预测气候变化的简单气候模型

Question

我有物理/数学背景，对我来说，科学事实最令人信服的证据往往是一个非常简单的模型，它给出了合理的结果。一个可以完全理解的简化模型通常比复杂模型的数值输出更有说服力。

我在找a简单的该模型可用于预测$\ce{CO_2}$浓度的增加将如何导致温度升高。例如，这个模型不需要考虑地球的具体地理位置:它可能只考虑太阳辐射穿过大气层，照射到一个具有恒定吸收率的平坦均匀的表面。然后我们可以做一个能量平衡来找到平衡温度作为$\ce{CO_2}$浓度的函数。

如果我能做一个粗略的计算，看到$\ce{CO_2}$浓度翻倍预计将使地球温度上升几度(我预计只有这个数量级的证据)，那么我认为这将是令人信服的证据，表明气候变化值得担忧。你可以反驳卫星数据和复杂的模型，但你不能反驳基本的物理学。

到目前为止，我找到的唯一能给出这种简化模型的资料是阿伦尼乌斯本人，在他的1896年的论文．实际上，我发现他的模型相当有说服力，它的预测($\sim5^oC$从$\ce{CO_2}$的两倍增加)也给出了合理的预测。然而，他关于大气吸收率的数据(相当奇怪)是通过早期测量天空中不同角度的月光强度得到的。虽然这很有创意，但我相信借助现代技术，我们可以得到更好的估计。江南登录网址app下载

所以我基本上是在寻找阿伦尼乌斯计算的现代版本，或者另一个简单的模型，它能令人信服地证明，增加$\ce{CO_2}$有能力改变地球温度几度。

Answer 1

这听起来像是你在要求一个简单的气候模型，将全球视为一个同质系统。零维能量平衡模型可能是感兴趣的(见此宾夕法尼亚州立大学)，这篇文章的出发点基本也是这样描述的:温度是光度和温室气体浓度的函数

如果你使用黑体近似和热平衡(反照率约为0.3)来求解地球的温度，你只考虑了没有温室效应的地球温度(比实际温度低约33°C)。由于气候系统中存在许多非线性的生物地球化学/物理反馈，因此很难计算红外辐射强迫成分(例如氧气和二氧化碳)对空大气的影响。

但是，如果从当前的温度/浓度开始，则可以添加代表温室气体浓度特定增加的项。这些术语被科学界不断改进并总结在这里维基百科的文章关于辐射强迫(见链接气候敏感性在这页的底部)。这是大多数气候科学家用来讨论气候因子过去和未来影响的一种“封底”建模方法，在讨论各种排放/减缓情景的预期气候影响时，这种方法非常有用。

的辐射强迫维基百科上的文章说:

辐射强迫可用于估计由辐射强迫引起的平衡表面温度的后续变化(ΔTs)，其公式如下:

$$\Delta T_s =~ \lambda~\Delta F$$

其中λ为气候敏感性，通常单位为K/(W/m²)， ΔF为辐射强迫。CO的典型值λ₂为0.8 K/(W/m²)，当CO增加一倍时，温度升高3K₂[来自前工业时代，假设CO的RF₂是~ 3.7)]。

值得注意的是，大多数气候敏感性参数和辐射强迫值都是根据某些时间段(例如1750年至2011年)得出的，而温室气体反馈是针对特定气候状况设置的。需要修正辐射强迫和气候敏感性参数来计算其他气候状况。

IPCC AR5辐射强迫分量图属性为1.65 W/m²到CO的实际增加₂浓度从1750到2011年(或升温约1.3K，如果λ为0.8)。

IPCC提供的辐射强迫值很可能足够接近于进行现实场景测试。然而，在完全不同的反馈机制中，需要非常不同的参数。例如，二氧化碳减半₂对温度的绝对影响要比增加一倍大得多;温度随CO呈对数增长₂浓度增加。这是因为CO很强₂在现有条件下，吸收带接近饱和，CO增加₂从目前的情况来看主要影响侧翼的吸收带。然而，在低温条件下，水很容易析出系统，因此CO₂在这些类型的气候体系中有更大的强迫值。

在测试简单的气候情景时，最困难的问题与海洋和生物圈有关，这可能对平均气候和温室气体制度产生无数影响。

Answer 2

德国汉堡大学气象研究所提供了一个简单的模型“Planet Simulator”(PlaSim)．

Planet Simulator主要用于教育目的，在个人电脑上运行。但是，它也是并行的，可以在HPC集群上运行。存在一个文档源代码据说注释得很好。整个源代码是开源的。编程语言是Fortran。你应该能够编译它gfortran在Linux下。

Planet Simulator提供了一个GUI(编译成功后)来设置模型模拟并运行它。包含了后处理的代码。因此，不需要额外的后处理软件。如果将输出写成netCDF，这是气候模式的准标准输出格式，因此安装它可能比较实用ncview或华丽服饰因为这些是常见的netCDF查看器，您可以直接查看输出文件。

Answer 3

从地球的辐射平衡温度T开始_e：

S (1 - a) [t_e= 4_e²[英语背诵文选e s Te⁴

其中S是太阳常数，A是行星反照率，pi是圆常数(3.14159…)，R_e地球的半径，e辐射率，s斯特凡-玻尔兹曼常数，和T_e我们要求的温度。解T_e[T_e]抵消，S 1361.5 W m^－2， A 0.294, e 1(在行星大气层顶部总是取1)给出Te = 255 K。

这低于冰点，因为水在273 K结冰，所以很明显，还有别的东西让表面更热——温室效应。实际表面温度Ts现在大约是288 K。一个简单(太简单)的模型是Milne-Eddington近似:

T_年代= T_e(1 + 0.75 τ)^０．２５

其中tau是大气的长波光学深度。它的现值大约是1.84，也就是T_年代= 317k，太高了。这是因为这种近似没有考虑对流和传导的表面冷却。

大气中温室气体越多，τ值就越高，T也就越高_年代走了。许多“半灰色”近似值将偏τ(“偏”的意思是每种气体)建模为气体分压的函数，通常提升到某个幂。把偏导加起来就得到。这可能有助于了解目前，水蒸气约占τ的50%，云占25%，二氧化碳占20%，以及少量气体(CH₄阿,_3.N₂O等)5%。

我希望这足以让你开始学习。