Sonnenstrahlung oderSolarstrahlung ist die von derSonne ausgesandteStrahlung[1], die auf verschiedene physikalische Effekte zurückgeht. Der Teil deselektromagnetischen Spektrums der Sonne, der durch die Wärmeabstrahlung der heißen Sonnenoberfläche produziert wird, hat die größte Intensität im Bereich des sichtbarenLichts (Sonnenlicht). Abhängig von derWellenlänge wird die Sonnenstrahlung von derAtmosphäre mehr oder weniger stark absorbiert. Die an derErdoberfläche eintreffende Intensität hängt zudem stark vomWetter und vomSonnenstand ab.
Neben derelektromagnetischen Strahlung wird von der Sonne auch massebehafteteTeilchenstrahlung emittiert, die aber meist nicht zur Sonnenstrahlung gerechnet wird. Sie besteht aus den geladenen Teilchen desSonnenwinds und denNeutrinos, die bei derKernfusion und Folgereaktionen im Innern der Sonne entstehen.
Das Spektrum derelektromagnetischen Strahlung der Sonne hat sein Maximum bei etwa 500 nmWellenlänge (blau-grünesLicht), reicht aber von harterRöntgenstrahlung mit weniger als 0,1 nm bis zu langenRadiowellen. Das kontinuierlicheSpektrum ist von etwa 140 nm (UVC) bis etwa 10 cm (Mikrowelle) näherungsweise das einesSchwarzen Strahlers mit einer Temperatur von knapp 6000 K, was der Temperatur derPhotosphäre entspricht. Dieses Lichtspektrum unterteilt sich mit den Grenzen unserer Augenwahrnehmung in Ultraviolettes Licht (UV: 100–380 nm), sichtbares Licht (VIS (engl.: visible): 380–780 nm) und Infrarotes Licht (IR: 780 nm – 1 mm).
Im Bereich von naherInfrarotstrahlung (NIR) bis ins UV enthält das Spektrum eine Vielzahl vonAbsorptionslinien, die sogenanntenFraunhoferlinien. Sie entstehen durch Strahlungsabsorption in der Photosphäre der Sonne.
Sonneneruptionen, deren Häufigkeit von derSonnenaktivität abhängt, erhöhen die Strahlung im Röntgenbereich kurzfristig um mehrere Größenordnungen, tragen aber nur wenig zur Gesamtstrahlung bei. Oft werden sie von langwelliger Radiostrahlung begleitet (englischRadio bursts), die abhängig vom Intensitätsverlauf alsTyp I bisTyp V kategorisiert wird.
Die ruhige Sonne strahlt nicht nur im Lichtbereich, sondern im gesamtenRadiofenster. Dort ist ihr Spektrum nicht mehr das einesschwarzen Körpers, vielmehr steigt die effektive Temperatur von ca. 6000 K bei 1 cm Wellenlänge auf 1.000.000 K bei 10 m an. Ebenfalls mit der Wellenlänge wächst der scheinbare Durchmesser der Sonne, die Strahlung wird zunehmend von der äußeren Atmosphäre dominiert. Bei der ruhigen Sonne handelt es sich um thermischeBremsstrahlung freier Elektronen. Die wichtigsten Strahlungsanteile einer gestörten Sonne sind:
Die bei derKernfusion im Innern der Sonne entstehenden Neutrinos tragen 2 % der Fusionsleistung fort. Die gesamte elektromagnetischeStrahlungsleistung der Sonne wird durch die thermische Strahlung der Photosphäre dominiert, die um weniger als 0,1 % schwankt.
