Precambrium

	Eon	Era	Tijd geleden Ma
	Fanerozoïcum	Cenozoïcum	0
			66
		Mesozoïcum
			252
		Paleozoïcum
			541
Precambrium	Proterozoïcum	Neoproterozoïcum
			1000
		Mesoproterozoïcum
			1600
		Paleoproterozoïcum
			2500
	Archeïcum	Neoarcheïcum
			2800
		Mesoarcheïcum
			3200
		Paleoarcheïcum
			3600
		Eoarcheïcum
			4000
	Hadeïcum
			±4600
De geologische tijdschaal volgens de ICS

Het Precambrium is in de geschiedenis van de Aarde de tijdspanne van de vorming van de Aarde tot het begin van het Cambrium, van 4560 miljoen jaar geleden (4,56 Ga) tot 539 miljoen jaar geleden (539 Ma). Daarmee vertegenwoordigt het Precambrium ongeveer 88% van de totale ouderdom van de Aarde. Deze enorme duur geeft uitdrukking aan het concept van "diepe tijd", de haast onvoorstelbare lengte van de geologische geschiedenis. Desondanks ligt gesteente uit het Precambrium op minder dan 20% van de wereld aan het oppervlak.

Vroege natuuronderzoekers verwonderden zich over de schijnbare afwezigheid van fossielen en gebruikten ook wel de naam "Cryptozoïcum" (tijdperk van "verborgen leven"). Later ontdekte men dat er wel degelijk leven in het Precambrium voorkwam, zij het in onopvallende, eenvoudige vormen. Er was sprake van een vreemde, slecht herkenbare wereld. Het aardoppervlak was minder stabiel, het klimaat wisselde van extreme koude tot zinderende hitte, en de atmosfeer bevatte giftige gassen.

Het onderzoek naar het Precambrium omvat enkele van de belangrijkste vraagstukken uit de natuurwetenschap, zoals hoe de Aarde ontstond, hoe de oceanen en continenten vormden, en hoe het leven verscheen. Het Precambrium beslaat drie van de vier eonen van de geologische tijdschaal: Hadeïcum, Archeïcum en Proterozoïcum. Het Hadeïcum (tot 4,0 miljard jaar) is de tijd tussen het ontstaan van de Aarde en de oudst bekende gesteenten. In dit eon ontstond het Zonnestelsel uit een roterende wolk gas en stof. De kennis over de begintijd van de Aarde is vanwege de afwezigheid van gesteente uit die tijd vooral afkomstig van computermodellen. Het Archeïcum (tussen 4,0 en 2,5 miljard jaar geleden) is het eon van de oudste gesteenten en de vorming van kratons, de kernen van de continenten.

De atmosfeer was in die tijd een voor het leven van vandaag giftig mengsel van stikstof, methaan en koolstofdioxide. Er was in het Archeïcum echter al sprake van eenvoudige vormen van leven. In het Proterozoïcum (van 2,5 tot 0,54 miljard jaar geleden) begon de moderne platentektoniek. Er waren ijstijden waarin vrijwel de hele planeet met ijs bedekt was, maar ook warmere perioden. De opkomst van cyanobacteriën – organismen die in staat zijn tot fotosynthese – zorgde ervoor dat de oceanen en atmosfeer geleidelijk zuurstofrijker werden. Dit maakte de ontwikkeling van eukaryoten en meercellig leven mogelijk. Er ontstonden ingewikkelder levensvormen, die hun gaswisseling op zuurstof baseren en zich seksueel voortplanten.

Onderzoek naar het Precambrium

De geologische tijdschaal is geleidelijk ontstaan. Aan de hand van het principe van laterale vervolgbaarheid stelden de eerste stratigrafen aan het begin van de 19e eeuw vast dat gesteentelagen met bepaalde fossielen over grote afstanden te volgen zijn. Adam Sedgwick gaf in de jaren 1830 de naam Cambrium aan een opeenvolging van lagen in Wales. Daarna definieerden Britse onderzoekers meer van zulke opeenvolgingen, die ze "systemen" noemden: het Devoon, het Carboon en het Siluur. Met het principe van superpositie stelde men de volgorde van deze systemen vast: de jongere lagen worden altijd boven de oudere aangetroffen. Het oudste van de systemen was het Cambrium, daarop volgde het in 1879 gedefinieerde Ordovicium, dan het Siluur, enzovoorts. Het bleek dat de systemen aan de hand van hun karakteristieke fossielen ook in het vasteland van Europa en in Rusland te vervolgen zijn. Al snel werden ze ook in andere werelddelen herkend.

Het indelen van de lagen onder het Cambrium bleek echter onmogelijk. Deze lagen leken namelijk helemaal geen fossielen te bevatten, zodat ze niet goed op andere plekken herkend of bij oudere systemen ingedeeld konden worden. Die opmerkelijke ontdekking was reden dat veel geologen tot het begin van de 20e eeuw dachten er in de tijd voor het Cambrium nog geen leven op Aarde was. Lagen van deze ouderdom werden samen het "Precambrium" genoemd, omdat ze ouder dan het Cambrium zijn.

Locatie van kratons en schilden in de huidige continenten. De kleuren geven de ouderdom aan. De meeste kratons hebben één of meerdere kernen uit het Archeïcum, met daar tussen jongere orogene gordels. Dit patroon pleit sterk voor het idee dat in het Archeïcum slechts kleine blokken van continentale korst bestonden, die in de loop van het verdere Precambrium aangroeiden tot de omvang van de huidige continenten.

Precambrische kratons en gesteente

Gesteente uit het Precambrium komt relatief weinig aan het aardoppervlak voor, maar alle huidige continenten bevatten één of meerdere kratons, stukken aardkorst uit het Precambrium. Kratons zijn stabiele delen van continenten waar weinig tektonische beweging voorkomt en de overgang naar de mantel erg diep ligt. Ze bestaan uit schilden - aaneengesloten gebieden waar een kraton aan het oppervlak ligt - en platforms - gebieden waar jonger gesteente het Precambrium afdekt.

Gesteente uit het Precambrium bevat het op het eerste gezicht weinig aanwijzingen. De omstandigheden waaronder ze ontstonden zijn daarom vaak niet eenvoudig te reconstrueren. Het is grotendeels kristallijn van aard: het bestaat uit kristallen. In het geval van dieptegesteente zijn de kristallen ontstaan door directe stolling van magma. Bij metamorf gesteente zijn de kristallen over oudere textuur heen gegroeid, waardoor oorspronkelijke kenmerken verdwenen. Veel van het Precambrium bestaat uit een combinatie van de twee typen: het is gneis of granietachtig gesteente. Het heeft meestal meerdere fases van rekristallisatie en deformatie ondergaan. Dit soort gesteente ontstaat alleen diep in de onderste delen van de aardkorst.

