ÚVOD

Skleníkový efekt má na tieto telá znateľný účinok Slnečná sústava ktoré majú atmosféru. Väčšina žiarivý príklad je Venuša s tlakom CO2 viac ako 90 barov na povrchu a teplotou 733 Kelvinov, než s účinnou teplotou Venuše asi 240 K (Pollack, 1979). Na rozdiel od Venuše je skleníkový efekt na Zemi v súčasnosti asi 33 K prehriatia, ktoré tiež hrá dôležitá úloha pri udržiavaní života. Na Marse je skleníkový efekt pri 5 K malý, aj keď výskum naznačuje, že v minulosti bol výrazne väčší (Carr a Head, 2010). Je zaujímavé, že skleníkový efekt na Titane má veľa spoločného s účinkom na Zemi, vrátane porovnateľného tlaku na povrchu (1,5 -krát viac ako na Zemi, na rozdiel od Venuše a Marsu, ktoré majú tlaky asi 100 -krát vyššie a 100 -krát menšie, ), ako aj kondenzujúce skleníkové plyny sú na Titane napriek nízkym teplotám (Kustenis, 2005).

Na porovnanie týchto planét a identifikáciu základných zákonov a významu skleníkového efektu je možné použiť porovnávaciu planetárnu vedu. Taký porovnávacia analýza môže poskytnúť predstavu o možných atmosférických obálkach a podmienkach na povrchu exoplanét pozemský... Tento článok sa zameriava na viac než len štyri súbory údajov o súčasnom stave planét, pretože môže tiež stavať na možných atmosférických podmienkach, ktoré na týchto planétach v minulosti existovali, pričom sa zohľadňujú geologické, geochemické, izotopové dôkazy a ďalšie zásadné fyzikálne dôvody.

Štruktúra tejto práce je nasledovná: najskôr zvážte fyzické základy skleníkový efekt a plyny absorbujúce žiarenie. Za druhé, stručne zvážime každé zo štyroch vyššie uvedených kozmických telies, hlavné absorbčné plyny, štruktúru atmosféry a prevládajúce podmienky na povrchu rôznych telies. Zvážime tiež možné vzorce minulých podmienok, pričom vezmeme do úvahy, ako súvisia s údajmi o rôznych atmosférických podmienkach v minulosti a paradoxom slabého mladého slnka. A nakoniec spojme všetky tieto vlákna dohromady a nájdeme základné fyzikálne procesy súvisiace s každou planétou a nakreslíme medzi nimi analógie. Upozorňujeme, že tu sa kladie dôraz predovšetkým na kvalitu.

ZÁKLADNÉ INFORMÁCIE O SKLADOVÝCH PLYNOCH

Skleníkové plyny prepúšťajú viditeľné svetlo, čo umožňuje väčšine slnečného svetla nie sú odrážané atmosférou a dosahujú povrch, ale sú v infračervenom rozsahu nepriehľadné a pôsobia na žiarenie takým spôsobom, že sa zvyšuje povrchová teplota a planéta je v tepelnej rovnováhe s prichádzajúcim tokom slnečného žiarenia.

Fyzikálny proces, ktorým atómy a molekuly absorbujú žiarenie, je zložitý a zahŕňa mnoho zákonov. kvantová mechanika popísať kompletný obraz. Napriek tomu je možné tento proces opísať kvalitatívne. Každý atóm alebo molekula má súbor stavov zodpovedajúcich rôznym kvantovaným hladinám energie. Molekula môže prejsť zo stavu s nižšou energiou do stavu s vyššou energiou buď absorbovaním fotónu alebo zrážkou s vysokou energiou s inou časticou (stojí za zmienku, že nie je skutočnosťou, že všetky možné vyššie energetické stavy sa dá dosiahnuť priamo z daného nižšieho a naopak). Po prechode do excitovaného stavu môže byť molekula de-excitovaná do stavu s nižšou energiou alebo dokonca do základného stavu (stav s najnižšou energiou), pričom vyžaruje fotón alebo prenesie časť svojej energie do inej častice po tom, ako s ním narazí. . V zemskej atmosfére existujú tri typy prechodov pre absorpčné plyny. V poradí klesajúcej energie sú to: elektronické prechody, vibračné prechody a rotačné prechody. K elektronickým prechodom dochádza pri energiách v ultrafialovom rozsahu, vibračné a rotačné prechody sa vyskytujú v blízkej a strednej infračervenej oblasti spektra. Ozón je príkladom absorpcie ultrafialových lúčov kyslíkom, zatiaľ čo vodná para má v infračervenom rozsahu viditeľné vibračné a rotačné energie. Pretože v žiarení Zeme dominuje infračervené žiarenie, rotačné a vibračné prechody sú pri diskusii najdôležitejšie tepelná bilancia Zem.

Toto nie je celý príbeh, pretože každá absorpčná čiara závisí od rýchlosti (teploty) a tlaku častíc. Zmena týchto hodnôt môže viesť k zmene spektrálnych čiar, a teda k zmene absorpcie žiarenia poskytovaného plynom. Okrem toho sa ešte musí prediskutovať ďalší spôsob absorpcie súvisiaci s veľmi hustou alebo veľmi studenou atmosférou - absorpcia vyvolaná kolíziou (známa ako ICP). To znamená, že ICP umožňuje nepolárnym molekulám (tj. Symetrickým molekulám bez silného dipólového momentu) absorbovať žiarenie. Funguje to jedným z dvoch spôsobov: prvý - zrážka spôsobí v molekule dočasný dipólový moment, ktorý vám umožní absorbovať fotón, alebo druhá - dve molekuly, napríklad H2 -N2, sa na krátky čas naviažu na jednu supermolekulu vlastné kvantované rotačné stavy. Tieto dočasné molekuly sa nazývajú diméry (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). Priamu úmernosť hustoty je celkom intuitívne pochopiteľné: čím je plyn hustejší, tým je väčšia pravdepodobnosť zrážky. Negatívny vzťah s teplotou možno chápať ako účinok doby zdržania - ak má molekula veľa translačnej energie, strávi menej času v tesnej blízkosti inej molekuly, takže tvorba diméru je menej pravdepodobná.

Keď poznáme číselné hodnoty charakteristík radiačného pôsobenia, je možné ľahko vypočítať teploty bez akýchkoľvek účinkov spätnej väzby. Úpravou povrchovej teploty sa do priestoru emituje viac energie (Hansen, Sato a Rudy 1997). Pochopenie spätnej väzby klímy je vo všeobecnosti kritické, pretože negatívna spätná väzba stabilizuje teplotu a pozitívna spätná väzba zosilňuje poruchy a vytvára nekontrolovaný proces. Veľmi dôležité je tiež výrazne odlišné načasovanie účinkov spätnej väzby. Aby bolo možné urobiť presné predpovede, je často potrebné odkázať na všeobecný obehový model (GCM), ktorý zahŕňa všetky dôležité efekty spätnej väzby vo vhodných časových mierkach (Taylor 2010). Príkladmi účinkov spätnej väzby sú: tvorba oblačnosti v závislosti od teploty (negatívna spätná väzba, krátke časové intervaly), topenie alebo tvorba významnej ľadovej pokrývky (pozitívna spätná väzba, krátke / stredné časové obdobia), cyklus uhličitanu a kremičitanu (negatívna spätná väzba, dlhé časové rámce) a biologický procesy (sú rôzne).

