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Tropen

Tropen

---- Die Tropen (v. gr.: tropai heliou Sonnenwendegebiete) sind a) strahlungsklimatisch betrachtet die Gebiete, die durch die beiden Wendekreise (23,5° nördliche und südliche Breite) begrenzt werden und in denen die Sonne mindestens einmal im Jahr im Zenit steht, b) im System der Atmosphärischen Zirkulation der Bereich zwischen den beiden subtropisch-randtropischen Hochdruckgürteln der Nord- und Südhalbkugel der Erde. c) der Bereich beiderseits des Äquators, der durch höhere tageszeitliche und geringere jahreszeitliche Temperaturschwankungen (25°C Jahresmittel) geprägt ist, da sich durch die ganzjährig hohe Einstrahlung keine thermischen Jahreszeiten bilden können, d) der Bereich bei dem die jährlichen Tageslängen nur sehr gering zwischen 10,5 und 13,5 Stunden schwanken. Als polwärtige Grenze der Tropen zu den Subtropen verwendete Köppen die 18°-Isotherme, Supan und Philippson die 20°-Isotherme des kältesten Monats. Diese Abgrenzungen beziehen sich aber nur auf die in geringer Höhe über dem Meeresspiegel gelegenen Warmtropen, die typischen Klimaeigenschaften der Tropen gelten aber auch für die höher gelegenen Gebiete. Wegen der Temperaturabnahme mit der Höhe spricht man dann, wenn die 18°- oder 20°-Isotherme unterschritten werden, aber rechnerisch sich ein höherer Wert ergäbe, von Kalttropen. Innerhalb der Tropen werden die äquatornahen immerfeuchten von den zu den Wendekreisen hin wechselfeuchten bzw. trockenen Tropen unterschieden, die sich in unterschiedlichen Vegetationszonen von den Tropischen Regenwäldern über die verschiedenen Savannentypen bis zu den Tropischen Halbwüsten und Wüsten zeigen. Als Ektropen werden diejenigen Gebiete bezeichnet, welche nicht in den Tropen liegen.

Siehe auch

- Tropischer Regenwald
- innertropische Konvergenzzone (ITC)
- Tropischer Wirbelsturm Kategorie:Tropen Kategorie:Meteorologie Kategorie:Ökosystem ja:熱帯 ko:열대

Wendekreis

Ein Wendekreis ist einer der beiden in 23°27' nördlicher und südlicher Breite gelegenen Breitenkreise, die für die Sonnenbahn (siehe Ekliptik) Grenzmarken darstellen. Jeweils am 21./22. Juni bzw. am 21./22. Dezember erreicht der Sonnenstand auf der Nord- bzw. Südhalbkugel auf diesen Breitenkreisen den Zenit. Die Abweichung (Deklination) der Sonne vom Himmelsäquator ist zu diesen Zeitpunkten maximal und nimmt danach wieder ab. Nur in der Breitenzone zwischen den Wendekreisen kann die Sonne mittags im Zenit stehen (genau 2x pro Jahr). siehe auch:
- Sonnenwende
- Nördlicher Wendekreis
- Südlicher Wendekreis Kategorie:Geographie

Sonne

Die Sonne (lat. Sol ) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet. Das Zeichen der Sonne: Stern Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,998 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück. Schwerkraft __TOC__

Allgemeines

Schwerkraft Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt 1,3925 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Sie ist ein Stern der so genannten Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,8·10²⁶ Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im sichtbaren Licht abgegeben mit einem Maximum in den Spektralfarben Gelb und Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5.700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: jener Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen sichtbare Teil dieses Spektrums. Dieses Faktum kann teleologisch oder durch Evolution gedeutet werden. Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse aller Sterne unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Kernfusion (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt die Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff.
Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen. Die Sonne rotiert in rund 4 Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar.

Kulturgeschichte

Hydrodynamik] Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab. Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders das Auftreten einer Sonnenfinsternis löste große Bestürzung und Furcht hervor. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch die Veranstaltung von großem Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war. Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“-Pharao Echnaton ließ später nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab. Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, z.B. beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzte sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen. Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie. In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen. Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná bzw. Inti die Hauptgottheiten. Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen. Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u.a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird. Das antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarch von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1.500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus' Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus' Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte, wie Galilei, die ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch. Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist. heliozentrische Weltbild

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 · 10²⁶ W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird. Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) der Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Granulation Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300-400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 6.000 Kelvin (5.700 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn - wie auch die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt. Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder CHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend. Leitfähigkeit Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von jener zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind freilich noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators. Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

äquator äquator Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist. Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern. Gauß Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet. Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“). Gauß Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: :Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen. Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 3 Sekunden). Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt. Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

Beobachtungen mit Teleskopen

China Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist. Komet 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis. Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen. 1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach. Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen. 1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet. Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa 1/3 der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Super-Kamiokande Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte z.B. die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord. Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man unter anderem der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern. Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen. Swing-By 1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO. 2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert. Für 2013 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Flare Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (z.B. eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich. Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar. Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sog. H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen zunehmend eingesetzt. Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden. Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem Planetarischen Nebel umgeben ist. Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben . Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Protostern

Vor ca. 4,6 Mrd. Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter der eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammen gepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L₀ auf 2,2 L₀ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R₀ auf 1,6 R₀ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C . Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter. Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R₀ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Hertzsprung-Russell-Diagramm Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2.300 L₀ und einen Radius von 166 R₀. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10^-7 M₀ pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M₀ die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordung 10⁶ g/cm³ im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung, zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 10¹⁰ L₀. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft ab und zwar um fast einen Faktor 100. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L₀ und der Radius bei 10 R₀.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2.000 L₀ und eine Zunahme des Radius auf 130 R₀ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M₀. In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10⁶ L₀ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenarium wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L₀ und 5.000 L₀ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R₀ und 200 R₀. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur durch die Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M₀ ab.

Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R₀, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3.500 L₀. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als Planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet. Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M₀. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Siehe auch

- Astronomie
- Kosmologie
- Sonnenforschung

Literatur

- Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlag Berlin, Heidelberg, New York, 1996, ISBN 3-540-59437
- Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben, DVA, 1990, ISBN 3-421-02755-2
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
- I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S Online-Version]
- C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
- Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
- Wolfgang Mattig, Artikel in [http://www.sonneonline.org SONNE 103]

Weblinks

- [http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/sonne.php extrasolar-planets.com - Sonne] (dt.)
- [http://www.raumfahrer.net/astronomie/sonnensystem/sonne.shtml Raumfahrer.net: Die Sonne]
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Sun Bilder von der Sonne]
- [http://www.baschelden-network.de/ass/Sol/ „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken]
- [http://www.sonnenbeobachtung.de Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie]

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990704.rm Woher hat die Sonne ihre Energie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040929.rm Ist die Sonne etwas Besonderes?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031112.rm Steuert die Sonne unser Wetter?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030709.rm Krümmt die Sonne den Raum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990718.rm Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?] Kategorie:Sonne Kategorie:Individueller Stern erster Größe und heller ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Zenit

Das Wort Zenit bezeichnet:
- eine Richtungsangabe, siehe Zenit (Richtungsangabe)
- eine Rakete, siehe Zenit (Rakete)
- eine Höhenforschungsrakete, siehe Zenit (Höhenforschungsrakete)
- ein Fotounternehmen, siehe Zenit (Unternehmen)
- ein Satelliten-Navigationssystem, siehe Zenit (Satelliten)
- eine Nachrichtenagentur, siehe Zenit (Nachrichtenagentur)
- einen Verlag, siehe Zenit (Verlag)
- eine Zeitschrift für Literatur und Kommunikation, siehe Zenit (Zeitschrift)
- das Zentrum für Innovation und Technik
- den Fußballverein Zenit St. Petersburg
- den Veranstaltungsort in München, siehe Zenith (München)
- den höchsten Punkt einer Leistungskurve als:Zenit

Atmosphärische Zirkulation

Die planetarische Zirkulation, oder auch allgemeine, planetare oder globale Zirkulation (englisch: general circulation, global circulation), ist eine Sammelbezeichnung für atmosphärische Zirkulationssysteme, die große Teile des Erdballs umfassen und durch ihre Wechselwirkung die Wetterdynamik der Erdatmosphäre bestimmen. Es handelt sich also insbesondere um eine großskalige Modellvorstellung der atmosphärischen Zirkulation, da das idealisierte Bild eines umfassenden Gesamtverständnisses durch den Stand der meteorologischen Forschung derzeit und auch in absehbarer Zukunft nicht erfüllt werden kann. In der Praxis des Begriffs der planetarischen Zirkulation ist es daher richtiger von einer modellhaften Annäherung an die reale Atmosphärendymaik zu sprechen. Dies gilt insbesondere für:
- Prozesse der mittleren und höheren Atmosphäre,
- Wechselwirkungen der einzelnen Zirkulationssysteme untereinander,
- Wechselwirkung der Atmosphäre mit anderen Bereichen der Geosphäre wie den Ozeanen,
- die zeitliche Variabilität der planetarischen Zirkulation (im Bereich des Jahresganges bis zu Zeitskalen einer Klimaveränderung) und
- den Einfluss kleinskaliger Systeme welche in den Modellvorstellungen der planetarischen Zirkulation nicht oder kaum berücksichtigt werden.

Grobe Vereinfachung

Geosphäre Wesentliche Energiequelle für die zu beschreibenden Bewegungen ist die Sonne, die den äquatornahen Regionen der Erde viel Energie zuführt, den polaren Regionen wenig (siehe Sonneinstrahlung, Globalstrahlung). Das Temperaturgefälle zwischen Tropen und Polarregionen bedeutet daher grundsätzlich ein Luftdruckgefälle (siehe Luftdruck, Druckgradientkraft):
- Am Äquator steigt erwärmte Luft auf.
- In Bodennähe strömt (kältere) Luft in Richtung Äquator nach (Bild a).
- Wegen der Erddrehung (und der daraus resultierenden Corioliskraft) werden Bewegungen auf der Nordhalbkugel in Bewegungsrichtung nach rechts abgelenkt, auf der Südhalbkugel in Bewegungsrichtung nach links, und eine äquatorwärts strömende Luftmasse wird dadurch auf der Nordhalbkugel zum Nordostwind, auf der Südhalbkugel zum Südostwind (Bild b).
- In der Höhe kommt es zu Ausgleichsströmungen: Luftmassen, die über dem Äquator aufgestiegen sind, strömen in der Höhe wieder polwärts. Am Pol in der Höhe einlangende Luftmassen sinken dort ab (Bilder a, b).

Gemäßigte Vereinfachung

- Luftmassen, die in der Höhe vom Äquator polwärts wegströmen, sind auf rund 30° Breite so weit abgekühlt, dass sie absinken.
- Luftmassen, die vom Pol äquatorwärts wegströmen, erwärmen sich und steigen auf rund 60° Breite in die Höhe (Bild c).
- Zwischen diese beiden Systeme jeder Hemisphäre passt jeweils ein drittes, gegenläufiges, hinein.
Sowohl auf der Nord- als auch auf der Südhalbkugel finden sich dementsprechend drei Windsysteme, nämlich in Bodennähe… #Passate, in niedrigeren Breiten, als Nordostpassat auf der Nordhalbkugel, als Südostpassat auf der Südhalbkugel (Hadley-Zellen, Bild d). #Polare Ostwinde in der Polarzelle (Bild e, fehlt derzeit). #Westwinde der gemäßigten oder mittleren Breiten, da polwärts strömende Luftmassen wegen der Corioliskraft westliche Winde ergeben (auch Ferrel-Zelle oder Westwinddrift).

