地球

考虑到在典型情况下，因子乘以nh(地球)的变化微弱，用于粗略估计逃逸通量的一个很好的经验法则是简单地假设同层顶密度与地球的相同，当然，在可获得观测值的情况下，最好使用观测值。对于大多数逃逸计算，不需要知道同层顶高度，但如果需要的话，可以从较低的大气尺度高度来估计。同层顶高度只有当它高到重力相对于地表重力显著减弱时才变得重要。

同层顶密度为涉及多组分大气的大多数大气逃逸问题提供了基本的参考点。由于大部分大气质量都在对流层，为了了解失去一部分大气需要多长时间，我们需要将逃逸通量与对流层成分联系起来，这反过来又要求我们将大气的成分联系起来范围内对流层的组成。这是通过确定同层顶组成的中介进行的。举一个最简单的例子，首先考虑在低层大气中没有发生冷凝或重大化学沉淀或来源的气体，例如地球上的O2和N2。它们将在整个过程中充分混合均质层，所以如果对流层中有大约20%的摩尔O2，在同层顶也会有大约20%的摩尔O2。为了得到O2粒子密度，我们用这个比率乘以同胚层顶密度，我们知道如何确定。这就提供了氧分子的供应，氧分子在同调层顶上方解离成原子氧，使我们能够通过单独使用原子氧的刻度高度来确定外基的原子氧浓度，从而从同调层顶推断到外基。

目前金星的外碱基上方确实有一个区域，主要由原子氧组成，但这一层太薄了，不会影响外碱基的高度。在什么样的环境下，氧气可以积聚成地球类型的热外碱基是一个微妙而困难的问题，这取决于大气化学和大气成分的细节。早期富含水的金星大气会有另一种通过水蒸气分解的氧气来源，这可能会导致氧气主导的外碱基。迄今进行的计算似乎并没有证实这种可能性，但这种情况还没有得到彻底的探索，还有很多出人意料的空间

(更精确的计算需要对同层顶以上的解离和反应速率进行建模)。对于低层大气中不反应/不凝结的其他气体，情况也类似。

对于冷凝气体，例如地球上的水蒸气与空气混合，土卫六上的CH4与N2混合，或早期金星上的水蒸气与CO2混合，在确定同层顶的组成方面还需要额外的步骤。可冷凝气体在均质球中不具有均匀的浓度，这是由于流体力学所施加的限制克劳修斯——克拉珀龙方程．让我们以地球上的水蒸气为例。目前，水蒸气只占低层大气的百分之几，但大多数进入平流层的水蒸气必须通过寒冷的热带对流层顶。那里的温度在200K左右，对应的水蒸气混合比，克劳修斯·克拉珀龙(Clausius Clapeyron)给出的是1.6•10-5对流层顶的压力的100 mb。尽管平流层中还有少量额外的水汽来源甲烷氧化，对流层顶浓度可以很好地估计同调层顶的水汽浓度。对流层顶起到了一个冷阱的作用，使上层大气除湿，并极大地限制了水蒸气逸出的机会，或限制了氢通过水蒸气分解在地球上层大气中积聚的机会。

冷阱温度被定义为同层顶以下所遇到的最低温度，为了精确地确定它，必须对冷阱温度进行全面的辐射-对流计算大气结构．在绝热曲线上，温度会随着高度无限下降，直到达到绝对零度;它是温度衰减的中断由接管辐射平衡在平流层中，这通常决定了冷阱温度。在缺乏完整的辐射-对流平衡计算的情况下，行星表面温度通常提供了对冷阱温度的适当粗略估计。一旦冷阱温度已知，则冷阱处冷凝物的最大可能分压为克劳修斯——克拉珀龙方程．然而，我们需要的是可冷凝物的摩尔浓度，因为这是空气在没有进一步冷凝的情况下向同层顶混合时保留下来的量。为了确定摩尔浓度，我们需要非冷凝气体在冷阱处的分压。这是使用第2章中提供的工具获得的。人们从指定的表面压力、表面温度和表面可冷凝物浓度开始计算绝热——接着是干绝热，持续的可冷凝物冷凝，直到大气饱和，接着是湿绝热，直到达到冷阱温度。计算湿绝热的通常程序然后得到必要的摩尔浓度。在所有其他条件相同的情况下，当更多的不可冷凝物质被添加到大气中时，可冷凝物质的稀释程度越高，冷阱的浓度就越低。稀释的精确函数形式取决于所考虑的可冷凝和不可冷凝物质的热力学常数。

