Das Hadaikum oder Präarchaikum ist der erste der vier Äonen der Erdgeschichte. Es begann mit der Entstehung der Protoerde vor 4567 Millionen Jahren und endete geochronologisch definiert vor 4031 ± 3 Millionen Jahren. Im Verlauf des Hadaikums entstanden durch magmatische Differentiation die ersten kontinentalen Krustenblöcke. Auf das Hadaikum folgte das Archaikum. Klassisch wird als Zeitmarke für das Ende des Hadaikums auch gerne das Ende des großen Meteoritenbombardements vor 3900 Millionen Jahren herangezogen (Mittelwert der Zeitspanne 4000 bis 3800 Millionen Jahre).
Etymologie mini|hochkant=1.6|Künstlerische Darstellung der Erde während der Anfangsphase des Hadaikums
Die Bezeichnung Hadaikum, , leitet sich von Hades ab ( oder , dorisch ), dem griechischen Gott der Unterwelt. Der Begriff war 1972 von dem Geologen Preston Cloud eingeführt worden, um damit die Zeitspanne vor den ältesten bekannten Gesteinen zu bezeichnen. Er sollte die auf der frühen Erde herrschenden höllischen Umweltbedingungen zum Ausdruck bringen, deren Oberfläche noch in schmelzflüssigem Zustand war und von überhitzten Lavaströmen durchzogen wurde – bedingt durch die initiale Akkretionswärme, durch den Zerfall kurzlebiger radioaktiver Elemente und durch die anfangs noch sehr häufigen Impaktereignisse mit anderen Himmelskörpern des Sonnensystems.
Etwas später propagierte dann Walter Brian Harland den nahezu synonymen Begriff Priscoan, welcher vom Lateinischen priscus „alt, altmodisch, früh, frisch“ abgeleitet ist. Zuvor war das Hadaikum wie bereits angesprochen noch als Präarchaikum bezeichnet worden.
Erdgeschichtliche Ereignisse T0 – Beginn der Erde und Einsetzen der Erdgeschichte mini|hochkant=1.0|Entwicklung des Sonnennebels zur protoplanetaren Scheibe in vier Stadien
Zu Beginn des Hadaikums fand die Formation des Planeten Erde statt, wobei T0 jetzt mit 4567,30 ± 0,16 Millionen Jahren angegeben wird. Dieser Wert beruht auf Staubteilchen aus der protoplanetaren Scheibe (engl. protoplanetary disk) – den ältesten Festkörpern des Sonnensystems – die in Meteoriten (CV-Chondriten) als Chondren und als Calcium-Aluminium-reiche Einschlüsse (engl. calcium–aluminium-rich inclusion oder abgekürzt CAI) vorliegen und mittels der Bleiisotopenmethode (207Pb-206Pb) datiert werden konnten.
Trotz der vorläufigen Festlegung des Einsetzens des Hadaikums auf 4567 Millionen Jahre vor heute ist der genaue Zeitpunkt des Beginns der Entstehung der Planeten (und damit der Erde) noch nicht restlos geklärt. So legt die Mangan-Chrom-Relativdatierung von Karbonaten in kohligen Chondriten auf ca. 4571 Millionen Jahre ein noch etwas höheres Alter für die erste feste Urmaterie des Sonnensystems nahe. Für verschiedene IAB-Meteoriten, unter anderem den Mundrabilla-Meteorit von Westaustralien, sind mittels der Argon-Argon-Methode Alter von 4570 ± 30 Millionen Jahren etabliert worden.
Die Chondren gewöhnlicher Chondrite sind im Vergleich zu den CAIs in etwa gleichalt – und so auch die kohligen Chondriten (engl. carbonaceous chondrites), die sich über die nächsten 2 bis 3 Millionen Jahre formieren sollten. Nur 1 bis 2 Millionen Jahre nach den CAIs waren bereits die ältesten differenzierten Asteroiden (beispielsweise der Vorgänger von Asuka 881394, dem ältesten bekannten Achondriten) entstanden. Sie treten in etwa gleichzeitig mit dem Peak der Chondrenentstehung auf. Weitere zahlreiche andere Asteroide mit unterschiedlicher Zusammensetzung (darunter Vesta und der Vorgänger der Angrite) akkretierten und schmolzen zwischen 2,5 und 4,0 Millionen Jahren nach Formierung der CAIs. Protoplaneten von Mondgröße bestanden bereits und traten ab 5,0 Millionen Jahren nach Entstehung der CAIs miteinander in Kollision. Dies kann aus Chondrenaltern in CB-Chondriten entnommen werden, welche ja als Produkte solcher Zusammenstöße angesehen werden.
