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Astrometriesatellit

Astrometriesatellit

Als Astrometrie-Satellit wird ein künstlicher Erdsatellit bezeichnet, der Aufgaben der Astrometrie - frei von störenden terrestrischen Einflüssen - im Weltraum durchführt.

Einführung: Sternwarten und Erdatmosphäre

Auf der Erde lassen sich zwar viel größere Sternwarten und Teleskope bauen als für den Betrieb in Raumsonden, doch sind ihre Qualitäten meist nicht voll nutzbar. Der Grund ist hauptsächlich die Erdatmosphäre, welche
- das einfallende Licht merklich dämpft (Aerosole, Extinktion,
  - verstärkt durch die seit 1900 stark zugenommene "Lichtverschmutzung";
- die einfallenden Lichtstrahlen unregelmäßig ablenkt - durch die Szintillation (das "Funkeln" der Sterne) und den Richtungseffekt des Seeing (hin- und her "wabernde" Sternabbildung), oft über 1")
- und auch durch Effekte der Sonnenstrahlung und Erwärmung. Diese Nachteile erdgebundener Teleskope lassen sich teilweise durch adaptive Optiken u.ä. verkleinern - allerdings unter hohem Aufwand. Während die Richtungsmessung im Weltall schon mit wesentlich kleineren Instrumenten jene auf großen Sternwarten übertrifft, sind jene Messungen etwas weniger von der Atmosphäre betroffen, wo es auf hohe Lichtstärke ankommt. Das bedeutet, dass die Weltraumteleskope für die Astrometrie einen höheren Gewinn bringen als für die Astrophysik.

Astrometrie, Bezugssystem und Satelliten

Während Jahrhunderten waren optische - im heutigen Sprachgebrauch astrometrische - Beobachtungen die einzigen für die Astronomie verfügbaren Messungen. Vor dem Weltraumzeitalter stand eine Vielzahl astronomischer Instrumente zur Verfügung, um ein erdfestes Bezugssystem zu definieren und die Erdrotation zu studieren.

Erdgebundene Astrometrie und Satellitengeodäsie

In den letzten Jahrzehnten wurden für diesen Zweck erstaunlich genaue Instrumente entwickelt und auch automatisiert: Der elektronische Meridiankreis, das Zenitteleskop samt Weiterentwicklung zum PZT und das automatisierte Astrolabium vom Typ Danjon. Sie wurden v.a. von jenen Observatorien verwendet, die zum IPMS (International Polar Motion Service) Beiträge beitrugen. Während die Messungen vor 100 Jahren beastenfalls an die 0,1" heranreichten, liefern diese Messgeräte die geografische Breite einer Station auf bis zu 0,01" (10 mas oder umgerechnet 0,3 m) pro Nacht. Dennoch sind vergleichbare Genauigkeiten von der Satellitengeodäsie schon in ihrem 2. Jahrzehnt (um 1975) erzielt worden - freilich nicht optisch, sondern auf Basis von Mikrowellen und EDM.
Seit etwa 1970 erreicht die Richtungsmessung zu Satelliten mit großen Satellitenkameras wie die BC-4 etwa 1", ließ sich seither aber kaum mehr über 0.5" steigern. Allerdings wurden diese Methoden der Satelliten- und Stellartriangulation durch GPS und andere Radiowellen-Methoden so mächtig ergänzt, dass nun die Erdfigur auf wenige Zentimeter genau erfasst werden kann.
Dies bedeutet, dass die optische Astrometrie um einen Faktor von etwa Zehn "nachhinkt" (siehe oben, 30 cm). Teilweise konnte diese Diskrepanz durch die Radiointerferometrie und insbesondere VLBI gemildert werden, doch wären ebenso genaue Messungen auch im Bereich der Lichtwellen notwendig.

Terrestrische Koordinaten und Sternkataloge

Bei der Definition eines geeigneten Bezugssystems für genaue Koordinaten auf der Erde und im Weltraum sind Geodäsie, Astronomie und Mathematik wechselseitig aufeinander angewiesen. Für die Zeitsysteme und wegen der Geodynamik auch innerer Massenverschiebungen kommen noch die Physik und die Geophysik hinzu. Den Zusammenhang zwischen terrestrischen Koordinaten und jenen der Astronomen liefert die Erdrotation. Die Erde dreht sich sozusagen in kontrollierbarer Zeit innerhalb des astronomischen Koordinatenrahmens, der durch ihren Äquator und die Ekliptik definiert ist. Dieses Bezugssystem der Sternkoordinaten Rektaszension und Deklination ist seinerseits wegen der Präzession und Nutation variabel. Deren Parameter und das ganze Modell, das mit der Erdbahn, dem Mond und auch den anderen Planeten zusammenhängt, konnte im letzten Jahrzehnt merklich auf fast 0,01" verbessert werden, was aber nicht ausreicht. Zahlreiche Wissenschafter arbeiten weiterhin an diesem Problem; von ihnen wurden etwa 40 Europäer im Frühjahr 2004 für ihr Forschungsprojekt "Non-rigid earth Nutation model" durch den [http://www.cordis.lu/science-society/descartes/winners2003.htm Descartes-Preis] der EU ausgezeichnet. Während sich also die Erdmessung in den letzten 10-15 Jahren an die Dezimeter-Genauigkeit der Erdfigur herantastete (und gegen 2010 cm erreichen könnte), fehlt(e) es bei der optischen Astronomie um fast den Faktor 10. Für solche Schritte sind Verbesserungen bei den Fundamentalgrößen und genaueste Messungen möglichst vieler Sternörter und deren Eigenbewegungen erforderlich. Dieser Prozess stagnierte nahezu bis 1990. Der AGK-Sternkatalog aus der Jahrhundertwende wurde zwar zu seiner quasi fünften Ausgabe verbessert (Fundamentalkatalog FK5), konnte jedoch die individuellen Sternfehler des FK4 von bis zu einigen 0,1" nicht gänzlich tilgen.

Der Hipparcos-Satellit

In diese Lücke stieß - gerade rechtzeitig - der erste Astrometrie-Satellit HIPPARCOS. Sein Name schließt an jenen antiken Astronomen an, der aus dem Vergleich zweier Sternkataloge die Präzession entdeckte; die Abkürzung ist aus HIgh Precision PARallax COllecting Satellite zusammengesetzt. Der Satellit wurde 1989 von der ESA gestartet, um ein Netz von 120.000 Sternen auf 0,002" zu vermessen, 20-50 mal präziser als bisher möglich. Er war bis Juni 1993 aktiv und schaffte sein Ziel trotz eines großen Bahnfehlers fast zur Gänze: der Hipparcos-Katalog enthält 118.000 Sterne mit 0.003" bzw. 0.002"/Jahr. Ein zweites Instrument maß für den Tycho-Katalog weitere 1 Million Sternörter auf 0,02".
Diese beiden Kataloge sind die modernste Realisation des Himmels-Referenzsystems ICRF. Die Daten von 300 Gigabyte werden hunderte Fachleute noch bis 2010 beschäftigen und gaben schon 1997 - im Jahr der Publikation - Stoff für etwa 500 Fachartikel. Die Messmethode HIPPARCOS' war ein profilweises elektro-optisches Scannen der Sterne, die dann durch Ausgleichung zu Flächenstücken vernetzt werden. Für jede Mess-Epoche wurden so die Sternörter berechnet, und aus deren Zeitabstand die Eigenbewegungen abgeleitet. Die gleichzeitige Beastimmung der jährlichen Parallaxen ergaben 10x genauere Entfernungen der Sterne als bisher.

Ausblick auf 1-2 Jahrzehnte

Wichtige Fortschritte neben dem verbesserten Bezugssystem für Erdmessung und Sonnensystem sind:
- Präzisere Vorhersage von Sternbedeckungen durch Planeten und Asteroiden - und damit künftige Chancen, durch Messungen im Planetensystem die Astrometrie weiter zu fördern:
  - Schon Hipparcos konnte in seinen 3 Jahren öfters Asteroiden beobachten, die mit Meridiankreismessungen von La Palma und Bordeaux zu Bahnbestimmungen von 0.04" oder 75m kombiniert wurden!
- Genaue Dynamik der Milchstraße und der Sternverteilung in unserer "Umgebung"
- Präzisere Korrelation von Leuchtkraft und Spektraltyp im HRD, was weitere Fortschritte in der stellaren Astrophysik hervorrufen wird
- Verbindung des optischen Koordinaten-Rahmens zum VLBI-System der Radio-Interferometrie mit Quasaren - was zu künftig besseren Auswertungen beiträgt. Als Nachfolgeprojekt soll Gaia ab ca. 2011 mit mindestens 40facher Genauigkeit etwa eine Milliarde Sterne vermessen. Das Projekt eines deutschen Astrometriesatelliten (DIVA) wurde inzwischen eingestellt. Bei der Vorauswahl der Messprogramme werden die Hipparcos-Kataloge weitere Vorteile bieten. In Anbetracht der neuen Beobachtungsmethoden von CCD und ähnlichen elektro-optischen Sensoren und der verbesserten Sternkataloge ist auch anzunehmen, dass optische Beobachtungen in der Satellitengeodäsie wieder an Bedeutung gewinnen.

