Transcript VL_Hydrologie_03b

SS 2014
Vorlesung
Hydrologie I
Dr. Fred Hattermann
Do 8.15-9.45
Haus 12
1
[email protected]
Inhalts- und Terminübersicht
1.
2.
3.
VL 10.04.14 Einführung
VL 17.04.14 Wasserkreislauf
VL 24.04.14 Strahlung
(1.5.14 Feiertag)
4.
5.
6.
VL 08.05.14 Komponenten und Prozesse
des Wasserkreislaufs
VL 15.05.14 Niederschlag I
VL 22.05.14 Niederschlag II
(29.05.14 Feiertag)
7.
2
VL 05.06.14 Verdunstung
Inhalts- und Terminübersicht
8.
9.
10.
11.
12.
13.
3
VL 12.06.14 Versickerung
VL 19.06.14 Infiltration
VL 26.06.14 Abfluss I
VL 03.07.14 Abfluss II
VL 10.07.14 Einheitsganglinie I
VL 17.07.14 Einheitsganglinie II
Wasserkreislauf
Wasserhaushaltsgleichung
Grundsätzlich gilt über sehr lange Zeiträume für terrestrische
Systeme:
Niederschlag (N) = Abfluss (Q) + Verdunstung (V)
Tatsächlich wird aber Wasser im System gespeichert (S), z.B. im
Grundwasser, in der ungesättigten Zone und in den
Oberflächengewässern:
N  Q V  S
4
Wasserkreislauf
Niderschlag
=
Verdunstung
Abfluss
+
+
Wasserkreislauf
Wasserkreislauf
2.2 Der globale Wasserkreislauf
2.2 Der Wasserkreislauf im globalen Maßstab
7
Datengrundlage: Endlicher 1991, S. 71.
3 Strahlung
3.1 Der Energiehaushalt der Erde
Global gemittelte jährliche Energiebilanz der Erde
Quelle: Kiehl and Trenberth, 1997
Beispiele: 168 + 324 = 492 = 24 + 78 +390 und 342 = 107 + 235 und 165 + 30 + 40 = 235
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
• Der Strahlungshaushalt ist wichtigster Bestandteil des
Energiehaushalts der Erde und beschreibt die Flüsse und
Wechselwirkungen der verschiedenen Haushaltsgrößen.
• Die Strahlungsbilanz fasst die verschiedenen Haushaltsgrößen
in einer Gleichung zusammen.
3 Strahlung
3.1 Der Strahlungshaushalt der Erde
Die Strahlungsbilanz der einfallenden Sonnenstrahlung
(überwiegend kurzwellig):
Rk = Rg - Rsr =Rsd + Rsi - Rsr = (1 - a) * Rg
Rk = kurzwellige Strahlungsbilanz
Rg = Globalstrahlung
Rsd = direkte Strahlung
Rsi = diffuse Strahlung (Himmelsstrahlung)
Rsr = Reflexstrahlung (Einfluss Ozonschicht etc.)
a = Albedo
Globalstrahlung = gesamte an der Erdoberfläche auf eine horizontale
Empfangsfläche auftreffende Solarstrahlung (Direktstrahlung +
Diffusstrahlung)
Nettostrahlung = absorbierte Sonnenstrahlung = Globalstrahlung – Albedo
3 Strahlung
3.1 Der Strahlungshaushalt der Erde
Bilanz der von der Erdoberfläche emittierten Wärmestrahlung
(langwellig, infrarot):
Rl = RlA - RlE
Rl = langwellige Strahlungsbilanz
RlE = Ausstrahlung der Erdoberfläche (terrestrische Strahlung)
RlA = Gegenstrahlung (durch Atmosphärengase, Aerosole und
Wolken)
3 Strahlung
3.1 Der Strahlungshaushalt der Erde
Gesamtstrahlungsbilanz (Q) (Nettostrahlung):
R n = Rk – Rl = Rg - Rr - Rl
einfallende kurzwellige Sonnenstrahlung
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
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
Global gemittelte jährliche Strahlungsbilanz (in %) der Erde
Quelle: www.klima-der-erde.de
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
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 vollständig in den Weltraum abgestrahlt
werden, läge die mittlere Lufttemperatur bei −18 °C, während sie
tatsächlich +15 °C beträgt. Die Differenz erklärt sich aus dem natürlichen
Treibhauseffekt der Atmosphäre.
Die sogenannten Treibhausgase in der erwärmten Atmosphäre (vor allem
Wasserdampf und Kohlendioxid) emittieren Infrarotstrahlung – auch in
Richtung Erde.
Die von der Atmosphäre emittierte Infrarotstrahlung führt zu einer
Erwärmung der Erdoberfläche um durchschnittlich 33 °C.
Wikipedia
3 Strahlung
3.3 Grundlegende Gleichungen
Gesetz von Stefan Boltzmann:
Die ausgestrahlte Energie S von 1 cm2 Oberfläche eines schwarzen Körpers
pro Minute steigt mit der 4. Potenz der absoluten Temperatur:
S   T
4
  8 , 26  10
cal
 11
cm
2
 min   K
4
Da aber kein idealer scharzer Körper, Korrektur mit stoffspezifischem
Emmissionskoeffizienten ε:
S    T 
4
3 Strahlung
3.3 Grundlegende Gleichungen
„Schwarzer Körper“
• Jeder Körper, dessen Temperatur größer als 0 K ist, emittiert/ sendet
elektromagnetische Strahlung aus.
• Die thermische Ausstrahlung eines schwarzen Körpers ist nur von seiner
Temperatur T abhängig.
• Ein „Schwarzer Körper“ absorbiert die gesamte auftreffende Strahlungsenergie,
um sie später zu emittieren. Somit findet keine Reflexion oder Transmission von
Strahlungsenergie statt.