作为一个例子，让我们看看在干燥过程中会遇到的冷阱水汽浓度失控的温室在CO2-H2O体系中。回想一下，在干燥失控中，表面变得非常热，以至于整个海洋都蒸发到大气中，表面没有液态水;在这种情况下，关闭硅酸盐风化应该允许任何排出的二氧化碳在大气中积累，导致大气由二氧化碳和水蒸气组成，其比例由行星组成中这些物质的丰度决定(减去可能已经逃逸的水)。表8.3给出了基于冷阱温度为200K的各种海洋大小和各种CO2丰度的结果。采用理想气体状态方程和克劳修斯-克拉珀龙的理想指数形式计算了饱和蒸汽压和绝热;对于所考虑的压力和温度，这些在定量上并不准确，但它们足以描述冷阱浓度的一般行为。我们看到，对于任何给定的水库存，冷阱浓度

	0条	1条	10条	30条	60条	90酒吧
25条	1	点	23)	.016	4 3.3打败	5.7的纯
50条	1	.90	点	厚	.0090	4 9.3打败
100酒吧	1	.95	收	陈霞	.092	.024

表8.3:co2 -水气氛下200K冷阱的水蒸气摩尔浓度表。柱头给出了二氧化碳在表面的分压。对于每一行，海洋的质量都固定在指定的量上。海洋的质量表示为如果水被浓缩成液体层，海洋所施加的压力。对于g = 10m/s2的行星，100巴的海洋对应的质量为106kg/m2，或深度约为1公里。25巴和50巴的情况是在表面温度为540K的情况下计算的，而100巴的情况是在570K的情况下计算的，以便在不使表面太接近饱和的情况下考虑更大的含水量。请注意，正如第二章所讨论的，海洋的等效压力与水在表面的分压略有不同，因为混合水的比例在第一次凝结的高度以上不是均匀的。

表8.3:co2 -水气氛下200K冷阱的水蒸气摩尔浓度表。柱头给出了二氧化碳在表面的分压。对于每一行，海洋的质量都固定在指定的量上。海洋的质量表示为如果水被浓缩成液体层，海洋所施加的压力。对于g = 10m/s2的行星，100巴的海洋对应的质量为106kg/m2，或深度约为1公里。25巴和50巴的情况是在表面温度为540K的情况下计算的，而100巴的情况是在570K的情况下计算的，以便在不使表面太接近饱和的情况下考虑更大的含水量。请注意，正如第二章所讨论的，海洋的等效压力与水在表面的分压略有不同，因为水的混合比例在第一次发生凝结的高度以上是不均匀的。

接近统一(纯蒸汽)时，有少量的二氧化碳存在，但冷阱浓度下降到非常小的值，CO2库存接近的值类似于金星。或相当于地球地壳碳酸盐的二氧化碳。此外，对于任何固定的CO2表面分压，冷阱浓度随着水库存的增加而增加。尽管如此，对于一个90巴的海洋(大约是地球质量的一半)，以及90巴的二氧化碳库存，冷阱的浓度只有2.4%。因此，除非一颗行星上的二氧化碳储量非常低，或者水储量非常高，否则在干燥失控的情况下，冷阱很可能会对水的流失形成一个重要的屏障。即使最初的水库存很高，随着水的流失，冷阱会逐渐成为一个更严重的障碍，使它很难失去最后90格的海洋，甚至更难失去最后50格的海洋。

然而，对于单组分冷凝大气，例如金星上以水蒸气为主的失控大气或火星上的冷凝二氧化碳大气，人们不再需要考虑冷阱问题。如果只有一种大气成分，那么知道同层顶的总密度就可以告诉我们大气物质的粒子密度，而不管它在对流层中经历了多少凝结。

