大气太阳吸收的影响
在现在的地球上，理想的气候图景raybet雷竞技最新太阳能吸收但即使是现在的地球，大约20%的太阳辐射被大气层吸收了。对于其他大气，被大气吸收的比例可能要大得多。这种吸收对气候的影响在很大程度上取决于吸收的垂直分布，这就是我们在raybet雷竞技最新这里将要探讨的真实气体．
对于这一节，我们想到的两个关键问题是太阳吸收对平流层温度分布的影响和太阳吸收对地表温度的影响。什么时候太阳吸收能强到足以抑制对流并使地表冷却?即使主要影响是在平流层，也应记住，通过平流层化学的间接反馈仍然可以对对流层气候产生重要影响。raybet雷竞技最新特别地，只需要很小质量的云就能对地球的辐射收支产生实质性的影响，而平流层的温度会影响那里形成的云的种类。目前太阳系中这种现象的一个主要例子是土卫六，它的平流层有机雾霾云是辐射预算的一个关键角色。有人认为，这种云可能在富含甲烷的缺氧早期中发挥了作用地球大气事实上，类似的现象可能在宇宙中普遍存在。
对于气体巨星或冰巨星来说，大气吸收太阳的问题甚至更为关键，因为这是大气外部能量供应的全部问题，因为没有明显的液体或固体表面来吸收太阳辐射。吸收的剖面可以确定太阳驱动是否阻碍或有助于对流，并(与来自内部的热流一起)确定对流层的位置。这些行星含有各种各样的可冷凝物质和云，其中许多已知能吸收近R、可见光和紫外线辐射。然而，我们对吸收器的垂直分布知之甚少，甚至不知道哪些吸收器在我们太阳系的巨行星上占主导地位。这是一个非常不稳定的领域，我们对此没有什么可说的;在“进一步阅读”部分中给出了一些文献指南。关于太阳系外气体或冰巨星的恒星吸收的情况当然更加不稳定，但为探索假设的大气提供了广阔的空间。
5.10.1近红外和可见光吸收
我们将首先概述CO2、CH4和水蒸气的近/R和可见吸收特性，如图5.11和图5.12所示。这些数据来自HITRAN数据库中的数据。与热/R的情况一样，吸收系数具有复杂的线结构，导致细尺度随波数变化。图中仅显示宽度为50 cm-1的容器的中值吸收，从而总结了这些特性。这足以让我们大致了解哪些地方的气体吸收强烈，哪些地方的气体基本上是透明的。结果是在100mb的标准压力下给出的，并且可以(近似地)线性缩放到第4章中讨论的其他压力。
二氧化碳有一个茂密的森林在8000 cm-1以下的近/R吸收特征，在较高的波数处吸收特征更稀疏、更弱。我们立即看到，行星恒星的光谱等级对近/R吸收的重要性非常重要。对于一颗冷的红色M星，其光谱与二氧化碳的吸收特征有相当大的重叠，而较热的G星输出的二氧化碳吸收比例要低得多(尽管绝非微不足道)。这句话几乎适用于所有红外活性气体。
哪种二氧化碳吸收特征起作用取决于地球大气中有多少二氧化碳，为此，我们转向4.2.1节中定义的压力调整路径。在地球重力作用下，在1 bar的地球空气中含有300 ppmv的CO2，根据图5.11中使用的参考压力调整的路径约为20 kg/m2，因此只有吸收系数0.01 m2/kg以上的三个峰值对影响有显著影响大气加热．(目前火星稀薄大气的调整路径相似，为13公斤/平方米，因此目前火星的近R /R吸收图与地球相当相似。)这三个峰值都与m型恒星的输出有显著重叠，但只有两个较高的波数特征对太阳这样的G型恒星有显著贡献。如果地球上的二氧化碳增加到大气的20%(摩尔分数)，那么路径就超过了15000 kg/m2，所以所有比10-5m2/kg强的吸收特征都开始发挥作用，这对G星来说，从入射辐射中拿走了相当大的一部分，对M星来说更是如此。这种程度的二氧化碳含量是昏厥的典型特征年轻的太阳在地球上的时期，也类似于使雪球状态的冰川消退所需的水平;在这种情况下，由二氧化碳引起的近红外吸收在气候中起着重要作用。raybet雷竞技最新如果我们进入2巴的纯二氧化碳大气，调整后的路径大约是地球重力的2•105，大约是火星重力的三倍，大约是典型质量的一半
