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暴走温室効果は、惑星の大気中に、惑星からの熱放射を遮断するのに十分な量の温室ガスが含まれている場合に発生し、惑星の冷却と地表への液体の水の存在を妨げます。暴走温室効果は、惑星の放出長波放射の限界によって定義できます。この限界は、地表温度の上昇により水が蒸発して大気中に放出され、光学的厚さが増加することによって漸近的に到達します。[ 1 ]この正のフィードバックループは、惑星が長波放射によって冷却できないこと（ステファン・ボルツマンの法則による）を意味し、水蒸気の吸収帯[ 2 ]の外側で放射できるようになるまで加熱し続けます。
暴走温室効果は、凝縮性物質として水蒸気を用いて定式化されることが多い。水蒸気は成層圏に達し、流体力学的逃避によって宇宙空間に逃げ出し、惑星を乾燥させる。[ 3 ]これは金星の初期の歴史で起こった可能性が高い。
2012年の気候変動に関する研究では、「地球は現在、約240 W/m²の太陽放射を吸収している。二酸化炭素濃度の上昇は、同じ熱流束で地表温度を上昇させる。この理論に基づけば、暴走温室効果の閾値には達していない。しかし、高温で水蒸気を多く含む大気の挙動は十分に理解されておらず、詳細な研究が必要である」と指摘されている。
しかし、著者らは「高温多湿の大気の力学、熱力学、放射伝達、雲物理学に関する我々の理解は不十分である」と警告し、「したがって、人間の行動が、完全な暴走状態ではないにしても、少なくとも現在よりもはるかに温暖な気候状態への移行を引き起こす可能性を完全に排除することはできない」と述べている。[ 4 ]
金星のような暴走温室効果は、人為的活動によって引き起こされる可能性はほぼないようです。 [ 5 ] 2013年の論文では、暴走温室効果は「理論的には温室効果の増加によって引き起こされる可能性がある」ものの、「人為的排出は恐らく不十分である」と結論付けています。[ 6 ]地球上で金星のような状態になるには、太陽が数十パーセント明るくなるまで起こりそうにない、大きな長期的な強制力が必要であり、それには数十億年かかります。[ 7 ]地球は「太陽光度が増加するにつれて約20億年後」に暴走温室効果を経験すると予想されています。[ 4 ]
この用語は、金星の大気モデルを記述した論文の中で、カリフォルニア工科大学の科学者アンドリュー・インガソルによって初めて造語されましたが、 [ 9 ]地球から放出される赤外線放射の限界という最初のアイデアは、1927 年にジョージ・シンプソンによって発表されました。 [ 10 ]後に暴走温室効果と呼ばれることになる現象に関連する物理学は、名古屋大学の小林誠によって研究されました。[ 11 ]水蒸気で飽和した成層圏を仮定して、小林とインガソルは、暴走温室状態を定義する放出赤外線放射の限界を独立して計算しました。その限界は、彼らの貢献を称えて、現在では小林-インガソル限界として知られています。[ 3 ]
暴走温室効果とは、温室効果ガスが正のフィードバックサイクルによって大気中に蓄積され、放射熱が宇宙空間に逃げるのを大幅に妨げ、その結果、地球の温度が大幅に上昇する現象である。[ 12 ]
暴走温室効果は、惑星の表面温度が受け取る恒星光の量によってどのように変化するかという観点から定式化されることが多い。[ 13 ]惑星が放射平衡状態にあると仮定すると、暴走温室状態は、水が液体の形で存在できない平衡状態として計算される。[ 3 ]水蒸気は、流体力学的逃避によって宇宙空間に失われる。[ 4 ]放射平衡状態では、惑星の放出長波放射（OLR）は、入射する恒星フラックスと釣り合わなければならない。
