Erde

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Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen sind unter Erde (Begriffsklärung) aufgeführt.
Erde  Earth symbol alternate.svg
The Earth seen from Apollo 17.jpg
Die Erde, aufgenommen von Apollo 17 am 7. Dezember 1972
Eigenschaften des Orbits[1]
Große Halbachse AE
(149,6 Mio. km)
Perihel – Aphel 0,983 – 1,017 AE
Exzentrizität 0,0167
Neigung der Bahnebene 0°
Siderische Umlaufzeit 365,256 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 29,78 km/s
Physikalische Eigenschaften[1]
Äquator- – Poldurchmesser* 12.756,32 – 12.713,55[2] km
Masse 5,974 · 1024 kg
Mittlere Dichte 5,515 g/cm3
Fallbeschleunigung* 9,80665 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 11,186 km/s
Rotationsperiode 23 h 56 min 4,1 s
Neigung der Rotationsachse 23,44°
Geometrische Albedo 0,367
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck* 1,014[1] bar
Temperatur*
Min. – Mittel – Max.
184 K (−89 °C)
288 K (+15 °C)
331 K (+58 °C)
Hauptbestandteile
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Monde Mond
Solar system scale-2.jpg
Größenvergleich zwischen Ausschnitt der Sonne, Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun (von links nach rechts, maßstabsgerechte Fotomontage der Größen, jedoch nicht der Abstände)

Die Erde ist der dichteste, fünftgrößte und der Sonne drittnächste Planet des Sonnensystems. Ihr Durchmesser beträgt über 12.700 Kilometer und ihr Alter etwa 4,6 Milliarden Jahre. Sie ist Heimat aller bekannten Lebewesen. Nach der vorherrschenden chemischen Beschaffenheit der Erde wird der Begriff der erdartigen (terrestrischen) oder auch erdähnlichen Planeten definiert. Das astronomische Symbol der Erde ist oder \oplus [3] (Radkreuz).

Umlaufbahn

Hauptartikel: Erdbahn

Gemäß dem ersten keplerschen Gesetz bewegt sich die Erde um die Sonne auf einer elliptischen Bahn, die Sonne befindet sich in einem der Brennpunkte der Ellipse. 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. Ursprünglich wurde dieser Abstand der Definition der Astronomischen Einheit (AE) zugrunde gelegt, die als astronomische Längeneinheit hauptsächlich für Entfernungsangaben innerhalb des Sonnensystems verwendet wird.

Das Perihel liegt bei 0,983 AE (147,1 Mio. km) und das Aphel bei 1,017 AE (152,1 Mio. km). Die Exzentrizität der Ellipse beträgt also 0,0167. 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, das die Basis für das bürgerliche Jahr der Kalenderrechnung bildet. Die Bahngeschwindigkeit beträgt im Mittel 29,78 km/s, im Perihel 30,29 km/s und im Aphel 29,29 km/s; somit legt der Planet eine Strecke von der Größe seines Durchmessers in gut sieben Minuten zurück.

Zur inneren Nachbarbahn der Venus hat die Erdbahn einen mittleren Abstand von 0,28 AE (41,44 Mio. km) und bis zur äußeren Nachbarbahn des Mars sind es im Mittel 0,52 AE (78,32 Mio. km). Auf der Erdbahn befinden sich mehrere koorbitale Objekte, siehe dazu unter Erdbahn.

Der Umlaufsinn der Erde ist rechtläufig, das heißt, dass sie sich entsprechend der Regel der Drehrichtung im Sonnensystem vom Nordpol der Erdbahnebene aus gesehen dem Uhrzeigersinn entgegengesetzt um die Sonne bewegt.

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.

Rotation

Siderischer Tag (1–2) und Sonnentag (1–3)
Hauptartikel: Erdrotation

Die Erde rotiert rechtläufig – in Richtung Osten – in 23 Stunden, 56 Minuten und 4,09 Sekunden relativ zu den Fixsternen ein Mal um ihre eigene Achse. Analog zum siderischen Jahr wird diese Zeitspanne als ein siderischer Tag bezeichnet. 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, der als die Zeitspanne zwischen zwei Sonnenhöchstständen (Mittag) definiert ist, etwas größer als ein siderischer Tag und wird nach Definition in 24 Stunden eingeteilt. Die Geschwindigkeit der Kreisbewegung des Erdäquators beträgt 464 m/s, also 1670 km/h.

Durch die Geschwindigkeit der Erdrotation und die dadurch bedingte Fliehkraft ist die Figur der Erde an den Polen geringfügig abgeplattet und dafür gegen ihren Äquator zu einem sogenannten Äquatorwulst verformt. Gegenüber einer volumengleichen Kugel ist der Erdradius am Äquator 7 Kilometer größer und der Polradius 14 Kilometer kleiner. Der Durchmesser am Äquator ist 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.

Die Rotationsachse der Erde ist 23°26' gegen die senkrechte Achse der Ekliptik geneigt, dadurch werden die Nord- und die Südhalbkugel der Erde an verschiedenen Punkten ihrer Umlaufbahn um die Sonne unterschiedlich beschienen, was zu den das Klima der Erde prägenden Jahreszeiten führt. 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.