Siehe auch

Astrogeodäsie, Geodynamik, International Terrestrial Reference Frame (ITRF), Liste der unbemannten Raumfahrtmissionen, Raumfahrt, J2000.0, IERS Terrestrial Reference System

Weblinks


- [http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Oef/Stw/Projects/node8.html Der Astrometrie-Satellit HIPPARCOS]
- [http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/catalog.html The Star Catalogues Hipparcos and Tycho]
- [http://www.astronews.com/news/artikel/2001/05/0105-020.shtml GAIA - Satellit für die nächste Astronomengeneration]
- [http://www.3sat.de/nano/news/02072 Deutscher Satellit soll die Sterne erkunden - Gute Chancen für DIVA] Kategorie:Künstlicher Satellit Kategorie:Astrometrie

Erdsatellit

Ein Erdsatellit ist ein Körper, der sich unter dem Einfluss der Erdanziehung in einer ellipsenähnlichen Bahn um die Erde bewegt. Als einziger natürlicher Erdsatellit gilt der Mond. Mit „Erdsatellit“ bezeichnet man allgemein die künstlichen, also von Menschenhand hergestellten, Körper (als Summe von Subsystemen), die ohne ständigen Antrieb über einen längeren Zeitraum um die Erde kreisen. Erdgebundene Subsysteme heißen in diesem Zusammenhang Bodenstation. Die wesentlichen Probleme beim Einsatz von Erdsatelliten liegen: #im Transport in den Weltraum mit Hilfe eines Trägers (Rakete) #in der Kommunikation zwischen Satelliten und Erde #in der Energieversorgung #in der Steuerung des Bahnverlaufs und an Bord befindlicher Instrumente.

Transportschieße und Bahnverlauf

Einem Erdsatelliten muss beim Start eine so hohe Bahngeschwindigkeit mitgegeben werden, dass seine Radialkraft oder auch Zentripetalkraft mindestens gleich der Erdanziehungskraft ist. Für die Radialkraft gilt: F_r = \frac m1: Masse des Körpers auf der Umlaufbahn v: Geschwindigkeit r: Bahnradius N = \frac = \frac = \frac N: Newton kg: Kilogramm m: Meter s: Sekunde Die Erdanziehungskraft ist F_G = \gamma \cdot \frac \gamma : Gravitationskonstante = 6,673 \cdot 10^~ \frac m1, m2: Massen der Körper r: Abstand der beiden Massenmittelpunkte N = \frac \cdot \frac = \frac F_r = F_G \frac = \gamma \cdot \frac m1: Masse des Körpers auf der Kreisbahn m2: Masse der Erde Nun erkennt man das die Masse des Körpers auf der Kreisbahn keine Relevanz hat, da diese durch mathematisches Umformen wegfällt. v^2 = \frac v = \sqrt[2] 1. kosmische Geschwindigkeit Mit dieser Geschwindigkeit ist es einem Körper auf einer Kreisbahn um die Erde möglich seine Bahn zuhalten. v_1 = \sqrt[2] v_1 = \sqrt[2] v_1 = 7907 \frac = 2196 \frac = 7,9 \frac Mit der 2. kosmischen Geschwindigkeit oder Fluchtgeschwindigkeit kann er das Schwerefeld der Erde verlassen. Sie liegt bei v_2 = 11,2 \frac. Der Transport in die Umlaufbahn erfolgt mit Hilfe von Raketen, die aus technisch-energetischen Gründen als Stufenraketen ausgeführt sind. Der Satellit ist auf die oberste (meist dritte) Raketenstufe aufgesetzt und aerodynamisch günstig verkleidet. Er wird entweder direkt in die Bahn geschossen oder durch ein anderes Raumfahrzeug "ausgesetzt". Solange die Rakete arbeitet, läuft er auf der so genannten "aktiven Bahn". Nach Brennschluss der Raketenmotoren folgt die "Freiflugbahn" (oder passive Bahn).

Satellitenbahnen

Die antriebslose Bewegung eines Satelliten gehorcht genähert den Gesetzen des Zweikörperproblems der Himmelsmechanik; weitere Kräfte bewirken jedoch diverse Bahnstörungen. Wäre die Erde eine exakte Kugel ohne Atmosphäre und gäbe es keine anderen Himmelskörper, folgte die Satellitenbahn einer mehr oder weniger exzentrischen Ellipse um die Erde gemäß den Keplerschen Gesetzen. Die Bahnebenen der Erdsatelliten gehen durch den Erdmittelpunkt und sind näherungsweise "raumfest", also gegenüber den Fixsternen unverändert, während die Erde darunter rotiert. Abhängig von ihrer Flughöhe lassen sich die Satelliten in verschiedene Typen aufteilen:
- GEO (Geostationary Orbit): geostationäre Satelliten mit einer Flughöhe von etwa 35.790 km. Hier beträgt die Umlaufzeit genau einen Tag. Im Bezug auf die Erdoberfläche sind diese Satelliten ortsfest. Beispiele: Astra, Eutelsat, Inmarsat etc.
- MEO (Medium Earth Orbit): Satelliten mit einer Flughöhe von 6.000 - 12.000 km und einer Umlaufdauer von 4 - 12 Stunden. Beispiele: ICO
- LEO (Low Earth Orbit): Satelliten mit einer Flughöhe von 500 - 1.500 km und einer Umlaufdauer von 1,5 - 2 Stunden. Beispiele: Iridium, Globalstar Durch die Abplattung der Erde sowie die Inhomogenität der Erdoberfläche und des Erdschwerefeldes weichen die Satellitenbahnen von der idealen Ellipsenform um einige Kilometer ab, bzw. ändern sich Bahnlage und Perigäum um einige Grad pro Tag. Daraus bestimmt die Satellitengeodäsie die genaue Erdform - das Geoid weicht vom fiktiven Erdellipsoid bis zu 100 m ab. Für diese Abweichungen (auf 6.357 - 6.378 km Erdradius nur 0,001 %) wurden die etwas unglücklichen Begriffe Kartoffel- bzw. Birnenform geprägt. Zusätzlich bewirkt die Erdatmosphäre eine ständige leichte Bremsung der Satelliten, sodass sich Bahnen unter etwa 1.000 km spiralförmig der Erde nähern. Die Lebensdauer hängt auch vom Verhältnis Oberfläche/Masse ab und reicht von einigen Wochen oder Jahren (LEOs) bis zu Jahrtausenden (MEOs). Weitere Bahnstörungen werden von der Gravitation des Mondes verursacht, vom Strahlungsdruck der Sonne und von Effekten in der Ionosphäre. Die Satellitenbahn muss deshalb ständig kontrolliert und gegebenenfalls nachgeregelt werden. Hierzu dient unter anderem die Kommunikation mit der Bodenstation.

Satellitenkommunikation und -steuerung

Kommunikation und Steuerung erfolgen durch Radiowellen mit Frequenzen zwischen etwa 100 MHz und einigen Gigahertz. Die Übermittlung der Signale und Informationen erfolgt durch Modulation bzw. Codierung der Funkwellen. Auch wenn die Radiofrequenzen durch Atom- oder Quarzuhren stabilisiert werden, ändern sie sich durch mehrere Einflüsse - vor allem:
- Dopplereffekt (wegen der Bewegung des Satelliten und der Erdrotation)
- Funkstörungen in der Atmosphäre (Wetterlage, Sonnenaktivität) und Magnetosphäre. Abhängig von der Flughöhe haben Signale für die Kommunikation zwischen Erdoberfläche und Satellit eine Laufzeit, die durch die Geschwindigkeit der elektromagnischen Wellen bestimmt wird. Wichtig ist eine niedrige Laufzeit insbesondere bei Echtzeitanwendungen, z.B. bei der Übertragung von Telefongesprächen. Bei geostationären Satelliten (GEO) beträgt die Verzögerung mehr als 300 ms, beim Typ MEO 150 ms und beim Typ LEO weniger als 50 ms.

Energieversorgung


- Batterien
- Solarenergie (Sonnensegel)
- Steuerraketen (Brennstoff)
- kleiner Atomreaktor.

Aufgaben der Erdsatelliten

Wissenschaftliche Aufgaben

Erdsatelliten, die wissenschaftlichen Aufgaben dienen, zählt man zum Allgemeinbegriff der Forschungssatelliten. Sie tragen ein oder mehrere präzise Geräte, die zu Messungen oder Beobachtungen von Erde bzw. Weltraum programmiert sind. Diese Rohdaten werden in (manchmal langwierigen) Analysen zu Nutzdaten aufbereitet, die dann der Forschung oder Anwendung zur Verfügung stehen. Die meisten Forschungssatelliten sind den Wissensgebieten der Geowissenschaften, Physik, Astronomie und Biologie zuzuordnen. Sie sind aber nicht immer von kommerziellen oder militärisch genutzten Erdsatelliten abzugrenzen.

Kommerzielle Aufgaben

Kommerziell genutzte Erdsatelliten werden hauptsächlich in den Bereichen
- Telekommunikation als Relaisstation
- Positionsbestimmung und Navigation
- Rundfunk und Fernsehen ("Fernsehsatellit")
- Fernerkundung, Landwirtschaft und Kartografie eingesetzt.

