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Vorlesung Hydrologie I Dr. Fred Hattermann Do 8.15-9.45 Haus 12 SS 2015 1.

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1 Vorlesung Hydrologie I Dr. Fred Hattermann Do Haus 12 SS

2 Inhalts- und Terminübersicht 1. VL Einführung 2. VL Wasserkreislauf 3. VL Strahlung 4. VL Komponenten und Prozesse des Wasserkreislaufs 5. VL Niederschlag I 6. VL Niederschlag II 7. VL Verdunstung 2

3 8. VL Versickerung 9. VL Infiltration 10. VL Abfluss I 11. VL Abfluss II 12. VL Einheitsganglinie I 13. VL Einheitsganglinie II Inhalts- und Terminübersicht 3

4 2. Wasserkreislauf Wasserhaushaltsgleichung Grundsätzlich gilt über sehr lange Zeiträume für terrestrische Systeme: Niederschlag (N) = Abfluss (Q) + Verdunstung (V) Tatsächlich wird aber Wasser im System gespeichert (S), z.B. im Grundwasser, in der ungesättigten Zone und in den Oberflächengewässern: 4

5 VerdunstungNiderschlag Abfluss = + 2. Wasserkreislauf 5

6 6

7 Datengrundlage: Endlicher 1991, S Der globale Wasserkreislauf 7

8 Global gemittelte jährliche Energiebilanz der Erde Quelle: Kiehl and Trenberth, 1997 Beispiele: = 492 = und 342 = und = Strahlung 3.1 Der Energiehaushalt der Erde 8

9 Der Strahlungshaushalt ist wichtigster Bestandteil des Energiehaushalts der Erde und beschreibt die Flüsse und Wechselwirkungen der verschiedenen Haushaltsgrößen. Die Strahlungsbilanz fasst die verschiedenen Haushaltsgrößen in einer Gleichung zusammen. 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 9

10 Die Strahlungsbilanz der einfallenden Sonnenstrahlung (überwiegend kurzwellig): R k = R g - R sr =R sd + R si - R sr = (1 - a) * R g R k = kurzwellige Strahlungsbilanz R g = Globalstrahlung R sd = direkte Strahlung R si = diffuse Strahlung (Himmelsstrahlung) R sr = Reflexstrahlung (Einfluss Ozonschicht etc.) a = Albedo Globalstrahlung = gesamte an der Erdoberfläche auf eine horizontale Empfangsfläche auftreffende Solarstrahlung (Direktstrahlung + Diffusstrahlung) Nettostrahlung = absorbierte Sonnenstrahlung = Globalstrahlung – Albedo 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 10

11 Bilanz der von der Erdoberfläche emittierten Wärmestrahlung (langwellig, infrarot): R l = R lA - R lE R l = langwellige Strahlungsbilanz R lE = Ausstrahlung der Erdoberfläche (terrestrische Strahlung) R lA = Gegenstrahlung (durch Atmosphärengase, Aerosole und Wolken) 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 11

12 Gesamtstrahlungsbilanz (Q) (Nettostrahlung): R n = R k – R l = R g - R r - R l 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 12

13 Global gemittelte jährliche Strahlungsbilanz (in %) der Erde Quelle: 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 13

14 Die zur Erde kommende Sonnenenergie wird durch Wolken, Luft und Boden (hier besonders von Schnee) zu 30 % wieder in den Weltraum reflektiert (das heißt die Albedo der gesamten Erde ist 0,30). Die restlichen 70 % werden absorbiert: rund 20 % von der Atmosphäre, 50 % vom Erdboden. Letztere werden durch Wärmestrahlung und durch Wärmeleitung mit anschließender Konvektion wieder an die Lufthülle abgegeben. Würde diese Energie wieder vollständig in den Weltraum abgestrahlt werden, läge die mittlere Lufttemperatur bei −18 °C, während sie tatsächlich +15 °C beträgt. Die Differenz erklärt sich aus dem natürlichen Treibhauseffekt der Atmosphäre. Die sogenannten Treibhausgase in der erwärmten Atmosphäre (vor allem Wasserdampf und Kohlendioxid) emittieren Infrarotstrahlung – auch in Richtung Erde. Die von der Atmosphäre emittierte Infrarotstrahlung führt zu einer Erwärmung der Erdoberfläche um durchschnittlich 33 °C. (Wikipedia) 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 14

15 Gesetz von Stefan Boltzmann: Die ausgestrahlte Energie S von 1 cm 2 Oberfläche eines schwarzen Körpers pro Minute steigt mit der 4. Potenz der absoluten Temperatur: Da aber kein idealer schwarzer Körper, Korrektur mit stoffspezifischem Emmissionskoeffizienten ε: 3.3 Grundlegende Gleichungen 15

16 „Schwarzer Körper“ Jeder Körper, dessen Temperatur größer als 0 K ist, emittiert/ sendet elektromagnetische Strahlung aus. Die thermische Ausstrahlung eines schwarzen Körpers ist nur von seiner Temperatur T abhängig. Ein „Schwarzer Körper“ absorbiert die gesamte auftreffende Strahlungsenergie, um sie später zu emittieren. Somit findet keine Reflexion oder Transmission von Strahlungsenergie statt. Die Intensität und spektrale Verteilung der emittierten Strahlung wird durch das Planksche Strahlungsgesetz beschrieben. 3.3 Grundlegende Gleichungen 16

