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Astronomische Einheit

Astronomische Einheit

Die Astronomische Einheit (Kürzel AE, international AU für Astronomical Unit) ist neben dem Parsec die wichtigste Längeneinheit in der Astronomie. Die AE ist seit dem Ende des 20. Jahrhunderts definiert als 149.597.870.691 Meter und entspricht mit großer Annäherung der großen Halbachse der Erdumlaufbahn (mittlerer Abstand der Erde vom Zentrum der Sonne). Entfernungen innerhalb des Sonnensystems werden meist in AE angegeben. Der moderne Wert wurde mittels Radar- und anderen Distanzmessungen von der Erde und mittels Raumsonden bestimmt. Früher wurde die AE aus Messungen der Horizontalparallaxe der Sonne (ca. 8,794″) und dem Erdradius abgeleitet.

Definition der Internationalen Astronomischen Union

Die Internationale Astronomische Union (IAU) definiert die AE als den Radius einer kreisförmigen Umlaufbahn, auf der ein hypothetisches masseloses Teilchen ohne Störung durch dritte Körper die Sonne in 2 · π / k Tagen umläuft. (Gaußsche Gravitationskonstante k = 0,01720209895) Damit ergibt sich: 1 AE := 149 597 870 691 ± 30 m

Umrechnung

Eine Astronomische Einheit (1 AE) entspricht:
- 1,49597870691 · 10¹¹ m (149.597.870.691 Meter) oder
- 1,49597870691 · 10⁸ km (149.597.870,691 Kilometer) oder
- 149,597 871 Millionen km (149,597 871 Gm).
- Ausgedrückt in interstellaren Längenmaßen beträgt sie
- 1,58129 · 10^-5 Lj (0,0000158129 Lichtjahre (ca. 8,317 Lichtminuten) oder
- 4,8481 · 10^-6 pc (0,0000048481 Parsec oder Parallaxensekunden, was dem Kehrwert von 180 × 3600" / Pi entspricht.

Siehe auch

- Astrometrie
- Erdmessung
- Keplerellipse
- Sonnenparallaxe
- Venusdurchgang
- Laufzeitmessung Kategorie:Geodäsie Kategorie:Astronomisches Entfernungsmaß ja:天文単位 ko:천문 단위 th:หน่วยดาราศาสตร์ zh-min-nan:Thian-bûn tan-ūi

Parsec

Das Parsec (abgekürzt für Parallaxensekunde, Einheit pc) ist eine astronomische Längeneinheit für die Entfernungsangabe von Himmelskörpern. Es ist ein Akronym aus dem englischen "parallax of one arc second". Definiert wird das Parsec als die Entfernung, von der aus betrachtet eine AE (mittlerer Abstand der Erde von der Sonne) unter einem Winkel (der Parallaxe) von einer Bogensekunde (1" = (1/3600)°) erscheint. Damit ist ein Parsec = 1AE/tan(1") (s. Trigonometrie). Ist die Parallaxe p eines Sterns in Bogensekunden bekannt (also gemessen worden), so erhält man seine Entfernung d (in parsec) durch die Formel: d = 1/p.

Parsec (1 pc)

Umrechnung

Ein Parsec (1 pc) sind:
- 3,085 677 581 305 73 · 10¹⁶ m (ca. 31 Billiarden Meter),
- 3,085 677 581 305 73 · 10¹³ km (ca. 31 Billionen Kilometer),
- 3,085 677 581 305 73 · 10¹ Pm (ca. 31 Petameter),
- 3,085 677 581 305 73 · 10⁻² Em (ca. 0,031 Exameter),
- 2,062 648 062 470 96 · 10⁵ AE (ca. 206 265 Astronomische Einheiten) oder
- 3,261 633 440 259 02 Lj (Lichtjahre).

Häufig verwendete Vielfache der Einheit Parsec

; Kiloparsec (1 kpc):= 1000 Parsec. ; Megaparsec (1 Mpc):= 1 Million Parsec Das Megaparsec ist die übliche Entfernungseinheit der extragalaktischen Astronomie. Es entspricht einer Entfernung von 3,262 Millionen Lichtjahren oder 3,0856 · 10¹⁹ km (ca. 31 Zettameter). Ein Megaparsec hat in der Astronomie eine besondere Bedeutung, da dies der durchschnittliche Abstand zweier Galaxien im Universum und ihrer maximal vorkommenden Größe ist. Die Galaxienhaufen haben Radien von 1-5 Mpc. Ebenso ist die Einheit Megaparsec bei der »Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien« (Expansion des Universums) von Bedeutung. Diese wächst pro Megaparsec ihrer Entfernung im Ausmaß von etwa 71 km/s, der sog. Hubble-Konstanten (H ≈ 71 km s^-1 Mpc^-1), deren Kehrwert das »Hubble-Weltalter« ergibt (ca. 13,7 Milliarden Jahre).

Beispiele

- Alpha Centauri C, der unserem Sonnensystem nächste Stern, ist etwa 1,3 Parsec (4,24 Lichtjahre) entfernt.
- Die "Lokale Gruppe" - zu der unsere Galaxis und der bekannte Andromedanebel gehört - erscheint in Megaparsec angegeben sehr "nahe", nämlich 0,7 bis 2 Mpc.
- Die nächstgelegene Radiogalaxie (NGC 5128 oder Centaurus A) ist von uns 3 Mpc entfernt.
- Der sog. Virgohaufen mit etwa 3000 Spiralnebeln ist von uns etwa 22 Mpc entfernt, der Comahaufen 120 Mpc, und im Schnitt sind solche Haufen 50 Mpc voneinander entfernt.

Siehe auch

- AE
- Maßeinheit
- Kosmologie
- Lichtjahr Kategorie:Astronomisches Entfernungsmaß Kategorie:Kosmologie ja:パーセク ko:파섹 th:พาร์เซก

Große Halbachse

Die große Halbachse ist der längere der beiden Scheitelabstände vom Mittelpunkt einer Ellipse (eine Hälfte der sog. "Hauptachse", also des größten Ellipsendurchmessers). Entsprechend wird der kürzere - der genau im Winkel von 90° dazu steht - "kleine Halbachse" genannt (eine Hälfte der sog. "Nebenachse", also des kleinsten Ellipsendurchmessers). Die Haupt- und die Nebenachse (welche manchmal auch gemeinsam als die "Hauptachsen" der Ellipse bezeichnet werden) haben u.a. die Eigenschaft, konjugierte Durchmesser zu sein. Diese Eigenschaft bleibt auch bei "schräger" Betrachtungsweise der Ellipse erhalten, was zur geometrischen Konstruktion von anderen konjugierten Durchmessern genutzt werden kann. Für den Spezialfall, dass kleine und große Halbachse gleich lang sind, wird die Ellipse zum Kreis. Ferner erscheint jede Ellipse als Kreis, wenn man sie unter einem bestimmten schrägen Winkel aus der Richtung ihrer großen Achse betrachtet. In der Astronomie ist die große Halbachse eines der 6 sogenannten Bahnelemente und wird meistens mit a bezeichnet. Sie charakterisiert - zusammen mit der Exzentrizität - die Form von elliptischen Umlaufbahnen verschiedener Himmelskörper. Solche Körper sind in erster Linie die Planeten und ihre Monde, künstliche Erdsatelliten, die Kleinplaneten (Asteroiden) und tausende Doppelsterne. Nach dem dritten Gesetz von Kepler ist die Umlaufzeit U einer Ellipsenbahn mit a gekoppelt (a³ / U² = const). Die Konstante hängt mit der Masse des Zentralkörpers zusammen - im Planetensystem also mit der Sonnenmasse. In der Geodäsie sind die Achsen der sog. Fehlerellipsen ein wichtiges Darstellungsmittel der mittleren bzw. maximalen/minimalen Punktfehler. Bei der Ausgleichung von geodätischen Netzen lässt sich die Genauigkeit, mit der die einzelnen Vermessungspunkte des Netzes bestimmt sind, als Fehlerellipse darstellen.

Literatur

[1] Groten, Erwin: Zur Definition des mittleren Punktfehlers; in: Zeitschrift für Vermessungswesen (ZfV); 11/1969; S. 455-457. Siehe auch: Mathematik, Himmelsmechanik, Keplersche Gesetze Kategorie:Geometrie Kategorie:Himmelsmechanik

Erde (Planet)

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

Sonnensystem

Das Sonnensystem, auch Solarsystem oder manchmal auch unser Planetensystem genannt, ist die Sonne mit ihren Planeten, Monden, Kleinplaneten, Kometen und Kleinkörpern wie den Meteoroiden, sowie die Gesamtheit aller Gas- und Staubteilchen, die durch die Anziehungskraft der Sonne zu einem System zusammengehalten werden. Dem Planetensystem der Sonne gehört auch unsere Erde an.