Die Innertropische Konvergenzzone

Die ITC, engl.: Inter-Tropical Convergency Zone, ist die den Erdball umfassende Tiefdruckrinne am Äquator, in der die Passatwinde zusammenströmen, konvergieren. Da die ITC von der Sonneneinstrahlung abhängt, verlagert sie sich im Jahreslauf: Im Nord-Sommer liegt sie nördlich des Äquators, im Süd-Sommer südlich des Äquators. Weiter haben auch langfristig periodisch wiederkehrende Phänomene wie El Niño Einfluss auf die Lage der ITC, und damit auch auf die Lage der anderen Zonen.
- Innerhalb der ITC geraten die Passatwinde gleichsam ins Stocken, da die bisher horizontale Luftbewegung in eine vertikale übergeht. Dies bedeutet einerseits Flautenhäufigkeit, das Gebiet ist eine Kalmenzone, auch Äquatorialer Kalmengürtel genannt. Das schnelle Aufsteigen feuchtwarmer Luftmassen führt jedoch ziemlich oft zu Gewittern.

Die Hadley-Zellen: Passatzonen

Diese Zellen liegen beiderseits der ITC. Hadley-Zellen sind sehr stabil, die daraus resultierenden Passatwinde wehen daher ganzjährig sehr zuverlässig, weshalb sie beispielsweise auf englisch trade winds genannt werden. Die Zirkulation innerhalb der Zelle vervollständigt sich durch Rückströmung von Luftmassen in großer Höhe, den Antipassat (Gegenpassat). Da ein polwärts strömender Wind auf der Nordhalbkugel stets nach Osten abgelenkt wird, ist der nördliche Antipassat ein Südwestwind, der südliche ein Nordwestwind. Das Auseinanderströmen von Luftmassen nennt man auch divergieren. Anzumerken ist hierbei, dass das Konzept der Hadley-Zelle ein Modell zur Erklärung von Wirkungszusammenhängen in der planetarischen Zirkulation ist. Faktisch können nicht alle der in der ITC extrem schnell aufsteigenden Luftmassen über die Passatwinde aus den Subtropen ausgeglichen werden. Lokal fallen Luftpakete deshalb sogar innerhalb der ITC ab, was auf Satellitenbildern (von z.B. Meteosat) als System von Wolkenclustern zu erkennen ist. Wäre die Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ihre Drehachse wesentlich langsamer, so wäre die Corioliskraft geringer und die Hadley-Zellen würden sich vom Äquator bis zu den Polen erstrecken. Die wirkliche Rotationsgeschwindigkeit der Erde bewirkt aber die Ausbildung zweier weiterer meridionaler Zirkulationszellen:

Die Polarzelle: Polare Ostwinde

Polaren Ostwinde, die den Polarkreis erreichen, sind so weit erwärmt, dass sie aufsteigen. Auch die Polarzelle besteht in einem Kreislauf mit entsprechender Gegenströmung in der Höhe. Als polare Hochdruckkappe ist sie, außer am Rand, ebenfalls sehr stabil.

Die instabile Ferrel-Zelle: Westwinddrift

Zwischen den beiden gleichläufigen Systemen Hadley- und Polarzelle jeder Halbkugel, passt je ein drittes gegenläufiges; nicht unähnlich dem Ineinandergreifen von Zahnrädern. Dort wird in Bodennähe Luft polwärts verlagert, woraus unter Einwirkung der Corioliskraft westliche Winde entstehen. Die Zone heißt daher auch Westwindzone oder Westwinddrift der gemäßigten Breiten. Sie ist die instabilste, weil auf rund 60° bis 70° geografischer Breite die feuchtwarmen Westwinde auf kalte polare Ostwinde treffen: die Polarfront bildet sich (Bild f, fehlt derzeit). Die äquatorseitige Grenze liegt bei rund 35° Breite.

Die Polarfront

Das Geschehen an der Front führt zur Bildung von Tiefdruckgebieten, die dann in der Westwinddrift wandern und relativ gut voraussagbares „Schlechtwetter“ mit sich bringen. Vor allem das ständige mäandrieren der Front, die ständig 4-6 Wellen enthält (siehe Rossby-Wellen), macht die Ferrel-Zelle so instabil. Das Entstehen von Tiefdruckgebieten wird Zyklogenese genannt.

Die Rossbreiten

Wenn bei rund 30° Breite Luftmassen absinken, erwärmen sie sich und werden auf Grund der erhöhten Aufnahmefähigkeit an Wasserdampf trocken; das Gebiet ist keine wetteraktive Zone. Es wird seit den ersten Atlantiküberquerungen Rossbreiten genannt, da wegen der unsteten Windverhältnisse die Pferde (Rösser) eingingen oder geschlachtet werden mussten, wenn auf den Schiffen das Trinkwasser knapp wurde. Diese Rossbreiten mussten aber unbedingt durchquert werden, um für die Rückfahrt die Westwinddrift nutzen zu können. Da Landmassen die Luftströmungen stärker bremsen als Wasserflächen, sind die planetaren Winde auf der Südhalbkugel entsprechend ausgeprägter. Insbesondere die Brüllenden Vierziger, die Westwinde um den 40. Breitengrad Süd, sind als Beispiel zu nennen.

Siehe auch

- Winde und Windsysteme, Walker-Zirkulation, Rossby-Wellen, Monsun, Subtropenfront, Westwindzone, Jetstream, Wind und Luftdruckgürtel
- Divergenz (Meteorologie), Konvergenz (Meteorologie), Divergenz (Meteorologie), Advektion, Konvektion, , ,
- Albedo, Schiefe der Ekliptik, Jahreszeiten, Wetter, Kontinentalklima,

Weblinks

- [http://www.atmosphere.mpg.de/enid/1pd.html reich bebilderte Beschreibung der globalen atmosphärischen Zirkulation] Kategorie:Meteorologie

Hochdruck

Hochdruck ist #im umgangssprachlichen Gebrauch die Kurzform für Bluthochdruck oder Hypertonie, die in folgende Formen eingeteilt werden kann: #
- arterielle Hypertonie - als Blutdruckerhöhung im großen (Körper-)Kreislauf #
- pulmonale Hypertonie (pulmonal-arterielle Hypertonie, PAH) - als Blutdruckerhöhung im kleinen (Lungen-)Kreislauf. #
- portale Hypertonie - als Pfortaderhochdruck z.B. bei Leberzirrhose # als Hochdruckverfahren eine besondere Form eines mechanischen Druckverfahrens # meteorologisch ein Hochdruckgebiet # in der Mechanik und der Werkstofftechnik die Anwendung von Drücken über 1.000 Bar (Einheit)

