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Der Strahlungshaushalt der Erde ist der wichtigste Bestandteil des Energiehaushalts der Erde. Über den Teilbereich der Strahlungsbilanz werden dabei die verschiedenen Haushaltsgrößen in einer Gleichung rechnerisch bilanziert, während sie der Strahlungshaushalt darüber hinaus auch beschreibt und in ihren Wechselbeziehungen darstellt.

StrahlungsbilanzBearbeiten

 
Aufgliederung der einstrahlenden Sonnenenergie (Energie in Petawatt (PW))
 
nach Kiehl and Trenberth (2009)

Die einfallende Sonnenstrahlung ist (überwiegend) kurzwellig, deshalb wird diese Formel auch als kurzwellige Strahlungsbilanz ( ) bezeichnet:

 

mit

Die Erdoberfläche emittiert Wärmestrahlung (infrarot). Da diese Strahlung langwellig ist, wird diese Formel auch als langwellige Strahlungsbilanz ( ) bezeichnet:

 

mit

Aus den beiden Formeln für die Strahlungsaufnahme und die Strahlungsabgabe, also für Gewinn und Verlust, lässt sich nun ermitteln, wie viel insgesamt zur Verfügung steht (gesamte Strahlungsbilanz ( ), Nettostrahlung):

 
einfallende kurzwellige Sonnenstrahlung[1] 342 Watt pro m2
reflektierte Sonnenstrahlung 107 Watt pro m2
emittierte langwellige Strahlung 235 Watt pro m2
Saldo (effektiver Energie-„Input“) = ± 0 Watt pro m2

Wert der globalen StrahlungsbilanzBearbeiten

Die effektive Energiebilanz ist nahezu Null, weil sie sich langfristig auf einem Wert einpendeln muss, soweit die astrophysikalischen Rahmenbedingungen stabil sind (Erster Hauptsatz der Thermodynamik über abgeschlossene Systeme), und daher ein – in geologischem Maßstab – weitgehend stabiles Klima zur Folge hat (globale Durchschnittstemperatur). Dass sie nicht genau Null ist, ist von wesentlicher Bedeutung für den Klimawandel im allgemeinen und speziell für die globale Erwärmung der Jetztzeit.

Die Energie der gesamten oberhalb der Atmosphäre auf die Erde einfallenden Sonnenstrahlung beträgt rund 5.500.000 EJ/a (1 Exajoule = 1018 J) (siehe Grafik oben, 174 PW = 174 · 1015 J/s => 174 · 1015 J/s · 31,536 · 106 s/a ≈ 5,5 · 1024 J/a). Der Weltenergiebedarf im Jahr 2010 betrug 505 EJ.

Das Verhältnis zwischen Energiezufuhr durch die Sonne und Energieverbrauch durch den Menschen beträgt folglich 5.500.000 EJ zu 505 EJ gleich 10.891 (rund Elftausend zu Eins). Mit anderen Worten: Die Menschheit verbraucht insgesamt weniger als ein Zehntausendstel der Energiemenge, die von der Sonne auf die Erde strahlt. Zum Vergleich: Geothermie liefert rund doppelt so viel Energie, wie der Mensch verbraucht. Schwankungen durch den Sonnenfleckenzyklus mit rund 0,1 % von 5.500.000 EJ gleich 5.500 EJ sind rund zehnmal höher als der Weltenergieverbrauch der Menschheit.

StrahlungshaushaltBearbeiten

Die zur Erde kommende Sonnenenergie wird durch Wolken, Luft und Boden (hier besonders von Schnee) zu 30 % wieder in den Weltraum reflektiert (das heißt, die Albedo der gesamten Erde ist 0,30). Die restlichen 70 % werden absorbiert: rund 20 % von der Atmosphäre, 50 % vom Erdboden. Letztere werden durch Wärmestrahlung und durch Wärmeleitung mit anschließender Konvektion wieder an die Lufthülle abgegeben. Würde diese Energie wieder wie von einem Schwarzen Strahler ungehindert in den Weltraum abgestrahlt werden, läge die mittlere Lufttemperatur bei −18 °C, während sie tatsächlich +15 °C beträgt.[2]

Die Differenz erklärt sich aus dem natürlichen Treibhauseffekt der Atmosphäre. Die sogenannten Treibhausgase in der Atmosphäre (vor allem Wasserdampf und Kohlendioxid) absorbieren die ausgehende langwellige Wärmestrahlung der Erde und reemittieren sie – auch in Richtung Erde. Dadurch gelangt nur ein Teil der von der Erdoberfläche abgestrahlten Energie zurück in den Weltraum und die von der Atmosphäre „gefangene“ Energie erwärmt die Erde um durchschnittlich 33 °C.

Diese Zahlen gelten nur für die Erde als Ganzes. Lokal und regional hängen die Verhältnisse von zahlreichen Faktoren ab:

  • von der Albedo der Erdoberfläche, die vom 30-%-Mittel stark abweichen kann (beispielsweise Schnee 40 bis 90 %, Wüste 20 bis 45 %, Wald 5 bis 20 %)
  • vom oben erwähnten Einfallswinkel der Sonnenstrahlen und der Dauer ihrer Einwirkung
  • von Bewölkung und Luftfeuchtigkeit
  • vom Wärmetransport durch Wind, von Luftschichtungen, Meeresströmungen usw.
  • von der Nähe zum Wasser
  • von Exposition und Höhe (negativer Temperaturgradient in Troposphäre)

Theoretisch sind diese Faktoren weitgehend modellierbar, doch nicht in allen Details wie Staueffekten an Gebirgen oder unregelmäßiger Bewegung von Tiefdruckgebieten. Für gute Vorhersagen benötigt die Meteorologie außer enormer Rechenleistung auch ein weltweit dichtes Raster von Messwerten über alle Luftschichten, was in der Praxis an Grenzen stößt.

Siehe auchBearbeiten

WeblinksBearbeiten

EinzelnachweiseBearbeiten