2 - Die frühe Erde vs 12 - Vorlesung PDF

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Wiederholung: Was ist der Unterschied zwischen einem geologischen Proxy und einem geologischen Archiv? Nennen Sie ein Proxy, mit dem man „kaltes“ Meerwasser (< 4oC) in der Erdgeschichte nachweisen kann.

Bildquelle: http://www.ldolphin.org/Solar.html

Die frühe Erde

Bildquelle: http://www.scotese.com/precambr.htm

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Zielsetzungen: Frühe Erde (Atmosphäre)

•Sie sollen einen Überblick gewinnen, was wir über unsere frühe Erde und ihre Atmosphäre wissen. Ein Vergleich mit unseren Nachbarn Venus und Mars ist nützlich. •Sie sollen verstehen, wie Hypothesen, die die frühe Erde erklären sollen, entstehen. •Sie sollten ein persönliches Empfinden entwickeln, wie solide die Datengrundlagen und somit diese Hypothesen sind. •Sie sollen einige positive und negative Rückkoppelungen begreifen, die die Atmosphäre der frühen Erde kontrolliert haben.

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Entstehung des Universums

Eine Zeitleiste, die einige wichtige Augenblicke in der Geschichte des Universums zeigt. Bildquelle: Hay, 2012

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Planetenbildung

Zerrissene Sternenhaufen Bildquelle: David Malin

Die bunten Sternenhaufen von Rho Ophiuchi

Bildquelle: http://ecf.hq.eso.org/~ralbrech/sepdec97apjl/975688.html

4 Einfaches Model der PlanetenBildung in unserem SonnenSystem. Aus einer diffusen Gaswolke konzentriert sich dichteres Material im Zentrum (protoSonne). Planetesimale (sog. Vorplaneten) bilden sich auf stabilen Orbitalen. Daraus entstehen erdähnliche „Stein-Planeten“ und die großen „Gasplanenten“.

Bildquelle: Taylor, 2011

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Die Sonne Aufbau der Sonne: Die Sonne ist eine 4.6 Milliarden Jahre alte „Kugel“ aus heißem Gas (Plasma, vor allem Wasserstoff und Helium). Ein Plasma verhält sich in vielen Aspekten wie ein normales Gas. Durch seine vielen positiv geladenen Ionen und frei beweglichen Elektronen kann es magnetische Felder erzeugen. Energiequelle der Sonne: Durch Kernfusion (= verschmelzen von kleineren Atomkernen in größere) im Innern der Sonne. Dabei werden zur Bildung eines Heliumkerns vier Wasserstoffkerne benötigt. Da die Masse von vier Wasserstoffkerne (Deuterium) etwas kleiner ist, als die eines Heliumkerns, wird dabei Energie freigesetzt (exotherm). Sonnenflecken sind dunkle kühlere Stellen auf der Sonnenoberfläche, die weniger sichtbares Licht abstrahlen, deren Ränder aber intensiver strahlen. Ihre Zahl und Größe ist ein Maß für die Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich 11 Jahren. Im Moment befinden wir uns in einem schwachen Maximum. Quelle: Bennett et al. 2010

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Gravitation

Ein massenbehafteter Körper wie die Sonne bewirkt eine Krümmung der Raumzeit, in gewisser Weise ähnlich einer Bowlingkugel, die auf eine Gummituch gelegt wird. Bildquelle: Hay, 2012

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Umlaufbahn der Erde um die Sonne

Die Erde wird auf ihrer Bahn um die Sonne gehalten, weil sie in einem Tal des gekrümmten Raums entlang rollt. Etwas genauer ausgedrückt: Sie folgt einem „Weg des geringsten Widerstands“ in der gekrümmten Region nahe der Sonne. Bildquelle: Hay, 2012

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Unterschiede zwischen Erde, Mars, Venus und Mond

Grosse Planeten verfügen über genügend Anziehungskraft um ihre Oberfläche aufzuschmelzen (Magma Ozean), Wasser im System zu erhalten und einen Druckgradienten aufrecht zu erhalten. Erde: Plattentektonik und Erosion formen die Oberfläche der Erde. Eine Serpentinit Kruste und ‘nasse’ Kometen haben die Erde isoliert und sie während vielen 10er 106 Jahren heiß gehalten. Mond: Eine trockene, tektonisch inaktive Wüste. Die schwache Anziehungskraft hatte eine Plagioklas Lithosphäre (auf einem Magma Ozean) und kaum Wasser zur Folge. Mars: Plattentektonik hat den Mars während der ersten 109 Jahre beeinflusst, danach kamen diese Prozesse zum erliegen. Mars, einer der inneren Planeten hat durch seinen kleineren Radius fast alles Wasser ins All verloren. Venus: Intern durch sehr aktive Prozesse gekennzeichnet (fast alles Wasser im Innern), äußerlich ein trockenes Inferno. Sehr junge Oberfläche.

