DieErde ist derdichteste, fünftgrößte und derSonne drittnächstePlanet desSonnensystems. Bisher konnte auf keinem anderen Planeten unseres SonnensystemsLeben entdeckt werden. IhrDurchmesser beträgt mehr als 12 700 Kilometer und ihr Alter etwa 4,6 Milliarden Jahre. Nach ihrer vorherrschendengeochemischen Beschaffenheit wurde der Begriff der „erdähnlichen Planeten“ geprägt.
Die Erde bewegt sich gemäß demersten Keplerschen Gesetz auf einerelliptischen Bahn um die Sonne. Die Sonne befindet sich in einem derBrennpunkte der Ellipse. DieEllipsenhauptachse verbindet den sonnenfernsten und sonnennächsten Punkt der Umlaufbahn. Die beiden Punkte heißenAphel undPerihel. Das Mittel aus Aphel- und Perihelabstand ist die Länge der großen Halbachse der Ellipse und beträgt etwa 149,6 Mio. km. Diese Länge definierte ursprünglich dieAstronomische Einheit (AE), die als astronomische Längeneinheit hauptsächlich für Entfernungen innerhalb des Sonnensystems verwendet wird.
Das Aphel liegt bei 1,017 AE (152,1 Mio. km) und das Perihel bei 0,983 AE (147,1 Mio. km). Damit hat die Ellipse eineExzentrizität von 0,0167. Der Aphel-Durchgang erfolgt um den 5. Juli und der Perihel-Durchgang um den 3. Januar. Die Erde umkreist die Sonne in 365 Tagen, 6 Stunden, 9 Minuten und 9,54 Sekunden; diese Zeitspanne heißt auchsiderisches Jahr. Das siderische Jahr ist 20 Minuten und 24 Sekunden länger als dastropische Jahr, auf dem dasbürgerliche Jahr der Kalenderrechnung basiert. Die Bahngeschwindigkeit der Erde beträgt im Mittel 29,78 km/s, im Perihel 30,29 km/s und im Aphel 29,29 km/s; somit legt die Erde eine Strecke der Länge ihres Durchmessers in gut sieben Minuten zurück.
Die Erdbahn ist zur inneren Nachbarbahn derVenus im Mittel 0,28 AE (41,44 Mio. km) und zur äußeren Nachbarbahn desMars im Mittel 0,52 AE (78,32 Mio. km) entfernt. Im Mittel ist jedochMerkur der Erde am nächsten (1,039 AE).[8] Auf der Erdbahn befinden sich mehrerekoorbitale Objekte, weitere Details siehe:Erdbahn.
Die Erde umkreist die Sonneprograd, das heißt in derRotationsrichtung der Sonne, was vom Nordpol der Erdbahnebene aus gesehen entgegen dem Uhrzeigersinn ist.
Die Erdbahnebene wirdEkliptik genannt. Die Ekliptik ist um etwa 7° gegen die Äquatorebene der Sonne geneigt. Der Sonnennordpol ist der Erde am stärksten gegen Anfang September zugewandt, der Sonnensüdpol gegen Anfang März. In der Sonnenäquatorebene befindet sich die Erde nur kurz um den 6. Juni und den 8. Dezember.
Siderischer Tag (1–2) und Sonnentag (1–3)Die Erdrotation als Animation
Die Erderotiertprograd in Richtung Osten einmal um ihre Achse relativ zu denFixsternen in 23 Stunden, 56 Minuten und 4,09 Sekunden. Diese Zeitspanne wird analog zum siderischen Jahr alssiderischer Tag bezeichnet. Weil die Erde die Sonne auch prograd umkreist und daher am nächsten Tag etwas anders zur Sonne steht (siehe Abb. rechts), ist ein siderischer Tag etwas kürzer als einSonnentag, der als die Zeitspanne zwischen zwei Sonnenhöchstständen (Mittag) definiert und in 24 Stunden eingeteilt ist.
Auf dem Erdäquator hat ein Punkt wegen der Eigenrotation eine Geschwindigkeit von 464 m/s bzw. 1670 km/h. Dies verursacht eineFliehkraft, welche dieFigur der Erde an denPolen geringfügigabplattet und amÄquator zu einemÄquatorwulst verformt. Daher ist gegenüber einer volumengleichen Kugel derÄquatorradius 7 Kilometer größer und der Polradius 14 Kilometer kleiner. Der Äquator-Durchmesser ist etwa 43 km größer als der von Pol zu Pol. Deshalb ist derChimborazo-Gipfel wegen seiner Äquatornähe der Punkt der Erdoberfläche, der am weitesten vom Erdmittelpunkt entfernt ist.