17 Wiensche Verschiebungsgesetz: Die Wellenlänge der maximaler Energie λ max ist umso kleiner, je höher die Temperatur des Körpers ist: 3.3 Grundlegende Gleichungen 17

18 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 18

19 Sonnenspektrum Die elektromagnetische Strahlung der Sonne hat ihr Maximum bei 500 nm Wellenlänge (blau-grünes Licht), reicht aber von harter Röntgenstrahlung mit weniger als 0,1 nm bis zu langen Radiowellen. Das Spektrum ist von etwa 140 nm (UVC) bis etwa 10 cm (Mikrowelle) näherungsweise das eines Schwarzen Strahlers bei einer Temperatur von knapp 6000 K, der Temperatur der Photosphäre. Im Bereich von naher Infrarotstrahlung (NIR) bis ins UV enthält das Spektrum eine Vielzahl von Absorptionslinien, die sogenannten Fraunhoferlinien. Sie entstehen durch Strahlungsabsorption in der Chromosphäre der Sonne. Wikipedia 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 19

20 siehe auch Weischet 1991, Seite 61 ff Sichtbares Licht: 0,36-0,76 µm Ultraviolette Strahlung: < 0,36 µm (UV-Strahlung) Infrarotes Strahlung: > 0,8 µm (nahes 0,8-2 µm, darüber fernes Infrarot) Die Ursache für die Energieverluste (Extinktion): diffuse Reflexion und selektive Adsorption 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 20

21 siehe auch Weischet 1991, Seite 61 ff 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 21

22 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 22

23 Die Solarkonstante E 0 ist die langjährig gemittelte extraterrestrische Sonnenbestrahlungsstärke (Intensität), die bei mittlerem Abstand Erde–Sonne ohne den Einfluss der Atmosphäre senkrecht zur Strahlrichtung auf die Erde auftrifft. Der Mittelwert für die Solarkonstante wurde 1982 von der Weltorganisation für Meteorologie in Genf festgelegt auf: Infolge der Bahnexzentrizität schwankt der Abstand der Erde zur Sonne jahresperiodisch zwischen 147,1 · 106 km und 152,1 · 106 km. Mit ihm schwankt die Bestrahlungsstärke auf der Erde zwischen 1325 W/m² und 1420 W/m². Im Perihel liegt der Wert somit ca. 3,4 % oberhalb und im Aphel ca. 3,3 % unterhalb des Jahresmittels. Bei Bewölkung beträgt die am Boden ankommende Sonnenenergie ca. 752 W/m² und ca W/m² bei klarem Wetter Grundlegende Gleichungen 23

24 Ө = Einfallswinkel d = Durchlässigkeit l = Wellenlänge m = Beersche Koeffizient 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 24

25 IPCC, 2005 Lateraler Wärmetransport 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 25

26 Strahlungsbilanz der Erde im Jahresverlauf 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 26

27 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 27

28 3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde 28

29 Wasserkreislauf – Atmosphärischer Transfer 29

30 Niederschlag 2.2 Der globale Wasserkreislauf 30

31 Potentielle Verdunstung 2.2 Der globale Wasserkreislauf 31

32 Aktuelle Verdunstung 2.2 Der globale Wasserkreislauf 32

33 Schnee, sehr rein und frisch 0.8 … 0.9 Alter Schnee 0.4 … 0.6 Sand und Dünen, Trocken 0.25 … 0.35 Rasen 0.25 Äcker 0.15 Wald 0.05 … 0.18 Flüsse, Seen 0.05 … 0.1 Meer 0.03 … 0.07 Reflexionsvermögen α natürlicher Oberflächen für die Solarstrahlung (Albedo) 3.4 Strahlungseigenschaften natürlicher Körper 33

34 Absorptions- und Reflexionsvermögen von Oberflächen für langwellige Strahlung ε L α L Schneedecke Rasen Wasser Kalk, Kies Sand Wolken Al-Bronze Blech Polierte Metalle Adsorptionsvermögen + Reflexionsvermögen + Durchlässigkeit = Strahlungseigenschaften natürlicher Körper 34

35 Es gibt drei Möglichkeiten, die Strahlungsbilanz der Erde zu ändern: 1)Änderung der kurzwelligen Einstrahlung; 2)Änderung der kurzwelligen Rückstrahlung (Albedo); 3)Änderung des langwelligen Strahlungshaushaltes. 3.5 Der Treibhauseffekt 35

36 3.5 Der Treibhauseffekt 36

37 3.5 Der Treibhauseffekt 37

38 3.5 Der Treibhauseffekt 38

39 Zur Messung des Momentanwerts der Globalstrahlung dienen Pyranometer (Einheit der Bestrahlungsstärke = Watt pro Quadratmeter (W/m²). Sonnenscheindauer wird mir Heliographen gemessen. Fernerkundlich kann z.B. durch Satelliten die reflektierte und emittierte Strahlung gemessen werden. 3.6 Messung 39

40 Berechnung der Globalstrahlung R g nach Hargreaves: Kt ist ein empirischer Koeffizient, R a die extraterrestrische Einstrahlung. 3.6 Messung 40

41 Trenduntersuchung Strahlung Mann/Kendall Test (Zeitreihen gehen von ). 3.7 Global Diming 41

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