Präzession und Nutation

Präzessionsbewegung der Erdachse
Zusammenstellung von Satellitenaufnahmen der Erde, die 2012 aufgenommen wurden. (in HD)

Die Gezeitenkräfte des Mondes und der Sonne bewirken am Äquatorwulst der Erde ein Drehmoment, das die Erdachse aufzurichten versucht und zu einer Kreiselbewegung der Rotationsachse führt. Ein vollständiger Kegelumlauf dieser lunisolaren Präzession dauert etwa 25.700 bis 25.800 Jahre. Mit diesem Zyklus der Präzession verschieben sich die Jahreszeiten. Der Mond verursacht durch die Präzessionsbewegung seiner eigenen Umlaufbahn mit einer Periode von 18,6 Jahren eine zusätzliche „nickende“ Bewegung der Erdachse, die als Nutation bezeichnet wird. Der Einfluss des Mondes bewirkt zugleich eine Stabilisierung der Erdachsenneigung, die ohne ihn durch die Anziehungskraft der Planeten bis zu einer Schräglage von 85° taumeln würde.[4] Für Einzelheiten siehe den Abschnitt Mond.

Rotationsdauer und Gezeitenkräfte

Die Gravitation von Mond und Sonne verursacht auf der Erde die Gezeiten. Der Anteil der Sonne ist dabei etwa halb so groß wie der des Mondes. Damit verbunden ist die Gezeitenreibung von Ebbe und Flut der Meere. Diese bremst die Erdrotation und verlängert dadurch gegenwärtig die Tage um etwa 20 Mikrosekunden pro Jahr. Die Gezeiten wirken sich auch auf die Landmassen aus, die sich um etwa einen halben Meter heben und senken. Die Rotationsenergie der Erde wird dabei in Wärme umgewandelt. Der Drehimpuls wird auf den Mond übertragen, der sich dadurch um etwa vier Zentimeter pro Jahr von der Erde entfernt. Dieser schon lange vermutete Effekt ist seit etwa 1995 durch Laserdistanzmessungen abgesichert. Extrapoliert man diese Abbremsung in die Zukunft, wird auch die Erde einmal dem Mond immer dieselbe Seite zuwenden, wobei ein Tag auf der Erde dann etwa siebenundvierzig Mal so lang wäre wie heute. Damit unterliegt die Erde demselben Effekt, der in der Vergangenheit schon zur gebundenen Rotation (Korotation) des Mondes geführt hat.

Für Details siehe: Langfristige Änderungen der Erdrotation und Moderne Gezeitentheorie

Abstandsverhältnis der Erde zur Sonne und zu den unteren Planeten:

Abstandverhältnis Erde/Mond, Venus, Merkur, Sonne mit Bereichen der Umlaufbahnen. Entfernungen und Größe der Sonne sind hierbei maßstabsgetreu, Planeten müssten unter 0,06 Pixel groß sein.

Aufbau

Innerer Aufbau

Hauptartikel: Innerer Aufbau der Erde und Erdfigur

Die massenanteilige Zusammensetzung der Erde besteht hauptsächlich aus Eisen (32,1 %), Sauerstoff (30,1 %), Silizium (15,1 %), Magnesium (13,9 %), Schwefel (2,9 %), Nickel (1,8 %), Calcium (1,5 %) und Aluminium (1,4 %). Die restlichen 1,2 % teilen sich Spuren von anderen Elementen.

Nach seismischen Messungen ist die Erde hauptsächlich aus drei Schalen aufgebaut: aus dem Erdkern, dem Erdmantel und der Erdkruste. Diese Schalen sind durch seismische Diskontinuitätsflächen (Unstetigkeitsflächen) voneinander abgegrenzt. Die Erdkruste und der oberste Teil des oberen Mantels bilden zusammen die sogenannte Lithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick und zergliedert sich in große und kleinere tektonische Einheiten, die Platten.

Ein dreidimensionales Modell der Erde wird, wie alle verkleinerten Nachbildungen von Weltkörpern, Globus genannt.

Oberfläche

Gesamtfläche
der Erde
510.000.000 km2 100 %
Wasserfläche 360.570.000 km2 70,7 %
Landfläche 149.430.000 km2 29,3 %
Landwirtschaftlich
genutzte Fläche 2009[5]
48.827.330 km2 9,6 %
Waldfläche 2010[6] 40.204.320 km2 7,9 %
Hauptartikel: Erdoberfläche

Der Äquatorumfang ist durch die Zentrifugalkraft der Rotation mit 40.075,017 km um 67,154 km bzw. um 0,17 % größer als der Polumfang mit 40.007,863 km (bezogen auf das geodätische Referenzellipsoid von 1980). Der Poldurchmesser ist mit 12.713,504 km dementsprechend um 42,816 km bzw. um 0,34 % kleiner als der Äquatordurchmesser mit 12.756,320 km (bezogen auf das Referenzellipsoid; die tatsächlichen Zahlen weichen davon ab). Die Unterschiede im Umfang tragen mit dazu bei, dass es keinen eindeutig höchsten Berg auf der Erde gibt. Nach der Höhe über dem Meeresspiegel ist es der Mount Everest im Himalaya und nach dem Abstand des Gipfels vom Erdmittelpunkt der auf dem Äquatorwulst stehende Vulkanberg Chimborazo in den Anden. Von der jeweils eigenen Basis an gemessen ist der Mauna Kea auf der vom pazifischen Meeresboden aufragenden großen vulkanischen Hawaii-Insel am höchsten.

