ВЪВЕДЕНИЕ

Парников ефектима забележим ефект върху тези тела Слънчева системакоито имат атмосфера. Повечето блестящ примере Венера с налягане на CO2 над 90 бара на повърхността и температура 733 Келвина, вместо ефективна температура за Венера от около 240 К (Полак, 1979). За разлика от Венера, парниковият ефект на Земята в момента е около 33 K прегряване, което също играе важна роляв поддържането на живота. На Марс парниковият ефект е малък при 5 K, въпреки че изследванията показват, че в миналото той е бил значително по -голям (Carr and Head, 2010). Интересното е, че парниковият ефект върху Титан има много общо с този на Земята, включително сравним натиск върху повърхността (1,5 пъти по -голям от земния, за разлика от Венера и Марс, които имат налягане около 100 пъти по -високо и в 100 пъти по -малко , съответно), както и кондензиращите парникови газове присъстват на Титан, въпреки ниските температури (Kustenis, 2005).

Сравнителната планетарна наука може да се използва за съвместно разглеждане на тези планети и за идентифициране на основните закони и значението на парниковия ефект. Такива сравнителен анализможе да даде представа за възможни атмосферни обвивки и условия на повърхността на екзопланети наземни... Тази статия разглежда повече от само четири набора от данни за сегашното състояние на планетите, тъй като може също да се основава на възможни атмосферни условия, които са съществували върху тях в миналото, като се вземат предвид геоложки, геохимични и изотопни доказателства и други основни физически причини.

Структурата на тази работа е следната: първо ще разгледаме физическите основи на парниковия ефект и газовете, които абсорбират радиацията. Второ, накратко ще разгледаме всяко от четирите космически тела, изброени по -горе, основните абсорбиращи газове, структурата на атмосферата и преобладаващите условия на повърхността на различните тела. Ще разгледаме и възможните модели на минали условия, като вземем предвид тяхното отношение към данните за различни атмосферни условия в миналото и парадокса на слабото младо слънце. И накрая, нека свържем всички тези нишки заедно и да разберем основните физически процеси, свързани с всяка планета, и да направим аналогии между тях. Моля, обърнете внимание, че фокусът тук е предимно върху качеството.

ОСНОВНА ИНФОРМАЦИЯ ЗА ПАРНИКОВИТЕ ГАЗОВЕ

Парниковите газове пропускат видимата светлина, което позволява повечето слънчева светлинане се отразяват от атмосферата и достигат до повърхността, но те са непрозрачни в инфрачервения диапазон, въздействайки върху радиацията по такъв начин, че температурата на повърхността се увеличава и планетата е в термично равновесие с входящия поток на слънчевата радиация.

Физическият процес, чрез който атомите и молекулите поглъщат радиацията, е сложен и включва много закони. квантова механикада опише пълната картина. Въпреки това процесът може да бъде описан качествено. Всеки атом или молекула има набор от състояния, съответстващи на различни квантовани енергийни нива. Молекулата може да премине от състояние с по-ниска енергия в състояние с по-висока енергия или чрез поглъщане на фотон, или от сблъсък с висока енергия с друга частица (заслужава да се отбележи, че не е факт, че всички възможни състояния с по-висока енергия може да се достигне директно от дадена долна и обратно). След преминаване към възбудено състояние, молекулата може да бъде развълнувана до по-ниско енергийно състояние или дори до основно състояние (състояние с най-ниска енергия), излъчвайки фотон или прехвърляйки част от енергията си на друга частица след сблъсък с нея . Съществуват три типа преходи за абсорбиращи газове в земната атмосфера. В ред на намаляваща енергия те са: електронни преходи, вибрационни преходи и ротационни преходи. Електронните преходи се случват с енергии от ултравиолетовия диапазон, вибрационни и ротационни преходи се случват в близката и средната инфрачервена област на спектъра. Озонът е пример за поглъщане на ултравиолетовите лъчи от кислород, докато водната пара има забележими вибрационни и ротационни енергии в инфрачервения диапазон. Тъй като инфрачервеното лъчение доминира в радиацията на Земята, ротационните и вибрационните преходи са най -важните при обсъждането топлинен балансЗемята.

Това не е цялата история, защото всяка абсорбционна линия зависи от скоростта (температурата) и налягането на частиците. Промяната в тези стойности може да доведе до промяна в спектралните линии и по този начин да промени абсорбцията на радиация, осигурена от газа. В допълнение, друг начин на абсорбиране, свързан с много плътна или много студена атмосфера, все още предстои да бъде обсъден - индуцирана от сблъсък абсорбция (известна като ICP). Смисълът му е, че ICP позволява на неполярни молекули (т.е. симетрични молекули без силен диполен момент) да абсорбират радиация. Това работи по един от двата начина: първият - сблъсъкът причинява временен диполен момент в молекулата, който ви позволява да абсорбирате фотон, или вторият - две молекули, например H2 -N2, за кратко се свързват в една супермолекула с тях собствени квантовани ротационни състояния. Тези временни молекули се наричат ​​димери (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). Пряката пропорционалност на плътността е сравнително лесна за разбиране интуитивно: колкото по -плътен е газът, толкова по -голяма е вероятността от сблъсък. Отрицателната връзка с температурата може да се разбира като ефект от времето на престой - ако молекулата има много транслационна енергия, тя ще прекарва по -малко време в непосредствена близост до друга молекула, като по този начин образуването на димер е по -малко вероятно.

Познавайки числените стойности на характеристиките на радиационното натоварване, лесно може да се изчислят температурите при липса на ефекти на обратна връзка. Чрез регулиране на повърхностната температура се отделя повече енергия в космоса (Hansen, Sato и Rudy 1997). Като цяло разбирането на климатичната обратна връзка е от решаващо значение, тъй като отрицателната обратна връзка стабилизира температурата, а положителната обратна връзка усилва смущенията и създава неконтролиран процес. Значително различното време на ефектите на обратната връзка също е много важно. Често е необходимо да се позовава на общ модел на циркулация (GCM), който включва всички важни ефекти на обратната връзка в подходящи времеви скали, за да се правят точни прогнози (Taylor 2010). Примери за ефекти на обратната връзка са: образуване на облаци в зависимост от температурата (отрицателна обратна връзка, кратки срокове), топене или образуване на значителна ледена покривка (положителна обратна връзка, кратък / среден времеви мащаб), карбонатно-силикатен цикъл (отрицателна обратна връзка, дълги времеви рамки) и биологичен процеси (те са различни).