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图5.11:下图显示了50 cm-1容器中CO2(左图)和CH4(右图)的中位吸收系数。吸收系数计算T = 260K, p = 100mb。第75百分位系数通常比中位数高出一个数量级。上面的面板显示了一个典型的冷的红色M矮星和一个像太阳一样热的黄色g矮星的传入恒星辐射的分布。
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“超级地球”。在这些数值下，大气透明的间隙显著缩小，在6000 cm-1以下的大部分光谱区域，大气在光学上变厚。如图5.11所示，一个100巴的类金星大气层将在所有吸收区域内吸收几乎所有的入射恒星辐射，尽管吸收通量的净增加将是适度的，因为大气层已经吸收了顶部2巴的大部分可以吸收的辐射。
CH4是一种比CO2更有效的近红外吸收剂，并且具有更少的透明窗口区域。这限制了高浓度CH4作为温室气体的潜力，因为上层大气加热产生的反温室效应部分抵消了热红外不透明导致的地表变暖。目前地球甲烷浓度浓度在2 ppmv左右，调整路径仅为0.06 kg/m2，因此考虑到典型的吸收系数大小，近红外吸收可以忽略不计。然而，如果浓度上升到1000 ppmv(在缺氧的大气中很容易做到)，CH4就会吸收10000 cm-1以下的相当一部分恒星通量。和以前一样，M恒星对气候的影响甚至比G恒星更重要。raybet雷竞技最新
水蒸气具有很强的吸收特征，延伸到可见范围，尽管它也相当好地提供了相对透明的窗口区域。关于水蒸气，有三种不同的典型的行星状况。首先，在类似地球的条件下，水蒸气是一种微小的可凝结的成分，它集中在低层大气中。例如，在300K的饱和100 mb厚的近地面层中，有22 kg/m2的水蒸气，产生约200 kg/m2的压力调整路径。在6500 cm-1以下有几个吸收峰，对于这么大的路径是有效的。因为水
图5.12:与图5.11相同，但水汽除外。注意，所显示的光谱范围是CO2和CH4的两倍，因为水蒸气强烈吸收到更高的波数。
在类地状态下，水蒸气大部分吸收在地面附近，它的作用几乎与降低地面反照率相同。然而，如果地面无论如何都吸收了近红外辐射，那么对气候的净影响将是最小的。raybet雷竞技最新在一个高反照率的表面上，吸收将更重要。在一个雪球地球当近地表空气温度为250K时，同一层仍有接近5 kg/m2的调整路径，由图5.12可知，仍有相当大的近-表面吸收．
要考虑的第二种情况是类似金星的情况，其中水蒸气是一种不凝结的混合良好的微量气体。20 PPMV大气中的水蒸气除了少数狭窄的窗口区域外，金星的一个经过压力调整的路径超过3000千克/平方米，这将产生强烈的吸收，一直到15000厘米-1。因此，水蒸气在金星上的太阳吸收中起着非常重要的作用，就像它在金星温室效应中所起的作用一样。按比例来说，金星的大气中没有多少水，但由于大气是如此巨大，水的量加起来是相当大的，它的吸收被进一步加强高压的环境．
最后要考虑的制度是失控的温室蒸汽气氛。在地球引力的作用下，这种大气层的顶部有一个压力调节路径为50000 kg/m2，因此几乎所有恒星的近红外输出都会被这一层吸收，极大地加热它，影响行星的能量平衡。对于M型恒星，这个光谱区域包含了恒星的大部分输出，因此近红外吸收有可能在围绕M型恒星运行的行星的失控温室大气的气候中发挥关键作用。raybet雷竞技最新
我们刚才提供的光谱概述并没有非常精确地告诉我们有多少入射通量被吸收，以及吸收在垂直方向上是如何分布的。为此，我们需要计算通量剖面考虑到吸收系数的完全可变性。
