Atmosphärenschichtung

Die Atmosphäre [atmoˈsfɛːrə] (von griechisch ἀτμός, atmós „Dampf, Dunst, Hauch“ und σφαῖρα, sphaira „Kugel“) ist die gasförmige Hülle um einen Himmelskörper. Sie besteht meistens aus einem Gemisch verschiedener Gase, die vom Schwerefeld des Himmelskörpers festgehalten werden können. Die Atmosphäre ist an der Oberfläche am dichtesten und geht in großen Höhen fließend in den interplanetaren Raum über.

Entstehung

Bei der Ausbildung einer Atmosphäre spielen mehrere Faktoren eine Rolle. Zuvorderst die Masse des Himmelskörpers, sein Radius und seine Oberflächentemperatur, sowie die molare Masse der einzelnen Gasteilchen. Masse und Radius bestimmen das Schwerefeld an der Oberfläche. Das Schwerefeld muss dabei ausreichend kräftig sein um zu gewährleisten, dass die in der Regel aus Ausgasungen hervorgehenden Gasteilchen an den Himmelskörper gebunden bleiben und sich nicht in den Weltraum verflüchtigen können.

Entsprechend der kinetischen Gastheorie bewegen sich die Gasteilchen ungeordnet und dabei umso schneller, je höher die Temperatur des Gases ist und je leichter sie sind. Reicht die Anziehungskraft nicht aus um den Verlust schneller Teilchen langfristig derart zu begrenzen dass es zu einer positiven Teilchenbilanz kommt (also mehr Gasteilchen durch Ausgasungen hinzukommen, als durch die Überwindung der Gravitation verloren gehen), so kann sich auch keine Atmosphäre ausbilden.

Dabei spielt neben der Größe auch die Oberflächentemperatur des Himmelskörpers eine Rolle, die nicht zu groß sein darf. Auch die Art der zur Verfügung stehenden Gasteilchen ist wichtig, da zum Beispiel eine Atmosphäre aus Wasserstoff oder Helium viel schwerer an den Planeten zu binden ist als eine aus Sauerstoff oder Stickstoff. Dies liegt daran, dass sich leichte Gasteilchen bei gleicher Temperatur wesentlich schneller bewegen als schwere Gasteilchen. Atmosphären, welche Elemente wie Wasserstoff in größerem Umfang enthalten, finden sich daher vor allem bei den sehr massereichen Gasriesen, die über eine ausreichende Gravitation verfügen.

Letztlich ist nur eine kleine Minderheit der Himmelskörper in der Lage, eine Atmosphäre zu bilden und langfristig an sich zu binden. So besitzt zum Beispiel der Mond, als der nächste Nachbar der Erde, keine Atmosphäre.

Aufbau und Gradienten

Aufbau am Beispiel der Erdatmosphäre

Druckverlauf

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

${\mathrm{d}p \over \mathrm{d}h} = - g \rho (h)$

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

Untergliederungen

In der Regel ist eine Atmosphäre keine homogene Gashülle, sondern aufgrund zahlreicher innerer und äußerer Einflüsse in mehrere, mehr oder weniger klar gegeneinander abgegrenzte, Schichten einzuteilen, die vor allem durch die Temperaturabhängigkeit chemischer Prozesse in der Atmosphäre und die Strahlungsdurchlässigkeit abhängig von der Höhe entstehen. Im Wesentlichen kann man folgende Schichten nach dem Temperaturverlauf unterscheiden:

• An der Planetenoberfläche beginnt in der Regel die Troposphäre, in der Konvektionsströmungen vorherrschen. Sie wird begrenzt durch die Tropopause.
• Darüber liegt die Stratosphäre, in der die Strahlung beim Energietransport dominiert. Sie wird begrenzt durch die Stratopause.
• In der Mesosphäre wird, vor allem durch Kohlenstoffdioxid, Energie abgestrahlt, so dass in dieser Schicht eine starke Abkühlung erfolgt. Sie wird begrenzt durch die Mesopause.
• In der Thermosphäre und der Ionosphäre dissoziieren und ionisieren die meisten Moleküle, wodurch die Temperatur deutlich ansteigt.
• Die äußerste Schicht ist die Exosphäre, aus der die vorwiegend atomaren beziehungsweise ionisierten Bestandteile aus dem Schwerefeld des Planeten entweichen können. Sie wird bei Vorhandensein eines Magnetfeldes durch die Magnetopause begrenzt.

Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder, und nicht jede Schicht ist bei allen Atmosphären nachweisbar. So besitzt die Venus zum Beispiel keine Stratosphäre, kleinere Planeten und Monde besitzen nur eine Exosphäre, zum Beispiel der Merkur. Für Entstehung und Ausprägung der Dämmerungsfarben ist der vertikale Aufbau der Atmosphäre maßgeblich. Es ist auch möglich die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie:

• dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre (Ionosphäre, Magnetosphäre)
• nach physiko-chemischen Prozessen (Ozonosphäre beziehungsweise Ozonschicht, Chemosphäre)
• der Lebenszone (Biosphäre)
• der Durchmischung (Homosphäre, Homopause, Heterosphäre)
• dem aerodynamischen Zustand (Prandtl-Schicht, Ekman-Schicht, beide als Peplosphäre, Freie Atmosphäre)

Vorkommen von Atmosphären

Vergleicht man die Himmelskörper unseres Sonnensystems miteinander, so zeigt sich der Einfluss der bei der Ausbildung einer Atmosphäre relevanten Faktoren.

Unter den Planeten ist die Erde in der Lage, schwere Elemente wie Argon (Ar) in der Atmosphäre zu halten, leichte Elemente/Moleküle wie Wasserstoff (H₂) oder Helium (He) verlor sie jedoch im Laufe ihrer Entwicklung. Diese leichten Bestandteile zeigen sich dafür umso deutlicher bei den äußeren Planeten, den so genannten Gasriesen wie Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Auch Planeten anderer Sternsysteme – die Exoplaneten – konnten mit spektrografischen Methoden Atmosphären nachgewiesen werden.

Neben manchen Planeten hat auch der große Saturnmond Titan eine dichte Atmosphäre. Die großen Satelliten Ganymed, Io, Europa und der Erdmond haben wie der Planet Merkur nur eine Exosphäre.

Zusammensetzung einiger Atmosphären des Sonnensystems in Volumenprozent

Planet/ Zwergplanet/ Satellit	Druck (hPa)	H2	He	N2	O2	CO2	CH4	H2O	Sonstiges	Bemerkungen
Merkur	10−15	22 %	6 %	Spuren	42 %	Spuren	–	Spuren	29 % Natrium, 0,5 % Kalium	nur Exosphäre
Venus	92.000	–	12 ppmv	3,5 %	–	96,5 %	–	20 ppmv	150 ppmv Schwefeldioxid	keine Mesosphäre
Erde	1.013	0,5 ppmv	5,24 ppmv	78,084 %	20,946 %	0,04 %	2 ppmv	~ 0–4 %	0,93 % Argon	Erdatmosphäre
Mond	3 · 10−10	23 %	25 %	–	–	Spuren	Spuren	–	20 % Argon, 25 % Neon	nur Exosphäre
Mars	6,36	–	–	2,7 %	0,13 %	95,32 %	~ 3 ppbv	210 ppmv	1,6 % Argon
Jupiter	>106	89,8 %	10,2 %	–	–	–	~ 0,3 %	~ 4 ppm		Gasriese
Saturn	>106	96,3 %	3,25 %	–	–	–	~ 0,45 %	–		Gasriese
Uranus	>106	~ 82 %	~ 15 %	–	–	–	~ 2,3 %	–		Gasriese
Neptun	>106	~ 80 %	~ 19 %	–	–	–	~ 1,5 %	–		Gasriese
Pluto	0–0,005	–	–	ja	–	–	ja	–		Ausdehnung variiert
Europa	10−9	–	–	–	100 %	–	–	–		Jupitermond
Titan	1.467	–	–	98,4 %	–	–	1,5 %	–	0,1 % Argon	Saturnmond
Triton	0,01	–	–	99,9 %	–	–	0,1 %	–		Neptunmond

Siehe auch

• Planetologie
• Erdatmosphäre
• Schichtungsstabilität
• Meteorologie
• Luft
• Atmosphärisches Fenster
• Atmosphärilien

Literatur

• Walter Steiner: Europa in der Urzeit. Die erdgeschichtliche Entwicklung unseres Kontinents von der Urzeit bis heute. Mosaik Verlag, München 1993, ISBN 3-576-10276-0

Weblinks

• Planetarische Gashüllen