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Die Erde

ist unsere Heimat im Universum und der einzige bekannte Ort, auf dem wir leben können. Sie ist der größte Planet im Sonnensystem mit einer festen Oberfläche. Auch gibt es in unserem Sonnensystem nur auf der Erde flüssiges Wasser in nennenswerten Mengen. Ca. 71 % der Erdoberfläche sind von Meeren bedeckt. Die Welt auf der Erdoberfläche ist ein kompliziertes wechselwirkendes System aus Luft, Wasser, Land und Leben, das sich unserem Verständnis immer noch weitgehend entzieht.

Ihrer Größe 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 beträgt 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 Stärke von 30 - 50 km auf, wobei sie unter den Ozeanen teilweise nur 12 km beträgt. 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 schützt, 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 kugelförmig, sondern zu einem Rotationsellipsoid verformt, d.h. an den Polen etwas abgeflacht. Deshalb ist der Äquatordurchmesser mit 12.756 km um gut 42 km größer als der Poldurchmesser mit knapp 12.714 km.

 

Größenvergleich 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 Äquator

23 Stunden, 56 Minuten, 4 Sekunden

Entfernung von der Sonne

149,6 Millionen km

Bahnneigung

23,5°

Temperatur (Oberfläche)

Von -60 bis + 50 °C

Atmosphäre

vorwiegend Stickstoff und Sauerstoff

Bevölkerung

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 sonnennächste Punkt, das Perihel, sind die beiden Endpunkte der Hauptachse der Ellipse. Der Mittelwert des Aphel- und Perihelabstandes ist die große Halbachse der Ellipse und beträgt etwa 149,6 Mio. km. Der Perihel-Durchgang erfolgt um den 3. Januar und der Aphel-Durchgang um den 5. Juli. Für einen Sonnenumlauf benötigt 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 länger als das tropische Jahr, aus dem das bürgerliche 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 Größe ihres Durchmessers in gut 7 Minuten zurück. Der Umlaufsinn der Erde ist rechtläufig, das heißt, daß sie sich entsprechend der Regel der Drehrichtung im Sonnensystem vom Nordpol der Erdbahnebene aus gesehen entgegen dem Uhrzeigersinn um die Sonne bewegt.

Exzentrizität der Umfaufbahn

Die Bahnebene der Erde wird Ekliptik genannt. Die Ekliptik ist um gut 7° gegen die Äquatorebene der Sonne geneigt. Der Nordpol der Sonne ist der Erde am stärksten gegen Anfang September zugewandt, der solare Südpol wiederum gegen Anfang März. Nur um den 6. Juni und den 8. Dezember befindet sich die Erde kurz in der Ebene des Sonnenäquators.

Näheres 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 rechtsläufig – in Richtung Osten – in 23 Stunden, 56 Minuten und 4,09 Sekunden ein Mal um ihre eigene Achse (siderischer Tag). Wenn man also vom Weltall aus auf den Nordpol der Erde blickt, dreht sich die Erde im Gegenuhrzeigersinn.
Die Erde dreht sich an einem Tag um 360°, in einer Stunde somit um 360° : 24 = 15°.  Für eine Drehung um 1° benötigt sie folglich 4 Minuten. Infolge der Erddrehung geht die Sonne für einen Beobachter scheinbar am Horizont unter.

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 Sonnenhöchstständen (Mittag), etwas größer als ein siderischer Tag und wird gemäß der Definition in 24 Stunden eingeteilt. Die Geschwindigkeit der Kreisbewegung des Erdäquators beträgt 464 m/s, also 1.670 km/h.

Durch die Geschwindigkeit der Erdrotation und die daraus folgende Fliehkraft ist die Erde an den Polen geringfügig abgeplattet und andererseits am Äquator leicht ausgewölbt. Gegenüber einer Kugel ist der Erdradius am Äquator 7 km größer und der Polradius 14 km kleiner. Der Durchmesser am Äquator ist somit etwa 43 km größer als der von Pol zu Pol. Der Gipfel des Chimborazo ist wegen seiner Nähe zum Äquator der Punkt der Erdoberfläche, 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, daß nicht überall auf der Erde zur selben Zeit die gleiche Uhrzeit herrscht. Ursprünglich hatte folglich auch jeder Ort seine eigene als Ortszeit bezeichnete Uhrzeit, die sich nach der Sonne richtete: Wenn die Sonne ihren höchsten Punkt über 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 für die Kartographie wichtige Nullmeridian diente fortan auch als Bezugsmeridian für die Unterteilung der Erde in Zeitzonen.

