Неуправляемый парниковый эффект: причины и последствия

Введение

Климатический эффект, вызывающий удержание тепла в атмосфере планеты и препятствующий её охлаждению.

Неуправляемый парниковый эффект наступит, когда атмосфера планеты содержит достаточное количество парниковых газов, чтобы блокировать тепловое излучение, покидающее планету, предотвращая её охлаждение и существование жидкой воды на поверхности. Неуправляемый вариант парникового эффекта можно определить как предел исходящего длинноволнового излучения планеты, который асимптотически достигается из-за повышения температуры поверхности, приводящего к испарению воды в атмосферу и увеличению её оптической глубины. Эта положительная обратная связь означает, что планета не может охлаждаться посредством длинноволнового излучения (в соответствии с законом Стефана-Больцмана) и продолжает нагреваться, пока не сможет излучать за пределами полос поглощения водяного пара. Неуправляемый парниковый эффект часто рассматривается с водяным паром в качестве конденсирующегося вещества. Водяной пар достигает стратосферы и улетучивается в космос посредством гидродинамического ухода, что приводит к обезвоживанию планеты. Вероятно, это произошло в ранней истории Венеры. Исследования 2012 года показали, что почти все данные свидетельствуют о том, что вызвать полный неуправляемый парниковый эффект на Земле, просто добавляя парниковые газы в атмосферу, маловероятно. Однако авторы предостерегли, что "наше понимание динамики, термодинамики, радиационного переноса и физики облаков в горячих и насыщенных водяным паром атмосферах ограничено", и что "мы, следовательно, не можем полностью исключить возможность того, что действия человека могут привести к переходу, если не к полному неуправляемому эффекту, то, по крайней мере, к гораздо более теплому климатическому состоянию, чем нынешнее". В статье 2013 года было заключено, что неуправляемый парниковый эффект "в теории может быть вызван увеличением парникового воздействия", но "антропогенных выбросов, вероятно, недостаточно". Условия, подобные венерианским, на Земле требуют значительного долгосрочного воздействия, которое вряд ли произойдет, пока Солнце не станет ярче на несколько десятков процентов, что займет несколько миллиардов лет. Ожидается, что Земля испытает неуправляемый парниковый эффект "примерно через 2 миллиарда лет по мере увеличения светимости Солнца". Хотя термин был введен ученым из Калифорнийского технологического института Эндрю Ингерсоллом в статье, описывающей модель атмосферы Венеры, первоначальная идея об ограничении исходящего инфракрасного излучения была опубликована Джорджем Симпсоном в 1927 году. Физика, относящаяся к, позднее названному, неуправляемому парниковому эффекту, была исследована Макото Комабаяси в университете Нагои. Предполагая стратосферу, насыщенную водяным паром, Комабаяси и Ингерсол независимо рассчитали предел исходящего инфракрасного излучения, определяющий состояние неуправляемого парникового эффекта. Этот предел теперь известен как предел Комабаяси-Ингерсолла в знак признания их вклада. Неуправляемый парниковый эффект часто формулируется с точки зрения изменения температуры поверхности планеты в зависимости от количества получаемого звездного света. Если предположить, что планета находится в радиационном равновесии, то неуправляемый парниковый эффект рассчитывается как равновесное состояние, при котором вода не может существовать в жидком виде. В радиационном равновесии исходящее длинноволновое излучение планеты должно балансировать входящий звездный поток. Закон Стефана-Больцмана является примером отрицательной обратной связи, которая стабилизирует климатическую систему планеты. Если бы Земля получала больше солнечного света, это привело бы к временному дисбалансу (больше энергии поступает, чем излучается) и потеплению. Однако, поскольку реакция Стефана-Больцмана требует, чтобы эта более горячая планета излучала больше энергии, в конечном итоге может быть достигнут новый радиационный баланс, и температура будет поддерживаться на новом, более высоком уровне. При радиационном равновесии пределы неуправляемого парникового эффекта для исходящего длинноволнового излучения соответствуют пределам увеличения звездного потока, получаемого планетой для запуска неуправляемого парникового эффекта. Было вычислено два предела исходящего длинноволнового излучения планеты, которые соответствуют началу неуправляемого парникового эффекта: предел Комабаяси-Ингерсолла. В соответствии с этим определением, внутренний край обитаемой зоны (то есть ближайшая к звезде точка, где планета может существовать с жидкой водой) определяется пределом исходящего длинноволнового излучения, за которым происходит неуправляемый парниковый эффект (например, предел Симпсона-Накадзимы). Это связано с тем, что расстояние планеты от её звезды определяет количество звездного потока, которое она получает, что, в свою очередь, определяет количество исходящего длинноволнового излучения, которое планета излучает обратно в космос. Расчет внутреннего края обитаемой зоны сильно зависит от модели, используемой для расчета предела Симпсона-Накадзимы или влажного парникового эффекта. Использование более современной и точной базы данных HITEMP привело к различным рассчитанным значениям пределов теплового излучения. Более точные расчеты были выполнены с использованием трехмерных климатических моделей, учитывающих такие эффекты, как вращение планеты и локальные соотношения концентраций воды, а также обратную связь от облаков. Влияние облаков на расчет пределов теплового излучения все еще обсуждается (в частности, представляют ли водные облака положительную или отрицательную обратную связь). В этом сценарии ранняя Венера могла бы иметь глобальный океан, если бы исходящее тепловое излучение было ниже предела Симпсона-Накадзимы, но выше предела влажного парникового эффекта. Венера получает достаточно тепла от Солнца, чтобы водяной пар поднимался высоко в атмосферу и расщеплялся на водород и кислород под воздействием ультрафиолетового света. Затем водород может покинуть атмосферу, а кислород рекомбинирует или связывается с железом на поверхности планеты, что делает её планетой со "стагнирующей крышкой". Углекислый газ, основной парниковый газ в современной венерианской атмосфере, обязан своей более высокой концентрацией слабостью переработки углерода по сравнению с Землей, где углекислый газ, выделяемый вулканами, эффективно субдуцируется в Землю посредством тектоники плит в геологических масштабах времени через карбонатно-силикатный цикл, который требует выпадения осадков для функционирования.

