폭주 온실 효과

폭주 온실 효과(Runaway greenhouse effect) 또는 탈주 온실 효과는 행성의 대기에 온실 기체가 충분히 많이 포함되어 행성에서 열 복사가 빠져나가는 것을 막아 행성이 냉각되지 못하고 표면에 액체 상태의 물을 가질 수 없게 될 때 발생한다. 온실 효과의 폭주 버전은 행성의 복사 에너지 방출량에 대한 한계로 정의될 수 있는데, 이는 높은 표면 온도가 물을 대기 중으로 증발시켜 광학적 깊이를 증가시킴으로써 점근적으로 도달된다.^[1] 이러한 양성 되먹임 고리는 행성이 장파 복사를 통해 ( 슈테판-볼츠만 법칙에 따라) 냉각될 수 없으며, 수증기의 흡수대 밖으로 복사할 수 있을 때까지 계속 가열된다는 것을 의미한다.^[2]

폭주 온실 효과는 종종 응축 가능한 종으로서 수증기를 이용하여 공식화된다. 수증기는 성층권에 도달하여 유체역학적 탈출을 통해 우주로 탈출하여 건조한 행성을 초래한다.^[3] 이것은 금성의 초기 역사에서 일어났을 가능성이 크다.

기후변화에 대한 2012년 연구에 따르면 "지구는 현재 약 240 W m⁻²의 태양 복사를 흡수한다. 이산화 탄소 농도가 증가하면 동일한 방출 열 플럭스로 표면이 더 따뜻해질 것이다. 이 이론에 따르면, 우리는 폭주 온실의 문턱에 가까이 있지 않다. 그러나 뜨겁고 수증기가 풍부한 대기의 행동은 제대로 이해되지 않고 있으며, 이에 대한 심층적인 연구가 필요하다."고 밝혔다.

그러나 저자들은 "뜨겁고 습한 대기의 역학, 열역학, 복사 전달 및 구름 물리학에 대한 우리의 이해가 약하다"며 "따라서 인간의 행동이 완전한 폭주는 아니더라도 현재보다 훨씬 더 따뜻한 기후 상태로의 전환을 유발할 가능성을 완전히 배제할 수는 없다"고 경고했다.^[4]

금성과 유사한 폭주 온실 효과는 인류의 활동으로 인해 발생할 가능성이 거의 없는 것으로 보인다.^[5] 2013년 한 기사는 폭주 온실 효과가 "이론적으로는 온실 강제력 증가로 인해 촉발될 수 있지만", "인류의 배출량은 아마도 불충분할 것"이라고 결론지었다.^[6] 지구에서의 금성과 같은 조건은 태양이 수십 퍼센트 밝아질 때까지는 발생하기 어려운 큰 장기 강제력을 필요로 하며, 이는 수십억 년이 걸릴 것이다.^[7] 지구는 "약 20억 년 후에 태양의 광도가 증가함에 따라" 폭주 온실 효과를 경험할 것으로 예상된다.^[4]

역사

1902년 이 기사는 스웨덴의 노벨 화학상 수상자 스반테 아레니우스가 석탄 연소가 궁극적으로 인간 절멸을 야기하는 지구 온난화의 정도를 초래할 수 있다는 이론을 제시했다고 언급한다.^[8]

이 용어는 칼텍 과학자 앤드류 잉거솔이 금성 대기 모델을 설명하는 논문에서 처음 사용했지만,^[9] 지표면에서 방출되는 적외선 복사에 대한 한계에 대한 초기 아이디어는 조지 심슨이 1927년에 발표했다.^[10] 폭주 온실 효과라고 나중에 명명될 물리 현상은 나고야 대학의 고마바야시 마코토에 의해 탐구되었다.^[11] 수증기로 포화된 성층권을 가정하여, 고마바야시와 잉거솔은 폭주 온실 상태를 정의하는 방출 적외선 복사의 한계를 독립적으로 계산했다. 그들의 기여를 인정하여 그 한계는 현재 고마바야시-잉거솔 한계로 알려져 있다.^[3]

물리

나카지마 등(1992)의 "A Study on the Runaway Greenhouse Effect with a One-Dimensional Radiative–Convective Equilibrium Model"에서 사용된 방정식과 값을 사용하여 대류권계면 온도에 따른 대류권계면 광학 깊이 그래프. 385 W/m²의 고마바야시-잉거솔 한계를 보여준다. 고마바야시-잉거솔 한계는 선들이 교차하지 않는 복사 에너지 방출량(FIRtop) 값이다.