Eine Zeitzone wird durch diejenigen Teile der Erdoberfläche gebildet, in denen eine einheitliche, staatlich geregelte Uhrzeit und das gleiche Datum gelten. Diese Uhrzeit ist die zur Zeitzone gehörende Zonenzeit und entspricht meist der astronomischen Ortszeit der Zonenmitte. Die ideale Zeitzone ist ein geschlossenes Gebiet von 15° geografischer Längendifferenz, zu dem auch die betroffenen Meeresteile gehören 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 über je 7½ Längengrade zu beiden Seiten des Bezugslängengrades, 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 beträgt ± 1 Stunde.
  • Die Zonenzeit weicht an den Zonengrenzen nur ± ½ Stunde von der mittleren Sonnenzeit ab.

Zeitzonen

Heute sind die Zonenzeiten überwiegend an die koordinierte Weltzeit (UTC, engl.: Universal Time Coordinated) bzw. Greenwich Mean Time (GMT) gekoppelt, d.h. UTC ist die heute gültige Weltzeit. Eingeführt wurde sie 1972. Die Unterschiede von UTC zu benachbarten Zonenzeiten sind konstante, meist ganzzahlige Stundenbeträge. Bei nationalen oder regionalen Zeitzonen steht meist der Hinweis, um wie viele Stunden diese von der UTC abweichen, z.B. entspricht UTC +1 der mitteleuropäischen Zeit (MEZ) oder UTC +2 der Mitteleuropäischen Sommerzeit (MESZ) wie auch der Osteuropäischen Zeit. Die Zonenzeiten werden dann relativ zur allgemein gültigen koordinierten Weltzeit angegeben,zum Beispiel als UTC + 1 h (= Mitteleuropäische Zeit MEZ) oder UTC − 3:30 h (Neufundland Standard Time). UTC ist heute die Zeitskala für 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 für Zero (= Null). Daher spricht man auch von Z-Zeit oder Zulu-Zeit (gemäß dem im ICAO-Alphabet dem Buchstaben Z zugeordneten Wort Zulu). Z steht für 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 Navigationsgeräten, werden immer mit UTC, niemals mit Z gekennzeichnet.

In manchen Staaten wird zusätzlich etwa halbjährlich zwischen normaler Zonenzeit (Normalzeit, engl.: Standard Time) und Sommerzeit (engl.: DST, Daylight Saving Time) gewechselt. Durch die Anwendung der Sommerzeit können in einer Zeitzone zwei Zonenzeiten vorkommen: Normal- (Winter-) und Sommerzeit. Beide Zonenzeiten können in einer Zeitzone auch gleichzeitig angewendet sein, weil die betroffenen Staaten nicht gleiche Umschalttermine wählen. Aus einer Zeitangabe in UTC ergibt sich die entsprechende, in Deutschland, Österreich und anderen mitteleuropäischen Staaten geltende Mitteleuropäische Zeit (MEZ), indem man 1 Stunde, und die im Sommer vom 01.04 bis 30.09. geltende Mitteleuropäische Sommerzeit (MESZ), indem man 2 Stunden addiert.

Die Standardzeit in Deutschland, Polen, Österreich, der Schweiz und Italien ist die mitteleuropäische Zeit (MEZ), die gleich der UTC plus einer Stunde ist. Das Militär bezeichnet diese auch als Alfa-Zeit (A). Während der Sommerzeit gilt die mitteleuropäische 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 (örtliche Zonenzeit) für 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 großer Ost-West-Ausdehnung) gewählt. Eine tatsächliche Zeitzone ist somit die Summe aus allen Staaten oder Staatenteilen mit gleicher gewählter 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 für 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 muß er nicht eine, sondern zwei Stunden hinzurechnen.

