{{위키데이터 속성 추적}}

{{미해결|천문학|태양의 광도가 현재의 70%밖에 되지 않았던 것으로 추정되는데, 어떻게 초기 지구에 물이 액체 상태로 존재할 수 있었는가?}}

'''어두운 젊은 태양 역설'''({{lang|en|faint young Sun paradox}}), '''어두운 젊은 태양 문제'''({{lang|en|faint young Sun problem}})는 초기 지구에서 물이 액체 상태로 존재했다는 관찰 결과와, 당시 [[태양]]의 에너지 출력이 현재의 70% 가량 정도밖에 되지 않았을 것이라는 [[천체물리학]]적 설명이 서로 모순되는 현상을 가리킨다.<ref>{{저널 인용|last1=Feulner|first1=Georg|title=The faint young Sun problem|journal=Reviews of Geophysics|date=2012|volume=50|issue=2|pages=RG2006|doi=10.1029/2011RG000375|arxiv=1204.4449|bibcode=2012RvGeo..50.2006F|s2cid=119248267}}</ref> 만약 태양이 방출하는 에너지가 현재의 70% 가량이었다면, 초기 지구는 완전히 얼어붙은 상태여야 하나, 초기 지구에는 물이 액체 상태로 존재했으며<ref>{{서적 인용| first=B. | last=Windley | date=1984 | title=The Evolving Continents | publisher=Wiley Press | location=New York | isbn=978-0-471-90376-5 | url-access=registration | url=https://archive.org/details/evolvingcontinen02edunse }}</ref> 생명체가 생길 수 있는 상태였을 것으로 추정하고 있다.<ref>{{서적 인용| first=J. | last=Schopf | date=1983 | title=Earth's Earliest Biosphere: Its Origin and Evolution | publisher=Princeton University Press | location=Princeton, N.J. | isbn=978-0-691-08323-0 | url-access=registration | url=https://archive.org/details/earthsearliestbi0000unse }}</ref>

이 역설은 1972년 천문학자 [[칼 세이건]]과 조지 물렌이 제기하였다.<ref name="science177">{{저널 인용|author1=Sagan, C. |author2=Mullen, G. | date=1972 | title=Earth and Mars: Evolution of Atmospheres and Surface Temperatures | pmid=17756316 | journal=Science| volume=177 | issue=4043 | pages=52–56 | doi=10.1126/science.177.4043.52 |bibcode = 1972Sci...177...52S |s2cid=12566286 }}</ref> 역설을 해결하기 위해 현재까지 제안된 가설에는 [[온실효과]]에 대한 고려, 행성 [[반사율]]의 변화, 천체물리학적 영향 고려 등이 있다. 일반적으로는 [[온실 기체]]인 [[이산화 탄소]]가 지구의 온도를 높이는 데 크게 기여하였다는 것이다.<ref>David Morrison, NASA Lunar Science Institute, "Catastrophic Impacts in Earth's History", video-recorded lecture, Stanford University (Astrobiology), 2010 Feb. 2, [https://www.youtube.com/watch?v=c4WVhqfL3YY|Web access 2016-05-10].</ref>

== 태양의 진화 ==
{{생물 연표}}
[[표준 태양 모형]] 등 [[항성구조]]에 대한 이론에서는<ref>{{저널 인용| bibcode=1971ApJ...170..157A | title=More Solar Models and Neutrino Fluxes | last1=Abraham | first1=Zulema | last2=Iben | first2=Icko | journal=The Astrophysical Journal | year=1971 | volume=170 | page=157 | doi=10.1086/151197 | doi-access=free }}</ref> 태양이 점차 밝아질 것이라고 예측하고 있다. 태양 중심에서 [[핵융합]]이 일어날 때, 양성자 4개와 전자 4개가 헬륨 원자핵 하나와 전자 2개로, 단위질량당 입자의 수가 감소함에 따라, 입자로 인해 발생하는 압력도 감소하여 상대적으로 중력의 영향력이 커지는데, 이로 인해 핵이 압축되어 온도가 증가해, 핵융합 반응이 증가하여 밝아지는 것이다.

