De Maan, haar temperatuur en de karakteristieken


Inhoud

Inleiding

De waarnemingsfase van het onderzoek

De verklarende fase van het onderzoek

  •     Stefan-Bolzmaan Model
  •     Klassiek Model
  •     Alternatief model ontwikkeld voor de Aarde
  •     Alternatief Model met buffer
  •     Samenvatting tot nu toe

Voorspellende fase van het onderzoek

  •     De zonneconstante SI
  •     Het seizoenspatroon van de SI
  •     Albedo of weerkaatsend vermogen
  •     Bufferend vermogen B
  •     Emissiviteit
  •     Samenvatting van de simulaties

Conclusies



Inleiding

Het artikel wat U nu leest dient om een omissie goed te maken. In mijn aantekeningen voor het artikel “”Had Fourier ongelijk?”” las ik dat ik de maan zou gebruiken als vergelijking voor de aarde. Het kwam er niet van. Het werd een soort gedrocht als de aarde zonder atmosfeer. Zoiets bestaat niet en als het wel bestond zou het veel lijken op de maan. Waarom de maan dan niet meteen mee genomen? Wel nu, om deze omissie goed te maken ga we ons nu bezig houden met de maan.

We gaan eerst de temperatuur bepalen van het oppervlak van de maan. Vervolgens gaan we kijken hoe goed het klassiek model deze temperatuur en haar karakteristieken kan verklaren. Vervolgens wordt gekeken of mijn alternatief model beter voldoet en hoe het eventueel kan worden verbeterd. Daarbij zullen we nog een paar andere omissies rechtzetten. Vervolgens zullen we een serie simulaties draaien voor de variabelen in ons model en kijken wat wij hier uit kunnen leren. We sluiten het artikel af met conclusies en wat er verder nog te onderzoeken valt. De opbouw van het artikel volgt de drie basistaken van de wetenschap; waarnemen, verklaren en voorspellen.

Ik wens U veel “”leering en de vermaak”” met het lezen van het artikel en hoop dat U net zo veel plezier beleeft in het lezen er van als ik had tijdens het onderzoek en het schrijven van het artikel.
terug naar inhoud


De waarnemingsfase van het onderzoek

De temperatuur die we zoeken is de gemiddelde temperatuur van het oppervlakte van de maan. Met behulp van het Stefan-Bolzmann model kunnen we dan proberen om deze temperatuur te verklaren.

De maan is een extreme wereld. De temperatuur loopt uiteen van wel 390 K overdag tot wel 70 K nachts. Maar uit extremen kun je geen gemiddelde afleiden. Probeer dit maar eens voor de aarde. De extremen hier lopen uiteen van + 60 °C in de Death Valley tot -90 °C in de buurt van Vostok Station in Antarctica. Als je dit uitmiddelt krijg je -15 °C en dit klopt niet. Het hoort + 15 °C te zijn. Het uitmiddelen van extremen werkt dus niet. Daar is een meer degelijker methode voor nodig.

Als we op zoek gaan naar gegevens komen we vanzelf uit bij de LRO, de Lunar Reconnaissance Orbiter. Een satelliet die sinds 2009 rondjes om de maan maakt en onder anderen de temperatuur meet. Onderstaand plaatje is een grafische weergave van dit meetwerk.

AbFab_Plot_2-neg

Plaatje 1 LRO temperatuur meting

In dit plaatje is de temperatuur vastgelegd over een maanjaar van 12 maandagen. per 10 ° breedtegraad beginnend met de evenaar van de maan. Hieruit kun je de gemiddelde temperatuur Tgem bepalen door de gegevens uit de grafiek te lezen. De gemiddelde nachttemperatuur Tnacht is ca 90 K. De gemiddelde dagtemperatuur Tdag dien je uit onderstaande tabel te berekenen.

