Uciekający efekt cieplarniany

Ten artykuł z 1902 roku przypisuje szwedzkiemu laureatowi Nagrody Nobla (w dziedzinie chemii) Svante Arrheniusowi teorię, że spalanie węgla może ostatecznie doprowadzić do pewnego stopnia globalnego ocieplenia, powodując wyginięcie człowieka .

Uciekający efekt cieplarniany występuje, gdy atmosfera planety zawiera gazy cieplarniane w ilości wystarczającej do zablokowania promieniowania cieplnego przed opuszczeniem planety, zapobiegając ochłodzeniu planety i gromadzeniu wody w stanie ciekłym na jej powierzchni. Uciekająca wersja efektu cieplarnianego może być zdefiniowana przez ograniczenie wychodzącego z planety promieniowania długofalowego , które jest osiągane asymptotycznie z powodu wyższych temperatur powierzchni, które odparowują skraplające się gatunki (często parę wodną) do atmosfery, zwiększając jej głębokość optyczną . Ten dodatnie sprzężenie zwrotne oznacza, że planeta nie może ochłodzić się przez promieniowanie długofalowe (zgodnie z prawem Stefana-Boltzmanna ) i nadal się nagrzewa, dopóki nie będzie mogła promieniować poza pasmami absorpcji gatunków ulegających kondensacji.

Uciekający efekt cieplarniany jest często formułowany z parą wodną jako substancją skraplającą się. W tym przypadku para wodna dociera do stratosfery i ucieka w przestrzeń kosmiczną poprzez ucieczkę hydrodynamiczną , co skutkuje wysuszeniem planety. Mogło się to zdarzyć we wczesnej historii Wenus .

Historia

Chociaż termin ten został ukuty przez naukowca z Caltech , Andrew Ingersolla , w artykule opisującym model atmosfery Wenus, początkowa idea ograniczenia ziemskiego promieniowania podczerwonego została opublikowana przez George'a Simpsona w 1927 roku. zwany niekontrolowanym efektem cieplarnianym został zbadany przez Makoto Komabayashi na uniwersytecie w Nagoi. Zakładając stratosferę nasyconą parą wodną, Komabayashi i Ingersoll niezależnie obliczyli limit wychodzącego promieniowania podczerwonego, który określa niekontrolowany stan cieplarniany. Granica jest obecnie znana jako granica Komabayashi – Ingersoll uznania ich wkładu.

Fizyka uciekającej szklarni

Wykres głębokości optycznej tropopauzy według temperatury tropopauzy, ilustrujący granicę Komabayashi-Ingersoll wynoszącą 385 W / m² przy użyciu równań i wartości z Nakajima i in. (1992) „Badanie efektu cieplarnianego uciekającego z jednowymiarowym modelem równowagi radiacyjno-konwekcyjnej”. Granica Komabayashi – Ingersoll to wartość wychodzącego promieniowania długofalowego (FIRtop), poza którą linie się nie przecinają.

Uciekający efekt cieplarniany jest często formułowany w kategoriach zmian temperatury powierzchni planety wraz z różnymi ilościami odbieranego światła gwiazd. Jeśli zakłada się, że planeta znajduje się w równowadze radiacyjnej , wówczas uciekający stan cieplarniany jest obliczany jako stan równowagi, w którym woda nie może istnieć w postaci ciekłej. Para wodna jest następnie tracona w przestrzeń kosmiczną poprzez ucieczkę hydrodynamiczną . W równowadze radiacyjnej wychodzące z planety promieniowanie długofalowe (OLR) musi równoważyć nadchodzący strumień gwiazd.