최근 연구에 따르면, 현재 태양은 46억 년 전에 비해 약 1.4배 가량 밝으며, 밝아지는 속력 또한 점차 빨라지고 있다.<ref>{{저널 인용| doi=10.1051/0004-6361/201425481 | title=New evolutionary models for pre-main sequence and main sequence low-mass stars down to the hydrogen-burning limit | year=2015 | last1=Baraffe | first1=Isabelle | last2=Homeier | first2=Derek | last3=Allard | first3=France | last4=Chabrier | first4=Gilles | journal=Astronomy & Astrophysics | volume=577 | pages=A42 | arxiv=1503.04107 | bibcode=2015A&A...577A..42B | s2cid=67825852 }}</ref> 태양의 [[광구|표면]]에서는 온도와 지름이 증가함에 따라 [[태양 광도|광도]]가 증가하며, 지구에서 보기에 이는 [[복사강제력]]으로 작용한다.

== 이론 ==

=== 온실 기체 ===
칼 세이건과 조지 물렌은 처음 역설을 제기할 때, [[암모니아]] 기체(NH<sub>3</sub>)가 고농도로 존재한다면 해결할 수 있으리라고 추정했으나,<ref name="science177" /> 이후 암모니아가 실제로 효과적인 온실 기체인 것은 맞으나, 대기에서 광화학적 과정으로 인해 [[질소]](N<sub>2</sub>)와 [[수소]](H<sub>2</sub>)로 쉽게 분해됨이 밝혀졌다.<ref name="Kuhn1979">{{저널 인용|last1=Kuhn |first1=W. R. |last2=Atreya |first2=S. K |title=Ammonia photolysis and the greenhouse effect in the primordial atmosphere of the earth |journal=Icarus|date=1979 |volume=37 |issue=1 |pages=207–213 |doi=10.1016/0019-1035(79)90126-X|bibcode=1979Icar...37..207K |hdl=2027.42/23696 |hdl-access=free }}</ref> 이에 대해 칼 세이건은 [[톨린|광화학적 연무]]가 존재한다면 광화학적 분해가 저해되어 온실 기체로 작용할 수 있다고 추정했는데,<ref name="Sagan1997">{{저널 인용|last1=Sagan |first1=Carl |last2=Chyba |first2=Christopher |title=The early faint sun paradox: organic shielding of ultraviolet-labile greenhouse gases |journal=Science|date=23 May 1997 |volume=276 |issue=5316 |pages=1217–1221 |doi=10.1126/science.276.5316.1217|pmid=11536805 |bibcode=1997Sci...276.1217S }}</ref> 2001년 광화학적 모형을 통해 실험한 결과에서 불가능함이 밝혀졌으며,<ref name="Pavlov2001">{{저널 인용|last1=Pavlov |first1=Alexander |last2=Brown |first2=Lisa |last3=Kasting |first3=James |title=UV shielding of NH3 and O2 by organic hazes in the Archean atmosphere |journal=Journal of Geophysical Research: Planets|date=October 2001 |volume=106 |issue=E10 |pages=26267–23287 |doi=10.1029/2000JE001448|bibcode=2001JGR...10623267P }}</ref> 이러한 연무가 존재할 경우 역으로 표면을 냉각시켜 온실 효과를 상쇄했을 가능성도 있다. 2010년 [[콜로라도 대학교]]의 연구진은 연무가 [[프랙탈]] 모양으로 생겼을 경우 암모니아가 온실 기체로 충분히 작용했을 수 있다는 가설을 제기하였다.<ref>{{뉴스 인용|title=A Fix for the "Faint Young Sun" |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/a-fix-for-the-faint-young-sun/ |access-date=9 May 2022 |work=Sky & Telescope |date=18 July 2013}}</ref><ref>{{저널 인용|last1=Wolf |first1=E. T. |last2=Toon |first2=O. B. |title=Fractal Organic Hazes Provided an Ultraviolet Shield for Early Earth |journal=Science |date=4 June 2010 |volume=328 |issue=5983 |pages=1266–1268 |doi=10.1126/science.1183260|pmid=20522772 |bibcode=2010Sci...328.1266W |s2cid=206524004 }}</ref>

