Paradoks Matahari muda samar

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Jump to navigation Jump to search
Gambaran artis mengenai kitaran hayat bintang seperti Matahari, bermula sebagai bintang urutan utama di sebelah kiri bawah kemudian berkembang melalui fasa subgergasi dan raksasa, sehingga sampul luarnya diusir untuk membentuk nebula planet di bahagian atas kanan.

Paradoks Matahari muda samar menggambarkan percanggahan yang jelas di antara pemerhatian cecair air pada awal sejarah Bumi dan jangkaan astrofizikal bahawa keluaran Matahari akan hanya 70 peratus sengit pada zaman itu berbanding semasa zaman moden. Isu ini dibangkitkan oleh ahli astronomi Carl Sagan dan George Mullen pada tahun 1972. Penjelasan mengenai paradoks ini telah mengambil kira kesan rumah hijau, pengaruh astrofizik, atau gabungan kedua-duanya.

Persoalan yang tidak dapat diselesaikan ialah bagaimana iklim yang sesuai untuk kehidupan kekal di Bumi sepanjang skala masa yang panjang walaupun terdapat keluaran suria yang berubah-ubah dan pelbagai keadaan darat.[1]

Keluaran suria awal[sunting | sunting sumber]

Awalnya dalam sejarah Bumi, keluaran Matahari hanya 70 peratus sengit berbanding semasa zaman moden. Dalam keadaan alam sekitar yang wujud pada masa itu, keluaran suria ini tidak mencukupi untuk mengekalkan lautan sebaga cecair. Ahli astronomi Carl Sagan dan George Mullen menunjukkan pada tahun 1972 bahawa ini bertentangan dengan bukti geologi dan paleontologi.[2]

Menurut Model Suria Piawai, bintang-bintang yang serupa dengan Matahari secara beransur-ansur akan semakin mencerah sepanjang hayat jujukan utama mereka disebabkan oleh penguncupan teras bintang yang disebabkan oleh pelakuran.[3] Walau bagaimanapun, dengan kekilauan suria yang dijangka 4 bilion (4 × 109) tahun lalu dan dengan kepekatan gas rumah hijau yang sama seperti semasa untuk Bumi moden, mana-mana air cecair yang terdedah kepada permukaan akan membekukan. Walau bagaimanapun, rekod geologi memperlihatkan permukaan secara malar agak panas pada rekod suhu awal penuh Bumi, kecuali fasa sejuk, glasiasi Huronia, kira-kira 2.4 hingga 2.1 bilion tahun yang lalu. Endapan yang berkaitan dengan air telah dijumpai sejak 3 tahun lalu.[4] Petunjuk bentuk kehidupan awal yang dijejak tarikh dari awal 3.5 bilion tahun,[5] dan isotop karbon asas sangat sesuai dengan apa yang terdapat pada hari ini.[6]

Hipotesis rumah hijau[sunting | sunting sumber]

Apabila mula-mula dibentuk, atmosfera Bumi mungkin mengandungi lebih gas rumah hijau. Kepekatan karbon dioksida mungkin lebih tinggi, dengan tekanan separa anggaran sebanyak 1,000 kPa (10 bar), kerana tidak ada fotosintesis bakteria untuk menukar gas CO2 ke karbon organik dan gas oksigen. Metana, gas rumah hijau yang sangat aktif yang bertindak balas dengan oksigen untuk menghasilkan karbon dioksida dan wap air, mungkin lebih lazim juga, dengan nisbah campuran 10−4 (100 bahagian per juta mengikut isipadu).[7][8]

Berdasarkan kajian isotop sulfur geologi, pada tahun 2009 sekumpulan saintis termasuk Yuichiro Ueno dari Universiti Tokyo mencadangkan karbonil sulfida (OCS) hadir di atmosfera Arkean. Karbonil sulfida adalah gas rumah hijau yang cekap dan para saintis menganggarkan bahawa kesan rumah hijau tambahan akan mencukupi untuk mengelakkan Bumi daripada membeku.[9]

