Erdentwicklung

Folglich würde es alle 5945km *6 = rund 36.000 km durch ein Sonnenwindteilchen fliegen (wenn das auch genau so gross wäre, Chromosphäre ist 10’ bis 30’km hoch).

1f) Luftdichte der Chromosphäre

Gegen Ende der Chromosphäre sinkt die Luftdichte auf 10^-12g/cm³.

Das ist nur 1/100.000 als in der unteren Photosphäre.

Die Atome sind über 46 mal weiter auseinander.

Sind sie darüber in der Korona nochmals 39 mal weiter auseinander, so haben wir dort den Schnittpunkt mit dem Sonnenwind.

Das erreichen wir aber erst bei über 10 Sonnen-r an Höhe.

1g) Sonnenwind in der Korona

Man darf nun die Sonnenwinddichte nicht mit der Teilchendichte in der Korona verwechseln.

Diese liegt im Abstand von 1,03 Sonnen-r (21’ km Höhe) bei 40 Mill. Teilchen pro cm³.

Das wäre knapp 60 mal dichter als die dortige Sonnenwinddichte(693.000cm^-3).

Der Sonnenwind ist aber in Sonnennähe viel langsamer als in Erdnähe.

Um diesen Faktor ist der Sonnenwind in der Korona dichter.

1h) Sonnenwind unterwegs

Er wird nach aussen immer schneller.

In Höhe der Erde hat er von unserer Sonne etwa 400 km /s.

In diese Teilchen des Sonnenwindes (z.b. Protonen) rast von unten aus der Photosphäre Licht.

Das füllt diese Teilchen weiter auf und beschleunigt sie nach aussen.

Bei etwa 120-facher Sonnenstrahlung als wie unsere Sonne haben wir die maximale Helligkeit von Sonnen (z.b. Überriesen).

1i) Sonnenwindmenge in 660 Mill. Jahren

Bei 15 Teilchen cm^-³ und 400 km/s kommen in Höhe der Erde 6 Mill. Teilchen pro s und mm².

Atom neben Atom passen 5 Mill. auf 1 mm Länge nebeneinander, bzw. 25 Bill. auf 1mm².

Würde jedes Teilchen ein Atom liefern, so muss die Sonne 25 Bill. s / 6 Mill. = 4.166.666s strahlen um die Fläche von 1mm² zu überdecken.

Das sind 48,225.31 Tage.

Für 1mm Höhe muss die Sonne 5 Mill. mal länger strahlen = 241126543 Tage bzw. 660.168,5 Jahre.

1j) Alfas + Protonen

Nicht jedes Teilchen des Sonnenwindes wird zu einem neuen Atom.

Die meisten verändern nur die bestehenden Atome.

Wenn von 4 Teilchen des Sonnenwindes 3 ein Alfa (4 Nukleonen) bilden und das 4. ein Proton, so erhalten wir bei jedem Teilchen durchschnittlich eine Elemetvergrösserung um 3¼ Nukleonen.

2 Nukleonen brauchen wir für das nächstgrössere Element.

1k) 1m Erdboden durch Sonnenwind

Oberfläche O zu Querschnitt Q

O = 4r² *Pi Q = r² *Pi

Die Erdoberfäche ist 4 mal grösser als der Querschnitt gegenüber der Sonnenstrahlung.

660 Mill. Jahre / 1,625 = 406 Mill. Jahre Þ *4 = 1,625 Mrd. Jahre

Alle 1,625 Mrd. Jahre wird 1m Erdoberfläche um 1 Elementzahl vergrössert (2 Nukleonen).

Für den Neuaufbau von 1m C mit durchschnittlich 2,3 Nukleonen braucht man bei der heutigen Sonnenstrahlung 10 Mrd. Jahre, für Mg 20 Mrd. Jahre.

2) Meteoriten bei Erde und Sonne

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2a) Meteoritenaufnahme pro Jahr

Die Erde bekommt jährlich 40.000 bis 400.000 to neue Materie durch Meteoritenzufuhr.

Zum Rechnen nehmen wir nun an, dass ihr Massendurchschnitt fast aus Wasser besteht.

Das sind jährlich rund 40.895 bis 408.949 m³ mehr Volumen.

Die Erde hat einen mittleren Radius von 6378km.

Das ergibt eine Oberfläche von 4*r²*Pi= 511.185.832,5 km² bzw. 511 Bill. m².

Die Erde nimmt damit jährlich pro km² 0,08 bis 0,8 Liter Volumen aus dem Weltall auf.

Jede 1¼ bis 12,5 Jahre nimmt die Erde pro km² 1 Liter neu auf.

In 1¼ bis 12½ Mill. Jahren erhält die Erde pro m² 1 Liter dazu (10cm Höhe).

In 250 Mill. Jahren wächst die Erde pro m² 2 bis 20m höher.

In dieser Zeit verlor sie allerdings 750m Wasserhöhe durch Wasserverdampfung in den Weltraum.

2b) Wachstum unserer Sonne

Im folgenden gehen wir davon aus, dass die Erde jährlich 40.000 to Meteoritenmaterial aufnimmt. Sie wächst so alle 125 Mill. Jahre um 1m.

Die Erde ist 215 mal weiter von der Sonnenoberfläche entfernt.

Folglich müsste der Meteoritenstrom auf der Sonne 214,94² = 46.199 mal dichter sein.

125 Mill. Jahre / 46.199 = 2705,7 Jahre

Die Sonne müsste alle 2,7 Mill. Jahre um 1 km wachsen.

Für 0,1% Radius-Zuwachs bräuchte die Sonne momentan 1,883 Mrd. Jahre.

2c) Sonnenwindabgabe – Materieaufnahme der Sonne

Die Meteoritenaufnahme der Erde bringt in 125 Mill. Jahren 1m mehr Material mit Wasserdichte.

Die Sonnenwindaufnahme liefert in 5 Mrd. Jahren 1m mehr auf diese Dichte verrechnete Materie.

Die aufnehmende Meteoritenmasse ist 40 mal mehr als die Sonnenwindmasse.

Näher an die Sonne heran wird die Dichte an Meteoriten etwa im selben Verhältnis dichter als die Sonnenwindmasse.

Die Sonne wächst daher 40 mal besser als sie Materie nach aussen verliert.

2d) Lichteinfang durch Meteoritenstrom

Die Photosphäre der Sonne ist 500km hoch.

Querendes Licht muss unten alle 6mm durch ein Atom durchfliegen.

Der Sonnenwind ist 1812 mal weiter auseinander.

Der einströmende Meteoritenstrom ist nur 1812 / 40^0,333 = 1812/3,42 = 529,84 mal auseinander.

Er ist nach oben rund 3 Kommastellen höher.

529,84³ / 1000 = 148.741 Þ Wenn der Materiestrom rund 150.000 mal grösser ist, so muss das Sonnenlicht nach aussen die 2-fachen Atome durchqueren.

2e) Grössere Atome fangen das Licht ein

Allerdings hat der Materiestrom zur Sonne auch viel grössere Atome als der Durchschnitt der Photosphäre.

Atome wie Ca oder Fe lassen das Licht nicht mehr durch.

Solche Elemente haben z.b. in kohligen Chondriten eine Häufigkeit je um ein Millionstel.

Wir brauchen für Rechenzwecke nur annehmen, dass jedes 1/100.000 Element eines Meteoriten Licht sicher einfängt.

2f) Lichteinfang der Sonne bei über 1%

Die Photosphäre der Sonne schmilzt die Meteoriten auf.

Jede 6mm durchquert hier Licht ein Atom.

Einströmendes Meteoritenmaterial ist 530 mal weiter auseinander.

529,84³ = 148.742.208,7 Þ *6mm = 892.453.252,2mm = 892,45 km.

Alle 892½ km würde ein Lichtteilchen ein ankommendes Meteoritenatom durchfliegen.

Der einkommende Meteoritenstrom ist mehr als 3 Kommastellen höher (z.b. über 1,5 Sonnen-r durchschnittlich) und nur bei jeder 5. Kommastelle an Elementen bleibt Licht sicher hängen.

Die Wahrscheinlichkeit, dass ein Lichtteilchen in den einkommenden Meteoritenstrom sicher eingefangen wird, liegt bei unserer Sonne bei über 1%!

3) Durchkommende Sonnenstrahlung

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3a) Strahlungsmaximum

Wenn eine Sonne 50% mehr Radius hat, so zieht sie 1,5⁹ = 38,44 mal soviel Material von aussen ein.

Sie strahlt theoretisch 130 mal so stark, bzw. pro m² 57,67 mal mehr.

17,1% bleiben dabei im ankommenden Materiestrom hängen.

Sie strahlt daher nur 48 mal so stark nach aussen als wie unsere.

Ist so eine Sonne noch grösser, so strahlt sie noch mehr.

Bei 1,8-fachem Durchmesser von unserer Sonne befindet sich ein Schnittpunkt.

Diese strahlt maximal knapp das 140-fache unserer Sonne.

Zieht sie noch mehr Materie ein, so bleibt immer mehr Strahlung in dieser hängen.

Bei über 1,93-fachem Durchmesser würde diese Sonne kein Licht mehr nach aussen durchbringen.

3b) Durchkommende Strahlung

	Einfang pro m²	Materie- einfang	Strahlung insgesamt	Strahlg pro m²	hindurchkom- mendeStrahlg

Sonnen-r	hoch	hoch	hoch	hoch	mal unser
	7	9	12	10	Sonne
1,2	3,58	5,16	8,92	6,19	5,97
1,33	7,48	13,29	31,47	17,71	16,39
1,5	17,09	38,44	129,75	57,67	47,81
1,67	35,77	99,41	460,5	165,71	106,43
1,78	56,62	179,38	1011,67	319,3	138,53
1,79	58,88	188,66	1082,02	337,7	138,86
1,8	61,22	198,36	1156,83	357,05	138,46
1,9	89,39	322,69	2213,31	613,11	65,07
1,93	99,75	371,55	2671,08	717,09	1,81
2,0	128	512	4096	1024

3c) Verschiedener Materie-Input bei gleichem Sonnen-r

Obige Tabelle geht davon aus, dass bei x-fachem Sonnen-r die x⁹-fache Materie ankommt.

Das kommt nun auf die Umgebung der Sonne an.

In Regionen näher zur Milchstrassenmitte steigt die Dichte der angezogenen Materie.

Pro m Sonnen-r strahlt sie dann entsprechend mehr.

In Regionen mit weniger Dichte an freier Materie zieht es weniger an und die Sonne strahlt weniger.

Bei gleichem Durchmesser strahlen die Sonnen daher unterschiedlich stark.

3d) Strahlung bei 2-facher Umgebungsdichte

Im folgenden haben wir die 2-fache Dichte der ankommenden Materie:

	Einfang	Materie-	Strahlung	Strahlg	hindurchkom-
	pro m²	einfang	insgesamt	pro m²	mende Strahlg
Sonnen-r	hoch	hoch	hoch	hoch	mal unser
	7	9	12	10	Sonne
1,2	7,17	10,32	17,83	12,38	11,5
1,33	14,96	26,58	62,95	35,43	30,13
1,5	34,17	76,89	259,49	115,33	75,92
1,6	53,69	137,44	562,95	219,9	101,84
1,62	58,56	153,7	653,45	248,99	103,17
1,64	63,82	171,64	757,11	281,49	101,85
1,67	71,45	198,49	919,01	330,83	94,44
1,71	84,5	246,24	1225	420,36	65,17
1,749	100,01	305,82	1635,36	534,79	-0,05
2,0	256	1024	8192	2048

Bei 2-facher Dichte der einströmenden Materie haben wir schon bei 1,62-fachem Sonnen-r die maximal noch hindurchkommende Strahlungsmenge.