1970년대 후반부터는 지구 대기의 진화 과정 연구를 통해, 태양 복사가 적었던 시기 [[이산화 탄소]](CO<sub>2</sub>)의 농도가 높았었다고 추정하고 있다. 현재 대기에 비해 이산화 탄소의 함량이 1000배 가량 많았다고 하면, 지구의 [[탄소 순환]] 및 태양의 진화 과정과 일치한다.<ref>{{저널 인용|last1=Hart |first1=M. H. |title=The evolution of the atmosphere of the EArth |journal=Icarus|date=1978 |volume=33 |issue=1 |pages=23–39 |doi=10.1016/0019-1035(78)90021-0|bibcode=1978Icar...33...23H }}</ref><ref name="Walker1985">{{저널 인용| last=Walker | first=James C. G. |date=June 1985| title=Carbon dioxide on the early earth  | journal=Origins of Life and Evolution of the Biosphere| volume=16 | issue=2 | pages=117–127 | url=http://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/43349/1/11084_2005_Article_BF01809466.pdf | access-date=2010-01-30 | doi=10.1007/BF01809466 | pmid=11542014 | bibcode=1985OrLi...16..117W| hdl=2027.42/43349 | s2cid=206804461 | hdl-access=free }}</ref><ref name="Pavlov">{{저널 인용|author1=Pavlov, Alexander A. |author2=Kasting, James F. |author3=Brown, Lisa L. |author4=Rages, Kathy A. |author5=Freedman, Richard | title=Greenhouse warming by CH<sub>4</sub> in the atmosphere of early Earth  | journal=Journal of Geophysical Research| volume=105| issue=E5 | pages=11981–11990 |date=May 2000 | doi=10.1029/1999JE001134 |pmid=11543544 | bibcode=2000JGR...10511981P |doi-access=free }}</ref>

이산화 탄소의 농도가 높아지는 주요 기작은 탄소 순환이다. 긴 시간 규모에서는 [[탄산염-규산염 순환]]이라고 부르는 무기 탄소 순환이 CO<sub>2</sub>의 대기-표면 분포를 결정하며, 특히 표면 온도가 낮을 때는 강우와 [[풍화]]가 줄어, 50만 년 만에 대기 중 이산화 탄소 농도가 증가할 수 있다.<ref name="Berner1983">{{저널 인용|last1=Berner |first1=Robert |last2=Lasaga |first2=Antonio |last3=Garrels |first3=Robert |title=The Carbonate–Silicate Geochemical Cycle and its Effect on Atmospheric Carbon Dioxide over the Past 100 Million Years |journal=American Journal of Science|date=1983 |volume=283 |issue=7 |pages=641–683 |doi=10.2475/ajs.283.7.641|bibcode=1983AmJS..283..641B |doi-access=free }}</ref>

지구를 3차원 공간 대신 점 하나로 간주하는 1차원 기후 모형 시뮬레이션을 통해, 45억 년 전 태양이 30% 가량 어두울 경우, 기온이 어는점 이상으로 유지되려면 CO<sub>2</sub>의 압력이 약 0.1[[바 (단위)|바]] 이상이어야 하며, 상한선은 10바라는 결과가 산출되었다.<ref name=Walker1985 /><ref name="KastingAck1986">{{저널 인용|last1=Kasting |first1=J. F. |last2=Ackerman |first2=T. P. |title=Climate consequences of very high CO2 levels in the Earth's early atmosphere |journal=Science |date=1986 |volume=234 |issue=4782 |pages=1383–1385|doi=10.1126/science.11539665 |url=https://zenodo.org/record/1230890 |pmid=11539665 |bibcode=1986Sci...234.1383K }}</ref>

이산화 탄소의 함량 자체는 아직 논쟁거리로 남아 있다. 2001년에는 지각 변동이 활발한 초기 지구의 해저면에서 일어나는 풍화로 인해 이산화 탄소의 농도가 줄어들었을 가능성이 제기되었으며,<ref name="Sleep2001">{{저널 인용|last1=Sleep |first1=N.H. |last2=Zahnle |first2=K |title=Carbon dioxide cycling and implications for climate on ancient Earth |journal=Journal of Geophysical Research: Planets|date=2001 |volume=106 |issue=E1 |pages=1373–1399 |doi=10.1029/2000JE001247|bibcode=2001JGR...106.1373S }}</ref> 2010년에는 [[호상철광층]]을 분석한 결과에서 [[자철석]](Fe<sub>3</sub>O<sub>4</sub>)이나 [[능철석]](FeCO<sub>3</sub>) 등 철이 포함된 광물이 지구 역사 앞 반에만 형성되고, 이후에는 형성되지 않은 사실이 밝혀졌다.

