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Die Erde

ist unsere Heimat im Universum und der einzige bekannte Ort, auf dem wir leben knnen. Sie ist der gr秤te Planet im Sonnensystem mit einer festen Oberflche. Auch gibt es in unserem Sonnensystem nur auf der Erde flssiges Wasser in nennenswerten Mengen. Ca. 71 % der Erdoberflche sind von Meeren bedeckt. Die Welt auf der Erdoberflche ist ein kompliziertes wechselwirkendes System aus Luft, Wasser, Land und Leben, das sich unserem Verstndnis immer noch weitgehend entzieht.

Ihrer Gr秤e nach steht die Erde an 5. Stelle unter den Planeten. Sie ist der dritte Planet im Sonnensystem (von der Sonne aus gesehen). Der Durchmesser der Erde betrgt 12.765,28 km und ihr Alter etwa 4,6 Milliarden Jahre.

Die Erdkruste und der sich darunter befindliche obere Erdmantel sind fest. Sie weist eine Strke von 30 - 50 km auf, wobei sie unter den Ozeanen teilweise nur 12 km betrgt. Beide schwimmen auf dem darunter befindlichen weichen unterem Erdmantel. Im Inneren der Erde befindet sich ein Kern, bestehend aus Nickel und Eisen, dem wir das Magnetfeld verdanken, das die Erde vor energiereichen Teilchen schtzt, die von der Sonne und aus den Tiefen des Kosmos stammen.

Die Erde ist von der Sonne 149,6 Millionen km entfernt. Mit einer Geschwindigkeit von 108.000 km/h umkreist sie in 365 Tagen die Sonne. Zugleich rotiert die Erde um ihre eigene Achse. Die Rotation dauert 23 Stunden 56 Minuten und 4 Sekunden. Durch die Drehung um sich selbst, entsteht der Wechsel von Tag und Nacht. Aufgrund ihrer recht schnellen Rotation ist die Erde nicht ideal kugelfrmig, sondern zu einem Rotationsellipsoid verformt, d.h. an den Polen etwas abgeflacht. Deshalb ist der 훢uatordurchmesser mit 12.756 km um gut 42 km gr秤er als der Poldurchmesser mit knapp 12.714 km.

 

Gr秤envergleich der Planeten des Sonnensystems

Daten der Erde  

Durchmesser    

12.765,28 km

Umfang

40.075 km

Umlauf um die Sonne

365 Tage, 6 Stunden, 15 Minuten

Rotationszeit am 훢uator

23 Stunden, 56 Minuten, 4 Sekunden

Entfernung von der Sonne

149,6 Millionen km

Bahnneigung

23,5

Temperatur (Oberflche)

Von -60 bis + 50 캜

Atmosphre

vorwiegend Stickstoff und Sauerstoff

Bevlkerung

ca. 6 Milliarden Menschen

Mond 1

 

Umlaufbahn

Die Erde bewegt sich auf einer elliptischen Bahn um die Sonne, die sich in einem der Brennpunkte der Ellipse befindet. Der sonnenfernste Punkt der Umlaufbahn, das Aphel, und der sonnennchste Punkt, das Perihel, sind die beiden Endpunkte der Hauptachse der Ellipse. Der Mittelwert des Aphel- und Perihelabstandes ist die groe Halbachse der Ellipse und betrgt etwa 149,6 Mio. km. Der Perihel-Durchgang erfolgt um den 3. Januar und der Aphel-Durchgang um den 5. Juli. Fr einen Sonnenumlauf bentigt die Erde 365 Tage, 6 Stunden, 9 Minuten und 9,54 Sekunden. Diese Zeitspanne wird auch als siderisches Jahr bezeichnet. Das siderische Jahr ist 20 Minuten und 24 Sekunden lnger als das tropische Jahr, aus dem das brgerliche Jahr der Kalenderrechnung abgeleitet ist. Die Erde bewegt sich mit einer Bahngeschwindigkeit von im Mittel 29,78 km/s, im Perihel 30,29 km/s und im Aphel 29,29 km/s um die Sonne. Sie legt also eine Strecke von der Gr秤e ihres Durchmessers in gut 7 Minuten zurck. Der Umlaufsinn der Erde ist rechtlufig, das heit, da sie sich entsprechend der Regel der Drehrichtung im Sonnensystem vom Nordpol der Erdbahnebene aus gesehen entgegen dem Uhrzeigersinn um die Sonne bewegt.

Exzentrizitt der Umfaufbahn

Die Bahnebene der Erde wird Ekliptik genannt. Die Ekliptik ist um gut 7 gegen die 훢uatorebene der Sonne geneigt. Der Nordpol der Sonne ist der Erde am strksten gegen Anfang September zugewandt, der solare Sdpol wiederum gegen Anfang Mrz. Nur um den 6. Juni und den 8. Dezember befindet sich die Erde kurz in der Ebene des Sonnenquators.

Nheres zur Ekliptik steht im Kapitel Strahlungshaushalt.

Aus der Zeit des Umlaufs der Erde um die Sonne ergibt das Jahr.