Erstkondensation und Akkretionsverlauf mini|hochkant=1.6|Chondren des chondritischen L4 Meteoriten Grassland – mit Millimeterskala
Die erstkondensierenden Feststoffe des Sonnennebels waren die bereits erwähnten CAIs und die amöbenhaften Olivinaggregate (engl. amoeboid olivine aggregates oder abgekürzt AOAs), die zwischen 4568,3 ± 0,7 und 4567,1 Millionen Jahren datiert werden – zum Zeitpunkt, als die Sonne ein einstürzender Protostern der Klasse 0 war und sich zur Klasse I weiterentwickelte.
Die kollisionsbedingte Akkretion in Richtung protoplanetarischer Körper war stochastisch erfolgt. Innerhalb von 500.000 Jahren nach T0 waren einige Protoplaneten bereits voll entwickelt. Zwischen 1 und 11 Millionen Jahren nach T0 unterlagen die meisten der steinigen Protoplaneten bereits der Differenzierung, der Kernbildung und teilweisen Aufschmelzen. Die Kernbildung hatte 4 Millionen Jahre nach T0 eingesetzt und dauerte etwa bis 4540 Millionen Jahre an. Zu diesem Zeitpunkt entstanden die ersten brekziierten Achondriten, die bis kurz vor 4500 Millionen Jahre aushalten sollten. Auch weitere störende Ereignisse, die in phosphatischen Chondriten ihren Ausdruck finden, überdauerten noch bis in das Spätstadium der Akkretion, um 4500 Millionen Jahre vor heute.
Neue, aus Wolframisotopen gewonnene Daten legen nahe, dass die Erdakkretion anfangs über einen Zeitraum von 10 bis 30 Millionen Jahren sehr rasch verlief und im Gleichgewicht mit der Abtrennung des Metallkerns vom silikatischen Mantel vonstattenging. Die Oberfläche der Erde war zu diesem Zeitpunkt wahrscheinlich ein „Magma-Ozean“.
Gegen Ende der Erdakkretion erfolgte um 4527 Millionen Jahre der gigantische Theia-Impakt, der zur Entstehung des Mondes führen sollte. Für diese Hypothese spricht sehr viel – unter anderem die sehr ähnlichen Isotopenzusammensetzungen in Erd- und Mondgesteinen. Dies lässt jetzt anfängliche Vorstellungen eines Mondeinfangs im Gravitationsfeld der Erde als unwahrscheinlich erscheinen. Es wird angenommen, dass Theia zwischen 0,1 und 0,2 Erdmassen besaß und die Erde 90 % ihrer jetzigen Masse akkretiert hatte. Der Einschlag war auf einen rund 40 Millionen Jahre dauernden Stillstand in der Erdakkretion gefolgt und bewirkte sehr wahrscheinlich ein partielles oder sogar totales Aufschmelzen des Erdmantels zu einem neuerlichen Magma-Ozean.
Insgesamt war die Erdakkretion ein lange währender Prozess, der anfangs wahrscheinlich recht schnell ablief, sich aber dann doch sehr in die Länge zog. Nach wie vor besteht keine Einigkeit über das genaue Einsetzen des Akkretionsprozesses, noch über sein Ende – d. h. der Zeitpunkt, an dem die Erde 100 % ihrer Masse erreicht hatte. Alex N. Halliday und Robin M. Canup (2022) gehen von folgendem Akkretionsszenario aus:
Ihnen zufolge begann die Erdakkretion unmittelbar nach T0, hatte aber nach rund 5 Millionen Jahren erst 1 % der Erdmasse erreicht. Früher Staub wurde erhitzt, schmolz und fraktionierte chemisch in ein nicht-chondritisches Planetesimal bzw. in einen Protoplaneten. Gegen zirka 10 Millionen Jahre nach T0 hatten rund 20 % der Erdmasse akkretiert. Aus dem Sonnennebel stammender Wasserstoff, Helium und Neon wurden dabei in den Protoplaneten Erde inkorporiert (im Vergleich hierzu war die Marsakkretion bereits 4 Millionen Jahre nach T0 abgeschlossen). 50 % der Erdmasse waren gegen 15 Millionen Jahre nach T0 erreicht, das akkretierte Material bestand vorwiegend aus Enstatit-Chondriten, die der geochemischen Zusammensetzung von Erde und Mars recht nahe kommen. Gegen 4527 Millionen Jahre (rund 40 Millionen Jahre nach T0) betrug die Erdmasse 90 % – kurz vor dem Einschlag von Theia. Bedingt durch den Impakt erlangte die Erde 99,5 % ihrer Masse. Die Enstatit-Chondriten entstammten jetzt der Sonnennähe. Hinzu gesellte sich aber auch Material, das Kohlenstoff enthielt und von Kometen des äußeren Sonnensystems herrührte – und somit die Hauptquelle der flüchtigen Elemente auf Erden wie Wasserstoff, Kohlenstoff, Stickstoff und Edelgase darstellte. Die letzten 0,8 bis 0,5 % der Erdmasse waren schließlich erst sehr spät, gegen 170 bis 180 Millionen Jahre, beigesteuert worden.
