地球为何适合生命

地球获得多少阳光

黑色的太空中，地球几乎呈现一个完整的圆。深蓝色的海洋上方有白色云带，北美大陆的一部分露在云隙间，加勒比海的浅海呈青绿色。2015年7月6日，深空气候观测台上的相机从约一百五十万公里外拍下了这幅影像。红、绿、蓝三个波段的图像合在一起，让人们看到了地球受阳光照亮的一面。

站在地面上，我们常常只能看见头顶的一小片天空。这幅照片却把大片海洋、陆地和云层放在了一起。相机位于地球朝向太阳的一侧，眼前的大半个圆面都被阳光照亮；地球背向太阳的另一半，此时正在过夜。

照到地球的阳光方向几乎是平行的。地球表面却是弯的，所以各地受到的照射并不一样。正对太阳的地方，阳光近乎垂直地照下来。同样宽的一束光，在这里照亮的面积比较小，到了斜照的地方，却要铺到更大的面积上。能量分散开来，每平方米得到的就少了。越靠近照片中受光半球的边缘，阳光越贴近当地的地平线。

白云看起来很亮，海洋却是深蓝色的。这种亮暗差别还与云层和海水怎样反射光有关。相机拍到的是它们反射的阳光；要知道太阳直接送来了多少能量，研究人员需要在大气外把测量仪器朝向太阳。

地球离太阳平均约一亿五千万公里。在这个距离上，假如把一块一平方米的平面放在大气外，正对着阳光，它每秒会收到约一千三百六十焦耳的能量。用功率来表示，就是一千三百六十瓦，因为一瓦表示每秒传递一焦耳能量。这些阳光继续穿过大气以后，抵达各处地面的能量还会改变。

如果把仪器放到离太阳更远的地方，收到的阳光就会减弱。太阳向四面八方发光，同样多的能量传得越远，就要分散到越大的面积上。在太阳发光量不变时，距离加倍，每平方米收到的能量便降到原来的四分之一。

地球离太阳的距离决定了阳光到达这里时有多强，而整个地球能收到多少，还要看它挡住了多大一片光。从太阳的方向望去，地球挡光的范围是一个圆盘，圆盘和地球一样宽。所有照到地球上的阳光，合起来都从这片圆盘所占的范围穿过。因此，把刚才的一千三百六十瓦每平方米乘以圆盘面积，就能算出整个地球每秒收到多少太阳能。

为了和整个地球向太空散出的能量比较，我们把到达大气顶部的太阳能平均到整个球面的面积上，连同正在过夜的半球也一起算进去。球面的面积是那个圆盘面积的四倍，所以把一千三百六十除以四，就得到约三百四十瓦每平方米。

反射、吸收与向外辐射

照片里的白云把一部分阳光反射回了太空。云隙中露出的海面也会反射一些阳光，剩下的则被海水吸收。

光穿过大气时，会遇到云滴、冰晶和悬浮的微粒。其中一部分光被散向四周，又有一些回到太空。穿过大气、照到地面的阳光，也会有一部分被反射出去。冰雪通常比开阔海面反射更多阳光，不过，反射多少还与照射角度有关。同一片海面，在太阳直照和斜照时，反射出去的比例也会改变。

要估计整个地球反射了多少阳光，研究人员需要不断测量不同地区，再把不同时刻的记录合起来。卫星上的辐射仪能测出进入仪器的能量，但每次观测都有一定方向。云层、冰雪和海水向各个方向反射的光又不一样，因此还要根据它们的反射特征作计算，才能估计各地总共向太空反射了多少太阳能。

多年观测和计算表明，地球收到的太阳能大约有三成被反射回太空。研究人员把反射出去的太阳能与收到的太阳能相比，得到的比例叫反照率。三成写成小数是0.30，也就是地球大致的平均反照率。余下约七成被海洋、陆地和大气吸收。按上一节算出的平均值，每平方米收到约三百四十瓦，其中真正被地球吸收的，约为二百四十瓦。

海水、地面和空气吸收阳光，得到了能量，其中一部分能量会使它们升温。不过，阳光照着的海面也一直在向外散热。到了晚上，海面失去太阳照射，散热却仍在继续。物体会因为自身的温度而发出辐射，这种辐射叫热辐射。它可以穿过真空，把能量带到太空。

地球的热辐射主要是肉眼看不见的红外线。夜晚，可见光相机很难拍出与白天一样明亮的海陆轮廓，红外仪器却仍能接收到海面、陆地和大气发出的辐射。研究人员因此要在白天和黑夜都作观测，同时分清哪些是反射回去的阳光，哪些是地球自身发出的热辐射。反射出去的太阳能没有被地球吸收；热辐射则能把已经吸收的能量带走。

