NaWi für SoWi Physik Grundlagen Fallbeispiel Energie und Klima

Präsentation zum Thema: "NaWi für SoWi Physik Grundlagen Fallbeispiel Energie und Klima"—  Präsentation transkript:

1 NaWi für SoWi Physik Grundlagen Fallbeispiel Energie und Klima
Das Weltbild der Physik Heute: Nobelpreis für Glasfaserkommunikation / CCD In für spontane Symmetriebrechung In 2007 für Schwarzkörperform und Anisotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung In 1999 für die Quantenstruktur der elektroschwachen Interaktion

2 Was ist Physik? Althergebrachte Definition: Wissenschaft von den Vorgängen in der unbelebten Natur, die ohne Stoffumsetzung ablaufen. (Abgrenzung gegen Geisteswissenschaften, Biologie, Chemie). Unzureichend, weil Physik eigentlich nicht die Natur beschreibt, sondern unsere Modelle davon, Physik auch auf biologische und chemische Prozesse anzuwenden ist, wenn sie auch zu ihrer Beschreibung nicht ausreicht. Alternative Definition: Wissenschaft von den „einfachen Dingen“ (Komplexitätsgrad derart, dass Vorgänge „berechenbar“ sind)

3 Implizite Voraussetzungen
Es existiert eine erkennbare Wirklichkeit. Die Wirklichkeit weist erkennbare Regelmäßigkeiten auf: „Unter gleichen Umständen geschieht Gleiches“. Bedingungen Erkenntnistheoretische Voraussetzungen in sich widerspruchsfrei, durch Erfahrung prüfbar

4 Mathematisierung Der Wirklichkeit werden Eigenschaften zugeschrieben, die sich in so genannten Skalen auf Zahlen abbilden lassen. Die so abgebildeten Eigenschaften heißen physikalische Größen. Größen werden mathematisch durch Größengleichungen verknüpft.

5 Messen, Einheiten, Maßsysteme
Messen: Vergleich mit einer Einheit nach einer Messvorschrift Grundgrößen und Maßsystem Internationale Maßsystem (SI, Système Internationale) definiert für sieben Grundgrößen die Einheiten Skalare oder vektorielle Größen Funktionelle Abhängigkeit zwischen Größen Gleichungen, Diagramme

6 Grundlagen der Mechanik
Abstand Ortsdifferenz zwischen Punkten Bahngleichung Spur eines Körpers im Raum Bewegungsgleichung Ort in Abhängigkeit von der Zeit Geschwindigkeit Durchschnitt momentan m s-1 Beschleunigung m s-2

7 Newton‘sche Axiome Jeder kräftefreie Körper bleibt in seinem Bewegungszustand Der Bewegungszustand ändert sich proportional zur Kraft Kräfte sind immer Wechselwirkungen zwischen Körpern Kraft = Masse x Beschleunigung kg m s Newton

8 Bewegungsgrößen Erhaltungsgrößen! Impuls Arbeit = Kraft x Weg
kg m2 s Joule Energie = hineingesteckte Arbeit Erhaltungsgrößen! Bewegungsenergie

9 Größen und Einheiten Kraft: Masse x Beschleunigung N = kg m s-2 Mensch max. ca N Arbeit / Energie: Kraft x Weg J = N m = kg m2 s-2 = Ws kWh = 1000 x 3600 J = 3.6 x 106 J Marathonlauf ca. 0.5 kWh (1.8 x 106 J) Zündholz ca. 50 J Blitz ca. 10 GJ (1010J) Jahresenergieverbrauch der Menschheit 450 EJ (450 x 1018 J) Leistung: Arbeit / Zeit W = J s-1 = kg m2 s-3 Mensch Dauerleistung ca. 70 W Höchstleistung ca W

10 Die globale Energiebilanz
Wärme und Energie Sonne und Bahnbewegung der Planeten Energiebilanz der Erde Strahlungstemperatur der Erde Treibhauseffekt Wirkungsgrad und Ordnung Gesamtenergieangebot

11 Wärme und Energie Wärme ist die ungeordnete Energie der Teilchen eines Systems. Die Temperatur T ist ein Maß für die mittlere ungeordnete kinetische Energie pro Teilchen. Die innere Energie U eines Systems ist die ungeordnete kinetische Energie eines Systems. Sie ist proportional zur Temperatur. Um zu verstehen, wie die Temperatur aufrecht erhalten wird, muss man die Energiebilanz betrachten, die formal ihren Ausdruck im Ersten Hauptsatz der Thermodynamik findet.

