UVOD

Efekat staklenika ima primetan efekat na ta tela Solarni sistem koji imaju atmosferu. Većina sjajan primjer je Venera sa tlakom CO2 većim od 90 bara na površini i temperaturom od 733 Kelvina, umjesto efektivne temperature za Veneru od oko 240 K (Pollack, 1979). Za razliku od Venere, efekat staklene bašte na Zemlji je trenutno oko 33 K pregrijavanje, što također igra važnu ulogu u održavanju života. Na Marsu je efekat staklene bašte mali na 5 K, iako istraživanja sugeriraju da je u prošlosti bio znatno veći (Carr i Head, 2010). Zanimljivo je da efekt staklenika na Titanu ima mnogo zajedničkog s onim na Zemlji, uključujući uporedni pritisak na površinu (1,5 puta veći od Zemljinog, za razliku od Venere i Marsa, koji imaju pritiske oko 100 puta veći, a u 100 puta manji, respektivno), kao i kondenzacijski staklenički plinovi prisutni su na Titanu, unatoč niskim temperaturama (Kustenis, 2005).

Komparativna planetarna nauka može se koristiti da se posmatraju ove planete zajedno i da se identifikuju osnovni zakoni i značaj efekta staklene bašte. Takav uporedna analiza može dati ideju o mogućim atmosferskim omotačima i uvjetima na površini egzoplaneta zemaljski... Ovaj rad razmatra više od samo četiri skupa podataka o trenutnom stanju planeta, jer se također može nadograditi na moguće atmosferske uvjete koji su na njima postojali u prošlosti, uzimajući u obzir geološke, geokemijske i izotopske dokaze i druge fundamentalne fizičke razloge.

Struktura ovog rada je sljedeća: prvo razmotrite fizičke osnove efekat staklene bašte i gasovi koji apsorbuju zračenje. Drugo, ukratko ćemo razmotriti svako od četiri gore navedena kosmička tijela, glavne apsorbirajuće plinove, strukturu atmosfere i preovlađujuće uslove na površini različitih tijela. Također ćemo razmotriti moguće obrasce prošlih uvjeta, uzimajući u obzir kako se oni odnose na podatke o različitim atmosferskim uvjetima u prošlosti i paradoks slabog mladog sunca. I konačno, povežimo sve ove niti zajedno i otkrijemo osnovne fizičke procese povezane sa svakom planetom i povučemo analogije između njih. Napominjemo da je ovdje fokus prvenstveno na kvaliteti.

OSNOVNE INFORMACIJE O STAKLENIČNIM GASOVIMA

Staklenički plinovi propuštaju vidljivu svjetlost, omogućavajući većini sunčeva svetlost ne reflektiraju se atmosferom i dopiru do površine, ali su neprozirne u infracrvenom području, utječući na zračenje na takav način da se površinska temperatura povećava i planeta je u toplinskoj ravnoteži s dolaznim tokom sunčevog zračenja.

Fizički proces kojim atomi i molekuli apsorbuju zračenje je složen i uključuje mnoge zakone. kvantna mehanika da opišete kompletnu sliku. Ipak, proces se može kvalitativno opisati. Svaki atom ili molekula ima skup stanja koji odgovaraju različitim kvantiziranim nivoima energije. Molekula može preći iz stanja s manjom energijom u stanje s većom energijom ili apsorbiranjem fotona ili sudarom velike energije s drugom česticom (vrijedno je napomenuti da nije činjenica da sva moguća stanja veće energije može se doći direktno s danog nižeg i obrnuto). Nakon prelaska u pobuđeno stanje, molekula se može deekscitirati u niže energetsko stanje ili čak u osnovno stanje (stanje s najnižom energijom), emitirajući foton ili prenoseći dio svoje energije na drugu česticu nakon sudara s njom. . Postoje tri vrste prijelaza upijajućih plinova u Zemljinoj atmosferi. Po reduciranju energije to su: elektronički prijelazi, vibracijski prijelazi i rotacijski prijelazi. Elektronički prijelazi događaju se s energijama ultraljubičastog raspona, vibracijski i rotacijski prijelazi događaju se u bliskom i srednjem infracrvenom području spektra. Ozon je primjer apsorpcije ultraljubičastih zraka kisikom, dok vodena para ima primjetne vibracijske i rotacijske energije u infracrvenom području. Budući da infracrveno zračenje dominira zračenjem Zemlje, rotacijski i vibracioni prijelazi su najvažniji kada se raspravlja toplotni bilans Zemlja.

Ovo nije cijela priča, jer svaka apsorpciona linija zavisi od brzine (temperature) čestica i pritiska. Promjena ovih vrijednosti može dovesti do promjene spektralnih linija i na taj način promijeniti apsorpciju zračenja koje stvara plin. Osim toga, još treba raspravljati o drugom načinu apsorpcije, koji se odnosi na vrlo gustu ili vrlo hladnu atmosferu – apsorpcija izazvana sudarom (poznata kao ICP). Njegovo značenje je da ICP dopušta nepolarnim molekulima (tj. Simetričnim molekulama bez jakog dipolnog momenta) da apsorbiraju zračenje. To funkcionira na jedan od dva načina: prvi - sudar uzrokuje privremeni dipolni moment u molekuli, koji vam omogućuje da apsorbirate foton, ili drugi - dvije molekule, na primjer H2 -N2, nakratko se vežu u jednu supermolekulu sa svojom sopstvena kvantizovana rotaciona stanja. Ti se privremeni molekuli nazivaju dimeri (Hunt i sur. 1983; Wordsworth i sur. 2010). Direktnu proporcionalnost gustoće prilično je lako razumjeti intuitivno: što je plin gušći, veća je vjerovatnoća sudara. Negativan odnos s temperaturom može se shvatiti kao učinak vremena boravka - ako molekul ima puno translacijske energije, on će provesti manje vremena u neposrednoj blizini drugog molekula, pa je formiranje dimera manje vjerojatno.

Poznavajući numeričke vrijednosti karakteristika zračenja, lako se mogu izračunati temperature u nedostatku povratnih efekata. Podešavanjem površinske temperature, više energije se emituje u svemir (Hansen, Sato i Rudy 1997). Općenito, razumijevanje klimatskih povratnih informacija je kritično, jer negativna povratna sprega stabilizira temperaturu, a pozitivna pojačava poremećaje i stvara nekontrolirani proces. Značajno različito vrijeme efekata povratnih informacija je također vrlo važno. Često je potrebno pozvati se na opći cirkulacijski model (GCM) koji uključuje sve važne povratne efekte na odgovarajućim vremenskim skalama kako bi se napravila tačna predviđanja (Taylor 2010). Primjeri povratnih efekata su: stvaranje oblaka ovisno o temperaturi (negativna povratna informacija, kratki vremenski rasponi), otapanje ili stvaranje značajnog ledenog pokrivača (pozitivna povratna informacija, kratki / srednji vremenski rasponi), karbonatno-silikatni ciklus (negativna povratna sprega, dugi vremenski okviri) i biološki procesi (različiti su).