Venus, Athmosphärendruck: 92 bar, Temperatur: 735 K (+460oC)

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Erde, Athmosphärendruck: 1 bar, Temperatur: 287 K (+14oC)

Mars, Athmosphärendruck: 0.006 bar, Temperatur: 250 K (-23oC)

Bildquellen: Taylor, 2011

Glück gehabt….

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• CO2, ein wichtiges Treibhausgas, hält die Oberfläche unseres Planeten warm genug, damit flüssiges Wasser auftreten kann, aber nicht zu warm (richtiger Abstand zur Sonne). • Unsere Ozonschicht hält lebensschädigende UV Strahlung von der Erdoberfläche ab. • Unser Mond stabilisiert die Achsenumdrehung der Erde. • Die sehr variable Morphologie der Erdoberfläche ermöglicht sehr vielfältigen Lebensformen eine Existenz. • Unser Magnetfeld schwächt die Auswirkung von „Sonnenstürmen“ ab. • Unsere Lage im Sonnensystem ist weit genug von „Gas-Riesen“ (z.B. Saturn) entfernt, dass deren mächtige Gravitation die Erde nicht weiter von der Sonne weg zieht. • Unsere Sonne hat die richtige Größe, um lange um gleichmäßig zu „verbrennen“. Größere Sonnen „brennen“ heißer aber wenig lang. • Unser Planet hat einen Kern mit der richtigen Zusammensetzung, um ein Magnetfeld und Konvektion im Erdinnern zu erzeugen. • Jupiter zieht Asteroiden aus dem Asteroiden-Gürtel durch seine große Masse an und schützt so die Erde. • Unsere Sonne schützt die Erde vor Material aus dem Interstellaren Raum. • Wir sind weit genug am Rande unserer Milchstraße, um den „gefährlichen“ inneren Bereich zu meiden. • Wir sind relativ weit von den nächsten Sternen (Sonnen) entfernt und geraten damit nicht in Gefahr gravitativen Einflusses „konkurrierender“ Sonnen.

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Bildquelle: http://www.whoi.edu/cms /images/lstokey/2005/1/v 41n2-tivey1en_5063.jpg

Am mittelatlantischen Rücken bewegen sich die Platten der Erdkruste voneinander weg. An diesen Spreizungszonen kann heißes Material aus dem Erdinneren an die Oberfläche treten. Schwarze Raucher oder "Black Smoker" sind Stellen, an denen heißes Wasser und Dampf vermischt mit festen Bestandteilen aufsteigen. In ihrer Nähe hat sich eine auf die extremen Bedingungen spezialisierte Tier-, Pflanzen- und Bakterienwelt angesiedelt. Sind dies Analoge für exo-biologische Systeme?

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Ein interessanter Kandidat ist zum Beispiel der Jupitermond Europa Eiskruste von 10-15 km Dicke, darunter ein Ozean von bis zu 100 km Tiefe!

Bildquelle: http://antarcticsun.usap.gov/antarcticsun/science/images/robot_europa.jpg

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Die Russen üben eine mögliche Mission zum Mond Europa am Wostok See. Er ist 240 Kilometer lang, 50 Kilometer breit und ca. 900 Meter tief. Der Lake Wostok in der Antarktis gehört zu den ungewöhnlichsten Phänomenen unseres Planeten und enthält möglicherweise Beispiele von Lebensformen, die seit 15 Millionen Jahren unter einer Eisdecke abgeschlossen von der Umwelt leben.

Bildquelle: http://www.g-o.de/redaktion/focus/bild5/vostokb.jpg

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Die Bedeutung der Atmosphäre für einen Planeten - oder warum ist die Atmosphäre der Venus so heiß?

460oC an der Oberfläche!

14oC an der Oberfläche!

96% CO2

Venus Bildquelle: Ruddiman, 2001

0.2% CO2

Erde

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Die mögliche frühe Erste (Primäre) Atmosphäre Das Konzept einer ‘Ersten Atmosphäre’ ist umstritten.

Flüchtige Elemente reichern sich um sich neu formende Planeten an. Eine solche frühe Atmosphäre wäre reich an Gasen wie: Wasserstoff (H2), Helium (He), Methan (CH4), und Ammoniak (NH3) und wäre somit reduzierend. Klare Hinweise zu dieser frühen Atmosphäre kennen wir nicht. Die generelle Meinung ist, dass vor 3.6 Ma Methan kein wichtiger Bestandteil einer möglichen frühen Atmosphäre war (ansonsten würden wir Kohlenstoffreiche Tone finden).