Berdasarkan analisis "analisis isotop nitrogen dan argon dalam rangkuman bendalir yang terperangkap dalam kuarza hidroterma 3.0 hingga 3.5 billion tahun, kertas kerja 2013 menyimpulkan bahawa "dinitrogen tidak memainkan peranan penting dalam anggaran haba Bumi purba dan bahawa tekanan separa CO2 zaman Akean mungkin lebih rendah daripada 0.7 bar".[10] Burgess, salah seorang pengarang menyatakan, "Jumlah nitrogen dalam atmosfera terlalu rendah untuk meningkatkan kesan rumah hijau karbon dioksida yang cukup untuk menghangatkan planet ini. Walau bagaimanapun, keputusan kami memberikan bacaan tekanan yang lebih tinggi dari yang diharapkan untuk karbon dioksida – dengan anggaran berdasarkan tanah fosil – yang boleh jadi tinggi untuk mengatasi kesan Matahari muda yang lemah dan akan memerlukan siasatan lanjut."[11] Juga, pada 2012-2016 kajian oleh S.M. Som, berdasarkan analisis jejak hujan dan gelembung udara yang terperangkap dalam lava purba, telah menunjukkan tekanan atmosfera yang rendah di bawah 1.1 bar dan mungkin serendah 0.23 bar semasa zaman 2.7 bilion tahun dari sekarang.[12]

Berikutan tokokan awal benua selepas kira-kira 1 bilion tahun,[13] pakar geo-botani Heinrich Walter dan lain-lain berpendapat bahawa versi bukan biologi kitaran karbon memberikan maklum balas suhu negatif. Karbon dioksida dalam atmosfera terlarut dalam cecair air dan digabungkan dengan ion logam yang diperoleh daripada pelepasan silikat untuk menghasilkan karbonat. Semasa tempoh zaman ais, bahagian kitaran ini akan terhenti. Pelepasan karbon gunung berapi kemudian akan memulakan semula kitaran pemanasan akibat kesan rumah hijau.[14][15]

Mengikut hipotesis Bumi bola salji, mungkin terdapat beberapa tempoh apabila lautan bumi membeku sepenuhnya. Tempoh yang paling baru mungkin sekitar 630 juta tahun yang lalu.[16] Selepas itu, letupan Kambria mengenai bentuk kehidupan multisel baru bermula.

Haba radiogenik yang lebih besar[sunting | sunting sumber]

Haba radiogenik dari pelepasan 4 isotop yang menjejaskan belanjawan haba dalaman Bumi dari masa ke semasa: 40K (kuning), 235U (merah), 238U (hijau) dan 232Th (ungu). Pada masa lalu sumbangan dari 40K dan 235U adalah lebih tinggi dan oleh itu output haba radiogenik keseluruhan lebih tinggi.

Pada masa lalu, pelepasan geoterma pereputan haba, yang dikeluarkan dari pereputan isotop kalium-40, uranium-235 dan uranium-238 jauh lebih besar daripada hari ini.[17] Angka di sebelah kanan menunjukkan bahawa nisbah isotop antara uranium-238 dan uranium-235 juga jauh berbeza daripada hari ini, dengan nisbah yang pada dasarnya bersamaan dengan uranium diperkaya rendah moden. Oleh itu, jasad bijih uranium semula jadi, jika ada, mampu menyokong reaktor pembelahan nuklear semula jadi dengan air ringan biasa sebagai moderatornya. Apa-apa percubaan untuk menerangkan paradoks mestilah memberi faktor dalam kedua-dua sumbangan radiogenik, dari haba peluruhan dan dari mana-mana reaktor lakuran nuklear semula jadi yang berpotensi.