Militärische Aufgaben

Militärische Nutzung von Erdsatelliten liegt insbesondere in der Positionsbestimmung eigener oder gegnerischer/fremder Kräfte und in der Sicherstellung der Kommunikation zwischen den eigenen Einheiten sowie der Störung der Kommunikation fremder Einheiten. Darüber hinaus kommen Spionagesatelliten zum Einsatz, die den Funk- und Telefonverkehr abhören können, und für die Aufklärung von militärischen Anlagen. Kategorie:Satellitentechnik

Astrometrie

Die Astrometrie (wörtlich Sternmessung) ist der geometrische Teilbereich der Astronomie und als solcher das Gegenstück zur Astrophysik. Sie umfasst die Messung und Berechnung von Gestirnspositionen (sog. Sternörter) und ihren Bewegungen (siehe auch Himmelsmechanik). Bis zur Etablierung der Astrophysik, die um 1850 nach Erfindung der Spektroskopie erfolgte, machten Astrometrie und Sphärische Astronomie den Großteil der gesamten Sternkunde aus. Nach [de Vegt¹] ist Astrometrie die Wissenschaft vom geometrischen Aufbau des Universums (Ort, Bewegung und Entfernung der Gestirne) oder die Vermessung des Himmels. Gleichzeitig gibt sie eine Koordinaten-Grundlage für die Geodäsie - also die Vermessung der Erde.

Aufgaben der Astrometrie

Konkreter betrachtet, bedeutet Astrometrie heute:
- Erstellung von Katalogen mit genauen Positionen und Eigenbewegungen von Sternen
- Aufbau des fundamentalen Bezugskoordinatensystems von Astronomie und Geowissenschaften
- Aufbau räumlicher astronomischer Datenbanken
- Entwicklung von Messmethoden und Instrumenten
  - einerseits terrestrisch (optische Teleskope und -Sensoren, Infrarot-, Radioteleskope usw.),
  - andrerseits mit Astrometriesatelliten (siehe Hipparcos und künftig Gaia) und interplanetaren Raumsonden
- Durchführung der einschlägigen Messungen und internationalen Messkampagnen
- Reduktion der Messungen und Normung der entsprechenden Verfahren. Die wichtigste Institution für diese Aspekte ist das Astronomische Rechen-Institut (ARI) in Heidelberg. Es betreibt Astrometrie, Stellardynamik und astronomische Dienstleistungen in Form von Ephemeriden und Jahrbüchern, Kalendergrundlagen und Bibliografien.

Historisches und Querverbindungen

Bis zum Aufkommen der Astrophysik nach 1850 - vor allem durch die Spektralanalyse und die Astrofotografie - war die Astrometrie gleichbedeutend mit Astronomie überhaupt [K.Schütte]. Erst im 20.Jahrhundert begann man von Astrometrie oder Positionsastronomie zu sprechen - im Gegensatz zur Astrophysik, die ab 1950 die Astronomie dominierte. Seit der Entwicklung von elektro-optischen Sensoren wie CCD, von Astrometriesatelliten wie HIPPARCOS und der VLBI-Interferometrie erlebt die Astrometrie eine Renaissance. Ihre Querverbindungen zur Geodäsie werden stärker, die Bedeutung hochpräziser Koordinatensysteme nimmt zu. Internationale Aufgaben wie Monitoring der Erdrotation mit Radioastronomie und GPS, Raumfahrt- und Satellitenprojekte wie Galileo oder GAIA werden interdisziplinär und geben jungen Astronomen neue Berufschancen. In der Definition der Zeitsysteme müssen Astronomen mit Physik und weiteren 3-4 Disziplinen kooperieren.

Zwei- bis vierdimensionale Astrometrie

Der 2-D Teil der Astrometrie zählt zur sphärischen Astronomie und beschäftigt sich nur mit der Einfallsrichtung von Lichtquellen aus dem Weltraum - theoretisch, messtechnisch, betreffs der Koordinatensysteme und für diverse Korrekturen der scheinbaren Richtung von Himmelsobjekten (Planeten, Sternen, Galaxien) auf ihre wahre Richtung. Dreidimensional werden die Sternörter durch Messung von Parallaxen - jener scheinbaren jährlichen Verschiebungen, die von gegenüberliegenden Punkten der Erdbahn feststellbar sind. Daraus können Sterndistanzen bis zu 100 Lichtjahren abgeleitet werden, mit HIPPARCOS- und anderen Methoden noch weit darüber hinaus. 4-D könnte man schließlich die Stellardynamik nennen, die sich auf Eigenbewegungen stützt. Man erhält sie aus genauen Sternörtern von weit auseinander liegenden Epochen. Ihre Ergänzung zum räumlichen Geschwindigkeitsvektor gibt die Radialgeschwindigkeit, ein Ergebnis der Spektralanalyse und somit der Übergang zur Astrophysik. Ähnlich steht es um Entfernungsbestimmungen mittels Fotometrie. Die Dynamik ferner Objekte wird umso mehr astrophysikalisch erforscht, je weiter sie entfernt sind. Diese Grenze wird aber durch die Raumfahrt und Astrometriesatelliten ständig ausgeweitet.

Literatur


- Julius Redlich: Ein Blick in das allgemeinste Begriffsnetz der Astrometrie. Verlag Beyer, Langensalza 1907.
- Rudolf Sigl: Geodätische Astronomie. Verlag Wichmann, 3.überarb. Auflage, 300 p., ISBN 387907190X, Heidelberg 1991.
- P.Brosche, H.Schuh: Neue Entwicklungen in der Astrometrie und ihre Bedeutung für die Geodäsie. ZfV Jg.124, p.343-350, Stuttgart 1999.

Weblinks


- http://www.ari.uni-heidelberg.de
- http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/catalog.html
- http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Oef/Stw/Projects/node8.html
- http://www.astronews.com/news/artikel/2001/05/0105-020.shtml (GAIA) Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie Kategorie:Astrometrie

Weltraum

---Sidenote START---
Als Universum (v. lat.: universus = gesamt; v. unus und versus = „in eins gekehrt“) wird allgemein die Gesamtheit aller Dinge und Objekte bezeichnet. Im speziellen meint man damit den Weltraum, auch Weltall oder Kosmos (v. griechisch kósmos - (Welt)Ordnung, Schmuck, Anstand; das Gegenstück zum Chaos) bezeichnet die Welt bzw. das Weltall sowohl als das sichtbare Universum als auch als geordnetes, harmonisches Ganzes. Der Begriff Universum wurde von Philipp von Zesen durch den Ausdruck Weltall eingedeutscht. Oft wird mit dem Begriff Weltraum auch nur der Raum außerhalb der Erdatmosphäre bezeichnet. Da der Übergang von der Erdatmosphäre zum Weltraum fließend ist, existieren mehrere festgelegte Grenzen. International anerkannt ist die Definition der Fédération Aéronautique Internationale, nach der der Weltraum in einer Höhe von 100 km beginnt. Nach der Definition der NASA und der US Air Force beginnt der Weltraum bereits in einer Höhe von etwa 80 km (50 Meilen) über dem Boden.

Allgemeines

Die heute anerkannte Theorie zur Beschreibung der großräumigen Struktur des Universums ist die Allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein. Auch die Quantenphysik hat bislang wichtige Beiträge zum Verständnis speziell des frühen Universums geliefert, in dem die Dichte und Temperatur sehr hoch waren und viele Prozesse unter Beteiligung von Elementarteilchen abliefen. Wahrscheinlich wird ein vollständigeres Verständnis des Universums erst erreicht, wenn die Physik eine Theorie entwirft, die die Allgemeine Relativitätstheorie mit der Quantenphysik vereint. In dieser Theorie der Quantengravitation sollen die vier Grundkräfte der Physik vereint werden. Die Kosmologie, ein Teilgebiet sowohl der Philosophie als auch der Physik, befasst sich mit dem Studium des Universums, und versucht Eigenschaften des Universums wie beispielsweise die Frage nach der Feinabstimmung zu beantworten.

Herkunft, Alter und Zusammensetzung

In der klassischen Urknalltheorie wird angenommen, dass das Universum zu einem bestimmten Augenblick, dem Urknall (auch Big Bang), entstand und sich seitdem ausdehnt. Diese Theorie macht jedoch keine Aussagen darüber, was vor dem Urknall gewesen sein könnte, oder weshalb er überhaupt stattfand. Das Alter des Universums ist aufgrund von Präzisionsmessungen des Satelliten WMAP mit 13,7 Milliarden Jahren relativ genau datierbar. Dies setzt voraus, dass der Urknall tatsächlich als zeitlicher Beginn des Universum betrachtet werden kann, was wegen Unkenntnis der physikalischen Gesetze für den Zustand unmittelbar nach Beginn des Urknalls nicht gesichert ist. Allerdings kann ein statisches Universum, dass unendlich alt und unendlich gross ist ausgeschlossen werden, nicht jedoch ein dynamisches unendlich grosses Weltall. Zum einen wegen der beobachteten Expansion des Weltalls, des Weiteren wies schon der Astronom Heinrich Wilhelm Olbers darauf hin, dass bei unendlicher Ausdehnung und unendlichem Alter eines statischen Universums es nachts nicht mehr dunkel werden dürfte (Olberssche Paradoxon). Im intergalaktischen Raum (siehe auch Galaxie) beträgt die Dichte etwa ein Wasserstoff-Atom pro Kubikkilometer, innerhalb von Galaxien ist sie jedoch wesentlich höher. Desgleichen ist der Raum von Feldern und Strahlung durchsetzt. Die Temperatur der Hintergrundstrahlung beträgt derzeit 2,7 Kelvin (also ca. -270°C). Sie entstand 380.000 Jahre nach dem Urknall und wird auch als Geburtsschrei unseres Universums bezeichnet. Das Universum besteht nur zu einem kleinen Teil aus uns bekannter Materie und Energie (4 %), der größte Teil macht eine bis heute weitgehend unverstandene „dunkle Materie“ (23 %) und „dunkle Energie“ (73 %) aus, die für die beschleunigte Expansion verantwortlich ist, auf welche aus den Daten des Satelliten WMAP geschlossen wurde. Die Gesamtmasse des sichtbaren Universums liegt zwischen 8,5·1052 und 1053 kg. Ohne dunkle Energie würde sich durch die Gravitationswirkung der Materie die Expansion des Universums verlangsamen und, sofern genügend Materie vorhanden ist, letztendlich umkehren: das Universum würde in einem sogenannten „Big Crunch“ wieder in sich zusammenstürzen und zu einer Singularität kollabieren. Ein Stern besteht zu ca. 70 % aus Wasserstoff (H2) und ca. 30 % aus Helium (He). Die anderen chemischen Elemente, insbesondere die, aus denen die Planeten bestehen, können bei dieser groben Rechnung vernachlässigt werden. Daraus errechnet sich das Durchschnittsgewicht eines Atoms mit 2,14 x 10-27 kg. Die Masse eines Sterns beträgt in der Regel 2 x 1030 kg, enthält also 1057 Atome. Im sichtbaren Universum kann man von 100 Milliarden oder 1011 Galaxien ausgehen, die jeweils 1011 Sterne enthalten. Das ergibt 1022 Sterne. Die Zahl der Atome im sichtbaren Weltall dürfte daher bei 1079 Atomen liegen. Nach genaueren Berechnungen unter Verwendung der Theorie des inflationären Universums wird die Anzahl der Teilchen im beobachtbaren Universum zwischen 4·1078 und 6·1079 geschätzt.