DieErdrotationsachse ist 23°26′ gegen die senkrechte Achse der Ekliptik geneigt, dadurch werden die Nord- und die Südhalbkugel an verschiedenen Punkten der Erdbahn von der Sonne unterschiedlich beschienen, was zu den das Klima der Erde prägendenJahreszeiten führt. Die Achsneigungsrichtung fällt für die Nordhalbkugel derzeit in die ekliptikale Länge des SternbildsStier. Dort steht, von der Erde aus gesehen, am 21. Juni die Sonne zurSommersonnenwende. 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 ErdachseZusammenstellung von Satellitenaufnahmen der Erde, die 2012 aufgenommen wurden. (in HD)
Am Erdäquatorwulst erzeugen dieGezeitenkräfte desMondes und der Sonne ein Drehmoment, das die Erdachse aufzurichten versucht und sie kreiseln lässt. Dies wird lunisolarePräzession genannt. Dadurch vollführt die Erdachse einen Kegelumlauf in 25 700 bis 25 800 Jahren. Mit diesemZyklus der Präzession verschieben sich die Jahreszeiten. Zusätzlich verursacht der Mond durch die Präzessionsbewegung seiner eigenen Umlaufbahn mit einer Periode von 18,6 Jahren eine „nickende“ Bewegung der Erdachse, die alsNutation bezeichnet wird. Der Mond stabilisiert zugleich die Erdachsenneigung, die ohne ihn durch die Anziehungskraft der Planeten bis zu einer Schräglage von 85° taumeln würde.[9] Für Einzelheiten siehe den AbschnittMond.
Rotationsdauer und Gezeitenkräfte
Auf der Erde verursacht dieGravitation von Mond und Sonne die Gezeiten vonEbbe undFlut der Meere. Dabei ist der Anteil der Sonne etwa halb so groß wie der des Mondes. Die Gezeiten heben und senken auch die Landmassen um etwa einen halben Meter. DieGezeiten verursachen dieGezeitenreibung, welche dieErdrotation bremst und dadurch dieTage um etwa 20 Mikrosekunden pro Jahr verlängert. Dabei wird dieRotationsenergie der Erde inWärme umgewandelt und derDrehimpuls 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 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 47-mal so lang wäre wie heute. Damit unterliegt die Erde demselben Effekt, der schon zurgebundenen Rotation(Korotation) des Mondes führte.
Vergleich der Abstände von Erde, Venus und Merkur zur Sonne:
V. l. n. r.: Abstandverhältnisse von Sonne, Merkur, Venus und Erde mit den Bereichen ihrer Umlaufbahnen. Die Entfernungen und der Durchmesser der Sonne sind hierbei maßstabsgetreu, die Durchmesser der Planeten sind vereinheitlicht und stark vergrößert.
Die Erde besteht nachseismischen Messungen aus drei Schalen: Dem Erdkern, dem Erdmantel und der Erdkruste. Diese Schalen sind durch seismischeDiskontinuitätsflächen (Unstetigkeitsflächen) voneinander getrennt. Die Erdkruste und der oberste Teil des oberen Mantels bilden zusammen dieLithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick und besteht aus großen und kleinerentektonischen Platten.
Ein dreidimensionales Modell der Erde heißt, wie alle verkleinerten Nachbildungen vonWeltkörpern,Globus.
Der Äquatorumfang ist durch die Zentrifugalkraft der Rotation mit 40 075,017 km um 67,154 km (0,17 %) größer als der Polumfang (Meridianumfang) mit 40 007,863 km (bezogen auf dasgeodätische 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 höchstenBerg auf der Erde gibt. Nach der Höhe über demMeeresspiegel ist es derMount Everest imHimalaya und nach dem Abstand des Gipfels vom Erdmittelpunkt der auf dem Äquatorwulst stehende VulkanbergChimborazo in den Anden. Von der jeweils eigenen Basis an gemessen ist derMauna Kea auf der vom pazifischen Meeresboden aufragenden großen vulkanischen Hawaii-Insel am höchsten.
Die Erdoberfläche ist etwa 510 Mio. km² groß. Sie lässt sich in zwei unterschiedliche Halbkugeln teilen: In eineLandhemisphäre und eineWasserhemisphäre. Die Landhemisphäre umfasst den größeren Anteil der Landfläche und besteht knapp zur Hälfte mit 47 % aus Land. Die Fläche der Wasserhemisphäre enthält nur 11 % Land und wird durch Ozeane dominiert.
37,4 % der Landoberfläche der Erde liegen zwischen 1.000 und 2.000 müber Meereshöhe.[11] Dabei handelt es sich um hoheMittelgebirge,Hochgebirge undHochebenen. Betrachtet man die Unebenheiten der Erdoberfläche im globalenMaßstab, erscheinen sie eher gering. Der Höhe des Mount Everest entspräche eine Erhebung von nur rund 0,15 mm auf einem Globus von der Größe eines Fußballs.[12]
Die Erde ist der einzige Planet im Sonnensystem, auf dessen Oberfläche flüssiges Wasser existiert. 96,5 % des gesamten Wassers der Erde enthalten die Meere. DasMeerwasser enthält im Durchschnitt 3,5 % Salz.