有了这些测量，研究人员就能比较地球得到和失去的能量。他们以大气顶部为界，把地表和大气一起算进去。如果一段较长的时间里，吸收的太阳能多于向太空散出的热量，多出来的能量便会积存在海洋、陆地和大气中。反过来，散出的能量更多，地球就会失去能量。两者大致相等时，地球整体的温度才较为稳定；各地仍可以有自己的冷暖变化。

在其他条件相近时，物体越热，每平方米发出的热辐射一般就越强。地球因积存能量而升温，也会使向外散出的能量有增加的趋势。不过，卫星和海洋观测表明，近几十年来，地球总体上还是吸收得多、散出得少，多出来的能量仍在积累。前面说的每平方米二百四十瓦，只是吸收太阳能的大致数值，实际的能量收支还要靠更精细的测量来比较。

如果先把地球的情况作些简化，就可以算一算：地球需要多高的温度，才能向太空散出与吸收量相等的能量？计算时先保留三成的反射比例，假定每平方米吸收和散出的都是约二百四十瓦，再把地球当作一个温度均匀的黑体。黑体的温度决定了它发出多少热辐射。利用这个关系，就能由散热的多少求出温度。

这样算出的温度约为二百五十五开尔文，也就是零下十八摄氏度，称为有效辐射温度。一个温度均匀的黑体，在这个温度下，就能向外发出与地球大致相同的能量。实际地表的平均温度比它高得多，因为地表和大气之间还有能量交换。这里沿用了今天的反射比例，云层、大气和地表的作用都包含在内。假如设想地球完全没有大气，云层也会消失，反射的比例和昼夜温差都会改变，地表温度就要重新估计。

大气为何改变温度

Aqua卫星上的红外探测仪能把接收到的地球辐射按波长分开，测出各个波段的强弱。这些辐射有的从海面和陆地直接传来，有的来自云层和空气。研究人员会计算红外线经过大气吸收和发射以后，到达卫星时会有多强。再把计算与实际测量比较，就能估计哪些辐射来自地表，哪些主要由大气发出。

白天，阳光穿过空气，照到海面和地面上。到了夜里，海面和地面也在向外发出热辐射，但两种辐射的主要波长不同。太阳比地球热得多，发出的辐射主要集中在较短的波长，其中很大一部分是可见光和近红外线。地球温度较低，发出的热辐射主要集中在波长更长的红外范围。许多可见光能穿过空气到达地面，地表发出的某些红外线却容易被大气吸收。

这种吸收主要与水汽、二氧化碳等气体有关。它们在空气中所占的比例不多，却能明显吸收一些波段的红外线，所以被称为温室气体。空气中最多的氮气和氧气，对地球热辐射的直接吸收反而很弱。不同气体的分子，振动和转动的方式不同，能够吸收的波长也各有差别。有些波长的红外线能被多种气体吸收；有些波长的红外线，一种气体吸收得少，另一种气体却能吸收得较多。

地表发出的一束红外线进入低层大气后，一部分能量会被温室气体分子吸收。分子不断与周围分子碰撞，可以把能量传给氮气和氧气等，使空气的热运动增强。碰撞也能把能量传回温室气体分子，而这些分子又能发出红外辐射。在持续的吸收、碰撞和发射中，能量不断地在空气与辐射之间交换。

大气发出的红外线朝向四面八方，向上的一部分可能离开地球，也可能在途中再次被吸收；向下的一部分则能到达地表，被陆地和海洋吸收。这样，地表除了接收阳光，还会从大气得到能量。它一边向外散热，一边也在吸收大气发来的红外线。要维持稳定的温度，地表就得把这些能量一并散出去。大气吸收和发出红外线，改变了地表的散热，这就是自然温室效应的重要过程。

在没有阳光的夜间，地面上的仪器仍能测到大气向下发出的红外辐射。地表通常比上方空气温暖，发出的红外能量多于从大气接收的，所以仍在通过辐射失去热量。不过，大气送来的能量会补回一部分损失。在其他条件相近时，地表收到的大气辐射越多，冷却就越慢。

地表和大气之间一直有这样的能量交换，而整个地球获得的能量主要来自太阳。阳光被地表吸收以后，能量可以先传给大气，再由大气向太空辐射。除了辐射，地面也能通过接触把热量传给低层空气，较暖的地面会使接触它的空气升温。

温室气体增多时，地球的散热又会怎样改变？先假定吸收的太阳能不变，地表和大气也还来不及改变温度。在大气吸收较强的一些波段，较低处发出的红外线容易被上方气体吸收，较高处发出的红外线却更容易离开地球。温室气体增多，红外线在途中被吸收的机会也会增加。在这些波段里，卫星接收到的辐射就会主要来自比原先更高的地方。

高处发出的红外线更容易传到太空，是因为上方剩下的空气较少，受到的吸收也较少。低处的空气仍在发出红外线，但它们要穿过更厚的大气，更容易在途中被吸收。研究人员因此要分清卫星在不同波段接收到的辐射分别来自多高的地方。

