Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima

1. Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima Das Klimasystem und seine Modellierung (05-3103) – André Paul

2. Vorlesungsplan • Einführung in das Klimasystem • Die globale Energiebilanz • Konzeptionelle Klimamodelle: Das 0-dimensionale Energiebilanzmodell • Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima • Konzeptionelle Klimamodelle: Das Strahlungs-Konvektions-Modell • Wärmehaushalt der Erde • Wasserhaushalt der Erde (hydrologischer Kreislauf)

3. Vorlesungsplan • Klimaempfindlichkeit und Rückkopplungsmechanismen • Allgemeine atmosphärische Zirkulation und Klima • Allgemeine ozeanische Zirkulation und Klima • Konzeptionelle Klimamodelle: Das 1-dimensionale Energiebilanzmodell • Realitätsnahe globale Klimamodelle

4. Literatur • Hartmann (1994), Kapitel 3 • Kraus (2004), Kapitel 9 • http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html

5. Atmosphärischer Strahlungstransport und Klima • Photonen und „Nebenbestandteile” der Luft • Natur elektromagnetischer Strahlung • Kurzwelliger Strahlungstransport • Langwelliger Strahlungstransport • Eindimensionale Strahlungs-Konvektions-Modelle • Rolle der Wolken Hartmann (2004), Kapitel 3, Abschnitte 3.1-3.5, S. 40-52

6. Photonen und „Nebenbestandteile“ der Luft 100% 30% Nebenbestandteile (Spurengase, Aerosole, Wolken) Weitgehend durchlässig für Solarstrahlung Wirkungsvolle Absorption und Emission von infraroter Wärmestahlung 50% Meeres- oder Landoberfläche

7. Natur elektromagnetischer Strahlung • Geschwindigkeit elektromagnetischer Strahlung im Vakuum: • Welle-Teilchen-Dualismus: elektromagnetischer Strahlung entweder als Welle oder als Teilchen aufgefasst

8. Im Wellenbild: • Streuung von Licht an Teilchen und Oberflächen • Im Teilchenbild: • Absorption und Emission von Strahlung

9. Zusammenhang zwischen Wellenlängel und Frequenzn: Hohe Frequenzen  kleine Wellenlängen Niedrige Frequenzen  große Wellenlängen

10. Energie eines Photons: Photonen In seiner Erklärung des „photoelektischen Effekts” postulierte Einstein, dass Strahlungsenergie in Form von Quanten existiere und sich ausbreite. • Plancksches Wirkungsquantum:

11. Solarstrahlung: l = 100 nm - 4mm Terrestrische Strahlung: l = 4mm - 200 mm Das elektromagnetische Spektrum [Abbildung 2.1 aus Ruddiman (2001)]

12. Beschreibung elektromagnetischer Strahlung • Strahldichte In:Energie pro Zeit-, Frequenz- und Raumwinkeleinheit • Spektrale Flussdichte Fn: Energie pro Zeit-, Flächen- und Frequenzeinheit • Flussdichte F: Energie pro Zeit- und Flächeneinheit

13. Schwarzkörper- oder Hohlraumstrahlung • Schwarzer Körper • absorbiert Strahlung jeder Wellenlänge vollständig • emittiert Strahlung einer gegebenen Frequenz mit einer Intensität, die nur von der Temperatur abhängig ist und stehenden Wellen im Hohlraum zugeschrieben werden kann

14. Plancksches Strahlungsgesetz • ein schwarzer Körper der Temperatur T emittiert Strahlung der Frequenz nmit der Intensität • Max Planck (1900): Energie kann nur gequantelt abgegeben bzw. aufgenommen werden (sonst  „UV-Katastrophe”)

15. Konzept zur Schwarzkörperstrahlung http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html

16. Stefan-Boltzmann-Gesetz • Integration des Planckschen Strahlungsgesetzes über alle Frequenzen und Raumwinkel in einem Halbraum liefert Gesamtstrahlung eines schwarzen Körpers hängt nur von der vierten Potenz der Temperatur ab

17. Stefan-Boltzmann-Konstante kann durch fundamentale Konstanten ausgedrückt werden:

18. Wiensches Verschiebungsgesetz • beschreibt Lage des Maximums der Schwarzkörperstrahlung • je heißer der schwarze Körper ist, desto höher ist die Frequenz und desto kürzer ist die Wellenlänge der emittierten Strahlung

19. Wiensches Verschiebungsgesetz • Beispiele: • T ~ 6000 K, λmax~ 600 nm (Sonne) • T ~ 255 K, λmax~ 10 µm (Erde)

20. Solare und terrestrische Strahlung • 99 % der bei ~6000 K emittierten Strahlung liegen zwischen 0.22 und 5 mm • Solare oder kurzwellige Strahlung • 99 % der bei ~255 K emittierten Strahlung liegen zwischen 4 und 100 mm • Terrestrische oder langwellige Strahlung nur kleiner Überlapp bei 4 bis 5 mm

21. Erdober-fläche Tropo-pause Normierte Schwarzkörperemissionsspektren für Sonne (6000 K) und Erde (255 K) als Funktion der Wellenlänge (oben). Absorption zwischen Erdoberfläche und Außenrand der Atmosphäre (Mitte). Absorption zwischen Tropopause und Außenrand der Atmosphäre (unten) [Abbildung 3.2 aus Hartmann (1994)].

