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Erdatmosphäre

Erdatmosphäre

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

Entwicklung

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

Aufbau und Gradienten

Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht Die Erdatmosphäre weist eine Masse von zirka 4,9 · 10¹⁸ kg auf und teilt sich in Bezug auf ihren Temperaturverlauf in mehrere Schichten ein:
- Die Troposphäre von 0 km (Gebirge, Stratosphärendurchbruch) bis zwischen 7 (Polargebiete) und 17 km (Tropen), begrenzt durch die Tropopause,
- die Stratosphäre von zwischen 7 und 17 km bis 50 km, begrenzt durch die Stratopause,
- die Mesosphäre von 50 km bis zwischen 80 und 85 km, begrenzt durch die Mesopause und
- die Thermosphäre von zwischen 80 und 85 km bis über 640 km.
- die Exosphäre von zwischen 500 und 1.000 km bis etwa 100.000 km (in den interplanetaren Raum übergehend). Die Troposphäre wird auch als untere Atmosphäre, Mesosphäre und Stratosphäre gemeinsam als mittlere Atmosphäre und Thermosphäre und Exosphäre zusammen als obere Atmosphäre bezeichnet. Zudem zeigt sich vor allem in der Troposphäre – der Wettersphäre – eine Dynamik innerhalb der Temperaturschichtung, weshalb dort auch die jeweilige Schichtungsstabilität eine große Rolle spielt. Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder und es ist auch möglich, die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie
- dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre:
- # Ionosphäre
- # Magnetosphäre
- nach den physiko-chemischen Prozessen
- # Ozonosphäre / Ozonschicht (16-50 km)
- # Chemosphäre (20-600 km)
- der Lebenszone
- # Biosphäre (0-20km)
- dem Durchmischungsgrad
- # Homosphäre (0-100 km)
- # Homopause (100-120 km)
- # Heterosphäre (>120 km)
- dem aerodynamischen Zustand
- # Prandtl-Schicht (ca. 0-50 m)
- # Ekman-Schicht (ca. 50-1000 m)
- # Prandtl-Schicht + Ekman-Schicht = Planetare Grenzschicht (Peplosphäre)
- # Freie Atmosphäre (>1 km) Die bodennahen Schichten bis in etwa 90 km Höhe haben eine recht gleichförmige Zusammensetzung, weshalb dieser Abschnitt auch als Homosphäre bezeichnet wird. Was wir als Luft bezeichnen, besteht im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff, 0,93 % Argon und anderen Edelgasen. Der Kohlendioxid-Gehalt beträgt nur 0,03 %, ist aber neben dem Wasserdampf der wichtigste Verursacher des natürlichen Treibhauseffektes, ohne den es auf der Erde bedeutend kälter wäre. Die oberen Schichten bestehen aus sehr dünnem Gas, das nicht mehr in Molekülen, sondern in Atomen und Ionen vorliegt (daher der Name Ionosphäre). Dies liegt daran, dass die von der Sonne eingestrahlte hochenergetische Strahlung die Moleküle dissoziieren lässt, die so entstehenden Ionen aber erst nach längerer Zeit auf einen Partner treffen. Ferner kommt es auch zu einer Entmischung der Bestandteile nach ihrer unterschiedlichen molaren Masse, weshalb sich mit zunehmender Höhe leichtere Gase wie Wasserstoff konzentrieren (siehe Abbildung 2). Diese sind unter Umständen auch in der Lage in den Weltraum zu entweichen, was sich jedoch aufgrund der extrem dünnen Atmosphäre in diesen Höhen und den dadurch sehr geringen Masseverlusten mit dem Eintrag beispielsweise durch den Sonnenwind ausgleicht. Für die Entstehung des Wetters ist neben der Energiezufuhr durch die Sonneneinstrahlung hauptsächlich der Gehalt an Wasserdampf verantwortlich. Dieser kommt in wechselnder Konzentration von 0 % Vol. bis etwa 4 % Vol. in der Luft vor.

Grenze zum Weltraum

Der Übergang zwischen Exosphäre und Weltraum ist kontinuierlich und man kann daher perse keine scharfe Obergrenze der Erdatmosphäre ziehen. Seitens der Fédération Aéronautique Internationale wird daher die Homopause bzw. eine Höhe von rund 100 km als Grenze angesehen, da hier mit einer Temperatur von -90 ºC und einem Luftdruck von einem Hektopascal (0,1 % des Luftdrucks auf Meereshöhe) bereits nahezu Weltraumbedingungen herrschen. Diese Definition ist international weitesgehend anerkannt, wenn sie auch keine uneingeschränkte Gültigkeit besitzt. So wird zum Beispiel von der NASA die Mesopause (etwa 80 km) als Grenze definiert.

Erforschung

Die untere Atmosphäre, insbesondere die Troposphäre, ist das Forschungsfeld der Meteorologie, wohingegen die mittlere und obere Atmosphäre (Stratosphäre, Mesosphäre) in den Bereich der Aerologie gehören. Messungen erfolgen in Bodennähe mit dem vollen Spektrum der meteologischen Messgeräte. In der Höhe, besonders in Bezug auf Höhenprofile, stellen Radiosonden, meteorologische Raketen, Lidars, Radars und Wetter- beziehungsweise Umweltsatelliten die wichtigsten Messverfahren dar. In der Zukunft werden vorraussichtlich auch Höhenplattformen wie das High Altitude and Long Range Research Aircraft eine größere Rolle spielen.

Siehe auch

Atmosphäre, Schichtungsstabilität der Erdatmosphäre, Entwicklung der Erdatmosphäre, Ozonschicht, Luft, Luftfeuchtigkeit, Kohlenstoffkreislauf, Erdmagnetfeld

Weblinks

- [http://www.kowoma.de/gps/zusatzerklaerungen/atmosphaere.htm Erdatmosphäre, Aufbau und Bild]
- [http://www.astronomie.de/sonnensystem/erde/atme.htm Atmosphäre - Mesosophäre]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models_home.html Atmosphärenmodelle des National Space Science Data Center] (Englisch) Kategorie:Erde Kategorie:Umweltschutz ja:大気 ko:대기권 ms:Atmosfera simple:Atmosphere

Atmosphäre

Die Atmosphäre (v. griechisch ατμός, atmós „Luft, Druck, Dampf“ und σφαίρα, sfära „Kugel“) ist die gasförmige Hülle um einen Himmelskörper. Sie besteht meist aus einem Gemisch verschiedener Gase, die vom Schwerefeld des Himmelskörpers festgehalten werden können. Die Atmosphäre ist an der Oberfläche am dichtesten und geht in großen Höhen fließend in den interplanetaren Raum über.

Entstehung

Bei der Ausbildung einer Atmosphäre spielen mehrere Faktoren eine Rolle, wozu in erster Linie die Größe des Himmelskörpers zählt. Das Schwerefeld muss dabei gewährleisten, dass die in der Regel aus Ausgasungen hervorgehenden Gasteilchen an den Himmelskörper gebunden bleiben und sich nicht in den Weltraum verflüchtigen können. Entsprechend der kinetische Gastheorie bewegen sich die Gasteilchen ungeordnet und dabei umso schneller, je höher die Temperatur des Gases ist und je leichter sie sind. Reicht die Anziehungskraft nicht aus, um den Verlust ausreichend schneller Teilchen langfristig derart zu begrenzen, dass es zu einer positiven Teilchenbilanz kommt, also mehr Gasteilchen durch Ausgasungen hinzukommen, als durch die Überwindung der Gravitation verloren gehen, so kann sich auch keine Atmosphäre ausbilden. Dabei spielen neben der Größe auch die Oberflächentemperatur des Himmelskörpers eine Rolle, die nicht zu groß sein darf. Auch die Art der zur Verfügung stehenden Gasteilchen ist wichtig, da zum Beispiel eine Atmosphäre aus Wasserstoff oder Helium viel schwerer an den Planeten zu binden ist als eine aus Sauerstoff oder Stickstoff. Dies liegt daran das leichte Gasteilchen bei gleicher Temperatur wesentlich schneller sind als schwere Gasteilchen. Atmosphären die Elementen wie Wasserstoff in größerem Umfang enthalten finden sich daher vor allem bei den sehr massereichen Gasriesen, die über eine ausreichende Gravitation verfügen. Letztlich ist nur eine kleine Minderheit der Himmelskörper in der Lage, eine Atmosphäre zu bilden und langfristig an sich zu binden. So besitzt zum Beispiel der Mond als der nächste Nachbar der Erde keine Atmosphäre.

Aufbau und Gradienten

Mond]

Druckverlauf

Der Druckverlauf einer Atmosphäre, im Fall der Erdatmosphäre des Luftdrucks, ist in den unteren Bereichen durch die hydrostatische Gleichung bestimmt, die bei im Vergleich zum Planetenradius dünnen Atmosphären wie folgt geschrieben werden: :

= - g \rho (h)

Die Einflussgrößen sind der Druck p, die Höhe h, die Schwerebeschleunigung g und die Dichte ρ. Im Falle konstanter Temperatur reduziert sich die Gleichung zur barometrischen Höhenformel. Im äußeren Bereich ist diese Beschreibung jedoch nicht mehr gültig, da sich die Bestandteile aufgrund der geringen Dichte auf Keplerbahnen oder den Magnetfeldlinien bewegen und sich gegenseitig kaum noch beeinflussen.

