Außer vielleicht einigen Bewohnern kleiner, abgelegener Inseln empfinden die meisten Menschen Kontinente als fundamentale, dauerhafte und dominierende Bestandteile der Erdoberfläche. Dabei sind die Festlandmassen zwar gewaltige, aber eigentlich doch nur verstreute, isolierte Plattformen innerhalb des Weltmeeres, das den Hauptteil der Erde bedeckt. Der Blick aus dem Weltraum offenbart die wahren Relationen (Bild 1): Man sieht einen blauen, von Wasser beherrschten Planeten und wundert sich eher, daß in der langen Geschichte der Erde stets ein gewisser Teil der Gesteinsfläche über die Fluten hinausragte, was erst die Evolution der Pflanzen und höheren Tiere und schließlich auch des Menschen möglich machte.

War dies nur ein glücklicher Zufall? Und wie ist die kompliziert aufgebaute Erdkruste überhaupt entstanden? War sie von Anfang an da, wie bei einem Laib Brot, von dem der Ausdruck "Kruste" ja entlehnt ist, oder hat sie sich erst allmählich entwickelt? Darüber haben sich die Geowissenschaftler viele Jahrzehnte lang gestritten. Inzwischen aber weiß man, welche besonderen Bedingungen vorliegen mußten, damit die Kontinente entstehen konnten, und daß diese Bedingungen wohl nirgendwo sonst im Sonnensystem herrschen.


Vergleich mit der Venus

Erde und Venus sind annähernd gleich groß und Nachbarplaneten. Das legt die Frage nahe, ob auch ihre Krusten vergleichbar seien. Beobachtungen mit Teleskopen vermochten jahrhundertelang keinen Aufschluß darüber zu geben. Erst 1990 durchdrang das Radar der Raumsonde "Magellan" die dichte Wolkenhülle unseres Schwesterplaneten. Anhand der erstaunlich deutlichen und detaillierten Aufnahmen können Planetenkundler nun erstmals Vermutungen über die Beschaffenheit der Venus-Oberfläche anstellen.

Danach scheint sie aus einem Gestein basaltischer Zusammensetzung zu bestehen, wie es dunkel und feinkörnig auch die Ozeanbecken der Erde auskleidet. Dagegen fand sich kein Hinweis auf größere Gebiete, die der irdischen Kontinentalkruste entsprächen. Erhabene Regionen wie Aphrodite und Ishtar Terra scheinen zerborstene Überreste erstarrter basaltischer Lavaströme zu sein. Wohl findet man kleinere kuppelförmige Erhebungen, die anders zusammengesetztes Grundgestein repräsentieren könnten (Bild 1); doch ist nicht auszuschließen, daß diese Formationen ebenfalls nur aus Basalt bestehen.

Nachdem Wissenschaftler die Fülle der von "Magellan" gelieferten Radar-Daten analysiert haben, sind sie zu dem Schluß gekommen, daß sich die Geologie unseres Schwesterplaneten grundlegend von der irdischen unterscheidet. Seine Oberfläche besteht demnach nicht wie die der Erde aus einem Mosaik großer, starrer Gesteinsblöcke (sogenannter Platten), die wie Eisschollen auf einem zähplastischen oberen Mantel schwimmen und sich gegeneinander bewegen, wobei sie entweder fortwährend zerrissen und neu zusammengeschoben werden oder sich in einem dynamischen Kreislauf stetig erneuern, indem sie an einem Ende abtauchen und schmelzen und dafür am anderen aus aufsteigendem, erstarrendem Mantelmaterial nachwachsen. Hauptindiz für die Annahme, daß es auf der Venus keine Plattentektonik gibt, ist das Fehlen offensichtlicher Äquivalente zu den großen marinen Grabensystemen, an denen auf der Erde die ozeanischen Platten schräg in den Mantel hinabgezogen, und zu den mittelozeanischen Rücken, an denen sie aus Magma aus der Tiefe nachgebildet werden. Für ein solches Recycling wäre auch die derzeit austretende Lavamenge zu gering; sie entspricht nur ungefähr dem Ausstoß des Vulkans Kilauea auf Hawaii – verschwindend wenig, gemessen am Umfang des Planeten.