ЕФЕКТ ОТПЛЕЧЕНИЕ В СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА

Земята

Средногодишната стойност на земната повърхност е 288 K, а ефективната температура е 255 K. Ефективната температура се определя от съотношението на топлинния баланс към входящия поток слънчева радиация в съответствие с уравнението по -долу

където S е слънчевата константа (на земята ~ 1366 W / m2), A е геометричното албедо на Земята, σ е константата на Стефан-Болцман, f е геометричният фактор, равен на 4 за бързо въртящи се планети, т.е. планети с периоди на въртене по реда на дните (Catling and Casting 2013). Следователно парниковият ефект е отговорен за увеличаването на тази температура на Земята с 33 K (Pollack 1979). Цялата Земя трябва да излъчва като черно тяло, загрято до 255 K, но абсорбцията от парникови газове, предимно CO2 и H2O, връща топлината обратно на повърхността, създавайки студени горни слоеве на атмосферата. Тези слоеве излъчват при температури доста под 255 K и следователно, за да излъчват като черно тяло с температура 255 K, повърхността трябва да е по -топла и да излъчва повече. По-голямата част от потока излиза през прозорец от 8-12 микрона (областта на дължината на вълната е относително прозрачна за атмосферата).

Важно е да се подчертае, че студените горни слоеве на атмосферата са положително свързани с топла повърхност - колкото по -горна атмосфера е в състояние да излъчва, толкова по -малко поток трябва да идва от повърхността (Casting 1984). Следователно, трябва да се очаква, че колкото по -голяма е разликата между температурните минимуми на повърхността и горните слоеве на атмосферата на планетата, толкова по -голям е парниковият ефект. Хансен, Сато и Руди (1997) показват, че двукратно увеличение на концентрацията на CO2 е еквивалентно на 2% увеличение на потока на слънчевата радиация, без да се вземат предвид ефектите на обратната връзка.

Основните парникови газове на Земята са водни пари и въглероден диоксид. Значително по -ниски концентрации на газове като озон, метан и азотни оксиди също допринасят (De Pater и Liesauer 2007). По-специално, докато парата има най-голям принос за парното отопление, тя кондензира и „синхронизира“ с некондензиращи се парникови газове, предимно СО2 (De Pater и Liesauer, 2007). Водните пари могат да отделят латентна топлина към атмосферата, да се кондензират, измествайки температурния градиент в тропосферата към влажна адиабатна, а не суха. Водата не може да влезе в стратосферата и да се подложи на фотолиза поради тропосферен студен капан, който кондензира водни пари при температурен минимум (при тропопаузата).

Еволюция на атмосферата

Наличието на седиментни скали и очевидното отсъствие на ледникови отлагания на Земята преди около 4 милиарда години предполага, че ранната Земя е била топла, вероятно по -топла от днешната (De Pater и Liesauer 2007). Това е особено проблематично, тъй като се смята, че по това време слънчевият поток е бил с около 25% по -нисък. Този проблем е известен като „Парадокса на слабото младо слънце“ (Goldblatt и Zanle 2011). Възможно обяснение може да бъде много по -голям парников ефект от днешния. Смята се, че концентрациите на CH4, CO2 и H2O и вероятно NH3 са били по -високи през онези дни (De Pater). Изложени са много хипотези за обяснение на това несъответствие, включително много по -голямо парциално налягане на CO2, значителен парников ефект поради метана (Павлов, Кастинг и Браун 2000), слой от органична мъгла, повишена облачност, разширяване на спектралните линии под налягане от - поради до значително по -високото парциално налягане на азота и общото атмосферно налягане (Goldblatt et al. 2009).

Венера

Докато Венера често се описва като сестра на Земята поради сходната си маса и размер, нейната повърхност и атмосферните условия нямат нищо общо със Земята. Повърхностната температура и налягането са съответно 733 К и 95 бара (De Pater и Liesauer 2007, Краснополски 2011). Поради високото албедо и 100% облачност, равновесната температура е около 232 К. Следователно парниковият ефект върху Венера е просто чудовищен и е равен на около 500 К. Това не е изненадващо при парциално налягане на CO2 от 92 бара. Разширяването на линията чрез налягане има голямо значениепри такива плътности и допринася значително за затоплянето. ICP CO2-CO2 също може да допринесе, но все още няма литература за това. Съдържанието на водни пари е ограничено до 0,00003 обемни процента (Meadows and Crisp 1996).

Еволюция на атмосферата

Често се смята, че Венера започва с летлив състав, подобен на този на Земята и подобен на първоначалния си изотопен състав. Ако това е вярно, тогава измереното съотношение деутерий / протий над 150 за Земята (Donahue et al. 1982) показва големи загуби на водород в миналото, вероятно поради фотодисоциация на вода (Shasefier et al. 2011), въпреки че Гринспун и Люис (1988) предполагат, че доставянето на вода от комети може да обясни този изотопен подпис. Във всеки случай Венера би могла да има океани преди сегашното си състояние, ако съдържаше толкова вода, колкото Земята (Casting 1987). Състоянието й не може да бъде причинено от повишаване на концентрацията на CO2 (или друго парников газ), но обикновено се смята, че е причинено от увеличен слънчев приток (Kippenhan 1994), въпреки че вътрешният топлинен поток, предизвикващ неконтролиран парников ефект в приливни планети, също е възможен (Barnes et al. 2012).

Casting (1987) изследва неконтролираните и устойчивите парникови ефекти върху Венера. Ако Венера имаше океан в ранните етапи на историята, потокът на слънчевата енергия в сегашната си орбита би бил такъв, че парниковият сценарий ще започне почти веднага. Има два сценария за загуба на океанска вода поради увеличения слънчев поток (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Първи неконтролиран сценарий: океанът започва да се изпарява в тропосферата, увеличавайки нагряването, но налягането също се увеличава, така че океаните да не кипят. Водата се натрупва в тропосферата много по -бързо от фотодисоциацията и изтичането на водород в космоса. Метеорологичните събития все още могат да настъпят и да забавят емисиите на CO2. Температурата и налягането на водната пара се увеличават и океанът остава, докато не бъде достигната критичната точка на водата от 647 K, при която е невъзможно да се превърне парата във вода при всяко налягане, при което цялата все още течна вода се изпарява и създава плътна мъгла от водни пари, напълно непрозрачна за изходяща дълго вълнова радиация. След това температурата на повърхността се повишава, докато започне да излъчва в близките инфрачервени и видими области, където прозрачността на водната пара е много по -висока и по -стабилна. Това съответства на температура от 1400 K, достатъчно висока, за да се стопи почти повърхностните скали и да се отдели въглерод от тях. Освен това CO2 може да се отделя от скалата без изветряне и не може да бъде отстранен никъде. Във втория сценарий изпускането на водни пари в атмосферата прави разпределението на температурата по -изотермично, повишавайки тропопаузата и разбивайки студения капан. Следователно водните пари могат да преминат в стратосферата и да претърпят фотолиза. За разлика от първия сценарий, водата се губи със скорост, съизмерима със скоростта на изпаряване от океана и изпарението няма да спре, докато цялата вода не изчезне. Когато водата изтече, карбонатно-силикатният цикъл се изключва. Ако CO2 продължава да се отделя от мантията, няма наличен начин за отстраняването му.

