Un efecte hivernacle descontrolat es produirà quan l'atmosfera d'un planeta conté gasos d'efecte hivernacle en una quantitat suficient per bloquejar la radiació tèrmica que surti del planeta, evitant que el planeta es refredi i que tingui aigua líquida a la seva superfície. Una versió descontrolada de l'efecte hivernacle es pot definir per un límit a la radiació sortint d'ona llarga d'un planeta que s'assoleix de forma asimptòtica a causa de les temperatures superficials més elevades que evaporen l'aigua a l'atmosfera, augmentant la seva profunditat òptica. Aquesta retroalimentació positiva significa que el planeta no es pot refredar a través de la radiació d'ona llarga (mitjançant la llei de Stefan-Boltzmann) i continua escalfant-se fins que pot irradiar fora de les bandes d'absorció del vapor d'aigua.
L'efecte hivernacle descontrolat sovint es formula amb vapor d'aigua com a espècie condensable. El vapor d'aigua arriba a l'estratosfera i s'escapa a l'espai mitjançant una fuita hidrodinàmica, que dona lloc a un planeta dessecat. Això probablement va passar a la història primerenca de Venus.
La recerca realitzada l'any 2012 va trobar que gairebé totes les línies d'evidència indiquen que és poc probable que sigui possible desencadenar un hivernacle descontrolat complet a la Terra afegint gasos d'efecte hivernacle a l'atmosfera. Tanmateix, els autors van advertir que "la nostra comprensió de la dinàmica, la termodinàmica, la transferència radiativa i la física dels núvols de les atmosferes calentes i vaporoses és feble", i que "per tant, no podem descartar completament la possibilitat que les accions humanes puguin provocar una transició", si no a la fugida total, almenys a un estat de clima molt més càlid que l'actual".
Un efecte hivernacle desbocat similar a Venus sembla que pràcticament no té cap possibilitat de ser causat per persones. Un article de 2013 va concloure que l'hivernacle desbocat "en teoria podria ser provocat per un major forçament d'hivernacle", però que "les emissions antropogèniques probablement siguin insuficients". Les condicions semblants a Venus a la Terra requereixen un forçament gran a llarg termini que és poc probable que es produeixi fins que el sol s'il·lumini en unes desenes de percentatges, cosa que trigarà uns quants milers de milions d'anys. S'espera que la Terra experimenti un efecte hivernacle "en uns 2.000 milions d'anys a mesura que augmenta la lluminositat solar".
Història miniatura|upright=1.35| Aquest article de 1902 atribueix al premi Nobel suec (de química) Svante Arrhenius una teoria que la combustió del carbó podria eventualment conduir a un grau d'escalfament global causant l'extinció de la humanitat."Àcid carbònic" es refereix al diòxid de carboni quan es dissol a l'aigua.
Mentre que el terme va ser encunyat pel científic de Caltech Andrew Ingersoll en un article que descrivia un model de l'atmosfera de Venus, la idea inicial d'un límit a la radiació infraroja terrestre sortint va ser publicada per George Simpson el 1927. Makoto Komabayashi va explorar la física rellevant per a l'efecte hivernacle desbocat, anomenat més tard, a la Universitat de Nagoya. Suposant una estratosfera saturada de vapor d'aigua, Komabayashi i Ingersoll van calcular de manera independent el límit de la radiació infraroja sortint que defineix l'estat d'hivernacle desbocat. El límit es coneix ara com el límit Komabayashi–Ingersoll per reconèixer les seves contribucions.
Física miniatura|245x245px|Gràfic de la profunditat òptica de la tropopausa per temperatura de la tropopausa, que il·lustra el límit Komabayashi–Ingersoll de 385 W/m2 mitjançant equacions i valors de Nakajima et al. (1992) "Un estudi sobre l'efecte hivernacle descontrolat amb un model d'equilibri radiatiu-convectiu unidimensional". El límit Komabayashi-Ingersoll és el valor de la radiació sortint d'ona llarga (FIRtop) més enllà del qual les línies no es tallen.