Anhand der Forschungsergebnisse von der Venus und ähnlicher Beobachtungen an anderen Körpern im Sonnensystem lassen sich die Oberflächen der festen Planeten und Monde in drei Grundtypen einteilen. Sogenannte primäre Krusten entwickelten sich bereits im Endstadium der Planetenbildung, als die werdenden Himmelskörper dem Bombardement durch riesige Gesteinsbrocken ausgesetzt waren und durch deren Aufprallenergie schmolzen. Beim Abkühlen des glutflüssigen Gesteins kristallisierten einige Mineraltypen schon bei relativ hohen Temperaturen aus und trennten sich vom Magmakörper. Zum Beispiel dürften die hellen Hochebenen des Mondes aus Körnern des Minerals Feldspat entstanden sein, die wegen ihrer geringen Dichte in dem frühen lunaren Ozean aus geschmolzenem Basalt aufgeschwommen sind. Die Krusten zahlreicher Satelliten der äußeren Riesenplaneten, in denen Gestein mit gefrorenem Wasser, Methan und Ammoniak vermischt ist, könnten einen ähnlichen Ursprung haben.

Sekundäre Krusten bilden sich dagegen, wenn Wärme, die beim Zerfall von radioaktiven Elementen frei wird, einen Himmelskörper allmählich im Inneren aufheizt. Dadurch schmilzt dort ein Teil des Gesteins und tritt in Form basaltischer Laven aus. Die Oberflächen der Planeten Mars und Venus sowie die Ozeanböden der Erde sind Beispiele dafür – ebenso die großen, dunklen Gebiete auf dem Erdmond, die wegen ihrer glatten Oberfläche von den alten Astronomen Mare (lateinisch für Meere) genannt wurden. Auch auf einigen eishaltigen Satelliten der äußeren Planeten könnte Wärme aus Radioaktivität – oder aus der Reibung bei Deformation durch Gezeitenkräfte – sekundäre Krusten erzeugt haben.

Die weitaus seltenere tertiäre Kruste schließlich entsteht, wenn Schichten von der Oberfläche eines geologisch aktiven Planeten in dessen Mantel abtauchen. Der damit einhergehende Vulkanismus kann wie bei einer Art fortwährender Destillation hochgradig differenzierte Magmen erzeugen, deren Zusammensetzung von der des Basaltes abweicht und eher der des hellen magmatischen Gesteins Granit entspricht. Solches chemisch sortierende Recycling ist nur auf einem Planeten mit Plattentektonik möglich, und die wurde bisher allein auf der Erde beobachtet. Deshalb ist unser Planet wahrscheinlich der einzige im gesamten Sonnensystem, auf dem sich kontinentale Kruste gebildet hat.

Die verschiedenen Krustenarten sind offenbar auch unterschiedlich schnell entstanden. So erstarrte das helle, feldspatreiche primäre Hochlandgestein des Mondes trotz seines Anteils von immerhin etwa 12 Prozent am Volumen des Erdtrabanten in wenigen Millionen Jahren. Dagegen dauerte die Bildung der sekundären basaltischen Mare, die nur wenige hundert Meter mächtig sind und lediglich 0,1 Prozent des Mondvolumens ausmachen, mehr als eine Jahrmilliarde. Tertiäre Kruste schließlich bildet sich sogar noch langsamer: Die Erde hat einige Milliarden Jahre gebraucht, um die Kontinente in ihrer heutigen Ausdehnung hervorzubringen, obwohl diese gleichfalls nur sehr wenig – etwa 0,5 Prozent – ihrer Masse ausmachen.