 

Erdrotation

 

 

Die Erde ist eine sich drehende Kugel mit geneigter Erdachse. Sie rotiert relativ zu den Fixsternen rechtslufig in Richtung Osten in 23 Stunden, 56 Minuten und 4,09 Sekunden ein Mal um ihre eigene Achse (siderischer Tag). Aufgrund der Bahnbewegung der Erde entlang ihrer Umlaufbahn im gleichen Drehsinn und der daraus resultierenden leicht unterschiedlichen Position der Sonne an nacheinander folgenden Tagen ist ein Sonnentag, die Zeitspanne zwischen zwei Sonnenhchststnden (Mittag), etwas gr秤er als ein siderischer Tag und wird gem癌 der Definition in 24 Stunden eingeteilt. Die Geschwindigkeit der Kreisbewegung des Erdquators betrgt 464 m/s, also 1.670 km/h.

Durch die Geschwindigkeit der Erdrotation und die daraus folgende Fliehkraft ist die Erde an den Polen geringfgig abgeplattet und andererseits am 훢uator leicht ausgewlbt. Gegenber einer Kugel ist der Erdradius am 훢uator 7 km gr秤er und der Polradius 14 km kleiner. Der Durchmesser am 훢uator ist somit etwa 43 km gr秤er als der von Pol zu Pol. Der Gipfel des Chimborazo ist wegen seiner Nhe zum 훢uator der Punkt der Erdoberflche, der am weitesten vom Erdmittelpunkt entfernt ist.

 

Erdumdrehung

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Zeit

Aus der Zeit des Umlaufs der Erde um die Sonne ergibt das Jahr, aus der Dauer der Erdrotation der Tag. Damit ist aber auch klar, da nicht berall auf der Erde zur selben Zeit die gleiche Uhrzeit herrscht. Ursprnglich hatte folglich auch jeder Ort seine eigene als Ortszeit bezeichnete Uhrzeit, die sich nach der Sonne richtete: Wenn die Sonne ihren hchsten Punkt ber dem Horizont erreichte, war es 12 Uhr mittags. Mit zunehmenden nationaler und internationalen Verbindungen durch Eisenbahn und Telegraphie wurde ein weltweit einheitliches Zeitsystem notwendig. Das weltweite systematische Zeitzonensystem ist eine Folge der internationalen Vereinbarung des Greenwich-Meridians, benannt nach dem Londoner Stadtteil, als Nullmeridian auf der Washingtoner Internationalen Meridiankonferenz 1884. Dieser fr die Kartographie wichtige Nullmeridian diente fortan auch als Bezugsmeridian fr die Unterteilung der Erde in Zeitzonen.

Eine Zeitzone wird durch diejenigen Teile der Erdoberflche gebildet, in denen eine einheitliche, staatlich geregelte Uhrzeit und das gleiche Datum gelten. Diese Uhrzeit ist die zur Zeitzone gehrende Zonenzeit und entspricht meist der astronomischen Ortszeit der Zonenmitte. Die ideale Zeitzone ist ein geschlossenes Gebiet von 15 geografischer Lngendifferenz, zu dem auch die betroffenen Meeresteile gehren und erstreckt sich von Pol zu Pol. Teilt man die Erde in genau 24 gleiche Abschnitte ein, so entstehen 24 ideale Zeitzonen. Diese erstrecken sich ber je 7 Lngengrade zu beiden Seiten des Bezugslngengrades, der im Ideal ein ganzes Vielfaches von 15 mit Bezug auf den international vereinbarten Nullmeridian ist. Daraus ergeben sich folgende Vorteile:

  • Die Zeitverschiebung zu den benachbarten Zeitzonen betrgt 1 Stunde.
  • Die Zonenzeit weicht an den Zonengrenzen nur Stunde von der mittleren Sonnenzeit ab.

Zeitzonen

Heute sind die Zonenzeiten berwiegend an die koordinierte Weltzeit (UTC, engl.: Universal Time Coordinated) bzw. Greenwich Mean Time (GMT) gekoppelt, d.h.. UTC ist die heute gltige Weltzeit. Eingefhrt wurde sie 1972. Die Unterschiede von UTC zu benachbarten Zonenzeiten sind konstante, meist ganzzahlige Stundenbetrge. Bei nationalen oder regionalen Zeitzonen steht meist der Hinweis, um wie viele Stunden diese von der UTC abweichen, z.B. entspricht UTC +1 der mitteleuropischen Zeit (MEZ) oder UTC +2 der Mitteleuropischen Sommerzeit (MESZ) wie auch der Osteuropischen Zeit. Die Zonenzeiten werden dann relativ zur allgemein gltigen koordinierten Weltzeit angegeben,zum Beispiel als UTC + 1 h (= Mitteleuropische Zeit MEZ) oder UTC − 3:30 h (Neufundland Standard Time). UTC ist heute die Zeitskala fr alle Zeitangaben, besonders in der Luftfahrt und in der synoptischen Meteorologie.