Untergliederungen

In der Regel ist eine Atmosphäre keine homogene Gashülle, sondern aufgrund zahlreicher innerer und äußerer Einflüsse in mehrere mehr oder weniger klar gegeneinander abgegrenzte Schichten einzuteilen, die vor allem durch die Temperaturabhängigkeit chemischer Prozesse in der Atmosphäre und die Strahlungsdurchlässigkeit abhängig von der Höhe entstehen. Im wesentlichen kann man folgende Schichten nach dem Temperaturverlauf unterscheiden:
- An der Planetenoberfläche beginnt in der Regel die Troposphäre, in der Konvektionsströmungen vorherrschen. Sie wird begrenzt durch die Tropopause.
- Darüber liegt die Stratosphäre, in der die Strahlung beim Energietransport dominiert. Sie wird begrenzt durch die Stratopause.
- In der Mesosphäre wird, vor allem durch Kohlenstoffdioxid, Energie abgestrahlt, so dass in dieser Schicht eine starke Abkühlung erfolgt. Sie wird begrenzt durch die Mesopause.
- In der Thermosphäre dissoziieren und ionisieren die meisten Moleküle, wodurch die Temperatur deutlich ansteigt.
- Die äußerste Schicht ist die Exosphäre, aus der die vorwiegend atomaren beziehungsweise ionisierten Bestandteile aus dem Schwerefeld des Planeten entweichen können. Sie wird bei Vorhandensein eines Magnetfeldes durch die Magnetopause begrenzt. Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder, und nicht jede Schicht ist bei allen Atmosphären nachweisbar. So besitzt die Venus zum Beispiel keine Stratosphäre, kleinere Planeten und Monde besitzen nur eine Exosphäre, z. B. der Merkur. Für Entstehung und Ausprägung der Dämmerungsfarben ist der vertikale Aufbau der Atmosphäre maßgeblich. Es ist auch möglich die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie:
- dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre (Ionosphäre, Magnetosphäre)
- nach physiko-chemischen Prozessen (Ozonosphäre bzw. Ozonschicht, Chemosphäre)
- der Lebenszone (Biosphäre)
- der Durchmischung (Homosphäre, Homopause, Heterosphäre)
- dem aerodynamischen Zustand (Prandtl-Schicht, Ekman-Schicht, beide als Peplosphäre, Freie Atmosphäre)

Vorkommen von Atmosphären

Vergleicht man die Himmelskörper unseres Sonnensystems miteinander, so zeigt sich der Einfluss der bei der Ausbildung einer Atmosphäre relevanten Faktoren. Unter den Planeten ist die Erde in der Lage, schwere Elemente wie Argon (Ar) in der Atmosphäre zu halten, leichte Elemente/Moleküle wie Wasserstoff (H₂) oder Helium (He) verlor sie jedoch im Laufe ihrer Entwicklung. Diese leichten Bestandteile zeigen sich dafür umso deutlicher bei den äußeren Planeten, den so genannten Gasriesen wie Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Auch Planeten anderer Sternsysteme – die Exoplaneten – konnten mit spektrografischen Methoden Atmosphären nachgewiesen werden. Neben den Planeten haben auch einige größere Monde wie Titan, Ganymed, Io und Europa eine Atmosphäre. Der Mond der Erde hingegen zeigt keine Atmosphäre. Er ist hierfür mit knapp 1,2 % der Erdmasse zu klein und zeigt zudem auf seiner sonnengewandten Seite Temperaturen von über 100 °C.

Sonstiges

Eine häufige Fehlschreibung für Atmosphäre ist „Athmosphäre“.

Siehe auch

- Planetologie
- Erdatmosphäre
- Schichtungsstabilität
- Meteorologie
- Luft

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/spheres.html Planetarische Gashüllen] Kategorie:Planetologie Kategorie:Meteorologie

Erde

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

Entstehung und Aufbau der Erde

Hauptartikel: Entstehung der Erde, Innerer Aufbau der Erde, Erdfigur und Plattentektonik Plattentektonik Die Erde ist der größte Gesteinsplanet im uns bekannten Sonnensystem. Alle anderen Planeten sind kleiner oder bestehen wie Jupiter hauptsächlich aus Gas in stark komprimierten Zuständen. Die Erde entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren. Man geht heute allgemein davon aus, dass sie während der ersten 100 Millionen Jahre einem intensiven Bombardement von Meteoriten ausgesetzt war. Heute ist nur noch ein geringer Beschuss zu verzeichnen. Die meisten der Meteore werden von Objekten kleiner als 1 cm hervorgerufen. Im Gegensatz zum Mond sind auf der Erde die meisten Einschlagkrater durch geologische Prozesse wieder ausgelöscht worden. Durch die kinetische Energie der Impakte während des schweren Bombardements und durch die Wärmeproduktion des radioaktiven Zerfalls erhitzte sich die junge Erde, bis sie größtenteils aufgeschmolzen war. In der Folge kam es zu einer gravitativen Differenzierung des Erdkörpers in einen Erdkern und einen Erdmantel. Die schwersten Elemente, vor allem Eisen, sanken in die Richtung des Schwerpunkts des Planeten, während leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium nach oben stiegen. Aus diesen Elementen bildeten sich hauptsächlich silikatische Minerale, aus denen auch die Gesteine der Erdkruste bestehen. Aufgrund ihres vorwiegenden Aufbaus aus Eisen und Silikaten hat die Erde wie alle terrestrischen Planeten eine recht hohe mittlere Dichte von 5,515 g/cm³. Die Erde hat, wie alle Planeten, durch die Eigengravitation ihrer großen Masse annähernd die Form einer Kugel. Durch die Fliehkräfte ihrer ziemlich schnellen Rotation ist sie an den Polen geringfügig abgeplattet. Der Äquatorumfang ist dadurch mit 40.075,004 km um 67,183 km bzw. um 0,17 % größer als der Polumfang mit 39.940,638 km. Der Poldurchmesser ist mit 12.713,500 km dementsprechend um 42,77 km bzw. um 0,34 % kleiner als der Äquatordurchmesser mit 12.756,270 km. Solch ein geometrisches Verhältnis ist das eines Ellipsoids. Der Meeresspiegel (das Geoid) weicht davon nochmals um ± 100 Meter ab. Die Unterschiede im Umfang tragen mit dazu bei, dass es keinen eindeutig höchsten Berg auf der Erde gibt. Nach der Höhe über dem Meeresspiegel ist es der Mt. Everest im Himalaya und nach dem Abstand des Gipfels vom Erdmittelpunkt der auf dem Äquatorwulst stehende Vulkanberg Chimborazo in den Anden. Von der jeweils eigenen Basis an gemessen ist der Mauna Kea auf der vom pazifischen Meeresboden aufragenden großen vulkanischen Hawaii-Insel am höchsten. Wie die meisten festen Planeten und fast alle größeren Monde, z. B. der Erdmond, weist auch die Erde eine deutliche Dichotomie ihrer Oberfläche auf, d. h. eine Zweiteilung in unterschiedlich ausgeprägte Halbkugeln. Die Oberfläche der Erde unterteilt sich in eine Landhemisphäre und eine Wasserhemisphäre. Die Wasserfläche hat in der gegenwärtigen geologischen Epoche einen Gesamtanteil von 70,7 %. Die von der Landfläche umfassten 29,3 % entfallen hauptsächlich auf sieben Kontinente; der Größe nach: Asien, Afrika, Nordamerika, Südamerika, Antarktika, Europa und Australien. Wobei Europa als große westliche Halbinsel Asiens im Rahmen der Plattentektonik wahrscheinlich nie eine selbstständige Einheit gewesen ist. Die kategorische Grenzziehung zwischen Australien als kleinstem Erdteil und Grönland als größter Insel wurde nur rein konventionell festgelegt. Die Fläche des Weltmeeres wird im Allgemeinen in drei Ozeane einschließlich der Nebenmeere unterteilt: In den Pazifik, den Atlantik und den Indik. Die tiefste Stelle, das Witjastief 1 im Marianengraben, liegt 11.034 m unter dem Meeresspiegel. Nach seismischen Messungen ist die Erde hauptsächlich aus drei Schalen aufgebaut: Aus dem Erdkern, dem Erdmantel und der Erdkruste. Diese Schalen sind durch seismische Diskontinuitätsflächen (Unstetigkeitsflächen) voneinander abgegrenzt. Die Erdkruste und der oberste Teil des oberen Mantels bilden zusammen die so genannte Lithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick und zergliedert sich in große und kleinere tektonische Einheiten, die Platten. Die größten Platten entsprechen in ihrer Anzahl und Ordnung in etwa jener der von ihnen getragenen Kontinente, mit Ausnahme der pazifischen Platte. All diese Schollen bewegen sich gemäß der Plattentektonik relativ zueinander auf den teils aufgeschmolzenen, zähflüssigen Gesteinen des oberen Mantels, der 100 bis 150 km mächtigen Asthenosphäre. Der innere Erdkern ist fest, der äußere geschmolzen und gut 4.000 °C heiß. Ein dreidimensionales Modell der Erde wird, wie alle verkleinerten Nachbildungen von Weltkörpern, Globus genannt.

Atmosphäre

Hauptartikel: Erdatmosphäre Die Erde besitzt eine etwa 640 km hohe Atmosphäre. Deren Masse beträgt 5,13 x 10¹⁸ kg und macht somit knapp ein Millionstel der Erdmasse aus. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels ist 1.013 hPa groß; bei einer mittleren Luftdichte von 1,293 kg/m³. In den bodennahen Schichten besteht die Lufthülle im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff und 1 % Edelgasen. Dazu kommt ein wechselnder Anteil an Wasserdampf (0 – 5 %), der das Wettergeschehen bestimmt. Die auf der Erde gemessenen Temperaturextreme betragen –89,6 °C (gemessen am 21. Juli 1983 in der Wostok-Station in der Antarktis auf 3.420 Metern Höhe, was einer Temperatur von –60 °C auf Meereshöhe entspräche) und +58 °C (gemessen am 13. September 1922 in Al 'Aziziyah in Libyen auf 111 Metern Höhe). Die mittlere Temperatur in Bodennähe beträgt 15 °C; die Schallgeschwindigkeit bei dieser Temperatur beträgt in der Luft am Meeresniveau etwa 340 m/s. Die Erdatmosphäre streut den kurzwelligen, blauen Spektralanteil des Sonnenlichts etwa fünfmal stärker als den langwelligen, roten und bedingt dadurch bei hohem Sonnenstand die Blaufärbung des Himmels. Dass die Oberfläche der Meere und Ozeane vom Weltall aus gesehen blau erscheinen, weswegen die Erde seit dem Beginn der Raumfahrt auch der Blaue Planet genannt wird, ist jedoch auf die stärkere Absorption roten Lichtes im Wasser selbst zurückzuführen. Die Spiegelung des blauen Himmels an der Wasseroberfläche ist dabei nur von nebensächlicher Bedeutung.

