Sonne

 

 

SonneStrahlungshaushaltEnergietransfer
Home 
Flugsport 
Meteorologie 
Planet Erde 
Sonne 

Auf dieser Seite erfahren Sie etwas ber

 

Here comes the sun

Die Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems und ein riesiger Kernreaktor: In ihrem Inneren wird durch die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium bei Temperaturen um 15 Millionen Grad Energie frei. An ihrer Oberflche herrschen immerhin noch Temperaturen von rund 5.800 캜. Von dieser Oberflche, der Photosphre, strmen Licht und Wrme ins All.

Sie ist fr das Leben auf der Erde von elementarer Bedeutung, d.h. sie macht das Leben auf unserem Planeten berhaupt erst mglich. Alle dafr wichtigen Vorgnge auf der Erdoberflche, wie das Klima und vor allem das Leben selbst, werden durch die Energie der Sonne angetrieben. Etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Klima der Erde stammt von der Sonne der winzige Rest wird aus geothermalen Wrmequellen gespeist.

Die Sonne ist eine gigantische heie Gaskugel. Ihre Masse betrgt etwa 330.000 Planeten von der Gr秤e der Erde. Sie ist damit 1.000-mal schwerer als alle Planeten zusammen und so gro, da die Erde samt Mondumlaufbahn in ihr Platz finden knnten. Die Sonne stahlt vor allem im sichtbaren Licht ihre Energie in den Weltraum und erscheint als 5.512 Grad heie, im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium bestehende, 1,4 Millionen km im Durchmesser groe Gaskugel. Diese Strahlung beleuchtet und wrmt die Erde und die anderen Planeten unseres Sonnensystems. Allein die Erde trifft eine Strahlungsleistung von 137 Kilowatt pro Quadratmeter oder auf die gesamte Erdquerschnitt umgerechnet: 170.000 Terawatt.

Die Sonne besteht zu 75 % aus Wasserstoff, zu 25 % aus Helium. Durch die enorme Masse der Sonne wird der Wasserstoff verdichtet, bis das Gas mehr als 12 mal dichter als Blei ist. Es wird dabei erhitzt und schlielich werden im Inneren der Sonne durch Kernfusion 2 Wasserstoffkerne zu einem Kern Helium verschmolzen. Das setzt unglaubliche Energiemengen frei. Pro Kilogramm erzeugtes Helium werden dabei 630 Terajoule Energie frei. Ein 1-GW-Kernkraftwerk m廻te dafr eine Woche arbeiten.

In jeder Sekunde verschmelzen im Innern der Sonne ca. 600 Mio. t Wasserstoff zu Helium und erzeugen dabei auf der Sonnenoberflche eine Strahlungsleistung von 63.000 kW/m (63 MJ/s/m). Im Inneren der Sonne herrschen 15 Mill. 캜 und ein Druck von ber 100 Mill. bar. Die "nur" noch rund 5.600 캜 heie Oberflche der Sonne ist im Vergleich dazu schon recht "khl". Ihre Leuchtkraft betrgt ca. 385 Billionen Watt.

Physikalische Eigenschaften der Sonne

Gr秤e/Durchmesser:  

1.390.000 km

Solarkonstante

1,366 Watt/m2

Strahlungsleistung

3,846 1026 Watt

Min. Entfernung zur Erde  

147.108.000 km

Mittl. Temperatur der Photosphre

ca. 5.800 캜

Alter 

 4,5 - 4,7 Mrd. Jahre

Hauptbestandteile der Atmosphre

 H, He

Die Sonne

Die Sonne

vergr秤ern

mastabsgerechter Gr秤envergleich Sonne : Erde

In etwa mastabsgerechter Gr秤envergleich Sonne / Erde (Pfeil)

 

