Bilans energetyczny planet Understand article

Tłumaczenie Piotr Ścibor. Korekta: Anna Mrajca. Zrozumienie jak działa system klimatyczny Ziemi może pomóc nam w poznaniu innych planet.

Zmiana klimatu oraz modelowanie klimatu nie schodzą z czołówek gazet. Jeden ze sposobów, w jaki możemy zweryfikować naszą wiedzę na temat klimatu Ziemi, to próba użycia jej w odniesieniu do planet o całkowicie odmiennym klimacie. Filmy takie jak tegoroczny “Marsjanin” przedstawiają pozostałe planety Układu Słonecznego jako nienadające się do zamieszkania. A jakie są naprawdę i jak wpływa na nie skład ich atmosfer?

sea ice
Lód morski jest kluczowym czynnikiem wpływającym na klimat i cyrkulację oceaniczną.
Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA

Z punktu widzenia osoby stojącej na powierzchni Ziemi, powietrze, lód, woda i gleba wydają się być niezależnymi ośrodkami. W rzeczywistości różne elementy składające się na system klimatyczny – atmosfera, kriosfera, oceany i lądy – nie są od siebie odizolowane. Zachodzi pomiędzy nimi wymiana ogromnych ilości energii, a każdy wpływa na zachowanie pozostałychw1. Delikatny stan równowagi – bilans energetyczny Ziemi – to suma wszystkich wpływów energii do systemu klimatycznego pomniejszona o wszelkie jej ubytki. W sytuacji, gdy wpływy równe są ubytkom, globalna temperatura utrzymuje się na stałym poziomie. Każde zdarzenie naruszające równowagę, takie jak wzrost ilości gazów cieplarnianych, powoduje zmianę temperatury (patrz Shallcross & Harrison, 2008).

Energia Ziemi

Promieniowanie elektromagnetyczne Słońca potrzebuje 8 minut by pokonać odległość dzielącą naszą gwiazdę od Ziemi. Jest ono głównym źródłem energii dla naszej planety, a także dla wszystkich pozostałych w układzie słonecznym. Śledząc energię słoneczną podczas jej drogi przez atmosferę, możemy zaobserwować jak wpływa ona na system klimatyczny, jego skomplikowane przepływy energii i sprzężenia zwrotne. Procesy te przedstawiono na wykresach, znanych jako diagramy Trenberth’a (ryc. 1, 2 i 3 na stronie 14, Trenberth et al, 2009).

Większość promieniowania ultrafioletowego pochodzącego ze Słońca jest pochłania przez ozon, znajdujący się w ziemskiej stratosferze na wysokości 10-15 km. Kolejna część promieniowania słonecznego jest rozpraszana lub odbijana przez chmury i unoszące się w atmosferze małe cząstki (znane jako aerozole). Pył pochodzący z wybuchów wulkanów, który gromadzi się w atmosferze także powstrzymuje promieniowanie przed dotarciem do powierzchni. Stało się tak w roku 1816, znanym jako „Rok bez lata”, kiedy to wybuch Tambora w Holenderskich Indiach Wschodnich (dzisiejsza Indonezja) wywołał zimę wulkaniczną i niedobory żywności na północnej półkuli.

Jeszcze większa część promieniowania jest odbijana przez powierzchnię Ziemi – to jak duży jest to procent, określa współczynnik albedo, czyli stosunek ilości promieniowania odbitego do padającego. Dla substancji jasnych, takich jak lód, albedo jest wyższe niż dla ciemnych. Jego działanie można zademonstrować przy użyciu dwóch pudełek po lodach, z których jedno należy pomalować w środku na czarno. Po włożeniu do środka termometrów i przykryciu otworu przezroczystą folią, umieszczamy obydwa w nasłonecznionym miejscu lub pod lampą. W pudełku pomalowanym na czarno promieniowanie będzie pochłaniane, w białym odbijane. W skutek tego, to pierwsze nagrzeje się dużo szybciej.