Breedte Tmax Tmin Tgem weging1 weging2

  0           385    384    348,5    1         30

10           382    381    381,5    2         29,5

20           380    375    377,5    2         29

30           370    365    367,5    2         27

40           360    353    356,5    2         24,5

50           340    335    337,5    2         21

60           315    308    311,5    2        16,5

70           285    270    277,5    2        11,5

80           235    213    224      2          6

89          150       50    100      2          1

Tabel 1 Afleiding van de Tdag

De Tmax is in het begin van het jaar afgelezen, de Tmin halferwege het jaar. De wegingen zijn nodig om een goede schatting te verkrijgen van de Tdag. Weging 1 is nodig omdat ook op de maan de 0 ° lijn maar 1 maal voorkomt maar de 10 ° en overige breedtegraden 2 maal voorkomen, namelijk op het noordelijk halfrond en op het zuidelijk halfrond. Weging 2 is nodig omdat de lengte van de breedtegraden niet gelijk is. De 0 ° lijn is het langst en de 89 ° lijn is het kortst. Zonder deze weging zou de lage temperatuur van de zeer kleine 89 ° lijn te zwaar mee wegen in verhouding tot de veel langere en warmere 0 ° lijn. De schatting zou dan te laag uitvallen. De Tweging tel je op en deel je door som van de beide wegingen. Het resultaat is;

Tdag = 351 K, de Tnacht hadden we al op 90 K vastgesteld. De Tgem = (Tdag + Tnacht) / 2 = 220 K = -53° C. Het verschil tussen Tdag en Tnacht is extreem namelijk 261 K. De overgang van Tdag naar Tnacht en omgekeerd verloopt heel steil. De Tnacht verloopt vlak en er lijkt vooral voor de hogere breedtegraden sprake te zijn van een seizoenspatroon. Ook is te zien dat het op de evenaar warmer is dan op hogere breedtegraden.

Hiermee is de waarnemingsfase voltooid en kunnen we overgaan op de volgende fase. Hoe is de temperatuur en de karakteristieken van het oppervlakte van de maan te verklaren?
terug naar inhoud

De verklarende fase van het onderzoek

Stefan-Bolzmaan Model

Het verklaren van de temperatuur van de maan gebeurt met het Stefan-Bolzmann Model dat het verband aangeeft tussen stralingsenergie E in 1368 W/m2 en temperatuur T in K. Dit geldt voor een evenwicht situatie voor een blackbody. De algemene formules zijn T = 4√E/σ en E = σT4. Als de instralende stralingsenergie te hoog is voor de temperatuur zal de temperatuur stijgen en zal de blackbody meer stralingsenergie uitstralen tot de situatie weer in evenwicht is. Dit geld ook als bijvoorbeeld de temperatuur te hoog is in verhouding tot de instralende energie. In dit geval zal de temperatuur dalen tot er weer sprake is van een evenwicht situatie. Dit geldt in principe alleen voor een blackbody. Dit is een object dat de invallende energie volledig absorbeert, de object precies volgens de formule opwarmt en alle energie weer uitstraalt. Echte objecten zoals de aarde of de maan doen dit slechts bij benadering. Het zijn dan ook zogenoemde greybody’s. We gaan er voor het gemak van uit dat wat geldt voor een blackbody na aanpassing van de algemene formule ook zal gelden voor een greybody. Dit is niet nader onderzocht. Het is slechts een aanname maar het is algemeen gebruikelijk om net te doen of het van toepassing is. We zullen kijken of en in hoeverre de verklaringsmodellen in staat zijn om de temperatuur van het oppervlakte van de maan goed te kunnen verklaren.

Klassiek Model

De eerste poging tot verklaring vindt plaats via het klassiek model. In dit model wordt de zonne-energie gelijkmatig verdeeld over het oppervlak van in dit geval de maan volgens onderstaand plaatje. Waar de aarde (earth) staat dient u de maan te lezen.

plaatje-3-sun_earth_rad

Plaatje 2 Verdeling zonne-energie volgens klassiek model

Hierna wordt met behulp van de afgeleide vorm van het algemene Stefan-Bolzmann model de gemiddelde temperatuur Tgem bepaald van het oppervlak van de maan bepaald. Dit gaat met behulp van de volgende formule;

Tgem = 4√(SI*(1-α)/4ϵσ) met;

Tgem = gemiddelde temperatuur van het oppervlak van de Maan in Kelvin.

SI = De zonneconstante van 1368 W/m2

α = albedo of weerkaatsing van 0,07 d.w.z. 7 % v/d zonne-energie wordt weerkaatst. Dit lijkt heel weinig maar de albedo van het aardoppervlak is ook slechts 0,09.