EFEKAT STEKLENIKA U SUNČEVOM SISTEMU

zemlja

Godišnji prosjek Zemljine površine je 288 K, a efektivna temperatura 255 K. Efikasna temperatura određena je omjerom toplotne bilance prema dolaznom toku sunčevog zračenja u skladu sa jednadžbom ispod

gdje je S solarna konstanta (na zemlji ~ 1366 W / m2), A je geometrijski albedo Zemlje, σ je Stefan-Boltzmannova konstanta, f je geometrijski faktor, jednak 4 za planete koje se brzo okreću, tj. planete sa periodima rotacije po danima (Catling and Casting 2013). Shodno tome, efekat staklene bašte je odgovoran za povećanje ove temperature na Zemlji za 33 K (Pollack 1979). Cijela Zemlja bi trebala zračiti poput crnog tijela zagrijanog na 255 K, ali apsorpcija stakleničkih plinova, prvenstveno CO2 i H2O, vraća toplinu natrag na površinu, stvarajući hladne gornje slojeve atmosfere. Ovi slojevi zrače na temperaturama znatno ispod 255 K, pa stoga, da bi zračili kao crno tijelo sa temperaturom od 255 K, površina mora biti toplija i zračiti više. Većina fluksa odlazi kroz prozor od 8-12 mikrona (područje talasne dužine je relativno transparentno za atmosferu).

Važno je naglasiti da su hladni gornji slojevi atmosfere u pozitivnoj korelaciji sa toplom površinom – što je više gornja atmosfera sposobna da emituje, to manje fluksa mora doći sa površine (Casting 1984). Stoga treba očekivati ​​da što je veća razlika između temperaturnih minimuma površine i gornjih slojeva atmosfere planete, to je veći efekat staklene bašte. Hansen, Sato i Rudy (1997) su pokazali da je dvostruko povećanje koncentracije CO2 ekvivalentno povećanju fluksa sunčevog zračenja od 2%, zanemarujući povratne efekte.

Glavni staklenički plinovi na Zemlji su vodena para i ugljični dioksid. Također doprinose značajno niže koncentracije plinova poput ozona, metana i dušikovih oksida (De Pater i Liesauer 2007). Primjetno je da para najveći doprinosi grijanju staklenika, ali se kondenzira i "sinhronizira" s nekondenziranim stakleničkim plinovima, prvenstveno CO2 (De Pater i Liesauer, 2007). Vodena para može osloboditi latentnu toplinu u atmosferu, kondenzirati se, mijenjajući temperaturni gradijent u troposferi na vlažnu adijabatsku, a ne na suhu. Voda ne može ući u stratosferu i podvrgnuti se fotolizi zbog troposferske hladne zamke koja kondenzira vodenu paru na minimalnoj temperaturi (u tropopauzi).

Evolucija atmosfere

Prisutnost sedimentnih stijena i očigledno odsustvo ledenjačkih naslaga na Zemlji prije otprilike 4 milijarde godina sugerira da je rana Zemlja bila topla, vjerovatno toplija nego što je danas (De Pater i Liesauer 2007). Ovo je posebno problematično jer se vjeruje da je solarni tok u to vrijeme bio manji za 25%. Ovaj problem je poznat kao "paradoks slabog mladog sunca" (Goldblatt i Zanle 2011). Moguće objašnjenje moglo bi biti mnogo veći efekat staklene bašte nego danas. Vjeruje se da su tada koncentracije CH4, CO2 i H2O, a možda i NH3 bile veće (De Pater). Iznesene su mnoge hipoteze da se objasne ovo neslaganje, uključujući mnogo veći parcijalni pritisak CO2, značajan efekat staklene bašte zbog metana (Pavlov, Casting i Brown 2000), sloj organske magle, povećanu oblačnost, širenje spektralnih linija pod pritiskom od - zbog do znatno većeg parcijalnog pritiska azota i ukupnog atmosferskog pritiska (Goldblatt et al. 2009).

Venera

Dok se Venera često opisuje kao Zemljina sestra zbog slične mase i veličine, njena površina i atmosferski uslovi nemaju nikakve veze sa Zemljom. Površinska temperatura i pritisak su 733 K, odnosno 95 bara (De Pater i Liesauer 2007, Krasnopolsky 2011). Zbog visokog albeda i 100% oblačnosti, ravnotežna temperatura je oko 232 K. Stoga je efekat staklene bašte na Veneru jednostavno monstruozan i jednak je oko 500 K. To nije iznenađujuće pri parcijalnom pritisku CO2 od 92 bara. Proširenje linije pritiskom ima veliki značaj pri takvim gustoćama i daje značajan doprinos zagrijavanju. CO2-CO2 ICP također može doprinijeti, ali još uvijek nema literature o tome. Sadržaj vodene pare ograničen je na 0,00003% volumena (Meadows and Crisp 1996).

Evolucija atmosfere

Često se vjeruje da je Venera započela s hlapljivim sastavom sličnim onom na Zemlji i sličnim izvornom izotopskom sastavu. Ako je to tačno, onda izmjereni omjer deuterijuma/procijuma veći od 150 za Zemlju (Donahue et al. 1982) ukazuje na velike gubitke vodonika u prošlosti, vjerovatno zbog fotodisocijacije vode (Shasefier et al. 2011), iako Grinspoon i Lewis (1988) sugerirali su da isporuka vode kometama može objasniti ovaj potpis izotopa. U svakom slučaju, Venera bi mogla imati okeane prije trenutnog stanja, ako je sadržavala toliko vode koliko i Zemlja (Casting 1987). Njeno stanje nije moglo biti uzrokovano povećanjem koncentracije CO2 (ili bilo kojeg drugog stakleničkih plinova), ali se generalno smatra da je uzrokovan povećanim sunčevim dotokom (Kippenhan 1994), iako je moguć i unutrašnji toplinski tok koji uzrokuje nekontrolirani efekat staklene bašte na planetima plime i oseke (Barnes et al. 2012).

Casting (1987) je istraživao i nekontrolisane i uporne efekte staklene bašte na Veneru. Da je Venera imala okean u ranim fazama istorije, tok solarne energije u njenoj sadašnjoj orbiti bio bi takav da bi scenario staklenika počeo gotovo odmah. Postoje dva scenarija za gubitak vode u oceanu zbog povećanog solarnog toka (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Prvi nekontrolirani scenarij: ocean počinje isparavati u troposferu, povećavajući zagrijavanje, ali se povećava i pritisak, tako da okeani ne ključaju. Voda se nakuplja u troposferi mnogo brže nego što se događa fotodisocijacija i curenje vodika u svemir. Vremenski događaji se i dalje mogu dogoditi i usporiti emisiju CO2. Temperatura i tlak vodene pare se povećavaju, a ocean ostaje sve dok se ne dosegne kritična točka vode od 647 K, pri kojoj je nemoguće pretvoriti paru u vodu pod bilo kojim pritiskom, pri čemu sva još tekuća voda isparava i stvara gusta magla vodene pare, potpuno neprozirna za izlazno dugovalno zračenje. Temperatura površine tada raste sve dok ne počne da zrači u bliskom infracrvenom i vidljivom području, gdje je transparentnost vodene pare mnogo veća i stabilnija. Ovo odgovara temperaturi od 1400 K, dovoljno visokoj da otopi stijene blizu površine i oslobodi ugljik iz njih. Osim toga, CO2 se može osloboditi iz stijene bez vremenskih utjecaja i ne može se nigdje ukloniti. U drugom scenariju, ispuštanje vodene pare u atmosferu čini distribuciju temperature izotermalnijom, podižući tropopauzu i razbijajući hladnu zamku. Stoga vodena para može proći u stratosferu i podvrgnuti se fotolizi. Za razliku od prvog scenarija, voda se gubi brzinom razmjernom brzini isparavanja iz oceana, a isparavanje neće prestati sve dok sva voda ne nestane. Kada voda istekne, karbonatno-silikatni ciklus se isključuje. Ako se CO2 nastavlja razvijati iz plašta, onda nema dostupnog načina za njegovo uklanjanje.