Energia, która dotrze do powierzchni Ziemi ogrzewa ją, a następnie jest re-emitowana (objaśnienie promieniowania ciała doskonale czarnego, patrz Ribeiro, 2015). Część energii wraca także do atmosfery dzięki zjawiskom kondukcji i konwekcji, a także parowania i transpiracji wody – której część kondensuje się w atmosferze w kropelki tworzące chmury. Podczas tej zmiany stanu skupienia uwalniane jest zmagazynowane w niej ciepło.

Gazy cieplarniane absorbują także cześć promieniowania podczerwonego o określonej długości fal pochodzącego z powierzchni Ziemi. Pewien jego procent jest następnie emitowany w przestrzeń kosmiczną, lecz większość wraca z powrotem na powierzchnię. Inna część, różniąca się długością fal, nie jest pochłaniania przez żaden gaz atmosferyczny i bez przeszkód ucieka w przestrzeń kosmiczną.

Ryc. 1: Bilans energetyczny Ziemi uśredniony dla powierzchni całej planety w ciągu roku.
Przepływy promieniowania Słonecznego oznaczone są kolorem niebieskim, podczerwonego różowym, a przepływy konwekcyjne na pomarańczowo.
A: Dochodzące promieniowanie słoneczne;
B: Rozpraszane przez chmury i atmosferę;
C: Całkowita ilość promieniowania krótkofalowego odbijanego w przestrzeń kosmiczną;
D: Odbijanego przez powierzchnię Ziemi;
E: Promieniowanie krótkofalowe docierające do powierzchni;
F: Promieniowanie krótkofalowe pochłaniane przez powierzchnię;
G: Promieniowanie krótkofalowe pochłaniane przez atmosferę;
H: Całkowita ilość uchodzącego promieniowania podczerwonego (długofalowego);
I: Promieniowanie długofalowe emitowane przez powierzchnię;
J: Promieniowanie długofalowe pochłanianie przez powierzchnię;
K: Promieniowanie długofalowe emitowane przez atmosferę w kosmos;
L: Promieniowanie długofalowe emitowane przez atmosferę i trafiające na powierzchni;
O: Ciepło jawne;
P: Ewapotranspiracja;
Q: Długofalowy przepływ energii z powierzchni w przestrzeń kosmiczną.

Zdjęcie dzięki uprzejmości Sylvia Knight

Bilans

Dzięki bilansowi energetycznemu znamy przyczyny wzrostu lub spadku temperatury na Ziemi. Jak można zauważyć, ilość promieniowania słonecznego docierającego do naszej planety nie jest stała, gdyż zależy ona od aktualnej aktywności słonecznej (która zmienia się w jedenastoletnim cyklu, a także w dłuższych odstępach czasu). Wpływ na nią ma również położenie Ziemi na orbicie wokółsłonecznej – zmiany w nim zachodzące określają, która część planety otrzyma więcej energii czego konsekwencje obserwujemy w globalnym klimacie.

Po zbilansowaniu tych czynników (czyli uśrednieniu ilości promieniowania otrzymywanego i emitowanego we wszystkie dni roku na obszarze całego globu), otrzymamy ilość energii jaką Ziemia zyskuje lub traci. Demonstrując wykres Trenbertha (ryc. 1), nauczyciel może poprosić uczniów o dodanie lub odjęcie tych różnych wartości. Ich wyliczenia powinny wykazać niewielką przewagę energii otrzymywanej nad uciekającą (około 0.6 Wm-2), co oznacza, że klimat się ocieplaw2.

Energia Marsa

Mars, położony dalej od Słońca niż Ziemia, to jeden z naszych najbliższych sąsiadów w Układzie Słonecznym. By pokonać odległość dzielącą go od Słońca, promieniowanie słoneczne potrzebuje 12 minut, o 4 więcej niż zajmuje mu droga do naszej planety. Choć Mars jest o połowę mniejszy od Ziemi, okres obrotu obu planet oraz nachylenie ich osi są podobne. Dzięki temu obie doświadczają zmian pór roku oraz cyrkulacji atmosferycznych. Pogoda na Marsie zdominowana jest przez burze piaskowe, cykle wodny i węglowy oraz pływy termiczne powodowane przez energię słoneczną.