Wie die meisten festen Planeten und fast alle größeren Monde, zum Beispiel der Erdmond, weist auch die Erde eine deutliche Zweiteilung ihrer Oberfläche in unterschiedlich ausgeprägte Halbkugeln auf. Die Oberfläche von ca. 510 Mio. km² unterteilt sich in eine Landhemisphäre und eine Wasserhemisphäre. Die Landhalbkugel ist die Hemisphäre mit dem maximalen Anteil an Land. Er beträgt mit 47 % knapp die Hälfte der sichtbaren Fläche. Die Fläche der gegenüberliegenden Wasserhalbkugel enthält nur 11 % Land und wird durch Ozeane dominiert.

Damit ist die Erde der einzige Planet im Sonnensystem, auf dem flüssiges Wasser auf der Oberfläche existiert. In den Meeren sind 96,5 % des gesamten Wassers des Planeten enthalten. Das Meerwasser enthält im Durchschnitt 3,5 % Salz.

Die Wasserfläche hat in der gegenwärtigen geologischen Epoche einen Gesamtanteil von 70,7 %. Die von der Landfläche umfassten 29,3 % entfallen hauptsächlich auf sieben Kontinente; der Größe nach: Asien, Afrika, Nordamerika, Südamerika, Antarktika, Europa und Australien (Europa ist als große westliche Halbinsel Asiens im Rahmen der Plattentektonik allerdings wahrscheinlich nie eine selbstständige Einheit gewesen). Die kategorische Grenzziehung zwischen Australien als kleinstem Erdteil und Grönland als größter Insel wurde nur rein konventionell festgelegt. Die Fläche des Weltmeeres wird im Allgemeinen in drei Ozeane einschließlich der Nebenmeere unterteilt: den Pazifik, den Atlantik und den Indik. Die tiefste Stelle, das Witjastief 1 im Marianengraben, liegt 11.034 m unter dem Meeresspiegel. Die durchschnittliche Meerestiefe beträgt 3.800 m. Das ist etwa das Fünffache der bei 800 m liegenden mittleren Höhe der Kontinente (s. hypsografische Kurve).

Plattentektonik

Hauptartikel: Plattentektonik

Die größten Platten entsprechen in ihrer Anzahl und Ordnung etwa jener der von ihnen getragenen Kontinente, mit Ausnahme der pazifischen Platte. Alle diese Schollen bewegen sich gemäß der Plattentektonik relativ zueinander auf den teils aufgeschmolzenen, zähflüssigen Gesteinen des oberen Mantels, der 100 bis 150 km mächtigen Asthenosphäre.

Magnetisches Feld

Hauptartikel: Erdmagnetfeld

Das die Erde umgebende magnetische Feld wird von einem Geodynamo erzeugt. Das Feld ähnelt nahe der Erdoberfläche einem magnetischen Dipol. Die magnetischen Feldlinien treten auf der Südhalbkugel der Erde aus und durch die Nordhalbkugel wieder in die Erde ein. Im Erdmantel verändert sich die Form des Magnetfeldes. Außerhalb der Erdatmosphäre wird das Dipolfeld durch den Sonnenwind verformt.

Die geomagnetischen Pole der Erde fallen nicht genau mit den geografischen Polen der Erde zusammen. Im Jahr 2007 war die Achse des geomagnetischen Dipolfeldes um etwa 11,5° gegenüber der Erdachse geneigt.

Atmosphäre

Diese Ansicht aus der Umlaufbahn zeigt den Vollmond, der von der Erdatmosphäre teilweise verdunkelt wird. NASA-Bild.
Hauptartikel: Erdatmosphäre

Der Übergang zwischen Erdatmosphäre und Weltraum ist kontinuierlich und man kann daher keine scharfe Obergrenze ziehen. Die Masse beträgt 5,13 x 1018 kg und macht somit knapp ein Millionstel der Erdmasse aus. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels beträgt unter Standardbedingungen 1013,25 hPa. In den bodennahen Schichten besteht die Lufthülle im Wesentlichen aus 78 Vol.-% Stickstoff, 21 Vol.-% Sauerstoff und 1 Vol.-% Edelgasen, überwiegend Argon. Dazu kommt ein Anteil von 0,4 Vol.-% Wasserdampf in der gesamten Erdatmosphäre. Der für den Treibhauseffekt wichtige Anteil an Kohlendioxid steigt zurzeit durch menschlichen Einfluss und liegt jetzt bei etwa 0,04 Vol.-% [7].

