Solarkonstante

Als Solarkonstante E₀ wird die langjährig gemittelte extraterrestrische Sonnenbestrahlungsstärke bezeichnet, die bei mittlerem Abstand Erde–Sonne ohne den Einfluss der Atmosphäre senkrecht auf die Erde auftrifft.

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 zur Erde 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.

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 Größenordnung der Solarkonstante lässt sich mit dem Stefan-Boltzmann-Gesetz abschätzen.

Die ständig auf die Erde einstrahlende Strahlungsleistung der Sonne beträgt demnach ca 174 PW.

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:

$\Phi = E_0 A = E_0 \cdot 4 \pi r^2 = 3{,}845 \cdot 10^{26}\,\mathrm{W}$

Solarkonstanten der Planeten

Planet	Große Halbachse AE	Durchschnittliche Ee in W / m²	Ee im Vergleich zur Erde
Merkur	0,387	9123	6,673
Venus	0,723	2615	1,913
Erde	1,000	1367	1
Mars	1,524	589	0,431
(1) Ceres	2,766	179	0,131
Jupiter	5,204	50	0,037
Saturn	9,582	15	0,011
Uranus	19,201	3,7	0,002.7
Neptun	30,047	1,5	0,001.1
(134340) Pluto	39,482	0,9	0,000.65
(136199) Eris	67,7	0,3	0,000.22

Siehe auch

• Sonnenstrahlung
• Sonnenenergie
• Treibhauseffekt
• Air Mass

Einzelnachweise

1. ↑ (Publikation 590): Wagemann/Eschrich, Grundlagen der photovoltaischen Energiewandlung, Stuttgart, 1994