A runaway greenhouse effect will occur when a planet's atmosphere contains greenhouse gas in an amount sufficient to block thermal radiation from leaving the planet, preventing the planet from cooling and from having liquid water on its surface. A runaway version of the greenhouse effect can be defined by a limit on a planet's outgoing longwave radiation which is asymptotically reached due to higher surface temperatures evaporating water into the atmosphere, increasing its optical depth. This positive feedback means the planet cannot cool down through longwave radiation (via the Stefan–Boltzmann law) and continues to heat up until it can radiate outside of the absorption bands of the water vapour. The runaway greenhouse effect is often formulated with water vapour as the condensable species. The water vapour reaches the stratosphere and escapes into space via hydrodynamic escape, resulting in a desiccated planet. This likely happened in the early history of Venus. Research in 2012 found that almost all lines of evidence indicate that it is unlikely to be possible to trigger a full runaway greenhouse on Earth, merely by adding greenhouse gases to the atmosphere. However, the authors cautioned that "our understanding of the dynamics, thermodynamics, radiative transfer and cloud physics of hot and steamy atmospheres is weak", and that we "cannot therefore completely rule out the possibility that human actions might cause a transition, if not to full runaway, then at least to a much warmer climate state than the present one". A 2013 article concluded that runaway greenhouse "could in theory be triggered by increased greenhouse forcing", but that "anthropogenic emissions are probably insufficient". Venus like conditions on Earth require a large long term forcing that is unlikely to occur until the sun brightens by some tens of percents, which will take a few billion years. Earth is expected to experience a runaway greenhouse effect "in about 2 billion years as solar luminosity increases". ]]While the term was coined by Caltech scientist Andrew Ingersoll in a paper that described a model of the atmosphere of Venus, the initial idea of a limit on terrestrial outgoing infrared radiation was published by George Simpson in 1927. The physics relevant to the, later termed, runaway greenhouse effect was explored by Makoto Komabayashi at Nagoya university. Assuming a water vapor saturated stratosphere, Komabayashi and Ingersoll independently calculated the limit on outgoing infrared radiation that defines the runaway greenhouse state. The limit is now known as the Komabayashi–Ingersoll limit to recognize their contributions. The runaway greenhouse effect is often formulated in terms of how the surface temperature of a planet changes with differing amounts of received starlight. If the planet is assumed to be in radiative equilibrium, then the runaway greenhouse state is calculated as the equilibrium state at which water cannot exist in liquid form. In radiative equilibrium, a planet's outgoing longwave radiation (OLR) must balance the incoming stellar flux. The Stefan–Boltzmann law is an example of a negative feedback that stabilizes a planet's climate system. If the Earth received more sunlight it would result in a temporary disequilibrium (more energy in than out) and result in warming. However, because the Stefan–Boltzmann response mandates that this hotter planet emits more energy, eventually a new radiation balance can be reached and the temperature will be maintained at its new, higher value. Assuming radiative equilibrium, runaway greenhouse limits on outgoing longwave radiation correspond to limits on the increase in stellar flux received by a planet to trigger the runaway greenhouse effect. Two limits on a planet's outgoing longwave radiation have been calculated that correspond with the onset of the runaway greenhouse effect: the Komabayashi–Ingersoll limit Under this definition, the inner edge of the habitable zone (i. e., the closest point to a star that a planet can be until it can no longer sustain liquid water) is determined by the outgoing longwave radiation limit beyond which the runaway greenhouse process occurs (e. g., the Simpson–Nakajima limit). This is because a planet's distance from its host star determines the amount of stellar flux the planet receives, which in turn determines the amount of outgoing longwave radiation the planet radiates back to space. Calculating the inner edge of the habitable zone is strongly dependent on the model used to calculate the Simpson–Nakajima or moist greenhouse limit. use the more current and accurate HITEMP database, which has led to different calculated values of thermal radiation limits. More accurate calculations have been done using three dimensional climate models that take into account effects such as planetary rotation and local water mixing ratios as well as cloud feedbacks. The effect of clouds on calculating thermal radiation limits is still in debate (specifically, whether or not water clouds present a positive or negative feedback effect). In this scenario, early Venus may have had a global ocean if the outgoing thermal radiation was below the Simpson–Nakajima limit but above the moist greenhouse limit. Venus is sufficiently strongly heated by the Sun that water vapor can rise much higher in the atmosphere and be split into hydrogen and oxygen by ultraviolet light. The hydrogen can then escape from the atmosphere while the oxygen recombines or bonds to iron on the planet's surface. meaning it would be a stagnant lid planet. Carbon dioxide, the dominant greenhouse gas in the current Venusian atmosphere, owes its larger concentration to the weakness of carbon recycling as compared to Earth, where the carbon dioxide emitted from volcanoes is efficiently subducted into the Earth by plate tectonics on geologic time scales through the carbonate–silicate cycle, which requires precipitation to function.

