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

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)

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

Literatur Hartmann (1994), Kapitel 3 Kraus (2004), Kapitel 9 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html

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 3.1-3.5, S. 40-52

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

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

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

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

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

Solarstrahlung: l = 100 nm - 4 mm Terrestrische Strahlung: l = 4 mm - 200 mm Das elektromagnetische Spektrum [Abbildung 2.1 aus Ruddiman (2001)]

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

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

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”)

Konzept zur Schwarzkörperstrahlung http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html

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

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

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

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

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

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)].

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

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

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

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

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

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. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/rotrig.html#c1

Beispiel für das Potential eines stabilen elektronischen Zustands in einem zweiatomigen Molekül. Rotationsübergänge sind meist mit dem niedrigsten Schwingungszustand verknüpft. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/rotrig.html#c1

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

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

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 (~0.3-0.8 mm)

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

Biege-Schwingungen: beim CO2 wichtige Schwingungs-Rotations-Bande bei 15 mm. http://www.shu.ac.uk/schools/sci/chem/tutorials/molspec/irspec1.htm

Im gasförmigen Zustand bestehen die Schwingungen des Wassermoleküls aus Kombinationen symmetrischer und asymmetrischer Streckschwingungen sowie Biegeschwingungen. http://www.lsbu.ac.uk/water/vibrat.html

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

Schwingungsspektren zweiatomiger Moleküle Die niedrigsten Schwingungszustände zweiatomiger Moleküle entsprechen näherungsweise dem quantenmechanischen harmonischen Oszillator. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/vibspe.html

Energieniveaus des quantenmechanischen harmonischen Oszillator: Nullpunktsenergie

Molekülspektren http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/molec.html#c2

Wechselwirkung mit infraroter Strahlung Nahes Infrarot: 0.78-2.5 mm Mittleres Infraot: 2.5-50 mm Fernes Infrarot: 50-1000 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 http://www.shu.ac.uk/schools/sci/chem/tutorials/molspec/irspec1.htm

Photodissoziation Bei Wellenlängen kürzer als ~1 mm Aufbrechen molekularer Bindung molekularer Sauerstoff (O2, bei ~200 nm) Ozon (O3, bei 200-300 nm) Wichtig für Ozonproduktion in der Stratosphäre O

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

Photoionisation Bei Wellenlängen unter ungefähr 100 nm

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)].

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.

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.