我们将使用指数和方法来计算覆盖光谱的一组频带中从大气层顶部到p级的传输函数，然后将每个频带中入射恒星通量加权的传输函数求和。这本质上是在第4章讨论的自制辐射代码中完成的计算的一个简化子集。在这个计算中，大气的热辐射可以忽略不计，所以我们只需要计算辐射传输从上面进入。为了关注最基本的特征，我们还假设所有到达底部边界的通量都在那里被吸收，因此我们不需要考虑向上反射的恒星辐射的传输。在大多数情况下，这是一个很小的影响，因为大气吸收较好的光谱部分在到达地面时大部分已经耗尽。作为进一步的简化，我们将假设大气在光谱测量覆盖的光谱区域之外是透明的，并忽略瑞利散射．瑞利散射是在近R区相当微弱，但是可见光和紫外线的瑞利散射会阻止一些入射辐射被地面吸收。最后，计算是用一个固定的天顶角cos Z = 2进行的，而不是在某一给定纬度上平均天顶角。这些剖面都是根据从大气层顶部进入的350 W/m2的净向下恒星辐射计算出来的，但由于问题是线性的，通量可以很容易地缩放到任何其他值。在每种情况下，我们对光球温度为3000K的M星和温度为6000K的G星进行了计算。在引力加速度为10m/s2的情况下进行计算。
纯CO2气氛、CO2-空气混合物和纯H2O气氛的结果如图5.13所示。这些是在等温260K大气中计算出来的，但是传输对温度分布不是特别敏感。当检查对对数压力轴绘制的通量时，最好记住，如果F是通量，那么单位质量的加热速率与斜率dF/dp成正比，即p- 1df /d ln p。因此，在对数坐标中给定的斜率对应于低压下比高压下更大的加热速率。为混合良好的温室气体在美国，人们通常会发现高空的升温速率很高，因为上层大气首先有机会吸收被强烈吸收的那部分光谱。
在所有情况下，M星的吸收比G星的吸收大得多，正如预期的那样。在2巴的CO2大气中，G星吸收了30w /m2的入射光350w /m2，而M星吸收了100w /m2。对于这两种恒星，大约三分之一的总通量在低于100毫巴的压力下沉积，这将导致高层大气的强烈加热。然而，大量的通量被低层大气吸收了。在一个高度吸收的表面，如海洋或黑暗的陆地上，能量是在对流层吸收还是在表面吸收，对对流层温度影响不大。在一个高度反射的表面上，就像在雪球状态下，低的影响大气吸收是降低有效反照率，这将导致对流层变暖。无论如何，二氧化碳吸收的垂直分布并没有显示出明显的反温室效应。
空气中含有20%二氧化碳的混合物的情况非常相似，实际上只会稍微少一点总吸收，因为在纯二氧化碳的情况下，额外的二氧化碳只能吸收部分光谱，其中二氧化碳是一个相对较差的吸收器。这是另一个典型的对数依赖的例子辐射特性关于温室气体浓度。一般的含义是，当地表对对流层气候产生影响时，恒星吸收二氧化碳对对流层气候的影响应该很小raybet雷竞技最新低反照率．在一个高反照率的表面上，就像在一个雪球中一样，我们预计对流层会有一些适度的变暖，这有助于冰川消退。例如，假设表面压力为1000mb，在400mb水平和地面之间，G星的大气吸收为6w /m2，大约是M星的两倍。如果地表的近/R反照率为50%，那么对流层吸收的量的一半无论如何都会被地表吸收，因此由于对流层吸收引起的额外辐射强迫仅为所述值的一半。假设整个地表反照率平均为60%太阳光谱，透明大气对太阳表面的吸收量为140 W/m2。因此，额外的辐射强迫相当于能量预算的2.5%至5%。这并不是压倒性的，平流层吸收造成的冷却会部分抵消。尽管如此，在确定雪球状态的消冰条件时，这是一个应该考虑的因素。
现在，让我们转到纯水蒸气的情况下，一层压强扩展到2巴。这可以被认为是正在经历失控温室的大气的顶部2个柱，或者是一个表面温度约为395 K的大量海洋的世界的整个大气。由于本例中的吸收系数是在固定温度为280k的情况下计算的，因此不透明度越低一部分大气被低估了，但这个例子仍然足以证明水蒸气在近红外吸收是多么强大。即使在对数图上，50毫巴处的斜率也大于500毫巴处的斜率，这表明高空的加热极其强烈，这将导致高层大气明显变暖。相当少的恒星通量能达到2巴的水平——在G星的情况下只有150w /m2，在M星的情况下只有40w /m2。用较厚的大气(未显示)进行的计算表明，衰减随着表面压力的进一步增加而继续。