Form und Volumen

Die Anschauung könnte die Vermutung nahelegen, dass aus der Urknalltheorie eine "Kugelform" des Universums folgere; das ist jedoch nur eine von mehreren Möglichkeiten. So wurden neben einem flachen unendlichen Universum viele andere Formen vorgeschlagen. Darunter beispielseise eine Hypertorusform, oder auch die in populärwissenschaftlichen Publikationen als "Fussballform" und "Trompetenform" bekannt gewordenen Formen. Im CDM-Standardmodell (CDM von engl. Cold Dark Matter ) sowie dem aktuelleren Lambda-CDM-Standardmodell, welches die gemessene Beschleunigung der Expansion des Universums berücksichtigt, wird von einer euklidischen Geometrie und einem unendlichen Volumen des Universums ausgegangen. Dies ist nicht zwingend, da es gegenwärtig nur möglich ist, eine untere Grenze für die Ausdehnung des Universums anzugeben. Beobachtungsdaten des Satelliten WMAP schliessen nach Neil Cornish die meisten Beschreibungsmodelle des Universums, welche einen Radius kleiner 75 Milliarden Lichjahren besitzen, aus. Da die gemessene Geometrie von einer euklidischen nicht zu unterscheiden ist, wird das Lambda-CDM-Standardmodell jedoch als das einfachste Modell angesehen, welches an die Beobachtungsdaten angepasst werden kann. Wichtig ist der Unterschied zwischen Unendlichkeit und Unbegrenztheit: Auch wenn das Universum ein endliches Volumen besitzen würde, so wäre es dennoch unbegrenzt. Leicht anschaulich wird dieses Modell unter Weglassung einer Dimension: Eine Kugeloberfläche hat eine endliche Fläche, hat aber keinen Mittelpunkt und ist unbegrenzt (man kann auf ihrer Oberfläche herumlaufen, ohne an ein Ende anzustoßen). So wie eine zweidimensionale Kugeloberfläche in einem dreidimesionalen Raum eingebettet ist, kann man, falls das Universum nicht flach sondern gekrümmt ist, sich diesen gekrümmten Raum als in einem höherdimensionalen Raum eingebettet vorstellen.

Zusammenhang zwischen Massendichte, lokaler Geometrie und Form

Obwohl die lokale Geometrie sehr nahe an eine flachen, euklidischen Geometrie liegt, ist auch eine sphärische oder hyperbolische Geometrie nicht ausgeschlosssen. Da die lokale Geometrie mit der globalen Form (Topologie) und dem Volumen des Universums verknüpft ist, ist letztlich auch unbekannt ob das Volumen endlich ist (mathematisch ausgedrückt: ein topologischer Kompakter Raum) oder ob das Universum einen unendlichen Rauminhalt besitzt. Welche Geometrien und Formen für das Universum möglich sind, hängt gemäss der Friedmann-Gleichungen, welche die Entwicklung des Universums im Standard-Urknallmodell beschreiben, wiederum wesentlich von der Energiedichte bzw. der Massendichte im Universum ab:
- Ist diese Dichte kleiner als ein bestimmter, als kritische Dichte bezeichneter Wert, so wird die lokale Geometrie als hyberbolisch bezeichnet, da sie als das dreidimensionale Analogon zu einer zweidimensionalen hyperbolische Fläche angesehen werden kann. Ein hyberbolisches Universum ist offen, d. h. ein gegebenes Volumenelement innerhalb des Universums dehnt sich immer weiter aus, ohne jemals zum Stillstand zu kommen. Das Gesamtvolumen eines hyperbolischen Universums kann sowohl unendlich als auch endlich sein.
- Ist die Energiedichte exakt gleich der kritischen Dichte, ist die Geometrie des Universums flach (euklidisch). Das Gesamtvolumen eines flachen Universums ist im einfachsten Fall, wenn man einen euklischen Raum als einfachste Topologie annimmt, unendlich. Es sind aber auch Topologien mit endlichem Rauminhalt mit einem euklidischen Universum zu vereinbaren. Beispielsweise ist ein Hypertorus als Form möglich. Auch ein flaches Universum ist wie das hyperbolische Universum offen, ein gegebenes Volumenelement dehnt sich also immer weiter aus.
- Ist die Energiedichte größer als die kritische Dichte, wird es als "sphärisch" bezeichnet. Das Volumen eines sphärischen Universums ist endlich. Im Gegensatz zum euklidischen und zum hyperbolischen Universum kommt die Ausdehnung des Universums irgendwann zum Stillstand und kehrt sich danach um. Das Universum "stürzt" also wieder in sich zusammen. Gegenwärtige astronomische Beobachtungsdaten erlauben es nicht, das Universum von einem euklidischen Universum zu unterscheiden. Die bisher gemessene Energiedichte des Universums liegt also so nahe an der kritischen Dichte, dass die experimentellen Fehler es nicht ermöglichen, zwischen den drei grundlegendenen Fällen zu unterscheiden.

Überlegungen zum unendlichen Volumen

Interessant sind auch die philosophischen Implikationen, welche sich als Konsequenzen aus einem Universum mit unendlichem Volumen ergeben würden. Selbst extrem unwahrscheinliche, aber mögliche Ereignisse müssten sich in einem solchen Universum unendlich oft ereignen, solange die Wahrscheinlichkeit wenigstens noch größer als Null ist. Dies wird zum Beispiel oft in Argumentationen zusammen mit dem anthropischen Prinzip verwendet, um einige, für die menschliche Extistenz notwendige, Voraussetzungen zu erklären. Zieht man allerdings in Betracht, dass gemäß der Quantentheorie in einem vorgegebenen Raumvolumen nur eine endliche Anzahl von Zuständen untergebracht werden kann, ergeben sich manche dieser Konsequenzen schon bei Universen mit endlichem aber hinreichend großem Volumen. So schloss der Physiker Max Tegmark, dass aus dem gegenwärtigen Standardmodell des Universums folgt, dass im Durchschnitt alle ^ Meter eine "Zwillingswelt" existieren muss.

Strukturen innerhalb des Universums

Auf der derzeit größten Skala bilden Galaxienhaufen und noch größere Superhaufen fadenartige Filamente, die riesige, blasenartige Hohlräume (engl. Voids) formen. Es ergibt sich die folgende Rangfolge: #Filamente und Voids #Superhaufen (Bsp: Große Mauer Durchmesser: ca. 1 Mrd. Lichtjahre) #Galaxienhaufen, Lokale Gruppe #Galaxie (Bsp: Milchstraße Durchmesser: 100.000 Lichtjahre) #Sternhaufen #Sonnensystem (Bsp: Unser Sonnensystem: Durchmesser: ca. 300 AE = 11 Lichtstunden) #Stern (Bsp: Unsere Sonne Durchmesser: 1.392.500 km) #Planet (Bsp: Erde Durchmesser: 12.756,2 km) #Mond (Bsp: Unser Mond Durchmesser: 3.476 km) #Trojaner, Staubwolken und Asteroiden in Lagrange-Punkten

Siehe auch


- Astronomie
- Viele-Welten-Theorie
- Multiversum
- Paralleluniversum, Parallelwelt
- Raumfahrt, Kosmologie, Weltraumvertrag

Literatur


- Die ersten drei Minuten, Steven Weinberg (Nobelpreisträger Physik)
- Bildatlas des Weltraums, Antonín Rükl, Werner-Dausien-Verlag, Prag 1988 / Hanau 1992 (dt. Übers.) - ISBN 3768428087
- [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0310/0310571.pdf A Map of the Universe, J. Richard Gott III, Mario Juric, David Schlegel, Fiona Hoyle, Michael Vogeley, Max Tegmark, Neta Bahcall, Jon Brinkmann]