Schwimmende Kontinente

Viele wirtschaftlich wichtige Elemente, die sonst recht selten auf der Erde vorkommen, sind in Granitgesteinen angereichert. Dies verleiht der kontinentalen Kruste für uns Menschen eine Bedeutung, die in keinem Verhältnis zu ihrem geringen Anteil am Volumen unseres Planeten steht. Allerdings konnte ih-re Gesamtzusammensetzung – ein wichtiger Aspekt für das Verständnis ihrer Herkunft und Entwicklung – bisher nicht direkt bestimmt werden. Selbst alle vorhandenen Beschreibungen von ursprünglichen Gesteinen, die an der Oberfläche anstehen, ergäbe zusammen noch kein repräsentatives Bild; zur Abrundung bräuchte man zahlreiche Proben aus der Tiefe, die jedoch selbst mit modernster Bohrtechnologie kaum oder nur mit untragbarem Aufwand zu gewinnen wären (vergleiche "Die Kontinentale Tiefbohrung – Verlauf und erste Ergebnisse" von Rolf Emmermann, Spektrum der Wissenschaft, März 1996, Seite 30).

Zum Glück hat die Natur selbst durch geologische Vorgänge vielfach Material aus tieferen Krustenbereichen an die Oberfläche gebracht und es durch Erosion und Ablagerung zu einem breiten, leicht zugänglichen Probenspektrum aufbereitet. Insbesondere hat sich gezeigt, daß aus verfestigten Schlämmen gebildetes Sedimentgestein in seiner Zusammensetzung überraschend gut dem Durchschnitt der freiliegenden kontinentalen Kruste entspricht. Darin fehlen zwar Elemente wie Natrium und Calcium, deren Verbindungen größtenteils gut in Wasser löslich sind. Doch dafür sind viele schlecht wasserlösliche Elemente vertreten, die aus der Kruste in die Sedimente gelangt sind, ohne daß sich ihre relative Häufigkeit verändert hätte. Dazu gehören insbesondere die 17 Seltenerdmetalle (Scandium, Yttrium, Lanthan und die 14 Lanthanoide), die äußerst hilfreich bei der Dechiffrierung des Krustenursprungs sind (vergleiche Spektrum der Wissenschaft, Juli 1980, Seite 75). Da ihre relativ großen Atome nämlich nicht gut in die Kristallstruktur der meisten gewöhnlichen Minerale passen, werden sie bevorzugt in die sich spät aus dem erkaltenden Magma ausscheidenden granitischen Produkte eingebaut, aus denen der größte Teil der irdischen Landmassen besteht.

Tatsächlich ist das Konzentrationsprofil der Seltenerdmetalle in einer Vielzahl von Sedimenten sehr ähnlich (Bild 2). Demnach mischen Verwitterung, Erosion und Sedimentation Gesteine magmatischer Herkunft offenbar gründlich genug, daß sie letztlich eine Durchschnittsprobe der kontinentalen Kruste darstellen. Das charakteristische Häufigkeitsspektrum der Seltenerdmetalle bildet so etwas wie einen Fingerabdruck dieser Kruste (oder zumindest ihres oberen Teils) und zeichnet zugleich magmatische Ereignisse nach, welche die Krustenbildung beeinflußt haben könnten.

Zum Beispiel vermochten Geologen daraus abzuleiten, daß die durchschnittliche Zusammensetzung der oberen kontinentalen Kruste der von Granodiorit nahekommt, einem gewöhnlichen magmatischen Gestein, das vorwiegend aus hellem Quarz und Feldspat besteht und Einsprengsel verschiedener dunkler Minerale enthält. Unterhalb von etwa 10 bis 15 Kilometern herrscht dagegen wahrscheinlich ein stärker basaltisch geprägtes Gestein vor. Über seine genaue Beschaffenheit gehen die Meinungen noch auseinander; derzeit sucht man durch Messung der Wärme, welche die häufigen radioaktiven Elemente Uran und Thorium sowie das Isotop Kalium-40 innerhalb der Kruste erzeugen, die verschiedenen Vorstellungen zu überprüfen. Allem Anschein nach bestehen jedoch zumindest Teile dieser unzugänglichen Region aus Basalt, der unter der Schicht granodioritischer Gesamtzusammensetzung gefangen ist oder sich von unten daran angelagert hat.