例如，在M星的情况下，20巴大气压下只有15w /m2到达地面，200巴大气压下只有5w /m2到达地面。为了一个热的大气温度线强度的缩放将进一步降低渗透，尽管关于高温下水蒸气连续体的温度缩放，精确的影响将我们带入未知的领域。此外，指数和编码中吸收系数的压力缩放可能低估了在非常高的压力下线加宽的真实影响，因此在精确计算中，通量很可能会进一步降低。对于G星，吸收会更少，但这将被更大的瑞利散射所抵消，这是由于入射恒星辐射的波长更短。失控的温室将是地表非常黑暗的地方，几乎没有任何辐射穿透地面。
然而，关于穿透大气层的有限通量对气候的raybet雷竞技最新影响，应该记住，这种大气层在光学上也是非常厚的热红外，因此，即使在2巴M恒星的情况下，低层大气也必须达到非常高的温度，才能使40瓦/平方米通过辐射扩散穿过高度不透明的大气层。如果对流层顶由于这种加热而上升得如此之高，以至于它在高空吞没了恒星加热区，反温室效应就会被抑制。即使是纯粹的辐射平衡人们必须考虑到这样一个事实:如果H2O是恒星近红外的良好吸收体，它也是热红外的良好发射体，这两个因素之间竞争的结果不容易先验地解决。在这一点上，最能说的是，近红外恒星吸收必须被认为是蒸汽大气中的一个严重因素，在M星的情况下更是如此。
现在让我们来看看图5.14所示的饱和水蒸气与空气混合的类似地球的情况。在这种情况下，温度分布非常重要，因为它决定了水蒸气的垂直分布。这些计算是针对潮湿绝热层上的大气进行的。结果显示了表面温度为300K的热带情况和表面温度为250k的雪球情况。与纯蒸汽大气的情况相反，类地大气的吸收被困在低层大气中。这大大增加了对流层的加热，但同样，在一个强吸收表面上，吸收只是辐射地将能量直接沉积在对流层中，否则这些能量将在表面被吸收，并通过对流传递到对流层。当我们
向下恒星通量(W/m2)
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图5.13:用指数和传输函数计算的入射恒星通量轮廓不同的氛围: 2bar纯CO2(左)，20%摩尔CO2在大气中(中)，2bar纯H2O(右)。在所有情况下，大气顶部的入射垂直通量为350 W/m2，结果显示了G星和M星的光谱。
在讨论CO2的情况时，如果表面具有高反射性，则吸收更重要。在这方面，需要注意的是，即使表面温度只有250K，低能级吸收也是相当可观的。在G星和M星的情况下，吸收明显大于CO2情况下相应的低水平吸收。由于雪球期间的热带温度很容易达到250K，水蒸气对太阳的吸收可以通过降低有效地表反照率来显著地促进冰川消退。任何使大气变暖的过程都会进一步增加大气含水量，从而进一步增加太阳的吸收。这构成了一种新颖的水汽反馈，它是通过水蒸气对太阳光谱的影响而不是热红外效应来工作的。
为了完全了解恒星吸收对温度分布的影响，必须计算存在吸收时的辐射-对流平衡。现在我们将讨论一些这样的计算，在纯二氧化碳大气的情况下。在第4.8节中，我们通过确定地温Tg和找到与地面上升辐射处于平衡状态的大气，进行了热红外辐射-对流解。如果有人想知道一定数量的被吸收的恒星辐射所支持的Tg是多少，只需要改变Tg，直到达到所需的OLR。这种方法在存在大气恒星吸收的情况下是行不通的，因为必须知道入射通量才能计算温度剖面。因此，在接下来的计算中，我们采用了一种稍微不同的程序，指定进入的恒星辐射，像以前一样对温度剖面进行时间步进，但这一次调整Tg直到-的顶部大气能量平衡得到满足。当大气相对于地面温度处于静态不稳定状态时，温度剖面就像以前一样被重置为绝热。
有很多种方法来处理调整Tg的问题。如果有兴趣再现系统的实际时间演变，就必须使用表面下降的恒星辐射和热红外来确定表面温度的变化;然后，湍流和辐射热通量将加热低空空气，如果不稳定
恒星向下通量(W/m2)
