Sinh lý học Hô hấp ứng dụng của Nunn & Lumb, ấn bản thứ 9. CHƯƠNG 34. KHÍ QUYỂN

Sinh lý học Hô hấp ứng dụng của Nunn & Lumb, ấn bản thứ 9. Nunn and Lumb’s Applied Respiratory Physiology 9th Edition.
Chủ biên: Andrew Lumb, Caroline Thomas. Nhà xuất bản ELSEVIER. Biên dịch: Ts.Bs. Lê Nhật Huy, Ths.Bs. Lê Đình Sáng. ISBN-13: 978-0702079085. 
Ấn bản tiếng Việt của cuốn sách này được dịch & chia sẻ vì mục đích lan toả tri thức, hoàn toàn phi lợi nhuận, duy nhất trên các website sachyhoc.com & yhoclamsang.net của THƯ VIỆN MEDIPHARM. NGHIÊM CẤM THƯƠNG MẠI HOÁ bản dịch tiếng Việt của cuốn sách này dưới bất cứ hình thức nào.

CHƯƠNG 34. KHÍ QUYỂN

The atmosphere
John F Nunn
Nunn and Lumb’s Applied Respiratory Physiology, 34, e1-e9

Bầu khí quyển của Trái Đất hoàn toàn khác biệt so với bất kỳ hành tinh nào khác trong hệ Mặt trời (Bảng 34.1), và có thể cũng rất hiếm gặp trên các hành tinh quay quanh những ngôi sao khác trong toàn bộ vũ trụ. Đặc tính của bầu khí quyển của chúng ta là độc nhất vì hai lý do chính. Thứ nhất, mức nhiệt độ lý tưởng đã cho phép nước tồn tại ở dạng lỏng trên bề mặt trong ít nhất 3800 triệu năm (Ma – Million years). Điều này dẫn đến quá trình phong hóa các loại đá silicate, giúp kéo giảm nồng độ carbon dioxide (CO₂) xuống mức thấp hơn rất nhiều so với những gì vẫn đang diễn ra trên các hành tinh đá như Sao Kim và Sao Hỏa. Thứ hai, sự tồn tại của nước lỏng bề mặt đã tạo tiền đề cho các sinh vật sống xuất hiện từ một giai đoạn rất sớm: các dạng sống sau đó tiến hóa để thực hiện quá trình quang hợp sinh oxy (oxygenic photosynthesis). Khi các bể hấp thụ oxy (oxygen sinks) đã bão hòa, oxy bắt đầu xuất hiện trong khí quyển, và một số sinh vật bắt đầu sử dụng các con đường chuyển hóa oxy hóa (oxidative metabolic pathways) mang lại hiệu suất năng lượng cao. Bầu khí quyển chứa oxy luôn ở trạng thái mất cân bằng hóa học vô cơ, và đây chính là minh chứng rõ nét cho sự tồn tại của sự sống.

Sự Tiến Hóa Của Khí Quyển

Sự Hình Thành Trái Đất Và Bầu Khí Quyển Tiền Sinh

Lực hấp dẫn bồi tụ tương đối ngắn nhưng mãnh liệt của các vi hành tinh (planetesimals) khá lớn quay quanh Mặt trời mới hình thành từ khoảng 4560 triệu năm trước đã tạo nên Trái Đất. Động năng từ các vật thể va chạm này đủ lớn để đẩy nhiệt độ lên tới vài nghìn độ C. Quá trình này đã nung chảy toàn bộ bề mặt Trái Đất, dẫn đến sự thất thoát hoàn toàn của bầu khí quyển nguyên thủy.

Bảng 34.1 Thành Phần Của Bầu Khí Quyển Trái Đất Và Các Hành Tinh Gần Hơn

ppmv: Phần triệu theo thể tích. Dữ liệu của Trái Đất về carbon dioxide đã được cập nhật. (Dữ liệu hành tinh được lấy từ Taylor, sao chép từ Nunn với sự cho phép của Hiệp hội Địa chất học – Geologists’ Association).

Bảng 34.2 Thành Phần Trung Bình Của Khí Thoát Ra Từ Các Núi Lửa Ở Hawaii

(Dữ liệu được sao chép theo sự cho phép của Hiệp hội Địa chất học – Geologists’ Association).

Trái Đất nguội đi nhanh chóng nhờ cơ chế bức xạ nhiệt khi chuỗi bắn phá ban đầu giảm bớt, và giai đoạn nhiệt độ cực cao (Liên đại Hỏa thành – Hadean) được cho là không kéo dài quá vài trăm triệu năm. Lớp vỏ trở nên rắn chắc, nhưng quá trình thoát khí ồ ạt từ các núi lửa vẫn tiếp diễn, tạo ra một bầu khí quyển chủ yếu bao gồm carbon dioxide và hơi nước (Bảng 34.2), tương tự như quá trình có lẽ đã xảy ra trên Sao Kim và Sao Hỏa. Riêng đối với Trái Đất, hơi nước ngưng tụ thành nước bề mặt, và có những bằng chứng xác đáng cho thấy các đại dương đã hình thành cách đây khoảng 3800 triệu năm hoặc thậm chí sớm hơn. Một khi lớp vỏ Trái Đất nguội đi và nước bề mặt xuất hiện, các sao chổi và thiên thạch có khả năng đã để lại một lớp bao phủ thứ cấp (secondary veneer) chứa đựng các thành phần của chúng, bao gồm nước và hàng loạt hợp chất hữu cơ (organic compounds).

