Warum wir Jahreszeiten haben

Die Erde ist der Sonne Anfang Januar am nächsten, mitten im nördlichen Winter. So kann die Entfernung nicht das sein, was den Sommer heiß macht. Der wahre Grund ist eine Neigung von etwa 23 Grad, und das verändert alles.

Jahreszeiten kommen aus einer Neigung, nicht aus der Ferne.

Look

Raten Sie zuerst: In welchem Monat ist die Erde der Sonne am nächsten?

Anfang Januar, mitten im nördlichen Winter. Die Distanz kann also nicht das sein, was den Sommer ausmacht.

Viele Leute denken, dass der Sommer kommt, wenn die Erde näher an der Sonne ist. Das ist nicht wahr. Die Erde ist der Sonne am nächsten im Frühjahr. Januar, der in Europa, Nordamerika und den meisten Teilen Asiens Winter ist.

Der wahre Grund ist, dass die Erde gekippt ist. Seine Drehachse neigt sich um etwa 23,4 Grad. Die Achse zeigt das ganze Jahr in die gleiche Richtung im Raum (in Richtung Nordstern). Also:

• In Juni, neigt sich die nördliche Erdhälfte zur Sonne hin. Die Tage sind lang, die Sonne steigt hoch und im Norden herrscht Sommer. Der Süden hat Winter.
• Im Dezember ist es umgekehrt.
• Im März und im September lehnt sich keine der beiden Hälften zur Sonne hin. Tag und Nacht sind überall ungefähr gleich. Das sind die Tagundnachtgleiche.

Versuchen Sie es mit dem Seasons Explorer oben. Verschieben Sie das Datum und den Breitengrad und beobachten Sie, wie sich zwei Dinge ändern: Wie hoch die Sonne am Mittag wird und wie viele Stunden Tageslicht es gibt.

Understand

Zwei Effekte machen den Sommer warm:

1. Höhe der Sonne. Wenn die Sonne hoch steht, trifft ihr Licht direkt auf den Boden und jeder Quadratmeter bekommt mehr Energie. Wenn es niedrig ist, wird der gleiche Strahl über eine größere Fläche verteilt.
2. Länge des Tages. Mehr Stunden Sonnenlicht bedeutet mehr Zeit zum Aufwärmen und weniger Nacht zum Abkühlen.

Die Position der Sonne nördlich oder südlich des Äquators nennt man ihre Deklination. Er schwankt zwischen +23,44° (Sonnenwende im Juni) und −23,44° (Sonnenwende im Dezember) und kreuzt 0° an den Tagundnachtgleichen.

Am Mittag ist die Höhe der Sonne über dem Horizont:

Mittag Höhe = 90° − |Breite − Deklination|

Für London (51,5° N) im Juni: 90 − |51,5 − 23,44| = 61,9°. Im Dezember: 90 − |51,5 + 23,44| = 15,1°. Das ist ein großer Unterschied, wie stark das Sonnenlicht den Boden erwärmt.

In der Nähe der Pole passiert etwas Seltsameres. Nördlich des Polarkreises (66,56° N) gibt es mindestens einen Tag im Jahr, an dem die Sonne nie untergeht und einen Tag, an dem sie nie aufgeht.

Master

Die Länge des Tageslichts ergibt sich aus dem Stundenwinkel H₀ des Sonnenuntergangs, wo das Zentrum der Sonne auf einen flachen Horizont trifft:

cos H₀ = −tan φ · tan δ,   Tageslicht = 2H₀ / 15 Stunden

mit Breitengrad φ und Deklination δ, H₀ in Grad. Ist −tan φ · tan δ ≤ −1, geht die Sonne nie unter; ist sie ≥ 1, geht sie nie auf. Am Äquator (φ = 0) ergibt die Formel an jedem Tag des Jahres 12 Stunden.

Das ist der geometrische Tag. Das wirkliche Tageslicht ist um mehrere Minuten länger, weil die Atmosphäre das Licht über dem Horizont ablenkt (Brechwinkel etwa 0,57°) und weil der Sonnenaufgang durch den oberen Rand der Sonne definiert wird, nicht durch ihr Zentrum (ca. 0,27°). Offizielle Sonnenaufgangstabellen verwenden −0,833° anstelle von 0°.

Die Deklination selbst ergibt sich aus dem Längengrad λ der Sonne und der Neigung ε der Erde: sin δ = sin ε · sin λ. Das Tool verwendet die U.S. Die ungefähre Formel des Naval Observatory für λ, mit einer Genauigkeit von etwa 0,01° in diesem Jahrhundert.

Der Distanzeffekt ist real, aber klein. Zwischen Perihel (147,1 Millionen km) und Aphel (152,1 Millionen km) ändert sich das Sonnenlicht, das die Erde erreicht, um (152,1/147,1)² ≈ 1,069, etwa 7%. Die Neigung verändert das Mittagssonnenlicht pro Quadratmeter in London um einen Faktor von sin 61,9° / sin 15,1° ≈ 3,4 und die Tageslänge um mehr als den Faktor zwei.