Erde

[905] Erde (lat. Terra; hierzu die »Erdkarte«), der von uns bewohnte Weltkörper, ein Planet im Sonnensystem. Die Betrachtung der E. als Glied des Sonnensystems belehrt uns über die Stellung der E. zu der Sonne und den übrigen Gliedern des Sonnensystems, über ihre Bewegung etc. Bei der Betrachtung der E. als besonderer Weltkörper suchen wir ihre Gestalt und Größe zu bestimmen und die Lage der einzelnen Punkte auf ihr durch astronomische Methoden festzustellen. Beide Disziplinen bilden die astronomische (oder mathematische) Geographie. Die Bestimmung der Dichtigkeit und Temperatur der E., ihrer magnetischen Eigenschaften, der Verteilung von Festem, Flüssigem und Luftförmigem auf ihr, der verschiedenen Oberflächengestaltung und geognostischen Zusammensetzung, Klima, Verteilung von Pflanzen und Tieren bildet den Gegenstand der physikalischen Geographie.

I. Gestalt und Bewegung der Erde.

Die Griechen der ältesten Zeit hielten die E. für eine platte, kreisförmige Scheibe, umflossen vom Okeanos und überwölbt von dem auf Säulen ruhenden Himmelsgewölbe, als dessen westlichste Stütze der Atlas galt. Doch schan Anaximander und Pythagoras lehrten die Kugelgestalt der E., und mit besonderm Nachdruck wies Eudoxos (350 v. Chr.) auf dieselbe hin, Archimedes aber versuchte einen aprioristischen Beweis dafür zu geben. Das Wasser, sagt er, nimmt immer die tiefste Stelle ein, folglich müssen alle Punkte des Meeres gleich tief stehen und mithin gleich weit von einem gemeinsamen Mittelpunkt entfernt sein; da aber diese Eigenschaft nur der Kugel zukommt, so muß der Ozean und folglich die ganze E. Kugelgestalt haben. Später herrschte unter den Gebildeten über die Kugelgestalt der E. kein Zweifel mehr, so bei Cicero, Plutarch u.a., erst beim Beginn des Mittelalters wurde wieder versucht, der E. eine andre Gestalt zuzuschreiben, und namentlich die Kirchenväter waren Gegner der Lehre von der Kugelgestalt der E., ja selbst bis zum 15. Jahrh. wurde auf Grund gewaltsamer Deutung einzelner Bibelstellen diese Lehre bestritten. Die wichtigsten populären Gründe für dieselbe sind folgende: die kreisförmige Gestalt des Horizonts, die wir überall wahrnehmen, wo die Aussicht frei und ungehindert ist, und die Erweiterung des kreisförmig bleibenden Horizonts mit der Erhebung des Standpunktes des Beobachters in Verbindung mit dem Umstand, daß man von hohen Gegenständen (Kirchtürmen, Bergen), denen man sich nähert, die Spitzen zuerst sieht, bei einem näherkommenden Schiffe zuerst die Mastspitze erscheint; die Reisen um die E.; die Mondfinsternisse, die den Erdschatten auf der Mondscheibe immer kreisförmig zeigen; die verschiedene Höhe der Gestirne an verschiedenen Orten in Verbindung[905] mit dem Umstand, daß bei einer Wanderung von N. nach S. im N. allmählich Sterne unter dem Horizont verschwinden, im S. dagegen neue ausgehen. Fügen wir zu dem Gesagten noch den schon von Archimedes aufgestellten Grund hinzu, der sich aus den Gesetzen der Attraktion und dem Verhalten der Flüssigkeiten ergibt, indem letztere überall, wo sie durch keine Kraft daran gehindert werden, die Kugelgestalt der Wassertropfen annehmen, so haben wir auch noch einen rein aprioristischen Beweis, der, mit der Theorie von der Achsendrehung in Verbindung gesetzt und wissenschaftlich durchgeführt, nicht bloß die Kugelgestalt der E. im allgemeinen, sondern die Modifikation derselben, die Abplattung (s. unten), nachweist.

