Sonne, Erde & Atmosphäre: Aufbau, Phänomene und Entwicklung

Die Sonne: Aufbau und Phänomene

Die Schichten der Sonne

Der Kern der Sonne

Der Kern ist der Bereich, in dem aufgrund der extrem hohen Temperatur die Kernfusion stattfindet. Er ist quasi der Stromgenerator der Sonne.

Die Strahlungstransportzone

In der Strahlungstransportzone versuchen energietragende Teilchen (Photonen) zu entweichen. Diese Reise kann Zehntausende von Jahren dauern, da die Photonen ständig absorbiert und in eine zufällige Richtung wieder emittiert werden.

Die Konvektionszone

Die Konvektionszone ist geprägt vom Phänomen der Konvektion: Säulen heißen Gases steigen zur Oberfläche auf, kühlen dort ab und sinken anschließend wieder ab.

Die Photosphäre

Die Photosphäre ist eine dünne Schicht von etwa 300 km Dicke und der sichtbare Teil der Sonne. Von hier aus strahlen Licht und Wärme in den Weltraum. Die Temperatur beträgt hier etwa 5.000 °C. In der Photosphäre erscheinen dunkle Sonnenflecken und helle Fackeln. Die Regionen um die Flecken weisen eine höhere Temperatur als die normale Photosphäre auf und stehen in Verbindung mit den Magnetfeldern der Sonne.

Die Chromosphäre

Die Chromosphäre ist nur während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. Sie erscheint rötlich, hat eine sehr geringe Dichte, aber eine hohe Temperatur (bis zu einer halben Million Grad). Sie besteht aus verdünnten Gasen und weist sehr starke Magnetfelder auf.

Die Korona

Die Korona ist eine ausgedehnte Schicht mit hohen Temperaturen und sehr geringer Dichte. Sie besteht aus verdünnten Gasen und gigantischen Magnetfeldern, deren Form sich stündlich ändern kann. Diese Schicht bietet während einer totalen Sonnenfinsternis einen atemberaubenden Anblick.

Solare Phänomene

Sonnenflecken

Sonnenflecken sind dunkle Bereiche auf der Sonnenoberfläche, die aus einem zentralen, dunkleren Kernschatten (Umbra) und einem helleren Halbschatten (Penumbra) bestehen. Sie erscheinen dunkel, weil sie kühler sind als die umgebende Photosphäre.

Diese Flecken sind Orte starker Magnetfelder. Der genaue Grund für ihre kühlere Temperatur ist noch nicht vollständig verstanden, aber eine Hypothese besagt, dass das Magnetfeld in den Flecken die Konvektion darunter hemmt.

Sonnenflecken wachsen in der Regel und bestehen für einige Tage bis mehrere Monate. Beobachtungen von Sonnenflecken zeigten erstmals, dass sich die Sonne in einem Zeitraum von etwa 27 Tagen (von der Erde aus gesehen) dreht.

Die Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonne ist nicht konstant, sondern ändert sich über einen Zeitraum von etwa 11 Jahren, bekannt als der Sonnenzyklus. Die Sonnenaktivität steht in direktem Zusammenhang mit diesem Zyklus.

Solare Protuberanzen

Solare Protuberanzen sind riesige Jets aus heißem Gas, die von der Sonnenoberfläche ausgestoßen werden und sich über viele tausend Kilometer erstrecken. Die größten Protuberanzen können mehrere Monate bestehen bleiben.

Das Magnetfeld der Sonne lenkt diese Gasmassen und formt sie zu riesigen Bögen. Sie treten in der Chromosphäre auf und erreichen Temperaturen von rund 100.000 °C.

Protuberanzen sind spektakuläre Phänomene. Sie erscheinen am Sonnenrand als wogende Wolken, die hoch in die Atmosphäre und die untere Korona ragen. Sie bestehen aus Materialwolken, die eine niedrigere Temperatur und höhere Dichte als ihre Umgebung aufweisen.

Die Temperaturen im mittleren Teil einer Protuberanz betragen etwa ein Hundertstel der Korona-Temperatur, während ihre Dichte etwa 100-mal höher ist als die der umgebenden Korona. Dennoch ist der Gasdruck im Inneren einer Protuberanz ungefähr gleich dem ihrer Umgebung.

Der Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, hauptsächlich Protonen und Elektronen, die mit hoher Geschwindigkeit aus der äußeren Sonnenatmosphäre entweichen und in das Sonnensystem vordringen.