Die auf der Erde meteorologisch gemessenen Temperaturextreme betragen −89,2 °C (gemessen am 21. Juli 1983 in der Wostok-Station in der Antarktis auf 3420 Metern Höhe und 56,7 °C, gemessen am 10. Juli 1913 im Death Valley auf 54 m unter dem Meeresspiegel)[8]. Die mittlere Temperatur in Bodennähe beträgt 15 °C. Die Schallgeschwindigkeit bei dieser Temperatur beträgt in der Luft auf Meeresniveau etwa 340 m/s.

Die Erdatmosphäre streut den kurzwelligen, blauen Spektralanteil des Sonnenlichts etwa fünfmal stärker als den langwelligen, roten und bedingt dadurch bei hohem Sonnenstand die Blaufärbung des Himmels. Dass die Oberfläche der Meere und Ozeane vom Weltall aus gesehen blau erscheinen, weswegen die Erde seit dem Beginn der Raumfahrt auch der „Blaue Planet“ genannt wird, ist jedoch auf die stärkere Absorption roten Lichtes im Wasser selbst zurückzuführen. Die Spiegelung des blauen Himmels an der Wasseroberfläche ist dabei nur von nebensächlicher Bedeutung.

Klima

Klimazonen

Die Erde wird anhand unterschiedlich intensiver Sonneneinstrahlung in Klimazonen eingeteilt, die sich vom Nordpol zum Äquator erstrecken – und auf der Südhalbkugel spiegelbildlich verlaufen.

Klimazone ungefähre Breitengrade Nord/Süd ungefähre Durchschnittstemperatur
Polarzone/Kalte Zone Nord-/Südpol bis 66,56° (Polarkreise) 0 °C
Gemäßigte Zone 66,56° bis 40° 8 °C
Subtropen 40° bis 23,5° (Wendekreise) 16 °C
Tropen 23,5° bis Äquator 24 °C

Die jahreszeitlichen Temperaturschwankungen sind umso stärker, je weiter die Klimazone vom Äquator und vom nächsten Ozean entfernt liegt.

Polarzone

Unter den Polargebieten versteht man zum einen die Region innerhalb des nördlichen Polarkreises, die Arktis, sowie die Region innerhalb des südlichen Polarkreises, die Antarktis, die den größten Teil des Kontinents Antarktika enthält.

Besonderes Kennzeichen der Polarregionen ist neben dem kalten Klima mit viel Schnee und Eis der bis zu einem halben Jahr dauernde Polartag mit der Mitternachtssonne bzw. die Polarnacht, aber auch die Polarlichter.

Gemäßigte Zone

Klimagürtel der Erde

Die gemäßigte Klimazone erstreckt sich vom Polarkreis bis zum vierzigsten Breitengrad und wird in eine kalt-, kühl- und warmgemäßigte Zone eingeteilt.

Diese Zone weist einen großen Unterschied zwischen den Jahreszeiten auf, der in Richtung des Äquators jedoch etwas abnimmt.

Ein weiteres Merkmal sind die Unterschiede zwischen Tag und Nacht, die je nach Jahreszeit stark variieren. Diese Unterschiede nehmen, je näher man dem Pol kommt, immer mehr zu.

Die Vegetation wird durch Nadel-, Misch- und Laubwälder geprägt, wobei die Nadelwälder in Richtung Äquator immer weniger werden.

Subtropen

Die Subtropen liegen in der geografischen Breite zwischen den Tropen in Äquatorrichtung und den gemäßigten Zonen in Richtung der Pole, ungefähr zwischen 25° und 40° nördlicher beziehungsweise südlicher Breite. Diese Gebiete haben typischerweise tropische Sommer und nicht-tropische Winter. Man kann sie unterteilen in trockene, winterfeuchte, sommerfeuchte und immerfeuchte Subtropen.

Eine weitverbreitete Definition definiert das Klima dort als subtropisch, wo die Mitteltemperatur im Jahr über 20 Grad Celsius liegt, die Mitteltemperatur des kältesten Monats jedoch unter der Marke von 20 Grad bleibt.

Die Unterschiede zwischen Tag und Nacht fallen relativ gering aus.

Die Vegetation reicht von der Artenvielfalt, wie sie zum Beispiel im Mittelmeer auftritt, über die Vegetation der trockenen Savanne bis hin zur kargen oder auch völlig fehlenden Vegetation in Wüsten wie der Sahara.

Tropen

Die Tropen befinden sich zwischen dem nördlichen und südlichen Wendekreis. Die Tropen können in die wechselfeuchten und immerfeuchten Tropen unterschieden werden.

In den Tropen sind Tag und Nacht immer ungefähr gleich lang (zwischen 10,5 und 13,5 Stunden). Klimatische Jahreszeiten gibt es nur in den wechselfeuchten Tropen und lassen sich lediglich in Trocken- und Regenzeit unterscheiden.

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.