Die geringe Dichte von Granitgestein erklärt auch, warum sich die kontinentale Kruste im Durchschnitt 125 Meter über die Meeresoberfläche erhebt, wobei ungefähr 15 Prozent des Festlandes sogar mehr als 2000 Meter hoch sind. Die ozeanische Kruste liegt dagegen im Mittel etwa vier Kilometer unter dem Meeresspiegel, weil sie vorwiegend aus relativ dichtem Basalt und einer dünnen Sedimentdecke besteht (Bild 3).

An der Untergrenze der kontinentalen wie der ozeanischen Kruste befindet sich eine nach dem jugoslawischen Seismologen Andrija Mohorovicic´ (1857 bis 1936) benannte Diskontinuität. Sie markiert einen radikalen Wechsel in der Zusammensetzung hin zu einem extrem dichten Gestein, das reich an dem Mineral Olivin ist, und umspannt seismischen Untersuchungen zufolge den gesamten Erdball. Messungen der Laufzeiten von Erdbebenwellen haben zudem gezeigt, daß der Mantel unter den Kontinenten im oberen Bereich durchgehend fest sein dürfte. Diese bis zu 400 Kilometer mächtigen, relativ kühlen subkrustalen Kiele scheinen auch die plattentektonischen Wanderungen der Kontinente mitzumachen. Einen Beleg dafür lieferte unter anderem die Analyse winziger Mineraleinschlüsse in Diamanten, die vermutlich aus dieser Tiefenregion stammen und bis zu drei Milliarden Jahre alt sein können, was das hohe Alter der kontinentalen Kielbereiche dokumentiert.

Noch vor nicht einmal 40 Jahren ahn-te man nichts von der grundverschiedenen Zusammensetzung der Gesteine am Grund der Ozeane und an Land. Damals hielt man die Meeresböden schlicht für seit jeher tiefliegende oder abgesunkene und deshalb überschwemmte Kontinentalbereiche – eine natürliche Folge der Vorstellung, die feste Erdoberfläche sei nichts als eine schrumpelige, aber überall gleichartige Erstarrungshaut eines ursprünglich flüssigen Planeten. Obwohl heute als sicher gilt, daß der Erdball tatsächlich in sehr früher Zeit aufgeschmolzen war, scheint eine primäre granitische Kruste, wie man sie vor einigen Jahrzehnten vermutete, aber niemals existiert zu haben.


Die Entwicklung der Erdkruste

Wie aber konnten auf ein und demselben Himmelskörper zwei so unterschiedliche Arten von Kruste entstehen? Eine Antwort ergibt sich aus der Frühgeschichte des Sonnensystems. Damals vertrieb der junge Stern im Zentrum des Urnebels durch seine intensive Aktivität fast jegliches Gas aus der Sphäre, in der sich heute die Erdumlaufbahn befindet. Übrig blieben feste Partikel, die sich teils zu Körnern zusammenballten. Die größeren Brocken dürften zunächst durch Anlagerung von Staub und kleineren Objekten zu sogenannten Planetesimalen gewachsen sein, und diese verschmolzen schließlich durch Kollision zu den endgültigen Planeten – ein Vorgang, der et-wa 50 bis 100 Millionen Jahren dauerte (siehe Spektrum der Wissenschaft, August 1981, Seite 106).

Im Spätstadium dieses Prozesses stieß ein gewaltiger Planetesimal, vielleicht von der Größe des Mars, mit der Urerde zusammen. Dabei wurde sein Gesteinsmantel weggeschleudert und entwickelte sich zum Mond, während der metallische Kern ins Erdinnere eindrang (siehe "Ursprung und Entwicklung des Mondes" von G. Jeffrey Taylor, Spektrum der Wissenschaft, September 1994, Seite 58). Durch die Energie der Kollision schmolz die Erde vollständig auf. Als sie wieder abkühlte, entstand als Erstarrungshaut wahrscheinlich eine erste Kruste, die jedoch basaltisch war.

