Astronomie

Helligkeit der Schneeball-Erde

Helligkeit der Schneeball-Erde

Die Erde ist wahrscheinlich vor etwa 700 Millionen Jahren fast vollständig zugefroren. Dies erhöhte seine Albedo erheblich, und ich frage mich, ob dies einen erheblichen Einfluss auf seine scheinbare Helligkeit von anderen Planeten haben würde. (Die Sonne war jedoch um etwa 4% lichtschwächer.)

Wenn ja, wäre die Erde mit bloßem Auge aus einer weiteren Entfernung von 700 Millionen Jahren sichtbar als jetzt? Vielleicht von Uranus' Monden?


Die Erde ist aufgrund der Wolkenbedeckung bereits ziemlich hell, mit einer typischen Albedo von 0,3 bis 0,35 – das heißt, sie reflektiert etwa ein Drittel des sichtbaren Lichts, das auf sie trifft.

Das heißt, es könnte nicht mehr als etwa dreimal so hell werden, selbst wenn es perfekt reflektieren würde (Albedo 1.0), was etwa 1,2 Größenordnungen heller ist.

Die Erde aus großer Entfernung mit bloßem Auge zu erkennen, ist weniger eine Frage der Helligkeit, sondern eher eine Frage der Trennung von der Sonne. Ich kann im Moment keine Zahlen ausführen, um tatsächliche Größen oder Winkelabstände zu erhalten.


Sauerstoff kann Ursache der ersten Schneeballerde sein

Denver, Colorado – Steigende Sauerstoffmengen in der Atmosphäre könnten die erste von drei vergangenen Episoden ausgelöst haben, als die Erde zu einem riesigen Schneeball wurde, der von Pol zu Pol von Eis und gefrorenen Ozeanen bedeckt war, so ein Forscher des Penn State.

„Wir haben überzeugende Beweise dafür, dass mindestens sechs der sieben Kontinente einst vergletschert waren, und wir haben auch Beweise dafür, dass einige dieser Kontinente in der Nähe des Äquators waren, als sie mit Eis bedeckt waren“, sagt Dr. James F. Kasting, Professor für Geowissenschaften und Meteorologie. "Zwei dieser globalen Vergletscherungen ereigneten sich vor 600 und 750 Millionen Jahren, aber die früheste ereignete sich vor 2,3 Milliarden Jahren."

Wenn man nach Kasting davon ausgeht, dass die magnetischen Beweise für die Vereisung am Äquator richtig sind, dann gibt es nur zwei mögliche Erklärungen für die äquatoriale Vereisung.

Einer ist, dass die Neigung der Erde, die jetzt 23,5 Grad von der Vertikalen beträgt, höher als etwa 54 Grad von der Vertikalen war. Dies hätte die Erde so positioniert, dass die Pole die meiste Sonnenenergie und der Äquator die wenigste erhielten, wodurch ein Gletscher um die Mitte entstand, die Pole aber immer noch ungefroren blieben.

Die andere Möglichkeit, zu der Kasting jetzt tendiert, ist, dass die Treibhausgase in der Atmosphäre so weit gesunken sind, dass die Gletscher über Millionen von Jahren allmählich von den Polen bis 30 Grad vom Äquator vordrangen. Dann, in etwa 1.000 Jahren, fror der Rest der Erde aufgrund des großen Reflexionsvermögens der bereits eisbedeckten Gebiete und ihrer Unfähigkeit, Wärme von der Sonne einzufangen, schnell zu. Die gesamte Erde wurde zu einem Schneeball mit Ozeanen, die bis zu einer Tiefe von mehr als einer halben Meile gefroren waren.

„Bei den letzten beiden Vergletscherungen fiel der Kohlendioxidgehalt niedrig genug, um den Vergletscherungsprozess zu beginnen. Für die früheste Vereisung könnte jedoch Methan der Schlüssel gewesen sein“, sagte Kasting den Teilnehmern der Jahrestagung der Geological Society of America heute (Oktober). 27) in Denver. "Die früheste bekannte Schneeball-Erde entstand zu der Zeit, als der Sauerstoffgehalt in der Atmosphäre zu steigen begann", sagt Kasting, Mitglied des Penn State Astrobiology Center. "Davor war Methan neben Kohlendioxid und Wasserdampf ein wichtiges Treibhausgas in der Atmosphäre."

Als der Sauerstoffgehalt anstieg, sank der Methangehalt dramatisch und der Kohlendioxidgehalt hatte sich nicht genug aufgebaut, um dies zu kompensieren, sodass die Erde abkühlen konnte. Der Sauerstoffgehalt muss nur ein Hundertstel Prozent des heutigen Sauerstoffgehalts erreichen, um die Methanatmosphäre vollständig umzuwandeln. Sobald die Erde schneebedeckt ist, dauert es 5 bis 10 Millionen Jahre, bis die natürliche Aktivität der Vulkane das Kohlendioxid genug erhöht, um die Gletscher zu schmelzen.

Unabhängig von den beteiligten Treibhausgasen wäre das Muster des Einfrierens und Auftauens das gleiche. Da die Sonne immer heller wird, brauchte es in der Vergangenheit mehr Treibhausgase, um die schwächer werdende Sonne auszugleichen. Für die Vergletscherungen vor 600 und 750 Millionen Jahren gehen Schätzungen davon aus, dass Kohlendioxidwerte in Höhe des jüngsten vorindustriellen Niveaus oder bis zum Dreifachen des vorindustriellen Niveaus für das Auftreten von Schneeballen auf der Erde ausreichend gewesen wären.

Da während der jüngsten Vergletscherungen viele Kontinente in den warmen äquatorialen Gebieten existierten, glaubt Kasting, dass die schnelle Verwitterung von Kalzium- und Magnesiumsilikatgestein, das Kohlendioxid verbraucht, das Niveau gesenkt hat, um die Dinge zu kühlen.

"Um die Erde aus ihrer Eisdecke zu befreien, hätte es fast das 300-fache des heutigen Kohlendioxids benötigt", sagt Kasting. "Dann, sobald das Eis mit hoher Reflektivität verschwunden ist, hätte das Kohlendioxid überkompensiert und die Erde würde sich sehr erwärmen, bis die schnelle Verwitterung Kohlendioxid aus der Atmosphäre entfernt."

Ein Grund, warum viele Wissenschaftler die Schneeball-Erd-Theorie zunächst ablehnten, war, dass biologische Beweise nicht darauf hindeuten, dass die verschiedenen Lebensformen auf der Erde aus der jüngsten totalen Vereisung hervorgegangen sind. Eine Vielzahl von Lebensformen mussten vor der Vereisung überleben, was auf einer eisbedeckten Welt kaum vorstellbar ist. Vielleicht überlebten die Vorfahren des heutigen Lebens in Zufluchtsstätten wie heißen Quellen oder in der Nähe von Unterwasser-Thermalquellen.

„Das biologische Puzzle der Schneeballerde ist sehr interessant“, sagt Kasting. "Die Ereignisse deuten darauf hin, dass das Leben robuster war, als wir dachten, und dass das Klima der Erde viel weniger stabil war, als wir angenommen hatten."

Geschichte Quelle:

Materialien zur Verfügung gestellt von Penn-Staat. Hinweis: Der Inhalt kann hinsichtlich Stil und Länge bearbeitet werden.


Ein riesiger Schneeball im Weltraum

Experten sind sich einig, dass Snowball Earth aus einem außer Kontrolle geratenen Effekt mit Eis-Albedo-Feedback entstand.

Reduzierte Strahlung führte dazu, dass sich das Eis von den Polen bis zum Äquator ausdehnte, was dazu führte, dass mehr Eis den Globus bedeckte und der Planet eine höhere Albedo hatte. Albedo bezieht sich darauf, wie viel Licht, das auf eine Oberfläche trifft, reflektiert wird, ohne absorbiert zu werden. In Snowball Earth bedeutet dies, dass ein Großteil der Sonnenstrahlung, die auf die Oberfläche traf, zurückgeworfen wurde und eine schwächere Heizwirkung hatte. Infolgedessen kühlt die Erde weiter ab und es bildet sich mehr Eis und erreicht einen Punkt der globalen Vereisung.