Globaler Energiehaushalt

Der Energiehaushalt der Erde wird im Wesentlichen durch die Einstrahlung der Sonne und die Ausstrahlung der Erdoberfläche bzw. Atmosphäre bestimmt, also durch den Strahlungshaushalt der Erde. Der sonstige vorwiegend durch radioaktive Zerfälle erzeugte Energiebeitrag beträgt nur etwa 0,1 %. Die Albedo der Erde beträgt im Mittel 0,367, wobei ein wesentlicher Anteil auf die Wolken der Erdatmosphäre zurückzuführen ist. Dies führt zu einer globalen effektiven Temperatur von 246 K (-27 °C). Die Durchschnittstemperatur am Boden liegt jedoch durch einen starken atmosphärischen Treibhauseffekt bzw. Gegenstrahlung bei etwa 288 K (15 °C), wobei die Treibhausgase Wasser und Kohlendioxid den Hauptbeitrag liefern.

Herkunft des irdischen Wassers

Hauptartikel: Herkunft des irdischen Wassers Die Herkunft des Wassers auf der Erde, insbesondere die Frage, warum auf der Erde deutlich mehr Wasser vorkommt als auf den anderen erdähnlichen Planeten, ist bis heute nicht befriedigend geklärt. Ein Teil des Wassers dürfte durch das Ausgasen der Magma entstanden sein, also letztlich aus dem Erdinneren stammen. Ob dadurch aber die Menge an Wasser erklärt werden kann, ist fragwürdig. Weitere große Anteile könnten aber auch durch Einschläge von Kometen, transneptunischen Objekten oder wasserreichen Asteroiden (Protoplaneten) aus den äußeren Bereichen des Asteroidengürtels auf die Erde gekommen sein. Messungen des Isotopenverhältnisses von Deuterium zu Protium (D/H-Verhältnis) deuten dabei eher auf Asteroiden hin, da in Wassereinschlüssen in kohligen Chondriten ähnliche Verhältnisse gefunden wurden wie in ozeanischem Wasser, wohingegen bisherige Messungen dieses Isotopen-Verhältnisses an Kometen und transneptunischen Objekten nur schlecht mit irdischem Wasser übereinstimmten.

Himmelsmechanik

Umlaufbahn

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

Mond

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

Rotation und Gezeiten

Die Erde rotiert einmal in 23 h 56 min 4,09 s um ihre eigene Achse. Analog zum siderischen Jahr wird diese Zeitspanne als ein Siderischer Tag bezeichnet. Aufgrund der Bahnbewegung der Erde entlang ihrer Umlaufbahn und der daraus resultierenden leicht unterschiedlichen Position der Sonne an nacheinander folgenden Tagen ist ein Sonnentag, der als die Zeitspanne zwischen zwei Sonnenhöchstständen (Mittag) definiert ist, etwas größer als ein Siderischer Tag und wird nach Definition in 24 Stunden eingeteilt. Aufgrund der Neigung der Rotationsachse der Erde von 23,44° gegen die Ekliptik werden die Nord- und die Südhalbkugel der Erde an verschiedenen Punkten ihrer Umlaufbahn um die Sonne unterschiedlich beleuchtet, was zu den das Klima der Erde prägenden Jahreszeiten führt. Jahreszeiten Der Mond verursacht auf der Erde Gezeiten. Ebbe und Flut in den Meeren und im Erdmantel bremsen die Erdrotation und verlängern dadurch gegenwärtig die Tage um etwa 20 Mikrosekunden pro Jahr. Die Gezeiten wirken sich auch auf die Landmassen aus, die sich um etwa einen halben Meter heben und senken.
Die Rotationsenergie der Erde wird dabei in Wärme umgewandelt. Der Drehimpuls wird auf den Mond übertragen, dessen Bahn sich dadurch um etwa 4 Zentimeter pro Jahr von der Erde entfernt. Dieser schon lange vermutete Effekt ist seit etwa 1995 durch Laser-Distanzmessungen abgesichert. Die zunehmende Tageslänge kann geologisch anhand von Wachstumsringen in fossilen Korallen nachgewiesen werden. Man findet in diesen Sedimenten eine Spur für jeden Tag, und eine jährliche Regelmäßigkeit, aus der sich die Anzahl der Tage im damaligen Jahr bestimmen lässt. In der Vergangenheit zeigt sich die Zunahme der Tageslänge anhand überlieferter Sonnenfinsternisse, die bei gleich bleibender Tageslänge an einem anderen Ort auf der Erde sichtbar gewesen wären. Extrapoliert man diese Abbremsung in die Zukunft, wird auch die Erde einmal dem Mond immer die gleiche Seite zuwenden, wobei ein Tag auf der Erde dann 47 Mal so lang wäre wie heute. Damit unterliegt die Erde dem gleichen Effekt, der in der Vergangenheit schon zur gebundenen Rotation des Mondes geführt hat. Zu dem Zeitpunkt, an dem diese Korotation eintreten wird, wird das Wechselspiel der Gezeiten beendet sein. Die Flutberge verbleiben dann immer an einem Ort auf der Verbindungslinie Erde-Mond und es wird zu einer dauerhaften Verformung des Erdkörpers kommen, ähnlich dem des Mondes. Diese Überlegungen kann man allerdings als hypothetisch betrachten, da zum einen die Stabilität der Erdrotation nicht gewährleistet ist. Zum anderen wird sich durch den Übergang der Sonne zu einem weißen Zwerg auch das gesamte Sonnensystem verändert haben.

Leben und Klima

weißen Zwerg Die Erde ist bisher der einzige Planet, auf dem Leben bzw. eine Biosphäre nachweisbar ist. Nach dem gegenwärtigen Stand der Forschung begann das Leben auf der Erde möglicherweise innerhalb eines relativ kurzen Zeitraums, gleich nach dem Ausklingen eines schweren Bombardements großer Asteroiden, dem die Erde nach ihrer Entstehung vor ca. 4,6 Milliarden Jahren bis etwa vor 3,9 Milliarden Jahren als letzte Phase der Bildung des Planetensystems ausgesetzt war. Nach dieser Zeit hat sich eine stabile Erdkruste ausgebildet und soweit abgekühlt, dass sich Wasser auf ihr sammeln konnte. Die ältesten direkten, allerdings umstrittenen Hinweise auf Leben, die als versteinerte Cyanobakterien gedeutet werden, sind 3,5 Milliarden Jahre alt und wurden in Gesteinen der Warrawoona-Gruppe im Nordwesten Australiens gefunden. In 3,85 Milliarden Jahre altem Sedimentgestein aus der Isua-Region im Südwesten Grönlands wurden in den Verhältnissen von Kohlenstoffisotopen Anomalien entdeckt, die auf biologischen Stoffwechsel hindeuten könnten; bei dem Gestein kann es sich aber auch statt um Sedimente lediglich um ein stark verändertes Ergussgestein ohne derartige Bedeutung handeln. Die ältesten und eindeutigen Lebensspuren auf der Erde sind 1,9 Milliarden Jahre alte fossile Bakterien aus der Gunflint-Formation in Ontario. Die chemische wie die biologische Evolution sind untrennbar mit der Klimageschichte verknüpft. Das Leben wird in seiner Entwicklung von den herrschenden Bedingungen geprägt und hat seinerseits Einfluss auf die Entwicklung und das Erscheinungsbild der Erde. Durch den Stoffwechsel des pflanzlichen Lebens bzw. durch die Photosynthese wurde die Erdatmosphäre mit molekularem Sauerstoff angereichert und bekam ihren oxidierenden Charakter. Zudem wurde die Albedo und damit die Energiebilanz durch die Pflanzendecke merklich verändert.

Klimazonen

Die Erde wird anhand unterschiedlich intensiver Sonneneinstrahlung in Klimazonen eingeteilt, die sich vom Nordpol zum Äquator erstrecken – und auf der Südhalbkugel spiegelbildlich verlaufen. Die jahreszeitlichen Temperaturschwankungen sind umso stärker, je weiter die Klimazone vom Äquator und vom nächsten Ozean entfernt liegt.

Polarzone

Unter den Polargebieten versteht man zum einen die Region innerhalb des nördlichen Polarkreises, die Arktis, sowie den Kontinent der Antarktis auf der Südhalbkugel der Erde. Besonderes Kennzeichen der Polarregionen sind neben dem kalten Klima mit viel Schnee und Eis der bis zu einem halben Jahr dauernde Polartag mit der Mitternachtssonne bzw. die Polarnacht, aber auch die Polarlichter.

Gemäßigte Zone

Die gemäßigte Klimazone erstreckt sich vom Polarkreis bis zum vierzigsten Breitengrad und wird in eine kalt-, kühl- und warmgemäßigte Zone eingeteilt. Diese Zone weist einen großen Unterschied zwischen den Jahreszeiten auf, der in Richtung der Erdmitte jedoch etwas abnimmt. Ein weiteres Merkmal sind die Unterschiede zwischen Tag und Nacht, die je nach Jahreszeit stark variieren. Diese Unterschiede nehmen, je näher man dem Pol kommt, immer mehr zu. Die Vegetation wird durch Nadel-, Misch- und Laubwälder geprägt, wobei die Nadelwälder in Richtung Äquator immer weniger werden.

Subtropen

Die Subtropen liegen in der geographischen Breite zwischen den Tropen in Äquatorrichtung und den gemäßigten Zonen in Richtung der Pole, ungefähr zwischen 25°-40° nördlicher und südlicher Breite. Diese Gebiete haben typischerweise tropische Sommer und nicht-tropische Winter. Man kann sie unterteilen in trockene, winterfeuchte, sommerfeuchte und immerfeuchte Subtropen. Eine weit verbreitete Definition definiert das Klima dort als subtropisch, wo die Mitteltemperatur im Jahr über 20 Grad Celsius liegt, die Mitteltemperatur des kältesten Monats jedoch unter der Marke von 20 Grad bleibt. Die Unterschiede zwischen Tag und Nacht fallen relativ gering aus. Die Vegetation reicht von der Artenvielfalt, wie sie z.B. im Mittelmeer auftritt, über die Vegetation der trockenen Savanne bis hin zur kargen oder auch völlig fehlenden Vegetation in Wüsten wie der Sahara.