ÚČINOK NA SKLENIČKU V SOLÁRNOM SYSTÉME

Zem

Ročný priemer zemského povrchu je 288 K a efektívna teplota je 255 K. Efektívna teplota je určená pomerom tepelnej bilancie k prichádzajúcemu toku slnečného žiarenia v súlade s nižšie uvedenou rovnicou.

kde S je slnečná konštanta (na Zemi ~ 1366 W / m2), A je geometrické albedo Zeme, σ je Stefan-Boltzmannova konštanta, f je geometrický faktor, ktorý sa rovná 4 pre rýchlo rotujúce planéty, t.j. planéty s periódami rotácie rádovo dní (Catling and Casting 2013). V dôsledku toho je skleníkový efekt zodpovedný za zvýšenie tejto teploty na Zemi o 33 K (Pollack 1979). Celá Zem by mala vyžarovať ako čierne teleso zahriate na 255 K, ale absorpcia skleníkovými plynmi, predovšetkým CO2 a H2O, vracia teplo späť na povrch a vytvára chladné horné vrstvy atmosféry. Tieto vrstvy vyžarujú pri teplotách hlboko pod 255 K, a preto, aby vyžarovali ako čierne teleso s teplotou 255 K, musí byť povrch teplejší a vyžarovať viac. Väčšina toku odchádza oknom 8-12 mikrónov (oblasť vlnovej dĺžky je pre atmosféru relatívne priehľadná).

Je dôležité zdôrazniť, že studené horné vrstvy atmosféry pozitívne korelujú s teplým povrchom - čím viac je horná atmosféra schopná vyžarovať, tým menší je tok, ktorý musí pochádzať z povrchu (Casting 1984). Preto treba očakávať, že čím väčší je rozdiel medzi teplotnými minimami povrchu a hornými vrstvami atmosféry planéty, tým väčší je skleníkový efekt. Hansen, Sato a Rudy (1997) ukázali, že dvojnásobný nárast koncentrácie CO2 je ekvivalentný 2% zvýšeniu toku slnečného žiarenia, bez ohľadu na efekty spätnej väzby.

Hlavnými skleníkovými plynmi na Zemi sú vodná para a oxid uhličitý. Prispievajú k tomu aj výrazne nižšie koncentrácie plynov, ako je ozón, metán a oxidy dusíka (De Pater a Liesauer 2007). Napriek tomu, že para je najväčším prispievateľom k vykurovaniu skleníkov, kondenzuje a „synchronizuje“ sa s nekondenzovateľnými skleníkovými plynmi, predovšetkým s CO2 (De Pater a Liesauer, 2007). Vodná para môže uvoľňovať latentné teplo do atmosféry, kondenzovať a presúvať teplotný gradient v troposfére na vlhký adiabatický, nie suchý. Voda nemôže vstúpiť do stratosféry a podstúpiť fotolýzu kvôli troposférickému lapaču chladu, ktorý kondenzuje vodnú paru pri minimálnej teplote (v tropopauze).

Vývoj atmosféry

Prítomnosť sedimentárnych hornín a zjavná absencia ľadovcových ložísk na Zemi asi pred 4 miliardami rokov naznačuje, že raná Zem bola teplá, možno teplejšia ako dnes (De Pater a Liesauer 2007). To je obzvlášť problematické, pretože sa predpokladá, že slnečný tok bol v tom čase asi o 25% nižší. Tento problém je známy ako „Paradox slabého mladého slnka“ (Goldblatt a Zanle 2011). Možným vysvetlením by mohol byť oveľa väčší skleníkový efekt ako dnes. Predpokladá sa, že koncentrácie CH4, CO2 a H20 a prípadne NH3 sú v tých dňoch vyššie (De Pater). Na vysvetlenie tejto nezrovnalosti bolo predložených mnoho hypotéz, vrátane oveľa väčšieho parciálneho tlaku CO2, významného skleníkového efektu v dôsledku metánu (Pavlov, Casting a Brown 2000), vrstvy organickej hmly, zvýšenej oblačnosti, rozšírenia spektrálnych čiar pod tlakom z dôvodu na výrazne vyšší parciálny tlak dusíka a celkový atmosférický tlak (Goldblatt et al. 2009).

Venuša

Aj keď je Venuša kvôli podobnej hmotnosti a veľkosti často popisovaná ako sestra Zeme, jej povrchové a atmosférické podmienky nemajú so Zemou nič spoločné. Povrchová teplota a tlak sú 733 K a 95 barov (De Pater a Liesauer 2007, Krasnopolsky 2011). Vzhľadom na vysoké albedo a 100% zakalenie je rovnovážna teplota asi 232 K. Preto je skleníkový efekt na Venušu jednoducho monštruózny a rovná sa asi 500 K. To nie je prekvapujúce pri parciálnom tlaku CO2 92 barov. Rozšírenie riadku tlakom veľký význam pri takej hustote a významne prispieva k otepľovaniu. CO2-CO2 ICP môže tiež prispieť, ale zatiaľ o tom neexistuje žiadna literatúra. Obsah vodnej pary je obmedzený na 0,00003% objemu (Meadows a Crisp 1996).

Vývoj atmosféry

Často sa verí, že Venuša mala prchavé zloženie podobné zloženiu Zeme a podobné svojmu pôvodnému izotopovému zloženiu. Ak je to pravda, potom nameraný pomer deutéria / protia viac ako 150 pre Zem (Donahue et al. 1982) naznačuje v minulosti veľké straty vodíka, pravdepodobne v dôsledku fotodisociácie vody (Shasefier et al. 2011), aj keď Grinspoon a Lewis (1988) navrhli, aby dodávka vody kométami mohla vysvetliť tento izotopový podpis. Venuša by v každom prípade mohla mať oceány pred súčasným stavom, ak by obsahovala toľko vody ako Zem (Casting 1987). Jej stav nemôže byť spôsobený zvýšením koncentrácie CO2 (ani žiadneho iného) skleníkový plyn), ale vo všeobecnosti sa predpokladá, že je spôsobený zvýšeným slnečným prítokom (Kippenhan 1994), aj keď je možný aj vnútorný tepelný tok spôsobujúci nekontrolovaný skleníkový efekt na prílivových planétach (Barnes et al. 2012).

Casting (1987) skúmal nekontrolované aj trvalé skleníkové efekty na Venušu. Ak by mala Venuša v počiatočných fázach histórie oceán, tok slnečnej energie na jej súčasnej obežnej dráhe by bol taký, že by sa skleníkový scenár začal takmer okamžite. Existujú dva scenáre straty oceánskej vody v dôsledku zvýšeného slnečného toku (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Prvý nekontrolovaný scenár: oceán sa začína odparovať do troposféry, čím sa zvyšuje zahrievanie, ale zvyšuje sa aj tlak, takže oceány sa nevaria. Voda sa v troposfére hromadí oveľa rýchlejšie ako fotodisociácia a únik vodíka do vesmíru. K poveternostným udalostiam môže stále dôjsť a spomaliť emisie CO2. Teplota a tlak vodnej pary sa zvyšujú a oceán zostáva, kým sa nedosiahne kritický bod vody 647 K, v ktorom nie je možné premeniť paru na vodu pri akomkoľvek tlaku, v tomto bode sa všetka ešte tekutá voda odparí a vytvorí hustú hmla vodných pár, úplne neprehľadná pre odchádzajúce dlhovlnné žiarenie. Povrchová teplota sa potom zvyšuje, až začne vyžarovať v blízkych infračervených a viditeľných oblastiach, kde je priehľadnosť vodných pár oveľa vyššia a stabilnejšia. To zodpovedá teplote 1400 K, dostatočne vysokej na to, aby sa roztopili horniny blízko povrchu a uvoľnil sa z nich uhlík. CO2 sa navyše môže zo skaly uvoľňovať bez vystavenia poveternostným vplyvom a nedá sa nikde odstrániť. V druhom scenári uvoľnenie vodnej pary do atmosféry spôsobuje, že distribúcia teploty je izotermickejšia, čím sa zvýši tropopauza a rozbije pasca chladu. Vodná para preto môže prejsť do stratosféry a podrobiť sa fotolýze. Na rozdiel od prvého scenára sa voda stráca rýchlosťou zodpovedajúcou rýchlosti odparovania z oceánu a odparovanie sa nezastaví, kým všetka voda nezmizne. Keď dôjde voda, cyklus uhličitanu a kremičitanu sa vypne. Ak sa CO2 z plášťa naďalej vyvíja, neexistuje žiadny dostupný spôsob, ako ho odstrániť.