Марс

Марс по някакъв начин е противоположен на Венера по отношение на температура и налягане. Повърхностното налягане е приблизително 6 милибара, а средната температура е 215 K (Carr and Head 2010). Равновесната температура може да се покаже 210 K, така че парниковият ефект е около 5 K и е незначителен. Температурите могат да варират от 180 K до 300 K в зависимост от географската ширина, времето на годината и часа на деня (Carr and Head 2010). На теория има кратки периоди от време, през които течната вода може да съществува на повърхността на Марс според фазовата диаграма за H2O. Като цяло, ако искаме да видим мокър Марс, трябва да погледнем в миналото.

Еволюция на атмосферата

Mariner 9 публикува снимки за първи път, показващи очевидни следи от речни потоци. Най -често срещаното тълкуване е, че ранният Марс е бил топъл и влажен (Pollack 1979, Carr and Head 2010). Някой механизъм, вероятно парниковия ефект (въпреки че се вземат предвид и облаците), който е трябвало да причини достатъчно излъчване, направи Марс по -топъл през ранната си история. Проблемът е дори по -лош, отколкото се вижда, като се има предвид, че Слънцето е било с 25% по -слабо преди 3,8 милиарда години, когато Марс е имал мек климат (Casting 1991). Ранният Марс може да е имал повърхностно налягане от порядъка на 1 бар и температури близо до 300 K (De Pater и Liesauer 2007).

Кастингът (1984, 1991) показа, че само CO2 не може да затопли ранната повърхност на Марс до 273 К. Кондензацията на CO2 в клатрати променя атмосферния температурен градиент и принуждава горната атмосфера да излъчва повече топлина и ако планетата е в лъчиста равновесие, тогава повърхността излъчва по-малко, така че планетата има същия изходящ поток от дълго вълнова инфрачервена радиация, докато повърхността започва да се охлажда. По този начин, при налягане над 5 бара, CO2 охлажда планетата, а не я затопля. И това не е достатъчно, за да се затопли марсианската повърхност над точката на замръзване на водата, предвид слънчевия поток по това време. В този случай CO2 ще се кондензира в клатрати. Wordsworth, Foget и Amyt (2010) представиха по -строг преглед на физиката на абсорбцията на CO2 в плътна, чиста атмосфера на CO2 (включително ICP), показвайки, че всъщност Casting надцени повърхностните температури при високо налягане през 1984 г., като по този начин изостри проблема на топъл, влажен ранен Марс. Други парникови газове в допълнение към CO2 биха могли да решат този проблем или може би прах, ако намали албедото.

Възможните роли на CH4, NH3 и H2S са обсъждани по -рано (Sagan and Mullen, 1972). По -късно SO2 също е предложен като парников газ (Jung et al., 1997).

Титан

Повърхностната температура и налягането на Титан са съответно 93 K и 1,46 бара (Kustenis). Атмосферата се състои главно от N2 с няколко процента CH4 и около 0.3% H2 (McKay, 1991). Тропопаузата на Титан с температура 71 К на височина 40 км.

Оранжерийният ефект на Титан се дължи преди всичко на индуцираното от налягането поглъщане на дълги вълни на радиация от молекулите N2, CH4 и H2 (McKay, Pollack и Cortin 1991). Н2 силно поглъща радиацията, характерна за Титан (16,7-25 микрона). CH4 е подобен на водна пара на Земята, тъй като се кондензира в условията на атмосферата на Титан. Парниковият ефект върху Титан се дължи главно на предизвикана от сблъсък абсорбция с димери на N2-N2, CH4-N2 и H2-N2 (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). Това е поразително различно от атмосферите на Земята, Марс и Венера, където преобладава абсорбцията чрез вибрационни и ротационни преходи.

Титанът също има подчертан анти-парников ефект (McKay et al. 1991). Анти парниковият ефект се причинява от наличието на слой мъгла на голяма надморска височина, който абсорбира видимата светлина, но е прозрачен за инфрачервеното излъчване. Анти парниковият ефект намалява повърхностната температура с 9 K, докато парниковият ефект я увеличава с 21 K. По този начин нетният парников ефект е 12 K (82 K е ефективната температура в сравнение с 94 K от наблюдаваната повърхностна температура). Титанът без слой мъгла ще бъде с 20 K по-топъл поради липсата на парников ефект и засиления парников ефект (McKay et al. 1991).

Повърхностното охлаждане се дължи главно на радиация в областта на спектъра 17-25 микрона. Това е инфрачервеният прозорец на Титан. Н2 е важен, защото абсорбира в тази област, точно както СО2 е много важен на Земята, тъй като абсорбира радиация от земната повърхност в инфрачервената лента. И двата газа също не са ограничени от насищането на техните пари в условията на тяхната атмосфера.

Метанът е близо до налягане наситена пара, подобно на H2O на Земята.

Еволюция на атмосферата

Поради увеличената яркост на Слънцето, повърхностната температура на Титан вероятно е с 20 K по -топла, отколкото преди 4 милиарда години (McKay et al. 1993). В този случай N2 в атмосферата ще се охлади до лед. Формирането и животът на атмосферата на Титан е интересен проблем без трайни решения (Kustenis 2004). Един от проблемите е, че с тази скорост на фотолиза на CH4 и производство на етан, текущото предлагане на CH4 в атмосферата на Титан ще бъде изчерпано за много по -малко време от възрастта на Слънчевата система. В допълнение, течният етан ще се натрупва на повърхността няколкостотин метра по -ниско при сегашните темпове на производство (Lunein et al. 1989). Или това е нехарактерен период в историята на Титан, или има неизвестни източници на метан и изтичане на етан (Catling and Casting, 2013).

ЗАКЛЮЧЕНИЯ И ИХ ДИСКУСИЯ

Земята, Марс и Венера са сходни по това, че всяка планета има забележима атмосфера, времето, миналия или настоящия вулканизъм и химически хетерогенен състав. Титанът също има значителна атмосфера, време, вероятно криовулканизъм и потенциално частично хетерогенен състав (De Pater и Liesauer 2007).