mars

Mars je na neki način suprotan Veneri u smislu temperature i pritiska. Površinski pritisak je približno 6 milibara, a prosječna temperatura je 215 K (Carr and Head 2010). Ravnotežna temperatura se može pokazati na 210 K, pa je efekat staklene bašte oko 5 K i zanemariv je. Temperature se mogu kretati od 180 K do 300 K u zavisnosti od geografske širine, doba godine i doba dana (Carr and Head 2010). U teoriji, postoje kratki vremenski periodi u kojima tekuća voda može postojati na površini Marsa prema faznom dijagramu za H2O. Općenito, ako želimo vidjeti vlažni Mars, moramo gledati u prošlost.

Evolucija atmosfere

Mariner 9 je prvi put objavio fotografije na kojima su vidljivi tragovi riječnih tokova. Najčešće tumačenje je da je rani Mars bio topao i vlažan (Pollack 1979, Carr and Head 2010). Neki mehanizam, vjerovatno efekat staklene bašte (iako su uzeti u obzir i oblaci), koji je trebao uzrokovati dovoljno zračenje, učinio je Mars toplijim u svojoj ranoj istoriji. Problem je još gori nego što se čini, s obzirom na to da je Sunce prije 3,8 milijardi godina, kada je Mars imao blagu klimu, bilo slabije za 25% (Casting 1991). Rani Mars je možda imao površinske pritiske reda veličine 1 bar i temperature blizu 300 K (De Pater i Liesauer 2007).

Casting (1984, 1991) pokazao je da CO2 sam ne može zagrijati ranu površinu Marsa na 273 K. Kondenzacija CO2 u klatrate mijenja atmosferski temperaturni gradijent i prisiljava gornju atmosferu da emituje više topline, a ako je planeta u radijantu ravnoteže, tada površina emitira manje tako da planeta ima isti odlazni tok dugotalasnog infracrvenog zračenja, površina se počinje hladiti. Tako pri pritiscima većim od 5 bara CO2 hladi planetu, a ne je zagrijava. A to nije dovoljno za zagrijavanje površine Marsa iznad tačke smrzavanja vode, s obzirom na tadašnji solarni tok. U tom slučaju, CO2 će se kondenzirati u klatrate. Wordsworth, Foget i Amit (2010) predstavili su rigoroznije istraživanje fizike apsorpcije CO2 u gustoj, čistoj atmosferi CO2 (uključujući ICP), pokazujući da je Casting zapravo precijenio površinske temperature pri visokim pritiscima 1984. godine, čime je pogoršao problem toplog, vlažnog ranog Marsa. Drugi staklenički plinovi osim CO2 mogli bi riješiti ovaj problem, ili možda prašina ako bi smanjila albedo.

Moguća uloga CH4, NH3 i H2S već je razmatrana (Sagan i Mullen, 1972). Kasnije je SO2 takođe predložen kao gas staklene bašte (Jung et al., 1997).

Titanium

Titanova površinska temperatura i pritisak su 93 K, odnosno 1,46 bara (Kustenis). Atmosfera se sastoji uglavnom od N2 sa nekoliko postotaka CH4 i oko 0,3% H2 (McKay, 1991). Titanova tropopauza sa temperaturom od 71 K na nadmorskoj visini od 40 km.

Titanov efekat staklene bašte je prvenstveno uzrokovan pritiskom indukovane apsorpcijom dugotalasnog zračenja od strane molekula N2, CH4 i H2 (McKay, Pollack i Cortin 1991). H2 snažno apsorbuje zračenje tipično za Titan (16,7-25 mikrona). CH4 je sličan vodenoj pari na Zemlji, jer se kondenzira u uvjetima titanske atmosfere. Efekat staklene bašte na Titanu uglavnom je posljedica apsorpcije izazvane sudarima sa dimerima N2-N2, CH4-N2 i H2-N2 (Hunt i sur. 1983; Wordsworth i sur. 2010). Ovo se izrazito razlikuje od atmosfere Zemlje, Marsa i Venere, gdje prevladava apsorpcija kroz vibracijske i rotacijske prijelaze.

Titan takođe ima izražen efekat protiv staklenika (McKay et al. 1991). Efekat staklenika uzrokovan je prisustvom sloja izmaglice na velikoj nadmorskoj visini koji apsorbuje vidljivu svjetlost, ali je proziran za infracrveno zračenje. Efekat staklenika smanjuje površinsku temperaturu za 9 K, dok je efekat staklene bašte povećava za 21 K. Dakle, neto efekat staklene bašte iznosi 12 K (82 K je efektivna temperatura u poređenju sa 94 K posmatrane površinske temperature). Titanijum bez sloja magle će biti 20 K topliji zbog odsustva efekta staklene bašte i pojačanog efekta staklene bašte (McKay et al. 1991).

Površinsko hlađenje je uglavnom posljedica zračenja u području spektra od 17-25 mikrona. Ovo je Titanov infracrveni prozor. H2 je važan jer apsorbira u ovom području, kao što je CO2 vrlo važan na Zemlji jer apsorbira zračenje sa Zemljine površine u infracrvenom pojasu. Oba gasa takođe nisu ograničena zasićenjem isparenja u uslovima njihove atmosfere.

Metan je blizu pritiska zasićena para, slično H2O na Zemlji.

Evolucija atmosfere

Zbog povećane svjetlosti Sunca, površinska temperatura Titana je vjerovatno 20 K toplija nego prije 4 milijarde godina (McKay et al. 1993). U ovom slučaju, N2 u atmosferi bi se ohladio do leda. Formiranje i životni vijek Titanove atmosfere je zanimljiv problem bez ikakvih trajnih rješenja (Kustenis 2004). Jedan od problema je što bi sa ovom brzinom fotolize CH4 i proizvodnje etana, trenutna zaliha CH4 u atmosferi Titana bila iscrpljena za mnogo kraće vrijeme od starosti Sunčevog sistema. Osim toga, tekući etan bi se akumulirao na površini nekoliko stotina metara niže pri sadašnjim stopama proizvodnje (Lunein et al. 1989). Ili je ovo neuobičajen period u istoriji Titana, ili postoje nepoznati izvori metana i efluenta za etan (Catling and Casting, 2013).

ZAKLJUČCI I NJIHOVA RASPRAVA

Zemlja, Mars i Venera su slični po tome što svaka planeta ima uočljivu atmosferu, vrijeme, prošli ili trenutni vulkanizam i hemijski heterogen sastav. Titanijum takođe ima značajnu atmosferu, vremenske prilike, verovatno kriovulkanizam i potencijalno delimično heterogen sastav (De Pater i Liesauer 2007).

