Die Atmosphäre ist Ursache für eine ganze Reihe von Phänomenen auf die auf dieser Seite näher eingegangen wird. Wegen der Fülle an Informationen zur Sichtbarkeit der Objekte hier eine kurze Übersicht über den Inhalt dieser Seite:
• Der Weg des Lichtes durch die Atmosphäre
• Wahre und scheinbare Höhe der Objekte
Der Weg des von einem astronomischen Objekt ausgesendeten Lichts durch die
Atmosphäre verlängert sich je näher ein Objekt am Horizont steht.
Der Grund hierfür ist, dass wir unsere Beobachtungen von einem Punkt auf
der Erdoberfläche aus machen.
Wenn man davon ausgeht, dass sowohl die Erde als auch
die Erdatmosphäre kugelförmig sind, was natürlich nur in
grober Näherung zutrifft, dann lässt sich die Verlängerung
des Lichtweges durch die folgende Skizze verdeutlichen.
Auf dem Weg durch die Atmosphäre wird das Licht durch viele Faktoren beeinflusst. Die in diesem Zusammenhang für die (Amateur)Astronomen wichtigsten physikalischen Größen sind die Absorption (Auslöschung), die Diffusion (Streuung), die Extinktion (Abschwächung) und die Refraktion (Brechung). Auf diese drei Begriffe soll im Folgenden eingegangen werden.
Das deutsche Wort „Auslöschung“ beschreibt die Absorption nicht ganz exakt, da das Licht nicht vernichtet wird. Die Energie des Lichts wird in andere Energieformen umgewandelt. Dies geschieht zum Beispiel wenn neutrale Moleküle in zwei Bruchstücke mit elektrisch entgegengesetzter Ladung, das sind sogenannte Ionen, aufgespalten werden.
Die Absorption durch die Erdatmosphäre macht Leben, wie wir es kennen, überhaupt erst möglich, denn es wird ein großer Teil der elektromagnetischen Strahlung, die von der Sonne ausgesendet wird, herausgefiltert. Ein Beispiel hierfür ist die Röntgenstrahlung, denn ohne die schützende Erdatmosphäre wären wir diesem Teil des elektromagnetischen Spektrums ständig ungeschützt ausgeliefert.
Streuung (Diffusion) ist eine Ablenkung in alle Richtungen. In der Physik versteht man unter Streuung ganz allgemein die Ablenkung eines Objekts durch Wechselwirkung mit einem anderen Objekt. In diesem Fall wird das Licht der Sonne an den Molekülen der Erdatmosphäre abgelenkt. Dabei gibt es eine Abhängigkeit zwischen der Wellenlänge, die, für den Spektralbereich des für das menschliche Auge sichtbaren Lichts, mit der Farbe des Lichtes gleichgesetzt werden kann.
In der Astronomie versteht man unter Extinktion die Abschwächung des Lichts von Himmelskörpern beim Durchgang durch die Erdatmosphäre oder durch die interstellare Materie. Unter dem Begriff Extinktion wird die Abschwächung des Lichtes durch die Absorption und die Abschwächung des Lichtes durch die Streuung zusammengefasst. Die Abschwächung ist umso größer, je länger der Weg des Lichtes durch die Atmosphäre ist ist. Die Extinktion spielt in der Praxis nur bei der Beobachtung horizontnaher Objekte eine Rolle.
Der Begriff Refraktion ist von dem lateinischen Wort frago (= ich breche) abgeleitet. Generell versteht man unter Refraktion die Brechung von Wellen in unterschiedlich dichten Medien. Im konkreten Fall der Refraktion in der Erdatmosphäre handelt es sich die Brechung von Lichtwellen an unterschiedlich dichten Schichten der Erdatmosphäre. Die Refraktion ist umso größer, je größer die Dichte der Luft ist, und die Dichte der Luft ist umso größer je größer der Luftdruck ist und je geringer die Temperatur ist.
Schon der Volksmund sagt dass; die Luft oben dünner ist als unten. Auch physikalisch betrachtet ist dieses Sprichwort korrekt, denn der Luftdruck am Erdboden ist größer als der Luftdruck in großen Höhen. Ursache hierfür ist die Gravitation (Schwerkraft), die immer schwächer wird, je weiter man sich vom Massenzentrum der Erde entfernt. Genau genommen nimmt die Gravitation mit dem Quadrat der Entfernung ab.
Dieser Unterschied in der Dichte der Atmosphärenschichten beeinflusst natürlich auch den Weg des Lichtes der Objekte am Himmel. Die Refraktion in der Erdatmosphäre bewirkt, dass der Weg des Lichts durch die immer dichter werdende Atmosphäre nach unten gekrümmt wird. Dabei wird die Refraktion mit steigender Dichte der Erdatmosphäre stärker, das heißt der Weg des Lichtes wird in zunehmendem Maße gekrümmt.
