Efeito estufa descontrolado - Runaway greenhouse effect

Um efeito estufa descontrolado ocorre quando a atmosfera de um planeta contém gases de efeito estufa em quantidade suficiente para bloquear a radiação térmica de deixar o planeta, evitando que o planeta resfrie e tenha água líquida em sua superfície. Uma versão descontrolada do efeito estufa pode ser definida por um limite na emissão de radiação de onda longa de um planeta, que é alcançada assintoticamente devido às altas temperaturas da superfície que evaporam uma espécie condensável (frequentemente vapor de água) na atmosfera, aumentando sua profundidade óptica . Este feedback positivo significa que o planeta não pode esfriar por meio da radiação de onda longa (via lei de Stefan-Boltzmann ) e continua a aquecer até que possa irradiar para fora das bandas de absorção das espécies condensáveis.

O efeito estufa descontrolado é freqüentemente formulado com vapor de água como espécies condensáveis. Nesse caso, o vapor d'água atinge a estratosfera e escapa para o espaço por meio de escape hidrodinâmico , resultando em um planeta desidratado. Isso pode ter acontecido no início da história de Vênus .

História

Embora o termo tenha sido cunhado pelo cientista do Caltech Andrew Ingersoll em um artigo que descreveu um modelo da atmosfera de Vênus, a ideia inicial de um limite para a radiação infravermelha de saída terrestre foi publicada por George Simpson em 1927. A física relevante para o, denominado efeito estufa descontrolado foi explorado por Makoto Komabayashi na Universidade de Nagoya. Assumindo uma estratosfera saturada de vapor de água, Komabayashi e Ingersoll calcularam independentemente o limite da radiação infravermelha de saída que define o estado de estufa descontrolado. O limite agora é conhecido como limite Komabayashi – Ingersoll para reconhecer suas contribuições.

Física da estufa descontrolada

O efeito estufa descontrolado é freqüentemente formulado em termos de como a temperatura da superfície de um planeta muda com diferentes quantidades de luz estelar recebida. Se o planeta está em equilíbrio radiativo , o estado de estufa descontrolado é calculado como o estado de equilíbrio no qual a água não pode existir na forma líquida. O vapor d'água é então perdido no espaço por meio do escape hidrodinâmico . Em equilíbrio radiativo, a radiação de onda longa de saída de um planeta (ROL) deve equilibrar o fluxo estelar de entrada.

A lei Stefan-Boltzmann é um exemplo de feedback negativo que estabiliza o sistema climático de um planeta. Se a Terra recebesse mais luz solar, isso resultaria em um desequilíbrio temporário (mais energia entrando do que saindo) e resultaria em aquecimento. No entanto, como a resposta de Stefan-Boltzmann determina que este planeta mais quente emita mais energia, eventualmente um novo equilíbrio de radiação pode ser alcançado e a temperatura será mantida em seu novo valor mais alto. Os feedbacks positivos das mudanças climáticas amplificam as mudanças no sistema climático e podem levar a efeitos desestabilizadores para o clima. Um aumento na temperatura dos gases do efeito estufa, levando ao aumento do vapor de água (que é um gás do efeito estufa), causando um maior aquecimento, é um feedback positivo, mas não um efeito descontrolado, na Terra. Os efeitos de feedback positivo são comuns (por exemplo , feedback de gelo-albedo ), mas os efeitos de fuga não surgem necessariamente de sua presença. Embora a água desempenhe um papel importante no processo, o efeito estufa descontrolado não é resultado do feedback do vapor de água .

