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　　阿尔戈悖论
　　在恆星天文学中，大陵五悖论是一种自相矛盾的情况，即双星元素的演化似乎与已建立的恆星演化理论不一致。这些理论的一个基本特徵是恆星的演化速度取决于它们的质量：质量越大，演化越快，它离开主序带的速度也越快，进入次巨星或巨星阶段。
　　在大陵五和其他双星的情况下，观察到了完全不同的东西：质量较小的恆星已经是亚巨星，而质量大得多的恆星仍在主序带上。由于双星的伙伴恆星被认为是在大约同一时间形成的，因此应该具有相似的年龄，这似乎是自相矛盾的。质量较大的恆星，而不是质量较小的恆星，应该离开主序带。
　　这个悖论通过以下事实得到解决：在许多双星中，两者之间可能存在物质流动，扰乱了恆星演化的正常过程。随着流动的进展，它们的进化阶段也在推进，即使相对质量发生了变化。最终，这颗原本质量更大的恆星进入了其演化的下一个阶段，儘管它的大部分质量已经失去了它的伴星。
　　微弱的年轻太阳悖论
　　微弱的年轻太阳悖论或微弱的年轻太阳问题描述了地球历史早期对液态水的观测与天体物理学的预期之间的明显矛盾，即那个时代太阳的输出强度只有现代时代的%.矛盾之处在于：由于年轻太阳的输出仅为当前输出的%，早期地球预计将完全冻结——但早期地球似乎有液态水并支持生命。
　　这个问题是由天文学家卡尔·萨根和乔治·马伦在1972年提出的。这个悖论的建议解决方案已经考虑了温室效应、行星反照率的变化、天体物理影响或这些建议的组合。事实证明，温室气体二氧化碳贡献最大。
　　太阳演化
　　恆星结构模型，特别是。那时，标准太阳模型已经充分发展以预测变亮：这是由于太阳核心中的核聚变导致每单位质量的粒子数量减少，从四个质子和电子各减少到一个氦原子核和两个电子。更少的粒子会施加更少的压力。温度升高可以防止在巨大重力下的坍塌，这既是更高核聚变速率的原因也是结果。最近的建模研究表明，今天的太阳比46亿年前(Ga)亮1.4倍，而且增亮速度大大加快。在在太阳表面，更多的聚变功率意味着更高的太阳光度（通过温度和半径的轻微增加），这在地球上被称为辐射强迫。
　　温室气体解决方案
　　氨作为温室气体
　　Sagan和Mullen甚至在他们对悖论的描述中提出，它可以通过高浓度的氨气NH3来解决。然而，已经证明，虽然氨是一种有效的温室气体，但它很容易在大气中被光化学破坏并转化为氮气(N2)和氢气(H2)气体。有人建议（再次由Sagan提出）光化学烟雾可以防止氨的这种破坏，并允许它在此期间继续充当温室气体，然而，到2001年，这个想法被使用光化学模型进行了测试并被打了折扣。此外，这种雾霾被认为已经冷却了其下方的地球表面并抵消了温室效应。2010年左右，科罗拉多大学的学者重新提出了这个想法，认为如果雾霾形成分形图案，氨假说是一个可行的贡献者。
　　二氧化碳作为温室气体
　　现在认为，在太阳辐射较低的时期，二氧化碳的浓度较高。它最初是在19年代后期作为地球大气演化的一部分提出和测试的。发现含有大约1000倍当前大气水平（或PAL）的大气与地球碳循环和太阳演化的演化路径一致。
　　获得如此高的CO2浓度的主要机制是碳循环。在大的时间尺度上，碳循环的无机分支，即碳酸盐-硅酸盐循环，负责确定大气和地球表面之间的CO2分配。特别是，在地表温度较低的时期，降雨和风化速率会降低，从而使大气中的二氧化碳在50万年(Myr)的时间尺度上积累。
　　具体来说，使用一维模型，将地球表示为一个单点（而不是在3个维度上变化的东西），科学家们已经确定，在4.5Ga和30%暗的太阳下，CO2的最小分压为0.1bar需要保持高于冰点的表面温度。建议最高10bar的CO2作为合理的上限。