Zwischen 4460 und 4450 Millionen Jahre vor heute hatte die Erde schließlich ihre jetzige Größe erreicht, der Erdkern war ausdifferenziert und die Erdatmosphäre konnte zurückgehalten werden.
Anmerkung: Dieses Szenario wird nach wie vor nicht allgemein akzeptiert. Manche Autoren wie beispielsweise Gang Yu und Stein Jacobsen (2011) sehen die Erdakkretion als wesentlich schneller erfolgt und bereits nach 30 Millionen Jahren (um 4527 Millionen Jahre) als abgeschlossen an. Eine noch schnellere Erdakkretion zu 90 % der Erdmasse innerhalb von 3,85 bzw. 5,0 Millionen Jahren (und somit in etwa identisch mit dem Planeten Mars) wurde kürzlich von Paolo A. Sossi und Kollegen (2022) vorgeschlagen.
Differenzierung Nach der Akkretion aus der die junge Sonne umgebenden Scheibe von Staub und Gas entstand die Protoerde. Das Erdmaterial differenzierte sich allmählich, wobei die schwereren Elemente wie Eisen und Nickel ins Zentrum sanken und den Erdkern bildeten, die leichten, wie Silizium und gebundener Sauerstoff, formten den anfangs noch komplett aufgeschmolzenen Erdmantel (Magma-Ozean) und eine wahrscheinlich basaltische Erdkruste.
Wärmepotential Noch heute ist das Material des Erdinneren heiß und teilweise geschmolzen. Die Wärme stammt zu einem erheblichen Teil aus der Bildungsphase der Erde, in der sich die potentielle Energie der Planetesimale, aus denen die Erde sich formte, überwiegend in Wärmeenergie umwandelte (primordiale Wärme). Die dabei freigesetzte gravitative Bindungsenergie betrug insgesamt 2,49·1032 J. Diese Energie entspricht der gesamten Strahlungsleistung der Sonne an 7,5 Tagen. Der übrige Teil der Wärme im Erdinneren geht größtenteils auf die Zerfallsenergie von Radionukliden zurück, hauptsächlich freigesetzt durch 40K, 232Th, 235U und 238U.
Impaktereignisse mini|hochkant=1.6|Entstehung des Mondes nach der Kollisionstheorie: Nach dem Einschlag des Protoplaneten Theia auf der Erde formen Bruchstücke den Mond.
Die feste „Urkruste“ der frühen Erde wurde möglicherweise mehrfach durch Einschläge anderer Protoplaneten im Bereich der Erdbahn wieder vollständig zerstört. Nach der Kollisionstheorie der Mondentstehung beförderte der Einschlag eines etwa marsgroßen Protoplaneten, Theia genannt, viel Mantelmaterial in den Orbit, wo es den Mond bildete, damals noch in einer Entfernung von nur etwa einem Fünftel der heutigen. Er übte daher etwa 53 = 125-fach stärkere Gezeitenkräfte aus als heute. Durch Gezeitenreibung wurde der Drehimpuls dieser Rotation in Bahndrehimpuls, hauptsächlich des Mondes, umgewandelt, sodass die Rotationsperiode der Erde abnahm (die Tage also länger wurden) und der Abstand zwischen Erde und Mond zunahm.
Atmosphäre mini|hochkant=1.6|Entwicklung der Atmosphäre des Hadaikums in drei Stufen
Im Hadaikum kam es wahrscheinlich noch vor 4350 Millionen Jahren zur Entgasung der Gesteine und es entstand die erste Erdatmosphäre. Heutige Untersuchungen legen nahe, dass die Atmosphäre damals nicht reduzierend war.
Es wird vermutet, dass die Erde des frühen Hadaikums bereits eine recht dicke Hydridreiche Atmosphäre besaß, deren Zusammensetzung dem Sonnennebel und den Gasriesen sehr ähnlich war – und vorwiegend aus Wasserdampf, Methan und Ammoniak bestand. Mit zunehmender Abkühlung des Planeten kondensierte der Wasserdampf sodann zu flüssigem Wasser. Dieser Prozess endete schließlich in einem riesigen Ozean, der nahezu die gesamte Erde bedeckte. Die Atmosphäre im Hadaikum wurde aber fortwährend von vulkanischen Ausgasungen und Asteroideneinschlägen abgewandelt, bis schließlich die schwach reduzierende Atmosphäre des Paläoarchaikums – reich an Stickstoff und Kohlendioxid – entstanden war.