Mars, Zemlja i Venera imaju efekat staklene bašte sa zamjetnim uticajem CO2, iako se vrijednosti zagrijavanja i parcijalnog pritiska CO2 razlikuju za nekoliko redova veličine. Sasvim je očigledno da su Zemlja i Mars morali imati dodatno zagrijavanje ranije u istoriji Sunčevog sistema, kada je Sunce bilo slabije. Još uvijek nije jasno koji je bio izvor(i) zagrijavanja za ove dvije planete, iako su predložena mnoga rješenja i moguća su mnoga objašnjenja. Zanimljivo je da Mars dopušta poređenje sa prošlošću Zemlje, jer obje planete imaju dovoljno geoloških dokaza da su bile toplije, imajući više od efekta staklene bašte koji stvara plin CO2. U isto vrijeme, nekontrolirani efekt staklenika na Veneri daje ideju o budućnosti Zemlje, ako solarna aktivnost nastaviće da raste. Upoređujući modele za sve tri planete, znajući osnovne fizičke zakone koji su isti za sve planete, možemo dobiti stvari koje bi bilo nemoguće dobiti da Sunce ne utiče na zemaljske planete.

Titan je uzbudljiv materijal za istraživanje, prema autoru, pogotovo jer, za razliku od drugih opisanih svjetova, njegovim efektom staklenika dominira apsorpcija izazvana sudarima. Zagrijavanje zbog ICP -a ima mnoge moguće primjene za opisivanje uslova i moguće nastanjivosti egzoplaneta (Pierhumbert). Kao i Zemljina atmosfera, Titanova atmosfera sadrži dovoljno materije blizu trostruke tačke koja se može kondenzirati u atmosferi i stoga može utjecati na distribuciju temperature.

Na glavne vrste gasova u Zemljinoj atmosferi, naravno, utiču živi organizmi (Taylor 2010). Očigledno, to ne vrijedi za druge planete u Sunčevom sistemu. Međutim, možemo uporediti Zemlju sa beživotnim svjetovima u našem sistemu da bismo bolje razumjeli moguće druge biosfere.

LISTA KORIŠTENIH IZVORA

Carr M. H., voditelj J. W. (2010) Geološka povijest Marsa, EPSL, 296, 185-203.

Čini se da je globalno zagrijavanje na našoj planeti postalo dobro poznata činjenica. I stručnjaci upozoravaju da jeste globalno zagrijavanje uzrokovane efektom staklene bašte u atmosferi mogu imati najteže posljedice. Stoga se planira provođenje studija o djelovanju efekta staklene bašte ne samo na Zemlju, već i na Veneru, Mars i Titan (Mjesec Saturna), kako bi čovječanstvo jasnije moglo zamisliti kakve klimatske promjene mogu očekivati u budućnosti.

Dok je čovječanstvo bilo malo i neopterećeno tehnički napredak njegova aktivnost imala je mali utjecaj na Zemljinu klimu. Ali sada osoba aktivno intervenira u proces razmjene topline na našoj planeti, često ne razmišljajući o posljedicama.

Energija Sunca zagrijava površinu Zemlje, koja zauzvrat zrači ovu energiju nazad u svemir. Ali neki atmosferski gasovi sprečavaju ovu energiju da napusti atmosferu. Ovo je efekat staklene bašte. Bez toga bi prosječna temperatura na Zemlji, koja je sada 15 o C, bila 30 o niža. Čovjek, sagorijevanjem goriva i krčenjem šuma, emituje mnogo gasova staklene bašte u atmosferu, čime se povećava efekat staklene bašte. Kao rezultat toga, tokom prošlog stoljeća globalna temperatura na Zemlji porasla je za više od pola stepena.

Primjer šta se može dogoditi kada efekat staklene bašte postane prejak može se vidjeti na Veneri. Ova planeta je samo malo inferiorna po veličini i masi od Zemlje. Ali temperatura na njenoj površini je oko 460 o C. Sada se atmosfera Venere gotovo u potpunosti sastoji od ugljičnog dioksida, koji je staklenički plin. V zemaljska atmosfera udio ugljičnog dioksida i dalje je oko 0,03%. Čini se da je to jako malo, ali od početka industrijskog razvoja udio ugljičnog dioksida u atmosferi povećan je za 30%.

Zašto se sastav atmosfere na Veneri toliko razlikuje od Zemljine? Možda sudbinu Venere čeka i Zemlju? Na ovo pitanje može odgovoriti evropska sonda Venus Express, koja će ići u istraživanje Venere 2005. godine.

Naša druga susjedna planeta, Mars, uopće nije poput Venere. Na Marsu još nisu viđeni znaci efekta staklene bašte. U njegovoj atmosferi ima ugljičnog dioksida, ali sama atmosfera je toliko tanka i rijetka da je njen pritisak na površinu samo stoti dio "zemaljskih" 760 mm Hg. Art. Stoga ne zadržava nikakvu energiju Sunca, a između dana i noći, kao i svjetlosti i sjene, postoje oštri kontrasti u temperaturi. Mnogi stručnjaci smatraju da je u prošlosti Mars bio mnogo topliji, pa čak i okeani, pa je stoga atmosfera bila potpuno drugačija. Međutim, prije otprilike 3,6 milijardi godina, nešto se dogodilo na Marsu i na kraju je došlo u sadašnje stanje. Što bi mogao biti poticaj za ove klimatske promjene? Naučnici planiraju odgovoriti na ovo pitanje uz pomoć evropske sonde Mars Express, koja će na Mars krenuti u maju ove godine.

Efekat staklene bašte, srednjeg intenziteta, primjećen je na najvećem Saturnovom mjesecu Titanu. Istina, u svojoj atmosferi to se objašnjava visokim koncentracijama metana, koji je također staklenički plin. Ali na Titanu je i dalje mnogo hladnije nego na Zemlji - oko -180 o S. Sada sonda Cassini sa mini sondom Huygens leti za Saturn. Potonji je namijenjen samo istraživanju Titana. Zbog toga će se padobranom baciti u atmosferu. Možda će ove studije omogućiti zemljanima da nauče nešto korisno za razumijevanje procesa na njihovoj planeti.

Venera - Stari Rimljani bili su oduševljeni ovom spektakularnom planetom, te su je nazvali po boginji ljubavi i ljepote. Izgledala je tako lijepo na nebu da je veza izgledala očigledno. Venera se dugo vremena smatrala našom sestrinskom planetom zbog sličnosti strukture, gravitacije, gustoće i veličine. Na mnogo načina, Venera i Zemlja su gotovo blizanci, gotovo su iste veličine i Venera je najbliža planeta Zemlji.

Vekovima su naučnici verovali da je ova planeta, blizanac Zemlje, prekrivena dubokim okeanima, gustim tropskim šumama i da njena klima stvara sve uslove za postojanje inteligentnog života na njoj. Prije pridruživanja svemirsko doba verovalo se da je Venera veoma slična Zemlji, ali kada smo počeli da proučavamo Veneru, ispostavilo se da su tamo uslovi potpuno drugačiji. Ispostavilo se da Venera nije toliko egzotična sestra Zemlje koliko negativac blizanac. To su dvije vrlo slične planete po svojim glavnim karakteristikama, niti je njihova evolucija bila drugačije prirode, što nas tjera da drugačije shvatimo problem planetarna evolucija... Bila su dva slične planete, postoje četiri milijarde godina i zašto su se pokazali tako različiti.