Mekanisme utama pemanasan bumi oleh haba radiogenik bukanlah pemanasan secara langsung (yang menyumbang kurang dari 0.1% kepada jumlah masukan haba walaupun pada Bumi awal) melainkan penubuhan kecerunan geoterma yang tinggi dari kerak bumi, menghasilkan kadar pengeluaran gas yang lebih besar dan oleh itu kepekatan gas rumah hijau yang lebih tinggi dalam atmosfera awal Bumi. Di samping itu, kerak dalam yang lebih panas akan mengehadkan penyerapan air oleh galian kerak, mengakibatkan lebih kecil jumlah tanah beralbedo tinggi yang menonjol dari lautan awal, menyebabkan lebih banyak tenaga suria diserap.

Pemanasan pasang surut besar[sunting | sunting sumber]

Bulan lebih dekat dengan Bumi berbilion tahun lalu,[18] dan oleh itu menghasilkan lebih banyak pemanasan pasang surut.[19]

Alternatif[sunting | sunting sumber]

Perubahan Iklim Fanerozoik

Pandangan minoriti, yang dikemukakan oleh ahli fizik Israel-Amerika Nir Shaviv, menggunakan pengaruh klimatologi angin suria, digabungkan dengan hipotesis ahli fizik Denmark, Henrik Svensmark untuk kesan penyejukan sinar kosmik, untuk menjelaskan paradoks tersebut.[20] Menurut Shaviv, awal Matahari telah mengeluarkan angin matahari yang lebih kuat yang menghasilkan kesan perlindungan terhadap sinar kosmik. Pada usia muda, kesan rumah hijau sederhana yang setanding dengan hari ini akan mencukupi untuk menjelaskan sebab Bumi dahulu bebas daripada ais. Bukti untuk Matahari awal yang lebih aktif telah ditemui dalam meteorit.[21]

Suhu minimum kira-kira 2.4 bilion tahun bersamaan dengan modulasi fluks sinar kosmik melalui kadar pembentukan bintang berubah dialam Bima Sakti. Kesan suria yang dikurangkan kemudian menghasilkan kesan yang lebih kuat dari fluks sinar kosmik (CRF), yang dihipotesiskan untuk menjurus kepada hubungan dengan kepelbagaian klimatologi.

Satu model alternatif evolusi suria boleh menerangkan paradoks Matahari muda samar. Dalam model ini, Matahari awal menjalani satu tempoh yang panjang dengan keluaran angin suria yang lebih tinggi. Ini menyebabkan kehilangan jisim daripada Matahari pada susunan 5-10 peratus sepanjang hayatnya, menyebabkan tahap cahaya matahari yang lebih konsisten (memandangkan awal Matahari mempunyai jisim yang lebih banyak, menghasilkan lebih banyak tenaga daripada yang diramalkan). Untuk menerangkan keadaan hangat di era Arkean, kehilangan besar-besaran ini mesti berlaku sepanjang selang kira-kira satu bilion tahun. Walau bagaimanapun, rekod implan ion dari meteorit dan sampel bulan menunjukkan bahawa kadar angin suria yang menaik hanya bertahan selama tempoh 0.1 bilion tahun. Pemerhatian bintang muda serupa Matahari seperti π1 Ursae Majoris sepadan dengan kadar penurunan dalam luaran angin najam, menunjukkan bahawa kadar kehilangan massa yang lebih tinggi tidak boleh dengan sendirinya menyelesaikan paradoks.[22]

Pemeriksaan enapan Arkean muncul tidak konsisten dengan hipotesis kepekatan rumah hijau yang tinggi. Sebaliknya, julat suhu yang sederhana dapat dijelaskan oleh albedo permukaan yang lebih rendah yang dibawa oleh kawasan kurang benua dan "kekurangan nukleus kepekatan awan yang disebabkan oleh biologi". Ini akan menyebabkan peningkatan penyerapan tenaga suria, dengan itu mengimbangi keluaran suria yang lebih rendah.[23]