DieWasserfläche hat in der gegenwärtigen geologischen Epoche einen Gesamtanteil von 70,7 % an der Erdoberfläche. Die restlichen 29,3 %, dieLandfläche, entfallen hauptsächlich auf sieben Kontinente; in der Reihenfolge ihrer Größe:Asien,Afrika,Nordamerika, Südamerika,Antarktika,Europa undAustralien (Europa ist im Rahmen der Plattentektonik als große westliche Halbinsel des KontinentesEurasien allerdings wahrscheinlich nie eine selbstständige Einheit gewesen). Die Fläche desWeltmeeres wird allgemein in dreiOzeane einschließlich derNebenmeere unterteilt: denPazifik, denAtlantik und denIndik. Die tiefste Meeresstelle, dasWitjastief 1, liegt imMarianengraben, 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 (siehehypsografische Kurve).
Die größten Platten entsprechen in ihrer Anzahl und Ordnung etwa jener der von ihnen getragenen Kontinente, mit Ausnahme der pazifischen Platte. Alle diese Platten bewegen sich gemäß der Plattentektonik relativ zueinander auf den teils aufgeschmolzenen, zähflüssigen Gesteinen des oberen Mantels, der 100 bis 150 km mächtigenAsthenosphäre.
Das die Erde umgebende Magnetfeld wird von einemGeodynamo erzeugt. Das Feld ähnelt nahe der Erdoberfläche einemmagnetischen Dipol. Die magnetischenFeldlinien treten auf der Südhalbkugel aus und durch die Nordhalbkugel wieder in die Erde ein. Im Erdmantel wird das Magnetfeld verformt. Das Magnetfeld wird außerhalb der Erdatmosphäre durch denSonnenwind gestaucht.
Diese Ansicht aus der Umlaufbahn zeigt den Vollmond, der von der Erdatmosphäre teilweise verschleiert wird.NASA-Bild.
Die Erdatmosphäre geht kontinuierlich in denWeltraum über, so dass sie nach oben nicht scharf begrenzt ist. Ihre Masse beträgt etwa 5,148 × 1018 kg und macht somit knapp ein Millionstel der Erdmasse aus. In der Atmosphäre auf Meeresspiegel-Niveau beträgt der mittlere Luftdruck unterStandardbedingungen 1.013,25 hPa. Die Atmosphäre besteht am Boden vor allem aus 78 Vol.-%Stickstoff, 21 Vol.-%Sauerstoff und 1 Vol.-%Edelgasen, überwiegendArgon. Dazu kommt 0,4 Vol.-%Wasserdampf in der gesamten Erdatmosphäre. Der für denTreibhauseffekt wichtige Anteil anKohlendioxid ist durch menschlichen Einfluss gestiegen und liegt momentan bei etwa 0,04 Vol.-%.[13]
Die auf der Erde meteorologisch gemessenen Temperaturextreme betragen −89,2 °C (gemessen am 21. Juli 1983 auf 3.420 Metern Höhe in derWostok-Station in derAntarktis) und 56,7 °C (gemessen am 10. Juli 1913 imDeath Valley auf54 m unter dem Meeresspiegel).[3] Die mittlere Temperatur in Bodennähe beträgt 15 °C. Bei dieser Temperatur liegt die Schallgeschwindigkeit in der Luft auf Meeresniveau bei 340 m/s.
Die Erdatmosphärestreut den kurzwelligen, blauenSpektralanteil desSonnenlichts etwa fünfmal stärker als den langwelligen, roten und färbt dadurch bei hohem Sonnenstand den Himmel blau. Ebenfalls blau erscheint die Oberfläche der Meere und Ozeane vom Weltall aus, weswegen die Erde seit dem Beginn der Raumfahrt auch der „Blaue Planet“ genannt wird. Dieser Effekt ist jedoch auf die stärkereAbsorption roten Lichtes im Wasser selbst zurückzuführen. Dabei ist die Spiegelung des blauen Himmels an der Wasseroberfläche nur nebensächlich.
Klima
Klima- und Vegetationszonen
Klimazonen der Erde (Solare Grenzen an Breitenkreisen, mittlere thermische Grenzen schraffiert)Ökozonen der Erde nach Schultz
Die Erde wird anhand unterschiedlich intensiver Sonneneinstrahlung inKlimazonen eingeteilt, die sich vomNordpol zumÄquator erstrecken – und auf der Südhalbkugel spiegelbildlich verlaufen. Die Klimate prägen dieVegetation, die ähnlich in verschiedenezonale biogeographische Modelle gegliedert werden.