ステファン・ボルツマンの法則は、惑星の気候システムを安定させる負のフィードバックサイクルの例です。地球がより多くの太陽光を受けると、一時的な不均衡（流入エネルギーが流出エネルギーより多い）が生じ、温暖化につながります。しかし、ステファン・ボルツマンの法則により、この高温の惑星はより多くのエネルギーを放出する必要があるため、最終的には新しい放射バランスが達成され、温度は新しい高い値に維持されます。[ 2 ]正の気候変動フィードバックは、気候システムの変化を増幅し、気候の不安定化効果につながる可能性があります。[ 2 ]温室効果ガスによる温度上昇が水蒸気の増加（それ自体が温室効果ガス）につながり、さらに温暖化を引き起こすのは、地球上での正のフィードバックですが、暴走効果ではありません。[ 13 ]正のフィードバック効果は一般的ですが（例：氷-アルベドフィードバック）、暴走効果は必ずしもその存在から生じるわけではありません。水はプロセスにおいて重要な役割を果たしますが、暴走温室効果は水蒸気フィードバックの結果ではありません。[ 4 ]
暴走温室効果は、惑星の放出長波放射の限界と見なすことができ、この限界を超えると、水が液体の状態で存在できなくなる状態（つまり、海がすべて「蒸発」してしまう状態）になります。[ 3 ]惑星の放出長波放射は、この蒸発した水によって制限されます。蒸発した水は効果的な温室効果ガスであり、大気中に蓄積されるにつれて追加の赤外線放射を遮断します。[ 14 ]放射平衡を仮定すると、放出長波放射の暴走温室効果の限界は、暴走温室効果を引き起こすために惑星が受ける恒星フラックスの増加の限界に対応します。[ 15 ]暴走温室効果の開始に対応する、惑星の放出長波放射の2つの限界が計算されています。それは、小林-インガソル限界[ 9 ] [ 11 ]とシンプソン-ナカジマ限界です。[ 16 ] [ 3 ] [ 13 ]これらの値では、暴走温室効果がステファン・ボルツマンフィードバックを上回るため、惑星の表面温度の上昇は外向き長波放射を増加させない。[ 2 ]
小林-インガソル限界は最初に解析的に導出されたもので、放射平衡状態にある灰色成層圏のみを考慮している。[ 9 ] [ 11 ]灰色成層圏（または大気）は、ガスによる吸収の周波数依存性を考慮しない放射伝達のモデリング手法である。灰色成層圏または大気の場合、エディントン近似を用いて放射束を計算することができる。この手法は、対流圏界面における外向き長波放射と、、水蒸気の光学的深さ、対流圏界面では、飽和蒸気圧に応じて対流圏界面の温度と圧力によって決まります。このバランスは次の式で表されます[ 3 ]ここで、最初の式は対流圏界面での放射平衡の要件を表し、2番目の式は対流圏界面に存在する水蒸気の量を表します。[ 3 ]外向き長波放射を自由パラメータとすると、これらの式は外向き長波放射の単一の値に対して一度だけ交差し、この値は小林-インガソル限界とみなされます。[ 3 ]その値では、小林-インガソルOLR値を維持するために必要な対流圏温度が、対流圏界面を冷却するために必要なOLRを遮断する水蒸気光学的厚さをもたらすため、ステファン-ボルツマンフィードバックが破綻します。[ 2 ]
シンプソン・ナカジマ限界はコマバヤシ・インガソル限界よりも低く、そのため惑星が暴走温室状態に陥る値としては一般的に現実的である。[ 4 ]例えば、コマバヤシ・インガソル限界385 W/m 2を決定するために使用されたパラメータを考慮すると、対応するシンプソン・ナカジマ限界は約293 W/m 2にすぎない。[ 3 ] [ 13 ]シンプソン・ナカジマ限界は、対流圏界面で光学的深さと外向き長波放射を決定する表面温度と表面圧力を持つ対流圏を仮定することによって、コマバヤシ・インガソル限界の導出に基づいている。[ 3 ] [ 13 ]
