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 slechts 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 het ontstaan van de Aarde, de vorming van oceanen en continenten, en het ontstaan van het leven. 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 – in 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 moet echter in het Archeïcum sprake zijn geweest van rudimentair leven. Het Proterozoïcum (van 2,5 tot 0,54 miljard jaar geleden) zag het begin van de 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 waren tot fotosynthese – zorgde ervoor dat de oceanen en atmosfeer geleidelijk zuurstofrijker werden. Dit maakte de ontwikkeling van eukaryoten en meercellig leven mogelijk en er ontstonden ingewikkelder levensvormen, die hun gaswisseling op zuurstof baseren en zich seksueel voortplanten.

Het begin

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 bloot staat 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 protonen en neutronen uit quarks, en het begin van zwaartekracht. Na het ontstaan van zwaartekracht vertraagde de uitdijing. Na 100 seconden was de temperatuur al gedaald tot een miljard graden, voldoende om de eerste atoomkernen te vormen uit protonen en neutronen. Dit was het einde van het tijdperk waarin alles uit een soort soep van straling en energie bestond en het begin van materie.

De spontane vorming van atoomkernen ging door tot 20 minuten na de Oerknal. Daarbij ontstonden kernen van de lichte elementen waterstof, helium en lithium. Waterstof vormt nog steeds ongeveer 75% van alle zichtbare massa in het Heelal; van de andere 25% is vrijwel alles helium. Deze distributie komt overeen met modellen waarin de huidige achtergrondstraling is ingegeven - ze is daarom bewijs voor de Oerknal.

Ongeveer 100.000 jaar na de Oerknal waren de omstandigheden in het Heelal gelijk aan die tegenwoordig binnenin 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 opaak. Pas na 400.000 jaar, toen de temperatuur gedaald was tot ongeveer 4500 graden konden ongeladen atomen vormen. Het licht werd geboren en het Heelal werd doorzichtig. Dit 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, 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 eindigen. Slechts ongeveer een op de miljoen sterren is zwaar genoeg om in 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 aanleiding was waarschijnlijk de nabijheid van een of meerdere supernova's, explosies van zware sterren. De drukgolven van dergelijke explosies veroorzaakten plaatselijke verdichtingen in de wolk. Materie begon naar binnen te bewegen - het gas en stof begon samen te trekken. 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. Dit proces 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 was de accretie zo groot, dat de materie door wrijving begon 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 was enkele honderdduizenden tot miljoenen jaren lang een T Tauri-ster: koeler van oppervlak maar lichtsterker dan tegenwoordig. De grotere lichtsterkte ging samen met een veel sterkere stroom van geladen deeltjes die de Zon uitzendt, de zonnewind. Deze sterke zonnewind blies in dit stadium het overgebleven gas en stof de ruimte in. Alleen zwaardere objecten bleven over: de planetesimalen. Verder van de Zon af konden proto-planeten door hun zwaartekracht een deel van het gas vasthouden: dit werden de gasreuzen Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Daarop vormden in enkele miljoenen tot tientallen miljoenen jaren door botsingen en accretie van planetesimalen de huidige acht planeten.

De Aarde en haar buurplaneten zijn sinds hun ontstaan van samenstelling veranderd door ontgassing en differentiatie. 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.

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 voor hitte zorgde. De temperatuur in de nevel kan in de eerste fase tot 2000 graden zijn gestegen. Daarna zorgde geleidelijke afkoeling voor 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 binnenin 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

In de laatste fase van het ontstaan van het Zonnestelsel waren uit de schijf van gas en stof een ster en planetesimalen ontstaan. In het begin ging dit accretieproces snel, zeker nadat objecten groot genoeg waren geworden 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 honder 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. Door botsingen en accretie ontstonden uiteindelijk de acht planeten uit deze objecten.

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, en des te groter de hitte van de botsingen. 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.

Planetaire differentiatie, de uitsortering van stoffen en elementen in het binnenste van de planeet, verliep sneller dankzij de vloeibare aard van de jonge Aarde. Relatief lichte elementen en elementen met een grote atoomstraal dreven naar boven, terwijl relatief zware elementen met een kleinere straal naar het massamiddelpunt zonken.

Differentiatie leidde uiteindelijk tot de scheiding van de drie van samenstelling verschillende delen van de planeet: de aardkern, aardmantel en aardkorst. De oudste scheiding is die tussen kern en mantel. Deze scheiding was al na enkele tientallen miljoenen jaren ontstaan doordat (vloeibaar) ijzer en andere siderofiele metalen naar het middelpunt zonken. Deze relatief snelle scheiding was mogelijk omdat het binnenste van de Aarde op zijn minst deels gesmolten was. Bij het proces kwam veel hitte vrij, wat bijdroeg aan de intense warmtestroom in het binnenste van de jonge planeet. Convectiestromen in de magma-oceaan en mantel van de jonge Aarde maakten dat het oppervlak voortdurend in beweging was. Als gesteente aan het oppervlak kon stollen, 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 slingert. 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.

De het aantal inslagen nam af naarmate de planeten aangroeiden, maar het aantal catastrofale grote inslagen waarbij genoeg energie vrijkwam om een planeet te geheel of gedeeltelijk te smelten steeg. De reden is dat de grotere planeten een sterker zwaartekrachtveld hebben, waarmee ze sommige kleinere objecten in ellipsvormige banen drijven. Met name de gasreus Jupiter zal later in de accretiefase veel objecten op een ramkoers met de binnenplaneten hebben gedreven. In de protoplanetaire schijf waren de omloopbanen van objecten aanvankelijk cirkelvormig, zodat inslagen en botsingen onder een kleine hoek plaatsvonden. 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. Uit modellen blijkt het erg onwaarschijnlijk dat ze op haar plek ontstaan is door accretie, of elders ontstaan is en door de zwaartekracht van de Aarde "ingevangen". In plaats daarvan is de meest waarschijnlijke verklaring 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 blijkt een afwijkende samenstelling van de aardse planeten te hebben: 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, waarbij de vluchtige elementen zijn verdwenen. 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. 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 4,5 en 4,6 miljard jaar. Dit bevestigt de dateringen van meteorieten en de Zon.

Verdere gebeurtenissen

Hoewel het Precambrium alles bij elkaar ongeveer 4 miljard jaar duurde en daarmee verreweg de langste periode beslaat in de geschiedenis van de Aarde, is er relatief weinig bekend over deze tijd zelf. Van wat wel bekend is, is een groot deel pas in de loop van de 20e eeuw ontdekt.

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 uiteen viel 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

Literatuurlijst

• (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 978-­0-­691-­14522-­8.
• (en) Gradstein, F.M.; Ogg, J.G.; Schmitz, M.D. & Ogg, G.M., 2012: A Geologic Time Scale 2012, Elsevier, ISBN 0444594256.
• (en) Levin, H. & King, D., 2017: The Earth Through Time (11th ed.), Wiley, ISBN 978-1-119-22834-9.
• (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) 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.

· ·

Tijdperken van de geologische tijdschaal