Klima i efekat staklene bašte

Prvi od glavnih razloga je taj što je Venera bila podvrgnuta snažnim udarima meteora. Jedan udarac je bio toliko jak da je, prema naučnicima, uticao na rotaciju planete. Venera ima veoma sporu rotaciju, a ovo je, kako mi kažemo, regresivna rotacija. Odnosno, Venera se ne rotira kao druge planete, već u suprotnom smjeru. Zbog regresivne rotacije, Sunce tamo izlazi na zapadu i zalazi na istoku. Dan na Veneri je veoma dug, a vreme od jednog izlaska do sledećeg izlaska Sunca je otprilike osam zemaljskih meseci. No, ne čine ove karakteristike život na Veneri nepodnošljivim. To je dijelom posljedica nemilosrdne klime, temperatura na površini je oko 750 stepeni Celzijusa. Venera je najtoplija planeta u Sunčevom sistemu, a poseta bi tamo bila izuzetno kratka. Kad bismo tamo ostali nekoliko sekundi, ispržili bismo se.

Problem efekta staklene bašte

Nemilosrdni toplotni talas nastaje procesom koji se naziva efekt staklenika (staklene bašte). Na Zemlji identičan proces kontrolira klimu. Ako pomnije pogledamo Veneru, počinjemo shvaćati kako nešto poznato može postati ciklus života ili smrti. Danas temperatura na Zemlji raste, a naučnici su otkrili razlog za to na Veneri. „Globalno zagrevanje je posledica delovanja gasova staklene bašte, kojih je sve više, a samim tim i Zemlja postaje sve toplija, - Robert Strom (naučnik sa Univerziteta u Arizoni). "Gledali smo Veneru i rekli da se isto dešava i ovdje."

Posljedice stakleničkog efekta na Veneru

90-ih godina nakon lansiranja svemirski brod"Magellan", Venera se počela predstavljati kao primjer kako loše stvari mogu ići ovdje na Zemlji. „Istraživanje svemira nam je mnogo reklo o Zemlji i okruženje- kaže Robert Strom. "Efekat staklene bašte (staklene bašte), o kojem se sada govori u vezi sa globalnim zagrijavanjem, u suštini je otkriven na Veneri." Otkriveno na Veneri izliveno Novi svijet o efektu staklenika (staklenika) na Zemlji. Venera nije uvijek bila ovako vruća, u ranim fazama evolucije više je ličila na Zemlju. Izgubio je okeane zbog onoga što nazivamo efektom staklene bašte. “Venera je primjer kako globalne promjene na planeti mogu ići po najgorem scenariju. Ne moramo hodati putem Venere da bismo upali u nevolju. Samo se morate malo okrenuti u drugom smjeru, a mi to već radimo. "

Uzroci efekta staklene bašte

Istraživanje Venere nam omogućava da testiramo naše klimatske modele. Koristeći kompjuterske modele opšte cirkulacije, naučnici su uspeli da izračunaju porast temperature na Zemlji na osnovu količine gasova staklene bašte na Veneri. Kako efekat staklene bašte na Veneru čini planetu tako vrućom? Na Veneri staklenički plinovi ne zadržavaju sunčevu toplinu, ali uvelike usporavaju njen napredak. Efekt staklenika (staklene bašte) na bilo kojoj planeti znači da se temperatura na površini povećava zbog činjenice da plinovi u atmosferi, propuštajući sunčevu svjetlost, zadržavaju toplinu. Ovi staklenički plinovi, koji bi za nas na Veneri bili fatalni, neophodni su za život na Zemlji. Bez efekta staklenika, prosječna temperatura bila bi znatno ispod nule, okeani bi se potpuno smrzli, a na Zemlji možda uopće ne bi bilo života.

Zašto je Venera tako vruća? Odgovor je u sastavu atmosfere. Gotovo je u potpunosti ugljični dioksid. Ugljični dioksid ili CO2 čini 95% atmosfere Venere. I gas u takvim veliki iznos zadržava više topline. "Ovo ima vrlo jak efekat staklenika (staklenika) i zato je na Veneri tako vruće", objašnjava David Grinspoon. Ovo je primjer ekstremnog globalnog zagrijavanja. "

S tlakom CO2 većim od 90 bara na površini i temperaturom od 733 Kelvina, umjesto efektivne temperature za Veneru od oko 240 K (Pollack, 1979). Za razliku od Venere, efekat staklene bašte trenutno je oko 33 K pregrevanja, što takođe igra važnu ulogu u održavanju života. Efekat staklenika je mali na 5 K, iako istraživanja pokazuju da je u prošlosti bio znatno veći (Carr i Head, 2010). Zanimljivo je da efekt staklenika ima mnogo zajedničkog s onim na Zemlji, uključujući uporedni pritisak na površinu (1,5 puta veći od Zemljinog, za razliku od Venere i Marsa, koji imaju pritiske oko 100 puta veći, odnosno 100 puta manji), kao i kondenzacijski staklenički plinovi prisutni su na Titanu, unatoč niskim temperaturama (Kustenis, 2005).

Komparativna planetarna nauka može se koristiti da se posmatraju ove planete zajedno i da se identifikuju osnovni zakoni i značaj efekta staklene bašte. Takva komparativna analiza može dati predodžbu o mogućim atmosferskim omotačima i uslovima na površini tipa Zemlje. Ovaj rad razmatra više od samo četiri skupa podataka o trenutnom stanju, jer se također može nadograditi na moguće atmosferske uvjete koji su na njima postojali u prošlosti, uzimajući u obzir geološke, geokemijske, izotopske dokaze i druge fundamentalne fizičke razloge.

Struktura ovog rada je sljedeća: prvo ćemo razmotriti fizičke osnove efekta staklene bašte i plinove koji apsorbiraju zračenje. Drugo, ukratko ćemo razmotriti svako od četiri gore navedena kosmička tijela, glavne apsorbirajuće plinove, strukturu atmosfere i preovlađujuće uslove na površini različitih tijela. Također ćemo razmotriti moguće obrasce prošlih uvjeta, uzimajući u obzir njihov odnos prema podacima o različitim atmosferskim prilikama u prošlosti i paradoksu slabih mladih. I konačno, povežimo sve ove niti zajedno i otkrijemo osnovne fizičke procese povezane sa svakom planetom i povučemo analogije između njih. Napominjemo da je ovdje fokus prvenstveno na kvaliteti.

OSNOVNE INFORMACIJE O STAKLENIČNIM GASOVIMA

Staklenički plinovi prenose vidljivu svjetlost, dopuštajući većini sunčeve svjetlosti da pobjegne iz atmosfere i dođe do površine, ali su neprozirni u infracrvenom području, utječući na zračenje na takav način da se površinska temperatura povećava i planeta je u toplinskoj ravnoteži sa dolazni solarni tok.