シンプソン・ナカジマ限界（放射平衡状態にある灰色の成層圏と対流する対流圏）を導出するために使用されるモデルは、高度の関数として水濃度を決定できるため、成層圏で高い水混合比をもたらす表面温度（または逆に恒星フラックスの量）を決定するためにもモデルを使用できます。[ 13 ]この外向き長波放射の臨界値はシンプソン・ナカジマ限界よりも小さいですが、それでも惑星の気候に劇的な影響を与えます。成層圏で高い水混合比は、コールドトラップの効果を克服し、「湿潤な」成層圏をもたらし、成層圏で水の光分解を引き起こし、それがオゾン層を破壊し、最終的には流体力学的逃避による水の劇的な損失につながります。[ 2 ] [ 4 ]この気候状態は湿潤温室効果と呼ばれており、最終状態は水のない惑星ですが、この過程の間、惑星の表面に液体の水が存在する可能性があります。[ 13 ]
居住可能領域の概念は、惑星科学者や宇宙生物学者によって、惑星（または衛星）が液体の水を維持できる恒星の軌道領域を定義するために使用されてきました。[ 17 ]この定義では、居住可能領域の内縁（つまり、惑星が液体の水を維持できなくなるまで恒星に最も近い点）は、暴走温室効果が発生する外向き長波放射限界（例えば、シンプソン・ナカジマ限界）によって決定されます。これは、惑星と主星との距離によって惑星が受ける恒星フラックスの量が決まり、それが惑星が宇宙に放射する外向き長波放射の量を決定するためです。[ 2 ]内側の居住可能領域は通常、シンプソン・ナカジマ限界を使用して決定されますが、湿潤温室限界に関して決定することもできます。[ 15 ]ただし、両者の差は小さい場合が多いです。[ 18 ]
居住可能領域の内縁を計算することは、シンプソン・ナカジマ限界または湿潤温室限界を計算するために使用されるモデルに大きく依存します。[ 2 ]これらの限界を計算するために使用される気候モデルは時間の経過とともに進化しており、単純な一次元灰色大気を仮定するモデルもあれば、[ 3 ]水と二酸化炭素の吸収帯をモデル化するために完全な放射伝達ソリューションを使用するモデルもあります。 [ 13 ]放射伝達を使用するこれらの初期のモデルは、 HITRANデータベースから水の吸収係数を導出しましたが、新しいモデル[ 19 ]は、より最新で正確な HITEMP データベースを使用しているため、熱放射限界の計算値が異なっています。惑星の自転や局所的な水の混合比、雲のフィードバックなどの影響を考慮した三次元気候モデルを使用して、より正確な計算が行われています。[ 20 ]熱放射限界の計算における雲の影響については、まだ議論の余地があります（特に、水雲が正のフィードバック効果を示すか負のフィードバック効果を示すか）。[ 2 ]
金星では二酸化炭素と水蒸気が関与する暴走温室効果が起こった可能性が高い。[ 22 ]このシナリオでは、初期の金星は、放出される熱放射がシンプソン・ナカジマ限界を下回るが湿潤温室限界を上回る場合、全球的な海を持っていた可能性がある。[ 2 ]初期の太陽の明るさが増すにつれて、大気中の水蒸気の量が増加し、温度が上昇し、結果として海の蒸発が増加し、最終的に海が蒸発する状況に至った。
このシナリオは、今日の金星の大気に水蒸気がほとんどない理由を説明するのに役立ちます。金星が最初に水で形成された場合、暴走温室効果により金星の成層圏が水和し、[ 13 ]水は宇宙に逃げてしまったでしょう。[ 9 ]このシナリオの証拠の一部は、金星の大気中の重水素と水素の比率が極めて高いこと、地球の約150倍であることから得られます。これは、軽い水素は、その重い同位体である重水素よりも容易に大気から逃げてしまうためです。[ 23 ] [ 24 ]
金星は太陽によって十分に強く加熱されるため、水蒸気は大気中でかなり高いところまで上昇し、紫外線によって水素と酸素に分解されます。水素はその後大気から逃げ出し、酸素は再結合するか、惑星表面の鉄と結合します。 [ 2 ]暴走温室効果による金星の水不足は、金星がプレートテクトニクスと一致する表面の特徴を示さない理由を説明すると考えられており、[ 25 ]つまり、金星は停滞蓋惑星であるということです。[ 26 ]