　　然而，二氧化碳水平的确切数量仍在争论中。2001年，Sleep和Zahnle提出，在一个年轻的、构造活跃的地球上，海底风化程度的增加可能会降低二氧化碳水平。然后在2010年，Rosing等人。分析了称为带状铁层(BIF)的海洋沉积物，发现了大量各种富含铁的矿物，包括磁铁矿(Fe3O4)，一种氧化矿物，旁边是一种还原矿物菱铁矿(FeCO3)，并发现它们形成于地球历史的前半部分（而不是之后）。矿物的相对共存表明CO2之间存在类似的平衡和H2。在分析中，Rosing等人。将大气中的H2浓度与生物产甲烷作用的调节联繫起来。因此，除了二氧化碳之外，产生甲烷(CH4)的厌氧单细胞生物也可能导致气候变暖。
　　其他建议的解释
　　潮汐加热
　　月球最初离地球更近，地球自转速度比今天快，导致潮汐加热比今天更大。最初的估计发现，即使是早期的潮汐加热也会很小，可能是每平方米0.02瓦。（相比之下，入射到地球大气层的太阳能约为每平方米1000瓦。）然而，在2021年左右，由德国勒内·海勒(RenéHeller)领导的一个团队认为，这样的估计过于简单，而且在一些合理的模型中潮汐加热可能贡献了每平方米10瓦的功率，并在一亿年的时间尺度上将平衡温度提高了5摄氏度。这样的贡献将部分解决悖论，然而，月球形成刚好在罗氏极限之外的基本假设并不确定：一个磁化的碎片盘可能已经传输了角动量，导致在更高轨道上的质量较小的月球。
　　宇宙射线
　　以色列裔美国物理学家Nir​​Shaviv提出的少数观点使用太阳风的气候影响，结合丹麦物理学家HenrikSvensmark关于宇宙射线冷却效应的假设来解释这个悖论。根据沙维夫的说法，早期的太阳发出了更强的太阳风，对宇宙射线产生了保护作用。在那个早期，与今天相当的温和温室效应足以解释一个无冰的地球。在陨石中发现了更活跃的早期太阳的证据。
　　大约24亿年的最低温度伴随着银河系中可变恆星形成率对宇宙射线通量的调製。减少的太阳影响后来导致宇宙射线通量的更强影响，这被假设导致与气候变化的关係。
　　太阳的质量损失
　　已经多次提出，微弱的年轻太阳以更强的太阳风的形式造成的质量损失可以补偿温室气体强迫造成的低温。在这个框架中，早期的太阳经历了一段较长的太阳风输出量较高的时期。根据系外行星数据，这导致太阳在其生命週期内的质量损失为5-6%，导致太阳光度水平更加一致（因为早期的太阳质量更大，因此产生的能量输出比以前更多）预料到的）。为了解释太古宙的温暖条件，这种质量损失必鬚发生在大约十亿年的时间间隔内。陨石离子注入记录和月球样本显示，太阳风通量的增加率仅持续了1亿年。对年轻的类太阳恆星π1UrsaeMajoris的观测与恆星风输出的下降速度相匹配，这表明更高的质量损失率本身并不能解决这个悖论。
　　云的变化
　　如果温室气体浓度没有完全补偿较暗的太阳，则中等温度范围可能由较低的地表反照率来解释。当时，暴露的大陆陆地面积较小，会导致较少的云凝结核，无论是风吹尘埃还是生物源形式。较低的反照率允许较高比例的太阳辐射穿透到地表。Goldblatt和Zahnle（2011年）调查了云比例的变化是否足以变暖，并发现淨效应同样可能是消极的和积极的。至多这种影响可能会将表面温度平均提高到略高于冰点。
　　另一种提出的减少云量的机制将这段时间内宇宙射线的减少与云量减少有关。然而，由于多种原因，这种机制不起作用，包括离子不像CCN那样限制云的形成，并且已发现宇宙射线对全球平均温度几乎没有影响。
　　云仍然是3-D全球气候模型中不确定性的主要来源，目前尚未就云空间模式和云类型的变化究竟如何影响地球气候达成共识。
　　本地哈勃膨胀
　　儘管哈勃定律对引力束缚系统的影响的模拟和直接测量都返回了与2022年一样不确定的结果，[34]有人指出，以局部哈勃膨胀率的一小部分的轨道膨胀可以解释在轨道演化中观察到的异常，包括一个微弱的年轻太阳悖论。
　　盖亚假说