Die maximale Strahlung liegt nur noch beim 103-fachen von unserer Sonne.

Bei 1,75-facher Grösse kommt kein Licht mehr hindurch (1,93-fach beim Standard)

3e) Strahlung bei ½ Umgebungsdichte

Im folgenden haben wir die ½ Dichte der ankommenden Materie:

	Einfang	Materie-	Strahlung	Strahlg	hindurchkom-
	pro m²	einfang	insgesamt	pro m²	mende Strahlg
Sonnen-r	hoch	hoch	hoch	hoch	mal unser
	7	9	12	10	Sonne
1,2	1,79	2,58	4,46	3,1	3,04
1,33	3,74	6,64	15,74	8,86	8,53
1,5	8,54	19,22	64,87	28,83	26,37
1,62	14,64	38,42	163,36	62,25	53,13
1,8	30,61	99,18	578,42	178,52	123,88
1,98	59,65	233,86	1815,32	463,04	186,83
2,1	90,05	397,14	3677,91	833,99	82,95
2,132	100,01	454,47	4402,33	968,79	-0,12
2,200	124,72	603,63	6427,5	1328
2,5	305,18	1907,35	29802,32	4768,37

Bei ½ Dichte der Einströmung haben wir erst bei 1,98-fachem Sonnen-r die maximal noch hindurchkommende Strahlungsmenge.

Die maximale Strahlung liegt hier beim 187-fachen von unserer Sonne.

Bei 2,13-facher Grösse kommt kein Licht mehr hindurch (1,93-fach beim Standard, 1,75-fach beim doppelten des Standards).

3f) Tabelle bei 3 Umgebungsdichten

Umgebungs-dichte	Sonnen-r bei max. Strahlg.menge	max. Strahlg mal unserer Sonne	Sonnen-r bei vollst.Lichteinfang
½	1,98	187	2,13
1	1,79	139	1,93
2	1,62	103	1,75

Die maximale Strahlung einer Sonne kann um so grösser sein, um so kleiner die Materiedichte im freien Raum ist.

Um so näher eine Sonne an einem grossen Gravitationszentrum ist, um so kleiner ist ihre maximale Strahlung. Um so eher wird sie zum schwarzen Loch.

Die Umgebungsdichte in unserer Galaxie ist bei 3000 ly Entfernung vom Zentrum etwa 100 mal höher als in Höhe unserer Sonne.

3g) Tabelle bei Umgebungsdichte 0,1 und 1 und 10

Umgebungs-dichte	Sonnen-r bei max. Strahlg.menge	max. Strahlg mal unserer Sonne	Sonnen-r bei vollst.Lichteinfang
0,01	3,46	999	3,73
0,1	2,49	373	2,68
1	1,79	139	1,93
10	1,29	52	1,39
100	0,93	19,3	1,0

Bei je 1/10 Umgebungsdichte kann der Sonnen-r für die maximale Strahlungsmenge je um etwa 40% steigen (2-facher Querschnitt bzw. Oberfläche).

Die maximale Strahlung fällt bei je 10-facher Umgebungsdichte je durch knappe 2,7.

Bei steigender Umgebungsdichte je mal 10 fällt Sonnen-r je mal 0,375.

Bei je 1/100 bzw. 100-facher Umgebungsdichte verhalten sich der Sonnen-r mal 2 bzw. durch 2 und die max. Strahlung knapp über dem Faktor 7 bzw. 1/7.

3h) 100% Lichteinfang der Sonne

Ein x mal grösserer Himmelskörper zieht x⁹ mal soviel Materie von aussen an.

Eine doppelt so grosse Sonne zieht das 512-fache an Material von aussen ein

und sie wächst 512 mal schneller.

Sie strahlt theoretisch 4096 mal so stark, bzw. pro m² 1024 mal mehr.

Das Licht kann aber nicht mehr durch den ankommenden Materiestrom hindurch.

Wenn unsere Sonne knapp 100 mal soviel solche Materie einfangen würde, so bringt sie kein Licht mehr nach aussen.

Um so höher der Teilchenstrom, um so weniger sieht man von dieser Sonne, bis sie zum schwarzen Körper ohne Licht- und Wärmeabgabe wird (vgl. Nebelgebiete).

3i) Sonne und Umgebung bei 10% Galaxien-r

Wenn eine Sonne 10 mal näher am Zentrum unserer Galaxie kreist, so herrscht dort die 100-fache Umgebungsdichte.

Das Licht muss dann zu uns entsprechend mehr freie Materie durchqueren.

Um so grösser die Umgebungsdichte, um so mehr Licht bleibt darin hängen.

Vorsicht:

Als Umgebungsdichte ist diejenige am Sonnenrand berechnet, welche die von aussen einströmende Materie realisiert.

Bei 10% Entfernung vom Galaxienzentrum ist die Dichte an freier Materie im freien Raum zwar 100 mal höher, aber nur am Sonnenrand reicht sie bei grossen Sonnen zum vollständigen Lichteinfang.

Bei 10-facher Entfernung von so einer Sonne ist die einströmende Materiedichte nur noch so hoch wie bei unserer am Sonnenrand.

4) Hohes Körperwachstum bei Sonnennähe

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4a) Grosse Sonnen ohne Output

Würde unsere Sonne etwa 100 mal mehr Materie von aussen aufnehmen, so fängt diese das meiste von unserer Sonne abgestrahlte Licht im Bereich des Sonnenrandes ein.

Heute ist die Masse des Eingangs rund 40 mal grösser als die des Ausgangs.

Rast die gesamte ausgehende Strahlung in die Hereinkommende, so hat diese Sonne weiter aussen keine Ausgangsstrahlung mehr.

Sie wächst noch etwas schneller.

4b) Oberflächenzunahme durch Materieinput

Ein x mal grösserer Himmelskörper zieht x⁹ mal soviel Materie von aussen an.

Eine 3,162 mal grössere Sonne zieht demnach bereits 31.622 mal soviel Materie ein.

Um sie aussen herum kreisende Planeten wachsen dadurch auch über 31.000 mal schneller.

In 125 Mill. Jahren wächst unsere Erde heute pro m² 1 bis 10m höher.

Beim 31.000-fachen Materieeingang würde sie in 125 Mill. Jahren um über 31km anwachsen.

So kann sich leicht eine Oberfläche aufbauen, die durchschnittlich so dick ist wie unsere heutigen Kontinentalplatten.

4c) Schnelles Planetenwachstum

Der Vorteil des Kreisens um eine schwarze Sonne liegt darin, dass die Oberfläche des Planeten kalt bleibt und wichtige Gase nicht verdampfen (zB Ne).

Ist eine Sonne 10 mal grösser wie unsere, so zieht sie von aussen 1 Mrd. mal mehr Materie auf.

Eine Erde wie unsere könnte beim gleichen Bahn-r alle rund 4000 Jahre um 30km wachsen.

In nur 80.000 Jahren wäre sie 10% grösser.

Massenweise wachsen kleine Planeten in unserer Milchstrasse so zu grossen Planeten heran.

4d) Wachstum und Rotverschiebung

Um so grösser die Sonne, um so stärker der Teilcheninput und um so weniger Sonnen gibt es davon.

Das erklärt auch, warum die grössten Sonnen eine immer grössere Rotverschiebung haben, bis sie nicht mehr zu sehen sind.

Um so grösser die Sonne, um so schneller wächst sie. Um so schneller entwickelt sich ihre Rotverschiebung.

Die Rotverschiebung von Sonnen die grösser als blaue Strahler sind, hängt damit auch von der aufnehmenden Materialmenge ab.

Um so mehr Materie eine gleich grosse riesige Sonne aufnimmt, um so eher strahlt sie nur noch rot anstatt blau.

Das erklärt auch, warum riesige Sonnen bei gleichem Durchmesser in verschiedenen Spektralklassen strahlen, bzw. oft bei gleicher Leuchtkraft verschiedene Durchmesser haben, usw.

Verschiedene Sonnenarten (Helligkeit, Farbe, Radius, schwarzes Loch, usw.), ihre Entstehung und Entwicklung kann man nun präzise neu aufarbeiten.

4e) Sonnensystem bzw. Erde früher woanders unterwegs

Unser Sonnensystem rast momentan im Durchschnitt mit knapp 20 km /s von den Nachbarn weg.

Alle rund 15.000 Jahre schafft es so 1 Lj.

Vor 1,5 Mill. Jahren war es 100 Mill. Lj weiter weg (Beginn der Neuzeit, Vereisungen der Nordhalbkugel).

Bis vor etwa 4,5 Mrd. Jahren wurde die Landmasse der Erde produziert.

Dabei sind nicht die Unterseeplatten sondern die echten Landsockel gemeint.

Damals war die Erde sicher in einer vollkommen anderen Umgebung

4f) Normales Planetenwachstum

Die Masse eines Planeten wächst primär durch laufende Zufuhr von Meteoriten und sonstigem Material. In 125 Mill. Jahren wächst der Erdradius so um 1m.

Ausserdem wächst der Planetenrand bei uns etwas durch die Sonnenwindbestrahlung.

Bei der Intensität der heutigen Sonnenwindbestrahlung würde die Erdoberfläche in 5 Mrd Jahren nur um 1m wachsen.

Wenn die Erde um eine Sonne mit dem 100.000-fachen Materieinput rotieren würde, so wächst sie alle 125.000 Jahre um 100m.

Da würde der Erd-r in 125 Mill. Jahren um 100km anwachsen.

Der Materieinput fängt die Licht- und Wärmestrahlung ein, so dass um diesen schwarzen Strahler rotierende Planeten weder Licht noch Hitze der Sonne abbekommen.

Kleine Planeten schmelzen so nicht und können sehr nah um den Strahler rotieren, wo sie die höchste Sonnenwindaufnahme haben.

4g) Instabile Planetenbahnen an riesigen Sonnen

Solche riesigen schwarzen Sonnen ziehen Unmengen an Materie von aussen zu sich hin.

Diese stürzt auch auf die kreisenden Planeten und verändert langfristig ihren Bahn-r.

Damit kann sich das Wachstum solcher Planeten um viele Kommastellen erhöhen.

Allerdings wird ihr Bahn-r immer enger.

Unsere Sonne nimmt etwa 40 mal soviel Materie auf als sie nach aussen abgibt.

Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ist nach aussen zB 4 mal schneller als der nach innen strömende Materieinput.

Deshalb wird die Bahn der Planeten planmässig immer enger.

Schliesslich stürzen sie in immer engeren Kreisen auf ihre Sonne.

4h) Herausschiessen von Planeten

Um so weiter innen Planeten rotieren, um so schneller schmilzt ihr Bahn-r.

Dadurch laufen gleich grosse Planeten relativ wenig aufeinander zu.

