Modellierung von Atmosphären erdähnlicher extrasolarer Planeten im Hinblick auf Habitabilität

Die Habitable Zone (HZ) ist allgemein definiert als der Bereich um einen Stern, in der lebensfreundliche (habitable) Planeten existieren können. Mit flüssigem Wasser als Grundvoraussetzung für Leben wie wir es kennen, kann die HZ um einen Stern bestimmt werden durch die Einstrahlung des Sterns, die ausreichend stark sein muss, damit Wasser auf der Planetenoberfläche flüssig sein kann. Ziel dieser Arbeit ist es, zwei Schlüsselfragen bezüglich der inneren Grenze der HZ zu beantworten: Zum einen wo befindet sich die innere Grenze der HZ im unserem Sonnensystem und wo um andere Sterne und zum anderen inwieweit ist der selbstverstärkende Treibhauseffect (runaway greenhouse effect) wichtig für die Bestimmung der inneren Grenze der HZ. Um die physikalischen Prozesse, die für die Bestimmung der inneren Grenze der HZ relevant sind, zu untersuchen, wurden Verbesserungen an einem eindimensional radiativ-konvektiven Atmosphärenmodell vorgenommen. Die Rückkopplungsprozesse für erhöhte Einstrahlung zwischen Oberflachentemperature und dem Treibhauseffekt von Wasser werden nun selbstkonsistent berechnet. Mit diesem Atmosphärenmodell wurde die inner Grenze der HZ bestimmt, indem die stellare Einstrahlung erhöht und verschiedene Modellszenarien selbstkonsistent berechnet wurden. Kriterien für die Bestimmung der inneren Grenze der HZ sind, dass die Oberflächentemperature den kritischen Punkt von Wasser erreicht oder dass Wasserdampf durch atmosphärische Verlustprozesse verloren wird. Die innere Grenze der HZ wurde für beide Kriterien bestimmt. Des weiteren wurde der Einfluss von bestimmten Parametern auf die innere Grenze untersucht, wie zum Beispiel die Oberflächenalbedo, die relative Feuchte und die Größe des Wasserreservoirs. Zudem wurde die innere Grenze auch für andere Zentralsterne bestimmt und mit HZ-Skalierungen verglichen. Das Auftreten eines selbsverstärkenden Treibhauseeffektes für erhöhte Einstrahlung und Oberflächentemperaturen wird in vielen früheren Studien durch die Anwendung von Grenzwerten für den infraroten Strahlungsfluss bestimmt. Wenn die Einstrahlung des Sterns höher ist als dieser Grenzwert, wird angenommen, dass die Oberflächentemperatur so stark ansteigt, dass das gesamte Wasserreservoir verdampft wird. In dieser Arbeit wird gezeigt, dass dieser Grenzwert für die infrarote Strahlung kein gutes Kriterium ist, um zu bestimmen, ob ein selbstverstärkender Treibhauseffekt auftritt. Der Grund hierfür ist, dass bei den untersuchten Modelszenarien für erhöhte stellare Einstrahlung kein selbstverstärkender Treibhauseffekt erreicht wird, obwohl ein konstanter Grenzwert für den ausgehenden infraroten Strahlungsfluss auftritt. Dies ist bedingt durch den Effekt der Rayleigh-Streuung von Wasserdampf für wasserdominierte Atmosphären, was zu einem konstanten kurzwelligen Nettostrahlungsfluss führt. Dieser konstante kurzwellige Strahlungsfluss kann den konstanten ausgehenden infrarot Strahlungsfluss an der oberen Grenze der Atmosphäre ausgleichen, und damit ist globales Strahlungsgleichgewicht möglich.The Habitable Zone (HZ) is generally defined as the orbital region around a star, in which life supporting (habitable) planets can exist. Taking into account that liquid water is a fundamental requirement for the development of life as we know it, the HZ is mainly determined by the stellar insolation, which is sufficient to maintain liquid water at the planetary surface. The aim of this thesis was to address two key scientific questions about the inner boundary of the HZ: Firstly, where is the inner boundary of the HZ located in the Solar System and in other stellar systems, and secondly, is the runaway greenhouse effect important for the determination of the inner boundary of the HZ? To investigate the physical processes relevant for the determination of the inner boundary of the HZ a one-dimensional radiative-convective atmospheric model was improved, validated, and tested to be able to answer the addressed questions. The feedback processes for increased solar insolations between the surface temperature and the greenhouse effect of water vapor on the boundary of the inner HZ are calculated self-consistently. With this atmospheric model the inner limit of the HZ is determined self-consistently for the Solar System. Criteria for the inner boundary of the HZ are the critical point of water and the loss of water vapor due to atmospheric escape. The influence of specific parameters on the inner boundaries of the HZ is investigated like e.g. the surface albedo, relative humidity, and the size of the water reservoir. The inner boundary of the HZ is also determined for different central stars and compared to HZ scalings. The occurrence of a runaway greenhouse for increased stellar insolation and surface temperatures is determined by the application of radiation limits of the outgoing infrared flux in previous studies. If the stellar flux exceeds this radiation limit, the surface temperature of the planetary atmosphere is assumed to increase until all the liquid water available on the surface is evaporated. It is shown in this study that the so-called 'tropospheric radiation limit', where the planetary outgoing infrared flux approaches a constant value with increasing solar insolation, is not a good criterion for the occurrence of a runaway greenhouse effect. For the investigated model scenarios no runaway greenhouse is approached, although a tropospheric radiation limit of the outgoing infrared flux occurs. This is caused by enhanced Rayleigh scattering of water for water dominated atmospheres, which leads to a constant net shortwave flux for increasing insolation. This constant net shortwave radiation flux is able to balance the constant net infrared radiation flux and thus radiative equilibrium is possible at the top of the atmosphere