Mars

Mars je v niektorých ohľadoch teplotne a tlakovo opakom Venuše. Povrchový tlak je približne 6 milibarov a priemerná teplota je 215 K (Carr and Head 2010). Rovnovážnu teplotu je možné preukázať na 210 K, takže skleníkový efekt je asi 5 K a je zanedbateľný. Teploty sa môžu pohybovať od 180 K do 300 K v závislosti od zemepisnej šírky, ročného obdobia a dennej doby (Carr a Head 2010). Podľa fázového diagramu pre H2O teoreticky existujú krátke časové obdobia, kedy môže na povrchu Marsu existovať kvapalná voda. Všeobecne platí, že ak chceme vidieť vlhký Mars, musíme sa pozrieť do minulosti.

Vývoj atmosféry

Mariner 9 prvýkrát zverejnil fotografie, na ktorých sú zrejmé stopy riečnych tokov. Najbežnejšou interpretáciou je, že raný Mars bol teplý a vlhký (Pollack 1979, Carr and Head 2010). Niektorý mechanizmus, pravdepodobne skleníkový efekt (aj keď sa uvažovalo aj o oblakoch), ktorý mal spôsobiť dostatočné radiačné vynútenie, urobil Mars v jeho ranej histórii teplejším. Problém je ešte horší, než sa na prvý pohľad zdá, pretože Slnko bolo o 25% slabšie pred 3,8 miliardami rokov, keď bolo na Marse mierne podnebie (Casting 1991). Ranný Mars mohol mať povrchové tlaky rádovo 1 bar a teploty blízke 300 K (De Pater a Liesauer 2007).

Casting (1984, 1991) ukázal, že samotný CO2 nemôže zahriať raný povrch Marsu na 273 K. Kondenzácia CO2 na klatráty mení gradient atmosférickej teploty a núti hornú atmosféru emitovať viac tepla, a ak je planéta žiarivá. rovnováhy, potom povrch vyžaruje menej, takže planéta má rovnaký odchádzajúci tok dlhovlnného infračerveného žiarenia, povrch sa začína ochladzovať. Pri tlaku presahujúcom 5 barov teda CO2 planétu skôr ochladzuje, ako ohrieva. A to vzhľadom na vtedajší slnečný tok nestačí na zahriatie marťanského povrchu nad bod mrazu vody. V tomto prípade CO2 kondenzuje na klatráty. Wordsworth, Foget a Amit (2010) predstavili prísnejšiu štúdiu fyziky absorpcie CO2 v hustej, čistej atmosfére CO2 (vrátane ICP), ktorá ukazuje, že v skutočnosti odlievanie v roku 1984 nadhodnotilo povrchové teploty pri vysokých tlakoch, čím problém zhoršilo. teplého a vlhkého raného Marsu. Tento problém môžu vyriešiť aj ďalšie skleníkové plyny okrem CO2, alebo možno prach, ak by znížil albedo.

O možnej úlohe CH4, NH3 a H2S už bola diskutovaná predtým (Sagan a Mullen, 1972). Neskôr bol SO2 tiež navrhnutý ako skleníkový plyn (Jung et al., 1997).

Titán

Povrchová teplota a tlak Titanu sú 93 K a 1,46 baru (Kustenis). Atmosféra je tvorená predovšetkým N2 s niekoľkými percentami CH4 a asi 0,3 percentami H2 (McKay, 1991). Titanova tropopauza s teplotou 71 K vo výške 40 km.

Titanov skleníkový efekt je primárne spôsobený tlakom indukovanou absorpciou žiarenia s dlhou vlnovou dĺžkou molekulami N2, CH4 a H2 (McKay, Pollack a Cortin 1991). H2 silne absorbuje žiarenie typické pre Titan (16,7-25 mikrónov). CH4 je podobný vodným parám na Zemi, pretože v podmienkach atmosféry Titanu kondenzuje. Skleníkový efekt na Titane je spôsobený predovšetkým kolíziou indukovanou absorpciou s dimérmi N2-N2, CH4-N2 a H2-N2 (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). To sa nápadne líši od atmosféry Zeme, Marsu a Venuše, kde prevláda absorpcia prostredníctvom vibračných a rotačných prechodov.

Titán má tiež výrazný proti skleníkový efekt (McKay et al. 1991). Anti-skleníkový efekt je spôsobený prítomnosťou vrstvy zákalu vo vysokej nadmorskej výške, ktorá absorbuje viditeľné svetlo, ale je priehľadná pre infračervené žiarenie. Anti-skleníkový efekt znižuje povrchovú teplotu o 9 K, zatiaľ čo skleníkový efekt ju zvyšuje o 21 K. Čistý skleníkový efekt je teda 12 K (82 K je účinná teplota v porovnaní s 94 K pozorovanej povrchovej teploty). Titán bez vrstvy zákalu bude o 20 K teplejší v dôsledku absencie proti-skleníkového efektu a zvýšeného skleníkového efektu (McKay et al. 1991).

Povrchové chladenie je spôsobené predovšetkým žiarením v 17-25 mikrónovej oblasti spektra. Toto je infračervené okno Titanu. H2 je dôležitý, pretože absorbuje v tejto oblasti, rovnako ako CO2 je na Zemi veľmi dôležitý, pretože absorbuje žiarenie z povrchu Zeme v infračervenom pásme. Oba plyny tiež nie sú obmedzené saturáciou ich pár v podmienkach ich atmosféry.

Metán je blízko tlaku nasýtená para, podobné H2O na Zemi.

Vývoj atmosféry

Vzhľadom na zvýšenú svietivosť Slnka je povrchová teplota Titanu pravdepodobne o 20 K teplejšia než pred 4 miliardami rokov (McKay et al. 1993). V tomto prípade by bol N2 v atmosfére ochladený na ľad. Vznik a životnosť atmosféry Titanu je zaujímavým problémom bez akýchkoľvek trvalých riešení (Kustenis 2004). Jedným z problémov je, že s touto rýchlosťou fotolýzy CH4 a výroby etánu by sa súčasné zásoby CH4 v atmosfére Titanu vyčerpali za oveľa kratší čas, ako je vek slnečnej sústavy. Tekutý etán by sa navyše pri súčasnej produkcii hromadil na povrchu o niekoľko stoviek metrov nižšie (Lunein et al. 1989). Buď je to netypické obdobie v histórii Titanu, alebo existujú neznáme zdroje metánu a odpadových vôd pre etán (Catling and Casting, 2013).

ZÁVERY A ICH DISKUSIA

Zem, Mars a Venuša sú si podobné tým, že každá planéta má výraznú atmosféru, počasie, minulý alebo súčasný vulkanizmus a chemicky heterogénne zloženie. Titán má tiež výraznú atmosféru, počasie, možno kryovulkanizmus a potenciálne čiastočne heterogénne zloženie (De Pater a Liesauer 2007).