폭주 온실 효과는 양성 되먹임 순환을 통해 온실 가스가 대기 중에 너무 많이 축적되어 복사열이 우주로 빠져나가는 것을 실질적으로 막고, 결과적으로 행성의 온도를 크게 높일 때 발생한다.^[12]

폭주 온실 효과는 종종 행성이 받는 항성광의 양에 따라 행성의 표면 온도가 어떻게 변하는지에 대한 측면에서 공식화된다.^[13] 행성이 복사 평형 상태에 있다고 가정하면, 폭주 온실 상태는 물이 액체 형태로 존재할 수 없는 평형 상태로 계산된다.^[3] 그러면 수증기는 유체역학적 탈출을 통해 우주로 손실된다.^[4] 복사 평형 상태에서 행성의 복사 에너지 방출량 (OLR)은 들어오는 항성 플럭스와 균형을 이루어야 한다.

슈테판-볼츠만 법칙은 행성의 기후계를 안정화시키는 음성 되먹임 순환의 한 예이다. 만약 지구가 더 많은 햇빛을 받는다면 일시적인 불균형(들어오는 에너지가 나가는 에너지보다 많음)이 발생하고 온난화가 초래될 것이다. 그러나 슈테판-볼츠만 반응은 이 더 뜨거운 행성이 더 많은 에너지를 방출하도록 요구하기 때문에 결국 새로운 복사 균형에 도달할 수 있고 온도는 새로운 더 높은 값으로 유지될 것이다.^[2] 기후변화 되먹임은 기후계의 변화를 증폭시키고 기후에 불안정한 영향을 미칠 수 있다.^[2] 온실 가스로 인한 온도 상승이 수증기 증가(수증기 자체도 온실 가스임)로 이어져 추가적인 온난화를 유발하는 것은 지구상에서 양성 되먹임이지만 폭주 효과는 아니다.^[13] 양성 되먹임 효과는 흔하지만(예: 얼음-반사율 되먹임), 폭주 효과가 반드시 그 존재로부터 나타나는 것은 아니다. 비록 물이 이 과정에서 중요한 역할을 하지만, 폭주 온실 효과는 수증기 되먹임의 결과는 아니다.^[4]

폭주 온실 효과는 행성의 복사 에너지 방출량에 대한 한계로 볼 수 있는데, 이 한계를 초과하면 물이 액체 형태로 존재할 수 없는 상태가 된다(즉, 모든 바다가 "끓어 사라진다").^[3] 행성의 복사 에너지 방출량은 이 증발된 물에 의해 제한되는데, 이 물은 효과적인 온실 가스이며 대기 중에 축적될수록 추가적인 적외선 복사를 차단한다.^[14] 복사 평형을 가정하면, 복사 에너지 방출량에 대한 폭주 온실 한계는 폭주 온실 효과를 촉발하기 위해 행성이 받는 항성 플럭스 증가에 대한 한계에 해당한다.^[15] 폭주 온실 효과의 시작에 해당하는 행성의 복사 에너지 방출량에 대한 두 가지 한계가 계산되었다: 고마바야시-잉거솔 한계^[9][11]와 심슨-나카지마 한계이다.^[16][3][13] 이 값들에서 폭주 온실 효과는 슈테판-볼츠만 되먹임을 극복하여 행성 표면 온도의 증가는 복사 에너지 방출량을 증가시키지 못한다.^[2]

