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Sonnenstrahlung
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Der Ursprung des Wetters ist die Sonne. Seine Energie erreicht die Erde, indem es auf eine andere Art und Weise die Atmosphäre und die Oberfläche erwärmt und dabei Steigungen erzeugt, die durch Wärmeleitung, Konvektion und Wind ausgeglichen werden.
Daher muss die Kraft der Sonne untersucht werden, wie sie auf die Erde gelangt und wie sie sich auf der Erdoberfläche verteilt.
ID:(534, 0)
Die Sonne
Beschreibung
Die Energiequelle, die das Klima auf der Erde bestimmt, ist die Sonne.
Die wichtigsten Parameter der Sonne sind:
Parameter | Variable | Wert
|:-------------|:------------|:--------:
Radius | $R$ | $696.342 km$
Oberfläche | $S$ | $6,09 \times 10^{12} km^2$
Masse | $M$ | $1,98855 \times 10^{30} kg$
Dichte | $\rho$ | $1,408 g/cm^3$
Oberflächentemperatur | $T_s$ | $5778 K$
Leistung | $P$ | $3,846 \times 10^{26} W$
Intensität | $I$ | $6,24 \times 10^7 W/m^2$
ID:(3078, 0)
Spektrum der Sonne
Beschreibung
Die Sonne strahlt mit einem Spektrum, das dem sogenannten Schwarzkörper-Spektrum ähnelt. Ihre maximale Strahlung tritt bei einer Wellenlänge nahe der Farbe Gelb auf:
None
ID:(3083, 0)
Intensität und Leistung
Gleichung
Die Intensität $I$ wird als Leistung $P$ pro Fläche $S$ definiert, die bestrahlt wird. Daher ergibt sich folgende Beziehung:
 $ I =\displaystyle\frac{ P }{ S }$ |
ID:(9988, 0)
Sonnenkraft
Gleichung
Die Intensität wird als Leistung pro Fläche definiert, wobei die Leistung durch
| $ I =\displaystyle\frac{ P }{ S }$ |
repräsentiert wird. Wenn wir die Sonne als Kugel modellieren, beträgt ihre Oberfläche
| $ S = 4 \pi R ^2$ |
und daher wird die Intensität berechnet als
| $ P =4 \pi R ^2 I_R $ |
.
ID:(4661, 0)
Leistung abhängig von der Temperatur
Gleichung
Wenn die Partikel eines Mediums schwingen, fungieren sie wie kleine Antennen, die Strahlung abgeben. Die Leistung dieser abgestrahlten Strahlung steht in Zusammenhang mit der Temperatur des Mediums und hängt von der Schwingung selbst ab. Diese Beziehung zwischen der abgestrahlten Leistung und der absoluten Temperatur wird durch das Stefan-Boltzmann-Gesetz beschrieben, das für eine Fläche mit der Fläche $S$ folgendes besagt:
| $ P = \sigma \epsilon S T_s ^4$ |
Dabei ist $\sigma$ die Stefan-Boltzmann-Konstante (mit einem Wert von $5.67 \times 10^{-8} W/m^2K^4$), $\epsilon$ ist die Emissionsfähigkeit und $T$ ist die absolute Temperatur des Mediums.
Die Emissionsfähigkeit ist eine Konstante, die angibt, wie perfekt eine Oberfläche Strahlung abgibt, und eng mit ihrer Rauheit zusammenhängt. Eine glatte Oberfläche hat eine Emissionsfähigkeit nahe Eins, was bedeutet, dass sie Strahlung effizient abgibt. Auf der anderen Seite hat eine Oberfläche mit geringerer Emissionsfähigkeit, die Werte zwischen 0,2 und 0,4 haben kann, Schwierigkeiten bei der Abgabe von Strahlung oder kann sie sogar wieder absorbieren, was den Gesamtfluss der abgestrahlten Strahlung verringert.
ID:(4664, 0)
Oberfläche einer Kugel
Gleichung
Die Oberfläche einer Kugel mit dem Radius $r$ kann mit der folgenden Formel berechnet werden:
| $ S = 4 \pi R ^2$ |
ID:(4665, 0)
Intensität je nach Solarleistung
Gleichung
A intensidade é definida como a potência por unidade de área
| $ I =\displaystyle\frac{ P }{ S }$ |
Se considerarmos uma esfera imaginária com raio igual à distância entre o Sol e a Terra, podemos calcular sua seção transversal
| $ S = 4 \pi R ^2$ |
Isso nos permite obter a intensidade resultante:
| $ I_p =\displaystyle\frac{ P }{4 \pi r ^2}$ |
.
ID:(4662, 0)
Radius der Umlaufbahn von Erde und Sonne
Beschreibung
Die Strahlung der Sonne fließt durch ihre Oberfläche, die eine Fläche von $4\pi R^2$ mit einem Radius von $R$ hat, und verteilt sich in der Höhe der Umlaufbahn der Erde, die eine Fläche von $4\pi r^2$ hat:
None
ID:(3082, 0)
Intensität abhängig von der Sonnenintensität
Gleichung
Wenn wir die Solarleistung, berechnet als die Intensität an seiner Oberfläche
| $ P =4 \pi R ^2 I_R $ |
in die Gleichung für die Intensität des Sonnenlichts bei der Sonne-Erde-Distanz
| $ I_p =\displaystyle\frac{ P }{4 \pi r ^2}$ |
einsetzen, können wir die Beziehung zwischen den Intensitäten erhalten:
| $ I_p =\displaystyle\frac{ R ^2}{ r ^2} I_R $ |
ID:(4663, 0)
Bereich auf der Erde, der Strahlung einfängt
Beschreibung
Die Erde präsentiert eine Fläche in Form einer Scheibe mit einem Bereich von $\pi r_e^2$, die der Sonnenstrahlung ausgesetzt ist:
ID:(3084, 0)
Intensidad media recibida por la Tierra
Gleichung
Si
$4\pi R^2 I_s=\pi R^2 I_e$
Por la intensidad media sobre la tierra con es
| $ I_s =\displaystyle\frac{1}{4} I_p $ |
ID:(4667, 0)
Vom Boden eingefangene Kraft
Gleichung
Da die Erde nur einen Bruchteil der Intensität aus der Entfernung Sonne-Erde erfassen kann,
| $ I =\displaystyle\frac{ P }{ S }$ |
der durch den Oberflächendiskus mit einem Bruchteil von
| $ S = \pi r ^2$ |
repräsentiert wird,
wird die von der Erde aufgenommene Leistung wie folgt berechnet:
| $ P_e = \pi R_e ^2 I_p $ |
.
ID:(4666, 0)