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Einführung in die Klimatologie Prof. Dr. Otto Klemm 2. Strahlung.

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Präsentation zum Thema: "Einführung in die Klimatologie Prof. Dr. Otto Klemm 2. Strahlung."—  Präsentation transkript:

1 Einführung in die Klimatologie Prof. Dr. Otto Klemm 2. Strahlung

2 Einstrahlung durch die Sonne Die Sonneneinstrahlung ist eine Funktion der Distanz Sonne-Erde. Dabei nimmt die Einstrahlung (pro Flächeneinheit) mit dem Quadrat des Abstandes zur Sonne ab. Sonne Quelle: Briggs, 1994, Mauser, 2001 Die mittlere Sonneneinstrahlung außerhalb der Atmosphäre ist bei senkrechtem Einfall der Strahlung (Zenitwinkel = 0): I 0 = 1370 W m -2

3 Quelle: Briggs, 1994, Mauser, 2001 Einstrahlung durch die Sonne Die von einer Fläche empfangene Strahlung I ist abhängig vom Zenitwinkel : I = I 0 · cos

4 Wellenlängen fig. from NASA ESE 2 (2000) UV-Strahlung: nm UV-C; nm UV-B; nm UV-A sichtbares Licht: nm violet; nm blau; nm grün; nm gelb; nm orange; nm rot Infrarot (Wärmestrahlung): µm

5 Planck Das Plancksche Strahlungsgesetz beschreibt, wieviel Energie pro Wellenlängeneinheit ein schwarzer Körper einer gegebenen Temperatur durch Strahlung in den Halbraum abgibt: oder vereinfacht:

6 Quelle: Kraus, 2000 Spektrum von Sonne und Erde Ergebnis aus dem Planckschen Strahlungsgesetz:

7 Quelle: Ahrens, 2000 Spektrum von Sonne und Erde spektrale Strahlflussdichte - der Sonne (links) bei ca K - der Erde (rechts) bei 288 K (Erdoberfläche) bzw. 255 K (Oberkante Atmosphäre) Das solare Spektrum liegt zwischen 0.2 µm 4 µm; das Spektrum der Erde liegt zwischen 4 µm 50 µm. Das solare Spektrum wirdkurzwellig genannt, das Erd-Spektrum langwellig (Grenze bei ca. = 3.5 µm)

8 Quelle: VDI 3789 Blatt 2 Spektrum von Sonne und Erde obwohl die Schwarzkörperstrahlung der (heißen) Sonne bei allen Wellenlängen höher ist als die Schwarzkörperstrahlung der Erde, ist an der Oberfläche der Erdatmosphäre auf Grund des Abstandes zur Sonne die Strahlintensität der Erde größer als die der einfallenden Sonnenstrahlung:

9 Stefan - Boltzmann Um den gesamten Strahlungsfluss E B (in Einheit W m -2 ) eines Körpers zu erhalten, integriert man über alle Wellenlängen: Die Schwarzkörperstrahlung E B ist eine Funktion nur der Temperatur und kann folgendermaßen beschrieben werden: Hier ist die Stefan-Boltzmann - Konstante mit = W m -2 K -4.

10 Kirchhoff Nicht jeder Körper ist schwarz. Die Emissivität nicht-schwarzer (grauer) Körper ist kleiner als die entsprechende Schwarzkörperstrahlung, wobei die Abweichung von den Schwarzkörpereigenschaften eine Funktion der Wellenlänge des Lichts ist. Die Emissivität eines Körpers ist gleich seinem Absorptionsvermögen bei gleicher Wellenlänge: = Allerdings kann bei Absorption / Emission eine Wellenlängenverschiebung gemäß Stefan-Boltzmann stattfinden. Nimmt ein Körper mehr Strahlung auf als er abgibt, erhöht sich seine innere Energie. All dies gilt auch für Gase.