Die Polargebiete liegen an den Polen. Das Nördliche liegt innerhalb des nördlichenPolarkreises und umfasst dieArktis, in deren Zentrum dasNordpolarmeer liegt. Das Südliche liegt entsprechend innerhalb des südlichen Polarkreises und umfasst dieAntarktis, zu welcher der Großteil des KontinentsAntarktika gehört.
Die Polargebiete werden geprägt durch kaltes Klima mit viel Schnee und Eis,Polarlichtern, sowie demPolartag mit derMitternachtssonne und derPolarnacht, die beide bis zu einem halben Jahr dauern können.
Die Vegetation derpolaren- und subpolaren Ökozone reicht von denKältewüsten (die nur kleine, inselartige Pflanzenvorkommen mit sehr wenigen flach wachsenden Arten aufweisen) zu den baumlosen, gras-, strauch- und moosbewachsenenTundren.
Die gemäßigte Klimazone reicht von den Polarkreisen bis zum vierzigsten Breitengrad und wird in einekalt- undkühlgemäßigte Zone eingeteilt. In dieser Zone unterscheiden sich die Jahreszeiten groß, was jedoch zumÄquator etwas abnimmt. Ein weiteres Merkmal sind die Unterschiede der Längen von Tag und Nacht, die je nach Jahreszeit stark variieren. Diese Unterschiede nehmen zum Pol hin immer mehr zu.
Die Subtropen (zum Teil auchwarmgemäßigte Klimazone) liegen in der geografischen Breite zwischen denTropen in Äquatorrichtung und den gemäßigten Zonen in Richtung der Pole, ungefähr zwischen 25° und 40° nördlicher beziehungsweise südlicher Breite. In den Subtropen herrschen tropische Sommer und nicht-tropische Winter vor. Die Subtropen lassen sich weiter in trockene, winterfeuchte, sommerfeuchte und immerfeuchte Subtropen unterteilen.
Weitverbreitet wirdsubtropisches Klima mit einer Mitteltemperatur im Jahr über 20 Grad Celsius, und einer Mitteltemperatur des kältesten Monats von unterhalb 20 Grad definiert.
Die Unterschiede zwischen den Längen von Tag und Nacht sind relativ gering.
Die Tropen befinden sich zwischen dem nördlichen und südlichenWendekreis. In den Tropen sind Tag und Nacht immer ungefähr gleich lang (zwischen 10,5 und 13,5 Stunden).
Die Tropen können in die immerfeuchten und wechselfeuchten Tropen unterteilt werden. Nur die wechselfeuchten Tropen haben zwei klimatisch unterscheidbare Jahreszeiten: Trocken- und Regenzeit.
Die Jahreszeiten werden in erster Linie von der Einstrahlung der Sonne verursacht und können infolgedessen durch Temperatur- und/oder Niederschlagsmengenschwankungen geprägt sein. Darunter wird in der gemäßigten Zone gewöhnlich der Wechsel der Tageshöchst- bzw. Tagestiefsttemperaturen verstanden. In den Subtropen und stärker in den Tropen werden diese Temperaturunterschiede mit Schwankungen der Monatsmittel des Niederschlags überlagert, und in seiner Wahrnehmbarkeit verringert.
Die Unterschiede entstehen durch die Neigung des Äquators gegen dieEkliptik. Dies hat zur Folge, dass derZenitstand der Sonne zwischen dem nördlichen und südlichen Wendekreis hin- und herwandert (daher auch der Name Wendekreis). Dadurch entstehen neben den unterschiedlichen Einstrahlungen auch die Unterschiede der Längen von Tag und Nacht, die je nach Jahreszeit stark variieren. Diese Unterschiede nehmen zum Pol hin immer mehr zu.
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. Auf der Nordhalbkugel erreicht die mittlere (Tages- bzw. Monats-)Temperatur durch die nun geringe Sonneneinstrahlung dort mit einiger Verzögerung ihren Tiefstpunkt. Am Nordpol ist die Mitte der Polarnacht und am Südpol die Mitte des Polartags.
19. bis 21. März: Tagundnachtgleiche: Im Norden beginnt astronomisch der Frühling und im Süden der Herbst. 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. Auf der Nordhalbkugel erreicht die mittlere Tages- bzw. Monatstemperatur durch die höhere Sonneneinstrahlung 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 wieder auf Höhe des Äquators.
Abweichend davon wird in derMeteorologie der Beginn der Jahreszeiten jeweils auf den Monatsanfang vorverlegt (1. Dezember, 1. März usw.).
