Paradoja del sol joven y débil

La paradoja del Sol joven débil o problema del Sol joven débil describe la aparente contradicción entre las observaciones de agua líquida en los inicios de la historia de la Tierra y la expectativa astrofísica de que la producción de agua del Sol sería sólo un 70 por ciento tan intensa durante esa época como lo es durante la época moderna. ^[1] La paradoja es la siguiente: con la producción de agua del Sol joven en sólo el 70 por ciento de su producción actual, se esperaría que la Tierra primitiva estuviera completamente congelada, pero la Tierra primitiva parece haber tenido agua líquida ^[2] y haber sustentado vida. ^[3]

Los astrónomos Carl Sagan y George Mullen plantearon la cuestión en 1972. ^[4] Las resoluciones propuestas de esta paradoja han tenido en cuenta los efectos de invernadero , los cambios en el albedo planetario , las influencias astrofísicas o combinaciones de estas sugerencias. La teoría predominante es que el gas de efecto invernadero , el dióxido de carbono, fue el que más contribuyó al calentamiento de la Tierra. ^[5]

Los modelos de estructura estelar , especialmente el modelo solar estándar ^[7], predicen un aumento del brillo del Sol. Este aumento se debe a una disminución del número de partículas por unidad de masa debido a la fusión nuclear en el núcleo del Sol, de cuatro protones y electrones cada uno a un núcleo de helio y dos electrones. Menos partículas ejercerían menos presión. Un colapso bajo la enorme gravedad se evita mediante un aumento de la temperatura, que es a la vez causa y efecto de una mayor tasa de fusión nuclear .

Estudios de modelado más recientes han demostrado que el Sol es actualmente 1,4 veces más brillante hoy que hace 4.600 millones de años (Ga), y que el brillo se ha acelerado considerablemente. ^[8] En la superficie del Sol, más potencia de fusión significa una mayor luminosidad solar (a través de ligeros aumentos en la temperatura y el radio), lo que en la Tierra se denomina forzamiento radiativo .

Sagan y Mullen sugirieron durante sus descripciones de la paradoja que podría resolverse con altas concentraciones de gas amoniaco, NH ₃ . ^[4] Sin embargo, desde entonces se ha demostrado que, si bien el amoniaco es un gas de efecto invernadero eficaz, se destruye fácilmente fotoquímicamente en la atmósfera y se convierte en gases de nitrógeno (N ₂ ) e hidrógeno (H _{2 ).} ^[9] Se sugirió (de nuevo por Sagan) que una neblina fotoquímica podría haber evitado esta destrucción de amoniaco y permitido que siguiera actuando como gas de efecto invernadero durante este tiempo; ^[10] sin embargo, en 2001, esta idea se puso a prueba utilizando un modelo fotoquímico y se descartó. ^[11] Además, se cree que dicha neblina enfrió la superficie de la Tierra debajo de ella y contrarrestó el efecto invernadero. ^[11] Alrededor de 2010, los académicos de la Universidad de Colorado revivieron la idea, argumentando que la hipótesis del amoniaco es un contribuyente viable si la neblina formó un patrón fractal. ^{[12] [13]}

Actualmente se cree que el dióxido de carbono estaba presente en concentraciones más altas durante este período de menor radiación solar. Se propuso y se puso a prueba por primera vez como parte de la evolución atmosférica de la Tierra a fines de la década de 1970. Se descubrió que una atmósfera que contenía aproximadamente 1000 veces el nivel atmosférico actual (o PAL) era coherente con la trayectoria evolutiva del ciclo del carbono de la Tierra y la evolución solar. ^{[14] [15] [16]}

El mecanismo principal para alcanzar concentraciones tan altas de CO2 _es el ciclo del carbono. En escalas temporales grandes, la rama inorgánica del ciclo del carbono, conocida como ciclo de carbonato-silicato , es responsable de determinar la distribución del CO2 _entre la atmósfera y la superficie de la Tierra. En particular, durante una época de bajas temperaturas superficiales, las tasas de precipitación y erosión se reducirían, lo que permitiría la acumulación de dióxido de carbono en la atmósfera en escalas temporales de 0,5 millones de años. ^[17]

En concreto, utilizando modelos 1-D, que representan a la Tierra como un único punto (en lugar de algo que varía en 3 dimensiones), los científicos han determinado que en 4,5 Ga, con un Sol un 30% más tenue, se requiere una presión parcial mínima de 0,1 bar de CO2 _para mantener una temperatura superficial por encima del punto de congelación; se ha sugerido que 10 bar de CO2 _es un límite superior plausible. ^{[15] [18]}