이산화 탄소 이외에, [[메테인 세균]] 등 [[메테인]](CH<sub>4</sub>)을 만드는 무산소 단세포 생물도 온실 효과에 기여했을 가능성이 있다.<ref name="Rosing2010">{{저널 인용|last1=Rosing |first1=Minik |last2=Bird |first2=Dennis K |last3=Sleep |first3=Norman |last4=Bjerrum |first4=Christian J. |title=No climate paradox under the faint early Sun. |journal=Nature|date=2010 |volume=464 |issue=7289 |pages=744–747 |doi=10.1038/nature08955|pmid=20360739 |bibcode=2010Natur.464..744R |s2cid=205220182 }}</ref><ref name="Kasting2010-Rosing">{{저널 인용|last1=Kasting |first1=James |title=Faint young Sun redux |journal=Nature|date=2010 |volume=464 |issue=7289 |pages=687–9 |doi=10.1038/464687a|pmid=20360727 |s2cid=4395659 }}</ref>

===조석 가열===

[[달]]은 당시 지구와 더 가까이 있었으며, 지구의 자전 속도도 더 빨랐기 때문에, 현재보다 [[조석 가열]]이 더 강하게 일어났다. 이에 대한 기존의 연구 결과에서는, 조석 가열을 최대로 가정했을 경우에도 제곱미터당 0.02[[와트]]밖에 되지 않아, 태양열로 인해 지구 대기가 가열되는 정도는 제곱미터당 1,000와트 이상인 것과 비교하면 거의 영향이 없는 것과 다름없으리라고 보았다.

하지만 2021년 경 독일의 한 연구팀에서는 이러한 계산이 너무 단순하게 행해졌으며, 그럴듯한 모형 일부를 적용하면 가열 정도는 제곱미터당 10와트 이상이 되어, 1억 년에 걸쳐 평형 온도를 5도 가량 올렸을 수 있다고 주장하였다. 이 효과에 따르면 역설이 부분적으로 해소되기는 하나, 온실 효과 등 다른 원인을 고려하지 않고 역설을 완전히 해결할 수는 없다.<ref>{{저널 인용|last1=Heller |first1=René |last2=Duda |first2=Jan-Peter |last3=Winkler |first3=Max |last4=Reitner |first4=Joachim |last5=Gizon |first5=Laurent |title=Habitability of the early Earth: liquid water under a faint young Sun facilitated by strong tidal heating due to a closer Moon |journal=PalZ |date=December 2021 |volume=95 |issue=4 |pages=563–575 |doi=10.1007/s12542-021-00582-7|arxiv=2007.03423 |bibcode=2021PalZ...95..563H |s2cid=244532427 }}</ref> 이러한 이론에서 근간이 되는, 달이 [[로슈 한계]] 바로 바깥에서 형성되었다는 가정이 맞는지는 확실하지 않으나, [[자기화]]된 파편으로 이루어진 원반이 달에게 [[각운동량]]을 전달해 더 높은 궤도로 옮겨갔을 가능성은 있다.<ref>{{저널 인용|first1=Patrick D.|last1=Mullen|first2=Charles F.|last2=Gammie|title=A Magnetized, Moon-forming Giant Impact|journal= The Astrophysical Journal|date=October 2020 |volume=903 |issue=1 |pages=L15 |doi=10.3847/2041-8213/abbffd|arxiv=2010.04798 |bibcode=2020ApJ...903L..15M |s2cid=222291370 |doi-access=free }}.</ref>