Di Marikh[sunting | sunting sumber]

Biasanya, paradoks Matahari muda samar dirangka dari segi paleoiklim Bumi. Walau bagaimanapun, isu ini juga muncul dalam konteks iklim di Marikh kuno, di mana terdapatnya air cecair, dalam jumlah yang banyak (kitaran hidrologi, tasik, sungai, hujan, mungkin laut dan lautan), berbilion tahun lalu. Selepas itu, air cecair yang banyak hilang dari permukaan Marikh. Pada masa ini, permukaan Marikh adalah sejuk dan kering. Keluaran suria yang berubah, dengan mengambil kira tiada lain yang berubah, akan menandakan bahawa keadaan adalah lebih sejuk (dan kering) di Marikh pada zaman purba berbanding hari ini, nampaknya bertentangan dengan banyak bukti empirikal dari penerokaan Marikh yang menunjukkan masa lalu yang lebih lembap dan lebih suam. Penjelasan mengenai paradoks Matahari muda samar yang secara serentak boleh merujuk kepada pemerhatian yang mungkin bahawa matahari menanggalkan jisim melalui angin suria, walaupun kadar penanggalan jisim yang mencukupi tidak disokong oleh pemerhatian dan model najam.[24]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ David Morrison, NASA Lunar Science Institute, "Catastrophic Impacts in Earth's History", video-recorded lecture, Stanford University (Astrobiology), 2010 Feb. 2, access 2016-05-10.
  2. ^ Sagan, C.; Mullen, G. (1972). "Earth and Mars: Evolution of Atmospheres and Surface Temperatures". Science. 177 (4043): 52–56. Bibcode:1972Sci...177...52S. doi:10.1126/science.177.4043.52. PMID 17756316. 
  3. ^ Gough, D. O. (1981). "Solar Interior Structure and Luminosity Variations". Solar Physics. 74 (1): 21–34. Bibcode:1981SoPh...74...21G. doi:10.1007/BF00151270. 
  4. ^ Windley, B. (1984). The Evolving Continents. New York: Wiley Press. ISBN 0-471-90376-0. 
  5. ^ Schopf, J. (1983). Earth’s Earliest Biosphere: Its Origin and Evolution. Princeton, N.J.: Princeton University Press. ISBN 0-691-08323-1. 
  6. ^ Veizer, Jan (March 2005). "Celestial climate driver: a perspective from four billion years of the carbon cycle". Geoscience Canada. 32 (1). 
  7. ^ Walker, James C. G. (June 1985). "Carbon dioxide on the early earth" (PDF). Origins of Life and Evolution of the Biosphere. 16 (2): 117–127. Bibcode:1985OLEB...16..117W. doi:10.1007/BF01809466. Dicapai 2010-01-30. 
  8. ^ Pavlov, Alexander A.; Kasting, James F.; Brown, Lisa L.; Rages, Kathy A.; Freedman, Richard (May 2000). "Greenhouse warming by CH4 in the atmosphere of early Earth". Journal of Geophysical Research. 105 (E5): 11981–11990. Bibcode:2000JGR...10511981P. doi:10.1029/1999JE001134. 
  9. ^ Ueno, Y.; Johnson, M. S.; Danielache, S. O.; Eskebjerg, C.; Pandey, A.; Yoshida, N. (August 2009). "Geological sulfur isotopes indicate elevated OCS in the Archean atmosphere, solving faint young sun paradox Ueno, Y.; Johnson, M. S.; Danielache, S. O.; Eskebjerg, C.; Pandey, A.; Yoshida, N.". Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (35): 14784–14789. Bibcode:2009PNAS..10614784U. doi:10.1073/pnas.0903518106. 
  10. ^ Marty, B.; Zimmermann, L.; Pujol, M.; Burgess, R.; Philippot, P. (2013). "Nitrogen Isotopic Composition and Density of the Archean Atmosphere". Science. 342 (6154): 101. arXiv:1405.6337Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:2013Sci...342..101M. doi:10.1126/science.1240971. PMID 24051244. 