La cantidad de niveles de dióxido de carbono aún es objeto de debate. En 2001, Sleep y Zahnle sugirieron que el aumento de la erosión en el fondo marino en una Tierra joven y tectónicamente activa podría haber reducido los niveles de dióxido de carbono. ^[19] Luego, en 2010, Rosing et al. analizaron sedimentos marinos llamados formaciones de hierro bandeado y encontraron grandes cantidades de varios minerales ricos en hierro, incluida la magnetita (Fe ₃ O ₄ ), un mineral oxidado junto con siderita (FeCO ₃ ), un mineral reducido y vieron que se formaron durante la primera mitad de la historia de la Tierra (y no después). La coexistencia relativa de los minerales sugirió un equilibrio análogo entre CO ₂ y H ₂ . En el análisis, Rosing et al. conectaron las concentraciones atmosféricas de H _{2 con la regulación por} metanogénesis biótica . Por lo tanto, los organismos anaeróbicos unicelulares que produjeron metano (CH ₄ ) pueden haber contribuido al calentamiento además del dióxido de carbono. ^{[20] [21]}

La Luna estaba originalmente mucho más cerca de la Tierra, que giraba más rápido que hoy, lo que dio lugar a un calentamiento por mareas mayor que el que se experimenta hoy. Las estimaciones originales indicaban que incluso en los primeros tiempos el calentamiento por mareas sería mínimo, tal vez de 0,02 vatios por metro cuadrado. (A modo de comparación, la energía solar que incide sobre la atmósfera de la Tierra es del orden de 1.000 vatios por metro cuadrado).

Sin embargo, alrededor de 2021, un equipo dirigido por René Heller en Alemania argumentó que tales estimaciones eran simplistas y que en algunos modelos plausibles el calentamiento por mareas podría haber contribuido en el orden de 10 vatios por metro cuadrado y haber aumentado la temperatura de equilibrio hasta cinco grados Celsius en una escala de tiempo de 100 millones de años. Tal contribución resolvería parcialmente la paradoja, pero es insuficiente para resolver la paradoja de los jóvenes débiles por sí sola sin factores adicionales como el calentamiento de efecto invernadero. ^[22] Sin embargo, la suposición subyacente de la formación de la Luna justo fuera del límite de Roche no es segura: un disco magnetizado de escombros podría haber transportado un momento angular que condujo a una Luna menos masiva en una órbita más alta. ^[23]

Una visión minoritaria propuesta por el físico israelí-estadounidense Nir Shaviv utiliza influencias climatológicas del viento solar combinadas con una hipótesis del físico danés Henrik Svensmark sobre un efecto de enfriamiento de los rayos cósmicos . ^[24] Según Shaviv, el Sol primitivo había emitido un viento solar más fuerte que produjo un efecto protector contra los rayos cósmicos. En esa época temprana, un efecto invernadero moderado comparable al de hoy habría sido suficiente para explicar una Tierra en gran parte libre de hielo. Se han encontrado pruebas de un Sol primitivo más activo en meteoritos . ^[25]

La temperatura mínima de alrededor de 2,4 Ga va acompañada de una modulación del flujo de rayos cósmicos por una tasa variable de formación de estrellas en la Vía Láctea . El menor impacto solar da lugar posteriormente a un mayor impacto del flujo de rayos cósmicos, lo que se plantea como una relación con las variaciones climatológicas.

Se ha propuesto varias veces que la pérdida de masa del débil Sol joven en forma de vientos solares más fuertes podría haber compensado las bajas temperaturas provocadas por el forzamiento de los gases de efecto invernadero. ^[26] En este marco, el Sol primitivo atravesó un período prolongado de mayor producción de viento solar. Según datos exoplanetarios, esto provocó una pérdida de masa del Sol de entre el 5 y el 6 por ciento a lo largo de su vida ^[27] , lo que dio como resultado un nivel más constante de luminosidad solar (ya que el Sol primitivo tenía más masa, lo que dio como resultado una mayor producción de energía de la prevista).

Para explicar las condiciones cálidas del eón Arcaico , esta pérdida de masa debe haber ocurrido en un intervalo de aproximadamente mil millones de años. Los registros de implantación de iones de meteoritos y muestras lunares muestran que la elevada tasa de flujo de viento solar solo duró un período de 100 millones de años. Las observaciones de la joven estrella similar al Sol π ¹ Ursae Majoris coinciden con esta tasa de disminución de la producción de viento estelar, lo que sugiere que una tasa de pérdida de masa más alta no puede resolver por sí sola la paradoja. ^{[28] [29] [30]}

Si las concentraciones de gases de efecto invernadero no compensaran completamente el debilitamiento del Sol, el rango moderado de temperaturas podría explicarse por un albedo superficial más bajo . En ese momento, una menor área de tierra continental expuesta habría dado como resultado menos núcleos de condensación de nubes, tanto en forma de polvo arrastrado por el viento como de fuentes biogénicas. Un albedo más bajo permite que una mayor fracción de radiación solar penetre en la superficie. Goldblatt y Zahnle (2011) investigaron si un cambio en la fracción de nubes podría haber sido lo suficientemente calentador y descubrieron que el efecto neto tenía la misma probabilidad de haber sido negativo que positivo. Como máximo, el efecto podría haber elevado las temperaturas de la superficie justo por encima del punto de congelación en promedio. ^[31]