고마바야시-잉거솔 한계는 분석적으로 도출된 최초의 한계이며 복사 평형 상태의 회색 성층권만 고려한다.^[9][11] 회색 성층권(또는 대기)은 기체에 의한 흡수의 주파수 의존성을 고려하지 않는 복사전달 모델링 접근 방식이다. 회색 성층권 또는 대기의 경우, 에딩턴 근사를 사용하여 복사 플럭스를 계산할 수 있다. 이 접근 방식은 대류권계면에서의 복사 에너지 방출량(${\textstyle F_{\text{IRtop}}^{\uparrow }}$)과 대류권계면의 수증기 광학적 깊이(${\textstyle \tau _{\text{tp}}}$) 사이의 균형에 중점을 두는데, 후자는 포화 증기압에 따라 대류권계면의 온도와 압력에 의해 결정된다. 이 균형은 다음 방정식으로 표현된다.^[3]$${\displaystyle {\begin{aligned}{\frac {1}{2}}F_{\text{IRtop}}^{\uparrow }\left({\frac {3}{2}}\tau _{\text{tp}}+1\right)&=\sigma T_{\text{tp}}^{4}\\\tau _{\text{tp}}&=\kappa _{v}p^{*}(T_{\text{tp}}){\frac {1}{g}}{\frac {m_{v}}{\bar {m}}}\end{aligned}}}$$여기서 첫 번째 방정식은 대류권계면에서의 복사 평형 조건을 나타내고 두 번째 방정식은 대류권계면에 존재하는 수증기의 양을 나타낸다.^[3] 복사 에너지 방출량을 자유 매개변수로 취하면 이 방정식들은 복사 에너지 방출량의 단일 값에 대해서만 한 번 교차하며, 이 값이 고마바야시-잉거솔 한계로 취해진다.^[3] 이 값에서 슈테판-볼츠만 되먹임이 작동하지 않는데, 고마바야시-잉거솔 OLR 값을 유지하는 데 필요한 대류권 온도 때문에 대류권계면을 냉각하는 데 필요한 OLR을 차단하는 수증기 광학 깊이가 발생하기 때문이다.^[2]

심슨-나카지마 한계는 고마바야시-잉거솔 한계보다 낮으며, 따라서 행성이 폭주 온실 상태에 들어가는 값으로 일반적으로 더 현실적이다.^[4] 예를 들어, 고마바야시-잉거솔 한계 385 W/m²를 결정하는 데 사용된 매개변수를 고려할 때, 해당하는 심슨-나카지마 한계는 약 293 W/m²에 불과하다.^[3][13] 심슨-나카지마 한계는 표면 온도와 표면 압력을 가진 대류성 대류권을 가정함으로써 고마바야시-잉거솔 한계의 도출을 기반으로 구축되며, 이는 대류권계면에서의 광학 깊이와 복사 에너지 방출량을 결정한다.^[3][13]

습윤 온실 한계

심슨-나카지마 한계를 도출하는 데 사용된 모델(복사 평형 상태의 회색 성층권과 대류 대류권)은 고도에 따른 물 농도를 결정할 수 있기 때문에, 이 모델은 성층권에 높은 물 혼합 비율을 초래하는 표면 온도(또는 반대로 항성 플럭스의 양)를 결정하는 데에도 사용될 수 있다.^[13] 이 복사 에너지 방출량의 임계값은 심슨-나카지마 한계보다 작지만, 행성의 기후에 여전히 극적인 영향을 미친다. 성층권의 높은 물 혼합 비율은 저온 트랩의 효과를 극복하고 "습윤한" 성층권을 초래하며, 이는 성층권에서 물의 광분해를 초래하고 결국 오존층을 파괴하여 유체역학적 탈출을 통한 엄청난 물 손실로 이어진다.^[2][4] 이 기후 상태는 습윤 온실 효과라고 불리는데, 최종 상태는 물이 없는 행성이지만, 이 과정 동안 행성 표면에 액체 상태의 물이 존재할 수 있기 때문이다.^[13]

거주 가능성과의 연관성

생명체 거주가능 영역 개념은 행성 과학자와 우주 생물학자들이 액체 상태의 물을 유지할 수 있는 행성(또는 위성)이 별 주위에 있을 수 있는 궤도 영역을 정의하는 데 사용되어 왔다.^[17] 이 정의에 따르면, 거주 가능 영역의 내부 경계(즉, 행성이 액체 상태의 물을 더 이상 유지할 수 없을 때까지 별에 가장 가까이 있을 수 있는 지점)는 폭주 온실 과정이 발생하는 복사 에너지 방출량 한계(예: 심슨-나카지마 한계)에 의해 결정된다. 이는 행성의 모성으로부터의 거리가 행성이 받는 항성 플럭스의 양을 결정하고, 이는 다시 행성이 우주로 다시 복사하는 복사 에너지 방출량의 양을 결정하기 때문이다.^[2] 내부 거주 가능 영역은 일반적으로 심슨-나카지마 한계를 사용하여 결정되지만, 습윤 온실 한계에 대해서도 결정될 수 있으며,^[15] 둘 사이의 차이는 종종 작다.^[18]