So könnten ihre Bahnen langfristig relativ stabil sein.

Allerdings können von aussen grössere Körper quer kommen und sie aus der Bahn nach innen oder aussen schiessen.

In unserem Sonnensystem wird schätzungsweise alle 30 Mill. Jahre ein Planet von aussen neu eingefangen bzw. ein vorhandener heraus geschossen.

Die Erde hatte vormals Glück, konnte flüchten und wurde später von unserer Sonne eingefangen.

4i) Entstehungsbeispiel der Erde

Eine 100 mal grössere Sonne zieht insgesamt 100⁹ mal mehr Materie an.

Bei gleicher Bahngeschwindigkeit müsste unsere Erde den 1000.000-fachen Bahn-r haben.

Er beträgt hier 15 ly.

Dort nimmt sie nur 1 Mill. (anstatt 100⁹) mal mehr Materie auf.

Der Erd-r würde hier jede 125 Mill. Jahre um 1000 km anwachsen.

In rund 750 Mill. Jahren kann eine Erde dort von Null bis zu unserer Grösse anwachsen.

5) Verdampfung - Ne, Na - Dichte

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5a) Erde aussen nie heiss

Die Landmasse der Erde wurde durch Teilchenzufuhr wie Meteoriten, usw. produziert.

Sie ist über 33.000 m dick und die meiste davon bis zu 4½ Mrd. Jahre alt.

Hauptsächlich besteht sie aus Silizium und Magnesium. Na hat sie 2,5%.

Ihre leichtesten Materialien sind C- und N-Verbindungen.

Da Na bei 98°C schmilzt, kann die Erde aussen seither nie (auch nicht am Äquator) solche Temperaturen erreicht haben.

Nach innen wird sie jede 33m um 1° wärmer.

Daher müssen die Aussentemperaturen immer sehr weit unterhalb des Na- Schmelzpunktes gewesen sein.

5b) In der Atmosphäre fehlen Ne-Mengen

Bei Aufnahme von Neutronen, Protonen oder Alfateilchen ändern sich Elemente zu anderen.

Na entsteht meist aus Ne, manchmal aus F.

Ne ist mit nur 0,9002 kg/m³ viel leichter als Luft mit 1,292 kg/m³.

Wasserdampf hat nur 0,768 kg/m³.

Die Erde kann Wasserdampf nicht festhalten, wenn er nicht kondensiert.

In den vergangenen 250 Mill. Jahren hat die Erde 750m Wasserhöhe an die Sonne verloren.

Ne ist nicht einmal 20% schwerer und kann bei den zu hohen Temperaturen in der Atmosphäre nicht kondensieren, da es ein Edelgas ist (Siedepunkt –246°C).

Ne kann damit heute problemlos in den Weltraum entweichen.

Sonst müsste die Erde oberhalb der Luftschicht eine dicke Ne-Schicht in der Atmosphäre haben.

5c) Na-Entstehung

Seit die Erde um unsere Sonne kreist kann sie Ne nicht mehr halten.

Damit kann während dieser Zeit an der Erdoberfläche oder in der Atmosphäre auch fast kein Na aus Ne entstanden sein.

Na entsteht heute nur innerhalb der Kontinentalsockel, wenn die Zwischenelemente F bzw. Ne nicht nach aussen entweichen können.

Früher war die Erde komplett überflutet.

Na, Mg, usw. entstanden nur unterhalb dem Wassers.

Dort spielte die Sonne und ihr Abstand zur Erde auch keine Rolle.

Na entsteht sehr schnell, wenn der Sauerstoff des Wassers entsprechende Neutronen bzw. Alfateilchen aufnimmt.

Entsteht Ne im Meer, so verschwindet dieses nach oben und wird nicht weiter entwickelt.

Die Entstehung von Na passiert daher durch Wasseranteile innerhalb des Bodens.

Dort sind die Drücke auch viel höher als im höher liegenden Ozean.

5d) Mond und Na

Im Bereich der Mondoberfläche kann Na nicht entstehen.

Der hohe Anteil an Na, Mg, Al und Si an der Landoberfläche kann kaum während dem Kreisen um unsere Sonne entstanden sein.

Na entsteht im Oberflächenbereich nur bei sehr viel ferneren bzw. kälteren Bahnen um so eine Sonne oder in Bahnen um eine schwarze Sonne.

5e) 2 Dichtemöglichkeiten

Die Erde hat die höchste Dichte aller Planeten unseres Sonnensystems.

2 Möglichkeiten für eine hohe Dichte:

1. enormes Elementwachstum durch Zerfalls-und Wachstumsprozesse

2. Verdampfen der leichteren Elemente

Bsp 1a: Mg teilt sich in 2 C12-Atome. Diese zerfallen wieder in je 3 Alfateilchen.

Diese rasen weg und bleiben in anderen Atomkernen hängen, wo sie zu höheren Elementen führen.

Bsp 1b: Bei Wassermolekülen fangen die H-Atome bei zu hohen Drücken ihr Elektron ein.

Es entstehen neue Neutronen. Diese driften weg und bleiben in anderen Kernen hängen, wo sie zu höheren Elementen werden.

Auf obige Weise steigt die Dichte des Planeten.

Gegenüber anderen bekannten ähnlich grossen Planeten fällt die Erde nicht aus der Rolle.

zu Fall 2: Unsere Sonne liefert eine beträchtliche Temperaturstrahlung, die H, He, Wasserdampf und Ne abzieht. Entsprechend fehlen diese bei den Planeten Venus, Mars und Merkur.

5f) Fallbeschleunigung

Die kleinen sonnennahen Körper (Merkur, Venus, Erde, Mars, Mond) haben einen sehr hohen negativen Gravitationsanteil (Sonne ¼).

Das heisst, sie haben eine sehr hohe Fallbeschleunigung im Verhältnis zum Körperradius.

Das passiert unter anderem durch Verdampfen und Verlieren der leichteren Verbindungen.

Sonnennahe können fast nur über schwere Elemente wachsen (z.B. Fe).

Bei von der Sonne weiter entfernten Körpern ist die Dichte viel geringer (Mars, Pluto, vergleichbare Monde von Jupiter und Saturn).

5g) Gase unterbrechen den Elementaufbau oft

O, Mg und Si nehmen extrem selten ein weiteres Nukleon auf, Bor, Fluor oder Phosphor sehr schnell.

Entsprechend finden wir die Häufigkeiten.

Es gibt aber Hindernisse.

F hat einen Schmelzpunkt von –220°C und einen Siedepunkt von –188°C.

Ne hat einen Schmelzpunkt von –249°C und einen Siedepunkt von –246°C.

Cl hat einen Schmelzpunkt von –101°C und einen Siedepunkt von –34,1°C.

Ar hat einen Schmelzpunkt von –189°C und einen Siedepunkt von –186°C.

Ar hat einen Schmelzpunkt von –157°C und einen Siedepunkt von –153°C.

Kr hat einen Schmelzpunkt von –112°C und einen Siedepunkt von –108°C.

Sofern sie sich an der Oberfläche befinden, verdampfen F, Ne, Cl, Ar, Kr und Xe nach der Entstehung sofort und verteilen sich rund um den Globus in der Atmosphäre.

In der Atmosphäre können diese wieder ein Nukleon aufnehmen und fallen dann herab.

Vor allem bei Ne haben wir eine Unterbrechung, wenn der Himmelskörper Ne nicht festhalten kann und Ne in den Weltraum entlässt.

6) Landplattenaufbau auch über Materie-Input

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6a) Kaum Atmosphärenänderung über Sonnenwind

Laufende Sonnenwindbestrahlung (Hadronen- bzw. Nukleoneneinfang) führt zu Betaeffekten und Zerfallsprozessen in der Erdatmosphäre.

Allerdings ist die Sonnenwindbestrahlung zu gering um in kürzeren Zeitabläufen die Erdatmosphäre zu ändern.

Die Erdatmosphäre ist auf Wasserdichte komprimiert nur 5 bis 8m dick.

Durch den Sonnenwind wird alle 1,625 Mrd. Jahre 1m Erdoberfläche um 1 Elementzahl erhöht.

Würde der Sonnenwind tatsächlich in diesen 5 bis 8m Atmosphärendicke aufgehen, so bräuchte er um die 10 Mrd. Jahre um die gesamte Atmosphäre um 1 Elementzahl zu verändern.

Zu beachten ist, dass die Erde eine dünne Atmosphäre hat.

Bei dichteren (wie Venus) dauert es noch länger.

Bei dünneren Atmosphären (wie Mars) geht noch mehr daneben und es dauert genauso lang.

Eine wirkungsvolle Veränderung der Atmosphäre durch Sonnenwindbestrahlung ist bei unseren Abständen von der Sonne nicht möglich.

Ausserdem wird bei der Elementerhöhung aus C nur N und aus N nur O.

Bei der Erde würde sich da nicht viel verändern. Der anteil des O stiege dabei über Mrd. von Jahren.

6b) Kleinkörper entwickeln sich gleich

Die Atmosphären von Kleinkörpern bekommen ihre Atmosphären aus der Meteoritenaufnahme.

So entwickelt sich die Atmosphäre bei allen kleinen Planeten grundsätzlich ähnlich.

Dasselbe gilt für die Weiterentwicklung innerhalb der Landmassen kleiner Körper.

Weitere Protonen- bzw. Nukleonenzufuhr lässt heute innerhalb der Landplatte Elemente wie Phosphor, Schwefel, Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Fortwährende Wandlungen sind so gewährleistet.

6c) Landplatte durch einseitige Materiebestrahlung

Was passiert, wenn ein Himmelskörper einseitig einer massiven Materiestrahlung ausgesetzt ist?

Die feste Oberfläche würde auf der bestrahlten Seite immer dicker.

Dieser Landbereich (etwa ¼ der Oberfläche) wird schwerer und sackt etwas tiefer nach unten, wenn der Körper innen einen flüssigen Ring hat.

Soviel wie die Platte absackt, soviel schmilzt unten ab.

Allerdings kommen die leichteren Elemente und Verbindungen langfristig wieder hoch (zB über Vulkane).

Wird die Platte dadurch leichter, so wird sie auch dicker.

Eine Landmasse über etwa ¼ Planetenoberfläche kann so durch einseitige Materieaufnahme tatsächlich entstehen.

6d) Zweiseitige Materieaufnahme

Eine Sonne zieht von aussen Unmengen an Materie an.

Bei uns ist sie 40 mal grösser als die Sonnenwindabstrahlung.

Kreis ein nicht selbst rotierender Planet um die Sonne, so bekommt er von der Sonne Sonnenwind und auf der Rückseite die normale Materieströmung zur Sonne.

Die Rückseite wächst 40 mal schneller als die Vorderseite.

So ein Körper würde auf der Rückseite eine grosse Landplatte aufbauen.

6e) Landplatte durch Materieeinfang

So eine Landplatte wie bei der Erde kann z.B. durch einseitigen Meteoriteneinfang entstehen.

Dieses Material trifft die Erde grösstenteils auf der gleichen Seite (Vorderseite), wenn sie sich noch nicht dreht.

So baut sich an einer Stelle ein dicker Haufen auf, der nach aussen immer dünner wird.

An den Rändern dieser Vorderseite wird diese Platte am dünnsten.