Globaler Energiehaushalt
Der Energiehaushalt der Erde wird wesentlich durch dieEinstrahlung der Sonne und dieAusstrahlung der Erdoberfläche bzw. Atmosphäre bestimmt, also durch denStrahlungshaushalt der Erde. Die restlichen Beiträge von zusammen etwa 0,02 % liegen deutlich unterhalb der Messungsgenauigkeit derSolarkonstanten sowie ihrer Schwankung im Lauf einesSonnenfleckenzyklus.
Etwa 0,013 % macht der durchradioaktive Zerfälle erzeugtegeothermische Energiebeitrag aus, etwa 0,007 % stammen aus der menschlichen Nutzung fossiler und nuklearer Energieträger und etwa 0,002 % verursacht dieGezeitenreibung.
Die Erde hat eine sphärischeAlbedo im Mittel von 0,294, wobei ein wesentlicher Anteil auf die Wolken der Erdatmosphäre zurückzuführen ist. Dies führt zu einer globalen effektiven Temperatur von ca. 255 K (−18 °C). Die Durchschnittstemperatur am Boden liegt jedoch durch einen starken atmosphärischenTreibhauseffekt bei etwa 288 K (15 °C), wobei dieTreibhausgase Wasser und Kohlendioxid den Hauptbeitrag liefern.
Die Wechselwirkungen zwischen Lebewesen und Klima haben heute eine neue Quantität durch den zunehmenden Einfluss des Menschen erreicht. Während etwa 1,8 Milliarden Menschen im Jahr 1920 die Erde bevölkerten, wuchs dieErdbevölkerung bis zum Jahr 2008 auf knapp 6,7 Milliarden und bis zum Jahr 2022 auf rund 8,0 Milliarden Menschen.[14] DieUNO rechnete für den Zeitraum 2015 bis 2020 mit einemBevölkerungswachstum von rund 78 Millionen Menschen pro Jahr.[15] Im Jahr 2022 wurde die Acht-Milliarden-Menschen-Marke überschritten.[16] Die UNO erwartet für 2050 etwa 9,7 Milliarden Menschen und für 2100 10,9 Milliarden Menschen.[17] Ein starkesBevölkerungswachstum ist für die absehbare Zukunft in den Entwicklungsländern weiterhin zu erwarten, während in vielen hoch entwickelten Ländern die Bevölkerungstagniert oder nur sehr langsam wächst, aber deren industrieller Einfluss auf die Natur weiterhin wächst.
Der Mond umkreist die Erde alsnatürlicher Satellit. Das Verhältnis des Durchmessers des Mondes zu seinem Planeten von 0,273 (mittlerer Monddurchmesser 3 476 km zu mittlerem Erddurchmesser 12 742 km) ist deutlich größer als bei den natürlichen Satelliten der anderen Planeten.
Der Mond stabilisiert dieErdachse, deren Neigung mit ± 1,3° um den Mittelwert 23,3° schwankt. Diese Schwankung wäre viel größer, wenn die Präzessionsperiode von etwa 26 000 Jahren inResonanz mit einer der vielen periodischen Störungen stünde, die von der Gravitation der anderen Planeten stammen und die Erdbahn beeinflusst. Gegenwärtig beeinflusst nur eine geringe Störung vonJupiter undSaturn mit einer Periode von 25 760 Jahren die Erde, ist aber zu schwach, um viel zu verändern. Die Neigung der Erdachse wäre, wie Simulationen zeigen, im gegenwärtigen Zustand des Sonnensystems instabil, wenn die Neigung 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.[20]
Hätte die Erde jedoch keinen Mond, so wäre die Präzessionsperiode etwa dreimal so groß, weil der Mond etwa zwei Drittel der Präzessionsgeschwindigkeit verursacht und ohne ihn nur das Drittel der Sonne übrigbliebe. Diese deutlich längere Präzessionsperiode läge nahe vielen Störungen, von denen die stärksten mit Perioden von 68 750, 73 000 und 70 800 Jahren erhebliche Resonanzeffekte verursachen würden. Unter diesen Umständen zeigen Rechnungen, dass alle Achsneigungen zwischen 0° und etwa 85° instabil wären. Dabei würde eine typische Schwankung von 0° bis 60° weniger als 2 Millionen Jahre erfordern.[20]
Der Mond verhindert diese Resonanzen und stabilisiert so mit seiner relativ großen Masse die Neigung der Erdachse gegen die Ekliptik. Dies stabilisiert auch die Jahreszeiten und schafft so günstige Bedingungen für die Entwicklung des Lebens auf der Erde.
