm van op morenen gelijkende formaties.
Aarde
 |
 |
 |
Belangrijkste processen in geschiedenis van de atmosfeer van de aarde: Links: Schema van de Aardatmosfeer: H is hoogte in km, P is Luchtdruk in atm, T is temperatuur. Een uitgebreider schema staat <hier>. |
||
Na deze vergelijking wordt het stuk eenvoudiger om de aardse oeratmosfeer te beschrijven. In vergelijking met de planeten Venus en Mars staat de aarde niet te ver van de zon en er ook niet te dicht bij en is de planeet precies zwaar genoeg. Resulterende in een juiste stralingsbalans voor de omstandigheden. De waterdampdruk werd niet overtroffen door te hoge temperaturen, zoals op Venus en kon condenseren. Maar dat gebeurde pas rond 3,9 miljard geleden. Maar de regen was ook niet van onze tijd: Geselende heetwater stortregens als verdunt zwavelzuur en zoutzuur viel er in een atmosfeer met een temperatuur van iets beneden het kookpunt bij een benauwende atmosfeer met een relatieve vochtigheid van 100%. Dit alles gelardeerd met sterke ultra violette straling en hevige bliksemontladingen. Modellen laten zien dat ook de hoeveelheid bewolking 38-50% hoger lag als nu. Echt prettig was het niet. Ook de zon scheen zo fel nog niet als tegenwoordig. Evolutiemodellen voor de zon laten zien dat de zonnekracht 20 tot 30% lager gelegen heeft als tegenwoordig. Wanneer we de evolutie modellen voor de aardse atmosfeer volgen, dan zien we dat de gemiddelde temperatuur 4,2 miljard jaar geleden ongeveer 57°C bedroeg. Dit als gevolg van een gecombineerd broeikaseffect door koolwaterstoffen en waterdamp. Andere berekeningen laten zien dat de temperatuur tot 100°C hoog zou kunnen zijn geweest. Maar sommige mineralen, zoals gips, van deze ouderdom, zijn instabiel bij zulke hoge temperaturen, zodat dit niet echt waarschijnlijk is. Bovendien zou zich bij zulke hoge temperaturen nooit leven kunnen vormen. En toch ligt hier, in deze omstandigheden ligt de bakermat voor het leven op onze planeet.
In een zuurstofrijke atmosfeer zou er nooit leven ontstaan kunnen zijn. De complexe organische moleculen zouden gelijk reageren met de zuurstof en uit elkaar vallen. Inderdaad moeten we de biosfeer er bij betrekken, want deze heeft een belangrijke stempel gedrukt in de verdere evolutie van de atmosfeer. Het valt evenwel buiten het bestek om uitgebreid in te gaan op de ontwikkeling van het leven, maar een aantal markante zaken moeten toch gemeld worden.
Zodra het water het aardoppervlak kon bereiken konden zich in de ondiepe oerzeeën onder invloed van ultra violette straling en bliksemontladingen een aantal chemische reacties ontstaan welke leidden tot organische structuren. De weg naar leven was nog lang, maar in de zuurstofloze atmosfeer ging het pad verder via eiwitten, DNA/RNA naar primitieve eencelligen. Een van de eerste levensvormen, als we daar van mogen spreken, waren gistcellen. Gisting is de oudste ademhalingsvorm.
Voor de aarde zijn de belangrijkste zuurstof producenten de fotosynthese en ontleding van waterdamp op grote hoogte in waterstof en zuurstof. In de oeratmosfeer was de laatste de belangrijkste.
De oeratmosfeer bevatte veel water en in beginsel bereikte deze in de hete atmosfeer middels warmte convectie zonder al te veel moeite ook de hogere luchtlagen, waar deze uiteen viel in waterstof en zuurstof. Net als bij Venus ontsnapte het waterstof de aarde, maar het zuurstof bleef gevangen in de atmosfeer. Hier kregen we dezelfde effecten als op Venus: De schaarse vrije zuurstof werd gelijk weer gebonden door chemische reacties op het aardoppervlak. We spreken hier dan over een reducerende atmosfeer. In een dergelijke atmosfeer zijn bijvoorbeeld meervoudige ijzerverbindingen, zoals ook pyriet, stabiel. In onze huidige huidige oxiderende atmosfeer valt pyriet onder invloed van zuurstof als stof uit elkaar. Deze reducerende omstandigheden leidden ertoe dat er machtige ijzerpakketten (Banded Iron Formations, BIF) konden ontstaan. Dat de aarde in tegenstelling tot Venus niet droog kookte komt vooral ook omdat de temperatuur op aarde veel lager was en er gemakkelijker een grote voorraad water in oceanische bekkens kon vormen (zie diagram hierboven).
