温室气体光谱特性的选择

现在,我们将提供一个调查的红外吸收特性常见的温室气体,特别强调的“三大”确定的气候演化的地球,火星和金星从遥远的过去到遥远的未来:二氧化碳,水和甲烷。raybet雷竞技最新在每种情况下,占主导地位的光谱结果显示同位素形式的气体,例如12 c16o2二氧化碳。其他同位素形式(isotopologues)可以有显著不同的光谱,尤其是重或轻同位素变化的替换的对称分子,如HDO或12 c16o18o。读者应该记住这些同位素效应,由于不对称分子可以有部分地区有很强的吸收谱的对称分子基本上没有吸收谱线在所有。在这种情况下,可以辐射对称isotopologues重要,即使他们只在少量存在。在这种情况下,一个之前需要知道大气的同位素组成可以准确地计算出气候。raybet雷竞技最新这是一个相当大的挑战不能直接观察到的大气。

本节将只处理这部分吸收,可以确定是由于附近的谱线与分子的能量转换问题;不直接相关的连续吸收谱线将分别讨论。尽管在土卫六甲烷是一种温室气体,但大多数的贡献有来自连续吸收而不是它的谱线。

尽管我们关注一些更传统的例子,鼓励读者保持开放的心态关于什么可能是一种温室气体。目前,NO2和SO2在足量不存在任何已知的行星是重要的温室气体,但在不同的大气化学反应发生在过去或未来行星,情况很可能是不同的。,比如年代«O2我们认为地球上的岩石可能是气体和云“烧烤者”——太阳系外的气态巨行星在轨道附近,有一个应该给他们一些思想影响热红外。

当解释吸收光谱下面展示的是,记住普朗克函数很有用。吸收不是很重要的哪里有小流量吸收,所以相关的部分吸收曲线随地球的温度正在考虑。泰坦在100 k, 3发射的波数低于350厘米1。地球在280 k, 3排放出现低于1000 cm - 1。火星是有点冷,因此阈值波数少一点。金星在737 k, 3的排放低于2550 cm - 1,但此外流量超出这波数超过4000 W / m2。这近红外通量远远超过仅仅170 w / m2吸收太阳辐射维护金星的气候。raybet雷竞技最新金星人需要考虑吸收波数高于对地球和火星,并给予大通量和二氧化碳的巨大质量,精美的对细节的关注和弱线的影响,通常可以忽略。对于上述焙烧炉行星,“热”排放几乎延伸到可见的范围。

一个理想的温室气体吸收在热红外光谱的一部分但传入的太阳辐射是透明的。下面的调查集中在热红外光谱的一部分,参与OLR——但它应该记住的一些气体,如甲烷、太阳能近红外光谱吸收相当强烈。

图4.17:最低,第25百分位值,第75百分位的宽度和最大吸收系数50 cm - 1,计算谱线的二氧化碳在空气中HITRAN数据库中的数据。左边的面板显示了结果的气压为100 mb,而右边的面板给结果1条。同时计算温度为260 k。

这可以妥协时,其有效性,作为温室气体达到足够高的浓度太阳能吸收变得重要。甚至较弱的太阳能吸收二氧化碳和水会影响大气的热结构的重要方式。真实气体的太阳能吸收的影响将在第五章详细。

二氧化碳

我们已经提出了大量的吸收二氧化碳的性质的信息但是我们将数据以更系统和一般的方式,这将使它更容易比较二氧化碳和其他温室气体。线图的吸收变化多端的函数,如如图4.7所示,仅仅只能看到定义的最大值和最小值的包络线的吸收。没有有用的信息之间的相对概率值。为了解决这些问题,我们划分频谱片固定宽度(50 cm - 1的结果呈现在这部分),然后计算出最小值,最大值,平均25日和50百分位数值的日志每个乐队的吸收。通过绘制这些数据与波数,可以提供一个相当完整的概率分布的吸收。使吸收数据更容易解释,我们取幂中值,四分位数,min和max和情节产生的值对数垂直轴。这样的情节为二氧化碳的温度260 k图4.17所示。左侧面板的压力计算100 mb在右边的面板计算1000 mb。结果都是air-broadened线路。至于其他吸收光谱,我们将讨论,这些结果为主导的同位素形式的二氧化碳,即12 c16o2。 Other isotopic forms can have substantially different properties, particularly the asymmetric forms involving one heavy oxygen and one ligher oxygen.