Aufbau

Im Zentrum des Sonnensystems befindet sich als Zentralstern die Sonne mit etwa 1,39 Millionen Kilometern Durchmesser, in der fast 99,9 % der Gesamtmasse des Systems konzentriert sind. Um die Sonne herum bewegen sich hauptsächlich die Planeten (siehe auch Tabelle der Planeten). Im Allgemeinen spricht man von den neun Planeten; dem im Mittel am weitesten entfernten Planeten Pluto wird jedoch seit der Entdeckung anderer Plutinos (ähnlich große Objekte mit vergleichbaren Bahneigenschaften) der Planetenstatus mehr und mehr aberkannt. 2003 wurde ein Objekt entdeckt, das größer als Pluto ist und sich am äußersten Rand unseres Sonnensystems befindet: 2003 UB₃₁₃. Sowohl die Entdecker als auch die NASA stufen das Objekt aufgrund seiner Größe als Planeten ein; die IAU hat jedoch in einer Erklärung mitgeteilt, dass dieses Objekt zumindest bis zu einer neuen klaren Definition für Planeten (welche im Sommer 2006 beschlossen werden soll) nicht als Planet anerkannt wird. Weitere Mitglieder des Sonnensystems sind Millionen von Asteroiden (auch Planetoiden oder Kleinplaneten genannt) und Kometen, die vorwiegend in drei Zonen des Sonnensystems anzutreffen sind, dem Asteroidengürtel, dem Kuipergürtel und der Oortschen Wolke. Der Sonne am nächsten befinden sich die inneren, erdähnlichen Planeten Merkur (Abstand zur Sonne 57,9×10⁶ km, bzw. 0,39 AE), Venus (108,2×10⁶ km, 0,72 AE), Erde (149,6×10⁶ km, 1 AE) und Mars (227,9×10⁶ km, 1,52 AE). Ihr Durchmesser beträgt zwischen 4878 km und 12756 km, ihre Dichte zwischen 3,95 g/cm³ und 5,52 g/cm³. Zwischen Mars und Jupiter befindet sich der so genannte Asteroidengürtel, eine Ansammlung von Kleinplaneten. Die meisten dieser Asteroiden sind nur wenige Kilometer groß (siehe Liste der Asteroiden) und nur wenige haben einen Durchmesser von 100 km oder mehr. Ceres ist mit ca. 960 km der größte dieser Körper. Ihre Bahnen sind teilweise stark elliptisch, einige kreuzen sogar die Merkur- (Icarus) beziehungsweise Uranusbahn (Chiron). Zu den äußeren Planeten zählen die Gasriesen Jupiter (778,3×10⁶ km, 5,2 AE), Saturn (1,429×10⁹ km, 9,53 AE) sowie die Planeten Uranus (2,875×10⁹ km, 19,2 AE) und Neptun (4,504×10⁹ km, 30,1 AE) mit Dichten zwischen 0,7 g/cm³ und 1,66 g/cm³ sowie Pluto (5,900×10⁹ km, 39,5 AE). Seit den 1990ern hat man mehr als 500 Objekte gefunden, die sich jenseits der Neptunbahn bewegen. Diese Objekte bilden den Kuipergürtel, der sich in einem Abstand von 6-7,5 Milliarden km (30-50 AE) zur Sonne befindet und ein Reservoir für die Kometen mit mittleren Umlaufperioden ist. Die Objekte dieser Zone sind wahrscheinlich nahezu unveränderte Überbleibsel aus der Entstehungsphase des Sonnensystems, man nennt sie deshalb auch Planetesimale. Jenseits des Kuipergürtels befindet sich bis zu einem Abstand von etwa 1,5 Lichtjahren (zirka 100.000 AE) die Oortsche Wolke. Man vermutet, dass aus dieser durch Gravitationsstörungen gelegentlich vorbeiziehender Sterne Körper herausgerissen werden und als langperiodische Kometen in die inneren Bereiche des Sonnensystems gelangen. Einige dieser Kometen verbleiben dann auf stark elliptischen Bahnen in der Nähe der Sonne, andere werden von den Planeten, insbesondere von Jupiter, gestört und abgelenkt, so dass sie aus dem Sonnensystem katapultiert werden oder auf Planeten oder in die Sonne stürzen. Den Rand unseres Sonnensystems bildet die Heliopause, die Grenzschicht zwischen Sonnenwind und interstellarem Medium. Man vermutet sie in einer Entfernung von ungefähr 150 AE, das dem 150fachen des Abstands Erde-Sonne oder dem 4fachen von Pluto-Sonne entspricht, der genaue Abstand ist jedoch bis heute nicht bekannt. Die inneren Planeten sowie Jupiter und Saturn waren schon in der Antike bekannt. Sie wurden von den Römern als Götter betrachtet und sind nach diesen benannt. Uranus, Neptun und Pluto wurden zwischen 1781 und 1930 entdeckt und ebenfalls nach römischen Göttern benannt. Innerhalb der von den einzelnen Planeten beherrschten Gravitationsfeldern – ihrer Hill-Späre – befinden sich, außer bei Merkur und Venus, kleinere Himmelskörper als umlaufende Begleiter. Nach dem altbekannten Mond der Erde werden sie analog ebenfalls als Monde, aber auch gleichbedeutend für Begleiter als Trabanten oder Satelliten bezeichnet. Sie sind bis auf den Erdmond und den Plutomond Charon wesentlich kleiner als ihr Planet. Eine definitiv untere Grenzgröße, ab der man nicht mehr von einem Mond spricht, wurde wie bei den Planeten bisher noch nicht offiziell festgelegt. Da astronomische Dimensionen für die meisten Menschen schwer vorstellbar sind, ist ein maßstabsgerecht verkleinertes Modell unseres Sonnensystems hilfreich, um sich die Größenverhältnisse und Distanzen der Objekte unseres Sonnensystems zu veranschaulichen.

Das Sonnensystem im Milchstraßensystem

Die Sonne mit ihren Begleitern ist wie alle Sterne Teil eines Sternsystems. Sie ist mit mindestens 100 Milliarden (manche Schätzungen gehen bis 400 Milliarden) weiteren Sternen ein Mitglied des Milchstraßensystems, der Galaxis, einer Spiralgalaxie mit einem Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren. Das Sonnensystem befindet sich zwischen zwei der spiralförmigen Sternkonzentrationen, zwischen dem Perseusarm und dem Sagittariusarm, in einer lokalen Abzweigung, dem Orionarm. Es ist etwa 26.000 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt und umkreist es mit einer Geschwindigkeit von rund 220 km/s binnen zirka 230 Millionen Jahren, einem galaktischen Jahr. Die Lage der mittleren Bahnebene der Planeten des Sonnensystems entspricht nicht der Äquatorebene der Galaxis, sondern ist sehr stark dagegen geneigt. Der Nordpol der Erdbahnebene liegt an der Himmelsphäre nur etwa 30 Grad vom galaktischen Äquator in dem am Nachthimmel schimmernden Band der Milchstraße entfernt, im Sternbild Drache. Der südliche Ekliptikpol liegt im Sternbild Schwertfisch. Der Nordpol der Galaxis befindet sich 30 Grad über der Ekliptik im Sternbild Haar der Berenike, und der galaktische Südpol im Sternbild Bildhauer. Das Zentrum der Galaxis liegt nahe der Erdbahnebene, perspektivisch im Sternbild Schütze. Von der hellen zentralen Verdickung, der Bulge, ist jedoch in dem für das menschliche Auge sichtbaren Lichtspektrum nicht viel zu sehen, da sie im Scheibenbereich auch von großen Mengen interstellaren Staubes umgeben ist. Der Drehsinn des Milchstraßensystems um sein Zentrum stimmt nicht mit dem Umlaufsinn der Planeten um die Sonne überein. Die Rotation der galaktischen Scheibe erfolgt von Norden gesehen im Uhrzeigersinn, so, als würden die Spiralarme von der Rotation des Zentralbereiches nachgeschleppt; ihr Drehsinn ist gemessen am Sonnensystem gewissermaßen „gegenläufig“. Der sonnennächste Stern ist Proxima Centauri. Sein Abstand zum Sonnensystem beträgt etwa 4,24 Lichtjahre bzw. 268.000 Astronomische Einheiten. Als Grund der Spiralstruktur in der Verteilung der Sterne vermuten viele Astronomen Dichtewellen noch unbekannter Ursache, an denen die Gas- und Staubmassen der galaktischen Scheibe während deren Rotation auflaufen und dadurch zu der Bildung neuer Sterne angeregt werden. Manche Astronomen machen für die anscheinend periodisch auftretenden Massensterben ein erheblich verstärktes Bombardement von Kometen verantwortlich, die bei den regelmäßigen Begegnungen des Sonnensystems mit diesen Dichtewellen in der Oortschen Wolke aus der Bahn gebracht wurden. Die galaktische Region, in der sich das Sonnensystem befindet, ist von interstellarem Staub weitgehend frei. Es ist die sogenannte lokale Blase (engl.: local bubble). Sie erstreckt sich ungefähr 200 Lichtjahre entlang der galaktischen Ebene und etwa 600 Lichtjahre senkrecht dazu. Diese große Blase besteht aus sehr heißem und extrem verdünntem Gas, hauptsächlich Wasserstoff., das uns diesen Staub fern hält. Durch die extrem geringe Dichte von ungefähr 5.000 Teilchen je Kubikmeter bzw. 5 Teilchen je Liter ist seine Temperatur von etwa 4 Millionen Grad Celsius kein Problem für uns. Außerdem wird im Einflussbereich der Sonne der größte Teil dieses Gases durch den ihm entgegenstürmenden Sonnenwind mit abgeschirmt. Entdeckt wurde die Blase durch eine intensive Röntgenstrahlung, die aufgrund der hohen Temperatur von ihr ausgeht. Vor der Röntgenstrahlung schützt uns die Erdatmosphäre, daher konnte die heiße Blase erst von satellitengetragenen Röntgenteleskopen entdeckt werden. Die Entstehung der Blase wird den Druckwellen von etwa 10 Supernovae zugeschrieben, die demnach vor rund 4 Millionen Jahren in einer dichten Staubwolke explodiert sind. Solche Explosionen waren vermutlich auch an der Entstehung des Sonnensystems beteiligt, indem sie die Urwolke des späteren Sonnensystems durch ihre Druckwellen entscheidend vorkomprimierten. Eine noch größere Blase wurde 500 Lichtjahren von uns entfernt in Richtung des Sternbildes Skorpion entdeckt und Loop I genannt. Sie hat einen Durchmesser von etwa 1.000 Lichtjahren. In ihrem Zentrum befindet sich die junge, sogenannte Scorpio-Centaurus-Assoziation. Es wird vermutet, dass das Milchstraßensystem von Hunderten solch heißer Blasen durchsetzt ist.