===우주선===

[[이스라엘]]과 미국의 물리학자 니르 샤비브는, 덴마크의 물리학자 헨리크 스벤스마크의 [[우주선 (물리)|우주선]]의 냉각 효과 가설을 이용해, 우주선과 [[태양풍]]의 효과를 고려한 이론을 제안하였다.<ref name="shav">{{저널 인용
 | last=Shaviv | first=N. J. | date=2003
 | arxiv=astro-ph/0306477
 | title=Toward a solution to the early faint Sun paradox: A lower cosmic ray flux from a stronger solar wind
 | journal = Journal of Geophysical Research| volume=108 | issue=A12 | page=1437
 | doi=10.1029/2003JA009997
 | bibcode = 2003JGRA..108.1437S | s2cid=11148141 }}</ref> 샤비브의 이론에 따르면, 초기 태양은 지금보다 더 강하게 태양풍을 내뿜어, 우주선을 차폐해 주는 효과를 나타냈으며, 이를 고려하면 현재와 비슷한 수준의 온실 효과로도 대부분 얼음이 없는 상태의 지구가 만들어진다. 초기 태양에서 태양풍이 강했다는 증거는 [[운석]]에 나타나 있다.<ref name=apj2_313>{{저널 인용
 |author1=Caffe, M. W. |author2=Hohenberg, C. M. |author3=Swindle, T. D. |author4=Goswami, J. N. | title=Evidence in meteorites for an active early sun
 | journal=The Astrophysical Journal| volume=313 | date=February 1, 1987
 | pages=L31&ndash;L35 | doi=10.1086/184826 | bibcode=1987ApJ...313L..31C | hdl=2060/19850018239 | hdl-access=free }}</ref>

===태양의 질량 손실===

어두운 젊은 태양은 [[태양풍]]이 더 강해 에너지 방출량이 많아, 온실 효과만 고려했을 때의 표면 온도가 낮은 점을 상쇄할 수 있을 것이라는 이론은 여러 차례 제기되었다.<ref name="Minton2007">{{저널 인용|last1=Minton |first1=David |last2=Malhotra |first2=Renu |title=Assessing the Massive Young Sun Hypothesis to Solve the Warm Young Earth Puzzle |journal=The Astrophysical Journal|date=2007 |volume=660 |issue=2 |pages=1700–1706|bibcode=2007ApJ...660.1700M |arxiv=astro-ph/0612321 |doi=10.1086/514331 |s2cid=14526617 }}</ref> [[외계 행성]] 관측 결과로 추정할 때, 태양은 일생 동안 전체의 5~6% 가량 질량을 잃었고,<ref>{{인용|arxiv=2204.07515|year=2022|title=A possible solution for the faint young Sun paradox: Clues from the exoplanetary data|last1=Gurumath |first1=Shashanka R. |last2=Hiremath |first2=K. M. |last3=Ramasubramanian |first3=V. |last4=Acharyya |first4=Kinsuk }}</ref> 이를 통해 더 일정한 에너지 방출이 일어났다. (초기 태양에는 질량이 더 많았기 때문에, 에너지 출력이 더 많았다)

[[시생누대]]의 온난한 환경을 설명하기 위해서는 이 질량 손실 기간이 약 10억 년 가량 지속되었어야 하나, 운석 및 월면 표본의 이온 부식 흔적에 따르면 태양풍 플럭스가 증가한 시기는 1억 년 정도밖에 되지 않는다. 태양과 유사한 항성인 [[큰곰자리 파이¹]]을 관측하여 구한 항성풍이 감소하는 비율도 이와 일치하기 때문에, 태양풍에 대한 설명만으로는 어두운 젊은 태양 역설을 해결할 수 없다.<ref>{{저널 인용|author1=Gaidos, Eric J. |author2=Güdel, Manuel |author3=Blake, Geoffrey A. | date=2000 | title=The faint young Sun paradox: An observational test of an alternative solar model | journal=Geophysical Research Letters| volume=27 | issue=4 | pages=501–504 | doi=10.1029/1999GL010740 |pmid=11543273 | bibcode=2000GeoRL..27..501G |citeseerx=10.1.1.613.1511 |s2cid=15264566 |url=https://authors.library.caltech.edu/34090/1/1999GL010740.pdf }}</ref><ref name="Wood2005">{{저널 인용|last1=Wood |first1=Bernard |title=New mass-loss measurements from astrospheric Ly alpha absorption |journal=The Astrophysical Journal |date=2005 |volume=628 |issue=2 |pages=L143–L146|doi=10.1086/432716 |bibcode=2005ApJ...628L.143W |arxiv=astro-ph/0506401 |s2cid=7137741 }}</ref><ref name="Wood2002">{{저널 인용|last1=Wood |first1=Bernard |title=Measured mass loss rates of solar-like stars as a function of age and activity |journal=The Astrophysical Journal|date=2002 |volume=574 |issue=1 |pages=412–425|arxiv=astro-ph/0203437 |doi=10.1086/340797 |bibcode=2002ApJ...574..412W |s2cid=1500425 }}</ref>