类似地球和Marslike温度,只有低频吸收区域,从大约400 - 1100 cm - 1影响OLR,因为几乎没有排放的范围更高的频段。对地球而言,更高的频段可以促进太阳能吸收自太阳对地球的辐射的光谱7.2 w / m2(或约

3 w / m2在火星的轨道)。然而,大多数的太阳能近红外的吸收,水蒸气和二氧化碳,是否发生在更高的频率。金星,然而,具有显著的表面发射的频率越高,因此有很大的影响,行星的OLR。

的吸收光谱取决于温度和压力,线条是否扩大与分子碰撞的碰撞与空气或相同类型的(如二氧化碳与二氧化碳在目前的情况下);而不是现在的页面上的图形,显示结果的策略是一个标准的温度和压力,并利用适当的温度和压力加权等价路径应用的标准吸收更多种类的大气环境。我们将采用T = 260 k, p = 100 mb, air-broadening作为我们的标准条件当讨论在本节其他温室气体。比较两个面板的图4.17展示了压力比例的性质。增加的压力10倍最低,中位数和四分位数向上的一个相似的因素。扩展的主要的例外是每个乐队的最大吸收,减少和集群中变得更加紧密。这是预期的行为,因为增加的压力降低了吸收吸收谱线的中心附近。因为这部分的频谱是罕见的,基本上吸收一切触及它无论如何,压力的错误扩展线中心附近的后果很小。的数值实验表明,线性压力比例很好适合压力低于1或2条。在更高的压力(当然了10条)线重叠到了这样一种程度,整个崩溃概率分布中值,在这种情况下,吸收可以被描述为一个光滑的波数的函数,和失去了统计字符。要讨论的其他气体的压力下也有类似的行为,所以我们不会重复描述分别为每个气体。

理解一个行星的辐射平衡,我们需要了解的是在光谱大气光学厚度,和光学薄。压力施加到目前为止最强的修改影响的标准状态吸收系数如图4.17所示。因此,我们将首先讨论二氧化碳的光学厚度的影响几个行星大气层的260 k air-broadened系数使用pressure-adjusted路径。稍后我们将几句话self-broadening和温度如何影响结果。

强烈的行进行等效路径温室气体充分混合与特定浓度q是£= 2 q (p1, p2) / (p0g cos 0)。如果我们把参考压强po = 100 mb,相当于路径可以成倍增加的吸收系数在左面板图4.17获得光学厚度。给出一些典型的等价路径值在表4.1。尽管目前火星的大气层中二氧化碳每平方米比现代地球,等效路径非常相似的两个案件,因为火星上总压强是如此低得多。为地球和火星的温度只有低频吸收集团的利益,并在这一组只有占主导地位的上升在675 cm - 1附近的吸收,大大有助于吸收。两大气光学厚度超过内在统一的波数范围约610 - 750 cm - 1,光学薄外这个乐队。弱吸收的肩膀出现high-wavenumber一边870 cm - 1现代地球和火星的影响不大。对于任何给定的波数范围内,最近的地面大气的10%(即地球上最低的100 mb)是五分之一光学厚的大气层作为一个整体,这意味着大量的一部分反向辐射红外的表面attibutable二氧化碳来自于最低的一部分的气氛。相反,由于低压高空,最大气的10%,这可能被认为是松散平流层,相对光学薄。如果二氧化碳的唯一因素,现在的地球和火星大气的温室效应会非常相似。这两个行星呈现定性不同,主要是由水蒸气的作用就越大

	国防部地球。	早期的地球	国防部火星。	早期火星	金星
整个自动取款机	47岁。	15000年。	30.	106年	109年
底层的10%	9。	2900年。	5。	2•105	2•108
排名前10%	。5	160年。	。3	104年	107年
排名前1%	.005	1.5	.003	One hundred.	105年

表4.1:进行等效路径对于各种行星情况,kg / m2的单位。加权路径是基于一个100 mb的参考压力,所以这些路径的目的是用于吸收系数在左边面板的图4.17。平均偏程因为0 = 2。现代地球的情况是基于300 ppmv二氧化碳在16 ar的气氛中,而早期地球的情况下假定10%(摩尔)二氧化碳在16 ar的气氛中。现代火星是基于10 mb纯二氧化碳气氛,虽然早期火星假定一个26 ar纯二氧化碳气氛。金星的情况下由906 ar纯二氧化碳气氛。