Größenverhältnis zwischen Erde und Mond und ihr Abstand zueinander:
L4 und L5
Erde
Mond
Weitere Begleiter
Hufeisenumlaufbahn von 2002 AA29 entlang der Erdbahn
Außer dem Mond existieren mehrere kleinereAsteroiden, die ebenfallskoorbital auf verschiedenen Bahnen um die Erde bzw. gemeinsam mit der Erde um die Sonne kreisen. Diese Umlaufbahnen sind meist komplex und es kommt zu häufigen Wechseln bspw. von einerHufeisenumlaufbahn zur Umlaufbahn einesQuasisatelliten und zurück. Es sind vier Arten von Bahnen von natürlichen Erdbegleitern bekannt:
Trojaner: In bzw. bei denLagrange-Punkten L4 und L5 der Erde können sich Begleiter aufhalten und der Erde so voraus- oder hinterherlaufen. Bislang wurde erst ein natürlicher Trojaner der Erde entdeckt, der etwa 300 Meter große Asteroid(706765) 2010 TK7, der ihr bei L4 vorausläuft. Weitere kleinere Trojaner werden vermutet.
Zweiter Erdmond: Der etwa zehn bis 30 Meter große Asteroid2003 YN107 wird 2120 wahrscheinlich von der Erde eingefangen und so zu einem zweiten Erdmond. Beispiele für temporäre zweite Monde der jüngeren Vergangenheit sind die jeweils nur etwa 2–3 Meter großen2006 RH120 (ist ungefähr alle 20 Jahre ein Mond, zuletzt 2006–2007) und2020 CD3 (war 2017/2018–2020 ein Mond). (Siehe auch:Zweiter Erdmond #Tatsächliche zweite Erdmonde.)
Auf all diesen Bahnen fliegt vermutlich neben den entdeckten großen Objekten auch eine große Anzahl kleiner, bisher unentdeckter natürlicher Objekte, ebenso auf anderen Bahnen. Nachgewiesen sind Teilchen von teilweise mehreren Zentimetern Größe bspw. in denLagrange-Punkten L4 und L5 des Mondes, dieKordylewskischen Wolken.
Zusätzlich befinden sich (Stand: 2019) tausende künstlicheSatelliten im Erdorbit sowie etwa eine Million StückeWeltraumschrott, die größer sind als 1 cm.
Entstehung
Die Erde als „blassblauer Punkt“, aufgenommen von derRaumsondeVoyager 1 am 14. Februar 1990 aus einer Entfernung von etwa 40,5AE (ca. 6 Mrd. km)
Die Erde entstand wie die Sonne und ihre anderen Planeten vor etwa 4,6Milliarden Jahren, als sich derSonnennebel verdichtete. Die Erde wurde, wie heute allgemein angenommen, während der ersten 100 Millionen Jahre intensiv von Asteroiden bombardiert. Heute fallen nur noch wenige Objekte vom Himmel. Dort erscheinen die meisten Objekte alsMeteore und sind kleiner als 1 cm. Auf der Erde sind im Gegensatz zum Mond fast alleEinschlagkrater durch geologische Prozesse verschwunden. Die junge Erde erhitzte sich durch die kinetische Energie derEinschläge während des schweren Bombardements und durch die Wärmeproduktion des radioaktiven Zerfalls, bis sie größtenteils aufgeschmolzen war. Danachdifferenzierte sich gravitativ der Erdkörper in einenErdkern und einenErdmantel. Dabei sanken die schwersten Elemente, vor allemEisen, zum Schwerpunkt der Erde, wobei auch Wärme frei wurde. Leichte Elemente, vor allemSauerstoff,Silizium undAluminium, stiegen nach oben und aus ihnen bildeten sich hauptsächlichsilikatische Minerale, aus denen auch die Gesteine derErdkruste bestehen. Da die Erde vorwiegend aus Eisen und Silikaten besteht, hat sie wie alle terrestrischen Planeten eine recht hohe mittlere Dichte von 5,515 g/cm³.
Die Erdoberflächen-Entwicklung im Wechselspiel der geologischen und biologischen Faktoren wird alsErdgeschichte bezeichnet.
Woher dasWasser auf der Erde kommt, und insbesondere warum die Erde deutlich mehr Wasser hat als die anderen erdähnlichen Planeten, ist bis heute nicht befriedigend geklärt. Ein Teil des Wassers dürfte als Wasserdampf ausMagmaausgegast sein, also letztlich aus demErdinneren kommen. Ob das aber für die heutige Menge an Wasser ausreicht, ist fraglich. Weitere große Anteile könnten von Einschlägen vonKometen,transneptunischen Objekten oder wasserreichenAsteroiden (Protoplaneten) aus den äußeren Bereichen desAsteroidengürtels stammen. Wobei Messungen des Isotopen-Verhältnisses vonDeuterium zuProtium (D/H-Verhältnis) eher auf Asteroiden deuten, da in Wassereinschlüssen in kohligenChondriten ähnliche Isotopen-Verhältnisse gefunden wurden wie im Ozeanwasser, wohingegen das Isotopen-Verhältnis von Kometen und transneptunischen Objekten nach bisherigen Messungen nicht mit dem von irdischem Wasser übereinstimmt.