　　盖亚假说认为，生物过程通过各种负反馈机制来维持地球上稳定的地表气候，从而维持宜居性。虽然有机过程，如有机碳循环，可以调节剧烈的气候变化，并且地球表面可能仍然适合居住，但这一假设被批评为难以处理。此外，由于气候的剧烈变化，包括雪球地球事件，地球表面已经存在生命。盖亚假说也有强版本和弱版本，这在这个研究领域造成了一些紧张。
　　在其他星球上
　　火星
　　火星有自己版本的微弱年轻太阳悖论。火星地形在地表上显示出过去液态水的明显迹象，包括流出通道、沟壑、改良的陨石坑和山谷网络。这些地貌特徵表明，火星表面有海洋，河流网络与诺亚纪晚期（4.1-3.7Ga）时期的地球相似。目前尚不清楚火星的轨道模式如何使火星离太阳更远，以及年轻太阳的微弱如何在火星上产生被认为是非常温暖和潮湿的气候。科学家们争论哪些地貌特徵可以归因于海岸线或其他水流标记，哪些可以归因于其他机制。然而，地质证据，包括对南部高地广泛河流侵蚀的观察，通常与早期的温暖和半乾旱气候一致。
　　考虑到早期火星的轨道和太阳条件，为了使这些表面特徵被流动的水凋刻，必须产生温室效应才能将表面温度提高至少65K。已经提出了一种更密集的、以CO2为主的大气作为产生这种温度升高的一种方式。这将取决于碳循环和整个前诺亚纪和诺亚纪的火山活动速度，这并不为人所知。挥发性释气被认为是在这些时期发生的。
　　确定火星是否拥有浓稠的富含CO2的大气的一种方法是观察碳酸盐沉积物。地球大气中碳的主要汇是碳酸盐-硅酸盐循环。然而，CO2很难以这种方式在火星大气中积累，因为CO2冷凝会超过温室效应。
　　火山释放的CO2-H2温室是最近为早期火星提出的最有效的变暖解决方案之一。甲烷的间歇性爆发可能是另一种可能性。这种温室气体组合似乎是必要的，因为单独的二氧化碳，即使在超过几巴的压力下，也无法解释早期火星表面液态水存在所需的温度。
　　金星
　　金星的大气层由96%的二氧化碳组成，在数十亿年前的这段时间裡，当太阳暗淡25%到30%时，金星的表面温度可能要低得多，它的气候可能类似于现在的地球，完成一个水文循环——在它经历失控的温室效应之前。
　　Greisen–Zatsepin–Kuzmin极限
　　Greisen-Zatsepin-Kuzmin极限（GZK极限）是宇宙射线质子从其他星系穿过星系际介质到达我们星系的能量的理论上限。极限是5×1019eV(50EeV)，或约8焦耳（质子以≈99.99999999999999999998%光速）。限制是由质子与长距离（≈1.6亿光年）微波背景辐射相互作用的减慢效应设定的。该限制与实验检测到宇宙射线的能量上限处于同一数量级，儘管确实有些检测似乎超过了限制，如下所述。例如，一种极端能量的宇宙射线，Oh-My-GodParticle，已被发现拥有破纪录的3.12×1020eV(50焦耳)的能量（大约与95km/h棒球的动能相同）。
　　GZK极限是在超高能宇宙线是质子的假设下推导出来的。最大的宇宙射线天文台皮埃尔奥格天文台的测量结果表明，大多数超高能宇宙射线是被称为HZE离子的较重元素。[3]在这种情况下，GZK极限背后的论点并不适用于最初的简单形式，并且在观察具有违反极限的能量的宇宙射线方面没有根本的矛盾。
　　过去，明显违反GZK限制的行为激发了宇宙学家和理论物理学家提出其他绕过限制的方法。这些理论提出，超高能宇宙射线是在我们的银河系附近产生的，或者洛伦兹协方差被破坏的方式使得质子在前往我们银河系的途中不会失去能量。
　　计算
　　1966年，KennethGreisen、GeorgiyZatsepin和VadimKuzmin根据宇宙射线和宇宙微波背景辐射(CMB)的光子之间的相互作用独立计算了该极限。他们预测能量超过阈值能量的宇宙射线5×1019eV会与宇宙微波背景光子相互作用γCMB,由于宇宙射线的速度而相对蓝移，通过Δ共振,
　　p+γCMB→Δ+→p+π0,
　　或者
　　p+γCMB→Δ+→n+π+.