Hätte sie nennenswerte granitische Anteile gehabt, müßten Körner des Minerals Zirkon übrig sein, das sich im Granit bildet und äußerst widerstandsfähig gegen Erosion ist. Obwohl Zirkone gefunden wurden, die annähernd aus dieser Zeit stammen (die ältesten Exemplare in australischen Sedimentgesteinen haben ein Alter von etwa 4,2 Milliarden Jahren), sind sie doch extrem rar.

Vermutlich ähnelte die frühe Erde dem gegenwärtigen Erscheinungsbild der Venus; doch ist von ihrer ersten basaltischen Kruste nichts übriggeblieben. Ob diese ähnlich wie heute durch plattentektonische Vorgänge in den Mantel hinabgezogen und dabei kontinuierlich erneuert wurde oder ob sie sich lokal derart auftürmte, daß sich das Gestein unter dem eigenen Gewicht verdichtete und absank, bleibt ungewiß. Die Zerstörung der primären Kruste ist der eine Grund, warum es aus den ersten 400 bis 500 Millionen Jahren nach der Entstehung der Erde keine geologischen Zeugnisse gibt. Der andere dürfte das heftige Bombardement durch Meteoriten sein, die in großer Zahl auf der jungen Erde einschlugen und ihre Oberfläche stark zertrümmerten.

Die geologisch dokumentierte Geschichte beginnt mit dem Auftauchen des ersten granitischen Krustenmaterials. Von ihm zeugt die älteste komplett erhaltene Gesteinsschicht, die sich vor annähernd vier Milliarden Jahren gebildet hat: der Acasta-Gneis im Nordwesten Kanadas. Nur geringfügig jüngere Beispiele frühen granitischen Krustengesteins sind auch von anderen Stellen rund um die Erde belegt; am gründlichsten untersucht wurden 3,8 Milliarden Jahre alte Sedimente bei Isua im Westen Grönlands. Solche Ablagerungen sprechen dafür, daß es selbst in dieser weit zurückliegenden Epoche schon fließendes Wasser und somit wohl auch richtige Ozeane gab.

Aus der Häufigkeitsverteilung von Sedimentgesteinen läßt sich ableiten, daß sich die ganze Erdgeschichte hindurch kontinuierlich kontinentale Kruste gebildet hat (Bild 5). Doch geschah das nicht immer nach dem gleichen Mechanismus. Einen klaren Einschnitt – erkennbar an einem deutlichen Wechsel in der lithologischen Zusammensetzung – markiert zum Beispiel der Übergang vom Archaikum zum Proterozoikum vor ungefähr 2,5 Milliarden Jahren. Davor bestand die obere Kruste aus relativ wenig differenzierten Gesteinen – im wesentlichen einer Mischung aus Basalt und natriumreichen Graniten, die als Tonalit-Trondhjemit-Granodiorit- oder kurz TTG-Serie bezeichnet wird. In der heutigen oberen Kruste dominieren dagegen kaliumreiche Granite.

Diese tiefgreifende Änderung scheint mit der Geschwindigkeit der plattentektonischen Bewegungen an der Erdoberfläche zusammenzuhängen. Bis vor etwa 2,5 Milliarden Jahren wurde die ozeanische Kruste schnell wieder in den Mantel zurückgeführt. Weil es damals noch mehr relativ kurzlebige radioaktive Elemente gab, deren Zerfall den Erdmantel aufheizte und intensivere Wärmeausgleichströmungen verursachte, herrschte eine stärkere plattentektonische Aktivität. Deshalb dürfte es im Archaikum mehr als 100 verschiedene Platten gegeben haben – gegenüber etwa einem Dutzend in der Gegenwart.