地面上方天气变化频繁的这层大气叫对流层，温度通常越往上越低。在刚才那些波段，辐射主要从更高的地方传出，那里的空气通常也更冷。在同一波段里，温度越低，发出的辐射一般就越弱。于是，在地表和大气还来不及升温时，向太空散出的能量先减少了。太阳能仍以原来的速度进入，多出来的能量便开始积累。

随后，地表和低层大气逐渐升温，发出的热辐射也会增强。如果温室气体含量和其他条件趋于稳定，向太空散出的能量就可以逐渐增加，重新接近吸收的太阳能。不过，这时的地表已经比原先更暖。这里说的是对流层中温度通常随高度下降的情形；不同波段的辐射来自不同高度，实际计算还要分别处理。自然存在的温室气体一直在参与这些过程，人类活动增加二氧化碳等气体以后，也会进一步改变地球的散热。

大气对红外线的吸收有强有弱。在有些波段，红外线比较容易通过，这些波段叫红外窗口。晴朗、干燥时，卫星能通过这些波段，接收到较多直接来自地表的辐射。吸收较强的波段，则更多地反映空气的温度和气体的分布。研究人员把各个波段的测量与不同高度的温度结合起来，才能分析水汽、二氧化碳等气体的作用。温度和气体含量都会改变光谱，需要在计算中分清各自的影响。

云层也会改变地球的散热。云滴和冰晶反射阳光，会减少下方地面和海洋得到的太阳能；云又能吸收地表发出的红外线，并向上、向下辐射。高处的云顶通常较冷，向太空发出的热辐射也通常较弱。因此，同一片云可以一边反射阳光，一边改变热量向外散出的过程。它最终让地球偏暖还是偏冷，要比较两方面的作用，还要看云的高度和厚度。卫星观测气体的同时，也需要记录这些云层。

海洋和大气怎样储存与传递热量

Argo浮标是一种能自行下潜和上浮的海洋观测仪器，大部分时间都在海面以下，随海流漂移。按照通常的观测安排，它会下潜到约两千米深，再一边上升，一边测量海水的温度、盐度和压力。浮出海面以后，它通过卫星把记录传回岸上，然后重新下潜，约十天完成一次循环。许多浮标分布在不同海域，反复记录各个深度的水温，让研究人员知道海洋哪些地方正在变暖，哪些地方正在变冷。

海水的变化需要这样一层层测下去。阳光被海面吸收后，风浪会搅动海水，把表层得到的热量带到下面。在同一片海域里，薄薄一层水和很厚的一层水，即使水温同样升高一摄氏度，储存的热量也相差很大。因此，要知道海洋多存了多少热量，除了测水温，还要知道有多少水参与了升温。

水要吸收较多能量，温度才会明显升高。常温附近，一千克液态水升高一摄氏度，大约需要四千二百焦耳的能量。让一千克物质升高一摄氏度需要多少能量，就用比热容来表示。作为比较，在气压保持不变时，同样重的干空气升高一摄氏度，大约需要一千焦耳，约为水的四分之一。海水里有盐，比热容与淡水略有不同，但也很能储热。同样重的水和空气吸收等量能量时，水的升温较少；当它们降低相同温度时，水又能向周围释放更多能量。

海洋里还有极大的水量。风浪把表层海水和下面的水混合起来，同一片海面吸收的能量就会分散到更多海水中。在其他条件相近时，混合得越深，参与升温的水越多，平均升温就越小。反过来，如果热量只留在很薄的表层，表层的温度就可能很快升高。这也是为什么海洋整体储热能力很强，局部海面却仍可以迅速变暖。

浮标从深处升上来时，会把沿途各层水温记录下来。研究人员比较这些水温的变化，再结合各层的水量和比热容，就能估计这片海水增加或失去了多少热量。把不同海域的记录放在一起，还能了解更大范围的变化。不过，常规浮标通常只测到约两千米，更深的海水还要靠其他观测补充。浮标又在随海流漂移，下一次经过的未必是同一片水。水温升高，可能是这片海域变暖了，也可能是浮标漂进了原本就较暖的海水，需要结合周围的测量才能分清。

当整个地球吸收的能量持续多于向太空散出的能量，海洋就会储存其中一部分。海水多，要吸收很多能量才会明显升温；深处与上方海水交换热量又比较慢，所以海洋的升温可以持续很长时间。假如这些多出来的能量都留在陆地和近地空气中，它们就会升温得更快。海洋分担了一部分，在其他条件相近时，陆地和空气的升温就会慢一些。地表、近地空气和浅层海水可以较快变化，深海的调整却慢得多。某一天的气温、某一片海面的温度，反映的都只是其中一部分变化。

