Die Geburt des blauen Planeten
Der Mond hat mit 3476 km etwa ein Viertel des Durchmessers der Erde und weist mit 3,345 g/cm³ eine geringere mittlere Dichte als die Erde auf. Aufgrund seines im Vergleich zu anderen Monden recht geringen Größenunterschieds zu seinem Planeten bezeichnet man Erde und Mond gelegentlich auch als Doppelplanet. Seine im Vergleich zur Erde geringe mittlere Dichte blieb auch lange ungeklärt und sorgte für zahlreiche Theorien zur Entstehung des Mondes. Das heute weithin anerkannte Modell zur Entstehung des Mondes besagt, dass vor etwa 4,5 Milliarden Jahren ein Himmelskörper von der Größe des Mars nahezu streifend mit der Protoerde kollidierte. Dabei wurde viel Materie, vorwiegend aus der Erdkruste und dem Mantel des einschlagenden Körpers, in eine Erdumlaufbahn geschleudert, ballte sich dort zusammen und formte schließlich den Mond. Der Großteil des Impaktors vereinte sich mit der Protoerde zur Erde. Nach aktuellen Simulationen bildete sich der Mond in einer Entfernung von rund drei bis fünf Erdradien, also in einer Höhe zwischen 20.000 und 30.000 Kilometern. Durch den Zusammenstoß und die freiwerdende Gravitationsenergie bei der Bildung des Mondes wurde dieser aufgeschmolzen und vollständig von einem Ozean aus Magma bedeckt. Im Laufe der Abkühlung bildete sich eine Kruste aus den leichteren Mineralen aus, die noch heute in den Hochländern vorzufinden sind. Hier weiterlesen bei Wiki.
Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie mit einem Anteil von 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt etwa 1,39 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt.
Ihr durchschnittlicher Abstand von der Erde beträgt ungefähr 150 Millionen Kilometer. Die Erde kommt der Sonne bei ihrem Perihel-Durchgang um den 3. Januar (2.–4. Januar) bei 147,099 Mio. km am nächsten, die größte Entfernung hat sie bei ihrem Aphel-Durchgang um den 5. Juli (3.–6. Juli) bei 152,096 Mio. km. Durch ihre Oberflächentemperatur von 5.778 K (siehe auch Schwarzkörperstrahlung) fällt die Sonne in die Spektralklasse G2 und hat die Leuchtkraftklasse V. Der G2V Stern ist daher ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Die Sonne gehört im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Hauptreihe an und ihr Alter wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.
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 (Sackmann, 1993). Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren. Hier weiterlesen bei Wiki.
Das Klima der Erde wandelt sich über lange Zeiträume hinweg. So wechselten sich im Pleistozän immer wieder Warm- und Kaltzeiten gegenseitig ab und tun dies vielleicht auch noch bis heute (Holozän). Anhand von Klimaarchiven wie arktischen Eisbohrkernen, geologischen Ablagerungen (Sedimente), Fossilien und Jahresringen versteinerter Bäumen lassen sich diese Klimaveränderungen über viele Perioden zurückverfolgen. Je mehr man dabei in die Vergangenheit vordringt, desto weniger Datenmaterial steht zur Verfügung, und man ist gezwungen, immer größere Zeiträume zu betrachten, bis man schließlich Ungenauigkeiten erreicht, die mehrere Millionen Jahre ausmachen können. Dadurch werden Effekte wie die längerfristige Änderung der Solarkonstante, die Kontinentaldrift und die Erdbahnvariabilität von immer entscheidenderer Bedeutung, während diese bei kurzfristigen Klimawandelprozessen von anderen Faktoren überlagert werden und nur eine geringe Rolle spielen. Allein durch diese unterschiedliche zeitliche Perspektive wandelt sich jedoch auch der Klimabegriff, was bei einer Nichtberücksichtigung dieses Effekts zu Widersprüchlichkeiten zwischen der Paläontologie/Geologie und der Klimatologie führen kann. Korrigiert man jedoch die zeitliche beziehungsweise teilweise auch räumliche Perspektive, so lösen sich diese Widersprüchlichkeiten in der Regel auf.
Mit Beginn der Industrialisierung im 19. Jahrhundert erhöhten die Menschen den Anteil an Treibhausgasen in der Atmosphäre. Besonders das Verbrennen fossiler Brennstoffe trug dazu bei, dass sich der Anteil von Kohlendioxid (CO2) in der Atmosphäre von 280 ppm (Teile pro Million) auf gegenwärtig über 380 ppm erhöht hat. Hinzu kommen beträchtliche Emissionen von Methan besonders durch Tierzucht sowie von weiteren Treibhausgasen. Ein weiterer bedeutender Faktor ist großflächige Entwaldung. In der Folge erhöhte sich zwischen 1906 und 2005 die globale Durchschnittstemperatur um 0,74 °C ± 0,18 °Celsius. Bis zum Ende des 21. Jahrhunderts erwartet das so genannte Intergovernmental Panel on Climate Change (IPCC), dass sich die Erdtemperatur um weitere 1,1 bis 6,4 °C erhöhen wird. Die Veränderungen der Zusammensetzung der Atmosphäre und die dadurch hervorgerufene Temperaturerhöhung sind mit zahlreichen und zum Teil schwerwiegenden Folgen verbunden, zu denen steigende Meeresspiegel, aussterbende Arten und immense Schäden für menschliche Gemeinschaften gezählt werden. Hier weiterlesen bei Wiki.
Die heute allgemein anerkannte Theorie zur Beschreibung der großräumigen Struktur des Universums ist die allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein. Auch die Quantenphysik hat wichtige Beiträge zum Verständnis speziell des frühen Universums geliefert, in dem die Dichte und Temperatur sehr hoch waren und viele Prozesse unter Beteiligung von Elementarteilchen abliefen (Astroteilchenphysik). Wahrscheinlich wird ein erweitertes Verständnis des Universums erst erreicht, wenn die Physik eine Theorie entwirft, die die allgemeine Relativitätstheorie mit der Quantenphysik vereint. Diese wird T.O.E. (Theory Of Everything) oder auch Weltformel genannt. In dieser Theorie der Quantengravitation sollen die vier Grundkräfte der Physik (elektromagnetische Kraft, Gravitation, starke und schwache Kernkraft) einheitlich erklärt werden. Manche Physiker vermuten heute, dass es sogar noch eine fünfte Kraft geben könnte. Dieses könnte unter Umständen auch erklären, warum es den Physikern nicht gelingt, die allgemeine Relativitätstheorie mit der Quantenphysik in Einklang zu bringen. Schon Albert Einstein hat sich viele Jahre um die Aufstellung einer solchen allumfassenden Theorie bemüht – ohne Erfolg. Zudem waren in seinem Konzept die starke und schwache Wechselwirkung nicht enthalten, so dass seine Suche nach der Weltformel auch von daher – weil unvollständig – zum Scheitern verurteilt war. Erst in den 1960er Jahren standen die mathematischen Voraussetzungen für die Entwicklung einer Vereinigungstheorie zur Verfügung – und die Jagd der Physiker nach diesem großen einheitlichen Bild von der Welt begann.
Die Kosmologie, ein Teilgebiet sowohl der Physik als auch der heutigen Philosophie der Naturwissenschaften, befasst sich mit dem Studium des Universums und versucht Eigenschaften des Universums wie beispielsweise die Frage nach der Feinabstimmung der Naturkonstanten zu beantworten. Hier weiterlesen bei Wki.