Aristoteles sah die E. als eine im Weltraum ruhend schwebende Kugel an, um die Sonne, Mond und die andern Gestirne ihre tägliche Bewegung machen; nur der Polarstern erschien als der feste, unverrückbare Punkt. Kopernikus zeigte, daß diese tägliche Bewegung der Gestirne um die E. nur scheinbar ist, und daß die E. sich in 24 Stunden Sternzeit (23 Stunden 56 Minuten 4,1 Sekunden mittlerer Zeit) einmal in der Richtung von W. nach O. um ihre Achsedreht. Diese Rotationszeit, der Sterntag, ist vollständig unveränderlich. Kopernikus hatte keinen direkten Beweis für die Achsendrehung der E. Den ersten lieferte die Beobachtung von Richer in Cayenne 1672, daß seine in Paris regulierte Pendeluhr täglich um ungefähr 2,5 Minuten nachging, und daß eine Verkürzung des Sekundenpendels um 11/4 Pariser Linie notwendig war, um einen richtigen Gang der Uhr herzustellen. Als dann dieselbe Uhr nach der Rückkehr nach Paris täglich um 148 Sekunden voreilte und wieder eine Verlängerung des Pendels notwendig wurde, erklärte Newton die Erscheinung durch eine Verminderung der Schwere am Äquator, hervorgerufen durch die bei der Drehung der E. um ihre Achse entstehende Zentrifugalkraft, die dort größer ist als in höhern Breiten, weil jeder Punkt am Äquator im Laufe von 24 Stunden einen größern Kreis beschreibt als weiter nördlich oder südlich, außerdem wirkt sie am Äquator mit ihrem ganzen Betrag der Schwere entgegen, während in höhern die in der Ebene des Parallelkreises wirkende Zentrifugalkraft mit der Schwere einen Winkel bildet, welcher der geographischen Breite gleich ist. Newton wurde dadurch zugleich zu der Überzeugung von einer elliptischen Krümmung des Erdmeridians und einer an den Polen abgeplatteten Form unsers Planeten geführt, welche Ansicht auch im folgenden Jahrhundert durch die Gradmessungen in Lappland und Peru bestätigt wurde. Auch die Fallversuche liefern, wie Newton zeigte, einen Beweis für die Rotation der E. Wenn aus einem höher liegenden Punkt ein Körper herabfällt, so behält er die seinem Ausgangspunkt entsprechende größere Geschwindigkeit während des Falles bei und eilt daher dem senkrecht unter dem Ausgangspunkt liegenden Punkte der E. in der Richtung nach O. voraus, er muß also weiter östlich auf die E. fallen. Die Versuche, die Benzenberg 1802 am Michaelisturm zu Hamburg bei 235 Fuß und 1804 in einem Kohlenschacht bei Schlebusch in der Grafschaft Mark bei 262 Fuß Fallhöhe machte, ergaben in der Tat die geforderte Abweichung, ebenso Reichs Versuche 1831 im Dreibrüderschacht bei Freiberg bei 488 Fuß Fallhöhe. Den schlagendsten Beweis für die Achsendrehung der E. hat 1851 Foucault mit seinem Pendelversuch geliefert (vgl. Foucaults Pendelversuch). Einen andern Beweis liefern die Erscheinungen der Passatwinde und Monsune, die darauf beruhen, daß ein von N. nach S. vorrückender Luftstrom aus den nördlichen Gegenden eine geringere Geschwindigkeit nach O. mitbringt, als den Gegenden zukommt, in die er strömt, daher er mehr und mehr als Ostwind erscheint, während umgekehrt ein von S. nach N. strömender Wind mehr und mehr eine westliche Richtung annimmt.

Die Rotationsachse der E., die Erdachse, schneidet die Oberfläche der E. in den beiden Polen, der uns zunächst liegende ist der Nord-, der andre der Südpol. Jede durch die Pole gehende Ebene schneidet die E. in einem Meridian, eine Ebene senkrecht zur Achse durch den Erdmittelpunkt gelegt, schneidet die Oberfläche in einem-größten Kreis, der alle Meridiane halbiert und Äquator (Gleicher), bei den Seeleuten Linie genannt wird. Ebenen, die der Äquatorebene parallel sind, schneiden die Oberfläche in Parallelkreise. Mittels dieser Kreise kann man die Lage eines Punktes der Erdoberfläche durch Länge und Breite bestimmen.

Zur Bestimmung der Größe und Gestalt der E. wurden Messungen einzelner Meridianbogen in verschiedenen Breiten ausgeführt. Diese Messungen haben im 18. Jahrh. dargetan, daß die E. nicht eigentlich kugelförmig ist, sondern daß sie angenähert die Gestalt eines an den Polen abgeplatteten Rotationsellipsoids besitzt. Die Bestimmung der Dimensionen dieses Rotationsellipsoids oder Sphäroids und zwar besonders-der Abplattung, d.h. den Unterschied zwischen Äquatorial- und Polarhalbmesser, ausgedrückt in Teilen des ersten, geschieht geometrisch durch Gradmessungen. Da der Meridian eines abgeplatteten Rotationsellipsoids eine Ellipse ist, deren kleine Achse die Polarachse ist, so ist ihre Krümmung am Äquator stärker als am Pol, und das Stück derselben, das zwischen zwei um 1° gegeneinander geneigten Normalen der Kurve eingeschlossen ist, ist also in höhern Breiten größer als näher am Äquator. Die Vergleichung zweier in verschiedenen Breiten gemessenen Meridiangrade muß also die Gestalt der Meridiankurve und einen Wert der Abplattung ergeben. Auf Grund von zehn Messungen einzelner Meridiangrade leitete Bessel 1837–41 die unten mitgeteilten Dimensionen eines abgeplatteten Erdellipsoids ab, die jetzt nach häufig benutzt werden; die beste Bestimmung aus neuern Gradmessungen ist die von Clarke (1830).

Tabelle

Aus den Clarkeschen Werten folgt die Länge des Erdäquators zu 40,075,719 m, die Oberfläche der E. zu 510 Mill. qkm, ihr Volumen zu 1,083 Billionen ckm, die Länge eines Meridiangrades am Äquator zu 110,563 m, in 50° Breite (der Breite von Mitteldeutschland) zu 111,232 m, die Länge von 1° des Parallelkreises in 50° Breite zu 71,702 m.