Daarnaast ontstonden er vele kolonies van blauw-groene algen en anaërobe bacteriën. Deze bewoonden enorme levensgemeenschappen in relatie met hun omvang. Tegenwoordig vinden we ze vooral fossiel terug in de vorm van kalkstenen koepels tot enkele meters in doorsnede en meerdere meters hoogte. Deze staan bekend als stromatolieten. Hier vond ook fotosynthese plaats en dus productie van zuurstof. Maar in de reducerende atmosfeer werd ook deze zuurstof gelijk weer gebonden. Dit gegeven is een aanwijzing dat levende organismen in staat waren kooldioxide verbruikten en dit vastlegden als kalk. Daarmee hebben we dus een aanwijzing het leven in de oceanen in staat was grote hoeveelheden kooldioxide uit de atmosfeer te halen.
 |
 |
| Oudst bekende fossiele regenbui. De afdrukken van regendruppels in het sediment uit het Archaïcum van Zuid India. | Recente stromatolieten kolonie (Foto Shark Bay; Australië) |
Dan is er nog de eigenschap dat het water zelf in staat is om veel kooldioxide uit de atmosfeer te absorberen. Waarschijnlijk zou de aarde zonder het water nimmer van de overtollige kooldioxide verlost zijn. Verwering van gesteenten kan ook leiden tot reductie van CO2 in de atmosfeer, maar hiervoor zijn ook bacteriën nodig om het proces op gang te helpen. Dit wordt de geochemische kringloop genoemd. Wat er gebeurt is dat het kooldioxide wat is opgeslagen in (regen)water reageert met gesteenten aan het aardoppervlak en op deze wijze gebonden wordt met mineralen in de gesteenten.
Al deze processen leidden ertoe dat het aandeel kooldioxide in de atmosfeer gestaag aan het dalen was. Aanvankelijk bevonden zich in de oeratmosfeer ook veel zwavel-, chloor- en zoutzuurverbindingen en stikstof van vulkanische oorsprong. Maar, behoudens de stikstof, zijn deze stoffen chemisch zeer reactief met andere stoffen, hetzij in de atmosfeer, hetzij in het water; zodat deze verbindingen al vrij snel verdwenen. Het inerte stikstof bleef echter in de atmosfeer achter en daardoor bestaat onze atmosfeer tegenwoordig voor het grootste deel uit stikstof.
Toen de temperatuur in de hogere atmosfeer begon te dalen, stokte ook grotendeels de ontleding van waterdamp op grote hoogte.
De aarde kent een zogeheten koudeval. Dit houdt in dat de temperatuur met de hoogte boven de aarde afneemt. Maar boven de vanaf de tropopauze neemt de temperatuur met de hoogte weer toe. Voordat het water deze grens bereikt heeft is het meeste al lang gecondenseerd en bevat de lucht nauwelijks nog water. Koude lucht kan nu eenmaal minder water bevatten dan warme lucht. Dit bevroren water is ook tegenwoordig nauwelijks in staat om de tropopauze te passeren waar het dan ontleed wordt in waterstof en zuurstof. Dit is dan tevens de belangrijkste reden dat er er nog steeds vloeibaar water op onze planeet is.
Aanvankelijk was het zeer warm tot warm, maar rond 2,8 miljard jaar geleden zou de eerst bekende ijstijd begonnen kunnen zijn.
PROTEROZOÏCUM: INTREDE VAN ZUURSTOF
Het ontstaan van zuurstof in de atmosfeer kan in drie fasen worden ingedeeld. Tijdens de eerste fase was er absoluut geen geen zuurstof aanwezig. In de tweede fase was zuurstof een sporenelement, maar werd door allerlei chemische processen direct weer uit de atmosfeer gehaald. Pas in de derde fase kon het zuurstof niveau in de aardse atmosfeer groeien.
Het leven op aarde was aan het begin van het Proterozoïcum (3,9 miljard tot 540 miljoen geleden) nog steeds anaëroob. Dat wil zeggen ze gebruikten geen zuurstof. Maar toch begon er geleidelijk wat te veranderen: Er ontstonden steeds meer levensvormen welke uit kooldioxide koolhydraten gingen produceren met als restproduct zuurstof. Dit op zijn vroegst pas zo'n 3 miljard geleden. De fotosynthese kreeg hiermee een impuls. Maar zolang er in het zeewater vrije ionen aanwezig waren waar het zuurstof zich aan kon binden en er ook nog aanzienlijke hoeveelheden vrije waterstof in de atmosfeer bevond waarmee het zuurstof kon reageren tot de vorming van water, was het zuurstof niet meer als een sporengas. Maar het zuurstof bond zich niet alleen in de atmosfeer met waterstof en andere elementen in water. Het oxideerde ook op de grond, vooral met ijzer. De eerste Red-Beds, door ijzer geoxideerde roodgekleurde gesteenten, ontstonden 2,5 miljard jaar geleden. Al deze gebeurtenissen vallen in de tweede fase. Daarom steeg aanvankelijk het aandeel van zuurstof in de atmosfeer niet. Maar de stromatolieten waren nog niet op hun retour en de atmosfeer was nog steeds reducerend.