Mars, Zem a Venuša majú skleníkový efekt s citeľným vplyvom CO2, aj keď hodnoty otepľovania a parciálneho tlaku CO2 sa líšia o niekoľko rádov. Je celkom zrejmé, že na Zemi a na Marse muselo dôjsť k ďalšiemu zahrievaniu skôr v histórii slnečnej sústavy, keď bolo slnko slabšie. Zatiaľ nie je jasné, čo bolo zdrojom (zdrojmi) otepľovania týchto dvoch planét, aj keď bolo navrhnutých mnoho riešení a je možné veľa vysvetlení. Je zaujímavé, že Mars umožňuje porovnanie s minulosťou Zeme, pretože obe planéty majú dostatok geologických dôkazov, že boli teplejšie, pričom mali viac ako skleníkový efekt vytvorený plynom CO2. Nekontrolovaný skleníkový efekt na Venuši zároveň dáva predstavu o budúcnosti Zeme, ak slnečná aktivita bude ďalej rásť. Porovnávaním modelov pre všetky tri planéty, poznaním základných fyzikálnych zákonov, ktoré sú pre všetky planéty rovnaké, môžeme získať veci, ktoré by bolo nemožné získať, keby Slnko neovplyvnilo pozemské planéty.

Titán je podľa autora vzrušujúcim materiálom pre výskum najmä preto, že na rozdiel od iných opísaných svetov v jeho skleníkovom efekte dominuje absorpcia vyvolaná kolíziou. Zahrievanie v dôsledku ICP má mnoho možných aplikácií na opis podmienok a možnej obývateľnosti exoplanét (Pierhumbert). Rovnako ako atmosféra Zeme, atmosféra Titanu obsahuje dostatok hmoty blízkej trojitému bodu, ktorá môže v atmosfére kondenzovať, a preto môže ovplyvniť distribúciu teploty.

Hlavné druhy plynov v zemskej atmosfére sú samozrejme ovplyvnené živými organizmami (Taylor 2010). Očividne to neplatí pre ostatné planéty slnečnej sústavy. Porovnanie Zeme so svetmi bez života v našom systéme však môžeme využiť na lepšie pochopenie prípadných ďalších biosfér.

ZOZNAM POUŽITÝCH ZDROJOV

Carr M. H., Head J. W. (2010), Geological History of Mars, EPSL, 296, 185-203.

Zdá sa, že globálne otepľovanie na našej planéte sa stalo známym faktom. A odborníci varujú, že áno globálne otepľovanie spôsobené skleníkovým efektom v atmosfére môže mať najvážnejšie dôsledky. Preto sa plánuje vykonať štúdie pôsobenia skleníkového efektu nielen na Zem, ale aj na Venuši, Mars a Titan (mesiac Saturn), aby si ľudstvo jasnejšie predstavilo, čo môžu klimatické peripetie očakávať v budúcnosti.

Kým ľudstva bolo málo a nebolo zaťažené technický pokrok jeho aktivita mala malý vplyv na klímu Zeme. Teraz však človek aktívne zasahuje do procesu výmeny tepla na našej planéte, často bez toho, aby premýšľal o dôsledkoch.

Energia zo Slnka ohrieva povrch Zeme, ktorý naopak túto energiu vyžaruje späť do vesmíru. Niektoré atmosférické plyny však bránia tejto energii opustiť atmosféru. Toto je skleníkový efekt. Bez nej by bola priemerná teplota na Zemi, ktorá je teraz 15 o C, o 30 o nižšia. Človek spaľujúci palivo a odlesňovanie emituje do atmosféry veľa skleníkových plynov, čím zvyšuje skleníkový efekt. Výsledkom je, že za posledné storočie sa globálna teplota na Zemi zvýšila o viac ako pol stupňa.

Na Venuši je možné vidieť príklad toho, čo sa môže stať, keď je skleníkový efekt príliš silný. Táto planéta je svojou veľkosťou a hmotnosťou na Zemi len o málo horšia. Ale teplota na jeho povrchu je asi 460 o C. Teraz atmosféra Venuše pozostáva takmer výlučne z oxidu uhličitého, ktorý je skleníkovým plynom. V. zemská atmosféra podiel oxidu uhličitého je stále asi 0,03%. Zdá sa to byť veľmi málo, ale od začiatku priemyselného rozvoja sa podiel oxidu uhličitého v atmosfére zvýšil o 30%.

Prečo je zloženie atmosféry na Venuši také odlišné od zloženia na Zemi? Možno osud Venuše čaká aj Zem? Na túto otázku môže odpovedať európska sonda Venus Express, ktorá sa vydá na prieskum Venuše v roku 2005.

Naša ďalšia susedná planéta, Mars, nie je vôbec ako Venuša. Na Marse zatiaľ neboli zaznamenané žiadne známky skleníkového efektu. V jeho atmosfére je oxid uhličitý, ale samotná atmosféra je taká tenká a vzácna, že jej tlak na povrch je iba stotinou „pozemských“ 760 mm Hg. Čl. Preto nezadržiava žiadnu energiu Slnka a medzi dňom a nocou, svetlom a tieňom dochádza k výrazným teplotným kontrastom. Mnoho odborníkov sa domnieva, že v minulosti bol Mars oveľa teplejší a dokonca existovali aj oceány, a preto bola atmosféra úplne odlišná. Asi pred 3,6 miliardami rokov sa však na Marse niečo stalo a nakoniec sa dostalo do súčasného stavu. Čo môže byť impulzom pre túto klimatickú zmenu? Vedci plánujú na túto otázku odpovedať pomocou európskej sondy Mars Express, ktorá sa na Mars vydá v máji tohto roku.

Na najväčšom mesiaci Saturnu, Titane, je pozorovaný skleníkový efekt strednej intenzity. Je pravda, že v jeho atmosfére sa to vysvetľuje vysokými koncentráciami metánu, ktorý je tiež skleníkovým plynom. Ale na Titane je stále oveľa chladnejšie ako na Zemi - asi -180 o С. Teraz sonda Cassini s mini sondou Huygens letí k Saturnu. Ten posledný je určený práve na výskum na Titane. Za týmto účelom bude zhodený do atmosféry padákom. Možno tieto štúdie umožnia pozemšťanom naučiť sa niečo užitočné pre pochopenie procesov na ich planéte.

Venuša - Starovekí Rimania boli z tejto veľkolepej planéty nadšení a pomenovali ju podľa bohyne lásky a krásy. Na oblohe vyzerala tak krásne, že spojenie sa zdalo zrejmé. Venuša bola dlho považovaná za našu sesterskú planétu kvôli podobnosti štruktúry, gravitácie, hustoty a veľkosti. V mnohých ohľadoch sú Venuša a Zem takmer dvojčatá, majú takmer rovnakú veľkosť a Venuša je najbližšou planétou k Zemi.

Vedci sa po stáročia domnievali, že táto planéta, dvojča Zeme, je pokrytá hlbokými oceánmi, hustými tropickými lesmi a že jej klíma tam vytvára všetky podmienky pre existenciu inteligentného života. Pred nástupom vesmírny vek verilo sa, že Venuša je veľmi podobná Zemi, ale keď sme začali skúmať Venušu, ukázalo sa, že podmienky tam sú úplne odlišné. Ukázalo sa, že Venuša nie je ani tak exotickou sestrou Zeme, ako skôr dvojicou zloduchov. Jedná sa o dve veľmi podobné planéty vo svojich hlavných črtách, ani ich vývoj nebol inej povahy, vďaka čomu chápeme problém odlišne planetárny vývoj... Boli dve podobné planéty, existujú štyri miliardy rokov a prečo sa ukázali byť tak odlišné.