22. Kirchhoffsches Gesetz • Für die Emission eines nichtschwarzen Körpers mit Absorptionsvermögen gilt

23. Selektive Absorption und Emission durch atmosphärische Gase • Atmosphäre verhältnismäßig durchlässig für solare Strahlung, nahezu undurchlässig für terrestrische Strahlung Wechselwirkung zwischen Strahlung und Materie wichtig für Treibhauseffekt

24. Energie eines Moleküls • Änderungen der in einem Molekül gespeicherten Energie durch Stöße zwischen Molekülen, Wechselwirkung mit Strahlung • Max Planck (1900): • Bei Strahlungsemission und –absorption kann Energie nur “gequantelt” abgegeben bzw. aufgenommen werden

25. Translations- oder kinetische Energie (Temperatur) • Nicht gequantelt • Stöße zwischen Molekülen (in Flüssigkeiten und Festkörpern) und Doppler-Effekt tragen zu Linienverbreiterung bei

26. Rotationsenergie • Rotationszustände sind gequantelt • Übergänge zwischen verschiedenen Rotationszuständen entsprechen Photonen mit Wellenlängen kürzer als 1 cm

27. Das elektrische Feld einer elektromagnetischen Welle übt auf einen elektrischen Dipol ein Drehmoment aus. Eine elektromagnische Welle kann Rotationszustände von Molekülen anregen, wenn sie ein Dipolmoment besitzten. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/rotrig.html#c1

28. Beispiel für das Potential eines stabilen elektronischen Zustands in einem zweiatomigen Molekül. Rotationsübergänge sind meist mit dem niedrigsten Schwingungszustand verknüpft. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/rotrig.html#c1

29. Schwingungsenergie • Übergänge zwischen verschiedenen Schwingungszuständen entsprechen Photonen mit Wellenlängen kürzer als 20 mm • Lineares, symmetrisches Molekül (CO2): nur temporäres Dipolmoment, keine reinen Rotationsübergänge, aber kombinierte Schwingungs-Rotations-Banden

30. Gewinkelt gebautes Molekül (Wasserdampf): permanentes Dipolmoment, neben Schwingungs-Rotations-Banden auch reine Rotationsbanden - - O H H 104°40’ + +

31. kombinierte Schwingungs-Rotations-Bande und reine Rotationsbande mehratomiger Moleküle verantwortlich für nahezu vollständige Absorption langwelliger Strahlung in wolkenloser Atmosphäre • Wasserdampf- oder atmosphärisches Fenster zwischen 8 und 12 mm • keine Absorption durch Gase im sichtbaren Bereich (~0.3-0.8 mm)

32. Schwingungszu-stände zwei- und dreiatomiger Moleküle [Abbildung 3.3 aus Hartmann (1994)]

33. Biege-Schwingungen: beim CO2 wichtige Schwingungs-Rotations-Bande bei 15 mm. http://www.shu.ac.uk/schools/sci/chem/tutorials/molspec/irspec1.htm

34. Im gasförmigen Zustand bestehen die Schwingungen des Wassermoleküls aus Kombinationen symmetrischer und asymmetrischer Streckschwingungen sowie Biegeschwingungen. http://www.lsbu.ac.uk/water/vibrat.html

35. atmosphärisches Fenster Absorptionsspektren im Infrarot für verschiedene atmosphärische Gase [Abbildung 3.4 aus Hartmann (1994)].

36. Schwingungsspektren zweiatomiger Moleküle Die niedrigsten Schwingungszustände zweiatomiger Moleküle entsprechen näherungsweise dem quantenmechanischen harmonischen Oszillator. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/vibspe.html

37. Energieniveaus des quantenmechanischen harmonischen Oszillator: Nullpunktsenergie

38. Molekülspektren http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/molecule/molec.html#c2

39. Wechselwirkung mit infraroter Strahlung • Nahes Infrarot: 0.78-2.5 mm • Mittleres Infraot: 2.5-50 mm • Fernes Infrarot: 50-1000 mm • Energie reicht nicht aus, um elektronische Übergänge zu induzieren • Absorption beschränkt auf Moleküle mit kleinen Energieunterschieden in den möglichen Schwingungs- und Rotationszuständen • Voraussetzung: periodische Schwankungen im Dipolmoment des Moleküls http://www.shu.ac.uk/schools/sci/chem/tutorials/molspec/irspec1.htm

40. O O Photodissoziation • Bei Wellenlängen kürzer als ~1 mm • Aufbrechen molekularer Bindung • molekularer Sauerstoff (O2, bei ~200 nm) • Ozon (O3, bei 200-300 nm) • Wichtig für Ozonproduktion in der Stratosphäre

41. Elektronische Anregung • Bei Wellenlängen von 1 mm, Anregung äußerer Elektronen von z. B. Sauerstoff oder Ozon

42. Photoionisation • Bei Wellenlängen unter ungefähr 100 nm

43. Absorptionslinien und Linienverbreiterung • Häufung von Absorptionslinien in einem Frequenzbereich heißt Absorptionsbande • Vibrations- und Rotationsübergänge am Wichtigsten für terrestrische Strahlung • Wasserdampf (6.3 mm, > 12 mm), O3 (9.6 mm), CO2 (15 mm) • Linienverbreiterung durch • Unschärferelation • Druck- oder Stoßverbreiterung • Doppler-Effekt Hypothetisches Linienspe-trum (a) vor (b) nach Linienverbrei-terung [Abbildung 3.5 aus Hartmann (1994)].

44. Warum ist der Himmel blau? • Warum ist der Himmel blau? • Warum sind Wolken weiß? • Warum ist die Sonne, von der Erde aus gesehen, eine gelbe Scheibe an einem blauen Himmel, vom Mond aus gesehen aber eine weiße Scheibe an einem schwarzen Himmel?

45. Streuung • Rayleigh-Streuung: an Luftmolekülen • Mie-Streuung: an Wassertröpfchen/Wolken