Co není ani v dílech našeho nejznámnějšího klimatologa: 125 let konceptu skleníkového jevu

Popírači oteplování atmosféry spíš netuší, že fyzikální koncept skleníkového jevu pochází z 19. století. Kdyby ho znali, tak by třeba popírači nebyli. L.P.1895 proslovil Svante Arrhenius přednášku ten jev kvantitativně popisující.

Na podzim 1895 proslovil Svante Arrhenius přednášku, ve které předložil kvantitativní model role CO2 ve skleníkového jevu vedoucí k výsledkům v zásadě platným i dnes. Tyto výsledky pak na jaře 1896 publikoval časopisecky. V té době již byl akceptován radiační zákon Stefana (či Stefana a Boltzmanna). Ten byl později i odvozen Planckem s pomocí (tehdy ještě spekulativního) kvantování energie (tuto nadstavbu však už Arrhenius nepotřeboval). Jeho motivací tehdy paradoxně bylo navrhnout možné vysvětlení pro vznik doby ledové, nikoliv tedy ještě otázka zvyšování teploty atmosféry v důsledku spalování uhlíkatých paliv.

Podle Stefanova-Boltzmannova zákona úhrnná energie vyzařovaná černým tělesem (tj. tělesem pohlcujícím záření všech vlnových délek) roste se čtvrtou mocninou absolutní teploty. Tento zákon je možné aplikovat i na odhad průměrné teploty povrchu Země. Za tepelné rovnováhy musí být energie přijímaná zemským povrchem rovna energii jím naopak vyzařované do prostoru. Protože ale část slunečního záření je odrážena, aniž by došlo k jejímu pohlcení povrchem, zahrnuje se redukce na toto tzv. albedo (může tvořit 30% přicházející energie). S pomocí Stefan-Boltzmannova zákona tak pro průměrnou teplotu Země vychází hodnota 255 K, tedy o nějakých 33 K nižší než hodnota známá z pozorování. Tento rozdíl způsobují atmosférické plyny zachycující část vyzařované energie - hlavně jde o CO2 a H2O, dále O3, CH4, atd.

Klíčovým faktorem je redistribuce energií, opět související s teplotou obou těles, která vede k velmi odlišné podobě spekter záření přicházejícího od Slunce a toho naopak vyzařovaného Zemí zpět do prostoru. V jednoduché podobě to popisuje Wienův posunovací zákon - vlnová délka s nejvyšší zářivostí je nepřímo úměrná teplotě tělesa. Zatímco sluneční spektrum vykazuje maximum kolem vlnové délky 500 nm, maximum spektra vyzařovaného Zemí je kolem 10000 nm. To je v souhlase s Wienovým posunovacím zákonem, neb teplota Země je přibližně dvacekrát nižší, než teplota slunečního povrchu. Poznamenejme, že u přicházejícího slunečního záření pak zachycuje ozónová vrstva energetičtější složku jeho ultrafialového záření (která sice je zvlášť učinná proti virům, současně ale může působit třeba rakovinu kůže). Maximum záření emitovaného Zemí leží při podstatně delších vlnových délkách, totiž v těch, ve kterých adsorbují infračervená vibrační spektra polyatomických komponent atmosféry (při kterých však neadsorbují obě hlavní složky atmosféry, N2 a O2 - fakticky v důsledku symetrických výběrových pravidel). Je to tento zásadní rozdíl ve spektrálních profilech Slunce a Země, který spolu s přítomností polyatomických molekul v atmosféře umožňuje skleníkový efekt.