Klimatický a skleníkový efekt

Prvým z hlavných dôvodov je, že Venuša bola vystavená silným meteorickým nárazom. Jedna rana bola taká silná, že podľa vedcov ovplyvnila rotáciu planéty. Venuša má veľmi pomalú rotáciu, a to je, ako hovoríme, regresívna rotácia. To znamená, že Venuša sa neotáča ako ostatné planéty, ale opačným smerom. Vďaka regresívnej rotácii tam Slnko vychádza na západe a zapadá na východe. Deň na Venuši je veľmi dlhý a čas od jedného východu do nasledujúceho východu slnka je približne osem pozemských mesiacov. Nie sú to však tieto vlastnosti, vďaka ktorým je život na Venuši neznesiteľný. Časť dôvodu je nemilosrdná klíma, povrchová teplota je asi 750 stupňov Celzia. Venuša je najhorúcejšou planétou slnečnej sústavy a jej návšteva by bola extrémne krátka. Keby sme tam zostali niekoľko sekúnd, boli by sme vyprážaní.

Problém skleníkového efektu

Nemilosrdná vlna tepla vzniká procesom nazývaným skleníkový (skleníkový) efekt. Na Zemi identický proces riadi klímu. Pri bližšom pohľade na Venušu začíname chápať, ako sa z niečoho známeho môže stať kolobeh života alebo smrti. Teplota na Zemi dnes stúpa a vedci na Venuši zistili dôvod. "Globálne otepľovanie je dôsledkom pôsobenia skleníkových plynov, ktorých je stále viac, a preto je na Zemi stále horúcejšie a horúce," hovorí Robert Strom (vedec z University of Arizona). „Pozreli sme sa na Venušu a povedali sme, že to isté sa deje aj tu.“

Dôsledky skleníkového efektu na Venušu

V 90. rokoch po štarte vesmírna loď„Magellan“, Venuša začala byť prezentovaná ako príklad toho, ako zlé veci môžu dopadnúť tu na Zemi. "Prieskum vesmíru nám veľa povedal o Zemi a." životné prostredie- hovorí Robert Strom. „Skleníkový (skleníkový) efekt, o ktorom sa teraz hovorí v súvislosti s globálnym otepľovaním, bol v podstate objavený na Venuši.“ Objavený na rozliatej Venuši Nový svet na skleníkový (skleníkový) efekt na Zemi. Venuša nebola vždy taká horúca, v raných fázach evolúcie pripomínala skôr Zem. Stratilo svoje oceány kvôli tomu, čo nazývame skleníkový efekt. "Venuša je príkladom toho, ako môžu globálne zmeny na planéte prebiehať podľa najhoršieho scenára." Aby sme sa dostali do problémov, nemusíme kráčať po ceste Venuše. Stačí sa trocha otočiť opačným smerom a už to robíme. “

Príčiny skleníkového efektu

Skúmanie Venuše nám umožňuje testovať naše klimatické modely. Pomocou počítačových modelov všeobecného obehu dokázali vedci vypočítať nárast teploty na Zemi na základe množstva skleníkových plynov na Venuši. Ako skleníkový efekt na Venuši spôsobuje, že je planéta taká horúca? Na Venuši skleníkové plyny nezachytávajú slnečné teplo, ale veľmi spomaľujú jeho postup. Skleníkový (skleníkový) efekt na akejkoľvek planéte znamená, že teplota povrchu stúpa v dôsledku skutočnosti, že plyny v atmosfére prepúšťajúce slnečné svetlo zachytávajú teplo. Tieto skleníkové plyny, ktoré by sa nám na Venuši stali osudnými, sú nevyhnutné pre život na Zemi. Bez skleníkového efektu by bola priemerná teplota hlboko pod nulou, oceány by úplne zamrzli a na Zemi by možno vôbec neexistoval život.

Prečo je Venuša taká horúca? Odpoveď je v zložení atmosféry. Je to takmer výlučne oxid uhličitý. Oxid uhličitý alebo CO2 tvorí 95% atmosféry Venuše. A plyn v takom obrovské množstvo zachováva viac tepla. "Toto má veľmi silný skleníkový (skleníkový) efekt, a preto je na Venuši tak horúco," vysvetľuje David Grinspoon. Je to príklad extrémneho globálneho otepľovania. “

S tlakom CO2 na povrchu viac ako 90 barov a teplotou 733 Kelvinov, než s účinnou teplotou Venuše asi 240 K (Pollack, 1979). Na rozdiel od Venuše je skleníkový efekt v súčasnosti asi 33 K prehriatia, ktoré tiež hrá dôležitú úlohu pri udržiavaní života. Skleníkový efekt je malý pri 5 K, aj keď výskum naznačuje, že v minulosti bol výrazne vyšší (Carr a Head, 2010). Je zaujímavé, že skleníkový efekt má veľa spoločného s účinkom na Zemi, vrátane porovnateľného tlaku na povrchu (1,5 -krát vyšší ako na Zemi, na rozdiel od Venuše a Marsu, ktoré majú tlaky asi 100 -krát vyššie, respektíve 100 -krát menšie), ako aj kondenzujúce skleníkové plyny sú na Titane napriek nízkym teplotám (Kustenis, 2005).

Na porovnanie týchto planét a identifikáciu základných zákonov a významu skleníkového efektu je možné použiť porovnávaciu planetárnu vedu. Takáto porovnávacia analýza môže poskytnúť pohľad na možné atmosférické obaly a podmienky na zemskom povrchu. Tento článok sa zameriava na viac než len štyri súbory súčasných stavov, pretože môže stavať aj na možných atmosférických podmienkach, ktoré na nich v minulosti existovali, pričom zohľadňuje geologické, geochemické, izotopové dôkazy a ďalšie zásadné fyzikálne dôvody.

Štruktúra tejto práce je nasledovná: po prvé, zvážime fyzické základy skleníkového efektu a plyny, ktoré absorbujú žiarenie. Za druhé, stručne zvážime každé zo štyroch vyššie uvedených kozmických telies, hlavné absorbčné plyny, štruktúru atmosféry a prevládajúce podmienky na povrchu rôznych telies. Zvážime tiež možné vzorce minulých podmienok, pričom vezmeme do úvahy, ako súvisia s údajmi o rôznych atmosférických podmienkach v minulosti a paradoxom slabých mladých. A nakoniec spojme všetky tieto vlákna dohromady a nájdeme základné fyzikálne procesy súvisiace s každou planétou a nakreslíme medzi nimi analógie. Upozorňujeme, že tu sa kladie dôraz predovšetkým na kvalitu.

ZÁKLADNÉ INFORMÁCIE O SKLADOVÝCH PLYNOCH

Skleníkové plyny prenášajú viditeľné svetlo a umožňujú väčšine slnečného svetla uniknúť z atmosféry a dostať sa na povrch, ale v infračervenom rozsahu sú nepriehľadné a pôsobia na žiarenie takým spôsobom, že sa zvyšuje povrchová teplota a planéta je v tepelnej rovnováhe s prichádzajúci slnečný tok.

