1. Światowy klimat i efekt cieplarniany

1.2 Czyniki kształtujące średnią temperaturę powierzchni Ziemi

Słońce jest wyłącznym źródłem energii (promieniowania elektromagnetycznego, kształtującym klimat Ziemii. Planeta taka jak Ziemia będzie miała stabilną temperaturę tak długo, jak długo zachowana będzie równowaga pomiędzy ilością energii docierającej ze Słońca, a ilością energii oddawanej przez planetę w przestrzeń kosmiczną. Jeśli te dwie wielkości nie będą się równoważyć, planeta będzie się albo ogrzewać, albo wychładzać, aż do ustalenia równowagi. Dlatego też zaczniemy od zapoznania się z procesem osiągania globalnej równowagi.

1.2.1 Ogrzewanie i ochładzanie Ziemi: całkowity bilans promieniowania

Słońce emituje promieniowanie elektromagnetyczne w pewnym zakresie długości fal. Największą emisję stanowi zakres pasma widzialnego, które umożliwia nam widzenie. Jak wkrótce się przekonamy, długość fal promieniowania ma istotne konsekwencje dla klimatu. Wcześniej jednak przyjrzyjmy się na całkowitej ilości energii w postaci promieniowania słonecznego, która w określonym czasie dociera do Ziemi.

Jednostką układu SI określającą prędkość przepływu energii (inaczej „moc”) jest Wat (W), definiowany jako 1 W=1 J s⁻¹ (dżul na sekundę).

Promieniowanie słoneczne przemieszcza się z kolosalną prędkością 3,85 × 10²⁶ W. Ziemia, oddalona od Słońca o ok. 150 mln km, przechwytuje jedynie niewielką ilość tego promieniowania, odpowiadającą ilości promieniowania słonecznego padającego na płaski okrągły dysk (Rysunek 2). Zakładamy, że dysk ten znajduje się poza ziemską atmosferą i jest ustawiony pod kątem prostym do promieni słonecznych. Ilość energii słonecznej padającej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni (np. metr kwadratowy) tego dysku nazywana jest stałą słoneczną. Według pomiarów z satelitarnych czujników promieniowania, średnia wartość stałej słonecznej w ostatnich latach wynosiła 1368 W m^-2. Oczywiście Ziemia jest obracającą się kulą, a nie płaskim dyskiem. Dlatego uśredniony dla powierzchni całego globu dopływ energii słonecznej na jednostkę powierzchni Ziemi (mierzony przed wejściem w atmosferę) jest czterokrotnie mniejszy i wynosi 342 W m^-2. Dla ułatwienia, będziemy mówić o tej uśrednionej globalnej wartości jako o „100 jednostkach”. Należy jednakże pamiętać, że są to jednostki „energii na jednostkę czasu przypadające na jednostkę powierzchni”.

Nie całe promieniowanie docierające ze Słońca przyczynia się do ogrzania Ziemi. Pewna jego część zostaje od razu odbita w przestrzeń kosmiczną. Stosunek ilości promieniowania odbitego od danej powierzchni do ilości promieniowania padającego nazywany jest albedo. Rysunek 3 pokazuje obraz Ziemi widziany z kosmosu, utworzony przez odbite światło słoneczne (promieniowanie słoneczne o długościach fal w zakresie widzialnym). Chmury i pokryta lodem bryła Antarktyki (na dole rysunku) widoczne są jako jasne powierzchnie, gdyż silnie odbijają światło; czyli mają wysokie albedo – do 90% w przypadku świeżego śniegu i lodu morskiego. Dla odmiany oceany mają niskie albedo (zwykle poniżej 5%) i na tym rysunku widoczne są jako powierzchnie ciemne. Ogólnie, większość powierzchni lądów ma średnie albedo, mieszczące się w zakresie od 10–20% dla lasów do około 35% dla obszarów trawiastych i pustyń.

Rysunek 3: Obraz Ziemi z kosmosu utworzony przez odbite światło słoneczne

Widać więc, że albedo może być różne w różnych częściach świata, w zależności od pokrywy chmur i cech powierzchni planety. Średnie albedo Ziemi wynosi 31% (31 jednostek). Pozostała ilość promieniowania (69 jednostek) jest absorbowana przez atmosferę i powierzchnię Ziemi (oceany, lądy, roślinność itd.).