De derde fase trad in op het moment dat er verzadiging optrad, dat wil zeggen; toen niet al het geproduceerde vrije zuurstof kon nog langer direct worden gebonden, ontstond er een zuurstof overschot in de atmosfeer. Dit vond ongeveer 2 miljard jaar geleden plaats. De atmosfeer ging over van reducerend naar oxiderend. Dit betekende ook een van de eerste grote extincties op de aarde. Anaërobe bacteriën en algen, voor wie zuurstof een krachtig gif was, stierven massaal uit en konden alleen nog in leven blijven op de zuurstof vrije plekken op aarde. Het betekende tevens het einde van het voornaamste tijdperk van de stromatolieten. Sommige van deze anaërobe soorten bacteriën leven tegenwoordig ook nabij zwavelpoelen, in de omgeving van vulkanische spleten en de diepe zuurstofloze ondergrond. Maar levensvormen welke overschakelden naar ademhaling op zuurstof (aërobe ademhaling) kregen nu de overhand.
Zodra het zuurstofgehalte in de atmosfeer gestegen was tot 0,2% was er ook voldoende zuurstof voorhanden om in de hogere atmosfeer onder invloed van ultra violette straling de ozonlaag te laten ontstaan. Maar pas 470 miljoen jaar geleden was de ozonlaag laag dik genoeg om het aardoppervlak te beschermen voor de gevaarlijke UV-straling. Kort kon het leven ook het vaste land koloniseren.
Tegenwoordig ligt het zuurstof percentage op aarde op 19%. Maar dit is variabel. Aan het begin van het Cambrium lag deze waarde op 18% om in het Carboon en Perm door te stijgen tot 35%. Daarna een daling met in het Trias 15% en weer stijgend tot 35% in het Krijt. Hoe dat komt wordt in de betreffende hoofdstukken uitgelegd.
IJstijden
Ontegenzeggelijk was het klimaat aanvankelijk warm en vochtig, maar begon met een serie ijstijden welke al in het Archaïcum waren ingezet. Een van de oudste getuigen van 2,8 miljard geleden vinden we sporen terug in de sedimenten van het Zuid Afrikaanse Witwatersrand. Maar van vroege ijstijden rond 2,3 miljard jaar geleden, de ijstijden van het Huronien, vinden we de kenmerken op meerdere continenten terug. Verder zijn er ook tussen 1.000 miljoen en 545 miljoen geleden zijn er aanwijzingen voor een aantal grote ijstijden. Sporen vinden we terug op verschillende plaatsen op de oude Precambrische platen.
Op basis van paleomagnetische is de onderstaande kaart opgesteld met de verdeling van landmassa's (het Rodina supercontinent) in het late Precambrium omstreeks 800 miljoen jaar geleden. Op de kaart zijn in het wit de plaatsen aangegeven waar sporen van vergletsjering (uit het Sturtien) zijn aangetroffen. Op vallend is dat de vergletsjering wereldwijd, dus ook in de normaal gesproken tropische gebieden worden gevonden. Wanneer dat juist is, dan was deze ijstijd (snowball earth) één van de grootste welke de aarde getroffen heeft. Dit is nog vrij recent en door Paul F. Hoffman en Daniel P. Schrag in het januarinummer van Scientific American van 2000 gepubliceerd. Volgens deze auteurs zou de temperatuur op aarde maar liefst 50°C lager gelegen hebben dan tegenwoordig en zouden de oceanen met een kilometer dikke ijslaag bedekt zijn.