　　以这种方式产生的介子继续在标准介子通道中衰变——最终成为中性介子的光子，以及正离子的光子、正电子和各种中微子。中子也会衰变为类似的产物，因此最终任何宇宙射线质子的能量都会通过产生高能光子加上（在某些情况下）高能电子-正电子对和中微子对而消耗掉。
　　介子产生过程的能量比普通的电子-正电子对产生（轻子产生）的能量更高，质子撞击CMB时，宇宙射线的质子能量仅为大约1017电子伏特。然而，π介子的产生消耗了宇宙射线质子的20%的能量，而电子-正电子对的产生只消耗了0.1%的能量。
　　这个因数200=20%/0.1%来自两个原因：π介子的质量仅为轻子的约130倍，但额外的能量表现为一个或多个π介子的不同动能，并导致相对更多的动能转移到更重的产物π介子，以便保存动量。π介子产生的更大总能量损失导致π介子产生成为限制高能宇宙射线传播的过程，而不是轻轻子产生的低能量过程。
　　π介子产生过程一直持续到宇宙射线能量低于产生π介子的阈值。由于与这种相互作用相关的平均路径，河外宇宙线质子的传播距离大于50MPC(163Mly)且能量大于阈值的能量永远不应在地球上观察到。这个距离也称为GZK地平线。
　　宇宙射线悖论
　　最大规模的宇宙射线实验Akeno巨型空气簇射阵列、高分辨率蝇眼宇宙射线探测器、皮埃尔奥格天文台和望远镜阵列项目已经进行了许多观测，这些观测似乎显示了能量超过此极限的宇宙射线（称为极端-能量宇宙射线，或EECRs）。对这些粒子的观察就是所谓的GZK悖论或宇宙射线悖论。
　　这些观察结果似乎与狭义相对论和粒子物理学目前所理解的预测相矛盾。然而，对于这些观察，有许多可能的解释可以解决这种不一致。
　　观察到的EECR粒子可以是较重的原子核而不是质子
　　观察结果可能是由于仪器错误或对实验的错误解释，尤其是错误的能量分配。
　　宇宙射线可能在GZK视界内有局部来源（儘管尚不清楚这些来源可能是什麽）。
　　弱相互作用粒子
　　另一个建议涉及超高能弱相互作用粒子（例如，中微子），它可能在很远的距离处产生，然后在局部发生反应以产生观察到的粒子。在提出的Z爆发模型中，一个超高能宇宙中微子与我们银河系中的一个遗迹反中微子碰撞并湮灭为强子。这个过程通过（虚拟）Z-玻色子进行：
　　ν+ν¯→Z→强子.