Марс, Земята и Венера имат парников ефект със забележимо влияние на CO2, въпреки че стойностите на затопляне и парциално налягане на CO2 се различават с няколко порядъка. Съвсем очевидно е, че Земята и Марс трябва да са имали допълнително отопление по -рано в историята на Слънчевата система, когато слънцето е било по -слабо. Все още не е ясно какъв е източникът на затоплянето на тези две планети, въпреки че са предложени много решения и са възможни много обяснения. Интересното е, че Марс позволява да се правят сравнения с миналото на Земята, тъй като и двете планети имат достатъчно геоложки доказателства, че са били по -топли, като имат повече от парниковия ефект, създаден от CO2 газ. В същото време неконтролираният парников ефект върху Венера дава представа за бъдещето на Земята, ако слънчева активностще продължи да расте. Сравнявайки моделите и за трите планети, познавайки основните физични закони, които са еднакви за всички планети, можем да получим неща, които би било невъзможно да се получат, ако Слънцето не повлияе на земните планети.

Титанът е вълнуващ материал за изследване, според автора, особено след като, за разлика от други описани светове, парниковият му ефект е доминиран от абсорбцията, предизвикана от сблъсък. Загряването, дължащо се на ICP, има много възможни приложения за описване на условията и възможните обитавания на екзопланети (Pierhumbert). Точно като земната атмосфера, атмосферата на Титан съдържа достатъчно материя близо до тройната точка, която може да се кондензира в атмосферата и следователно може да повлияе на разпределението на температурата.

Разбира се, основните видове газове в земната атмосфера са повлияни от живи организми (Тейлър 2010). Очевидно това не е вярно за други планети в Слънчевата система. Можем обаче да използваме сравнението на Земята с безжизнени светове в нашата система, за да разберем по -добре възможните други биосфери.

СПИСЪК НА ИЗПОЛЗВАНИТЕ ИЗТОЧНИЦИ

Carr H. H., ръководител J. W. (2010) Геологическа история на Марс, EPSL, 296, 185-203.

Глобалното затопляне на нашата планета изглежда се е превърнало в добре известен факт. И експертите предупреждават, че е така глобално затоплянепричинени от парниковия ефект в атмосферата могат да имат най -сериозните последици. Поради това се планира провеждането на проучвания за действието на парниковия ефект не само на Земята, но и на Венера, Марс и Титан (Луната на Сатурн), така че човечеството да може по -ясно да си представи какви превратности на климата могат да очакват в бъдеще.

Докато човечеството беше малко и не беше натоварено технически напредъкнейната дейност е имала малък ефект върху климата на Земята. Но сега човек активно се намесва в процеса на топлообмен на нашата планета, често без да мисли за последствията.

Енергията от Слънцето загрява повърхността на Земята, която от своя страна излъчва тази енергия обратно в космоса. Но някои атмосферни газове пречат на тази енергия да напусне атмосферата. Това е парниковият ефект. Без него средната температура на Земята, която сега е 15 o C, би била с 30 o по -ниска. Човек, изгаряйки гориво и обезлесяването, отделя много парникови газове в атмосферата, като по този начин увеличава парниковия ефект. В резултат на това през изминалия век глобалната температура на Земята се е увеличила с повече от половин градус.

Пример за това какво може да се случи, когато парниковият ефект стане твърде силен, може да се види на Венера. Тази планета само малко отстъпва по размер и маса на Земята. Но температурата на повърхността му е около 460 o C. Сега атмосферата на Венера се състои почти изцяло от въглероден диоксид, който е парников газ. V земна атмосфераделът на въглеродния диоксид все още е около 0,03%. Изглежда много малко, но от началото на индустриалното развитие делът на въглеродния диоксид в атмосферата се е увеличил с 30%.

Защо съставът на атмосферата на Венера е толкова различен от този на Земята? Може би съдбата на Венера очаква и Земята? На този въпрос може да отговори европейската сонда Venus Express, която ще отиде да изследва Венера през 2005 г.

Другата ни съседна планета, Марс, изобщо не прилича на Венера. На Марс все още не са забелязани признаци на парников ефект. В атмосферата му има въглероден диоксид, но самата атмосфера е толкова тънка и разредена, че налягането й върху повърхността е само една стотна от "земните" 760 mm Hg. Изкуство. Следователно, той не задържа никаква енергия на Слънцето и между деня и нощта, както и светлината и сянката, има резки контрасти в температурата. Много експерти смятат, че в миналото Марс е бил много по -топъл и че е имало дори океани и следователно атмосферата е била съвсем различна. Въпреки това, преди около 3,6 милиарда години, нещо се е случило на Марс и в крайна сметка е стигнало до сегашното си състояние. Какъв може да бъде тласъкът за това изменение на климата? Учените планират да отговорят на този въпрос с помощта на европейската сонда Mars Express, която ще отиде на Марс през май тази година.

Парников ефект, междинен по интензитет, се наблюдава на най -голямата луна на Сатурн, Титан. Вярно е, че в атмосферата си това се обяснява с високи концентрации на метан, който също е парников газ. Но на Титан все още е много по -студено, отколкото на Земята - около -180 o С. Сега сондата Касини с мини сондата Хюйгенс лети към Сатурн. Последният е предназначен само за изследване на Титан. За тази цел той ще бъде изпуснат в атмосферата с парашут. Може би тези изследвания ще позволят на земляните да научат нещо полезно за разбиране на процесите на тяхната планета.

Венера - Древните римляни бяха възхитени от тази грандиозна планета и я кръстиха на богинята на любовта и красотата. Тя изглеждаше толкова красива в небето, че връзката изглеждаше очевидна. Дълго време Венера се смяташе за наша сестринска планета поради сходството на структурата, гравитацията, плътността и размера. В много отношения Венера и Земята са почти близнаци, те са почти с еднакъв размер и Венера е най -близката планета до Земята.

Векове наред учените вярват, че тази планета, близнакът на Земята, е покрита с дълбоки океани, гъсти тропически гори и че нейният климат създава всички условия за съществуването на интелигентен живот там. Преди да се присъедините космическа ерасе смяташе, че Венера е много подобна на Земята, но когато започнахме да изучаваме Венера, се оказа, че условията там са напълно различни. Оказа се, че Венера не е толкова екзотична сестра на Земята, колкото злодей близнак. Това са две много сходни планети по техните основни характеристики, нито тяхната еволюция е от различно естество, което ни кара да разбираме проблема по различен начин планетна еволюция... Имаше две подобни планети, те съществуват четири милиарда години и защо се оказаха толкова различни.

