Einführung in die Klimatologie

Präsentation zum Thema: "Einführung in die Klimatologie"—  Präsentation transkript:

1 Einführung in die Klimatologie
Prof. Dr. Otto Klemm 2. Strahlung PD Dr. Otto Klemm Universität Bayreuth BITÖK Klimatologie, Bayreuth Tel.: ; FAX: Stand: 08/2000

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. Die mittlere Sonneneinstrahlung außerhalb der Atmosphäre ist bei senkrechtem Einfall der Strahlung (Zenitwinkel  = 0): I0 = 1370 W m-2 Quelle: Briggs, 1994, Mauser, 2001

3 Einstrahlung durch die Sonne
Die von einer Fläche empfangene Strahlung I ist abhängig vom Zenitwinkel : I = I0 · cos  Quelle: Briggs, 1994, Mauser, 2001

4 Wellenlängen UV-Strahlung: 100—280 nm UV-C; 280—315 nm UV-B; 315—380 nm UV-A sichtbares Licht: 380—440 nm violet; 440—492 nm blau; 492—571 nm grün; 571—586 nm gelb; 586—610 nm orange; 610—780 nm rot Infrarot (“Wärmestrahlung”): µm fig. from NASA ESE 2 (2000)

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

7 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 wird „kurzwellig“ genannt, das Erd-Spektrum „langwellig“ (Grenze bei ca.  = 3.5 µm) Quelle: Ahrens, 2000

8 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: Quelle: VDI 3789 Blatt 2

9 Stefan - Boltzmann Um den gesamten Strahlungsfluss EB (in Einheit W m-2) eines Körpers zu erhalten, integriert man über alle Wellenlängen: Die „Schwarzkörperstrahlung“ EB ist eine Funktion nur der Temperatur und kann folgendermaßen beschrieben werden: Hier ist  die Stefan-Boltzmann - Konstante mit  = 5.67  10-8 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 Quelle: Seinfeld und Pandis, 1998
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
Wellenlänge / µm Beispiel eines vom Satelliten aus beobachteten Emissionsspektrums der Erde „atmosphärische Fenster“: 8 µm    9 µm; 10 µm    12 µm aus Kraus, 2000, verändert

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 Oberfläche Albedo r frischer Schnee 0.95 graues Eis 0.60 Boden dicke Wolken dünne Wolken 0.20 … 0.65 städtisches Mittel 0.15 Getreide 0.2 Wald Gras 0.25 tiefes Wasser, hochstehende Sonne tiefes Wasser, tiefstehende Sonne ca. 0.8 besonders bei Wasseroberflächen ist die Albedo abhängig vom Einfallswinkel. die planetare Albedo der Atmosphäre ist ca. 30 %

16 Reflexion kurzwelliger Strahlung
aus Häckel, 1999)

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 Rayleigh-Streuung 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. Mie Frage: Wann und warum erscheint der Himmel blau? Quelle: Finlayson-Pitts und Pitts, 2000

19 E. Schaller, http://alice.luft.tu-cottbus.de
globale Strahlungsbilanz - Treibhauseffekt Die durch-schnittliche Einstrahlung beträgt ca. 342 W m-2 Der natürliche Treibhauseffekt beträgt 33 K 342 W m-2 % + 32 + 19 - 51 E H E. Schaller,

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

21 Folgerungen für das globale Klima
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? nach: Mauser, 2001