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Die Möglichkeit einer Primären Atmosphäre

Sofern Leben unter den Umständen einer ersten Atmosphäre gelebt hat, ist es zusammen mit dieser verschwunden und keine Spur ist geblieben. Dies weil unzweifelhafte Hinweise auf frühestes Leben (angepasst an die Sekundäre Atmosphäre) in Gesteinen mit einem Alter von 3.6 Milliarden Jahren vorliegt. Es ist sehr wahrscheinlich, dass die sekundäre Atmosphäre VOR diesen Gesteinen gebildet wurde.

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Die Zweite (Sekundäre) Atmosphäre Die Entgasung der Erde geschieht direkt durch Vulkanismus und die Verwitterung von kristallinen Gesteinen und der Erdoberfläche (dabei werden Gase wie Wasserdampf und Kohlenstoff – CO2 frei). Vulkanismus ist Mechanismen.

der

Wichtigere

der

beiden

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Pu`u`O`o-Kupaianaha Eruption des Kilauea Vulkans, Hawaii, 1983 to 2003

Bildquelle: http://geopubs.wr.usgs.gov/fact-sheet/fs144-02/

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Die sekundäre Atmosphäre

Zwei Modelle für die Zusammensetzung der frühen sekundären Atmosphäre wurden vorgeschlagen: Modell A. Falls metallisches Eisen im Erdmantel anwesend war, hätten chemische Reaktionen mit dem Eisen Gase reich an Wasserstoff, Kohlenmonoxyd und Methan produziert. Model B. Falls kein metallisches Eisen anwesend war, wären durch Reaktionen mit Mantelsilikaten Gase entstanden, die reich sind an Kohlendioxyd (CO2), Wasserdampf und Stickstoff.

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Die sekundäre Atmosphäre

Mit unserem heutigen Wissen ist es schwer vorstellbar ein Modell für die frühe Erdatmosphäre zu versinnen, in dem nicht wenigsten etwas metallisches Eisen im Mantel vorkommt. Da sich jedoch der Erdkern wahrscheinlich in sehr kurzer Zeit geformt hat und diese Kernbildung dem Mantel Eisen entzog, kann sich die Atmosphäre während der ersten 100 Mio.a der Erdgeschichte sehr schnell in seiner Zusammensetzung verändert haben.

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Die sekundäre Atmosphäre Vor 4 Mrd. Jahren wäre sicherlich alles metallische Eisen aus dem Mantel “fraktioniert” und Wasser, Kohlendioxyd und Stickstoff sollten die wichtigsten Gase sein, die in die Atmosphäre gelangten. Analysen von mikroskopischen Gas-Einschlüssen in Mantel-Fragmenten, die durch Vulkaneruptionen an die Oberfläche gelangten, zeigen an, daß Kohlendioxyd das wichtigste Mantelgas ist. Von Wichtigkeit ist außerdem der KohlendioxydReichtum der Atmosphären von Mars und Venus. Man ist sich einig, dass die heutige Atmosphäre von Venus ein Ebenbild der frühen Erdatmosphäre ist.

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Das Paradox der schwachen frühen Sonne: Wechselwirkung zwischen Temperatur und Entwicklung des Lebens

Heute

Bildquelle: http://rainbow.ldeo.columbia.edu/courses/s4021/ec98/fys98.html

23 Das Paradox der schwachen frühen Sonne Die Erde sollte eigentlich Milliarden Jahre lang lebloses Gestein sein, denn die schwache frühe Sonne produzierte nicht genug Wärme um Eis in flüssiges Wasser zu schmelzen. Vor 4 Mrd. Jahren hatte die Sonne nur 75% ihrer heutigen Strahlungsfähigkeit. Das bedeutet, dass die Erde eigentlich während fast ihrer ganzen Geschichte mit Eis bedeckt gewesen sein müsste. Aber geologische Fakten zeigen, dass reichlich flüssiges Wasser seit ca. 4 Mrd. Jahren vorkommt.

Was ist passiert?

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Precambrische Pillow-Basalte der Kromberg Formation (verwitterte tholeiitische Basalte) Südafrika

Bildquelle: A. Immenhauser

Pillow-Basalte (Kissenlava) weisen auf subaquatischen Vulkanismus hin. Sie sind klare Indizien für flüssiges Wasser!

