Himmeä nuori aurinko -paradoksi

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Himmeä nuori aurinko -paradoksi on yhteensopimattomuus kahden eri Maa-planeetan alkuaikoja koskevan teorian välillä. Nykykäsityksen mukaan Aurinko oli alussa huomattavasti nykyistä himmeämpi kuin nyt. Laskujen mukaan Aurinko olisi ollut niin himmeä ja lämmittänyt maata niin vähän, että kaikki maan vesi olisi jäätynyt ja elämä ei voinut syntyä. [1][2]. Toisaalta geologisten merkkien perusteella mukaan Maassa kuitenkin lainehti virtaava vesi jo 200–600 miljoonaa vuotta sen synnyn jälkeen[3]. Ongelman muotoilivat Carl Sagan ja George Mullen vuonna 1972[4].

Astrofysikaalisten laskelmien mukaan Auringon kirkkaus oli sen syntyessä noin 70%[5][6], kun se oli nollaiän pääsarjassa, jonne tähdet asettuvat kutistuttuaan kaasu- ja pölypilvestä. Silloin Maa olisi ollut alussa kokonaan tai suurelta osin jääkauden kourissa pitkiä aikoja. Monet merkit kuitenkin viittaavat siihen, ettei näin ollut kuin korkeintaan ajoittain.

Auringon kirkkauden ollessa 0,7 nykyisestä Maan pintalämpötila olisi ollut ilman edes nykyistä hiilidioksidi- ja muuta kasvihuonekaasujoukkoa -40 astetta. Nykyisten kasvihuonekaasujen kanssa se olisi ollut -25 astetta[1].

Vallitsevan näkemyksen mukaan ongelman ratkaisu on, että Maalla olisi ollut aluksi tulivuoritoiminnan vuoksi runsaasti hiilidioksidia ja metaania sisältänyt kaasukehä, jolla oli voimakas kasvihuonevaikutus. Erityisesti karbonyylisulfidi on saattanut tuottaa riittävän kasvihuonevaikutuksen jäätymisen estämiseksi[7]. Muutamien tutkijoiden mielestä kosmiset säteet ovat voineet vaikuttaa ilmakehään[8]

Teoriaa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Planeetan teoreettinen pintalämpötila lasketaan kaavasta

T_e = \left({F_s(1-A) \over {4 \sigma}}\right)^{1/4}

jossa Te laskettu pintalämpötila, Fs aurinkovakio eli Auringon säteilyvoima planeetan, tässä siis Maan, radan kohdalla, A planeetan säteilynheijastuskyky, ns. Bondin albedo ja \sigma Stefan-Bolzmannin vakio. Tulokseksi saatava Te antaa planeetan pintalämpötilan ilman kasvihuone-ilmiötä. Se on Maalle noin 255 K eli −18 °C.

Jos aurinkovakioksi asetetaan Auringon alkuperäinen säteilymäärä 0,7Fs , lämpötilaksi tulee 233 K eli −40 °C, ja kasvihuone-ilmiöllä 262 K eli −11 °C.

Kun tunnetaan lisäksi ilmakehän emissiivisyys, kasvihuoneilmiön vaikutusta pintalämpötilaan voidaan arvioida käyttämällä kaavaa:

T_s = T_e \left({2 \over {2-e}} \right)^{1/4}

jossa Ts on pintalämpötila ja e ilmakehän emissiivisyys, joka on maapallolle noin 75%[9].

Auringon kirkkauden vaihtelu[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Miljardia vuotta sitten Auringon suhteellinen kirkkaus[6]
4,6 0,7
4,0 0,75
3,5 0,76
3,0 0,8
2,5 0,86
2,0 0,88
1,0 0,92
0,5 0,96

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b Ruddiman 2008, s 45
  2. Syvä yksinkertaisuus - Kaaos, kompleksisuus ja elämän synty, John Gribbin, Tähtitieteellinen yhdistys Ursa 2005, Ursan julkaisuja 95, ISSN 0357-7937, ISBN 952-5329-41-0, ISBN 978-952-5329-41-4, s. 229
  3. Planets and Life, Woodruff T. Sullivan III & John A. Baross 2007, s. 93
  4. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/177/4043/52?ck=nck
  5. Planets and Life, Sullivan & Baross 2007, s. 93
  6. a b The Faint Young Sun Problem Viitattu 29. kesäkuuta 2007. (englanniksi)
  7. http://www.pnas.org/content/early/2009/08/13/0903518106.abstract
  8. http://www.agu.org/pubs/crossref/2003/2003JA009997.shtml
  9. The Climate Machine: The Greenhouse Effect Viitattu 29. kesäkuuta 2007. (englanniksi)