ϵ = emissiviteit en dit is verhoudingsgetal tussen wat de maan werkelijk aan energie uitstraalt ten opzichte van een blackbody met de zelfde temperatuur. Het is een getal tussen 0 en 1. Het is hiermee af te leiden van uit de formules voor blackbody(bb) en greybody(gb);

ϵ = Ebb/Egb = σ * Tbb4 / (Tgb4 * σ * ϵ/(1-α) en Tbb = Tgb en 0<ϵ<1

ϵ = (1-α)/ϵ en 0<ϵ<1

ϵ2 = 1-α en en 0<ϵ<1

ϵ = √(1-α) en α = 0,07

ϵ = √0,93 = 0,96

σ = De Stefan-Bolzmann constante en is 5,67 * 10 -8

Hieruit volgt een Tgem = 276 K = 3 °C. Het is vastgesteld op 220 K = -53 °C. Dit lijkt er niet op. In het model zijn ook geen variabelen opgenomen om het te corrigeren. Verder valt op dat het Klassiek Model geen uitspraak doet over de extreme verschillen tussen de dag en de nacht. Kortom, deze benadering faalt. Waar ligt dit aan? Kan men het Stefan-Bolzmann model inderdaad alleen toepassen voor echt blackbody’s en niet voor grey body’s zoals de maan? Of komt het doordat men de zonne-energie gelijkmatig verdeelt over het oppervlak van de maan? Dit laatste komt niet overeen de waarneming. Men kan het zien aan het plaatje dat duidelijk een dagkant laat zien die alle zonne-energie krijgt en een nachtkant die geen zonne-energie krijgt.

Alternatief model ontwikkeld voor de Aarde

Het alternatief model zoals door mij is ontwikkeld voor de aarde verdeelt het oppervlak in een dagkant die alle zonne-energie ontvangt en een nachtkant die niets krijgt. Doordat de maan om haar as draait begint ze op beide kanten op te warmen en stralingsenergie uit te zenden. De helft van deze uitgestraalde energie dient bij de dagkant te worden opgeteld. Met behulp van het Stefan-Bolzmann Model bepaal je de temperatuur van de dagkant. De Tgem is bekend en met het Stefan_Bolzmann Model bepaal je de stralingsenergie die hierbij hoort. Het verschil tussen de stralingsenergie van de dagkant en van het gemiddelde is de opwarming die aan de dagkant heeft plaats gevonden. Onder de evenwichtvoorwaarde is deze opwarmingsenergie aan de dagkant weer beschikbaar voor de afkoeling voor de nachtkant. Dit levert de stralingsenergie voor de nachtkant op en hieruit bereken je weer met het Stefan-Bolzmann Model de temperatuur van de nachtkant. Hiermee zijn alle gevraagde grootheden bekend en kun je controleren of dit overeenkomt met de gemeten waarden. Op deze wijze kun je beoordelen of het alternatief model voldoet;

Edag = instraling + ½ uitstraling

Edag = ½*SI + ½*½*SI(1-α)

Edag = SI(½ + ¼ (1-α)) = 1002 W/m2

Tdag = 4√( SI(½ + ¼ (1-α))/ ϵσ) = 368 K

Egem = ϵσ*Tgem,gemeten4/(1-α) = 128 W/m2

Eopwarming = Edag – Egem = 1002 – 128 = 874 W/m2

Eafkoeling = Eopwarming in evenwicht

Enacht = Egem – Eafkoeling = 0 W/m2 er blijft niets over

Tnacht = 0 K

Tgem, verklaard = (Tdag+Tnacht)/2 = 184 K

In tabelvorm krijg je het volgende;

                        E    Tam   Tgemeten commentaar

Nacht               0        0      90            klopt niet

Gemiddeld   128    184    221            te laag

Dag            1002    368    351            klopt goed

Het door mij ontwikkeld alternatief model voldoet ook niet zo heel goed. De Tdag,verklaard voldoet goed. De fout zit hem in de berekening van de Tnacht = 0 K. Dit wijkt sterk af van de gemeten waarde van 90 K = -183 °C. Dit is weliswaar heel koud maar beslist geen 0 K. Hierdoor is ook de berekening van de Tgem te laag. Hoe verklaren we dit verschil en welke aanpassingen zijn er nodig in het alternatief model? Hierover gaat de volgende paragraaf.