Tropen

Die Tropen befinden sich zwischen dem nördlichen und südlichen Wendekreis. Die Tropen können in die wechselfeuchten und immerfeuchten Tropen unterschieden werden. In den Tropen sind Tag und Nacht immer gleichlang (jeweils 12 Stunden). Jahreszeiten gibt es als Solches nur in den wechselfeuchten Tropen und lassen sich nur in eine Trocken- und Regenzeit unterscheiden. Typisch für die wechselfeuchten Tropen sind die Feuchtsavannen, die sich nördlich und südlich der großen Regenwälder befinden. Sie zeichnen sich durch ihre weiten Grasländer aus. Beispiele sind die afrikanische Savanne und der Bantanal in Südbrasilien und Paraguay. Für die immerfeuchten Tropen, die sich rund um den Äquator befinden, sind die großen, sehr artenreichen Regenwälder, wie z.B. der Amazonas typisch.

Jahreszeiten

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

Einfluss des Menschen

Die ersten Menschen lebten als Jäger und Sammler. Mit der Neolithischen Revolution begannen im Vorderen Orient (11.), in China (8.) und im mexikanischen Tiefland (6. Jahrtausend vor Christus) Ackerbau und Viehzucht. Die Kulturpflanzen verdrängten die natürliche Pflanzenwelt. Im Zuge der Industrialisierung wurden weiträumige Landflächen in Industrie- und Verkehrsfläche umgewandelt. Die Wechselwirkungen zwischen Lebewesen und Klima haben heute durch den zunehmenden Einfluss des Menschen eine neue Quantität erreicht. Während im Jahr 1920 circa 1,8 Milliarden Menschen die Erde bevölkerten, wuchs die Weltbevölkerung bis zum Jahr 2000 auf 6,1 Milliarden an. In den Entwicklungsländern ist für die absehbare Zukunft weiterhin ein starkes Bevölkerungswachstum zu erwarten, während in vielen hoch entwickelten Ländern die Bevölkerung stagniert oder nur sehr langsam zunimmt, deren industrieller Einfluss auf die Natur aber weiterhin wächst. Siehe auch: Klimazonen

Siehe auch

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

Literatur

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

Weblinks

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

Erdoberfläche

Die Erdoberfläche ist die Grenzschicht zwischen der festen Erdkruste oder den Gewässern auf der einen und der Atmosphäre auf der anderen Seite. Die Erdoberfläche gliedert sich in Festland, Inseln und Meer. Die Geodäsie beschäftigt sich mit der Beschreibung der Form der Erdoberfläche. Die Oberfläche der Erde misst 510 Millionen km². Der Anteil der Landfläche beträgt etwa 144,5 Mio. km² (28%), das Wasser bedeckt ca. 365,5 Mio. km² (72%). Das Land verteilt sich auf 5 Kontinente (mit der Antarktis 6 Kontinente) sowie Polargebiete und Meeresinseln:
- Europa (ohne Island, Nowaja Semlja und atlantische Inseln): 9.700.000 km² mit rund 31.460 km Küsten
- Asien (ohne Polarinseln): 44.142.000 km² mit 57.000 km Küsten
- Afrika (ohne Madagaskar): 29.200.000 km² mit 26.000 km Küsten
- Amerika (ohne Polargebiete): 38.334.000 km² mit 64.500 km Küsten
- Australien (mit Tasmanien): 7.700.000 km² mit 7.500 km Küsten
(Alle Angaben sind grobe Zahlen.) Die mittlere Höhe des trockenen Teils der Erdoberfläche berechnet man auf ungefähr 700 m (Europa 300 m, Asien 880 m, Amerika 610 m, Afrika 660 m, Ozeanien und Australien 300 m). Ihren höchsten Punkt erreicht die Erdoberfläche mit dem Mount Everest bei etwa 8.844 Metern, den tiefsten frei zugänglichen Punkt der Erdoberfläche bildet das Tote Meer, dessen Wasseroberfläche - und Uferbereich - sich ca. 400 Meter unter Normalnull befindet. Die Wasserfläche verteilt sich auf
- den Pazifischen Ozean mit 47%, mittlere Tiefe etwa 3.870 m
- den Atlantischen Ozean mit 24%, mittlere Tiefe etwa 3.380 m
- den Indischen Ozean mit 20%, mittlere Tiefe etwa 3.600 m
- den Arktischer Ozean 4%
- den Südlichen Ozean mit 5% Insgesamt beträgt die mittlere Tiefe der Meere etwa 3.500 m. Siehe auch: Geodäsie, Geowissenschaften, Kontinent, Naturkatastrophe Kategorie:Erde Kategorie:Geographie Kategorie:Geomorphologie

Stickstoff

Der Name Stickstoff bezeichnet das chemische Element aus dem Periodensystem der Elemente mit dem Symbol N und der Ordnungszahl 7. Man spricht auch von atomarem Stickstoff. Elementar tritt Stickstoff jedoch nur in Form eines kovalenten Homodimers, einer chemischen Verbindung aus zwei Stickstoff-Atomen, auf (→ molekularer Stickstoff, auch Distickstoff (vgl. Disauerstoff), Summenformel N₂). Molekularer Stickstoff ist ein Hauptbestandteil der Luft. Er ist in der Umwelt ein wichtiger Dünger, der durch Stickstofffixierung auf natürlichem Wege im Humus angereichert wird. In atomarer Form ist er als Baustein der Proteine ein wichtiges Hauptnährelement aller Organismen. Stickstoff ist ein zentrales Element im Stickstoffkreislauf der Ökosysteme und wurde, da es in Mineralien relativ selten auftritt, auf der Erdoberfläche und im Wasser fast ausschließlich biotisch angereichert. Das Elementsymbol N leitet sich von der lateinischen Bezeichnung nitrogenium (von altgriech. νιτρον „Laugensalz“ und altgriech. γενος „Herkunft“) ab. Die deutsche Bezeichnung Stickstoff erinnert daran, dass molekularer Stickstoff Flammen löscht („erstickt“).

Geschichte

Nitrate und Ammoniumsalze wurden schon von Alchemisten verwendet. Carl Wilhelm Scheele wies 1771 Stickstoff als Bestandteil der Luft nach. Erstmals im Jahr 1774 wurde Ammoniak von Joseph Priestley dargestellt. Durch die Einführung des Frank-Caro-Verfahrens (Kalkstickstofferzeugung nach Adolf Frank und Heinrich Caro) wurde der Luftstickstoff erstmals Anfang des 20. Jh. nutzbar gemacht. Ebenfalls Anfang des 20. Jahrhunderts wurden weitere wichtige Verfahren großtechnisch verfügbar. Zu diesen Verfahren zählen unter anderem die Gewinnung von Salpetersäure (Birkeland-Eyde-Verfahren, nach Kristian Birkeland und Sam Eyde), die katalytische Ammoniakverbrennung nach Wilhelm Ostwald sowie die Ammoniaksynthese nach Fritz Haber und Carl Bosch. 1906 gelang es dem niederländischen Physiker Heike Kamerlingh Onnes erstmals flüssigen Stickstoff mit -195,80 °C herzustellen.

Vorkommen

In der Erdatmosphäre sind 75,5 Massen-Prozent oder 78,7 Volumen-Prozent Stickstoff enthalten. In der Erdkruste kommt Stickstoff nur zu 0,03 % vor. Stickstoffhaltige Mineralien sind relativ selten. In der Natur gibt es zahlreiche wichtige organische Stickstoffverbindungen, wie beispielsweise Eiweiße und Nukleinsäuren. In Form der anorganischen Nitrate und Ammoniumverbindungen erfolgt die Aufnahme bei Pflanzen über die Wurzeln. Umgekehrt werden beim Abbau organischen Materials (beispielsweise durch Verwesung) diese Verbindungen wieder frei gesetzt und stehen dem Stoffkreislauf wieder zur Verfügung (Stickstoffkreislauf).

Gewinnung/Darstellung

Primär wird Stickstoff heute durch die fraktionierte Destillation verflüssigter Luft gewonnen. Dieser ist aber meistens noch durch Sauerstoff und Edelgase verunreinigt. Für das Entfernen des verbliebenen Sauerstoffs gibt es eine biologische Methode unter Verwendung von Reis-Keimlingen. Großtechnisch erfolgt die Herstellung von Stickstoff im Rahmen des Haber-Bosch-Verfahrens zur Ammoniak-Synthese. Eine andere Möglichkeit ist das Binden des Luftsauerstoffs unter Erhitzen an Kohle und das anschließende Auswaschen des entstandenen Kohlendioxids. Der Luftsauerstoff kann auch durch das Überleiten der Luft über glühendes Kupfer oder durch eine alkalische Pyrogallol- bzw. Natriumdithionit-Lösung entfernt werden. Im Labor kann reiner Stickstoff durch Erhitzen auf einer wässrigen Ammoniumnitrit-Lösung oder einer Lösung des Gemisches Ammoniumchlorid/Natriumnitrit etwa 70 °C dargestellt werden:

\mathrmT\mathrm

Alternativ ist eine Thermolyse von Natriumazid möglich, die zur Darstellung von spektroskopisch reinem Stickstoff verwendet wird.