UTC wird in der Luftfahrt oder in der NATO mit dem Buchstaben Z bezeichnet. Z steht hierbei fr Zero (= Null). Daher spricht man auch von Z-Zeit oder Zulu-Zeit (gem癌 dem im ICAO-Alphabet dem Buchstaben Z zugeordneten Wort Zulu). Z steht fr zero meridian, also Nullmeridian. Mittlerweile wird der Begriff Z-Zeit in der Luftfahrt jedoch nicht mehr genutzt, sondern nur noch UTC verwendet. Allerdings findet man bei Wettermeldungen (TAF/METAR) noch die Zulu-Zeiten; die Angabe 1350Z bedeutet dabei 13:50 UTC. GPS-relevante Werte, beispielsweise zur Kalibrierung von Navigationsgerten, werden immer mit UTC, niemals mit Z gekennzeichnet.

In manchen Staaten wird zustzlich etwa halbjhrlich zwischen normaler Zonenzeit (Normalzeit, engl.: Standard Time) und Sommerzeit (engl.: DST, Daylight Saving Time) gewechselt. Durch die Anwendung der Sommerzeit knnen in einer Zeitzone zwei Zonenzeiten vorkommen: Normal- (Winter-) und Sommerzeit. Beide Zonenzeiten knnen in einer Zeitzone auch gleichzeitig angewendet sein, weil die betroffenen Staaten nicht gleiche Umschalttermine whlen. Aus einer Zeitangabe in UTC ergibt sich die entsprechende, in Deutschland, sterreich und anderen mitteleuropischen Staaten geltende Mitteleuropische Zeit (MEZ), indem man eine Stunde, und die im Sommer geltende Mitteleuropische Sommerzeit (MESZ), indem man zwei Stunden addiert.

Die Standardzeit in Deutschland, Polen, sterreich, der Schweiz und Italien ist die mitteleuropische Zeit (MEZ), die gleich der UTC plus einer Stunde ist. Das Militr bezeichnet diese auch als Alfa-Zeit (A). Whrend der Sommerzeit gilt die mitteleuropische Sommerzeit (MESZ/engl.: CEST), die der UTC plus zwei Stunden entspricht, im NATO-Bereich mit dem Code Bravo-Zeit (B) bezeichnet.

Eine Zeitangabe in der Form 14:52 UTC+1:00 bedeutet also 14:52 Ortszeit (rtliche Zonenzeit) fr eine Zeitzone, die der UTC eine Stunde voraus ist, z. B. MEZ. Die UTC ist zu diesem Zeitpunkt 13:52.Die realen Zeitzonen weichen teilweise erheblich davon ab, weil sie sich auch nach den Staatsgrenzen richten. Die meisten Staaten haben heute aber eine dieser 24 Zonenzeiten als gesetzliche Uhrzeit (oder mehrere Zonenzeiten in Staaten mit groer Ost-West-Ausdehnung) gewhlt. Eine tatschliche Zeitzone ist somit die Summe aus allen Staaten oder Staatenteilen mit gleicher gewhlter Zonenzeit und aus Gebieten der Ozeane, die immer Teileiner idealen Zeitzone sind.

Ein Praxisbeispiel aus der Luftfahrt: Alle Zeiten werden intern als UTC-Zeit angegeben, z. B. UTC 13:52. Ein Pilot, der diese Zeit sieht, schaut in einem Verzeichnis nach, welche Abweichung fr seinen Aufenthaltsort gilt, z. B. LOT (Local Time) Berlin, also Ortszeit Berlin = UTC +1. Er rechnet nun: z. B. 13:52 + 1 = 14:52 Ortszeit Berlin. Dies gilt aber nur im Winter, bei Sommerzeit mu er nicht eine, sondern zwei Stunden hinzurechnen.

Das Datum wechselt in jeder Zeitzone, wenn dort Mitternacht (24 Uhr/00 Uhr) ist, oder beim berschreiten der Datumsgrenze (Wechsel zwischen den Zeitzonen mit UTC + 12h beziehungsweise UTC - 12h). Somit ist eine Zeitzone auch durch das gleiche gltige Datum gekennzeichnet.

 

Neigung der Erdachse

Die Drehachse der Erde um sich selbst steht aber nicht senkrecht auf der Ebene, die die elliptische Umlaufbahn um die Sonne bildet. Sie ist vielmehr derzeit um 23 26' gegen diese Umlaufebene, die Ekliptik, geneigt. Dadurch ndert sich der Winkel der auf die Erdoberflche treffenden Sonnenstrahlung auf den Erdhalbkugeln in den unterschiedlichen Breiten. Auerdem werden zu unterschiedlichen Stadien des Umlaufs unterschiedliche Teile der Erde unterschiedlich stark bestrahlt. Dies fhrt zu den das Klima der Erde weitgehend prgenden Jahreszeiten.