Vegetationszone

Eine Vegetationszone ist der Bereich, in dem das Großklima eine bestimmte Pflanzenformation, die zonale Vegetation, als Klimax erwarten lässt. Diese Vegetationszonen waren auf der Nordhalbkugel der Erde (primär beiderseits des Atlantiks) während des Klimawechsels der Eiszeit weit nach Süden verschoben. Vom Nordpol zum Äquator finden sich heute folgende Zonen
- 1 Polargebiet und alpine Tundra
- 2 Borealer Nadelwald (nur Nordhemisphäre)
- 3 Sommergrüner Laubwald
- 4 Grasländer (Steppe)
- die Mediterrane Hartlaubzone mit dem anschließenden schmalen, subtropischen Steppengürtel (als Einfluss des Mittelmeeres) kommt weltweit an keiner anderen Stelle vor.
- 5 Wüsten
- 6 Tropische Savannen
- 7 Tropischer Regenwald Auf der Südhalbkugel der Erde folgen dann die Zonen Nr. 7 - 3 und 1 also in umgekehrter Reihenfolge. Die Zone (2), in der Nordhemispäre von borealem Nadelwald bedeckt, liegt auf der Südhalbkugel weitestgehend in dem durch Ozeane bedeckten Streifen, diese Vegetation fehlt daher an Land. Die Klima/Vegetationsgürtel der Erde würden (ohne die Einflüsse durch Gebirge, Meere und Winde) völlig gradlinig und parallel um die Erde herum verlaufen. Das von der Sonneneinstrahlung vorgegebene Großklima und die daraus resultierende Vegetation weicht nur in jenen Bereichen von der Linienführung der Breitenkreise ab, wo insbesondere Meere (und deren Niederschläge) Einfluss auf die Flora nehmen. Daher gibt es (z.B. mitten durch Europa) die Zonentrennung mit Meeres- und Landklima. Ein besonderes Beispiel für ozeanologischen Einfluss ist die mediterrane Vegetationszone, die es auf der Erde nicht noch einmal gibt, weil das Ost-West verlaufende Mittelmeer (und seine Randmeere), das Schwarze und Rote Meer sowie den persischen Golf, diese einmalige Klimazone geschaffen haben. Die mediterrane Klimazone liegt zwischen dem 4. und 5. Gürtel einschließlich ihres subtropischen Savannen/Steppen-Streifen in Nordafrika und Vorderasien. Der Verlauf der Vegetationsgürtel, der während der Eiszeit weit nach Süden verschoben waren, und deren Rückverlagerung in ihre heutige postglaziale Position hatte entscheidenden Einfluss auf die Entwicklung der Menschheit in Richtung Neolithikum. Die Vegetationszonen bieten insbesondere den unterschiedlichen Großherbivoren Lebensräume. Da sich drei große Grasgürtel über die Halbkugel ziehen Tundra, Steppe und Savanne, die diesen Fluchtieren eine gewisse Sicherheit bieten, konzentrieren sich die unterschiedlichen Arten der (hier nicht vollständig aufgezählten) großen Herdentiere auf diese Zonen.
- Rentier, Pferd, Saiga
- Gazelle, Schaf, Ziege
- Antilope, Gnu, Zebra

Weblinks

- [http://www.biologie.uni-hamburg.de/b-online/d57/57a.htm Botanik-online] !

Savanne

Als Savanne werden Gebiete definiert, welche aus Graslandschaften mit einzelnen Bäumen oder Baumgruppen bestehen und in einem Gürtel der äquatornäher als die Steppe der gemäßigten Zonen verläuft. Savanne beziehungsweise savana/sabana bedeutet so viel wie „weite Ebene“.

Der Savannenbegriff

Obwohl die Begriffe „Savanne“ und „Steppe“ zur Bezeichnung bestimmter Vegetationstypen eingeführt wurden, wurde die Bezeichnung ab den 1970er Jahren von Geographen mehr für bestimmte Klimazonen verwendet. Carl Troll hat zunächst vorgeschlagen, in den Tropen alle hygrophilen Pflanzengesellschaften als Savannen zu bezeichnen, ganz gleichgültig, um was für eine Vegetation es sich handelt. Da jedoch hygrophil und xerophil relative und schwer definierbare Begriffe sind, hat Jaeger dem Begriff der Savanne einen klimatischen Sinn gegeben, der nichts mehr mit der zonalen Vegetation zu tun hatte. Die Savanne ist eine Vegetationszone der Tropen, die durch ihren offenen Bewuchs (Grasland) und in relativ regelmäßigen Abständen stehende Bäume charakterisiert ist. Sie treten im Übergangsbereich zwischen der ariden Passatwindzone und dem tropischen Regenwaldklima auf. Entsprechend liegt die Vegetationszone der Savannen zwischen den Vegetationszonen Wüste und tropischem Regenwald. Der die Vegetation beherrschende Faktor ist hier der Wassermangel. Typische Werte liegen zwischen 500 und 1500 mm Jahresniederschlag (das heißt 500 bis 1500 Liter Wasser pro m² und Jahr). Dieser Wassermangel führt zur für Savannen typischen regelmäßigen Verteilung der Bäume, denn jeder Baum verhindert durch seinen Wasserkonsum einen Gehölz-Neubewuchs in seiner näheren Umgebung. In der Savanne gibt es wie in allen anderen Klimazonen Tierarten, die sich einerseits der Vegetation dieses Lebensraumes angepasst haben und andereseits die angepaßten Tierarten als Beute schlagen oder als Aas verzehren. Dazu zählen beispielsweise: Gepard, Gazelle, Gnu, Zebra, Elefant, Löwe, Wildschwein und Giraffe. Es gibt drei verschiedene Arten von Savannen: Feucht-, Trocken- und Dornsavanne: Anpassungsmerkmale an das Klima: Feucht-, Trocken- und Dornsavanne: Laubabwerfend in der Trockenzeit, mit zunehmender Trockenheit abnehmender Baumwuchs und zunehmender Wuchs wasserspeichernder Pflanzen und andere Anpassungen an die Trockenheit. Savannen sind insbesondere in Afrika stark verbreitet, treten aber auch in Indien, Australien und im nördlichen Teil Südamerikas auf. Savannen sind zu unterscheiden von den ebenfalls ariden Graslandschaften gemäßigter Breiten, den Steppen und Prärien und den baumlosen Pampas Südamerikas. Kategorie:Klimazonen und Vegetation Kategorie:Ökosystem Kategorie:Steppe Kategorie:Gras ja:サバナ