Prawo Stefana-Boltzmanna jest przykładem ujemnego sprzężenia zwrotnego , które stabilizuje system klimatyczny planety. Gdyby Ziemia otrzymywała więcej światła słonecznego, spowodowałoby to chwilową nierównowagę (więcej energii na wejściu niż na zewnątrz) i spowodowałoby ocieplenie. Jednakże, ponieważ odpowiedź Stefana-Boltzmanna wymaga, aby ta gorętsza planeta emitowała więcej energii, ostatecznie można osiągnąć nowy bilans promieniowania, a temperatura zostanie utrzymana na nowej, wyższej wartości. Pozytywne informacje zwrotne dotyczące zmian klimatu wzmacniać zmiany w systemie klimatycznym i może prowadzić do destabilizacji klimatu. Wzrost temperatury powodowany przez gazy cieplarniane, prowadzący do zwiększonej ilości pary wodnej (która sama jest gazem cieplarnianym), powodujący dalsze ocieplenie, jest pozytywnym sprzężeniem zwrotnym, ale nie niekontrolowanym efektem na Ziemi. Pozytywne efekty sprzężenia zwrotnego są powszechne (np. sprzężenie zwrotne lodu-albedo ), ale niekontrolowane efekty niekoniecznie wynikają z ich obecności. Chociaż woda odgrywa główną rolę w tym procesie, uciekający efekt cieplarniany nie jest wynikiem sprzężenia zwrotnego pary wodnej .

Uciekający efekt cieplarniany można postrzegać jako ograniczenie wychodzącego z planety promieniowania długofalowego, którego przekroczenie prowadzi do stanu, w którym woda nie może istnieć w postaci płynnej (stąd wszystkie oceany „wygotowały się”). Promieniowanie długofalowe wychodzące z planety jest ograniczone przez odparowaną wodę, która jest skutecznym gazem cieplarnianym i blokuje dodatkowe promieniowanie podczerwone, gdy gromadzi się w atmosferze. Zakładając równowagę radiacyjną, niekontrolowane ograniczenia cieplarniane wychodzącego promieniowania długofalowego odpowiadają ograniczeniom wzrostu strumienia gwiazd otrzymywanego przez planetę w celu wywołania niekontrolowanego efektu cieplarnianego. Obliczono dwie granice wychodzącego promieniowania długofalowego planety, które odpowiadają początkowi uciekającego efektu cieplarnianego: granica Komabayashi – Ingersoll i granica Simpsona – Nakajimy. Przy tych wartościach uciekający efekt cieplarniany pokonuje sprzężenie zwrotne Stefana-Boltzmanna, więc wzrost temperatury powierzchni planety nie zwiększy wychodzącego promieniowania długofalowego.

Granica Komabayashi – Ingersoll była pierwszą, która została wyprowadzona analitycznie i uwzględnia tylko szarą stratosferę w równowadze radiacyjnej. Szara stratosfera (lub atmosfera) to podejście do modelowania transferu promieniowania , które nie uwzględnia zależności absorpcji przez gaz od częstotliwości. W przypadku szarej stratosfery lub atmosfery przybliżenie Eddingtona można wykorzystać do obliczenia strumieni promieniowania. $.$ promieniowaniem długofalowym w tropopauzie i głębokość optyczna pary wodnej w tropopauzie, która jest określona przez temperaturę i ciśnienie w tropopauzie zgodnie $z$ nasyconej . Ta równowaga jest reprezentowana przez następujące równania

{\ Displaystyle {\ rozpocząć {wyrównane} {\ Frac {1} {2}} F _ {\ tekst {IRtop}} ^ {\ uparrow} \ lewo ({\ Frac {3} {2}} \ tau _ {\ text{tp}}+1\right)&=\sigma T_{\text{tp}}^{4}\\\tau _{\text{tp}}&=\kappa _{v}p^{* }(T_{\text{tp}}){\frac {1}{g}}{\frac {m_{v}}{\bar {m}}}\end{wyrównane}}}

Gdzie pierwsze równanie przedstawia wymaganie dla równowagi radiacyjnej w tropopauzie, a drugie równanie przedstawia ilość pary wodnej obecnej w tropopauzie. Przyjmując wychodzące promieniowanie długofalowe jako parametr swobodny, równania te przecinają się tylko raz dla pojedynczej wartości wychodzącego promieniowania długofalowego, wartość ta jest traktowana jako granica Komabayashi – Ingersoll. Przy tej wartości sprzężenie zwrotne Stefana – Boltzmanna załamuje się, ponieważ temperatura troposferyczna wymagana do utrzymania wartości OLR Komabayashi – Ingersoll skutkuje głębokością optyczną pary wodnej, która blokuje OLR potrzebny do schłodzenia tropopauzy.