Slechts een klein deel van het Precambrium is sedimentair en vulkanisch gesteente dat aan het aardoppervlak vormde. Zulk gesteente kan direct bewijs voor de omstandigheden aan het aardoppervlak bevatten. Precambrisch gesteente dat slechts licht is gerekristalliseerd of vervormd is echter relatief zeldzaam.

De meeste kratons bevatten kernen uit het Archeïcum (ouder dan 2,5 miljard jaar). Zulke oude kernen worden vaak ook kratons genoemd. Ze hebben een beperkte omvang: hooguit ongeveer 480 km breed. Archeïsche kernen hebben abrupte randen, waar ze van elkaar worden gescheiden door jongere gordels van intens vervormd gesteente: orogene gordels. Deze orogene gordels zijn de restanten van wat ooit gebergtes waren. Ze werden gevormd tijdens het laatste deel van het Archeïcum of in de loop van het Proterozoïcum, tussen 3,0 en 1,0 miljard jaar geleden. Deze opbouw van kratons suggereert dat ze geleidelijk rondom de Archeïsche kernen aangroeiden door botsing en accretie van blokken aardkorst, gepaard met gebergtevorming.

Kratons bestaan uit twee verschillende soorten terreinen: granulietterreinen en groensteengordels. Granulietterreinen bestaan uit sterk vervormde, bij hoge temperatuur gerekristalliseerde gneis. De samenstelling van de gneis komt dichtbij graniet. Deze gesteentes vertegenwoordigen het diepere deel van de aardkorst in het Precambrium. Groensteengordels vormen een veel kleiner volume en bestaan uit vulkanische en sedimentaire gesteentes. Onderdeel ervan zijn lavastromen met kussenstructuren. Zulke structuren vormen alleen als lava onder water uitvloeit, en zijn daarom bewijs voor het bestaan van zeeën van vloeibaar water aan het aardoppervlak. De groenstenen vormen vaak langgerekte, trogvormige, synclinale structuren in de granulietterreinen.

Een stuk van de Acasta Gneiss, onderdeel van het Slavekraton in het noordwesten van Canada. De Acasta Gneiss is met een ouderdom van maximaal 4,03 miljard jaar het oudst bekende gesteente ter wereld. Sommige metingen van gesteente uit Groenland geven nog hogere ouderdom, maar deze zijn sterk omstreden.

Het oudst bekende gesteente ter wereld komt uit het uiterste noordwesten van Canada (gebied boven de poolcirkel). De Acasta Gneiss, onderdeel van het Slavekraton, heeft een ouderdom tussen 4,03 en 3,96 miljard jaar. De Isuagroensteengordel in het westen van Groenland is iets jonger maar bevat in tegenstelling tot de Acasta Gneiss aan het oppervlak gevormd gesteente. De Amisoq Gneiss uit hetzelfde gebied heeft een ouderdom van 3,8 miljard jaar, iets jonger dan de Acasta Gneiss.

Schijnbare afwezigheid van fossielen

Darwin vermoedde al in 1859 dat er voor het Cambrium ook leven was, maar hij had daarvoor geen bewijs. In het jaar voordat Darwin zijn vermoeden uitte (1858) bracht de Canadese geoloog W.E. Logan monsters van Precambrische kalksteenlagen uit de omgeving van Montreal naar wetenschappelijke conferenties. In de lagen waren kleine, schelpachtige structuren ontdekt. Logan twijfelde of het daadwerkelijk om kleine fossielen ging. Hij deelde zijn monsters met de Amerikaan J.W. Dawson, die de fossiele soort Eozoon noemde, oftewel "dageraaddier". De ontdekking was omstreden en werd niet algemeen geaccepteerd. Bij nadere bestudering bleek dat de structuren door verwering ontstaan waren en geen biologische oorsprong hadden.

Daarna golden verdere ontdekkingen van fossielen in het Precambrium lang als verdacht. Mede daarom zorgden ook de ontdekkingen van C.D. Walcott niet voor een doorbraak. Walcott was een geoloog die in het westen van de VS en Canada werkte. In 1883 ontdekte hij in Precambrische lagen in de Grand Canyon structuren waarvan hij vermoedde dat ze door de biologische activiteit van algen of bacteria waren gevormd. Walcott noemde zijn ontdekking Cryptozoon. Later vond hij ook microscopisch kleine fossielen van een soort plankton, Chuaria. Walcott is bekender wegens zijn onderzoek naar de Burgess Shale, een formatie uit het Cambrium van de Canadese Rocky Mountains, die opmerkelijk diverse fossielen van primitieve dieren bevat. De verschijning van diverse groepen van dieren in het Cambrium is erg plotseling en wordt daarom de Cambrische explosie genoemd. De plotselinge rijkdom aan fossielen in het Cambrium kan deels worden verklaard met de ontwikkeling van schelpen en skeletten. Waarom er op hetzelfde moment zoveel nieuwe vormen verschijnen was in Walcotts tijd echter onverklaarbaar. De meeste onderzoekers vermoedden wel dat het leven in het Precambrium te klein en zacht was, zodat het geen fossielen achterliet. In 1930 verdeelde G.H. Chadwick de geschiedenis van de Aarde daarom in twee eonen: Fanerozoïcum - de lagen met zichtbare sporen van leven (phanerós is Grieks voor "zichtbaar") - en Cryptozoïcum, de lagen waarin het leven "kryptisch" (verborgen) is omdat er geen fossielen te vinden zijn.

Precambrische sporen van leven bleven omstreden tot halverwege de 20e eeuw. In 1953 ontdekte Stanley Tyler microfossielen in de 1,9 miljard jaar oude Gunflint Chert in Canada. Rond dezelfde tijd vond de Russische geoloog B.V. Timofeev microfossielen in Precambrische schalie uit Siberië. R.C. Sprigg had al in 1946 in het westen van Australië fossielen aan van meercellige organismen ontdekt: de Ediacarische biota. De jaren 1960 zagen het begin van serieus paleontologisch onderzoek naar het Precambrium. Martin Glaessner toonde aan dat het bij de Ediacarische biota om primitieve dieren ging en dat de lagen niet - zoals Sprigg dacht - bij het Cambrium horen maar bij het laatste deel van het Precambrium. In 1965 publiceerden P.E. Cloud en E.S. Barghoorn (een collega van Stanley Tyler) beiden foto's van nanofossielen uit de Gunflintformatie in het tijdschrift Science. In hetzelfde jaar werden microfossielen ontdekt in de Bitter Springs Formation van Centraal-Australië, die minder dan half zo oud is. In de jaren 1980 werden ook fossiele bewijzen gevonden voor leven in gesteenten ouder dan 3 miljard jaar, met name in Australië en Zuid-Afrika. Zo werd duidelijk dat er al relatief snel na het ontstaan van de planeet microscopisch leven op Aarde voorkomt.