图5.14:在潮湿绝热层上，使用饱和水汽在地球空气中的指数和传输函数计算的入射恒星通量轮廓。温度标签指示表面温度。左图显示G星光谱的结果，右图显示M星的结果。这些计算考虑了温度分布对水蒸气的影响，但没有考虑吸收系数的温度缩放。
结果，热量通过对流向上混合。在我们的例子中，我们只关心得到平衡态，所以任何收敛到平衡态的过程都可以。下面的简单迭代在实践中工作得很好。一般的想法是，如果网络top-of-atmosphere辐射(入射恒星减去OLR)是向下的，那么Tg需要增加，以使大气更接近平衡;相反，如果净温度上升，Tg就会增加。恒星吸收对温度不是很敏感，所以Tg的变化主要影响OLR。因此，主要问题是计算出气候敏感性dOLR/dTg。raybet雷竞技最新如果大气在光学上很厚，那么在大气温度固定的情况下增加Tg不会改变OLR，但我们设想的过程是，增加Tg通过对流和辐射使大气的其余部分变暖，这最终导致OLR的增加。迭代中的关键简化是将大气视为灰色气体来估计dOLR/dTg。具体来说，我们从 T rad，其中Ftoa是大气顶部净通量，e是一个欠松弛因子，它只调整了接近目标的部分地面温度，这提高了迭代的稳定性。下面的计算e = .05，这提供了稳定性和收敛速度之间的合理折衷。这种迭代过程相当特别，毫无疑问，有更复杂的方案建立在更坚实的基础上。然而，我们发现它在很多情况下都很有效。 图5.15和5.16显示了使用此程序进行的纯CO2大气的辐射-对流平衡结果。正如前面所示的通量剖面，假定表面完全吸收。图5.15中的结果在350w /m2时处于平衡状态 图5.15:对于表面重力为10 m/s2的纯CO2大气，受入射恒星通量为350 W/m2影响的辐射-对流平衡。前两个面板的表面压力为2巴，最右边的面板的表面压力为20巴。假设表面完全吸收。在2巴的情况下，计算没有大气恒星吸收显示为比较。G星的情况假设入射辐射的黑体光谱温度为6000K，而M星的情况假设入射辐射的黑体光谱温度为3000K。 图5.15:对于表面重力为10 m/s2的纯CO2大气，受入射恒星通量为350 W/m2影响的辐射-对流平衡。前两个面板的表面压力为2巴，最右边的面板的表面压力为20巴。假设表面完全吸收。在2巴的情况下，计算没有大气恒星吸收显示为比较。G星的情况假设入射辐射的黑体光谱温度为6000K，而M星的情况假设入射辐射的黑体光谱温度为3000K。 在表面重力为10米/s2的行星上。在2巴G恒星的情况下，近红外吸收相对于没有吸收的情况适度地使平流层变暖。在图中很难检测到吸收对表面温度的影响。这相当于大约4K的冷却。对于2巴M恒星的情况，高空的变暖更为明显，对流层顶有一个显著的降低。在这种情况下，吸收引起的表面冷却是15 K，尽管考虑到较高的表面温度，这几乎不是一个非常重要的影响。在M星情况下，当地表压力增加到20 bar时，地表温度急剧升高，但平流层温度变化不大，主要影响是平流层最高层的轻微变暖，使得平流层相当等温。20巴大气的无吸收情况(没有显示出来)非常接近绝热，有一个非常高的对流层顶。在这种情况下，吸收引起的表面冷却增加到22 K，但这几乎抵消不了将表面温度提高到460 K的额外温室效应。 最后，为了给出薄大气情况的一个例子，我们在图5.16中显示了在当前火星制度下进行的计算。这个计算是在火星引力下进行的，并受到G星照明的影响。我们看到，在稠密大气的情况下，G恒星吸收只导致平流层的温和变暖。观测到的平流层温度明显高于计算结果，这表明单靠近红外吸收不能完全解释探测中看到的火星平流层温度。灰尘的吸收可能是罪魁祸首，但全球平流层环流的影响也可能起作用。 纯CO2大气的总结情况是，恒星近红外吸收导致G恒星的行星的平流层变暖，M恒星的平流层变暖更为明显，但在这两种情况下，恒星吸收都不会导致平流层变暖 目前火星案例 目前火星案例 图5.16:目前火星的辐射-对流平衡。入射的太阳通量为250w /m2，所选取的对流层温度与图中所示的观测值相似。