Die Randbereich können später auch wegbrechen, z.B. wenn sich die Platte in Bewegung setzt.

Diese Ränder können z.B. zu Sedimenten in einem grossen Ozean werden.

6f) Landplatte bricht auf

Am Ende ist es völlig egal, wie die Kontinentalplatte der Erde entstand, ob durch einseitige Materieaufnahme oder über eine alles umschliessende dicke Kruste.

Eine Kruste bricht an vielen Stellen immer wieder auf, um steigenden inneren Druck zu entlasten.

In der Regel entsteht jeweils ein sich sehr lang hinziehender Bruch.

Die Krustenplatte schiebt sich dann dort kontinuierlich nach beiden Seiten auseinander.

Teile der Platte schieben sich so untereinander.

Der nach unten ragende Teil schmilzt ab.

So wird die Platte immer kleiner.

Heute haben wir nur noch rund 1/3 der Erdoberfläche oder weniger als Kontinentalsockel (auch überflutete).

Im Durchschnitt ist die heutige Landmasse etwa 30-35km dick.

7) Wegschmelzen von Kontinentalplatten

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7a) Kontinenalplatten schmelzen weg

Rund 30% der Erdoberfläche bedecken die Kontinente, etwa 70% die Unterseeplatten.

Die Kontinentalplatten werden immer kleiner.

An ihrem unteren Ende schmilzt laufend Gestein ab.

Das schwerere sinkt in Richtung Erdmitte in die Tiefe und ist verloren.

Nur die leichteren Elemente bzw. Verbindungen bleiben oben und schwimmen zu der obersten flüssigen Stelle des Erdmantels. Diese ist unter den Ozeanen.

7b) Plattenverschiebungen

Die leichten Elemente drücken die Ozeane über die dort dünnen Unterseeplatten nach oben. Immer wieder bricht die Kruste dort auf.

Das finden wir am gesamten atlantischen Rücken.

Dort fliesst leichtes Material nach oben und drückt die Unterseeplatte nach Westen und Osten.

Daher wandern Amerika und Europa immer weiter auseinander.

Im Pazifik und dem indischen Ozean passiert dasselbe.

So schiebt sich die Pazifikplatte im Osten unter Nord- und Südamerika und produziert dort Gebirge.

Unten schmilzt jeweils das Material der leichten Unterseeplatte wieder ab.

Das stellt kein Problem dar, weil das festere der Unterseite der Unterseeplatte dasselbe Material ist wie das nach unten anschliessende erst sehr zähflüssige und nach unten immer flüssiger werdende.

7c) Unwiederbringliche Kontinentalmasse

Katastrophal wirkt sich so etwas aus, wenn sich nun eine Kontinentalplatte unter eine zweite Kontinentalplatte schiebt.

Indien schiebt sich unter den Himalaya.

Hier schmilzt nun unten Gestein von uralten Landmassen ab, das auch viel schwerere Elemente beinhaltet.

Diese schwereren Anteile gehen nun unwiederbringlich verloren.

7d) Landabschmelzung bei 3km mehr Wasser

In den letzten 250 Mill. Jahren verlor die Erde 750m Wasserhöhe.

Vor 1 Mrd. Jahren könnte die Erde zB 3 km mehr Wasserhöhe gehabt haben.

Entsprechend höher ist dann der Druck auf den Boden.

Das ist soviel, wie wenn über 1km mehr Land auf dem Untergrund lastet.

Dann schmilzt unter der Erdkruste 1km mehr Land ab.

Die Erdkruste war dann unter der See 1 km dünner und viel anfälliger.

7e) Verschiebungen von Unterseeplatten

An dünnen Stellen bricht die Kruste auf.

Von dort drückt es die Unterseeplatten in alle Richtungen auseinander.

Unterseeplatten schieben sich so übereinander.

Soweit sie nun weiter nach unten ragen, schmelzen sie ab.

Bei Unterseeplatten ist die Materialzusammensetzung an der Unterseite dieselbe wie die des Magmas darunter.

So könnten sich Unterseeplatten hin- und herschieben ohne das es sonstige Auswirkungen gibt.

7f) Elementänderung in Untersee- und Landplatten

Allerdings entstehen auch innerhalb der Unterseeplatten Elementänderungen.

Schliesslich gibt es in ihnen auch einen gewissen Wasseranteil und Zerfall, der C und Alfas entstehen lässt.

Im Laufe von Millionen Jahren bilden sich innerhalb der Unterseeplatte massenweise leichtere und schwerere Elemente.

Die leichteren kommen immer wieder nach oben, die schwereren sinken beim Schmelzen unten noch tiefer.

So bildet sich immer mehr Material für leichtere Landplatten.

Zusätzlich liefern auch die Meteoriteneinschläge zusätzliche leichte Materie.

Es gibt daher von jeher einen sehr grossen Anteil leichten Materials für Landplatten gegenüber mittelschwerem für die Unterseeplatten.

Normalerweise entwickelt sich es umgekehrt.

Leichtes Material der Landplatten nimmt Alfas und Neutronen auf.

Es wird zu schwererem Material wie es die Unterseeplatte hat.

7g) Erd-Temperatur steigt nach innen

Jede 33m Tiefe wird die Erde um 1°C wärmer.

Alle 1000m Tiefe steigt die Temperatur um 30°C.

Schmelzpunkte in °C (bei Drücken an der Erdoberfläche):

P	Na	S	Mg	Al	Si
44°	97,8°	113-119°	650°	660°	1420°

In 22km Tiefe hat man schon etwa 660°C.

Wegen der hohen Drücke und des hohen Si-Anteils (Si-Mg-Schicht) sind die Kontinentalsockel etwa 40 bis 100km dick.

7h) Kontinentabschmelzung bei Erderwärmung

Erwärmt sich die Erdoberfläche um 1°C, so schmelzen unter den Land- und Ozeansockeln 33m feste Materie weg.

Bei einer Erwärmung um 6°C schmelzen unten rund um den Globus 200m ab.

Das erhöht den Druck auf die dünnsten Stellen der Ozeanplatten, die verstärkt aufbrechen.

Erhöhte Plattenverschiebungen sind in dieser Zeit die Folge.

Das erhöht auch die vulkanische Tätigkeit und kann die Temperatur der Oberfläche weiter erhöhen.

Ein sehr schnelles Umkippen des Klimas ist die Folge.

Das gab es in der Erdgeschichte relativ oft.

7i) Erde war nie ein Glutball

Plattenverschiebungen verkleinern die Kontinentalmasse kontinuierlich.

Wegen der Existenz dicker Kontinentalplatten konnte die Erde früher nie ein flüssiger Glutball an der Oberfläche gewesen sein.

Jedes Mal, wenn die Erde Kontinentalplatten übereinander schob, hat sie beträchtliche Kontinentalmassen verloren.

Heute sind nur noch rund 30% davon übrig.

7j) Entstehung der Kontinentalmasse

Die Grundlage für die Kontinentalmasse wird durch die Aufnahme von meteoritischem Material aus dem Weltraum gelegt.

Umschliesst den Planeten ein Wassergürtel, so sinkt dort CO₂ in die Senken des Meeresbodens und wird von Sedimenten immer wieder überlagert.

Wasserstoffanteile im eingeschlossenen Meeresboden fangen ihr Elektron ein.

Die entstehenden Neutronen produzieren in der Umgebung höhere Elemente.

Eingeschlossener C zerfällt in Alfas, die in der Umgebung auch für höhere elemente sorgen.

So entwickelt sich im Laufe der Zeit eine Kruste mit verschiedensten Elementen.

Interessant wird es dann, wenn die Kruste bricht, sich überlagert, aufwölbt, faltet und die Flächen mit den höheren Elementen immer wieder mit dem übrigen durchmischt werden.

7k) Wie wird ein Planet flüssig

Beim Wachstum ist ein kleiner Planet im Inneren zuerst fest.

Erst ab einer bestimmten Grösse erreicht die Temperatur innen Werte, bei der Mantelanteile zunehmend flüssiger werden.

Mit wachsendem Druck presst der Planet immer mehr Wärme (alles negative Teilchen) aus dem Inneren nach aussen.

Sein Zentrum wird dadurch positiv und zieht alles Negative an.

Negative Wärmeteilchen verlassen druckbedingt massenweise das Zentrum, werden dann aber im Mantel abgebremst und gestoppt.

Der Mantel des Planeten bekommt dadurch die höchste Wärmemenge des gesamten Planeten.

Bei zunehmendem Wachstum wird der Mantel bei einer bestimmten Entfernung von der Mitte zuerst flüssig.

Bei weiterem Planetenwachstum wird dieser flüssige Ring zunehmend breiter.

Bei der Erde sind aussen nur noch 6 bis 100km fest.

7l) Planet einseitig eingefroren

Wird die Planetenkruste zu dünn, kann es viel geologischen Ärger.

Vor allem Flüssigkeiten auf der Planetenkruste können Schwierigkeiten machen.

Kreist ein wasserführender Planet bei bestimmtem Abstand um die Sonne, so kann das Wasser auf der Sonnenseite verdampfen und auf der Rückseite eingefrieren.

Das kann passieren, wenn er nicht um eine eigene Achse rotiert oder die Achse in die Sonnenrichtung zeigt.

Ist alles Wasser auf der Rückseite eingefroren, kann der Planet lange so stabil bleiben.

Wenn er nun durch einen anderen Planeten in eine sonnennähere Bahn gezwungen wird oder sich die Lage der Ekliptik durch den Einfang eines neuen sehr grossen Planeten in so ein Sonnensystem verändert, so schmilzt das Eis.

Die bisherige Rückseite des Planeten wird nun sehr leicht und die Vorderseite schwer.

Entsprechend fliesst im Inneren Magma von der Vorder- zur Rückseite.

Die Kruste auf diesem Magma fliesst natürlich mit.

Auf der Rückseite kommt es dadurch zu riesigen Gebirgsbildungen (denke auch an Gebirgsbildung auf der Mondrückseite).

Auf der Vorderseite bricht die Kruste auf. Dort strömt Magma nach oben und drückt die Unterseeplatten noch weiter auseinander.

8) Flüssigkeiten beim Einfang

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8a) Wohin laufen Flüssigkeiten

Ein Planet rotiert z.B. um eine grosse Sonne.

Beim Schwerpunkt des Planeten ist die Sonnengravitation im Lot.

Näher zur Sonne fliessen die Flüssigkeiten zur Sonnenseite, und zwar so nah wie nur möglich.

Auf der Rückseite fliessen die Flüssigkeiten genauso von der Sonne weg.

Die Gravitation des Planeten verhindert, dass alles Flüssige auf der Vor- und Rückseite des Planeten ausläuft.

Das Ganze sieht man insbesondere bei Ebbe und Flut der Ozeane auf der Erde.

8b) 4 Möglichkeiten der Rotation

1. Die Erde rotiert um die Sonne.

2. Die Erde dreht um sich selbst.

a. Dreht ein Planet um sich selbst in der Richtung seiner Bahn um die Sonne.

b. Dreht ein Planet um sich selbst gegen die Richtung seiner Bahn um die Sonne.

8c) Kräfte an der Körperrückseite

Aus Fliehkraftgründen ist nun die Drehrichtung an der Aussenseite zu untersuchen.

