Durante a Revolução Industrial, a utilização crescente de carvão mineral, petróleo e gás natural aumentou rapidamente a transferência de carbono armazenado durante milhões de anos no subsolo para a atmosfera.
A utilização desses combustíveis produz principalmente dióxido de carbono pela reação química de combustão.
\( \mathrm{C}_{x}\mathrm{H}_{y} + \mathrm{O}_{2} \rightarrow \mathrm{CO}_{2} + \mathrm{H}_{2}\mathrm{O} + \text{energia} \)
O carbono que estava armazenado em depósitos geológicos passa, portanto, para a atmosfera na forma de CO2.
Parte desse carbono é posteriormente absorvida pelos oceanos e pela biosfera terrestre, mas uma parcela permanece na atmosfera durante períodos suficientemente longos para alterar o balanço radiativo do sistema climático.
O fenômeno não deve ser confundido com uma simples "camada de calor" envolvendo a Terra. A explicação física é mais precisa: a atmosfera modifica o transporte de energia por radiação, enquanto a convecção, a evaporação, a condensação e a circulação atmosférica redistribuem energia pelo sistema climático.
Compreender a Física do clima é importante porque permite separar três questões que frequentemente são misturadas no debate público.
A existência de incertezas em algumas previsões regionais não significa que exista incerteza equivalente sobre a Física fundamental do efeito estufa.
Em ciência, é essencial distinguir entre uma lei física bem estabelecida e a dificuldade de prever quantitativamente todos os detalhes de um sistema extremamente complexo.
O efeito estufa começa com a energia proveniente do Sol.
A radiação solar chega predominantemente em comprimentos de onda relativamente curtos, incluindo as regiões do visível e do ultravioleta próximo.
Uma parte dessa radiação é refletida por nuvens, aerossóis, gelo, neve e pela própria superfície terrestre. Outra parte é absorvida.
A superfície aquecida pela radiação solar emite energia novamente, mas agora predominantemente na região do infravermelho térmico.
A emissão térmica pode ser descrita, em primeira aproximação, pela lei de Stefan-Boltzmann:
\( P = \sigma A T^{4} \)
onde \(P\) é a potência radiada, \(A\) é a área emissora, \(T\) é a temperatura absoluta em kelvin e \(\sigma\) é a constante de Stefan-Boltzmann:
\( \sigma = 5{,}670\,374\,419 \times 10^{-8}\, \mathrm{W\,m^{-2}\,K^{-4}} \)
O Sol possui uma temperatura efetiva de aproximadamente 5.800 K. Sua emissão máxima ocorre em comprimentos de onda muito menores do que aqueles associados à emissão térmica de uma superfície terrestre próxima de 288 K.
A posição aproximada do máximo de emissão pode ser estimada pela lei de Wien: \( \lambda_{\max} T = b \). Para o Sol, o máximo ocorre na região do visível; para a Terra, a emissão térmica ocorre principalmente no infravermelho.
A resposta está na Mecânica Quântica. Moléculas não podem vibrar de qualquer maneira: seus modos de rotação e vibração são quantizados. Quando a frequência da radiação eletromagnética corresponde a uma transição permitida entre estados moleculares, a molécula de CO2 absorve energia através de seus modos vibracionais.
O efeito estufa não produz energia. Ele modifica o caminho pelo qual a energia térmica atravessa o sistema Terra-atmosfera. Em equilíbrio radiativo, a energia média recebida do Sol deve ser compensada pela energia média perdida para o espaço (\(P_{\mathrm{entrada}} = P_{\mathrm{saída}}\)). Se aumentarmos os gases absorventes, a emissão efetiva para o espaço ocorre em altitudes mais altas e frias, gerando um desequilíbrio até que a temperatura da superfície se ajuste.