 |
 |
| Tilliet uit het Huronien; Tillieten zijn conglomeraten van grind en kleileem welke door ijsbergen over zeewater getransporteerd zijn. Het is een sedimentatievorm welke voorkomt bij kustnabije gletsjers en kusten nabij zeeijs. Het ijs woelt hierbij de onderste lagen van zijn bedding door elkaar en vermengd dit met stenen. Deze materie kan vervolgens door het ijs over grote afstanden worden verplaatst. Het Huronien staat voor een eerste groep grote ijstijden tussen 2,9 en 2 miljard geleden. Deze steen, gevonden in 1939, komt van het Canadese Kekeko Lake en laat ook duidelijk de krassen zien van het ijs op de steen ingebed in een oorspronkelijk zandige omgeving. |
Vergletsjering tijdens het Sturtien (Snowball earth) van het Rodina supercontinent 800 miljoen jaar geleden. AM: Amazone, AN: Antatctica, AU: Australië, BA: Balticum, CO: Congo, IN: India, KA: Kalahari, LA: Laurentia, SI: Siberië, WA: West Afrika, N Noord, E Equator. |
Maar er zijn punten van discussie in deze befaamde 'snowball earth'. Dan Condon, Tony Prave en Doug Benn van de Universiteit van St Andrews vonden na bestudering van gesteenten in Schotland, Namibië en Californië sedimenten die alleen afgezet konden door ijsbergen in open oceanen. Elders zijn temidden van de ijstijdsporen worden ook fossielen aangetroffen welke thuishoren in tropische klimaten. Daarmee vertoont de aardse ijsbal barsten en mogelijk is zelfs de 'snowball earth' theorie niet juist.
Maar laten we eerst kijken hoe 'snowball earth' kon ontstaan volgens de theorie van Hoffman en Schrag:
Volgens de auteurs zijn de carbonaat afzettingen mogelijk gevormd door explosieve ontwikkeling en bloei van rifbouwers (vooral door kalkalgen e.d.) in de tropische warmte teveel kooldioxide uit de atmosfeer gehaald hebben, waardoor de drempelwaarde voor het ontstaan van een ijstijd overschreden werd. Een te kort van 2% kooldioxide ten opzichte van het gemiddelde in de atmosfeer zou al genoeg kunnen zijn om een temperatuurdaling van 2°C te bewerkstellen en een ijstijd in te laten zetten. Maar het kan ook zijn dat dat de gegevens wellicht onjuist geïnterpreteerd zijn. Het principe over het ontstaan van ijstijden tijdens het Proterozoïcum en van de snowball earth is onduidelijk en de discussie is vooral theoretisch. Het laatste woord is er nog niet over gezegd.
De omgekeerde vraag is hoe deze mogelijk strengste ijstijd uit de aardgeschiedenis weer eindigde. Ten eerste: de ijskappen ontrokken veel water uit het oceanen, waardoor het zeewater niveau drastisch ging dalen. De continentale kust- en binnenzeeën kwamen droog te liggen. Samen met een aanzienlijke reductie van het wateroppervlak werd het vermogen van de oceanen om nog langer kooldioxide te absorberen en op te slaan in kalkriffen verkleind. Door aanhoudend vulkanisme begon het kooldioxidegehalte dus weer te stijgen tot opnieuw een drempel overschreden werd. Daardoor kon de temperatuur weer stijgen. Mede geholpen door de instraling van de zon kon het ijs weer smelten. (Op de werking van dit principe komen we in hoofdstuk 6 terug bij de theorie van Oerlemans).
OM OVER NA TE DENKEN
Begrippen
| Aërobe ademhaling, Anaërobe ademhaling, Archaïcum, Atmosferische erosie, Biosfeer, Broeikaseffect, Carbonaat afzettingen, Extincties, Fotosynthese, Gisting, |
Hadeïcum, Hurorien, Icehouse, Kometen, Koude val, Meteorieten, Oxiderende atmosfeer, Ozonlaag, Precambrium, Primaire atmosfeer, |
Proterozoïcum, Reducerende atmosfeer, Rodina, Secundaire atmosfeer, Snowball earth, Sturtien, Witwatersrand, IJskappen, Zonnewind. |
Vragen
1 Waarom is vulkanisme zo belangrijk voor de aardse atmosfeer en daarmee het leven op aarde?
2 Wat gebeurt er met het zuurstofgehalte in de atmosfeer als er geen kooldioxide meer aanwezig is voor fotosynthese? Wat heeft dat voor gevolgen voor de planten en het dierlijk leven op aarde? Waar blijft dat zuurstof?
3 Probeer een verklaring te vinden voor het ontbreken van een dampkring op Mercurius en de Maan.
4 Verklaar waarom de atmosfeer van Venus rijk is aan kooldioxide, terwijl dat op aarde tegenwoordig een sporengas is.
5 Wat is het verschil tussen een reducerende en oxiderende atmosfeer (volgens definities in dit hoofdstuk) en welk type atmosfeer hebben de planeten Venus, aarde en Mars tegenwoordig?