Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima

Präsentation zum Thema: "Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima"—  Präsentation transkript:

1 Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima
Das Klimasystem und seine Modellierung ( ) – André Paul

2 Vorlesungsplan Einführung in das Klimasystem Die globale Energiebilanz
Konzeptionelle Klimamodelle: Das 0-dimensionale Energiebilanzmodell Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima Konzeptionelle Klimamodelle: Das Strahlungs-Konvektions-Modell Wärmehaushalt der Erde Wasserhaushalt der Erde (hydrologischer Kreislauf)

3 Vorlesungsplan Klimaempfindlichkeit und Rückkopplungsmechanismen
Allgemeine atmosphärische Zirkulation und Klima Allgemeine ozeanische Zirkulation und Klima Konzeptionelle Klimamodelle: Das 1-dimensionale Energiebilanzmodell Realitätsnahe globale Klimamodelle

4 Literatur Hartmann (1994), Kapitel 3 Kraus (2004), Kapitel 9

5 Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima
Photonen und „Nebenbestandteile” der Luft Natur elektromagnetischer Strahlung Kurzwelliger Strahlungstransport Langwelliger Strahlungstransport Eindimensionale Strahlungs-Konvektions-Modelle Rolle der Wolken Hartmann (2004), Kapitel 3, Abschnitte , S

6 Photonen und „Nebenbestandteile“ der Luft
100% 30% Nebenbestandteile (Spurengase, Aerosole, Wolken) Weitgehend durchlässig für Solarstrahlung Wirkungsvolle Absorption und Emission von infraroter Wärmestahlung Kraus, S. 23: „Trotz ihrer geringen Konzentrationen spielen die Spurengase eine wichtige Rolle beim Einfluss der Atmosphäre auf die irdischen Lebewesen und sogar beim thermodynamischen Aufbau der Atmosphäre [...]“ 50% Meeres- oder Landoberfläche

7 Natur elektromagnetischer Strahlung
Welle-Teilchen-Dualismus: elektromagnetischer Strahlung entweder als Welle oder als Teilchen aufgefasst Geschwindigkeit elektromagnetischer Strahlung im Vakuum:

8 Im Wellenbild: Im Teilchenbild:
Streuung von Licht an Teilchen und Oberflächen Im Teilchenbild: Absorption und Emission von Strahlung

9 Zusammenhang zwischen Wellenlänge l und Frequenz n:
Hohe Frequenzen  kleine Wellenlängen Niedrige Frequenzen  große Wellenlängen

10 Photonen In seiner Erklärung des „photoelektischen Effekts” postulierte Einstein, dass Strahlungsenergie in Form von Quanten existiere und sich ausbreite. Energie eines Photons: Plancksches Wirkungsquantum:

11 Solarstrahlung: l = 100 nm - 4 mm Terrestrische Strahlung: l = 4 mm mm Das elektromagnetische Spektrum [Abbildung 2.1 aus Ruddiman (2001)]

12 Beschreibung elektromagnetischer Strahlung
Strahldichte In: Energie pro Zeit-, Frequenz- und Raumwinkeleinheit Spektrale Flussdichte Fn: Energie pro Zeit-, Flächen- und Frequenzeinheit Flussdichte F: Energie pro Zeit- und Flächeneinheit

13 Schwarzkörper- oder Hohlraumstrahlung
Schwarzer Körper absorbiert Strahlung jeder Wellenlänge vollständig emittiert Strahlung einer gegebenen Frequenz mit einer Intensität, die nur von der Temperatur abhängig ist und stehenden Wellen im Hohlraum zugeschrieben werden kann

14 Plancksches Strahlungsgesetz
ein schwarzer Körper der Temperatur T emittiert Strahlung der Frequenz n mit der Intensität Hartmann, Abschnitt 3.4 Kraus, Abschnitt 9.2.2 Max Planck (1900): Energie kann nur gequantelt abgegeben bzw. aufgenommen werden (sonst  „UV-Katastrophe”)

15 Konzept zur Schwarzkörperstrahlung

16 Stefan-Boltzmann-Gesetz
Integration des Planckschen Strahlungsgesetzes über alle Frequenzen und Raumwinkel in einem Halbraum liefert Hartmann, Abschnitt 2.3.4 Kraus, Abschnitt 9.2.4 Gesamtstrahlung eines schwarzen Körpers hängt nur von der vierten Potenz der Temperatur ab