In der Studie entwickelten die Forscher ein einfaches mathematisches Modell des Klimasystems der Erde, das die Eis-Albedo-Rückkopplung beinhaltet. Sie entwickelten Gleichungen, um die Beziehungen zwischen ein- und ausgehender Sonnenstrahlung, der Oberflächentemperatur der Erde, der Menge an Kohlendioxid in der Atmosphäre und den Auswirkungen der Verwitterung auf das atmosphärische Kohlendioxid darzustellen.

Ihr Modell zeigt, dass die Erde eher einfriert, wenn das einfallende Sonnenlicht über eine kritische Rate abnimmt. Das bedeutet, dass die Strahlungswerte nicht unter einen kritischen Schwellenwert sinken müssen, um eine globale Eiszeit auszulösen. Aber wenn das Niveau mit einer bestimmten Geschwindigkeit sinkt, könnte dies den Planeten zur Schneeballerde stürzen.

Aber was diese besondere Geschwindigkeit ist, sind sich die Forscher nicht sicher, da das Modell eine vereinfachte Darstellung des Erdklimas ist. Sie schätzen jedoch, dass die Erde über einen Zeitraum von etwa 10.000 Jahren einen Rückgang der Sonnenstrahlung um zwei Prozent erfahren müsste, um in eine globale Eiszeit zu kippen. (Verwandt: Während die Welt über die globale Erwärmung debattiert, warnt der Sonnenphysiker vor der kommenden Eiszeit.)


Nationale Luft- und Raumfahrtbehörde

"Schneeball-Erde" könnte matschig gewesen sein

Von Michael Schirber, Astrobiology Magazine — August 2015

Stellen Sie sich eine Welt ohne flüssiges Wasser vor und nur festes Eis in alle Richtungen. Es wäre sicherlich kein Ort, an dem die meisten Lebensformen leben möchten.

Und doch hat unser Planet mehrere Frostperioden durchgemacht, in denen ein außer Kontrolle geratener Klimaeffekt zu einer globalen oder fast globalen Eisbedeckung führte. Die letzte dieser sogenannten „Snowball Earth“-Vergletscherungen endete vor etwa 635 Millionen Jahren, als sich komplexes Leben gerade erst zu entwickeln begann. Es ist immer noch ungewiss, ob Eis den gesamten Planeten bedeckte oder ob ein Mechanismus die Flucht aufhalten konnte.

"Das Studium der Schneeball-Erdvergletscherungen kann uns sagen, wie schlimm es werden kann, in diesem Fall würde das Leben, wie wir es kennen, wahrscheinlich nicht überleben", sagt die Geologin Linda Sohl vom Center for Climate Systems Research der Columbia University und dem Goddard Institute for Space Studies der NASA.

War "Snowball Earth" zugefroren oder matschig? (Bildnachweis: NASA/JPL/Eric Rignot)

Sohl und ihre Kollegen verwenden globale Klimamodelle &ndash, die die meisten Leute verwenden, um vorherzusagen, wohin sich unser Planet in der Zukunft bewegt &ndash und modifizieren sie, um zu untersuchen, wo unser Planet in der Vergangenheit war.

In ihren Simulationen der kryogenischen Periode (vor 850-635 Millionen Jahren) hat die Gruppe herausgefunden, dass die globale Durchschnittstemperatur der Erde 12 Grad Celsius unter den Gefrierpunkt gefallen sein könnte, aber die Welt würde nicht vollständig zufrieren. Die Modelle sagen voraus, dass auch unter diesen extremen Bedingungen die Hälfte der Ozeane eisfrei bleibt. Die Schlussfolgerung ist, dass sich die Erde an diesem entscheidenden Punkt in der Erdgeschichte dem Schneeball zu einer festen Eiskugel widersetzte.

Das Team hat einen Zuschuss vom Element Exobiology & Evolutionary Biology des NASA Astrobiology Program erhalten, um andere Snowball Earth-Szenarien zu erkunden. Ziel ist es herauszufinden, welche Faktoren wie die Anordnung der Kontinente und die Ozeanzirkulation eine Rolle spielen, um die Vereisung voranzutreiben oder zu stoppen.

Die Ergebnisse könnten Diskussionen über die Grenzen der Bewohnbarkeit um andere Sterne beeinflussen. Wasserführende Planeten wie die Erde können einen natürlichen Abwehrmechanismus gegen das globale Einfrieren aufweisen, und dies könnte bedeuten, dass flüssiges Wasser im Universum häufiger vorkommt, als Astrobiologen traditionell angenommen haben.

Hart oder matschig

Wissenschaftler behaupten, dass mindestens zwei Vergletscherungen der Schneeballerde während der kryogenischen Zeit vor etwa 640 und 710 Millionen Jahren aufgetreten sind. Jeder dauerte ungefähr 10 Millionen Jahre oder so.

Der Hauptbeweis für die Schwere dieser Ereignisse stammt aus geologischen Nachweisen von Gletschern in der Nähe des Äquators. Wenn Eis an Land es bis in die niedrigen Breiten geschafft hat, wie das Argument sagt, dann muss es überall hingegangen sein.

Diese "all-in"-Klimareaktion ist auf die hohe Reflektivität oder Albedo von Eis zurückzuführen. Eis reflektiert 55 bis 80 Prozent des einfallenden Sonnenlichts und schickt diese Energie zurück in den Weltraum, bevor sie den Planeten erwärmen kann. Im Vergleich dazu reflektiert Meerwasser nur 12 Prozent und Landflächen zwischen 10 und 40 Prozent, sodass mehr Sonnenwärme von diesen Oberflächenbedingungen absorbiert wird. Ein zusätzlicher Faktor bei der Abkühlung des Planeten ist, dass die Sonne während der kryogenischen Periode um 6 Prozent lichtschwächer war als heute.

Frühe Modelle zeigten, dass sobald Eis tropische Breiten erreichte, eine positive Rückkopplungsschleife greifen würde, in der die Eisbedeckung zu niedrigeren Temperaturen führen würde, was zu mehr Eisbedeckung führen würde, was die Temperaturen noch weiter senken würde. Dieser Runaway-Effekt würde vermutlich so lange andauern, bis der gesamte Planet zugefroren ist und sogar die Ozeane mit einer kilometerdicken Eisschicht bedeckt sind.

Dieser sogenannte "harte Schneeball" würde den Planeten in einen ewigen Winter einsperren, à la der Disney-Hit Frozen. Der Unterschied besteht darin, dass es keine magischen Zaubersprüche gibt, um eine Schneeballerde aus einem so tiefen Frost zu befreien.

In der Tat fiel es Wissenschaftlern schwer zu erklären, wie ein harter Schneeball jemals auftauen konnte. Ein Vorschlag ist, dass vulkanische Aktivität Treibhausgase freisetzt, die den Planeten schließlich wieder erwärmen. Die Menge an Kohlendioxid (CO2) könnte mehrere hundert Mal höher sein als das, was unsere Atmosphäre jetzt enthält. Es gibt jedoch keine geologischen Beweise, die so viel CO belegen2 in der kryogenischen Atmosphäre, sagt Sohl.

Ein weiteres Problem für die harte Schneeballtheorie ist das Fehlen eines massiven Aussterbeereignisses im kryogenischen Fossilienbestand. Man würde einen großen Schaden für das Ökosystem Ozean erwarten, wenn es vermutlich durch eine dicke Eisschicht von der Sonne abgeschnitten wurde, aber es wurden nur relativ kleine Aussterben festgestellt.

Schnee- und Meereisbedeckung von einem Sturtian (

715 Mya) "Snowball Earth"-Simulation durch das GISS-Klimamodell. Die Position der Meereisfront ist bis Modelljahr 500 ungefähr stabil, was darauf hindeutet, dass eine "harte Schneeballlösung" für die spezielle Kombination von Sonneneinstrahlung und CO . nicht erreichbar ist2 Ebene angewendet. (Bildnachweis: NASA-GISS/Columbia-CCSR)

Eine weitere Komplikation ist der Nachweis eines laufenden Wasserkreislaufs während des Kryogeniums. Solche Niederschläge laufen der trockenen Atmosphäre zuwider, die sich wahrscheinlich entwickeln würde, wenn die Ozeane alle mit Eis bedeckt wären.