Radiometrische datering

Over de ouderdom van de Aarde was men het in Darwins tijd niet eens. Geologen hanteerden het principe van uniformitarianisme: processen in het geologische verleden zijn dezelfde als tegenwoordig. Ze verklaarden geologische verschijnselen met hedendaagse processen. Daarvoor was een grote ouderdom van de Aarde nodig. Na de publicatie van Darwins evolutietheorie kwamen biologen tot een vergelijkbaar standpunt: om de diversiteit en complexiteit van het leven op Aarde te verklaren was een hoge ouderdom noodzakelijk. Daar tegenover stond de natuurkundige William Thomson, Lord Kelvin. Kelvin was de grootste expert op het gebied van thermodynamica. Hij concludeerde na experimenten met de afkoeling van vloeibare metalen ballen en het smelten van gesteente dat de Aarde ongeveer 20 miljoen jaar oud is. Kelvin wees erop dat meetgegevens harde feiten zijn, en de uniformitarianisten en evolutionisten slechts aan "onwetenschappelijk" giswerk deden. Zijn berekeningen golden daarom in de 19e eeuw als onomstreden. Kelvin hield geen rekening met een warmtebron binnenin de Aarde, zoals radioactief materiaal. Dat was onmogelijk: het verschijnsel van radioactiviteit was destijds nog niet ontdekt.

Verandering van inzicht begon in 1896 met Henri Becquerels ontdekking dat het element uranium radioactieve straling uitzendt. Bij het bestuderen van deze straling ontdekte Marie Curie dat de straling alleen afhangt van de hoeveelheid van het element zelf, en dus niet van een scheikundig proces of reactie. Ze vond nog drie andere radio-actieve elementen, waaronder twee die voorheen compleet onbekend waren. De Canadese natuurkundigen Ernest Rutherford en Frederick Soddy ontdekten dat radioactieve straling vrijkomt bij verval, de verandering van het ene element in het andere. Uranium vervalt naar radium, dat zelf ook radioactief is. Radium vervalt naar radon, enzovoorts. De reeks eindigt met een stabiele vorm van het element lood.

Des te meer atomen van een radioactief moeder-element er zijn, des te meer er vervallen naar het dochterelement. Hoe snel het verval gaat, hangt af van de moeder. Het verval van uranium verloopt zo langzaam dat de hoeveelheid na 4,5 miljard jaar pas is gehalveerd: 4,5 miljard jaar geleden was de hoeveelheid uranium op Aarde dus twee maal zo groot. Radium daarentegen vervalt sneller: het heeft een halveringstijd van 1600 jaar.

De verhouding tussen een moeder- en dochterelement hangt af van de tijd die verstreken is. Dat betekent dat de verhouding tussen een moeder-dochterpaar in een materiaal gebruikt kan worden om de absolute ouderdom te meten: radiometrische datering. Rutherford zelf was de eerste die probeerde gesteente te dateren. Hij gebruikte het verval van uranium naar radium en kwam tot de in die tijd opzienbarende ouderdom van 700 miljoen jaar.

Het begin

Schematische weergave van de geschiedenis van het Heelal, van de Oerknal tot heden. In dit diagram staat de tijd (vanaf de Oerknal) op de verticale as en de grootte van het Heelal op de horizontale assen. Alle drie de assen zijn bij benadering logaritmisch. Dat wil zeggen dat bij een constante uitdijing de doorsnede van het Heelal in de figuur gelijk blijft, zoals het geval tussen 10^-32 seconde en 6 miljard jaar. Over het precieze verloop van de uitdijing van het Heelal in het verleden is echter nog weinig met zekerheid bekend. Het is bv. mogelijk dat het na afloop van de fase van snelle uitdijing zo groot als een grapefruit was, of zo groot als de huidige Melkweg.

Slechts een relatief kleine groep mensen is in de ruimte geweest. De astronauten die de Aarde vanuit de ruimte zagen, meldden dat ze erg onder de indruk van die aanblik waren. Door water en wolken ziet de planeet er uit als een blauw-wit gemarmerde bol. De aanwezigheid van een grote hoeveelheid water maakt de Aarde uniek in het Zonnestelsel, maar zorgt er ook voor dat het aardoppervlak voortdurend blootstaat aan erosie. Als gevolg zijn aan het aardoppervlak vrijwel geen sporen te vinden uit de begintijd.

Dit probleem geldt niet voor alle materie in het Zonnestelsel. Het oppervlak van de Maan is bijvoorbeeld voor ongeveer 3,8 miljard jaar nauwelijks veranderd. Kleine objecten, zoals ruimtepuin en de planetoïden, hebben nog steeds dezelfde samenstelling als bij het ontstaan van het Zonnestelsel. Zulke objecten kunnen op Aarde inslaan en daarbij deels intact blijven. Een inslag is zichtbaar als een vallende ster; het deel dat bewaard blijft is een ruimtesteen of meteoriet.

Ontstaan van het Heelal

Zie Oerknal voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Het Heelal is ongeveer drie maal zo oud als het Zonnestelsel. De roodverschuiving in het licht van zeer ver afgelegen sterrenstelsels laat zien dat de ruimte uitdijt, waarbij de sterrenstelsels uit elkaar bewegen. Deze uitdijing begon met het ontstaan van het Heelal, ongeveer 13,7 miljard jaar geleden door de Oerknal. Behalve de uitdijing van het Heelal is de Oerknal ook te herleiden uit kosmische achtergrondstraling.