Granica Simpsona-Nakajimy jest niższa niż granica Komabayashi-Ingersoll, a zatem jest zazwyczaj bardziej realistyczna dla wartości, przy której planeta wchodzi w niekontrolowany stan cieplarniany. Na przykład, biorąc pod uwagę parametry użyte do określenia limitu Komabayashi-Ingersoll wynoszącego 385 W/m2 ^, odpowiadający mu limit Simpsona-Nakajimy wynosi tylko około 293 W/ ^m2 . Granica Simpsona-Nakajimy opiera się na wyprowadzeniu granicy Komabayashi-Ingersoll, zakładając konwekcyjną troposferę z temperaturą powierzchniową i ciśnieniem powierzchniowym, które określają głębokość optyczną i wychodzące promieniowanie długofalowe w tropopauzie.

Wilgotna granica szklarni

Ponieważ model użyty do wyznaczenia granicy Simpsona-Nakajimy (szara stratosfera w równowadze radiacyjnej i konwekcyjna troposfera) może określić stężenie wody w funkcji wysokości, model może być również użyty do określenia temperatury powierzchni (lub odwrotnie, ilość strumienia gwiazd), co skutkuje wysokim współczynnikiem mieszania wody w stratosferze. Chociaż ta krytyczna wartość wychodzącego promieniowania długofalowego jest mniejsza niż granica Simpsona-Nakajimy, nadal ma dramatyczny wpływ na klimat planety. Wysoki współczynnik zmieszania wody w stratosferze przezwyciężyłby skutki zimnej pułapki i skutkować „wilgotną” stratosferą, co skutkowałoby fotolizą wody w stratosferze, co z kolei zniszczyłoby warstwę ozonową i ostatecznie doprowadziłoby do dramatycznej utraty wody w wyniku ucieczki hydrodynamicznej. Ten stan klimatyczny został nazwany wilgotnym efektem cieplarnianym, ponieważ stan końcowy to planeta bez wody, chociaż podczas tego procesu na powierzchni planety może istnieć woda w stanie ciekłym.

Połączenie z możliwością zamieszkania

Koncepcja strefy nadającej się do zamieszkania została wykorzystana przez planetologów i astrobiologów do zdefiniowania obszaru orbity wokół gwiazdy, w którym planeta (lub księżyc) może utrzymywać wodę w stanie ciekłym. Zgodnie z tą definicją wewnętrzna krawędź strefy nadającej się do zamieszkania (tj. najbliższy punkt gwiazdy, w jakim może znajdować się planeta, dopóki nie może już na niej utrzymywać się woda w stanie ciekłym) jest określona przez wychodzący limit promieniowania długofalowego, powyżej którego następuje niekontrolowany proces cieplarniany ( np. granica Simpsona-Nakajimy). Dzieje się tak dlatego, że odległość planety od jej gwiazdy macierzystej określa ilość strumienia gwiazd, jaki otrzymuje planeta, co z kolei określa ilość wychodzącego promieniowania długofalowego, które planeta emituje z powrotem w przestrzeń kosmiczną. Chociaż wewnętrzna strefa nadająca się do zamieszkania jest zwykle określana za pomocą granicy Simpsona-Nakajimy, można ją również określić w odniesieniu do granicy wilgotnej szklarni, chociaż różnica między nimi jest często niewielka.