  11. ^ "Climate puzzle over origins of life on Earth". Diarkibkan daripada yang asal pada 4 October 2013. Dicapai 4 October 2013. 
  12. ^ "Earth's air pressure 2.7 billion years ago constrained to less than half of modern levels" (PDF). Dicapai 6 March 2017. 
  13. ^ Veizer, J. (1976). B. F. Windley, penyunting. The Early History of the Earth. London: John Wiley and Sons. m/s. 569. ISBN 0-471-01488-5. 
  14. ^ Zeebe, Richard (April 28, 2008). "Before fossil fuels, Earth's minerals kept CO2 in check". University of Hawaiʻi at Mānoa. Dicapai 2010-01-30. 
  15. ^ Walker, J. C. G.; Hays, P. B.; Kasting, J. F. (October 20, 1981). "A negative feedback mechanism for the long-term stabilization of the earth's surface temperature" (PDF). Journal of Geophysical Research. 86 (C10): 9776–9782. Bibcode:1981JGR....86.9776W. doi:10.1029/JC086iC10p09776. Diarkibkan daripada asal (PDF) pada September 20, 2008. Dicapai 2010-01-30. 
  16. ^ Hoffman, Paul F.; Kaufman, Alan J.; Halverson, Galen P.; Schrag, Daniel P. (August 28, 1998). "A Neoproterozoic Snowball Earth". Science. 281 (5381): 1342–1346. Bibcode:1998Sci...281.1342H. doi:10.1126/science.281.5381.1342. PMID 9721097. 
  17. ^ Arevalo Jr, R., McDonough, W. F., & Luong, M. (2009). The K/U ratio of the silicate Earth: Insights into mantle composition, structure and thermal evolution. Earth and Planetary Science Letters, 278(3), 361–369
  18. ^ http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=124
  19. ^ Peale, S.J. Tidally induced volcanism. Celest. Mech. & Dyn. Astr. 87, 129–155, 2003.
  20. ^ Shaviv, N. J. (2003). "Toward a solution to the early faint Sun paradox: A lower cosmic ray flux from a stronger solar wind". Journal of Geophysical Research. 108 (A12): 1437. arXiv:astro-ph/0306477Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:2003JGRA..108.1437S. doi:10.1029/2003JA009997. 
  21. ^ Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N. (February 1, 1987). "Evidence in meteorites for an active early sun". Astrophysical Journal Letters. 313: L31–L35. Bibcode:1987ApJ...313L..31C. doi:10.1086/184826. 
  22. ^ Gaidos, Eric J.; Güdel, Manuel; Blake, Geoffrey A. (2000). "The faint young Sun paradox: An observational test of an alternative solar model". Geophysical Research Letters. 27 (4): 501–504. Bibcode:2000GeoRL..27..501G. doi:10.1029/1999GL010740. 
  23. ^ Rosing, Minik T.; Bird, Dennis K.; Sleep, Norman H.; Bjerrum, Christian J. (April 1, 2010). "No climate paradox under the faint early Sun". Nature. 464 (7289): 744–747. Bibcode:2010Natur.464..744R. doi:10.1038/nature08955. PMID 20360739. 
  24. ^ Piet Martens, "The Faint Young Sun Paradox: Is There Even Life on Earth?", presentation at the workshop "Life in the Cosmos",Hosted by the Smithsonian Institution at the Ripley Center, Smithsonian Mall, Washington DC, 5–6 September 2012. (booklet of abstracts) (the presentation, pdf)

Bacaan lanjut[sunting | sunting sumber]

  • Bengtsson, Lennart; Hammer, Claus U. (2004). Geosphere-Biosphere Interactions and Climate. Cambridge University Press. ISBN 0-521-78238-4.