Direct na de Oerknal was het Heelal extreem heet: 10³² graden na 10^-35 seconden. Op dat moment bevond alles zich nog in het extreem kleine volume van 10^-25 cm, maar er volgde een snelle expansie. De gewijzigde omstandigheden zorgden voor de vorming van de eerste neutronen uit quarks, en daarmee het begin van zwaartekracht. Dit was het einde van het tijdperk waarin alles uit een soort soep van straling en energie bestond en het begin van materie. Het ontstaan van zwaartekracht werkte als een rem op de uitdijing van het Heelal, zodat deze minder snel verder ging. Na 100 seconden was de temperatuur al gedaald tot een miljard graden, voldoende om de eerste atoomkernen te vormen. Sommige neutronen vervielen tot protonen. Losse protonen zijn geladen deeltjes waterstof, het lichtste element (met atoomnummer 1).

De eerste (en meest voorkomende) 6 fusiereacties waarmee in sterren uit waterstof lichte elementen ontstaan. Stappen 1 tot 3 vormen de proton-protoncyclus, waarbij waterstofdeeltjes tot helium-4 fuseren. De fusie tot zwaardere elementen (stap 4 tot 6) kan alleen plaatsvinden in sterren die aan het einde van hun levenscyclus zijn. In deze sterren "brandt" helium tot koolstof. Als eenmaal koolstof is ontstaan, kan dit verder met helium fuseren tot zwaardere elementen. Na ijzer is extreem hoge energie zoals in een supernova nodig om nog zwaardere elementen te vormen.

Tot 20 minuten na de Oerknal bleven temperatuur en druk in het Heelal hoog genoeg voor de spontane vorming van atoomkernen door kernfusie. Daarbij ontstonden kernen van de elementen waterstof, helium (atoomnummer 2) en lithium (nummer 3, alleen in relatief zeer kleine hoeveelheid). Protonen en neutronen konden zich samenvoegen tot deuteriumdeeltjes (²H). Twee deuteriumkernen fuseerden vervolgens tot tritium (³H), en deuterium en tritium fuseerden verder tot helium-4. Waterstof vormt nog steeds ongeveer 75% van alle zichtbare massa in het Heelal; van de andere 25% is vrijwel alles helium, waarvan het meeste direct na de Oerknal werd gevormd. Deze percentages komen overeen met modellen waarin de huidige achtergrondstraling is ingegeven — ze zijn daarom bewijs voor de Oerknal.

Ongeveer 100.000 jaar na de Oerknal waren de omstandigheden in het Heelal vergelijkbaar met die tegenwoordig binnen in de Zon. De temperatuur was nog steeds duizenden graden hoog en materie bestond uit een plasma van elektronen en ionen van waterstof en helium. Uit dit plasma kon geen licht ontsnappen: het Heelal was hierdoor opaak. Pas na 400.000 jaar, toen de temperatuur gedaald was tot ongeveer 4500 graden konden ongeladen atomen vormen. De afwezigheid van geladen deeltjes maakte licht mogelijk en het Heelal werd doorzichtig. Het eerste licht is de bron van de huidige kosmische achtergrondstraling.

Vorming van zwaardere elementen

Het Heelal was van het begin af aan niet overal gelijk: in sommige gebieden was de materie dichter. In deze gebieden vormden zich, enkele honderden miljoenen jaren na de Oerknal, de eerste proto-sterrenstelsels. De eerste sterren hadden veel grotere massa's dan de Zon en een veel hogere temperatuur.

Sterren geven licht (en andere vormen van straling) vanwege de kernfusie in hun binnenste. De meeste sterren zijn hoofdreekssterren vergelijkbaar met de Zon. In een dergelijke "gewone" ster bestaat de kernfusie uit het omzetten van waterstof (het eerste element, opgebouwd uit slechts één proton) naar helium (element twee met twee protonen), een langzaam proces dat miljarden jaren kan doorgaan voordat de waterstof opgebrand is.

Wanneer een ster de waterstof in haar binnenste opgebrand heeft implodeert ze, waardoor de druk en temperatuur hoog genoeg worden voor de fusie van helium naar koolstof (element nummer zes) en zuurstof (element acht). Uiteindelijk kunnen deze elementen weer verder fuseren tot zwaardere elementen als magnesium (element 12), silicium (14) of ijzer (26). Hoe zwaarder de atoomkern, des te minder energie er vrijkomt bij de kernfusie. Bij fusiereacties waarbij elementen zwaarder dan ijzer ontstaan komt zelfs helemaal geen energie meer vrij; in plaats daarvan kosten ze energie.

Elementen zwaarder dan ijzer worden uitsluitend gevormd in supernova's, de zeldzame explosies waarmee superzware sterren hun levenscyclus eindigen. Slechts ongeveer een op de miljoen sterren is zwaar genoeg om een supernova te veroorzaken. De kracht van de explosie is zodanig dat elementen tot uranium (nummer 92) ontstaan, zij het in kleine concentraties.

Ontwikkeling van een protoplanetaire schijf in vier stappen. 1. een bij benadering concentrisch volume in een moleculaire wolk begint samen te trekken; 2. de samentrekking versnelt de rotatie: de nevel gaat steeds sneller roteren en raakt afgeplat tot een schijf; 3. uit lokale draaikolken en spiraalarmen ontstaan verdichtingen - tegelijk ontbrandt in het middelpunt de proto-ster; 4. de verdichtingen groeien aan tot planetesimalen en de sterrenwind blaast het overgebleven gas en stof weg.

Ontstaan van het Zonnestelsel

Zie Zonnenevel voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Het grootste deel van de ruimte in het Heelal is vrijwel perfect vacuüm: het is opmerkelijk leeg. Sterrenstelsels zoals de Melkweg bestaan echter deels uit lichamen van zeer ijl gas, ijs en stof: "wolken" of "nevels". Hoewel ze erg ijl zijn, hebben sommige gas- en stofwolken een immense omvang; hun massa is zo groot als die van miljoenen sterren. Het Zonnestelsel is uit een dergelijke wolk ijle materie ontstaan.

De materie waaruit het Zonnestelsel ontstond begon waarschijnlijk met samentrekken door de nabijheid van een of meerdere supernova's, explosies van zware sterren. De drukgolven van dergelijke explosies veroorzaakten plaatselijke verdichtingen in de moleculaire wolk. Materie begon naar binnen te bewegen — het gas en stof trok samen. In de eerste fase werd materie uit een bij benadering bolvormig gebied in de moleculaire wolk onttrokken. Het doorgaan van de samentrekking resulteerde in een afgeplatte, ronddraaiende protoplanetaire schijf.