12 Sonne und Bahnbewegung der Planeten
Die Leuchtkraft der Sonne L0 ist die pro Zeiteinheit insgesamt abgestrahlte Energie, d. h. die Strahlungsleistung der Sonne in allen Bereichen des Spektrums. Theorien der Sternentwicklung zufolge ist die Leuchtkraft der Sonne während der Lebensdauer der Erde (~5 Milliarden Jahre) um 30% angestiegen Die Erde umrundet die Sonne in einem nahzu konstanten Abstand, so dass die Sonne für uns eine stabile und komfortable Quelle von Wärme und Licht ist. Die Photosphäre ist die Region der Sonne, von der der größte Teil der Strahlungsenergie in den Weltraum gelangt. Leuchtkraft aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie Wechseln zu: Navigation, Suche Die Leuchtkraft ist ein Maß für die Energieemission eines Sterns in Form von elektromagnetischer Strahlung, die von seiner Temperatur und dem Radius abhängt. Sie wird in der abgestrahlten Energiemenge pro Sekunde angegeben. Unter der Leuchtkraft L versteht man die pro Sekunde insgesamt abgestrahlte Energie, d. h. die (Strahlungs-) Leistung in allen Bereichen des Spektrums. Sie wird in Watt gemessen, in der Astronomie oft aber auch in Einheiten der Sonnenleuchtkraft angegeben. Die Leuchtkraft der Sonne kann durch die Bestimmung der Solarkonstante direkt gemessen werden. Siehe auch: Absolute Helligkeit, Scheinbare Helligkeit, Bolometrische Helligkeit, Entfernungsbestimmung. [Bearbeiten] Leuchtkraftklassen Sterne werden gemäß ihrer Leuchtkraft in Leuchtkraftklassen eingeteilt. Siehe auch: Hertzsprung-Russell-Diagramm, Hauptreihe, Riesenstern Leuchtkraft der Sonne Durch Messung der Solarkonstante, bei der sich 1370 W/m² ergibt, kann die Leuchtkraft L der Sonne wie folgt bestimmt werden: In der Entfernung R = 1 AE = 1,496·1011 m vom Sonnenmittelpunkt trifft pro Sekunde auf 1 m² Erdoberfläche die Energie 1370 J von der Sonne ein. Diese entstammt einer winzigen Fläche der Sonnenphotosphäre Die gesamte Strahlung der Sonne durchsetzt aber nicht nur die Fläche 1 m², sondern die gesamte Kugeloberfläche O einer Kugel um die Sonne mit dem Radius R = 1 AE . Auf jedem Quadratmeter dieser Fläche trifft pro Sekunde eine Energie von 1370 J ein. Die Energieabgabe der gesamten Sonnenoberfläche pro Sekunde beträgt also Dies ist die Leuchtkraft der Sonne. Von "

13 Die Strahlungsfluss der Sonne, der auf einen Planeten trifft, hängt ab von
seinem mittleren Sonnenabstand der Exzentrizität e seiner Umlaufbahn Bahnparameter: Der mittlere Abstand legt das Jahresmittel der Strahlungsflussdichte (die Solarkonstante) fest, die einen Planeten erreicht. Darüberhinaus bestimmt er die Dauer eines planetaren Jahres. Die Exzentrizität ist ein Maß für die Abweichung der Planetenbahn von einem Kreis. Sie bestimmt den Jahresgang der Strahlungsflussdichte während eines Umlaufs um die Sonne. Parameter der Planetenrotation und ihrer Beziehung zur Planetenbahn: Die Rotationsgeschwindigkeit eines Planeten bestimmt den Tagesgang der Einstrahlung in einem Punkt auf der Oberfläche des Planeten und beeinflusst die Wind- und Strömungsmuster in Atmosphäre und Ozean, die sich als Antwort auf die Einstrahlung einstellen. Die Neigung oder Schiefe ist der Winkel, den die Rotationsachse mit der Senkrechten zur Bahnebene einschließt. Sie beeinflusst die jahreszeitlichen Schwankungen der Einstrahlung in hohen Breiten sowie das Jahresmittel der Einstrahlung in den Polregionen. Gegenwärtig beträgt die Neigung (Schiefe) der Erdachse rund 23.45°. Die Länge des Perihels misst die Phase der Jahreszeiten relativ zur Position des Planeten auf seiner Umlaufbahn. Zur Zeit passiert die Erde die sonnennächste Position (den Perihel) im Südsommer, und zwar ungefähr am 5. Januar.