金星の現在の大気中の主要な温室効果ガスである二酸化炭素は、地球と比較して炭素循環が弱いため、その濃度が高くなっています。地球では、火山から放出された二酸化炭素は、炭酸塩-ケイ酸塩サイクルを通じて地質学的時間スケールでプレートテクトニクスによって効率的に地球内部に沈み込みます[ 27 ]。このサイクルは、機能するために降水を必要とします[ 28 ] 。
大気中の二酸化炭素濃度が暴走温室限界に及ぼす影響に関する初期の調査では、地球を暴走温室状態にするには、桁違いに多い二酸化炭素量が必要であることがわかった。[ 13 ]これは、二酸化炭素が水ほど外向きの長波放射を遮断するのに効果的ではないためである。[ 9 ]暴走温室効果の現在のモデルでは、二酸化炭素（特に人為的な二酸化炭素）は、地球がシンプソン・ナカジマ限界に達するために必要な断熱効果を提供することができないようである。[ 13 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 7 ]
しかし、二酸化炭素が地表温度を湿潤温室限界まで押し上げる可能性があるかどうかについては議論が続いている。[ 29 ] [ 30 ]気候科学者のジョン・ホートンは2005年に「金星のような暴走温室状態が地球で起こる可能性はない」と書いている。[ 31 ]しかし、気候学者のジェームズ・ハンセンは『孫たちの嵐』 （2009年）で、石炭の燃焼とオイルサンドの採掘は地球上で暴走温室を引き起こすと述べている。[ 32 ] 2013年に行われた気候モデルにおける水蒸気の影響の再評価では、ジェームズ・ハンセンの結果は、地球の地殻にあるすべての石油、石炭、天然ガスを燃焼させて放出できるCO2の10倍の量が必要になることが示された。 [ 29 ]
居住可能領域の内縁を計算する際の不確実性と同様に、CO 2 が湿潤温室効果を引き起こすことができるかどうかの不確実性は、モデルの選択の違いとそれに伴う不確実性によるものです。[ 4 ] [ 2 ]放射伝達計算で HITRAN からより新しい HITEMP 吸収線リストを使用するように変更したところ、以前の暴走温室限界は高すぎたが、必要な二酸化炭素の量では人為的な湿潤温室状態は起こりにくいことが示されました。[ 33 ]完全な 3 次元モデルでは、表面温度の湿潤温室限界は 1 次元モデルで見つかったものよりも高く、したがって湿潤温室を開始するために 1 次元モデルよりも多くの二酸化炭素が必要になることが示されています。[ 20 ]
その他の複雑な問題としては、ある湿度で大気が飽和状態か不飽和状態か[ 20 ] 、大気中のCO2濃度の上昇によりレイリー散乱によって予想よりも地球が温暖化しない[ 2 ]、雲のフィードバックが気候システムを安定させるか不安定化させるか[21 ]などが挙げられる。 [ 20 ]
地球の気候史に関する研究では、大規模な気候変動を説明する際に「暴走温室効果」という用語がよく使われてきましたが、これは地球の放出長波放射に依存しないため、適切な説明ではありません。地球はさまざまな気候の極端を経験してきましたが、これらは気候進化の最終状態ではなく、今日の地球で見られるものとは異なる気候平衡を表しています。[ 2 ]例えば、ペルム紀-三畳紀絶滅イベント[ 34 ] [ 35 ]や暁新世-始新世温暖化極大期と同時に温室効果ガスの大量放出が起こった可能性があると仮説が立てられています。さらに、過去 5 億年の 80% の間、地球は温室効果により温室状態であったと考えられており、その時期には地球上に大陸氷河はなく、二酸化炭素やその他の温室効果ガス(水蒸気やメタンなど) のレベルが高く、海面水温(SST) は熱帯の 40 °C (104 °F) から極地 の 16 ° C (65 °F)まででした。[ 36 ]
