Der atmosphärische Treibhauseffekt ist Realität - Ing-buero-ebel.de
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1 Smith<br />
Zusätzlich zu <strong>de</strong>r effektiven Temperatur wird eine durchschnittliche Temperatur von <strong>de</strong>r<br />
vierten Potenz beobachtet, die für das thermische Strahlungsproblem relevant <strong>ist</strong>. Wir sollten<br />
auch auf die natürlichen durchschnittliche Temperatur für die planetarische Oberfläche<br />
schauen:<br />
T mittel (t) = 1 ∫<br />
T (x, t)dx (1.11)<br />
4πr 2<br />
Wie Gerlich und Tscheuschner [6] in ihrem Abschnitt 3.7 bemerken, <strong>ist</strong> wegen <strong>de</strong>r Höl<strong>de</strong>rschen<br />
Ungleichung, die durchschnittliche Temperatur T mittel (t) immer kleiner als o<strong>de</strong>r gleich<br />
<strong>de</strong>r effektiven thermischen Strahlungstemperatur T eff (t), so dass Tmittel 4 (t) kleiner o<strong>de</strong>r gleich<br />
Teff 4 (t) <strong>ist</strong> und nach Neuordnung von Gl. (1.10) ergibt sich folgen<strong>de</strong> Beschränkung <strong>de</strong>r durchschnittlichen<br />
Temperatur:<br />
(<br />
)<br />
Tmittel(t) 4 1 (1 − a eff (t))S(t)<br />
≤<br />
− ĖP lanet(t)<br />
(1.12)<br />
σɛ eff (t) 4<br />
4πr 2<br />
1.6 EINIGE BEISPIELE<br />
1.6.1 Mo<strong>de</strong>ll 1: Nichtrotieren<strong>de</strong> Planeten<br />
Lassen Sie uns zunächst das einfachen Planetenmo<strong>de</strong>ll von Gerlich und Tscheuschner [6, Abschnitt<br />
3.7.4] lösen. Dies <strong>ist</strong> ein nicht-rotieren<strong>de</strong>r Planet (o<strong>de</strong>r ein Planet mit einer parallel<br />
zur Rotationsachse eingehen<strong>de</strong>n Strahlung) ohne internen Wärmetransport im konstanten<br />
lokalen Strahlungs-Gleichgewicht, so dass ĖP lanet immer Null <strong>ist</strong>. Die Nicht-Rotation entfernt<br />
alle Zeit-Abhängigkeiten. <strong>Der</strong> Emissionsfaktor wird überall als 1 angenommen; auch S<br />
und a wer<strong>de</strong>n als einheitlich angenommen. Auch die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung wird<br />
ignoriert, so dass die unbeleuchtete Seite <strong>de</strong>s Planeten immer auf <strong>de</strong>m absoluten Nullpunkt<br />
<strong>de</strong>r Temperatur <strong>ist</strong>. Mit Gl. (1.2) erhalten wir schnell aus <strong>de</strong>r lokalen Bestrahlungsstärke<br />
s(x) die lokale Temperatur für die beleuchtete Seite <strong>de</strong>r Er<strong>de</strong>:<br />
T Mo<strong>de</strong>ll1 (x) = {(1 − a) cos[Θ(x)]S/σ)} 1/4 (1.13)<br />
Die durchschnittliche Temperatur ergibt sich durch die Integration über diesen Bereich:<br />
T mittel =<br />
[(1 − a)S/σ]1/4<br />
4π<br />
π<br />
∫2<br />
Die effektive Temperatur wird ähnlich erhalten<br />
T 4 eff =<br />
0<br />
(1 − a)S/σ<br />
4π<br />
cos 1/4 (Θ)2π sin(Θ)dΘ = 2 5 [(1 − a)S/σ]1/4 (1.14)<br />
π<br />
∫2<br />
0<br />
cos(Θ)2π sin(Θ)dΘ = 1 [(1 − a)S/σ] (1.15)<br />
4<br />
Díese Temperaturen sind sicher, wenn Gl. (1.10) erfüllt <strong>ist</strong>, d.h. wenn ĖP lanet gleich Null<br />
<strong>ist</strong>.<br />
Also <strong>ist</strong> in diesem Fall das Verhältnis T mittel /T eff gleich 2 √ 2/5 o<strong>de</strong>r etwa 0,566, und<br />
die durchschnittliche Temperatur <strong>de</strong>s Planeten <strong>ist</strong> infolge<strong>de</strong>ssen weit unter <strong>de</strong>r effektiven<br />
Temperatur in diesem einfachen Mo<strong>de</strong>ll. Wer<strong>de</strong>n diese Zahlen auf die Er<strong>de</strong> angewen<strong>de</strong>t<br />
wird T eff 255 K und T mittel 144 K, für diese nicht-rotieren<strong>de</strong> atmosphären-freie Version <strong>de</strong>s<br />
Planeten.<br />
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