17 Stefan-Boltzmann-Konstante kann durch fundamentale Konstanten ausgedrückt werden:

18 Wiensches Verschiebungsgesetz
beschreibt Lage des Maximums der Schwarzkörperstrahlung je heißer der schwarze Körper ist, desto höher ist die Frequenz und desto kürzer ist die Wellenlänge der emittierten Strahlung Hartmann, Abschnitt 3.4 Kraus, Abschnitt 9.2.3

19 Wiensches Verschiebungsgesetz
Beispiele: T ~ 6000 K, λmax ~ 600 nm (Sonne) T ~ 255 K, λmax ~ 10 µm (Erde)

20 Solare und terrestrische Strahlung
99 % der bei ~6000 K emittierten Strahlung liegen zwischen 0.22 und 5 mm Solare oder kurzwellige Strahlung 99 % der bei ~255 K emittierten Strahlung liegen zwischen 4 und 100 mm Terrestrische oder langwellige Strahlung Kraus, Abschnitt 9.3 nur kleiner Überlapp bei 4 bis 5 mm

21 Erdober-fläche Tropo-pause Normierte Schwarzkörperemissionsspektren für Sonne (6000 K) und Erde (255 K) als Funktion der Wellenlänge (oben). Absorption zwischen Erdoberfläche und Außenrand der Atmosphäre (Mitte). Absorption zwischen Tropopause und Außenrand der Atmosphäre (unten) [Abbildung 3.2 aus Hartmann (1994)].

22 Kirchhoffsches Gesetz
Für die Emission eines nichtschwarzen Körpers mit Absorptionsvermögen gilt Kraus (2004), Abschnitt 9.2.5, S. 103

23 Selektive Absorption und Emission durch atmosphärische Gase
Atmosphäre verhältnismäßig durchlässig für solare Strahlung, nahezu undurchlässig für terrestrische Strahlung Wechselwirkung zwischen Strahlung und Materie wichtig für Treibhauseffekt

24 Energie eines Moleküls
Änderungen der in einem Molekül gespeicherten Energie durch Stöße zwischen Molekülen, Wechselwirkung mit Strahlung Max Planck (1900): Bei Strahlungsemission und –absorption kann Energie nur “gequantelt” abgegeben bzw. aufgenommen werden Kraus, Abschnitt 9.2.2 Hartmann, Abschnitt 3.5

25 Translations- oder kinetische Energie (Temperatur)
Nicht gequantelt Stöße zwischen Molekülen (in Flüssigkeiten und Festkörpern) und Doppler-Effekt tragen zu Linienverbreiterung bei Hartmann, Abschnitt 3.5.1

26 Rotationsenergie Rotationszustände sind gequantelt
Übergänge zwischen verschiedenen Rotationszuständen entsprechen Photonen mit Wellenlängen kürzer als 1 cm

27 Das elektrische Feld einer elektromagnetischen Welle übt auf einen elektrischen Dipol ein Drehmoment aus. Eine elektromagnische Welle kann Rotationszustände von Molekülen anregen, wenn sie ein Dipolmoment besitzten.

28 Beispiel für das Potential eines stabilen elektronischen Zustands in einem zweiatomigen Molekül.
Rotationsübergänge sind meist mit dem niedrigsten Schwingungszustand verknüpft.

29 Schwingungsenergie Übergänge zwischen verschiedenen Schwingungszuständen entsprechen Photonen mit Wellenlängen kürzer als 20 mm Lineares, symmetrisches Molekül (CO2): nur temporäres Dipolmoment, keine reinen Rotationsübergänge, aber kombinierte Schwingungs-Rotations-Banden

30 Gewinkelt gebautes Molekül (Wasserdampf): permanentes Dipolmoment, neben Schwingungs-Rotations-Banden auch reine Rotationsbanden - - O H 104°40’ H + +

31 keine Absorption durch Gase im sichtbaren Bereich (~0.3-0.8 mm)
kombinierte Schwingungs-Rotations-Bande und reine Rotationsbande mehratomiger Moleküle verantwortlich für nahezu vollständige Absorption langwelliger Strahlung in wolkenloser Atmosphäre Wasserdampf- oder atmosphärisches Fenster zwischen 8 und 12 mm keine Absorption durch Gase im sichtbaren Bereich (~ mm)

32 Schwingungszu-stände zwei- und dreiatomiger Moleküle
[Abbildung 3.3 aus Hartmann (1994)]

33 Biege-Schwingungen: beim CO2 wichtige Schwingungs-Rotations-Bande bei 15 mm.

34 Im gasförmigen Zustand bestehen die Schwingungen des Wassermoleküls aus Kombinationen symmetrischer und asymmetrischer Streckschwingungen sowie Biegeschwingungen.