Un efecte hivernacle descontrolat es produeix quan els gasos d'efecte hivernacle s'acumulen a l'atmosfera a través d'un cicle de retroalimentació positiva fins a tal punt que impedeixen substancialment que la calor irradiada s'escapi a l'espai, augmentant així molt la temperatura del planeta.
L'efecte hivernacle descontrolat sovint es formula en termes de com canvia la temperatura superficial d'un planeta amb diferents quantitats de llum estel·lar rebuda. Si se suposa que el planeta és en equilibri radiatiu, llavors l'estat d'hivernacle descontrolat es calcula com l'estat d'equilibri en què l'aigua no pot existir en forma líquida. El vapor d'aigua es perd a l'espai a través de la escapada hidrodinàmica. En equilibri radiatiu, la radiació sortint d'ona llarga (RSOL) d'un planeta ha d'equilibrar el flux estel·lar entrant.
La llei de Stefan-Boltzmann és un exemple de retroalimentació negativa que estabilitza el sistema climàtic d'un planeta. Si la Terra rebés més llum solar, es produiria un desequilibri temporal (més energia a l'entrada que a l'exterior) i es produiria un escalfament. Tanmateix, com que la resposta de Stefan-Boltzmann exigeix que aquest planeta més calent emeti més energia, finalment es pot aconseguir un nou equilibri de radiació i la temperatura es mantindrà en el seu nou valor més alt. Les retroalimentacions positives del canvi climàtic amplifiquen els canvis al sistema climàtic i poden conduir a efectes desestabilitzadors per al clima. Un augment de la temperatura dels gasos d'efecte hivernacle que condueix a un augment del vapor d'aigua (que en si mateix és un gas d'efecte hivernacle) que provoca un escalfament addicional és una retroalimentació positiva, però no un efecte descontrolat, a la Terra. Els efectes de retroalimentació positiva són habituals (per exemple, retroalimentació de l'albedo del gel), però els efectes de fugida no emergeixen necessàriament de la seva presència. Tot i que l'aigua juga un paper important en el procés, l'efecte hivernacle descontrolat no és el resultat de la retroalimentació del vapor d'aigua.
L'efecte hivernacle descontrolat es pot veure com un límit a la radiació sortint d'ona llarga d'un planeta que, quan se supera, dona lloc a un estat en què l'aigua no pot existir en la seva forma líquida (per tant, tots els oceans s'han "evaporat"). La radiació d'ona llarga que surt d'un planeta és limitada per aquesta aigua evaporada, que és un gas d'efecte hivernacle eficaç i bloqueja la radiació infraroja addicional a mesura que s'acumula a l'atmosfera. Suposant l'equilibri radiatiu, els límits descontrolats de l'hivernacle de la radiació sortint d'ona llarga corresponen als límits de l'augment del flux estel·lar rebut per un planeta per desencadenar l'efecte hivernacle descontrolat. S'han calculat dos límits a la radiació sortint d'ona llarga d'un planeta que es corresponen amb l'inici de l'efecte hivernacle desbocat: el límit Komabayashi-Ingersoll. i el límit Simpson–Nakajima. En aquests valors, l'efecte hivernacle descontrolat supera la retroalimentació d'Stefan-Boltzmann, de manera que un augment de la temperatura superficial d'un planeta no augmentarà la radiació sortint d'ona llarga.