„Die Vermutung, dass die Erde einst vollständig von Eis bedeckt war – die Kontinente von dicken Eisschilden und die Ozeane von dickem Meereis – bleibt etwas umstritten“, sagt der Physiker Richard Peltier von der University of Toronto.

Als Reaktion auf diese Bedenken hat sich eine alternative Theorie entwickelt, die den Namen "Slushball" trägt. In diesem Fall wird die Erde weitgehend mit Eis bedeckt, aber offenes Wasser bleibt in der Nähe des Äquators. Sohl sagt, dass viele ihrer Geologenkollegen zum Slushball-Szenario tendieren, da es den Beobachtungen besser zu entsprechen scheint.

Das soll nicht heißen, dass nie ein harter Schneeball passiert ist. Ausgedehnte Vergletscherung fand vor etwa 2,2 Milliarden Jahren im Paläoproterozoikum statt, und es scheint plausibel, dass damals eine globale Eisbedeckung aufgetreten ist, sagt Sohl. Im Vergleich zum Kryogenium war die paläoproterozoische Sonne noch lichtschwächer (von jetzt an um 16 Prozent weniger Helligkeit). Der Zeitpunkt der Vereisung scheint auch mit der Entwicklung des photosynthetischen Lebens zusammenzufallen, das die Treibhausgase durch die Freisetzung von Sauerstoff drastisch reduziert hätte.

Tuning für die Vergangenheit

Um ein besseres Verständnis der umstrittenen kryogenischen Periode zu ermöglichen, hat Sohls Team Klimamodelle entwickelt, die die Bedingungen auf der Erde vor fast einer Milliarde Jahren nachbilden.

Sie beginnen mit dem NASA/GISS Earth System Model (ModelE2-R), mit dem die jüngsten Klimabewertungen des Zwischenstaatlichen Ausschusses für Klimaänderungen (IPCC) vorgenommen wurden. Aber sie drehen die Uhr der Simulation zurück und ändern die Parameter auf das, was sie in der Vergangenheit waren. Zum Beispiel wird die Helligkeit der Sonne um 6 Prozent gedimmt und die Kontinente sind in der Nähe des Äquators zu einem einzigen Superkontinent angeordnet.

„Diese Flexibilität braucht man, wenn man vergangene Klimabedingungen studiert“, sagt Sohl. "Wir verwenden wahrscheinlich eines der ausgereiftesten Modelle, die für unsere Paläoklima-Läufe verfügbar sind."

Einige frühere Versuche, die Erdgeschichte zu simulieren, konzentrierten sich darauf, explizit zu versuchen, einen harten Schneeball zu produzieren, aber Sohl und ihre Kollegen haben es vorgezogen, das Klimamodell vorschlagen zu lassen, was das Ergebnis ihrer Läufe sein sollte. Sie haben herausgefunden, dass Meeresströmungen wie der heutige Golfstrom einen großen Einfluss darauf haben, wie und wo die Sonnenwärme über die Erdoberfläche verteilt wird.

„Für uns scheint die Ozeanzirkulation dabei zu helfen, ein vollständiges Zufrieren zu verhindern“, sagt Sohl.

Die ersten Ergebnisse des Teams zeigen, dass der Ozean offene Wasserflächen in den Tropen behält, selbst wenn Gletscher einen Großteil der Landmasse bedecken. Die Implikation scheint zu sein, dass das Matschball-Bild wahrscheinlicher ist als der harte Schneeball, zumindest was die kryogenetische Periode betrifft.

Sohl und ihre Kollegen untersuchen jetzt andere Aspekte, die in früheren Klimazonen eine Rolle spielen könnten. Zum Beispiel war der Tag während des Kryogeniums kürzer (21,9 Stunden statt 24), was sich wahrscheinlich auf die atmosphärische Dynamik auswirkte.

Peltier, der an dieser Arbeit nicht beteiligt ist, ist der Ansicht, dass eines der herausragendsten Probleme bei Snowball Earth-Studien der Einfluss der Topographie (d. h. Höhenunterschiede) ist. Eine höhere Topographie könnte eine Vereisung ermöglichen, selbst wenn andere Faktoren dagegen wirken, sagt er.

Künstlerische Konzeption des Exoplaneten Kepler-62f, der sich im äußeren Teil der "habitablen Zone" um den Stern Kepler-62 befindet. Es wurde spekuliert, dass die Oberfläche des Planeten hauptsächlich aus Wasser besteht, aber ohne ein dichtes CO2 Atmosphäre, dieses Wasser wäre Eis. (Bildnachweis: NASA Ames/JPL-Caltech/Tim Pyle)

Andere Eiswelten

Dies sind nicht die ersten Klimasimulationen, die zeigen, dass das Einfrieren eines Planeten nicht so einfach ist, aber "die Botschaft ist bei den Astrobiologen noch nicht wirklich angekommen", sagt Sohl. Die Astrobiologie-Gemeinschaft neigt dazu, den harten Schneeball als die kalte Kante der Bewohnbarkeit zu betrachten. Sie sind sich oft nicht bewusst, wie "matschig" diese Kante sein kann.

Die traditionelle Definition der Bewohnbarkeit des Planeten ist das Vorhandensein von flüssigem Wasser. Und der Einfachheit halber gehen Wissenschaftler oft davon aus, dass der Wasserzustand durch die Entfernung eines Planeten von seinem Stern bestimmt wird. In diesem Fall ist die "bewohnbare Zone" die Region um einen Stern, in der flüssiges Wasser vorhanden sein sollte. Ein Planet außerhalb dieser bewohnbaren Zone sollte sich in einem permanenten Schneeballgebiet befinden.

Aber diejenigen, die das Klima studieren, wissen, dass neben der Entfernung zwischen Stern und Planet noch viele andere Faktoren für das Einfrieren eine Rolle spielen. Mit ihrem aktuellen Projekt hofft Sohl, einige dieser Faktoren aufzuklären.

"Ich denke, am Ende werden wir feststellen, dass die bewohnbare Zone breiter ist, als wir ursprünglich dachten", sagt sie.

Dieser Artikel wurde ursprünglich als Feature für das Astrobiology Magazine erstellt.


Die Namenskonvention für Exoplaneten ist eine Erweiterung des Systems, das zur Benennung von Mehrsternsystemen verwendet wird, wie es von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) übernommen wurde. Für einen Exoplaneten, der einen einzelnen Stern umkreist, wird der Name normalerweise gebildet, indem der Name seines Elternsterns genommen und ein Kleinbuchstabe hinzugefügt wird. Der erste in einem System entdeckte Planet erhält die Bezeichnung "b" (der Mutterstern gilt als "a") und spätere Planeten erhalten nachfolgende Buchstaben. Werden mehrere Planeten im selben System gleichzeitig entdeckt, erhält der dem Stern am nächsten liegende Planeten den nächsten Buchstaben, gefolgt von den anderen Planeten in der Reihenfolge ihrer Bahngröße. Es existiert ein vorläufiger von der IAU genehmigter Standard, um die Benennung zirkumbinärer Planeten zu berücksichtigen. Eine begrenzte Anzahl von Exoplaneten hat von der IAU genehmigte Eigennamen. Andere Namenssysteme existieren.

Direkte Bildgebung Bearbeiten

Planeten sind im Vergleich zu ihren Elternsternen extrem lichtschwach. Zum Beispiel ist ein sonnenähnlicher Stern etwa eine Milliarde Mal heller als das reflektierte Licht eines Exoplaneten, der ihn umkreist. Es ist schwierig, eine so schwache Lichtquelle zu erkennen, und außerdem verursacht der Mutterstern eine Blendung, die dazu neigt, ihn auszuwaschen. Es ist notwendig, das Licht des Muttersterns zu blockieren, um die Blendung zu reduzieren, während das Licht des Planeten nachweisbar bleibt. Dies ist eine große technische Herausforderung, die eine extreme optothermische Stabilität erfordert. [1] Alle direkt abgebildeten Exoplaneten sind sowohl groß (massereicher als Jupiter) als auch weit von ihrem Mutterstern getrennt.