表4.1:进行等效路径对于各种行星情况,kg / m2的单位。加权路径是基于一个100 mb的参考压力,所以这些路径的目的是用于吸收系数在左边面板的图4.17。平均偏程因为0 = 2。现代地球的情况是基于300 ppmv二氧化碳在16 ar的气氛中,而早期地球的情况下假定10%(摩尔)二氧化碳在16 ar的气氛中。现代火星是基于10 mb纯二氧化碳气氛,虽然早期火星假定一个26 ar纯二氧化碳气氛。金星的情况下由906 ar纯二氧化碳气氛。

现代地球温暖的氛围,通过垂直温度结构差异两个大气压(产生主要来自太阳能吸收的差异)。

在早期地球——无论是在高二氧化碳阶段长寿雪球后,或在微弱年轻的太阳期——二氧化碳可能是由摩尔浓度10%或更多的气氛。在这种情况下,远远大于目前等效路径。的地球大气在这种情况下光学厚约520 - 830 cm - 1,和波数越高的肩膀刚刚开始是重要的。迅速变得更随着CO2摩尔浓度的增加超过10%。这很好时要记住做辐射计算在非常高的二氧化碳,因为许多近似辐射代码设计为现代地球只有合并的影响主要集中在675 cm - 1吸收特性。即使有如此高的二氧化碳浓度,大气光学厚的,只有很少一部分,所以净温室效应将是适度的,除非其他温室气体发挥作用。这句话非常贴切的雪球地球,低温允许小大气中水蒸气。没有帮助的水蒸气,二氧化碳只有有限的权力热身雪球地球冰川的消失。

在一个假想的早期火星26日ar纯二氧化碳气氛,等效路径数量级大于早期地球的情况。这使大气中几乎不透明在波数范围内500 - 1100 cm - 1。然而大量的OLR仍然可以逃脱通过二氧化碳窗口区域,所以连续吸收,水蒸气和其他温室气体将发挥关键作用在决定是否气体温室效应可以解释一个温暖,潮湿的早期火星的气候。raybet雷竞技最新

自从等效路径假设吸收线性增长压力,相当于路径给出底部10%和完整的金星大气产生真正的光学深度的高估,鉴于吸收的增加压力削弱了大大高于106研究所。即便假设等价路径是高估了10倍,隐含光学深度的最低96 ars金星大气,整个金星大气,仍然非常巨大,这些层可以被认为是本质上完全不透明的红外二氧化碳窗外地区。事实上甚至前16的ar(大约1%)金星大气光学厚度大于团结throughought 500 - 1100 cm - 1和1800 - 2500 cm - 1光谱区域。在这些地区,基本上所有的OLR来自相对冷前16的基于“增大化现实”技术的氛围。

窗口区域,二氧化碳没有吸收线,提出了一个挑战的解释金星的表面温度,尤其是普朗克函数的峰值的观察到金星的表面温度位于这一地区。事实上,如果1200 - 1700 cm - 1乐队真的完全透明的红外线,然后通过这个区域就会减少排放金星的表面温度只有355 k(假设一个全球平均吸收太阳辐射的163 w / m2)。一些能量也通过低频窗口泄漏区域,这将进一步降低温度。我们必须弥补其频谱如果我们要解释金星的表面温度很高。金星的高海拔的硫酸云扮演一些角色,通过红外反射表面;可能还有一些不太常见的同位素的二氧化碳的影响,由于不对称分子的版本(例如,由一个16 o和18 o)行窗口地区。起作用的主要因素是一个连续体,吸收4.4.8节中讨论。图4.17是计算只考虑每个吸收线的相对较近的贡献(在大约1000行宽度),而碰撞可以允许一些吸收线中心发生更远。这种far-tail吸收泄漏到窗口区域,特别是在高压力。它不能被可靠地描述的洛伦兹线形状,因此需要单独考虑。

金星带来的困难不害怕结束窗口区域有类似地球的行星的温度,热辐射超出2300 cm - 1是微不足道的,所以我们不必太担心那里的吸收特性。然而,对于一个行星表面温度为700 k,地面发射短波端的2300 cm - 1 3853 W / m2,相比之下200 W / m2吸收太阳辐射的金星。在这种情况下它只是不会做假设大气透明高分别为HITRAN光谱数据库是一个巨大的成就,但它仍是,而地球,一样,缺乏弱线需要处理高温大气;也有连续吸收短波地区,特别是在高压力。为了应对较高的波数金星的一部分问题,需要采用专门的高温二氧化碳数据库,不验证,比HITRAN处于变化的状态。专门的数据库中使用金星,HITEMP数据库中描述(补充阅读这一章结束时)非常方便,因为它至少HITRAN使用相同的数据格式。这将是留给读者探索这个数据库的使用。可以这样说,似乎是有充分的吸收波数高地区的辐射水平提高到海拔,温度足够低,可能不需要考虑在计算OLR短波发射。