Weblinks


- [http://linpop.zdf.de/ZDFxt/module/space/start.html „Weltall erkunden“]
- Telepolis: [http://www.heise.de/tp/deutsch/special/raum/15826/1.html „Der Kosmos ist ein kleiner Fußball“]
- [http://www.heise.de/tp/deutsch/special/raum/default.html Special Weltraum] Telepolis-Artikel zum Thema Weltraum
- [http://www.pointcom.eu.com Die Suche nach Außerirdischer Intelligenz]
- [http://www.shatters.net/celestia Celestia: Ein Freeware Programm um entdeckte Asteroiden, Planeten, Sonnen und Galaxien dreidimensional anzuzeigen und zu Durchfliegen]

Videos


- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=981206.rm Wie groß ist das Universum?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=981220.rm Sind wir allein im Universum?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990926.rm Sind wir allein im Universum II?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=991010.rm&e=14:18 Wer sind unsere kosmischen Nachbarn?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000130.rm Wird sich das Universum wieder zusammenziehen?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001119.rm&g2=1 Wieviele Dimensionen hat das Universum?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010819.rm Wie sieht die Zukunft des Universums aus?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010916.rm Wie kalt ist es im Universum?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=020901.rm Ist das Universum symmetrisch?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031029.rm Warum ist das Universum so kalt?] Kategorie:Kosmologie ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Erde

Die Erde (von indogermanisch er[t]) ist der dritte Planet des Sonnensystems. Sie ist ca. 4,55 Milliarden Jahre alt und ist der einzige bekannte belebte Ort. Das Planetenzeichen ist 18px oder 14px. Der lateinische Name ist Terra. Die Erde zählt zu der Gruppe der erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Entstehung und Aufbau der Erde

Hauptartikel: Entstehung der Erde, Innerer Aufbau der Erde, Erdfigur und Plattentektonik Plattentektonik Die Erde ist der größte Gesteinsplanet im uns bekannten Sonnensystem. Alle anderen Planeten sind kleiner oder bestehen wie Jupiter hauptsächlich aus Gas in stark komprimierten Zuständen. Die Erde entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren. Man geht heute allgemein davon aus, dass sie während der ersten 100 Millionen Jahre einem intensiven Bombardement von Meteoriten ausgesetzt war. Heute ist nur noch ein geringer Beschuss zu verzeichnen. Die meisten der Meteore werden von Objekten kleiner als 1 cm hervorgerufen. Im Gegensatz zum Mond sind auf der Erde die meisten 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, während leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium nach oben stiegen. Aus diesen Elementen 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. Die Erde hat, wie alle Planeten, durch die Eigengravitation ihrer großen Masse annähernd die Form einer Kugel. Durch die Fliehkräfte ihrer ziemlich schnellen Rotation ist sie an den Polen geringfügig abgeplattet. Der Äquatorumfang ist dadurch mit 40.075,004 km um 67,183 km bzw. um 0,17 % größer als der Polumfang mit 39.940,638 km. Der Poldurchmesser ist mit 12.713,500 km dementsprechend um 42,77 km bzw. um 0,34 % kleiner als der Äquatordurchmesser mit 12.756,270 km. Solch ein geometrisches Verhältnis ist das eines Ellipsoids. Der Meeresspiegel (das Geoid) weicht davon nochmals um ± 100 Meter 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 Mt. 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, z. B. der Erdmond, weist auch die Erde eine deutliche Dichotomie ihrer Oberfläche auf, d. h. eine Zweiteilung in unterschiedlich ausgeprägte Halbkugeln. Die Oberfläche der Erde unterteilt sich in eine Landhemisphäre und eine Wasserhemisphäre. 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. Wobei Europa als große westliche Halbinsel Asiens im Rahmen der Plattentektonik wahrscheinlich nie eine selbstständige Einheit gewesen ist. 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: In den Pazifik, den Atlantik und den Indik. Die tiefste Stelle, das Witjastief 1 im Marianengraben, liegt 11.034 m unter dem Meeresspiegel. 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 so genannte Lithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick und zergliedert sich in große und kleinere tektonische Einheiten, die Platten. Die größten Platten entsprechen in ihrer Anzahl und Ordnung in etwa jener der von ihnen getragenen Kontinente, mit Ausnahme der pazifischen Platte. All 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. Der innere Erdkern ist fest, der äußere geschmolzen und gut 4.000 °C heiß. Ein dreidimensionales Modell der Erde wird, wie alle verkleinerten Nachbildungen von Weltkörpern, Globus genannt.

Atmosphäre

Hauptartikel: Erdatmosphäre Die Erde besitzt eine etwa 640 km hohe Atmosphäre. Deren Masse beträgt 5,13 x 1018 kg und macht somit knapp ein Millionstel der Erdmasse aus. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels ist 1.013 hPa groß; bei einer mittleren Luftdichte von 1,293 kg/m3. In den bodennahen Schichten besteht die Lufthülle im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff und 1 % Edelgasen. Dazu kommt ein wechselnder Anteil an Wasserdampf (0 – 5 %), der das Wettergeschehen bestimmt. Die auf der Erde gemessenen Temperaturextreme betragen –89,6 °C (gemessen am 21. Juli 1983 in der Wostok-Station in der Antarktis auf 3.420 Metern Höhe, was einer Temperatur von –60 °C auf Meereshöhe entspräche) und +58 °C (gemessen am 13. September 1922 in Al 'Aziziyah in Libyen auf 111 Metern Höhe). Die mittlere Temperatur in Bodennähe beträgt 15 °C; die Schallgeschwindigkeit bei dieser Temperatur beträgt in der Luft am 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.

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. Der sonstige vorwiegend durch radioaktive Zerfälle erzeugte Energiebeitrag beträgt nur etwa 0,1 %. 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 bzw. Gegenstrahlung bei etwa 288 K (15 °C), wobei die Treibhausgase Wasser und Kohlendioxid den Hauptbeitrag liefern.

Herkunft des irdischen Wassers

Hauptartikel: Herkunft des irdischen 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 der Magma entstanden sein, also letztlich aus dem Erdinneren stammen. Ob dadurch aber die Menge an Wasser erklärt werden kann, ist fragwürdig. 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 bisherige Messungen dieses Isotopen-Verhältnisses an Kometen und transneptunischen Objekten nur schlecht mit irdischem Wasser übereinstimmten.

Himmelsmechanik

Umlaufbahn

Der mittlere Abstand des Zentrums der Erde vom Zentrum der Sonne ist die große Bahnhalbachse und beträgt etwa 149.597.870 km. Ursprünglich wurde dieser Abstand der Definition der Astronomische Einheit (AE) zugrunde gelegt, die als astronomische Längeneinheit hauptsächlich für Entfernungsangaben innerhalb des Sonnensystems verwendet wird. Der sonnennächster Punkt der Erde, das Perihel, liegt bei 0,983 AE AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 1,017 AE. Sie läuft also auf einer elliptischen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0167 um die Sonne. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt sie 365 d 6 h 9 min 9,54 s, diese Zeitspanne wird auch als Siderischen Jahres bezeichnet. Die Bahnebene der Erde wird als Ekliptik bezeichnet.

Mond

Hauptartikel: Mond Die Erde wird von einem Mond umkreist. Dieser ist im Vergleich zur Erde deutlich größer als es bei den anderen Planeten mit Ausnahme des Pluto/Charon-Systems der Fall ist. Der große Mond ist verantwortlich für die Stabilität der Schiefe der Ekliptik der Erde und damit auch für die guten Bedingungen zum Entstehen von Leben auf der Erde.

Rotation und Gezeiten

Die Erde rotiert einmal in 23 h 56 min 4,09 s um ihre eigene Achse. Analog zum siderischen Jahr wird diese Zeitspanne als ein Siderischer Tag bezeichnet. Aufgrund der Bahnbewegung der Erde entlang ihrer Umlaufbahn 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. Aufgrund der Neigung der Rotationsachse der Erde von 23,44° gegen die Ekliptik werden die Nord- und die Südhalbkugel der Erde an verschiedenen Punkten ihrer Umlaufbahn um die Sonne unterschiedlich beleuchtet, was zu den das Klima der Erde prägenden Jahreszeiten führt. Jahreszeiten Der Mond verursacht auf der Erde Gezeiten. Ebbe und Flut in den Meeren und im Erdmantel bremsen die Erdrotation und verlängern 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, dessen Bahn sich dadurch um etwa 4 Zentimeter pro Jahr von der Erde entfernt. Dieser schon lange vermutete Effekt ist seit etwa 1995 durch Laser-Distanzmessungen abgesichert. Die zunehmende Tageslänge kann geologisch anhand von Wachstumsringen in fossilen Korallen nachgewiesen werden. Man findet in diesen Sedimenten eine Spur für jeden Tag, und eine jährliche Regelmäßigkeit, aus der sich die Anzahl der Tage im damaligen Jahr bestimmen lässt. In der Vergangenheit zeigt sich die Zunahme der Tageslänge anhand überlieferter Sonnenfinsternisse, die bei gleich bleibender Tageslänge an einem anderen Ort auf der Erde sichtbar gewesen wären. Extrapoliert man diese Abbremsung in die Zukunft, wird auch die Erde einmal dem Mond immer die gleiche Seite zuwenden, wobei ein Tag auf der Erde dann 47 Mal so lang wäre wie heute. Damit unterliegt die Erde dem gleichen Effekt, der in der Vergangenheit schon zur gebundenen Rotation des Mondes geführt hat. Zu dem Zeitpunkt, an dem diese Korotation eintreten wird, wird das Wechselspiel der Gezeiten beendet sein. Die Flutberge verbleiben dann immer an einem Ort auf der Verbindungslinie Erde-Mond und es wird zu einer dauerhaften Verformung des Erdkörpers kommen, ähnlich dem des Mondes. Diese Überlegungen kann man allerdings als hypothetisch betrachten, da zum einen die Stabilität der Erdrotation nicht gewährleistet ist. Zum anderen wird sich durch den Übergang der Sonne zu einem weißen Zwerg auch das gesamte Sonnensystem verändert haben.