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

 

Dämmerung

Der Übergang vom hellen Tag zur finsteren Nacht sowie umgekehrt dauert in der Regel mehrere Stunden an. Diese Übergangszeit zwischen Tag und Nacht ist die "Dämmerung" (Morgen- bzw. Abenddämmerung). Rein physikalisch beschreibt der Begriff der Dämmerung also den Zeitraum, in dem die Sonne unter dem Horizont steht, ihr von der Atmosphäre gestreutes Restlicht jedoch noch am Himmel sichtbar ist. Insbesondere Staub-, Gas- und Eisaerosole in der Atmosphäre, z.B. Vulkanasche, können die "Dämmerung" dabei enorm verstärken und für wunderschöne Farbspiele sorgen. Die von William Turner nach 1816 gemalten Sonnenuntergangsbilder dürften realiter zumindest auch von den seinerzeit beobachtbaren intensivfarbigen Sonnenuntergängen, welche vom global verbreiteten Staub als Folge des 1815 im Pazifik ausgebrochenen Vulkans Tambora zurückzuführen sein und können dafür als Beispiel angeführt werden.

Ausgangspunkt für die Dämmerung ist der Sonnenuntergang, der in Mitteleuropa etwa 3 - 4 Minuten vom ersten Kontakt der Sonnenscheibe mit dem Horizont bis zu ihrem vollständigen Verschwinden dauert. 

Es werden 3 Phasen der Dämmerung unterschieden:

  • Die bürgerliche Dämmerung beginnt unmittelbar nach Sonnenuntergang. Während dieser Phase nimmt die Helligkeit kontinuierlich ab, bis die ersten hellen Sterne oder Planeten wie z.B. der Abendstern Venus sichtbar werden. Dies geschieht, wenn die Sonne etwa 6 ° unter dem Horizont steht. Während der bürgerlichen Dämmerung kann man im Freien noch bequem Zeitung lesen.
  • Danach kommt die nautische Dämmerung, an deren Ende am Himmel auch kleinere Sterne und die Umrisse der ersten Sternbilder zu erkennen sind. Weil die restlichen gestreuten Sonnenstrahlen nicht mehr ausreichend Helligkeit spenden, wird für die meisten Aktivitäten nun zusätzlich künstliches Licht benötigt. Die nautische Dämmerung endet, wenn die Sonne 12 ° unter den Horizont sinkt.
  • Die astronomische Dämmerung schließt sich daran an. Das Sonnenlicht erreicht nun auch die höheren Luftschichten nicht mehr, weshalb der Himmel richtig dunkel erscheint. Sie endet, wenn die Sonne 18 ° unter dem Horizont steht. Anschließend beginnt die Nacht.

Erst nach Ende der astronomischen Dämmerung kann man alle Sterne, die mit bloßem Auge zu sehen sind, auch tatsächlich sehen. Es ist dann also wirklich dunkel, weil die Lichtbrechung an der Atmosphäre dann zu keiner Aufhellung mehr führt. Übrigens: Mit bloßem Auge kann man unter guten Bedingungen ca. 6000 Sterne sehen. Da die Hälfte der Sterne oberhalb, die andere Hälfte der Sterne aber unterhalb des Horizonts und damit außerhalb der Blickweite steht, kann man auf die Frage seiner Kinder: "Weißt du, wie viel Sternlein stehen..." ruhig antworten: Etwa 3000.

Die Dauer der Dämmerung hängt davon ab, auf welchem Breitengrad der Erde man sich befindet. Je größer der Abstand zum Äquator, desto länger dauert die Dämmerung. Weil die Sonnenbahn am Äquator am Abend sehr steil absinkt, verschwindet die Sonne rasch unter den Horizont. Je näher man jedoch den Erdpolen kommt, umso ausgeprägter wird der Dämmerungsverlauf zu bestimmten Jahreszeiten. Allen Reisenden, die in die Nähe des Äquators kommen, fällt auf, wie kurz die Dämmerung am Äquator dauert.
Beispiel: Um das Ende der bürgerlichen Dämmerung zu erreichen, muss die Sonne 6° unter den Horizont sinken. Die dafür benötigte Zeit ist 6 . 4 Minuten = 24 Minuten.

In mittleren geographischen Breiten, wie z.B. in Baden-Württemberg, dauert die Dämmerung demgegenüber schon deutlich länger als am Äquator. Die Sonne sinkt hier nämlich schräg unter den Horizont, sie hat also einen längeren Weg, weshalb es länger dauert, bis das Ende der bürgerlichen Dämmerung erreicht ist.