Wyobraźmy sobie teraz, że cała atmosfera Ziemi została usunięta, ale albedo planety nie zostało zmienione. Pomysł ten może wydać się dziwny, ale pomoże uzmysłowić sobie, jak ważna jest w praktyce atmosfera. Przepływy energii na powierzchni tego „pozbawionego powietrza” świata pokazane są na Rysunku 4. Po lewej stronie rysunku nominalne 100 jednostek promieniowania słonecznego dochodzi do planety, z czego 31 jednostek zostaje odbitych, a pozostałe 69 jednostek zostaje pochłonięte przez planetę.

Rysunek 4: Schemat bilansu promieniowania słonecznego na podobnej do Ziemi planecie pozbawionej atmosfery: promieniowanie dochodzące do powierzchni planety i odbite (strzałki pomarańczowe); wypromieniowane promieniowanie ziemskie (strzałka czerwona). 100 jednostek oznacza średni światowy dopływ promieniowania słonecznego na jednostkę powierzchni; tzn. 342 W m^-2.

Gdyby w tym wypadku ciągły dopływ energii słonecznej nie byłby równoważony przez odpływ energii, powierzchnia planety ulegałaby stopniowemu ogrzaniu – stawałaby się coraz cieplejsza.

Na szczęście, dla równowagi występują też mechanizmy ochładzające. Podobnie jak Słońce, wszystkie obiekty (także każdy człowiek) emitują promieniowanie elektromagnetyczne. Co więcej, emitują je z intensywnością zależną od ich temperatury. Im cieplejszy staje się obiekt, tym większa jest moc jego promieniowania, czyli prędkość z jaką emituje promieniowanie. Na naszej planecie ustalona temperatura utrzymywana jest przez równowagę dynamiczną między dopływem i odpływem energii. Natężenie z jakim energia słoneczna jest pochłaniana (69 jednostek po lewej stronie Rysunku 4) musi być równoważone przez natężęnie, z jakim planeta emituje energię w przestrzeń kosmiczną w postaci promieniowania (69 jednostek po prawej stronie Rysunku 4). Należy zauważyć, że emitowane promieniowanie bierze się ze „zderzeń” atomów budujących powierzchnię Ziemi. Nie jest to to samo, co od razu odbite od powierzchni promieniowanie słoneczne. By podkreślić tą różnicę, będziemy mówić o promieniowaniu emitowanym przez planetę jako o promieniowaniu ziemskim.

Przedstawiona ilościowo, zależność pomiędzy temperaturą i mocą promieniowania jest podstawą jednego z praw fizyki. Odpowiednie obliczenia wykazały, że planeta podobna do Ziemi, która emituje w przestrzeń kosmiczną promieniowanie w średnim tempie 236 Wm^-2 (69 jednostek przedstawionych na Rysunku 4), powinna mieć temperaturę równowagi równą 19^oC.

Gdyby nie atmosfera, temperatura równowagi planety byłaby również średnią temperaturą powierzchni Ziemi. Z pewnością warunki na Ziemi nie byłyby wtedy tak korzystne dla życia w formie, w której je znamy. W takim razie, w jaki sposób atmosfera umożliwia utrzymanie średniej temperatury Ziemi na bardziej umiarkowanym poziomie 15 °C? Odpowiedź wiąże się z różnicą pomiędzy promieniowaniem „słonecznym” i „ziemskim”, która uzależniona jest od temperatury źródła promieniowania. Przyjrzyjmy się temu zjawisku na przykładzie.

Ogrzewany w zwykłym ogniu metalowy pręt świeci na czerwono. Jeśli podgrzejemy go, np. w płomieniu tlenowo-acetylenowym, do wyższej temperatury – będzie świecił na biało.

Wytłumaczenie tego jest dość proste. Białe światło zawiera fale o wszystkich długościach z zakresu widzialnego (Ramka 1), podczas gdy światło czerwone składa się jedynie z dłuższych fal ze skraju zakresu widzialnego (Rysunek 1). Stąd też obiekty rozgrzane do białości emitują światło o mniejszej średniej długości fali niż chłodniejsze, rozgrzane do czerwoności obiekty. Podsumowując, gdy temperatura obiektu rośnie, to maleje średnia długość fali emitowanego promieniowania.