Das ist die Seite, die der Sonne abgewandt ist.

Sie ist weiter weg und hat eine höhere Fliehkraft.

Die Gravitationskraft der Sonne ist dort kleiner.

Dreht ein Planet in die Richtung der Bahn um die Sonne, so steigt seine Fliehkraft an der Rückseite.

Dreht ein Planet gegen die Richtung der Bahn um die Sonne, so fällt seine Fliehkraft an der Rückseite.

8d) Rotieren gegen oder in die Umlaufbahn

Beispiel: Ein Körper mit Flüssigkeit wird in eine Umlaufbahn eingefangen.

1. Er dreht in die Rotationsrichtung um die Sonne.

Die Flüssigkeit an der Rückseite von der Sonne fliesst verstärkt von der Sonne weg, diejenige an der Vorderseite schwächer in Richtung zur Sonne hin.

2. Er dreht gegen die Rotationsrichtung um die Sonne.

Die Flüssigkeit an der Vorderseite fliesst verstärkt in Richtung Sonne, diejenige an der Rückseite schwächer von der Sonne weg.

8e) Erde dreht gegen die Umlaufbahn

Rotiert der Körper gegen die Umlaufbahn, so kann der Drang der Flüssigkeit zur Rückseite sehr gering sein.

Die Flüssigkeit fliesst dann insgesamt verstärkt zur Seite der Sonne.

Die Erde rotiert heute um sich selbst gegen die Richtung der Umlaufbahn um die Sonne.

Das reduziert natürlich die Fliehkräfte auf der Rückseite (Nachtseite).

Es hat aber zur Folge, dass die Luftdichte in grösseren Höhe, z.B. in 600 km tagsüber 6 bis 8 mal grösser als nachts ist.

8f) Mond: Magma lief zur Erdseite

Unser Mond hat seine Gebirge auf der Rückseite.

Sie sind die leichtesten Teile des Mondes.

Etwas schwereres Magma floss auf die Erdseite.

Es lief dort aus, schuf die Maare und füllte die Krater.

Maare finden sich daher vor allem in den Äquatorregionen und weniger an den Polen.

Magma lief auf der Vorder- und der Rückseite in dortige Niederungen, aber sehr überproportional an der Vorderseite.

Seine gesamte Atmosphäre und beim Einfang verdampfende Gase verlor er direkt an die Erde.

Würde man vom Mond entsprechendes Gestein aus diesen vollgelaufenen Maaren holen, so liesse sich der Zeitpunkt des Mondeinfangs genau bestimmen.

9) Einfang Planeten / Erde

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Nun könnte man untersuchen, wann und wo unsere Erde ihren Geburtsort verlies,

wann und wie lange ihr Wasserspiegel zunahm,

wann sie unsere Sonne eingefangen hat und

wie lang die Erde schon dreht.

9a) Viele Sonnen rasen an uns vorbei

Die Sonnen in unserer Nachbarschaft sind durchschnittlich 4¼ ly auseinander.

Sie rasen kreuz und quer.

Unsere Sonne hat momentan eine relative Geschwindigkeit zum Durchschnitt der anderen von 20 km/s.

In 15.000 Jahren legen die Sonnen etwa 1 ly zurück.

Sie kommen unserer Sonne oft sehr viel näher.

Durchschnittlich rast alle 60.000 Jahre eine andere Sonne im Bereich bis zu 4 ly von uns vorbei.

Alle 60 Mill. Jahre rast im Schnitt eine Sonne im Abstand von 40 Mrd km an uns vorbei.

Jede 2 Mrd Jahre rast eine Sonne mit geringerem Abstand als Saturn an unserer Sonne vorbei.

9b) Viele Planeten sind einzufangen

Um so kleiner Himmelskörper sind, um so mehr gibt es davon.

Auch sie rasen kreuz und quer, bis sie von einem grösseren eingefangen werden.

Gibt es 20 mal soviel Körper in der Jupitergrösse als in obiger Sonnengrösse, so kann unser Sonnensystem durchschnittlich alle 100 Mill. Jahre einen Jupiter mit geringerem Bahn-r als Saturn einfangen.

Kleinere Planeten tauchen noch sehr viel öfter auf.

Für unser Sonnensystem ist es überhaupt kein Problem, alle 60 Mill. Jahre einen Planeten zu jedem neuen Erdzeitalter einzufangen.

9c) Erdentstehung

Die Erde entstand in der Umlaufbahn einer schwarzen Sonne.

Dabei kann sie auch genug Wasser aufgenommen haben.

Wasser und C sorgen für höhere Elemente.

Die ältesten sind nun teilweise schon knapp über 4 Mrd. Jahre alt.

Weiter als die ältesten Gesteine kann man ja nicht zurück messen.

Weiter zurück ist alles normale Interpretation und Philosophie.

9d) Erdeinfang über 600 Mill. Jahre her

Seit die Erde um unsere Sonne kreist, kann sie über Wasserverdampfung in den Weltraum wieder Wasser verlieren.

Erst seit 440 Mill. Jahren gibt es Ablagerungen auf dem Festland.

Vorher war alles überflutet.

Die neuere Erdgeschichte beginnt vor etwa 620 Mill. Jahren.

Vorher fehlte die Biologie.

Man könnte daraus folgern, dass die Erde erst vor 620 Mill. Jahren zu unserer Sonne mit ihrer Wärme kam.

Wie lange die Erde nach dem Ausbrechen aus der Geburts-Umlaufbahn um einen schwarzen Körper bis zu unserer Sonne unterwegs war ist momentan auch ungeklärt.

Vor 620 Mill. Jahren taute die vereiste Erde auf und Wasserleben bildete sich in grossem Stile.

9e) Aufbrechen der Urkruste

Die Landplatte der Erde kann auf die aller normalste Art und Weise entstanden sein.

Die Erde wuchs rund herum durch Materieeinfang.

Dadurch wurde der innere flüssige Mantel immer breiter und die Kruste dünner.

Die Oberfläche brach an ozeanischen Rücken durch Vulkane, usw. immer wieder auf.

Unter der dünnsten Stelle der Kruste sammelte sich immer mehr leichtes flüssiges Material.

Es drückte die Landplatte dort auseinander.

9f) Übereinanderschieben + Wegschmelzen der Kruste

Dabei schob es diese Platten übereinander.

Soviel wie die Landplatten dadurch tiefer in das Flüssige unten eintauchten, um soviel schmolzen sie ab.

Das ganze passierte an vielen Stellen der dünner gewordenen Erdkruste.

Die Landfläche wurde dadurch laufend kleiner.

Schliesslich erreichte sie ihr heutiges Niveau.

Der Landverlust geht aber auch heute noch weiter.

Schon bis vor 600 Mill. Jahren dürfte der leichte Mg-Si-Sockel auf unter 40% der Erdoberfläche abgeschmolzen sein.

9g) Aufschmelzen vor 620 Mill. Jahren

Vor dem Einfang der Erde durch die Sonne waren die Ozeane oben eingefroren, möglicherweise Ar und O₂ flüssig.

Das Leben begann unter Wasser. Bei steigender Temperatur wird Eis von unten nach oben flüssig.

Beim Einfangen der Erde in die Sonnenumlaufbahn schmolz das Wasser ab dem damaligen Äquatorbereich sehr schnell.

In den letzten 30 Mill. Jahren hat sich der Kippwinkel der Erde alle 4½ Mill. Jahre um 1° angepasst.

Vor 620 Mill. Jahren konnte das ähnlich schnell geschehen, wenn die Erde mit hohem Kippwinkel eingefangen wurde.

Spätestens vor 600 Mill. Jahren waren die Ozeane wieder aufgeschmolzen.

Im Kambrium vor 580 – 500 Mill. Jahren lagerten sich die ersten fossilführenden Sedimente ab.

9h) Hoher Wasserspiegel

Ob die Landmasse im Urkontinent Pangaea vor 600 Mill. Jahren noch vereint war, ist unerheblich, da alles unter Wasser war.

Dieses darf man aber nicht mit den ganz speziellen Meeresüberflutungen im Devon oder Jura gleich setzen.

Heute haben die Ozeane eine durchschnittliche Tiefe von 3800m.

Im Kambrium hatte die Erde noch sehr viel mehr Wasser, möglicherweise 30 bis 40% mehr.

Der Wasserstand kann damals durchaus über 1000m höher gelegen haben.

Der höhere Druck auf die Unterseeplatten hielt mehr Magma unter den Kontinenten.

Er hielt sie so hoch, dass sie bereits vor 440 Mill. Jahren auftauchen konnten und Fauna auf diesen Landflecken ermöglichten.

10) Planetenrotation

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10a) Sonne dreht Planeten nur in der Ekliptik

Pangaea hatte seinen Schwerpunkt vor dem Erdmittelalter etwas unterhalb des Äquators.

Landmassen erwärmen sich besser als die Wasseroberflächen und haben mehr negative Energie.

Die Sonne müsste den leicht südlichen Pangaea etwas weniger anziehen als den Norden.

Die Sonne kann Planeten aber kaum über Kopf drehen.

Dreht sie einen Himmelskörper mit einer warmen südlichen Platte unten um 1° nach hinten, so ist dieser Körper nach halbem Umlauf um die Sonne um 1° nach vorne gewinkelt und wird wieder zurückgeschoben.

Das geht immer hin und her.

10b) Sonne dreht Planetenatmosphäre und beschleunigt Planetenrotation

Licht und Wärme bestehen aus negativen Teilchen (4er-Teilchen verschiedenster Wellenlängen). Sie beeinflussen die auch negative Gravitation ganz massiv.

Auf der Morgenseite ist die Erde aussen kälter (geringerer negativer Anteil), auf der Abendseite weniger kalt (grösserer negativer Anteil).

Die negative Sonnengravitation zieht die Morgenseite besser an als die Abendseite.

So bringt die Sonne Planeten über Flüssigkeiten und der Atmosphäre zur Rotation.

Man muss noch beachten, dass die Sonne die Planetendrehung normalerweise gravitativ bremst.

Der Rotationsdruck über den Tag- Nacht- Effekt muss dieses übersteigen.

10c) Drehzahlstart nicht temperaturbedingt

In den vergangenen 32 Mill. Jahren reduzierte sich der Kippwinkel der Erde um rund 8°.

Durchschnittlich verändert sich der Kippwinkel seither um 1° jede 4 Mill. Jahre.

Primär passiert das durch Luft- und Wasserströmungen am Erdrand.

Wenn der Kippwinkel grösser ist, so sind auch die Veränderungen höher, und umgekehrt.

Mit so einer Veränderungsgeschwindigkeit könnte sich auch die Drehzahl ändern.

Allerdings würde es im freien Raum mehrere Zig-Millionen Jahre für die erste Umdrehung brauchen.

Tatsächlich geht so ein temperaturbedingter Drehzahlanfang nur in der nahen Umlaufbahn um eine Sonne. Und diese bremst eine Drehung sicher und verhindert das.

10d) Was passiert bei Drehzahländerungen

Wenn ein Himmelskörper wie die Erde zu drehen beginnt, folgen weite Meeresüberflutungen, wenn die hintere Erdkugel vereist war.

Beim Steigern der Drehzahl plattet der Körper ab.

Die Oberfläche erhöht sich.