El límit Komabayashi-Ingersoll va ser el primer que es va derivar analíticament i només considera una estratosfera grisa en equilibri radiatiu. Una estratosfera grisa (o atmosfera) és un enfocament per modelar la transferència radiativa que no té en compte la dependència de la freqüència de l'absorció per part d'un gas. En el cas d'una estratosfera o atmosfera grisa, la Aproximació d'Eddington es pot utilitzar per calcular els fluxos radiatius. Aquest enfocament se centra en l'equilibri entre la radiació sortint d'ona llarga a la tropopausa,, i la profunditat òptica del vapor d'aigua, , a la tropopausa, que està determinada per la temperatura i la pressió a la tropopausa segons la tensió de vapor de saturació. Aquest equilibri es representa amb les equacions següentsOn la primera equació representa el requisit d'equilibri radiatiu a la tropopausa i la segona equació representa la quantitat de vapor d'aigua present a la tropopausa. Prenent la radiació sortint d'ona llarga com a paràmetre lliure, aquestes equacions es tallaran només una vegada per a un sol valor de la radiació d'ona llarga sortint, aquest valor es pren com el límit Komabayashi-Ingersoll.ef name=":13"/> En aquest valor, la retroalimentació d'Stefan-Boltzmann es trenca perquè la temperatura tropoesfèrica necessària per mantenir el valor de la radiació sortint d'ona llarga de Komabayashi-Ingersoll dona lloc a una profunditat òptica de vapor d'aigua que bloqueja la radiació sortint d'ona llarga necessària per refredar la tropopausa.
El límit de Simpson-Nakajima és inferior al límit de Komabayashi-Ingersoll i, per tant, és més realista pel que fa al valor al qual un planeta entra en un estat d'hivernacle descontrolat. Per exemple, tenint en compte els paràmetres utilitzats per determinar un límit Komabayashi–Ingersoll de 385 W/m2, el límit Simpson–Nakajima corresponent només és d'uns 293 W/m2. El límit Simpson–Nakajima es basa en la derivació del límit Komabayashi–Ingersoll assumint una troposfera convectiva amb una temperatura superficial i una pressió superficial que determina la profunditat òptica i la radiació sortint d'ona llarga a la tropopausa.
Límit de l'hivernacle humit Com que el model utilitzat per derivar el límit de Simpson-Nakajima (una estratosfera grisa en equilibri radiatiu i una troposfera convectiva) pot determinar la concentració d'aigua en funció de l'altitud, el model també es pot utilitzar per determinar la temperatura de la superfície (o a la inversa, la quantitat). de flux estel·lar) que resulta en una proporció de mescla d'aigua elevada a l'estratosfera. Tot i que aquest valor crític de la radiació sortint d'ona llarga és inferior al límit Simpson-Nakajima, encara té efectes espectaculars sobre el clima d'un planeta. Una proporció elevada de mescla d'aigua a l'estratosfera superaria els efectes d'una trampa freda i donaria lloc a una estratosfera "humida", que donaria lloc a la fotòlisi de l'aigua a l'estratosfera que, al seu torn, destruiria la capa d'ozó i, finalment, conduiria a una pèrdua d'aigua dramàtica per escapada hidrodinàmica. Aquest estat climàtic s'ha batejat com l'efecte hivernacle humit, ja que l'estat final és un planeta sense aigua, tot i que pot existir aigua líquida a la superfície del planeta durant aquest procés.
Connexió a l'habitabilitat El concepte de zona habitable ha estat utilitzat pels científics planetaris i els astrobiòlegs per definir una regió orbital al voltant d'una estrella en la qual un planeta (o lluna) pot mantenir aigua líquida. Segons aquesta definició, la vora interior de la zona habitable (és a dir, el punt més proper a un estel que pot estar un planeta fins que ja no pot mantenir aigua líquida) és determinada pel límit de radiació sortint d'ona llarga més enllà del qual es produeix el procés d'hivernacle descontrolat( per exemple, el límit Simpson–Nakajima). Això es deu al fet que la distància d'un planeta a la seva estrella amfitriona determina la quantitat de flux estel·lar que rep el planeta, que al seu torn determina la quantitat de radiació d'ona llarga que el planeta irradia cap a l'espai. Tot i que la zona habitable interior normalment es determina utilitzant el límit Simpson-Nakajima, també es pot determinar pel que fa al límit de l'hivernacle humit, tot i que la diferència entre els dos és sovint petita.