Die Richtung der Achsneigung fllt fr die Nordhalbkugel derzeit in die ekliptikale Lnge des Sternbilds Stier. In dieser Richtung steht, von der Erde aus gesehen, am 21. Juni auch die Sonne zur Sommersonnenwende. Da die Erde zwei Wochen spter ihr Aphel durchluft, fllt der Sommer auf der Nordhalbkugel in die Zeit ihres sonnenfernen Bahnbereichs. Die Entfernung der Erde von der Sonne hat somit auf die Jahreszeiten keinen wahrnehmbaren Einflu.

Mehr dazu steht im Kapitel Strahlungshaushalt.

Erdneigung

Die Neigung der Erdachse

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Oberflche

Die Erde ist der einzige bekannte Planet in unserem Sonnensystem, von dem aktive Vulkane bekannt sind. Die Temperatur im Erdinnern betrgt etwa 4.000 캜. Um einen flssigen Kern aus Eisen und Nickel liegt ein Silikatmantel. Darber bildet ein 10 bis 30 km dicker Gesteinsmantel die Erdkruste. Die Erdoberflche ist sehr jung. Erosion und tektonische Prozesse haben in der Vergangenheit einen Groteil der Erdoberflche zerstrt und wieder erschaffen und dabei fast alle Spuren der frhen geologischen Oberflchengeschichte, wie z.B. Einschlagskrater vom Meteoriten oder ganze Gebirge, eleminiert. Die Spuren der Frhgeschichte der Erde wurden so weitgehend ausgelscht. Die Erde ist zwar schon vor 4,5 bis 4,6 Milliarden Jahren entstanden, die ltesten bekannten Felsen sind aber nur ca. 4 Milliarden Jahre alt. Die ltesten Fossilien lebender Organismen sind dagegen jnger als 3,9 Milliarden Jahre. Deshalb gibt es keine Spuren des Zeitraums, in dem das Leben auf der Erde entstand.

71 % der Erdoberflche sind mit Wasser bedeckt. Die Erde ist auch der einzige Planet, an dessen Oberflche Wasser in flssiger Form vorkommt. Flssiges Wasser ist die Voraussetzung fr Leben wie wir es kennen. Die Wrmespeicherfhigkeit der Ozeane ist fr die Stabilisierung der Erdtemperatur von besonderer Bedeutung. Flssiges Wasser ist verantwortlich fr die Erosion der Erdoberflche, aber auch fr die Wetterentstehung ber den Kontinenten der Erde, ein Proze, der im heutigen Sonnensystem einzigartig ist.

Mehr hierzu steht im Kapitel Wasser.

 

Atmosphre

Unser blauer Planet

 

 

 

 

 

 

Unser blauer Planet vergr秤ern

Die Zusammensetzung der frhen Erdatmosphre, nicht die Dichte, war mit der des Mars heute vergleichbar: Sie enthielt kaum Sauerstoff, aber einen groen Anteil Kohlendioxid (CO2). Dieses sorgte auf der Erde fr eine Aufheizung, was zur Freisetzung von Wasserstoff und Sauerstoff fhrte. Diese reagierten miteinander und erzeugten so die Wassermassen, die heute 2/3 der Erde bedecken. Im flssigen Wassers bildeten sich ber lange Zeitrume in einer komplizierten Entwicklung die ersten Mikroorganismen. Schlielich begannen die ersten Lebensformen das in der Atmosphre vorhandene CO2 in Sauerstoff umzuwandeln. Das Kohlendioxid wurde seitdem fast vollstndig in karbonate Felsen eingebunden und zu einem geringeren Teil in den Ozeanen gelst oder von Pflanzen verbraucht. Die Plattentektonik und biologische Prozesse bewirken heute einen kontinuierlichen Flu von Kohlendioxid in diese verschiedenen 껩O2-Senken und wieder zurck. Das Kohlendioxid in der Atmosphre ist zusammen mit anderen Faktoren, wie vor allem Wasserdampf, fr die Erhaltung der Oberflchentemperatur der Erde verantwortlich. Dadurch wird die durchschnittliche Oberflchentemperatur um ungefhr 35 캜 ber das Ma, das sich ohne diesen Effekt einstellen wrde, hinaus angehoben, nmlich von frostigen 21 캜 auf angenehme +15 캜. Auf der Erdoberflche herrschen Temperaturen von -60 캜 bis +50 캜. Ohne Atmosphre wren die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht noch gr秤er.

Die heutige Erdatmosphre besteht zu 77 % aus Stickstoff, zu 21 % aus Sauerstoff, zu 1 % aus Wasserdampf und zu 0,9 % aus Argon. Der CO2-Anteil liegt bei ungefhr 0,038 %. Das Vorkommen freien Sauerstoffs ist aus chemischer Sicht bemerkenswert. Sauerstoff ist ein sehr aggressives Gas und unter 꼗ormalen Umstnden wrde es sich schnell mit anderen Elementen verbinden. Der Sauerstoff der Erdatmosphre wird aber von biologischen Prozessen stes aufs Neue produziert und erhalten. Ohne Leben gbe es keinen ungebundenen Sauerstoff.