Die Krümmung wird unterschiedlicher.

Leichte Landplatten marschieren zu den Polen.

Auch das noch leichtere Wasser hat einen Drang zu den Polen.

Grosse Landmassen am Äquator können fliehkraftbedingt auseinander driften.

Tag- Nacht- Temperaturwechsel der Landplatten schwächt sich ab.

Die Beschleunigung der Drehung sinkt ab einer bestimmten Drehzahl.

Beim Abbremsen sinkt die Oberfläche und die Krümmung gleicht sich an.

Magma fliesst etwas vom Äquator weg, Wasser zu ihm hin.

Tag- Nacht- Effekte steigen.

Die Platten wandern wieder besser in die Drehrichtung (wenn die Drehzahl vorher zu hoch war).

10e) Rotation durch Materieeinfang in Umlaufbahn

Unsere Erde rotiert so um die eigene Achse, dass ihre Rotationsrichtung an der Sonnenseite mit der Richtung der Umlaufbahn um die Sonne übereinstimmt.

Massenweise Kleinkörper, Meteoroide, usw. rotierten weiter innen schneller um die Sonne,

andere weiter aussen langsamer um die Sonne.

Die Erde hat solche Materie im Laufe der Zeit reihenweise eingefangen und den Raum neben ihr nahezu leergefegt.

Die von innen kamen, waren schneller und kamen von hinten. Sie beschleunigten die Erddrehung,

Die von aussen kamen, waren langsamer und kamen von vorne aussen. Sie beschleunigten dadurch die Erddrehung auch. Es kommt aber mit darauf an, wie schnell der aufnehmende Körper bereits dreht.

Wir haben daher 2 grundlegend verschiedene Ursachen für die Körperdrehung (Materieeinfang – Temperaturdifferenz).

10f) Drehgeschwindigkeit des Jupiter

71400 km Jupiter-Radius *Pi = 224303,1 km r Þ *2 = 448606,2 km d

Er dreht alle 9,91667h einmal.

Þ /9,917 = 45237,6 km/h Þ / 3,6 = 12.566,000 m/s Drehgeschwindigkeit am Äquator

Fliehkraft Fz = M* v² / r = M* (12.566m/s)² / 71.400.000m = M* 157904377m²/s² /r = 2,21 N

9,806 N / 2,21 N = 4,434 bzw. 1/ 0,225.53

Die Jupiterfliehkraft beträgt am Äquator 22,5% der Gravitation.

Er könnte noch 2 mal schneller drehen, bis er H verliert.

10g) Schnelle Materieaufnahme bei Jupiter

Die Sonne zieht Materie von weit aussen mit hoher Geschwindigkeit an (z.b. 100km/s).

Diese rast z.b. relativ senkrecht zur Sonne.

Jupiter fliegt genau in diese Strahlung hinein und kollidiert vorne mit ihr.

Sie dreht den Jupiter laufend schneller.

Sowohl Erde als auch Jupiter drehten schon während ihrer Entstehung.

Dreht ein grosser Körper nicht mehr, so ist es sehr schwierig ihn später zum Drehen zu bringen, wenn er sich in der Umlaufbahn eines viel grösseren Körpers befindet.

Ursache: Flüssigere schwerere Materie plaziert sich näher in Richtung der zentralen Sonne.

10h) Fragen zur Rotation anderer Planeten

Wie hoch ist die entsprechende Dreh- Beschleunigung bei unseren Planeten.

Wie hoch ist die heutige Drehbeschleunigung von Venus (243d) und Merkur (58,65d)? Sie ist wegen der langsamen Rotationsgeschwindigkeit auch noch extrem klein.

Wann hat welcher Planet seine maximale Drehgeschwindigkeit (schnellere Rotation – geringere Abkühlung hinten).

Dreht er zu schnell, so verliert er am Äquator fliehkraftbedingt wieder Gase, Flüssigkeiten und leichte Materie. Selbst Jupiter hat hier aber noch Drehreserve (siehe oben).

10i) Obere und innere Verschiebungen bei Rotationszunahme

Bei wie viel mehr Umdrehungen fliesst zuerst wie viel mehr ‚leichtes’ Wasser zu den Polen?

Schwerere Bereiche im Erdinneren driften bei hoher Drehzahl sofort zum Äquator und erhöhen dort die negative Gravitation. Dort kann der Äquatorbereich danach mehr Wasser halten.

Bei welcher Drehzahl verdrängt es wie viel Wasser vom Äquator weg zu den Polen hin, wenn erdinnere schwere träge Bereiche bei mehr Drehzahl zum Äquator driften.

10j) Weitere Fragen zur Rotation

Wie wirken verschiedene Körperradien auf die Drehbeschleunigung (Hebelwirkung)?

Es funktioniert genau nach dem Drehimpulserhaltungssatz.

Wie arbeiten Wirbel in der Atmosphäre, dafür oder dagegen? Sie gleichen sich aus (vgl. Impulssatz).

Sind langsamere Rotatoren früher oder später in die Sonnenumlaufbahn eingefangen (Merkur, Venus). Beide können durch die Sonne in der Rotation seit Jahren gebremst worden sein.

Ab wann bremste die Erdrotation (Ursache Mond)? Der Mondeinfang kann das Westwandern Amerikas vor rund 200 Mill. Jahren verursacht haben.

Wann wurde der Mond eingefangen (u.a. vor, beim oder nach der Erdkippung)? Die Erde kippt nach dem Jupitereinfang und nicht nach dem Mondeinfang.

Was führte zum Kippen aus der Ekliptik? Jupitereinfang vor 70 – 80 Mill. Jahren - gleichzeitig Beginn der alpidischen Gebirgsbildung

10k) Heute keine Plattenbewegung durch Rotationsänderung

Zu untersuchen: Wie flott steigen bei beschleunigter Drehung der Vulkanismus und die Gebirgsbildung.

Bei beschleunigter Drehung wandern Platten schneller.

Das betrifft aber nur die Verschiebung, die von der Drehungsänderung ausgeht.

Die Rotation ändert sich nur über vielen Millionen oder Zig-Millionen Jahre.

Plattenverschiebungen passieren dagegen auch sehr schnell, z.b. nach dem Abschmelzen von Eiszeitgletschern.

Durch die Rotation veränderte Plattenverschiebungen arbeiten sehr langsam.

Unsere Erde hat momentan wahrscheinlich keine durch Rotationsänderungen hervorgerufene Plattenverschiebungen.

Und das, obwohl unser Mond die Erde relativ schnell abbremst.

10l) Auseinanderdriften von Pangaea

Bei welcher Umdrehungszahl begann der Urkontinent sich auseinander zu bewegen?

Das hatte mit der Rotation gar nichts zu tun.

Dieses Auseinanderbewegen geschah durch Wasserverlust der Ozeane.

Es wurde vor 245 Mill. Jahren im Trias und danach im Jura zu heiss.

Wasser verdampfte, stieg über die zu heisse Atmosphäre in den Tropen über die Tropopause und marschierte in den Weltraum weg.

11) Zu Meeresüberflutungen und Faltungen

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11a) Fall 1 von Meeresüberflutungen Fall1

Was verursachte die 2 Zeiten (380 oder 160 Mill.) von Meeresüberflutungen?

Mit Drehzahländerungen hatte dieses auch nichts zu tun.

Die Erde wurde nur wärmer und Eis schmolz. Da stieg der Wasserspiegel.

Da gab es auch keine Gebirgsbildungen.

Vor mehr als 440 Mill. Jahren war die ganze Erde noch überflutet.

Land kam erst durch die Eisbildung im Silur an die Oberfläche.

Auch im Jura muss man bedenken, dass die Juraablagerungen nur durch den Rückzug des Meeres auftraten. Vorher waren diese Flächen immer unter dem Meeresspiegel.

11b) Meeresüberflutungen Fall 2

Verdampft Wasser aus den Weltmeeren in den Weltraum (Fall 2), so sinkt das Gewicht auf die Unterseeplatten.

Diese steigen höher.

Nun fliesst Magma von unter den Kontinentalplatten zu den Unterseeplatten.

Darauf befindliche Landmassen wandern hierbei meist mit.

Das liefert viele Plattenverschiebungen.

Die Platten laufen genau in die Richtung, wie das unterirdische Magma fliesst.

Das Magma läuft vom Land zur See.

Es zieht die Landplatten auseinander.

Sie werden dünner und sinken ab.

Viele Flächen fallen dabei unter den Meeresspiegel – Meeresüberflutungen

11c) Fall3 – nach Eiszeit

Auf den nördlichen Landmassen lagerten sich in Eiszeiten riesige Mengen an Eis ab.

Sie drückten das Land 1 bis 2 km tiefer in das Erdmagma.

Dort schmolzen Teile des Landsockels ab.

Nach dem Abtauen des Eises konnten diese Landmassen wegen dem Abschmelzen zum Erdmagma nicht wieder so hoch auftauen.

Ist der Meeresspiegel hoch genug, so konnten diese Flächen unter dem Meeresspiegel bleiben.

11d) Faltungen in alle Richtungen

Die Richtung der Gebirgsfaltungen ist senkrecht zur Magmabewegung.

Diese wechselte mehrmals hin und her.

Die Faltungen gingen kreuz und quer.

11e) Faltungen – alt nach jung

In Amerika sind die westlichen Faltungen die jüngsten, die mittleren die variskischen und die östlichsten die ältesten.

In Europa geht dieses alt nach jung von Nord nach Süd.

In Afrika ist ausser dem Atlas alles eine Tafel.

Von Neuseeland nach Australien haben wir das amerikanische Spiegelbild (west nach ost = alt nach jung)

Im nördlichen Asien gilt das auch.

In China sind die alten und mittleren Faltungen vertauscht.

Die alten sind im Osten statt im Westen.

Von Ostchina nach Birma zieht sich die Entwicklung alt nach jung (Umkehrung zu Ostsibirien und Australien).

Von Westsibirien nach Thailand zieht sich ein mächtiger Gürtel mit variskischen Faltungen. Im Süden schliessen sich junge, sonst alte Faltungen an.

In Zentralasien haben wir dasselbe wie in Europa ( alt nach jung von nord nach süd; nur Indien stört unten).

Wir finden einen alpidischen Ring rings um den Pazifik und am Südrand Europas und Asiens hin zu Afrika und Indien.

11f) Ergebnis der neuen Faltung

1. Landmassen um den Pazifik driften in den Pazifik.

2. Europa und Asien driften nach Süden

Die alpidischen Faltungen entstanden vor allem durch das Kippen der Erde vor 70 bis 80 Mill. Jahren !

Junge Vereisungs- und Wärmephasen verstärken Nord- Südbewegungen von Landplatten.

11g) Weitere Fragen zur Plattenverschiebung

a) Wie hoch beschleunigt eine Versteppung die Bewegung einer Platte (grössere Temperaturdifferenzen)?

Die Sonne dreht Planeten ja auch über die Oberflächen- Temperaturdifferenzen.

b) Bremst der Mond die Erde oben und unten gleich und welche sonstigen Folgen hat das?

Beide Fragen werden hier nicht weiter ausgeführt.

12) Ellipsen

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12a) Ellipsenbahn nach Einfang

Als die Erde von der Sonne eingefangen wurde, hatte sie wahrscheinlich eine viel stärker oder weniger ausgeprägte Ellipsenbahn.