Jahreszeiten

Die Neigung der Erdachse

Die Jahreszeiten werden in erster Linie von der Einstrahlung der Sonne verursacht und können infolgedessen durch Temperatur- und/oder Niederschlagsmengenschwankungen geprägt sein. In der gemäßigten Zone wird darunter gewöhnlich der Wechsel der Tageshöchst- bzw. Tagestiefsttemperaturen verstanden. In subtropischen (und noch ausgeprägter in tropischen) Regionen wird dieses Temperaturregime stärker durch Schwankungen der Monatsmittel des Niederschlags überlagert und in seiner Wahrnehmbarkeit beeinflusst.

Die Unterschiede entstehen durch die Neigung des Äquators gegen die Ekliptik. Dies hat zur Folge, dass der Zenitstand der Sonne zwischen dem nördlichen und südlichen Wendekreis hin- und herwandert (daher auch der Name Wendekreis). Dadurch entstehen neben den unterschiedlichen Einstrahlungen auch die unterschiedlichen Tag- und Nachtlängen, die mit zunehmender Polnähe immer ausgeprägter werden.

Die Wanderung erfolgt im Jahresrhythmus wie folgt:

  • 21. Dezember (Wintersonnenwende): Die Sonne steht über dem südlichen Wendekreis (Wendekreis des Steinbocks). Auf der Nordhalbkugel ist nun der kürzeste und auf der Südhalbkugel der längste Tag des Jahres. Der astronomische Winter beginnt. Durch die nun geringe Einstrahlung der Sonne auf die Nordhalbkugel erreicht die mittlere (Tages- bzw. Monats-)Temperatur dort mit einiger Verzögerung ihren Tiefpunkt. Am Nordpol ist die Mitte der Polarnacht und am Südpol die Mitte des Polartags.
  • 19. bis 21. März: Tagundnachtgleiche: astronomischer Frühlingsbeginn im Norden und astronomischer Herbstbeginn im Süden. Die Sonne ist auf Höhe des Äquators.
  • 21. Juni (Sommersonnenwende): Die Sonne steht über dem nördlichen Wendekreis (Wendekreis des Krebses). Längster Tag im Norden und kürzester Tag im Süden. Auf der Nordhalbkugel beginnt nun der astronomische Sommer und auf der Südhalbkugel der astronomische Winter. Durch die höhere Einstrahlung der Sonne auf die Nordhalbkugel erreicht die mittlere Tages- bzw. Monatstemperatur dort mit einiger Verzögerung ihren Höchstpunkt. Am Nordpol ist die Mitte des Polartags und am Südpol die Mitte der Polarnacht.
  • 22. oder 23. September: Tagundnachtgleiche: Im Norden beginnt astronomisch der Herbst, im Süden der Frühling. Die Sonne ist erneut auf Höhe des Äquators.

Abweichend davon wird in der Meteorologie der Beginn der Jahreszeiten jeweils auf den Monatsanfang vorverlegt (1. Dezember, 1. März usw.).

Globaler Energiehaushalt

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, etwa 0,007 % stammen aus der menschlichen Nutzung fossiler und nuklearer Energieträger und etwa 0,002 % verursacht die Gezeitenreibung.

Die geometrische 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 bzw. Gegenstrahlung bei etwa 288 K (15 °C), wobei die Treibhausgase Wasser und Kohlendioxid den Hauptbeitrag liefern.

Einfluss des Menschen

Zunächst lebten Menschen als Jäger und Sammler. Mit der Neolithischen Revolution begannen im Vorderen Orient (11.), in China (8.) und im mexikanischen Tiefland (6. Jahrtausend v. Chr.) Ackerbau und Viehzucht. Die Kulturpflanzen verdrängten die natürliche Pflanzen- und Tierwelt. Im Zuge der Industrialisierung wurden weiträumige Landflächen in Industrie- und Verkehrsflächen umgewandelt.

Die Wechselwirkungen zwischen Lebewesen und Klima haben heute durch den zunehmenden Einfluss des Menschen eine neue Quantität erreicht. Während im Jahr 1920 etwa 1,8 Milliarden Menschen die Erde bevölkerten, wuchs die Erdbevölkerung bis zum Jahr 2008 auf knapp 6,7 Milliarden an. In den Entwicklungsländern ist für die absehbare Zukunft weiterhin ein starkes Bevölkerungswachstum zu erwarten, während in vielen hoch entwickelten Ländern die Bevölkerung stagniert oder nur sehr langsam zunimmt, deren industrieller Einfluss auf die Natur aber weiterhin wächst. Im Februar 2005 prognostizierten Experten der Vereinten Nationen bis zum Jahr 2013 einen Anstieg der Erdbevölkerung auf 7 Milliarden und auf 9,1 Milliarden bis 2050.