거주 가능 영역의 내부 경계를 계산하는 것은 심슨-나카지마 또는 습윤 온실 한계를 계산하는 데 사용된 모델에 크게 의존한다.^[2] 이 한계를 계산하는 데 사용된 기후 모델은 시간이 지남에 따라 발전했으며, 일부 모델은 단순한 1차원 회색 대기를 가정하고,^[3] 다른 모델은 물과 이산화 탄소의 흡수대를 모델링하기 위해 완전한 복사전달 해법을 사용한다.^[13] 복사 전달을 사용한 초기 모델은 HITRAN 데이터베이스에서 물의 흡수 계수를 도출한 반면, 최신 모델^[19]은 더 최신이고 정확한 HITEMP 데이터베이스를 사용하여 다른 열 복사 한계값을 계산하게 되었다. 행성 자전 및 국지적 물 혼합 비율, 구름 되먹임과 같은 효과를 고려하는 3차원 기후 모델^[20]을 사용하여 더 정확한 계산이 수행되었다.^[21] 열 복사 한계 계산에 대한 구름의 영향은 여전히 논쟁 중이다(특히, 수증기 구름이 양성 또는 음성 되먹임 효과를 나타내는지 여부).^[2]

태양계의 폭주 온실 효과

금성

금성의 바다는 폭주 온실 효과로 인해 끓어 사라졌을 수 있다.

이산화 탄소와 수증기가 관련된 폭주 온실 효과는 금성에서 일어났을 가능성이 크다.^[22] 이 시나리오에서 초기 금성은 방출 열 복사가 심슨-나카지마 한계 미만이었지만 습윤 온실 한계 이상이었다면 전 지구적인 바다를 가졌을 수도 있다.^[2] 초기 태양의 밝기가 증가함에 따라 대기 중 수증기 양이 증가하여 온도가 상승하고 결과적으로 바다의 증발이 증가하여 결국 바다가 모두 증발하는 상황으로 이어졌다.

이 시나리오는 오늘날 금성 대기에 수증기가 거의 없는 이유를 설명하는 데 도움이 된다. 금성이 초기에 물과 함께 형성되었다면 폭주 온실 효과는 금성 성층권을 수화시켰을 것이고,^[13] 물은 우주로 탈출했을 것이다.^[9] 이 시나리오에 대한 일부 증거는 금성 대기에서 지구의 약 150배에 달하는 극도로 높은 중수소 대 수소 비율에서 나온다. 이는 가벼운 수소가 무거운 동위 원소인 중수소보다 대기에서 더 쉽게 탈출하기 때문이다.^[23][24]

금성은 태양으로부터 충분히 강하게 가열되어 수증기가 대기 중 훨씬 더 높이 올라가 자외선에 의해 수소와 산소로 분해될 수 있다. 그런 다음 수소는 대기에서 탈출하고 산소는 행성 표면의 철과 재결합하거나 결합한다.^[2] 폭주 온실 효과로 인한 금성의 물 부족은 금성이 판 구조론과 일치하는 표면 특징을 보이지 않는 이유를 설명하는 것으로 생각된다.^[25] 이는 금성이 정체된 뚜껑 행성임을 의미한다.^[26]

현재 금성 대기의 지배적인 온실 가스인 이산화 탄소는 지구에 비해 탄소 재활용이 약하여 농도가 더 높다. 지구에서는 화산에서 배출되는 이산화 탄소가 탄산염-규산염 순환을 통해 지질학적 시간 규모로 판 구조론에 의해 효율적으로 지구 내부로 섭입되는데,^[27] 이는 강수가 작동해야 한다.^[28]

지구

대기 중 이산화 탄소 수준이 폭주 온실 한계에 미치는 영향에 대한 초기 조사에서 지구를 폭주 온실 상태로 만들기 위해서는 이산화 탄소가 훨씬 더 많은 양이 필요하다는 것을 발견했다.^[13] 이는 이산화 탄소가 물만큼 복사 에너지 방출량을 차단하는 데 효과적이지 않기 때문이다.^[9] 폭주 온실 효과의 현재 모델 내에서 이산화 탄소(특히 인류 활동으로 인한 이산화 탄소)는 지구가 심슨-나카지마 한계에 도달하는 데 필요한 단열재를 제공할 수 없는 것으로 보인다.^{[13][4][5][7]}