Energie der Sonne

Die Sonne ist eine gigantische Energiequelle, vielfach gr秤er als alle Energiequellen auf der Erde. Die ganze Erdatmosphre kann insofern als eine geschlossene Wrmemaschine betrachtet werden. Die Sonne strahlt und liefert der Erde seit 4,6 Milliarden Jahren ihre Wrme und wird das noch fr ungefhr 4 5 Milliarden Jahre tun . Die Oberflchenstrahlungstemperatur der Sonne betrgt etwa 6.000 캜, ihre Strahlungsleistung liegt in der Gr秤enordnung von 10 hoch 26 Watt (das ist eine Zahl mit 26 Nullen). Nur zum Vergleich: Ein Atomkraftwerk erzeugt eine Leistung von gerade einmal ca. 10 hoch 9 Watt. 

Die Sonne strahlt auf die Erde insgesamt rund 1,08 x 1018 Kilowattstunden (kWh) pro Jahr in Form von Licht und Wrme. Jede Sekunde sind dies 47 Milliarden kWh. Im Jahr 2003 hat die Welt 16 Millionen GWh Strom verbraucht. Das bedeutet, da die Erde in 6 Stunden so viel Sonnenenergie erreicht, wie weltweit in einem Jahr als Strom verbraucht wird. ber 90 % der Sonnenstrahlung besteht aus sichtbarem Licht, infraroter und ultravioletter Strahlung. Die Sonnenstrahlung speist so den Energiehaushalt der Erde. Doch diese gigantische abgestrahlte Energiemenge kommt nicht vollstndig bei uns an, denn aus Sicht der Sonne ist die Erde nur ein winziger Punkt im Weltall. Deshalb erreichen unseren "Blauen  Planeten", bedingt durch den groen Abstand zur Sonne, "nur" etwa 10 hoch 17 Watt an Energie. Das sind bei genauer Berechnung und im Zenit stehender Sonne an der Oberseite der Atmosphre, d.h. an der Grenze zum Weltall, 1.368 Watt pro Quadratmeter. Mit  diesem Wert trifft die Sonnenstrahlung auf die Kreisflche des Erdumfangs auf und wird als "Solarkonstante"  bezeichnet.

Infolge der Erddrehung und des dadurch entstehenden Tag/Nacht-Wechsels trifft im Mittel wiederum nur 1/4 von den oben erwhnten 1.368 Watt/m2 auf die Erdkugel auf, d.h. die Erde erreicht nur rd. 1/4 der Solarkonstanten, also 342 Watt/m2. Durch die Reflexion der Sonnenstrahlung an Wolken, Schnee usw. werden zudem weitere 30 % (mittleres Rckstrahlungsvermgen/Albedo der Erde) sofort wieder an das Weltall zurckgeben. Somit reduziert sich die effektive mittlere Einstrahlung der Sonne am Erdboden auf nur noch 239 Watt/m2. Ingesamt gesehen wird diese Energie nicht gespeichert, sondern mit demselben Betrag wieder Form von Wrmestrahlung an das Weltall zurckgegeben. Die von der Sonne ankommende Einstrahlung steht also im Gleichgewicht mit der Abstrahlung der Erde an den Kosmos. Bevor dies jedoch geschieht, sorgt eine Vielzahl an Umwandlungsprozessen fr den Antrieb unseres Klimasystems und ist somit auch fr unser Wetter zustndig.
Nheres dazu steht im Kapitel Strahlungshaushalt.

Mittels des Stefan-Boltzmannschen Strahlungsgesetzes kann anhand der genannten 239 Watt/m2 pro Quadratmeter die Strahlungsgleichgewichtstemperatur der Erde berechnen. Diese liegt bei -18 캜 (vgl. Sonne 6.000 캜). Die Atmosphre der Erde sorgt dabei fr eine verzgerte Abstrahlung der empfangenen Energie in den Weltraum und damit fr eine Anhebung dieser eisigen Temperatur. Dabei ergibt sich eine Erhhung der Strahlungsgleichgewichtstemperatur von -18캜 um +33 캜, so da eine menschenfreundliche mittlere Erdoberflchentemperatur von +15 캜 erreicht wird.
Nheres dazu steht im Abschnitt Treibhaus-Effekt im Kapitel Strahlung.