ほとんどの科学者は、太陽が老化するにつれて徐々に明るくなり、暴走温室効果が長期的には避けられず、地球上のすべての生命の終焉を招くと考えている。約10億年後、太陽の明るさが10%増加すると、地球の表面温度は47 ℃（117 °F）に達し（アルベドが十分に増加しない限り）、地球の温度は急速に上昇し、海は沸騰して蒸発し、現在の金星のような温室惑星になるだろう。
現在の海洋の損失率は、100万年あたり約1ミリメートルです。[ 37 ]これは、対流圏の上層部の低温層がコールドトラップとして機能し、現在、地球が宇宙に永久に水を失うのを防いでいるためです。これは、人為的な地球温暖化があっても変わりません（気候変動が短期的に異常気象を悪化させるだけである理由もこれです。温暖な大気はより多くの水分を保持できるため、地球温暖化があってもコールドトラップによって現在の大気は依然として低温であるため、水蒸気が急速に宇宙に失われることはありません）。これは、氷河や極地の氷の融解による現在の海面上昇など、短期的な海面変動によって覆い隠されています。しかし、太陽が暖かくなるにつれて、その速度は徐々に加速し、最終的には大気が非常に高温になり、コールドトラップがさらに上層に押し上げられ、最終的には宇宙への水の損失を防ぐことができなくなるため、おそらく1000年あたり1ミリメートルの速さになるでしょう。[ 37 ]
ウォードとブラウンリーは、将来の温暖化フィードバックには2つのパターンがあると予測している。1つは「湿潤温室」で、水蒸気が対流圏を支配し、成層圏に蓄積し始めるパターン。もう1つは「暴走温室」で、水蒸気が大気の主要成分となり、地球が急速な温暖化に見舞われ、地表温度が900 ℃（1,650 °F）を超え、地表全体が溶けてすべての生命が死滅する可能性があるというパターンだ。これはおそらく今から約30億年後のことだろう。湿潤温室と暴走温室のどちらの場合も、海洋の消失によって地球は主に砂漠の世界になるとされている。地球上に残る水は、極付近に点在する蒸発池と、かつて海底だった場所の周囲に広がる巨大な塩湖だけになるだろう。チリのアタカマ砂漠やデスバレーのバッドウォーター盆地のような場所だ。これらの小さな貯水池のおかげで、生命はあと数十億年生き延びることができるかもしれない。
太陽が明るくなると、温度上昇に伴う炭素-ケイ酸塩サイクルの活動増加により、 CO 2濃度は低下するはずです。これにより、太陽の明るさの増加によって地球が受ける熱の一部が緩和されるでしょう。 [ 2 ]しかし、最終的には水が蒸発すると、地殻変動の潤滑剤として水が必要となるため、プレートテクトニクスが停止し、炭素循環は停止します。[ 26 ]
クライオジェニアン期の火星と地球では、暴走温室効果とは正反対の現象、つまり暴走冷蔵庫効果が起こった可能性がある。この効果により、暴走フィードバック過程によって大気から大量の二酸化炭素と水蒸気が除去され、惑星が冷却された可能性がある。水が地表で凝結すると、二酸化炭素が溶解し、鉱物と化学的に結合する。これにより温室効果が弱まり、温度が低下してさらに多くの水が凝結する。その結果、温度が低下し、水が地下の永久凍土として凍結し、薄い大気だけが残った。[ 38 ] [ 39 ]さらに、氷と雪は開水よりもはるかに反射率が高く、アルベドはそれぞれ50～70%と85%である。これは、惑星の温度が低下し、より多くの水が凍結すると、光を吸収する能力が低下し、さらに寒くなり、正のフィードバックループが生まれることを意味する。[ 40 ]この効果は、熱を保持する雲や水蒸気の減少と相まって、雪や氷の被覆が一定の閾値（赤道から30度以内）に達すると暴走し、惑星を安定したスノーボール状態に陥らせる。[ 41 ] [ 42 ]
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