Fizički proces pomoću kojeg atomi i molekuli apsorbiraju zračenje je složen i uključuje mnoge zakone kvantne mehanike da opiše potpunu sliku. Ipak, proces se može kvalitativno opisati. Svaki atom ili molekula ima skup stanja koji odgovaraju različitim kvantiziranim nivoima energije. Molekula može preći iz stanja s manjom energijom u stanje s većom energijom ili apsorbiranjem fotona ili sudarom velike energije s drugom česticom (vrijedno je napomenuti da nije činjenica da sva moguća stanja veće energije može se doći direktno s danog nižeg i obrnuto). Nakon prelaska u pobuđeno stanje, molekula se može deekscitirati u niže energetsko stanje ili čak u osnovno stanje (stanje s najnižom energijom), emitirajući foton ili prenoseći dio svoje energije na drugu česticu nakon sudara s njom. . Postoje tri vrste prijelaza upijajućih plinova u Zemljinoj atmosferi. Po reduciranju energije to su: elektronički prijelazi, vibracijski prijelazi i rotacijski prijelazi. Elektronički prijelazi događaju se s energijama ultraljubičastog raspona, vibracijski i rotacijski prijelazi događaju se u bliskom i srednjem infracrvenom području spektra. Ozon je primjer apsorpcije ultraljubičastih zraka kisikom, dok vodena para ima primjetne vibracijske i rotacijske energije u infracrvenom području. Budući da infracrveno zračenje dominira zračenjem Zemlje, rotacijski i vibracijski prijelazi su najvažniji pri raspravi o toplinskoj ravnoteži Zemlje.

Ovo nije cijela priča, jer svaka apsorpciona linija zavisi od brzine (temperature) čestica i pritiska. Promjena ovih vrijednosti može dovesti do promjene spektralnih linija i na taj način promijeniti apsorpciju zračenja koje stvara plin. Osim toga, još treba raspravljati o drugom načinu apsorpcije, koji se odnosi na vrlo gustu ili vrlo hladnu atmosferu – apsorpcija izazvana sudarom (poznata kao ICP). Njegovo značenje je da ICP dopušta nepolarnim molekulima (tj. Simetričnim molekulama bez jakog dipolnog momenta) da apsorbiraju zračenje. To funkcionira na jedan od dva načina: prvi - sudar uzrokuje privremeni dipolni moment u molekuli, koji vam omogućuje da apsorbirate foton, ili drugi - dvije molekule, na primjer H2 -N2, nakratko se vežu u jednu supermolekulu sa svojom sopstvena kvantizovana rotaciona stanja. Ti se privremeni molekuli nazivaju dimeri (Hunt i sur. 1983; Wordsworth i sur. 2010). Direktnu proporcionalnost gustoće prilično je lako razumjeti intuitivno: što je plin gušći, veća je vjerovatnoća sudara. Negativan odnos s temperaturom može se shvatiti kao učinak vremena boravka - ako molekul ima puno translacijske energije, on će provesti manje vremena u neposrednoj blizini drugog molekula, pa je formiranje dimera manje vjerojatno.

Poznavajući numeričke vrijednosti karakteristika zračenja, lako se mogu izračunati temperature u nedostatku povratnih efekata. Podešavanjem površinske temperature, više energije se emituje u svemir (Hansen, Sato i Rudy 1997). Općenito, razumijevanje klimatskih povratnih informacija je kritično, jer negativna povratna sprega stabilizira temperaturu, a pozitivna pojačava poremećaje i stvara nekontrolirani proces. Značajno različito vrijeme efekata povratnih informacija je također vrlo važno. Često je potrebno pozvati se na opći cirkulacijski model (GCM) koji uključuje sve važne povratne efekte na odgovarajućim vremenskim skalama kako bi se napravila tačna predviđanja (Taylor 2010). Primjeri povratnih efekata su: stvaranje oblaka ovisno o temperaturi (negativna povratna informacija, kratki vremenski rasponi), otapanje ili stvaranje značajnog ledenog pokrivača (pozitivna povratna informacija, kratki / srednji vremenski rasponi), karbonatno-silikatni ciklus (negativna povratna sprega, dugi vremenski okviri) i biološki procesi (različiti su).

EFEKAT STEKLENIKA U SUNČEVOM SISTEMU

zemlja

Prosječna godišnja temperatura Zemljine površine je 288 K, a efektivna temperatura 255 K. Efikasna temperatura određena je omjerom toplotne bilance prema dolaznom toku sunčevog zračenja u skladu sa jednadžbom ispod

gdje je S solarna konstanta (na zemlji ~ 1366 W / m2), A je geometrijski albedo Zemlje, σ je Stefan-Boltzmannova konstanta, f je geometrijski faktor, jednak 4 za planete koje se brzo okreću, tj. planete sa periodima rotacije po danima (Catling and Casting 2013). Shodno tome, efekat staklene bašte je odgovoran za povećanje ove temperature na Zemlji za 33 K (Pollack 1979). Cijela Zemlja bi trebala zračiti poput crnog tijela zagrijanog na 255 K, ali apsorpcija stakleničkih plinova, prvenstveno CO2 i H2O, vraća toplinu natrag na površinu, stvarajući hladne gornje slojeve atmosfere. Ovi slojevi zrače na temperaturama znatno ispod 255 K, pa stoga, da bi zračili kao crno tijelo sa temperaturom od 255 K, površina mora biti toplija i zračiti više. Većina fluksa odlazi kroz prozor od 8-12 mikrona (područje talasne dužine je relativno transparentno za atmosferu).

Važno je naglasiti da su hladni gornji slojevi atmosfere u pozitivnoj korelaciji sa toplom površinom – što je više gornja atmosfera sposobna da emituje, to manje fluksa mora doći sa površine (Casting 1984). Stoga treba očekivati ​​da što je veća razlika između temperaturnih minimuma površine i gornjih slojeva atmosfere planete, to je veći efekat staklene bašte. Hansen, Sato i Rudy (1997) su pokazali da je dvostruko povećanje koncentracije CO2 ekvivalentno povećanju fluksa sunčevog zračenja od 2%, zanemarujući povratne efekte.

Glavni staklenički plinovi na Zemlji su vodena para i ugljični dioksid. Također doprinose značajno niže koncentracije plinova poput ozona, metana i dušikovih oksida (De Pater i Liesauer 2007). Primjetno je da para najveći doprinosi grijanju staklenika, ali se kondenzira i "sinhronizira" s nekondenziranim stakleničkim plinovima, prvenstveno CO2 (De Pater i Liesauer, 2007). Vodena para može osloboditi latentnu toplinu u atmosferu, kondenzirati se, mijenjajući temperaturni gradijent u troposferi na vlažnu adijabatsku, a ne na suhu. Voda ne može ući u stratosferu i podvrgnuti se fotolizi zbog troposferske hladne zamke koja kondenzira vodenu paru na minimalnoj temperaturi (u tropopauzi).

Evolucija atmosfere

Prisutnost sedimentnih stijena i očigledno odsustvo ledenjačkih naslaga na Zemlji prije otprilike 4 milijarde godina sugerira da je rana Zemlja bila topla, vjerovatno toplija nego što je danas (De Pater i Liesauer 2007). Ovo je posebno problematično jer se vjeruje da je solarni tok u to vrijeme bio manji za 25%. Ovaj problem je poznat kao "paradoks slabog mladog sunca" (Goldblatt i Zanle 2011). Moguće objašnjenje moglo bi biti mnogo veći efekat staklene bašte nego danas. Vjeruje se da su tada koncentracije CH4, CO2 i H2O, a možda i NH3 bile veće (De Pater). Iznesene su mnoge hipoteze da se objasne ovo neslaganje, uključujući mnogo veći parcijalni pritisak CO2, značajan efekat staklene bašte zbog metana (Pavlov, Casting i Brown 2000), sloj organske magle, povećanu oblačnost, širenje spektralnih linija pod pritiskom od - zbog do znatno većeg parcijalnog pritiska azota i ukupnog atmosferskog pritiska (Goldblatt et al. 2009).