Alternatief Model met buffer

Het verschil tussen de gemeten temperatuur en de berekende temperatuur voor de maan is negatief. We komen energie te kort. Het is mogelijk dat het verschil kan worden aangevuld met andere bronnen van energie dan de zonne-energie. Men kan dan denken aan bijvoorbeeld radioactiviteit, kosmische straling, rotatie-energie en getijdenenergie. Zoals de maan eb en vloed op aarde veroorzaakt zal ook de aarde invloed hebben op de maan. Dit is een bron van energie. Men kan ook denken aan achtergrondstraling vanuit het heelal. Fourier zag dit als een belangrijke aanvulling op de zonne-energie. Hij schatte het in op ca het equivalent van de gemiddelde temperatuur van het poolgebied en die is ca 258 K = -15 °C. We weten echter nu dat deze achtergrondstraling heel gering is. Slechts het equivalent van 3 K. We komen veel meer tekort namelijk het equivalent van 90 K. Een extra bron van energie kan ook vulkanisme zijn. Maar Fourier verwierp deze extra bron van energie al voor de aarde. Voor alle hier genoemde bronnen van extra energie geldt dat ze voor de aarde als verwaarloosbaar worden beschouwd voor het bepalen van de gemiddelde temperatuur van het oppervlak. Dat zal voor de maan niet veel anders zijn. Hoe lossen we dit tekort dan wel op?

Op de website van LRO staat een interessante mededeling. Tijdens de Apollo vluchten op de maan zijn allerlei metingen verricht. Vlucht 15 en 17 toonden aan het dag-nacht ritme tot op een diepte van 80 cm aantoonbaar is. Dit levert blijkbaar genoeg bufferend vermogen op om te verhinderen dat de nachttemperatuur terug valt tot 0 K en blijft steken op 90 K. Hoeveel bufferend vermogen is hiervoor nodig? Dit kan men met het Stefan-Bolzmann Model bepalen. Deze buffer B komt erbij voor de nachtkant en gaat er af voor de dagkant. Het model heeft verder nog een aanpassing nodig voor albedo en emissiviteit. Alleen voor de dagkant geldt het weerkaatsend vermogen. Alleen daar wordt iets ingestraald. Aan de nachtkant wordt alleen uitgestraald naar het heelal. De albedo is daar dus 0 en de emissiviteit is dan dus 1. Je hebt hierdoor twee sets van voor α en ϵ. Dit levert het volgende model op;

Tnacht = 4√( B)/σ) = 90 K

Enacht = B = 904 * σ = 3,72 W/m2 De rest van de uitstraling SI(¼ (1-α) ontsnapt naar het heelal en zorgt voor de steile overgang tussen de Tdag en de Tnacht

Edag = SI(½ + ¼ (1-α)) –B = 998,42 W/m2

Tdag = 4√( SI(½ + ¼ (1-α)-B)/ϵσ) = 368 K

Tgem = (Tdag+Tnacht)/2 = 229 K

Dit komt al een stuk beter in de buurt. Mijn alternatief model ontwikkeld voor de aarde voldoet niet eens zo heel slecht. Wat ontbrak was een methode om energie van de dagkant naar de nachtkant te krijgen. Zonder energie stort de temperatuur van de nachtkant ineen tot 0 K en dit gebeurt gewoon niet. Er was een aanpassing nodig en dat is bufferend vermogen. Aan de dagkant wordt de buffer opgeladen en aan de nachtkant ontlaadt de buffer. Opeens blijkt dat het Stefan-Bolzmann model ook voor greybody’s goed voldoet. Dit is het meest eenvoudig model denkbaar.