Wüste

Als Wüste bezeichnet man ein Gebiet, in dem auf Grund seiner extremen Trockenheit oder Kälte keine oder nur wenig hochspezialisierte Vegetation existieren kann und welches dadurch zur Anökumene zählt. Die Araber bezeichnen die Wüste auch als Meer ohne Wasser.

Wüstenarten

Trockenwüsten

Trockenwüsten verhindern durch ihren Wassermangel das pflanzliche Wachstum. Einige Arten von Trockenwüsten sind:
- Die Sandwüste - eine Wüste, deren Oberfläche großteils aus Sand besteht. Sie entstehen durch Erosion von Kieswüsten, wenn das Gestein hauptsächlich aus Quarz besteht. Ein wesentliches Merkmal sind die Dünen, die vielfach auch Wanderdünen sind. Von allen Wüsten sind die Lebensbedingungen in Sandwüsten am härtesten. Die weltweit größte solcher Wüsten ist die Rub al-Chali in Arabien.
- Kieswüsten - sie entstehen durch Erosion von Stein- oder Felswüsten (Akkumulation von gröberen Korngrößen durch Ausblasung der feineren Korngrößen), oder durch die Ablagerung von Kiesen im Vorfeld von Gletschern.
- Stein- und Salzwüsten (Salztonebenen) - sie entstehen meist in ariden, abflusslosen Sedimentbecken durch starke Verdunstung. Viele Wüsten dieses Typs liegen in Persien und Mittelasien.
- Die Halbwüste stellt eine Vegetationszone dar, die geringfügig feuchter als die echte Wüste, aber immer noch trockener als die Dornsavanne ist. Sie befindet sich meist am Rand (in der Übergangszone) einer solchen "Vollwüste" - siehe auch Sahelzone.
- Relif- oder Binnenwüsten - sie befinden sich im Inneren der Kontinente oder hinter hohen Gebirgsketten befinden sich ebenfalls ausgedehnte Wüstengebiete. Dort fällt nur geringer Niederschlag, weil sie in zu großer Meeresferne oder in Regenschatten von Randgebirgen liegen. Die feuchten Luftmassen sind vor den Gebirgen zum aufsteigen gezwungen. Oben auf der Gebirgskette ist die Luft zu kühl. Kalte Luft kann nicht so viel Wasser speichern deshalb sind die feuchten, kalten Luftmassen dazu gezwungen abzuregnen. Auf der anderen Seite der Gebirgskette wird die Luft erwärmt und die warmen, trockenen Luftmassen sinken. Dort wo die Luftmassen gesunken sind bilden sich aufgrund der Wärme und Trockenheit die Relif- oder Binnenwüsten. Die berümtesten solcher Wüsten ist die Wüste Gobi und Takla Makan. Die 'Subtropischen Trockenwüsten, liegen bei einer geografischen Breite bis zu etwa 30° beidseits des Erdäquators. Sowohl auf der nördlichen als auch auf der südlichen Halbkugel werden die Luftmassen vom Urpassat kommend gezwungen abzusteigen. Dies bewirkt eine zunehmende Erwärmung der Luftmassen, wodurch die relative Luftfeuchtigkeit abnimmt und es zu trockenen, wolkenlosen Klimaverhältnissen kommt. Beispiele für solche Wüsten sind die größten Teile der Sahara, die Gobi und die Kalahari. Darüber hinaus gibt es die Küstenwüsten, die durch spezielle Meeresströmungen entstehen. Das kalte aufsteigende Wasser des Meeres führt zur Kondensation der in der Luft enthaltenen Feuchtigkeit an der Meeresoberfläche. Dadurch nimmt die relative Luftfeuchtigkeit ab und eine Wolkenbildung und folglich auch Niederschlag wird verhindert." So nah am Wasser und doch so arm an Wasser", hatte der berühmte Forscher Alexander von Humbold einmal die Küstenwüste der Atacama beschrieben. Die bekanntesten küstennahen Wüsten sind die Atacama, die Namib und die Nullarbor-Wüste. Aber auch meeresnahe Teile der Sahara stehen unter dem Einfluss kühler Meeresströme. Weiterhin gibt es Nebelwüsten in den Subtropen.
Vegetation und Regen
In der Wüste ist Vegetationsarmut bzw. Vegetationslosigkeit, es sind nur 1/4 aller Wüstenflächen bewachsen. Auch herrscht in der Wüste Wasserarmut.Es gib nur wenig Regenschauer in der Wüste doch wenn es einmal Regnet dann oft sehr heftig. Nach den Regenschauern blüt die Wüste auf. Es Wachsen bunte Wüstenpflanzen die aber wegen des fehlenden Wassers nicht lange überleben. Wenn Regen fällt, dann ca. 250mm pro Quadratmeter, durch die Hitze, Tagsüber verdunstet das Wasser schon bevor es den Boden berührt.
Weitere Trockenwüsten und der Mars
