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Geophysik |
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Die Sonne ist so weit von der Erde entfernt - und trotzdem hängt unser Leben auf der Erde maßgeblich von ihr ab. 24 Stunden am Tag und 365 Tage im Jahr trifft gewissermaßen ein „Strahl“ des Sonnenlichts auf die Tagseite der Erde und erwärmt die Atmosphäre und die Erdoberfläche, so dass biologisches Leben in unserer Vorstellung existieren kann. Insbesondere die Prozesse in der dünnen Atmosphäre führen zu lebensnahen Verhältnissen und zu erträglichen Temperaturen. Veränderungen in der Zusammensetzung dieser dünnen Schutzschicht um unseren Globus können zu leicht Veränderungen der Lebensbedingungen auf der Erdoberfläche führen und so langfristig das Klima der Erde wandeln.
Das Licht der SonneDie Leistung
Durch Kernfusionen im Inneren der Sonne entsteht permanent Energie, die als elektromagnetische Strahlung in alle Richtungen in das Weltall ausgesendet wird. Dabei beträgt die gesamte Strahlungsleistung der Sonne etwa 3,85⋅1026 W. Natürliche Schwankungen der Strahlungsleistung sind so gering, dass sie als nahezu konstant angesehen werden kann. Außerdem kann man gut davon ausgehen, dass die Erde während ihres jährlichen Umlaufs um die Sonne nahezu gleich weit von der Sonne entfernt ist. Nur ein geringer Teil dieser in alle Richtungen ausgesendeten Strahlung trifft nun auf die Tagseite der Erde. Legt man gedanklich eine Kugel mit Radius Sonne – Erde um die Sonne, so kann man berechnen, wie groß die Strahlungsleistung auf einen Quadratmeter dieser gedachten Kugel ist. Außerhalb der Atmosphäre fließt also ein Energiestrom der Stärke:
Diese Strahlungsleistung pro Quadratmeter nennt man Solarkonstante. Pro Sekunde treffen also etwa 1370 Joule Energie von der Sonne auf einen Quadratmeter auf der Erde (ohne Atmosphäre).
Aus der Solarkonstante SErde kann man nun den Energiestrom auf die gesamte Erde berechnen. Dazu benötigt man noch den Radius der Erde (rErde= 6,371 ⋅ 106m). Von der Erde werden nämlich genau die Strahlen absorbiert, die auf eine Kreisfläche mit dem Radius der Erde treffen. Insgesamt ergibt sich:
Für diese Leistung wären etwa 120 Millionen Kernkraftwerke oder 70 Milliarde Windkraftanlagen notwendig. Als weiteren Vergleich kann man den weltweiten Energieverbrauch heranziehen. Er beträgt derzeit etwa 1,7 ⋅ 1013 W. Die Sonne ist also eine gigantische Energiequelle, denn sie liefert etwa 10 000 mal mehr Energie als wir derzeit verbrauchen.
Das Spektrum des Sonnenlichts
Licht ist eine Form der sogenannten elektromagnetischen Strahlung und ist damit ein Teil des elektromagnetischen Spektrums. Das ist die Gesamtheit aller elektromagnetischen Wellen, die sich lediglich durch ihre Wellenlänge unterscheiden. Licht ist also genau der Teil des Spektrums, den wir mit unseren Augen sehen können. Dabei wird die Wellenlänge des Lichts von den Augen als Farbe wahrgenommen, die Intensität des Lichts hingegen als Helligkeit. Für den sichtbaren Bereich des Spektrums betragen die Wellenlängen zwischen 750 nm (rot) und 380 nm (violett).
Für unsere Auge jedoch nicht wahrnehmbar sind hingegen die langwellige Infrarot-Strahlung (auch Wärmestrahlung genannt) und die kurzwellige Ultraviolett-Strahlung (teilweise von bestimmten Tieren wahrnehmbar). Sie schließen sich links und rechts an den sichtbaren Teil des Spektrums an. Grundsätzlich ist UV-Strahlung energiereicher und damit auch schädlich für den Menschen, sodass man sich am besten mit Sonnenbrille oder Sonnencreme davor schützen sollte.
Das von der Sonne ausgesendete Licht enthält nun verschiedene Wellenlängen / Farben. Am intensivsten ist das Sonnenlicht im sichtbaren Bereich. Allerdings kann man an der Abbildung erkennen, dass durchaus auch UV-Anteile und Infrarot-Anteile im Sonnenlicht enthalten sind. Prinzipiell ergibt sich die spektrale Verteilung der ausgesendeten elektromagnetischen Wellen aus der Temperatur des Strahlers, hier der Sonne mit etwa 6000 K. Deutlich erkennt man auch, dass ein Teil der Strahlung an der Atmosphäre reflektiert wird oder von ihr absorbiert / aufgenommen wird. Die etwas dunkler eingefärbte Fläche zeigt die spektralen Anteile des Sonnenlichts an der Erdoberfläche.