그러나 이산화 탄소가 표면 온도를 습윤 온실 한계로 밀어붙일 수 있는지에 대한 논쟁은 여전히 남아 있다.^[29][30] 기후 과학자 존 호턴은 2005년에 "[금성의] 폭주 온실 조건이 지구에서 발생할 가능성은 없다"고 썼다.^[31] 그러나 기후학자 제임스 한센은 2009년 저서 《내 손주들의 폭풍》에서 석탄 연소와 오일샌드 채굴이 지구의 폭주 온실을 초래할 것이라고 주장했다.^[32] 2013년 기후 모델에서 수증기의 영향을 재평가한 결과, 제임스 한센의 결과는 지구 지각에 있는 모든 석유, 석탄, 천연 가스를 태워서 방출할 수 있는 CO₂ 양의 10배를 필요로 할 것이라는 것을 보여주었다.^[29]

거주 가능 영역의 내부 경계 계산의 불확실성과 마찬가지로, CO₂가 습윤 온실 효과를 유발할 수 있는지에 대한 불확실성은 모델링 선택의 차이와 그에 따른 불확실성 때문이다.^[4][2] 복사 전달 계산에서 HITRAN에서 더 최신인 HITEMP 흡수선 목록으로의 전환은 이전의 폭주 온실 한계가 너무 높았음을 보여주었지만, 필요한 이산화 탄소의 양은 인류 활동으로 인한 습윤 온실 상태를 가능성이 낮게 만들 것이다.^[33] 완전한 3차원 모델은 표면 온도에 대한 습윤 온실 한계가 1차원 모델에서 발견된 것보다 높으며 따라서 1차원 모델보다 더 많은 이산화 탄소가 습윤 온실을 시작하는 데 필요할 것이라는 것을 보여주었다.^[20]

다른 복잡한 문제로는 대기가 어떤 습도에서 포화 상태인지 또는 불포화 상태인지,^[20] 대기 중 CO₂ 수준이 높아지면 레일리 산란으로 인해 예상보다 덜 뜨거운 지구가 되는 것,^[2] 그리고 구름 되먹임이 기후계를 안정화시키는지 또는 불안정하게 만드는지 여부 등이 있다.^[21][20]

이 문제를 복잡하게 만드는 것은 지구 기후 역사 연구에서 "폭주 온실 효과"라는 용어를 종종 지구의 복사 에너지 방출량에 의존하지 않을 때 대규모 기후 변화를 설명하는 데 사용했다는 점이다. 지구가 다양한 기후 극단 현상을 겪었지만, 이는 기후 진화의 최종 상태가 아니며 오늘날 지구에서 볼 수 있는 것과는 다른 기후 평형 상태를 나타냈다.^[2] 예를 들어, 페름기-트라이아스기 대멸종^[34][35] 또는 팔레오세-에오세 열극성 최대기와 동시에 대량의 온실 가스 방출이 일어났을 수 있다는 가설이 제기되었다. 또한, 지난 5억 년 중 80% 동안 지구는 행성에 대륙 빙하가 없었고 이산화 탄소 및 기타 온실 기체 (예: 수증기 및 메테인) 수준이 높았으며 해수의 온도가 열대 지역에서 40 °C (104 °F)에서 극 지역에서 16 °C (65 °F)에 이르렀던 온실 효과로 인한 온실 상태에 있었다고 믿어진다.^[36]

먼 미래

 지구의 미래 문서를 참고하십시오.

대부분의 과학자들은 태양이 나이가 들면서 점차 더 밝아지기 때문에 폭주 온실 효과가 장기적으로는 피할 수 없으며 지구상의 모든 생명체의 종말을 의미할 것이라고 믿는다. 약 10억 년 후 태양이 10% 더 밝아지면 지구의 표면 온도는 47 °C (117 °F)에 도달할 것이고 (충분히 반사율이 증가하지 않는 한), 지구의 온도가 급격히 상승하고 바다가 끓어 증발하여 오늘날의 금성과 유사한 온실 행성이 될 것이다.