Fyzikálny proces, ktorým atómy a molekuly absorbujú žiarenie, je zložitý a zahŕňa celý rad zákonov kvantovej mechaniky na opis úplného obrazu. Napriek tomu je možné tento proces opísať kvalitatívne. Každý atóm alebo molekula má súbor stavov zodpovedajúcich rôznym kvantovaným hladinám energie. Molekula môže prejsť zo stavu s nižšou energiou do stavu s vyššou energiou buď absorbovaním fotónu alebo zrážkou s vysokou energiou s inou časticou (stojí za zmienku, že nie je skutočnosťou, že všetky možné vyššie energetické stavy sa dá dosiahnuť priamo z daného nižšieho a naopak). Po prechode do excitovaného stavu môže byť molekula de-excitovaná do stavu s nižšou energiou alebo dokonca do základného stavu (stav s najnižšou energiou), pričom vyžaruje fotón alebo prenesie časť svojej energie do inej častice po tom, ako s ním narazí. . V zemskej atmosfére existujú tri typy prechodov pre absorpčné plyny. V poradí klesajúcej energie sú to: elektronické prechody, vibračné prechody a rotačné prechody. K elektronickým prechodom dochádza pri energiách v ultrafialovom rozsahu, vibračné a rotačné prechody sa vyskytujú v blízkej a strednej infračervenej oblasti spektra. Ozón je príkladom absorpcie ultrafialových lúčov kyslíkom, zatiaľ čo vodná para má v infračervenom rozsahu viditeľné vibračné a rotačné energie. Pretože v žiarení Zeme dominuje infračervené žiarenie, rotačné a vibračné prechody sú pri diskusii o tepelnej rovnováhe Zeme najdôležitejšie.

Toto nie je celý príbeh, pretože každá absorpčná čiara závisí od rýchlosti (teploty) a tlaku častíc. Zmena týchto hodnôt môže viesť k zmene spektrálnych čiar, a teda k zmene absorpcie žiarenia poskytovaného plynom. Okrem toho sa ešte musí prediskutovať ďalší spôsob absorpcie súvisiaci s veľmi hustou alebo veľmi studenou atmosférou - absorpcia vyvolaná kolíziou (známa ako ICP). To znamená, že ICP umožňuje nepolárnym molekulám (tj. Symetrickým molekulám bez silného dipólového momentu) absorbovať žiarenie. Funguje to jedným z dvoch spôsobov: prvý - zrážka spôsobí v molekule dočasný dipólový moment, ktorý vám umožní absorbovať fotón, alebo druhá - dve molekuly, napríklad H2 -N2, sa na krátky čas naviažu na jednu supermolekulu vlastné kvantované rotačné stavy. Tieto dočasné molekuly sa nazývajú diméry (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). Priamu úmernosť hustoty je celkom intuitívne pochopiteľné: čím je plyn hustejší, tým je väčšia pravdepodobnosť zrážky. Negatívny vzťah s teplotou možno chápať ako účinok doby zdržania - ak má molekula veľa translačnej energie, strávi menej času v tesnej blízkosti inej molekuly, takže tvorba diméru je menej pravdepodobná.

Keď poznáme číselné hodnoty charakteristík radiačného pôsobenia, je možné ľahko vypočítať teploty bez akýchkoľvek účinkov spätnej väzby. Úpravou povrchovej teploty sa do priestoru emituje viac energie (Hansen, Sato a Rudy 1997). Pochopenie spätnej väzby klímy je vo všeobecnosti kritické, pretože negatívna spätná väzba stabilizuje teplotu a pozitívna spätná väzba zosilňuje poruchy a vytvára nekontrolovaný proces. Veľmi dôležité je tiež výrazne odlišné načasovanie účinkov spätnej väzby. Aby bolo možné urobiť presné predpovede, je často potrebné odkázať na všeobecný obehový model (GCM), ktorý zahŕňa všetky dôležité efekty spätnej väzby vo vhodných časových mierkach (Taylor 2010). Príkladmi účinkov spätnej väzby sú: tvorba oblačnosti v závislosti od teploty (negatívna spätná väzba, krátke časové intervaly), topenie alebo tvorba významnej ľadovej pokrývky (pozitívna spätná väzba, krátke / stredné časové obdobia), cyklus uhličitanu a kremičitanu (negatívna spätná väzba, dlhé časové rámce) a biologický procesy (sú rôzne).

ÚČINOK NA SKLENIČKU V SOLÁRNOM SYSTÉME

Zem

Priemerná ročná teplota povrchu Zeme je 288 K a efektívna teplota 255 K. Efektívna teplota je určená pomerom tepelnej bilancie k prichádzajúcemu toku slnečného žiarenia v súlade s nižšie uvedenou rovnicou.

kde S je slnečná konštanta (na Zemi ~ 1366 W / m2), A je geometrické albedo Zeme, σ je Stefan-Boltzmannova konštanta, f je geometrický faktor, ktorý sa rovná 4 pre rýchlo rotujúce planéty, t.j. planéty s periódami rotácie rádovo dní (Catling and Casting 2013). V dôsledku toho je skleníkový efekt zodpovedný za zvýšenie tejto teploty na Zemi o 33 K (Pollack 1979). Celá Zem by mala vyžarovať ako čierne teleso zahriate na 255 K, ale absorpcia skleníkovými plynmi, predovšetkým CO2 a H2O, vracia teplo späť na povrch a vytvára chladné horné vrstvy atmosféry. Tieto vrstvy vyžarujú pri teplotách hlboko pod 255 K, a preto, aby vyžarovali ako čierne teleso s teplotou 255 K, musí byť povrch teplejší a vyžarovať viac. Väčšina toku odchádza oknom 8-12 mikrónov (oblasť vlnovej dĺžky je pre atmosféru relatívne priehľadná).

Je dôležité zdôrazniť, že studené horné vrstvy atmosféry pozitívne korelujú s teplým povrchom - čím viac je horná atmosféra schopná vyžarovať, tým menší je tok, ktorý musí pochádzať z povrchu (Casting 1984). Preto treba očakávať, že čím väčší je rozdiel medzi teplotnými minimami povrchu a hornými vrstvami atmosféry planéty, tým väčší je skleníkový efekt. Hansen, Sato a Rudy (1997) ukázali, že dvojnásobný nárast koncentrácie CO2 je ekvivalentný 2% zvýšeniu toku slnečného žiarenia, bez ohľadu na efekty spätnej väzby.

Hlavnými skleníkovými plynmi na Zemi sú vodná para a oxid uhličitý. Prispievajú k tomu aj výrazne nižšie koncentrácie plynov, ako je ozón, metán a oxidy dusíka (De Pater a Liesauer 2007). Napriek tomu, že para je najväčším prispievateľom k vykurovaniu skleníkov, kondenzuje a „synchronizuje“ sa s nekondenzovateľnými skleníkovými plynmi, predovšetkým s CO2 (De Pater a Liesauer, 2007). Vodná para môže uvoľňovať latentné teplo do atmosféry, kondenzovať a presúvať teplotný gradient v troposfére na vlhký adiabatický, nie suchý. Voda nemôže vstúpiť do stratosféry a podstúpiť fotolýzu kvôli troposférickému lapaču chladu, ktorý kondenzuje vodnú paru pri minimálnej teplote (v tropopauze).

Vývoj atmosféry

Prítomnosť sedimentárnych hornín a zjavná absencia ľadovcových ložísk na Zemi asi pred 4 miliardami rokov naznačuje, že raná Zem bola teplá, možno teplejšia ako dnes (De Pater a Liesauer 2007). To je obzvlášť problematické, pretože sa predpokladá, že slnečný tok bol v tom čase asi o 25% nižší. Tento problém je známy ako „Paradox slabého mladého slnka“ (Goldblatt a Zanle 2011). Možným vysvetlením by mohol byť oveľa väčší skleníkový efekt ako dnes. Predpokladá sa, že koncentrácie CH4, CO2 a H20 a prípadne NH3 sú v tých dňoch vyššie (De Pater). Na vysvetlenie tejto nezrovnalosti bolo predložených mnoho hypotéz, vrátane oveľa väčšieho parciálneho tlaku CO2, významného skleníkového efektu v dôsledku metánu (Pavlov, Casting a Brown 2000), vrstvy organickej hmly, zvýšenej oblačnosti, rozšírenia spektrálnych čiar pod tlakom z dôvodu na výrazne vyšší parciálny tlak dusíka a celkový atmosférický tlak (Goldblatt et al. 2009).