O efeito estufa descontrolado pode ser visto como um limite na radiação de onda longa emitida por um planeta que, quando superada, resulta em um estado em que a água não pode existir em sua forma líquida (portanto, os oceanos "ferveram"). A radiação de onda longa que sai de um planeta é limitada por essa água evaporada, que é um gás de efeito estufa eficaz e bloqueia a radiação infravermelha adicional à medida que se acumula na atmosfera. Assumindo o equilíbrio radiativo, os limites do efeito estufa descontrolado na radiação de onda longa de saída correspondem aos limites do aumento no fluxo estelar recebido por um planeta para desencadear o efeito estufa descontrolado. Foram calculados dois limites na radiação de onda longa de saída de um planeta que correspondem ao início do efeito estufa descontrolado: o limite de Komabayashi-Ingersoll e o limite de Simpson-Nakajima. Com esses valores, o efeito estufa descontrolado supera o feedback de Stefan-Boltzmann, então um aumento na temperatura da superfície de um planeta não aumentará a radiação de onda longa emitida.

O limite Komabayashi-Ingersoll foi o primeiro a ser derivado analiticamente e considera apenas uma estratosfera cinza em equilíbrio radiativo. Uma estratosfera cinza (ou atmosfera) é uma abordagem para modelar a transferência radiativa que não leva em consideração a dependência da frequência de absorção por um gás. No caso de uma estratosfera ou atmosfera cinza, a aproximação de Eddington pode ser usada para calcular os fluxos radiativos. Esta abordagem se concentra no equilíbrio entre a radiação de onda longa que sai na tropopausa , e a profundidade óptica do vapor de água , na tropopausa, que é determinada pela temperatura e pressão na tropopausa de acordo com a pressão do vapor de saturação . Este equilíbrio é representado pelas seguintes equações${\ textstyle F _ {\ text {IRtop}} ^ {\ uparrow}}$${\ textstyle \ tau _ {\ text {tp}}}$

Onde a primeira equação representa a necessidade de equilíbrio radiativo na tropopausa e a segunda equação representa quanto vapor de água está presente na tropopausa. Tomando a radiação de onda longa de saída como um parâmetro livre, essas equações se cruzarão apenas uma vez para um único valor da radiação de onda longa de saída, esse valor é considerado o limite de Komabayashi-Ingersoll. Nesse valor, o feedback de Stefan-Boltzmann quebra porque a temperatura troposférica necessária para manter o valor de OLR de Komabayashi-Ingersoll resulta em uma profundidade óptica de vapor de água que bloqueia o OLR necessário para resfriar a tropopausa.

O limite Simpson-Nakajima é menor do que o limite Komabayashi-Ingersoll e, portanto, é normalmente mais realista para o valor no qual um planeta entra em um estado de estufa descontrolado. Por exemplo, dados os parâmetros usados ​​para determinar um limite Komabayashi-Ingersoll de 385 W / m ² , o limite Simpson-Nakajima correspondente é apenas cerca de 293 W / m ² . O limite de Simpson-Nakajima se baseia na derivação do limite de Komabayashi-Ingersoll, assumindo uma troposfera convectiva com uma temperatura de superfície e pressão de superfície que determinam a profundidade óptica e a radiação de onda longa de saída na tropopausa.

O limite úmido da estufa

Como o modelo usado para derivar o limite de Simpson-Nakajima (uma estratosfera cinza em equilíbrio radiativo e uma troposfera em convecção) pode determinar a concentração de água em função da altitude, o modelo também pode ser usado para determinar a temperatura da superfície (ou, inversamente, a quantidade de fluxo estelar) que resulta em uma alta proporção de mistura de água na estratosfera. Embora este valor crítico da radiação de onda longa emitida seja menor do que o limite Simpson-Nakajima, ele ainda tem efeitos dramáticos no clima de um planeta. Uma alta proporção de mistura de água na estratosfera superaria os efeitos de uma armadilha de frio e resultaria em uma estratosfera "úmida", o que resultaria na fotólise da água na estratosfera que, por sua vez, destruiria a camada de ozônio e acabaria levando a uma dramática perda de água por escape hidrodinâmico. Este estado climático foi apelidado de efeito estufa úmido, já que o estado final é um planeta sem água, embora água líquida possa existir na superfície do planeta durante esse processo.