Ryc. 2 Bilans energetyczny Marsa przy relatywnie niskiej zawartości pyłu w atmosferze. Ma ona niewielki wpływ na przepływ energii do i z planety poza okresami występowania burz piaskowych.
A: Dochodzące promieniowanie słoneczne;
B: Rozpraszane przez chmury i atmosferę;
C: Całkowita ilość promieniowania krótkofalowego odbijanego w przestrzeń kosmiczną;
D: Odbijanego przez powierzchnię Marsa;
E: Promieniowanie krótkofalowe docierające do powierzchni;
F: Promieniowanie krótkofalowe pochłaniane przez powierzchnię;
G: Promieniowanie krótkofalowe pochłaniane przez atmosferę;
H: Całkowita ilość uchodzącego promieniowania podczerwonego (długofalowego);
I: Promieniowanie długofalowe emitowane przez powierzchnię;
J: Promieniowanie długofalowe pochłanianie przez powierzchnię;
K: Promieniowanie długofalowe emitowane przez atmosferę w kosmos;
L: Promieniowanie długofalowe emitowane przez atmosferę trafiające na powierzchnię;
M: Promieniowanie długofalowe emitowane przez powierzchnię;
N: Promieniowanie długofalowe odbite przez powierzchnię.

Zdjęcie dzięki uprzejmości Sylvia Knight

Cienka atmosfera wywiera niewielki wpływ na przenikające ją promieniowanie, w skutek czego praktycznie 100% dociera do powierzchni planety. Równocześnie, prawie całość emitowanego przez planetę promieniowania ucieka w przestrzeń kosmiczną. Przyczyna tego leży w składzie atmosfery Marsa – zawiera ona o wiele więcej dwutlenku węgla niż ziemska, a niemal wcale innych gazów cieplarnianych. Podczas gdy wąska wiązka emitowanego promieniowania o długości fali 15 μm ulega prawie całkowitemu pochłonięciu przez dwutlenek węgla w atmosferze, pozostała cześć jest tracona, a jedynym rezultatem działania efektu cieplarnianego jest podgrzewanie powierzchni o 5°C rocznie.

Temperatura podczas zimy marsjańskiej może być na tyle niska (-133 °C), że dwutlenek węgla zamarza tworząc pokrywę lodową dookoła obu biegunów planety. Powoduje to zwiększenie się albedo planety.

Najbardziej dramatyczne zmiany w marsjańskiej atmosferze zachodzą co 3 do 5 lat, kiedy olbrzymie burze piaskowe zmieniają kolor nieba na czerwono-brązowy. Unoszący się w atmosferze pył odbija lub pochłania do 78% promieniowania słonecznego. Ta druga część jest następnie oddawana do atmosfery w postaci ciepła co powoduje powstanie efektu anty-cieplarnianego: ilość promieniowania podczerwonego emitowanego przez powierzchnię planety jest wtedy mniejsza niż ilość tracona z górnych warstw atmosfery. W rezultacie atmosfera podgrzewa się, a powierzchnia ochładza. Wiejące przy niej wiatry zanikają, a konwekcja w dolnych warstwach atmosfery przestaje funkcjonować, co usuwa źródło pyłu i wygasza burze.

Ryc. 3 Bilans energetyczny Marsa podczas dużej burzy piaskowej. Pył pochłania większość dochodzącego światła słonecznego i tworzy efekt anty-cieplarniany, powodujący, że więcej ciepła ucieka z górnych warstw atmosfery niż opuszcza powierzchnię.
A: Dochodzące promieniowanie słoneczne;
B: Rozpraszane przez chmury i atmosferę;
C: Całkowita ilość promieniowania krótkofalowego odbijanego w przestrzeń kosmiczną;
D: Odbijanego przez powierzchnię Marsa;
E: Promieniowanie krótkofalowe docierające do powierzchni;
F: Promieniowanie krótkofalowe pochłaniane przez powierzchnię;
G: Promieniowanie krótkofalowe pochłaniane przez atmosferę;
H: Całkowita ilość uchodzącego promieniowania podczerwonego (długofalowego);
I: Promieniowanie długofalowe emitowane przez powierzchnię;
J: Promieniowanie długofalowe pochłanianie przez powierzchnię;
K: Promieniowanie długofalowe emitowane przez atmosferę w kosmos;
L: Promieniowanie długofalowe emitowane przez atmosferę trafiające na powierzchnię;
M: Promieniowanie długofalowe emitowane przez powierzchnię;
N: Promieniowanie długofalowe odbijane przez powierzchnię.