Das wiederum hat zur Folge, dass das beobachtete Objekt höher am Himmel zu stehen scheint,
als das in Wirklichkeit der Fall ist. Diese beobachtete Höhe wird als scheinbare Höhe
bezeichnet. Im Gegensatz zur scheinbaren Höhe gibt die wahre Höhe die Höhe an,
die man ohne die Refraktion messen würde. Die scheinbare Höhe ist, mit Ausnahme eines Objekts,
das genau im Zenit steht, immer größer als die wahre Höhe. Bei der gerade
erwähnten Beobachtung, bei der das Objekt genau im Zenit seht ist die scheinbare Höhe
gleich der wahren Höhe.
Die Refraktion, und damit die beobachtete scheinbare Höhe eines Objekts ist auch vom Standort des Beobachters abhängig. Im Hochgebirge ist der Luftdruck geringer als auf Seehöhe. Das hat zur Folge, das sowohl die Refraktion als auch auch die Differenz zwischen scheinbarer Höhe und wahrer Höhe geringer ist.
Je Tiefer ein Objekt am Horizont steht, desto größer ist die Ablenkung des Lichts durch die Refraktion, da der Weg, den das Licht in der Erdatmosphäre zurücklegen muss länger wird. Diese Verlängerung des Lichtweges wird auf der oben stehenden Skizze verdeutlicht. Bei flächenhaften Objekten wie der Sonne oder dem Erdmond kann das soweit führen, dass diese oval erscheinen. Die Refraktion führt außerdem dazu, dass wir die hellsten Objekte sogar dann noch sehen können, wenn sie bereits unter dem Horizont stehen.
Das sprichwörtliche Funkeln der Sterne dürfte mit Sicherheit jeder schon mehr als einmal beobachtet haben. Für den Beobachter entsteht der Eindruck die Sterne würden hin und her tanzen, heller und dunkler werden und ihre Farbe verändern. Die Sterne ändern natürlich weder ihre Position, ihre Helligkeit noch ihre Farbe. Die Ursache für das scheinbare Funkeln der Sterne liegt, wie die Überschrift dieser Seite unschwer vermuten lässt, in der Erdatmosphäre zu finden.
Ursache dieser scheinbaren Helligkeits- und Ortsveränderung sind Temperaturunterschiede zwischen den Luftschichten. Kalte, dichtere und deshalb schwerere Luft fällt nach unten und warme, wegen der geringeren Dichte leichtere Luft, steigt nach oben. An den Grenzen zwischen diesen Luftschichten, die jeweils eine voneinander verschiedene Dichte haben, wird das Sternenlicht gebrochen. Dadurch entsteht der Eindruck, die Sterne würden ihre Helligkeit ändern und hin und her tanzen. Die scheinbare Änderung der Position scheint am Horizont stärker zu sein als im Zenit, da der Weg durch die Erdatmosphäre, den das Licht eines am Horizont stehenden Sterns zurücklegen muss länger ist als der Weg des Lichts eines Sterns, der im Zenit steht. (Letzteres wird auf der oben stehenden Skizze verdeutlicht)
Das Licht der Sterne ist, genau wie das Licht unsere Sonne, ein Gemisch aus verschiedenen Wellenlängen, wobei jede Wellenlänge für eine Farbe steht, zusammengesetzt. Licht unterschiedlicher Wellenlänge wird an den Grenzschichten der warmen und kalten Luftschichten unterschiedlich stark gebrochen, so dass das rote Licht das Auge des Beobachters zuerst erreicht und erst Sekundenbruchteile später das gelbe und das Blaue Licht. Auf diese Weise entsteht der Eindruck die Sterne funkeln in den verschieden Farben.
Der wolkenlose Taghimmel erscheint uns in sprichwörtlichem himmelblau, und in der Morgen- und Abenddämmerung färbt zeigen sich bei klarem Wetter malerische Farbspiele in Orange- und Rottönen. Ursache für dieses Farbenspiel ist die Streuung des Sonnenlichts in der Erdatmosphäre. Es wird immer nur ein Teil des Sonnenlichts gestreut, denn die Sonne erscheint uns, wenn wir sie direkt ansehen, immer weiß. Den Anteil des Lichts, der gestreut wird bestimmt die Farbe des Himmels, die wir sehen, wenn wir nicht direkt in die Sonne blicken.
Das Sonnenlicht, das wir als weiß wahrnehmen, ist in Wirklichkeit ein Gemisch aus einer Vielzahl von Farben. Einen Eindruck über die Farbenvielfalt bekommt man beim Anblick eines Regenbogens. Physikalisch betrachtet ist Licht nichts anderes als elektromagnetische Strahlung. Jede Farbe entspricht dabei einer bestimmten Wellenlänge. Dabei hat das blaue Licht die kürzeste Wellenlänge, und das rote Licht hat die längste Wellenlänge.