Conexão com habitabilidade

O conceito de zona habitável foi usado por cientistas planetários e astrobiólogos para definir uma região orbital em torno de uma estrela na qual um planeta (ou lua) pode sustentar água líquida. Sob esta definição, a borda interna da zona habitável (ou seja, o ponto mais próximo de uma estrela que um planeta pode estar até que não possa mais sustentar água líquida) é determinada pelo limite de radiação de onda longa além do qual ocorre o processo de estufa descontrolado ( por exemplo, o limite Simpson – Nakajima). Isso ocorre porque a distância de um planeta de sua estrela hospedeira determina a quantidade de fluxo estelar que o planeta recebe, que por sua vez determina a quantidade de radiação de onda longa que o planeta irradia de volta para o espaço. Embora a zona habitável interna seja normalmente determinada pelo uso do limite de Simpson-Nakajima, ela também pode ser determinada com relação ao limite úmido da estufa, embora a diferença entre os dois geralmente seja pequena.

O cálculo da borda interna da zona habitável depende fortemente do modelo usado para calcular o limite de Simpson – Nakajima ou estufa úmida. Os modelos climáticos usados ​​para calcular esses limites evoluíram ao longo do tempo, com alguns modelos assumindo uma atmosfera cinza unidimensional simples e outros usando uma solução de transferência radiativa completa para modelar as bandas de absorção de água e dióxido de carbono. Esses modelos anteriores que usavam transferência radiativa derivaram os coeficientes de absorção para água do banco de dados HITRAN , enquanto os modelos mais recentes usam o banco de dados HITEMP mais atual e preciso, o que levou a diferentes valores calculados de limites de radiação térmica. Cálculos mais precisos foram feitos usando modelos climáticos tridimensionais que levam em consideração efeitos como rotação planetária e taxas de mistura de água local, bem como feedbacks de nuvens. O efeito das nuvens no cálculo dos limites de radiação térmica ainda está em debate (especificamente, se as nuvens de água apresentam ou não um efeito de feedback positivo ou negativo).

No sistema solar

Vênus

Um efeito estufa descontrolado envolvendo dióxido de carbono e vapor de água pode ter ocorrido em Vênus . Nesse cenário, o início de Vênus pode ter um oceano global se a radiação térmica emitida estiver abaixo do limite Simpson-Nakajima, mas acima do limite úmido do efeito estufa. À medida que o brilho do Sol nascente aumentava, a quantidade de vapor d'água na atmosfera aumentava, aumentando a temperatura e consequentemente aumentando a evaporação do oceano, levando eventualmente à situação em que os oceanos ferviam e todo o vapor d'água entrava no atmosfera. Este cenário ajuda a explicar por que há pouco vapor d'água na atmosfera de Vênus hoje. Se Vênus se formou inicialmente com água, o efeito estufa descontrolado teria hidratado a estratosfera de Vênus e a água teria escapado para o espaço. Algumas evidências desse cenário vêm da razão extremamente alta de deutério para hidrogênio na atmosfera de Vênus, cerca de 150 vezes a da Terra, uma vez que o hidrogênio leve escaparia da atmosfera mais prontamente do que seu isótopo mais pesado , o deutério . Vênus é suficientemente aquecido pelo Sol para que o vapor d'água possa subir muito mais alto na atmosfera e ser dividido em hidrogênio e oxigênio pela luz ultravioleta. O hidrogênio pode então escapar da atmosfera enquanto o oxigênio se recombina ou se liga ao ferro na superfície do planeta. Acredita-se que o déficit de água em Vênus devido ao efeito estufa descontrolado explique por que Vênus não exibe características de superfície consistentes com as placas tectônicas, o que significa que seria um planeta com tampa estagnada . O dióxido de carbono, o gás de efeito estufa dominante na atual atmosfera venusiana, deve sua maior concentração à fraqueza da reciclagem de carbono em comparação com a Terra , onde o dióxido de carbono emitido pelos vulcões é eficientemente subduzido na Terra por placas tectônicas em escalas de tempo geológicas através do ciclo carbonato-silicato , que requer precipitação para funcionar.