===구름의 변화===

온실 기체로 인한 효과가 태양이 어두운 것을 완전히 상쇄하지 못한다면, 표면 [[반사율]]이 더 낮았다고 설명할 수도 있다. 당시 물 바깥으로 드러난 육지의 면적이 더 좁았기 때문에, 바람에 날린 먼지와 생물학적 요인으로 생기는 [[구름 응집핵]]의 수가 더 적어, 생기는 구름의 수가 더 적었을 것이며, 이로 인해 표면 반사율이 감소하면 표면에 도달하는 태양 복사가 감소한다. 이에 대해 2011년에 진행한 한 연구에서는 구름으로 반사율이 변할 경우 표면 온도의 변화는 그리 크지 않으며, 아무리 높게 보더라도 [[어는점]] 바로 위까지밖에 덥히지 못할 것이라고 추정하였다.<ref>{{저널 인용|last1=Goldblatt |first1=C. |last2=Zahnle |first2=K. J. |title=Clouds and the Faint Young Sun Paradox |journal=Climate of the Past|date=2011 |volume=6 |issue=1 |pages=203–220 |doi=10.5194/cp-7-203-2011|arxiv=1102.3209 |bibcode=2011CliPa...7..203G |s2cid=54959670 |doi-access=free }}</ref>

이 시기 [[우주선 (물리)|우주선]]의 양이 감소한 것을 구름의 양이 줄었다고 해석하는 관점도 있는데,<ref name="Svensmark2007">{{저널 인용|last1=Svensmark |first1=Henrik |title=Cosmoclimatology: a new theory emerges |journal=Astronomy & Geophysics|date=2007 |volume=48 |issue=1 |pages=14–28 |doi=10.1111/j.1468-4004.2007.48118.x|bibcode=2007A&G....48a..18S |doi-access=free }}</ref> 이온 자체는 응집핵처럼 구름의 형성에 큰 영향을 끼치지 못하고, 우주선과 평균 기온 사이에는 관련이 없다는 점이 지적받고 있다.<ref name="Krissansen2013">{{저널 인용|last1=Krissansen-Totton |first1=J. |last2=Davies |first2=R. |title=Investigation of cosmic ray–cloud connections using MISR |journal=Geophysical Research Letters|date=2013 |volume=40 |issue=19 |pages=5240–5245|bibcode=2013GeoRL..40.5240K |arxiv=1311.1308 |doi=10.1002/grl.50996 |s2cid=119299932 }}</ref> 현재까지 구름은 3차원 전지구적 [[기후 모형]] 계산에서 중요한 요소로 고려하고 있으며, 구름의 변화와 표면 온도 변화 사이에 어떠한 관련이 있는지에 대한 정설은 아직 정해지지 않았다.<ref name="CatlingKasting2017">{{서적 인용|last1=Catling |first1=David C. |last2=Kasting |first2=James F. |title=Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds |date=2017 |publisher=Cambridge University Press |location=Cambridge, UK |isbn=978-0-521-84412-3}}</ref>

=== 국부적 허블 팽창 ===
{{As of|2022}}, 중력적으로 구속된 계에서의 [[허블의 법칙|허블 팽창]]에 대해, 시뮬레이션 결과와 실제 관측 모두 어떠한 결론을 내리기에는 부족한 상태이지만,<ref>{{인용|arxiv=2201.05311|year=2022|title=An Alternative Explanation of the Orbital Expansion of Titan and Other Bodies in the Solar System|last1=Křížek |first1=Michal |last2=Gueorguiev |first2=Vesselin G. |last3=Maeder |first3=André |journal=Gravitation and Cosmology |volume=28 |issue=2 |pages=122–132 |doi=10.1134/S0202289322020086 |bibcode=2022GrCo...28..122K |s2cid=245971372 }}</ref> 국부적으로 허블 팽창이 일어났을 경우, 어두운 젊은 태양 역설을 포함해, 궤도 변화의 변칙적 현상을 설명할 수 있을 것이라는 주장은 제기된 바 있다.<ref>{{인용|arxiv=1609.01793|year=2016|title=LOCAL HUBBLE EXPANSION: CURRENT STATE OF THE PROBLEM|last1=Dumin |first1=Yurii V. }}</ref>

