Atmosphäre
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Die Atmosphäre (v. griechisch ατμός, atmós „Luft, Druck, Dampf“ und σφαίρα, sfära „Kugel“) ist die gasförmige Hülle um einen Himmelskörper. Sie besteht meist 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 das interplanetare Medium über. Der Druckverlauf ist in den unteren Bereichen bestimmt durch die hydrostatische Gleichung, bei im Vergleich zum Planetenradius dünnen Atmosphären geschrieben werden kann als
- <math>{\mathrm{d}p \over \mathrm{d}h} = - g \rho (h)</math>
mit dem Druck p, der Höhe h, der Schwerebeschleunigung g und der 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.
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Entstehung
Bei der Ausbildung einer Atmosphäre spielen mehrere Faktoren eine Rolle, wozu in erster Linie die Größe des Himmelskörpers zählt. Das Schwerefeld muss dabei 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 kinetische 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 ausreichend 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 spielen 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. Erstere finden sich daher vor allem bei den sehr massereichen Gasriesen.
Aufbau
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 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, z. B. 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 bzw. Ozonschicht, Chemosphäre)
- der Lebenszone (Biosphäre)
- der Durchmischung (Homosphäre, Homopause, Heterosphäre)
- dem aerodynamischen Zustand (Prandtl-Schicht, Ekman-Schicht, beide als Peplosphäre, Freie Atmosphäre)
Atmosphären des Sonnensystems
Vergleicht man die Himmelskörper unseres Sonnensystems miteinander, so zeigt sich der Einfluss der bei der Ausbildung einer Atmosphäre relevanten Faktoren.
Neben den Planeten haben auch einige größere Monde eine Atmosphäre, auch bei Planeten anderer Sternsysteme (Exoplanet) konnten mit spektrografischen Methoden Atmosphären nachgewiesen werden. Der Mond der Erde zeigt hingegen keine Atmosphäre. Er ist hierfür mit knapp 1,2 % der Erdmasse zu klein und zeigt zudem auf seiner sonnengewandten Seite Temperaturen von über 100 °C.
| Planet | Druck (hPa) | H | He | N | O | CO2 | CH4 | H2O | Sonstige | Bemerkungen |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Merkur | 10-15 | 22 % | 6 % | 42 % | ja | 29 % Natrium; 0,5 % Kalium | nur Exosphäre | |||
| Venus | 92.000 | ja | 3,5 % | 96,5 % | keine Mesosphäre | |||||
| Erde | 1.013 | ja | ja | 78 % | 21 % | 0,03 % | ja | 0-4 % | Argon 1 % | Erdatmosphäre |
| Mars | 6,36 | 2,7 % | 0,13 % | 95,32 % | ~ 3 ppb | Argon 1,6 % | ||||
| Jupiter | >106 | 89,8 % | 10,2 % | ja | Gasriese | |||||
| Saturn | >106 | 96,3 % | 3,25 % | ja | Gasriese | |||||
| Uranus | >106 | ~ 82 % | ~ 15 % | ~ 2,3 % | Gasriese | |||||
| Neptun | >106 | ~ 80 % | ~ 19 % | ~ 1,5 % | Gasriese | |||||
| Pluto | 0-0,005 | ja | ja | Ausdehnung variiert. |
Sonstiges
Eine häufige Fehlschreibung für Atmosphäre ist „Athmosphäre“.