Venuša

Aj keď je Venuša kvôli podobnej hmotnosti a veľkosti často popisovaná ako sestra Zeme, jej povrchové a atmosférické podmienky nemajú so Zemou nič spoločné. Povrchová teplota a tlak sú 733 K a 95 barov (De Pater a Liesauer 2007, Krasnopolsky 2011). Vzhľadom na vysoké albedo a 100% zakalenie je rovnovážna teplota asi 232 K. Preto je skleníkový efekt na Venušu jednoducho monštruózny a rovná sa asi 500 K. To nie je prekvapujúce pri parciálnom tlaku CO2 92 barov. Rozšírenie čiar tlakom je pri takýchto hustotách veľmi dôležité a významne prispieva k otepľovaniu. CO2-CO2 ICP môže tiež prispieť, ale zatiaľ o tom neexistuje žiadna literatúra. Obsah vodnej pary je obmedzený na 0,00003% objemu (Meadows a Crisp 1996).

Vývoj atmosféry

Často sa verí, že Venuša mala prchavé zloženie podobné zloženiu Zeme a podobné svojmu pôvodnému izotopovému zloženiu. Ak je to pravda, potom nameraný pomer deutéria / protia viac ako 150 pre Zem (Donahue et al. 1982) naznačuje v minulosti veľké straty vodíka, pravdepodobne v dôsledku fotodisociácie vody (Shasefier et al. 2011), aj keď Grinspoon a Lewis (1988) navrhli, aby dodávka vody vysvetľovala tento izotopický podpis. Venuša by v každom prípade mohla mať oceány pred súčasným stavom, ak by obsahovala toľko vody ako Zem (Casting 1987). Jeho stav nemôže byť spôsobený iba zvýšením koncentrácie CO2 (alebo akéhokoľvek iného skleníkového plynu), ale všeobecne sa predpokladá, že je spôsobený zvýšeným prílivom slnečnej energie (Kippenhan 1994), aj keď vnútorný tepelný tok spôsobujúci nekontrolovaný skleník účinok na prílivových planétach je tiež možný (Barnes et al. 2012).

Casting (1987) skúmal nekontrolované aj trvalé skleníkové efekty na Venušu. Ak by mala Venuša v počiatočných fázach histórie oceán, tok slnečnej energie na jej súčasnej obežnej dráhe by bol taký, že by sa skleníkový scenár začal takmer okamžite. Existujú dva scenáre straty oceánskej vody v dôsledku zvýšeného slnečného toku (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Prvý nekontrolovaný scenár: oceán sa začína odparovať do troposféry, čím sa zvyšuje zahrievanie, ale zvyšuje sa aj tlak, takže oceány sa nevaria. Voda sa v troposfére hromadí oveľa rýchlejšie ako fotodisociácia a únik vodíka do vesmíru. K poveternostným udalostiam môže stále dôjsť a spomaliť emisie CO2. Teplota a tlak vodnej pary sa zvyšujú a oceán zostáva, kým sa nedosiahne kritický bod vody 647 K, v ktorom nie je možné premeniť paru na vodu pri akomkoľvek tlaku, v tomto bode sa všetka ešte tekutá voda odparí a vytvorí hustú hmla vodných pár, úplne neprehľadná pre odchádzajúce dlhovlnné žiarenie. Povrchová teplota sa potom zvyšuje, až začne vyžarovať v blízkych infračervených a viditeľných oblastiach, kde je priehľadnosť vodných pár oveľa vyššia a stabilnejšia. To zodpovedá teplote 1400 K, dostatočne vysokej na to, aby sa roztopili horniny blízko povrchu a uvoľnil sa z nich uhlík. CO2 sa navyše môže zo skaly uvoľňovať bez vystavenia poveternostným vplyvom a nedá sa nikde odstrániť. V druhom scenári uvoľnenie vodnej pary do atmosféry spôsobuje, že distribúcia teploty je izotermickejšia, čím sa zvýši tropopauza a rozbije pasca chladu. Vodná para preto môže prejsť do stratosféry a podrobiť sa fotolýze. Na rozdiel od prvého scenára sa voda stráca rýchlosťou zodpovedajúcou rýchlosti odparovania z oceánu a odparovanie sa nezastaví, kým všetka voda nezmizne. Keď dôjde voda, cyklus uhličitanu a kremičitanu sa vypne. Ak sa CO2 z plášťa naďalej vyvíja, neexistuje žiadny dostupný spôsob, ako ho odstrániť.

Mars je v niektorých ohľadoch teplotne a tlakovo opakom Venuše. Povrchový tlak je približne 6 milibarov a priemerná teplota je 215 K (Carr and Head 2010). Rovnovážnu teplotu je možné preukázať na 210 K, takže skleníkový efekt je asi 5 K a je zanedbateľný. Teploty sa môžu pohybovať od 180 K do 300 K v závislosti od zemepisnej šírky, ročného obdobia a dennej doby (Carr a Head 2010). Podľa fázového diagramu pre H2O teoreticky existujú krátke časové obdobia, kedy môže na povrchu Marsu existovať kvapalná voda. Všeobecne platí, že ak chceme vidieť vlhký Mars, musíme sa pozrieť do minulosti.

Vývoj atmosféry

Mariner 9 prvýkrát zverejnil fotografie, na ktorých sú zrejmé stopy riečnych tokov. Najbežnejšou interpretáciou je, že raný Mars bol teplý a vlhký (Pollack 1979, Carr and Head 2010). Niektorý mechanizmus, pravdepodobne skleníkový efekt (aj keď sa uvažovalo aj o oblakoch), ktorý mal spôsobiť dostatočné radiačné vynútenie, urobil Mars v jeho ranej histórii teplejším. Problém je ešte horší, než sa na prvý pohľad zdá, pretože Slnko bolo o 25% slabšie pred 3,8 miliardami rokov, keď bolo na Marse mierne podnebie (Casting 1991). Ranný Mars mohol mať povrchové tlaky rádovo 1 bar a teploty blízke 300 K (De Pater a Liesauer 2007).

Casting (1984, 1991) ukázal, že samotný CO2 nemôže zahriať raný povrch Marsu na 273 K. Kondenzácia CO2 na klatráty mení gradient atmosférickej teploty a núti hornú atmosféru emitovať viac tepla, a ak je planéta žiarivá. rovnováhy, potom povrch vyžaruje menej, takže planéta má rovnaký odchádzajúci tok dlhovlnného infračerveného žiarenia, povrch sa začína ochladzovať. Pri tlaku presahujúcom 5 barov teda CO2 planétu skôr ochladzuje, ako ohrieva. A to vzhľadom na vtedajší slnečný tok nestačí na zahriatie marťanského povrchu nad bod mrazu vody. V tomto prípade CO2 kondenzuje na klatráty. Wordsworth, Foget a Amit (2010) predstavili prísnejšiu štúdiu fyziky absorpcie CO2 v hustej, čistej atmosfére CO2 (vrátane ICP), ktorá ukazuje, že v skutočnosti odlievanie v roku 1984 nadhodnotilo povrchové teploty pri vysokých tlakoch, čím problém zhoršilo. teplého a vlhkého raného Marsu. Tento problém môžu vyriešiť aj ďalšie skleníkové plyny okrem CO2, alebo možno prach, ak by znížil albedo.

O možnej úlohe CH4, NH3 a H2S už bola diskutovaná predtým (Sagan a Mullen, 1972). Neskôr bol SO2 tiež navrhnutý ako skleníkový plyn (Jung et al., 1997).

