Streuung, Absorption und Reflexion entscheiden über die Farbe des Himmels
Die Sonne ist gelb, der Himmel tagsüber blau – und abends und morgens erfreuen mitunter spektakuläre rötliche Farben unser Auge. Wie aber kommen all diese Farben zustande? Zur Erklärung der unterschiedlichen Farben geht man am besten Schritt für Schritt vor – und der erste Schritt ist ein Blick auf das ungetrübte Licht der Sonne. Denn vom Erdboden aus blicken wir durch die Lufthülle der Erde, die neben Stickstoff, Sauerstoff und anderen Gasen auch Tröpfchen und Staubpartikel unterschiedlicher Größe enthält. Zudem durchquert das Sonnenlicht unser Auge – Tränenfilm, Hornhaut, Linse und Glaskörper – bevor es auf die Netzhaut trifft.
Vom Weltall aus betrachtet erscheint die Sonne nicht gelb, sondern weiß. Und der Himmel ist tiefschwarz. Zwar erscheint einem Astronauten der Himmel nahe der Sonne grauweiß aufgehellt, doch diese Aufhellung hat ihre Ursache allein in der Streuung und Reflexion des Sonnenlichts in den Augen. Wird die Sonne mit einer Blende abgedeckt und damit diese physiologischen Effekte verhindert, so ist der Himmel tatsächlich überall schwarz. Hieraus können wir bereits den Schluss ziehen: Die blaue Farbe des Himmels und die gelbe Farbe der Sonne müssen ihre Ursache in der Atmosphäre der Erde haben.
Um die unterschiedlichen Einflüsse, die auf die Sonnenstrahlung einwirken, voneinander zu trennen, fügen wir nun Stück für Stück die unterschiedlichen Bestandteile der Atmosphäre hinzu. Beginnen wir bei den Gasen – hauptsächlich Stickstoff und Sauerstoff – die in molekularer Form die Erdatmosphäre bilden. Um zu verstehen, was passiert, wenn das Licht eine solche rein molekulare Atmosphäre durchquert, müssen wir uns genauer anschauen, was Licht überhaupt ist. Licht ist elektromagnetische Strahlung, also sehr schnell schwingende elektrische und magnetische Felder, die sich wellenförmig im Raum ausbreiten. Diese elektromagnetischen Wellen haben unterschiedliche Wellenlängen: das sichtbare Licht reicht von 400 Nanometern am blauvioletten Ende bis zu 780 Nanometern am roten Ende.
Die elektromagnetischen Wellen des Sonnenlichts regen die Moleküle der Atmosphäre zu Schwingungen an – jedes Molekül wird zu einem kleinen oszillierenden Dipol. Und diese oszillierenden Dipole senden selbst wieder elektromagnetischen Wellen aus – allerdings nicht allein in die ursprüngliche Richtung der Sonnenstrahlung, sondern in alle möglichen Richtungen. Das hat zwei Konsequenzen: Erstens, das direkte Sonnenlicht wird etwas abgeschwächt. Und zweitens, ein Teil des Lichts wird in andere Richtungen abgelenkt, also gestreut – und damit ist der Himmel nicht länger schwarz, sondern durch das Streulicht aufgehellt.
Physiker nennen diesen Vorgang, die Streuung von Licht an Molekülen, Rayleigh-Streuung. Der britische Forscher Lord Rayleigh beschrieb 1871 erstmalig die Streuung von Licht an Teilchen, die kleiner sind als die Wellenlänge der Strahlung. Und das trifft auf die Moleküle der Atmosphäre zu: Sie sind deutlich kleiner als ein Nanometer. Wie Rayleigh herausfand, hängt die Streuung sehr stark – mit der vierten Potenz – von der Wellenlänge ab. Die Moleküle der Luft streuen blaues Licht also sehr viel stärker als rotes Licht.
Diese starke Abhängigkeit ist es, die uns eine erste Erklärung für die Farbe der Sonne und des Himmels liefert: Die Rayleigh-Streuung streut hauptsächlich kurzwellige Strahlung aus dem direkten Sonnenlicht heraus – das Sonnenlicht enthält dadurch weniger blau und erscheint gelblich. Im gestreuten Licht dagegen dominiert das stärker gestreute kurzwellige Licht – der Himmel erscheint blau. Eine genaue Berechnung des Effekts unter Berücksichtigung aller Streuungen auf unterschiedlichen Lichtwegen zeigt, dass der Himmel rechtwinklig zur Sonne, also bei einem Winkel von 90 Grad, am stärksten blau erscheint.
Je länger der Weg ist, den das Sonnenlicht durch die Atmosphäre zurücklegt, desto größer ist der Anteil der Strahlung, die gestreut wird. Steht die Sonne im Zenit, nimmt die Helligkeit der Sonne im sichtbaren Licht etwa um 10 Prozent ab, bei einer Sonnenhöhe von 45 Grad um 14 Prozent und am Horizont dann etwa um 90 Prozent. Da die Rayleigh-Streuung stark wellenlängenabhängig ist, führt sie bei Annäherung an den Horizont zu einer immer stärkeren Orange- und schließlich Rotfärbung der Sonnenscheibe.
Neben der Rayleigh-Streuung können die Moleküle der Luft auch Strahlung absorbieren. Allerdings spielt dieser Effekt im Bereich des sichtbaren Lichts keine signifikante Rolle – außer für Ozon, Moleküle aus drei Sauerstoff-Atomen. Im Gegensatz zu den anderen Gasen der Luft absorbiert Ozon nämlich in einem weiten Bereich des sichtbaren Lichts, wobei das breite Maximum etwa bei 600 Nanometern liegt, also im gelborangen Bereich.