Speziell entwickelte Direct-Imaging-Instrumente wie Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE und SCExAO werden Dutzende von Gasriesen abbilden, aber die überwiegende Mehrheit der bekannten extrasolaren Planeten wurde nur durch indirekte Methoden entdeckt. Folgende indirekte Methoden haben sich bewährt:

Indirekte Methoden Bearbeiten

Die meisten bekannten Kandidaten für extrasolare Planeten wurden mit indirekten Methoden entdeckt, und daher können nur einige ihrer physikalischen und orbitalen Parameter bestimmt werden. Beispielsweise kann das Radialgeschwindigkeitsverfahren von den sechs unabhängigen Parametern, die eine Umlaufbahn definieren, vier bestimmen: Haupthalbachse, Exzentrizität, Länge des Periastrons und Zeit des Periastrons. Zwei Parameter bleiben unbekannt: Neigung und Länge des aufsteigenden Knotens.

Entfernung vom Stern und Umlaufperiode Bearbeiten

Es gibt Exoplaneten, die ihrem Mutterstern viel näher sind als jeder Planet im Sonnensystem der Sonne, und es gibt auch Exoplaneten, die viel weiter von ihrem Stern entfernt sind. Merkur, der mit 0,4 Astronomischen Einheiten (AE) der Sonne am nächsten gelegene Planet, braucht 88 Tage für eine Umlaufbahn, aber die kleinsten bekannten Umlaufbahnen von Exoplaneten haben Umlaufzeiten von nur wenigen Stunden, siehe Ultrakurzzeit-Planet. Das Kepler-11-System hat fünf seiner Planeten auf kleineren Umlaufbahnen als Merkur. Neptun ist 30 AE von der Sonne entfernt und braucht 165 Jahre, um ihn zu umkreisen, aber es gibt Exoplaneten, die Tausende von AE von ihrem Stern entfernt sind und für ihre Umlaufbahn Zehntausende von Jahren brauchen, z. GU Piscium b. [12]

Die Radialgeschwindigkeits- und Transitmethoden sind für Planeten mit kleinen Umlaufbahnen am empfindlichsten. Die frühesten Entdeckungen wie 51 Peg b waren Gasriesen mit Umlaufbahnen von wenigen Tagen. [13] Diese "heißen Jupiter" bildeten sich wahrscheinlich weiter außen und wanderten nach innen.

Die direkte Bildgebungsmethode ist am empfindlichsten für Planeten mit großen Umlaufbahnen und hat einige Planeten mit Planeten-Stern-Abständen von Hunderten von AE entdeckt. Allerdings haben protoplanetare Scheiben normalerweise nur einen Radius von etwa 100 AE, und Kernakkretionsmodelle sagen voraus, dass die Bildung riesiger Planeten innerhalb von 10 AE liegt, wo die Planeten schnell genug zusammenwachsen können, bevor die Scheibe verdampft. Riesenplaneten mit sehr langer Periode waren möglicherweise abtrünnige Planeten, die eingefangen wurden [14] oder in der Nähe gebildet und durch die Gravitation nach außen gestreut wurden, oder der Planet und der Stern könnten ein breites Doppelsystem mit einem Massenungleichgewicht sein, wobei der Planet das primäre Objekt ist seiner eigenen separaten protoplanetaren Scheibe. Gravitationsinstabilitätsmodelle könnten Planeten mit mehreren hundert AE-Abständen erzeugen, aber dies würde ungewöhnlich große Scheiben erfordern. [15] [16] Bei Planeten mit sehr weiten Umlaufbahnen bis zu mehreren hunderttausend AE kann es schwierig sein, durch Beobachtung zu bestimmen, ob der Planet gravitativ an den Stern gebunden ist.

Die meisten Planeten, die entdeckt wurden, befinden sich innerhalb weniger AE von ihrem Wirtsstern, da die am häufigsten verwendeten Methoden (Radialgeschwindigkeit und Transit) die Beobachtung mehrerer Umlaufbahnen erfordern, um zu bestätigen, dass der Planet existiert, und diese Methoden erst seit ihrer Einführung ausreichend sind zuerst verwendet, um kleine Trennungen abzudecken. Einige Planeten mit größeren Umlaufbahnen wurden durch direkte Bildgebung entdeckt, aber es gibt einen mittleren Entfernungsbereich, der ungefähr der Gasriesenregion des Sonnensystems entspricht, die weitgehend unerforscht ist. An zwei großen Teleskopen, die 2014 in Betrieb genommen wurden, wurde eine Direktabbildungsausrüstung für die Erkundung dieser Region installiert, z. Gemini Planet Imager und VLT-SPHERE. Die Mikrolinsenmethode hat einige Planeten im Bereich von 1–10 AE entdeckt. [17] Es erscheint plausibel, dass es in den meisten exoplanetaren Systemen einen oder zwei Riesenplaneten gibt, deren Umlaufbahnen vergleichbar mit denen von Jupiter und Saturn im Sonnensystem sind. Riesenplaneten mit wesentlich größeren Umlaufbahnen sind inzwischen bekannt, zumindest um sonnenähnliche Sterne herum selten zu sein. [18]

Die Entfernung der bewohnbaren Zone von einem Stern hängt von der Art des Sterns ab und dieser Abstand ändert sich während der Lebensdauer des Sterns, wenn sich Größe und Temperatur des Sterns ändern.

Exzentrizität Bearbeiten

Die Exzentrizität einer Umlaufbahn ist ein Maß dafür, wie elliptisch (gestreckt) sie ist. Alle Planeten des Sonnensystems außer Merkur haben nahezu kreisförmige Umlaufbahnen (e<0.1). [19] Die meisten Exoplaneten mit Umlaufzeiten von 20 Tagen oder weniger haben nahezu kreisförmige Umlaufbahnen, d. h. eine sehr geringe Exzentrizität. Es wird angenommen, dass dies auf die Zirkularisierung der Gezeiten zurückzuführen ist: Verringerung der Exzentrizität im Laufe der Zeit aufgrund der gravitativen Wechselwirkung zwischen zwei Körpern. Die meist sub-Neptun-großen Planeten, die von den Kepler Raumfahrzeuge mit kurzen Umlaufzeiten haben sehr kreisförmige Umlaufbahnen. [20] Im Gegensatz dazu haben die durch Radialgeschwindigkeits-Methoden entdeckten Riesenplaneten mit längeren Umlaufzeiten ziemlich exzentrische Umlaufbahnen. (Stand Juli 2010 haben 55% dieser Exoplaneten Exzentrizitäten von mehr als 0,2, während 17% Exzentrizitäten von mehr als 0,5 aufweisen. [21] ) Mittlere bis hohe Exzentrizitäten (e>0,2) von Riesenplaneten sind nicht ein beobachtender Selektionseffekt, da ein Planet unabhängig von der Exzentrizität seiner Umlaufbahn ungefähr gleich gut erkannt werden kann. Die statistische Bedeutung elliptischer Bahnen im Ensemble beobachteter Riesenplaneten ist etwas überraschend, da aktuelle Theorien zur Planetenentstehung nahelegen, dass die Exzentrizität der Umlaufbahn von Planeten mit geringer Masse durch gravitative Wechselwirkungen mit der umgebenden protoplanetaren Scheibe zirkularisiert werden sollte. [22] [23] Wenn ein Planet jedoch massiver wird und seine Wechselwirkung mit der Scheibe nichtlinear wird, kann dies eine exzentrische Bewegung des Gases der umgebenden Scheibe induzieren, was wiederum die Exzentrizität der Umlaufbahn des Planeten anregen kann. [24] [25] [26] Niedrige Exzentrizitäten korrelieren mit hoher Multiplizität (Anzahl der Planeten im System). [27] Für die Bewohnbarkeit, insbesondere für ein fortgeschrittenes Leben, ist eine geringe Exzentrizität erforderlich. [28]

