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Solarkonstante

Wert der Bestrahlungsstärke der Sonne auf die Erde ohne Einfluss der Atmosphäre

Als Solarkonstante E0 wird die langjährig gemittelte extraterrestrische Bestrahlungsstärke (Intensität) bezeichnet, die von der Sonne bei mittlerem Abstand Erde–Sonne ohne den Einfluss der Atmosphäre senkrecht zur Strahlrichtung auf die Erde auftrifft. Der Begriff „Konstante“ wird konventionell verwendet, obwohl es sich nicht um eine Naturkonstante handelt.

Festlegung und jahreszeitliche SchwankungBearbeiten

Der Mittelwert für die Solarkonstante wurde 1982 von der Weltorganisation für Meteorologie in Genf festgelegt auf:[1]

 .

Infolge der Bahnexzentrizität schwankt der Abstand der Erde zur Sonne jahresperiodisch zwischen 147,1 und 152,1 Millionen Kilometern. Mit ihm schwankt die Bestrahlungsstärke außerhalb der Atmosphäre zwischen 1325 und 1420 W/m². Im Perihel liegt der Wert somit zirka 3,4 Prozent oberhalb und im Aphel zirka 3,3 Prozent unterhalb des Jahresmittels.

Am Boden kommen bei klarem Wetter rund 75 Prozent der eingestrahlten Sonnenenergie an,[2] da ein Teil von der Atmosphäre reflektiert und absorbiert wird. Demzufolge beträgt die am Boden ankommende Sonnenenergie bei klarem Wetter zirka 1025 W/m². Schon bei leichten Cirruswolken sinkt der Wert unter 50 Prozent und beträgt somit rund 500 W/m².

Schwankungen und langfristige ZunahmeBearbeiten

Die Strahlungsleistung der Sonne selbst ist nahezu konstant. Auch der elfjährige Sonnenfleckenzyklus verursacht nur Schwankungen – sowohl im sichtbaren Spektrum als auch in der Gesamtstrahlung – von weniger als 0,1 Prozent.

Im UV-Bereich unterhalb 170 nm kann die Strahlung um den Faktor 2 variieren. Im Röntgenbereich zwischen 0,2 und 3 nm kann sich die Strahlungsleistung um bis zu zwei Größenordnungen, d. h. um den Faktor 100, ändern. Bei Sonneneruptionen sind im Röntgenbereich zwischen 0,1 und 0,8 nm auch Änderungen um mehr als fünf Größenordnungen (d. h. um einen Faktor größer 100.000: A1 bis hin zu >X17 wie am 4. November 2003) möglich.

Mittelfristige Störungen der Erdbahn, die ebenfalls die Bestrahlungsstärke auf der Erde beeinflussen, werden durch die Milanković-Zyklen beschrieben.

Langfristig nimmt die Strahlungsleistung der Sonne infolge der natürlichen Entwicklung als Hauptreihenstern um etwa ein Prozent alle 100 Millionen Jahre zu. Kurz nach ihrer Entstehung betrug ihre Leuchtkraft nur etwa 70 Prozent des heutigen Wertes. Auch wenn diese Entwicklung für die Klimaentwicklung in historischen Zeiträumen keine Rolle spielt, so muss sie bei der Beurteilung des Klimas in der früheren Erdgeschichte mit berücksichtigt werden.

WinkelabhängigkeitBearbeiten

Die Leistung pro Quadratmeter bezieht sich immer auf eine Fläche, die senkrecht zur Strahlung steht. Wenn die Sonne nicht senkrecht über der bestrahlten Oberfläche steht, beträgt die Strahlungsleistung bezüglich der bestrahlten Fläche:

 , wobei   der Winkel zwischen der Einfallsrichtung der Strahlung und der Oberfläche ist.

Weitere FaktenBearbeiten

Die ständig auf die Erde einstrahlende Strahlungsleistung der Sonne lässt sich als Produkt der Solarkonstante mit der Fläche der Erdkontur berechnen. Die Erdkontur ist näherungsweise ein Kreis mit (mittlerem) Erdradius R0 = 6.371 km. Die gesamte der Erde zugeführte Strahlungsleistung der Sonne beträgt demnach ca. 174 Petawatt (PW):

 

Zum Vergleich betrug der Weltenergiebedarf der Menschheit im Jahr 2010 140 PWh.[3] Die Sonne strahlt also in einer Stunde knapp mehr Energie auf die Erde als der derzeitige jährliche Weltenergiebedarf der Menschheit beträgt.

Die Erdatmosphäre und ihr Klima beeinflussen die Globalstrahlung auf der Erdoberfläche. Den geometrischen Einfluss beschreibt die Luftmasse (Air Mass).

Um den Atmosphäreneinfluss auszuschließen, werden seit 1978 Messungen der Solarkonstante im Weltraum vorgenommen. Der 1995 gestartete Satellit SOHO führt kontinuierliche Beobachtungen der Sonne mit dem Radiometer Virgo durch. Die Messungen werden vom Königlichen Meteorologischen Institut von Belgien koordiniert.

Strahlungsleistung der SonneBearbeiten

Aus der Solarkonstanten lässt sich die Strahlungsleistung Φ der Sonne berechnen, indem man sie mit der Oberfläche A jener Hüllkugel um die Sonne multipliziert, die den Radius des mittleren Erdabstands r = 149,6 · 109 m hat:

 

Die Größenordnung der Strahlungsleistung der Sonne lässt sich auch mit dem Stefan-Boltzmann-Gesetz abschätzen und damit umgekehrt die Solarkonstante schätzen.

Bestrahlungsstärke der Sonne in Deutschland[4]Bearbeiten

Wetterverhältnisse Sommer Winter
größtenteils klarer Himmel bis 1000 W/m² bis 500 W/m²
leichte bis mittlere Bewölkung bis 600 W/m² bis 300 W/m²
starke Bewölkung bis trüber Nebel bis 300 W/m² bis 150 W/m²

Solarkonstanten der PlanetenBearbeiten

Die folgende Tabelle gibt die Solarkonstante für die Planeten und ausgewählte weitere Himmelskörper des Sonnensystems an:

Planet Große Halbachse
in AE
Durchschnittliche
Ee in W/m²
Ee im Vergleich
zur Erde
Merkur 0,387 9123,0 6,67300
Venus 0,723 2615,0 1,91300
Erde 1,000 1367,0 1,00000
Mars 1,524 589,0 0,43100
(1) Ceres 2,766 179,0 0,13100
Jupiter 5,204 50,0 0,03700
Saturn 9,582 15,0 0,01100
Uranus 19,201 3,7 0,00270
Neptun 30,047 1,5 0,00110
(134340) Pluto 39,482 0,9 0,00065
(136199) Eris 67,700 0,3 0,00022

Siehe auchBearbeiten

EinzelnachweiseBearbeiten

  1. Hans-Günther Wagemann, Heinz Eschrich: Grundlagen der photovoltaischen Energiewandlung (= Teubner Studienbücher Physik). Teubner, Stuttgart 1994, ISBN 3-519-03218-X.
  2. Reimann, Hans-Georg; Weiprecht, Juergen Kompendium für das Astronomische Praktikum
  3. Das Spannungsfeld des weltweiten Energiebedarfs. kf2strategy.de
  4. http://www.solar.lucycity.de/index.php/sonnenenergie/9-sonnenstrahlung