Die physikalische Methode der Gestaltbestimmung der E. stützt sich auf den Satz der Mechanik, daß eine rotierende heterogene Flüssigkeitsmasse, falls ihre Gestalt und Massenanordnung von derjenigen auf konzentrischen Kugelflächen nur um sehr kleine Beträge abweicht, eine Gleichgewichtsfigur annimmt, die mit einem Rotationsellipsoid sehr nahe identisch ist. Da die E. von der Kugelgestalt nur sehr wenig abweicht und die Verteilung der Massen in ihr nahezu konzentrisch ist, so muß ihre Gestalt einem Rotationsellipsoid[906] sehr nahe kommen. Die Attraktionstheorie lehrt die Anziehung rotierender Ellipsoide für beliebige Punkte der Oberfläche durch eine einfache Formel ausdrücken. In dieser Formel kommt außer der geographischen Breite des Punktes das Achsenverhältnis des Ellipsoids, die Masse und die Umdrehungsgeschwindigkeit der E. vor. Diese Anziehung ist aber die Schwerkraft, die man an jedem Punkte der E. mittels des Pendels bestimmen kann, da sie überall der Länge des Sekundenpendels proportional ist. Durch Benutzung zweier beliebiger Messungen der Schwerkraft kann man so einen Wert für die Abplattung der E. unabhängig von der Kenntnis der Erdmasse ableiten. Durch Benutzung zahlreicher über die E. verteilter Schweremessungen hat sich der Wert der Abplattung 1: 289 ergeben; die Abweichung von dem aus Gradmessungen gefundenen Werte rührt von einer früher nicht hinlänglich gewürdigten Fehlerquelle, den Lotstörungen, her. Die Richtung und Intensität der Schwerkraft an der Erdoberfläche wird durch die unregelmäßige Massenverteilung auf derselben wesentlich beeinflußt. Das Lot erfährt Ablenkungen von der normalen Richtung, und zwar wird es nach der Richtung hin gezogen, in der sich überwiegende Kontinental- oder Gebirgsmassen in der Nähe befinden, anderseits bewirken unterirdische Hohlräume abstoßende Wirkungen auf das Lot. Die Resultate der Gradmessungen sind aber mit den Lotablenkungen behaftet und müssen deshalb einen andern Wert für die Abplattung ergeben als die Pendelbeobachtungen. Die Lotstörungen haben nun gezeigt, daß die Erdgestalt kein Sphäroid sein kann, daß vielmehr die unsern Erdkörper umschließende Fläche, die wir uns durch die Meeresfläche oder deren kanalartige Fortsetzung unterhalb der Kontinente vertreten denken können, überhaupt keine geometrisch regelmäßige Gestalt besitzt, sondern eine krumme Fläche ist, auf der die Schwerkraftrichtungen aller Punkte der E. senkrecht stehen, und die sich in Hinsicht der Höhenlage der physischen Erdoberfläche möglichst anpaßt. Diese Fläche, die also eine Niveaufläche des Schwere- und Schwungkraftpotentials ist (vgl. Potential), nennt man das Geoid (griech., »der E. ähnlich«). Die Abweichungen des Geoids von einem Rotationsellipsoid sind aber im Vergleich mit den Erddimensionen selbst ziemlich klein (in Deutschland nach Helmert nur 5–10 m), so daß es für die Praxis der Geodäsie ganz gerechtfertigt ist, das Geoid mit einem zweiachsigen abgeplatteten Rotationsellipsoid in nahe Beziehung zu bringen, das man als Referenzellipsoid bezeichnet. Die Differenz zwischen der astronomisch bestimmten und geodätisch ermittelten Lotrichtung eines Punktes der Erdoberfläche ergibt die Lotabweichung und daraus die Abweichung des Geoids vom Referenzellipsoid.

Die Gestalt der E. übt einen Einfluß auf die Bewegungen des Mondes aus, infolgedessen können wir aus letztern auch wieder auf die Gestalt der E. zurückschließen und einen mittlern Wert der Abplattung, unabhängig von den vorhandenen Unregelmäßigkeiten der Oberfläche und von der verschiedenen Dichtigkeit der Gesteine, bestimmen. Laplace hat auf diese Weise fast dasselbe Resultat der Abplattung wie bei den Gradmessungen, nämlich 1: 299, Helmert aus Hansens Mondtheorie den Wert 1: 297,8 abgeleitet.

Die E. nimmt in der Reihe der Planeten des Sonnensystems in bezug auf die Entfernung von der Sonne die dritte Stelle ein (s. Tafel »Planeten system«), übertrifft an Größe die Planeten Merkur, Venus und Mars und die Asteroiden, wird aber selbst von Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun bedeutend übertroffen, und ihre Masse ist selbst nur = 1/324439 = der Sonnen masse. Ihre mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 149,5 Mill. km oder 20 Mill. Meilen, und da die Exzentrizität der Erdbahn = 0,01677 ist, so kann die jeweilige Entfernung um höchstens 1/60 größer oder kleiner werden als der Mittelwert. Die Umlaufszeit beträgt siderisch 365,25636 Tage oder 365 Tage 6 Stunden 9 Minuten 9 Sekunden, tropisch 365,24220 Tage oder 365 Tage 5 Stunden 48 Minuten 46 Sekunden. Da die Länge der Erdbahn 936 Mill. km beträgt, legt die E. in jeder Sekunde 29,7 km zurück.