Samenvatting tot nu toe

Als we de resultaten van het onderzoek tot nu toe in tabelvorm samenvatten krijgen we het volgende resultaat;

Model   Tgem  Tdag  Tnacht commentaar

LRO       221      351     90     gemeten

KM         276          –        –      voldoet niet

AM-zB   184      368       0      voldoet niet

AM-mB  229      368     90      voldoet goed

Hiermee kunnen we de verklarende fase van het onderzoek voorlopig afronden. Het Klassiek Model(KM) voldoet ook niet voor de maan. Het alternatief model(AM-zB) dat ik voor de aarde ontwikkeld heb voldoet voor de maan evenmin. Het is nodig om het Alternatief Model met een bufferend vermogen aan te vullen(AM-mB) om een model te verkrijgen dat wel goed voldoet. Het was verstandig geweest als ik eerst met de maan was begonnen en niet meteen geprobeerd heb om een alternatief model te ontwikkelen voor de aarde. Alleen al de aanwezigheid van een atmosfeer maakt de zaak al veel moeilijker. Het zou de geloofwaardigheid van mijn onderzoek ten goede zijn gekomen en mogelijk was het model een stuk beter ontvangen. Er was veel kritiek op mijn alternatief model voor de aarde en niet ten onrechte. Het artikel “”Had Fourier ongelijk?”” dient op veel punten herzien te worden. Toch blijf ik erbij; Mijn uitgangspunt dat de zonne-energie niet gelijkmatig over het oppervlak van de aarde of maan wordt verdeeld is juist. Het is in strijd met de waarneming. Door uit te gaan van de juiste waarneming dat de zonne-energie alleen ontvangen wordt door de dagkant en dat de nachtkant niets krijgt is juist en vanuit dit juiste gegeven is het gelukt om een geloofwaardig model op te stellen dat een prima verklaring levert voor de temperatuur van het oppervlak van de maan en haar karakteristieken. Dit zijn belangrijke opgaven voor de wetenschap; waarnemen en verklaren.

Wat nu nog rest is het verklaren van de waarneming dat het op de evenaar van de maan warmer is dan op de beide polen. Dit heeft te maken met de hoek waarin de zonne-energie invalt. Op de evenaar valt het recht op het oppervlak in. Voor de beide polen valt het vrijwel horizontaal in. De energie die je overhoudt van de zonneconstante is voor de evenaar dus veel hoger dan voor de beide poolgebieden van de maan. De maximale energie Emax=SI * cos(breedtegraad) en dit is weer bepalend voor de maximale temperatuur voor de breedtegraad. Het klinkt heel eenvoudig en dat is het ook maar het dient wel verklaard te worden.

Hiermee is zoals gezegd de verklarende fase van ons onderzoek afgesloten en kunnen we over gaan tot het voorspellen.
terug naar inhoud

Voorspellende fase van het onderzoek

De voorspellingen die we op grond van ons model gaan doen bestaan uit een aantal simulaties vanuit het model. Wat gebeurt er als we één variabele veranderen onder gelijkhouding van de overige variabelen? Alleen σ de Stefan-Bolzmann constante is een echte constante. Met de rest van de variabelen kun je spelen en kijken in hoeverre hier iets wijzer uit wordt.

De zonneconstante SI

We beginnen onze simulatie met de zonneconstante SI. Hoewel we hier spreken van een constante is dit niet juist. De SI varieert enigszins. Een van de oorzaken hiervan is de zonnevlekkencyclus van ca 11 jaar. We zullen een tweede omissie goedmaken die we in ons vorige onderzoek hebben gemaakt en uitzoeken wat het effect hiervan is op de temperatuur van de maan. Daarvoor bekijken we de volgende grafiek;

plaatje-3-SolarIrradianceGraph

Plaatje 3 Satellietmetingen van de SI en zonnevlekkencyclus

De SI is gemeten met behulp van satellieten. De waarde van de SI loopt enigszins uiteen. We hebben voor ons onderzoek een waarde van 1368 W/m2 genomen. De variatie die je uit de grafiek kunt aflezen op grond van de zonnevlekkencyclus is dan ca 1368 +/- 1,5 W/m2. Er worden ook andere meest lagere waarden genoemd. Dit geeft enigszins andere uitkomsten maar de essentie van ons verhaal verandert hierdoor niet.