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Vaalian (2650-2050 Mio.a) Halit-Kristalle der Black Reef Formation Südafrika

Bildquelle: A. Immenhauser

Halit(Steinsalz)-Kristalle deuten auf ein evaporitisches (warm!) flachmarines Milieu hin.

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Das Paradox der schwachen frühen Sonne Es wurde die Hypothese aufgestellt, daß atmosphärische Gase (so wie CO2) die Sonnenwärme einfangen (Treibhauseffekt). Neuere Hinweise zeigen aber, dass zu wenig CO2 vorhanden war, um einen Treibhauseffekt zu erzielen, der groß genug war, um das Oberflächeneis zu schmelzen.

Ein anderes Gas, so wie Ammoniak (NH3), von Kometen oder untermeerischen Quellen, könnte das Rätsel lösen. Dieser Stoff wird jedoch schnell (in weniger als 50.000 a) und irreversibel durch photochemische Reaktionen (Licht) in Stickstoff und Wasserstoff zerlegt.

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Das Paradox der schwachen frühen Sonne

Gegenwärtig wird vorgeschlagen, dass eine Dunstlage aus Hydrokarbon-Smog in der obersten Atmosphärenschicht das Ammoniak vor dieser Zerstörung bewahrte. Dieser Smog entstand wahrscheinlich aus den enormen Methanmengen, die primär durch untermeerischen Vulkanismus frei werden, und später auch durch Bakterientätigkeit, nachdem sich Leben gebildet hatte.

Textquelle: http://www.apnet.com/inscight/05271997/graphb.htm

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Das Paradox der schwachen frühen Sonne

Einige andere Theorien haben vorgeschlagen, dass der Sonnenwind eine Rolle spielen könnte. Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ins All strömt. Eine davon besagt, dass der frühe Sonnen-Wind stark genug war um die Masse der Sonne zu verkleinern. Die Sonne war deshalb kompakter und schien heller. Wenn die Sonne nur zwei Prozent kompakter war (3.8 Milliarden Jahren) so hätte dies ausgereicht, um auf der Erde und auf dem Mars genügend warme Temperaturen aufrechtzuerhalten. Tatsächlich gibt es Hinweise dafür, dass der Sonnenwind in der Vergangenheit stärker war aber offenbar nicht so stark wie diese Theorie erfordern würde.

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Das Paradox der schwachen frühen Sonne

Eine andere Theorie besagt, dass die kosmische Strahlung eine Rolle spielt. Die kosmische Strahlung ist eine hochenergetische Teilchenstrahlung aus dem Weltall. Eine starker starke kosmische Strahlung führt zu Wolkenbildung und dies wiederum führt dazu, dass weniger Sonnenlicht zur Erdoberfläche gelangt. Zusammenfassend ist keine dieser Theorien völlig überzeugend und das Paradox der frühen schwachen Sonne bleibt kontrovers. Meine Meinung und die vieler Kollegen, die mehr davon verstehen ist: Die Lösung ist im Treibhauseffekt zu suchen.

Die „Schneeball“ Erde Milliarden von Jahre nach der Bildung der Erde zeichnet das Archiv der Erde eine globale Vereisungsphase auf. Wir kennen die Theorie einer globalen Vergletscherung unter dem Begriff „Snowball Earth“.

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Was heißt „Icehouse“, „Snowball“ oder „Greehouse“ Welt eigentlich in Bezug auf die globale Durchschnittstemperatur?

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Bildquelle: Hay, 2012

Klima der Erdgeschichte

90 NORTH 60 30 0 -30

PALEOLATITUDE

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-60 -90 SOUTH Neo Pal

K

CENOIC

MESOZOIC

0 700

100

J

TR P

C

D

S

O

PALEOZOIC PHANEROZOIC 200 300 400

C

Cryogenian PROTEROZOIC PRECAMBRIUM

500

600

HOT & DRY

ICEHOUSE

GREENHOUSE

SNOWBALL

COOL GREENHOUSE

Bildquelle: Hay, 2012

Snowball Earth Hypothese

Ca. 700 Ma Bildquellen: http://space.newscientist.com/data/images/archive/2211/22115003.JPG

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34 Kryogenium (840 – 635 Ma)

Bildquelle: www.snowballearth.org/slides/Ch12-4.jpg

Bildquelle: Ogg et al., 2004

Snowball Earth während des Cryogeniums: Ja oder nein?