Im sonnennahen Bereich heizt sich ein Planet normal negativ auf und wird weniger von der negativen Sonnengravitation angezogen.

Im sonnenfernen Bereich heizt er sich normal weniger negativ auf (kälter) und wird besser von der negativen Sonnengravitation angezogen.

Im Laufe der Zeit wird eine ausgeprägte Ellipsenbahn der Erde so immer kreisförmiger.

Das gilt so nicht uneingeschränkt, wenn zwischenzeitlich negative Differenzen auftreten (z.B. Sommer und Winter).

Wie lange z.b. die Erde braucht um eine stärkere Ellipse in eine mehr oder weniger kreisnähere Ellipsenbahn umzuwandeln, lässt sich hier nicht untersuchen.

12b) Bahnellipse wegen Jahreszeiten

Im Nordwinter hat die Erde den nahesten Abstand zur Sonne.

Diese Ellipsenbahn wird durch die verschiedene negative Gravitation der Erde im Nordsommer bzw. Nordwinter verursacht.

Im Nordwinter ist die Erde insgesamt kälter. Die Sonne zieht die Erde stärker an.

Im Nordsommer ist die Erde insgesamt wärmer und negativer. Die Sonne zieht sie etwas weniger stark an.

Wichtig: Die Gravitation ist die Summe aus positiven und negativen Kräften und nicht einseitig, wie es die alte Physik fälschlicherweise lehrte.

12c) Ursache der Erdellipse

Die Nordhalbkugel gibt Wärme schnell wieder ab.

Im Nordwinter kann sie daher näher an die Sonne.

Die Südhalbkugel hält im Südsommer aufgenommene Wärme länger.

Sie beschleunigt sich besser von der Sonne weg.

Im Nordsommer geht die Erde auf mehr Distanz zur Sonne.

12d) Minima + Maxima der Erdbahnellipse

Die tatsächliche negative Wärmeenergie liefert die Ellipsenbahn.

Es ist nicht die Frage wo die Erde am negativsten ist, sondern wann!

Anfangs des Südsommers ist die Erde insgesamt am kältesten (weniger negativ).

Sie erreicht Anfang Januar den nahesten Punkt zur Sonne.

Anfangs des Nordsommers ist die Erde insgesamt am wärmsten (am negativsten).

Sie erreicht Anfang Juli den fernsten Punkt zur Sonne.

Das hat sich nicht langfristig so eingestellt.

Die Erde rotiert somit heute auf stabiler Bahn um die Sonne.

12e) Neigung bei Ellipse ohne Bedeutung

Im Nordsommer hat die Erde den grössten Abstand von der Sonne.

Die Nordhalbkugel ist zur Sonne geneigt.

Im Südsommer hat die Erde den kleinsten Abstand von der Sonne.

Die negativere Nordhalbkugel ist von der Sonne weggeneigt.

Die Neigung spielt allerdings bei der Bahnellipse fast keine Rolle, da die Differenz zwischen Aphel und Perihel um das vielfache grösser ist als durch die Neigungsdifferenz verursacht wird.

12f) Südsommer – Erde kälter

Im Südsommer saugt sich die Erde im Süden negativ auf und gibt sie langsam auf Sommer und Winter verteilt wieder ab.

Im Nordsommer saugt sich die Erde im Norden negativ auf und gibt sie schnell im Nordsommer wieder ab.

Im Nordwinter ist die Erde daher weniger negativ als im Südwinter.

Die Nordhalbkugel ist heute durchschnittlich wärmer als die Südliche.

13) Wärme: See - Land

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13a) Temperatur des Landes nach unten

Die Landplatten sind im Schnitt 900m hoch.

Die Nordhalbkugel hat viel mehr Landfläche als die Südhalbkugel.

Das Land kann viel mehr negative Wärme festhalten und hat dadurch eine höhere negative Energie.

Nach unten wird das Land alle 33m um 1°C wärmer.

In 4700m Tiefe (3800m+900m) finden wir Temperaturen von über 130°C.

13b) Ozeanboden

Der Ozeanboden ist durchschnittlich 3800m tief und hat dort 4°C.

Am Grund der Ozeane ist die Erde kalt.

Unter dem Ozeanboden erreicht man sehr schnell hohe Temperaturen, die das Erdinnere flüssig halten.

Unter dem Land steigt die Temperatur genauso schnell, nur dass die dortigen Verbindungen viel höhere Schmelzpunkte haben.

13c) Landklima - Nordhalbkugel negativer

Das Land hat viel Stoffe mit höherem Schmelzpunkt.

Das Land hat viel grössere Elemente als die Wasserflächen.

Unter dem Wasser hat man ja auch wieder die leichtesten Elemente aus dem Abschmelzen unter dem Land.

Da die Kontinente schwimmen, muss die Masse überall auf der Erde oben etwa gleich sein.

Im Kontinentalbereich wird aber trotzdem mehr Wärme gehalten. Er ist negativer.

13d) Wärmeabgabe Ozean - Land

Wärme sind negative Teilchen mit Wellenlänge.

Die Ozeane geben Wärme langsamer ab als das Land.

Im Winter geben sie mehr und im Sommer weniger Wärme als das Land ab.

Trotzdem geben die Ozeane im Jahresdurchschnitt etwa die gleiche Wärmemenge wieder ab wie das Land.

13e) Erde im Norden wärmer

Der Norden der Erde ist mit seinen Landplatten durchschnittlich insgesamt wärmer als der Süden.

Im Südsommer nimmt die Erde im Süden mehr negative Sonnenenergie auf als der Norden im Nordsommer, weil der Norden Wärme schneller wieder abgibt.

Dazu kommt, dass die Erde im Südsommer näher an der Sonne rotiert.

Ob die Nord- oder die Südhalbkugel durchschnittlich mehr negative Energie haben, ist bis in 100 km Tiefe zu untersuchen. Dort sind beide gleich heiss.

13f) Dünne Seeplatte kühlt schnell ab

Die Nordhalbkugel wird von ihren 30 bis 40km Tiefe bis an die Oberfläche alle 33m um 1°C kälter und erzielt oben rund 15°C.

DieSüdhalbkugel wird anfangs auch ähnlich schnell kühler, aber dann sehr viel schneller.

Die Ozeanböden haben in durchschnittlich 3800m Tiefe rund 4°C.

Die rund 6km Ozeanboden werden viel schneller kalt als im Vergleich die Landmassen.

Deshalb können die Kontinente insgesamt viel mehr negative Energie halten als die Seeregionen.

Deshalb ist die Nordhalbkugel im Jahresdurchschnitt negativer als die Südhalbkugel.

Dass die Erde im Südsommer mehr Wärme als im Nordsommer festhalten kann, gleicht dieses nicht aus.

Für die Erdbahnellipse spielt es aber keine Rolle, ob die Nord- oder Südhalbkugel durchschnittlich wärmer ist.

Hier zählt nur wann die Erde wärmer ist! – nicht wo sie gerade mehr Wärme aufnimmt

13g) Erde früher nie heiss

Die Landmassen der Erde sind die leichtesten Platten der Erde.

Noch leichter ist das Wasser und dann die Atmosphäre.

Verdampft Wasser, so kann es bei genügend Temperatur die Erde verlassen.

Die Erde hat damit bestimmte Höchsttemperaturen nie überschritten (mit der heutigen Wassermenge).

Das gleiche gilt für die Kontinentalmassen, die reihenweise auch sehr viel schwerere Elemente beinhalten.

Wäre die Landoberfläche früher einmal flüssig gewesen, wären die schweren Elemente und Verbindungen (wie Fe, Ni, usw.) nach unten durchgesackt.

14) Kippen - Sonnenaktivität

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14a) Mond zieht auch am Kippwinkel der Erde

Die Nordhalbkugel ist durchschnittlich negativer (wärmer) als die im Süden.

Der Mond kreist gleichmässig im Süden und Norden. Auch bei Voll- und Neumond kreist er durchschnittlich mit ausgeglichenem Winkel um den Äquator.

Er variiert seine Entfernung zur Erde laufend.

Beim Minimum ist der Mond bis zu 15% näher an der Erde und zieht mit bis zu 33% mehr Gravitation.

Im Nordsommer zieht die Nordhalbkugel bei Neumond kräftiger am Mond (Nordhälfte ist zum Neumond hingekippt).

Im Nordwinter zieht die Südhalbkugel bei Neumond kräftiger am Mond (Südhälfte ist zum Mond hingekippt).

In beiden Fällen zieht der Mond am Kippwinkel.

In beiden Fällen drückt die Sonne entgegen dem Kippwinkel.

Der Mond würde den Kippwinkel der Erde erhöhen.

Die 2 mal stärkere Sonne versucht den Kippwinkel der Erde gerade zu stellen.

Um wie sich nun der Kippwinkel der Erde pro Jahr über diesen Effekt verändert, ist nicht bekannt.

14b) Kippt der lange Nordsommer?

Die Nordhalbkugel muss den Mond durchschnittlich besser anziehen als die Südhalbkugel.

Auf der Nachtseite der Erde zieht die Erde den Mond etwas weniger an.

Der Mond ist allerdings etwas länger auf der negativeren Sonnenseite wo er mehr Entfernung hat.

Gleicht sich das gravitativ aus?

Beachte: Die Nordwinter sind kürzer als die Nordsommer!

Im Nordsommer zieht der Mond etwas länger auf der Sonnenseite. Er kippt die Erde minimal.

Im Nordwinter zieht der Mond weniger lang auf der Sonnenseite. Er entkippt sie.

Bei Vollmond (immer Vollmond hinten) wirkt die Mondgravitation etwas höher (kleinere Entfernung) und entsprechend kürzer.

Diese Effekte lassen sich hin- und her rechnen. Schliesslich lassen sich hier auch präzise Zahlen liefern.

Dann weiss man genauestens, wie stark der Mond heute eine Kipp- oder Entkippwirkung auf die Erde erzeugt.

14c) Kippen durch Fremde

Theoretisch ist ein Kippen der Erde auch durch den Einfluss anderer passender Körper möglich.

Alle grossen Planeten sind von aussen eingefangen worden. Erde und Mars sind schon lange auf der Bahn.

Beim Einfang haben sie fast immer eine relativ ausgeprägte Ellipsenbahn, die im Laufe der Zeit immer kreisförmiger wird.

Der Kippwinkel ändert sich, wenn die Erde in eine neue Ekliptik gezwungen wird.

Die Bahn der Venus hat heute einen Winkel von 3,4° gegenüber der Erdbahn.

Dieser muss sich noch deutlich verringern um Stabilität zu bekommen.

War ihr Einfangwinkel früher noch viel grösser, so hat sie die Erde zwischenzeitlich deutlich kippen können.

Das Kippen oder Sprünge bei der Erdgeschichte können auch durch andere Monde oder Planeten verursacht worden sein, welche entweder aus der Sonnenumlaufbahn flogen oder beim Vorbeiflug (sind heute sehr weit weg) die Erde gekippt oder in eine andere Bahn brachten.

14d) Gravitation manipulierbar

Die Gravitation ist pro Masseneinheit eine extrem kleine Differenzkraft aus plus und minus.