=== 가이아 이론 ===
[[가이아 이론]]은 생물체가 생존할 수 있는 환경을 유지하기 위해 생물학적 과정을 통해 지구의 표면 기후를 스스로 안정적으로 유지한다는 가설이다. 현재 탄소 순환 등 유기적 과정은 기후 변화를 줄이는 방향으로 움직이고 있으며, 지구 표면은 지금까지 계속해서 생명체가 살 수 있는 환경으로 유지되어 왔다는 점에서, 현실적으로 증명하기 매우 어려운 이론이라는 비판을 받고 있으며, 또한 [[눈덩이 지구]] 등 기후가 극단적으로 변화하는 환경에서도 지구 표면에서 생명체는 살아남았다는 사실도 반례로 작용하고 있다. 가이아 이론이 작용하는 정도에 따라, 가이아 이론에는 '강한' 이론부터 '약한' 이론까지 여러 종류가 있는데, 이로 인해서도 학계에서 상당한 논쟁이 벌어지고 있다.<ref name=CatlingKasting2017 />

== 다른 행성의 경우 ==

=== 화성 ===
화성 또한 어두운 젊은 태양 역설과 같은 현상을 보인다. 화성 표면에는 물길의 흔적, 변형을 겪은 충돌구, 계곡 구조 등 물이 액체 상태로 존재했다는 증거가 여럿 남아 있어, [[노아키아기]](41억 ~ 37억 년 전)에는 표면에 강과 바다가 있어 현재 지구와 유사한 모습이었을 것으로 추정하고 있으나,<ref name="Irwin2005">{{저널 인용|last1=Irwin |first1=R. P. |last2=Howard |first2=Alan |last3=Craddock |first3=Robert |last4=Moore |first4=Jeffrey |title=An Intense Terminal Epoch of Widespread Fluvial Activity on Early Mars: 2. Increased Runoff and Paleolake Development |journal=Journal of Geophysical Research|date=2005 |volume=110 |issue=E12 |pages=E12S15 |doi=10.1029/2005JE002460|bibcode=2005JGRE..11012S15I |doi-access=free }}</ref><ref name="Howard2005">{{저널 인용|last1=Howard |first1=Alan D. |last2=Moore |first2=Jeffrey M. |title=An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 1. Valley network incision and associated deposits |journal=Journal of Geophysical Research|date=2005 |volume=110 |issue=E12 |pages=E12S14 |doi=10.1029/2005JE002459|bibcode=2005JGRE..11012S14H |doi-access=free }}</ref> 화성의 궤도는 지구보다도 멀리 있으며, 지구의 경우와 마찬가지로 당시 태양은 더 어두웠기 때문에, 화성에 어떻게 따듯하고 습한 기후가 형성되었는지는 확실하지 않다.<ref name="Wordsworth2016">{{저널 인용|last1=Wordsworth |first1=Robin D. |title=The Climate of Early Mars |journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|date=2016 |volume=44 |pages=381–408 |doi=10.1146/annurev-earth-060115-012355|arxiv=1606.02813 |bibcode=2016AREPS..44..381W |s2cid=55266519 }}</ref> 과학계 일각에서는 이러한 지형 중 일부가 물이 흐르지 않고도 형성될 수 있다고 보기도 하나,<ref name="CatlingKasting2017" /> 남반구 고원에서의 수류침식 흔적 등 지질학적 증거 다수는 당시 화성이 온난 반건조 기후였다고 설명할 경우 정확히 일치한다.<ref name="RamirezCraddock2018">{{저널 인용|last1=Ramirez |first1=Ramirez R. |last2=Craddock |first2=Robert A. |title= The geological and climatological case for a warmer and wetter early Mars. |journal= Nature Geoscience |date=2018 |volume=11 |issue=4 | pages = 230–237|doi=10.1038/s41561-018-0093-9 |arxiv=1810.01974 |bibcode=2018NatGe..11..230R |s2cid=118915357 }}</ref>