14 Die Sonneneinstrahlung an der Oberfläche eines Planeten wird darüber hinaus beeinflusst von
der Neigung der RotationsachseF zur Bahnebene (gegenwärtig 23.45°) der Lage des Perihels L auf der Umlaufbahn (bezüglich des Frühlingspunkts) Bahnparameter: Der mittlere Abstand legt das Jahresmittel der Strahlungsflussdichte (die Solarkonstante) fest, die einen Planeten erreicht. Darüberhinaus bestimmt er die Dauer eines planetaren Jahres. Die Exzentrizität ist ein Maß für die Abweichung der Planetenbahn von einem Kreis. Sie bestimmt den Jahresgang der Strahlungsflussdichte während eines Umlaufs um die Sonne. Parameter der Planetenrotation und ihrer Beziehung zur Planetenbahn: Die Rotationsgeschwindigkeit eines Planeten bestimmt den Tagesgang der Einstrahlung in einem Punkt auf der Oberfläche des Planeten und beeinflusst die Wind- und Strömungsmuster in Atmosphäre und Ozean, die sich als Antwort auf die Einstrahlung einstellen. Die Neigung oder Schiefe ist der Winkel, den die Rotationsachse mit der Senkrechten zur Bahnebene einschließt. Sie beeinflusst die jahreszeitlichen Schwankungen der Einstrahlung in hohen Breiten sowie das Jahresmittel der Einstrahlung in den Polregionen. Gegenwärtig beträgt die Neigung (Schiefe) der Erdachse rund 23.45°. Die Länge des Perihels misst die Phase der Jahreszeiten relativ zur Position des Planeten auf seiner Umlaufbahn. Zur Zeit passiert die Erde die sonnennächste Position (den Perihel) im Südsommer, und zwar ungefähr am 5. Januar.

15 Schema der elliptischen Bahn der Erde um die Sonne
[Abbildung 11.9 aus Hartmann (1994)].

16 Energiebilanz der Erde: Erster Hauptsatz der Thermodynamik
wobei: Betrag der zugeführten Wärme Änderung der inneren Energie des Systems dem System entzogene oder zugeführte Energie (vom System geleistete Arbeit)

17 Formen des Energieaustauschs
Wärme kann auf drei Weisen einem System zugeführt oder ihm entzogen werden: Strahlung Kein Masseaustausch, kein Medium erforderlich Wärmeleitung Kein Masseaustausch, aber Medium erforderlich für Übertragung von Bewegungsenergie zwischen Atomen oder Molekülen Konvektion Masse wird ausgetauscht, Nettomassentransport kann stattfinden, aber häufig tauschen Pakete unterschiedlichen Energieinhalts nur ihre Plätze

18 Solarkonstante Strahlungsflussdichte in einem bestimmten Abstand von der Sonne: Im mittleren Abstand der Erde von der Sonne (d = 1.496x1011 m) (gemessen von Satelliten): (Wert nach Hartmann 1994)

19 Berechnung der Leuchtkraft der Sonne
Die gesamte Strahlung der Sonne durchsetzt die Oberfläche einer Kugel um die Sonne mit dem Radius d. Unter der Annahme einer homogenen Strahlungsflussdichte kann die Leuchtkraft der Sonne durch Messung der Solarkonstanten bestimmt werden:

20 Aus der Leuchtkraft der Sonne folgt ihre mittlere Strahlungsflussdichte am Außenrand der Photosphäre:

21 Hohlraum- oder Schwarzkörperstrahlung
Stefan-Boltzmann-Gesetz: Strahlungsflussdichte im inneren eines Hohlraums, der sich im thermodynamischen Gleichgewicht befindet: EB = sT4, s = 5.57 x 10-8 W m-2 K-4 Entspricht der Ausstrahlung eines idealen schwarzen Körpers

22 Berechnung der Strahlungstemperatur der Sonne
Gleichsetzen der Strahlungsflussdichte an der Oberfläche der Photosphäre mit dem Stefan-Boltzmann-Gesetz liefert für die ihre Strahlungstemperatur (Temperatur der Photosphäre):

23 Strahlungstemperatur eines Planeten
Die Strahlungstemperatur eines Planeten ist die Temperatur, mit der er strahlen muss, damit die Energiebilanz erfüllt wird: Die Sonnenenergie, die auf einen Planeten trifft, ist gleich der Solöarkonstanten mal der Fläche, die der Planet aus dem parallelen Strahlungsbündel der Sonne herausschneidet.

24 Planetare Albedo Planetare Albedo (lat. „Weißheit“) ap, Reflexionsvermögen eines Planeten: Ein Teil der Sonnenenergie wird nicht absorbiert, sondern zurück in den Weltraum reflektiert und geht daher nicht in die planetare Energiebilanz ein. (von Satelliten aus gemessene Werte liegen meist bei 0.30 oder 0.31)

25 Die Erde empfängt Sonnenstrahlung nur auf einer Halbkugel und so auf dem Empfänger-Querschnitt pi R_Erde^2 einen Strahlungsfluss I_K pi R_Erde^2 (Kraus, Abschnitt 9.3, S. 109). Ein kugelförmiger Planet blendet aus dem Strahlungsfluss der Sonne gerade die Schattenfläche aus [Abbildung 2.2 aus Hartmann (1994)].