Die Entstehung des Sonnensystems

Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren bewegte sich an Stelle unseres Sonnensystems eine ausgedehnte Materiewolke um das Zentrum der Galaxis. Die Wolke bestand zu über 99 % aus den Gasen Wasserstoff und Helium sowie einem geringen Anteil aus nur mikrometergroßen Staubteilchen, die sich aus schwereren Elementen und Verbindungen, wie Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, anderen Kohlenstoffverbindungen, Ammoniak und Siliziumverbindungen zusammensetzten. Der Wasserstoff und der überwiegende Teil des Heliums war bereits beim Urknall entstanden. Die schwereren Elemente und Verbindungen wurden im Innern von Sternen erzeugt und bei deren Explosion freigesetzt. Teile der Materiewolke zogen sich infolge der eigenen Schwerkraft zusammen und verdichteten sich. Den Anstoß hierzu könnte die Explosion einer relativ nahen Supernova gegeben haben, deren Druckwellen durch die Wolke wanderten. Diese Verdichtungen führten zu der Bildung von vermutlich mehreren hundert oder gar tausend Sternen in einem Sternhaufen, der sich wahrscheinlich nach einigen hundert Millionen Jahren in freie Einzel- oder Doppelsterne auflöste. Im Folgenden wird die Entwicklung desjenigen „Fragments“ der Materiewolke betrachtet, aus dem sich unser Sonnensystem bildete. Da bei der Kontraktion der Drehimpuls erhalten bleiben muss, hat sich eine schon minimal existierende Rotation der kollabierenden Wolke erhöht, ähnlich wie eine Eiskunstläuferin durch Anlegen der Arme eine schnelle Rotation erreicht. Die dabei entstehenden, nach außen wirkenden Fliehkräfte führten dazu, dass sich die Wolke in den Außenbereichen zu einer rotierenden Scheibe ausbildete. Fast die gesamte Materie der Wolke stürzte jedoch in das Zentrum und bildete einen Protostern, der weiter kollabierte. Im Innern dieses Gaskörpers stiegen Druck und Temperatur so weit an, bis ein Kernfusionsprozess gezündet wurde, bei dem Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Die dabei freigesetzte Energie erzeugte einen Strahlungsdruck, welcher der Gravitation entgegenwirkte und die weitere Kontraktion aufhielt. Ein stabiler Stern - unsere Sonne - war entstanden. Gravitation In der verbleibenden protoplanetare Scheibe führte nach dem bisherigen Modell die Verklumpung von Staubteilchen (Koagulation) zur Bildung von Planetesimalen, den Bausteinen der Planeten. Diese kilometergroßen Gebilde besaßen genug Masse, um sich durch ihre Gravitation mit anderen Planetesimalen zu größeren Objekten zu vereinigen. Nach neueren Modellen könnten auch gravitative Instabilitäten zu sich selbst verstärkenden Massekonzentrationen und damit zur Bildung von Planetesimalen führen. Dabei verlief das Wachstum nicht gleichmäßig. Die schwersten Objekte übten die größten Gravitationskräfte aus, zogen Materie aus einem weiten Umkreis an und konnten so noch schneller wachsen. Der „Protojupiter“ störte schließlich mit seinem Gravitationsfeld andere Planetesimale und beeinflusste deren Wachstum. Offensichtlich verhinderte er auch die Bildung eines größeren Körpers zwischen der Mars- und Jupiterbahn, was zur Entstehung des Asteroidengürtels führte. Einen maßgeblichen Einfluss auf die Prozesse der Planetenentstehung hatte der Abstand der Protoplaneten zur jungen Sonne. In Sonnennähe kondensierten schwerflüchtige Elemente und Verbindungen aus, während leichtflüchtige Gase durch den kräftigen Sonnenwind weggerissen wurden. Hier entstanden die inneren Planeten, Merkur, Venus, Erde und Mars mit festen silikatischen Oberflächen. In den kälteren Außenregionen konnten die entstehenden Planeten auch die leichtflüchtigen Gase, wie Wasserstoff, Helium und Methan festhalten. Hier bildeten sich die „Gasriesen“ Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Ein Teil der Materie, der nicht von den Planeten eingefangen wurde, verband sich zu kleineren Objekten, den Kometen und Asteroiden. Da diese Himmelskörper seit der Frühzeit des Sonnensystems nahezu unverändert blieben, kann deren Erforschung wichtige Hinweise zu dessen Entstehungsgeschichte liefern. Ebenfalls sehr wertvolle Erkenntnisse brachte die Untersuchung von Meteoriten. Dies sind Bruchstücke von Planetoiden, die ins Schwerefeld der Erde gerieten. Auch wenn die Grundprinzipien der Planetenentstehung bereits als weitgehend verstanden gelten, gibt es doch noch zahlreiche offene und nicht unwesentliche Fragen. Eines der Probleme ist die paradox erscheinende Verteilung des Drehimpulses auf die Sonne und die Planeten, denn der Zentralkörper enthält fast 99,9% der Masse des gesamten Systems, besitzt aber nur etwa 0,5% des Drehimpulses; der Hauptanteil daran steckt im Bahndrehimpuls ihrer Begleiter. So ist auch die Neigung der Äquatorebene der Sonne gegenüber der mittleren Bahnebene der Planeten von etwa 7° ein Rätsel. Aufgrund ihrer überaus dominierenden Masse dürfte die Sonne (anders als zum Beispiel die Erde) durch die Wechselwirkung mit ihnen kaum ins Taumeln geraten. Möglicherweise hatte sie in ihrer Frühzeit einen Zwergstern als Begleiter oder erhielt „Besuch“ von einem Nachbarstern des ursprünglichen Sternhaufens, der durch seine Anziehung die protoplanetare Scheibe um etwa 7° kippte, während die Sonne aufgrund ihrer geringen räumlichen Ausdehnung weitgehend unbeeinflusst blieb (C. H. Heller 1993, P. Kroupa 1995).

Merksatz zur Reihenfolge der neun Planeten

Von der Sonne aus gesehen: :„Mein Vater erklärt mir jeden Samstag unsere neun Planeten.“ Hauptartikel: Liste der Merksprüche

Siehe auch

- Astronomisches Objekt
- Ekliptik
- Entstehung des Mondes
- Meteor
- Meteorit
- Meteoroid
- Planetensystem
- Sternensystem
- Tabellarische Übersicht über die Planetendaten

Literatur

- Gürtler, J. und Dorschner, J.: Das Sonnensystem. Wissenschaftliche Schriften zur Astronomie. J. A. Barth Verlag, Leipzig - Berlin - Heidelberg (1993), ISBN 3335002814
- Heller, C. H., 1993, Encounters with protostellar disks. I - Disk tilt and the nonzero solar obliquity, ApJ 408, 337
- Kroupa, P., 1995, The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc, MNRAS 277, 1507 [http://de.arxiv.org/pdf/astro-ph/9508084 PDF bei arXiv]
- Duden Schülerlexikon Astronomie (ISBN 3411714913) / in diesem Buch wird alles über die Astronomie, das Sonnensystem und die Raumfahrt beschrieben