초기 화성의 궤도와 태양활동의 상태를 고려할 때, 온실 효과로 표면 온도가 최소한 65 K는 증가해야 표면에 물이 흘러 이러한 지형이 형성될 수 있다.<ref name="Wordsworth2016" /><ref name="RamirezCraddock2018" /> 이 정도로 기온을 올리려면 대부분 CO<sub>2</sub>로 이루어진 두꺼운 대기가 있었어야 하는데, 선노아키아기 및 노아키아기의 화산활동 정도를 알 수 없어 추정에 어려움을 겪고 있다.<ref name="Wordsworth2016" /> 지구에서는 CO<sub>2</sub>가 [[탄산염]]으로 바뀌어 침강하기 때문에, 탄산염을 측정하면 대기에 CO<sub>2</sub>가 어느 정도였는지를 간접적으로 추정할 수 있을 것으로 보나, 현재 [[화성의 대기]]에서는 CO<sub>2</sub> 침강이 온실 효과보다 빨라 당시 탄산염이 대량으로 생길 정도로 CO<sub>2</sub>가 축적되기 힘들었을 것이라는 한계가 있다.<ref name="Haberle2017">{{서적 인용|last1=Haberle |first1=R. |title=The Atmosphere and Climate of Mars |last2=Catling |first2=D. |last3=Carr |first3=M |last4=Zahnle |first4=K |s2cid=92991460 |chapter=The Early Mars Climate System |date=2017 |pages=526–568 |doi=10.1017/9781139060172.017 |publisher=Cambridge University Press |location=Cambridge, UK|isbn=9781139060172 }}</ref>

CO<sub>2</sub> 단독으로는 화성에서의 온실 효과가 물이 생길 정도로 강했다고 설명하기 힘들기 때문에,<ref name="RamirezCraddock2018" /><ref>{{저널 인용|title=Transient reducing greenhouse warming on early Mars|journal=Geophysical Research Letters|last1=Wordsworth|first1=Y.Kalugina|last2=Lokshtanov|first2=A.Vigasin|url=http://nrs.harvard.edu/urn-3:HUL.InstRepos:34858096|year=2017|volume=44|issue=2|pages=665–671|arxiv=1610.09697|bibcode=2017GeoRL..44..665W|doi=10.1002/2016GL071766|last3=Ehlmann|first3=J.Head|last4=Sanders|first4=H.Wang|s2cid=5295225|doi-access=free}}</ref> 최근 이론에서는 CO<sub>2</sub>-H<sub>2</sub> 기체나 [[메테인]] 기체가 간헐적으로 방출되어 초기 화성에서 온실 효과를 일으켰을 가능성을 제기하고 있다.<ref>{{저널 인용| last1 = Ramirez | first1 = R. M. | last2 = Kopparapu | first2 = R. | last3 = Zugger | first3 = M. E. | last4 = Robinson | first4 = T. D. | last5 = Freedman | first5 = R. | last6 = Kasting | first6 = J. F. | year = 2014 | title = Warming early Mars with CO2 and H2 | journal = Nature Geoscience | volume = 7 | issue = 1| pages = 59–63 | doi = 10.1038/ngeo2000 | arxiv = 1405.6701 | bibcode = 2014NatGe...7...59R | s2cid = 118520121 }}</ref>

=== 금성 ===
[[금성의 대기]]는 96% 가량이 CO<sub>2</sub>로 이루어져 있다. 약 40억 년 전, 태양이 25 ~ 30% 가량 어둡던 시기에는 금성의 표면 온도가 현재보다 매우 낮아, [[물의 순환]]이 일어나는 등 기후가 현대 지구와 비슷했을 것으로 추정하고 있으나, 화산 분출 등으로 인해 온실 효과가 폭주한 후 현재와 같은 모습이 되었다.<ref name="Kasting">{{저널 인용|last=Kasting |first=J. F. |date=1988 |title=Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus |journal=Icarus|volume=74 |issue=3 |pages=472–494 |doi=10.1016/0019-1035(88)90116-9 |pmid=11538226 |bibcode=1988Icar...74..472K|url=https://zenodo.org/record/1253896 }}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[명왕누대]]
* [[유효온도]]
* [[고기후학]]

== 각주 ==
{{각주}}

; 참고 자료
* {{서적 인용
 |author1=Bengtsson, Lennart |author2=Hammer, Claus U. | date=2004
 | title=Geosphere-Biosphere Interactions and Climate
 | publisher=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-78238-8 }}

[[분류:태양]]
[[분류:기후의 역사]]
[[분류:역설]]
[[분류:1972년 과학]]