Leben
Stark vereinfachte grafische Darstellung der Geschichte der Erde und des Lebens
Die Erde ist der einzige bekannte Planet, auf dem eineBiosphäre mitLebensformen existiert. Das Leben begann nach heutigem Wissen möglicherweise bereits relativ schnell nach dem Ende desletzten schweren Bombardements großer Asteroiden: der letzten Phaseder Entstehung des Sonnensystems, die von der Erdentstehung von vor etwa 4,6 bis vor etwa 3,9 Milliarden Jahren dauerte. Danach kühlte sich die Erde ab, so dass sich eine stabile Kruste bildete, auf der sich dann Wasser sammeln konnte. Das Leben entwickelte sich, wie Hinweise vermuten lassen, die jedoch nicht von allen Wissenschaftlern anerkannt werden, schon (geologisch) kurze Zeit später:
In 3,85 Milliarden Jahre altem Sedimentgestein aus derIsua-Region im Südwesten Grönlands wurden in den Verhältnissen von Kohlenstoffisotopen Anomalien entdeckt, die auf biologischenStoffwechsel deuten könnten. Das Gestein kann aber auch statt Sedimentgestein nur stark verändertes Ergussgestein sein, ohne dabei auf Leben zu deuten. Die ältesten direkten, allerdings umstrittenen Hinweise auf Leben sind Strukturen in 3,5 Milliarden Jahre alten Gesteinen derWarrawoona-Gruppe im Nordwesten Australiens und im Barberton-Grünsteingürtel in Südafrika, die als vonCyanobakterien verursacht gedeutet werden. Die ältesten eindeutigen Lebensspuren auf der Erde sind 1,9 Milliarden Jahre alteFossilien aus der Gunflint-Formation in Ontario, dieBakterien oderArchaeen gewesen sein könnten.
Des pflanzlichen Lebens Stoffwechsel, also diePhotosynthese, reicherte die Erdatmosphäre mit molekularem Sauerstoff an, so dass sie ihren oxidierenden Charakter bekam. Zudem veränderte die Pflanzendecke merklich dieAlbedo und damit die Energiebilanz der Erde.
Auf der Erde existiert seit rund 3 bis 2 Millionen Jahren die GattungHomo, zu der der seit rund 300.000 Jahren existierende anatomisch moderneMensch gehört. Die Menschen lebten bis zur Erfindung vonPflanzenbau undNutztierhaltung im Vorderen Orient (ca. 11.), in China (ca. 8.) und im mexikanischen Tiefland (ca. 6. Jahrtausend v. Chr.) ausschließlich alsJäger und Sammler. Seit dieserneolithischen Revolution verdrängten die vom MenschengezüchtetenKulturpflanzen und-tiere bei der Ausbreitung derZivilisationen die Wildpflanzen und -tiere immer mehr. Der Mensch beeinflusst spätestens seit derindustriellen Revolution das Erscheinungsbild und die Entwicklung der Erde immer mehr: Große Landflächen wurden in Industrie- und Verkehrsflächen umgewandelt.
Dieseranthropogene Wandel wirkte bereits zu Beginn derNeuzeit in einigen Erdregionen deutlich negativ: So entstand in Mitteleuropa seit dem 16. Jahrhundert eine dramatischeHolznot, die eine erhebliche Entwaldung verursachte. Daraus entstanden im 18. und 19. Jahrhundert die ersten größerenBewegungen in Europa und Nordamerika fürUmwelt- undNaturschutz.Umweltverschmutzung und-zerstörung globalen Ausmaßes nahmen im 20. Jahrhundert schnell zu. Die zugrundeliegenden Zusammenhänge zeigte die 1972 erschienene Studie „Grenzen des Wachstums“ erstmals umfassend auf. Der internationale Umweltschutz-Aktionstag ist seit 1990 der 22. April und heißtTag der Erde. 1992 kam eine erste „Warnung der Welt-Wissenschaftsgemeinde an die Menschheit“ zur dringenden Reduzierung schädlicher Einflüsse auf die Erde.[22]
Das Jahr 2008 wurde von den Vereinten Nationen unter Federführung derUNESCO zumInternationalen Jahr des Planeten Erde (IYPE) erklärt. Diese bislang größte weltweite Initiative in denGeowissenschaften soll die Bedeutung und den Nutzen der modernen Geowissenschaften für die Gesellschaft und für einenachhaltige 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.[23]
Um die entscheidendenökologischen Belastungsgrenzen der Erde zu quantifizieren, formulierte 2009 ein 28-köpfiges Wissenschaftlerteam unter Leitung vonJohan Rockström (Stockholm Resilience Centre) diePlanetary Boundaries:[24]
„Ampel“-Darstellung der ökologischen Trends der Erde nach William J. Ripple et al.: „Zweite Warnung an die Menschheit“ (2017) *) = Emissionen von ozonabbauenden Halogenverbindungen alsR-11-Äquivalente im Megatonnen unter Annahme einer konstanten natürlichen Emissionsrate von 0,11 Mt pro Jahr
Dazu veröffentlichten 15 372 Wissenschaftler aus 184 Ländern am 13. November 2017 eine „zweite Warnung an die Menschheit“, da es außer beim Schutz der Ozonschicht und den Fischfangquoten keine realen Fortschritte gegeben hat: Fast alle wichtigen ökologischen Kennzahlen haben sich drastisch verschlechtert. Besonders beunruhigend sind die Trends bei der Klimaerwärmung, derEntwaldung, der Zunahmetoter Gewässer und der Verringerung der Artenvielfalt. Die Wissenschaftler sehen die Lebensgrundlagen der Menschheit ernsthaft gefährdet und rufen zu kurzfristigen Gegenmaßnahmen auf.[22]
Zukunft
Veränderungen durch das Altern der Sonne
Der Lebenszyklus der Sonne
Die fernere Zukunft der Erde ist eng an die derSonne gebunden.