Die Atmosphre der Erde besteht aus mehreren Schichten. Sie hat eine Mchtigkeit von ca. 700 km. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels betrgt 1.013 hPa. Die Atmosphre schtzt die Erde vor den Strahlen des Kosmos und der Sonne, dabei werden von ihr  2/5 der Strahlen zurck in das Weltall reflektiert. Whrend der Nacht wird von der Erdatmosphre die am Tage gesammelte Wrme gespeichert. Bei der Betrachtung der Erde aus dem Weltall erscheint die Erde blau gefrbt, daher auch die Bezeichnung der 껧laue Planet. Die Erdatmosphre streut den kurzwelligen blauen Spektralanteil des Sonnenlichts etwa fnfmal strker als den langwelligen roten. Das hat bei hohem Sonnenstand die Blaufrbung des Himmels zur Folge. Zugleich wird rotes Licht vom Wasser der Ozeane strker absorbiert, weshalb sie vom Weltall aus gesehen blau erscheinen.

Mehr dazu steht im Kapitel Atmosphre.

 

Jahreszeiten

Als astronomische Jahreszeiten bezeichnet man die Einteilung des Jahres in 4 etwa gleich lange, 90 weite Abschnitte auf der Ekliptik, welche durch jeweils zwei 180 voneinander entfernte Tagundnachtgleichen ("훢uinoktien") und Sonnenwenden ("Solstitien") festgelegt werden. Der Grund fr das jhrliche Wechselspiel der Jahreszeiten findet sich in den Bahneigenschaften der Erde, d.h. in der himmelsmechanisch bedingten Neigung der rotierenden Erdachse und damit der Erdbahnebene gegenber dem (Himmels-)훢uator. Die Erdachse - eine (gedachte) Linie, um welche die Erde ihre Eigenrotation vollfhrt - steht nmlich nicht senkrecht auf der Umlaufebene des Planeten um die Sonne, der Ekliptik, vielmehr weicht sie von der Senkrechten um eine Neigung von etwa 23,5 ab. Diese "Schiefe der Ekliptik" ist somit auch die Ursache der Tagundnachtgleichen und Sonnenwenden.

Die Jahreszeiten unterteilen den Zeitraum eines Erdjahres - einen Umlauf des Planeten Erde um die Sonne - also in unseren Breiten in 4 verschiedene Perioden, die sich jeweils durch charakteristische Eigenschaften von einander unterscheiden: Frhling, Sommer, Herbst und Winter. Auf der Nord- und Sdhalbkugel der Erde herrschen jeweils die entgegengesetzten Jahreszeiten - ist z.B. im Sden Sommer, herrscht auf der Nordhalbkugel Winter, und umgekehrt.

Jahreszeiten

Die Lnge der Jahreszeiten betrgt aber wegen der unterschiedlichen Bahngeschwindigkeit der Erde nicht genau ein Vierteljahr, sonder variiert geringfgig. Der Frhling dauert auf der Nordhalbkugel 92 Tage und 18 Stunden, der Sommer 93 Tage und 16 Stunden, der Herbst 89 Tage und 20 Stunden und der Winter ziemlich genau 89 Tage.

In den Tropen lassen sich die Jahreszeiten nicht auf diese Art voneinander abgrenzen. Dort wird zwischen Trockenzeit und Regenzeit unterschieden.

Die Entstehung der Jahreszeiten

Der Wechsel der Jahreszeiten

Jahreszeiten (NASA)

Whrend die Erde im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne luft, bleibt die Stellung der Erdachse konstant in ihrer Neigung. Deswegen verndern sich die Strahlungsverhltnisse auf der Nord- und Sdhalbkugel unseres Planeten im Laufe des Jahres kontinuierlich. Dies hat zur Folge, da der Zenitstand der Sonne zwischen dem nrdlichen und sdlichen Wendekreis hin- und herwandert (daher auch der Name Wendekreis).

Diese scheinbare Sonnenwanderung wird im Kapitel Wendekreise nher beschrieben.

Wie schon ausgefhrt, ist die Schiefe der Ekliptik neben dem Abstand der Erde zur Sonne fr die solare Einstrahlung und damit den Energiegewinn der Erdoberflche im Jahresverlauf magebend und verursacht auch die vor allem in mittleren und hohen geographischen Breiten sich strker ausprgenden Jahreszeiten. Die Sonne beschreibt daher an jedem neuen Tag einen leicht vernderten Bogen am Himmel - der sog. Tagbogen, also die gedachte Linie am Himmel, die die Sonne auf ihrem tglichen Weg von Auf- bis Untergang zurcklegt. Dieser Bogen fllt bei uns im Herbst und Winter recht klein und flach aus, im Frhling und Sommer ist dieser allerdings viel lnger und ragt zunehmend hher ber den Horizont. Dadurch verndert sich die Einstrahlungsdauer und -intensitt als auch der Winkel, unter dem das Sonnenlicht in den verschiedenen Breiten der Erde auf die Erdoberflche trifft. So ist z.B. bei uns im Frhling und Sommer die Sonnenscheindauer lnger als im Herbst bzw. Winter und die Sonnenstrahlung trifft auch viel steiler auf die Erdoberflche (Weinbergeffekt). Daher erfhrt die Erdoberflche einen viel hheren Energieeintrag, was wiederum zu einer Erwrmung der entsprechenden Erdhalbkugel in diesem Zeitraum fhrt.