Bei schwachen Dopplersignalen nahe den Grenzen der Stromdetektionsfähigkeit wird die Exzentrizität schlecht eingeschränkt und zu höheren Werten hin verzerrt. Es wird vermutet, dass einige der hohen Exzentrizitäten, die für Exoplaneten mit geringer Masse berichtet wurden, überschätzt sein könnten, da Simulationen zeigen, dass viele Beobachtungen auch mit zwei Planeten auf kreisförmigen Umlaufbahnen übereinstimmen. Gemeldete Beobachtungen einzelner Planeten in mäßig exzentrischen Umlaufbahnen haben eine Wahrscheinlichkeit von etwa 15%, dass es sich um ein Planetenpaar handelt. [29] Diese Fehlinterpretation ist besonders wahrscheinlich, wenn die beiden Planeten mit einer 2:1-Resonanz umkreisen. Mit der 2009 bekannten Exoplaneten-Probe schätzte eine Gruppe von Astronomen, dass „(1) etwa 35 % der veröffentlichten exzentrischen Ein-Planeten-Lösungen statistisch nicht von Planetensystemen in 2:1 Orbitalresonanz zu unterscheiden sind, (2) weitere 40 % nicht statistisch von einer kreisförmigen Orbitallösung unterschieden" und "(3) Planeten mit Massen vergleichbar mit der Erde könnten in bekannten Orbitallösungen von exzentrischen Supererden und Planeten mit Neptunmasse verborgen sein". [30]

Radialgeschwindigkeitsuntersuchungen ergaben, dass Exoplanetenbahnen über 0,1 AE exzentrisch sind, insbesondere bei großen Planeten. Transitdaten, die von der Kepler Raumfahrzeug, stimmt mit den RV-Untersuchungen überein und zeigte auch, dass kleinere Planeten dazu neigen, weniger exzentrische Umlaufbahnen zu haben. [31]

Neigung vs. Spin-Bahn-Winkel Bearbeiten

Die Bahnneigung ist der Winkel zwischen der Bahnebene eines Planeten und einer anderen Bezugsebene. Bei Exoplaneten wird die Neigung normalerweise in Bezug auf einen Beobachter auf der Erde angegeben: Als Winkel wird der Winkel zwischen der Normalen zur Bahnebene des Planeten und der Sichtlinie von der Erde zum Stern verwendet. Daher liegen die meisten Planeten, die mit der Transitmethode beobachtet werden, nahe bei 90 Grad. [32] Da das Wort „Neigung“ in Exoplanetenstudien für diese Neigung der Sichtlinie verwendet wird, muss der Winkel zwischen der Umlaufbahn des Planeten und der Rotation des Sterns ein anderes Wort verwenden und wird als Spin-Bahn-Winkel oder Spin-Bahn bezeichnet Ausrichtung. In den meisten Fällen ist die Orientierung der Rotationsachse des Sterns unbekannt. Das Kepler Die Raumsonde hat einige hundert Mehrplanetensysteme gefunden und in den meisten dieser Systeme kreisen alle Planeten in fast derselben Ebene, ähnlich wie das Sonnensystem. [20] Eine Kombination von astrometrischen und Radialgeschwindigkeitsmessungen hat jedoch gezeigt, dass einige Planetensysteme Planeten enthalten, deren Bahnebenen relativ zueinander stark geneigt sind. [33] Mehr als die Hälfte der heißen Jupiter haben Bahnebenen, die im Wesentlichen nicht mit der Rotation ihres Muttersterns ausgerichtet sind. Ein erheblicher Teil der heißen Jupiter hat sogar retrograde Umlaufbahnen, dh sie kreisen in entgegengesetzter Richtung zur Rotation des Sterns. [34] Anstatt die Umlaufbahn eines Planeten gestört zu haben, kann es sein, dass der Stern selbst aufgrund von Wechselwirkungen zwischen dem Magnetfeld des Sterns und der planetenbildenden Scheibe früh in der Entstehung seines Systems umgedreht wurde. [35]

Periastron-Präzession Bearbeiten

Die Periastron-Präzession ist die Rotation der Umlaufbahn eines Planeten innerhalb der Bahnebene, d. h. die Achsen der Ellipse ändern ihre Richtung. Im Sonnensystem sind Störungen von anderen Planeten die Hauptursache, aber bei nahen Exoplaneten können die Gezeitenkräfte zwischen dem Stern und dem Planeten der größte Faktor sein. Bei nahen Exoplaneten ist der allgemeine relativistische Beitrag zur Präzession ebenfalls signifikant und kann um Größenordnungen größer sein als der gleiche Effekt für Merkur. Einige Exoplaneten haben deutlich exzentrische Umlaufbahnen, wodurch die Präzession leichter zu erkennen ist. Der Effekt der Allgemeinen Relativitätstheorie kann in Zeitskalen von etwa 10 Jahren oder weniger nachweisbar sein. [36]

Knotenpräzession Bearbeiten

Knotenpräzession ist die Rotation der Umlaufebene eines Planeten. Die Knotenpräzession ist leichter von der Periastron-Präzession zu unterscheiden, wenn die Bahnebene zur Rotation des Sterns geneigt ist, wobei der Extremfall eine polare Bahn ist.

WASP-33 ist ein schnell rotierender Stern, der einen heißen Jupiter in einer fast polaren Umlaufbahn beherbergt. Das Quadrupol-Massenmoment und der Eigendrehimpuls des Sterns sind 1900 bzw. 400 mal größer als die der Sonne. Dies führt zu erheblichen klassischen und relativistischen Abweichungen von den Keplerschen Gesetzen. Insbesondere die schnelle Rotation verursacht eine große Knotenpräzession aufgrund der Abplattung des Sterns und des Lense-Thirring-Effekts. [37]

Im April 2014 wurde die erste Messung der Rotationsperiode eines Planeten angekündigt: Die Tageslänge für den Super-Jupiter-Gasriesen Beta Pictoris b beträgt 8 Stunden (unter der Annahme, dass die axiale Neigung des Planeten gering ist.) [38 ] [39] [40] Mit einer äquatorialen Rotationsgeschwindigkeit von 25 km pro Sekunde ist dies schneller als bei den Riesenplaneten des Sonnensystems, entsprechend der Erwartung, dass sich ein Riesenplanet umso schneller dreht, je massereicher er ist. Die Entfernung von Beta Pictoris b zu seinem Stern beträgt 9 AE. Bei solchen Entfernungen wird die Rotation der Jupiterplaneten nicht durch Gezeiteneffekte verlangsamt. [41] Beta Pictoris b ist noch warm und jung und wird sich in den nächsten hundert Millionen Jahren abkühlen und auf etwa die Größe von Jupiter schrumpfen, und wenn sein Drehimpuls erhalten bleibt, dann wird beim Schrumpfen die Länge von sein Tag wird sich auf etwa 3 Stunden verkürzen und seine äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit wird auf etwa 40 km/s steigen. [39] Die Bilder von Beta Pictoris b haben keine ausreichende Auflösung, um Details direkt zu sehen, aber Doppler-Spektroskopie-Techniken wurden verwendet, um zu zeigen, dass sich verschiedene Teile des Planeten mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und in entgegengesetzte Richtungen bewegen, woraus geschlossen wurde, dass dreht sich. [38] Mit der nächsten Generation großer bodengestützter Teleskope wird es möglich sein, mit Hilfe von Doppler-Bildgebungstechniken eine globale Karte des Planeten zu erstellen, wie die Kartierung des Braunen Zwergs Luhman 16B im Jahr 2014. [42] [43] A Eine Studie aus dem Jahr 2017 zur Rotation mehrerer Gasriesen fand keine Korrelation zwischen Rotationsrate und Masse des Planeten. [44]