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html „Die neun Planeten“]
- [http://www.solarviews.com/germ/homepage.htm „Ansichten des Sonnensystems“]
- [http://www.michaelschultz.de/ Animation des Sonnensystems]
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia], freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL)
- [http://ssd.jpl.nasa.gov/ „Solar System Dynamics“], zum Beispiel mit Informationen über die neuesten Entdeckungen von Monden im Sonnensystem (Englisch)
- [http://solarsystem.nasa.gov/planets/charchart.cfm „The Planets: Orbits and Physical Characteristics“], (Englisch)

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000910.rm Wie ist das Sonnensystem entstanden?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010121.rm&g2=1 Gibt es einen 10. Planeten?] Kategorie:Sonnensystem ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria nb:Solsystem simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Radar

Radar (RAdio Detection And Ranging oder Radio Angle Detection And Ranging) ist die Bezeichnung für ein Ortungsverfahren sowie ein dafür verwendetes Gerät, das elektromagnetische Wellen (üblicherweise Mikrowellen im MHz- und GHz-Bereich) gebündelt als Primärsignal aussendet, danach von Objekten reflektierte "Echos" als Sekundärsignal empfängt und nach verschiedenen Kriterien ortet und auswertet. So können Informationen über weit entfernte Objekte gewonnen werden. Es gibt unterschiedliche Radarprinzipien, siehe auch Harmonisches Radar und Überhorizontradar. Verschiedene Informationen können aus den empfangenen Wellen herausgelesen werden:
- aus dem Winkel gegenüber Norden ergibt sich die relative Richtung des angepeilten Objektes
- aus der Zeit zwischen Absenden und Empfangen kann die Entfernung berechnet werden (siehe Lichtgeschwindigkeit)
- aus der reflektierten Frequenz kann berechnet werden, ob und wie sich das Objekt relativ zum Beobachter nähert oder entfernt (siehe Doppler-Effekt)
- aus dem Verfolgen der einzelnen Messvorgänge ergibt sich die bereits zurückgelegte Bahn bzw. Strecke des Objektes
- bei guter Auflösung des Radars können sogar Bilder des Objekts erzeugt werden. Das verwendete Wort Radar ist ein englisches Akronym aus "radio detection and ranging" (etwa: Auffinden und Entfernungsmessung mit Radiowellen). Die aus dem Deutschen kommende ursprüngliche Bezeichnung Funkmeßtechnik wurde nach dem Zweiten Weltkrieg in der Bundesrepublik Deutschland durch den Begriff Radar ersetzt. In der DDR wurde in der Fachsprache weiterhin von Funkmeßtechnik gesprochen.

Geschichte

DDR Heinrich Hertz stellte 1886 beim experimentellen Nachweis von elektromagnetischen Wellen fest, dass Radiowellen von metallischen Gegenständen reflektiert werden. Elf Jahre später wiederholte der Inder Jagadis Chandra Bose die Hertzschen Versuche in Kalkutta, diesmal jedoch mit einer kürzeren Wellenlänge als Hertz. Auf Grund dieser Versuche entwickelte Bose unter anderem Wellenleiter. Die ersten Versuche der Ortung mittels Radiowellen führte 1904 der deutsche Hochfrequenztechniker Christian Hülsmeyer durch. Sein Telemobiloskop konnte die Laufzeit von Wellen, die von einem Schiff zurückgeworfen wurden, messen und wurde am 30. April 1904 zum Patent angemeldet. Der Titel der Patentschrift Nr. 165546 lautete: :„Verfahren, um entfernte metallische Gegenstände mittels elektrischer Wellen einem Beobachter zu melden.
Vorliegende Erfindung hat eine Vorrichtung zum Gegenstand, durch welche die Annäherung beziehungsweise Bewegung entfernter metallischer Gegenstände (Schiffe, Züge oder dergleichen) mittels elektrischer Wellen einem Beobachter durch hör- oder sichtbare Signale gemeldet wird [...]“ Der 23-jährige Christian Hülsmeyer wollte eigentlich Lehrer werden. Bei Experimenten im Physiksaal des Bremer Lehrerseminars kam er auf eine - für die Entwicklung der Radartechnik - bahnbrechende Idee. Beim Experimentieren mit den Hertz'schen Spiegelversuchen stellte Hülsmeyer fest, dass von einem Sender ausgesandte und von Metallflächen zurückgeworfene elektrische Wellen zur Ermittlung entfernter metallischer Objekte verwendet werden können - sein besonderes Interesse galt Schiffen. Wahrscheinlich unbeeinflusst von Hülsmeyers Patent wurden 1911 in den USA die Grundprinzipien des Radars vom Science Fiction-Autor und Erfinder Hugo Gernsback in einem seiner Romane skizziert.

Geschichte der Radarentwicklung in Deutschland

Der Durchbruch zur breiten Anwendung kam für die Radartechnik erst im Zweiten Weltkrieg. Dr. Rudolf Kühnhold, der wissenschaftliche Direktor der Nachrichten-Versuchsabteilung der deutschen Marine, trieb die Entwicklung entscheidend voran. 1934 gelingen Dr. Rudolf Kühnhold im Kieler Hafen die ersten Versuche mit einem von ihm entwickelten Apparat, dem sogenannten Dezimeter-Telegraphie-Gerät bzw. DeTe-Gerät. Bei seinen Versuchen konnte er nicht nur wie geplant Schiffe, sondern auch über den Hafen fliegende Flugzeuge orten. Noch war die Entfernung, in der das Radar arbeitete, für die militärische Nutzung nicht geeignet, doch in den folgenden Monaten ging die Entwicklung schnell voran. Bereits im Oktober gelangen Entfernungsmessungen über rund 40 Kilometer. Im Zweiten Weltkrieg erlangte die Radartechnik in der Seekriegs-, vor allem aber auch in der Luftkriegsführung große Bedeutung und wurde meist in Verbindung mit Flakstellungen eingesetzt. Der erste militärisch erfolgreiche radargeleitete Abfangeinsatz der Geschichte erfolgte am 18. Dezember 1939, als britische Bomber zum Angriff auf deutsche Kriegsschiffe in der Deutschen Bucht anflogen. Die nach der Ortung der Bomber aufsteigenden Abfangjäger fügten den Bombern schwere Verluste zu. Einen ungewollten und verhängnisvollen Nebeneffekt hatte das übereilte Ausrüsten deutscher U-Boote mit noch nicht ausgereiften Radar-Warnempfängern. Sie wurden eingesetzt, um herannahende, feindliche Aufklärungsflugzeuge mit aktiviertem Radar frühzeitig zu erkennen. Diese Radar-Überwachungsempfänger strahlten jedoch eine intern erzeugte Oszillatorfrequenz praktisch ungehindert ab. Dies machte sie ortbar: Die unabsichtlich abgestrahlte Oszillatorfrequenz gestattete nicht nur die Bestimmung der Richtung, in der sich ein U-Boot befand, sondern bedeutete auch, dass dieses aufgetaucht war und mit feindlicher Radaraufklärung rechnete. Die U-Boote wurden damit zu einem leicht zu findenden Ziel. Der vermeintliche Vorteil kehrte sich ins Gegenteil um. Hersteller war die sog. GEMA. Die GEMA hatte auch eine Zweigstelle in Wahlstatt/Schlesien (bei Liegnitz). Nach dem Einmarsch der Roten Armee war mein Vater(damals 11 Jahre) im Objekt,einem ehemaligen Kloster.Die Radargeräte waren noch vorhanden,ebenso die schriftlichen Unterlagen und Zeichnungen.Die Russen hatten scheinbar kein interesse (keine sofortigen Requirirungen).

