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Das Klimasystem und seine Modellierung (05-3103) – André Paul Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima.

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Präsentation zum Thema: "Das Klimasystem und seine Modellierung (05-3103) – André Paul Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima."—  Präsentation transkript:

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

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 astr.gsu.edu/hbase/hframe.html

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 Nebenbestandteile (Spurengase, Aerosole, Wolken) Photonen und Nebenbestandteile der Luft Weitgehend durchlässig für Solarstrahlung 100% 50% Wirkungsvolle Absorption und Emission von infraroter Wärmestahlung 30% 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: –Streuung von Licht an Teilchen und Oberflächen Im Teilchenbild: – Absorption und Emission von Strahlung

9 Zusammenhang zwischen Wellenlänge und Frequenz Hohe Frequenzen kleine Wellenlängen Niedrige Frequenzen große Wellenlängen

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

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

12 Beschreibung elektromagnetischer Strahlung Strahldichte I : Energie pro Zeit-, Frequenz- und Raumwinkeleinheit Spektrale Flussdichte F : 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 emittiert Strahlung der Frequenz mit der Intensität 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 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

19 Wiensches Verschiebungsgesetz Beispiele: –T ~ 6000 K, λ max ~ 600 nm (Sonne) –T ~ 255 K, λ max ~ 10 µ m (Erde)

20 Solare und terrestrische Strahlung 99 % der bei ~6000 K emittierten Strahlung liegen zwischen 0.22 und 5 m –Solare oder kurzwellige Strahlung 99 % der bei ~255 K emittierten Strahlung liegen zwischen 4 und 100 m –Terrestrische oder langwellige Strahlung nur kleiner Überlapp bei 4 bis 5 m

21 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)]. Erdober- fläche Tropo- pause

22 Kirchhoffsches Gesetz Für die Emission eines nichtschwarzen Körpers mit Absorptionsvermögen gilt

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

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

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

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

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

29 Übergänge zwischen verschiedenen Schwingungszuständen entsprechen Photonen mit Wellenlängen kürzer als 20 mm –Lineares, symmetrisches Molekül (CO 2 ): nur temporäres Dipolmoment, keine reinen Rotationsübergänge, aber kombinierte Schwingungs-Rotations-Banden Schwingungsenergie

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

31 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 m keine Absorption durch Gase im sichtbaren Bereich (~ m)

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

33 Biege- Schwingungen: beim CO 2 wichtige Schwingungs- Rotations-Bande bei 15 m.

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

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

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: m –Mittleres Infraot: m –Fernes Infrarot: m 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 m –Aufbrechen molekularer Bindung molekularer Sauerstoff (O 2, bei ~200 nm) Ozon (O 3, bei nm) –Wichtig für Ozonproduktion in der Stratosphäre OO

41 Elektronische Anregung Bei Wellenlängen von 1 m, 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 m, > 12 m), O 3 (9.6 m), CO 2 (15 m) 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?

45 Streuung Rayleigh-Streuung: an Luftmolekülen Mie-Streuung: an Wassertröpfchen/Wolken


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