\mathrmT\mathrm

Eigenschaften

Molekularer Stickstoff ist ein farb-, geruch- und geschmackloses Gas, welches bei tiefen Temperaturen zu einer farblosen Flüssigkeit kondensiert. Stickstoff ist in Wasser wenig löslich (2,33 ml Stickstoff in 100 ml Wasser bei 0 °C). Stickstoff geht in seinen Verbindungen vorzugsweise kovalente Bindungen ein. In der 2s²p³ Elektronenkonfiguration führt die Bildung von drei Kovalenzen zur Oktettkomplettierung. Verbindungen, in denen dieser Bindungstypus vorkommt, sind beispielsweise:
- Ammoniak
- Amine
- Hydrazin
- Hydroxylamin Diesen Verbindungen ist allen eine trigonale pyramidale Struktur und ein freies Elektronenpaar zu eigen. Über dieses freie Elektronenpaar können diese Verbindungen als Nukleophile und als Basen agieren. Der in der Natur vorkommende molekulare Distickstoff N₂ ist durch die im Stickstoffmolekül vorhandene stabile Dreifachbindung und die damit verbundene hohe Bindungsdissoziationsenergie von 942 kJ/mol sehr reaktionsträge. Entsprechend hoch ist die erforderlichen Aktivierungsenergie, die gegebenenfalls durch geeignete Katalysatoren verringert werden kann. In einer Veröffentlichung im August 2004 gaben Forscher vom Max-Planck-Institut für Chemie in Mainz bekannt, dass sie unter Drücken von über 110 G Pa bei einer Temperatur von über 2000 K eine neue kristalline Form, sogenannten polymeren Stickstoff mit Einfachbindungen erzeugt haben [http://www.mpg.de/bilderBerichteDokumente/dokumentation/pressemitteilungen/2004/pressemitteilung200408022/index.html].

Isotope

Neben den beiden natürlichen Isotopen ¹⁴N und ¹⁵N gibt es künstliche Isotope mit Massenzahlen von 12 bis 19. Deren Halbwertszeit beträgt zwischen 9,97 Minuten und 11 Millisekunden.

Verbindungen

Verbindungen, in denen Stickstoff vorkommt:
- Stickstoffmonoxid
- Stickstoffdioxid
- Stickstofftetroxid
- Distickstoffoxid
- Aminosäuren
- Peptide
- Proteine
- Spermin
- Jodstickstoff
- Farbstoffe
- Nitrate, Nitrite, Nitride

Verwendung

Technisch wird Stickstoff zur Synthese von Ammoniak und Kalkstickstoff sowie als Schutzgas beim Schweißen, als Lampenfüllung und bei chemischen Reaktionen verwendet. Darüber hinaus finden Stickstoffverbindungen mannigfaltige Anwendungen im Bereich der organischen Chemie und dienen als Düngemittel. Stickstoff wird auch zur Füllung von Autoreifen angeboten. Es ist bisher nicht nachgewiesen, dass dies für Fahrzeugreifen im Straßenverkehr irgendeinen Vorteil bewirkt. Kritiker vermuten, dass es sich lediglich um eine PR-Masche der Anbieter handelt. Aufgrund der geringen Siedetemperatur wird flüssiger Stickstoff als Kältemedium in der Kryotechnik eingesetzt. Der Stickstoff entzieht dabei dem Kühlgut die nötige Verdampfungswärme. Vorteilhaft gegenüber der Verwendung von flüssigem Sauerstoff bei ähnlichem Siedepunkt sind die inerten Eigenschaften des Stickstoffs. Flüssiger Stickstoff wird zur Kühlung von Hochtemperatursupraleitern sowie zur Lagerung biologischer und medizinischer Proben verwendet. Im Tiefbau wird er zur Bodenvereisung eingesetzt.

Nachweis

Stickstoff, der in organisch gebundener Form vorliegt, kann qualitativ mittels Lassaignesche Probe und quantitativ mittels der Kjeldahlsche Stickstoffbestimmung oder Elementaranalyse erfasst werden.

Weblinks

Kategorie:Gruppe-15-Element Kategorie:Periode-2-Element Kategorie:Nichtmetall Kategorie:Löschmittel Kategorie:Gas ja:窒素 ko:질소 simple:Nitrogen th:ไนโตรเจน

Luft

Luft bezeichnet das Gasgemisch der Erdatmosphäre und besteht hauptsächlich aus den zwei Gasen Stickstoff (78 %) und Sauerstoff (21 %). In vergleichsweise hohen Konzentrationen kommen ferner Argon (0,9 %) und Kohlenstoffdioxid (0,03 %) vor. Im natürlichen Zustand ist die Luft geruchs- und geschmacklos. Der in der Luft enthaltene Sauerstoff ist für alle aeroben Landlebewesen überlebensnotwendig. Alle Tiere benötigen ihn zur Atmung. Pflanzen benötigen das in der Luft enthaltenen Kohlenstoffdioxid zur Photosynthese. Für fast alle Pflanzen ist dies die einzige Kohlenstoffquelle.

Zusammensetzung

Die aktuelle Zusammensetzung der Luft in der Höhe von Normalnull ist in der rechten Tabelle wiedergegeben, wobei man zwischen Hauptbestandteilen und Spurengasen differenziert.

Stickstoff

Als ein chemisch inertes Gas ist der in molekularer Form auftretende Stickstoff äußerst reaktionsträge. Im Stickstoffkreislauf kann er nur durch die Prozesse der Stickstofffixierung in für Lebewesen nutzbare Verbindungen überführt werden, die ihn für den Aufbau ihrer Aminosäuren benötigen. Den gegenteiligen Prozess bezeichnet man als Denitrifikation. Technisch wird der Luftstickstoff über das Haber-Bosch-Verfahren zur Düngemittelherstellung verwendet. Diese Prozesse gleichen sich weitestgehend aus und haben rein mengenmäßig nur einen geringen Effekt auf die Konzentration des Stickstoffs in der Atmosphäre.

Sauerstoff

Sauerstoff stellt das wichtigste Oxidationsmittel dar und verleiht der heutigen Atmosphäre daher auch ihrer oxidierenden Charakter. Der Sauerstofff wird unter anderem für alle chemischen Verbrennungsvorgänge und die biologische Atmung benötigt. Gebildet wird er wiederum über die Photosynthese, wobei die hierüber im Laufe der Erdgeschichte hergestellte Menge etwa das zwanzigfache der heute in der Atmosphäre vorliegenden Menge beträgt.

Argon

Argon ist ein vergleichsweise gut wasserlösliches Edelgas, als solches jedoch reaktionsträge und ohne weitere Bedeutung.

Wasserdampf

Umgebungsluft ist nicht komplett trocken, deshalb enthält diese zusätzlich je nach Luftfeuchtigkeit null bis zu etwa vier Volumenprozent Wasserdampf, der Rest der Luft teilt sich dann nach den nach den in der Tabelle angegebenen Werten auf. Die üblichen Werte des Wasserdampfgehalts schwanken zwischen einem Zehntel Volumenprozent an den Polen und drei Volumenprozent in den Tropen, mit einem Mittelwert von 1,3 % in Bodennähe. Sie werden durch unterschiedliche Feuchtemaße angegeben.

Variabilität in der Zeit

Die Konzentrationen der Atmosphärengase sind ihrem Charakter nach metastabil, denn auch wenn sie sich in der Lebenszeit eines Menschen nur geringfügig ändern, so sollten sie deswegen nicht mit Naturkonstanten verwechselt werden. Dies zeigt sich in der seit Jahrmilliarden andauernden Entwicklung der Erdatmosphäre, die auch heute noch nicht abgeschlossen ist und in deren Zuge sich die Zusammensetzung der Erdatmosphäre mehrmals grundlegend gewandelt hat. Erst seit etwa 350 Millionen Jahren kann man dabei von unserer heutigen Atmosphäre sprechen. Die größten aktuellen Veränderungen der Luftzusammensetzung stellt die Zunahme des Kohlendioxidgehaltes um etwa 40 % seit Beginn der Industrialisierung dar. Dies ist im Zusammenhang mit dem anthropogenen Treibhauseffekt eine der Ursache für die globale Erwärmung. Formal gehört Kohlendioxid dabei zu den Spurengasen, es wird als das fünfthäufigste Atmosphärengas und aufgrund seiner Bedeutung für Klima und Lebewesen jedoch häufig zu den Hauptbestandteilen der Luft gerechnet. Größere Schwankungen über teils wenige Jahre und Jahrzehnte sind auch bei den Spurengasen zu verzeichnen, denn gerade anthropogene Emissionen können deren geringe Konzentrationen schon bei vergleichsweise unmaßgeblichen Ausstoßmengen beeinflussen. Ebenso zeigen Vulkanausbrüche häufig einen kurzfristigen Einfluss.

Variabilität im Raum

globale Erwärmung in Abhängkeit von der Höhe.]] Die angegebenen Konzentrationen stellen globale Mittelwerte dar und beziehen sich auf Normalnull, besitzen aber eine weitesgehende Gültigkeit in der gesamten Homosphäre, also bis in eine Höhe von etwa 100 Kilometern. Da in verschiedenen Höhenlagen spezifische Prozesse der Atmosphärenchemie wirken, gibt es jedoch auch teilweise erhebliche Abweichungen. Ab der Homopause stellt die Abnahme der Konzentration schwerer Gase mit der Höhe und damit die relative Anreicherung leichterer Gase einen generellen Trend dar. In der hohen Atmosphäre sind daher Wasserstoff und Helium anteilsmäßig sehr viel bedeutender als in Bodennähe, jedoch ist die Luftdichte und damit das absolute Vorkommen der Gase entsprechend gering.