De vorming van zo'n schijf kan enkele miljoenen jaren in beslag nemen, maar als een drukgolf de aanleiding is verloopt het veel sneller. Met name in het binnenste gebied van de protoplanetaire schijf is de accretie zo groot, dat de materie door wrijving begint op te warmen. In protoplanetaire schijven treden drie effecten op die samen de verdere ontwikkeling bepalen. De hoge temperatuur in het centrum van de nevel veroorzaakt convectiestroming in de vorm van lokale draaikolken. Tegelijkertijd veroorzaakt de zwaartekracht golven: lokale verdichtingen in de vorm van spiraalarmen. Geladen deeltjes in de nevel worden door het magnetisch veld tegen de beweging in gedreven, wat voor extra wrijving zorgt. Als gevolg van deze processen beweegt de meeste materie naar het centrum van de nevel, waar de centrale ster ontstaat. Tegelijkertijd wordt hoekmoment vooral naar buiten toe verplaatst, naar de plek waar eventueel planeten ontstaan uit kleinere concentraties van stof en gas. Door accretie van materie ballen steeds grotere objecten samen, tot honderden kilometers in doorsnee. Deze planetesimalen zijn de bouwstenen waaruit later de planeten ontstaan.

In het middelpunt van de nevel gaat de samentrekking van materie door tot de druk en temperatuur hoog genoeg zijn om waterstof via kernfusie om te zetten in helium. Als de ster eenmaal is ontstoken, heft de kracht van de straling die bij kernfusie vrijkomt de stroom van materiaal naar binnen toe op. Het evenwicht tussen beide stromen bepaalt de diameter van de ster. Deze is ongeveer honderd miljoen maal kleiner dan de diameter van het bolvormige gebied waaruit de nevel ontstond.

De Zon bleef enkele honderdduizenden tot miljoenen jaren een T Tauri-ster: koeler van oppervlak maar lichtsterker dan tegenwoordig. De grotere lichtsterkte ging samen met een veel sterkere zonnewind, de stroom van geladen deeltjes die de Zon uitzendt. De sterke zonnewind blies in dit stadium het overgebleven gas en stof de ruimte in. Alleen zwaardere objecten bleven over: planetesimalen en grotere brokstukken. Verder van de Zon af konden protoplaneten door hun zwaartekracht een deel van het gas vasthouden: dit werden de gasreuzen Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. De huidige acht planeten vormden in enkele miljoenen tot tientallen miljoenen jaren door botsingen en accretie van planetesimalen en kleinere objecten.

De kennis over het ontstaansproces komt van twee andere bronnen van informatie. Ten eerste hebben sterrenkundigen ontdekt dat protoplanetaire schijven een algemeen verschijnsel zijn: ze kunnen direct bestudeerd worden in verschillende stadia van hun ontwikkeling. Ten tweede zijn in het Zonnestelsel zelf overblijfsels van de protoplanetaire schijf te vinden, waarvan een deel als stof en puin – in de vorm van meteorieten – op Aarde belandde.

Een deel van de Allendemeteoriet, die in 1969 in het noorden van Mexico insloeg. De Allendemeteoriet is een nauwkeurig onderzochte koolstof-chondriet, waarin insluitsels van refractaire metalen voorkomen waarvan met uranium-looddatering een ouderdom van 4567 miljard jaar is gemeten. De condensering van dergelijke metalen vindt plaats in de beginfase van de vorming van een planetair stelsel; deze waarde geeft daarom de maximale ouderdom van de Aarde.

Ouderdom van de Aarde

Zie ouderdom van de Aarde voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

De samentrekking van de protoplanetaire schijf zorgde voor wrijving, die op haar beurt hitte voortbracht. De temperatuur in de nevel kan in de eerste fase tot 2000 graden zijn gestegen. Daarna leidde geleidelijke afkoeling tot de condensatie van stoffen in volgorde van hun smeltpunt: eerst de oxides van refractaire metalen, zoals aluminium, calcium en titanium; dan siderofiele elementen als ijzer en nikkel; magnesium-silicaten; alkali-silicaten; chalcofiele elementen; hydroxides en hydraten; en tenslotte vluchtige stoffen en gassen. De vorming van grotere objecten uit gecondenseerde deeltjes verliep in stappen, waarbij de geleidelijke afkoeling de materie differentieerde.

Uit het middelpunt van de schijf vormde de proto-Zon voor de materie in de schijf door afkoeling en andere processen gesorteerd werd. De samenstelling van de proto-Zon kwam daarom vermoedelijk goed overeen met de oorspronkelijke samenstelling van de moleculaire wolk, die op haar beurt de gemiddelde samenstelling van het Heelal benadert. De verhouding tussen waterstof en helium was in het begin dus ongeveer 3:1. Lastiger is het de huidige verhouding in de kern van de Zon te bepalen. Dit kan door middel van meting van trillingen in de Zon: helioseismiek. Op de Zon vinden geregeld bevingen plaats; de ster vibreert als een soort grote gong. Omdat de snelheid waarmee zulke trillingen zich binnen in de Zon voortbewegen afhangt van het aandeel helium, kan de laatste gemeten worden. Een vergelijking tussen de huidige hoeveelheid en die in de proto-Zon levert vervolgens de ouderdom van de Zon. Zo is bekend dat de kernfusie in de Zon 4,60 miljard jaar geleden begon, met een onnauwkeurigheid van 0,04 miljard.

Dankzij spectrometrie is de relatieve hoeveelheid zwaardere elementen in fotosfeer van de Zon ook nauwkeurig bekend.

In tegenstelling tot de Zon zijn meteorieten een tastbare vorm van bewijs. Er zijn verschillende soorten meteorieten. Sommige zijn "stenig": ze bevatten voornamelijk silicaatmineralen; andere bestaan voornamelijk uit ijzer; en er zijn meteorieten die uit zowel silicaten als ijzer bestaan. Sommige soorten vertegenwoordigen vermoedelijk delen van de protoplanetaire schijf met een afwijkende samenstelling, maar de meeste verschillen komen waarschijnlijk voort uit verschillende stadia in de ontwikkeling van het Zonnestelsel. Vergeleken met de Zon zijn alle meteorieten echter arm aan vluchtige elementen zoals waterstof of helium. De verdeling van de zwaardere elementen in een bepaald type meteoriet, de koolstof-chondrieten, komt sterk overeen met die in de Zon. Dit type meteoriet is bovendien iets rijker in vluchtige elementen dan andere meteorieten. Vermoedelijk betekent dit dat koolstof-chondrieten eerder ontstonden dan andere meteorieten en hun samenstelling daarom "primitiever" is. Hun samenstelling is vergelijkbaar met de samenstelling van de oorspronkelijke protoplanetaire schijf.