terra

As primeiras investigações sobre o efeito dos níveis de dióxido de carbono atmosférico no limite descontrolado do efeito estufa descobriram que seriam necessárias ordens de magnitude maiores quantidades de dióxido de carbono para levar a Terra a um estado de estufa descontrolado. Isso ocorre porque o dióxido de carbono não é nem de longe tão eficaz no bloqueio da radiação de onda longa de saída quanto a água. Dentro dos modelos atuais do efeito estufa descontrolado, o dióxido de carbono (especialmente o dióxido de carbono antropogênico) não parece capaz de fornecer o isolamento necessário para que a Terra alcance o limite Simpson-Nakajima.

O debate permanece, no entanto, se o dióxido de carbono pode empurrar as temperaturas da superfície para o limite do efeito estufa úmido. O cientista climático John Houghton escreveu que "[não] há possibilidade de ocorrência de condições de estufa descontrolada [de Vênus] na Terra". O IPCC (Painel Intergovernamental sobre Mudanças Climáticas) também declarou que "um 'efeito estufa descontrolado' - análogo ao de Vênus - parece ter virtualmente nenhuma chance de ser induzido por atividades antropogênicas ." No entanto, o climatologista James Hansen discorda. Em seu livro Tempestades de meus netos, ele diz que a queima de carvão e a mineração de areias petrolíferas resultarão em um efeito estufa descontrolado na Terra. Uma reavaliação em 2013 do efeito do vapor d'água nos modelos climáticos mostrou que o resultado de James Hansen exigiria dez vezes a quantidade de CO ₂ que poderíamos liberar da queima de todo o petróleo, carvão e gás natural na crosta terrestre. Tal como acontece com as incertezas no cálculo da borda interna da zona habitável, a incerteza sobre se o CO ₂ pode gerar um efeito estufa úmido é devido às diferenças nas escolhas de modelagem e às incertezas nelas contidas. A mudança do uso do HITRAN para as listas de linha de absorção mais atuais do HITEMP nos cálculos de transferência radiativa mostrou que os limites anteriores do efeito estufa eram muito altos, mas a quantidade necessária de dióxido de carbono tornaria improvável um estado de estufa úmido antropogênico. Modelos tridimensionais completos mostraram que o limite da estufa úmida na temperatura da superfície é maior do que aquele encontrado nos modelos unidimensionais e, portanto, exigiria uma quantidade maior de dióxido de carbono para iniciar uma estufa úmida do que nos modelos unidimensionais. Outras complicações incluem se a atmosfera está saturada ou sub-saturada em alguma umidade, níveis mais altos de CO ₂ na atmosfera resultando em uma Terra menos quente do que o esperado devido ao espalhamento de Rayleigh e se os feedbacks das nuvens estabilizam ou desestabilizam o sistema climático.

Para complicar a questão, pesquisas sobre a história do clima da Terra costumam usar o termo "efeito estufa descontrolado" para descrever mudanças climáticas em grande escala, quando não é uma descrição apropriada, pois não depende da radiação de onda longa emitida pela Terra. Embora a Terra tenha experimentado uma diversidade de extremos climáticos, estes não são estados finais da evolução do clima e, em vez disso, representam equilíbrios climáticos diferentes dos vistos na Terra hoje. Por exemplo, foi levantada a hipótese de que grandes liberações de gases de efeito estufa podem ter ocorrido simultaneamente com o evento de extinção Permiano-Triássico ou Máximo Térmico Paleoceno-Eoceno . Além disso, durante 80% dos últimos 500 milhões de anos, acredita-se que a Terra tenha estado em estado de efeito estufa devido ao efeito estufa , quando não havia geleiras continentais no planeta, os níveis de dióxido de carbono e outros gases de efeito estufa (como como vapor de água e metano ) eram elevados, e as temperaturas da superfície do mar (TSM) variavam de 28 ° C (82,4 ° F) nos trópicos a 0 ° C (32 ° F) nas regiões polares .