Weitere Trockenwüsten liegen in isolierten Gebirgsbecken wie das Great Basin oder die Schattenwüsten an den windabgewandten Abhängen (d.h. im Lee, dem Regenschatten) von Gebirgen wie die Wüste Juda. Die Böden der Trockenwüste zählen zu den Aridosolen. Auch am Planeten Mars herrscht eine Art Wüstenklima, weil die äußerst dünne CO₂-Atmosphäre kaum Wasserdampf enthält und freies Wasser sofort verdunsten würde. Trotzdem fegen oft langandauernde Winde über weite Gebiete, weil der Mars ähnliche Jahreszeiten wie die Erde und auch merkliche Temperaturgradienten aufweist. Sie erodieren den braunen und grauen Marsboden und rufen oft globale Sandstürme hervor. Dies hat auch dazu geführt, dass die 1877 entdeckten "Canali" (Marskanäle) jahrzehnelang als natürliche oder künstliche Wasserrinnen gedeutet wurden, die der Sand zeitweilig bedeckt, danach aber der vermutete Bewuchs wieder ein Ergrünen bewirkt hätte.
Edaphische Wüsten
In edaphischen (bodenbedingten) Wüsten werden zugeführte Niederschläge im stark wasserdurchlässigen Boden sehr schnell abgeführt. Wasser kann nicht oder nur sehr schlecht im Boden gespeichert werden, steht für pflanzliches Wachstum also nicht zur Verfügung. So bilden die riesigen Schotterflure im Isländischen Hochland trotz erheblicher Niederschlags- und Schmelzwassermengen eine Wüstenlandschaft. Isländischen Hochland
Kältewüsten
Kältewüsten sind Wüsten in polaren Gebieten (Eiswüsten) und im Hochgebirge, deren extrem niedrige Temperaturen die Ausbreitung von Vegetation verhindern. Zum Beispiel: Wright Valley in der Antarktis.
Kulturgeschichte
In kulturhistorischer Hinsicht spielte die Wüste seit der Antike eine wichtige Rolle in der europäischen Historiographie und Literatur. Einerseits symbolisierte die Wüste seit Herodot das Fremde und Andersartige, das sich dem europäischen Zugriff entzog. Andererseits bot die Wüste aber auch Rückzugsmöglichkeiten, die es sonst nirgendwo gab. Insbesondere durch die Bibel (Exodus der Israeliten, Versuchungen Christi) und die spätere hagiographische Literatur (Eremiten) wurde ein Bild der Wüste nach Europa transportiert, das im Kern bis heute fortwirkt. Durch die Domestizierung des Dromedar gelang es dem Menschen, tiefer in die großen Wüsten vorzudringen oder sie zu durchqueren. Dadurch konnte die Wüste zum Lebensraum des Menschen werden. Die UN Organisation UNCCD kämpft gegen die weitere Ausbreitung der Wüsten.
Die größten Wüsten
# 8.700.000 km² - Sahara (Afrika) # 1.560.000 km² - Australische Wüsten (Australien) # 1.300.000 km² - Arabische Wüsten (Asien) # 1.040.000 km² - Gobi (Asien) # 715.000 km² - Kalahari (Afrika) # 330.000 km² - Takla Makan (Asien) # 312.000 km² - Sonora (Nordamerika) # 273.000 km² - Karakum (Asien) # 273.000 km² - Tharr und Cholistan (Asien) Alle Wüsten bedecken ein Siebtel der ganzen Erdfläche.
Tägliche Temperaturschwankung in Wüsten
In Sand- und Felswüsten existiert nur wenig Wasser - weder in der Luft noch im Boden. Wasser kann etwa sechs mal soviel Energie speichern wie Sand. Da es in Wüsten weitgehend fehlt, können diese keine größeren Wärmemengen speichern. Außerdem isoliert sandiger Boden sehr gut. Sand besteht in der Hauptsache aus Quarz, einem schlechten Wärmeleiter. Die einzelnen Sandkörner sind überwiegend locker geschichtet (siehe auch Wanderdünen), in den Zwickeln befindet sich Luft, die ebenfalls gut isoliert. Das hat zur Folge, dass der Boden die Hitze des Tages nicht sehr tief in sich aufnehmen kann und nur oberflächlich erhitzt. Daher kann er nur geringe Wärmemengen speichern. Hinzu kommt die geringe Wolkenbildung. Wolken wirken als Isolierungsschicht sowohl vom Weltall zur Erde als auch umgekehrt. Durch das Fehlen dieser Isolierschicht dringt tagsüber Wärmestrahlung ungedämpft zu Boden und erhitzt diesen sehr stark (bis zu etwa 70°). Nachts hingegen strahlt die wenige gespeicherte Wärme ungehindert ins Weltall ab, was Temperaturunterschiede von 50° und mehr hervorrufen kann. Dieser Effekt ermöglicht allerdings auch in den trockensten Wüsten bescheidenes Leben, weil ein niedriger Taupunkt die starke Abkühlung ermöglicht, wobei bodennah der Taupunkt erreicht werden kann. Pflanzen oder Insekten leben dann von den gebildeten Tautropfen. Die starken Temperatureffekte machen übrigens auch den Unterschied zwischendem Kontinentalklima und einem maritimen Seeklima aus. Am Meer oder in der Nähe von Ozeanen wirkt die Wärmespeicherung des Wassers und macht das Klima sehr viel ausgeglichener als im Inneren der Kontinente. Man denke nur an den klimatischen Unterschied etwa zwischen Moskau - heiße Sommer und bitterkalte Winter - und Kopenhagen, welches etwa am selben geografischen Breitengrad liegt. In Europa werden diese Unterschiede noch durch den Golfstrom verstärkt.
Wüsten-Glossar