Die Bewegung der E. um die Sonne spiegelt sich ab in scheinbaren jährlichen Ortsveränderungen der Fixsterne, und die Fixsternparallaxen liefern so auch einen direkten Beweis für die Bewegung der E. um die Sonne, ebenso wie die Aberration (s. d.).

So wie die tägliche Umdrehung der E. um ihre Achse zur Folge hat, daß die Sonne scheinbar im Laufe eines Tages in der Richtung von O. nach W. einen Kreis am Himmel beschreibt, dessen Ebene senkrecht auf der Weltachse steht, so bewirkt die Bewegung der E. um die Sonne, daß die letztere im Laufe eines Jahres unter den Fixsternen einen größten Kreis beschreibt, in dem sie täglich um ungefähr 59 Bogenminuten in der Richtung von W. nach O. vorrückt. Dieser größte Kreis, die Ekliptik oder scheinbare Sonnenbahn, bildet mit dem Äquator einen Winkel von ungefähr 231/2°, die Schiefe der Ekliptik. Infolge dieser jährlichen Bewegung der Sonne ist die Zeit von einer Kulmination der Sonne bis zur nächsten oder der wahre Sonnentag etwas länger als der Sterntag und die Dauer des Sonnentags nicht immer gleich (vgl. Sonnenzeit); andernteils aber ist sie auch die Ursache der täglichen Änderung der Deklination der Sonne und damit der Änderung der Punkte des Auf- und Untergangs und der Tageslänge. An zwei Tagen im Jahre, 21. März und 23. Sept., geht die Sonne genau im O. auf und im W. unter; es ist dies die Zeit, wenn Tag und Nacht gleich sind, die Zeit der Frühlings- und Herbstnachtgleichen oder Äquinoktien; vom 21. März dagegen bis zum 21. Juni rückt die Sonne beim Auf- und Untergang weiter nach N. vor und beschreibt einen täglich höher steigenden Bogen am Himmel; die Tage werden länger, die Nächte kürzer, die Strahlen der Sonne fallen unter steilerm Winkel auf und erwärmen daher mehr, bis endlich 21. Juni die Sonne am weitesten nach N. vorgerückt ist und ihren höchsten Bogen beschreibt. Von da an rückt sie beim Auf- und Niedergang wieder dem Ost- und Westpunkt näher und kulminiert täglich weniger hoch; die Tage werden kürzer, bis 23. Sept. wieder Tag und Nacht gleich sind. Von nun an geht die Sonne täglich südlicher auf und unter, die Tage werden immer noch kürzer, bis die Sonne endlich 21. Dez. ihren niedrigsten Stand erreicht, ihre Strahlen am schiefsten auffallen und am wenigsten erwärmen und sie nun wieder von da zurückzukehren beginnt. Die beiden äußersten Punkte, zu denen die Sonne scheinbar nach N. und S. vorrückt, nennt man die Solstitien, auch Sonnenwenden: den höchsten oder nördlichsten, den sie 21. Juni erreicht, das Sommer-, den tiefsten oder südlichsten, 21. Dez., das Wintersolstitium. Sie liegen beide um 231/2° vom Himmelsäquator entfernt, und die durch sie gehenden Parallelkreise, welche die Sonne 21. Juni und 91. Dez. beschreibt, heißen Wendekreise, jener der des Krebses, dieser der des Steinbockes. Dieser[907] täglich wechselnde Stand der Sonne ist Grund der verschiedenen Tages- und Nachtlängen und der Jahreszeiten. Für alle Orte des Äquators sind Tag und Nacht stets einander gleich; nach den Polen hin wird der Unterschied zwischen dem längsten und kürzesten Tag immer größer, und innerhalb der beiden Polarkreise, d.h. der Parallelkreise von 661/2° nördl. und südl. Breite, herrscht während einer gewissen Jahreszeit beständig Tag, während der entgegengesetzten beständig Nacht. Mit der wechselnden Tageslänge stehen ferner die Jahreszeiten (im astronomischen Sinn) im Zusammenhang. Mit der Frühlingsnachtgleiche, 21. März, beginnt auf der nördlichen Erdhälfte der Frühling (auf der südlichen der Herbst) und dauert bis zur Sommersonnenwende, d.h. bis zum längsten Tag, an dem die Sonne mittags senkrecht steht über den Punkten des Parallelkreises von 231/2° nördl. Br. auf der E., den man gleich dem entsprechenden Parallelkreis am Himmel den Wendekreis des Krebses nennt. Von da an beginnt mit abnehmender Tageslänge unser Sommer (auf der Südhemisphäre der Winter), der bis zum Tage des Herbstäquinoktiums, 23. Sept., dauert. Mit diesem nimmt unser Herbst (auf der Südhalbkugel der Frühling) seinen Anfang und dauert bis zum kürzesten Tag, 21. Dez., an dem die Sonne senkrecht über dem Parallel von 231/2° südl. Br., dem Wendekreis des Steinbockes, steht. Von da bis zum Frühlingsäquinoktium haben wir Winter (auf der Südhemisphäre herrscht Sommer). Infolge der ungleichförmigen Bewegung der E. in ihrer Bahn sind auch die Jahreszeiten nicht gleich lang, es hat vielmehr der Frühling 92 Tage 20 Stunden, der Sommer 93 Tage 15 Stunden, der Herbst 89 Tage 18 Stunden und der Winter 89 Tage 1 Stunde, so daß unser Sommerhalbjahr 7 Tage 16 Stunden länger ist als das Winterhalbjahr.