Ursprung von Spin und Tilt terrestrischer Planeten Bearbeiten

Rieseneinschläge haben einen großen Einfluss auf die Drehung terrestrischer Planeten. Die letzten Rieseneinschläge während der Planetenentstehung neigen dazu, die Rotationsgeschwindigkeit eines terrestrischen Planeten hauptsächlich zu bestimmen. Im Durchschnitt wird die Rotationswinkelgeschwindigkeit etwa 70% der Geschwindigkeit betragen, die den Planeten zum Aufbrechen und Auseinanderfliegen des natürlichen Ergebnisses von planetaren Embryoneneinschlägen mit Geschwindigkeiten führen würde, die etwas größer als die Fluchtgeschwindigkeit sind. In späteren Stadien wird der Spin der terrestrischen Planeten auch durch Einschläge mit Planetesimalen beeinflusst. Während des riesigen Einschlagsstadiums ist die Dicke einer protoplanetaren Scheibe weitaus größer als die Größe planetarer Embryonen, so dass Kollisionen aus allen Richtungen in drei Dimensionen gleich wahrscheinlich sind. This results in the axial tilt of accreted planets ranging from 0 to 180 degrees with any direction as likely as any other with both prograde and retrograde spins equally probable. Therefore, prograde spin with a small axial tilt, common for the Solar System's terrestrial planets except Venus, is not common in general for terrestrial planets built by giant impacts. The initial axial tilt of a planet determined by giant impacts can be substantially changed by stellar tides if the planet is close to its star and by satellite tides if the planet has a large satellite. [45]

Tidal effects Edit

For most planets, the rotation period and axial tilt (also called obliquity) are not known, but a large number of planets have been detected with very short orbits (where tidal effects are greater) that will probably have reached an equilibrium rotation that can be predicted (i.e. tidal lock, spin–orbit resonances, and non-resonant equilibria such as retrograde rotation). [41]

Gravitational tides tend to reduce the axial tilt to zero but over a longer timescale than the rotation rate reaches equilibrium. However, the presence of multiple planets in a system can cause axial tilt to be captured in a resonance called a Cassini state. There are small oscillations around this state and in the case of Mars these axial tilt variations are chaotic. [41]

Hot Jupiters' close proximity to their host star means that their spin–orbit evolution is mostly due to the star's gravity and not the other effects. Hot Jupiters' rotation rate is not thought to be captured into spin–orbit resonance because of the way in which such a fluid-body reacts to tides a planet like this therefore slows down into synchronous rotation if its orbit is circular, or, alternatively, it slows down into a non-synchronous rotation if its orbit is eccentric. Hot Jupiters are likely to evolve towards zero axial tilt even if they had been in a Cassini state during planetary migration when they were further from their star. Hot Jupiters' orbits will become more circular over time, however the presence of other planets in the system on eccentric orbits, even ones as small as Earth and as far away as the habitable zone, can continue to maintain the eccentricity of the Hot Jupiter so that the length of time for tidal circularization can be billions instead of millions of years. [41]

The rotation rate of planet HD 80606 b is predicted to be about 1.9 days. [41] HD 80606 b avoids spin–orbit resonance because it is a gas giant. The eccentricity of its orbit means that it avoids becoming tidally locked.

Mass Edit

When a planet is found by the radial-velocity method, its orbital inclination i is unknown and can range from 0 to 90 degrees. The method is unable to determine the true mass (M) of the planet, but rather gives a lower limit for its mass, M sini. In a few cases an apparent exoplanet may be a more massive object such as a brown dwarf or red dwarf. However, the probability of a small value of i (say less than 30 degrees, which would give a true mass at least double the observed lower limit) is relatively low (1− √ 3 /2 ≈ 13%) and hence most planets will have true masses fairly close to the observed lower limit. [13]

If a planet's orbit is nearly perpendicular to the line of vision (i.e. i close to 90°), a planet can be detected through the transit method. The inclination will then be known, and the inclination combined with M sini from radial-velocity observations will give the planet's true mass.

Also, astrometric observations and dynamical considerations in multiple-planet systems can sometimes provide an upper limit to the planet's true mass.

In 2013 it was proposed that the mass of a transiting exoplanet can also be determined from the transmission spectrum of its atmosphere, as it can be used to constrain independently the atmospheric composition, temperature, pressure, and scale height, [46] however a 2017 study found that the transmission spectrum cannot unambiguously determine the mass. [47]

Transit-timing variation can also be used to find a planet's mass. [48]

Radius, density, and bulk composition Edit

Prior to recent results from the Kepler space observatory, most confirmed planets were gas giants comparable in size to Jupiter or larger because they are most easily detected. However, the planets detected by Kepler are mostly between the size of Neptune and the size of Earth. [20]

If a planet is detectable by both the radial-velocity and the transit methods, then both its true mass and its radius can be determined, as well as its density. Planets with low density are inferred to be composed mainly of hydrogen and helium, whereas planets of intermediate density are inferred to have water as a major constituent. A planet of high density is inferred to be rocky, like Earth and the other terrestrial planets of the Solar System.


Why Do We Need Snowball Events?

It may not occur to people living in a high-tech modern society, but an improbable confluence of natural events in Earth’s past has made our comfortable lives possible. Scientists have learned how four finely tuned snowball events led to just-right plate tectonic activity, along with the timing of the Sun’s brightness, in what appears to be a supernatural arrangement to prepare our planet for advanced life.

Snowball events are epochs in Earth’s history when more than 80% of Earth’s surface becomes covered in thick sheets of ice (see figure 1). These epochs last for several million years.

Figure 1: Artist’s Depiction of Earth during a Snowball Event. Image credit: Hugh Ross

Some geologists make a distinction between snowball and slushball events. They define a snowball event as one where thick sheets of ice cover virtually all (98%+) of Earth’s surface and a slushball event as one where 80–90% of Earth’s surface is ice-covered while the remaining 10–20% is made of regions where the water is intermittently slushy or liquid. While the abundance and diversity of life precipitously drops during these events, it never disappears. The fact that life perseveres during these events argues in favor of slushball events. Nevertheless, I will use the term snowball event to refer to an epoch where thick ice sheets cover an excess of 80% of Earth’s surface.

Snowball Enigma
Snowball events present an apparent challenge to biblical creation models for life history on Earth. In Isaiah 45:18, Isaiah says of God:

He did not create it [Earth] to be empty but formed it to be inhabited.

In Psalm 104:24 the psalmist declares:

How many are your works, Lord! In wisdom you made them all the earth is full of your creatures.

Snowball events are erasures of Earth’s life. Why would God erase most life from Earth if his intent is to fill Earth with abundant, diverse life? A recent paper published in Nature provides several reasons why. 1

Resolving the Snowball Enigma
Earth is the only known planet to manifest sustained plate tectonic activity. Without sustained aggressive plate tectonic activity, there is no possibility for advanced life. It takes sustained aggressive plate tectonic activity to create all the habitats that advanced life needs, to recycle the nutrients that advanced life needs, and to compensate for the ongoing brightening of the Sun. For readers interested in the specific reasons why, I address them in my book Improbable Planet. 2

In the Nature paper, two geophysicists, Stephan Sobolev and Michael Brown, explain why snowball events are essential for maintaining aggressive plate tectonic activity. New crustal plates form at spreading zones (boundaries between plates where the plates are separating from one another). Then crustal plates are recycled back into Earth’s mantle at subduction zones (regions where one plate slides underneath another).

The primary driver of plate tectonics is subduction (see figure 2). Without subduction, plate tectonic activity will cease.

Figure 2: Subduction of One Tectonic Plate underneath Another. Image credit: K. D. Schroeder, Wikimedia Commons, subduction-en.svg

The rate at which subduction proceeds depends upon (1) the strength of the material comprising the descending plate, and (2) the strength of the material in the interface between the descending and overriding plates. Igneous rocks that characterize oceanic crust are dry (they contain few hydrated minerals) and strong. Thus, they manifest low subduction velocities. Sediments, on the other hand, are wet (they contain abundant hydrated minerals) and weak. They manifest high subduction velocities. Sediments at the juncture of two tectonic plates act as a lubricant, facilitating the sliding of one plate underneath another.

Snowball events dramatically enhance the weathering and erosion of emerging continents. This weathering and erosion dump a huge supply of sediments onto the continental shelves (the shallow-water seafloors off the coasts of continents). The load of sediments lubricates the interfaces between descending and overriding tectonic plates. And, in turn, the lubrication accelerates continental collisions, which lead to the formation of long ranges of high mountains like the Andes. The cycle continues as the formation of long ranges of high, steep-sloped mountains accelerates erosion, causing an even greater load of sediments to be delivered to the interfaces between tectonic plates.