Die auf die Erde fallende Leistung schwankt wegen der Exzentrizität derErdbahn im Jahreslauf um knapp 7 %. Die mittlere Leistung pro Fläche wird Solarkonstante genannt. Sie wird außerhalb der Erdatmosphäre betrachtet und beträgt
Die Intensität der Sonnenstrahlung ist am Boden geringer als außerhalb der Atmosphäre, derenAbsorption undStreuung stark wellenlängenabhängig ist: Der vom menschlichen Auge wahrnehmbare Anteil, welcher knapp die Hälfte der solaren Strahlung ausmacht, erreicht bei klarem Wetter und hohemSonnenstand zum größten Teil die Erdoberfläche. Die nicht sichtbare Strahlung ist ganz überwiegend naheInfrarotstrahlung (NIR), die ca. 46 % der Strahlungsleistung ausmacht[2] und zu etwa einem Viertel in der Atmosphäre absorbiert wird, hauptsächlich durch Wassermoleküle. Von derUltraviolettstrahlung, welche weniger als 10 % der Strahlung ausmacht, dringt UVA weitgehend durch, hauptsächlich geschwächt durchRayleigh-Streuung, die auch dafür verantwortlich ist, dass derHimmel blau ist und man im Halbschatten braun wird. UVB wird von derOzonschicht stark absorbiert, UVC von Luftsauerstoff.
Die genaue Berechnung des Strahlungsflusses in Abhängigkeit von Sonnenstand und Höhe über dem Meeresspiegel ist schwierig. Näherungsweise berücksichtigt man lediglich die zu durchdringende Schichtdicke der Atmosphäre inAir Mass-Einheiten (Luftmasse) und dieSonnenscheindauer.Wolken vermindern dieDirektstrahlung,Dunst erhöht dieDiffusstrahlung. Diffusstrahlung und Direktstrahlung an einem Ort ergeben zusammen dieGlobalstrahlung.
Fällt die Sonnenstrahlung schräg ein, verteilt sie sich über eine größere Fläche, dieBestrahlungsstärke sinkt in Abhängigkeit desEinfallswinkels. Der Effekt verläuft dabei mit demSinus desHöhenwinkels. Der Einfluss derJahreszeiten in den Tropen ist kaum merklich. Da der Sonnenstand dort am Mittag immer steil ist, herrscht einTageszeitenklima. Außerhalb derWendekreise besteht ein polwärts zunehmender Unterschied zwischenSommer undWinter und zwar sowohl durch den Einstrahlungswinkel als auch durch die polwärts immer größeren Unterschiede bei denTageslängen.
InMitteleuropa steht die sommerliche Mittagssonne 60° bis 67° hoch und strahlt bei idealen wolkenfreien Wetterbedingungen auf eine zur Sonnenrichtung senkrecht stehende Fläche mit einer Strahlungsstärke von etwa 700–900 W/m². Im Winter sind es nur 13° bis 20° und bei kalter trockener Luft können zu Mittag durchaus auch Werte über 800 W/m² erreicht werden. DieSonnenscheindauer wird für Einstrahlzeiten gezählt, in denen die Direktstrahlung Werte von über 150 W/m² erreicht und der Schattenwurf anfängt Kontrast zu zeigen.
Die Erwärmung der Erdoberfläche hängt von derDauer des hellen Tages ab. Ende Juni beträgt die Dauer in Mitteleuropa etwa 16 Stunden, im Dezember 8 Stunden. Das Verhältnis der gesamten eingestrahlten Sonnenenergie beträgt zwischen diesen Monaten etwa 5:1 bis 10:1, wird aber durchWärmespeicherung vor allem durch dieMeere gemildert (Seeklima). Im Gegenzug strahlt die Erdoberfläche Wärme(strahlung) ab, Tag und Nacht. In den längeren Nächten im Dezember länger als in den kürzeren Nächten Ende Juni, was ebenso die gesamte resultierende Erwärmung oder Abkühlung der Erdoberfläche beeinflusst.
Beim Mikroklima hängt die Bestrahlungsstärke sowohl vom Einstrahlungswinkel ab als auch von derSonnenexposition.
DieTemperatur der Erdoberfläche wird global von der Strahlungsbilanz, demStrahlungshaushalt bestimmt. Damit wird das Zusammenwirken vonAbsorption undReflexion sowie Reemission und Streuung erfasst.
Die Messung der Sonnenstrahlung erfolgt überPyranometer (parallel zum Boden platziert),Pyrheliometer (der Sonne nachgeführt) oderSonnenscheinautographen. Letztere sind in der modernen Messtechnik inzwischen veraltet und wurden vor allem zur Bestimmung derSonnenscheindauer benutzt. Die Solarkonstante wird hingegen außerhalb der Atmosphäre überRadiometer gemessen.