Климат и парников ефект

Първата от основните причини е, че Венера е била подложена на мощни метеорни удари. Един удар беше толкова силен, че според учените той повлия на въртенето на планетата. Венера има много бавно въртене и това е, както казваме, регресивно въртене. Тоест Венера не се върти като другите планети, а в обратна посока. Поради регресивното въртене, Слънцето изгрява там на запад и залязва на изток. Денят на Венера е много дълъг, като времето от един изгрев до следващия е приблизително осем земни месеца. Но не тези характеристики правят живота на Венера непоносим. Това отчасти се дължи на безмилостния климат, температурата на повърхността е около 750 градуса по Целзий. Венера е най -горещата планета в Слънчевата система и посещението там ще бъде изключително кратко. Ако останахме там няколко секунди, щяхме да се пържим.

Проблемът с парниковия ефект

Безмилостна топлинна вълна се създава чрез процес, наречен парников ефект. На Земята идентичен процес контролира климата. Ако разгледаме по -отблизо Венера, започваме да разбираме как нещо познато може да се превърне в цикъл на живот или смърт. Днес температурата на Земята се покачва и учените са открили причината за това на Венера. „Глобалното затопляне е следствие от действието на парникови газове, които стават все повече и следователно земята става все по -гореща и по -гореща, - Робърт Стром (учен от Университета на Аризона). "Погледнахме Венера и казахме, че същото се случва и тук."

Последиците от парниковия ефект върху Венера

През 90 -те години след старта космически кораб„Магелан“, Венера започна да се представя като пример за това колко лоши неща могат да се случат тук, на Земята. „Космическите изследвания ни казаха много за Земята и заобикаляща среда- казва Робърт Стром. „Ефектът на парник (парник), за който сега се говори във връзка с глобалното затопляне, по същество беше открит на Венера.“ Открит на Венера разлял Нов святвърху парниковия (парников) ефект върху Земята. Венера не винаги е била толкова гореща, в ранните етапи на еволюцията е приличала повече на Земята. Той загуби океаните си поради това, което наричаме парников ефект. „Венера е пример за това как глобалните промени на планетата могат да протичат според най -лошия сценарий. Не е нужно да вървим по пътя на Венера, за да изпаднем в беда. Просто трябва да се обърнете малко в другата посока и ние вече го правим. "

Причини за парников ефект

Изследването на Венера ни позволява да тестваме нашите климатични модели. Използвайки компютърни модели с обща циркулация, учените успяха да изчислят покачването на температурата на Земята въз основа на количеството парникови газове на Венера. Как парниковият ефект върху Венера прави планетата толкова гореща? На Венера парниковите газове не улавят топлината на слънцето, но значително забавят нейния напредък. Оранжерийният (парников) ефект върху всяка планета означава, че повърхностната температура се повишава поради факта, че газовете в атмосферата, пропускащи слънчевата светлина, улавят топлината. Тези парникови газове, които биха се оказали фатални за нас на Венера, са от съществено значение за живота на Земята. Без парниковия ефект средната температура би била доста под нулата, океаните биха замръзнали напълно и може изобщо да няма живот на Земята.

Защо Венера е толкова гореща? Отговорът е в състава на атмосферата. Това е почти изцяло въглероден диоксид. Въглеродният диоксид или CO2 съставляват 95% от атмосферата на Венера. И газ в такива голямо количествозадържа повече топлина „Това има много силен парников ефект (парник) и затова е толкова горещо на Венера“, обяснява Дейвид Гринспун. Това е пример за екстремно глобално затопляне. "

С налягане на CO2 над 90 бара на повърхността и температура 733 Келвин, вместо ефективна температура за Венера от около 240 К (Полак, 1979). За разлика от Венера, парниковият ефект в момента е около 33 K прегряване, което също играе важна роля за поддържане на живота. Парниковият ефект е малък при 5 K, въпреки че изследванията показват, че в миналото той е бил значително по -висок (Carr and Head, 2010). Интересното е, че парниковият ефект има много общо с този на Земята, включително сравним натиск върху повърхността (1,5 пъти по -висок от земния, за разлика от Венера и Марс, които имат налягане съответно около 100 пъти по -високо и 100 пъти по -малко), както и кондензиращите парникови газове присъстват на Титан, въпреки ниските температури (Kustenis, 2005).

Сравнителната планетарна наука може да се използва за съвместно разглеждане на тези планети и за идентифициране на основните закони и значението на парниковия ефект. Такъв сравнителен анализ може да даде представа за възможните атмосферни обвивки и условия на повърхността на типа на Земята. Тази статия разглежда повече от само четири набора от данни за текущото състояние, тъй като може също да се основава на възможни атмосферни условия, които са съществували върху тях в миналото, като се вземат предвид геоложки, геохимични, изотопни доказателства и други основни физически причини.

Структурата на тази работа е следната: първо ще разгледаме физическите основи на парниковия ефект и газовете, които абсорбират радиацията. Второ, накратко ще разгледаме всяко от четирите космически тела, изброени по -горе, основните абсорбиращи газове, структурата на атмосферата и преобладаващите условия на повърхността на различните тела. Ще разгледаме и възможните модели на минали условия, като вземем предвид тяхното отношение към данните за различни атмосферни условия в миналото и парадокса на слабите млади. И накрая, нека свържем всички тези нишки заедно и да разберем основните физически процеси, свързани с всяка планета, и да направим аналогии между тях. Моля, обърнете внимание, че фокусът тук е предимно върху качеството.

ОСНОВНА ИНФОРМАЦИЯ ЗА ПАРНИКОВИТЕ ГАЗОВЕ

Парниковите газове пропускат видима светлина, позволявайки на по -голямата част от слънчевата светлина да избяга от атмосферата и да достигне повърхността, но те са непрозрачни в инфрачервения диапазон, въздействайки върху радиацията по такъв начин, че температурата на повърхността се увеличава и планетата е в топлинно равновесие с входящ слънчев поток.