In höheren geographischen Breiten wie dem Norden Deutschlands geht die Sonne zur Zeit des astronomischen Sommerbeginns, also zur Sommersonnenwende, relativ spät unter, so daß man selbst um 23 Uhr noch ohne künstliches Licht bequem im Biergarten sitzen kann. Selbst um Mitternacht wird es nicht mehr richtig dunkel. Am Nordhorizont kann man dann immer noch einen Rest Dämmerung erkennen. Die Sonne sinkt zu der Zeit dort dann nachts nicht mehr als 18 ° unter den Horizont, weshalb die abendliche astronomische Dämmerung nicht mehr beendet wird, sondern nahtlos in die morgendliche astronomische Dämmerung übergeht. Dieses Phänomen ist als Mitternachtsdämmerung bekannt. 

Am Morgen verlaufen die 3 Phasen der Dämmerung in der umgekehrten Reihenfolge, bis die Sonne schließlich am Horizont aufgeht.

  • Mit Einführung von SERA.2010 wurde in der Fliegerei zum 10.12.2015 eine neue Nacht-Definition eingeführt. Seither benötigen Piloten in Deutschland zur Streckenplanung die Dämmerungszeiten anstelle der früher gängigen Zeiten von von Sonnenauf- und Untergang. Nach Art. 2 SERA.2010 wird die Nacht wie folgt definiert: Die Stunden zwischen dem Ende der bürgerlichen Abenddämmerung und dem Beginn der bürgerlichen Morgendämmerung. Die bürgerliche Dämmerung endet am Abend und beginnt am Morgen, wenn sich die Mitte der Sonnenscheibe 6 ° unter dem Horizont befindet.

 

 

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 ändert sich der Winkel der auf die Erdoberfläche treffenden Sonnenstrahlung auf den Erdhalbkugeln in den unterschiedlichen Breiten. Außerdem werden zu unterschiedlichen Stadien des Umlaufs unterschiedliche Teile der Erde unterschiedlich stark bestrahlt. Dies führt zu den das Klima der Erde weitgehend prägenden Jahreszeiten.

Die Richtung der Achsneigung fällt für die Nordhalbkugel derzeit in die ekliptikale Länge 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 später ihr Aphel durchläuft, fällt 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 Einfluß.

Mehr dazu steht im Kapitel Strahlungshaushalt.

Erdneigung

Die Neigung der Erdachse

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Oberfläche

Die Erde ist der einzige bekannte Planet in unserem Sonnensystem, von dem aktive Vulkane bekannt sind. Die Temperatur im Erdinnern beträgt etwa 4.000 °C. Um einen flüssigen Kern aus Eisen und Nickel liegt ein Silikatmantel. Darüber bildet ein 10 bis 30 km dicker Gesteinsmantel die Erdkruste. Die Erdoberfläche ist sehr jung. Erosion und tektonische Prozesse haben in der Vergangenheit einen Großteil der Erdoberfläche zerstört und wieder erschaffen und dabei fast alle Spuren der frühen geologischen Oberflächengeschichte, wie z.B. Einschlagskrater vom Meteoriten oder ganze Gebirge, eleminiert. Die Spuren der Frühgeschichte der Erde wurden so weitgehend ausgelöscht. Die Erde ist zwar schon vor 4,5 bis 4,6 Milliarden Jahren entstanden, die ältesten bekannten Felsen sind aber nur ca. 4 Milliarden Jahre alt. Die ältesten Fossilien lebender Organismen sind dagegen jünger als 3,9 Milliarden Jahre. Deshalb gibt es keine Spuren des Zeitraums, in dem das Leben auf der Erde entstand.

71 % der Erdoberfläche sind mit Wasser bedeckt. Die Erde ist auch der einzige Planet, an dessen Oberfläche Wasser in flüssiger Form vorkommt. Flüssiges Wasser ist die Voraussetzung für Leben wie wir es kennen. Die Wärmespeicherfähigkeit der Ozeane ist für die Stabilisierung der Erdtemperatur von besonderer Bedeutung. Flüssiges Wasser ist verantwortlich für die Erosion der Erdoberfläche, aber auch für die Wetterentstehung über den Kontinenten der Erde, ein Prozeß, der im heutigen Sonnensystem einzigartig ist.