Diese Absorption ist bei Sonnenauf- und -untergang durch den langen Lichtweg in der Atmosphäre am stärksten und hat dann zwei Effekte: Sie verringert den Gelbanteil im Sonnenlicht, färbt die Sonne also noch stärker rot, und sie verringert auch den Gelbanteil im gestreuten Licht und macht so das Himmelsblau noch kräftiger. Wenn die Sonne wenige Grad unter dem Horizont steht, in der „Blauen Stunde“, ist dieser Effekt am stärksten.
Damit haben wir nun zwar eine Erklärung für den blauen Himmel und für die rötliche Farbe der Sonne beim Auf- und beim Untergang, aber nicht für das Abend- und Morgenrot. Denn der Himmel bleibt überall blau, kräftig blau unter einem Winkel von 90 Grad zur Sonne, blassblau in der näheren Umgebung der Sonne. Solche besonders klaren Auf- und Untergänge sind aber eine Seltenheit und sind fast nur von hohen Berggipfeln oder auf Hochebenen zu beobachten.
Denn die Atmosphäre ist eben kein reines, nur aus Molekülen bestehendes Gas, sondern sie enthält darüber hinaus eine Vielzahl von festen und flüssigen Schwebeteilchen: Meersalz, Mineralstaub, Ruß, Vulkanasche, Sulfat-Tröpfchen, organische Partikel, sowie Wassertröpfchen und -kristalle. Ein großer Teil dieser Schwebeteilchen liegt im Größenbereich von hundert bis tausend Nanometern, also vergleichbar mit den Wellenlängen im optischen Bereich.
Der deutschen Physiker Gustav Mie beschrieb 1908 die Streuung von Licht an solchen Partikeln. Der Vorgang ist komplex: Die Teilchen können das Licht reflektieren, brechen, absorbieren und wieder abstrahlen. Wie Mies Rechnungen zeigen, entsteht dadurch eine starke Vorwärtsstreuung, die nur geringfügig von der Wellenlänge abhängt. Die Schwebeteilchen in der Luft streuen also im Gegensatz zu den Molekülen das Sonnenlicht in allen Farbbereichen relativ gleichmäßig und verteilen so weißes Licht über den Tageshimmel – das Blau wird abgeschwächt.
Spannend wird es bei Sonnenauf- und -untergängen: Mit der starken Vorwärtsstreuung des bereits durch die Rayleigh-Streuung geröteten Sonnenlichts sorgen die Schwebeteilchen für eine rötliche Färbung des Himmels in der Umgebung der Sonne. Die Streuung des Sonnenlichts an den Molekülen der Luft färbt also die Sonne beim Auf- und Untergang rot, die Streuung an Schwebeteilchen in der Luft verteilt dieses rote Licht am Dämmerungshimmel und erzeugt so das Morgen- und Abendrot.
Allerdings ist das noch nicht das Ende der Geschichte. Denn die Mie-Streuung ist eine Idealisierung, die streng nur für kugelförmige Partikel gilt. Die reale Wirkung von Schwebeteilchen hängt aber auch von ihrer Form und ihrem inneren Aufbau ab. Mineralstaub – etwa über weite Strecken durch die Atmosphäre transportierter Wüstensand – und Ruß beispielsweise absorbieren blaues Licht und verstärken so die Rotfärbung des Himmels.
Einen besonders großen Einfluss auf die Farben in der Dämmerung können Vulkanausbrüche haben, die große Mengen an Asche und Sulfaten in die Hochatmosphäre transportieren. Die Asche sorgt für intensive Rottöne, einzelne Schichten in der Hochatmosphären können dabei für ein lang anhaltendes „Nachglühen“ sorgen. Die Kombination aus stark gerötetem Direktlicht und eher bläulicher Mehrfachstreuung in höheren Schichten kann außerdem violette Bögen am Himmel erzeugen.
Für einen noch spektakuläreren Dämmerungshimmel können schließlich Wolken sorgen. Denn wie eine Leinwand können Wolken das rote Licht der Sonne – selbst, wenn sie unter dem Horizont steht – reflektieren. Besonders effektiv sind dabei Cirrus-Wolken in großer Höhe und Altocumulus in mittleren Höhen. Eine großflächige Rotfärbung der Wolkenunterseiten lässt den Himmel dann förmlich brennen.
Der Himmel auf dem Mars
Der rote Planet besitzt nur eine sehr dünne Atmosphäre hauptsächlich aus Kohlendioxid. Da der Luftdruck nur etwa ein Prozent des irdischen beträgt, ist auch die Rayleigh-Streuung entsprechend schwach. Allein die Streuung an den CO2-Molekülen würde den Himmel auf dem Mars nur geringfügig und schwach blau aufhellen. Und selbst nahe am Horizont wäre keine signifikante Verfärbung der Sonne zu bemerken.
Doch die Atmosphäre des roten Planeten enthält viel feinen Staub, der überwiegend aus Eisenoxid besteht. Die kleineren Staub-Partikel hellen den Himmel auf, größere absorbieren den Blauanteil des Lichts stärker. So entsteht die charakteristische, oft als „butterscotch“ bezeichnete gelbrote Farbe des Tageshimmels. Aufnahmen der Mars-Rover zeigen allerdings überraschend bei Sonnenauf- und -untergängen einen bläulichen Bereich um die Sonne. Dieser Effekt kommt durch die starke Vorwärtsstreuung des blauen Lichts an den Staubpartikeln zustande.
Bildquelle: R. Kayser