Физическият процес, чрез който атомите и молекулите абсорбират радиацията, е сложен и включва много от законите на квантовата механика, за да опише пълната картина. Въпреки това процесът може да бъде описан качествено. Всеки атом или молекула има набор от състояния, съответстващи на различни квантовани енергийни нива. Молекулата може да премине от състояние с по-ниска енергия в състояние с по-висока енергия или чрез поглъщане на фотон, или от сблъсък с висока енергия с друга частица (заслужава да се отбележи, че не е факт, че всички възможни състояния с по-висока енергия може да се достигне директно от дадена долна и обратно). След преминаване към възбудено състояние, молекулата може да бъде развълнувана до по-ниско енергийно състояние или дори до основно състояние (състояние с най-ниска енергия), излъчвайки фотон или прехвърляйки част от енергията си на друга частица след сблъсък с нея . Съществуват три типа преходи за абсорбиращи газове в земната атмосфера. В ред на намаляваща енергия те са: електронни преходи, вибрационни преходи и ротационни преходи. Електронните преходи се случват с енергии от ултравиолетовия диапазон, вибрационни и ротационни преходи се случват в близката и средната инфрачервена област на спектъра. Озонът е пример за поглъщане на ултравиолетовите лъчи от кислород, докато водната пара има забележими вибрационни и ротационни енергии в инфрачервения диапазон. Тъй като инфрачервеното лъчение доминира в радиацията на Земята, ротационните и вибрационни преходи са най -важните при обсъждането на топлинния баланс на Земята.

Това не е цялата история, защото всяка абсорбционна линия зависи от скоростта (температурата) и налягането на частиците. Промяната в тези стойности може да доведе до промяна в спектралните линии и по този начин да промени абсорбцията на радиация, осигурена от газа. В допълнение, друг начин на абсорбиране, свързан с много плътна или много студена атмосфера, все още предстои да бъде обсъден - индуцирана от сблъсък абсорбция (известна като ICP). Смисълът му е, че ICP позволява на неполярни молекули (т.е. симетрични молекули без силен диполен момент) да абсорбират радиация. Това работи по един от двата начина: първият - сблъсъкът причинява временен диполен момент в молекулата, който ви позволява да абсорбирате фотон, или вторият - две молекули, например H2 -N2, за кратко се свързват в една супермолекула с тях собствени квантовани ротационни състояния. Тези временни молекули се наричат ​​димери (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). Пряката пропорционалност на плътността е сравнително лесна за разбиране интуитивно: колкото по -плътен е газът, толкова по -голяма е вероятността от сблъсък. Отрицателната връзка с температурата може да се разбира като ефект от времето на престой - ако молекулата има много транслационна енергия, тя ще прекарва по -малко време в непосредствена близост до друга молекула, като по този начин образуването на димер е по -малко вероятно.

Познавайки числените стойности на характеристиките на радиационното натоварване, лесно може да се изчислят температурите при липса на ефекти на обратна връзка. Чрез регулиране на повърхностната температура се отделя повече енергия в космоса (Hansen, Sato и Rudy 1997). Като цяло разбирането на климатичната обратна връзка е от решаващо значение, тъй като отрицателната обратна връзка стабилизира температурата, а положителната обратна връзка усилва смущенията и създава неконтролиран процес. Значително различното време на ефектите на обратната връзка също е много важно. Често е необходимо да се позовава на общ модел на циркулация (GCM), който включва всички важни ефекти на обратната връзка в подходящи времеви скали, за да се правят точни прогнози (Taylor 2010). Примери за ефекти на обратната връзка са: образуване на облаци в зависимост от температурата (отрицателна обратна връзка, кратки срокове), топене или образуване на значителна ледена покривка (положителна обратна връзка, кратък / среден времеви мащаб), карбонатно-силикатен цикъл (отрицателна обратна връзка, дълги времеви рамки) и биологичен процеси (те са различни).

ЕФЕКТ ОТПЛЕЧЕНИЕ В СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА

Земята

Средната годишна температура на земната повърхност е 288 K, а ефективната температура е 255 K. Ефективната температура се определя от съотношението на топлинния баланс към входящия поток слънчева радиация в съответствие с уравнението по -долу

където S е слънчевата константа (на земята ~ 1366 W / m2), A е геометричното албедо на Земята, σ е константата на Стефан-Болцман, f е геометричният фактор, равен на 4 за бързо въртящи се планети, т.е. планети с периоди на въртене по реда на дните (Catling and Casting 2013). Следователно парниковият ефект е отговорен за увеличаването на тази температура на Земята с 33 K (Pollack 1979). Цялата Земя трябва да излъчва като черно тяло, загрято до 255 K, но абсорбцията от парникови газове, предимно CO2 и H2O, връща топлината обратно на повърхността, създавайки студени горни слоеве на атмосферата. Тези слоеве излъчват при температури доста под 255 K и следователно, за да излъчват като черно тяло с температура 255 K, повърхността трябва да е по -топла и да излъчва повече. По-голямата част от потока излиза през прозорец от 8-12 микрона (областта на дължината на вълната е относително прозрачна за атмосферата).

Важно е да се подчертае, че студените горни слоеве на атмосферата са положително свързани с топла повърхност - колкото по -горна атмосфера е в състояние да излъчва, толкова по -малко поток трябва да идва от повърхността (Casting 1984). Следователно, трябва да се очаква, че колкото по -голяма е разликата между температурните минимуми на повърхността и горните слоеве на атмосферата на планетата, толкова по -голям е парниковият ефект. Хансен, Сато и Руди (1997) показват, че двукратно увеличение на концентрацията на CO2 е еквивалентно на 2% увеличение на потока на слънчевата радиация, без да се вземат предвид ефектите на обратната връзка.

Основните парникови газове на Земята са водни пари и въглероден диоксид. Значително по -ниски концентрации на газове като озон, метан и азотни оксиди също допринасят (De Pater и Liesauer 2007). По-специално, докато парата има най-голям принос за парното отопление, тя кондензира и „синхронизира“ с некондензиращи се парникови газове, предимно СО2 (De Pater и Liesauer, 2007). Водните пари могат да отделят латентна топлина към атмосферата, да се кондензират, измествайки температурния градиент в тропосферата към влажна адиабатна, а не суха. Водата не може да влезе в стратосферата и да се подложи на фотолиза поради тропосферен студен капан, който кондензира водни пари при температурен минимум (при тропопаузата).

Еволюция на атмосферата

Наличието на седиментни скали и очевидното отсъствие на ледникови отлагания на Земята преди около 4 милиарда години предполага, че ранната Земя е била топла, вероятно по -топла от днешната (De Pater и Liesauer 2007). Това е особено проблематично, тъй като се смята, че по това време слънчевият поток е бил с около 25% по -нисък. Този проблем е известен като „Парадокса на слабото младо слънце“ (Goldblatt и Zanle 2011). Възможно обяснение може да бъде много по -голям парников ефект от днешния. Смята се, че концентрациите на CH4, CO2 и H2O и вероятно NH3 са били по -високи през онези дни (De Pater). Изложени са много хипотези за обяснение на това несъответствие, включително много по -голямо парциално налягане на CO2, значителен парников ефект поради метана (Павлов, Кастинг и Браун 2000), слой от органична мъгла, повишена облачност, разширяване на спектралните линии под налягане от - поради до значително по -високото парциално налягане на азота и общото атмосферно налягане (Goldblatt et al. 2009).