35 atmosphärisches Fenster
Absorptionsspektren im Infrarot für verschiedene atmosphärische Gase [Abbildung 3.4 aus Hartmann (1994)].

36 Schwingungsspektren zweiatomiger Moleküle
Die niedrigsten Schwingungszustände zweiatomiger Moleküle entsprechen näherungsweise dem quantenmechanischen harmonischen Oszillator.

37 Energieniveaus des quantenmechanischen harmonischen Oszillator:
Nullpunktsenergie

38 Molekülspektren

39 Wechselwirkung mit infraroter Strahlung
Nahes Infrarot: mm Mittleres Infraot: mm Fernes Infrarot: mm Energie reicht nicht aus, um elektronische Übergänge zu induzieren Absorption beschränkt auf Moleküle mit kleinen Energieunterschieden in den möglichen Schwingungs- und Rotationszuständen Voraussetzung: periodische Schwankungen im Dipolmoment des Moleküls

40 Photodissoziation Bei Wellenlängen kürzer als ~1 mm
Aufbrechen molekularer Bindung molekularer Sauerstoff (O2, bei ~200 nm) Ozon (O3, bei nm) Wichtig für Ozonproduktion in der Stratosphäre O

41 Elektronische Anregung
Bei Wellenlängen von 1 mm, Anregung äußerer Elektronen von z. B. Sauerstoff oder Ozon

42 Photoionisation Bei Wellenlängen unter ungefähr 100 nm

43 Absorptionslinien und Linienverbreiterung
Häufung von Absorptionslinien in einem Frequenzbereich heißt Absorptionsbande Vibrations- und Rotationsübergänge am Wichtigsten für terrestrische Strahlung Wasserdampf (6.3 mm, > 12 mm), O3 (9.6 mm), CO2 (15 mm) Linienverbreiterung durch Unschärferelation Druck- oder Stoßverbreiterung Doppler-Effekt Hypothetisches Linienspe-trum (a) vor (b) nach Linienverbrei-terung [Abbildung 3.5 aus Hartmann (1994)].

44 Warum ist der Himmel blau?
Warum sind Wolken weiß? Warum ist die Sonne, von der Erde aus gesehen, eine gelbe Scheibe an einem blauen Himmel, vom Mond aus gesehen aber eine weiße Scheibe an einem schwarzen Himmel? Um diese Fragen zu beantworten, müssen wir uns mit dem Einfluss der Luftmoleküle auf einen Sonnenstrahl beschäftigen. Der Mond hat keine Atmosphäre. Auf dem Mond ist die Farbe der Sonne die Summe der Regenbogenfarben, nämlich weiß, und der Himmel hat keine Farbe, weil von ihm kein Licht kommt. Die Atmosphäre der Erde besteht aus Molekülen und Aerosolteilchen, die Licht streuen. Der Effekt eines kleinen Teilchens fester Größe ist umso kleiner, desto größer die Wellenlänge des Lichtes ist. Die Luftmoleküle streuen leicht blaues Licht, aber nur einen geringen Effekt auf das rote Licht, weshalb der Himmel blau ist. An einem sonnigen Tag streut jeder Teil des Himmels blaues Licht in unsere Richtung. Schauen wir direkt in die Sonne, dann sehen wir Strahlen, die schon viel von ihrem Blauanteil verloren haben. Die Sonne nimmt dann die Farbe des übrig gebliebenen Anteile größerer Wellenlänge an. Diese Farbe ist gelb, wenn die Sonne über uns steht, und wird desto roter, je näher die Sonne dem Horizont kommt und je dicker Schicht der Atmosphäre ist, die die Sonnenstrahlen durchdringen müssen. Nach einem Vulkanausbruch ist die Farbe eines Sonnenauf- oder –untergangs besonders intensiv. Die Wassertröpfchen einer Wolke streuen einen großen Teil des einfallenden Sonnenlichts, so dass die Wolke weiß erscheint.

45 Streuung Rayleigh-Streuung: an Luftmolekülen
Mie-Streuung: an Wassertröpfchen/Wolken Blaues Licht (l=0.47 mm) wird leichter gestreut als rotes Licht (l=0.64 mm), weil es eine kürzere Wellenlänge hat. Das Verhältnis (0.64/0.47)4=3.45 spiegelt den Hauptgrund wieder, warum der Himmel Blau ist.