Was ist ein Sonnenstrahl und wie transportiert er Energie von der Sonne?

Bei uns hier auf dem Blog Ecoquent Positions dreht sich alles um Solarthermie. Das ist die Technologie, die solare Strahlung in nutzbare Wärme umwandelt. Wie das geht, haben wir mehrfach beschrieben, zum Beispiel hier. Doch was ist ein Sonnenstrahl eigentlich und wie gelingt ihm der Transport von Energie? Ein Thema, das ich heute buchstäblich beleuchten möchte.

Über den Absender von Sonnenstrahlen: die Sonne

Die Sonne strahlt riesige Energiemengen ab. Ein Teil davon trifft auf die Erde. Die Rede ist hier von unvorstellbaren 170 Billionen Kilowattstunden Energie, die stündlich auf die Erde strahlt. Eine einzige Kilowattstunde Strom beispielsweise reiche laut Verivox, um eine Maschine Wäsche zu waschen, 70 Tassen Kaffee zu kochen oder 133 Scheiben Brot zu toasten.

Aufbau der Sonne und Weg der Sonnenstrahlen

Sonnenkern: Geburtsort der Sonnenstrahlen

Die Sonne erzeugt die Energie in ihrem Kern. Damit ist der Bereich gemeint, der vom Mittelpunkt der Sonne bis etwa zu einem Viertel ihres sichtbaren Radius reicht. Im Sonnenkern herrschen extrem hoher Druck und hohe Temperaturen: 15 Millionen Grad Celsius (auch eine unvorstellbare Zahl). Druck und Temperatur sind der Grund, dass im Innersten der Sonne (Atom)Kernschmelze stattfindet, wobei Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Bei dieser Kernfusion entsteht Energie, die als Strahlung, darunter

• Lichtstrahlung,
• Wärmestrahlung,
• Radiostrahlung,
• Röntgenstrahlung
• und Gammastrahlung,

an die sogenannte Strahlungszone der Sonne weitergeleitet wird.

Strahlungszone

Sie weist Temperaturen zwischen zwei und fünfzehn Millionen Grad auf und umfasst etwa drei Viertel des Sonnenradius. Die Strahlungszone befindet sich um den Sonnenkern herum und transportiert die Energie weiter nach außen. Auf seinem Weg durch die Strahlungszone stößt ein Lichtteilchen, auch Photon genannt, allerdings mit Plasmateilchen zusammen, so dass es schon mal vom Weg abkommt oder gar komplett absorbiert wird. Es heißt, so ein Photon bräuchte von seiner Entstehung bis zum Verlassen der Sonne bis zu zehn Millionen Jahre!

Konvektionszone

Um die Strahlungszone der Sonne liegt die Konvektionszone mit einer Breite von 140.000 Kilometern, sie nimmt damit etwa ein Fünftel des Sonnenradius ein. Innerhalb der Konvektionszone wird die Strahlung via Strömung weitergeleitet. Anders ausgedrückt: Heiße Materie steigt, kühlt sich ab und sinkt wieder Richtung Sonnenkern, wo sie wieder aufgeheizt wird.

Photosphäre

Schließlich ist da noch die sogenannte Photosphäre: Das ist der Teil der Sonne, den wir „sehen“. Die oberflächliche Sonnenschicht hat eine Dicke von etwa 400 Kilometern. Die Photosphäre ist das Absprungbrett des sichtbaren Lichts, das die Sonne ins All abstrahlt. Im Grenzbereich zum kalten Weltraum hat die Sonne noch immer eine Temperatur von hohen 5.600 Grad Celsius. Somit ist die weißglühende Sonne in unseren Augen eine weiße Kugel.

Chromosphäre

Fehlt noch die Chromosphäre: Das ist eine 12.000 Kilometer dicke und etwa 10.000 Grad Celsius heiße Schicht um die Photosphäre. Das Sonnenlicht wird in der Chromosphäre gefiltert.

Zum Weiterlesen: Beeindruckende Zahlen zur Sonnenenergie beeindruckend dargestellt findet ihr zum Beispiel hier in der Astrokramkiste.

So, damit hätten wir schon mal die Absenderin der Sonnenstrahlen „beleuchtet“. Schauen wir als Nächstes mal genauer auf das, was die Sonne uns da als Sonnenstrahl schickt.

Über die Sendung der Sonne: die Sonnenstrahlen

Pro Sekunde macht die Sonne mittels Fusion aus 500 Millionen Tonnen Wasserstoff etwa die gleiche Menge an Helium. Dabei ergibt sich eine Differenz von etwa einem Prozent – und das ist genau die Strahlung, die die Sonne in All aussendet.

Die Strahlen werden als elektromagnetische Wellen verschickt. Sie benötigen demnach kein Medium, um sich auszubreiten. Die Strahlen bestehen aus Photonen (Energiepaketen), die also Energie besitzen (wohlgemerkt: nicht Energie sind!) und auch unterwegs (bei Lichtgeschwindigkeit) keine Temperatur annehmen oder abgeben. Die Wellen mit denen sie von der Sonne aus durchs All schwappen, haben verschiedene Wellenlängen und Frequenzen, wobei sich Wellenlänge und Frequenz umgekehrt proportional zueinander verhalten.