Mit der Schiefe der Ekliptik hängt endlich noch zusammen die schon von Parmenides (5. Jahrh. v. Chr.) herrührende Einteilung der Erdoberfläche in fünf Zonen: die heiße zwischen beiden Wendekreisen, zwei gemäßigte zwischen dem Wende- und dem Polarkreis jeder Hemisphäre und die beiden kalten innerhalb der Polarkreise.

II. Physikalische Verhältnisse der Erde.

Die E. ist aus drei einander konzentrisch umschließenden Gliedern zusammengesetzt: der Erdfeste, aus dem die Vertiefungen derselben ausfüllenden Ozean und aus der alles umfassenden Atmosphäre. Das nach abweichenden Methoden bestimmte spezifische Gewicht des Gesamterdkörpers (nach Maskelyne-James 5,32, nach Cornu 5,56, nach Jolly 5,69) ist bei weitem bedeutender als das der einer direkten Untersuchung zugänglichen Erdkruste, für die nach den in ihr herrschenden Gesteinen im Mittel höchstens 2,7 angenommen werden kann. Man muß daraus schließen, daß der Erdkern aus viel dichtern Stossen besteht als die Kruste.

Die äußere Erdkruste (Erdrinde, Lithosphäre) ist aus einer verhältnismäßig geringen Anzahl von Mineralien zusammengesetzt, die teils die kristallinischen Massengesteine, teils die Sedimentgesteine zusammensetzen. Die ältesten Bildungen, die wir kennen, sind kristallinische Gesteine, Gneis, Glimmerschiefer, Granit etc. Da diese die Basis der ältesten Formationen zweifellos sedimentären Ursprungs bilden, so werden sie oft als die ursprüngliche Erstarrungsrinde des Planeten, als das Grundgebirge, betrachtet. Die Sedimentbildungen, aus Zertrümmerungs- und Zersetzungsprodukten kristallinischer Gesteine (Konglomerate, Sandsteine, Tone etc.) oder aus Niederschlägen (Kalk, Gips), häufig auch größtenteils aus Petrefakten oder organischen Resten (Korallen, Muscheln, Kohlen) bestehend, sind durchweg geschichtet. Sie werden ebenso wie die ältern kristallinischen Gesteine an vielen Orten von Eruptivgesteinen (Porphyren, Trachyten, Basalten etc.) durchbrochen; auch sind die Massen vielfach aus ihrer ursprünglichen Lage gebracht, ausgerichtet, verschoben und zusammengefaltet; gleichzeitig wurde die Oberfläche erodiert, von Talbildungen durchschnitten, und auf diese Weise sind von der äußersten Erdrinde sehr mannigfache Profile bloßgelegt, die uns im Zusammenhang aber immer nur eine sehr dünne Schale unsers Planeten vor Augen führen. Selbst wenn die ganze Reihe aller Formationen, die wir kennen, das Grundgebirge eingeschlossen, an einer Stelle horizontal übereinander lage, so würde ihre Gesamtmächtigkeit, die höchstens zu 50–60 km veranschlagt werden kann, nur etwa dem 100. Teil des Erdhalbmessers gleichkommen. An der Zusammensetzung der Erdkruste beteiligen sich alle uns bekannten Elemente, viele von ihnen aber in äußerst geringer Menge. Die wichtigsten Elemente setzen nach einer Berechnung von Clarke die feste Erdkruste in folgendem Verhältnis zusammen:

