Das Sonnenspektrum    (Temperaturstrahlung der Sonne)

Überblick

 

Glühende Festkörper und heiße Gase unter hohem Druck erzeugen ein kontinuierliches Spektrum.
Erhitzte Metalldämpfe und Edelgase in geringer Dichte senden ein Linienspektrum aus (Applet von Physik 2000).

Das Licht der Sonne kann mit Hilfe eines Quarzprismas in seine Spektralfarben zerlegt werden.
Oberhalb und unterhalb des sichtbaren Bereichs lassen sich Infrarotstrahlung (IR) und Ultraviolettstrahlung (UV) nachweisen

Die Sonne  ist ein glühender Gasball von 1,39 106 km Durchmesser und einer Oberflächentemperatur von ca. 5700 °C.
Oberhalb der Erdatmosphäre beträgt die gesamte Strahlungsleistung der Sonne etwa 1368 W m-2 . Dieser Wert heißt auch Solarkonstante.

Allgemein sendet jeder Körper einer Temperatur T größer als 0 Kelvin elektromagnetische Strahlung aus. 
Die Intensität und Wellenlänge dieser Strahlung  lässt sich für einen "Schwarzen Körper" in Abhängigkeit von T berechnen.
Das Sonnenspektrum entspricht dem Spektrum eines "Schwarzen Körpers" der Temperatur 5700 K.

Hochwert:       Strahlungsleistung

Rechtswert:     Wellenlänge der Strahlung

µm bedeutet     Millionstel Meter

 

 

Das Maximum der Strahlungsleistung der Sonne liegt bei einer Wellenlänge von etwa 0,5 µm (=500 nm)

Der Wellenlängenbereich des sichtbaren Lichts liegt um dieses Maximum herum zwischen 0,4 µm (=400 nm, blau) bis 0,8 µm (=800 nm, rot).

Gefährliche ultraviolette (UV) Strahlung hat Wellenlängen zwischen 0,2 und 0,4 µm (200 nm - 400 nm).

Infraroter (IR) Wärmestrahlung hat Wellenlängen zwischen 0,8 µm und 3 µm (800 nm - 3000 nm).

 

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Aufgaben zum Sonnenspektrum

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