Geschichte der Radarentwicklung in England

Oszillator Während sich die Radarentwicklung in Deutschland am Anfang mit dem Erkennen von Schiffszielen beschäftigte, war in England die Erkennung von Flugzeugen der Ausgangspunkt der Entwicklung. Bereits in der Ionosphären-Forschung hatte man Funkimpulse verwendet und aus der Laufzeit bis zum Eintreffen des reflektierten Signals die Höhe der Ionosphäre bestimmt. Diese Methode wurde nun für die Funkortung weiterentwickelt. Der Leiter der Radioversuchsstation in Slough Robert Watson-Watt und sein Mitarbeiter der Physiker Arnold Wilkins legten am 12. Februar 1935 ihren Bericht Erkennen und Orte von Flugzeugen durch Funk vor, in dem sie bereits alle wesentlichen Grundzüge des Radars beschrieben. Bereits am 26. Februar 1935 wurde der erste Feldversuch durchgeführt. Der BBC-Sender in Daventry sendete ein Signal mit 49 m Wellenlänge. Dies war auf die Flügelspannweite üblicher Bomber-Flugzeuge abgestimmt, die bei ungefähr der Hälfte dieser Länge lagen und somit Halbwellendipole darstellten. Hiervon wurden gute Reflektionseigenschaften erwartet. Eine mobile Empfangsstation, ausgerüstet mit einem für damalige Zeit sehr modernen Kathodenstrahl-Oszilloskop, befand sich in ca. 1 Meile Entfernung. Das über diesem Gebiet fliegende Testflugzeug erzeugte tatsächlich durch die an seinem Rumpf reflektierten Funkwellen einen zusätzlichen Leuchtpunkt auf dem Schirm des Oszilloskops. Das Flugzeug konnte bereits bei diesem ersten Test bis zu einer Entfernung von 13 km verfolgt werden. Nach diesen erfolgreichen Testergebnissen wurde die englische Radarentwicklung mit hohem Aufwand begonnen. Bereits im Januar 1936 waren für alle Aspekte der Radarortung (Entfernung, Höhenwinkel und Ortungsrichtung) Lösungen gefunden worden. Sogar das Prinzip eines Zielfolgeradars konnte am 20. Juni 1939 Winston Churchill praktisch demonstriert werden. Im Jahre 1937 begann man, an der Ostküste der britischen Insel ein Kette von 20 Küsten-Radar-Stellungen, die sogenannte Chain Home zu installieren. Sie arbeitete bei 10 bis 13,5 m Wellenlänge (22-30 MHz), sendete 25 Pulse pro Sekunde mit 200 kW Leistung und hatte eine Reichweite von 200 km. Ab Karfreitag 1939 war diese Radarkette im 24-Stunden Dauerbetrieb. Den Deutschen blieb die Installation der hohen Masten natürlich nicht verborgen. Anfang Mai und im August 1939 unternahmen sie deshalb zwei elektronische Aufklärungsflüge mit dem Luftschiff LZ 130 Graf Zeppelin II über dem Ärmelkanal, um den Stand der englischen Radartechnik zu erkunden. Sie haben jedoch keine Radarsignale gefunden. Dies lag daran, dass die deutsche Radarentwicklung im Bereich von 1,5 bis 0,5 m Wellenlänge stattfand, die Radarstationen an der englischen Kanalküste, die seit Karfreitag 1939 im Einsatz waren, den für die deutschen Ingenieure völlig abwegigen Bereich von 10 m Wellenlänge benutzten. Chain Home hatte zwar ein hohe Reichweite, konnte aber keine Tiefflieger entdecken. Deshalb wurde zusätzlich Chain Home Low, eine Tiefflug-Radarkette mit 80 km Reichweite bei 1,5 m Wellenlänge (200 MHz) installiert. Die Radarkette erwies sich als wichtiger Vorteil in der Luftschlacht um England, da die Angriffe rechtzeitig erkannt und die Verteidigung besser koordiniert werden konnte. Es wurden alsbald auch Radargeräte für den Einsatz in Flugzeugen entwickelt. Nachdem die ersten Geräte aufgrund ihrer Wellenlänge von minimal 50 cm nur mäßig brauchbar waren, gelang zwei britischen Forschern am 21. Februar 1940 der Aufbau des ersten Laborgerätes eines Magnetrons zur Erzeugung von 10 cm Wellen. Hieraus wurde das H2S-Gerät entwickelt, ein Bordradar für Flugzeuge, mit dem die Konturen der Landschaft wie auf einer Karte dargestellt wurden. Der erstmalige Einsatz erfolgte am 30.-31. Januar 1943 bei einem Bombenangriff auf Hamburg. Es gab ein einfaches Mittel, um die Nutzung von Radar zu stören. Beide Seiten, Deutschland und England, hatten dieses Mittel unabhängig voneinander entdeckt und hielten diese Entdeckung dann streng geheim, um damit nicht der Gegenseite die Methode zu verraten, wie wiederum das eigene Radar gestört werden könnte. Es handelte sich hierbei um Stanniolstreifen, die auf die halbe Wellenlänge der verwendeten Radargeräte zugeschnitten und von Flugzeugen in großer Menge abgeworfen wurden. Es waren dann die Engländer, die diese Methode dann noch bei der Operation Gomorrha, dem Bombenangriff auf Hamburg am 24. Juli 1943, einsetzten. Es wurden 92 Mio Streifen, das entspricht 40 Tonnen, abgeworfen. Die Entwicklung eines geeigneten Gegenmittels hatte auf deutscher Seite dann Erfolg. Das Würzlaus-Gerät konnte die Geschwindigkeit des Radarziels anhand des Dopplereffekts bestimmen. Langsam fliegende oder stillstehende Objekte, wie die Staniolstreifen, wurden dann einfach ausgeblendet.

Einsatzgebiete

1943 1943 Radargeräte wurden für verschiedene Verwendungszwecke entwickelt:
- Frühwarnstationen, die vor anfliegenden Flugzeugen warnen, wie das Freya-Radar
- Radargeräte zur Zielverfolgung, als "Schüsseln"; siehe Würzburg-Riese
- Bomber bekamen Bordradar, um auch bei Nacht am Boden Einzelheiten erkennen zu können
- Nachtjäger bekamen Radar, um bei Nacht gegnerische Flugzeuge angreifen zu können
- Schiffsradar, um feindliche Schiffe und Flugzeuge zu entdecken oder um Kollisionen zu vermeiden.
- Wetterradar, Erkennung und Ortung von Schlechtwetterfronten
- Radargeräte zur Messung der Geschwindigkeit im Straßenverkehr mit Geräten u.a. der Fa. Multanova und Traffipax.
- Kfz-Technik. Seit Ende der 1990er Jahre sind für Fahrzeuge der gehobenen Mittelklasse und der Oberklasse radarbasierte Abstandshalter erhältlich. Allerdings ist die Marktdurchdringung noch relativ dünn (ca. 300.000 bis 700.000 Systeme weltweit im Jahr 2003). Der Generationenwechsel in Richtung kostengünstiger Systeme hat 2003/2004 begonnen. Analysten sehen durch die gekoppelte Nutzung solcher Systeme mit sog. "Notbrems"-Funktionalitäten ein enormes Wachstumpotenzial von >500.000 Systemen / Jahr bis 2012. Ein weiteres Anwendungsgebiet stellen Nahbereichsfunktionen dar. Die entsprechende Frequenzzulassung für die "hoffnungsvollste" Technologie (24GHz, Kurzpuls) wurde Ende 2004 erteilt. Allerdings ist diese Zulassung an etliche Auflagen gekoppelt, weswegen die Markführer (Raytheon, Siemens, etc.) an Technologien für das 77-79 GHz-Band arbeiten.
- Miniatur-Radargeräte als Bewegungs- oder Füllstandsmelder
- Wissenschaftliche Forschung: Kartierung von Himmelskörpern mit undurchsichtiger Atmosphäre wie dem Planeten Venus, Vermessung des Sonnensystems Nach dem Zweiten Weltkrieg kam auch die Lenkung radargesteuerter Waffen wie Flugabwehrraketen dazu. Außerdem wurde das Radar auch für die zivile Schiff- und Luftfahrt eingesetzt. Die heutige Passagierluftfahrt wäre ohne Luftraumüberwachung durch Radar nicht denkbar. Auch Satelliten und Weltraumschrott werden heute durch Radar überwacht. Als die Radargeräte leistungsfähiger wurden, entdeckte auch die Wissenschaft diese Technologie. Wetterradargeräte helfen in der Meteorologie oder an Bord von Flugzeugen bei der Wettervorhersage. Mittels großer Stationen können vom Boden aus Radarbilder vom Mond, der Sonne sowie einigen Planeten erzeugt werden. Umgekehrt kann auch die Erde vom Weltraum aus durch satellitengestütze Radargeräte vermessen und erforscht werden.

Technische Funktion

Bei Radargeräten unterscheidet man prinzipiell zwischen Puls- und CW-Radargeräten. Ein Pulsradargerät sendet Impulse mit einer typischen Länge im unteren Mikrosekundenbereich und wartet dann auf Echos. Die Entfernung wird durch die Formel :

