Efectul de seră fugitiv este un proces în care un feedback pozitiv între temperatura suprafeței și opacitatea atmosferică crește puterea efectului de seră pe o planetă până când oceanele acesteia se evaporă [1] [2] . Se presupune că un astfel de proces a avut loc la începutul istoriei lui Venus . IPCC afirmă că pe Pământ, „activitatea antropogenă nu are practic nicio șansă de a provoca un „efect de seră fugitiv” similar cu Venus” [3] .
Alte schimbări climatice pe scară largă sunt uneori denumite „efecte de seră fugitive”, deși aceasta nu este o descriere adecvată. De exemplu, se presupune că emisii mari de gaze cu efect de seră ar putea apărea simultan cu extincția Permian-Triasic [4] [5] sau cu maximul termic Paleocen-Eocen . Alți termeni pot fi folosiți pentru a descrie astfel de scenarii, cum ar fi „schimbări climatice abrupte” sau „punctul de basculanță” [6] .
Termenul a fost inventat de omul de știință de la Caltech , Andrew Ingersoll, într-o lucrare care descrie un model al atmosferei venusiane [7] . Inițial , vaporii de apă din atmosfera lui Venus au absorbit radiația reflectată de la suprafață, ceea ce a făcut ca planeta să se încălzească și să crească evaporarea apei, ceea ce a condus la un feedback pozitiv. Conținutul ridicat de vapori de apă din atmosferă permite fotodisociere, cu hidrogen mai ușor scăpând în spațiu și oxigenul reacționând cu rocile de suprafață. Acest model este susținut de raportul deuteriu / hidrogen de pe Venus, care este de 150 de ori mai mare decât cel al Pământului .
Feedback-ul pozitiv nu ar trebui să conducă la un efect de seră necontrolat, deoarece câștigul nu este întotdeauna suficient pentru aceasta. Există întotdeauna un feedback negativ puternic (radiația planetei crește proporțional cu puterea a patra a temperaturii în conformitate cu legea Stefan-Boltzmann ), astfel încât amplitudinea feedback-ului pozitiv trebuie să fie foarte puternică pentru a provoca o seră necontrolată. efect (vezi câștig ). O creștere a temperaturii din cauza gazelor cu efect de seră, care duce la o creștere a vaporilor de apă (care este în sine un gaz cu efect de seră), care provoacă o încălzire ulterioară, este, fără îndoială, un efect de feedback pozitiv și există pe Pământ, dar nu devine incontrolabil [8] . Sistemele cu feedback pozitiv sunt foarte frecvente (de exemplu, albedo-ul sistemului gheață-apă), dar un efect necontrolat nu apare întotdeauna în ele.
Un efect de seră necontrolat care implică dioxid de carbon și vapori de apă ar fi putut avea loc pe Venus [9] . În acest caz, poate a existat un ocean global pe Venus. Pe măsură ce luminozitatea tânărului Soare a crescut, cantitatea de vapori de apă din atmosferă a crescut, crescând temperatura și, prin urmare, crescând rata de evaporare a oceanului, ducând în cele din urmă la o situație în care oceanele au fiert și toți vaporii de apă s-au mutat în atmosferă. În zilele noastre, aproape că nu există vapori de apă în atmosfera lui Venus [10] [11] . Dacă vaporii de apă au contribuit într-adevăr odată la încălzirea lui Venus, atunci se presupune că această apă a intrat complet în spațiul cosmic . Acest scenariu este susținut de raportul extrem de ridicat dintre deuteriu și hidrogen din atmosfera lui Venus, de aproximativ 150 de ori mai mare decât cel al Pământului, deoarece hidrogenul ușor părăsește atmosfera mai activ decât izotopul său mai greu, deuteriu [12] [13] . Venus este suficient de încălzită de Soare încât vaporii de apă să se ridice în atmosfera superioară și să fie separați în hidrogen și oxigen prin radiația ultravioletă . Hidrogenul părăsește apoi atmosfera și oxigenul se recombină cu rocile. Dioxidul de carbon , care domină atmosfera actuală a lui Venus, își datorează prezența unui mecanism slab de circulație a carbonului în comparație cu Pământul, unde dioxidul de carbon erupt din vulcani se scufundă efectiv înapoi în magmă la scara de timp geologică datorită tectonicii active a plăcilor [14] .
De-a lungul istoriei, clima Pământului s-a schimbat în mod repetat între era caldă și cea glaciară. Sub clima actuală, câștigul de feedback pozitiv din creșterea vaporilor de apă atmosferici, precum și distanța de la Pământ la Soare la luminozitatea sa actuală, este mult mai mică decât ceea ce este necesar pentru potențiala evaporare a oceanelor [15] . Climatologul John Hughton a scris că „în prezent nu există nicio posibilitate de repetare a efectului de seră al lui Venus pe Pământ” [16] . Cu toate acestea, climatologul James Hansen nu este de acord cu acest punct de vedere. În cartea „ en:Storms of My Grandchildren ” el spune că arderea cărbunelui și extragerea uleiului de șist va duce la un efect de seră necontrolat asupra Pământului [17] . Redefinirea efectului vaporilor de apă în modelele climatice din 2013 a arătat că rezultatul lui James Hansen ar putea fi în principiu posibil, dar necesită de zece ori mai mult CO2 decât am putea obține din arderea întregului petrol, cărbune și gaze naturale din scoarța terestră [18 ] . În plus, Benton și Twitchett folosesc o definiție diferită a efectului de seră fugitiv [4] , evenimentele care se potrivesc acestei definiții sunt o posibilă cauză a maximului termic paleocen-eocen și a marii dispariții .