Substanzen geringerer Konzentration

Zusätzlich sind auch hier nicht aufgelistete Anteile von Wasserdampf, Methan, Distickstoffoxid (sinkend ab 7 km), Kohlenmonoxid und Ozon vorhanden. Außerdem treten folgende Stoffe in geringen Spuren auf:
- Fluoroform
- Peroxiacetylnitrat
- Chloroxide
- andere Stickoxide (neben N₂O)
- Schwefeldioxid
- Radon
- Quecksilber

Kohlenstoffdioxid

Die biologische Hauptbedeutung des Kohlenstoffdioxids liegt in seiner Rolle als Kohlenstofflieferant für die Photosynthese, weshalb sich die atmosphärische Kohlenstoffdioxidkonzentration stark auf das Pflanzenwachstum auswirkt. Durch den lichtabhängigen Stoffwechselzyklus der Pflanzen, also der Wechselbeziehung zwischen Atmung und Photosynthese, können die bodennahen CO₂-Konzentration im Tagesgang schwanken. Es zeigt sich bei ausreichender Pflanzendecke ein nächtliches Maximum und dementsprechend ein Minimum am Tag. Der gleiche Effekt kommt auch im Jahresverlauf zum tragen, da die außertropische Vegetation ausgeprägte Vegetationsperioden besitzt. Dies hat auf der Nordhalbkugel ein Maximum im Zeitraum März bis April und ein Minimum im Oktober oder November zur Folge. Auch anthropogene Emissionszyklen können eine Rolle spielen, zum Beispiel mit dem Einsetzen der Heizperiode bei sinkenden Temperaturen. Als übergeordneter Trend wird eine stetige Zunahme des Kohlenstoffdioxids in der Atmosphäre gemessen, wobei die Konzentration Mitte des 18. Jahrhunderts bei etwa 280 ppmv lag. Dies entspricht einer Steigerung von etwa 40 %, wobei die Steigerungsraten selbst immer weiter zunahmen und auch heute noch zunehmen. Sie liegen bei etwa 1,6 ppmv/a. Die Quellen hierfür sind vielschichtig, haben den Kohlenstoffzyklus jedoch nachhaltig destabilisiert und tragen über den anthropogenen Treibhauseffekt zur globalen Erwärmung bei. Lokal und gerade nahe industriellen Ballungsgebieten kann die Kohlenstoffdioxid-Konzentration auch deutlich über den Normalwerten liegen. Werte von 400 ppmv sind dabei recht häufig. Den Rekord hat der ehemalige Londoner Wintersmog mit 3.000 ppmv (0,3 %) aufgestellt.

Ozon

Ozonwerte werden nicht in Anteilen, sondern in der Dobson-Einheit angegeben. Da die Werte zudem von der Höhe (Ozonschicht, Bodennahes Ozon), sowie von Wetterlage, Temperatur, Schadstoffbelastung und Uhrzeit abhängen, und Ozon sich sowohl schnell bildet als auch wieder zerfällt, ist es in obiger Tabelle nicht aufgelistet.

Physikalische Größen der Luft

Luftdichte

Unter Normalbedingungen ist die Luftdichte gleich 1,293 kg/m³.

Luftdruck

Die Gewichtskraft der von der Erdanziehung beschleunigten Luftsäule erzeugt einen statischen Luftdruck, der mit dem jeweiligen Messpunkt variiert. Dieser ist jedoch zusätzlich von thermischen (Temperatur) und dynamischen Einflüssen (Wetterbedingungen) abhängig.

Lufttemperatur

Als Lufttemperatur wird jene Temperatur der bodennahen Atmosphäre bezeichnet, die weder von Sonnenstrahlung noch von Bodenwärme oder Wärmeleitung beeinflusst ist. Die genaue Definition durch Wissenschafter und Techniker ist je nach Fachgebiet etwas verschieden. In der Meteorologie wird die Lufttemperatur in einer Höhe von zwei Metern gemessen, wofür die klassischen, weiß gestrichenen Wetterhäuschen in freier Umgebung dienen.

Luftfeuchtigkeit

Bei der Luftfeuchtigkeit handelt es sich um den Anteil des Wasserdampfs an der Luft. Sie wird über verschiedene Feuchtemaße wie Dampfdruck und Taupunkt sowie relative, absolute und spezifische Luftfeuchte quantifiziert.

Andere

Unter Normalbedingungen ist die Schallgeschwindigkeit gleich 331,5 m/s. In Näherung zur trockenen Luft, mit den molaren Massen aus den jeweiligen Artikeln der einzelnen Elemente und den entsprechenden Naturkonstanten, besitzt Luft eine molare Masse von 28,9634 g/mol. Der Brechzahl der Luft beträgt unter Normalbedingungen für sichtbares Licht ungefähr 1,00029. Sie hängt von Druck, Temperatur und Zusammensetzung der Luft ab, vor allem aber von der Luftfeuchtigkeit. Entsprechend der Brechzahl ändert sich auch die Lichtgeschwindigkeit innerhalb der Luft. Spezifische Wärmekapazität: :

c_p

= 1,005 kJ/(kg K) = 0,279 kWh/(Tonne K) (isobar) :

c_v

= 0,718 kJ/(kg K) = 0,199 kWh/(Tonne K) (isochor)

Luftverschmutzung und Luftreinhaltung

Die Luftverschmutzung ist der auf die Luft bezogene Teilaspekt der Umweltverschmutzung. Gemäß dem Bundes-Immissionsschutzgesetz ist Luftverschmutzung eine Veränderung der natürlichen Zusammensetzung der Luft, insbesondere durch Rauch, Ruß, Staub, Aerosole, Dämpfe oder Geruchsstoffe. Von besonderer Schädlichtkeit sind dabei erhöhte Ozonwerte (Smog) und Schwefeldioxidkonzentrationen (saurer Regen). In den meisten Industrieländern ist die lokale Luftverschmutzung in den letzten Jahrzehnten stark zurückgegangen. Gleichzeitig hat jedoch der Ausstoß von Treibhausgasen wie Kohlendioxid weiter zugenommen. Die lokale und regionale Luftverschmutzung ist aber insbesondere für Länder der dritten Welt sowie Schwellenländer wie zum Beispiel Russland oder China noch ein erhebliches Problem.

Kulturelle Bedeutung

Die griechischen Naturphilosophen hielten Luft für eines der vier Grundelemente, aus denen alles Sein besteht. Dem Element Luft wurde der Oktaeder als einer der fünf Platonischen Körper zugeordnet.

Siehe auch

- Luftverflüssigung

Weblinks

- [http://www.cmdl.noaa.gov/hats/graphs/graphs.html Entwicklung der Spurengasanteile der Luft im Laufe der letzten 15 Jahre] Kategorie:Meteorologie Kategorie:Stoffgemisch Kategorie:Gas ja:空気 ko:대기 ms:Udara simple:Air

Entwicklung der Erdatmosphäre

Die Entwicklung der Erdatmosphäre ist ein Teil der chemischem Evolution der Erde und zudem ein wichtiges Element der Klimageschichte. Sie wird heute in vier wesentliche Entwicklungsstufen unterschieden.

Grundlagen

Für die Einteilung der Erdatmosphäre in vier Entwicklungsstufen gibt es kein verbindliches Modell und der Sprachgebrauch ist sehr unterschiedlich. Die erste Stufe wird recht einheitlich als Uratmosphäre oder auch Primordialatmosphäre bezeichnet, man kann sie jedoch auch als erste Atmosphäre ansprechen. Je nach Begriffswahl werden alle folgenden Entwicklungsstufen durchnummeriert, also entweder, in dem man mit der ersten Atmosphäre fortfährt, oder indem man diese als Synonym zur Uratmosphäre betrachtet und demzufolge die zweite Atmosphäre folgt. Im Weiteren wird die erste Alternative genutzt, es ist jedoch auch zu beachten, dass die Bezeichnung Uratmosphäre bei gröberen Einteilungen bis zum Auftreten größerer Sauerstoffkonzentrationen ausgedehnt wird. Schwankungen in den Konzentrationen der Atmosphärengase gab es auch unabhängig von einer Einteilung in bestimmte Entwicklungsstufen während der gesamten Erdgeschichte. Auch die heutige Atmosphäre bildet keine Ausnahme und ihre Zusammensetzung ist daher auch im Rahmen menschlicher Zeitskalen maximal metastabil. Dabei steht die Atmosphäre in ständiger Wechselwirkung mit den anderen Geosphären, besonders der Hydrosphäre mit deren Ozeanen und der Lithosphäre über den Vulkanismus. Doch auch der Boden und insbesondere die Lebewelt bilden nicht zu unterschätzende Einflüsse. Letztendlich kann daher nur das Zusammenwirken aller Faktoren, samt ihrer zahlreichen Interaktionsmechanismen, eine schlüssige Erklärung dafür geben, wie sich die Atmosphäre in der Vergangenheit entwickelte (Paläoklimatologie) und eventuell in Zukunft entwickeln wird (Klimatologie).

Uratmosphäre

Klimatologie Am Anfang stand die Entstehung der Erde vor etwa 4,56 Milliarden Jahren. Dabei verfügte sie schon sehr früh über eine vermutlich aus Wasserstoff (H₂) und Helium (He) sowie in geringerem Maße aus Methan (CH₄), Ammoniak (NH₃) und einigen Edelgasen bestehende Gashülle, die jedoch aufgrund der geringeren Erdanziehung und schnellen Erdrotation nur recht schwach an den Planeten gebunden war. Sie ging in der Folge innerhalb weniger hundert Millionen Jahre wieder fast vollständig verloren. Verantwortlich hierfür waren die kontraktionsbedingte Erwärmung, der Zerfall von Radionukliden unter Wärmeabgabe und die häufigen Impakte, was bedingt durch die sehr hohen Geschwindigkeiten der einschlagenden Objekte zu einem – zumindest teilweisen – Aufschmelzen der Erde führte. Zu dieser sehr hohen Temperatur, die wohl aufgrund der hohen Teilchengeschwindigkeiten (siehe Atmosphäre) schon allein genügt hätte, die frühe Gashülle der Erde aufzulösen, kam das Einsetzen der Kernfusion in der Sonne. Der daraufhin einsetzende extrem starke Sonnenwind beseitigte wohl auch die letzten Reste der Uratmosphäre, insbesondere der leichten Elemente, und wehte sie in die äußeren Bereiche des Sonnensystems. Aus Spektralanalysen der dortigen Planeten, vor allem von Jupiter und Saturn, stammt dann auch ein Großteil der wissenschaftlichen Theorien bezüglich der frühen Erdatmosphäre.