Mehr hierzu steht im Kapitel Wasser.

 

Atmosphäre

Unser blauer Planet

 

 

 

 

 

 

Unser blauer Planet vergrößern

Die Zusammensetzung der frühen Erdatmosphäre, nicht die Dichte, war mit der des Mars heute vergleichbar: Sie enthielt kaum Sauerstoff, aber einen großen Anteil Kohlendioxid (CO2). Dieses sorgte auf der Erde für eine Aufheizung, was zur Freisetzung von Wasserstoff und Sauerstoff führte. Diese reagierten miteinander und erzeugten so die Wassermassen, die heute 2/3 der Erde bedecken. Im flüssigen Wassers bildeten sich über lange Zeiträume in einer komplizierten Entwicklung die ersten Mikroorganismen. Schließlich begannen die ersten Lebensformen das in der Atmosphäre vorhandene CO2 in Sauerstoff umzuwandeln. Das Kohlendioxid wurde seitdem fast vollständig in karbonate Felsen eingebunden und zu einem geringeren Teil in den Ozeanen gelöst oder von Pflanzen verbraucht. Die Plattentektonik und biologische Prozesse bewirken heute einen kontinuierlichen Fluß von Kohlendioxid in diese verschiedenen „CO2-Senken“ und wieder zurück. Das Kohlendioxid in der Atmosphäre ist zusammen mit anderen Faktoren, wie vor allem Wasserdampf, für die Erhaltung der Oberflächentemperatur der Erde verantwortlich. Dadurch wird die durchschnittliche Oberflächentemperatur um ungefähr 35 °C über das Maß, das sich ohne diesen Effekt einstellen würde, hinaus angehoben, nämlich von frostigen –21 °C auf angenehme +15 °C. Auf der Erdoberfläche herrschen Temperaturen von -60 °C bis +50 °C. Ohne Atmosphäre wären die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht noch größer.

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

Die Atmosphäre der Erde besteht aus mehreren Schichten. Sie hat eine Mächtigkeit von ca. 700 km. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels beträgt 1.013 hPa. Die Atmosphäre schützt die Erde vor den Strahlen des Kosmos und der Sonne, dabei werden von ihr  2/5 der Strahlen zurück in das Weltall reflektiert. Während der Nacht wird von der Erdatmosphäre die am Tage gesammelte Wärme gespeichert. Bei der Betrachtung der Erde aus dem Weltall erscheint die Erde blau gefärbt, daher auch die Bezeichnung der „Blaue Planet“. Die Erdatmosphäre streut den kurzwelligen blauen Spektralanteil des Sonnenlichts etwa fünfmal stärker als den langwelligen roten. Das hat bei hohem Sonnenstand die Blaufärbung des Himmels zur Folge. Zugleich wird rotes Licht vom Wasser der Ozeane stärker absorbiert, weshalb sie vom Weltall aus gesehen blau erscheinen.

Mehr dazu steht im Kapitel Atmosphäre.

 

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 ("Äquinoktien") und Sonnenwenden ("Solstitien") festgelegt werden. Der Grund für das jährliche Wechselspiel der Jahreszeiten findet sich in den Bahneigenschaften der Erde, d.h. in der himmelsmechanisch bedingten Neigung der rotierenden Erdachse und damit der Erdbahnebene gegenüber dem (Himmels-)Äquator. Die Erdachse - eine (gedachte) Linie, um welche die Erde ihre Eigenrotation vollführt - steht nämlich 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: Frühling, Sommer, Herbst und Winter. Auf der Nord- und Südhalbkugel der Erde herrschen jeweils die entgegengesetzten Jahreszeiten - ist z.B. im Süden Sommer, herrscht auf der Nordhalbkugel Winter, und umgekehrt.

Jahreszeiten

Die Länge der Jahreszeiten beträgt aber wegen der unterschiedlichen Bahngeschwindigkeit der Erde nicht genau ein Vierteljahr, sonder variiert geringfügig. Der Frühling 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)

Während die Erde im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne läuft, bleibt die Stellung der Erdachse konstant in ihrer Neigung. Deswegen verändern sich die Strahlungsverhältnisse auf der Nord- und Südhalbkugel unseres Planeten im Laufe des Jahres kontinuierlich. Dies hat zur Folge, daß der Zenitstand der Sonne zwischen dem nördlichen und südlichen Wendekreis hin- und herwandert (daher auch der Name Wendekreis).