Damit zeigt sich, da die Strahlungsgleichgewichtstemperatur der Erde durch die Strahlung der Sonne, den Abstand der erde zur Sonne und durch die Albedo festgelegt ist. Dagegen steht die Bodenoberflchentemperatur mittels des Treibhauseffektes in starker Abhngigkeit zur Zusammensetzung der Erdatmosphre. In gleicher Weise gilt das brigens auch fr die anderen Planeten unseres Sonnensystems.

 

Energie

Damit ist es an der Zeit, den Begriff "Energie" nher zu untersuchen.

Arbeit ist Kraft x Weg. Das ist aus dem Physikunterricht bekannt. Wenn an einem Krper Arbeit verrichtet wird, vergr秤ert man seinen Energiegehalt. Energie ist also "gespeicherte Arbeit". Diese "gespeicherte Arbeit" kann wieder freigesetzt werden. Andererseits kann Energie in einem abgeschlossenen System weder erzeugt noch vernichtet werden. Energie kann deshalb nur von einer Form in die andere umgewandelt werden. Folgende Energieformen sind fr das Verstndnis der Wettervorgnge von Bedeutung:

    1. Kinetische Energie
    2. Potenzielle Energie
    3. Wrmeenergie
    4. Strahlungsenergie

1. Kinetische Energie

ist die Energie, die in einem sich bewegenden Krper gespeichert ist (Bewegungsenergie). Sie entspricht damit der Arbeit, die geleistet werden mute, um den Krper auf die momentane Geschwindigkeit zu beschleunigen.

2. Potentielle Energie

ist die Energie, die in einem Krper gespeichert ist, wenn er sich in einer bestimmten Hhe befindet. Die potentielle Energie nimmt mit der Hhe zu. Sie entspricht damit der Arbeit, die geleistet werden mute, um den Krper auf die momentane Hhe zu heben.

3. Wrmeenergie

ist die Energie, die in einem Krper in Form von Brown'scher Molekularbewegung gespeichert ist. Die Atome bzw. Molekle in einem Krper bewegen sich ungeordnet mit einer der Temperatur des Krpers oder Gases entsprechenden Energie. Damit ist die Wrmeenergie eine spezielle Form der Bewegungsenergie und damit eigentlich kinetischen Energie.

4. Strahlungsenergie

wird durch elektromagnetische Wellen bertragen wird. Die Energie hngt von der Wellenlnge und von der Amplitude der Strahlung ab. Je krzer die Wellenlnge (Schwingungsdauer) und damit je hher die Frequenz (Schwingungen pro Sekunde), desto mehr Energie kann bertragen werden. Umso gr秤er die Amplitude der Strahlung, desto mehr Energie wird transportiert. Die Intensitt der Energie ist das Quadrat der Amplitude der Welle.

Das Spektrum der Sonnenstrahlung

Die Strahlung der Sonne geht ber einen weiten Wellenbereich, der Groteil liegt aber im Bereich des sichtbaren Lichts. Das schmale Band des sichtbaren Lichts mit einer Wellenlnge von 400 - 700 nm umfasst damit ca. 43% der gesamten Strahlung. Stahlung mit krzerer Wellenlnge als das sichtbare Licht, umfasst nur 7 - 8 % der Gesamtstrahlung, ist aber wegen seiner hohen Energiedichte uerst wichtig. Je krzer die Wellenlnge des Lichtes, desto mehr Energie enthlt es. Deshalb ist ultraviolettes Licht sehr energiereich und damit imstande, stabile biologische Molekle auseinander zu brechen und z.B. Sonnenbrand und Hautkrebs zu verursachen. Die verbleibenden 49 - 50 % der Strahlungsenergie liegt im Bereich gr秤erer Wellenlngen als das sichtbare Licht. Sie umfassen berwiegend den anschlieenden Infrarotbereich von 700 - 1000 nm.