Obliczenie wewnętrznej krawędzi strefy nadającej się do zamieszkania jest silnie zależne od modelu użytego do obliczenia granicy Simpsona-Nakajimy lub wilgotnej szklarni. Modele klimatyczne używane do obliczania tych limitów ewoluowały w czasie, przy czym niektóre modele zakładały prostą, jednowymiarową, szarą atmosferę, a inne wykorzystywały pełne rozwiązanie transferu promieniowania do modelowania pasm absorpcji wody i dwutlenku węgla. Te wcześniejsze modele, które wykorzystywały transfer radiacyjny, wyprowadziły współczynniki absorpcji wody z HITRAN bazy danych, podczas gdy nowsze modele korzystają z bardziej aktualnej i dokładnej bazy danych HITEMP, co doprowadziło do różnych obliczonych wartości granicznych promieniowania cieplnego. Dokładniejszych obliczeń dokonano przy użyciu trójwymiarowych modeli klimatu, które uwzględniają takie efekty, jak rotacja planet i lokalne proporcje mieszania wody, a także sprzężenia zwrotne chmur. Wpływ chmur na obliczanie limitów promieniowania cieplnego jest nadal przedmiotem dyskusji (w szczególności, czy chmury wodne mają pozytywny, czy negatywny efekt sprzężenia zwrotnego).

Niekontrolowany efekt cieplarniany w Układzie Słonecznym

Wenus

Oceany Wenus mogły zagotować się w niekontrolowanym efekcie cieplarnianym.

Wenus mógł wystąpić niekontrolowany efekt cieplarniany z udziałem dwutlenku węgla i pary wodnej . W tym scenariuszu wczesna Wenus mogła mieć globalny ocean, gdyby wychodzące promieniowanie cieplne było poniżej granicy Simpsona-Nakajimy, ale powyżej granicy wilgotnej cieplarnianej. Wraz ze wzrostem jasności wczesnego Słońca rosła ilość pary wodnej w atmosferze, podnosząc temperaturę, a w konsekwencji zwiększając parowanie oceanów, doprowadzając ostatecznie do sytuacji, w której oceany wrzały, a cała para wodna przedostała się do atmosfera. Ten scenariusz pomaga wyjaśnić, dlaczego obecnie w atmosferze Wenus jest mało pary wodnej. Gdyby Wenus początkowo utworzyła się z wody, uciekający efekt cieplarniany spowodowałby nawodnienie stratosfery Wenus, a woda uciekłaby w kosmos. Niektóre dowody na ten scenariusz pochodzą z ekstremalnie wysokiego poziomu deuteru do wodoru w atmosferze Wenus, około 150 razy większy niż na Ziemi, ponieważ lekki wodór uciekałby z atmosfery łatwiej niż jego cięższy izotop , deuter. Wenus jest na tyle silnie ogrzewana przez Słońce, że para wodna może unosić się znacznie wyżej w atmosferze i rozszczepiać na wodór i tlen przez światło ultrafioletowe. Wodór może następnie uciec z atmosfery, podczas gdy tlen rekombinuje lub wiąże się z żelazem na powierzchni planety. Uważa się, że deficyt wody na Wenus spowodowany uciekającym efektem cieplarnianym wyjaśnia, dlaczego Wenus nie wykazuje cech powierzchni zgodnych z tektoniką płyt, co oznacza, że byłaby to planeta w stagnacji . Dwutlenek węgla, dominujący gaz cieplarniany w obecnej wenusjańskiej atmosferze, swoje większe stężenie zawdzięcza słabości recyklingu węgla w porównaniu z Ziemią , gdzie dwutlenek węgla emitowany z wulkanów jest skutecznie subdukowany do Ziemi przez tektonikę płyt w geologicznych skalach czasu poprzez cykl węglanowo-krzemianowy , który wymaga opadów , aby funkcjonować.

Ziemia

Wczesne badania wpływu poziomów dwutlenku węgla w atmosferze na niekontrolowany limit cieplarniany wykazały, że doprowadzenie Ziemi do niekontrolowanego stanu cieplarnianego wymagałoby rzędów wielkości większych ilości dwutlenku węgla. Dzieje się tak, ponieważ dwutlenek węgla nie jest tak skuteczny w blokowaniu wychodzącego promieniowania długofalowego jak woda. W ramach obecnych modeli uciekającego efektu cieplarnianego dwutlenek węgla (zwłaszcza antropogeniczny dwutlenek węgla) nie wydaje się być w stanie zapewnić Ziemi niezbędnej izolacji, aby osiągnąć granicę Simpsona-Nakajimy.