Diese scheinbare Sonnenwanderung wird im Kapitel Wendekreise näher beschrieben.

Wie schon ausgeführt, ist die Schiefe der Ekliptik neben dem Abstand der Erde zur Sonne für die solare Einstrahlung und damit den Energiegewinn der Erdoberfläche im Jahresverlauf maßgebend und verursacht auch die vor allem in mittleren und hohen geographischen Breiten sich stärker ausprägenden Jahreszeiten. Die Sonne beschreibt daher an jedem neuen Tag einen leicht veränderten Bogen am Himmel - der sog. Tagbogen, also die gedachte Linie am Himmel, die die Sonne auf ihrem täglichen Weg von Auf- bis Untergang zurücklegt. Dieser Bogen fällt bei uns im Herbst und Winter recht klein und flach aus, im Frühling und Sommer ist dieser allerdings viel länger und ragt zunehmend höher über den Horizont. Dadurch verändert sich die Einstrahlungsdauer und -intensität als auch der Winkel, unter dem das Sonnenlicht in den verschiedenen Breiten der Erde auf die Erdoberfläche trifft. So ist z.B. bei uns im Frühling und Sommer die Sonnenscheindauer länger als im Herbst bzw. Winter und die Sonnenstrahlung trifft auch viel steiler auf die Erdoberfläche (Weinbergeffekt). Daher erfährt die Erdoberfläche einen viel höheren Energieeintrag, was wiederum zu einer Erwärmung der entsprechenden Erdhalbkugel in diesem Zeitraum führt.

Mit den Jahreszeiten verändert 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 Äquator 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 Frühlingstagundnachtgleiche am 21./22. März, d.h. die Sonne wandert in der Zeit auf der Ekliptik bis zur Frühlingstagundnachtgleiche nordwärts. Die Tagbögen der Sonne zwischen ihrem Auf- und Untergang sowie die Tageslängen nehmen wieder zu, die Mittagshöhe der Sonne über dem Horizont steigt und der Einfallswinkel der Sonnenstrahlung wird wieder größer. Trotzdem wird es bei uns in Mitteleuropa im Mittel zunächst noch kälter, weshalb der Januar in Deutschland für gewöhnlich auch der kälteste Monat des Jahres ist. Das liegt an der sog. thermischen Trägheit des Klimasystems (Erdoberfläche und Atmosphäre): Die mittleren und hohen geographischen Breiten können zu der Zeit noch nicht von der zunehmenden Sonnenstrahlung profitieren, da dieser Energiegewinn vom Energieverlust infolge der Ausstrahlung weiterhin deutlich übertroffen wird. Daher dauert der Widerstreit zwischen subtropischen und polaren Luftmassen bis zum Frühjahr an und beschert uns, je nachdem welche Luftmasse dabei auf längere Zeit obsiegt, einen milden oder strengen Winter.

Weil nach der Wintersonnenwende die Tage wieder länger werden, war diese spätestens seit der Steinzeit in vielen alten Kulturen ein wichtiges Fest, das mitunter auch vor oder nach der tatsächlichen Sonnenwende begangen wurde. So feierten die alten Germanen dann ihr "Julfest", während im antiken Rom der 25. Dezember einer der höchsten 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 für das christliche Weihnachtsfest übernommen.

Der Sonnenhöchststand wird Zeit der Sommersonnenwende erreicht, der kalendarische Sommeranfang. Die wärmsten Monate treten wegen der thermischen Trägheit der Erdatmosphäre allerdings erstmit einer Verzögerung von 1 bis 2 Monaten auf - tatsächlich nimmt daher im Sommer die Sonnenscheindauer von Tag zu Tag bereits wieder ab.

