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Gleichgewichtstemperatur im Strahlungsfeld der Sonne |
von P. Krahmer
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Stefan- Boltzmann Gesetz |
sigma = 5.6703 * 10^-8 W / ( m^2 *K^4) Stefan-
Boltzmann- Konstante
A = abstrahlende Fläche, emiting Area
T = Strahlertemperatur
in K (Grad Kelvin)
eps(e) = Emissionsfaktor ( 100% für Schwarzen Körper (blackbody) - 0% für totale
Isolation )
eps(r) = Remissionsfaktor ( 100% für Schwarzen Körper (blackbody) - 0%
totale Reflektion)
Für rotierende kugelförmige Objekt gilt (R=Radius):
Solarleistungseinfall = Solarintensität mal Wirkungsquerschnitt oder P(in)
= S*A1= S*pi*R^2
S=S0/r^2 falls r in AU
Abgestrahlte Leistung oder P(out) = A*SE = 2*pi*R^2 * sigma * T^4
Oberflächenstruktur moduliert diese Leistungen:
Im thermischen Gleichgewicht gilt: dann eps(r)*P(in) = eps(e)*P(out)
eps(r) * S*pi*R^2 = eps(e)*sigma*T^4
oder T =( eps(r)/eps(e)*S/4/sigma)^0.25
Da Stefan-Boltzmann streng nur für schwarze Körper gilt, aber über alle
Wellenlängen summiert sollte
eps(e)=eps(r)=100% gelten. Um die Richtung von Temperaturänderungen zu klären
kann mit eps=70% für die Erde und eps=93% für den Mond gerechnet werden.
relevante Seiten:
www.schulphysik.de/java/physlet/planck/stefan.html
www.schulphysik.de/bilanz1.html
www.schulphysik.de/klimakt.html