Erscheinung der Sonne in der geologischen Vergangenheit

Ich mache ein paläobiologisches Landschafts-Rendering; Also überlege ich, ob ich die Sonne in solche Bilder einfügen möchte; Soll ich es so zeichnen wie heute?

Obwohl die Sonne vor 4,5 Milliarden Jahren weniger hell war (man nimmt an, dass sie etwa 70 % ihrer derzeitigen Leuchtkraft beträgt) und dies ihre Farbe beeinflussen würde, wodurch sie vielleicht etwas mehr orange als gelb wird, ist der Effekt gering.

Die Sonne wird immer noch ein leuchtendes, fast weißes Objekt am Himmel von ungefähr der gleichen Größe sein.

Obwohl es wahrscheinlich eine Farbverschiebung zu einem etwas orangefarbeneren Farbton gab, war die Zusammensetzung der Erdatmosphäre radikal anders (siehe zum Beispiel diese Seite zur Paläoklimatologie ) und dies hätte einen viel bedeutenderen Einfluss auf das Erscheinungsbild der Sonne gehabt (und die Beleuchtung der Landschaft) als jede geringfügige Veränderung im Erscheinungsbild der Sonne.

Es gibt einige Probleme im Zusammenhang mit der Entwicklung des Lebens und dieser Änderung der Leuchtkraft der Sonne (wie das Problem der schwachen jungen Sonne ), aber diese werden meiner Meinung nach im Vergleich zu den atmosphärischen und klimatischen Problemen keinen großen Unterschied für Ihr Rendering machen.

Die Klimaveränderungen sind jedoch nicht vollständig verstanden und es ist eher spekulativ zu versuchen, spezifische Behauptungen darüber aufzustellen, was die Gesamtwirkung auf die Beleuchtungsstärke und die Farbe des Lichts gewesen wäre, das in diesen Zeiträumen die Oberfläche erreicht hätte.

Diese kann man in zwei astronomische Epochen unterteilen, die sich am einfachsten anhand des Hertzsprung-Russell-Diagramms verstehen lassen.

Die erste ist die Phase vor der Hauptsequenz (PMS), in der sich die Protosonne in Richtung ihrer Hauptsequenz, der Wasserstoffverbrennung, zusammenzieht. In dieser Phase nimmt die (Proto-)Sonne bei etwa konstanter Temperatur über mehrere Millionen Jahre an Leuchtkraft ab, erwärmt sich dann mit leicht steigender Leuchtkraft, um sich nach etwa 20 Jahren mit etwas geringerer Leuchtkraft auf die Hauptreihe einzupendeln (siehe Grafik unten). Millionen Jahre. Das Diagramm gibt Ihnen eine ungefähre Vorstellung von der "Farbe", die die Protosonne während dieser Phase haben würde. Die Sonne ändert natürlich ihre Helligkeit entsprechend, aber der Radius der Sonne nimmt auch während dieser Phase ab, würde also von der Erde aus gesehen einen immer kleineren Winkel am Himmel abdecken.

Ein Diagramm, das die Pfade (durchgezogene Linien) von Sternen mit unterschiedlichen Massen von Geburt an zeigt (die Sonne steht still$\simeq 1M_{\odot}$bei der Geburt) in Helligkeit und Temperatur, bis sie die H-brennende Hauptsequenz beginnen. Die gestrichelten Linien sind "Isochronen" zu den angegebenen Zeiten. Die Sonne „beginnt“ ihr Leben (oder tritt zumindest weniger als eine Million Jahre nach der Geburt aus ihrem Geburtsgas und -staub hervor) an der Spitze der Sonne$1M_{\odot}$Spur.

Die zweite Phase ist natürlich viel länger, aber die Veränderungen sind weitaus weniger dramatisch. Für die nächsten 4,45 Milliarden Jahre wird die Sonne nur ein bisschen heller und ein bisschen größer, bleibt aber mehr oder weniger auf derselben Temperatur. In dieser Zeit ist die Sonne bei ungefähr konstanter Rate etwa 30 % heller und 15 % größer geworden.

Wenn Sie mehr Details benötigen, müssen Sie auf ein geeignetes stellares Evolutionsmodell zugreifen. Davon gibt es viele. zB die Genfer Modelle (das Set Schaller et al. 1992 ist für die Sonne geeignet).