r=

r = Entfernung
c₀ = Lichtgeschwindigkeit
t = Zeit ermittelt. Je nach Reichweite des Radargerätes wird nun einige Mikro- bis Millisekunden empfangen, bevor der nächste Impuls ausgesendet wird. Bekannteste Anwendungsgebiete sind Luftraumüberwachung und Wetterradar. Dreht sich die Antenne, kann mit einer entsprechenden Anzeige eine Karte reflektierender Objekte erzeugt werden. Durch Verfahrenstechnik (Festzeichenunterdrückung, MTI) können elektronisch dabei feststehende Objekte ausgeblendet werden. Transponder an Flugzeugen können zur Identifikation beitragen, indem sie dem auftreffenden Radarsignal beim Reflektieren aktiv ein charakteristisches Digital-Muster hinzufügen, das die vom Operator zugewiesene Flugzeug-Kennung, die Höhe über Grund und die Geschwindigkeit über Grund, die vom Flugzeug gemessen sind, kodieren. Mit einer entsprechenden Auswerte-Elektronik lässt sich auch die relative Geschwindigkeit der georteten Objekte, deren Höhe und auch die Größe ermitteln. Auswertungen von Oberwellen für die Luftraumüberwachung erlauben Rückschlüsse auf den Flugzeugtyp, der das Echo generiert hat. Stationäre Pulsradargeräte erreichen Leistungen bis zu 100 MW als Spitzenimpulsleistung. Ein Anflugradar an Flughäfen sendet zwei senkrecht aufeinander stehende Fächer aus, diese dienen der Kontrolle von Anflugrichtung und -winkel und gestattet Piloten bei schlechter Sicht eine sog. Instrumentenlandung. Dabei wird ihnen jede Abweichung vom idealen Landekurs an Bord angezeigt (sog. Instrument Landing System, ILS). Das Bodengestützte STCA (Short Term Collision Avoidance) System zur Kollisionsvermeidung verwendet das Luftraumüberwachungsradar. Es berechnet aus Geschwindigkeit, Position und Orientierung von Flugobjekten die Wahrscheinlichkeit eines nahen Vorbeifluges (near miss) oder gar Zusammenstoßes von Flugzeugen und warnt optisch und akustisch den Fluglotsen. Um in Impulsradar-Geräten die hohen Sendeleistungen zu erzeugen, welche zur Ortung z.B. über einige 100 km nötig sind, werden Magnetrons verwendet. Dazu wird ein Magnetron z.B. mittels Hochspannungs-Schaltröhren gepulst betrieben. Da in diesen Schaltröhren dabei auch Röntgenstrahlung entstand, führte dies öfter zu Strahlenschäden an früher unzureichend abgeschirmtem Bedien- und Wartungs-Personal militärischer Radar-Geräte. Ein CW-Radar (CW = Continuous Wave, Dauersender) kann z.B. auch zur Geschwindigkeitsmessung genutzt werden. Dabei wird über eine Antenne eine konstante Frequenz abgestrahlt, die vom Ziel (beispielsweise einem Auto) reflektiert wird und mit einer gewissen Dopplerverschiebung zurückkommt. Durch einen Vergleich der gesendeten mit der empfangenen Frequenz kann die Geschwindigkeit bestimmt werden. Diese CW-Radargeräte können keine Entfernungen messen. Die erforderlichen Sendeleistungen sind sehr gering. Die Radargeräte der Verkehrs-Polizei ("Radar-Fallen") sind solche CW-Radargeräte. Eine weitere Art sind die "Modulated CW-Radar" oder FM-Radar-Geräte. Sie senden mit einer sich ständig ändernden Frequenz. Die Frequenz steigt entweder linear an, um bei einer bestimmten Frequenz abrupt auf den Anfangswert wieder abzufallen (Sägezahnmuster), oder sie steigt und fällt abwechselnd mit konstanter Änderungsgeschwindigkeit. Durch die lineare Änderung der Frequenz und das stetige Senden ist es möglich, neben der Differenzgeschwindigkeit zwischen Sender und Objekt auch gleichzeitig deren absolute Entfernung voneinander zu ermitteln. Radar-Höhenmesser von Flugzeugen und Abstandswarngeräte /-radare in Autos arbeiten nach diesem Prinzip.

Siehe auch

Literatur

- Robert Buderi: The invention that changed the world. Simon & Schuster, New York 1996, ISBN 0-684-81021-2
- Fritz Trenkle: Die deutschen Funkmessverfahren bis 1945. Hüthig, Heidelberg 1986, ISBN 3-7785-1400-8
- Brian Johnson: Streng geheim: Wissenschaft und Technik im Zweiten Weltkrieg. Wiener Verlag, Wien 1978, ISBN 3-89350-818-X
- Ulrich Kern: Die Entstehung des Radarverfahrens. Zur Geschichte der Radartechnik bis 1945. Dissertation, Stuttgart 1984
- David Pritchard: Durch Raum und Zeit: Radarentwicklung und -einsatz 1904–1945. Stuttgart 1992
- Frank Reuter: Funkmeß. Die Entwicklung und der Einsatz des RADAR-Verfahrens in Deutschland bis zum Ende des Zweiten Weltkriegs. Opladen 1971

Weblinks

- [http://www.itnu.de/radargrundlagen/top.html Radargrundlagen]
- [http://www.forgottenplaces.de/rsboostedt04c.htm SRE-LL und SRT-4 Radaranlage]
- [http://www.radarpages.co.uk/mob/ch/chainhome.htm Website über die Chain Home (englisch)] ! Kategorie:Militärtechnik ja:レーダー ms:Radar

Distanzmessung

Unter Abstandsmessung oder Entfernungsmessung versteht man die Bestimmung des kürzesten Abstandes zweier Punkte im Raum durch direkten oder indirekten Vergleich mit einem Längenmaß wie beispielsweise dem Meter. Der Bereich möglicher Längen beginnt bei der sogenannten Planck-Länge von rund

10^

Meter. Das ist die kleinste Länge in die sich der Raum einteilen lässt. Der physikalisch relevante Bereich beginnt bei

10^

Metern, der Größe der Elementarteilchen, und reicht bis

10^

Meter. Er überspannt damit immerhin 44 Größenordnungen. Daraus ergibt sich, dass eine sehr große Zahl unterschiedlicher Verfahren notwendig sind um Entfernungen zu messen. Das folgende Schaubild gibt einen Überblick über die Einheitenzusätze, enthält Beispiele für die Größenbereiche und ordnet die jeweiligen Messprinzipien zu. # Entfernungsskala von Dr. Schorsch # 27. September 2005 ImageSize = width:700 height:213 PlotArea = width:96% height:80% left:2% bottom:18% Colors = id:lightgrey value:rgb(0.8588,0.9059,0.9647) #legend:test id:darkgrey value:gray(0.40) #legend:grau id:geraet value:rgb(0.4667,0.8627,0.251) #legend:Gerät id:methode value:rgb(1,0.6824 ,0.3294) legend:Messmethoden id:markcolor value:rgb(1,0,0) #legend:Marke id:vergl value:rgb(0.4667,0.8627,0.251) legend:Größenbeispiele id:pref1 value:rgb(1,0.9059,0.4078) legend:Präfixe id:pref2 value:rgb(1,0.9412,0.8196) legend:Präfixe_ # Legendenformat Legend = orientation:vertical left:20 top:200 # Definitionen für Textoffsets # Vertikale Verschiebung der Beispiele untere Zeile Define $bsu = -3 # Vertikale Verschiebung der Beispiele obere Zeile Define $bso = -3 # Vertikale Verschiebung der Methodennamen Define $msv = -3 # Vertikale Verschiebung der Präfixe Define $psv = -3 # Balkenbreite Define $width = width:15 BackgroundColors = canvas:lightgrey bars:lightgrey # Datumsachse enthält die Größenordnung DateFormat = yyyy Period = from:-18 till:27 AlignBars = early TimeAxis = orientation:horizontal format:yyyy ScaleMajor = gridcolor:darkgrey unit:year increment:3 start:-18 BarData = # Reihenfolge der Balken # bar:Messschieber # bar:Mikroskop # bar:Geo600 # bar:Raster # bar:Trenner1 #Methoden bar:Rotver bar:Parallaxe bar:RadioInter bar:Triang bar:Laufzeit bar:Direkt bar:Interferometrie # bar:Trenner2 #Größenvergleiche bar:verglo bar:verglu # Die Präfixe sind immer ganz unten bar:prefix PlotData = # Trennlinien color:darkgrey $width # bar:Trenner1 from:start till:end # bar:Trenner2 from:start till:end # Geraeteliste color:geraet $width # bar:Mikroskop from:-7 till:-3 align:center text:Mikroskop # bar:Geo600 from:-18 till:-6 align:center text:optisches Interferometer Geo600 # bar:Raster from:-12 till:-6 align:center text:Rastertunnelmikroskop # bar:Messschieber from:-4 till:0 align:center text:Messschieber #Methoden color:methode bar:Rotver from:18 till:26 align:center shift:(0,$msv) text:Rotverschiebung bar:Triang from:-6 till:19 align:center shift:(0,$msv) text:Triangulation bar:Parallaxe from:15 till:26 align:center shift:(0,$msv) text:Parallaxe bar:Laufzeit from:-2 till:12 align:center shift:(0,$msv) text:Laufzeitmessung bar:Direkt from:-6 till:2 align:center shift:(0,$msv) text:direkte_Messung bar:Interferometrie from:-18 till:3 align:center shift:(0,$msv) text:optische Interferometrie # Das ist noch geraten: bar:RadioInter from:-1 till:18 align:center shift:(0,$msv) text:Radiointerferometrie # Die Praefixe color:pref1 fontsize:S bar:prefix from:-18 till:-15 shift:(0,$psv) text:Atto align:center color:pref2 bar:prefix from:-15 till:-12 shift:(0,$psv) text:Femto align:center color:pref1 bar:prefix from:-12 till:-9 shift:(0,$psv) text:Pico align:center color:pref2 bar:prefix from:-9 till:-6 shift:(0,$psv) text:Nano align:center color:pref1 bar:prefix from:-6 till:-3 shift:(0,$psv) text:Mikro align:center color:pref2 bar:prefix from:-3 till:0 shift:(0,$psv) text:Milli align:center color:pref1 bar:prefix from:0 till:3 shift:(0,-5) fontsize:M text:Meter align:center color:pref2 bar:prefix from:3 till:6 shift:(0,$psv) text:Kilo align:center color:pref1 bar:prefix from:6 till:9 shift:(0,$psv) text:Mega align:center color:pref2 bar:prefix from:9 till:12 shift:(0,$psv) text:Giga align:center color:pref1 bar:prefix from:12 till:15 shift:(0,$psv) text:Tera align:center color:pref2 bar:prefix from:15 till:18 shift:(0,$psv) text:Peta align:center color:pref1 bar:prefix from:18 till:21 shift:(0,$psv) text:Exa align:center color:pref2 bar:prefix from:21 till:24 shift:(0,$psv) text:Zetta align:center color:pref1 bar:prefix from:24 till:27 shift:(0,$psv) text:Jotta align:center #Größenvergleiche color:vergl mark:(line,markcolor) fontsize:S width:16 # bar:vergl at:-35 align:center text:Planck-Länge # Hintergrundbalken bar:verglo from:start till:end bar:verglu from:start till:end bar:verglo at:-15 align:right shift:(0,$bso) text:Quark bar:verglu at:-14 align:right shift:(0,$bsu) text:Proton bar:verglo at:-13 align:left shift:(2,$bso) text:Atomkern bar:verglu at:-10 align:right shift:(0,$bsu) text:Atom bar:verglo at:-9 align:left shift:(2,$bso) text:Molekül bar:verglu at:-8 align:right shift:(0,$bsu) text:DNA bar:verglo at:-6 align:left shift:(2,$bso) text:Zelle bar:verglu at:-5 align:right shift:(0,$bsu) text:Mikrobe bar:verglo at:-4 align:left shift:(2,$bso) text:Haar bar:verglu at:-2 align:right shift:(0,$bsu) text:Münze bar:verglo at:0 align:left shift:(2,$bso) text:Mensch bar:verglu at:1 align:right shift:(0,$bsu) text:Haus bar:verglo at:3 align:left shift:(2,$bso) text:Berg bar:verglu at:4 align:right shift:(0,$bsu) text:Stadt bar:verglo at:6 align:left shift:(2,$bso) text:Rhein bar:verglu at:7 align:right shift:(0,$bsu) text:Erde bar:verglo at:9 align:left shift:(2,$bso) text:Sonne bar:verglu at:11 align:left shift:(2,$bsu) text:Erde-Sonne bar:verglo at:16 align:right shift:(0,$bso) text:Lichtjahr bar:verglu at:17 align:left shift:(2,$bsu) text:Parsec bar:verglu at:20 align:left shift:(2,$bsu) text:Supernova bar:verglo at:21 align:right shift:(0,$bso) text:Milchstraße bar:verglu at:24 align:left shift:(2,$bsu) text:Virgo bar:verglo at:26 align:right shift:(0,$bso) text:Universum TextData= # Zentrierter Tabulator tabs:(372-center) pos:(0,4) fontsize:M text:^10_hoch_x_Meter