현재의 손실률은 백만 년에 약 1mm의 바다이다.^[37] 이는 대류권의 더 차가운 상층부가 현재 지구의 물이 영구적으로 우주로 손실되는 것을 막는 저온 트랩 역할을 하기 때문이다. 이는 인위적인 지구 온난화에도 불구하고 그렇다 (이것이 또한 기후 변화가 단기적으로 극단적인 기상 현상을 악화시킬 뿐인 이유이기도 하다. 더 따뜻한 대기는 더 많은 수분을 함유할 수 있지만, 지구 온난화에도 불구하고 저온 트랩은 현재 대기가 여전히 너무 차가워 수증기가 빠르게 우주로 손실되는 것을 막는 역할을 한다). 이는 빙하 및 극빙의 녹음으로 인한 현재의 해수면 상승과 같은 단기적인 해수면 변화에 의해 가려지고 있다. 그러나 태양이 더 따뜻해짐에 따라 속도는 점차 가속되어 궁극적으로 대기가 너무 뜨거워져 저온 트랩이 더 높이 밀려 올라가 결국 물이 우주로 손실되는 것을 막지 못하게 되면서 아마도 1000년에 1mm만큼 빨라질 것이다.^[37]

워드와 브라운리는 미래 온난화 되먹임에 두 가지 변형이 있을 것이라고 예측한다. 하나는 수증기가 대류권을 지배하고 성층권에 축적되기 시작하는 "습윤 온실"이고, 다른 하나는 수증기가 대기의 지배적인 구성 요소가 되어 지구가 급격한 온난화를 겪기 시작하여 표면 온도가 900 °C (1,650 °F)를 초과하게 만들어 약 30억 년 후에 지구 전체 표면이 녹아 모든 생명체가 죽음에 이르는 "폭주 온실"이다. 두 경우 모두, 습윤 온실 및 폭주 온실 상태에서는 바다의 손실로 인해 지구가 주로 사막 세계로 변할 것이다. 지구에 남은 유일한 물은 극지방 근처에 흩어져 있는 몇 개의 증발하는 연못과 한때 해저였던 곳 주변의 거대한 염전뿐일 것이며, 이는 칠레의 아타카마 사막이나 데스밸리의 배드워터 분지와 매우 유사할 것이다. 작은 물 저장고는 생명체가 수십억 년 더 남아 있을 수 있도록 허용할 수 있다.

태양이 밝아짐에 따라 온도의 증가에 해당하는 탄소-규산염 순환 활동의 증가로 인해 CO₂ 수준은 감소해야 한다. 이는 태양의 밝기 증가로 인해 지구가 겪을 온난화의 일부를 완화할 것이다.^[2] 그러나 결국, 물이 탈출함에 따라 판 구조 활동의 윤활유로서 물이 필요하기 때문에 판 구조론이 멈추면서 탄소 순환도 중단될 것이다.^[26]

폭주 냉장고 효과

크리오스진기 동안의 화성과 지구는 폭주 온실 효과와 정반대되는 현상인 폭주 냉장고 효과를 경험했을 수 있다. 이 효과를 통해 폭주 되먹임 과정은 대기에서 많은 이산화 탄소와 수증기를 제거하고 행성을 냉각시켰을 수 있다. 물은 표면에 응결되고, 이산화 탄소는 용해되어 광물과 화학적으로 결합한다. 이는 온실 효과를 감소시키고 온도를 낮추어 더 많은 물이 응결되도록 했다. 그 결과 온도는 더 낮아졌고, 물은 지하 영구동토로 얼어붙어 얇은 대기만 남게 되었다.^[38][39] 또한 얼음과 눈은 개방 수역보다 훨씬 더 반사율이 높으며, 각각 50-70% 및 85%의 반사율을 가진다. 이는 행성 온도가 낮아지고 물이 더 많이 얼수록 빛 흡수 능력이 감소하여 더욱 추워지는 양성 되먹임 고리를 생성한다는 것을 의미한다.^[40] 이 효과는 열을 유지하는 구름과 수증기의 감소와 결합되어 눈과 얼음의 범위가 특정 임계값(적도에서 30도 이내)에 도달하면 폭주하여 행성을 안정적인 눈덩이 지구 상태로 몰아넣는다.^[41][42]

같이 보기

• 금성의 대기, 폭주 온실 효과의 예시
• 온실 및 빙실 지구