Венера

Докато Венера често се описва като сестра на Земята поради сходната си маса и размер, нейната повърхност и атмосферните условия нямат нищо общо със Земята. Повърхностната температура и налягането са съответно 733 К и 95 бара (De Pater и Liesauer 2007, Краснополски 2011). Поради високото албедо и 100% облачност, равновесната температура е около 232 К. Следователно парниковият ефект върху Венера е просто чудовищен и е равен на около 500 К. Това не е изненадващо при парциално налягане на CO2 от 92 бара. Разширяването на линията чрез натиск е от голямо значение при такива плътности и допринася значително за затоплянето. ICP CO2-CO2 също може да допринесе, но все още няма литература за това. Съдържанието на водни пари е ограничено до 0,00003 обемни процента (Meadows and Crisp 1996).

Еволюция на атмосферата

Често се смята, че Венера започва с летлив състав, подобен на този на Земята и подобен на първоначалния си изотопен състав. Ако това е вярно, тогава измереното съотношение деутерий / протий над 150 за Земята (Donahue et al. 1982) показва големи загуби на водород в миналото, вероятно поради фотодисоциация на вода (Shasefier et al. 2011), въпреки че Гринспун и Люис (1988) предполагат, че доставянето на вода може да обясни този изотопен подпис. Във всеки случай Венера би могла да има океани преди сегашното си състояние, ако съдържаше толкова вода, колкото Земята (Casting 1987). Състоянието му не може да бъде причинено само от увеличаване на концентрацията на CO2 (или друг парников газ), но обикновено се смята, че е причинено от увеличен приток на слънчева енергия (Kippenhan 1994), въпреки че вътрешният топлинен поток причинява неконтролирана оранжерия възможен е и ефект на приливни планети (Barnes et al. 2012).

Casting (1987) изследва неконтролираните и устойчивите парникови ефекти върху Венера. Ако Венера имаше океан в ранните етапи на историята, потокът на слънчевата енергия в сегашната си орбита би бил такъв, че парниковият сценарий ще започне почти веднага. Има два сценария за загуба на океанска вода поради увеличения слънчев поток (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Първи неконтролиран сценарий: океанът започва да се изпарява в тропосферата, увеличавайки нагряването, но налягането също се увеличава, така че океаните да не кипят. Водата се натрупва в тропосферата много по -бързо от фотодисоциацията и изтичането на водород в космоса. Метеорологичните събития все още могат да настъпят и да забавят емисиите на CO2. Температурата и налягането на водната пара се увеличават и океанът остава, докато не бъде достигната критичната точка на водата от 647 K, при която е невъзможно да се превърне парата във вода при всяко налягане, при което цялата все още течна вода се изпарява и създава плътна мъгла от водни пари, напълно непрозрачна за изходяща дълго вълнова радиация. След това температурата на повърхността се повишава, докато започне да излъчва в близките инфрачервени и видими области, където прозрачността на водната пара е много по -висока и по -стабилна. Това съответства на температура от 1400 K, достатъчно висока, за да се стопи почти повърхностните скали и да се отдели въглерод от тях. Освен това CO2 може да се отделя от скалата без изветряне и не може да бъде отстранен никъде. Във втория сценарий изпускането на водни пари в атмосферата прави разпределението на температурата по -изотермично, повишавайки тропопаузата и разбивайки студения капан. Следователно водните пари могат да преминат в стратосферата и да претърпят фотолиза. За разлика от първия сценарий, водата се губи със скорост, съизмерима със скоростта на изпаряване от океана и изпарението няма да спре, докато цялата вода не изчезне. Когато водата изтече, карбонатно-силикатният цикъл се изключва. Ако CO2 продължава да се отделя от мантията, няма наличен начин за отстраняването му.

Марс по някакъв начин е противоположен на Венера по отношение на температура и налягане. Повърхностното налягане е приблизително 6 милибара, а средната температура е 215 K (Carr and Head 2010). Равновесната температура може да се покаже 210 K, така че парниковият ефект е около 5 K и е незначителен. Температурите могат да варират от 180 K до 300 K в зависимост от географската ширина, времето на годината и часа на деня (Carr and Head 2010). На теория има кратки периоди от време, през които течната вода може да съществува на повърхността на Марс според фазовата диаграма за H2O. Като цяло, ако искаме да видим мокър Марс, трябва да погледнем в миналото.

Еволюция на атмосферата

Mariner 9 публикува снимки за първи път, показващи очевидни следи от речни потоци. Най -често срещаното тълкуване е, че ранният Марс е бил топъл и влажен (Pollack 1979, Carr and Head 2010). Някой механизъм, вероятно парниковия ефект (въпреки че се вземат предвид и облаците), който е трябвало да причини достатъчно излъчване, направи Марс по -топъл през ранната си история. Проблемът е дори по -лош, отколкото се вижда, като се има предвид, че Слънцето е било с 25% по -слабо преди 3,8 милиарда години, когато Марс е имал мек климат (Casting 1991). Ранният Марс може да е имал повърхностно налягане от порядъка на 1 бар и температури близо до 300 K (De Pater и Liesauer 2007).

Кастингът (1984, 1991) показа, че само CO2 не може да затопли ранната повърхност на Марс до 273 К. Кондензацията на CO2 в клатрати променя атмосферния температурен градиент и принуждава горната атмосфера да излъчва повече топлина и ако планетата е в лъчиста равновесие, тогава повърхността излъчва по-малко, така че планетата има същия изходящ поток от дълго вълнова инфрачервена радиация, докато повърхността започва да се охлажда. По този начин, при налягане над 5 бара, CO2 охлажда планетата, а не я затопля. И това не е достатъчно, за да се затопли марсианската повърхност над точката на замръзване на водата, предвид слънчевия поток по това време. В този случай CO2 ще се кондензира в клатрати. Wordsworth, Foget и Amyt (2010) представиха по -строг преглед на физиката на абсорбцията на CO2 в плътна, чиста атмосфера на CO2 (включително ICP), показвайки, че всъщност Casting надцени повърхностните температури при високо налягане през 1984 г., като по този начин изостри проблема на топъл, влажен ранен Марс. Други парникови газове в допълнение към CO2 биха могли да решат този проблем или може би прах, ако намали албедото.

Възможните роли на CH4, NH3 и H2S са обсъждани по -рано (Sagan and Mullen, 1972). По -късно SO2 също е предложен като парников газ (Jung et al., 1997).

