Warmtestraling

Elk zwart lichaam met een temperatuur boven het absolute nulpunt zendt straling uit, de zogenaamde 'black body radiation'. Deze straling heeft een spectrum met een klassieke vorm.

Een groot deel van de straling die de aarde uitzendt is infraroodstraling of warmtestraling. Deze straling wordt infrarood genoemd omdat ze een golflengte heeft groter dan rood licht en daarmee voor de mens onzichtbaar is. De binnenkomende zonnestraling bevat ook infraroodstraling, maar de piekintensiteit van straling van de zon ligt bij een veel kortere golflengte. Dat komt doordat het oppervlak van de zon een temperatuur heeft van ca. 6000 K. De wet van Wien geeft dit aan:

λ_piek [nm] = 2,9·10⁶ / T [K] (wet van Wien)

Als in bovenstaande wet de temperatuur van de zon, 6000 K, wordt ingevuld dan wordt voor zonnestraling een λ_piek van 483 nm gevonden. Voor de aarde wordt ongeveer 10.000 nm gevonden.

Naast de aard van de straling, onder meer gekarakteriseerd door de piekintensiteit in het spectrum, is het natuurlijk belangrijkrijk hoeveel straling de aarde uitzendt. Dit kan bepaald worden op basis van het werk van de natuurkundigen Stefan en Boltzmann. Hun werk heeft geleid tot de wet van Stefan-Boltzmann (1884), die zegt dat de straling uitgezonden door een ideaal zwart lichaam evenredig is met de oppervlaktetemperatuur van dat lichaam tot de 4^e macht:

S = σ · T⁴ (wet van Stefan-Boltzmann)

met:
S = hoeveelheid straling uitgezonden door een ideaal zwart lichaam [W/m²]
σ = constante van Stefan-Boltzmann [W/m²/K⁴] (= 5,67·10^-8 W/m²/K⁴)

Hoeveel energie de aarde uitzendt kan berekend worden door de aarde te beschouwen als een zwart lichaam met een bepaalde (gemiddelde) oppervlaktetemperatuur. Er geldt:

S_aarde = ε · σ · T⁴

met:
ε = emissiviteit, de mate waarin een echt oppervlak straalt als een ideaal zwart lichaam. Voor de aarde als geheel ligt deze waarde dicht bij 1.
T = (gemiddelde) temperatuur van het aardoppervlak [K]