- Arroyo (Südamerika und US-Westen). Identisch mit > Wadi.
- Barchan ist eine bewegliche Sicheldüne
- Chott (Schott)(arab.) Weitgespannte Senken mit Salzwüsten; auch Salzsee, Salzpfanne, Salzsumpf
- Churd (a) (arab.) Grosse Wanderdüne
- Djebel (Dschebel) (arab. = Berg)
- Draa (arab. = Arm ) Langgestrecktes Dünengebiet
- Enneri (arab.) Trockenfluss, trockenes Bachbett
- Erg (arab. = Ader) Riesige Dünengebiete; aber auch allgem. für Staubwüste
- Fata Morgana (arab. Bacher-el-Alfrid = Wasser des Satans). Luftspiegelungen als Folge von Reflexionen von Lichtstrahlen an der Grenzfläche zwischen Luftschichten von unterschiedlicher Temperatur und unterschiedlicher optischer Dichte.
- Fulgurit (lat. fulgur Blitz) Blitzröhre: Durch Blitzschlag gebildete Röhren aus zu Kieselglas verschmolzenem feinkörnigem Sediment
- Hammada (arab.) Stein-Geröllwüste
- Harra (arab.) Lava-Wüste
- Kavir (persisch); identisch mit > Chott
- Sahara (arab. = von gelber Farbe ; syn. für Wüste)
- Sebhka (Sebkra) (arab.) Salztonpfannen, in welchen Salz und Gips an der Oberfläche über Tonablagerungen kristallisieren.
- Seif(s) (arabisch = Schwert) sind Längsdünen, welche besonders schmal und scharfgratig sind.
- Serir (berb.) Kieswüste
- Oase (arab. - berberisch uau) Stellen an denen Grundwasser zutage tritt
- Reg (arab.) Kies-Kieselwüste
- Wadi (arabisch Oued = syn. für Trockenbett, Rinne). Bei Abtragung bis zur Schuttsedimentierung eines Gebirges werden die Reste erodiert. Ruckartig einsetzender Regen fliesst an der Oberfläche ab, wobei er Fliessrinnen in den Wüstenboden schneidet. (spanisch: Arroyo)
- Wüstenglas, ein diaplektisches Glas, wahrscheinlich vor 20 Mio. Jahren durch einen Meteoriten-Impakt in der libyschen Wüste gebildet
- Wüstenlack Infolge starker Verdunstung gebildeter Überzug aus Eisen- seltener Manganverbindungen, auch der durch Windschliff hervorgerufene matte Firnisglanz auf Steinen und anderen Oberflächen
- Yardang durch Windschliff hervorgerufene Erosionsform
Literatur

- Uwe Lindemann: Die Wüste. Terra incognita - Erlebnis - Symbol. Eine Genealogie der abendländischen Wüstenvorstellungen in der Literatur von der Antike bis zur Gegenwart. Heidelberg 2000
- [http://www.michael-martin.de Michael Martin]: Die Wüsten der Erde. - Dieses Buch bietet einen Überblick über sämtliche Wüsten der Erde
Siehe auch

- Desertifikation
Weblinks
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Innertropische Konvergenzzone

Die Innertropische- oder Intertropische Konvergenzzone (ITC für Inter Tropic Conversion oder ITCZ für Inter-Tropical Convergence Zone) ist eine wenige hundert Kilometer breite Tiefdruckrinne in Äquatornähe im Bereich der von Norden und Süden aufeinader treffenden Passatwinde. Sie ist durch Konvektionserscheinungen und eine in der Regel starke Quellbewölkung gekennzeichnet.

Entstehung

Quellbewölkung Quellbewölkung In der Nähe des Äquators wird die Luft durch die dortige starke Sonneneinstrahlung stark erhitzt, woraufhin diese expandiert und in der Folge die Werte sowohl für die Luftdichte als auch für den Luftdruck am Boden stark absinken. Es bildet sich also ein den gesamten Globus umspannendes, stabiles Tiefdruckgebiet sehr großen Ausmaßes, sowohl vertikal als auch horizontal, welches aufgrund seiner schlauchartigen Ausbildung eine Tiefdruckrinne darstellt. Die so erwärmte und expandierende Luft konvektiert (thermische Advektion, vertikal) in der Folge und muss hierbei Arbeit leisten, weshalb sie mit zunehmender Höhe abkühlt (Joule-Thomson-Effekt). Mit der Unterschreitung des Taupunkts bilden sich aufgrund der dabei sinkenden Wasserdampfkapazität der Luft, im Verbund mit der in ihr enthaltenen meist hohen Luftfeuchtigkeit, hochreichende und massive Wolkenformationen. Diese führen zu starken Niederschlägen (den so genannten Zenitalregen) und bedingen ein meist tropisches oder subtropisches Klima. Da es eine thermodynamische Gesetzmäßigkeit ist, das Luftdruckunterschiede sich durch Massenströme ausgleichen und bei der Konvektion der Luft am Boden kein Vakuum entstehen kann, fließt am Boden horizontal Luft nach, was man als Konvergenz bezeichnet. Dieser Massenstrom, hier Wind genannt, ist in Richtung und Stärke relativ konstant. Er wird durch die Corioliskraft, einer Scheinkraft, auf der Nordhalbkugel in Bewegungsrichtung nach rechts und auf der Südhalbkugel in Bewegungsrichtung nach links abgelenkt, weshalb die resultierenden Winde, die Passate, eine Ostkomponente besitzen.

Kurze Zusammenfassung der Entstehungsbedingungen

1. nur über dem Meer; 2. wenn das Wasser über 27° warm ist; 3. zwischen 10 Grad Nord und Süd (nie ausserhalb!); 4. wenn die ITC (ITC => starke Tiefdruckrinne in Äquatornähe) mindestens 4 Grad nördlich oder südlich vom Äquator abweicht und somit die Corioliskraft eine Drehbewegung einleiten kann. Im Südatlantik ist diese Bedingung nie erfüllt, weil es dort viel mehr Land hat; 5. im Spätsommer oder Herbst der betreffenden Halbkugel.

Wandel und Folgen

Jahresgang

Die Innertropische Konvergenzzone schwankt mit den Jahreszeiten und folgt hierbei dem Zenitstand der Sonne, welcher wiederum vom Winkel der Erdachse zur Ebene der Ekliptik abhängt, mit einer Verzögerung von etwa einem Monat. Da die Sonneneinstrahlung (siehe auch Sonnenenergie) hier aufgrund des meist hohen Einfallswinkels die vergleichsweise größte Strahlungstromdichte aufweist, ist auch die thermische Wirkung vom Zenitstand abhängig und damit der Äquator nur zum Teil mit der ITC identisch. Im Sommer der Nordhemisphäre ist die ITC daher nach Norden, im Winter nach Süden verschoben. Ihre Lage wird zusätzlich sehr stark über die Kontinente modifiziert, da sich die Luft über diesen stärker bzw. schneller erwärmt als über der ozeanischen Wasseroberfläche. Die Größe der Landmasse beeinflusst dementsprechend den Verlauf der ITC und somit auch die Klimazonierung. Ohne 'störende' Landmassen würde die Zonierung der Klimazonen deutlich stärker einem globalen Gürtelmuster ähneln. Besonders stark ist die Abweichung der ITC vom Äquator über Südamerika und Asien. Die sehr große Nord-Süd-Abweichung zwischen den Jahreszeiten in Asien begünstigt hierbei die Ausbildung von Monsunen. Durch die starke Konvektion liegt die Tropopause in der ITC höher.

