Der atmosphärische Treibhauseffekt ist Realität - Ing-buero-ebel.de
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1 Smith<br />
wobei b wie<strong>de</strong>r eine Integrationskonstante <strong>ist</strong>, mit <strong>de</strong>r die Anfangsbedingung erfüllt wird<br />
b = y(0) + λ, wobei y(π) = y(0) + 2λ, d.h. die Temperatur steigt um 2λ an mit einer Sinus-<br />
Kurve während <strong>de</strong>s Tages. Natürlich <strong>ist</strong> diese Abschätzung unzulässig, wenn λ groß <strong>ist</strong> o<strong>de</strong>r<br />
y(0) nahe 0 beginnt.<br />
Bei einer weiteren Näherung wird davon ausgegangen, daß die Variationen y klein sind<br />
und wir <strong>de</strong>shalb um einen ausgewählten Wert von y 0 linearisieren dürfen. Dies ergibt:<br />
dy<br />
dx ≈ λ sin(x) − λy4 0<br />
π − 4 λy3 0<br />
π (y − y 0) (1.27)<br />
was eine lineare gewöhnliche Differentialgleichung ergibt mit <strong>de</strong>r Lösung:<br />
y(x) = 3 ( )<br />
4 y 0 + βe − 4λy3 0 x/π λ 4λy<br />
3<br />
+<br />
0<br />
1 + (4λy0/π) 3 2 π sin x − cos x (1.28)<br />
β <strong>ist</strong> hier eine weitere Integrationskonstante, die durch die Anfangsbedingung bestimmt<br />
wird. Die Linearisierung wird unzulässig, wenn y erheblich von y 0 abweicht, aber das Ergebnis<br />
sollte allgemein gültig sein, wenn λ klein <strong>ist</strong>, und es kann verwen<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n, um schrittweise<br />
Lösungen für die Temperaturen tagsüber für beliebige Werte von λ zu erhalten; numerische<br />
Integration <strong>de</strong>r zugrun<strong>de</strong> liegen<strong>de</strong>n Gleichung ergeben natürlich das gleiche.<br />
Numerisch berechnete Lösungen für verschie<strong>de</strong>nen Werte von λ sind in Abb. 1.1 (S. 11)<br />
dargestellt; Abb. 1.2 (S. 13) zeigt die Trends für die Mittelwerte y(T/T eff ), die Mittelwerte<br />
<strong>de</strong>r vierten Potenz von y und die Minimum- und Maximum-Werte von y wenn λ wächst. Wie<br />
erwartet, <strong>ist</strong> <strong>de</strong>r Mittelwert <strong>de</strong>r vierten Potenz 1, während <strong>de</strong>r Mittelwert von y sinkt, wenn<br />
λ wächst; und nähert sich schließlich <strong>de</strong>m nicht-rotieren<strong>de</strong>n Wert von 2 √ 2/5 bei λ → ∞.<br />
Zu beachten <strong>ist</strong> auch, daß sich die maximale Temperatur schnell <strong>de</strong>m nichtrotieren<strong>de</strong>n Wert<br />
von y = 4√ π für große λ nähert. Die minimale Temperatur sinkt langsam mit y ∼ 1/(3λ) 1/3 .<br />
Die Näherungsformel bei großem λ für die durchschnittlichen Temperatur lautet:<br />
und für kleine λ:<br />
y mittel ∼ 2 √ 2/5 + 0.392 λ − 0,279 λ → ∞ (1.29)<br />
y mittel ∼ 1 − 0.196 λ 2 λ → 0 (1.30)<br />
Zu beachten <strong>ist</strong>, dass in Gl. (1.21) die Temperaturskala mit Breitengrad variiert mit<br />
cos(ξ) 1/4 , während <strong>de</strong>r Wert von λ variiert mit cos(ξ) 3/4 . So haben wir schließlich, nach<br />
<strong>de</strong>r Integration über <strong>de</strong>n gesamten Planeten eine durchschnittliche Temperatur von:<br />
( (1 − a)S<br />
T mittel =<br />
πσ<br />
) 1/4<br />
π<br />
∫2<br />
0<br />
cos(ξ) 1/4 y Mittel (λ(ξ)) cos(ξ)dξ (1.31)<br />
Für kleine λ könnten wir <strong>de</strong>n Ausdruck aus Gl. (1.30) ersetzen; da wir auf je<strong>de</strong>n Fall wissen,<br />
daß y Mittel < 1 für alle Breiten <strong>ist</strong>, so haben wir eine obere Schranke für die durchschnittliche<br />
Temperatur T mittel <strong>de</strong>s gesamten rotieren<strong>de</strong>n Planeten beim Berechnen <strong>de</strong>s numerischen<br />
Wertes <strong>de</strong>s cos(ξ) 5/4 -Integrals:<br />
( ) 1/4 (1 − a)S<br />
T mittel < 0, 69921<br />
(1.32)<br />
σ<br />
und es <strong>ist</strong> anzumerken, dass dieses Grenze etwas mehr als 1 % kleiner als T mittel für <strong>de</strong>n<br />
gesamten Planeten nach Gl. 1.22 <strong>ist</strong>, welche die Konstanten (1/4) 1/4 = 0, 7071 . . . hat -<br />
anstelle von 0,69921 im äquivalenten Ausdruck.<br />
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