储存在海水里的热量还会随着海流移动。海流把热量带入一片海域，或从那里带走，就会影响当地的温度。流动的空气也在做着类似的事：空气受热后储存能量，移动时又把能量带到别处，并与沿途的海面和陆地交换热量。一个地方有多冷或多热，除了看当地的日照和散热，还要看流入、流出的海水和空气。

海水蒸发时也会吸收能量，水汽随着空气移动，在别处凝结成液态水时，再把能量释放出来。海洋与大气之间的传热，就这样伴随着水的蒸发和凝结发生。海面的变化也能通过水汽和云，影响其他地方的温度。

海水能在温度变化不大的情况下吸收或放出较多热量，海面附近的空气也会与海水交换热量。风从海上吹向陆地，这些空气便把海洋的影响带到了岸上，使沿海气温的变化通常比较缓和。不过，同样住在海边，不同地方的气温仍可能相差很大，因为日照、海流、风向和地形都在起作用。

处在宜居带就能孕育生命吗

探测器拍到了金星厚厚的云层，也拍到了火星地表的古老河谷。两颗行星，一颗在地球轨道内侧，一颗在外侧，都受到太阳照耀，环境却与地球很不一样。探测器飞近它们，有的还降落到地面上，测出了那里的温度和气压。这些测量让人们看到，一颗行星上能不能保存液态水，除了看离太阳多远，还要看阳光到达以后，大气和地表怎样吸收、反射与散热。

金星的地表温度约为四百七十摄氏度，地表气压则是地球海平面的九十多倍。包围它的是浓厚的二氧化碳大气，上方还有厚云。云层反射了相当一部分阳光，大气却会强烈吸收地表发出的红外线，也不断向地表发出红外线。金星地面因此不仅接收阳光，还接收到大量来自大气的能量。要把这些能量散出去，地表就需要维持很高的温度，才能大体达到平衡。今天的金星，云层反射阳光和大气的强烈温室作用同时存在，地面没有能供已知生命生活的液态海洋。

这样的金星，早年是否曾有过海洋，又是怎样变成今天的样子？研究人员还在用观测和模型检验。要重建它过去的环境，仍需要更多证据。

火星则离太阳更远，收到的阳光较少，大气也稀薄得多。它的大气同样以二氧化碳为主，但平均地表气压不到地球的百分之一。两颗行星虽然都有二氧化碳，大气总量却相差很大，保温的作用也很不一样。今天的火星寒冷、干燥，水主要以冰的形式保存在极地和地下。

即使火星某处地面短时暖和起来，水也很难在地表长久保持液态，因为气压越低，水就越容易沸腾。在地球上，许多地方既有适当的温度，也有足够的气压，液态水才得以汇成河流、湖泊和海洋。要判断水能以什么状态存在，这两个条件需要放在一起看。

不过，探测器拍到的火星上，还有古河谷、湖盆和三角洲。河流会搬运泥沙，流入湖泊时速度减慢，泥沙沉积下来，可以逐渐形成三角洲。火星上的这些地形，加上火星车研究过的岩石和矿物，保存了过去有水活动的记录。研究人员由此重建火星较湿润的过去；至于那里是否曾有生命，还需要找到生命本身留下的证据。

上部古三角洲局部

从金星到地球，再到火星，行星得到的阳光逐渐减少，但液态水能否长久存在，还与大气和地表的情况有关。研究人员把大气成分、气压和反射阳光的比例等条件放进模型，计算行星能吸收多少能量、散出多少，再估计哪些距离可能允许表面长期有液态水。在设定的大气等条件下，恒星周围可能允许行星表面长期存在液态水的那段距离范围，就叫宜居带。

宜居带的边界也因此随计算时采用的条件改变。换一种大气，或换一颗亮度和辐射特征不同的恒星，算出的范围都会不同。发现一颗行星位于宜居带以后，还要继续观测，才能知道它是否有大气、是否留得住水。地球今天有广阔的海洋，是所处的距离与大气、地表条件共同作用的结果。

研究人员特别关心水，因为地球上已知的生命都需要它。许多物质能溶解在液态水里，在细胞内移动，并参与维持生命的化学反应。不过，水只是条件之一，生命还需要可以利用的能量和相应的物质，也需要让这些反应能够持续进行的环境。

宜居带主要讨论行星表面的液态水。地下有适当的温度和压力时，也可能存有液态水。那里的热量可以有一部分来自星球内部，所需的条件需要另外研究。

对于遥远的候选行星，研究人员会分析行星反射或发出的光，也会分析穿过行星大气的恒星光。他们从光谱中辨认大气成分、寻找水的迹象，再结合模型估计气压和温度，判断水可能在哪里、以什么状态存在。如果发现了可能与生命有关的现象，还要检验这些现象能否由非生命过程造成，才能判断是否找到了生命活动的证据。