　　如果中微子反中微子对的质心能量等于Z玻色子质量，则此过程的横截面会变大（横截面中的这种峰值称为“共振”）。假设遗迹反中微子处于静止状态，则入射宇宙中微子的能量必须为
　　B=MZ22Mν=4.2×1021(电子伏特Mν)电子伏特,
　　在哪裡MZ是Z玻色子的质量，并且Mν中微子的质量。
　　其他理论
　　已经提出了许多奇异的理论来解释AGASA的观测结果，包括双重狭义相对论。然而，现在已经确定标准双重狭义相对论不预测任何GZK抑制（或GZK截止），这与涉及绝对静止框架的洛伦兹对称违反模型相反。其他可能的理论涉及与暗物质的关係，或者超出标准模型中已知的外来超重粒子的衰变。
　　关于宇宙射线超过GZK极限的争议
　　可以用GZK限制解释的宇宙射线通量的抑制已被最新一代的宇宙射线天文台证实。AGASA实验先前声称没有抑制的说法被否决了。压制是否是由于GZK效应仍然存在争议。GZK限制仅适用于超高能宇宙射线主要是质子的情况。
　　2007年7月，在墨西哥尤卡坦州梅里达举行的第30届国际宇宙射线会议上，高分辨率蝇眼实验(HiRes)和皮埃尔奥格天文台(Auger)展示了他们关于超高能宇宙射线的结果。HiRes在UHECR光谱中观察到恰好能量的抑制，仅观察到13个能量高于阈值的事件，而预期43个没有抑制。这被解释为首次观察到GZK限制。俄歇证实了通量抑制，但没有声称它是GZK限制：而不是确认AGASA结果所必需的30个事件，俄歇只看到了两个，这被认为是重核事件。当AGASA实验在其光谱中发现没有抑制时，通量抑制先前受到质疑。根据俄歇合作组织发言人艾伦·沃森的说法，AGASA结果已被证明是不正确的，这可能是由于能量分配的系统性转变。
　　在2010年和随后的几年中，皮埃尔奥格天文台和HiRes再次证实了通量抑制，在皮埃尔奥格天文台的情况下，该效应在20个标准偏差的水平上具有统计学意义。
　　在建立了通量抑制之后，引发了一场激烈的争论，即违反GZK限制的宇宙射线是否是质子。世界上最大的天文台皮埃尔奥格天文台以极高的统计意义发现，超高能宇宙射线不是纯粹的质子，而是元素的混合物，随着能量的增加，它的重量越来越大。望远镜阵列项目是HiRes和AGASA合作成员的共同努力，同意以前的HiRes结果，即这些宇宙射线看起来像质子。然而，该声明是基于具有较低统计意义的数据。TelescopeArray复盖的面积大约是PierreAuger天文台复盖面积的三分之一，而后者已经运行了更长的时间。
　　争议在2017年得到部分解决，当时由两个实验成员组成的联合工作组在第35届国际宇宙射线会议上提交了一份报告。根据报告，原始实验结果并不相互矛盾。不同的解释主要基于使用不同的理论模型（TelescopeArray使用过时的模型进行解释）以及TelescopeArray尚未收集到足够的事件来区分纯质子假说和混合核假说这一事实。
　　日本实验舱极限宇宙空间观测站（JEM-EUSO）
　　EUSO计划于2009年在国际空间站(ISS)上飞行，旨在使用大气荧光技术监测一个巨大的区域并大大提高UHECR的统计数据。EUSO将从太空对UHECR引起的大范围空气簇射(EAS)进行深入调查，将测量的能谱扩展到GZK截止值之外。寻找UHECRs的起源，确定UHECRs的起源性质，对UHECRs的到达方向进行全天调查，寻求打开中微子极端能量宇宙的天文窗口。EUSO天文台的命运仍不明朗，因为NASA正在考虑提前退役国际空间站。
　　费米伽马射线太空望远镜解决不一致问题
　　2008年6月发射的费米伽马射线太空望远镜（前身为GLAST）也将提供有助于解决这些不一致的数据。
　　借助费米伽马射线太空望远镜，人们有可能在新加速的宇宙射线核的加速位置（UHECR的源头）探测到伽马射线。
　　UHECR质子在天体物理物体中加速（另见加速的离心机制）在宇宙微波和红外背景中的传播过程中会产生二次电磁级联，其中产生π介子的GZK过程是贡献者之一。这样的级联可以贡献EGRET实验测量的GeV-TeV漫射光子通量的1%到50%之间。费米伽马射线太空望远镜可能会发现这种通量。
　　UHECR的可能来源
　　2007年11月，皮埃尔奥格天文台的研究人员宣布，他们有证据表明UHECR似乎来自高能星系的活动星系核(AGN)，这些高能星係由旋转到超大质量黑洞上的物质驱动。使用Véron-Cetty-Véron目录检测到宇宙射线并追溯到活动星系核。这些结果发表在《科学》杂誌上。然而，2007年之后记录的俄歇数据与此特定目录中的活动星系核的相关强度一直在缓慢减弱。