Het effect van de zonnevlekkencyclus in tabelvorm;

Cyclus       SI      Tgem   Tdag Tnacht Tverschil

Hoog       1369,5  228,8   367,7   90      277,7

Normaal  1368     228,8   367,6   90      277,6

Laag       1366,5   228,7   367,5   90     277,5

Het verschil in temperatuur over de zonnevlekkencyclus is heel gering en het is maar de vraag of het ook gemeten is door de LRO. De meetreeks is nog erg kort. Dit is iets wat nader onderzocht zou moeten worden.

Het seizoenspatroon van de SI

In de grafiek van de temperatuur gemeten door de LRO lijkt er sprake van te zijn van een seizoenspatroon. Dit hangt samen met het feit dat de maan om de aarde draait en de baan van de aarde om de zon geen cirkel is maar een ellips. Dat betekent dat de afstand van de aarde tot de zon en hierdoor van de maan tot de zon niet constant is. Daardoor is de zonneconstante SI ook niet constant want deze hangt mede af van de afstand van de aarde en dus de maan tot de zon. De SI op de kortste afstand is hoger namelijk 1412 W/m2 en op de langste afstand lager namelijk 1321 W/m2 dan de gemiddelde waarde van 1368 W/m2. In tabelvorm ziet dit er als volgt uit;

Afstand           SI    Tgem    Tdag  Tnacht  Tverschil

Kort            1412       230      371      90          280

Gemiddeld 1368       229      368      90          278

Lang           1321       227      364     90          274

Dit effect is sterk genoeg en met een lengte van maar een jaar kort genoeg om waargenomen te worden in de grafiek van de temperatuur gemeten door de LRO en dan met name voor de hogere breedtegraden van de maan. Met een lagere waarde van SI wordt de Tdag kleiner en daardoor de Tgem. Ook wordt het verschil tussen Tdag en Tnacht kleiner.

Albedo of weerkaatsend vermogen

De volgende simulatie richt zich op de albedo α, het weerkaatsend vermogen van het oppervlakte van de maan. Hoewel voor de dagkant geldt dat de emissiviteit ϵ = √(1-α) doen we net even of je de α kunt veranderen zonder de ϵ mee te laten veranderen. Hoe realistisch dit is laat ik hier even in het midden. Voor het effect van en hogere of lagere albedo zie de volgende tabel;

Albedo Tgem   Tdag   Tnacht   Tverschil

0,00        230     370       90        280

0,07        229     369       90        279 = albedo maan

0,10        229     368       90        278

0,14        228     366       90        276

0,305      225     360       90        270 = albedo aarde

0,50        222     354       90        264

Een hogere albedo betekent een lagere Tdag , de Tnacht verandert niet. De Tgem wordt hierdoor lager. Ook is er een afname van het verschil tussen de Tdag en de Tnacht.

Bufferend vermogen B

De volgende variabele waarmee we aan de slag gaan in het bufferend vermogen B. Dit drukken we uit in het equivalent van stralingsenergie. Dit om het effect te kunnen bepalen met behulp van het Stefan-Bolzmann model. In tabelvorm ziet dit er als volgt uit;

B      Tgem     Tdag    Tnacht   Tverschil

  0       184         368             0     368 = maximaal

  3,72   228        368           90     278

  5        232        367           97     270

10        241        367         115     252

25        255        366         145     221

50        268        363         172     191

100      282        358         205     153

250      300        342         258       84

500      308        310         306         4

510      308        308         308         0 = minimaal

Hoe hoger de buffer B hoe hoger de Tnacht. De Tdag wordt iets lager en de Tgem wordt iets hoger. Het verschil tussen Tdag en Tnacht wordt steeds kleiner. Bij een bufferend vermogen B van ca 510 W/m2 treedt er een verzadiging op. Vanaf dit moment is er geen verschil meer tussen de Tdag en de Tnacht en zal de Tgem niet verder meer stijgen. Het lijkt erop dat we de belangrijkste variabele hebben gevonden als het gaat om de gemiddelde temperatuur en haar karakteristieken te verklaren. Er blijft nog een variabele over in ons model en dat is de emissiviteit ϵ.