Leben und Klima

weißen Zwerg Die Erde ist bisher der einzige Planet, auf dem Leben bzw. eine Biosphäre nachweisbar ist. Nach dem gegenwärtigen Stand der Forschung begann das Leben auf der Erde möglicherweise innerhalb eines relativ kurzen Zeitraums, gleich nach dem Ausklingen eines schweren Bombardements großer Asteroiden, dem die Erde nach ihrer Entstehung vor ca. 4,6 Milliarden Jahren bis etwa vor 3,9 Milliarden Jahren als letzte Phase der Bildung des Planetensystems ausgesetzt war. Nach dieser Zeit hat sich eine stabile Erdkruste ausgebildet und soweit abgekühlt, dass sich Wasser auf ihr sammeln konnte. Die ältesten direkten, allerdings umstrittenen Hinweise auf Leben, die als versteinerte Cyanobakterien gedeutet werden, sind 3,5 Milliarden Jahre alt und wurden in Gesteinen der Warrawoona-Gruppe im Nordwesten Australiens gefunden. 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 und eindeutigen Lebensspuren auf der Erde sind 1,9 Milliarden Jahre alte fossile Bakterien aus der Gunflint-Formation in Ontario. Die chemische wie die biologische Evolution sind untrennbar mit der Klimageschichte verknüpft. Das Leben 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 bzw. 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.

Klimazonen

Die Erde wird anhand unterschiedlich intensiver Sonneneinstrahlung in Klimazonen eingeteilt, die sich vom Nordpol zum Äquator erstrecken – und auf der Südhalbkugel spiegelbildlich verlaufen. 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 den Kontinent der Antarktis auf der Südhalbkugel der Erde. Besonderes Kennzeichen der Polarregionen sind 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

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 der Erdmitte 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 geographischen Breite zwischen den Tropen in Äquatorrichtung und den gemäßigten Zonen in Richtung der Pole, ungefähr zwischen 25°-40° nördlicher und südlicher Breite. Diese Gebiete haben typischerweise tropische Sommer und nicht-tropische Winter. Man kann sie unterteilen in trockene, winterfeuchte, sommerfeuchte und immerfeuchte Subtropen. Eine weit verbreitete 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 z.B. 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 gleichlang (jeweils 12 Stunden). Jahreszeiten gibt es als Solches nur in den wechselfeuchten Tropen und lassen sich nur in eine 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 Bantanal in Südbrasilien und Paraguay. Für die immerfeuchten Tropen, die sich rund um den Äquator befinden, sind die großen, sehr artenreichen Regenwälder, wie z.B. der Amazonas typisch.

Jahreszeiten

Die Jahreszeiten werden in erster Linie von der Einstrahlung der Sonne verursacht und sind in der gemäßigten Zone am stärksten ausgeprägt. Die Unterschiede entstehen durch die Neigung der Erde. Dies hat zur Folge, dass die Sonne zwischen dem nördlichen und südlichen Wendekreis hin- und herwandert (daher auch der Name). Dadurch entstehen auch neben den unterschiedlichen Einstrahlungen auch die Unterschiede zwischen Tag und Nacht. Die Wanderung erfolgt im Jahresrhythmus wie folgt:
- 21. Dezember (Wintersonnenwende): Die Sonne befindet sich auf dem südlichen Wendekreis bzw. auf dem Kreis des Steinbocks. Auf der Nordhalbkugel ist nun der kürzeste und auf der Südhalbkugel der längste Tag des Jahres. Durch die nun folgende geringe Einstrahlung der Sonne auf die Nordhalbkugel beginnt nun der Winter. Am Nordpol beginnt die Polarnacht und am Südpol der Polartag.
- 19. bis 21. März: Tagundnachtgleiche auf nördlicher und südlicher Halbkugel: Frühlingsbeginn im Norden und Herbstbeginn im Süden.
- 21. Juni (Sommersonnenwende): Längster Tag im Norden und kürzester Tag im Süden. Am Nordpol beginnt der Polartag und am Südpol die Polarnacht. Auf der Nordhalbkugel beginnt nun der astronomische Sommer und auf der Südhalbkugel der astronomische Winter. Die Sonne befindet sich am nördlichen Wendekreis (Kreis des Krebses).
- 22. oder 23. September: Tagundnachtgleiche: Im Norden beginnt der Herbst, im Süden der Frühling. Die Sonne ist auf Höhe des Äquators. Zwischen den beiden Wendekreisen, wo sich die Tropen befinden gibt es kaum Unterschiede zwischen den Jahreszeiten, da die Sonne dort immer im Zenit steht.

Einfluss des Menschen

Die ersten Menschen lebten als Jäger und Sammler. Mit der Neolithischen Revolution begannen im Vorderen Orient (11.), in China (8.) und im mexikanischen Tiefland (6. Jahrtausend vor Christus) Ackerbau und Viehzucht. Die Kulturpflanzen verdrängten die natürliche Pflanzenwelt. Im Zuge der Industrialisierung wurden weiträumige Landflächen in Industrie- und Verkehrsfläche umgewandelt. Die Wechselwirkungen zwischen Lebewesen und Klima haben heute durch den zunehmenden Einfluss des Menschen eine neue Quantität erreicht. Während im Jahr 1920 circa 1,8 Milliarden Menschen die Erde bevölkerten, wuchs die Weltbevölkerung bis zum Jahr 2000 auf 6,1 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. Siehe auch: Klimazonen

Siehe auch


- Liste aller Länder und Staaten der Erde
- Biosphäre 2
- Magnetismus
- Jahreszeiten
- Satellit
- Geowissenschaften
- Envisat (ESA-Umweltsatellit)
- Merkurtransit, Venustransit
- Die Erde in Daten und Zahlen
- Nasa World Wind (Computerprogramm)
- Google Earth (Computerprogramm)

Literatur


- David Oldroyd: Die Biographie der Erde. Zweitausendeins 1998. ISBN 3-86150-285-2
- J. D. Macdougall: Eine kurze Geschichte der Erde. Econ Taschenbuchverlag 2000. ISBN 3-612-26673-X
- Cesare Emilliani: Planet Earth. Cosmology, Geology, and the Evolution of Live and Environment. Cambridge University Press 1992.

Weblinks


- [http://www.uni-muenster.de/MineralogieMuseum/vulkane/Vulkan-3.htm Bau der Erde und Vulkanismus]
- [http://www.raumfahrer.net/planeterde Raumfahrer.net Sonderseite: Planet Erde]
- [http://www.kowoma.de/gps/geo/mapdatum.htm Ellipsoide, Geoide und topografische Oberflächen]
- [http://home.arcor.de/m.panitzki/html/navigation/index_navigation.htm Ellipsoide, Geoide und topografische Oberflächen II]
- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050202.rm Wie schnell entstand die Erde?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020414.rm Warum ist die Erde warm?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010204.rm&g2=1 Wie alt ist die Erde?] Kategorie:Erde ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Sternwarte

Eine Sternwarte (oder ein Observatorium v. lat.: observare = beobachten) ist heutzutage ein Ort mit wissenschaftlichen Instrumenten, oft Teleskopen, für die Beobachtung des Weltraums.

Merkmale

Weltraum] Das Erscheinungsbild einer heutigen Sternwarte ist in der Regel durch eine oder mehrere Kuppeln gekennzeichnet, die einerseits zur Beobachtung geöffnet und in die gewünschte Richtung gedreht werden können, andererseits aber im geschlossenen Zustand das darunter aufgestellte Instrument schützen. Die Instrumente selbst (vor allem die Teleskope) sind zum Schutz vor Erschütterungen auf eigenen, vom übrigen Gebäude getrennten Sockeln montiert. Der Begriff Observatorium wird auch noch für Satelliten, die Teleskope tragen, verwendet. Typischerweise befinden sich mehrere Teleskope bzw. Instrumente auf einem Satellit, die meist alle das selbe Ziel beobachten, seltener auch getrennt gesteuert werden können. Eine Sternwarte, die hauptsächlich zum Zweck von Führungen und der Erwachsenenbildung betrieben wird, nennt man auch Volkssternwarte. Ein ähnliches Ziel wie Volkssternwarten verfolgen Schulsternwarten und werden gelegentlich auch gemeinsam betrieben. Weiter gibt es auch Privatsternwarten, die von einzelnen Amateurastronomen oder Vereinigungen betrieben werden, und in Einzelfällen ebenfalls der Öffenlichtkeit Beobachtungsmöglichkeiten bieten. Sternwarten sind nicht mit Planetarien zu verwechseln. In ersteren kann man tatsächliche Objekte beobachten, während letztere die Himmelsobjekte künstlich projizieren. Im weiteren Sinn werden auch Bauwerke, die durch ihre besondere Konstruktion die Festlegung bestimmter astronomischer Besonderheiten, wie z.B. den Tag der Wintersonnenwende, ermöglichen, als Observatorium bezeichnet. Bei dieser Art von Bauwerken, die zu meist einer vorgeschichtlichen Phase der verschiedensten Kulturen zuzurechnen sind, handelt es sich meist um sogenannte Sonnenobservatorien, da von hier aus vor allem der Lauf der Sonne beobachtet wurde. Siehe z.B. Sonnenobservatorium von Goseck oder Stonehenge.