Pozostaje jednak debata na temat tego, czy dwutlenek węgla może popchnąć temperaturę powierzchni w kierunku wilgotnej granicy cieplarnianej. Klimatolog John Houghton napisał w 2005 r., Że „[nie] ma możliwości wystąpienia na Ziemi niekontrolowanych warunków cieplarnianych [Wenus]”. Jednak klimatolog James Hansen stwierdził w Storms of My Grandchildren (2009), że spalanie węgla i wydobywanie piasków roponośnych spowoduje niekontrolowaną szklarnię na Ziemi. Ponowna ocena wpływu pary wodnej w modelach klimatycznych w 2013 r. Wykazała, że wynik Jamesa Hansena wymagałby dziesięciokrotnie większej ilości CO ₂ moglibyśmy uwolnić się ze spalania całej ropy, węgla i gazu ziemnego w skorupie ziemskiej.

Podobnie jak w przypadku niepewności przy obliczaniu wewnętrznej krawędzi strefy nadającej się do zamieszkania, niepewność co do tego, czy CO ₂ może wywołać wilgotny efekt cieplarniany, wynika z różnic w modelowaniu i związanych z tym niepewności. Przejście z HITRAN na bardziej aktualne listy linii absorpcyjnych HITEMP w obliczeniach transferu promieniowania pokazało, że poprzednie niekontrolowane limity cieplarniane były zbyt wysokie, ale niezbędna ilość dwutlenku węgla sprawiłaby, że antropogeniczny wilgotny stan cieplarniany byłby mało prawdopodobny. Pełne modele trójwymiarowe wykazały, że granica wilgotnej szklarni dotycząca temperatury powierzchni jest wyższa niż w modelach jednowymiarowych, a zatem wymagałaby większej ilości dwutlenku węgla do zainicjowania wilgotnej szklarni niż w modelach jednowymiarowych.

Inne komplikacje obejmują to, czy atmosfera jest nasycona lub podnasycona przy pewnej wilgotności, wyższe poziomy CO ₂ w atmosferze skutkujące mniejszą gorącą Ziemią niż oczekiwano z powodu rozpraszania Rayleigha oraz to, czy sprzężenia zwrotne chmur stabilizują lub destabilizują system klimatyczny.

Komplikując sprawę, badania nad historią klimatu Ziemi często używały terminu „niekontrolowany efekt cieplarniany” do opisania zmian klimatycznych na dużą skalę, gdy nie jest to odpowiedni opis, ponieważ nie zależy od wychodzącego z Ziemi promieniowania długofalowego. Chociaż Ziemia doświadczyła różnorodnych ekstremów klimatycznych, nie są to stany końcowe ewolucji klimatu, a zamiast tego reprezentowały równowagę klimatyczną inną niż obecnie obserwowana na Ziemi. Na przykład postawiono hipotezę, że duże emisje gazów cieplarnianych mogły wystąpić jednocześnie z wymieraniem permu i triasu lub Maksimum termiczne paleoceńsko-eoceńskie . Ponadto uważa się, że przez 80% z ostatnich 500 milionów lat Ziemia znajdowała się w stanie cieplarnianym z powodu efektu cieplarnianego , kiedy na planecie nie było lodowców kontynentalnych , poziomy dwutlenku węgla i innych gazów cieplarnianych (takich jak jak para wodna i metan ) były wysokie, a temperatura powierzchni morza (SST) wahała się od 40 ° C (104 ° F) w tropikach do 16 ° C (65 ° F) w regionach polarnych .