Die extremsten Auswirkungen der Jahreszeiten trifft man in höheren geografischen Breiten jenseits des nördlichen bzw. südlichen Polarkreises an. Dort tritt das Phänomen des Polartags bzw. der Polarnacht auf, d.h. die polaren Gebiete werden im halbjährlichen 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 Einfluß. Tatsächlich befindet sich die Erde Anfang Januar, also kurz nach Winteranfang auf der Nordhalbkugel, rund 5.000.000 km näher an der Sonne als im Sommer.

Kalendarisch werden den Jahreszeiten jeweils 3 Kalendermonate zugeordnet:

  • Frühling: März - 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 für statistische Zwecke bequemer ist, bilden meteorologisch die Monate Dezember, Januar und Februar den Winter, März, April und Mai den Frühling, 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

Tageslänge

Sonneneinfallswinkel und Tageslänge
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 Äquator treffen die Stahlen mittags meist senkrecht auf den Erdboden, während an den Polen die Sonne schräg oder gar während der Polarnacht unter dem Horizont steht (siehe Abbildung links).

Mit den Jahreszeiten verändert 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 erwärmen also die Erde am Äquator viel stärker als an den Polen. Aufgrund der einstrahlungsbedingten Temperaturunterschiede entstehen immer wiederkehrende klimatische Verhältnisse, wie z.B. Winter und Sommer, eine gewisse Niederschlagsmenge im Sommer, oder eine gewisse mittlere Lufttemperatur.

Die verschiedenen klimatischen Verhältnisse, die regelmäßig in bestimmten Gebieten auftreten, werden in Klimazonen zusammengefaßt und beschrieben. Klimazonen sind großräumige Gebiete der Erde, in denen das Klima gleichartig oder relativ einheitlich ist, die sog. Klimagürtel der Erde. Sie können nach den Strahlungsverhältnissen, nach thermischen oder nach den Auswirkungen des Klimas, z.B. auf die Vegetation, festgelegt werden. Dadurch wird wiederum die Luft unterschiedlich erwärmt. Warme Luft steigt wegen ihrer geringeren Dichte auf und kühlt in der Höhe wieder ab. Die so entstehende Luftzirkulation bewirkt einen Ausgleich dieser Temperaturunterschiede durch Luftbewegung, Wind. Dies führt letztlich zu unterschiedlichen klimatischen Verhältnissen in den verschiedenen Breiten.

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

Vereinfacht ergeben sich 4 große Klimazonen:

  • Polarzone von 60° – 90°

  • Unter den Polargebieten versteht man zum einen die Region innerhalb des nördlichen Polarkreises (60 °N), die Arktis, sowie die Region innerhalb des südlichen Polarkreises (60 °S) mit dem Kontinent der Antarktis auf der Südhalbkugel der Erde. Die Polargebiete der Erde sind Kältewüsten. Die Temperaturen liegen das ganze Jahr unter oder nur knapp über der Nullgradgrenze. Die Niederschläge sind gering. Die solare Einstrahlung ist stark reduziert - im Durchschnitt 40 % weniger als am Äquator, da hier die Sonnenstrahlen meist nur sehr flach einfallen. Durch die Änderung des Winkels der Erde zur Sonne schwanken die Tageslängen hier am meisten. Im Sommer kommt es zum Polartag, im Winter zur Polarnacht. Pflanzenwachstum (Vegetation) ist hier nur noch während weniger Monate im Jahr und auch dann teilweise nur spärlich möglich. Die Bedingungen für 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