Zależniość tą przedtawiono na Rysunku 5. Przedstawione tam krzywe pokazują zakresy, czy też inaczej spektrum, długości fal emitowanych przez Słońce (średnia temperatura powierzchni ok. 5500 °C) i Ziemię (średnia temperatura powierzchni 15 °C). Wykresy te są schematyczne, jako że skala pionowa nie jest zdefiniowana. Oba jednak obrazują proporcje w jakich moc promieniowania rozkłada się w emitowanym zakresie długości fal.

Rysunek 5: Zakres długości fal promieniowania słonecznego (linia czerwona) i ziemskiego (linia niebieska). Spektrum słoneczne zostało uproszczone i odnosi się do promieniowania słonecznego docierającego do Ziemi (jak na Rysunku 2), a nie do całkowitej mocy emitowanej przez Słońce. Długości fal odłożono na skali logarytmicznej.

Rysunek 5 pokazuje, iż uzasadnione jest stosowanie terminów „fale krótkie” i „fale długie” odpowiednio dla docierającego promieniowania słonecznego i uchodzącego promieniowania ziemskiego. Obie krzywe prawie się nie pokrywają. Promieniowanie słoneczne ma szczyt mocy w paśmie widzialnym, choć mają w nim udział zarówno fale krótkie (z ultrafioletu, UV) jak i fale długie (w paśmie zwanym „bliską” podczerwienią). Dla odmiany promieniowane emitowane przy niższej, ziemskiej temperaturze leży całkowicie w paśmie fal dłuższych – podczerwieni (IR).

Jest to ważna prawidłowość, ponieważ atmosfera jest względnie przepuszczalna dla docierającego ze Słońca krótkofalowego promieniowania, ale nie dla emitowanego przez Ziemię promieniowania długofalowego. A to właśnie wywiera ogromny wpływ na bilans energetyczny powierzchni Ziemi.

1.2.2 Wpływ atmosfery: naturalny efekt cieplarniany

Właśnie w ten sposób Jan Tyndall wytłumaczył w 1862 r., dlaczego powierzchnia Ziemi jest tak mocno cieplejsza niż wyliczone teoretycznie -19 °C. Badania Tyndalla pomogły wyjaśnić to, co inni jedynie podejrzewali. Mianowicie, że pewne gazy atmosferyczne pochłaniają promieniowanie podczerwone w zakresie długości fal charakterystycznych dla promieniowania ziemskiego (ok. 4 do 100 µm, Rysunek 5). Są to tak zwane gazy cieplarniane. Tyndall zaliczył do nich parę wodną i CO₂. Jednak lista naturalnych gazów cieplarnianych (obecnych w atmosferze na długo, zanim działalność człowieka zaczęła zostawiać swoje piętno) zawiera także metan (CH₄), podtlenek azotu (N₂O) i ozon (O₃). Głównym mechanizmem absorbowania promieniowania IR przez te gazy są drgania ich cząsteczek. Nie będziemy szczegółowo analizować naukowych podstaw tego zjawiska. Dla zainteresowanych w Ramce 2 zebrane zostały ważniejsze jego aspekty.

Każdy z gazów cieplarnianych pochania promieniowanie tylko z pewnego wycinka pasma podczerwieni. Natomiast wszystkie razem naturalne gazy cieplarniane pochłaniają promieniowanie podczerwone z prawie całego zakresu promieniowania ziemskiego. Wyjątkiem jest zakres pomiędzy 8 a 13 µm – gdzie absorpcja jest słaba. Zakres ten określany jest mianem „okna atmosferycznego”, które pozwala części długofalowego promieniowania ziemskiego uciecbezpośrednio w przestrzeń kosmiczną. Jednak większa część promieniowania Ziemi jest przechwytywana przez atmosferę. Zmienia to zasadniczo prosty schemat pokazany na Rysunku 4. Stąd też dokładniejsze odzwierciedlenie bilansu promieniowania Ziemi przedstawiono na Rysunku 6. Widać tam, że większość długofalowego promieniowania planety zostaje uwięziona i przetworzona w atmosferze, będąc wielokrotnie absorbowana i reemitowana przez gazy cieplarniane we wszystkich kierunkach. Przyczynia się to do ogrzewania atmosfery. Część ponownie wyemitowanego promieniowania ostatecznie trafia w przestrzeń kosmiczną, równoważąc ogólny bilans promieniowania na szczycie atmosfery, jak pokazano na Rysunku 6. Dzięki temu cały układ Ziemia – atmosfera nie podgrzewa się bez końca. Kluczową różnicą jest to, iż znaczna część z reemitowanego promieniowania wraca z powrotem na dół i jest absorbowana przez powierzchnię planety. To właśnie stąd bierze się dodatkowy dopływ energii sprawiający, iż średnia temperatura powierzchni Ziemi jest o ponad 30oC cieplejsza, niż byłaby gdyby nie miała atmosfery.