用于比较的观测数据来自火星全球测量员(Mars Global Surveyor)在夏季下午进行的热带探测无线电掩星数据集。 原系统反演;温度处处单调下降。吸收对对流层温度的影响是适度的冷却。因此，反温室效应是对于纯二氧化碳大气来说，结果并不严重。我们还将注意到，与对流层相比，上述结果中的所有平流层在光学上都很薄，这意味着可以在简单而快速的全对流层OLR模型的基础上对表面温度进行合理估计。 由于水汽在近红外和热红外波段具有极高的光学厚度，因此厚水汽大气的辐射-对流行为面临着更大的挑战。这是一个内容非常丰富的问题，需要考虑非常缓慢的辐射冷却和到达地表的少量恒星辐射之间的微妙平衡，以及冷凝对绝热的影响，以及大气层与海洋平衡时地表压力随温度的增加。对于最感兴趣的热蒸汽大气，人们还遇到了在高温和高压下水蒸气连续体的大部分未知行为。我们将满足于把这个深刻而有趣的问题作为研究的课题。这是一个重要的问题，因为恒星吸收有可能显著增加触发失控温室所需的阈值照明。读者现在已经拥有了进行这类调查所必需的一切工具。 5.10.2紫外线吸收 由于臭氧(O3)对地球近地表生命的重要性，它可能是所有吸收紫外线的气体中最常见的。这种兴趣源于这样一个事实，即短波和高能形式的紫外线辐射会严重破坏我们所知道的生命的关键生物分子，特别是DNA编码的遗传信息。一种高度以地球为中心的观点认为，臭氧防护罩是保护复杂生命免受致命紫外线辐射的必要条件，但尽管存在这个问题，臭氧对平流层温度结构有一些非常深远的影响，这对探测氧气(可能还有产氧光合生命)的前景起着关键作用太阳系外行星． 紫外线波长通常以纳米(nm，或10-9m)为单位测量。辐射在320纳米处开始对地球生命有害，而波长小于300纳米则会造成极大的伤害。臭氧在保护地球生命免受UVB (320-280 nm)和UVC (280-100 nm)辐射方面起着重要作用。更短的紫外线波长更致命，更不用说太阳x射线了，但有许多分子可以有效地吸收小于100纳米的波长。例如，在地球大气中比O3含量丰富得多的CO2，在140纳米附近的吸收能力与O3一样强。相比之下，O3在200到300纳米之间是一个有效的吸收体，而二氧化碳和大多数其他相当丰富的大气气体在那里几乎是透明的。臭氧在400到700纳米范围内也有显著的吸收。这些波长对生命并不是特别有害，但由于g级和更热的恒星在这个范围内的输出量很大，对大气加热的影响是显著的。 臭氧是富含游离O2的大气的一个特征，受到紫外线辐射的轰击。到目前为止，地球的大气层是唯一已知的这种大气层的例子。臭氧是一种寿命短的高活性物质。因此，它是非均匀的。特别是，在地球目前的大气中，臭氧集中在其产生速度最强的海拔附近的平流层。早些时候，当周围氧气较少时，臭氧层可能在较低的高度被发现。目前，热带地区臭氧的最大值约为20mb，达到2ppmv的数量级。浓度下降了两个数量级对流层顶是走近。即使浓度如此之低，臭氧也是非常有效的吸收体。浓度为1ppmv的大气层超过20mb时，该层的光学厚度在250nm时超过4.0，这足以耗尽该波长的几乎所有UV通量。有关紫外吸收O3和其他气体的光谱可以在进一步阅读部分列出的资源中找到。 臭氧吸收紫外线引起的加热对平流层温度分布有重要影响，但臭氧在热红外范围内也是一个非常强大的吸收器。它是唯一一种集中在平流层的丰富的红外吸收器，这种感觉与集中在对流层的水蒸气形成了对照。 我们现在将用ccm辐射模型进行一些计算，以说明其中的关键臭氧的影响在类似地球的环境中。我们采用理想化的臭氧剖面，其形式为no3 = exp[-(p - 20mb)2/(50mb)2] (5.59) 其中no3为臭氧的摩尔混合比，为峰值，我们在下面的计算中取2 PPMV。图5.17的左面板显示了含有地球空气和臭氧，但不含其他气体的大气的净向下通量。大气被400w /m2的入射辐射照射，其中25w /m2通过瑞利散射反射回来。