Futuro distante

A maioria dos cientistas acredita que um efeito estufa descontrolado é realmente inevitável a longo prazo, à medida que o Sol se torna gradualmente mais luminoso à medida que envelhece. Isso significará potencialmente o fim de toda a vida na Terra. Conforme o Sol se torna 10% mais brilhante em cerca de um bilhão de anos a partir de agora, a temperatura da superfície da Terra atingirá 47 ° C (117 ° F), fazendo com que a temperatura da Terra aumente rapidamente e seus oceanos fervam até que se torne um planeta com efeito de estufa , semelhante a Vênus hoje.

De acordo com os astrobiólogos Peter Ward e Donald Brownlee em seu livro The Life and Death of Planet Earth , a taxa de perda atual é de aproximadamente um milímetro de oceano por milhão de anos, mas a taxa está gradualmente acelerando, conforme o sol fica mais quente, talvez até rápido como um milímetro a cada 1000 anos. Ward e Brownlee prevêem que haverá duas variações do feedback de aquecimento futuro: a "estufa úmida" na qual o vapor d'água domina a troposfera e começa a se acumular na estratosfera e a "estufa descontrolada" na qual o vapor d'água se torna um componente dominante da a atmosfera de tal forma que a Terra começa a sofrer um rápido aquecimento, o que poderia elevar sua temperatura superficial a mais de 900 ° C (1.650 ° F), fazendo com que toda a sua superfície derretesse e matando toda a vida, talvez cerca de três bilhões de anos a partir de agora. Em ambos os casos, a estufa úmida e descontrolada afirma que a perda dos oceanos transformará a Terra em um mundo primariamente desértico. A única água que restaria no planeta estaria em algumas lagoas em evaporação espalhadas perto dos pólos, bem como em enormes salinas ao redor do que já foi o fundo do oceano, muito parecido com o Deserto de Atacama no Chile ou a Bacia Badwater no Vale da Morte. Os pequenos reservatórios de água podem permitir que a vida permaneça por mais alguns bilhões de anos.

À medida que o Sol brilha, os níveis de CO ₂ devem diminuir devido ao aumento da atividade no ciclo do silicato de carbono correspondente ao aumento da temperatura. Isso atenuaria parte do aquecimento que a Terra experimentaria devido ao aumento do brilho do Sol. Eventualmente, no entanto, à medida que a água escapa, o ciclo do carbono cessará, pois as placas tectônicas serão interrompidas devido à necessidade de água como lubrificante para a atividade tectônica.

Veja também

• Atmosfera de Vênus , um exemplo de um efeito estufa descontrolado
• Estufa e casa de gelo terrestre

Referências

Leitura adicional

• Steffen, Will; Rockström, Johan; Richardson, Katherine; Lenton, Timothy M .; Folke, Carl; Liverman, Diana; Summerhayes, Colin P .; Barnosky, Anthony D .; Cornell, Sarah E .; Crucifixo, Michel; Donges, Jonathan F .; Fetzer, Ingo; Lade, Steven J .; Scheffer, Marten; Winkelmann, Ricarda; Schellnhuber, Hans Joachim (06/08/2018). "Trajetórias do Sistema Terrestre no Antropoceno" . Proceedings of the National Academy of Sciences . 115 (33): 8252–8259. Bibcode : 2018PNAS..115.8252S . doi : 10.1073 / pnas.1810141115 . ISSN  0027-8424 . PMC  6099852 . PMID  30082409 . Exploramos o risco de que feedbacks de auto-reforço possam empurrar o Sistema Terrestre em direção a um limiar planetário que, se ultrapassado, pode impedir a estabilização do clima em aumentos de temperatura intermediários e causar aquecimento contínuo em uma via de “Estufa da Terra”, mesmo que as emissões humanas sejam reduzidas . Cruzar o limiar levaria a uma temperatura média global muito mais alta do que qualquer interglacial nos últimos 1,2 milhão de anos e a níveis do mar significativamente mais altos do que em qualquer época do Holoceno.