Die Natur ist sehr ausgeglichen, da sich plus und minus immer anziehen und neutralisieren, wo immer sie können.

Schickt man nun passende Teilchen in eine Stromspule, so baut sich sofort ein riesiges Kraftfeld auf.

Wenn die Gravitation eine Kraft ist, die erst viele Kommastellen hinter der Null anfängt, so lässt sie sich durch mehr negative Energie (z.B. Sonnenlicht, Wärme) messbar ändern (vgl. auch Gravitationsdifferenzen um 0 Kelvin).

14e) Höhere Sonnenaktivität

Die durchschnittlich wärmere Nordhalbkugel zwingt die Erde in eine genau definierte Ellipsenbahn, die im Wintermaximum den kleinsten Sonnenabstand hat.

Wenn die Sonne eine höhere Aktivität hat, wirkt sie negativer und zieht die Erde näher heran.

Nicht umsonst hatten wir Ende letzten Jahrhunderts im Winter einen extrem kleinen Sonnenabstand und eine sehr ausgeprägte Mondellipse (vgl. Jahrhundertorkan Lothar in Südeuropa aufgrund massiver Druckänderungen).

Beim Aktivitätsminimum hat die Erde einen höheren durchschnittlichen Bahnradius.

Die Sonnenaktivität beeinflusst die negative Sonnengravitation messbar!

Beim Sonnenmaximum ist genau zu messen, wie hoch diese Ausschläge sind.

15) Atmosphären – Wasser – C-Katastrophe

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15a) wenig Luft und Wasser der Erdoberfläche

Die Erde hat einen r von etwa 6378km.

Die Wassermenge der Erdoberfläche erhöht den durchschnittlichen r nur um 0,044%.

Die Atmosphäre auf Wasserdruck verdichtet macht nur 0,25% der Wassermenge aus.

Das ist extrem wenig Wasser und noch viel weniger Luft.

Wäre die Erde ohne Sonne im freien Weltraum hätte sie viel mehr Luft- und Wassermoleküle.

Der heutige Sonnenwind bläst sehr viel weg.

Unser Mond hat beim Einfang alle Luft und eventuell vorhandenes Wasser an die Erde verloren.

15b) Vernusatmosphäre - Schwefel

Die Venusatmosphäre besteht in Bodennähe zu 96% aus CO₂ (1,977kg/m³) und zu 4% aus N₂ (1,2505kg/m³).

Oberhalb 250km überwiegen O und CO (1,25kg/m³).

Zwischen 50 und 70km Höhe schweben Wolken aus H₂SO₄.

Erde:

0,048% der Erdkruste ist S (2-, 4- und 6-wertig).

In der Erdatmosphäre ist es für S schon zu kalt.

15c) H bei Venus, Erde, Mars

Die Erde hat im Oberflächenbereich durch die Ozeane viel gebundenen H.

Im Gegensatz zur Erde hat die Venus kaum H-Mengen im Oberflächenbereich. Das gilt auch für den Mars.

Auch die Erde kann H nur bedingt halten.

Bei einer Klimaerwärmung auf der Erde verschwindet immer mehr verdampftes Wasser in das Weltall.

Die obere Atmosphäre muss verdampftes Wasser dabei nicht zerlegen (H₂O in 2H und O).

15d) Wasserverdampfung am Mars

Der Mars hat nur 0,6% der Luftdichte der Erde.

Bei 1% Luftdruck siedet Wasser schon bei etwa 6,7°C anstatt bei 100°C.

Die durchschnittliche Temperatur des Mars ist nur um rund 70°C kälter.

Im Verhältnis zur Erde und dem Wassersiedepunkt sind das etwa 20°C mehr.

Wasser verdampft auf dem Mars sehr schnell.

Dann verschwindet es in den Weltraum.

Gase wie O₂ oder leichter, bläst der Sonnenwind im Laufe von Millionen Jahren zunehmend weg.

15e) C-Verbrennung bei Gebirgsfaltung

Riesige Erdöl- und Kohlefelder hat die Erdkruste im Laufe von Millionen Jahren aufgebaut.

Sie entstanden vor allem durch biologisches Wachstum im Tiefland.

Bei Gebirgsfaltungen kommen diese Felder oft ans Tageslicht.

Blitzeinschlag kann sie entzünden und weitgehend verbrennen.

Eine riesige Katastrophe für die Atmosphäre und die zu dieser Zeit lebende Biologie ist die Folge.

Deshalb finden wir heute fast keine Ölfelder aus Zeiten vor dem Tertiär bzw. der Kreidezeit.

Gebirgsbildungen lösen diese Katastrophen automatisch aus.

Auch deshalb haben wir gerade zur Zeit von Gebirgsbildungen immer riesige CO₂-Ablagerungen.

16) Andere Erde

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16a) Temperaturen von Himmelskörpern

Mars 215 K 1,5237 AE 0,431 Sonneneinstrahlung

Mond 255 K 1 AE 1 “

Erde 288 K 1 AE 1 “

Merkur 343 K 0,3871 AE 6,67 “

Venus 735 K 0,7233 AE 1,91 “

16b) Bahn-r 2 und Luftdruck 5

Merkur hat die 6,67-fache Sonneneinstrahlung pro m² als unser Mond und nur 88 K mehr.

Unser Mond hat die 2,32-fache Sonneneinstrahlung pro m² als der Mars und 40 K mehr.

Bei je ½ Sonneneinstrahlung pro m² sinkt die Oberflächentemperatur scheinbar nur um etwa 35°C.

Bei je einer Erhöhung des Luftdrucks mal 2,5 würde die Temperatur rund 35°C ausgleichen.

Bei jeder Verdoppelung des Bahn-r der Erde müsste der Luftdruck mal 5 steigen.

16c) Andere Erde ohne Sonne

Wie könnte eine bessere Erde aussehen?

Der Luftdruck und der Bahn-r müssten grösser sein.

Bei je einer Verdoppelung des Luftdrucks würde die Temperatur um 25-30°C steigen.

Entsprechend weiter müsste die Erde von der Sonne weg sein um die alte Temperatur beizubehalten.

Bei 2⁷=128-fachem Luftdruck könnte sie 175-210°C Temperatur ausgleichen.

Das wäre die Temperatur ohne Sonneneinstrahlung.

17) Elementumwandlung

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17a) Materialien in den Erdzeitaltern

Bei Flächen die in folgendem Erdzeitalter oben lagen finden wir heute folgende vorherrschenden Materialien:

Tertiär Sand

Kreide Kreide

Jura Malm, Dogger, Lias

Trias Keuper, Muschelkalk, Buntsandstein

Perm Zechstein, Rotliegendes, Kali- und Salzablagerungen

Karbon Steinkohle

Kambrium bis Devon Kalke, Schiefer, Sandsteine

17b) Weiterentwicklung der Elemente

Die Erde bekommt laufend Strahlung in Form von Protonen, Elektronen und Alfas aus dem Weltraum.

Um so mehr, um so schneller entwickeln sich die Elemente der Erdkruste zu höheren Elementen weiter.

Um so länger die Bestrahlung, um so höhere Elemente entstehen.

17c) Materieaufnahme und Bestrahlung ablesbar

Um so älter die Schichten, um so höhere Elemente haben sie.

Das gilt auch, wenn sie viele Meter unter der Erde lagerten.

Daraus könnte man schliessen, wie viel Material die Erde seit dieser Zeit neu aus dem Weltraum aufnahm (vor allem Meteoriten).

Auch liesse sich ablesen, wie viel Bestrahlung die Erdkruste in diesen Zeiten ausgesetzt war.

17d) Alte Platten - wertvoll

Wertvolle Gesteine lagen schon immer weit oben.

In den alten Landmassen stecken die wertvollsten Mineralien (vgl. kanadischer Schild, Ural, Katanga, Australische Platte, Südafrikanische Hochebene, usw.)

Sie wurden über Mrd. von Jahren von aussen bestrahlt.

Es entwickelten sich reihenweise hochwertige Elemente.

17e) Tiefengesteine - Ergussgesteine

Beide kamen erst im Laufe der Zeit nach oben.

Sie wurden durch die interplanetare Strahlung bisher nur wenig weiterentwickelt.

Ergussgesteine sind leicht und kommen aus dem Magma.

Tiefengesteine (z.b. Granit) wurden früher in der Tiefe weiterentwickelt, in der sie steckten.

Auch Ergussgesteine und Tiefengesteine entwickeln sich wertvoll weiter, wenn sie genug Bestrahlung haben.

17f) Vulkanismus und Temperatur

Zu Zeiten des stärksten Vulkanismus war die Erde immer kalt.

Wenn die Erde heiss war, so fehlte er.

Aus den CO₂-Ablagerungen lässt sich daher nicht blind auf die damalige Temperatur rückschliessen.

Um so mehr CO₂ um so kälter war die Erde damals.

17g) kälter – mehr CO₂ im Boden

Um so kälter um so sauberer wird die Atmosphäre.

Sinkt die Temperatur, so fällt überproportional viel CO₂ auf den Boden.

Es ist über 50% schwerer als Luft (1,977 kg/m³ zu 1,2928 kg/m³). Propan und Butan sind noch schwerer.

Um so mehr am Boden bleibt, um so mehr lässt sich nach Mill. von Jahren nachweisen.

Wenn mehr C auskristallisiert heisst das nicht, dass die Atmosphäre damals mehr C gehabt hätte.

17h) Saubere Atmosphäre wann?

CO₂ fällt nach so und soviel Jahren aus der Atmosphäre wieder auf die Erdoberfläche zurück.

Um so kälter, um so schneller geht das.

Nehmen wir einmal an, es bleibt durchschnittlich 500 Jahre in der Atmosphäre.

Dann würde die Atmosphäre nach rund 500 Jahren sauber sein, wenn Vulkanismus fehlt, die Bestrahlung durch die Sonne minimal ist und Zerfallsprozesse fehlen.

Genau so etwas würde bei einem Temperaturabfall passieren.

17i) Wo bleiben die riesigen C-Massen

Bei sinkender Temperatur findet man in den Ablagerungen den meisten CO_2.

Bis vor 440 Mill. Jahren fehlten Landpflanzen.

Wo war damals die grosse Masse des heutigen biologischen Kohlenstoffes in Form von Kohle und Erdöl, die nachher entstanden?

Diese C-Mengen lagerten sich auf dem Festland und dem Meeresgrund ab und wurden immer wieder von Staub und sonstigen Sedimenten überlagert.

17j) Methan-, Kohle- und Öl-Lager

Seit 200 Mill. Jahren driftet Amerika nach Westen und schrubbt die Pazifikplatte unter sich.

Grosse Methanlager finden wir aber im jungen Atlantik (z.b. Bermudadreieck).

Kohle finden wir in den geologisch älteren Regionen, z.b. im Osten der USA, nicht im neuen Westen.

Öl findet man dort, wo Flüsse über lange Zeit absinkende Regionen auffüllten.

Während der letzten Eiszeit hatte die Atmosphäre kaum einen nennenswerten CO₂-gehalt.

In Kaltzeiten lagert sich auch viel CO₂ in flüssiger und fester Form im Eis der Pole an.

Im Erdaltertum war die Sonneneinstrahlung sehr viel kleiner als heute.