Im Sonnenkern vermindert dieKernfusion 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 Leuchtkraft der Sonne etwa um 10 % über die nächsten 1,1 Milliarden Jahre und um 40 % nach 3,5 Milliarden Jahren zunehmen wird.[25]
Sofern obige Sonnenveränderungen als Haupteinflussfaktor auf die Erde angenommen werden, wird vermutet, dass die Erde noch etwa 500 Millionen Jahre lang ähnlich wie heute belebt bleiben könne.[26] Danach, so zeigen Klimamodelle, wird derTreibhauseffekt instabil und höhere Temperatur führt zu mehr Wasserdampf in der Atmosphäre, was wiederum den Treibhauseffekt verstärken wird.[27] Der warme Regen wird durch Erosion den anorganischenKohlenstoffzyklus beschleunigen, wodurch der CO2-Gehalt der Atmosphäre auf etwa 10ppm in etwa 900 Millionen Jahren (verglichen mit 280 ppm in vorindustrieller Zeit) stark abnehmen wird, sodass mit den Pflanzen auch die Tiere verhungern werden.[28] Nach einer weiteren Milliarde Jahren wird das gesamte Oberflächenwasser verschwunden sein[29] und die globale Durchschnittstemperatur der Erde +70 °C erreichen.[28]
Verlassen des Sonnensystems
Ein „Wild-Card“-Ereignis wäre das Herausschleudern der Erde aus dem Sonnensystem durch das nahe Vorbeiziehen eines Sterns (aufgrund der Wirkung von dessenGravitation auf die Erde). Die Wahrscheinlichkeit dafür, dass das innerhalb der nächsten fünf Milliarden Jahre passiert, liegt bei etwa 1 zu 100.000 (0,001 %). In diesem Szenario würden die Ozeane innerhalb einiger Millionen Jahre fast vollständig gefrieren und nur noch vereinzelte Taschen flüssigen Wassers etwa 14 km unter der Oberfläche bestehen. Mit einer Wahrscheinlichkeit von etwa 1 zu 3.000.000 zieht stattdessen einDoppelstern vorbei, nimmt die Erde in eine Umlaufbahn auf und hält so sogar dieBiosphäre intakt.[30]
Zerstörung
Verschiedene weitere Wild-Card-Ereignisse könnten die Erde theoretisch schon bald zerstören. Beispiele hierfür sind:
Zerstörung durch die Kollision mit einem anderen ausreichend großenHimmelskörper (Hierzu zählt ebenfalls der Eintritt der Erde in den Anziehungsbereich einesSchwarzen Lochs oderNeutronensterns ausreichender Größe. Die Wahrscheinlichkeit für all solche Kollisionen ist aber selbst dann, wenn derAndromedanebel in frühestens zwei[31] Milliarden Jahren mit der Milchstraße kollidiert, noch gering aufgrund der großen Leere des Universums sogar innerhalb von Galaxien.)
Umwandlung inSeltsame Materie durch die Kollision mit einem Strangelet
Ohne Wild Cards oder menschliches Einwirken wird die Erde ab in etwa sieben Milliarden Jahren in die Sonne abstürzen und verglühen. Die oben beschriebene Vergrößerung sowie die Leuchtkraftzunahme der Sonne wird sich zuvor deutlich beschleunigt haben. Irgendwann wird die Sonne alsRoter Riese bis an die heutige Erdbahn reichen. Zwar wird die Sonne als Roter Riese durch starkenSonnenwind etwa 30 % ihrer Masse verlieren, sodass rechnerisch der Erdbahnradius auf 1,7 AE anwachsen wird,[25] 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.[25][32][33]
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