Seit 1990 ist der 22. April als Tag der Erde der internationale Aktionstag zum Schutz der Umwelt. Das Jahr 2008 wurde von den Vereinten Nationen unter Federführung der UNESCO zum Internationalen Jahr des Planeten Erde (IYPE) erklärt. Diese bislang größte weltweite Initiative in den Geowissenschaften soll die Bedeutung und den Nutzen der modernen Geowissenschaften für die Gesellschaft und für eine nachhaltige Entwicklung verdeutlichen. Zahlreiche Veranstaltungen und interdisziplinäre Projekte auf internationaler und nationaler Ebene erstreckten sich von 2007 bis 2009 über einen Zeitraum von insgesamt drei Jahren.[9]

Die Erdoberfläche bei Tag (Fotomontage).
Die Erdoberfläche bei Nacht (Fotomontage).
Mit Eispanzer (Fotomontage)
Mit Eispanzer und Wolken (Fotomontage)

Mond

Die Erde vom Mond aus gesehen
Hauptartikel: Mond

Die Erde wird von einem natürlichen Satelliten umkreist – dem Mond. Das Verhältnis des Durchmessers des Mondes zu seinem Planeten (mittlerer Monddurchmesser (3476 km) zu mittlerem Erddurchmesser (12.742 km) ist 0,273) ist beim Erdmond deutlich größer, als es bei den „Monden“ der anderen Planeten der Fall ist.

Die Präzessionsbewegung der Erdachse ist auch mit einer Schwankung der Achsneigung von ± 1,3° um den Mittelwert von 23,3° verbunden. Diese Schwankung würde wesentlich größer ausfallen, wenn die Präzessionsperiode von etwa 26000 Jahren in Resonanz mit einer der zahlreichen periodischen Störungen stünde, welchen die Erdbahn infolge der Gravitationseinflüsse der anderen Planeten unterliegt. Gegenwärtig hat lediglich eine durch Jupiter und Saturn verursachte Störung mit einer Periode von 25760 Jahren einen gewissen Einfluss, ist aber zu schwach, um größere Veränderungen zu bewirken. Wie Simulationsrechnungen zeigen, wäre im gegenwärtigen Zustand des Sonnensystems die Achsneigung der Erde instabil, wenn sie im Bereich von etwa 60° bis 90° läge; die tatsächliche Neigung von gut 23° hingegen ist weit genug von starken Resonanzen entfernt und bleibt stabil.[10]

Hätte die Erde jedoch keinen Mond, so wäre die Präzessionsperiode etwa dreimal so groß, weil der Mond etwa zwei Drittel der Präzessionsgeschwindigkeit verursacht und bei seiner Abwesenheit nur das von der Sonne verursachte Drittel übrigbliebe. Diese deutlich längere Präzessionsperiode läge in der Nähe zahlreicher Störungen, von denen die stärksten mit Perioden von 68750, 73000 und 70800 Jahren erhebliche Resonanzeffekte verursachen würden. Rechnungen zeigen, dass unter diesen Umständen alle Achsneigungen zwischen 0° und etwa 85° instabil wären. Eine typische Schwankung von 0° bis 60° würde dabei weniger als 2 Millionen Jahre erfordern.[10]

Der große Satellit verhindert diese Resonanzen und stabilisiert so mit seiner relativ großen Masse die Neigung der Erdachse gegen die Ekliptik und schafft durch die so von ihm bewirkte Zügelung der Jahreszeiten günstige Bedingungen für die Entwicklung des Lebens auf seinem Planeten.

Größenverhältnis zwischen Erde und Mond und ihr Abstand zueinander:

Korrektes Größen- und Abstandsverhältnis zwischen Erde und Mond.

Erde Mond

Leben

Die Erde ist bisher der einzige Planet, auf dem Lebensformen bzw. eine Biosphäre von Menschen nachgewiesen wurden. Nach dem gegenwärtigen Stand der Forschung begann das Leben auf der Erde möglicherweise innerhalb eines relativ kurzen Zeitraums, gleich nach dem Ausklingen des letzten schweren Bombardements großer Asteroiden, dem die Erde nach ihrer Entstehung vor etwa 4,6 Milliarden Jahren bis etwa vor 3,9 Milliarden Jahren als letzte Phase der Bildung ihres Planetensystems ausgesetzt war. Nach dieser Zeit hat sich eine stabile Erdkruste ausgebildet und so weit abgekühlt, dass sich Wasser auf ihr sammeln konnte. Es gibt Hinweise, die allerdings nicht von allen damit befassten Wissenschaftlern anerkannt werden, dass sich Leben schon (geologisch) kurze Zeit später entwickelte.

In 3,85 Milliarden Jahre altem Sedimentgestein aus der Isua-Region im Südwesten Grönlands wurden in den Verhältnissen von Kohlenstoffisotopen Anomalien entdeckt, die auf biologischen Stoffwechsel hindeuten könnten; bei dem Gestein kann es sich aber auch statt um Sedimente lediglich um ein stark verändertes Ergussgestein ohne derartige Bedeutung handeln. Die ältesten direkten, allerdings umstrittenen Hinweise auf Leben sind Strukturen in 3,5 Milliarden Jahre alten Gesteinen der Warrawoona-Gruppe im Nordwesten Australiens und im Barberton-Grünsteingürtel in Südafrika, die als von Cyanobakterien verursacht gedeutet werden. Die ältesten eindeutigen Lebensspuren auf der Erde sind 1,9 Milliarden Jahre alte Fossilien aus der Gunflint-Formation in Ontario, die Bakterien oder Archaeen gewesen sein könnten.