Emissiviteit

Het gaat hierbij om de emissiviteit van de dagkant. De ϵ van de nachtkant blijft gewoon 1. Dit vanwege het feit dat de ϵ bepaald wordt door de α. Alleen aan de dagkant is sprake van weerkaatsing aan de nachtkant niet. Ook hier doen we een simulatie en kijken wat het oplevert. De ϵ mag geen nul zijn want dan deel je door nul en dat mag niet;

ϵ       Tgem    Tdag   Tnacht   Tverschil

  1       227         364        90       274

0,9      232         374        90       284

0,75    241         391        90       301

0,5      262         433        90       343

0,25    303         515        90       425

0,1      369         648        90       558

Als je de emissiviteit kleiner wordt stijgt deTdag, De Tnacht blijft gewoon 90 K. De Tgem stijgt en het verschil tussen Tdag en Tnacht neemt toe. Als de emissiviteit heel klein wordt loopt de temperatuur heel erg op.

Samenvatting van de simulaties

Hiermee hebben we alle variabelen in ons model onderzocht. De fase van het voorspellen, dat wil zeggen van de simulaties van variabelen in ons verklarend model is hiermee voltooid. Als we alles samenvatten krijgen we de volgende tabel;

Variabele  Tgem  Tdag  Tnacht  Tverschil

SI↑                 ↑         ↑           –            ↑

α ↓                 ↑         ↑           –            ↑

B ↑                 ↑         ↓           ↑           ↓

ϵ ↓                  ↑         ↑           –            ↑

Het onderzoek naar de temperatuur van het oppervlak van de maan is bedoeld om een beter model te krijgen voor het verklaren voor de temperatuur van het oppervlakte van de aarde. Er is op aarde sprake van opwarming De Tgem van de aarde stijgt. Dit is bepalend voor het weergeven van de variabelen in de tabel. Dit wil dus zeggen dat als de SI stijgt, de Tdag stijgt en daardoor de Tgem. Voor de Tnacht maakt het volgens het model niets uit. Het verschil tussen Tdag en Tnacht neemt toe. Om te kunnen achterhalen wat de oorzaak is van de opwarming van de aarde dient je dus niet alleen te kijken naar de afwijking van de Tgem ten opzichte van de basisperiode maar dien je ook te kijken naar het dagnachtritme. Alleen door de combinatie van beiden grootheden kun je een zinnige uitspraak doen over de oorzaken van de opwarming op aarde.
terug naar inhoud

Conclusies

De gemiddelde temperatuur van het oppervlak van de maan laat zich niet afleiden uit extremen. Het kost heel wat meer werk om dit te achterhalen. Met behulp van de grafiek va de LRO kun je het bepalen; Tgem = 220 K, Tdag = 351 K, Tnacht = 90 K en het verschil tussen Tdag en Tnacht = 261 K. De extremen zijn groot, de overgangen van Tdag naar Tnacht en omgekeerd verlopen heel steil. De Tnacht verloopt vlak. Op de evenaar is het warmer dan op de poolgebieden en er is sprake van en seizoenspatroon. Voor zover de waarneming

De Tgem kan niet worden verklaard met behulp van het klassiek model die de zonne-energie gelijkmatig over het oppervlak van de maan verdeelt. Dit ligt niet aan het tekortschieten van het Stefan-Bolzmann model voor greybody’s. Het alternatief model dat voor de aarde is ontwikkeld voldoet evenmin. Het is nodig om het uit te breiden met een bufferfunctie B. Hiermee voldoet het alternatief model wel. Dat het op de evenaar warmer is komt doordat de zonne-energie recht invalt. Voor hogere breedtegraden is er een invalshoek. Hoe hoger deze is hoe minder er aan energie van de zonneconstante SI overblijft. Het seizoenspatroon komt voort uit het feit dat de baan van de aarde om de zon geen cirkel is maar een ellips. De maan draait om de aarde en heeft dus verschil in afstand tot de zon en dit is een van de variabelen die bepalend zijn voor de SI.

De emissiviteit ϵ is afleidbaar uit de formules voor blackbody’s en greybody’s en dit levert op dat ϵ = √(1-α). Dit heeft alleen effect voor de dagkant. Alleen hier is sprake van weerkaatsing. Hiermee is de verklarende fase afgerond.

Simulaties met variabelen in het verklarend model geven aan dat;

De zonnevlekken cyclus modelmatig aantoonbaar is maar dat nader onderzoek nodig is om te bepalen of dit terug te vinden is in de metingen. Het effect is vrij gering.