Einige dieser geladenen Teilchen werden im Magnetfeld der Erde eingefangen und spiralen entlang der Kraftlinien von einem Magnetpol zum anderen. Die Nordlichter (Aurora Borealis) und Südlichter (Aurora Australis) sind das Ergebnis der Wechselwirkungen dieser Teilchen mit Luftmolekülen in der Erdatmosphäre.

Die Geschwindigkeit des Sonnenwinds beträgt in der Nähe der Erdumlaufbahn etwa 400 Kilometer pro Sekunde. Der Punkt, an dem der Sonnenwind auf den Wind anderer Sterne trifft, wird Heliopause genannt und stellt die theoretische Grenze des Sonnensystems dar. Sie befindet sich etwa 100 AE (Astronomische Einheiten) von der Sonne entfernt. Der Raum innerhalb der Heliopause, der die Sonne und das Sonnensystem umfasst, wird als Heliosphäre bezeichnet.

Die Erde: Entstehung, Magnetismus und Aufbau

Die Entstehung der Erde

Die Erde entstand vor etwa 4,54 Milliarden Jahren, zusammen mit dem gesamten Sonnensystem. Obwohl die ältesten Gesteine auf der Erde nicht älter als 4 Milliarden Jahre sind, liefern Meteoriten, die geologisch dem Erdkern entsprechen, Daten von etwa 4,5 Milliarden Jahren. Die Kristallisation des Kerns und die Bildung der Vorläuferkörper von Meteoriten werden auf etwa 150 Millionen Jahre nach der Entstehung der Erde und des Sonnensystems datiert.

Nachdem die Erde durch Gravitation aus kosmischem Staub und Gas kondensiert war, war sie zunächst fast homogen und relativ kalt. Doch die anhaltende Kontraktion der Materialien und die Radioaktivität einiger schwererer Elemente führten zu einer Erwärmung.

Unter dem Einfluss der Schwerkraft begann das Material zu schmelzen, was zur Differenzierung von Kruste, Mantel und Kern führte. Leichtere Silikate stiegen auf und bildeten die Kruste und den Mantel, während schwerere Elemente, insbesondere Eisen und Nickel, zum Erdmittelpunkt sanken und den Kern bildeten.

Gleichzeitig führte der Ausbruch von Vulkanen zur Freisetzung von flüchtigen Gasen und Dämpfen. Ein Teil davon wurde von der Erdanziehungskraft eingefangen und bildete die Anfänge der Atmosphäre, während kondensierter Wasserdampf die ersten Ozeane bildete.

Der Erdmagnetismus

Der Erdmagnetismus beschreibt, dass sich die Erde wie ein riesiger Magnet verhält. Der englische Physiker William Gilbert war der Erste, der dies im Jahr 1600 feststellte, obwohl die Auswirkungen des Erdmagnetismus bereits viel früher in primitiven Kompassen genutzt wurden.

Die Erde ist von einem starken Magnetfeld umgeben, als ob der Planet einen riesigen Stabmagneten im Inneren hätte, dessen magnetischer Südpol nahe dem geografischen Nordpol und umgekehrt liegt. Parallel zu den geografischen Polen befinden sich die magnetischen Pole der Erde, der magnetische Nordpol und der magnetische Südpol, obwohl ihre wahre magnetische Polarität entgegengesetzt zu ihrer Benennung ist.

Der magnetische Nordpol liegt derzeit nahe der Westküste von Bathurst Island in den Nordwest-Territorien Kanadas. Der magnetische Südpol befindet sich am Ende des antarktischen Kontinents im Adelieland.

Die Positionen der magnetischen Pole sind nicht konstant und zeigen bemerkenswerte jährliche Veränderungen. Variationen im Erdmagnetfeld verursachen eine Verschiebung der Feldrichtung durch die Polwanderung. Dies ist eine periodische Variation, die sich etwa alle 960 Jahre wiederholt. Es gibt auch kleinere jährliche Schwankungen.

Der Aufbau der Erde

Von außen nach innen kann die Erde in fünf Hauptteile unterteilt werden:

• Die Atmosphäre

  Die Atmosphäre ist die Gashülle, die den festen Körper des Planeten umgibt. Sie hat eine Dicke von mehr als 1.100 km, aber die Hälfte ihrer Masse ist in den untersten 5,6 km konzentriert.

• Die Hydrosphäre

  Die Hydrosphäre besteht hauptsächlich aus den Ozeanen, umfasst aber im weiteren Sinne alle Wasserkörper der Welt, einschließlich Binnenseen, Flüssen, Gletschern und Grundwasser. Die durchschnittliche Tiefe der Ozeane beträgt 3.794 m, was mehr als dem Fünffachen der durchschnittlichen Höhe der Kontinente entspricht.