Die verschiedenen Bestandteile der Atmosphre der Erde absorbieren die ultraviolette und infrarote Sonnenstrahlung, bevor sie zur Erdoberflche vordringt, fr das sichtbare Licht ist die Atmosphre aber vollstndig durchlssig.

Spektrum der Sonnenstrahlung

Das Spektrum der Sonnenstrahlung vergr秤ern

Das elektromagnetische Spektrum beinhaltet smtliche Wellenlngen, die elektromagnetische Wellen annehmen knnen. Elektromagnetische Strahlung entsteht durch Emission. Grundstzlich emittiert jeder Krper elektromagnetische Wellen, der eine Temperatur hat, die gr秤er ist als der absolute Nullpunkt (273,15 캜). Die Spektralzusammensetzung und die Intensitt der emittierten Strahlung ist dabei abhngig von der Temperatur.

Der gr秤te Teil der elektromagnetischen Strahlung der Sonne kommt in Form des sichtbaren Lichts zur Erde. Licht besteht aus Wellen verschiedener Frequenz. Unser Verstand interpretiert diese verschiedenen Frequenzen als Farben von rot ber orange, gelb, grn, blau, indigoblau bis violett. Werden alle diese verschiedenen Farben zur gleichen Zeit wahrgenommen, wird das Licht als wei gesehen (additive Farbmischung).

Fr unser Auge unsichtbar ist infrarot, das eine niedrigere Frequenz hat als rot und ultraviolett, dessen Frequenz hher ist als violettes Licht.

Wellenlngen der Strahlung

Wellenlnge der kosmischen Strahlung

Die Solarkonstante

Die Sonne ist rd. 150 Mio. km von der Erde entfernt. Trotz dieses Abstands betrgt die Leistung der Strahlung der Sonne auf der Erde immer noch ca. 1.370 W/m oder 2 cal/cm2 pro Minute. Dieser Wert wird als Solarkonstante bezeichnet. Sie ist jedoch eigentlich gar nicht "konstant", sondern variiert durch die  unterschiedlichen Sonnenaktivitten (Flecken, Eruptionen) um ca. 2 - 3%.

An einem klaren Tag treffen ca. 1.000 W/m Sonnenenergie auf die wolkenfreie Erdoberflche. Die Menge solarer Energie, die auf der Erde ankommt, bersteigt den weltweiten Energieverbrauch damit um das 10.000 - 15.000-fache. Die Sonneneinstrahlung ist aber - bedingt vor allem durch Wolken und die Neigung der Strahlen zur Erdachse - regional unterschiedlich. In Deutschland treffen jhrlich etwa 900 - 1.100 kWh Sonnenenergie auf einen Quadratmeter, in den Mittelmeerlndern sind es etwa 1.700 und in der Sahara sogar 2.200 Kilowattstunden.  

Die mittlere Solarkonstante gilt bei senkrechtem Einfall der Sonnenstrahlen (Zenit) an der Obergrenze der Atmosphre. Steht die Erdoberflche aber schrg zur Sonne, verteilt sich die Sonneneinstrahlung auf eine gr秤ere Flche. Dies hat zur Folge, da die Strahlungsintensitt geringer wird.

Die durch ein Fenster von einem Quadratmeter hindurch scheinende Menge an Sonnenstrahlung erwrmt bei senkrechtem Auftreffen einen m2 der Erdoberflche. Bei flachem Strahlungswinkel verteilt sich die gleiche Strahlungsmenge auf eine gr秤ere Flche, so da diese entsprechend weniger erwrmt wird.

Die Folge: Hitze am 훢utor, gem癌igte Wrme in den mittleren Breiten und Klte an den Polen.

Geringere Erwrmung bei flacherem Strahlungswinkel vergr秤ern
Lichteinfallswinkel

 

Home zurck  Seitenanfang weiter

HomeFlugsportJuraDownloadsFeinstaubber michImpressumDatenschutzSitemap