Wetter

Tropopause Tropopause Die Folgen der aufsteigenden Luft sind hierbei starke Wolkenbildung (Cumulonimbus), wolkenbruchartige Schauer und Gewitter. Dies liegt darin begründet, dass die schon recht feuchte Luft beim Aufsteigen langsam abkühlt und als Folge die Wasserdampfkapazität derselben sinkt. Die relative Luftfeuchtigkeit nimmt dabei immer weiter zu. Wird der Taupunkt unterschritten, so kommt es als Folge recht schnell zur Kondensation, die aufgrund der Ausmaße der Konvektionsströmung enorme Mengen flüssigen Wassers hervorbringt und so auch humide Klimate begünstigt. Durch die ITC sind an den Wendekreisen große Wüsten entstanden. Dies hängt damit zusammen, dass die trockene Luft, die an den Wendekreisen wieder absteigt, sehr dampfhungrig ist und damit die Verdunstung stark begünstigt. Steht die ITC an den Wendekreisen , kann keine Feuchtigkeit aufsteigen und es entstehen daher auch keine Niederschläge. Verbunden ist der Stand der ITC auch mit den windstillen Kalmen.

Weblinks

- [http://141.84.50.121/iggf/Multimedia/Klimatologie/Nebenseiten/Innertropische_Zirkulationssysteme.htm Verlauf der ITC im Jahresgang] Kategorie:Meteorologie

Tropischer Wirbelsturm

Ein tropischer Wirbelsturm ist ein frontenloses Tiefdrucksystem mit organisierter Konvektion, schweren Gewittern und Zirkulation der zum Tiefdruckzentrum ziehenden Luftmassen. Tropische Wirbelstürme rotieren zyklonal, also auf der Nordhalbkugel entgegen dem Uhrzeigersinn, auf der Südhalbkugel im Uhrzeigersinn. Diese Rotation verleiht dem Wirbelsturm seine typischen, spiralförmig angeordneten Wolkenbänder. Die Entwicklungsbedingungen werden meistens in den Tropen oder Subtropen erfüllt. Je nach Region der Entstehung tragen tropische Wirbelstürme unterschiedliche Zusatzbezeichnungen: ; Hurrikan : Als Hurrikane werden tropische Wirbelstürme im Nordatlantik, Nordpazifik östlich der Datumsgrenze und der Südpazifik östlich von 160° Ost bezeichnet. ; Zyklon : Ein Zyklon ist ein heftiger Wirbelsturm im Golf von Bengalen. Auch die im Indischen Ozean südlich des Äquators vorkommenden heftigen Wirbelstürme im Bereich von Mauritius, La Réunion, Madagascar und der afrikanischen Ostküste werden als Zyklone bezeichnet. ; Taifun : Als Taifun werden tropische Wirbelstürme im nordwestlichen Teil des Pazifischen Ozeans bezeichnet. Die Einstufung eines tropischen Wirbelsturms in verschiedene Stärken erfolgt über die Saffir-Simpson-Skala.

Entwicklungsbedingungen

; Reibung und Luftfeuchtigkeit : Tropische Wirbelstürme bilden sich nur über Wasseroberflächen, da hier die Reibung wesentlich niedriger ist als an Land und weil hier die Luft feucht genug ist, um ausreichend Konvektion zu verursachen. Die Luftfeuchtigkeit spielt eine wesentliche Rolle, da in ihr Energie (latente Wärme) enthalten ist. Diese Wärme wird dem Ozean beim Verdunsten langsam entzogen und bei der Kondensation schnell wieder abgegeben. Diese Kondensationswärme treibt einen tropischen Wirbelsturm hauptsächlich an. ; Meeresoberflächentemperatur : Die Oberflächentemperatur des Wassers muss mindestens 26,5°C bis zu einer Tiefe von 40m betragen. ; Wassertiefe : Das Wasser muss mindestens 60 m tief sein.

Entstehungsort

Die meisten tropischen Wirbelstürme entstehen wegen der günstigen Wassertemperaturen innerhalb einer Zone, die zwischen dem südlichen und dem nördlichen 25. Breitengrad liegt. Da die Corioliskraft, die ablenkende Kraft der Erdrotation, erst ab 5 Grad nördlicher und südlicher Breite stark genug ist, um eine Drehbewegung der Zyklone einzuleiten, ist das Äquatorgebiet grundsätzlich als Entstehungszone für tropische Wirbelstürme ausgeschlossen, was jedoch nicht heißen muss, dass diese dort nicht vorkommen. Corioliskraft In diesen Zonen wird das Entstehen eines tropischen Wirbelsturms noch durch die innertropische Konvergenzzone (ITC) zusätzlich unterstützt. Die ITC sorgt für aufsteigende Luftmassen und starke Konvektion, weil hier oberflächennah die beiden Passatwinde aufeinanderstoßen (Konvergenz). In ca. 12-15 km Höhe streben die Luftmassen nach dem Aufsteigen wieder auseinander (Höhendivergenz). Im südatlantischen Ozean und im südöstlichen Pazifik gibt es sehr selten tropische Wirbelstürme, da hier die kalten Meeresströmungen Benguela- und Humboldtstrom die tropischen Ozeane deutlich abkühlen, sodass die erforderliche Wassertemperatur von mindestens 26,5°C selten erreicht wird. Am 26. März 2004 wurde der bislang einzige tropische Wirbelsturm im Südatlantik vor Brasilien beobachtet. Auf dem Mittelmeer werden manchmal Stürme beobac