初期の大きな太陽質量とは? わかりやすく解説

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初期の大きな太陽質量

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/03/06 16:50 UTC 版)

暗い太陽のパラドックス」の記事における「初期の大きな太陽質量」の解説

上記の説は、地球大気温室効果地熱影響など暗い太陽のパラドックス原因地球の大気内部求めるものであった。これは標準太陽モデルが非常に良く検証されモデルであり、太陽の光進化変更するのは容易ではない考えられてきたからである。しかし最近ではパラドックス原因太陽求め太陽の進化過程見直すことで解決試み仮説提唱されている。すなわち、過去太陽暗くなかったという考え方である。 恒星質量大きいほど光度強くなるため、初期太陽質量大きかった場合太陽光度強く、従って地球の海も完全な凍結免れることが出来た考えられる初期地球凍結起こさないためには,形成直後太陽質量が現在よりも 5% 程度重けれ充分であるとされる太陽形成されてから10億程度かけて太陽風によって質量放出して現在の太陽質量になった場合太古代地球の海は凍結せず、かつ現在の太陽質量説明することが出来る。これが実現されるためには太陽風による質量減少大き必要があるが、現在の太陽風による質量放出率は質量減少必要な量の300分の1から1000分の1程度遥かに小さいという問題点がある。しかし若い太陽型星のライマンα線での観測では、若い太陽型星の恒星風による質量放出率は現在の太陽100倍程度になる場合もあるという報告もあるため、過去太陽風が非常に強かった場合はこの仮説パラドックス説明できる可能性がある。 しかし隕石月面サンプルへの太陽風イオン注入記録からは、太陽風流束上昇した時期継続したのは1億程度しかないだろうという結果得られている。若い太陽型星であるおおぐま座π1星の観測による恒星風減少傾向はこの結果一致しており、過去太陽風による質量放出大きかったということだけではパラドックス解決できない可能性示唆している。

※この「初期の大きな太陽質量」の解説は、「暗い太陽のパラドックス」の解説の一部です。
「初期の大きな太陽質量」を含む「暗い太陽のパラドックス」の記事については、「暗い太陽のパラドックス」の概要を参照ください。

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