Rysunek 6: Schemat globalnie uśrednionego bilansu promieniowania dla planety podobnej do Ziemii otoczonej atmosferą, która absorbuje i reemituje (zarówno w dół jak i w górę) długofalowe promieniowanie emitowane przez powierzchnię planety (czerwone strzałki

Podobnie jak Rysunek 4, również Rysunek 6 pokazuje, że 69 jednostek promieniowania słonecznego jest pochłanianych przez planetę i 69 jednostek długofalowego promieniowania wraca w przestrzeń kosmiczną. Jednakże ten ogólny bilans promieniowania odnosi się do górnej warstwy atmosfery, a nie do powierzchni planety, która otrzymuje dodatkowy dopływ energii z „promieniowania zwrotnego” atmosfery.

Udział każdego z gazów cieplarnianych w całkowitym efekcie cieplarnianym zależy od dwóch głównych czynników: efektywności absorbowania promieniowania długofalowego oraz stężenia gazu w atmosferze. Uderzające jest to, iż większość gazów cieplarnianych zalicza się do drugorzędnych (mniejszościowych) składników atmosfery, co wyraźnie ukazuje Tabela 1. Ilości gazów są tam podane jako „stosunek zmieszania”. Termin ten został wyjaśniony w Ramce 3.

Ramka 3 Stosunek zmieszania

Stosunek zmieszania (objętościowy) informuje nas o udziale ilościowym cząsteczek danej substancji w całkowitej liczbie cząsteczek powietrza. W tym kontekście często też używa się określenia „stężenie w atmosferze”. Przyjmując dla przykładu tlen, formalna definicja jest następująca:

gdzie N_całk. jest liczbą cząsteczek wszystkich gazów w danej objętości powietrza (np. w m³), a jest liczbą cząsteczek tlenu w tej samej objętości powietrza. Wyrażanie tego udziału w postaci ułamka dziesiętnego lub udziału procentowego (po przemnożeniu przez 100) jest bardzo wygodne w przypadku głównych składników atmosfery (patrz dane w Tabeli 1), lecz staje się mocno niepraktyczne dla składników drugorzędnych, takich jak gazy cieplarniane. W tym przypadku wartości z reguły podawane są w ppm (ang. parts per milion, czyli części na milion, 10⁶) lub jako ppb (ang. parts per billion, czyli części na miliard, 10⁹), a czasem nawet jako ppt (ang. parts per trillion czyli części na bilion, 10¹²) w przypadku kilku składników o najmniejszym udziale.

Możemy spróbować wyrazić zawartość CO² w powietrzu za pomocą jednostek wymienionych w Ramce 3. W Tabeli 1 podano, że stosunek zmieszania CO2 wynosi 368 ppm. Oznacza to, iż w każdym milionie cząsteczek powietrza jest średnio 368 cząsteczek CO². Jeśli zechcemy wyrazić to jako liczbę (ułamek dziesiętny), 368 ppm równa się 368/106 = 368 × 10^-6 = 3,68 × 10^-4. Mnożąc tę liczbę przez 100 uzyskujemy 3,68 × 10^-2 % czyli 0,0368%. A jeśli zechcemy wyrazić stosunek zmieszania CO² w ppb? Jeśli wśród miliona cząsteczek powietrza jest 368 cząsteczek CO², to wśród miliarda cząsteczek powietrza będzie aż 368000 cząsteczek CO², co daje 368000 ppb. Stąd też 1 ppm = 103ppb, i podobnie 1 ppb = 103 ppt.