Erste Atmosphäre

Saturn Mit der Zeit nahmen die Intervalle und Intensitäten der Einschläge immer weiter ab und die Erde konnte sich langsam über die Wärmestrahlung abkühlen. Die geringeren Temperaturen und damit Teilchengeschwindigkeiten der Gase verringerten die Diffusion ins All, was den Aufbau einer Atmosphäre begünstigte. Der in der Folgezeit auftretende Vulkanismus führte zu starken Ausgasungen und schuf damit die erste Atmosphäre. Dabei hatte die Differenzierung der Erde, insbesondere die Bildung eines Eisen-Nickel-Kerns dramatische Auswirkungen auf die Zusammensetzung dieser Ausgasungen. Erdkruste und Mantel zeigten dadurch einen wesentlich höheren Oxidationsgrad und setzten dadurch vorwiegend Kohlenstoffdioxid, Stickstoff und Schwefeldioxid frei, weniger jedoch Methan, Schwefelwasserstoff und Ammoniak. Vor etwas über vier Milliarden Jahren dürfte die damalige Atmosphäre zu etwa 80 % aus Wasserdampf (H₂O), zu 10 % Kohlenstoffdioxid (CO₂) und zu 5 bis 7 % aus Schwefelwasserstoff (H₂S) sowie kleineren Spuren von Stickstoff (N₂), Wasserstoff, Kohlenmonoxid (CO), Helium, Methan und Ammoniak bestanden haben. Dabei handelt es sich um eben jene Produkte des Vulkanismus, wie man sie auch heute noch beobachten kann. Der hohe Anteil des Wasserdampfs erklärt sich dadurch, dass die Atmosphäre zu diesem Zeitpunkt noch zu warm war, um Niederschläge bilden zu können. Es gab also noch keine Gewässer auf der Erde. Der eigentliche Ursprung des Wassers ist umstritten.

Zweite Atmosphäre

Nachdem die Erde ausreichend abgekühlt war kam es zu einem extrem langen Dauerregen von etwa 40.000 Jahren, nach dessen Ende sich die Ozeane gebildet hatten und dementsprechend die anderen Atmosphärengase relativ zum Wasserdampf angereichert wurden. Die hohe UV-Einstrahlung bedingte eine photochemische Zerlegung der Wasser-, Methan- und Ammoniakmoleküle, wodurch sich Kohlenstoffdioxid und Stickstoff ansammelten. Frühe Stoffwechselvorgänge von gärenden und chemolithotrophen Bakterien erhöhten zusätzlich den Gehalt an Stickstoff und auch Methan. Die leichten Gase wie Wasserstoff oder Helium verflüchtigten sich in den Weltraum, vor allem Kohlenstoffdioxid und Schwefelwasserstoff wurden in großen Mengen in den neu entstandenen Ozeanen gelöst. Kohlenstoffdioxid bildet bei Lösung in Wasser Kohlensäure (H₂CO₃), aus der sich durch Dissoziation Hydrogencarbonat-Ionen (HCO₃^-) und Carbonat-Ionen (CO₃^2-) bilden. Carbonat-Ionen bilden mit bestimmten Kationen, insbesondere mit Calcium, schwerlösliche Carbonate, die ausgefällt werden. Dies führte zu großen Ablagerungen am Ozeanboden. Einzig unbeeindruckt zeigte sich daher der inerte Stickstoff. Dieser sammelte sich mit der Zeit an und vor etwa 3,4 Milliarden Jahren schloss sich dann die Entwicklung der dritten Atmosphäre ab. Sie hatte nun Stickstoff als Hauptbestandteil und enthielt in geringeren Mengen auch Wasserdampf, Kohlenstoffdioxid und Argon.

Dritte Atmosphäre

Calcium Der Sauerstoff spielt die Hauptrolle bei der Herausbildung unserer heutigen, der dritten Atmosphäre. Dabei kommt der Photosynthese eine dominante Stellung zu und andere Effekte, wie die Photodissoziation des Wasserdampfs, sind nahezu vernachlässigbar. Obwohl es mit den Cyanobakterien wahrscheinlich schon vor 3,5 Milliarden Jahren erste Lebewesen gab, die oxidative Photosynthese betrieben, zeigte sich deren Effekt auf die Zusammensetzung der Erdatmosphäre sehr spät. Ursache für die zunächst geringe Sauerstoffanreicherung war, dass der in den Ozeanen freigesetzte Sauerstoff chemisch sofort mit anderen Stoffen seiner Umgebung reagierte. Er wurde bei der Oxidation von zweiwertigem Eisen zu dreiwertigem Eisen, also der Bildung von schwer wasserlöslichen Fe(III)-Verbindungen, und bei der Oxidation von Schwefelwasserstoff bzw. Sulfid zu Sulfat verbraucht. Da der Sauerstoff folglich dem Ozeanwasser entzogen wurde und dieses nicht mit Sauerstoff gesättigt werden konnte, gelang zunächst kein Sauerstoff in die Atmosphäre. Auch sulfidische Erze wurden oxidiert, zum Beispiel FeS und FeS₂ zu Fe₂O₃ und Fe₂(SO₄)₃. Die Bändererze geben noch heute Zeugnis von dieser Etappe der Erdgeschichte. Nachdem es schließlich aufgrund der immer geringer werdenden Eisen(II)-Konzentration vor etwa 2,3 Milliarden Jahren zur Entgasung des ersten Sauerstoffs aus den Ozeanen kam, setze sich diese Entwicklung immer weiter fort. So stieg die Sauerstoffkonzentration vor etwa 1,4 Milliarden Jahren auf 0,2 %, vor einer Milliarden Jahre auf 1 % und vor 0,4 Milliarden Jahren auf 2 %. Gleichzeitig ging die Konzentration des Kohlenstoffdioxids zurück. Vor 1,5 Mrd. Jahren treten dann die ersten aeroben Organismen auf, die den Sauerstoff nicht nur unschädlich machen, sondern dabei zusätzlich Energie gewinnen (Atmungskette). Atmung und Photosynthese erreichen dadurch letztlich ein Gleichgewicht. Auch kam es durch die zunehmende Sauerstoffkonzentration vor etwa 750 bis 400 Millionen Jahren zur Bildung von Ozon in höheren Schichten der Atmosphäre und damit einer Abschirmung der Erdoberfläche von UV-Strahlen, was gerade für die Entwicklung des Lebens auf den Kontinenten eine entscheidende Rolle spielte. Der heutige Sauerstoffgehalt von knapp 21 % wurde schließlich vor 350 Millionen Jahren erreicht und blieb seitdem recht stabil.

Jüngere Entwicklung

In jüngster Zeit ist vor allem ein Anstieg in der Konzentration der Treibhausgase zu verzeichnen, allen voran Kohlenstoffdioxid, das seine Konzentration in den letzten hundert Jahren um etwa 40 % erhöht hat. Wichtig ist jedoch nicht nur die Gesamtkonzentration eines Gases über die gesamte Atmosphäre, sondern vielmehr dessen lokale Anreicherung. So ist zum Beispiel Ozon in der Ozonosphäre für alles Leben auf der Erde von entscheidender Bedeutung, jedoch in Höhe der unteren Troposphäre ein Gesundheitsrisiko (Smog). Kategorie:Atmosphäre

Chemische Evolution

Chemische Evolution oder auch präbiotische Evolution ist die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte derjenigen Moleküle, die in Lebewesen von Bedeutung sind. Dabei entstanden aus anorganischen Molekülen durch Einwirkung von Energie organische, präbiotische Moleküle.

Einleitung

Die Rekonstruktion dieser Entwicklungsgeschichte ist schwierig, weil Fossilien und genaue Kenntnisse der geochemischen Verhältnisse der Erde vor ca. 3,8 Milliarden Jahren fehlen. Deshalb existieren verschiedene Hypothesen zum Ablauf der chemischen Evolution. Sie werden hauptsächlich durch Experimente gestützt, die auf Annahmen über die damalige chemische Zusammensetzung der Atmosphäre, Hydrosphäre und Lithosphäre sowie klimatische Bedingungen beruhen. Auf die Ursprünge der Hydrosphäre geht der Artikel Herkunft des irdischen Wassers näher ein. Die Experimente, welche die Hypothesen stützen, reichen momentan nicht aus zur Formulierung einer Theorie, die erklären kann, wie das Leben entstand. So konnte zwar bereits die Entstehung von komplexen Molekülen beobachtet werden, die für biologische Abläufe notwendig sind, jedoch noch keine Bildung eines hinreichenden Systems daraus. Diese Beobachtungen werden aber bereits als großer Erfolg und ausreichend für die Aufstellung der Hypothese gewertet.

Übersicht

Hypothesen zur chemischen Evolution müssen verschiedene Aspekte erklären: # Die abiogene Entstehung der Biomoleküle, d.h. ihre Entwicklung aus nichtlebenden bzw. nichtorganischen Vorläufern. # Die Entstehung sich selbst replizierender und variierender chemischer Informations-Systeme. # Die Entstehung der gegenseitigen Abhängigkeit von Funktion (Enzyme) und Information (RNA, DNA). # Die Umweltbedingungen der Erde vor 4,5 bis 3,5 Milliarden Jahren. Beiträge dazu kommen unter anderem von folgenden Wissenschaftlern:
- Alexander Oparin: Koazervate (siehe unten)
- Harold C. Urey und Stanley L. Miller 1953: Entstehung einfacher Biomoleküle in einer simulierten Uratmosphäre (siehe unten)
- Sydney Fox: Mikrosphären aus Protenoiden (siehe unten)
- Thomas R. Cech (Universität von Colorado) und Sidney Altman (Yale-Universität New Haven Connecticut) 1981: autokatalytisches RNA-Spleißen: „Ribozyme“ vereinigen Katalyse und Information in einem Molekül. Sie vermögen sich aus einer längeren RNA-Kette selbst herauszuschneiden und die verbleibenden Enden wieder zusammenzufügen.
- Walter Gilbert (Harvard Universität Cambridge) entwickelt 1986 die Idee der RNA-Welt (siehe unten)
- Manfred Eigen (Max-Planck-Institut für biophysikalische Chemie Göttingen): Evolution von RNA-Protein-Ensembles. Hyperzyklus.
- Julius Rebek jr. (MIT Cambridge) stellt ein künstliches Molekül her (Aminoadenosintriazidester), das sich in Chloroformlösung selbst repliziert. Allerdings sind die Kopien identisch mit der Vorlage, so dass eine Evolution für diese Moleküle nicht möglich ist.
- John B. Corliss (Goddard-Raumfahrtzentrum der NASA): Hydrothermale Schlote der Meere liefern Energie und Chemikalien, die eine von Meteoriten-Einschlägen weitgehend ungestörte chemische Evolution ermöglichen. Heute noch sind sie Lebensraum für die in vielen Merkmalen sehr urtümlichen Archaebakterien (Archaea).
- Günter Wächtershausen (München): Die ersten sich selbst replizierenden Strukturen mit Stoffwechsel sind auf der Oberfläche von Pyrit entstanden. Das Eisensulfid des Pyrits hat hierzu die notwendige Energie geliefert. Mit den wachsenden und wieder zerfallenden Pyritkristallen konnten diese Systeme wachsen und sich vermehren und die verschiedenen Populationen unterschiedlichen Umweltbedingungen (Selektionsbedingungen) ausgesetzt werden.
- A. G. Cairns-Smith (Universität Glasgow) und David C. Mauerzall (Rockefeller-Universität New York) sehen in Tonmineralien ein System, das zunächst selbst einer chemischen Evolution unterworfen ist, wodurch viele verschiedene, sich selbst replizierende Kristalle entstehen. Diese Kristalle ziehen auf Grund ihrer elektrischen Ladung organische Moleküle an und katalysieren die Synthese komplexer Biomoleküle, wobei der Informationsgehalt der Kristallstrukturen zunächst als Matrize dient. Diese organischen Gebilde werden immer komplexer, bis sie sich ohne Hilfe der Tonmineralien vermehren können.
- Mark Dörr et al. (Max-Planck-Institut für Biogeochemie Jena) zeigen 2003, dass Eisensulfid die Synthese von Ammoniak aus molekularem Stickstoff katalysieren kann. Noch steht eine einheitliches Modell zur chemischen Evolution aus, möglicherweise weil grundlegende Prinzipien noch nicht entdeckt wurden.