Venera

Dok se Venera često opisuje kao Zemljina sestra zbog slične mase i veličine, njena površina i atmosferski uslovi nemaju nikakve veze sa Zemljom. Površinska temperatura i pritisak su 733 K, odnosno 95 bara (De Pater i Liesauer 2007, Krasnopolsky 2011). Zbog visokog albeda i 100% oblačnosti, ravnotežna temperatura je oko 232 K. Stoga je efekat staklene bašte na Veneru jednostavno monstruozan i jednak je oko 500 K. To nije iznenađujuće pri parcijalnom pritisku CO2 od 92 bara. Širenje linije pritiskom je od velike važnosti pri takvim gustoćama i značajno doprinosi zagrijavanju. CO2-CO2 ICP također može doprinijeti, ali još uvijek nema literature o tome. Sadržaj vodene pare ograničen je na 0,00003% volumena (Meadows and Crisp 1996).

Evolucija atmosfere

Često se vjeruje da je Venera započela s hlapljivim sastavom sličnim onom na Zemlji i sličnim izvornom izotopskom sastavu. Ako je to istina, tada izmjereni omjer Deuterij / Protij veći od 150 za Zemlju (Donahue et al. 1982) ukazuje na velike gubitke vodika u prošlosti, vjerojatno zbog fotodisocijacije vode (Shasefier et al. 2011), iako Grinspoon i Lewis (1988) sugerirali bi da bi isporuka vode mogla objasniti ovaj izotopski potpis. U svakom slučaju, Venera bi mogla imati okeane prije trenutnog stanja, ako je sadržavala toliko vode koliko i Zemlja (Casting 1987). Njegovo stanje ne može biti uzrokovano samo povećanjem koncentracije CO2 (ili bilo kojeg drugog stakleničkog plina), ali se općenito vjeruje da je uzrokovano povećanim prilivom sunčeve energije (Kippenhan 1994), iako unutrašnji toplinski tok uzrokuje nekontrolirani staklenik efekat na plimne planete je takođe moguć (Barnes et al. 2012).

Casting (1987) je istraživao i nekontrolisane i uporne efekte staklene bašte na Veneru. Da je Venera imala okean u ranim fazama istorije, tok solarne energije u njenoj sadašnjoj orbiti bio bi takav da bi scenario staklenika počeo gotovo odmah. Postoje dva scenarija za gubitak vode u oceanu zbog povećanog solarnog toka (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Prvi nekontrolirani scenarij: ocean počinje isparavati u troposferu, povećavajući zagrijavanje, ali se povećava i pritisak, tako da okeani ne ključaju. Voda se nakuplja u troposferi mnogo brže nego što se događa fotodisocijacija i curenje vodika u svemir. Vremenski događaji se i dalje mogu dogoditi i usporiti emisiju CO2. Temperatura i tlak vodene pare se povećavaju, a ocean ostaje sve dok se ne dosegne kritična točka vode od 647 K, pri kojoj je nemoguće pretvoriti paru u vodu pod bilo kojim pritiskom, pri čemu sva još tekuća voda isparava i stvara gusta magla vodene pare, potpuno neprozirna za izlazno dugovalno zračenje. Temperatura površine tada raste sve dok ne počne da zrači u bliskom infracrvenom i vidljivom području, gdje je transparentnost vodene pare mnogo veća i stabilnija. Ovo odgovara temperaturi od 1400 K, dovoljno visokoj da otopi stijene blizu površine i oslobodi ugljik iz njih. Osim toga, CO2 se može osloboditi iz stijene bez vremenskih utjecaja i ne može se nigdje ukloniti. U drugom scenariju, ispuštanje vodene pare u atmosferu čini distribuciju temperature izotermalnijom, podižući tropopauzu i razbijajući hladnu zamku. Stoga vodena para može proći u stratosferu i podvrgnuti se fotolizi. Za razliku od prvog scenarija, voda se gubi brzinom razmjernom brzini isparavanja iz oceana, a isparavanje neće prestati sve dok sva voda ne nestane. Kada voda istekne, karbonatno-silikatni ciklus se isključuje. Ako se CO2 nastavlja razvijati iz plašta, onda nema dostupnog načina za njegovo uklanjanje.

Mars je na neki način suprotan Veneri u smislu temperature i pritiska. Površinski pritisak je približno 6 milibara, a prosječna temperatura je 215 K (Carr and Head 2010). Ravnotežna temperatura se može pokazati na 210 K, pa je efekat staklene bašte oko 5 K i zanemariv je. Temperature se mogu kretati od 180 K do 300 K u zavisnosti od geografske širine, doba godine i doba dana (Carr and Head 2010). U teoriji, postoje kratki vremenski periodi u kojima tekuća voda može postojati na površini Marsa prema faznom dijagramu za H2O. Općenito, ako želimo vidjeti vlažni Mars, moramo gledati u prošlost.

Evolucija atmosfere

Mariner 9 je prvi put objavio fotografije na kojima su vidljivi tragovi riječnih tokova. Najčešće tumačenje je da je rani Mars bio topao i vlažan (Pollack 1979, Carr and Head 2010). Neki mehanizam, vjerovatno efekat staklene bašte (iako su uzeti u obzir i oblaci), koji je trebao uzrokovati dovoljno zračenje, učinio je Mars toplijim u svojoj ranoj istoriji. Problem je još gori nego što se čini, s obzirom na to da je Sunce prije 3,8 milijardi godina, kada je Mars imao blagu klimu, bilo slabije za 25% (Casting 1991). Rani Mars je možda imao površinske pritiske reda veličine 1 bar i temperature blizu 300 K (De Pater i Liesauer 2007).

Casting (1984, 1991) pokazao je da CO2 sam ne može zagrijati ranu površinu Marsa na 273 K. Kondenzacija CO2 u klatrate mijenja atmosferski temperaturni gradijent i prisiljava gornju atmosferu da emituje više topline, a ako je planeta u radijantu ravnoteže, tada površina emitira manje tako da planeta ima isti odlazni tok dugotalasnog infracrvenog zračenja, površina se počinje hladiti. Tako pri pritiscima većim od 5 bara CO2 hladi planetu, a ne je zagrijava. A to nije dovoljno za zagrijavanje površine Marsa iznad tačke smrzavanja vode, s obzirom na tadašnji solarni tok. U tom slučaju, CO2 će se kondenzirati u klatrate. Wordsworth, Foget i Amit (2010) predstavili su rigoroznije istraživanje fizike apsorpcije CO2 u gustoj, čistoj atmosferi CO2 (uključujući ICP), pokazujući da je Casting zapravo precijenio površinske temperature pri visokim pritiscima 1984. godine, čime je pogoršao problem toplog, vlažnog ranog Marsa. Drugi staklenički plinovi osim CO2 mogli bi riješiti ovaj problem, ili možda prašina ako bi smanjila albedo.

Moguća uloga CH4, NH3 i H2S već je razmatrana (Sagan i Mullen, 1972). Kasnije je SO2 takođe predložen kao gas staklene bašte (Jung et al., 1997).

Titanova površinska temperatura i pritisak su 93 K, odnosno 1,46 bara (Kustenis). Atmosfera se sastoji uglavnom od N2 sa nekoliko postotaka CH4 i oko 0,3% H2 (McKay, 1991). Titanova tropopauza sa temperaturom od 71 K na nadmorskoj visini od 40 km.

