Die Atmosphäre der Erde weist eine Vielzahl an Wettereffekten auf. Wolken, als einer von ihnen, haben immer das Interesse der Menschen geweckt und sie inspiriert.
Die Bildung von Wolken beginnt mit der Kondensation von Gas. Die Größe der sich bildenden Tröpfchen ist bestimmt durch ein Gleichgewicht zwischen Wachstum und Verdampfung. Die Tröpfchen schweben nahezu, solange sie klein sind. Sobald sie größer werden, beispielsweise durch sinkende Gastemperaturen, werden sie zunehmend stärker durch Gravitation beeinflusst. Mit anderen Worten, die Tropfen regnen aus der Atmosphäre bis keine weiteren gebildet werden können. Aufsteigende Strömungen der Atmosphäre tragen das wieder verdampfe Wasser zurück in höhere Schichten der Atmosphäre, was den Kreislauf schliesst.
Die Bildung von Wolken ist nicht beschränkt auf terrestrische Planeten, sondern reicht über jovianische Planeten und braune Zwerge bis hin zu den masseärmsten Sternen. Verglichen mit der Erde sind viele dieser Objekte wesentlich heisser. Die entsprechenden Wolken bestehen nicht aus Wasser, sondern aus kondensierten Metallen, die Staubkörner bilden. Besonders Silikatwolken welche die Oberflächen von braunen Zwergen und den kaltesten Sternen bedecken sind opak. In den betroffenen Objekten kann dies eine Aufheizung des Gases um bis zu 1000K bewirken. Verständlicherweise, beeinflusst dies die chemische Zusammensetzung der Atmosphären. Die Bildung und anschliessende Fällung der Staubpartikel verringert die Menge der schweren Element im sichtbaren Teil der Atmosphäre. Insgesamt haben Wolken gewöhnlich einen immensen Einfluss auf die spektrale Erscheinung von Atmosphären.
Diese Arbeit ist befasst mit der theoretischen Untersuchung von Staubwolken. Hierfür wurden selbstkonsistente 1D Atmosphären mit stationären Staubwolken über einen großen Bereich von Atmosphärenparameter berechnet. Die zur Verfügung stehenden Eingabedaten gestatten die Berechnung von Silikat- und Metallwolken in Atmosphären von Zwergsternen und braunen Zwergen. Die in früheren Arbeiten begonnene Diskussion der Entwicklung von Wolken über den Parameterraum wird in dieser Arbeit fortgesetzt. Durch die Einführung von Größen, wie der Säulendichte des Staubvolumens, kann erstmals ein direkter Vergleich der Staubmenge und Zusammensetzung für verschieden Modell-Parameter durchgeführt werden. Zusätzlich werden die zugehörigen synthetischen Spektren systematisch mit Beobachtungen verglichen. Allgemein ist die Übereinstimmung zwischen Modellen und Beobachtungen wesentlich besser als bei allen vorhergehenden Modellgenerationen. Leider sind die Modellen nicht in der Lage, den plötzlichen Verlust der Staubopazität, welcher bei späten L Spektraltypen beobachtet wird, zu reproduzieren. Entkoppelte Konvektionszonen wurden als eine wahrscheinliche Ursache identifiziert. Basierend auf identifizierten Modell-Defiziten werden modifizierte Staubratengleichungen für zukünftige Implementation hergeleitet.
Earth's atmosphere exhibits a broad diversity of weather effects. Clouds, as one of them, have always drawn attention and inspired people.
The formation of clouds begins with the condensation of gas. The size of forming droplets depends on the equilibrium between their growth and evaporation. As long as the droplets remain small, they are more or less levitating. Once they become larger, for instance due to decreasing gas temperatures, they are stronger subject to gravitational settling. In other words, the drops will rain out of the atmosphere until no new ones can form. Upstreams in the atmospheres carry the re-evaporated water back into the higher layers of the atmosphere, which closes the cycle.
The formation of clouds is not limited to terrestrial planets but extends from there over the Jovian planets and brown dwarfs up to the least massive stars. In contrast to Earth, many of these objects are considerably hotter. The corresponding clouds are not made of water but instead of condensed metals, forming so-called dust grains. Especially the silicate clouds that cover the atmosphere of hot brown dwarfs and the coolest stars are very opaque. In the respective objects, this causes a considerable heating of the gas of up to 1000K. Obviously, this affects the chemical composition of the atmosphere. The formation and subsequent precipitation of dust particles depletes the observable gas of heavy elements. Altogether, clouds typically have an immense influence on the spectral appearance of an atmosphere.
This work is concerned with the theoretical study of such dust clouds. For this, self-consistent 1D atmospheres involving stationary dust clouds were calculated over a wide range of atmosphere parameters. The existing input data allows the calculation of silicate and metal clouds in stellar and brown dwarf atmospheres. The discussion of the development of the model cloud with the parameters, started in earlier works, is continued here. Among the most interesting results are the typical timescales for the descent of dust particles. With the introduction of quantities such as the column densities of dust grain volume, the amount of dust and its composition is compared directly between different stellar parameters. In addition, the corresponding synthetic spectra are systematically compared to the observations. Generally, the agreement between models and observations is considerably better than in all previous model generations. Unfortunately, the models are incapable of reproducing the sudden loss of dust opacity that is observed for late L spectral types. Detached convection zones have been identified as a likely reason. Based on identified model deficiencies, modification of the system of dust rate equations are derived for future implementation.