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VL Geodynamik & Tektonik, WS 080905.11.2008
Die thermische Die thermische Evolution der ErdeEvolution der Erde
Institut für Geowissenschaften Universität Potsdam
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VL Geodynamik & Tektonik, WS 0809
Übersicht zur Vorlesung
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Vor 200 Millionen Jahren
Superkontinent Pangea
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Vor 70 Millionen Jahren
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Heute
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Motor derPlattentektonik
Dynamikdes
Erdinnern
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Antriebskraft: thermische Konvektion
Rayleigh Zahl „Ra“
Ra =0Tgd3
thermal buoyancy
layer thickness
viscositythermaldiffusivity
- thermal expansivity
0 - density
g - gravity
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Die Erde als thermodynamisches System
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Generelle Methode (I): Beobachtung & Verallgemeinerung
Sorgfältige Beobachtung ist notwendig, um die Komplexität der wechselwirkenden Prozesse richtig und möglichst vollständig wahrnehmen zu können. => Geologie
Diese Komplexität beruht aber in vielen Fällen auf relativ einfachen Grundprinzipien und Symmetrien (wie z.B. Zeitinvarianz), die die Dynamik des "System Erde" bestimmen. => Geophysik
Beide Methoden sind unverzichtbar, führen aber oft in gegensätzliche Richtungen !
Für beide Methoden werden zudem unterschiedliche Fähigkeiten benötigt - das macht einen grossen Teil des besonderen Reizes der Geowissenschaften aus.
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Langjährige Erfahrung besagt, dass wir zwar viele unserer Erkenntnisse der Entwicklung von immer detaillierteren Modellen und Theorien verdanken, aber sorgfältige Beobachtung und Analyse von Daten immer ihre Bedeutung besitzen und behalten werden, im Gegensatz zu Theorien: Diese haben, wie alle Lebewesen in der Biologie, nur eine endliche Lebenszeit (Mike Sandiford) ..
Generelle Methode (II): Beobachtung & Verallgemeinerung
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Globale Beobachtungsgrössen in der Geophysik
• Topographie• Geoid (~ Höhe Meereswasserspiegel)• Magnetfeld• Seismizität• Wärmefluss
weitere:
• Schwerefeld• Krustendicke („Moho“)• Seismizität im tiefen Erdinnern• Plattengeschwindigkeiten (GPS)• in situ Spannungsfeld
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Topographie der ErdeTopographie der Erde
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Alter der ozeanischen KrusteAlter der ozeanischen Kruste
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Entstehung der Erde
• Solare Nebel (Staub) Scheibe
• Bildung von Planetesimalen
• Akkretierung der Erde aus
Planetesimalen
• Aufschmelzen der gesamten
Planeten-OF (Magma-Ozean)
• Herausbildung des Erdkerns
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Temperaturprofil bei der Erdkernentstehung
Stevenson (1989)
In den Stadien I und IIsind die Temperaturen zuniedrig, um einen Differentiationsprozess inGang zu bringen.
Im Stadium III beginnt dieFormierung von Erdkernund Erdmantel.
CMB
MLB
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Hypothese(n) zur Erdkernentstehung
• Impakt von Meteoriten mit Fe-Kern(en)
• Migration der Schmelze durch Risse
• Bildung von eisenreichen Blobs
• Absinken bedingt durch
Rayleigh-Taylor Instabilität
• endgültiger Kerndurchmesser
erst nach mehreren 100 Ma erreicht
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Stacey (1994)
Temperaturprofil im Erdinnern heute
Weitgehend adiabatischerTemperaturverlauf imErdmantel
Konduktives T-Profil inden beiden thermischen Grenzschichtem
CMB
MLB
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Lord Kelvin und das Alter der Erde (1864)
Von dem gemessenen Wärmefluss an derder Erdoberfläche kann man durch Lösung der 1D Wärmeleitungs-Gleichung unter bestimmten Annahmen auf das Alter der Erde schliessen.