Die chemische wie die biologische Evolution sind untrennbar mit der Klimageschichte verknüpft. Obwohl die Strahlungsleistung der Sonne anfangs deutlich geringer als heute war (vgl. Paradoxon der schwachen jungen Sonne), gibt es Hinweise auf Leben auf der Erde, grundsätzlich vergleichbar dem heutigen, „seit es Steine gibt“.[11]

Das Leben auf der Erde wird in seiner Entwicklung von den herrschenden Bedingungen geprägt und hat seinerseits Einfluss auf die Entwicklung und das Erscheinungsbild der Erde. Durch den Stoffwechsel des pflanzlichen Lebens, also durch die Photosynthese, wurde die Erdatmosphäre mit molekularem Sauerstoff angereichert und bekam ihren oxidierenden Charakter. Zudem wurde die Albedo und damit die Energiebilanz durch die Pflanzendecke merklich verändert.

Entstehung der Erde

Wasser bedeckt etwa 70 % der Erdoberfläche.

Entstehung des Erdkörpers

Hauptartikel: Entstehung der Erde

Wie die Sonne und ihre anderen Planeten entstand die Erde vor etwa 4,6 Milliarden Jahren aus der Verdichtung des Sonnennebels. Man nimmt heute allgemein an, dass sie während der ersten 100 Millionen Jahre einem intensiven Bombardement von Asteroiden ausgesetzt war. Heute ist der Beschuss nur noch gering. Die meisten der Meteore werden von Objekten hervorgerufen, die kleiner als 1 cm sind. Im Gegensatz zum Mond sind auf der Erde fast alle Einschlagkrater durch geologische Prozesse wieder ausgelöscht worden. Durch die kinetische Energie der Impakte während des schweren Bombardements und durch die Wärmeproduktion des radioaktiven Zerfalls erhitzte sich die junge Erde, bis sie größtenteils aufgeschmolzen war. In der Folge kam es zu einer gravitativen Differenzierung des Erdkörpers in einen Erdkern und einen Erdmantel. Die schwersten Elemente, vor allem Eisen, sanken in die Richtung des Schwerpunkts des Planeten, wobei auch Wärme freigesetzt wurde. Leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium, stiegen nach oben und aus ihnen bildeten sich hauptsächlich silikatische Minerale, aus denen auch die Gesteine der Erdkruste bestehen. Aufgrund ihres vorwiegenden Aufbaus aus Eisen und Silikaten hat die Erde wie alle terrestrischen Planeten eine recht hohe mittlere Dichte von 5,515 g/cm3.

Herkunft des Wassers

Die Herkunft des Wassers auf der Erde, insbesondere die Frage, warum auf der Erde deutlich mehr Wasser vorkommt als auf den anderen erdähnlichen Planeten, ist bis heute nicht befriedigend geklärt. Ein Teil des Wassers dürfte durch das Ausgasen des Magmas entstanden sein, also letztlich aus dem Erdinneren stammen. Ob dadurch aber die heutige Menge an Wasser erklärt werden kann, ist fraglich. Weitere große Anteile könnten aber auch durch Einschläge von Kometen, transneptunischen Objekten oder wasserreichen Asteroiden (Protoplaneten) aus den äußeren Bereichen des Asteroidengürtels auf die Erde gekommen sein. Messungen des Isotopenverhältnisses von Deuterium zu Protium (D/H-Verhältnis) deuten dabei eher auf Asteroiden hin, da in Wassereinschlüssen in kohligen Chondriten ähnliche Verhältnisse gefunden wurden wie in ozeanischem Wasser, wohingegen nach bisherigen Messungen dieses Isotopen-Verhältnis von Kometen und transneptunischen Objekten nicht mit dem von irdischem Wasser übereinstimmt.

Zukunft

Der Lebenszyklus der Sonne

Die Zukunft der Erde ist eng an die der Sonne gebunden. Die Kernfusion vermindert im Zentrum der Sonne die Teilchenzahl (4 p + 2 e → He2+), aber kaum die Masse. Daher wird der Kern langsam schrumpfen und heißer werden. Außerhalb des Kerns wird sich die Sonne ausdehnen, das Material wird durchlässiger für Strahlung, sodass die Gesamthelligkeit der Sonne etwa um 10 % über die nächsten 1,1 Milliarden Jahre und um 40 % nach 3,5 Milliarden Jahren steigen wird.[12] Man vermutet, dass die Erde noch etwa 500 Millionen Jahre lang ähnlich wie heute bewohnbar sein wird.[13] Danach, so zeigen Klimamodelle, wird der Treibhauseffekt instabil – höhere Temperatur führt zu mehr Wasserdampf in der Atmosphäre, was wiederum den Treibhauseffekt verstärken wird.[14] Der warme Regen wird durch Erosion den anorganischen Kohlenstoffzyklus beschleunigen, wodurch der CO2-Gehalt der Atmosphäre auf etwa 10 ppm in etwa 900 Millionen Jahren (verglichen mit 280 ppm in vorindustrieller Zeit) stark abnehmen wird, sodass mit den Pflanzen auch die Tiere verhungern werden.[15] Nach einer weiteren Milliarde Jahren wird das gesamte Oberflächenwasser verschwunden sein[16] und die globale Durchschnittstemperatur der Erde +70 °C erreichen.[15]