Door radiometrische datering is de ouderdom van veel meteorieten vastgesteld. De meeste meteorieten zijn rond 4,54 miljard jaar geleden gevormd. De ouderdom van koolstof-chondrieten is gemiddeld ongeveer 4,56 miljard jaar. De dateringen laten zien hoe de vorming van het Zonnestelsel verliep.

Accretie en differentiatie binnenin de Aarde

Uit de protoplanetaire schijf waren een ster en planetesimalen ontstaan. Deze planetesimalen groeiden daarna door accretie van materiaal uit tot de huidige acht planeten van het Zonnestelsel. In het begin ging het accretieproces snel, zeker nadat objecten groot genoeg waren gegroeid om met hun zwaartekracht gas- en stofdeeltjes aan te trekken. Maar gaandeweg nam het beschikbare materiaal af en groeide de ruimte tussen de planetesimalen, waardoor de snelheid van verdere accretie daalde. In totaal zal het enkele tientallen miljoenen tot honderd miljoen jaar hebben geduurd voordat objecten met de afmetingen van de Aarde gevormd waren. Het Zonnestelsel was groot genoeg voor de vorming van enkele tientallen objecten met afmetingen groter dan 100 km.

Tijdens accretie wordt de kinetische energie van de inslagen en botsingen omgezet in hitte. Hoe groter de planeet, des te meer kleinere objecten samen kwamen bij de vorming, en des te groter de hitte die vrijkwam. Planeten als de Aarde, Venus, en misschien Mars waren bij hun ontstaan heter dan het smeltpunt van de meeste silicaatmineralen. De buitenste 400 km van de Aarde was daardoor vlak na de vorming van de planeet vloeibaar. Het oppervlak bestond uit een oceaan van magma.

Naarmate de Aarde en haar buurplaneten groter werden nam de zwaartekracht toe en begon binnenin de planeten een proces van uitsortering. Zwaarder materiaal zonk naar het binnenste, terwijl lichter materiaal naar boven bewoog. Dit proces van planetaire differentiatie verliep dankzij de vloeibare aard van de jonge Aarde snel. Dankzij de hitte van alle inslagen was het binnenste van de Aarde op zijn minst deels gesmolten. Relatief lichte elementen en elementen met een grote atoomstraal dreven naar boven, terwijl relatief zware elementen met een kleinere straal naar het massamiddelpunt zonken. Door de ontgassing bij vulkanisme concentreerden de vluchtige elementen zich in de oeratmosfeer.

Differentiatie leidde uiteindelijk tot de scheiding van de drie van samenstelling verschillende delen van de planeet: de aardkern, aardmantel en aardkorst. De eerste scheiding was die tussen kern en mantel. Deze scheiding was al na enkele tientallen miljoenen jaren ontstaan doordat (vloeibaar) ijzer en andere siderofiele metalen naar het massamiddelpunt zonken. Bij het sorteringsproces kwam ook wrijvingshitte vrij, die de intense warmtestroom in het binnenste van de jonge planeet verder versterkte. Convectiestromen in de magma-oceaan en mantel van de jonge Aarde maakten dat het oppervlak voortdurend in beweging was. Dit is de reden waarom er uit de eerste 500 miljoen jaar (het eon Hadeïcum) geen gesteente bewaard is. De eerste korst die aan het oppervlak stolde werd het na verloop van tijd weer de magma in getrokken en vernietigd.

Artiestenimpressie van een grote inslag, waarbij twee planetesimalen onder relatief grote hoek op elkaar botsen en een grote hoeveelheid materiaal de ruimte in slingeren. De grote-inslaghypothese stelt dat de Maan door een dergelijke inslag ontstond, nadat het materiaal dat in een baan om de Aarde terecht kwam accretiseerde.

Vorming van de Maan

Zie grote-inslaghypothese voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Terwijl de planeten aangroeien neemt het aantal inslagen in een nieuw gevormd planetair stelsel af. Maar het aantal catastrofale grote inslagen waarbij genoeg energie vrijkomt om een planeet geheel of gedeeltelijk te smelten stijgt. De reden is dat grotere planeten een sterker zwaartekrachtveld hebben. Dit krachtveld drijft een deel van de kleinere objecten in ellipsvormige banen. Met name de gasreus Jupiter zal later in de accretiefase veel objecten op een ramkoers met de binnenplaneten hebben gedreven. In een protoplanetaire schijf zijn de omloopbanen van objecten aanvankelijk cirkelvormig, zodat inslagen en botsingen onder een kleine hoek plaatsvinden. Bij een botsing met een planetesimaal in een ellipsvormige baan komt veel meer energie vrij en wordt een groter deel van de materie de ruimte in geslingerd. Het is aannemelijk dat de jonge Aarde een of meerdere malen zo'n grote inslag meemaakte.

De Maan is opvallend groot ten opzichte van de Aarde, en heeft een vrijwel cirkelvormige baan. Modellen laten zien dat het erg onwaarschijnlijk is dat ze samen met de Aarde ontstond door accretie, of elders ontstond en door de zwaartekracht van de Aarde is "ingevangen". In plaats daarvan is het waarschijnlijk dat de Maan ontstond door een grote inslag of botsing. Toen astronauten van het Apolloprogramma in de jaren 1960 maanstenen mee terug naar Aarde brachten, leverden deze verder bewijs voor de inslagtheorie. De Maan heeft een afwijkende samenstelling van de aardse planeten: ze bevat weinig ijzer en zware metalen, en is relatief arm aan vluchtige elementen. De samenstelling van de Maan lijkt sterk op die van de aardmantel: ze bestaat uit silica-arme, magnesiumrijke silicaten. Maar vergeleken met de aardmantel heeft de Maan veel kleinere hoeveelheden vluchtige elementen.

Computermodellen van grote inslagen geven aan wat het meest waarschijnlijke scenario is. Een botsing onder relatief grote hoek tussen de Aarde en een planetesimaal ter grootte van de planeet Mars (met ongeveer 15% van de massa van de Aarde) sloeg een flink deel van de aardmantel weg de ruimte in. Een deel van dit materiaal kwam in een baan rond de Aarde terecht en vormde (door accretie) de Maan. Zowel de Aarde als het inslagobject hadden al een kern van ijzer en siderofiele metalen, maar bij een grote hoek van inslag werd daarvan zeer weinig de ruimte in geslingerd. Vluchtige elementen ontsnappen bij een inslag de ruimte in. Het model verklaart daarom goed de afwijkende samenstelling van de Maan.