假定地面是完全吸收的。温度分布是无关紧要的，因为对于典型的行星温度，紫外线吸收几乎与温度无关。在没有散射的阳光中，大约15瓦/平方米被臭氧层吸收。这几乎包括了所有有害的UVB和UVC辐射。考虑到这一大气区域的质量较低，吸收会引起相当大的加热，从而使平流层基本上变暖。对流层内有一些微弱的吸收，这是由于氧气。 一个关键的问题是，臭氧是否会导致平流层温度随着平流层高度的增加而增加，就像对地球大气的观测所看到的那样。图的右侧面板。 1000年E-1_1_1_1_ _1_1_1_1_ !_1_1_1_1_LJLi_i_i 向下太阳通量(W/m) -臭氧SW + LW ——•■臭氧LW ——干绝热线 l4O l6O lSO 2OO 22O 24O 26O 2SO 3OO lOOO ri i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i l4O l6O lSO 2OO 22O 24O 26O 2SO 3OO 图5.17:左图:文中所述臭氧廓线大气的太阳净向下通量。计算是在等温300K大气中进行的，但结果基本上对温度不敏感。入射太阳辐射为400W/m2，部分辐射被瑞利散射散射回来。右图:a的辐射-对流平衡干燥的空气含有300 ppmv的CO2，按以下三种情况计算。薄实心曲线与开放的圆圈-没有臭氧或太阳吸收;虚线曲线与填充圈-臭氧热红外效应纳入;厚固曲线-臭氧红外吸收与太阳吸收结合。虚线曲线给出了第三种情况下的绝热曲线。两种情况的地面温度略有不同，但在图中看不出差异。所有计算均采用ccm辐射模型进行。 5.17显示了使用ccm代码计算的辐射-对流平衡，在含有300 ppmv CO2的干燥大气中计算，其中对流不稳定层被调整为干燥空气绝热。所示的型材在400 W/m2时处于平衡状态入射太阳辐射．臭氧的结果与太阳能透明CO2/空气混合物的对照情况进行了比较。在对照情况下，是辐射-对流平衡温度随着高度的增加而单调减少，正如在第4章的模拟中看到的那样。 因为它的双重性臭氧的作用作为红外和紫外线吸收剂，它对温度分布的影响是复杂的。在这个特殊模拟的情况下，仅仅引入臭氧对红外吸收的影响，就会导致平流层下部温度随高度的升高而升高。这是因为臭氧集中在高空，吸收的波长可以避开对流层中的二氧化碳效应。这导致了一个强烈的加热层，它必须加热直到达到平衡。然而，没有臭氧对太阳的吸收，平流层上层的温度仍然随着高度急剧下降。引入太阳吸收会使平流层上层温度大幅升高，并使其随高度升高而升高。它还导致对流层顶的显著降低。 臭氧对平流层温度的影响是深远的，但它对地表温度的影响是温和的，在图5.17中基本看不见。对于控制箱，表面温度为295.48K。当引入臭氧红外效应时，温度升高到297.8K臭氧的温室效应．然而，当臭氧对太阳的吸收被考虑进来时，平流层的变暖使得上层大气更好地向太空辐射，这使得地表温度回落到295.22K。因此，臭氧的主要气候影响是在平流层，尽管对流层顶的降低很可能会对对流层气候产生影响。raybet雷竞技最新此外，在缺氧的早期地球大气中缺乏臭氧会导致一个更冷的平流层，这一点在计算类似泰坦的平流层雾霾云的化学成分时是很重要的。 水蒸气、二氧化碳和甲烷对波长小于180纳米的紫外线都有很强的吸收能力，但大气中唯一能与臭氧在较长波长上竞争的成分是二氧化硫。这种气体储量丰富火山出气但在含氧的大气中，它会形成硫酸盐，如果地球上有液态水，雨水就会把硫酸盐带走。在干燥的行星或没有氧气的行星上，二氧化硫可以积聚到更高的浓度，但它作为紫外线屏障的地位仍然取决于大气化学。它很好地吸收紫外线，这一事实往往会使分子分离，接下来的问题是，是否有化学途径可以恢复它。然而，毫无疑问，SO2是一种具有非常有趣前景的分子，可以作为行星气候演变的中介物，特别是考虑到它也是一种raybet雷竞技最新强有力的温室气体． 继续阅读:表层相似理论 这篇文章有用吗?