Dnes spektrální profily vyzařování energie ze Země do prostoru poskytují měření z umělých družic. Pro toto vyzařování do prostoru používá Arrhenius označení temné paprsky (ostatně tyto paprsky se dnes používají v zařízeních pro noční vidění), zatímco dopadající sluneční záření označuje jako paprsky světelné. Nicméně Arrhenius sám žádná měření neprováděl (zmiňuje, že by stavba přístrojů stejně přesahovala jeho omezené prostředky). Místo toho informace potřebné pro okalibrování svého modelu čerpal z měření infračerveného záření na Zemi přicházejícího od Měsíce, která za úplňku v letech 1885-7 prováděl americky astronom Samuel P. Langley. Vedle toho Arrhenius sám též navazoval na dřívější významné poznatky o ohřívání atmosféry od svých předchůdců, kterými byli francouzští učenci J. Fourier (jeho jméno dnes figuruje třeba i v termínu Fourierovy řady; skleníkovým jevem se obíral už kolem roku 1824), C. Pouillet (jeho jméno dnes zachováno v termínu Pouilletův úkaz; skleníkovým jevem se obíral už kolem roku 1838), a Angličan J. Tyndall (jeho jméno dnes figuruje v termínu Tyndallův úkaz; skleníkovým jevem se obíral už kolem roku 1859). Arrheniovy vzorce ale vycházely právě z tehdy nově formulovaného radiačního zákona Stefana. Vedle příspěvku CO2 uvažoval i roli vodní páry. Na základě svých výpočtů pak nakonec podal předpověď, jak se bude měnit teplota na Zemi, a to jak při poklesu (což byla jeho iniciální motivace - vysvětlení vzniku doby ledové) tak při zvyšování obsahu CO2 v zemské atmosféře. Výsledky tabeloval pro různé zeměpisné šířky a roční období. Došel tak k zprůměrovaným hodnotám, že pokles obsahu CO2 na dvě třetiny jeho tehdejší hodnoty povede k poklesu teploty o 3.2°C, zatímco naopak vzestup na 1,5-násobek přinese zvyšení teploty o 3.4°C. A pak další zvyšování koncentrace CO2 na 2-, 2,5- a 3-násobek by mělo způsobit zvýšení teploty o 5,7, 7,4 a 8.4°C. Přes mnoho zjednodušení obsažených v Arrheniově modelu se nicméně jednalo i z dnešního pohledu o realistické hodnoty.

Jistý extremní limitní vývoj oteplování u tělesa z naší sluneční soustavy představují poměry panující na planetě Venuši, které se označují za stav skleníkového jevu, který se vymknul kontrole:
https://zdenekslanina.blog.idnes.cz/blog.aspx?c=703928
Atmosféra Venuše je z 96% tvořena CO2, přičemž atmosférický tlak na povrchu je kolem 90 atm. To vytváří podmínky pro skutečně masivní skleníkový jev vedoucí k měřené povrchové teplotě kolem 730 K. Při neadsorbující atmosféře by tato teplota byla nižší o alespoň 420 K. Počátek tohoto masivního oteplení na Venuši objasněn dosud není. Se stoupající teplotou v důsledku nárustu samotného CO2 se ale přidávají další akcelerující faktory. Kupř. pro Zemi je to nárust vodní páry v atmosféře v důsledku stoupající teploty moří, a současně i další nárust atmosférického CO2 - o ten, co byl původně rozpuštěn ve vodách, atd.

Arrhenius byl aktivní i v řadě jiných výzkumných směrů, jeho nejvýznamnějším příspěvkem byla ovšem iontová disociace elektrolytů, za kterou obdržel v r. 1903 Nobelovu cenu za chemii. Vodivostí roztoků elektrolytů se obíral už ve své PhD práci - s její obhajobou v r. 1882 však uspěl jen obtížně, což zbrzdilo samotný začátek jeho akademické dráhy. V definitivní podobě iontovou teorii publikoval až pak v r. 1887. Postupně se sám stal i vlivnou postavou v procesu udělování Nobelových cen. Byl přítelem právníka Nobelovy nadace, který s ním konzultoval realizaci Nobelovy závěti, a od r. 1905 působil jako ředitel v Nobelově Institutu. V této pozici nejenom některá udělení podporoval, nýbrž některá naopak i brzdil. Má se za to, že přispěl k neudělení ceny pro D. I. Mendělejeva, vzdor tomu že ho kupř. opakovaně navrhoval první laureát Nobelovy ceny za chemii J. H. van't Hoff. Mendělejev totiž původně byl - horribile dictu - kritikem iontové teorie. Podobně, byť tentokrát neúspěšně, se snažil - byť z odlišných důvodů - zabránit druhé Nobelově ceně v případě Marie Curie:
https://zdenekslanina.blog.idnes.cz/blog.aspx?c=620569

Arrhenius sám neviděl své předpovědi nikterak dramaticky (na rozdíl od svého vzdáleného potomka, kterým je v současnosti širší veřejnosti známější Greta Thunbergová). V r. 1896 totiž naopak vyjádřil optimistickou vizi, že tak jak se obsah CO2 v atmosféře bude zvyšovat, tak se Švédové mohou těšit - byť až po řadě generací - na příznívější klimatické podmínky.

Foto u perexu: Titulní stránka Arrheniovy práce z r. 1896:

V. díl seriálu: 666@Sky - Je naprosto nezbytné, aby nebe bylo blankytné
[blankyt:666THz]
VI. díl seriálu: https://zdenekslanina.blog.idnes.cz/blog.aspx?c=763460
IV. díl seriálu: https://zdenekslanina.blog.idnes.cz/blog.aspx?c=713809

This work is licensed under CC BY-NC-ND 4.0