  • Gemäßigte Zone von 40° – 60°

  • Die gemäßigte Klimazone erstreckt sich vom Polarkreis bis zum 40. Breitengrad. Die gemäßigte Zone weist große Unterschiede zwischen den Jahreszeiten auf, die mit Annäherung an den Äquator jedoch abnehmen bzw. in den Wechsel von Trocken- und Regenzeit übergehen. Ein wesentliches Merkmal sind die Unterschiede zwischen Tag und Nacht, die je nach Jahreszeit stark variieren. Die Tageslänge schwankt dabei zwischen 8 und 16 Stunden. In der gemäßigten Zone fallen die Sonnenstrahlen flacher ein, weshalb es hier verglichen mit den Subtropen im Durchschnitt deutlich kühler ist. Die Mittelbreiten liegen in der Westwindzone. Das Klima ist deshalb geprägt durch weniger häufige Extreme, eine gleichmäßige Verteilung der Niederschläge über das Jahr hinweg mit einer langen Vegetationsperiode - daher der Name "gemäßigt". Mit Werten um 800 mm hat die gemäßigte Zone die zweithöchste Niederschlagsmenge nach den Tropen. Gleichzeitig ist die Witterung aber sehr unbeständig. Die Vegetation wird durch Nadel-, Misch- und Laubwälder geprägt, wobei die Nadelwälder nach Süden 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 mäßige Winterwärme auf. Sie erhalten ganzjährig eine hohe Einstrahlung, besonders aber im Sommer, da die Sonne dann gegen Mittag fast senkrecht zur Erdoberfläche steht . Aufgrund der besonderen Zirkulationsverhältnisse in der Atmosphäre bekommen diese Gebiete zugleich nur wenig Feuchte zugeführt (siehe Passatwinde). Dadurch ist die Bewölkung relativ gering, was die hohe Einstrahlung begünstigt. Deshalb sind in dieser Zone auch die meisten Wüsten der Erde anzutreffen. Im Winter nimmt die Strahlung in diesen Gebieten deutlich ab und es kann zeitweise sehr kühl und feucht werden. Die Vegetation reicht von besonderer Artenvielfalt, z.B. im Mittelmeerraum, über trockenen Savannen bis hin zur kargen oder auch völlig fehlenden Vegetation in Wüsten wie der Sahara.

  • Tropen von 0° – 23,5° (Wendekreise)

  • Die Tropen liegen zwischen dem Äquator und den Wendekreisen. Die Sonnenstrahlen treffen am Mittag fast ganzjährig nahezu senkrecht auf die Erde, so daß es in diesen Gebieten sehr warm ist. In den Tropen sind Tag und Nacht immer ungefähr gleich lang (zwischen 10,5 und 13,5 Stunden). Durch die hohen Temperaturen verdunsten große Mengen Wasser, weshalb die Luftfeuchte sehr hoch ist. Das führt im Tagesgang zu häufiger und dichter Bewölkung, welche durch die starke Verdunstung entsteht. Die Einstrahlung der Sonnenstrahlen wird dadurch abgeschwächt. Es herrscht somit ein Tageszeitenklima: die täglichen Temperaturschwankungen sind größer als die jährlichen. Niederschlagsbestimmendes Phänomen der Tropen ist die Passatzirkulation und deren jahreszeitliche Verschiebung. Die Passatzirkulation bewirkt rund um äquatoriale  Konvergenzzone den ständigen so genannten Zenitalniederschlag. Die Konvergenzzone kann fast stillstehen – im Pazifik und Atlantik – oder sich im Jahresverlauf zyklisch einmal über 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, örtlich auflandig und verursachen dann ebenfalls Niederschläge. Klimatische Jahreszeiten gibt es nur in den wechselfeuchten Tropen, so daß sich lediglich Trocken- und Regenzeit unterscheiden lassen. Typisch für die wechselfeuchten Tropen sind die Feuchtsavannen, die sich nördlich und südlich der großen Regenwälder befinden. Sie zeichnen sich durch ihre weiten Grasländer aus. Beispiele sind die afrikanische Savanne und der Pantanal in Südbrasilien und Paraguay. Für die immerfeuchten Tropen, die sich rund um den Äquator befinden, sind die großen, sehr artenreichen Regenwälder, 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 Erdoberfläche bzw. Atmosphäre bestimmt, also durch den Strahlungshaushalt der Erde. Die restlichen Beiträge 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 Zerfälle erzeugte geothermische Energiebeitrag aus, ca. 0,007 % stammen aus der menschlichen Nutzung fossiler und nuklearer Energieträger und ca. 0,002 % verursacht die Gezeitenreibung.

Die Albedo der Erde beträgt im Mittel 0,367, wobei ein wesentlicher Anteil auf die Wolken der Erdatmosphäre zurückzuführen ist. Dies führt zu einer globalen effektiven Temperatur von 246 K (−27 °C). Die Durchschnittstemperatur am Boden liegt jedoch durch einen starken atmosphärischen Treibhauseffekt bei etwa 288 K (15 °C), wobei das Treibhausgas Wasserdampf den Hauptbeitrag liefern.

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

 

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Diese Seite wurde zuletzt aktualisiert am: 03.02.2021