Während das neugebildete ozeanische Krustenmaterial heute über weite Strecken wandert und sich dabei merklich abkühlt, bevor es ins Erdinnere zurücksinkt, bewegte es sich in dieser frühen Epoche wesentlich schneller über kürzere Entfernungen und tauchte deshalb noch relativ heiß in den Mantel ab; folglich begann es in geringeren Tiefen zu schmelzen, als dies heute normalerweise geschieht. Das erklärt die Bildung natriumreicher magmatischer Gesteine der TTG-Serie, die sich inzwischen nur noch an jenen wenigen Stellen bilden, an denen junge, heiße ozeanische Kruste ins Erdinnere hinabgezogen wird (siehe obenstehenden Kasten).

Immerhin entstand damals bereits ein großer Teil – mindestens 50, vielleicht sogar 70 Prozent – des heutigen Volumens an kontinentaler Kruste. Besonders stark war deren Wachstum vor 3 bis 2,5 Milliarden Jahren. Seither ist die relative Höhe der Ozeanbecken und Kontinentalplattformen ziemlich konstant geblieben. Mit Beginn des Proterozoikums hatte die Erdkruste schon weitgehend ihre heuti-ge Beschaffenheit angenommen, und die modernen plattentektonischen Zyklen setzten ein (Spektrum der Wissenschaft, September 1988, Seite 80).

Derzeit wird ozeanische Kruste durch basaltische Lava gebildet, die an dem weltumspannenden Netz mittelozeanischer Rücken austritt und dabei jährlich mehr als 18 Kubikkilometer Gestein erzeugt. Es bewegt sich zusammen mit der angrenzenden obersten Schicht des Mantels – beide zusammen bilden die sogenannte Lithosphäre – langsam von den Rücken zu den Rändern der Ozeane und gleitet dort an Subduktionszonen, die in Form von tiefen Gräben verräterische Narben am Ozeanboden hinterlassen, unter den Kontinentalblöcken in den Mantel hinab. Beim Abtauchen führt die Lithosphärenplatte auch einen Teil der wasserhaltigen Meeressedimente mit, die sich während der bis zu 200 Millionen Jahre dauernden Wanderung auf ihrer Oberfläche angesammelt haben (der andere Teil wird abgeschabt und als Akkretionskeil an den Kontinentalrand angeschweißt).

In einer Tiefe von etwa 80 Kilometern ist die Temperatur so hoch, daß das Wasser und andere flüchtige Bestandteile aus den subduzierten Sedimenten ausgetrieben werden und in den Mantelbereich darüber aufsteigen. Wie Flußmittel in einer Gießerei setzen sie dort den Schmelzpunkt des umgebenden Gesteins herab, so daß es sich verflüssigt (Bild 4). Das resultierende Magma bahnt sich einen Weg zur Oberfläche, wo es spektakuläre, explosive Eruptionen hervorruft (Bild 6) – so jüngst die Ausbrüche des Pinatubo auf den Philippinen und des Mount St. Helens im US-Bundesstaat Washington (siehe Spektrum der Wissenschaft, Mai 1981, Seite 32). Große Vulkanketten wie die Anden, die durch diesen Vorgang entstanden sind, führen den Kontinenten ingesamt im Durchschnitt zwei Kubikkilometer Lava und Asche pro Jahr zu.

Doch der durch Subduktion induzierte Vulkanismus ist nicht die einzige Quel-le für neues granitisches Material. Auch tief innerhalb der kontinentalen Kruste selbst kann sich so viel Wärme ansammeln, daß Gestein aufschmilzt und als Magma an die Oberfläche dringt. Zwar mag ein Teil dieser Wärme aus dem Zerfall radioaktiver Elemente stammen; doch dürfte die Hauptquelle basaltische Schmelze sein, die aus größeren Tiefen des Mantels emporgestiegen und unter der Granitdecke steckengeblieben ist.