Zowel Aarde als Maan hadden direct na de inslag en erop volgende accretie een oppervlak van vloeibaar magma. Op Aarde zijn geen directe sporen van een magma-oceaan te vinden, maar het maanoppervlak bestaat grotendeels uit direct uit magma gevormd stollingsgesteente. Waarschijnlijk ontstond de Maan al tijdens de eerste 30 miljoen jaar na de vorming van het Zonnestelsel. Dat komt goed overeen met radiometrische dateringen van maanstenen: de meeste hebben een ouderdom tussen de 4,6 en 4,5 miljard jaar. Dit bevestigt dateringen van meteorieten en de Zon.

De jonge Aarde

Rond 4 miljard jaar geleden, aan het begin van het Archeïcum, was de Aarde nog steeds onherkenbaar. De hoge warmtestroom zorgde voor frequent vulkanisme. De atmosfeer was een dicht mengsel van vulkanisch gas. In deze fase vormde de eerste continentale korst.

Uit de natuurlijke levenscyclus van sterren blijkt dat de Zon 4 miljard jaar geleden maar ongeveer 70% van zijn huidige lichtsterkte had. Onder de huidige omstandigheden zou het aardoppervlak dan compleet bevroren zijn. Er zijn in het Archeïcum echter geen sporen van vergletsjering gevonden. Een waarschijnlijke verklaring hiervoor zijn een dichtere atmosfeer en een veel sterker broeikaseffect dan tegenwoordig. Beide waren het gevolg van grote vulkanische activiteit, waarbij grote hoeveelheden CO₂ en waterdamp in de atmosfeer vrijkwamen. Vlak na vorming moet de Aarde zeer heet zijn geweest, maar al rond 4,4 miljard jaar geleden was er vermoedelijk vloeibaar water op het oppervlak. Dit weet men door onderzoek van zuurstofisotopen in insluitsels van zeer oude zirkonen.

De rotatie van de Aarde vertraagt langzaam als gevolg van de getijdenkracht van de Maan. Teruggerekend betekent dit dat direct na haar ontstaan een dag op Aarde maar 10 uur duurde. De baan die de Maan om de Aarde beschrijft is met het verstrijken van de geologische tijd aanzienlijk wijder geworden; zo moet ze zich in deze begintijd 10 tot 15 keer dichter bij de Aarde hebben bevonden dan nu, waardoor de Maan vanaf het aardoppervlak bezien een flink deel van de hemel zou hebben ingenomen.

Tussen 4,1 en 3,8 miljard jaar geleden onderging de Aarde een dramatisch groter aantal inslagen, een fase die men het Late Heavy Bombardment noemt. Dit blijkt uit tellingen en datering van kraters op de Maan. De oorzaak voor de dramatische toename van het aantal inslagen is onduidelijk. Mogelijk was de migratie van de planeten Uranus en Neptunus naar de buitenste delen van het Zonnestelsel de oorzaak. Door een verandering in de omloopbanen van de buitenplaneten zullen deze met hun zwaartekracht de beweging van kleinere objecten hebben verstoord. Een deel van deze objecten werd naar de binnenste delen van het Zonnestelsel geslingerd, waar ze op de binnenplaneten insloegen.

Afkomst van atmosfeer en oceanen

Tijdens het accretieproces was de Aarde waarschijnlijk omhuld door een atmosfeer van heet gas. Gasvormige silicaten condenseerden op het aardoppervlak, maar werden door de frequente inslagen van meteorieten regelmatig nieuw aangemaakt. Het is onzeker hoelang de inslagen frequent genoeg bleven om een silica-atmosfeer in stand te houden. Naast silicaten kwamen in deze primitieve atmosfeer ook vluchtige gassen voor zoals methaan (CH₄), waterstof (H₂) en ammonia (NH₃). De sterke zonnewind blies deze primaire atmosfeer snel weg. Pas na het ontstaan van de aardkern kreeg de planeet een magnetisch veld dat de atmosfeer tegen de zonnewind beschermde. De huidige atmosfeer is daarom vermoedelijk een secundair verschijnsel.

Levensvormen zoals die tegenwoordig bestaan, zouden tijdens de eerste twee miljard jaar van de Aarde onmogelijk zijn geweest. Tijdens het Hadeïcum en Archeïcum kwam niet of nauwelijks elementaire zuurstof voor in de atmosfeer. De secundaire, tweede atmosfeer was rijk aan stikstof (N₂), ammonia, en waterstofsulfide (H₂S). Ze was minder reducief dan de eerste atmosfeer: het aandeel zuurstofverbindingen was veel groter, met name in de vorm van koolstofdioxide (CO₂) en water (H₂O). Dat kwam doordat zuurstof tijdens de accretiefase als ijzeroxide uit de atmosfeer verdween. De tweede atmosfeer ontstond echter pas na de vorming van de aardkern, toen het meeste ijzer uit de magma-oceaan en mantel was verdwenen. Doordat zuurstof niet langer met ijzer bond, was er voldoende van beschikbaar om een beduidende hoeveelheid water en CO₂ te vormen.

De gassen van de tweede atmosfeer kwamen vermoedelijk grotendeels bij vulkanisme vrij. Bij vulkanisme "ontgassen" in mineralen gebonden vluchtige bestanddelen uit de vaste Aarde. Oorspronkelijk waren deze vluchtige bestanddelen opgelost in de magma-oceaan. Doordat de Aarde in het begin veel heter was dan tegenwoordig, kwam vulkanisme veel vaker voor. De hoeveelheid vrijkomende gassen was bijgevolg ook veel groter. Tegenwoordig zijn grote delen van de mantel verarmd in vluchtige bestanddelen, maar dat zal vlak na de vorming van de Aarde anders zijn geweest.

De temperatuur van het binnenste deel van de protoplanetaire nevel, waar de Aarde ontstond, was te hoog voor de condensatie van vluchtige stoffen zoals water. Mogelijk waren de vluchtige stoffen op Aarde oorspronkelijk afkomstig uit verder naar buiten gelegen delen van het Zonnestelsel. Waar tegenwoordig de planetoïdengordel ligt ontstonden in de accretiefase objecten rijker in waterijs, eenvoudige organische verbindingen en andere vluchtige stoffen. Door de zwaartekracht van met name Jupiter kwamen zulke objecten in sterk elliptische banen terecht, op ramkoers met de binnenplaneten. De modellen tonen dat met name tijdens de eerste paar honderd miljoen jaar regelmatig zulke objecten insloegen, waardoor de Aarde werd verrijkt met ijs en gassen. De verhouding tussen deuterium en "gewoon" waterstof (D/H) in koolstof-chondrieten komt overeen met die in de oceanen, en is bewijs voor deze hypothese.