• Die Lithosphäre

  Die Lithosphäre, die hauptsächlich aus der Erdkruste besteht, erstreckt sich bis in eine Tiefe von 100 km. Die Gesteine der Erdkruste haben eine durchschnittliche Dichte von 2,7-mal der des Wassers und bestehen fast vollständig aus 11 Elementen, die zusammen 99,5 % ihrer Masse ausmachen. Die häufigsten sind: Sauerstoff, Silizium, Aluminium, Eisen, Kalzium, Natrium, Kalium, Magnesium, Titan, Wasserstoff und Phosphor. Darüber hinaus gibt es weitere 11 Elemente, die weniger als 0,1 % ausmachen: Kohlenstoff, Mangan, Schwefel, Barium, Chlor, Chrom, Fluor, Zirkonium, Nickel, Strontium und Vanadium. Die Elemente liegen in der Lithosphäre fast ausschließlich in Form von Verbindungen vor, selten in freier Form.

  Die Lithosphäre besteht aus zwei Schichten, der Kruste und dem oberen Erdmantel, die in etwa ein Dutzend starrer Platten unterteilt sind. Der obere Mantel ist von der Kruste durch eine seismische Diskontinuität, die Mohorovičić-Diskontinuität, getrennt. Der untere Mantel ist durch eine schwache Zone, die Asthenosphäre, gekennzeichnet. Das plastische und teilweise geschmolzene Gestein in der 100 km dicken Asthenosphäre ermöglicht es den Kontinenten, sich über die Erdoberfläche zu bewegen und Ozeane zu öffnen und zu schließen.

• Der Erdmantel

  Der Mantel erstreckt sich von der Basis der Kruste bis in eine Tiefe von etwa 2.900 km. Außer in der als Asthenosphäre bezeichneten Region ist er fest, und seine Dichte, die mit der Tiefe zunimmt, reicht von 3,3 bis 6 g/cm³. Der obere Mantel besteht aus Eisen- und Magnesiumsilikaten wie Olivin, der untere aus einem Mischoxid von Magnesium, Eisen und Silizium.

• Der Erdkern

  Der Kern besteht aus einer äußeren Schicht von etwa 2.225 km Dicke mit einer mittleren relativen Dichte von 10. Diese Schicht weist wahrscheinlich starre äußere Oberflächenvertiefungen und -gipfel auf. Im Gegensatz dazu ist der innere Kern, dessen Radius etwa 1.275 km beträgt, fest. Beide Kernschichten bestehen aus Eisen mit einem geringen Anteil an Nickel und anderen Elementen. Die Temperaturen im inneren Kern erreichen 6.650 °C, und seine mittlere Dichte ist 13 g/cm³.

  Der innere Kern strahlt ständig Wärme nach außen durch die verschiedenen konzentrischen Schichten, die den festen Teil der Erde bilden. Die Quelle dieser Wärme ist die Energie, die durch den Zerfall von Uran und anderen radioaktiven Elementen freigesetzt wird. Konvektionsströme im Erdmantel transportieren den Großteil der Wärmeenergie der Erde an die Oberfläche.

Die Erdatmosphäre und Ozeane

Die frühe Erdatmosphäre

Die heutige Gasmischung der Atmosphäre hat sich über etwa 4,5 Milliarden Jahre entwickelt. Die frühe Atmosphäre muss ausschließlich aus vulkanischen Emissionen bestanden haben, d.h. aus Wasserdampf, Kohlendioxid, Schwefeldioxid und Stickstoff, ohne nennenswerte Spuren von Sauerstoff.

Für diese Transformation waren eine Reihe von Prozessen notwendig. Einer davon war die Kondensation: Nach dem Abkühlen kondensierte der größte Teil des Wasserdampfes vulkanischen Ursprungs, was zur Bildung der Urozeane führte. Es gab auch chemische Reaktionen: Ein Teil des Kohlendioxids reagierte mit der Erdkruste zu Karbonaten, von denen sich einige in den neuen Ozeanen auflösten.

Später, als sich primitives, zur Photosynthese fähiges Leben entwickelte, begann die Produktion von Sauerstoff. Vor etwa 570 Millionen Jahren stieg der Sauerstoffgehalt in der Atmosphäre und den Ozeanen ausreichend an, um die Existenz von Meeresleben zu ermöglichen. Noch später, vor etwa 400 Millionen Jahren, enthielt die Atmosphäre genügend Sauerstoff, um die Entwicklung von Landtieren zu ermöglichen, die Luft atmen konnten.

