Diese dünne Luftschicht, die das Leben ermöglicht, ist das Ergebnis eines dynamischen und fragilen Gleichgewichts. Doch die Erdatmosphäre ist über Milliarden von Jahren bemerkenswert stabil. Die Atmosphäre "ruht" nicht einfach auf der Erde wie eine von der Schwerkraft "geklebte" Decke. Sie besteht aus Gasen in ständiger Bewegung, deren Moleküle kinetische Energie besitzen, die sie allmählich ins All entweichen lässt. Warum haben sie sich also nicht alle im Weltraumvakuum verflüchtigt?
Die Antwort liegt in drei Schlüsselbegriffen: Schwerkraft, Temperatur und magnetischer Schild.
| Rückhaltefaktor | Rolle und Wirkung | Entweichfaktor | Rolle und Wirkung |
|---|---|---|---|
| Erdanziehungskraft | Hauptanziehungskraft. Hält den Großteil der Moleküle, besonders die schweren (N2, O2). | Temperatur (kinetische Energie) | Verleiht den Molekülen Geschwindigkeit. Die schnellsten (und leichtesten) können die Fluchtgeschwindigkeit erreichen. |
| Magnetfeld (Magnetosphäre) | Schutzschild gegen den Sonnenwind. Schützt die Atmosphäre vor Erosion und übermäßiger Erwärmung. | Sonnenwind | Strom energiereicher Teilchen. Kann Atome abstreifen (ohne magnetischen Schild) und zur Erwärmung beitragen. |
| Hohe Molekülmasse | Kinetischer Parameter. Bei gegebener Temperatur haben schwere Moleküle (Stickstoff, Sauerstoff) geringere Geschwindigkeiten, was die Wahrscheinlichkeit, die Fluchtgeschwindigkeit zu erreichen, stark verringert. | Geringe Molekülmasse | Kinetischer Parameter. Leichte Moleküle (Wasserstoff, Helium) erreichen leichter hohe Geschwindigkeiten und dominieren den thermischen Entweichprozess (Jeans-Entweichen), was ihre Seltenheit erklärt. |
Der Hauptakteur dieser Rückhaltung ist die Gravitation. Von Isaac Newton (1643-1727) formuliert und von Albert Einstein (1879-1955) verfeinert, zieht sie jede Masse zum Erdmittelpunkt hin. Jedes Molekül aus Stickstoff, Sauerstoff oder Wasserdampf unterliegt dieser Kraft. Damit ein Molekül endgültig entweichen kann, muss es die sogenannte Fluchtgeschwindigkeit erreichen.
An der Erdoberfläche beträgt diese Geschwindigkeit ≈ 11 km·s⁻¹. Die Atmosphäre hat jedoch keine scharfe Grenze, sie wird allmählich dünner, bis sie sich im interplanetaren Raum auflöst. Mit zunehmender Höhe wird das Gravitationspotential weniger tief und die Fluchtgeschwindigkeit nimmt langsam mit der Entfernung vom Erdmittelpunkt ab.
In den sehr dünnen Schichten der Exosphäre, die sich mehrere tausend Kilometer über der Oberfläche befinden, werden Kollisionen extrem selten. Die Moleküle folgen dann fast freien ballistischen Flugbahnen. Ein winziger Bruchteil von ihnen, der sich am äußersten Ende der Maxwell-Boltzmann-Verteilung befindet, kann lokal die Fluchtgeschwindigkeit erreichen oder überschreiten.
Dieser Mechanismus, Jeans-Entweichen genannt, führt zu einem kontinuierlichen, aber extrem langsamen Verlust der Atmosphäre. Er betrifft hauptsächlich die leichtesten Arten, wie Wasserstoff und in geringerem Maße Helium. Schwerere Moleküle wie Stickstoff oder Sauerstoff bleiben überwiegende an das irdische Gravitationsfeld gebunden.
Selbst in diesen großen Höhen sind die meisten Luftmoleküle energetisch weit davon entfernt. Die Atmosphäre ist daher auf geologischen Zeitskalen gravitativ gefangen, trotz des Fehlens einer materiellen Barriere und trotz eines realen, aber winzigen Teilchenverlusts in großer Entfernung vom Erdmittelpunkt.