Majoritatea oamenilor de știință cred că un efect de seră fugitiv este inevitabil pe termen lung, deoarece Soarele devine mai mare și mai strălucitor în timp. Acest lucru ar putea însemna sfârșitul întregii vieți pe Pământ. În aproximativ un miliard de ani, Soarele va deveni cu 10% mai strălucitor, temperatura suprafeței Pământului va ajunge la 47°C, ceea ce va face ca temperatura Pământului și a oceanelor sale să crească rapid până la punctul de fierbere, până când va deveni o planetă cu efect de seră asemănătoare cu actuala Venus.
Conform cărții The Life and Death of Planet Earth a astrobiologilor Peter Ward și Donald Brownlee [19] , rata pierderii oceanului este acum de aproximativ un milimetru pe milion de ani, dar această rată se va accelera treptat pe măsură ce temperatura Soarelui crește, si poate ajunge la un milimetru.timp de 1000 de ani. Ward și Brownlee consideră că sunt posibile două scenarii: o „sară umedă”, în care vaporii de apă domină troposfera și încep să se acumuleze în stratosferă și o „sară necontrolată”, în care vaporii de apă devin componenta principală a atmosferei, Pământul. va începe să experimenteze o încălzire bruscă, suprafața se va încălzi până la 900 ° C, determinând-o să se topească și să distrugă toată viața, posibil în aproximativ trei miliarde de ani. În orice caz, pierderea oceanelor va transforma în mod inevitabil Pământul într-o lume predominant deșert, cu singurele corpuri de apă rămase sub forma câtorva iazuri care se evaporă din când în când în apropierea polilor și cu vaste pustii în locul a ceea ce a fost odată fundul oceanului, asemănător cu Deșertul Atacama din Chile sau Badwater din Valea Morții , unde viața putea rămâne câteva miliarde de ani. Din această cauză, în acest din urmă caz, pierderea oceanelor va salva rămășițele de viață, mai degrabă decât să o distrugă complet. Cu toate acestea, viața complexă, cum ar fi plantele și animalele, se va stinge cu mult înainte de a se întâmpla asta, deoarece pierderea oceanelor va opri tectonica plăcilor; apa este lubrifiantul activității tectonice, iar pierderea întregii ape va face scoarța terestră prea tare și uscată pentru a fi subdusă , determinând oprirea completă a ciclului carbonului (vulcanii care furnizează CO 2 atmosferei vor înceta să mai existe).
De obicei, atunci când echilibrul radiațiilor unei planete este perturbat (de exemplu, prin creșterea cantității de lumină solară pe care o primește sau prin modificarea concentrației de gaze cu efect de seră), aceasta trece la o nouă temperatură până la un feedback de stabilizare, cunoscut sub numele de reacția Stefan-Boltzmann , restabilește echilibrul între cantitatea de energie absorbită și emisă de planetă. De exemplu, dacă Pământul ar primi brusc mai multă lumină solară, aceasta ar duce la un dezechilibru temporar al radiațiilor (mai mult primite decât emise) și, ca urmare, la încălzire. Cu toate acestea, deoarece legea Stefan-Boltzmann cere ca o planetă cu o temperatură mai mare să radieze mai multă energie, în cele din urmă se va ajunge la un nou echilibru de radiații și temperatura va fi menținută la un nivel nou, mai înalt.
Cu toate acestea, atunci când o planetă are un mecanism de feedback pozitiv bazat pe vapori de apă, eficacitatea efectului de seră crește pe măsură ce temperatura crește. Prin urmare, cantitatea de radiație care scapă în spațiu crește mai lent decât pentru un emițător pur Stefan-Boltzmann care se comportă ca un corp complet negru . În cele din urmă, absorbția infraroșu crește atât de mult încât cantitatea de energie care scapă în spațiu nu mai depinde de temperatura suprafeței și tinde asimptotic către limita Kombayashi-Ingersoll [20] [21] . Dacă cantitatea de energie pe care o primește planeta de la stea (sau de la sursele interne de căldură) depășește această valoare, echilibrul radiațiilor nu va fi atins niciodată. Rezultatul este un proces necontrolat care continuă până când feedback-ul vaporilor de apă dispare, ceea ce se poate întâmpla atunci când întregul ocean se evaporă și se disipează în spațiu.
Conceptul de zonă locuibilă este folosit de oamenii de știință planetari și astrobiologi pentru a defini regiunea orbitală din jurul unei stele în care o planetă (sau lună) poate susține apă lichidă la suprafața sa. Conform acestei definiții, marginea interioară a zonei locuibile (adică cel mai apropiat punct de stea în care planeta poate încă ține apă lichidă) este definită ca punctul în care începe să aibă loc efectul de seră. Pentru stelele de tip solar, această margine interioară este estimată la aproximativ 84% din distanța Pământ-Soare [22] , deși alte efecte de feedback, cum ar fi creșterea albedo -ului din cauza norilor puternici, pot modifica ușor această estimare.