Energetisch von Bedeutung ist der Spektralbereich der Sonnenstrahlung zwischen 0,3 ?m bis etwa 3,5 ?m. Das Maximun der Strahlungsenergie liegt bei einer Wellenlänge von etwa 0,48 ?m. Innerhalb der Sonnenstrahlung lassen sich drei Spektralbereiche unterscheiden:

• ultravioletter Bereich 0,1 bis 0,4 ?m,
• sichtbarer Bereich 0,4 bis 0,75 ?m,
• sowie nahes und mittleres Infrarot 0,75 bis 30 ?m

Zum Weiterlesen: Wer mehr über das Spektrum wissen möchte, liest zum Beispiel hier weiter. Und auch hier gibt es anschauliche Infos zu Licht, Lichtwellen und mehr.

Mit den Wellen und Frequenzen breiten sich die Sonnenstrahlen solange im All aus, bis sie auf etwas treffen: ein klitzekleines Materieteilchen oder eben einen dicken Batzen Materie wie ihn unsere Erde bildet. Die Materie absorbiert einen Teil der Strahlen, während sie einen anderen Teil in Wärme umwandelt und einen weiteren Teil zurückwirft (reflektiert). Das schauen wir uns jetzt mal etwas genauer an:

Über die Empfängerin der Sonnenstrahlen: die Erde

Auftreffende Strahlungsmenge

An der äußersten Schicht der Erdatmosphäre treffen circa 1.367 Watt Energie pro Quadratmeter (W/m²) auf eine Fläche, die senkrecht zu den einfallenden kurzwelligen Sonnenstrahlen steht. Diese Energiemenge nennt man übrigens die Solarkonstante (mittlerer Strahlungsfluss oder mittlere Leistung pro Fläche). Nun ist die Erde jedoch eine Kugel, so dass man – je nachdem, wo ein Sonnenstrahl auftritt (Ort) und welche Jahreszeit (Tageslänge) dort gerade ist – von einem globalen Jahresmittel von  342 W/m² ausgeht.

Fast ein Fünftel (19 Prozent) der Sonnenstrahlen unterhalb 0,29 ?m absorbiert die Erdatmosphäre sofort: Sie wird von Gasen wie Kohlendioxid, Stickstoff oder Sauerstoff aufgenommen und in Wärme umgewandelt. Ein weiteres Viertel (26 Prozent) der Sonnenstrahlen wird von Atmosphäre, Landflächen, Gewässern und Eismassen direkt reflektiert, es wird also zurück ins All geworfen. Ein anderer Teil der Sonnenstrahlen wird von Wolken, Wasser und Staubpartikeln in der Atmosphäre gestreut: Er trifft als diffuse Strahlung  (kurzwellige Himmelstrahlung) auf die Erdoberfläche. Strahlen, die ungehindert  auf die Erde treffen, landen dort als direkte Strahlung. Die Summe aus direkter und indirekter Strahlung nennt man Globalstrahlung. Für Deutschland beziffert Wikipedia die Jahressumme der Globalstrahlung auf Werte zwischen 900 und 1.200 kWh pro m², in Spanien liegt sie demnach bei 2.000 kWh/m² und in der Wüste Sahara bei 2.500 kWh/m².

Die Ortsabhängigkeit der Sonneneinstrahlung kann man so veranschaulichen: Bestrahlt man einen Globus (beispielhaft für die Erde) mit einer Taschenlampe (beispielhaft für die Sonne), so ist der resultierende Lichtkegel an den Polen größer als am Äquator. Anders ausgedrückt: Die gleiche Menge an Sonnenstrahlen beleuchten am Pol eine viel größere Fläche als am Äquator. So landet am Äquator mehr Energie als an den Polen.

Während polare Regionen im langfristigen Mittel demnach eher ein Strahlungsdefizit, sprich: Energiedefizit, aufweisen, gibt’s in tropischen Regionen eher einen Strahlungsüberschuss, also einen Energieüberschuss. Den Energiehaushalt auszugleichen, das ist Aufgabe  von zum Beispiel Wind und Meeresströmungen.

Die Strahlen, die die Erde absorbiert, etwa 51 Prozent der gesamten einfallenden Sonnenstrahlung, wandelt sie in Wärme um. Dahinter steckt das Prinzip, dass die Strahlen beim Auftreffen auf Materie die der Materie eigenen Atome in Bewegung bringen, wobei Wärme entsteht. Beim Durchqueren der Luft entsteht so weniger Wärme als beim Auftreffen auf den Boden, dessen Materie dichter ist als die von Luft. Dass wir in Bodennähe auch die Luft als warm empfinden, liegt daran, dass sie vom Boden erwärmt wird. So entsteht aus der kurwelligen Sonnenstrahlung langwellige Wärmestrahlung.

Abstrahlung von der Erde

Die Wärme (98 Prozent der absorbierten kurzwelligen Sonnenstrahlung) gibt die Erde dann als infrarote Wärmestrahlung nach und nach ab. Wobei 77 Prozent davon wieder von Wolken aufgenommen und als Wärmestrahlung zur Erdoberfläche reflektiert werden. Das nennt man dann Gegenstrahlung. Etwa 21 Prozent der von der Erdoberfläche abgestrahlten Energie wird ins Weltall zurück gestrahlt (effektive Ausstrahlung). Das ist auch gut so, denn andernfalls würde es hier schnell unerträglich heiß werden. Für ein stabiles Klima muss die Erde in etwa genau so viel Sonnenenergie wieder abgeben, wie sie empfangen hat.

Zum Weiterlesen: Einen umfassenden Überblick über den Strahlungshaushalt der Erde findet ihr hier.

Ich hoffe, ich konnte mit dieser Anhäufung von Infos zur Strahlungsenergie verdeutlichen, womit wir es bei Sonnenstrahlen eigentlich zu tun haben.

Fotos: Doreen Brumme