Geschichte

Das derzeit als ältestes datiertes Observatrorium der Vorgeschichte ist das Sonnenobservatorium von Goseck aus ca. 5000 v. Chr.. Andere Anlagen stammen aus Zeiten ab ca. 3000 v. Chr. (Stonehenge und die Pyramiden der Vorgeschichte). Im Spätmittelalter und der Zeit danach entstanden die ersten Vorläufer der „klassischen“ Sternwarten. Sie beheimateten Instrumente zur Vermessung von Sternörtern, z.B. Quadranten oder Astrolabien. Beispiele sind Sternjeborg, die Sternwarte Tycho Brahes oder die Sternwarte des Ulug Beg. Nach Erfindung des Teleskops 1608 entstanden dann die ersten Sternwarten im heutigen Sinne. Diese waren zunächst Teile physikalischer Kabinette, wie sie von Adligen und anderen Gönnern nach und während der Aufklärung unterhalten und gefördert wurden. Es handelte sich oft um ausgebaute Dachgeschosse, angebaute Türme oder dergleichen. Eigenständige Sternwartenbauten wurden oft als Türme ausgeführt, wie die Mannheimer Sternwarte. In diese Zeit fällt auch zum Beispiel der Bau des Royal Greenwich Observatory 1675. Die erste Sternwarte, bei der die Instrumente in ein ebenerdiges Gebäude gestellt wurden, war die Seeberg-Sternwarte, die 1790 in Betrieb genommen wurde. Die erste Schulsternwarte Deutschlands wurde 1872 im ostsächsischen Bautzen gegründet. Für die Qualität der Beobachtung ist ein möglichst dunkler Himmel wichtig. Daher waren bis zum Ende des 19. Jahrhunderts Sternwarten mit konkurrenzfähiger Forschung nahe oder sogar in Städten die Regel, oft auch um dem Geldgeber, im allgemeinen dem lokalen Fürstenhof, nahe zu sein. Das Anwachsen der Städte und der damit verbundene Lichtsmog, der die Beobachtungen in zunehmendem Maß beeinträchtigte, führte im 20. Jahrhundert zu einem Ausweichen in immer abgelegenere und vom Lichtsmog noch nicht betroffene Gebiete wie etwa in Gebirgen, zunächst in näher gelegene Gebirge wie die Pyrenäen oder die Alpen und schlieslich in Gebiete weit abseits größerer Ansiedlungen und mit klarer und ruhiger Luft, wie etwa auf dem Mauna Kea auf Hawaii oder in der Atacama-Wüste in Chile. Gleichzeitig ermöglichte der technologische Fortschritt die Anfertigung immer größerer Teleskope, die immer schwächere Lichtmengen auffangen können und so Beobachtungen in immer größere Tiefen des Weltalls erlauben. Auch diese Instrumente gelangen durch die natürliche Unruhe der Luft an Grenzen. Leistungsfähige Adaptive Optiken sind zwar in der Lage, diesen Nachteil fast vollständig zu korrigieren, aber üblicherweise nur in sehr kleinen Bildfeldern. Ein Ausweg bot sich in der Konstruktion von Weltraumteleskopen, die Beobachtungen außerhalb des störenden Einflusses der Atmosphäre ermöglichen wie etwa das Hubble-Weltraumteleskop. Darüber hinaus wurden Weltraumteleskope entwickelt, um Beobachtungen in Spektralbereichen zu ermöglichen, die vom Boden aus unzugänglich sind, wie etwa im fernen Infrarot oder im Bereich der Röntgenstrahlung.

Einzelne Sternwarten und Observatorien

Sternwarten in Deutschland heutzutage (Auswahl)

Forschungsinstitute

Röntgenstrahlung
- Bonn: Hoher List
- Hamburg: Hamburger Sternwarte in Bergedorf
- Heidelberg: Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl
- Sonneberg: Sternwarte Sonneberg
- Tautenburg: Thüringer Landessternwarte

Volkssternwarten

Thüringer Landessternwarte, Volkssternwarte von 1930]]
- Aachen: Volkssternwarte Aachen
- Bad Kreuznach: Volkssternwarte Bad Kreuznach
- Bad Nauheim: Volkssternwarte Wetterau
- Bielefeld: Volkssternwarte Ubbedissen
- Berlin: Archenhold-Sternwarte, Wilhelm-Foerster-Sternwarte
- Bonn: Volkssternwarte Bonn
- Buchloe: Volkssternwarte Buchloe
- Darmstadt: Volkssternwarte Darmstadt
- Ennepetal: Volkssternwarte Ennepetal
- Hagen: Volkssternwarte Hagen
- Hannover: Volkssternwarte Geschwister Herschel Hannover e.V.
- Jena: Volkssternwarte Urania Jena
- Köln: Volkssternwarte Köln
- Mainz: Volkssternwarte Mainz
- München: Bayerische Volkssternwarte München e V
- Nürnberg: Regiomontanus-Sternwarte
- Radebeul: Volkssternwarte Radebeul
- Recklinghausen: Volkssternwarte Recklinghausen
- Regensburg: Volkssternwarte Regensburg
- Solingen: Sternwarte Solingen
- Tübingen: Volkssternwarte Tübingen
- Würzburg: Volkssternwarte Würzburg

Sonstige Sternwarten


- Augsburg: Sternwarte Diedorf
- Bautzen: Schulsternwarte "Johannes Franz"
- Berlin: Bruno-H.-Bürgel-Sternwarte
- Bernau: Sternwarte Bernau
- Bochum: Sternwarte Bochum
- Bremen: Walter-Stein-Sternwarte
- Duisburg: Rudolf-Römer-Sternwarte
- Essen: Walter-Hohmann-Sternwarte
- Heppenheim: Starkenburg-Sternwarte
- Herne: Sternwarte Herne
- Kiel: Sternwarte Kiel
- Lübeck: Sternwarte Lübeck
- Melle: Sternwarte des Naturwissenschaftlichen Vereins Osnabrück und EXPO-Sternwarte
- Stuttgart: Sternwarte Stuttgart Siehe auch Weblinks unten.

Sternwarten in Österreich (Auswahl)


- Wien: Universitätssternwarte Wien, Kuffner-Sternwarte, Urania
- Niederösterreich: Leopold Figl-Observatorium
- Linz: Johannes-Kepler-Sternwarte Siehe auch Weblinks unten.

Historische Sternwarten (Auswahl)


- Berlin: Neue Berliner Sternwarte, 1835 bis 1913
- Gotha: Sternwarte Gotha, 1790 bis 1934, bzw. Seeberg-Sternwarte
- Leipzig: Sternwarte Leipzig, 1790-1956
- Mannheim: Mannheimer Sternwarte, 1774 bis 1880

Andere Sternwarten (Auswahl)


- Spanien: Calar-Alto-Observatorium, Roque de Los Muchachos Observatorium,
- Großbritannien: Royal Greenwich Observatory
- USA: Kitt-Peak-Nationalobservatorium, Lick-Observatorium, Large Binocular Telescope, Mauna Kea Observatorium, Mount Palomar, Mount-Wilson-Observatorium, Yerkes-Observatorium
- Chile: La Silla (ESO), Paranal-Observatorium (ESO)
- Russland: Abas-tuman im Transkaukasus, Krim-Observatorium, Pulkowo-Observatorium, Selentschuk Observatorium
- Australien: Mount-Stromlo-Observatorium, Siding Spring Observatorium

Im Luftraum (Auswahl)


- Stratoscope
- Kuiper Airborne Observatory
- SOFIA

Im Weltall (Auswahl)


- Hubble-Weltraumteleskop (NASA/ESA)
- Spitzer-Weltraumteleskop (NASA)
- XMM-Newton-Weltraumteleskop (ESA)
- Chandra-Weltraumteleskop (NASA)

Vor- und frühgeschichtliche Bauten mit astronomischem Bezug (Auswahl)


- Stonehenge
- Pyramiden von Gizeh
- Sonnenobservatorium von Goseck
- Sonnenobservatorien der Maya, z.B. auf dem Monte Alban

Weblinks


- [http://www.dmoz.org/World/Deutsch/Wissenschaft/Naturwissenschaften/Astronomie/Observatorien/%c3%96ffentliche_Sternwarten/ Verzeichnis öffentlicher Sternwarten] im Open Directory Project
- [http://www.ari.uni-heidelberg.de/AG/agastroinst.html Verzeichnis Astronomischer Institute im deutschsprachigen Raum - als Liste] bei der Astronomsichen Gesellschaft, ca. die Hälfte sind Sternwarten
- [http://www.sternklar.de/gad/Volkssternwarten.htm Verzeichnis der Volkssternwarten im deutschsprachigen Raum] im German Astronomical Directory
- [http://beam.to/astronomie Sternwarten in Österreich] Kategorie:Bodengebundenes Observatorium Sternwarte ja:天文台