N.B. :
Obwohl die Kármán-Linie in 100 km Höhe die symbolische Grenze zwischen Atmosphäre und Weltraum markiert, erstreckt sich der gasförmige Einfluss der Erde tatsächlich viel weiter, über zehntausende Kilometer, bevor er sich mit dem interplanetaren Vakuum vermischt.
| Atmosphärenschicht | Typische Höhe | Charakteristische Temperatur | Dominante Moleküle | Physikalisches Regime | Physikalische Anmerkungen |
|---|---|---|---|---|---|
| Troposphäre | 0 bis 12 km | 288 K bis 216 K (15 °C bis −57 °C) | N₂, O₂, Ar, H₂O | Dichtes Kollisionsregime | Homogene Durchmischung durch Konvektion, thermische Geschwindigkeiten weit unter der Fluchtgeschwindigkeit. |
| Stratosphäre | 12 bis 50 km | 216 K bis 270 K (−57 °C bis −3 °C) | N₂, O₂, O₃ | Kollisionsregime | Vorhandensein von Ozon, UV-Absorption, Temperaturumkehr, dominantes hydrostatisches Gleichgewicht. |
| Mesosphäre | 50 bis 85 km | 270 K bis 180 K (−3 °C bis −93 °C) | N₂, O₂ | Verdünntes Kollisionsregime | Kälteste Schicht, sehr geringe Dichte, thermische Bewegung noch unzureichend für das Entweichen. |
| Thermosphäre | 85 bis 500 km | 500 K bis > 1500 K (227 °C bis > 1227 °C) | O, N₂, He | Übergangs-Kollisionsregime | Hohe kinetische Temperatur durch UV- und Röntgenabsorption, Dichte zu gering für massenhaftes Entweichen. |
| Exosphäre | > 500 km | > 1000 K (> 727 °C) | H, He, Spuren von O | Fast freie ballistische Flugbahnen | Seltene Kollisionen, ballistische Flugbahnen, Auftreten des Jeans-Entweichens. |
Quellen: NASA Earth Atmosphere Model, US Standard Atmosphere 1976, Arbeiten von James Jeans (1877-1946), Synthesen der vergleichenden Planetologie.
Die Temperatur eines Gases steht in direktem Zusammenhang mit der durchschnittlichen kinetischen Energie seiner Moleküle. Je wärmer die Atmosphäre ist, desto beweglicher sind die Moleküle und desto größer ist die Wahrscheinlichkeit, dass einige die Fluchtgeschwindigkeit erreichen. Die oberen Schichten der Atmosphäre, wie die Thermosphäre, können durch Sonneneinstrahlung über 1500°C erreichen. Paradoxerweise würde ein Astronaut dort nicht verbrennen, da die Teilchendichte so gering ist, dass die übertragene Wärme vernachlässigbar ist. Aber diese hohe Temperatur bedeutet, dass die leichten Atome in diesen Höhen (wie Wasserstoff und Helium) sehr energiereich sind.
Hier kommt der zweite Faktor ins Spiel: die Masse des Moleküls. Die durchschnittliche Geschwindigkeit eines Gasteilchens bei gegebener Temperatur ist umgekehrt proportional zur Quadratwurzel seiner Masse \( v_{moy} \propto \frac{1}{\sqrt{m}} \). Leichte Atome (Wasserstoff, Helium) bewegen sich daher viel schneller als schwere (Stickstoff, Sauerstoff) bei gleicher Temperatur. Sie haben daher eine viel größere Wahrscheinlichkeit, die Gravitationsbarriere zu überwinden.
Die Erde verliert tatsächlich einen Teil ihrer Atmosphäre, insbesondere die leichtesten Elemente. Dieser Prozess, atmosphärisches Entweichen genannt, ist auf menschlicher Zeitskala extrem langsam (hundert Millionen oder Milliarden Jahre für eine signifikante Veränderung), aber messbar. Daher ist unsere heutige Atmosphäre so arm an freiem Wasserstoff und Helium, im Gegensatz zu den Gasriesen.
Das dritte Puzzleteil ist die Magnetosphäre. Dieser Schild, erzeugt durch die Bewegungen des äußeren Erdkerns, lenkt den Großteil des Sonnenwinds ab. Ohne diesen Schutz würde dieser Strom energiereicher Teilchen direkt auf die obere Atmosphäre treffen.
Ohne Magnetfeld würde der Sonnenwind die Atmosphäre direkt erodieren, indem er Moleküle abstreift (Sputtern) und sie erwärmt, was das Entweichen der schnellsten Atome ins All beschleunigt. Das tragische Beispiel des Mars, der vor Milliarden von Jahren sein globales Magnetfeld verlor, veranschaulicht dieses Szenario. Seine einst dichtere Atmosphäre wurde größtenteils vom Sonnenwind weggeblasen, zurück blieb ein kalter und öder Planet.
Die Erdatmosphäre ist daher kein statisches System, sondern ein System im dynamischen Gleichgewicht. Es gibt Verluste (Entweichen leichter Atome, ionisierte Teilchen, die entlang der Magnetfeldlinien an den Polen ausgestoßen werden), aber auch Gewinne (Entgasung des Mantels durch Vulkanismus, mögliche Beiträge von eisreichen Kometen). Auf geologischen Zeitskalen haben sich Zusammensetzung und Druck der Atmosphäre beträchtlich verändert, größtenteils aufgrund des Auftretens von Leben (Sauerstoffproduktion durch Photosynthese). Die aktuelle Stabilität ist daher relativ und prekär.
Warum entweicht die Erdatmosphäre nicht ins All? 
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