前面的讨论是基于air-broadened吸收在260 k,而self-broadened数据可能更合适纯co2大气层,在所有情况下必须考虑是否谱线强度随温度的增加大大改变了图片。图4.17的re-calculation self-broadened纯二氧化碳通常表明self-broadened吸收约30%比air-broadened情况下,尽管有一些乐队的增强是13%。这是定量意义重大,但增强因素太小改变前面展示的概貌。有更重要的影响对温度的依赖。强烈的线近似,有效远离线中心,温度只影响吸收谱线强度的乘积的形式和线宽,S (T) y (p、T),收益率的温度依赖性形成KCO2 ~ exp (- T * / T)系数T *。从线间的系数不同,但我们仍然可以尝试适应这种形式的计算依赖于温度平均吸收在每个50 cm - 1乐队。结果如图4.18所示。这仍然只给出了一个完整的温度对吸收的影响,既然其他四分位数可能有不同的比例系数。指数和内框架,然而,一个人可以做其他小比选择一个基础温度最适合地球正在考虑,计算probabilility分布情况,然后假定每个吸收系数在一个乐队尺度相同温度的函数。这个过程在任何情况下给出一个估计的大小

4500 2500 2000 1500 1000 500 4000 3500 3000„

4500 2500 2000 1500 1000 500 4000 3500 3000„

500 1000 1500 2000 2500 3000波数(cm)

1 1 1 1 1 1 1		1.4
1		1.3
	年代	1.2
j	*
1	G
		1.1
	*	1
		0.9

0 500 1000 1500 2000 2500 3000波数(厘米)

500 1000 1500 2000 2500 3000波数(cm)

0 500 1000 1500 2000 2500 3000波数(厘米)

图4.18:左面板:依赖于温度系数air-broadened二氧化碳在100 mb。的平均吸收系数计算的宽度50 cm - 1,如图4.17所示。吸收中值在每个乐队与温度成比例增加经验值(- T * / T)。右面板:self-broadened比air-broadened平均吸收系数。

的温度效应。从图看到的是温度依赖性与波数变化很大。它是低在675 cm - 1主要吸收峰值附近,与T *低至1000 k。这个值增加了吸收1.7倍从260 k到300 k,并减少吸收2倍从260 k到220 k。其中T * = 3000 k,相应的比例是4.7和.14点。因此二氧化碳明显比我们之前的估计在光学厚warmer-lower到达地球的大气层,并大大减少光学厚在寒冷的对流层顶的地区。金星的表面温度737 k的吸收增强的一个因素当T * 12 = 1000 k但实质因素的1750年当T * = 3000 k。这只是让一个已经非常大气光学厚的一部分甚至更厚。窗外地区,大部分的金星的大气光学厚度的限制,非常缓慢辐射扩散转移热量;红外辐射冷却更深的部分金星大气中几乎完全取决于在窗口区域。

水蒸气

图4.19显示了标准状态为水蒸气吸收光谱。与二氧化碳,水分子,更复杂的几何形状,线条整个频谱,所以没有完全透明的窗口地区。水蒸气却有两个窗口地区吸收很弱;它会连续吸收从远方反面排除在计算图中大大增加了吸收在这些窗口区域(4.4.8节)。水蒸气的吸收系数峰值有类似规模的二氧化碳,但水汽吸收超过一个远比二氧化碳更广泛的部分的频谱。特别是,水吸收峰在1000 cm - 1和长波窗口区域的二氧化碳。这严重影响地球上的温室效应和早期火星,但是它扮演小角色在今天的金星,这几乎没有大气层中水蒸气。它不应该得出的结论是,水蒸气了二氧化碳的温室效应,然而。更准确的说法是“水蒸气的温室效应是二氧化碳。二氧化碳吸收峰附近的强烈的普朗克函数类似地球的温度,但水汽吸收弱近两个数量级。 Further, for Earthlike planets, water vapor condenses and therefore disappears in colder regions of the planet; it is only the long-lived CO2 greenhouse effect that can persist in cold地区的大气。