Jeder Körper sendet elektromagnetische Strahlung in Abhängigkeit von seiner Temperatur an seine Umgebung aus. Es gilt: Je höher die Temperatur eines Körpers ist, desto größer ist auch die abgestrahlte Leistung pro Quadratmeter. Dabei ist die Strahlungsleistung proportional zu T4; eine Verdopplung der Temperatur eines Körpers führt daher zu einer 16-fachen Strahlungsleistung.
Der exakte Zusammenhang wird nun durch das Stefan-Boltzmann-Gesetz beschrieben. Es lautet:
Anmerkung: Wie das exakte ausgesendete Spektrum eines elektromagnetischen Strahlers in Abhängigkeit von seiner Temperatur T aussieht, wird an dieser Stelle aufgrund seiner Schwierigkeit nicht behandelt.
Das StrahlungsgleichgewichtDie von der Erde auf der Tagseite absorbierte Sonnenstrahlung führt zu einer Erhöhung der inneren Energie der Erde und somit zu einer Temperaturerhöhung. Gleichzeitig strahlt die Erde aber auch je nach Temperatur Infrarot-Strahlung in alle Raumrichtungen aus. Im Laufe der Zeit hat sich eine Gleichgewichtstemperatur der Erde eingestellt. In diesem Zustand wird die absorbierte Sonnenstrahlung mit dem selben Betrag in Form von Infrarot – Strahlung an das Weltall zurückgeworfen. Man spricht von einem Strahlungsgleichgewicht bei dem die Erde soviel Energie pro Sekunde im Infraroten in den Raum zurückwirft, wie sie von der Sonne im Sichtbaren empfängt. In der Realität treten natürlich immer wieder sowohl zeitliche als auch räumliche Abweichungen von diesem Strahlungsgleichgewicht auf. Diese Unterschiede sind die Motoren des Klimas auf der Erde.
Vom Weltall aus betrachtet erscheint die Erde als blauer Planet, der von einer dünnen Schicht aus Wolken umgeben ist. Genau diese dünne Schutzhülle um die Erde, in der sich die Wolken befinden und in der sich das Klima abspielt ist verantwortlich für die mäßigen Temperaturen und erträglichen Lebensbedingungen auf unserem Planeten.
Wie eine Glasscheibe eines Gewächshauses lässt die Atmosphäre sichtbares Licht der Sonne nahezu ungehindert durch, Infrarot-Strahlung hingegen, die die Erdoberfläche aussendet wird von ihr zu einem Großteil absorbiert. Die aus der Einstrahlung entstehende Wärme kann die Erde weniger leicht verlassen, die Temperatur erhöht sich wie bei einem Treibhaus bis eine Gleichgewicht erreicht wird.
Der natürliche Treibhauseffekt
Für das physikalische Verständnis des Treibhauseffektes ist die Untersuchung der Strahlungsbilanz der Erde notwendig: Etwa 30% der einfallenden Sonnenstrahlung im kurzwelligen sichtbaren Bereich wird an den Atmosphäreteilchen, den Wolken und der Erdoberfläche reflektiert und strahlt zurück in den Weltraum. Weitere 20% der Strahlung werden von der Atmosphäre selber absorbiert, erwärmen diese und werden anschließend in Form vom Infrarot-Strahlung zur Hälfte in den Weltraum und zur Hälfte zurück zur Erde gesendet. Insgesamt treffen also etwa 60% der einfallenden Sonnenstrahlung auf den Erdboden, werden dort absorbiert und in Form von Infrarrot-Strahlung wieder ausgestrahlt.
Anders als bei der einfallenden kurzwelligen Strahlung ist die Atmosphäre für die langwellige Infrarot-Strahlung nicht mehr so transparent. Hierfür sind die Spurengase Wasserdampf, Kohlendioxid und Ozon verantwortlich, die die Rolle der Glasscheibe des Treibhauses übernehmen. Etwa 88% der ausgesendeten Infrarot-Strahlung werden in der Atmosphäre absorbiert und in alle Richtungen, also zur Hälfte in den Weltraum und zur Hälfte zurück zur Erde gestrahlt. Nur etwa 12 % der vom Erdboden ausgesendeten Strahlung kann ungehindert durch sogenannte „atmosphärische Fenster“ direkt ins Weltall ausgestrahlt werden.
Insgesamt strahlt die Erde etwa die gleiche Menge Energie zurück ins Weltall wie sie im Mittel von der Sonne empfängt. Der schützende Treibhauseffekt in der Atmosphäre verhindert bitterkalte Temperaturen und ermöglicht so Leben auf der Erde, wie wir es kennen.
Aufgaben zum Licht der Sonne:
Aufgabe 1: Messung der SolarkonstantenAufgaben zum Stefan-Boltzmann Gesetz:
Aufgabe 6: SonnenoberflächeAufgaben zum Strahlungsgleichgewicht:
Aufgabe 11: StrahlungsgleichgewichtAufgaben zum Treibhauseffekt:
Aufgabe 16: Klimamodell