Tabelle

Die Erdoberfläche wird durch die Sonnenstrahlen nicht gleichmäßig erwärmt; vielmehr können wir für jeden Ort je nach seiner Lage zur Sonne zweifach periodische, nämlich tägliche und jährliche Variationen der Erwärmung unterscheiden (vgl. Bodentemperatur und Bodenschwankungen). Beide reichen nur bis zu gewissen Tiefen; die täglichen Variationen versch winden in unsern Breiten etwa in 1–2 m, die jährlichen erst in etwa 20 m Tiefe. Die Grenzen liegen der Oberfläche um so näher, je geringer für den betreffenden Ort die Schwankungen in den Temperaturverhältnissen sind; sie liegend aber in den gemäßigten Zonen am tiefsten, in der Nähe des Äquators und der Pole am höchsten. An der Grenze der jährlichen Schwankungen (»neutrale Schicht des Ortes«) ist die Temperatur gleich der mittlern Temperatur des Oberflächenortes. Von diesem Punkt an nimmt die Temperatur nach dem Innern zu, wie insbes. durch Beobachtungen in Bergwerken, Tunnels und an tiefen Bohrlöchern nachgewiesen ist. Man nennt nun diejenige Tiefendifferenz, bei dee unter Voraussetzung einer gleichmäßigen Zunahme die Temperatur um 1° steigt, die geothermische Tiefenstufe. Sie ist nicht überall gleich, hangt vielmehr von dem Wärmeleitungsvermögen der in der Tiefe vorhandenen Gesteinsarten und von andern lokalen Umständen ab; in der Regel liegt sie zwischen 25 und 40 m. So beträgt sie z. B. bei dem Bohrloch von Rüdersdorf 26,9 m, von Mondorf in Luxemburg 28,6 m, Grenelle (Paris) 32,6 m. Sperenberg bei Berlin 33,7 m, Schladebach bei Merseburg 35,7 m. Jedenfalls ist in Steinkohlengruben die Zunahme der Temperatur viel bedeutender als in Erzgruben, was auf die weniger gute Ventilation und z. T. auf die intensive chemische Zersetzung, die innerhalb der Kohlenflöze stattfindet, zurückzuführen ist. Interessante Beobachtungen hat man bei dem Bau der großen Alpentunnels gemacht. Verbindet man nämlich gleich temperierte Punkte des Erdinnern durch [908] Linien (Chthonisothermen, Geoïsothermen), so liegen dieselben unter ebenen Gegenden ungefähr parallel zueinander und zu der Erdoberfläche (A der, Fig. 1); unter Gebirgsstöcken erheben sie sich, doch so, daß die höher gelegenen stärker ausbauchen als die tiefern, ohne daß die obersten einen ebenso starken Elevationswinkel hätten wie die Berglinie (B).

Fig. 1. Chthonisothermen.
Fig. 1. Chthonisothermen.

Daraus folgt, daß die geothermische Tiefenstufe, vom Gipfel aus gemessen, zwar größer ist als von den tiefen Tälern zwischen den Gipfeln aus (im Mont Cenis 50, im Gotthard 55 m), daß aber ein horizontal in den Berg getriebener Tunnel bei bedeutendern Bergmassiven sehr tief gelegene Geoïsothermen berühren kann. Im Mont Cenis herrschte an der innersten Stelle, über der 1600 m Gebirge lagen, eine Temperatur von 29,5°, im St. Gotthard bei 1700 m Gesteinsüberlagerung 30,8°; im Simplon hat man bei 2200 m hohem Deckgebirge die Gesteinstemperatur auf 54° bestimmt, nur wenig abweichend von dem vorher auf 53,8° berechneten Wert. Auf eine höhere Temperatur im Erdinnern deuten auch die heißen Quellen, die an zahlreichen Orten aus der Erde hervordringen, sowie die geschmolzenen Gesteinsmassen, welche die Vulkane ausstoßen.

Nimmt man an, daß die Temperaturzunahme der E. nach der Tiefe hin auf die Hitze zurückzuführen sei, welche die E. ursprünglich besessen habe, ehe sie durch Abgabe von Wärme an den Weltenraum sich mit einer Erstarrungsrinde an der Oberfläche bedeckte, so läßt sich, wie das William Thomson versucht hat, aus der Temperatur, bei der die Erstarrung des glutflüssigen Erdballs begann, aus der Wärmeleitungsfähigkeit der Gesteine, welche die feste Erdkruste zusammensetzen, und aus der geothermischen Tiefenstufe die Zeit berechnen, die seit der Erstarrung der E. verflossen ist. Da für die der Rechnung zugrunde gelegten Werte keine genauen Zahlen, sondern nur Maximal- und Minimalwerte angegeben werden können, so läßt sich nur bestimmen, daß die seit der Erstarrung der E. verflossene Zeit, das Alter der E., nicht mehr als 400 Mill. Jahre und nicht weniger als 20 Mill. Jahre umfassen kann. Wahrscheinlich liegt sie nach Thomson zwischen 90 und 200 Mill. Jahre. Dagegen glaubt Lord Kelvin aus der Abplattung der E. ableiten zu können, daß sie vor 5000 Mill. Jahren jedenfalls noch nicht fest war, vielleicht noch nicht vor 1000 Mill. Jahren; sonst müßte die Abplattung jetzt viel größer sein. Anderseits führen seine Betrachtungen über die Ausstrahlung der Erdwärme in den Weltenraum zu dem Schluß, daß das Alter der E. nur 20–40 Mill. Jahre betrage; dabei schätzt er das Bestehen des organischen Lebens auf der E. auf etwa 20–30 Mill. Jahre. Auf ein Alter der E. von 90–100 Mill. Jahren kommt auch J. Joly bei der Erwägung, daß der Natriumgehalt der Meere aus den Gesteinen gelöst sei und, um dem Meere seinen heutigen Natriumgehalt zuzuführen, die Wasserläufe unter den jetzt herrschenden Bedingungen jene Zeit dazu nötig hätten.