Phasen beschleunigten Kontinentalwachstums

Außer dem Einschnitt am Ende des Archaikums scheint es weitere Unregelmäßigkeiten im Kontinentalwachstum gegeben zu haben. Zum Beispiel hat die granitische Kruste vor 2 bis 1,7, vor 1,3 bis 1,1 und vor 0,5 bis 0,3 Milliarden Jahren jeweils besonders stark zugenommen (Bild 5).

Auf den ersten Blick mögen derartige Schwankungen unverständlich scheinen – wird doch die Erdwärme kontinuierlich erzeugt und bei der Neubildung von Kruste ebenso gleichmäßig freigesetzt. Bei genauerem Hinsehen fallen jedoch gewisse Korrelationen zu den erwähnten plattentektonischen Zyklen der Erdgeschichte auf. Im Verlauf des Perms (vor etwa 250 Millionen Jahren) trafen die großen Kontinente der Erde aufeinander und vereinigten sich zu einer riesigen Landmasse, der sogenannten Pangäa (siehe Spektrum der Wissenschaft, März 1995, Seite 64). Doch geschah das offenbar nicht zum ersten Mal; Superkontinente scheinen sich in regelmäßigen Intervallen von etwa 600 Millionen Jahren zu bilden. Tektonische Zyklen, in deren Verlauf die Kontinente auseinander- und wieder zusammenrücken, konnten bis ins frühe Proterozoikum nachgewiesen werden, und man vermutet, daß der erste Superkontinent sogar schon im Archaikum entstand.

Solche langfristigen tektonischen Zyklen modulieren das Tempo des Krustenwachstums. Wenn ein Superkontinent auseinanderbricht, ist die ozeanische Kruste an seinem Rand besonders alt und damit die Wahrscheinlichkeit am größten, daß bei ihrem Abtauchen in den Mantel neue kontinentale Kruste entsteht. Andererseits werden, wenn die Kontinente wieder zusammenrücken, die vulkanischen Inselbögen, die in der Nähe von Subduktionszonen auf ozeanischer Kruste entstehen, gegen die Kontinentalplattformen geschoben und mit ihnen verschweißt. Beides bedeutet einen relativ großen Zugewinn für das Festland.

Über mehr als vier Milliarden Jahre haben die rastlosen Kontinente nun durch Überdriften von Meeresboden und Aufsammeln verstreuter Landmassen bald schneller, bald langsamer Kruste angesetzt. In dem resultierenden Amalgam verbirgt sich ein Großteil der Erdgeschichte, und es dauerte eine Weile, die Mosaiksteinchen richtig zusammenzufügen. Doch inzwischen weiß man genug über Ursprung und Entwicklung der festen Erdschale, um ihre Einmaligkeit zu erkennen. Durch eine Laune der Natur ist unser Planet der einzige, auf dem ausgedehnte Bereiche stabiler Kontinentalkruste entstehen konnten und somit letztlich ein geeigneter Lebensraum für uns Menschen geschaffen wurde.

Literaturhinweise

- No Water, No Granites – No Oceans, No Continents. Von I. H. Campbell und S. R. Taylor in: Geophysical Research Letters, Band 10, Heft 11, Seiten 1061 bis 1064; November 1983.

– The Continental Crust: Its Composition and Evolution. Von S. R. Taylor und S. M. McLennan. Blackwell Scientific Publications, Oxford 1985.

– Oasis in Space: Earth History from the Beginning. Von Preston Cloud. W. W. Norton, New York/London 1988.

– The Geochemical Evolution of the Continental Crust. Von S. R. Taylor und S. M. McLennan in: Reviews of Geophysics, Band 33, Heft 2, Seiten 241 bis 265; Mai 1995.

– Nature and Composition of the Continental Crust: A Lower Crustal Perspective. Von Roberta L. Rudnick und David M. Fountain in: Reviews of Geophysics, Band 33, Heft 3, Seiten 267 bis 309; August 1995.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 11 / 1996, Seite 46
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