26 Für die Schattenfläche eines Planeten mt Radius rp gilt:
Für die Oberfläche eines Planeten mit Radius rp gilt: Die Strahlungsmenge, die einen Planeten erreicht, ist gleich dem Produkt der Solarkonstanten und der Fläche, die der Planet aus dem Bündel paralleler Sonnenstrahlen ausscneidet. Teilen durch prp2 liefert die globale Energiebilanz:

27  Einfachstes „globales Energiebilanzmodell“
Auflösen der globalen Energiebilanz führt auf die Strahlungstemperatur eines Planeten:  Einfachstes „globales Energiebilanzmodell“ Der Faktor ¼ vor der Solarkonstanten rührt von dem Verhältnis zwischen der Oberfläche einer Kugel und ihrer Querschnittsfläche her, die die Fläche eines Kreises mit demselben Radius ist. S0/4 ist die auf einen Quadratmeter der sich drehenden Erdkugel bezogene Sonneneinstrahlung. Die Emissionstemperatur ist nicht die Oberflächen- oder Atmosphärentemperatur eines Planeten, sondern nur die Temperatur, die ein Planet annehmen muss, um als Schwarzkörperstrahler die Sonneneinstrahlung auszugleichen.

28 Beispiel: Strahlungsstemperatur der Erde
Te = 255 K entspricht globalen Mittel der Temperatur in ~5000 m Höhe  “Mitte der Atmosphäre” Großteil der Ausstrahlung erfolgt in der Tat durch Wasserdampf und Wolken

29 Beispiel: Strahlungsstemperatur der Erde
Te = 255 K = -18 °C viel niedriger als das beobachtete globale Mittel der Oberflächentemperatur von Ts = 15°C Treibhauseffekt muss berücksichtigt werden

30 4. Treibhauseffekt Einfache Erweiterung des Energiebilanzmodells zur Berechnung der Strahlungstemperatur. Da die Sonneeinstrahlung im Sichtbaren oder im nahen Infrarot liegt, aber die Erde hauptsächlich thermische Infrarotstrahlung emittiert, kann die Atmosphäre die solare und die terrestrische Strahlung sehr verschieden beeinflussen. Die Atmosphäre als idealer schwarzer Körper: Energiefluss eines Planeten mit einer Atmosphäre, die kurzwellige Strahlung durchlässt, aber langwellige Strahlung vollständig absorbiert [Abbildung 2.3 aus Hartmann (1994)].

31 Energiebilanz an der Außengrenze der Atmosphäre:
Energiebilanz für die Erdoberfläche: A Die Oberflächentemperatur (Ts ~303 K~30°C) ist erhöht, weil die Erdoberfläche nicht nur von der Sonneneinstrahlung, sondern auch von der atmosphärischen Gegenstrahlung erwärmt wird.

32 Entropie=Energie/Temperatur
Mensch, Umwelt, Energie Energie: In einem System vorhandenen Arbeit. Erhaltungsgröße! „Energieverbrauch“: Menge der Energie, die aus dem geordneten in den ungeordneten Zustand überführt wird. Entropie S: Maß für die Unordnung. Entropie=Energie/Temperatur Zweiter Hauptsatz: In einem abgeschlossenen System kann die Entropie nie abnehmen.

33 Energieangebot … Sonnenabstrahlung 3.9 x 1026 W 1.2 x 1034 J / Jahr
auf Erdoberfläche 1.3 x 1017 W x 1024 J / Jahr aus Erdinneren 5 x 1014 W x 1022 J / Jahr

34 …und „Energieverbrauch“
Global 450 EJ / Jahr = 4.5 x 1020 J / Jahr x 1013 entsprechend 0.01 % der Einstrahlung Kein Energie- sondern Energienutzungsproblem

35 Wirkungsgrad Wirkungsgrad h gibt an, wie viel der ungeordneten Energie in Ordnung überführt werden kann. Für Sonne/Erde

36 Wirkungsgrad Für Sonne/Erde

37 Wirkungsgrad Für Dieselmotor Real maximal 0.4

38 Wirkungsgrad Für Wärmepumpe (Wärme auf höheres Niveau)
Real maximal 4.5

39 Elektrische Einheiten
Strom: Ladungsfluss / Zeit Ampere A Glühbirne 0.4 A Starter im Auto 200 A Ladung: Strom x Zeit q = I x t A s Geladener Kamm 1 mAs Spannung: Energie / Ladung Volt V Stromnetz 230 V Autobatterie 12 V Leistung: Strom x Spannung W = V x A = J s-1 = kg m2 s-3