Sobolev and Brown conclude in their paper that the snowball event that occurred 2.45–2.20 billion years ago and the briefer three snowball events that occurred 715–680 million years ago (the Sturtian glaciation), 650–635 million years ago (the Marinoan glaciation), and 579.9–579.6 million years ago (the Gaskiers glaciation) were crucial in sustaining the 3+ billion-year history of Earth’s plate tectonic activity. They also note that these snowball events played a critical role in the supercontinent cycle. In particular, the 2.45–2.20 billion-year-ago snowball event led to the formation of the Columbia supercontinent, and the three snowball events between 0.68 and 0.58 billion years ago led to the formation of the Gondwana supercontinent. Sobolev and Brown did not elaborate further in their paper about the implications for life, but I will.

Additional Snowball Events Benefits
Snowball events result in dramatic enhancements of atmospheric oxygen and reductions in atmospheric carbon dioxide. The 2.45–2.20 event is referred to as the Great Oxygenation Event. Here the atmospheric oxygen level rose from less than 0.01 percent to 1–2 percent. This oxygen rise, for the first time, permitted the existence of eukaroyotic microbes. The three later snowball events resulted in the atmospheric oxygen levels rising from about 1 percent first to 8 percent (575 million years ago), then shortly to 10 percent (543 million years ago). This much oxygen permitted the existence of animals.

Earth’s snowball events were perfectly timed. If they had occurred any earlier in Earth’s history, the Sun would have been too dim to prevent the entirety of Earth’s surface from being covered by thick sheets of ice. All life on Earth would have been exterminated and ice would have remained on Earth for much longer time periods. If the snowball events had occurred any later, the brighter Sun would have shortened the length of each event and limited the extent of the ice coverage. Much less atmospheric oxygen would have been produced and the induced level of plate tectonic activity would have been much lower. Consequently, the future abundance, diversity, and complexity of Earth’s life would have been much lower than what presently exists. In particular, the existence of human life and human civilization would have been rendered impossible.

Snowball events indeed are the greatest “catastrophes” Earth’s life has ever experienced. Without these catastrophes, however, the door to future advanced life on Earth would have been permanently closed. It is thanks to these exquisitely fine-tuned upheavals that we humans and our global human civilization are able to thrive. The timing and fine-tuning of Earth’s past snowball events testify of a Creator who has a purpose and a destiny for human beings.


Snowball Earth

The Snowball Earth hypothesis is a scientific theory stating that there have been episodes in Earth's history when the whole planet became entirely or almost entirely frozen, a kind of extreme glaciation that covered the Earth. The last time this happened was probably about 650 million years ago. Another earlier snowball episode, the Huronian glaciation, occurred between 2.4 and 2.1 billion years ago. Normally ice sheets periodically pulse outwards from the poles (ice ages) and later retract. But in the case of a Snowball Earth event the glaciers exceed a tipping point, for some reason, after which so much sunlight gets reflected from the ice that a runaway effect keeps dropping the temperatures down until the entire planet is covered with ice.

It is quite tough to unfreeze a Snowball Earth since most of the sunlight is reflected back into space. Anyhow, under these conditions CO2 cannot be withdrawn from the atmosphere any more due to the coverage of the planet with thick ice. Over a period of several million years volcanic activity could rescue the Earth by increasing the carbon dioxide levels to about 13%, which is 350 times the CO2 level of today. This CO2 concentration is enough to start a global melting und warming process due to the greenhouse effect even with an Earth reflecting most of the sunlight (yes, in this case the greenhouse effect is highly appreciated). A lot of research has still to be done in order to prove this hypothesis and figure out whether the entire planet was frozen or whether a band around the equator stayed ice free, but certainly there have been periods of extreme glaciations in Earth's history.

By the way, if you want to know what would happen if the Sun were to suddenly disappear you should absolutely read our Astronomy and Space Q&A section. Believe it or not, even under this hypothetical and extreme condition (which certainly will lead to a Snowball Earth in a very short period of time) not all hope for life on Earth is lost!


The Milky Way’s Clean And Tidy Galactic Neighbor

IC 1613 is a dwarf galaxy in the constellation of Cetus (The Sea Monster).

German astronomer Max Wolf discovered IC 1613’s faint glow in 1906. In 1928, his compatriot Walter Baade used the more powerful 2.5-metre telescope at the Mount Wilson Observatory in California to successfully make out its individual stars. From these observations, astronomers figured out that the galaxy must be quite close to the Milky Way, as it is only possible to resolve single pinprick-like stars in the very nearest galaxies to us.

Astronomers have since confirmed that IC 1613 is indeed a member of the Local Group, a collection of more than 50 galaxies that includes our home galaxy, the Milky Way. IC 1613 itself lies just over 2.3 million light-years away from us. It is relatively well-studied due to its proximity astronomers have found it to be an irregular dwarf that lacks many of the features, such as a starry disc, found in some other diminutive galaxies.

However, what IC 1613 lacks in form, it makes up for in tidiness. We know IC 1613’s distance to a remarkably high precision, partly due to the unusually low levels of dust lying both within the galaxy and along the line of sight from the Milky Way — something that enables much clearer observations.

The second reason we know the distance to IC 1613 so precisely is that the galaxy hosts a number of notable stars of two types: Cepheid variables and RR Lyrae variables. Both types of star rhythmically pulsate, growing characteristically bigger and brighter at fixed intervals.

As we know from our daily lives on Earth, shining objects such as light bulbs or candle flames appear dimmer the further they are away from us. Astronomers can use this simple piece of logic to figure out exactly how far away things are in the Universe– so long as they know how bright they really are, referred to as their intrinsic brightness.

Cepheid and RR Lyrae variables have the special property that their period of brightening and dimming is linked directly to their intrinsic brightness. So, by measuring how quickly they fluctuate astronomers can work out their intrinsic brightness. They can then compare these values to their apparent measured brightness and work out how far away they must be to appear as dim as they do.

Stars of known intrinsic brightness can act like standard candles, as astronomers say, much like how a candle with a specific brightness would act as a good gauge of distance intervals based on the observed brightness of its flame’s flicker.

Using standard candles — such as the variable stars within IC 1613 and the less-common Type Ia supernova explosions, which can seen across far greater cosmic distances — astronomers have pieced together a cosmic distance ladder, reaching deeper and deeper into space.

Decades ago, IC 1613 helped astronomers work out how to utilise variable stars to chart the Universe’s grand expanse. Not bad for a little, shapeless galaxy.


Improving Understanding of Snowball Earth

During vast ice ages millions of years ago, sheets of glaciers stretched from the poles almost to the equator, covering the Earth in a frozen skin. Conditions on the "snowball Earth," as scientists refer to it, made the planet a completely different place.

"We’re essentially talking about another world," said Linda Sohl of NASA Goddard Institute for Space Studies. In May, Sohl spoke with a small group at a lunchtime seminar, later posted online, about the evolution of the understanding of the snowball Earth and how it has changed as technology has improved.

Continent-sized glaciers

By the early 1990s, scientists had found several unusual features that indicated something chilling had happened in the past. Glacial deposits of similar ages appeared on almost every continent. Evidence revealed that capped carbonates&mdashlimestone overlays formed by the ocean&mdashlaying on top of the glacial deposits had formed where they were found, rather than having migrated south from higher latitudes.

"There had been this growing consensus that we’d had some terrible ice ages back in the past," Sohl said.

These features appeared at three different times in Earth’s history, at 750, 635, and 580 million years ago.

"Snowball events are extreme glaciations," Carl Stevenson, a geologist with the University of Birmingham in Great Britain, told Astrobiology Magazine by email. Stevenson is part of a separate project studying snowball events.

During normal ice ages, "ice sheets sort of pulse outward from the poles and retract," Stevenson said.

"In a snowball event, the pulse of glaciers seems to reach a tipping point for some reason, and the whole system goes into a snowball." Instead of retracting, the glaciers creep farther south.

Temperatures in a snowball Earth are estimated to have reached minus 50 degrees Celsius (minus 58 degrees Fahrenheit). As the ice spread, more heat was reflected back into space rather than absorbed by the planet, dropping temperatures down in a runaway effect that sped the formation of ice.