Mit den Jahreszeiten verndert sich folglich der Sonnenstand zur Erde und damit der Einfallswinkel des Sonnenlichts. Dieser kann um die Mittagszeit von bis zu Senkrecht (90) innerhalb der Wendekreise bzw. am 훢uator bis zu waagrecht (0 = Sonne erscheint nicht oder nur ausschnittsweise am Horizont) innerhalb des Polarkreises bzw. an den Polen reichen.

Beispielsweise bildet der astronomische oder auch kalendarische Winter dabei den Abschnitt zwischen Wintersonnenwende am 21./22. Dezember und Frhlingstagundnachtgleiche am 21./22. Mrz, d.h. die Sonne wandert in der Zeit auf der Ekliptik bis zur Frhlingstagundnachtgleiche nordwrts. Die Tagbgen der Sonne zwischen ihrem Auf- und Untergang sowie die Tageslngen nehmen wieder zu, die Mittagshhe der Sonne ber dem Horizont steigt und der Einfallswinkel der Sonnenstrahlung wird wieder gr秤er. Trotzdem wird es bei uns in Mitteleuropa im Mittel zunchst noch klter, weshalb der Januar in Deutschland fr gewhnlich auch der klteste Monat des Jahres ist. Das liegt an der sog. thermischen Trgheit des Klimasystems (Erdoberflche und Atmosphre): Die mittleren und hohen geographischen Breiten knnen zu der Zeit noch nicht von der zunehmenden Sonnenstrahlung profitieren, da dieser Energiegewinn vom Energieverlust infolge der Ausstrahlung weiterhin deutlich bertroffen wird. Daher dauert der Widerstreit zwischen subtropischen und polaren Luftmassen bis zum Frhjahr an und beschert uns, je nachdem welche Luftmasse dabei auf lngere Zeit obsiegt, einen milden oder strengen Winter.

Weil nach der Wintersonnenwende die Tage wieder lnger werden, war diese sptestens seit der Steinzeit in vielen alten Kulturen ein wichtiges Fest, das mitunter auch vor oder nach der tatschlichen Sonnenwende begangen wurde. So feierten die alten Germanen dann ihr "Julfest", whrend im antiken Rom der 25. Dezember einer der hchsten Feiertage war, der zu Ehren des "Gottes der unbesiegten Sonne" ("Sol invictus") begangen wurde. Nicht zuletzt in dieser Tradition wurde der Zeitpunkt der Wintersonnenwende von der katholischen Kirche auch fr das christliche Weihnachtsfest bernommen.

Der Sonnenhchststand wird Zeit der Sommersonnenwende erreicht, der kalendarische Sommeranfang. Die wrmsten Monate treten wegen der thermischen Trgheit der Erdatmosphre allerdings erstmit einer Verzgerung von 1 bis 2 Monaten auf - tatschlich nimmt daher im Sommer die Sonnenscheindauer von Tag zu Tag bereits wieder ab.

Die extremsten Auswirkungen der Jahreszeiten trifft man in hheren geografischen Breiten jenseits des nrdlichen bzw. sdlichen Polarkreises an. Dort tritt das Phnomen des Polartags bzw. der Polarnacht auf, d.h. die polaren Gebiete werden im halbjhrlichen Wechsel entweder dauerhaft (die Sonne geht nicht unter) oder gar nicht (die Sonne geht nicht auf) von der Sonne beschienen.

Die Entfernung der Erde von der Sonne hat auf unsere Jahreszeiten dagegen keinen wahrnehmbaren Einflu. Tatschlich befindet sich die Erde Anfang Januar, also kurz nach Winteranfang auf der Nordhalbkugel, rund 5.000.000 km nher an der Sonne als im Sommer.

Kalendarisch werden den Jahreszeiten jeweils 3 Kalendermonate zugeordnet:

  • Frhling: Mrz - Mai
  • Sommer: Juni - August
  • Herbst: September - November
  • Winter: Dezember - Februar.

Die meteorologischen Jahreszeiten sind allerdings anders definiert. Da in den mittleren Breiten oftmals bereits vor dem tiefsten Stand der Sonne winterliches Wetter herrscht und es fr statistische Zwecke bequemer ist, bilden meteorologisch die Monate Dezember, Januar und Februar den Winter, Mrz, April und Mai den Frhling, Juni, Juli und August den Sommer sowie September, Oktober und November den Herbst. Der meteorologische Sommer beginnt also z.B. bereits am 1. Juni.

Mehr dazu steht im Kapitel Strahlungshaushalt.

 

Klimazonen

Tageslnge

Sonneneinfallswinkel und Tageslnge
Autor: Thomas Steiner - wikicommons

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Die Sonneneinstrahlung trifft aufgrund der Neigung der Erdachse die verschiedenen Breiten der Erde in unterschiedlichen Winkeln. Am 훢uator treffen die Stahlen mittags meist senkrecht auf den Erdboden, whrend an den Polen die Sonne schrg oder gar whrend der Polarnacht unter dem Horizont steht (siehe Abbildung links).