Raumsonde

] Eine Raumsonde ist ein unbemannter Flugkörper, der zu Erkundungszwecken ins Weltall geschickt wird. Im Gegensatz zu einem (Erd)Satelliten verlässt sie die Umlaufbahn (Orbit) der Erde und fliegt ein entferntes Ziel im Weltraum an, um dieses zu untersuchen (z. B. Mars, Asteroiden, Kometen, Jupitermonde). Wegen der oft jahrelangen Dauer von Raumsondenmissionen werden an die technischen Einrichtungen von Raumsonden höchste Anforderungen gestellt. Die Komponenten von Raumsonden werden aufwändigst getestet und im Reinraum zusammengebaut, was die hohen Kosten von Raumsonden erklärt. Ein großes Problem bei Raumsonden gegenüber erdumkreisenden Satelliten ist der große Erdabstand, der lange Laufzeiten der von der Bodenstation ausgesandten Steuerbefehle bewirkt. Aus diesen Grund müssen Raumsonden über Systeme verfügen, die sie in gewissem Umfang von Bodenstationen unabhängig machen. Für Raumsondenmissionen muss der Einschusswinkel mit einer Genauigkeit von unter 1 Bogensekunde festgelegt werden. Die Navigation von Raumsonden muss mit höchster Genauigkeit erfolgen. Sie erfolgt mit Hilfe des Dopplereffekts und der Signallaufzeiten. Auf diese Weise wird ihre Position mit einer Genauigkeit von unter 1 Meter - unabhängig von ihrer Entfernung zur Erde - ermittelt. Die Energieversorgung erfolgt bei Raumsonden zum Mond und zu den inneren Planeten Merkur bis Mars meist mit Solarzellen, die über einen Akkumulator gepuffert sind. Für Raumsonden mit kurzer Lebensdauer werden auch Akkumulatoren verwendet. Raumsonden für den Flug zu äußeren Planeten verwenden für die Stromversorgung stets Isotopenbatterien, da mit wachsenden Abstand von der Sonne Solarzellenflächen immer ineffizienter werden. Je nach Aufgabenstellung unterteilt man Raumsonden in:
- Vorbeiflugsonden - Sonden, die nur einen Vorbeiflug an einem Himmelskörper durchführen
- Orbiter - Sonden, die eine Umlaufbahn um einen Himmelskörper einschlagen
- Lander - Sonden, die auf einem Himmelskörper landen, hier ist weitere Unterteilung sinnvoll:
  - Hydrobot - eine Sonde, die selbständig die Tiefen unbekannter Gewässer erkunden kann
  - Kryobot - eine Sonde, die sich durch Eis hindurchschmilzt um dieses und darunterliegende Medien zu erkunden
  - Penetrator - eine Raumsonde, die sich bei einer ungebremsten Landung bis zu einigen Metern in den zu untersuchenden Himmelskörper bohrt
  - Rover - ein mobiles Landegerät, mit dem größere Regionen erkundet werden können
- Probenrückführung (engl. Sample Return) - Sonden, die Proben eines Himmelskörpers oder im Weltraum eingesammelte Partikel zur Erde zurückführen. Zuvor könnte ggf. eine Landung auf dem Himmelskörper nötig sein Eine vollständige Liste aller Raumsonden mit Missionsbeschreibungen ist unter Liste der unbemannten Raumfahrtmissionen verfügbar. Kategorie:Raumsonde

Erdatmosphäre

Die Erdatmosphäre (von griechisch ατμός, atmós „Luft, Druck, Dampf“ und σφαίρα, sfära „Kugel“), die Atmosphäre der Erde, ist die gasförmige Hülle oberhalb der Erdoberfläche. Sie stellt eine der Geosphären dar und ihr Gasgemisch ist durch einen hohen Anteil an Stickstoff und Sauerstoff und somit oxidierende Verhältnisse geprägt. Eine Darstellung der Konzentration der Atmosphärengase sowie deren Charakteristika bietet der Artikel Luft.

Entwicklung

Luft Hauptartikel: Entwicklung der Erdatmosphäre Die Entwicklung der Erdatmosphäre ist ein Teil der chemischem Evolution der Erde und zudem ein wichtiges Element der Klimageschichte. Sie wird heute in vier wesentliche Entwicklungsstufen unterschieden. Am Anfang stand die Entstehung der Erde vor etwa 4,56 Milliarden Jahren. Dabei verfügte sie schon sehr früh über eine vermutlich aus Wasserstoff (H2) und Helium (He) bestehende Gashülle, die jedoch wieder verloren ging. Durch die langsame Abkühlung der Erde und den dabei auftretenden Vulkanismus kam es zu einer umfangreichen Ausgasung aus dem Erdinneren. Die dadurch erzeugte Atmosphäre bestand zu etwa 80 % aus Wasserdampf (H2O), zu 10 % aus Kohlendioxid (CO2) und zu 5 bis 7 % aus Schwefelwasserstoff. Dabei handelt es sich um ebenjene Produkte des Vulkanismus, wie wir sie auch heute noch beobachten können. Der hohe Anteil des Wasserdampfs erklärt sich dadurch, dass die Atmosphäre zu diesem Zeitpunkt noch zu warm war, um Niederschläge bilden zu können. Es gab also noch keine Gewässer auf der Erde. Der eigentliche Ursprung des Wassers ist umstritten. Nachdem die Temperatur der Atmosphäre unter den Siedepunkt des Wassers fiel, kam es zu einem extrem langen Dauerregen, nach dessen Ende sich die Ozeane gebildet hatten und dementsprechend die anderen Atmosphärengase relativ zum Wasserdampf angereichert wurden. Die hohe UV-Einstrahlung bedingte eine photochemische Zerlegung der Wasser-, Methan- und Ammoniakmoleküle, wodurch sich Kohlenstoffdioxid und Stickstoff ansammelten. Die leichten Gase wie Wasserstoff oder Helium verflüchtigten sich in den Weltraum, vor allem Kohlendioxid wurde in großen Mengen in den Ozeanen gelöst und dort in Form von Carbonatablagerungen. Einzig unbeeindruckt zeigte sich der inerte Stickstoff. Dieser sammelte sich mit der Zeit an und bildete vor etwa 3,4 Milliarden Jahren den Hauptbestandteil der Atmosphäre. Der Sauerstoff spielt die Hauptrolle bei der weiteren Entwicklung hin zu unserer heutigen Atmosphäre. Die ersten vor etwa 3,5 Milliarden Jahren photosynthetisch aktiven Cyanobakterien führten zwar zu einem Absinken der Kohlenstoffdioxidkonzentration, die Sauerstoffkonzentration der Atmosphäre blieb jedoch gering. Dieser wurde in den Ozeanen zur Oxidation von Eisenionen verbraucht und sammelte sich erst nach deren Knappheit vor etwa zwei Milliarden Jahren an. Vor einer Milliarden Jahre überstieg die Sauerstoffkonzentration die Marke von einem Prozent, wodurch sich wenige hundert Millionen Jahre später eine erste Ozonschicht bilden konnte. Der heutige Sauerstoffgehalt von knapp 21 % wurde schließlich vor 350 Millionen Jahren erreicht und blieb seitdem recht stabil.

Aufbau und Gradienten

Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht Die Erdatmosphäre weist eine Masse von zirka 4,9 · 1018 kg auf und teilt sich in Bezug auf ihren Temperaturverlauf in mehrere Schichten ein:
- Die Troposphäre von 0 km (Gebirge, Stratosphärendurchbruch) bis zwischen 7 (Polargebiete) und 17 km (Tropen), begrenzt durch die Tropopause,
- die Stratosphäre von zwischen 7 und 17 km bis 50 km, begrenzt durch die Stratopause,
- die Mesosphäre von 50 km bis zwischen 80 und 85 km, begrenzt durch die Mesopause und
- die Thermosphäre von zwischen 80 und 85 km bis über 640 km.
- die Exosphäre von zwischen 500 und 1.000 km bis etwa 100.000 km (in den interplanetaren Raum übergehend). Die Troposphäre wird auch als untere Atmosphäre, Mesosphäre und Stratosphäre gemeinsam als mittlere Atmosphäre und Thermosphäre und Exosphäre zusammen als obere Atmosphäre bezeichnet. Zudem zeigt sich vor allem in der Troposphäre – der Wettersphäre – eine Dynamik innerhalb der Temperaturschichtung, weshalb dort auch die jeweilige Schichtungsstabilität eine große Rolle spielt. Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder und es ist auch möglich, die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie
- dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre:
- # Ionosphäre
- # Magnetosphäre
- nach den physiko-chemischen Prozessen
- # Ozonosphäre / Ozonschicht (16-50 km)
- # Chemosphäre (20-600 km)
- der Lebenszone
- # Biosphäre (0-20km)
- dem Durchmischungsgrad
- # Homosphäre (0-100 km)
- # Homopause (100-120 km)
- # Heterosphäre (>120 km)
- dem aerodynamischen Zustand
- # Prandtl-Schicht (ca. 0-50 m)
- # Ekman-Schicht (ca. 50-1000 m)
- # Prandtl-Schicht + Ekman-Schicht = Planetare Grenzschicht (Peplosphäre)
- # Freie Atmosphäre (>1 km) Die bodennahen Schichten bis in etwa 90 km Höhe haben eine recht gleichförmige Zusammensetzung, weshalb dieser Abschnitt auch als Homosphäre bezeichnet wird. Was wir als Luft bezeichnen, besteht im W