Korzystając z informacji zawartych w Tabeli 1, można w przybliżeniu powiedzieć, że skład dolnej warstwy atmosfery tworzą głównie (99%) azot i tlen zmieszane w stosunku ok. 4:1, a większość pozostałego 1% stanowi argon (0,93%). Żaden z tych głównych składników atmosfery nie jest gazem cieplarnianym. Argon jest gazem szlachetnym, chemicznie obojętnym, występującym w postaci pojedynczych atomów. Cząsteczki zarówno tlenu jak i azotu składają się tylko z dwóch atomów tego samego pierwiastka, a więc żaden z powyższych gazów nie spełnia warunku podanego w Ramce 2 dla substancji pochłaniających promieniowanie podczerwone. Należy zauważyć, iż stosunek zmieszania podany w Tabeli 1 odnosi się do suchego powietrza. Udział pary wodnej nie jest uwzględniony, ponieważ jej zawartość w powietrzu jest bardzo zmienna – waha się od niemal zupełnej nieobecności aż do ok. 4% (objętościowych). Częściowym wytłumaczeniem tej zmienności jest, iż zimne powietrze może „zatrzymać” tylko pewną określoną ilość pary wodnej, a limit wysycenia powietrza parą wodną zależy głównie od temperatury. Zmienność wilgotności powietrza jest zjawiskiem, którego doświadczamy na co dzień. Wpływa m.in. na szybkość odparowywania potu, czy też szybkość schnięcia wypranych ubrań. Uśredniona dla całego globu zawartość pary wodnej w atmosferze wynosi ok. 0,5%. Ta stosunkowo wysoka zawartość sprawia, że para wodna jest najważniejszym naturalnym gazem cieplarnianym. Przypisuje się jej ok. 60% udziału w ogrzewaniu powierzchni planety w ramach naturalnego efektu cieplarnianego. Dwutlenek węgla, jako drugi pod względem obfitości występowania, ma dalsze ok. 25% udziału. Za większość z pozostałych 15% udziału odpowiadają pozostałe trzy gazy śladowe z tabeli 1 – metan, podtlenek azotu i ozon, których zawartość w atmosferze jest znacznie mniejsza. Fakt, iż Ziemia nie jest zamarzniętą i pozbawioną życia skałą dowdzi, że naturalny efekt cieplarniany nie jest niczym złym. Przeciwnie, jest czymś dobrym! Jednakże dodatkowe podgrzewanie planety wywołane przez wzmocniony efekt cieplarniany – spowodowany wzrostem zawartości w atmosferze CO2 i innych gazów cieplarnianych, stanowi problem będący w samym centrum naszych obecnych rozważań. Będziemy czasem mówić o tym jako o zwiększeniu „obciążenia” atmosfery dwutlenkiem węgla lub ogólnie gazami cieplarnianymi, ponieważ wzrost stężenia wiąże się ze wzrostem całkowitej zawartości (inaczej mówiąc ilości cząsteczek) gazu w atmosferze. Analogie są przydatnym narzędziem ułatwiającym zrozumienie i mogą być potężnym środkiem wspomagającym upowszechnianie idei naukowych. Niekiedy bywają jednak mylące. Przyglądając się cytatowi Tyndala z początku rozdziału 1.2.2. „...tak atmosfera ustawiona jak bariera w poprzek promieniowania ziemskiego...” można wywnioskować, że atmosfera w jakiś sposób całkowicie zatrzymuje i „odbija” to promieniowanie. Jest to błąd, który do dziś pojawia się niekiedy w doniesieniach prasowych. W takim przypadku planeta ogrzewałaby się bez końca! W rzeczywistości, część promieniowania podczerwonego ucieka bezpośrednio w przestrzeń kosmiczną (w zakresie długości fal „okna atmosferycznego”). Reszta jest pochłaniana i ponownie emitowana (w górę i w dół) przez gazy cieplarniane w atmosferze. Promieniowanie zwrotne z atmosfery utrzymuje powierzchnię planety cieplejszą, niż by inaczej była (naturalny efekt cieplarniany). Jednak część z tego reemitowanego promieniowania ostatecznie uchodzi w przestrzeń kosmiczną, dzięki czemu na szczycie atmosfery zostaje utrzymany ogólny bilans promieniowania.