Gesteinsformationen aus dem so genannten Cryogenium, einem Zeitalter, das vor 840 Millionen Jahren begann und vor 635 Millionen Jahren endete sollen ein Archiv einer globalen Vereisung darstellen. Nach bisheriger Ansicht gab es in diesem Zeitalter mindestens zwei Schneeball-Episoden, die jeweils etwa zehn Millionen Jahre dauerten. Einer der Hauptbeweise dafür waren Gletscherablagerungen in den Tropen. Klima Modelle zeigten, dass die Rückstreuung (Albedo) des Sonnenlichts durch die vereisten Kontinente zu einer Rückkopplung führte, die die Erde vollkommen erstarren ließ. Selbst die Ozeane verschwanden diesem Szenario zufolge unter einer kilometerdicken Eisschicht. Nach einigen Millionen Jahren, so die Idee der Schneeball-Verfechter, sammelte sich in der Atmosphäre so viel Kohlendioxid, dass es zu einem extremen Treibhauseffekt kam und das Eis schmolz. Textquelle: Nature Geosciences

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Snowball Earth während des Cryogeniums: Ja oder nein? Im Norden des Sultanats Oman finden sich ein versteinerter Meeresboden (Archiv) mit Rippelmarken (Proxies). Sie könne ein Beweis dafür sein, dass es größere Flächen offenen Wassers gegeben haben müsse. Ebenfalls im Oman finden sich einen Kilometer dicke Sediment Ablagerungen aus dem Cryogenium, die auf vorrückende und sich zurückziehende Gletscher an einem Kontinentalrand schließen lassen. Ähnliche Ablagerungen sind heute am Rand der Antarktis zu finden. Daraus schließen manche Geologen, dass es während des Cryogeniums ähnlich war, wie während der vergangenen drei Millionen Jahre, in denen sich Kalt- und Warmzeiten periodisch abwechselten. Allerdings waren die Eiszeiten des Cryogeniums wahrscheinlich extremer als alle späteren Frostperioden. Das lag zum Einen daran, dass die Sonne damals noch schwächer strahlte, zum Anderen an der Abwesenheit von Leben. Textquelle: Nature Geosciences

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37 Ediacarian (635 – 542 Ma)

Nach Rückgang der Eisschilde: Das Leben entwickelt sich „explosionsartig“

Bildquelle: Universität Queensland Bildquelle: Ogg et al., 2004

Die Natur ‘spielt’ mit Bauplänen des Lebes. Die EDIACARIA Fauna (Australien)

Charniodiscus

Bildquellen: Rollins, nat. Museum of History

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Im Kambrium entwickeln sich die ersten Lebensformen mit “harten” Panzern = erhaltungsfähige Fossile

Arthropoda - Trilobita - Redlichiida Cambrium (ca. 540 Ma) Marokko Archeocyatidae , Kambrium (ca. 540 Ma), Russland (Sibirien) Bildquellen: http://de.wrs.yahoo.com/_ylt=A0geulZ08CBFBiQBG3I.CQx./SIG=12v7ctfok/EXP=1159873012/**http%3a//www.3dfossils.com/earth_sciences/paleontology/fossils/cambrian.html

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Die Zunahme des Sauerstoffgehaltes in der Atmosphäre Pflanzen entwickeln sich im Laufe der Erdgeschichte zu immer komplexeren Lebewesen und spielen eine immer größere Rolle im Klimasystem der Erde. Von Bedeutung sind nicht nur die Landpflanzen sondern auch die kleinen planktonischen Algen an der Oberfläche unserer Weltmeere. Eine der wichtigsten Eigenschaften von Pflanzen ist, dass sie CO2 aus der Atmosphäre aufnehmen und in Ihre Körper einbauen und O (Sauerstoff) abgeben. Bildquelle: Ruddimann, 2001

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Sauerstoff (O)

Heute wird Sauerstoff durch zwei Prozesse produziert: 1. Photosynthese - Algen und Pflanzen wandeln Kohlendioxyd und Wasser in Kohlenwasserstoffe und Sauerstoff um, und der Sauerstoff wird in die Atmosphäre freigesetzt.

14CO

2

+ H2O -> 14CH2O + O2

Bildquellen: http://www.ucmp.berkeley.edu/plants/plantae.html

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Photosynthese von Algen

Bildquelle: http://www.historyoftheuniverse.com/photosyn.html

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Sauerstoff 2. Photolyse – Geringe Mengen Sauerstoff werden auch durch photochemische Reaktionen mit ultravioletter Strahlung in der oberen Atmosphäre produziert. O wird durch die Aufspaltung von Wassermolekülen (H2O) in Wasserstoff und Sauerstoff gebildet (nach Condie & Sloan, 1997).

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Sauerstoffverlust A. Atmung - Organismen absorbieren O aus der Atmosphäre und geben Wasser und CO2 ab. B. Zerfall von organischem Materials – Sowohl im Wasser als auf dem La...