Земля

Ранние исследования влияния уровня атмосферного углекислого газа на предел неконтролируемого парникового эффекта показали, что для перехода Земли в такое состояние потребуется на порядки большее количество углекислого газа. Климатолог Джон Хоутон в 2005 году писал, что "[нет] никакой возможности возникновения на Земле условий неконтролируемого парникового эффекта, как на Венере". Однако климатолог Джеймс Хансен в книге "Штормы моих внуков" (2009) утверждал, что сжигание угля и добыча нефтяных песков приведут к неконтролируемому парниковому эффекту на Земле. Переоценка в 2013 году влияния водяного пара в климатических моделях показала, что для достижения результата, предсказанного Джеймсом Хансеном, потребуется в десять раз больше CO2, чем мы можем высвободить при сжигании всех запасов нефти, угля и природного газа в земной коре. Полные трехмерные модели показали, что предел влажного парникового эффекта на температуре поверхности выше, чем в одномерных моделях, и, следовательно, для запуска влажного парникового эффекта потребуется большее количество углекислого газа, чем в одномерных моделях, или как в случае Палеоцен-эоценового теплового максимума. Кроме того, считается, что в течение 80% последних 500 миллионов лет Земля находилась в парниковом состоянии из-за парникового эффекта, когда на планете отсутствовали континентальные ледники, уровень углекислого газа и других парниковых газов (таких как водяной пар и метан) был высоким, а температура поверхности моря (SST) колебалась от 40 °C (104 °F) в тропиках до 16 °C (65 °F) в полярных регионах.

Далекое будущее

Большинство ученых полагают, что в долгосрочной перспективе неминуем неуправляемый парниковый эффект, поскольку Солнце постепенно становится ярче с возрастом, что приведет к концу всей жизни на Земле. Когда Солнце станет на 10% ярче примерно через миллиард лет, температура поверхности Земли достигнет (если альбедо не будет достаточно увеличено), что вызовет быстрое повышение температуры Земли и испарение ее океанов, пока она не превратится в планету, подобную современной Венере. Текущая скорость потери воды составляет приблизительно один миллиметр океана за миллион лет. Это происходит из-за того, что более холодний верхний слой тропосферы действует как «холодная ловушка», которая в настоящее время предотвращает постоянную потерю воды Землей в космос, даже на фоне антропогенного глобального потепления (это также объясняет, почему изменение климата лишь усугубит экстремальные погодные явления в ближайшем будущем, поскольку более теплая атмосфера способна удерживать больше влаги, и даже при глобальном потеплении «холодная ловушка» гарантирует, что текущая атмосфера останется слишком холодной для быстрой потери водяного пара в космос). В настоящее время эта тенденция маскируется более краткосрочными изменениями уровня моря, такими как текущее повышение уровня моря из-за таяния ледников и полярных льдов. Однако скорость постепенно ускоряется по мере нагревания Солнца, возможно, до одного миллиметра каждые 1000 лет, в конечном итоге нагревая атмосферу настолько, что «холодная ловушка» будет подниматься все выше, пока в конечном итоге не перестанет удерживать воду от улетучивания в космос.