Sonnenlicht und Treibhauseffekt 175

Sonnenlicht und Treibhauseffekt
Vertiefung
Die Wellenlänge
Der Bereich der Strahlung und deren Farbe wird physikalisch durch die so genannte Wellenlänge l bestimmt.
Sie kennen Wellenlängenangaben vom Rundfunk
(Langwellen, Kurzwellen, UKW = Ultrakurzwellen).
Bei Licht sind die Wellenlängen sehr klein. Man gibt
sie deshalb in der Einheit Nanometer (nm) an:
1 nm = 10–9 m.
Einige Beispiele sind:
Radiowellen
Infrarot (IR, ➠ Bild 3)
Rot
Gelb
Violett
Ultraviolett (UV)
Röntgenstrahlen
> 0,1 m
1 mm bis 800 nm
800 nm
600 nm
400 nm
400 nm bis 10 nm
100 nm bis 10–4 nm
Zwischen der Glühtemperatur T und dem Maximum
der Ausstrahlung in ➠ Bild 2 besteht ein einfacher Zusammenhang, wenn man das Maximum mit seiner
Wellenlänge lm kennzeichnet: T ⋅ lm = konstant. Dies
ist das wiensche Verschiebungsgesetz: Mit steigendem
T verschiebt sich das Maximum zu kleineren Wellenlängen lm.
B 3: Die mit heißem Tee gefüllte Kanne strahlt anscheinend so, als ob sie auf über 1 000 °C erhitzt wäre. Doch
handelt es sich um IR-Strahlung, die mit einer IR-Kamera aufgenommen wurde. Dies erkennt man am
Treibhausgas CO2 , das aus dem Schlauch strömt. Es
absorbiert das IR, sieht also für die IR-Kamera schwarz
aus. Für unsere Augen dagegen ist CO2 genauso durchsichtig und damit unsichtbar wie Luft.
Interessantes
Woher hat die Sonne Energie und die Erde Materie?
Vor etwa 15 Milliarden Jahren entstand das Weltall im
so genannten Urknall. Seitdem dehnt es sich aus. Beim
Abkühlen bildete sich ein Gas freier Wasserstoffatome.
Die Resultierende der Gravitationskräfte, mit denen jedes Atom nach allen Seiten gezogen wird, ist aber nicht
überall null. Wo sich zufällig die Atome etwas anhäufen, bilden sich – auch heute noch – sehr schwache
Gravitationszentren, die weitere H-Atome zu sich heranziehen und immer größer werden. Seit etwa 10 Milliarden Jahren bauen sich so aus dem diffusen Nebel
massenreiche Sterne auf. Die gegenseitige potentielle
Energie der ursprünglich weit entfernten H-Atome
wandelt sich durch die Gravitationsanziehung in Bewegungsenergie der ungeordneten Teilchenbewegung um.
Diese wird im Sterninnern so heftig, dass dort Temperaturen von 20 Millionen Grad entstehen. Bei diesen
Temperaturen können keine neutralen H-Atome existieren, sondern nur freie Elektronen und Atomkerne
(Protonen H+). Trotz der Abstoßung ihrer positiven Ladungen kommen sich Letztere bei diesen hohen Geschwindigkeiten so nahe, dass sie zu Heliumkernen
verschmelzen. Bei dieser Kernverschmelzung (Fu-
sion) wird viel mehr Energie frei als bei der Kernspaltung in Atomreaktoren. Dies ist die konstante Quelle
der riesigen Energie, die die Sonne allseitig abstrahlt
und von der ein winziger Bruchteil unsere Erde trifft.
Der Wasserstoff in unserer Sonne reicht noch für einige
Milliarden Jahre; ein Kohlenhaufen gleicher Masse
wäre schon längst ausgebrannt.
Bei der Kernverschmelzung entstehen über das Helium
hinaus der Reihe nach auch schwere Kerne – bis hin zu
Eisen. Wenn nach Jahrmilliarden ein Stern seinen Wasserstoff verbraucht hat, stürzt er zusammen. Mit der dabei frei werdenden Gravitationsenergie wird in der weit
leuchtenden Fackel einer Supernova-Explosion ein
Teil der durch Fusion gebildeten schweren Kerne ins
Weltall geschleudert. Ebenfalls frei werdende Neutronen rüsten manche Kerne bis hin zum schweren Uran
auf. So entstehen auch heute noch die Elemente des Periodensystems. Vereinigen wiederum Gravitationskräfte diese „Abfallprodukte“ der Energieerzeugung zu
festen Materieklumpen, so bilden sich Planeten wie unsere Erde.
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