11 Kirchhoff

12 Absorption solarer Strahlung Atmosphärische Gase absorbieren die solare Strahlung zum Teil. Ozon wirkt besonders stark in der Stratosphäre (Chapman-Cycle): Quelle: Seinfeld und Pandis, 1998

13 Absorption solarer Strahlung Quelle: Häckel, 1999

14 Absorption der Ausstrahlung der Erde aus Kraus, 2000, verändert Beispiel eines vom Satelliten aus beobachteten Emissionsspektrums der Erde atmosphärische Fenster: 8 µm 9 µm; 10 µm 12 µm Wellenlänge / µm

15 Reflexion kurzwelliger Strahlung Ein Teil der ankommenden Strahlung wird reflektiert. Das Verhältnis der reflektierten zu eintreffenden Strahlung nennt man Albedo r Die Albedo wird meist für den solaren Anteil der Strahlung gemessen: r: Albedo der kurzwelligen Strahlung (ca: 4 µm) K : einfallende kurzwellige Strahlung K : reflektierte kurzwellige Strahlung besonders bei Wasseroberflächen ist die Albedo abhängig vom Einfallswinkel. die planetare Albedo der Atmosphäre ist ca. 30 % OberflächeAlbedo r frischer Schnee0.95 graues Eis0.60 Boden dicke Wolken dünne Wolken0.20 … 0.65 städtisches Mittel0.15 Getreide0.2 Wald Gras0.25 tiefes Wasser, hochstehende Sonne tiefes Wasser, tiefstehende Sonneca. 0.8

16 aus Häckel, 1999) Reflexion kurzwelliger Strahlung

17 Regimes der Lichtstreuung Abhängig vom Verhältnis der Größe des Moleküls oder Partikels zur Wellenlänge des Lichts gibt es 3 Regimes: D « Rayleigh – Streuung, in der Atmosphäre relevant für Gase und Partikel mit D < 0.03 µm D Mie – Streuung, für sehr viele Partikel von Relevanz D » geometrische Streuung, D > 10 µm

18 Quelle:Finlayson-Pitts und Pitts, 2000 Rayleigh-Streuung ist proportional zu -4. Dies führt dazu, dass die kürzeren Wellenlängen (blau) wesentlich intensiver gestreut werden als längere (rot). Rayleigh-Streuung ist vorwärts / rückwärts symmetrisch. Rayleigh-Streuung führt dazu, dass Licht, das eine partikelgeladene Atmosphäre passiert, rötlich erscheint: Der kurzwelligere blaue Anteil wird effektiver herausgestreut als der langwelligere rote Anteil. Rayleigh-Streuung Frage: Wann und warum erscheint der Himmel blau? Mie

19 E. Schaller, Die durch- schnittliche Einstrahlung beträgt ca. 342 W m -2 Der natürliche Treibhauseffekt beträgt 33 K globale Strahlungsbilanz - Treibhauseffekt EH 342 W m -2 %

20 optische Phänomene.....können hier nicht behandelt werden Quellen: Ahrens, 2000, Kraus, 2000,www.wolkenatlas.de u.a. Lichtbeugung Fata Morgana Regenbogen Halo...

21 Die Erde erhält von der Sonne Energie in Form von Strahlung. Diese Strahlung ist zeitlich variabel und verteilt sich nicht gleichmäßig auf dem Globus. Gleichzeitig emittiert die Erde Strahlung mit der jeweiligen Temperatur der Oberfläche. Diese Emission ist in den Tropen am größten und an den Polen am geringsten. Die Tropen sind Gebiete mit positiver Strahlungsbilanz, sie erhalten mehr Strahlung als sie emittieren. Die Pole sind Gebiete mit negativer Strahlungsbilanz, sie geben mehr Strahlung in den Weltraum ab, als sie erhalten. Die Pole müssen also, damit sie nicht immer kälter werden, von den Tropen Energie bekommen. Wie kommt die Energie also von den Tropen zu den Polen? Folgerungen für das globale Klima nach: Mauser, 2001


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