Ontstaan van continenten

Dat er uit het Hadeïcum, de eerste 600 miljoen jaar van de Aardse geschiedenis, geen gesteente bewaard is ligt er waarschijnlijk aan dat de magma-oceaan snel convecteerde. Als er aan het oppervlak gesteente stolde, zonk dit na verloop van tijd weer in de mantel in. Rond 4 miljard jaar geleden, bij het aanbreken van het Archeïcum, kwam daar geleidelijk verandering in met de vorming van de eerste stabiele korst.

Het is lastig de orogene gordels uit het Precambrium met de huidige gebergtes op Aarde te vergelijken. Alle gebergtes ter wereld zijn gevormd na het Precambrium. Het zijn ofwel actieve gordels zoals de Alpen of Himalaya, waar gebergtevorming nog in volle gang is, ofwel niet langer actieve gebergtes als de Ardennen of het hoogland van Noorwegen. Deze laatste zijn door erosie tot een schiervlakte, laag- of middelgebergte afgesleten. In tegenstelling tot huidige gebergtes hebben Precambrische gebergtegordels lang genoeg de tijd gehad om volledig weg te eroderen. Vergelijkingen met moderne gebergtes zijn daarom lastig: in de Precambrische orogene gordels liggen structuren en gesteenten uit diepe delen van de aardkorst aan het oppervlak, die in moderne gebergten nauwelijks zichtbaar zijn.

Tegenwoordige plooiingsgebergtes komen op twee manieren voor: door accretie en door continentale collisie. Archeïsche orogene gordels vertonen overeenkomsten met het type gebergtevorming dat samengaat met accretie.

Verdere gebeurtenissen

Wanneer er voor het eerst sprake was van leven in het Precambrium is niet zeker. Waarschijnlijk ontstond de eerste levensvorm in het begin van het Archeïcum, zo'n 3,65 Ga geleden (zie ook Abiogenese). Zo waren er in deze tijd bijvoorbeeld simpele bacteriën waarvan sommige biofilms vormden die fossiliseerden in stromatolieten. Dit zijn fossielen die vanaf 3,5 Ga geleden aangetroffen worden in het Precambrium. Er zijn in het westen van Australië bacteriën gevonden die ouder bleken te zijn dan 3450 miljoen jaar; de oudste gevonden materialen zijn echter geschat op 4,4 Ga en deze zijn eveneens in westelijk Australië gevonden. Het betreft detritische zirkoonkristallen die zich in Archeaanse kwartsieten bevonden. Aanvankelijk zijn ze echter gevormd in granitische gesteenten, maar mettertijd zijn deze ontmanteld, waardoor de kristallen in de kwartsieten zijn terechtgekomen.

Rond 1 Ga, tijdens het Neoproterozoïcum, ontstond het supercontinent Rodinië dat ongeveer 750 miljoen jaar geleden uiteenviel in losse paleocontinenten.

Het laatste deel van het Precambrium zag de opkomst van gemeenschappen van complexe meercelligen, de Ediacarische biota. Deze periode wordt het Ediacarium genoemd.

Zie ook

• Geologische tijdvakken

Bronnen

Voetnoten

Literatuur

• (en) Anderson, M., 2012: Investigating the History of Earth, Britannica Educational Publishing, ISBN 978-1-61530-547-6.
• (en) Chambers, J. & Mitton, J., 2014: From Dust to Life, The Origin and Evolution of our Solar System, Princeton University Press, ISBN 978-­0-­691­14522-­8.
• (en) Condie, K., 2007: The Distribution of Paleoarchean Crust, in: Van Kranendonk, M.J.; Smithies, R.H. & Bennett, V.C.: Earth's Oldest Rocks, Developments in Precambrian Geology 15, Elsevier, ISBN 978-0-444-52810-0.
• (en) Gradstein, F.M.; Ogg, J.G.; Schmitz, M.D. & Ogg, G.M., 2012: A Geologic Time Scale 2012, Elsevier, ISBN 0444594256.
• (en) Levin, F., 2007: Calibrating the Cosmos, How Cosmology explains our Big Bang Universe, Springer, ISBN 0-387-30778-8.
• (en) Levin, H. & King, D., 2017: The Earth Through Time (11th ed.), Wiley, ISBN 978-1-119-22834-9.
• (en) Lewis, C., 2000: The Dating Game, One Man's Search for the Age of the Earth, Cambridge University Press, ISBN 0-521-79051-4.
• (en) Lunine, J.I., 2013: Earth, Evolution of a Habitable World (3rd ed.), Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-85001-8.
• (en) Martin, R., 2018: Earth's Evolving Systems, The History of Earth (2nd. ed.), Jones & Bartlett Learning, ISBN 978-1284108293.
• (en) Rafferty, J.P., 2011: Geochronology, Dating, and Precambrian Time, The Beginning of the World As We Know It, serie: The Geologic History of Earth, Britannica Educational Publishing, ISBN 978-1-61530-195-9.
• (en) Rollinson, H., 2007: Early Earth Systems, A Geochemical Approach, Blackwell Publishing Ltd., ISBN 978-1-4051-2255-9.
• (en) Schopf, J.W., 2000: Solution to Darwin's dilemma: Discovery of the missing Precambrian record of life, Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 97(13), pp. 6947-6953.
• Seeds, M. & Backman, D. 2018: Horizons, Exploring the Universe, Cengage Learning (14th ed.), ISBN 978-1-337-11123-2.
• (en) Stanley, S.M. & Luczaj, J.A., 2015: Earth System History (4th ed.), W.H. Freeman & Company, ISBN 978-1-4292-5526-4.
• (en) Tolstikhin, I.N. & Kramers, J.D., 2008: The Evolution of Matter, From the Big Bang to the Present Day, Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-86647-7.
• (en) Wicander, R. & Monroe, J.S., 2010: Historical Geology, Evolution of Earth and Life through Time (6th ed.), Brooks/Cole, Cengage Learning, ISBN 978-0-495-56007-4.
• (en) Woolfson, M.M., 2009: Time, Space, Stars and Man, The Story of the Big Bang, Imperial College Press, ISBN 978-1-84816-272-3.

Externe links

• (en) Japeij, J., How Much Did the Moon Heat Young Earth?. Eos.org (11 januari 2022). Geraadpleegd op 14 juli 2024.

Tijdperken van de geologische tijdschaal