Povrchová teplota a tlak Titanu sú 93 K a 1,46 baru (Kustenis). Atmosféra je tvorená predovšetkým N2 s niekoľkými percentami CH4 a asi 0,3 percentami H2 (McKay, 1991). Titanova tropopauza s teplotou 71 K vo výške 40 km.

Titanov skleníkový efekt je primárne spôsobený tlakom indukovanou absorpciou žiarenia s dlhou vlnovou dĺžkou molekulami N2, CH4 a H2 (McKay, Pollack a Cortin 1991). H2 silne absorbuje žiarenie typické pre Titan (16,7-25 mikrónov). CH4 je podobný vodným parám na Zemi, pretože v podmienkach atmosféry Titanu kondenzuje. Skleníkový efekt na Titane je spôsobený predovšetkým kolíziou indukovanou absorpciou s dimérmi N2-N2, CH4-N2 a H2-N2 (Hunt et al. 1983; Wordsworth et al. 2010). To sa nápadne líši od atmosféry Zeme, Marsu a Venuše, kde prevláda absorpcia prostredníctvom vibračných a rotačných prechodov.

Titán má tiež výrazný proti skleníkový efekt (McKay et al. 1991). Anti-skleníkový efekt je spôsobený prítomnosťou vrstvy zákalu vo vysokej nadmorskej výške, ktorá absorbuje viditeľné svetlo, ale je priehľadná pre infračervené žiarenie. Anti-skleníkový efekt znižuje povrchovú teplotu o 9 K, zatiaľ čo skleníkový efekt ju zvyšuje o 21 K. Čistý skleníkový efekt je teda 12 K (82 K je účinná teplota v porovnaní s 94 K pozorovanej povrchovej teploty). Titán bez vrstvy zákalu bude o 20 K teplejší v dôsledku absencie proti-skleníkového efektu a zvýšeného skleníkového efektu (McKay et al. 1991).

Povrchové chladenie je spôsobené predovšetkým žiarením v 17-25 mikrónovej oblasti spektra. Toto je infračervené okno Titanu. H2 je dôležitý, pretože absorbuje v tejto oblasti, rovnako ako CO2 je na Zemi veľmi dôležitý, pretože absorbuje žiarenie z povrchu Zeme v infračervenom pásme. Oba plyny tiež nie sú obmedzené saturáciou ich pár v podmienkach ich atmosféry.

Metán je blízko tlaku nasýtených pár, podobne ako H2O na Zemi.

Vývoj atmosféry

Vzhľadom na zvýšenú svietivosť Slnka je povrchová teplota Titanu pravdepodobne o 20 K teplejšia než pred 4 miliardami rokov (McKay et al. 1993). V tomto prípade by bol N2 v atmosfére ochladený na ľad. Vznik a životnosť atmosféry Titanu je zaujímavým problémom bez akýchkoľvek trvalých riešení (Kustenis 2004). Jedným z problémov je, že s touto rýchlosťou fotolýzy CH4 a výroby etánu by sa súčasné zásoby CH4 v atmosfére Titanu vyčerpali za oveľa kratší čas, ako je vek slnečnej sústavy. Tekutý etán by sa navyše pri súčasnej produkcii hromadil na povrchu o niekoľko stoviek metrov nižšie (Lunein et al. 1989). Buď je to netypické obdobie v histórii Titanu, alebo existujú neznáme zdroje metánu a odpadových vôd pre etán (Catling and Casting, 2013).

ZÁVERY A ICH DISKUSIA

Zem, Mars a Venuša sú si podobné tým, že každá planéta má výraznú atmosféru, počasie, minulý alebo súčasný vulkanizmus a chemicky heterogénne zloženie. Titán má tiež výraznú atmosféru, počasie, možno kryovulkanizmus a potenciálne čiastočne heterogénne zloženie (De Pater a Liesauer 2007).

Mars, Zem a Venuša majú skleníkový efekt s citeľným vplyvom CO2, aj keď hodnoty otepľovania a parciálneho tlaku CO2 sa líšia o niekoľko rádov. Je celkom zrejmé, že na Zemi a na Marse muselo dôjsť k ďalšiemu zahrievaniu skôr v histórii slnečnej sústavy, keď bolo slnko slabšie. Zatiaľ nie je jasné, čo bolo zdrojom (zdrojmi) otepľovania týchto dvoch planét, aj keď bolo navrhnutých mnoho riešení a je možné veľa vysvetlení. Je zaujímavé, že Mars umožňuje porovnanie s minulosťou Zeme, pretože obe planéty majú dostatok geologických dôkazov, že boli teplejšie, pričom mali viac ako skleníkový efekt vytvorený plynom CO2. Nekontrolovaný skleníkový efekt na Venuši zároveň poskytuje pohľad na budúcnosť Zeme, ak slnečná aktivita naďalej rastie. Porovnávaním modelov pre všetky tri planéty, poznaním základných fyzikálnych zákonov, ktoré sú pre všetky planéty rovnaké, môžeme získať veci, ktoré by bolo nemožné získať, keby Slnko neovplyvnilo pozemské planéty.

Titán je podľa autora vzrušujúcim materiálom pre výskum najmä preto, že na rozdiel od iných opísaných svetov v jeho skleníkovom efekte dominuje absorpcia vyvolaná kolíziou. Zahrievanie v dôsledku ICP má mnoho možných aplikácií na opis podmienok a možnej obývateľnosti exoplanét (Pierhumbert). Rovnako ako atmosféra Zeme, atmosféra Titanu obsahuje dostatok hmoty blízkej trojitému bodu, ktorá môže v atmosfére kondenzovať, a preto môže ovplyvniť distribúciu teploty.

Hlavné druhy plynov v zemskej atmosfére sú samozrejme ovplyvnené živými organizmami (Taylor 2010). Očividne to neplatí pre ostatné planéty slnečnej sústavy. Porovnanie Zeme so svetmi bez života v našom systéme však môžeme využiť na lepšie pochopenie prípadných ďalších biosfér.

>> Skleníkový efekt na Venuši

Skleníkovým plynom je oxid uhličitý. Prechádzajú ním rôzne vlnové dĺžky, ale dokáže efektívne akumulovať teplo a funguje ako druh prikrývky. Slnečné lúče dopadajú na povrch a pokúšajú sa uniknúť, ale oxid uhličitý udržuje teplo späť. Je to ako nechať zamknuté auto na slnku, len navždy

Venuša- najsilnejší Skleníkový efekt medzi planétami slnečnej sústavy: príčiny, atmosférické vlastnosti, teplota, vzdialenosť od Slnka, plynový obal.

Nie každý vie, že Venuša je najhorúcejšia planéta slnečnej sústavy. Áno, napriek tomu, že je druhý najvzdialenejší od Slnka, je to neuveriteľne horúce miesto, kde konštantná teplota zmrazila na 462 ° C. To stačí na úplné roztavenie olova. Pri atmosférickom tlaku je 92 -krát vyšší ako na Zemi. Odkiaľ však takéto ukazovatele pochádzajú? Na vine je všetko skleníkový efekt na Venuši.

Ako funguje skleníkový efekt na Venuši

Vedci sa domnievajú, že Venuša sa skôr podobala Zemi a mala nízku teplotu a dokonca aj vodu tekutý stav... Ale pred miliardami rokov sa začal proces vykurovania. Voda sa len odparila do atmosféry a priestor bol zaplnený oxid uhličitý... Povrch sa zahrial a vytrhol uhlík, čo zvýšilo množstvo plynu.

Skleníkový efekt sa bohužiaľ usadil v atmosfére Venuše. Mohol by sa tento scenár zopakovať so Zemou? Ak by to tak bolo, naša teplota by stúpla na niekoľko stoviek stupňov a atmosférická vrstva by sa stokrát zahustila.