"If you can think of continent-size ice sheets sitting where Saudi Arabia is right now, that will give you an idea of how cold the environment seemed to be," Sohl said.

The world remained almost completely frozen over each of the three periods for around ten million years before warming again. Scientists still aren’t certain what caused temperatures to rise again, but volcanic activity is a strong suspect. Many rocks absorb carbon dioxide, but in a snowball scenario such formations would be covered, allowing the atmosphere-heating molecule to build up to a point where global warming could melt the ice.

Slushy or solid?

First proposed in 1992 by Joseph Kirschivink at the California Institute of Technology, the idea of an icy Earth lay dormant for six years until Harvard colleague Paul Hoffman published an article envisioning a world with a totally frozen ocean.

But an Earth where the water was 100 percent solid was a hard sell to some. At a workshop in Switzerland in the summer of 2006, 65 scientists&mdashgeologists, biologists, planet modelers, and those in other fields&mdashcame together to discuss the possibilities and problems with such a world.

"We spent a week thrashing through a bunch of things," Sohl said.

Ultimately, the evidence seemed against a completely ice-covered world. Biologists pointed out that a frozen ocean would block light, which should have resulted in mass extinctions that don’t show up in the fossil record. Geologists raised the issue that the proposed shut down of the water cycle was not compatible with evidence. Sohl felt that most people left the conference thinking that the oceans never froze completely.

"The alternative is that you have a slush ball," Sohl said. "Yes, there was a really bad ice age, but we had lots of open ocean."

"A slush ball is sort of a halfway scenario where, instead of a total ‘white out,’ there are gaps in the ice with open water," Stevenson said.

Sohl describes a world where the heat is concentrated around the equator, leaving a band of liquid water where life could survive.

Better technology, better models

Computer simulations are limited by the technology that ran them, and programs have come a long way in 15 years.

"Earlier models were more restricted by the computers they ran on, and so when they approximated the real world, those approximations were quite crude," Gavin Schmidt told Astrobiology Magazine by email. Schmidt leads the program that developed and maintains the GISS-E2 simulations, a climate model program that Sohl used to simulate the conditions of a near-frozen Earth. GISS-E2 has a variety of configurations with technical differentiations.

Today’s programs can break things into smaller pieces and work with more details than the programs that modeled the first ideas of icy Earths.

"The earliest models dealt mainly with the lower atmosphere now they include the ocean, sea ice, land surfaces, the carbon cycle, aerosols, atmospheric composition, the stratosphere and above, and so on," Schmidt said.

The first versions of GISS-E2 were developed in the early 1980s, but the program has been updated and tweaked a number of time with the help of a variety of people.

"It is very much a group effort, including oceanographers, meteorologists, mathematicians, computer scientists, and others," Schmidt said.

Climate models such as GISS-E2 can give scientists not only a view of Earth’s possible past, but can also provide peeks into the future. Upcoming changes will also help the simulation to have greater flexibility, allowing it to be used for other planets.

A second look

As part of the seminar, Sohl presented information about her current ongoing research into the two older icy periods. Using the more modern programs, she has engaged in rerunning simulations her team originally performed in the mid-90s. With more experiments to perform, the recent research has not yet been subject to peer review or publication.

In both sets of experiments, the land was barren. The presence or absence of plants affect the reflectivity, or albedo, of a planet, which in turn feeds into how fast it heats up.

"Plants on land didn’t show up until about 460 million years ago," Sohl said.

"At best, there might have been some lichens or something like that on land, but that’s really controversial."

The original experiment assumed standard desert conditions, but for the modern version, the scientists used a spot in the barren Gobi desert as an example of the proportions that could occur on a desolate early Earth.

Both projects simulated 60 years, at which point there were no more changes. Today, a simulation of that time frame lasts 12 hours the original run-through lasted far longer.

Sohl discussed seven experiments with the group. The first was a basic control run, using preindustrial conditions. She also ran three simulations each for the two glacial intervals, changing the brightness, or luminosity, of the sun. Early in the history of the solar system, the sun was dimmer, which would also have affected the development of the snowball Earth.

In the original program, land masses were collapsed into a Pangea state, but for today’s experiments the team decided that relocating the continents didn’t have a significant effect on changing the planet’s albedo. But leaving the world as is created a number of nooks and crannies for ice to pile up in, slowing the program down. Sohl said that future runs would contain a simplified topography.

Scientists don’t know exactly what triggers the tipping point for a snowball Earth. One surprising result of Sohl’s recent simulations was that extreme conditions weren’t a requirement. A snowball Earth was created using conditions from before the relatively recent Industrial Age.

Another shock was the similarity of the results for the younger ice age even when the initial conditions were changed. Simulations with the solar luminosity set to the maximum suspected levels while the carbon dioxide levels were minimized produced comparable conditions to the sun shining at today’s brightness.

"I was not prepared for these runs to be so similar to each other at this point," Sohl said.

Going forward, Sohl hopes to investigate other modifications that E2-R will allow, including changing the length of the days to the 21.9 hours it once took the Earth to turn on its axis. As technology allows climate models to account for a wider range of variables, scientists should be able to better understand the driving forces that created and maintained a slushy snowball planet.

But if the Earth has become a giant ice block three times, could it happen again?

"I don’t think they would happen again during human existence," Stevenson said.


‘Snowball Earth’ Resulted from Plate Tectonics, Geologists Say

A team of geologists at the University of Texas at Dallas and Austin has put forward an intriguing new hypothesis that links the dawn of plate tectonics with ‘Snowball Earth,’ a period of climate change that sent our planet into a deep freeze that lasted millions of years. Scientists usually place the start of plate tectonics at about 3 billion years ago, while the new hypothesis, described in the journal Terra Nova, puts the process in a much younger era known as the Neoproterozoic, which occurred about 542 million to one billion years ago.

An artist’s impression of a ‘Snowball Earth.’ Image credit: NASA.

The Earth is the only planet known to have plate tectonics, with its crust and upper mantle being made up of distinct pieces that move slowly and independently, creating and destroying landforms and producing volcanoes and large earthquakes.

Plate tectonics is one of the most fundamental processes that shape the planet, and most researchers believe it has been active for most of the planet’s 4.5 billion-year history.

However, according to the team, there are a variety of traces in the geologic record that could be consistent with plate tectonics not getting started until the Neoproterozoic.

“Earth is the only body in our Solar System known to currently have plate tectonics, where the lithosphere is fragmented like puzzle pieces that move independently,” said team member Professor Robert Stern, from the University of Texas at Dallas.

“It is much more common for planets to have an outer solid shell that is not fragmented, which is known as ‘single lid tectonics’.”

In the study, Professor Stern and his colleague, Dr. Nathaniel Miller of the University of Texas at Austin, suggest that the onset of plate tectonics likely initiated the changes on Earth’s surface that led to ‘Snowball Earth.’

They argue that plate tectonics is the event that can explain 22 theories that other scientists have advanced as triggers of the Neoproterozoic Snowball Earth.

“We went through the literature and examined all the mechanisms that have been put forward for Snowball Earth,” Professor Stern said.

“The start of plate tectonics could be responsible for each of these explanations.”

The onset of plate tectonics should have disturbed the oceans and the atmosphere by redistributing continents, increasing explosive arc volcanism and stimulating mantle plumes.

“The fact that strong climate and oceanographic effects are observed in the Neoproterozoic time is a powerful supporting argument that this is indeed the time of the transition from single lid to plate tectonics. It’s an argument that, to our knowledge, hasn’t yet been considered,” Professor Stern explained.

“In the present day, climate is in the news because we’re changing it by putting more carbon dioxide into the atmosphere.”

“But imagine a time when Earth didn’t have plate tectonics, and it then evolved to have plate tectonics — that would have been a major shift in the Earth’s operating system, and it would have had a huge effect on climate, too.”

Robert J. Stern & Nathan R. Miller. Did the transition to plate tectonics cause Neoproterozoic Snowball Earth? Terra Nova, published online December 20, 2017 doi: 10.1111/ter.12321


Schau das Video: Two Catastrophes: Snowball Earth u0026 The Permian Extinction (November 2021).