• Die Intensität und spektrale Verteilung der emittierten Strahlung wird durch das
Planksche Strahlungsgesetz beschrieben.
3 Strahlung
3.3 Grundlegende Gleichungen
Wiensche Verschiebungsgesetz:
Die Wellenlänge der maximaler Energie λmax ist umso kleiner, je höher die
Temperatur des Körpers ist:
 max  T  const
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
18
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
Sonnenspektrum
Die elektromagnetische Strahlung der Sonne hat ihr Maximum bei 500 nm
Wellenlänge (blau-grünes Licht), reicht aber von harter Röntgenstrahlung
mit weniger als 0,1 nm bis zu langen Radiowellen. Das Spektrum ist von
etwa 140 nm (UVC) bis etwa 10 cm (Mikrowelle) näherungsweise das
eines Schwarzen Strahlers bei einer Temperatur von knapp 6000 K, der
Temperatur der Photosphäre.
Im Bereich von naher Infrarotstrahlung (NIR) bis ins UV enthält das
Spektrum eine Vielzahl von Absorptionslinien, die sogenannten
Fraunhoferlinien. Sie entstehen durch Strahlungsabsorption in der
Chromosphäre der Sonne.
Wikipedia
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
Sichtbares Licht: 0,36-0,76 µm
Ultraviolette Strahlung: < 0,36 µm (UV-Strahlung)
Infrarotes Strahlung: > 0,8 µm (nahes 0,8-2 µm, darüber
fernes Infrarot)
Die Ursache für die Energieverluste (Extinktion): diffuse Reflexion und selektive Adsorption
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenstrahlung Siehe auch Weischet 1991, Seite 61 ff
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenstrahlung
Siehe auch Weischet 1991, Seite 61 ff
http://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Atmospheric_Transmissio
n.png
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
. . 3 Strahlung
3.3 Grundlegende Gleichungen
Die Solarkonstante E0 ist die langjährig gemittelte extraterrestrische
Sonnenbestrahlungsstärke (Intensität), die bei mittlerem Abstand Erde–
Sonne ohne den Einfluss der Atmosphäre senkrecht zur Strahlrichtung auf
die Erde auftrifft.
Der Mittelwert für die Solarkonstante wurde 1982 von der Weltorganisation
für Meteorologie in Genf festgelegt auf:
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.
Bei Bewölkung beträgt die am Boden ankommende Sonnenenergie ca. 752
W/m² und ca. 1066 W/m² bei klarem Wetter.
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
R sd = S  d  cos θ 
d=e
 m l
Ө = Einfallswinkel
d = Durchlässigkeit
l = Wellenlänge
m = Beersche Koeffizient
24
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
Lateraler Wärmetransport
IPCC 2005
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
Strahlungsbilanz der Erde im Jahresverlauf
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
3 Strahlung
3.2 Der Strahlungshaushalt der Erde
Wasserkreislauf – Atmosphärischer Transfer
Wasserkreislauf
2.2 Der globale Wasserkreislauf
Niederschlag
30
Wasserkreislauf
2.2 Der globale Wasserkreislauf
Pot. Verdunstung
Wasserkreislauf
2.2 Der globale Wasserkreislauf
Akt. Verdunstung
3 Strahlung
3.4 Strahlungseigenschaften natürlicher Körper
Reflexionsvermögen α natürlicher Oberflächen
für die Solarstrahlung (Albedo)
Schnee, sehr rein und frisch
Alter Schnee
Sand und Dünen, Trocken
Rasen
Äcker
Wald
Flüsse, Seen
Meer
33
0.8 … 0.9
0.4 … 0.6
0.25 … 0.35
0.25
0.15
0.05 … 0.18
0.05 … 0.1
0.03 … 0.07
3 Strahlung
3.4 Strahlungseigenschaften natürlicher Körper
Absorptions- und Reflexionsvermögen von Oberflächen
für langwellige Strahlung
εL
αL
Schneedecke
0.995
0.005
Rasen
0.984
0.016
Wasser
0.96
0.04
Kalk, Kies
0.92
0.08
Sand
0.9
0.1
Wolken
0.9-1.0
0.0-0.1
Al-Bronze
0.35-0.45 0.55-0.65
Blech
0.07
0.93
Polierte Metalle
0.02
0.98
Adsorptionsvermögen + Reflexionsvermögen + Durchlässigkeit = 1
34
3 Strahlung
3.5 Der Treibhauseffekt
Es gibt drei Möglichkeiten, die Strahlungsbilanz der Erde zu
ändern:
1) Änderung der kurzwelligen Einstrahlung;
2) Änderung der kurzwelligen Rückstrahlung (Albedo);
3) Änderung des langwelligen Strahlungshaushaltes.
3 Strahlung
3.5 Der Treibhauseffekt
http://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Atmospheric_Transmissio
n.png
3 Strahlung
3.5 Der Treibhauseffekt
3 Strahlung
3.5 Der Treibhauseffekt
3 Strahlung
3.6 Messung
Zur Messung des Momentanwerts der
Globalstrahlung dienen Pyranometer (Einheit der
Bestrahlungsstärke = Watt pro Quadratmeter (W/m²).
Sonnenscheindauer wird mir Heliographen
gemessen.
Fernerkundlich kann z.B. durch Satelliten die
reflektierte und emittierte Strahlung gemessen
werden.
3 Strahlung
3.6 Messung
Berechnung der Globalstrahlung Rg nach
Hargreaves:
Rg
 Kt  (T max  T min)
0 .5
Ra
Kt ist ein empirsicher Koeffizient, Ra die
extraterestrische Einstrahlung.
3 Strahlung
3.x Global Dimming
Trenduntersuchung
Strahlung Mann/Kendall
Test (Zeitreihen gehen von
1951-2003).