Повърхностната температура и налягането на Титан са съответно 93 K и 1,46 бара (Kustenis). Атмосферата се състои главно от N2 с няколко процента CH4 и около 0.3% H2 (McKay, 1991). Тропопаузата на Титан с температура 71 К на височина 40 км.

Оранжерийният ефект на Титан се дължи преди всичко на индуцираното от налягането поглъщане на дълги вълни на радиация от молекулите N2, CH4 и H2 (McKay, Pollack и Cortin 1991). Н2 силно поглъща радиацията, характерна за Титан (16,7-25 микрона). CH4 е подобен на водна пара на Земята, тъй като се кондензира в условията на атмосферата на Титан. Парниковият ефект върху Титан се дължи главно на предизвикана от сблъсък абсорбция с димери на N2-N2, CH4-N2 и H2-N2 (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). Това е поразително различно от атмосферите на Земята, Марс и Венера, където преобладава абсорбцията чрез вибрационни и ротационни преходи.

Титанът също има подчертан анти-парников ефект (McKay et al. 1991). Анти парниковият ефект се причинява от наличието на слой мъгла на голяма надморска височина, който абсорбира видимата светлина, но е прозрачен за инфрачервеното излъчване. Анти парниковият ефект намалява повърхностната температура с 9 K, докато парниковият ефект я увеличава с 21 K. По този начин нетният парников ефект е 12 K (82 K е ефективната температура в сравнение с 94 K от наблюдаваната повърхностна температура). Титанът без слой мъгла ще бъде с 20 K по-топъл поради липсата на парников ефект и засиления парников ефект (McKay et al. 1991).

Повърхностното охлаждане се дължи главно на радиация в областта на спектъра 17-25 микрона. Това е инфрачервеният прозорец на Титан. Н2 е важен, защото абсорбира в тази област, точно както СО2 е много важен на Земята, тъй като абсорбира радиация от земната повърхност в инфрачервената лента. И двата газа също не са ограничени от насищането на техните пари в условията на тяхната атмосфера.

Метанът е близо до налягането на наситените пари, подобно на H2O на Земята.

Еволюция на атмосферата

Поради увеличената яркост на Слънцето, повърхностната температура на Титан вероятно е с 20 K по -топла, отколкото преди 4 милиарда години (McKay et al. 1993). В този случай N2 в атмосферата ще се охлади до лед. Формирането и животът на атмосферата на Титан е интересен проблем без трайни решения (Kustenis 2004). Един от проблемите е, че с тази скорост на фотолиза на CH4 и производство на етан, текущото предлагане на CH4 в атмосферата на Титан ще бъде изчерпано за много по -малко време от възрастта на Слънчевата система. В допълнение, течният етан ще се натрупва на повърхността няколкостотин метра по -ниско при сегашните темпове на производство (Lunein et al. 1989). Или това е нехарактерен период в историята на Титан, или има неизвестни източници на метан и изтичане на етан (Catling and Casting, 2013).

ЗАКЛЮЧЕНИЯ И ИХ ДИСКУСИЯ

Земята, Марс и Венера са сходни по това, че всяка планета има забележима атмосфера, времето, миналия или настоящия вулканизъм и химически хетерогенен състав. Титанът също има значителна атмосфера, време, вероятно криовулканизъм и потенциално частично хетерогенен състав (De Pater и Liesauer 2007).

Марс, Земята и Венера имат парников ефект със забележимо влияние на CO2, въпреки че стойностите на затопляне и парциално налягане на CO2 се различават с няколко порядъка. Съвсем очевидно е, че Земята и Марс трябва да са имали допълнително отопление по -рано в историята на Слънчевата система, когато слънцето е било по -слабо. Все още не е ясно какъв е източникът на затоплянето на тези две планети, въпреки че са предложени много решения и са възможни много обяснения. Интересното е, че Марс позволява да се правят сравнения с миналото на Земята, тъй като и двете планети имат достатъчно геоложки доказателства, че са били по -топли, като имат повече от парниковия ефект, създаден от CO2 газ. В същото време неконтролираният парников ефект върху Венера дава представа за бъдещето на Земята, ако слънчевата активност продължи да расте. Сравнявайки моделите и за трите планети, познавайки основните физични закони, които са еднакви за всички планети, можем да получим неща, които би било невъзможно да се получат, ако Слънцето не повлияе на земните планети.

Титанът е вълнуващ материал за изследване, според автора, особено след като, за разлика от други описани светове, парниковият му ефект е доминиран от абсорбцията, предизвикана от сблъсък. Загряването, дължащо се на ICP, има много възможни приложения за описване на условията и възможните обитавания на екзопланети (Pierhumbert). Точно като земната атмосфера, атмосферата на Титан съдържа достатъчно материя близо до тройната точка, която може да се кондензира в атмосферата и следователно може да повлияе на разпределението на температурата.

Разбира се, основните видове газове в земната атмосфера са повлияни от живи организми (Тейлър 2010). Очевидно това не е вярно за други планети в Слънчевата система. Можем обаче да използваме сравнението на Земята с безжизнени светове в нашата система, за да разберем по -добре възможните други биосфери.

>> Парников ефект върху Венера

Парниковият газ е въглероден диоксид. През него преминават различни дължини на вълните, но той успява ефективно да акумулира топлината, функционирайки като своеобразно одеяло. Слънчевите лъчи удрят повърхността и се опитват да избягат, но въглеродният диоксид задържа топлината обратно. Все едно да оставиш заключена кола на слънце, само завинаги

Венера- най -силен Парников ефектсред планетите на Слънчевата система: причини, атмосферни особености, температура, разстояние до Слънцето, газова обвивка.

Не всеки знае, че Венера е най -горещата планета в Слънчевата система. Да, въпреки че е второто най -отдалечено от Слънцето, това е изключително горещо място, където постоянната температура замръзва при 462 ° C. Това е достатъчно, за да се стопи напълно оловото. При атмосферно налягане то е 92 пъти по -високо от това на Земята. Но откъде идват такива показатели? Всичко е виновно парников ефект върху Венера.

Как парниковият ефект действа върху Венера

Изследователите смятат, че по -рано Венера приличаше повече на Земята и имаше ниска температура и дори вода течно състояние... Но преди милиарди години процесът на отопление започна. Водата просто се изпарява в атмосферата и пространството се запълва въглероден двуокис... Повърхността се нагрява, изтръгвайки въглерод, което увеличава количеството газ.

За съжаление парниковият ефект се е настанил в атмосферата на Венера. Може ли този сценарий да се повтори със Земята? Ако е така, тогава температурата ни ще се повиши до няколкостотин градуса, а атмосферният слой ще стане сто пъти по -плътен.