图4.19:如图4.17所示,但水。连续区域标记图的地区测量谱线的吸收大大超过计算。

在这个星球上没有实质性的冷凝水水库,水蒸气可能是一个混合不能凝固的温室气体二氧化碳一样在现代或早期的地球。利益在大多数已知的情况下,大气中的水蒸气在平衡与水库——海洋或冰川——充满大气,大气水汽饱和蒸气压的内容是有限的。主要感兴趣的情况下水蒸气的反馈在地球和火星早期,失控的温室早期金星。失控的温室也与终极超前地球的命运,和假设的富含水分的进化太阳系外行星。的状态水蒸气的温室气体的注意力是有限的,通过冷凝温度不来自任何水的特殊性质。一个往往将注意力集中于一个角色这种水,因为行星的“宜居”唯一的例子我们现在熟悉的生活似乎需要一颗行星与液态水和操作温度范围内的饱和蒸汽压是足够高的水蒸气在足够的数量是活动的温室气体。在当前和过去的火星,在一个假设的雪球地球早期,二氧化碳可以通过冷凝是有限的,和今天土卫六甲烷凝结,而氨和其他气体冷凝层气体巨行星。

首先,让我们考虑水OLR的影响,假设在每个高度大气饱和。的水蒸气温室效应是由两个因素之间的竞争。水蒸气造成最大的光学厚度附近地面,pressure-broadening和饱和蒸汽压都是最高的地方。然而,强烈的温室效应需要光学厚度在高海拔,温度明显比表面冷,为了减少地球的辐射温度。出于这个原因,水蒸气在对流层上层的中期是更重要的比水蒸气接近地面。考虑一个典型的地球热带,在潮湿的绝热线300 k温度接近地面。如果低水平空气饱和,那么最低的100 mb的等价路径大气中约为400 kg / m2。这足以使低层大气光学厚度除了窗口区域内,这样气氛会辐射到地面的近地表空气温度除了在窗口。大部分的红外冷却地面发生在windows,但最终我们会看到,这样的温度在300 k以上,连续大幅关闭窗口地区。这近地表不透明度并不影响OLR,然而。附近400 mb,温度大约是260 k,饱和度之间的等效路径400 mb和500 mb只有25 kg / m2。 This relatively small amount of water vapor is still sufficient to make the layer optically thick between 1350cm-1 and 1900cm-1, as well as on the low frequency side of 450cm-1. This substantially reduces the OLR. At the tropopause level, in contrast, the temperature is about 200K, the pressure is 100mb, and the equivalent path from 100mb to 200mb is only .01kg/m2. At such low concentrations, water vapor is optically thin practically throughout the spectrum. At lower surface temperatures, the dominant greenhouse effect of water vapor comes from correspondingly lower altitudes. With a 273K surface temperature, the 400mb temperature on the dry air adiabat is only 210K, and the water vapor opacity is inconsequential there. One has to go down to about 600 — 700mb, where the path is about 2kg/m2, to get a significant water vapor greenhouse effect. On a low CO2 Snowball Earth soon after freeze-up, where the tropical surface temperature is under 250K, the water vapor greenhouse effect is essentially negligible. The water vapor greenhouse effect only starts to play a role when the planet has warmed to the point that the tropical temperatures approach the melting point.

,就像二氧化碳,水蒸气的吸收系数大致呈指数衰减与距离从每个峰值吸收波数空间中。这类似的后果OLR正如前面讨论了与二氧化碳。由于指数的吸收,加倍或减半水蒸气的内容层大气的有大约相同的效果这一层的光学厚度无论基地数量翻了一倍或减半非常大(200 kg / m2)或非常小的(比如2 kg / m2)。可能没有太多的水在地球的中期对流层或减半,但翻OLR将产生重大影响。这句话尤其重要,因为有动态效果事实上保持地球的大幅mid-troposphere欠饱和。虽然有相对湿度低的地区为10%,它仍将显著提高OLR如果相对湿度更下降到5%,反之将显著减少OLR如果相对湿度增加到20%。因为光谱的位置吸收峰相对于普朗克曲线的形状,水蒸气浓度的影响在OLR不是一样精确对数是二氧化碳。尽管如此,它是公平地说,水汽含量的变化量相对于最初呈现给一个更真实的辐射影响的变化比公斤水的绝对数量的变化出现在一层。