Mit den Jahreszeiten verndert sich der Sonnenstand zur Erde und damit der Einfallswinkel des Sonnenlichts. Dieser kann um die Mittagszeit von senkrecht (90) innerhalb der Wendekreise bis zu waagrecht (0 = Sonne erscheint nicht oder nur ausschnittsweise am Horizont) innerhalb des Polarkreises reichen.

Die Sonnenstrahlen erwrmen also die Erde am 훢uator viel strker als an den Polen. Aufgrund der einstrahlungsbedingten Temperaturunterschiede entstehen immer wiederkehrende klimatische Verhltnisse, wie z.B. Winter und Sommer, eine gewisse Niederschlagsmenge im Sommer, oder eine gewisse mittlere Lufttemperatur.

Die verschiedenen klimatischen Verhltnisse, die regelm癌ig in bestimmten Gebieten auftreten, werden in Klimazonen zusammengefat und beschrieben. Klimazonen sind grorumige Gebiete der Erde, in denen das Klima gleichartig oder relativ einheitlich ist, die sog. Klimagrtel der Erde. Sie knnen nach den Strahlungsverhltnissen, nach thermischen oder nach den Auswirkungen des Klimas, z.B. auf die Vegetation, festgelegt werden. Dadurch wird wiederum die Luft unterschiedlich erwrmt. Warme Luft steigt wegen ihrer geringeren Dichte auf und khlt in der Hhe wieder ab. Die so entstehende Luftzirkulation bewirkt einen Ausgleich dieser Temperaturunterschiede durch Luftbewegung, Wind. Dies fhrt letztlich zu unterschiedlichen klimatischen Verhltnissen in den verschiedenen Breiten.

Die Erde wird dementsprechend in unterschiedliche Klimazonen eingeteilt, die sich in Ost-West-Richtung von den Polen zum 훢uator um die Erde erstrecken. In der Regel sind die Klimazonen grtelfrmig, an den Polen kreisfrmig. Sie werden anhand unterschiedlicher grundlegender klimatischer Verhltnisse voneinander abgegrenzt. Die Einzelheiten der Klimaklassifikation sollen hier auer Betracht bleiben.

Vereinfacht ergeben sich 4 groe Klimazonen:

  • Polarzone von 60 90

  • Unter den Polargebieten versteht man zum einen die Region innerhalb des nrdlichen Polarkreises (60 캮), die Arktis, sowie die Region innerhalb des sdlichen Polarkreises (60 캳) mit dem Kontinent der Antarktis auf der Sdhalbkugel der Erde. Die Polargebiete der Erde sind Kltewsten. Die Temperaturen liegen das ganze Jahr unter oder nur knapp ber der Nullgradgrenze. Die Niederschlge sind gering. Die solare Einstrahlung ist stark reduziert - im Durchschnitt 40 % weniger als am 훢uator, da hier die Sonnenstrahlen meist nur sehr flach einfallen. Durch die 훞derung des Winkels der Erde zur Sonne schwanken die Tageslngen hier am meisten. Im Sommer kommt es zum Polartag, im Winter zur Polarnacht. Pflanzenwachstum (Vegetation) ist hier nur noch whrend weniger Monate im Jahr und auch dann teilweise nur sprlich mglich. Die Bedingungen fr das Leben sind in diesen Gebieten deshalb sehr hart. Besonderes Kennzeichen der Polarregionen ist neben dem kalten Klima mit Schnee und Eis der bis zu einem halben Jahr dauernde Polartag mit der Mitternachtssonne bzw. die Polarnacht, aber auch die Polarlichter.

    Klimazonen der Erde

  • Gem癌igte Zone von 40 60

  • Die gem癌igte Klimazone erstreckt sich vom Polarkreis bis zum 40. Breitengrad. Die gem癌igte Zone weist groe Unterschiede zwischen den Jahreszeiten auf, die mit Annherung an den 훢uator jedoch abnehmen bzw. in den Wechsel von Trocken- und Regenzeit bergehen. Ein wesentliches Merkmal sind die Unterschiede zwischen Tag und Nacht, die je nach Jahreszeit stark variieren. Die Tageslnge schwankt dabei zwischen 8 und 16 Stunden. In der gem癌igten Zone fallen die Sonnenstrahlen flacher ein, weshalb es hier verglichen mit den Subtropen im Durchschnitt deutlich khler ist. Die Mittelbreiten liegen in der Westwindzone. Das Klima ist deshalb geprgt durch weniger hufige Extreme, eine gleichm癌ige Verteilung der Niederschlge ber das Jahr hinweg mit einer langen Vegetationsperiode - daher der Name "gem癌igt". Mit Werten um 800 mm hat die gem癌igte Zone die zweithchste Niederschlagsmenge nach den Tropen. Gleichzeitig ist die Witterung aber sehr unbestndig. Die Vegetation wird durch Nadel-, Misch- und Laubwlder geprgt, wobei die Nadelwlder nach Sden hin immer weniger werden.