Titanov efekat staklene bašte je prvenstveno uzrokovan pritiskom indukovane apsorpcijom dugotalasnog zračenja od strane molekula N2, CH4 i H2 (McKay, Pollack i Cortin 1991). H2 snažno apsorbuje zračenje tipično za Titan (16,7-25 mikrona). CH4 je sličan vodenoj pari na Zemlji, jer se kondenzira u uvjetima titanske atmosfere. Efekat staklene bašte na Titanu uglavnom je posljedica apsorpcije izazvane sudarima sa dimerima N2-N2, CH4-N2 i H2-N2 (Hunt i sur. 1983; Wordsworth i sur. 2010). Ovo se izrazito razlikuje od atmosfere Zemlje, Marsa i Venere, gdje prevladava apsorpcija kroz vibracijske i rotacijske prijelaze.

Titan takođe ima izražen efekat protiv staklenika (McKay et al. 1991). Efekat staklenika uzrokovan je prisustvom sloja izmaglice na velikoj nadmorskoj visini koji apsorbuje vidljivu svjetlost, ali je proziran za infracrveno zračenje. Efekat staklenika smanjuje površinsku temperaturu za 9 K, dok je efekat staklene bašte povećava za 21 K. Dakle, neto efekat staklene bašte iznosi 12 K (82 K je efektivna temperatura u poređenju sa 94 K posmatrane površinske temperature). Titanijum bez sloja magle će biti 20 K topliji zbog odsustva efekta staklene bašte i pojačanog efekta staklene bašte (McKay et al. 1991).

Površinsko hlađenje je uglavnom posljedica zračenja u području spektra od 17-25 mikrona. Ovo je Titanov infracrveni prozor. H2 je važan jer apsorbira u ovom području, kao što je CO2 vrlo važan na Zemlji jer apsorbira zračenje sa Zemljine površine u infracrvenom pojasu. Oba gasa takođe nisu ograničena zasićenjem isparenja u uslovima njihove atmosfere.

Metan je blizu pritiska zasićene pare, sličan H2O na Zemlji.

Evolucija atmosfere

Zbog povećane svjetlosti Sunca, površinska temperatura Titana je vjerovatno 20 K toplija nego prije 4 milijarde godina (McKay et al. 1993). U ovom slučaju, N2 u atmosferi bi se ohladio do leda. Formiranje i životni vijek Titanove atmosfere je zanimljiv problem bez ikakvih trajnih rješenja (Kustenis 2004). Jedan od problema je što bi sa ovom brzinom fotolize CH4 i proizvodnje etana, trenutna zaliha CH4 u atmosferi Titana bila iscrpljena za mnogo kraće vrijeme od starosti Sunčevog sistema. Osim toga, tekući etan bi se akumulirao na površini nekoliko stotina metara niže pri sadašnjim stopama proizvodnje (Lunein et al. 1989). Ili je ovo neuobičajen period u istoriji Titana, ili postoje nepoznati izvori metana i efluenta za etan (Catling and Casting, 2013).

ZAKLJUČCI I NJIHOVA RASPRAVA

Zemlja, Mars i Venera su slični po tome što svaka planeta ima uočljivu atmosferu, vrijeme, prošli ili trenutni vulkanizam i hemijski heterogen sastav. Titanijum takođe ima značajnu atmosferu, vremenske prilike, verovatno kriovulkanizam i potencijalno delimično heterogen sastav (De Pater i Liesauer 2007).

Mars, Zemlja i Venera imaju efekat staklene bašte sa zamjetnim uticajem CO2, iako se vrijednosti zagrijavanja i parcijalnog pritiska CO2 razlikuju za nekoliko redova veličine. Sasvim je očigledno da su Zemlja i Mars morali imati dodatno zagrijavanje ranije u istoriji Sunčevog sistema, kada je Sunce bilo slabije. Još uvijek nije jasno koji je bio izvor(i) zagrijavanja za ove dvije planete, iako su predložena mnoga rješenja i moguća su mnoga objašnjenja. Zanimljivo je da Mars dopušta poređenje sa prošlošću Zemlje, jer obje planete imaju dovoljno geoloških dokaza da su bile toplije, imajući više od efekta staklene bašte koji stvara plin CO2. U isto vrijeme, nekontrolirani efekt staklenika na Veneri pruža uvid u budućnost Zemlje ako solarna aktivnost nastavi rasti. Upoređujući modele za sve tri planete, znajući osnovne fizičke zakone koji su isti za sve planete, možemo dobiti stvari koje bi bilo nemoguće dobiti da Sunce ne utiče na zemaljske planete.

Titan je uzbudljiv materijal za istraživanje, prema autoru, pogotovo jer, za razliku od drugih opisanih svjetova, njegovim efektom staklenika dominira apsorpcija izazvana sudarima. Zagrijavanje zbog ICP -a ima mnoge moguće primjene za opisivanje uslova i moguće nastanjivosti egzoplaneta (Pierhumbert). Kao i Zemljina atmosfera, Titanova atmosfera sadrži dovoljno materije blizu trostruke tačke koja se može kondenzirati u atmosferi i stoga može utjecati na distribuciju temperature.

Na glavne vrste gasova u Zemljinoj atmosferi, naravno, utiču živi organizmi (Taylor 2010). Očigledno, to ne vrijedi za druge planete u Sunčevom sistemu. Međutim, možemo uporediti Zemlju sa beživotnim svjetovima u našem sistemu da bismo bolje razumjeli moguće druge biosfere.

>> Efekat staklenika na Veneru

Staklenički plin je ugljični dioksid. Kroz njega prolaze različite valne duljine, ali uspijeva učinkovito akumulirati toplinu, funkcionirajući kao neka vrsta pokrivača. Sunčeve zrake udaraju o površinu i pokušavaju pobjeći, ali ugljični dioksid je održava toplim. To je kao da ostavite zaključan automobil na suncu, samo zauvijek

Venera- najjači Efekat staklenika među planetama Sunčevog sistema: uzroci, atmosferske karakteristike, temperatura, udaljenost do Sunca, gasni omotač.

Ne znaju svi da je Venera najtoplija planeta u Sunčevom sistemu. Da, uprkos tome što je drugo najudaljenije od Sunca, ovo je nevjerovatno vruće mjesto gdje se konstantna temperatura smrznula na 462 ° C. Ovo je dovoljno da se olovo potpuno otopi. Pri atmosferskom tlaku 92 puta je veći od tlaka na Zemlji. Ali odakle takvi pokazatelji? Za sve je krivo efekat staklene bašte na Veneru.

Kako efekt staklenika djeluje na Veneru

Istraživači vjeruju da je ranije Venera više ličila na Zemlju i da je imala nisku temperaturu, pa čak i vodu tečno stanje... Ali prije milijardi godina započeo je proces grijanja. Voda je samo isparila u atmosferu i prostor je bio ispunjen ugljen-dioksid... Površina se zagrijala, otrgnuvši ugljik, što je povećalo količinu plina.

Nažalost, efekat staklene bašte se nastanio u atmosferi Venere. Može li se ovaj scenario ponoviti sa Zemljom? Ako je tako, tada bi se naša temperaturna oznaka popela na nekoliko stotina stupnjeva, a atmosferski sloj bi postao sto puta gušći.