Messprinzipien

Direkte Messung

Die unmittelbarste Form der Entfernungsmessung ist die sogenannte direkte Messung. Darunter versteht man den direkten Vergleich der zu bestimmenden Entfernung mit einem Maßstab. Diese Art der Messung ist nur in einem begrenzten Längenbereich möglich, da Vergleichsmaßstäbe nicht beliebiger Größe hergestellt werden können. Die kleinsten Maßstäbe werden mit lithographischen Methoden erzeugt und sind nur wenige Mikrometer groß. Sie können unter einem Mikroskop wie ein normales Maßband benutzt werden. Die längsten Maßstäbe werden aus flexiblem Stahlband in Längen bis über 100 Meter hergestellt. Alle Maßstäbe müssen vor ihrer Verwendung auf ein Längennormal zurückgeführt werden. Diesen Prozess bezeichnet man als Eichung. Das ermöglicht die weltweite Vergleichbarkeit von Längenmessungen.

Indirekte Messung

Die direkte Messung kann in vielen Fällen nicht eingesetzt werden. Schon bei der Bestimmung des Abstandes zweier Inseln vom Festland aus scheitert sie, da die beiden Punkte nicht zugänglich sind. Universeller und meist auch komfortabler einzusetzen sind indirekte Methoden. Alle indirekten Methoden haben gemeinsam, dass sie nicht die Entfernung selbst messen sondern eine von der Entfernung abhängige Größe wie die Helligkeit eines Sterns, die Laufzeit eines Echos oder die Richtung einer Peilung. Indirekte Messungen müssen durch den Vergleich mit bekannten Maßstäben kalibriert werden, damit die Vergleichbarkeit mit anderen Messungen gewährleistet bleibt. Im Folgenden werden die wichtigsten indirekten Messprinzipien beschrieben.

Hodometrie

kalibriert Die Hodometrie, oft auch nach dem Englischen als Odometrie bezeichnet, ist eine sehr einfache und alte Methode der indirekten Wegmessung, die eingeschränkt auch für die Entfernungsmessung verwendet werden kann. Dabei werden die Umdrehungen eines Rades mit bekanntem Umfang gezählt das auf der Messstrecke abgerollt wird. Die Anzahl der Umdrehungen, multipliziert mit dem Umfang ergibt die gemessene Wegstrecke. Im Alltag wird diese Methode beispielsweise für Kilometerzähler von Autos eingesetzt.

Inertialnavigation

Eine Bewegung die nicht gleichförmig ist, ist immer mit einer Beschleunigung des bewegten Objektes verbunden. Integriert man alle Beschleunigungen die ein Objekt erfahren hat richtungsabhängig über der Zeit, kann man daraus nach der einfachen Formel Geschwindigkeit gleich Beschleunigung mal Zeit und Weg gleich Geschwindigkeit mal Zeit die zurückgelegte Wegstrecke berechnen (zweimalige numerische Integration). Dieses Verfahren setzt man in Fahr- und Flugzeugen aller Art ein, um eine umgebungsunabhängige Wegmessung zu ermöglichen. Allerdings summieren sich über der Zeit auch die Messfehler auf, weshalb die Position in regelmäßigen Abständen mit Informationen aus anderer Quelle abgeglichen werden muss.

Triangulation

Integriert Bei der Triangulation peilt man den Messpunkt von zwei verschiedenen Standpunkten mit bekanntem Abstand mit Hilfe eines Theodolits oder eines anderen Winkelmessers an. Der Objektpunkt P und die beiden Standpunkte bilden ein Dreieck, dessen Basislänge

b

und dessen Basiswinkel

\alpha

und

\beta

man kennt. Damit kann man alle anderen Größen im Dreieck berechnen. Die Basislänge bildet dabei den Maßstab der Triangulation. Bereits im Alterum wurde die Triangulation zur Landvermessung eingesetzt und wird bis auf technische Neuerungen auch heute noch dafür verwendet. Hinzugekommen sind Verfahren der optischen Messtechnik wie die Streifenprojektion und die Photogrammetrie die andere Anwendungsbereiche erschlossen haben.

Trilateration

Die Trilateration ist kein Messverfahren, sondern basiert auf anderen direkten oder indirekten Entfernungsmessungen und dient im wesentlichen dazu, die räumliche Lage von Messpunkten zueinander auf der Basis von einfachen Abstandsmessungen zu bestimmen. Aus der räumlichen Lage zweier Punkte kann wiederum ihr Abstand berechnet werden. Die Trilateration misst somit keine Entfernungen, sondern dient der Übertragung von bekannten Entfernungen auf noch nicht vermessene Punkte.

Laufzeitmessung

Trilateration Die Laufzeitmessung beruht darauf, dass sich elektromagnetische und akkustische Wellen mit endlicher, bekannter Geschwindigkeit ausbreiten. Sendet man ein Signal zu einem Messobjekt von dem es reflektiert wird und misst die Zeit die es für den Hin- und Rückweg benötigt, so kann man aus der Laufzeit

\Delta t

und der Ausbreitungsgeschwindigkeit

c

des Signals, das ist die Gruppengeschwindigkeit der Welle, die Objektentfernung

r

berechnen: :

r = \frac

Fledermäuse nutzen Ultraschallsignale um die Entfernung von Hindernissen und Beutetieren zu bestimmen. In der Messtechnik findet sich das Verfahren im Echolot für die Tiefenmessung unter Schiffen und im Sonar für die Entfernungsmessung unter Wasser, meist in U-Booten, oder auch bei Ultraschallabstandssensoren. Radaranlagen nutzen elektromagnetische Wellen zur Entfernungsmessung. Auch Licht ist für dieses Verfahren geeignet. Es muss dabei aber beachtet werden, dass die Geschwindigkeit vom Medium in dem sich die Welle ausbreitet und dessem Zustand (z.B. Temperatur) empfindlich abhängt.

Interferometrie

Die Interferometrie mit kohärenten Wellen ist sehr präzise bei der Messung von Längenänderungen. Die Genauigkeit hängt im wesentlichen von der benutzen Wellenlänge ab. In der Praxis werden Licht- und Radiowellen genutzt. Um mit einem Interferometer auch Entfernungen messen zu können, werden das Phasenschiebeverfahren oder die Weißlichtinterferometrie eingesetzt.