Daleka przyszłość

Większość naukowców uważa, że uciekający efekt cieplarniany jest nieunikniony na dłuższą metę, ponieważ Słońce stopniowo staje się coraz jaśniejsze wraz ze starzeniem się, co oznacza koniec wszelkiego życia na Ziemi. Gdy Słońce stanie się jaśniejsze o 10% za około miliard lat, temperatura powierzchni Ziemi osiągnie 47 ° C (117 ° F), powodując gwałtowny wzrost temperatury Ziemi i gotowanie jej oceanów, aż stanie się planetą cieplarnianą , podobny do dzisiejszej Wenus.

Według astrobiologów Petera Warda i Donalda Brownlee w ich książce The Life and Death of Planet Earth , obecny wskaźnik utraty wynosi około jednego milimetra oceanu na milion lat, ale tempo to stopniowo przyspiesza, gdy słońce się ociepla, być może do szybko, jak jeden milimetr na 1000 lat. Ward i Brownlee przewidują, że będą dwie odmiany sprzężenia zwrotnego ocieplenia w przyszłości: „wilgotna szklarnia”, w której para wodna dominuje w troposferze i zaczyna gromadzić się w stratosferze , oraz „uciekająca szklarnia”, w której para wodna staje się dominującym składnikiem atmosfery. atmosfery tak, że Ziemia zaczyna gwałtownie się ocieplać, co może spowodować wzrost temperatury jej powierzchni do ponad 900 ° C (1650 ° F), powodując stopienie całej jej powierzchni i zabicie wszelkiego życia, być może za około trzy miliardy lat. W obu przypadkach wilgotna i uciekająca szklarnia stwierdza, że utrata oceanów zmieni Ziemię w głównie pustynny świat. Jedyna woda pozostała na planecie znajdowałaby się w kilku parujących stawach rozrzuconych w pobliżu biegunów, a także w ogromnych solniskach wokół tego, co kiedyś było dnem oceanu, podobnie jak Pustynia Atakama w Chile czy Badwater Basin w Dolinie Śmierci. Małe zbiorniki wodne mogą pozwolić życiu przetrwać jeszcze kilka miliardów lat.

W miarę jak Słońce się rozjaśnia, poziom CO ₂ powinien spadać ze względu na wzrost aktywności cyklu węgiel-krzemian odpowiadający wzrostowi temperatury. To złagodziłoby część nagrzewania się Ziemi z powodu wzrostu jasności Słońca. Ostatecznie jednak, gdy woda ucieknie, obieg węgla ustanie, gdy tektonika płyt zatrzyma się z powodu potrzeby wody jako środka poślizgowego dla aktywności tektonicznej.

Zobacz też

Atmosfera Wenus , przykład uciekającego efektu cieplarnianego
Ziemia szklarniowa i lodownia
TRAPPIST-1b

Dalsza lektura

Steffen, Will; Rockström, Johan; Richardson, Katherine; Lenton, Tymoteusz M.; Folke, Carl; Liverman, Diana; Summerhayes, Colin P.; Barnosky, Anthony D.; Cornell, Sarah E.; Krucyfiks, Michał; Donges, Jonathan F.; Fetzer, Ingo; Ładny, Steven J.; Scheffer, Marten; Winkelmann, Ricarda ; Schellnhuber, Hans Joachim (6 sierpnia 2018). „Trajektorie Układu Ziemi w antropocenie” . Obrady Narodowej Akademii Nauk . 115 (33): 8252–8259. Bibcode : 2018PNAS..115.8252S . doi : 10.1073/pnas.1810141115 . ISSN 0027-8424 . PMC 6099852 . PMID 30082409 . Badamy ryzyko, że samonapędzające się sprzężenia zwrotne mogą popchnąć Układ Ziemi w kierunku planetarnego progu, którego przekroczenie mogłoby uniemożliwić stabilizację klimatu przy średnim wzroście temperatury i spowodować dalsze ocieplenie na ścieżce „Cieplarnianej Ziemi”, nawet jeśli emisje człowieka zostaną zmniejszone . Przekroczenie tego progu doprowadziłoby do znacznie wyższej średniej temperatury globalnej niż jakikolwiek interglacjał w ciągu ostatnich 1,2 miliona lat i do poziomu mórz znacznie wyższego niż kiedykolwiek w holocenie.