Das Sonnenlicht wird, abhängig von seiner Wellenlänge, an den in der Atmosphäre vorhandenen Teilchen gestreut. Die Physiker sprechen wenn, wie es hier der Fall ist, Strahlung an Teilchen gestreut wird von Reyleight-Streuung. Das Sonnenlicht wird in der Atmosphäre umso stärker gestreut, je kleiner seine Wellenlänge ist. Das heißt blaues Licht wird stärker gestreut als rotes Licht.
Der Tatsache, dass das blaue Licht stärker gestreut wird als das Rote ist auch die blaue Farbe des Himmels zuzuschreiben. Wenn die Sonne am Abend oder am Morgen tiefer steht wird damit auch der Weg des Lichts durch die Atmospäre länger. Diese Verlängerung des Lichtweges wird auf der oben stehenden Skizze verdeutlicht. Durch den längeren Weg durch die Atmosphäre, den das Licht bei niedrigem Sonnenstand zurücklegen muss, wird das blaue Licht so stark gestreut, dass wir es nicht mehr wahrnehmen. Der Fachausdruck hierfür lautet „Rückstreuung“. Dadurch, dass das blaue Licht so stark rückgestreut wird, das wir es nicht mehr sehen können, gewinnt nun der gestreute Anteil des roten Lichts Oberhand und wir sehen entweder das Abendrot oder das Morgenrot. Diese Rotfärbung des Himmels kann auch noch vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang beobachtet werden.
Dunst, also Feuchtigkeit in der Atmosphäre, trägt zusätzlich zur Streuung des Lichtes bei. Der Dunst besteht aus einer Vielzahl feinster Wassertropfen, die zur Streuung des Lichts beitragen. Wenn genügend dieser feinsten Wassertropfen in der Atmosphäre vorhanden sind kann die Anhängigkeit der Streuung von der Wellenlänge vernachlässigt werden. Vereinfacht betrachtet wird also das ganze sichtbare Spektrum gleichermaßen gestreut. Aus diesem Grunde sehen wir den Himmel dann grau oder milchigweiß bzw. die Wolken in strahlendem Weiß.
Genau wie die Farben des Himmels ist die Dämmerung eine Folge der Streuung, also der Ablenkung des Lichtes an den Teilchen der Erdatmosphäre. Die Dämmerung wird, abhängig von der Höhe der Sonne, in drei Arten eingeteilt. Dies sind die bürgerliche Dämmerung, die nautische Dämmerung und die astronomische Dämmerung. Diese drei Arten der Dämmerung sollen im Folgenden kurz beschrieben werden.
Die bürgerliche Dämmerung beginnt wenn die Sonne am Horizont, also bei 0° steht und endet wenn die Sonne 6° unter dem Horizont steht. Gegen Ende der bürgerlichen Dämmerung ist es für eine auf der Erdoberfläche stehenden Beobachter schon merklich dunkel. Der Himmel erscheint aber immer noch so hell, daß man allenfalls die hellen Planeten und die hellsten Sterne mit bloßem Auge erkennen kann.
Die nautische Dämmerung beginnt, wenn die Sonne 6° unter dem Horizont steht und endet, wenn die Sonne 12° unter dem Horizont steht. Gegen Ende de nautischen Dämmerung sind bereits Sterne 3. Größe mit bloßem Auge zu erkennen und man kann die Umrisse der bekanntesten Sternbilder ausmachen. Die Bezeichnung nautischen Dämmerung stammt übrigens aus der Zeit als man in der Seefahrt noch mit Hilfe von Kompass und Sextant navigierte. Um mit Hilfe des Sextanten die Höhe eines Sterns über dem Horizont messen zu können musste man sowohl den Horizont als auch einen Stern sehen können, und genau dass ist während der nautischen Dämmerung der Fall.
Die astronomische Dämmerung beginnt wenn die Sonne 12° unter dem Horizont steht und endet, wenn die Sonne 18° unter dem Horizont steht. Gegen Ende der Astronomischen Dämmerung kann man auch dunklere Sterne und die Milchstraße mit bloßem Auge erkennen. In der Zeit um die Sommersonnenwende sinkt die Sonne nördlich von +48° geographischer Bereite nicht mehr unter 18°, dass heißt es wird astronomisch gesehen nicht mehr richtig dunkel. Diese Nächte, die auch „weiße Nächte“ genannt werden, sind nördlich der Städte München und Wien zu beobachten, die sich auf den 48. Breitengrad befinden. Vollständige Dunkelheit im astronomischen Sinne herrscht, wenn die Sonne 18° unter dem Horizont steht.
Erstellt am 19. Juni 2009 von Martina Haupt
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