Die Schichten der Erdatmosphäre

Die Atmosphäre ist in mehrere Schichten unterteilt:

• Die Troposphäre

  Die Troposphäre reicht bis zur Tropopause, die an den Polen in 9 km und am Äquator in 18 km Höhe liegt. Hier finden erhebliche vertikale und horizontale Bewegungen der Luftmassen (Winde) statt, und es gibt relativ viel Wasser. Sie ist der Bereich der Wolken und des Wetters (Regen, Wind, Temperaturschwankungen) und die für die Ökologie wichtigste Schicht. Die Temperatur sinkt mit zunehmender Höhe auf bis zu -70 °C an ihrer oberen Grenze.

• Die Stratosphäre

  Die Stratosphäre beginnt an der Tropopause und erreicht ihre obere Grenze, die Stratopause, in 50 km Höhe. Der Temperaturtrend kehrt sich hier um und steigt bis zur Stratopause auf etwa 0 °C an. Es gibt kaum vertikale Luftbewegungen, aber häufig horizontale Winde von bis zu 200 km/h, wodurch sich Substanzen, die in die Stratosphäre gelangen, schnell weltweit verbreiten können. Dies ist beispielsweise bei FCKW der Fall, die Ozon zerstören. In diesem Teil der Atmosphäre, zwischen 30 und 50 Kilometern Höhe, ist die Ozonschicht wichtig, da sie schädliche kurzwellige Strahlung absorbiert.

• Die Mesosphäre

  Die Mesosphäre erstreckt sich zwischen 50 und 80 km Höhe und enthält nur etwa 0,1 % der gesamten atmosphärischen Masse. Sie ist wichtig für die Ionisation und die chemischen Reaktionen, die in ihr stattfinden. Die Abnahme der Temperatur in Kombination mit der geringen Luftdichte in der Mesosphäre führt zur Bildung von Turbulenzen und atmosphärischen Wellen, die auf sehr großen räumlichen und zeitlichen Skalen auftreten. Die Mesosphäre ist die Region, in der zurückkehrende Raumfahrzeuge beginnen, die Struktur des Windes und nicht nur die Luft als Bremse zu spüren.

• Die Ionosphäre

  Die Ionosphäre erstreckt sich von einer Höhe von 80 km über der Erdoberfläche bis zu 640 km oder mehr. In diesen Höhen wird die Luft extrem dünn. Wenn Partikel in der Atmosphäre durch ultraviolette Strahlung ionisiert werden, bleiben sie aufgrund der geringen Kollisionen zwischen den Ionen ionisiert. Die Ionosphäre hat einen großen Einfluss auf die Ausbreitung von Funksignalen. Ein Teil der von einem Sender in die Ionosphäre abgestrahlten Energie wird von der ionisierten Luft absorbiert, der andere Teil wird gebrochen oder zur Erdoberfläche zurückgelenkt. Dieser Effekt ermöglicht den Empfang von Funksignalen über viel größere Entfernungen, als dies mit Wellen möglich wäre, die sich entlang der Erdoberfläche ausbreiten.

• Die Exosphäre

  Die Region jenseits der Ionosphäre wird Exosphäre genannt und erstreckt sich bis zu 9.600 km; sie ist die äußere Grenze der Atmosphäre. Sie erstreckt sich über die Magnetosphäre der Erde hinaus, wo der Raum um den Planeten vom Erdmagnetfeld dominiert wird und nicht vom interplanetaren Magnetfeld.

Die Herkunft des Meersalzes

Die Salze im Meerwasser, darunter Chlor, Natrium, Kohlenstoff, Brom, Jod und Stickstoff, stammen aus verschiedenen Quellen. Ein Teil gelangt allmählich durch vulkanische Ketten und Laven am Meeresboden ins Wasser, die viele Komponenten ins Meer abgeben. Darüber hinaus führen Flüsse auf ihrem Weg über die Kontinente Salze und Mineralien mit sich, die sie ins Meer transportieren. In den Ozeanen verdunstet das Wasser durch die starke Sonneneinstrahlung, wodurch sich die Salze im Laufe der Zeit ansammeln. Im Meerwasser sind neben einer Vielzahl chemischer Elemente auch Gase und Nährstoffe gelöst, die für das Leben im Ozean unerlässlich sind.

Der durchschnittliche Salzgehalt der Ozeane beträgt 35 Promille (35 ‰). Das bedeutet, dass in 1.000 Gramm (1 Kilogramm) Meerwasser 35 Gramm Salz enthalten sind.