Otro mecanismo propuesto para la reducción de la cobertura de nubes relaciona una disminución de los rayos cósmicos durante este tiempo con una fracción de nubes reducida. ^[32] Sin embargo, este mecanismo no funciona por varias razones, incluido el hecho de que los iones no limitan la formación de nubes tanto como los núcleos de condensación de nubes, y se ha descubierto que los rayos cósmicos tienen poco impacto en la temperatura media global. ^{[33] Las nubes siguen siendo la principal fuente de incertidumbre en} los modelos climáticos globales en 3D , y aún no se ha llegado a un consenso sobre cómo los cambios en los patrones espaciales de las nubes y el tipo de nubes pueden haber afectado al clima de la Tierra durante este tiempo. ^[34]

Aunque tanto las simulaciones como las mediciones directas de los efectos de la ley de Hubble en sistemas ligados gravitacionalmente están arrojando resultados no concluyentes a partir de 2022, ^[35] se observó que la expansión orbital con una fracción de la tasa de expansión local de Hubble puede explicar las anomalías observadas en la evolución orbital, incluida una débil paradoja del Sol joven. ^[36]

La hipótesis de Gaia sostiene que los procesos biológicos contribuyen a mantener estable el clima superficial de la Tierra y, así, mantener la habitabilidad a través de diversos mecanismos de retroalimentación negativa. Si bien los procesos orgánicos, como el ciclo orgánico del carbono, contribuyen a regular los dramáticos cambios climáticos, y se supone que la superficie de la Tierra se ha mantenido habitable, esta hipótesis ha sido criticada por ser intratable. Además, la vida ha existido en la superficie de la Tierra a través de cambios dramáticos en el clima, incluidos los episodios de la Tierra Bola de Nieve . También existen versiones fuertes y débiles de la hipótesis de Gaia, lo que ha provocado cierta tensión en esta área de investigación. ^[34]

Marte tiene su propia versión de la paradoja del Sol joven y débil. Los terrenos marcianos muestran signos claros de agua líquida pasada en la superficie, incluidos canales de desagüe, barrancos, cráteres modificados y redes de valles. Estas características geomorfológicas sugieren que Marte tenía un océano en su superficie y redes fluviales que se asemejan a las de la Tierra actual durante el Noéico tardío (4,1-3,7 Ga). ^{[37] [38]} No está claro cómo el patrón orbital de Marte, que lo coloca aún más lejos del Sol, y la debilidad del Sol joven podrían haber producido lo que se cree que fue un clima muy cálido y húmedo en Marte. ^[39] Los científicos debaten sobre qué características geomorfológicas pueden atribuirse a las líneas de costa u otros marcadores de flujo de agua y cuáles pueden atribuirse a otros mecanismos. ^[34] Sin embargo, la evidencia geológica, incluidas las observaciones de erosión fluvial generalizada en las tierras altas del sur, son generalmente consistentes con un clima cálido y semiárido temprano. ^[40]

Dadas las condiciones orbitales y solares del Marte primitivo, habría sido necesario un efecto invernadero para aumentar las temperaturas de la superficie al menos 65 K para que estas características de la superficie hubieran sido talladas por el agua en movimiento. ^{[39] [40]} Se ha propuesto que una atmósfera mucho más densa, dominada por el CO2, _podría producir dicho aumento de temperatura. Esto dependería del ciclo del carbono y de la tasa de vulcanismo a lo largo del prenoéico y el noéico, lo cual no se conoce bien. Se cree que se produjo una desgasificación volátil durante estos períodos. ^[39]

Una forma de determinar si Marte poseía una atmósfera espesa y rica en CO2 _es examinar los depósitos de carbonato. Un sumidero primario de carbono en la atmósfera de la Tierra es el ciclo carbonato-silicato . Sin embargo, habría sido difícil que el CO2 _se hubiera acumulado en la atmósfera marciana de esta manera porque el efecto invernadero habría sido superado por la condensación de CO2 _. [ ^41]

Recientemente se ha sugerido que el efecto invernadero de CO2-H2 producido por volcanes podría ser el resultado de la liberación de gases de efecto invernadero en Marte. _[ 42 _] Otra ^posibilidad puede haber sido la aparición intermitente de metano. Estas combinaciones de gases de efecto invernadero parecen necesarias porque el dióxido de carbono por sí solo, incluso a presiones superiores a unos pocos bares, no puede explicar las temperaturas necesarias para la presencia de agua líquida superficial en Marte primitivo. ^{[43] [40]}

La atmósfera de Venus está compuesta en un 96% por dióxido de carbono. Hace miles de millones de años, cuando el Sol brillaba entre un 25 y un 30% menos, la temperatura superficial de Venus podría haber sido mucho más fría y su clima podría haberse parecido al de la Tierra actual, con todo y un ciclo hidrológico incluido, antes de que experimentara un efecto invernadero descontrolado . ^[44]

• Tierra primitiva fría
• Temperatura efectiva : de un planeta, depende de la reflectividad de su superficie y sus nubes.
• Cinturón de piedra verde de Isua
• Lista de paradojas cosmológicas  – Lista de afirmaciones que parecen contradecirse
• Paleoclimatología

• Bengtsson, Lennart; Hammer, Claus U. (2004). Interacciones geosfera-biosfera y clima . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-78238-8.