Die Leuchtkraftzunahme der Sonne wird sich fortsetzen und sich in etwa sieben Milliarden Jahren deutlich beschleunigen. Als roter Riese wird sich die Sonne bis an die heutige Erdbahn erstrecken, sodass die Planeten Merkur und Venus abstürzen und verglühen werden. Das wird, anders als zunächst gedacht, auch der Erde passieren. Zwar wird die Sonne in diesem Riesenstadium durch starken Sonnenwind etwa 30 % ihrer Masse verlieren, sodass rechnerisch der Erdbahnradius auf 1,7 AE anwachsen wird,[12] aber die Erde wird in der nahen, sehr diffusen Sonnenoberfläche eine ihr nachlaufende Gezeitenwelle hervorrufen, die an ihrer Bahnenergie zehren und so die Flucht vereiteln wird.[12][17]

Siehe auch

Literatur

  • Cesare Emilliani: Planet Earth. Cosmology, Geology, and the Evolution of Live and Environment. Cambridge University Press 1992, ISBN 0-521-40949-7
  • Kevin W. Kelley (Herausgeber, im Auftrag der Association of Space Explorers): Der Heimatplanet. Zweitausendeins, Frankfurt am Main, 1989. ISBN 3-86150-029-9.
  • J. D. Macdougall: Eine kurze Geschichte der Erde. Eine Reise durch 5 Milliarden Jahre. Econ Taschenbuchverlag München 2000, ISBN 3-612-26673-X.
  • David Oldroyd: Die Biographie der Erde. Zweitausendeins 1998, ISBN 3-86150-285-2.
  • Karl-August Wirth: Erde, in: Reallexikon zur Deutschen Kunstgeschichte, 5. Bd., 1964, Sp. 997-1104

Weblinks

 Wiktionary: Erde – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Erde – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
 Commons: Weltkarten – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
 Wikiquote: Erde – Zitate
 Wikisource: Erde – Quellen und Volltexte

Medien

Einzelnachweise

  1. a b c d NASA Earth Fact Sheet.
  2. Der Brockhaus in einem Band. 10. Auflage. Brockhaus GmbH, Leipzig 2003. Seite 242 'Erde'.
  3. NASA Solar System Symbols
  4. Herbert Cerutti: Was wäre, wenn es den Mond nicht gäbe. In: NZZ Folio 08/08
  5. nach Weltbank – World Bank Data
  6. nach Weltbank – World Bank Data
  7. R. F. Keeling et al. : Atmospheric CO2 concentrations (ppm) derived from in situ air measurements at Mauna Loa, Observatory, Hawaii: Latitude 19.5 N, longitude 155.6 W, elevation 3397 m. In: Scripps CO2 Program, Scripps Institution of Oceanography (SIO), University of California, La Jolla (2011).
  8. Global Weather & Climate Extremes auf wmo.asu.edu, abgerufen am 22. Dezember 2013.
  9. Deutsche UNESCO-Kommission e.V.: Das Internationale Jahr des Planeten Erde 2008
  10. a b Laskar J.: Large Scale Chaos and Marginal Stability in the Solar System. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, Volume 64 (1996), S. 115-162, hier: Abschnitt 3.5: The Chaotic Obliquity of the Planets. (online)
  11. Veizer, Ján (2005): Celestial Climate Driver: A Perspective from Four Billion Years of the Carbon Cycle, Geoscience Canada, Band 32, Nr. 1, 2005
  12. a b c I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd, K. E. Kraemer: Our Sun. III. Present and Future. (PDF) In: Astrophysical Journal. 418, 1993, S. 457–468. Bibcode: 1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. Abgerufen am 23. Dezember 2008.
  13. Carl Koppeschaar: ASTRONET. 20. Februar 2000. Abgerufen am 26. Dezember 2012.
  14. J. F. Kasting: Runaway and Moist Greenhouse Atmospheres and the Evolution of Earth and Venus. In: Icarus. 74, 1988, S. 472–494. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. Abgerufen am 23. Dezember 2008..
  15. a b Peter D. Ward und Donald Brownlee: The Life and Death of Planet Earth: How the New Science of Astrobiology Charts the Ultimate Fate of Our World. Times Books, New York 2003, ISBN 0-8050-6781-7
  16. Damian Carrington: Date set for desert Earth, BBC News. 21. Februar 2000. Abgerufen am 23. Dezember 2008. 
  17. K.-P. Schröder, Robert Connon Smith: Distant future of the Sun and Earth revisited. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386, 2008, S. 155. arXiv:0801.4031. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
    Siehe auch Jason Palmer: Hope dims that Earth will survive Sun’s death. In: NewScientist.com news service, 22. Februar 2008. Abgerufen am 23. Dezember 2008. 
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