Een toename van de zonneconstante SI leidt tot een toename van de Tdag en daarmee tot de Tgem. Het verschil tussen Tdag en Tnacht neemt toe.

Een lager albedo α leidt tot een hogere Tdag en dus tot een hoger Tgem. Het verschil tussen Tdag en Tnacht neemt toe.

Voor het bufferend vermogen B van het oppervlak van de maan geldt dat hoe hoger deze is des te hoger is de Tnacht, de Tdag wordt iets kleiner en de Tgem neemt hierdoor toe. Het verschil tussen de Tdag en de Tnacht neemt af. De lage Tgem en de extreme verschillen tusen Tdag en Tnacht komen voort uit een gering bufferend vermogen van het oppervlak van de maan en de afwezigheid van bijvoorbeeld een atmosfeer, oceaan, ijskappen en een biosfeer. Al deze zaken dragen bij aan een hoger bufferend vermogen.

Voor de emissiviteit ϵ geldt hoe hoger deze is hoe hoger de Tdag. De Tnacht blijft gelijk en de Tgem neemt toe. Het verschil tussen Tdag en Tnacht neemt toe.

Voor het verklaren van de verandering van de temperatuur moet je niet alleen kijken naar de afwijking ervan ten opzichte van de basisperiode zo als dit meestal plaatsvindt maar dien je ook naar de verandering van het dagnachtritme te kijken. Alleen de combinatie van beide veranderingen geeft inzicht in welke variabelen de verandering veroorzaken. Het is zaak om dit nader uit te werken in de vervolg onderzoek voor de gemiddelde temperatuur van het oppervlak van de aarde. Het door mij ontwikkeld model is de meest eenvoudige manier om de zaken weer te geven. een verdere vereenvoudiging leidt tot een model, het klassieke model, dat niet instaat is om de temperatuur en haar karakteristieken te verklaren.

Hiermee ronden wij de voorspellende fase van het onderzoek af. En zijn we aan het einde van dit onderzoek gekomen.

Het onderzoek is met veel plezier verricht en hoewel het veel werk is bleek ook dat het schrijven van dit verslag beslist een waar genoegen is geweest. Ik hoop dat U net zoveel plezier beleeft heeft in het lezen van het verslag en dat het mag bijdrage aan een toename in Uw kennis en belangstelling voor het klimaat en het op aarde plaatsvinden van de klimaatverandering. Want dit is de reden dat ik dit onderzoek verricht. Wat is de temperatuur, wat zijn de karakteristieken, hoe verklaar je dit en hoe verklaar je de (klimaat)verandering.
terug naar inhoud

Advertenties

Over Raymond Horstman

Onderzoeker, analist, schrijver. Havo B-pakket, HBO analytische chemie en propedeuse Bestuurskunde aan de Universiteit van Twente. Een brede belangstelling in algemene zaken en een bijzondere interesse in klimaatstudies. De webmaster dient niet verward te worden met mijn naamgenoot de architect. Dit is echt een heel ander persoon.
Dit bericht werd geplaatst in artikel en getagged met , , , , . Maak dit favoriet permalink.

3 reacties op De Maan, haar temperatuur en de karakteristieken

  1. natuurfreak zegt:

    Boeiend hoe u alles tegen elkaar afweegt.

    Liked by 1 persoon

  2. Pingback: Overzicht van mijn artikelen tot nu toe gepubliceerd | Raymond FANTASTische Horstman

  3. Pingback: Het ontwikkelen van een simpel model om het verschil in temperatuur karakteristieken tussen de Maan en de Aarde te verklaren | Raymond FANTASTische Horstman

Geef een reactie

Vul je gegevens in of klik op een icoon om in te loggen.

WordPress.com logo

Je reageert onder je WordPress.com account. Log uit / Bijwerken )

Twitter-afbeelding

Je reageert onder je Twitter account. Log uit / Bijwerken )

Facebook foto

Je reageert onder je Facebook account. Log uit / Bijwerken )

Google+ photo

Je reageert onder je Google+ account. Log uit / Bijwerken )

Verbinden met %s