Fig. 2. Schematische Darstellung der Schichten und Zustandsänderungen innerhalb der Erde.
Fig. 2. Schematische Darstellung der Schichten und Zustandsänderungen innerhalb der Erde.
Tabelle

Für das Erdinnere leiten die meisten Geologen aus den berichteten Resultaten geothermischer Untersuchungen in Übereinstimmung mit der Kant-Laplaceschen Theorie über die Bildung der Planeten einen hoch temperierten, feurig-flüssigen Zustand ab, einige sogar einen gasförmigen. Die Präzessionserscheinungen, aus denen von Hopkins auf ein flüssiges Erdinnere geschlossen wurde, sind, wie nähere Untersuchungen ergeben haben, nicht geeignet, über die Beschaffenheit des Erdkerns zu entscheiden. Dagegen müßte in dem Falle, daß das Erdinnere flüssig wäre, die feste Erdrinde trotz ihrer auf 30–100 km geschätzten Dicke genau so, wie eine von dem Erdinnern getragene elastische Haut, unter dem Einfluß der Anziehung von Sonne und Mond, in ähnlicher Weise wie die Ozeane, Ebbe und Flut besitzen. Die Gezeiten müßten aber andre, geringere sein, als wenn die E. vollkommen starr wäre und allein das Meerwasser nachgäbe. Die neuen, von Thomson und G. H. Darwin angestellten Untersuchungen über die Verhältnisse der Gezeiten weisen nun darauf hin, daß die E. in ihrer Hauptmasse nicht aus flüssigem oder zähflüssigem Material bestehen kann; sie verhält sich noch starrer als Stahl und muß entweder fest sein, oder ihr Inneres muß einen gasähnlichen Zustand besitzen, d.h. eine über dem kritischen Punkt befindliche, unter der ungeheuern Verdichtung aller freien Beweglichkeit der Teilchen beraubte Masse bilden, in der alle chemischen Verbindungen dissoziiert sind, d.h. die Elemente für sich auftreten, keine Verbindungen miteinander bilden. Zwischen dem Erdzentrum, in dem die Temperatur etwa 20,000–100,000° und der Druck etwa 3 Mill Atmosphären betragen dürfte, und der Oberfläche müssen alsdann Massen in verschiedenen Übergangsstadien zwischen jenem gasartigen, dem tropfbarflüssigen und dem festen Aggregatzustand vorhanden sein, deren Beschaffenheit jedesmal durch die örtlich herrschenden Druck- und Temperaturverhältnisse bedingt ist. Fig. 2 gibt ein schematisches Bild von den aufeinander folgenden Schichten und Zustandsänderungen innerhalb der E.

Einst überflutete wohl der Ozean die ganze E., alles Feste war einst Meeresgrund; aber schon früh, vor Entstehung der organischen Welt, stiegen einzelne Teile über seinen Spiegel empor. Im langen Lauf der Erdgeschichte, unter vielfachem Wechsel von Hebung und Senkung und dadurch bedingter Änderung der Konturen (vgl. Geologische Formationen und zugehörige Tafeln III-VI) haben die jetzigen großen[909] Landmassen, die Kontinente, und zahllose Inseln ihre gegenwärtige Gestalt erlangt. Wie der Umfang, so hat sich auch die Erhebung der Erdfeste über den Spiegel des Ozeans im Laufe der Zeit geändert, und die höchsten Erhebungen, wie Alpen, Anden, Himalaja, sind verhältnismäßig jungen Datums; umgekehrt müssen der Erhebung der Festländer größere Vertiefungen des Meeresgrundes entsprechen. Die gegenwärtige Verteilung von Festland und Wasser auf der E. ist eine sehr ungleiche; während am Nordpol ein ringsum von Land umlagertes Meer vorliegt, ist vielleicht um den Südpol ein Erdteil unter ewigem Schnee begraben. Während der Kontinent der Alten Welt mit einer Länge von 17,000 km quer über der östlichen Halbkugel lagert und nur mit seiner östlichen Spitze auf die westliche hinüberreicht, bei einer 12,600 km betragenden Breite von N. nach S., erstreckt sich Amerika auf der westlichen Halbkugel 14,800 km lang von N. nach S. bei einer Breite, die 4450 km nicht übersteigt. Der kleinste Kontinent, der von Australien, gehört ganz der Südhälfte der östlichen Halbkugel an. Man kann annehmen, daß 26/100 der Erdoberfläche von Land und 74/100 von Wasser gebildet werden. Vom Festland entfallen auf:

Tabelle

Das gesamte Festland nebst den Inseln umfaßt also 136,481,000 qkm. Die größte Ländermasse kommt auf den nordöstlichen Teil der E.; die größte Wasseransammlung gehört dagegen dem Südwesten zu, wo sich der Große oder Pazifische Ozean ausbreitet.

Von großer Wichtigkeit für die ganze Kulturentwickelung der Länder ist die horizontale Gliederung der Landmassen. Durch die größere Berührung mit dem Meer wird mehr Land ausgeschlossen, dem Weltverkehr zugänglicher gemacht, am meisten freilich, wenn große schiffbare Flüsse den Zugang von der Küste ins Innere fördern. Den einfachsten Ausdruck hierfür sieht man in dem Verhältnis der Küstenlänge eines Landes zu seinem Flächeninhalt. Dies Verhältnis ergibt sich (die Küstenlänge = 1 gesetzt) bei Anwendung des Meilenmaßes für:

Tabelle

Nicht minder einflußreich für die ganze physische wie historische Entwickelung der Länder ist ihre vertikale Gliederung, die Gestaltung ihres Reliefs, bestimmt durch die Gegensätze der Ruhe und Bewegung in ihrem Niveau, von Ebenen einerseits und Hügel-, Berg- und Gebirgslandschaften anderseits, und durch deren geringere oder bedeutendere Erhebung über den Spiegel des Meeres. Letztere steigt im Mount Everest (Gaurisankar) im Himalaja, dem höchsten bekannten Gipfel der E., bis 8840 m. Eigentlich horizontale Ebenen finden sich im ganzen nicht so häufig; viele der sogen. Tiefländer sind Hügellandschaften mit schwächer oder stärker wellenförmiger Oberfläche; teilweise treten auch wirkliche Ebenen in den verschiedensten Höhen über dem Meeresspiegel auf, es sind dies teils Niederungs- oder Tiefebenen, teils hoch über dem Spiegel des Meeres erhabene Hochebenen (Tafelländer, Plateaus).