关于水蒸气,然后,很明显,半饱和是很重要的。然而,半饱和程度的确定涉及到本质上的流体动力学过程,我们将没有太多关于这本书中这一重要问题。类似的考虑将适用于任何一个行星大气中辐射活性可冷凝的物质。

图4.20显示的温度依赖性和自我的比率为水蒸气air-broadened吸收。温度灵敏度的一般范围是一样的,因为它是二氧化碳。然而,而self-broadened吸收二氧化碳只有几十很高的比air-broadened吸收,self-broadened H2 O吸收完全五到七倍air-broadened情况。这种失控的温室是极其重要的,其中包括部分主要由水蒸气的气氛。此外,当一个物种的摩尔浓度的空气,说,10%或更少通常不会有太多担心self-broadening,由于碰撞与空气比self-collisions更为常见。然而,因为伟大的放大self-broadened吸收水蒸气,self-broadening实际上开始成为主导甚至在摩尔浓度的10%左右。在地球表面,这个浓度达到320 k的温度。干燥的空气分压为100 mb,这个浓度附近的温度会达到280 k;这种情况与热相关星球濒临失控的温室。强烈的

图4.20:左面板:依赖于温度系数air-broadened H2O为100 mb,在图4.18中定义。右面板:self-broadened air-broadened比平均吸收水100 mb和260 k。像往常一样,中位数计算带的宽度50 cm - 1。

增强self-broadened吸收相对于air-broadened吸收远远超过预期是什么从简单的影响与不同分子量的对撞机。灵敏度碰撞分子的性质提出了有趣的问题与其他分子碰撞的影响。二氧化碳扩大系数会更像air-broadened或self-broadened情况?这个问题的答案有一些影响早期早期火星和地球的气候,这通常被认为有大量的大气中二氧化碳的存在。raybet雷竞技最新不幸的是,实验室测量轴承在这个问题上很难得到。

接下来,我们将注意力转向管理方面的吸收失控的温室效应的一颗行星被水浸透的气氛。具体来说,我们重温Kombayashi-Ingersoll限额的问题,这是限制OLR这样一颗行星在大型表面温度的极限。的讨论灰色的气体4.3.3节中,限制OLR大约是由温度决定的压力水平这一水平之间的光学厚度和顶部的气氛变得团结。灰色气体压力这一特点是波数的独立,而对于真实气体很强烈wavenum-ber依赖。为简单起见,我们将考虑饱和纯水蒸气气氛。在这种情况下,如果温度在一个给定的高度是T,相应的压力psai (T)的决定克劳修斯——克拉珀龙方程。从这个高度的等效路径为零压力asei / 1 Psai (T) 2 / (pogcos 0),阿宝在哪里标准参考压强(100 mb为图4.19)和aself self-broadened比air-broadened吸收(大约6)。通过使用这条路一起吸收系数在图4.19中,我们可以估计的最大有效辐射温度波数的函数。基于中值每个乐队,吸收辐射温度变化从245 k在100 cm - 1在500 cm - 1 278 k到350 k附近的窗口的山谷地区1000 cm - 1。辐射温度窗口的高值区域导致大的估计Kombayashi-Ingersoll极限。作为一个粗略的估计,如果我们假设地球辐射在350 k之间的窗口区域544 - 1314 cm - 1,高1950 cm - 1波数的一面,然后OLR将约520 w / m2即使地球根本没有辐射的光谱。Kombayashi-Ingersoll限制强烈吸收的影响在窗口区域,4.4.8节中我们将看到,这里的吸收是由连续不被附近的贡献。Kombayashi-Ingersoll限制水的估计(二氧化碳)将在4.6节中,完成后我们已经讨论了连续体。