Những thay đổi hóa lý quan trọng đã xảy ra trong bầu khí quyển thứ cấp ban đầu. Helium và hydro có xu hướng thoát khỏi trường hấp dẫn của Trái Đất. Amoniac phân ly thành nitơ và hydro; trong đó nitơ được giữ lại, còn hydro thoát ra khỏi bầu khí quyển. Một lượng carbon dioxide có thể đã bị khử bởi hydro để tạo thành các dấu vết methane, nhưng phần lớn CO₂ đã phản ứng chậm với các silicate bề mặt để bị giữ lại dưới dạng carbonate, đồng thời tạo thành silica (quá trình phong hóa). Các vết hơi nước trải qua quá trình quang phân (photodissociation) thành hydro và oxy. Tuy nhiên, lượng oxy sinh ra từ nguồn này cực kỳ nhỏ, và bầu khí quyển ban đầu hiện nay không còn được coi là có tính khử mạnh như các quan điểm trước đây.

Áp suất riêng phần (partial pressure) ban đầu rất cao của carbon dioxide, kết hợp với một lượng methane, hẳn đã tạo ra một hiệu ứng nhà kính mạnh mẽ để bù đắp cho bức xạ mặt trời yếu ớt ban đầu, vốn thấp hơn khoảng 30% so với ngày nay (Hình 34.1). Tuy nhiên, Mặt trời đã khởi động chuỗi phản ứng nhiệt hạch (thermonuclear fusion) để tổng hợp hydro thành helium từ khoảng 3000 triệu năm trước. Kể từ đó, bức xạ mặt trời đã tăng dần khi Mặt trời không ngừng tiến tới việc trở thành một sao khổng lồ đỏ, điều mà cuối cùng sẽ nuốt chửng các hành tinh vòng trong. May mắn thay, sự gia tăng bức xạ mặt trời lại gần như được bù đắp bởi sự suy giảm của hiệu ứng nhà kính, nguyên nhân chủ yếu là do nồng độ carbon dioxide liên tục giảm xuống (xem phần sau). Kết quả là, nhiệt độ của Trái Đất vẫn duy trì tương đối ổn định, cho phép nước lỏng bề mặt tồn tại bền vững trong suốt 3800 triệu năm qua.

Hình 34.1 Độ sáng của Mặt trời được biểu diễn tương ứng với tuổi của Mặt trời, trong đó các vòng tròn mở mang lại ấn tượng định tính về đường kính của Mặt trời. Trục thời gian cũng đánh dấu sự tồn tại của Trái Đất và Mặt Trăng, hiện đã đi qua được khoảng một nửa chuỗi chính của Mặt trời, vốn sinh năng lượng từ phản ứng tổng hợp hydro thành helium. Các mốc thời gian chỉ mang tính chất tương đối. (Được sự cho phép của Springer Link và Business Media).

Ý Nghĩa Của Khối Lượng Trái Đất Và Khoảng Cách Từ Trái Đất Đến Mặt Trời

Các thiên thể nhỏ, chẳng hạn như Sao Thủy và hầu hết các vệ tinh của hệ hành tinh, sở hữu trường hấp dẫn quá yếu để có thể giữ lại bất kỳ bầu khí quyển đáng kể nào (Hình 34.2). Ngược lại, các hành tinh khí khổng lồ (Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương) lại có trường hấp dẫn đủ mạnh để giữ lại toàn bộ các loại khí, bao gồm cả helium và hydro, qua đó duy trì một bầu khí quyển có tính khử. Trường hấp dẫn của Trái Đất nằm ở mức trung gian, dẫn đến hiện tượng lưu giữ có chọn lọc các loại khí nặng hơn (oxy, carbon dioxide và nitơ), đồng thời cho phép hydro và helium nhẹ hơn thoát ra ngoài. Đặc điểm này mang tính sống còn đối với quá trình hình thành một bầu khí quyển oxy hóa và sự sống như chúng ta biết. Hơi nước (với trọng lượng phân tử chỉ là 18) sẽ dễ dàng bị mất khỏi bầu khí quyển nếu không có “bẫy lạnh” (cold trap) ở vùng đỉnh tầng đối lưu (tropopause), nơi nhiệt độ giảm xuống đủ thấp để đóng băng toàn bộ hơi nước.

Nhiệt độ bề mặt của một hành tinh là yếu tố quyết định cho sự tồn tại của nước ở dạng lỏng – điều kiện tiên quyết cho sự sống và hệ quả là quyết định thành phần bầu khí quyển của chúng ta. Về cơ bản, nhiệt độ phụ thuộc vào khoảng cách từ một hành tinh đến Mặt trời và cường độ bức xạ mặt trời (Hình 34.2). Yếu tố phụ quan trọng thứ hai chính là hiệu ứng nhà kính (greenhouse effect) của bất kỳ bầu khí quyển nào mà hành tinh đó có thể sở hữu. Sao Thủy và Sao Kim có nhiệt độ bề mặt vượt xa điểm sôi của nước. Tất cả các hành tinh (và các vệ tinh của chúng) nằm ở xa Mặt trời hơn so với Trái Đất đều có nhiệt độ bề mặt quá lạnh để nước dạng lỏng có thể tồn tại ở thời điểm hiện tại. Tuy nhiên, hiện có nhiều bằng chứng cho thấy Sao Hỏa từng có nước bề mặt ở dạng lỏng trong quá khứ, dù hiện nay chúng chỉ còn tồn tại dưới dạng băng.