Parallaxe

Zur Bestimmung von Entfernungen die über den Maßstab des Sonnensystems hinausgehen, werden verschiedene Parallaxenmethoden verwendet. Das Wort „Parallaxe“ wird hier im Sinne von „Entfernung“ gebraucht. Man unterscheidet dabei zwischen den folgenden:

Trigonometrische Parallaxe

Parallaxe Die trigonometrische Parallaxe ist die Veränderung der Blickrichtung zu einem Objekt gegenüber dem Himmelshintergrund der durch die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne hervorgerufen wird. Die trigonometrische Parallaxe basiert somit auf der Triangulation, ihre Basislänge ist der Durchmesser der Erdbahn. Darüber hinaus spricht man auch von der täglichen Parallaxe die durch die Rotation der Erde hervorgerufen wird. Je weiter das Objekt entfernt ist, desto kleiner ist die Parallaxe. Aus ihr lässt sich direkt die Entfernung berechnen: :

r=1 / \pi

wobei hier die Entfernung r in Parsec und die Parallaxe

\pi

in Bogensekunden angegeben ist. Die erste Parallaxenmessung eines Sterns konnte 1838 von Friedrich Wilhelm Bessel für den Stern 61 Cygni durchgeführt werden. Er bestimmte einen Wert von etwa 0,3′′ und somit eine Entfernung von etwa 3,3 pc. Proxima Centauri, der Stern der der Erde am nächsten ist, hat eine Parallaxe von 0,762′′ was einer Entfernung von etwa 1,31 pc entspricht. Normalerweise lässt sich die Trigonometrische Parallaxe bis zu Entfernungen von etwa 100 pc bestimmen. Mit modernen Methoden sind heute aber auch schon Parallaxen von einigen Millibogensekunden gemessen worden. Zwischen 1989 und 1993 hat der Satellit HIPPARCOS etwa 100000 Sterne bis zu einer Helligkeit von 9 mag vermessen und ihre Parallaxen bestimmt. Er erreichte dabei einen Fehler von nur 0,001′′. Die bisher (2005) kleinste Parallaxe konnte für den Pulsar B1508+55 mit einem Radioteleskop bestimmt werden: sie betrug 0,415 Millibogensekunden (=0,000415′′) - das entspricht einer Entfernung von rund 2400 pc oder etwa 7800 Lichtjahren [http://www.nrao.edu/pr/2005/fastpulsar/].

Spektroskopische Parallaxe

Bei der spektroskopischen oder photometrischen Parallaxe wird nicht wie bei der trigonometrischen Parallaxe die Richtung des Lichtes untersucht, sondern die Qualität. Neben der Temperatur eines Sterns hängt die Intensität des bei uns ankommenden Lichts natürlich auch von der Entfernung ab wodurch es auch möglich ist, die Entfernung zu messen. Natürlich ist die Helligkeit eines Sternes, die direkt beobachtet werden kann, nur die sogenannte scheinbare Helligkeit m. Ein sehr heller Stern, der weit entfernt ist und ein sehr naher Stern, der aber nur schwach leuchtet können uns beide gleich hell erscheinen. Deswegen ist es notwendig, die absolute Helligkeit M zu definieren: sie entspricht der scheinbaren Helligkeit, die ein Objekt hätte wenn es genau 10 pc von der Erde entfernt wäre. Zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit besteht folgender Zusammenhang: :

m-M = -5 + 5\cdot\log r

wobei die Entfernung r in Parsec angegeben werden muss. Ist die absolute Helligkeit eines Objekts bekannt, lässt sich die Entfernung sofort aus der gemessenen scheinbaren Helligkeit berechnen. Die absolute Helligkeit lässt sich durch den Vergleich von Spektren bestimmen. Dabei wird das Spektrum des Objekts mit bekannter Entfernung als Maßstab verwendet - d.h. die spektroskopische Parallaxe baut direkt auf der trigonometrischen Parallaxe auf.

Dynamische Parallaxe

Die dynamische Parallaxe wird zur Entfernungsbestimmung von visuellen Doppelsternen verwendet. Dazu muss die Bahngeschwindigkeit

v

, die sich spektroskopische ermittlen lässt, bekannt sein; aus dem scheinbaren Abstand der beiden Sterne

a

und der Umlaufperiode

T

der Sterne um ihren Massenmittelpunkt kann man nun die Entfernung

r

berechnen.

Rotverschiebung

Die Entfernungsbestimmung mit Hilfe der Rotverschiebung des Lichts wird ausschließlich bei sehr weit entfernten Objekten wie Galaxien oder Pulsaren angewandt, da der Effekt nur bei sehr großen Entfernungen auftritt. Für die Rotverschiebung müssen bekannte Spektrallinien im Spektrum einer Galaxie identifiziert werden und ihre genaue Wellenlänge vermessen werden. Aus der Wellenlängendifferenz zwischen der rotverschobenen und der unverschobenen Spektrallinie kann man die relative Geschwindigkeit des Himmelskörpers berechnen. Aus der Geschwindigkeit lässt sich schließlich unter Kenntnis der Hubble-Konstante

H_0

mit der folgenden Formel die Entfernung

r

berechnen: :

r = z  \cdot c\cdot \frac

Die Rotverschiebung wird durch

z

angegeben,

c

bezeichnet die Lichtgeschwindigkeit. Auch dieses Verfahren muss mit Objekten bekannten Abstandes geeicht werden.

Messmittel

Für jeden Entfernungsbereich werden geeignete Messmittel benötigt. Im Folgenden wird ein Überblick über Messmittel für die verschiedenen Bereiche gegeben.

Alltag

Im menschlichen Alltag begegnen uns Entfernungen zwischen 0,1 Millimeter und 40000 Kilometer.

Direkte Messung

geeicht)]] Die direkte Messung ist die gebräuchlichste Methode der Entfernungsmessung im Alltag. Man vergleicht die zu messende Entfernung mit einem Vielfachen des Längennormals. Das erfolgt üblicherweise nicht mit einem Replikat des rechts dargestellten Urmeters, sondern mit einem preiswerten und handlichen Gliedermaßstab, Maßband oder Lineal. Mit diesen Messmiteln können auch längere Strecken bestimmt werden, indem man die Maßstäbe mehrfach hintereinander setzt. Dadurch vergrößert sich natürlich auch der Messfehler. Für sehr kleine Längen von 0,1 Millimeter bis 200 Millimeter verwendet man mechanische Präzisionsmessinstrumente wie Messschieber oder Mikrometerschrauben.

Hodometer

Die Entfernungsmessung mit dem Hodometer ist den meisten Menschen geläufig, wenn sie sie nicht sogar selbst schon durchgeführt habe. Fast jedes Kraftfahrzeug verfügt über ein Hodometer: der Kilometerzähler. Durch Zählen der Radumdrehungen wird die gefahrene Strecke ermittelt. Das Verfahren erzeugt zwar Ungenauigkeiten von einigen Prozent der Wegstrecke, das genügt aber für die typischen Entfernungen zwischen 100 Meter und 1.000.000 Kilometer.

Triangulation

Bei Strecken von einigen Kilometern wie man sie in der Landvermessung bestimmen muss greift man zur Triangulation. Hierbei entscheidet die Genauigkeit der Winkelmessung und die Länge des Vergleichsmaßstabes über die erreichbare Messgenauigkeit. Ein Triangulationsnetz kann bis auf ein Millionstel (0, 000 001) der gemessenen Länge genau sein. Eine Vermessung von Deutschland, das rund 1000 Kilometer groß ist, würde also einen Fehler von rund einem Meter aufweisen.

Radar

Radar Mit Radaranlagen wie der rechts dargestellten können Entfernungen zwischen wenigen hundert Metern und mehreren zehntausend Kilometern gemessen werden. Die Antenne sendet kurze Impulse bei einer Frequenz von einigen Gigahertz (

10^9

Hertz) und misst die Zeit bis zum Empfang des vom Messobjekt reflektierten Signals. Neben der Entfernung können auch noch die Geschwindigkeit und die Richtung des Objektes gemessen werden.

Nano- und Mikrowelt

Die sichtbare Welt ist durch die Wellenlänge des sichtbaren Lichts beschränkt. Dinge die kleiner sind als die Lichtwellenlänge von etwa einem Mikrometer sind nicht mehr direkt beobachtbar. Bis zu dieser Grenze kann man aber noch sehr gut direkte Messungen für vornehmen. Dazu verwendet man Messmikroskope und mikroskopische Maßstäbe die man mit der Objektgröße vergleicht. Die optische Messtechnik bietet viele verschiedene Verfahren die im Bereich bis ein Mikrometer und sogar deutlich darunter praktikabel sind. Das Phasenschiebeverfahren ermöglicht genauso Abstandsmessungen bis zu einem Hundertstel der Lichtwellenlänge, wie Interferometer oder Weißlichtinterferometer.