Vorüberlegungen

Biomoleküle

Die präbiotische Entstehung der komplexen organischen Moleküle kann in drei Schritte unterteilt werden: #Entstehung einfacher organischer Moleküle (Alkohole, Säuren, Heterozyklen wie Purine und Pyrimidine) aus anorganischen Stoffen. #Entstehung der Grundbausteine (Einfachzucker, Aminosäuren, Pyrrole, Fettsäuren, Nukleotide) komplexer organischer Moleküle aus einfachen organischen Molekülen. #Entstehung der komplexen organischen Moleküle aus den Grundbausteinen. Die Elementaranalyse dieser Moleküle führt zu der Frage, welche anorganischen Verbindungen zu ihrer Entstehung notwendig waren. Alle Hypothesen gehen davon aus, dass neben Wasser und Phosphat zunächst nur die reduzierten Formen in ausreichender Menge zur Verfügung standen, da die Uratmosphäre kaum molekularen Sauerstoff enthielt. Als Energiequelle werden UV-Strahlen, Wärme vulkanischer Prozesse, ionisierende Strahlen radioaktiver Prozesse und elektrische Entladungen angenommen.

Entwicklung der Erdatmosphäre

Hauptartikel: Entwicklung der Erdatmosphäre Die Entwicklung der Erdatmosphäre ist ein Teil der chemischem Evolution und zudem ein wichtiges Element der Klimageschichte. Sie wird heute in vier wesentliche Entwicklungsstufen unterschieden. Am Anfang stand die Entstehung der Erde vor etwa 4,56 Milliarden Jahren. Dabei verfügte sie schon sehr früh über eine vermutlich aus Wasserstoff (H₂) und Helium (He) bestehende Gashülle, die jedoch wieder verloren ging. Durch die langsame Abkühlung der Erde und den dabei auftretenden Vulkanismus kam es zu einer umfangreichen Ausgasung aus dem Erdinneren. Die dadurch erzeugte Atmosphäre bestand zu etwa 80 % aus Wasserdampf (H₂O), zu 10 % aus Kohlenstoffdioxid (CO₂) und zu 5 bis 7 % aus Schwefelwasserstoff. Dabei handelt es sich um eben jene Produkte des Vulkanismus, wie wir sie auch heute noch beobachten können. Der hohe Anteil des Wasserdampfs erklärt sich dadurch, dass die Atmosphäre zu diesem Zeitpunkt noch zu warm war, um Niederschläge bilden zu können. Es gab also noch keine Gewässer auf der Erde. Der eigentliche Ursprung des Wassers ist umstritten. Vor allem aus Wasser, Methan und Stickstoff können sich unter den Bedingungen der frühen Erde zunächst kleine organische Moleküle (Säuren, Alkohole, Aminosäuren), später auch organische Polymere (Polysaccharide, Fette, Polypeptide) bilden, die in der oxidierenden Atmosphäre nicht stabil gewesen wären. Nachdem die Temperatur der Atmosphäre unter den Siedepunkt des Wassers fiel, kam es zu einem extrem langen Dauerregen, nach dessen Ende sich die Ozeane gebildet hatten und dementsprechend die anderen Atmosphärengase relativ zum Wasserdampf angereichert wurden. Die hohe UV-Einstrahlung bedingte eine photochemische Zerlegung der Wasser-, Methan- und Ammoniakmoleküle, wodurch sich Kohlenstoffdioxid und Stickstoff ansammelten. Die leichten Gase wie Wasserstoff oder Helium verflüchtigten sich in den Weltraum, vor allem Kohlenstoffdioxid wurde in großen Mengen in den Ozeanen gelöst, wodurch ihr Wasser angesäuert wurde, der pH-Wert sich auf etwa 4 absenkte. Der inerte Stickstoff blieb unverändert, sammelte sich mit der Zeit an und bildete vor etwa 3,4 Milliarden Jahren den Hauptbestandteil der Atmosphäre. Die Entwicklung von Lebewesen, die Kohlenstoffdioxid assimilierten, führte zu einer Verringerung der CO₂-Konzentration, wodurch der pH-Wert der Gewässer etwas anstieg. Der Sauerstoff spielt die Hauptrolle bei der weiteren Entwicklung hin zu unserer heutigen Atmosphäre. Er wurde durch das Auftreten von Lebewesen mit oxygener Photosynthese gebildet, und zwar vor etwa 3,5 Milliarden Jahren; vermutlich waren es Cyanobakterien oder Cyanobakterien-ähnliche Prokaryoten. Deren CO₂-Assimilation führte zwar zu einem weiteren Absinken der Kohlenstoffdioxidkonzentration, die Sauerstoffkonzentration der Atmosphäre blieb jedoch gering. Der Grund dafür ist, dass O₂ in den Ozeanen sofort zur Oxidation von zweiwertigen Eisenionen verbraucht wurde und sich erst nach deren Knappheit vor etwa zwei Milliarden Jahren langsam ansammelte. Der sehr reaktive Sauerstoff oxidiert leicht die empfindlichen organischen Biomoleküle und stellte damit für die frühen Organismen einen selektierenden Umweltfaktor dar. Ein Teil der obligat anaeroben Organismen kann sich in Sauerstoff-freie Lebensräume zurückziehen, ein anderer Teil entwickelt Enzyme (zum Beispiel Peroxidasen und Katalasen), die toxische Peroxide unschädlich machen. Diese Enzyme haben einen gemeinsamen Ursprung mit den Enzymen der Redoxketten der Photolyse des Wassers und der Atmung. Vor einer Milliarden Jahre überstieg die Sauerstoffkonzentration die Marke von einem Prozent, wodurch sich wenige hundert Millionen Jahre später eine erste Ozonschicht bilden konnte. Der heutige Sauerstoffgehalt von knapp 21 % wurde schließlich vor 350 Millionen Jahren erreicht und blieb seitdem recht stabil.

Die Rolle des Wassers für die Evolution des Lebens

Leben wie wir es kennen (bzw. definieren), benötigt Wasser als universelles Lösungsmittel. Es hat Eigenschaften, die nach akzeptiertem naturwissenschaftlichen Verständnis die Entstehung von Leben ermöglichen (siehe auch anthropisches Prinzip). Möglicherweise kann Leben unabhängig von Wasser entstehen und existieren, es gilt jedoch als gesichert, dass die Anwesenheit von flüssigem Wasser (in einem bestimmten Gebiet oder auf einem bestimmten Planeten, z.B. Mars) unsere Art Leben nicht nur ermöglicht, sondern sein Entstehen sogar sehr wahrscheinlich macht. Für die Entstehung des Lebens sind folgende Eigenschaften des Wassers relevant:
- Wasser ist in einem Temperatur-Bereich flüssig, in dem organische Moleküle stabil sind.
- Wasser ist als polares Medium für chemische Reaktionen besonders geeignet, da es eine homogene Durchmischung ermöglicht, eine hohe Wärmekapazität hat und somit überschüssige Reaktionswärme aufnimmt, und Protonen für Katalysen zur Verfügung stellen kann.
- Wasser weist global geringe Schwankungen in Temperatur und osmotischen Werten auf (lokal können große Unterschiede entstehen), was zu einem global ausgeglichenen Klima führt.
- Wasser absorbiert die für Makromoleküle schädliche UV-Strahlung. Diese durchdringt aber gefrorenes Wasser (Eis) bis zu einer gewissen Tiefe.
- Wasser, in dem Stoffe gelöst sind, z.B. Meerwasser, bildet beim Ausfrieren Bereiche unterschiedlicher Stoffkonzentrationen, die von Eismembranen umgeben sind (siehe Meereis-Hypothese). Diese Kompartimentierung und die entstehenden Konzentrationsgefälle werden als notwendig für die Entstehung von biologisch aktiven Molekülen angesehen.

Experimente

Das Miller-Experiment

Eine der bekanntesten Hypothesen zur Evolution wurde in den zwanziger Jahren des 20. Jahrhunderts vom russischen Forscher A. I. Oparin und dem britischen J. B. S. Haldane veröffentlicht. Die Theorie besagte, dass die Bedingungen der Erde von damals chemische Reaktionen begünstigte. Aus anorganischen Verbindungen der Atmosphäre und des Meeres sollen organische Verbindungen synthetisiert worden sein. Die nötige Energie wurde durch die sehr intensiv