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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 Oberfläche herrschen immerhin noch Temperaturen von rund 5.800 °C. Von dieser Oberfläche, der Photosphäre, strömen Licht und Wärme ins All.

Sie ist für das Leben auf der Erde von elementarer Bedeutung, d.h. sie macht das Leben auf unserem Planeten überhaupt erst möglich. Alle dafür wichtigen Vorgänge auf der Erdoberfläche, 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 Wärmequellen gespeist.

Die Sonne ist eine gigantische heiße Gaskugel. Ihre Masse beträgt etwa 330.000 Planeten von der Größe der Erde. Sie ist damit 1.000-mal schwerer als alle Planeten zusammen und so groß, daß die Erde samt Mondumlaufbahn in ihr Platz finden könnten. Die Sonne stahlt vor allem im sichtbaren Licht ihre Energie in den Weltraum und erscheint als 5.512 Grad heiße, im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium bestehende, 1,4 Millionen km im Durchmesser große Gaskugel. Diese Strahlung beleuchtet und wärmt 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 schließlich 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 müßte dafür eine Woche arbeiten.

In jeder Sekunde verschmelzen im Innern der Sonne ca. 600 Mio. t Wasserstoff zu Helium und erzeugen dabei auf der Sonnenoberfläche eine Strahlungsleistung von 63.000 kW/m² (63 MJ/s/m²). Im Inneren der Sonne herrschen 15 Mill. °C und ein Druck von über 100 Mill. bar. Die "nur" noch rund 5.600 °C heiße Oberfläche der Sonne ist im Vergleich dazu schon recht "kühl". Ihre Leuchtkraft beträgt ca. 385 Billionen Watt.

Physikalische Eigenschaften der Sonne

Größe/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 Photosphäre

ca. 5.800 °C

Alter 

 4,5 - 4,7 Mrd. Jahre

Hauptbestandteile der Atmosphäre

 H, He

Die Sonne

Die Sonne

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maßstabsgerechter Größenvergleich Sonne : Erde

In etwa maßstabsgerechter Größenvergleich Sonne / Erde (Pfeil)

 

Energie der Sonne

Die Sonne ist eine gigantische Energiequelle, vielfach größer als alle Energiequellen auf der Erde. Die ganze Erdatmosphäre kann insofern als eine geschlossene Wärmemaschine betrachtet werden. Die Sonne strahlt und liefert der Erde seit 4,6 Milliarden Jahren ihre Wärme und wird das noch für ungefähr 4 – 5 Milliarden Jahre tun . Die Oberflächenstrahlungstemperatur der Sonne beträgt etwa 6.000 °C, ihre Strahlungsleistung liegt in der Größenordnung 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 Wärme. Jede Sekunde sind dies 47 Milliarden kWh. Im Jahr 2003 hat die Welt 16 Millionen GWh Strom verbraucht. Das bedeutet, daß die Erde in 6 Stunden so viel Sonnenenergie erreicht, wie weltweit in einem Jahr als Strom verbraucht wird. Über 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 vollständig 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 großen 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 Atmosphäre, d.h. an der Grenze zum Weltall, 1.368 Watt pro Quadratmeter. Mit  diesem Wert trifft die Sonnenstrahlung auf die Kreisfläche 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 erwähnten 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 Rückstrahlungsvermögen/Albedo der Erde) sofort wieder an das Weltall zurückgeben. 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 Wärmestrahlung an das Weltall zurückgegeben. 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 für den Antrieb unseres Klimasystems und ist somit auch für unser Wetter zuständig.
Näheres 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 °C (vgl. Sonne 6.000 °C). Die Atmosphäre der Erde sorgt dabei für eine verzögerte Abstrahlung der empfangenen Energie in den Weltraum und damit für eine Anhebung dieser eisigen Temperatur. Dabei ergibt sich eine Erhöhung der Strahlungsgleichgewichtstemperatur von -18°C um +33 °C, so daß eine menschenfreundliche mittlere Erdoberflächentemperatur von +15 °C erreicht wird.
Näheres dazu steht im Abschnitt Treibhaus-Effekt im Kapitel Strahlung.

Damit zeigt sich, daß die Strahlungsgleichgewichtstemperatur der Erde durch die Strahlung der Sonne, den Abstand der erde zur Sonne und durch die Albedo festgelegt ist. Dagegen steht die Bodenoberflächentemperatur mittels des Treibhauseffektes in starker Abhängigkeit zur Zusammensetzung der Erdatmosphäre. In gleicher Weise gilt das übrigens auch für die anderen Planeten unseres Sonnensystems.