Zdjęcie dzięki uprzejmości Sylvia Knight

Dlaczego nasza atmosfera jest ważna

Przepływy energii przez atmosfery różnych światów w układzie słonecznym są tak różne jak one same (opis klimatu Wenus, Tytana i Jowisza można znaleźć w sekcji Dodatkowe materiały). W atmosferach planet takich jak Ziemia czy Wenus unoszą się gazy wywołujące efekt cieplarniany, który ma znaczący wpływ na ich klimat. Na innych, jak np. Mars (podczas burz piaskowych) lub Jowisz działa efekt anty-cieplarniany. Płynna woda, rośliny i zwierzęta oraz nasza działalność dodatkowo komplikują system klimatyczny. Ludzie powoli modyfikują bilans energetyczny, co nie zmienia faktu, że nie bylibyśmy w stanie przetrwać bez atmosfery zatrzymującej energię słoneczną i podgrzewającej powierzchnię naszej małej niebieskiej planety. Im lepiej poznamy zasady działania tych skomplikowanych systemów, tym bardziej zbliżymy się do zrozumienia naszego wpływu na Ziemię.

Download

Download this article as a PDF

References

Web References

Resources

  • Strona MetLink zawiera wiele pomocy naukowych i opisów zadań do wykorzystania na lekcji. „Dlaczego niebo jest niebieskie”, „Rozpraszanie światła UV” lub „Powierzchnie odbijające światło” to ćwiczenia demonstrujące zjawiska wspomniane w tym artykule. Wszystkie je można znaleźć na stronie: http://www.metlink.org/experimentsdemonstrations

Author(s)

Dr Sylvia Knight jest meteorologiem interesującym się zwłaszcza modelowaniem klimatu. Przewodniczy sekcji edukacyjnej brytyjskiego Royal Meteorological Society.


Review

„Globalne ocieplenie”, „dziura ozonowa”, „zmiany klimatu” – to słowa nieustannie napotykane przez nas w sieci, programach TV, słyszane od ekologów i naukowców. Pomimo tego, naukowo zbadane przyczyny, z powodu których zaburzony jest bilans energetyczny naszej planety są niekiedy pomijane. Artykuł ten jest świetnym źródłem wiedzy niezbędnej do zrozumienia powodów, dla których Ziemia zatrzymuje więcej energii niż wypromieniowuje – czego skutkiem jest wzrastająca temperatura. Tłumaczy także dlaczego ten sam proces nie zachodzi na planetach sąsiadujących z naszą.

Artykuł, poza możliwością wykorzystania go jako ćwiczenia objaśniającego zjawisko zmian klimatu, pozwala zwiększyć świadomość na temat naszej w nim roli. Potencjalne tematy do poruszenia podczas dyskusji to:

  • Jak poszczególne warstwy ziemskiej atmosfery oddziałują na promienie słoneczne?
  • Co wpływa na bilans energetyczny czyli różnice pomiędzy energią pochłoniętą i uwolnioną.
  • Jakie są różnice pomiędzy klimatem Ziemi i jej sąsiadów.
  • Czy klimat tych planet można zmienić tak, by nadawał się dla ludzi?
  • Jaka jest skala wpływu ludzkości na klimat Ziemi?
  • Jak ów wpływ zmieniał się na przestrzeni lat?
  • Jaka jest nasza odpowiedzialność za obecne i przyszłe pokolenia?
  • Co możemy zrobić by zostawić planetę w lepszym stanie niż ją zastaliśmy?

Catherine Cutajar, St Martin’s College Sixth Form, Malta




License

CC-BY-NC-ND