  • Subtropen von 23,5 40

  • Die Subtropen erstrecken sich vom 40. Breitengrad bis zu den Wendekreisen. Sie weisen eine hohe Sommer- und m癌ige Winterwrme auf. Sie erhalten ganzjhrig eine hohe Einstrahlung, besonders aber im Sommer, da die Sonne dann gegen Mittag fast senkrecht zur Erdoberflche steht . Aufgrund der besonderen Zirkulationsverhltnisse in der Atmosphre bekommen diese Gebiete zugleich nur wenig Feuchte zugefhrt (siehe Passatwinde). Dadurch ist die Bewlkung relativ gering, was die hohe Einstrahlung begnstigt. Deshalb sind in dieser Zone auch die meisten Wsten der Erde anzutreffen. Im Winter nimmt die Strahlung in diesen Gebieten deutlich ab und es kann zeitweise sehr khl und feucht werden. Die Vegetation reicht von besonderer Artenvielfalt, z.B. im Mittelmeerraum, ber trockenen Savannen bis hin zur kargen oder auch vllig fehlenden Vegetation in Wsten wie der Sahara.

  • Tropen von 0 23,5 (Wendekreise)

  • Die Tropen liegen zwischen dem 훢uator und den Wendekreisen. Die Sonnenstrahlen treffen am Mittag fast ganzjhrig nahezu senkrecht auf die Erde, so da es in diesen Gebieten sehr warm ist. In den Tropen sind Tag und Nacht immer ungefhr gleich lang (zwischen 10,5 und 13,5 Stunden). Durch die hohen Temperaturen verdunsten groe Mengen Wasser, weshalb die Luftfeuchte sehr hoch ist. Das fhrt im Tagesgang zu hufiger und dichter Bewlkung, welche durch die starke Verdunstung entsteht. Die Einstrahlung der Sonnenstrahlen wird dadurch abgeschwcht. Es herrscht somit ein Tageszeitenklima: die tglichen Temperaturschwankungen sind gr秤er als die jhrlichen. Niederschlagsbestimmendes Phnomen der Tropen ist die Passatzirkulation und deren jahreszeitliche Verschiebung. Die Passatzirkulation bewirkt rund um quatoriale  Konvergenzzone den stndigen so genannten Zenitalniederschlag. Die Konvergenzzone kann fast stillstehen im Pazifik und Atlantik oder sich im Jahresverlauf zyklisch einmal ber die gesamten Tropen bewegen wie im Gebiet von Zentralafrika bis zum malaiischen Archipel. Entsprechend entstehen Gebiete mit einem Niederschlagsspektrum von immerfeucht bis trocken. Daneben wirken die Winde der Zirkulation, Passate und Monsune, rtlich auflandig und verursachen dann ebenfalls Niederschlge. Klimatische Jahreszeiten gibt es nur in den wechselfeuchten Tropen, so da sich lediglich Trocken- und Regenzeit unterscheiden lassen. Typisch fr die wechselfeuchten Tropen sind die Feuchtsavannen, die sich nrdlich und sdlich der groen Regenwlder befinden. Sie zeichnen sich durch ihre weiten Graslnder aus. Beispiele sind die afrikanische Savanne und der Pantanal in Sdbrasilien und Paraguay. Fr die immerfeuchten Tropen, die sich rund um den 훢uator befinden, sind die groen, sehr artenreichen Regenwlder, wie zum Beispiel diejenigen der Amazonasregion, typisch.

 

 

Globaler Energiehaushalt

Sonneneinstrahlung

Der Energiehaushalt der Erde wird im Wesentlichen durch die Einstrahlung der Sonne und die Ausstrahlung der Erdoberflche bzw. Atmosphre bestimmt, also durch den Strahlungshaushalt der Erde. Die restlichen Beitrge von zusammen etwa 0,02 % liegen deutlich unterhalb der Messungsgenauigkeit der Solarkonstanten sowie ihrer Schwankung im Lauf eines Sonnenfleckenzyklus. Etwa 0,013 % macht der durch radioaktive Zerflle erzeugte geothermische Energiebeitrag aus, ca. 0,007 % stammen aus der menschlichen Nutzung fossiler und nuklearer Energietrger und ca. 0,002 % verursacht die Gezeitenreibung.

Die Albedo der Erde betrgt im Mittel 0,367, wobei ein wesentlicher Anteil auf die Wolken der Erdatmosphre zurckzufhren ist. Dies fhrt zu einer globalen effektiven Temperatur von 246 K (−27 캜). Die Durchschnittstemperatur am Boden liegt jedoch durch einen starken atmosphrischen Treibhauseffekt bei etwa 288 K (15 캜), wobei das Treibhausgas Wasserdampf den Hauptbeitrag liefern.

Mehr dazu steht im Kapitel Strahlungshaushalt.
Ergnzend kann in diesem Zusammenhang auch das Kapitel Themodynamik von Interesse sein.

 

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