Solarkonstante

Als Solarkonstante E₀ wird die langjährig gemittelte extraterrestrische Sonnenbestrahlungsstärke (Intensität) bezeichnet, die 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 um keine Naturkonstante handelt.

Festlegung und jahreszeitliche Schwankung

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

$ E_{0}=1367\ \mathrm {\frac {W}{m^{2}}} =1367\ \mathrm {\frac {J}{m^{2}\,s}} =1367\ \mathrm {\frac {kg}{s^{3}}} $.

Infolge der Bahnexzentrizität schwankt der Abstand der Erde zur Sonne jahresperiodisch zwischen 147,1 · 10⁶ km und 152,1 · 10⁶ km. Mit ihm schwankt die Bestrahlungsstärke auf der Erde zwischen 1325 W/m² und 1420 W/m². Im Perihel liegt der Wert somit ca. 3,4 % oberhalb und im Aphel ca. 3,3 % unterhalb des Jahresmittels.

Am Boden kommen 54 % der eingestrahlten Sonnenenergie an,^[2] also durchschnittlich ca. 740 W/m².

Schwankungen und langfristige Zunahme

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 %.

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 ändern.

Bei Sonneneruptionen sind im Röntgenbereich zwischen 0,1 und 0,8 nm auch Änderungen um mehr als fünf Größenordnungen (A1 bis hin zu >X17 wie am 4. November 2003 um 20:30) 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 % 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.

Winkelabhängigkeit

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:

$ E_{0}\cdot \sin(\alpha ) $, wobei $ \alpha \!\; $ der Winkel zwischen der Einfallsrichtung der Strahlung und der Oberfläche ist.

Weitere Fakten

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 Erdradius. Die gesamte der Erde zugeführte Strahlungsleistung der Sonne beträgt demnach ca 174 PW. Zum Vergleich betrug der Weltenergiebedarf im Jahr 2010 140 PWh pro Jahr^[3]. Die Sonne strahlt also in einer Stunde knapp mehr Energie auf die Erde als der derzeitige jährliche Weltenergiebedarf 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 Royal Meteorological Institute of Belgium koordiniert.

Strahlungsleistung der Sonne

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:

$ \Phi =E_{0}A=E_{0}\cdot 4\pi r^{2}=3{,}845\cdot 10^{26}\,\mathrm {W} $

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

Solarkonstanten der Planeten

Siehe auch

• Sonnenstrahlung
• Sonnenenergie
• Treibhauseffekt
• Air Mass

Einzelnachweise