Die absolute Erhebung über dem Meeresspiegel ist von der relativen über dem benachbarten Land zu unterscheiden. Letztere steigert oder schwächt den Eindruck der Erhabenheit. Dagegen ist die absolute Erhebung von größtem Einfluß auf die physikalischen Verhältnisse des Landes sowie die Höhe der niedrigsten Einsenkungen der Gebirgskämme, die Paßhöhe, von höchster Bedeutung für den Verkehr. Von wesentlichstem Einfluß auf erstere Verhältnisse ist ferner, ob die Hauptrichtung der Gebirge mehr den Parallelkreisen, vorherrschend aus SO. nach NW., oder den Meridianen folgt. Humboldt suchte die mittlere Höhe der Kontinente zu bestimmen, indem er den Kubikinhalt ihrer Gebirge auf die mittlere Höhe ihrer Tiefländer gleichmäßig verteilt dachte. Er fand für Europa eine mittlere Erhebung von 205 m, für Asien von 351, für Nordamerika von 228, für Südamerika van 346 m; neuerdings berechnet man für Europa 292, für Asien 879, für Nordamerika 595, für Südamerika 537, für Afrika 612, für Australien 362 m.

In ausgezeichneter Weise wird eine richtige Beurteilung der Oberflächenformen der E., in ihren Beziehungen zu den Dimensionen der E. im ganzen, ermöglicht durch Linggs »Erdprofil der Zone von 31 bis 65° nördl. Br.« (Münch., Kunstanstalt von Piloty und Loehle, 1886). Dieses Werk ist aus Linggs Entwurf eines Meridionalschnittes durch Europa (1834) durch Mitbearbeitung Adolf Loehles entstanden. Das »Erdprofil« erstreckt sich über ein Meridianbogenstück von 34 Breitengraden, und zwar im Maßstab von 1: 1,000,000 für Langen und Höhen (mithin 1 mm der Zeichnung = 1 hm der Wirklichkeit nach jeder Richtung), von Tripolis im S. über Ätna und Vesuv, die Alpen, den Böhmerwald, das Erzgebirge, durch die Ostsee nordwärts bis über Drontheim hinaus. Auf den gemeinsamen Meridianbogen sind 700 der bedeutendsten Berge sowie Hochseeniveaus, Pässe, Plateaus etc. von Westeuropa und Nordafrika, Nordamerika, Zentralasien und Osteuropa nach Maßgabe ihrer absoluten Höhe panoramaartig hintereinander projiziert, auch sind die Resultate der Tieflotungen, erreichte Höhen bei Ballonfahrten, Wolkenhöhen, Richtung und Grenzen des Aufleuchtens der Sternschnuppen, die tiefsten Schächte und Bohrlöcher, Erdbebenzentren, die Abnahme der Dichte und der Temperatur der Atmosphäre und deren Zunahme mit der Tiefe etc. eingezeichnet. Das Linggsche Erdprofil ist gerade deshalb, weil alle seine Maße im richtigen Verhältnis zueinander stehen, ein vortreffliches Lehrmittel zur Demonstration des Reliefs der E., unvergleichlich besser als Globen und Reliefkarten, die bei durchgängig starker Überhöhung immer nur ein verzerrtes Bild der Erdoberfläche und somit keine richtige Vorstellung von derselben geben, auch niemals so zahlreiche Forschungsergebnisse nebeneinander zur Darstellung bringen.

Der Gebirgsbau eines Landes bestimmt nicht allein sein Relief, sondern bedingt auch seine Küstenlinien, seine Flußläufe. Von der Verteilung des Landes sind die Strömungen der Ozeane bedingt, von ihr und der Erhebung des Landes die Richtung der Winde, die Abweichungen des wirklichen Klimas vom astronomischen, die mannigfachen Biegungen der Isothermen; das Klima bedingt aber auch die Verteilung der Pflanzen- und Tierwelt und selbst des Menschen. Die menschliche Bevölkerung der gesamten E. beträgt über 1520 Mill. Davon kommen auf Europa 392 Mill., auf Asien 814 Mill., auf Afrika 165 Mill., auf Amerika 144 Mill., auf Australien 6,5 Mill. Weiteres s. Karte und Textbeilage zum Artikel »Bevölkerung«. Literatur s. Erdkunde.

Über E. (Erdart) in der Bodenkunde s. Erden (Bd. 6, S. 1).[910]

Quelle:
Meyers Großes Konversations-Lexikon, Band 6. Leipzig 1906, S. 1.
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