Ergebnis ~ 65 Ma !
Aber:
• Vernachlässigung radioaktiver Energiequellen• Vernachlässigung des konvektiven Wärmetransports
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Stüwe (2002)
Lord Kelvin und das Alter der Erde (1864)
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Radioaktive Quellen von thermischer Energie
Stacey (1994)
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Radioaktive Quellen von thermischer Energie
Stacey (1994)
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Radioaktive Quellen von thermischer Energie
Spohn (1998)
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Energie Bilanz der Erde (heute)
Stacey (1994)
1 TW = 1012 W
Wärmeflussdurch Oberfläche
~ 42 TW
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Abkühlrate der Erde pro Ga („secular cooling“)
~ 10 TW
geteilt durch
∆E = 3.7 x 1027 Ws
ergibt ca.
∆T ~ 100 K pro Ga
(ist max. Wert)
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Wärmetransport (1) - Konduktion
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Wärmetransport (2) - Konvektion
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d
2a
compare time scales: !
for ascent of the blob !
and with
we obtain
Rayleigh number Ra
Konvektion transportiert Wärme effektiver !
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Plattentektonik auf dem Mond ?
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Plattentektonik auf dem Mond ?
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Wärmetransport (3) - Elektromagn. Strahlung
• Energietransport direkt durch elektromagnetische Strahlung
(z.B. über das Planck‘sche Strahlungsgesetz „black body“
oder die Sonnenstrahlung auf die Erdoberfläche)
• vernachlässigbar in der Lithosphäre (bei tiefen Temperaturen)
• zunehmende Bedeutung im tiefen Erdinnern (unterer Mantel)
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Wärmefluss: Ozeane vs. Kontinente
Stacey (1994)
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Wärmefluss: Ozeane vs. Kontinente
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VL Geodynamik & Tektonik, WS 0809Stacey (1994)
Wärmefluss: Kontinente
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Wärmefluss: Ozeane
bathymetry
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VL Geodynamik & Tektonik, WS 0809
Stacey (1994)
Wärmefluss: Ozeane
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VL Geodynamik & Tektonik, WS 0809
Wärmefluss: Ozeane
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cratonic&
oceanicgeotherms
Wärmefluss: Ozeane und Kontinente
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Global gemitteltesTiefenprofil
derTemperatur
(„global geotherm“)
Alleszusammen:
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McGovern & Schubert (1989)
Einfache (0D) Evolutionsmodelle für die Erde
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Einfache (0D) Evolutionsmodelle für die Erde
Stacey (1994)
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Einfache (0D) Evolutionsmodelle für die Erde
Franck & Bounama (1995)
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Einfache (0D) Evolutionsmodelle für die Erde
Franck & Bounama (1995)
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Einfache (0D) Evolutionsmodelle für die Erde
Franck & Bounama (1995)
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Zusammenfassung (I)Zusammenfassung (I)
Die Erde verfügt über einen erheblichen, wenn auch wirtschaftlich nicht leicht nutzbaren Energieinhalt von etwa 1031 J, der gegenwärtige mittlere Oberflächen-
wärmefluss beträgt ca. 42 TW. Geologische Prozesse, die mit der Konvektion in Mantel und Kern verbunden
sind, setzen Wärme in andere Energieformen wie Deformationsarbeit, kinetische und potentielle Energie
und magnetische Feldenergie um.
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Beispiele solcher Prozesse sind Vulkanismus, Erdbeben-tätigkeit, die Verschiebung von Kontinenten, Hebungen und
Senkungen von Krustenblöcken, die Aufwerfung von Faltengebirgen sowie die Erzeugung des Magnetfeldes.
Einfache Evolutionsmodelle für die thermische Entwicklung der Erde auf der Grundlage von parametrisierten
Konvektionsmodellen für den Oberflächenwärmefluss gestatten eine qualitativ richtige Beschreibung der Entwicklung des mittleren Energieinhalts der Erde.
Zusammenfassung (II)Zusammenfassung (II)