除了冷凝陷阱外，还可能有化学反应影响同层顶浓度。值得注意的是，H2很少有机会在现代含氧的地球中逃逸，因为它在有机会到达同层顶之前就被氧化成更重、可冷凝的H2O。

现在让我们回顾一下早期地球、失控状态的金星和土卫六的氢流失问题。我们将假设氢与其他一些气体在同层顶以已知比例混合，然后使用两种气体的刻度高度来计算随着外基的接近而变化的成分。这让我们可以知道氢在什么时候占主导地位，以及由此产生的外碱基高度是多少。一个重要的复杂问题是氢原子的碰撞横截面异常小，我们必须记住在计算原子碰撞横截面时考虑到这一点平均自由程以氢为主的外逸层。

对于缺氧的地球，我们希望确定同层顶浓度要高到什么程度，才能使逸出通量等于火山出气．我们可以简化这个问题，假设H2在同态层顶以下充分混合，但在同态层顶上方解离成氢原子。因此，如果我们知道原子氢的同层顶浓度，混合良好的对流层H2密度是这个值的一半。首先假设同层顶的氢原子密度是20%，大气的平衡是N2。利用这两种气体的尺度高度，在考虑组成随高度变化的情况下计算外基基位置时，我们发现外基基完全以氢为主，并且外基基已经向外移动到1853km的高度(基于外基基温度为300K)。从这个扩展的纯氢外基逸出的通量为$ 1012/m2s，这仍然比估计的火山放出H2的速率低三个数量级。除非有更有效的逃逸机制介入，否则氢气在低层大气中会积聚到极高的浓度。

对于金星，我们假设低层大气全是水蒸气。我们假设同层顶密度为1.2•1019，并假设那里一半的水蒸气分解成氢原子和氧原子。为了避免处理三组分大气，我们将在某种程度上随意地忽略由此产生的氧(也许它重新组合成规模高度很小的O2，以至于没有多少到达外基)，并从由三分之一水蒸气和三分之二氢原子组成的同层顶组成计算外基;此外，我们假定外碱基温度为300K。外基岩再次被发现以氢为主，并且位于离地表3050公里的相对较高的高度。逸出通量为$ 1.1•1014/m2s，这将在2亿年内去除一巴水蒸气中的氢。这很重要，但在20亿年的时间里，人们只能移走10条海洋。通过这种方法，人们可以摆脱一个只有地球质量十分之一的海洋，尽管如果可以证明使用更高的外碱基温度是合理的，人们可以摆脱更多的海洋。假设光顶的水蒸气完全分解成原子氧和原子氢，这些数字变化很小，因为外碱基仍然以氢为主。

应该指出的是，在失控的金星上摆脱一海洋的氢已经很困难了，但是通过逃逸到太空来摆脱一海洋的氧气是完全不可能的，而且我们将考虑的其他逃逸机制都无法弥补这一差距。要想摆脱由于氢气逃逸而产生的氧气，唯一的希望就是将氧气与地壳岩石反应。即使这样也是有问题的，因为必须有大量的地壳岩石才能从相当大的海洋中吸收氧气。这是否真的可能是一个悬而未决的大问题。没有数据能绝对迫使我们假设金星确实是从海洋开始的，所以金星从一开始就很干燥的可能性仍然存在。

在我们之前对土卫六氢流失的计算中，我们发现外碱基10%的氢浓度足以维持一个巨大的热逸率。同胚层顶浓度要低到什么程度才能保持外碱基n2占主导地位?为了回答这个问题，我们再次利用两种气体的刻度高度来计算外基组成，同时计算外基高度。在这种情况下，我们发现，对于300K的外碱基，为了保持泰坦的外碱基N2占主导地位，氢的同层顶混合比必须是10-6或更低。在同层顶浓度下，逸出通量为$ = 8.8•1015/m2s，略低于我们之前的估计(主要是因为估计外碱基密度的方法不同)。从这个实验中得出的主要结论是，在同层顶只需要很小的氢浓度就能维持我们之前计算的大逃逸率。如果氢的浓度增加到外逸层开始以氢为主导的程度，那么外基实际上会向无穷大移动，因为它的尺度高度大，重力低。在这种情况下，氢很可能通过水动力(第8.7.4节)而不是热的方式逸出。

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