Redigerer Drivhuseffekt (avsnitt)

==== Sollys og stråling ====
[[Fil:X Class Solar Flare Sends ‘Shockwaves’ on The Sun (6965217647).jpg|mini|Solens overflate fotografert i et øyeblikk med stor [[Solflekksyklusen|solaktivitet]]. Det er spesielt når solen har sine aktive perioder at energiutsendelsen er på sitt mest intense. {{byline|NASA Goddard Space Flight Center}}]]

Solen sender ut [[energi]] i form av [[elektromagnetisk stråling]] som spres ut i verdensrommet. Det er flere måter å måle denne strålingen på, en kan for eksempel uttrykke den ved hjelp av ''[[irradians]]'' eller [[bølgelengde]]. Irradians forteller om strålingens [[effekt]] per flateenhet, og måles i [[Watt|W]]/m<sup>2</sup>. Bølgelengde har å gjøre med strålingens bølgeegenskaper, og måles i [[Mikrometer|μm]] (mikrometer). Strålingen fra solen er av forskjellige typer. Disse har ulike bølgelengder og dermed ulik energiintensitet, slik at kort bølgelengde innebærer sterk energiutstråling, mens lengre bølgelengder gir svakere stråling. Den sterkeste strålingen fra solen har bølgelengde rundt {{nowrap|0,5 μm}}.{{sfn|Grønås|2011|p=52}}

Alle legemer sender ut elektromagnetisk stråling, eller som en også sier: De [[Emisjon (fysikk)|emitterer]] energi eller stråling i et spekter av ulike bølgelengder. Temperaturen til legemet er det som først og fremst bestemmer bølgelengden til strålingen, slik at høy temperatur betyr mer energiutsendelse og altså kortere bølgelengder. Et objekt som har en temperatur på {{nowrap|500 °C}} eller høyere, sender ut stråling i form av [[Lys|synlig lys]]. Legemer med lavere temperatur sender ut stråling som ikke kan sees av det menneskelige øyet, men som kan føles som [[varmestråling]].{{sfn|Grønås|2011|p=52}}

Strålingen fra et legeme (objekt) beskrives av [[Stefan-Boltzmanns lov]]:{{sfn|Grønås|2011|p=53}}

:<math> E = \sigma T^{4}</math>

der '''''σ''''' er [[Stefan-Boltzmanns konstant]] og '''''T''''' er legemets temperatur målt i [[Kelvin]] (K). '''''E''''' er maksimal strålingsenergi per sekund per m<sup>2</sup> av legemets overflate, og måles i W/m<sup>2</sup>. Stefan-Boltzmanns lov gjelder for såkalte ''[[Svart legeme|sorte legemer]]''.{{sfn|Grønås|2011|p=53}} Et ideelt sort legeme absorberer all innkommende stråling, innenfor alle bølgelengder, men trenger ikke å se sort ut for det menneskelige øyet.{{sfn|Grønås|2011|p=55}}

[[Wiens forskyvningslov]] sier at den spektrale energitettheten til [[varmestråling|sort stråling]] ikke varierer med bølgelengden og temperaturen uavhengig av hverandre, men på en sammenkoblet måte. Ut fra denne sammenhengen finner en at solen, med en overflatetemperatur på {{nowrap|6000 K}}, vil ha maksimal emisjon for stråling med bølgelengde {{nowrap|0,5 μm}}. Tilsvarende beregning for jordoverflaten, med en temperatur på rundt {{nowrap|300 K}}, gir en bølgelengde på {{nowrap|10 μm}}. Strålingen fra solen betegnes dermed som kortbølget, mens jordoverflatens stråling kalles langbølget; infrarød stråling eller varmestråling.{{sfn|Grønås|2011|p=53}}

Et objekt (gjenstand eller gass) som absorberer mye stråling, vil også emittere mye stråling. En helt sort overflate er derfor effektiv både til å absorbere stråling og til å emittere den. Derimot vil en reflekterende overflate absorbere og emittere lite stråling.{{sfn|Houghton|2009|p=23–25}} Det meste av jordens overflate, også snø og is, ville sett «sort» ut om det menneskelige øye hadde kunne oppfattet langbølget stråling. Dette betyr at jordens overflate absorberer nesten all langbølget stråling og nesten ikke reflekterer noe tilbake.{{sfn|Houghton|2009|p=22}}

Det er i tillegg slik at et objekt bare kan absorbere og emittere stråling med visse bølgelengder. Absorpsjon til og emittering fra objektet skjer med de samme bølgelengdene. Denne sammenhengen er kjent som [[Kirchhoffs strålingslov]].{{sfn|Grønås|2011|p=55}}

[[Fil:Fraunhofer lines.jpg|mini|Solens spektrum der tilhørende bølgelenge er vist, med måleenhet nanometer (nm=1∙10<sup>-9</sup> m). De sorte strekene er de såkalte ''[[Fraunhofer-linje]]ne''. ]]

Solens stråling har bølgelengder som for en stor del ligger mellom 0,4 og {{nowrap|0,7 μm}}. Bølgelengdene innenfor det synlige båndet (intervallet) oppfattes som ulike farger av det menneskelige øyet. Av solens totale emitterte stråling er rundt 44 % innenfor båndet av bølgelengder som kan sees, rundt 37 % er infrarød (varme) stråling, mens resten er ultrafiolett stråling. Hverken infrarød eller ultrafiolett stråling kan oppfattes av det menneskelige øyet.{{sfn|Grønås|2011|p=54}}

På toppen av atmosfæren er effekten av det innkommende sollyset tilnærmet konstant på {{nowrap|1368 W/m<sup>2</sup>}}. Dette tallet er kjent som [[solarkonstanten]], og bare visse mindre variasjoner gjelder for dette.{{sfn|Grønås|2011|p=56}}{{sfn|Wallace og Hobbs|2006|p=119}} Den solare irradiansen, som er den gjennomsnittlige globale innstrålingen til jorden, er derimot på bare cirka {{nowrap|340 W/m<sup>2</sup>}}. Dette er så mye mindre enn solarkonstanten (1/4), ettersom jorden er kuleformet.{{sfn|Hartmann|1994|p=25}}

Jordens bevegelse og posisjon i forhold til solen, skaper [[årstid]]svariasjoner for solenergien som mottas. Dette skyldes at jordbanen rundt solen ikke er sirkelformet, men [[ellipse]]formet. I tillegg ligger solen i et av ellipsens brennpunkt og ikke i senteret av denne banen. Andre forhold av betydning er den [[Aksehelning|hellende jordaksen]], som gir fire avgrensede årstider for de nordlige og sørlige regioner på jorden. Dette påvirker daglengden, som igjen avgjør hvor mye sollyset varmer jordoverflaten. Nær [[ekvator]] er lengden på dagen nær {{nowrap|12 timer}} for alle årets måneder, mens dagen ved polene varierer fra 0 til {{nowrap|24 timer}}. Takket være atmosfæren og havet skjer det store energioverføringer i klimasystemet som jevner ut forskjellene. Uten dette ville temperaturen og klimaforskjellene vært mye større på jorden.{{sfn|Barry og Chorley|2003|p=34–37}}