 

Energie

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

Arbeit ist Kraft x Weg. Das ist aus dem Physikunterricht bekannt. Wenn an einem Körper Arbeit verrichtet wird, vergrößert 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 für das Verständnis der Wettervorgänge von Bedeutung:

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

1. Kinetische Energie

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

2. Potentielle Energie

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

3. Wärmeenergie

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

4. Strahlungsenergie

wird durch elektromagnetische Wellen übertragen wird. Die Energie hängt von der Wellenlänge und von der Amplitude der Strahlung ab. Je kürzer die Wellenlänge (Schwingungsdauer) und damit je höher die Frequenz (Schwingungen pro Sekunde), desto mehr Energie kann übertragen werden. Umso größer die Amplitude der Strahlung, desto mehr Energie wird transportiert. Die Intensität der Energie ist das Quadrat der Amplitude der Welle.

Das Spektrum der Sonnenstrahlung

Die Strahlung der Sonne geht über einen weiten Wellenbereich, der Großteil liegt aber im Bereich des sichtbaren Lichts. Das schmale Band des sichtbaren Lichts mit einer Wellenlänge von 400 - 700 nm umfasst damit ca. 43% der gesamten Strahlung. Stahlung mit kürzerer Wellenlänge als das sichtbare Licht, umfasst nur 7 - 8 % der Gesamtstrahlung, ist aber wegen seiner hohen Energiedichte äußerst wichtig. Je kürzer die Wellenlänge des Lichtes, desto mehr Energie enthält es. Deshalb ist ultraviolettes Licht sehr energiereich und damit imstande, stabile biologische Moleküle auseinander zu brechen und z.B. Sonnenbrand und Hautkrebs zu verursachen. Die verbleibenden 49 - 50 % der Strahlungsenergie liegt im Bereich größerer Wellenlängen als das sichtbare Licht. Sie umfassen überwiegend den anschließenden Infrarotbereich von 700 - 1000 nm.

Die verschiedenen Bestandteile der Atmosphäre der Erde absorbieren die ultraviolette und infrarote Sonnenstrahlung, bevor sie zur Erdoberfläche vordringt, für das sichtbare Licht ist die Atmosphäre aber vollständig durchlässig.

Spektrum der Sonnenstrahlung

Das Spektrum der Sonnenstrahlung vergrößern

Das elektromagnetische Spektrum beinhaltet sämtliche Wellenlängen, die elektromagnetische Wellen annehmen können. Elektromagnetische Strahlung entsteht durch Emission. Grundsätzlich emittiert jeder Körper elektromagnetische Wellen, der eine Temperatur hat, die größer ist als der absolute Nullpunkt (273,15 °C). Die Spektralzusammensetzung und die Intensität der emittierten Strahlung ist dabei abhängig von der Temperatur.

Der größte 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 über orange, gelb, grün, blau, indigoblau bis violett. Werden alle diese verschiedenen Farben zur gleichen Zeit wahrgenommen, wird das Licht als weiß gesehen (additive Farbmischung).

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

Wellenlängen der Strahlung

Wellenlänge der kosmischen Strahlung

Die Solarkonstante

Die Sonne ist rd. 150 Mio. km von der Erde entfernt. Trotz dieses Abstands beträgt die Leistung der Strahlung der Sonne auf der Erde immer noch ca. 1.370 W/m² oder 2 cal/cm2 pro Minute. Dieser Wert wird als Solarkonstante bezeichnet. Sie ist jedoch eigentlich gar nicht "konstant", sondern variiert durch die  unterschiedlichen Sonnenaktivitäten (Flecken, Eruptionen) um ca. 2 - 3%.

An einem klaren Tag treffen ca. 1.000 W/m² Sonnenenergie auf die wolkenfreie Erdoberfläche. Die Menge solarer Energie, die auf der Erde ankommt, übersteigt 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 jährlich etwa 900 - 1.100 kWh Sonnenenergie auf einen Quadratmeter, in den Mittelmeerländern 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 Atmosphäre. Steht die Erdoberfläche aber schräg zur Sonne, verteilt sich die Sonneneinstrahlung auf eine größere Fläche. Dies hat zur Folge, daß die Strahlungsintensität geringer wird.

Die durch ein Fenster von einem Quadratmeter hindurch scheinende Menge an Sonnenstrahlung erwärmt bei senkrechtem Auftreffen einen m2 der Erdoberfläche. Bei flachem Strahlungswinkel verteilt sich die gleiche Strahlungsmenge auf eine größere Fläche, so daß diese entsprechend weniger erwärmt wird.

Die Folge: Hitze am Äqutor, gemäßigte Wärme in den mittleren Breiten und Kälte an den Polen.

Geringere Erwärmung bei flacherem Strahlungswinkel vergrößern
Lichteinfallswinkel

 

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