甲烷

图4.21显示了甲烷的标准状态吸收光谱。从OLR在现代和早期地球的角度来看,也许早期火星,最重要的吸收特性是1300 cm - 1附近,这发生在光谱的一部分水蒸气和二氧化碳吸收很弱,但是,普朗克函数仍有显著的振幅在类似地球的温度。与水蒸气相比,长波吸收(低于1000 cm - 1)是如此脆弱,它不明显影响OLR任何大气中可能存在一个类似地球或Marslike星球上。土卫六的大气中含有非常大量的甲烷,这可能在原则上非常长波集团重要。然而,即使吸收的削弱由于很冷的温度让这群吸收相当微不足道。对大气层包含数额可观的氧气,二氧化碳甲烷氧化很快,所以很难建立起非常大的浓度。地球的气候有lppmv工业化前的甲烷,过去一个世纪的集raybet雷竞技最新约农业最终可能接近这个浓度加倍。相关的等价路径非常小——.06kg / m2的顺序。这个小的路径,地球的大气光学厚度只有1300 .14点基于平均吸收系数发生cm - 1峰值。为典型的含氧大气甲烷路径,得到一个重大吸收只上四分位数的吸收系数,和一个短的距离主要峰值只得到显著的吸收线中心很近。 In this case, the ditch in OLR dug by methane is a very narrow feature centered on 1300cm-1. In an anoxic atmosphere, as Earth's is likely to have been earlier than about 2.7 billion years ago, the rate of methane destruction is much lower, and it is believed that production of methane by methanogenic (methane-producing) bacteria could have driven methane concentrations to quite large values. With 100ppmv of methane in an Earthlike atmosphere, the equivalent path is about .6kg/m2, and based on the median absorption coefficient the atmosphere becomes optically thick from about 1200 — 1400cm-1. If the methane concentration builds up to 1% of the atmosphere, then the equivalent path is nearly 600%/m2, and the atmosphere becomes optically thick from 1150 — 1750cm-1; for such high concentrations, the shoulder to the right of the absorption peak starts to become important. There are also some speculations that abiotic processes could have led to high Methane concentrations on Early Mars, or on the prebiotic Earth.

超出如图4.21,甲烷有很强的吸收波段扩展到太阳近红外线。这些都不是很重要在浓度高达几百ppmv 16 ar的气氛,但当甲烷占百分之一左右的气氛,它可以吸收大部分的入射太阳能在2500年和9000年之间cm - 1。在较高的浓度,显著吸收甚至可以扩展到可见范围。

人们常说,分子的分子,甲烷是一种温室气体比二氧化碳。然而,这是更多的相对丰度的反映当前地球大气中甲烷和二氧化碳比声明任何气体的固有特性;事实上,两种气体的吸收系数是相当类似的大小,和CH4吸收光谱的一部分,将拦截外向地面辐射比二氧化碳。甲烷与二氧化碳的高有效性在当下地球的大气源于一个事实,目前有相当大量的二氧化碳在空气中(380 ppmv和不断上升的),而是小CH4 (1.7 ppmv也上升)。在这种情况下,一个已经废弃的红外线的频率最强烈地吸收二氧化碳,因此,当添加二氧化碳是添加新吸收光谱吸收的地区相对较弱。因此,需要大量的气体有很多辐射效应。相反,当从少量的甲烷,当一个人更多,增加了“新吸收”吸收

图4.21:如图4.17所示,但甲烷。

图4.22:左面板:依赖于温度系数air-broadened CH4在100 mb,在图4.18中定义。右面板:self-broadened air-broadened比中位数为CH4吸收100 mb和260 k。像往常一样,中位数计算带的宽度50 cm - 1。

系数是相当强劲,因为强烈的吸收光谱的一部分尚未枯竭。这种行为最重要的是取决于缺乏重要的甲烷和二氧化碳吸收重叠区域。

CH4的温度定标系数如图4.22所示。在讨论的一般范围的情况下。自我比空气扩大CH4类似于二氧化碳,在整个光谱范围的OLR最重要。在太阳近红外线self-broadened吸收air-broadened吸收的近两倍。甲烷,self-broadening大多是学术兴趣,因为甲烷浓度太低self-collisions在大气压或遇到重大的设想。泰坦和类似低温大气可能例外的话,但吸收是由一个连续体,没有明确考虑吸收线有关。

因为泰坦表面温度在100 k的顺序,普朗克函数的峰值出现在第三波数的峰值是类似地球的温度。结果,几乎没有热发射附近的1300 cm - 1吸收占据主导地位。只有长波吸收集团可能感兴趣的。泰坦的低层大气包含20% CH4,泰坦表面重力低收益率的一个实际的(不是等效质量)道路近15000 kg / m2。然而,由于强烈的谱线强度随温度降低,平均吸收长波组低于10-6m2 /公斤,即使扩大的压力1.5酒吧。土卫六甲烷产生的辐射效应主要来自一种碰撞的连续4.4.8节中描述。

继续阅读:碰撞引起的连续吸收

这篇文章有用吗?

+ 1 0