エウロパ内部の図表
海洋惑星と2つの衛星の想像図

海洋惑星英語: Ocean planet)とは仮説上の惑星の種類である。全体が深さ数百kmの厚いの層に覆われた惑星で、を多く含んだ惑星が惑星系の内側に移動した時に形成される。

この言葉は単に「海を持つ惑星」という意味でも用いられるが、当記事では前述の特徴を持つ惑星について記述する。

目次

概要編集

惑星系の外側で形成される原始惑星は、岩石のほかに大量の水のを含んでいる。これが内側に移動して氷が解けることで海洋惑星となる。古典的な惑星形成論では惑星の軌道を固定されたものと考えてきたが、恒星の近くを周回する系外惑星が多数発見された現在では、一般的な現象として惑星の移動が起きていると受け止められるようになった。原始惑星の移動で海洋惑星が形成されるという発想もこのような認識の変化の中で登場したものである。海洋惑星についての初期の議論は2003年に Marc Kuchner や Alain Légerが行なったものがある[1]

太陽系には海洋惑星は存在しないため、この言葉は太陽系外惑星の議論の中で使われる。海洋惑星の海の深さは数百kmに達し、地球の海洋(平均で3.7km)とはスケールが異なる。海底は高圧となり、地球上では見られないような高圧相氷がマントルを構成する。その温度は標準的な氷の融点(0℃)を上回るかもしれない。また、恒星に近い高温の惑星では、海洋の表面温度が沸点を上回って水が超臨界流体となる。この場合、太陽系のガス惑星と同じように、惑星の明確な「表面」が存在しなくなる[1]

グリーゼ581dは海洋惑星の候補天体の1つである。この惑星はグリーゼ581ハビタブルゾーン内の外寄りを公転しており、温室効果によって液体の水が存在するに十分なほど惑星の表面温度が高められている可能性がある。

大気編集

水が長い期間存在するために、惑星、あるいは衛星の軌道はハビタブルゾーンに位置し、星を守るための磁気圏を保有し[2][3][4]、大気を維持するために十分な重力を保有している必要がある[5]。もし惑星の重力が大気を維持することが出来なかった場合、水は全て宇宙に蒸発してしまう。また惑星の強い磁気圏は液体の層で形成された電流によるダイナモ効果によって作られ、大気を太陽風から守り、質量の減少を防ぎ、地質学的な時間単位で水を保持する役目を担っている[6]

太陽系外惑星編集

 
海洋惑星の想像図。

太陽系外の惑星で海洋惑星の候補としてケプラー11の惑星系[7]GJ 1214 bケプラー22bケプラー62fケプラー62e[8][9][10]TRAPPIST-1の惑星系[11][12]が挙げられる。これらの太陽系外惑星を探索することに、ケプラーの活躍が期待されている。

地球の表面の70.8%が水に覆われているが[13]、水の質量は地球の0.05%ほどしかない。地球系外惑星の海はとても深く、高温による圧力によって水を氷になっているかも知れない[7]。この氷は標準的な氷とは異なり、低温である必要はない[14]。もし惑星が恒星から近い位置にあれば、水は沸点に達し、超臨界流体となり地表の境界線は曖昧になる。より冷たい水が惑星を覆っているのであれば、待機は地球よりも厚いものとなり、大気の大半が水蒸気となり、非常に強い温室効果が生じる[15]。海洋惑星は水素とヘリウムの厚い覆いに覆われないように、小さい惑星である必要がある。また、光が水蒸気に遮られないようにするため、恒星から近い位置にある必要がある[7]。そうでなければ、天王星海王星のような惑星が暖かくなったような環境を形成するだろう。

宇宙生物学編集

海洋惑星の特徴は海洋惑星の歴史と太陽系の形成と進化を解き明かす手がかりとなるかもしれない。またさらなる関心として海洋惑星の生命の誕生と居住可能性が挙げられる。我々が知っている生命には液体の水が必要であり、さらにエネルギーと栄養物の3つが揃って初めて生命の可能性が生まれ[16]、地質学的な時間スケールでの生命活動を維持できる可能性が与えられる[16][17]

もし惑星全てが海洋に覆われていたなら地球上の生命にとっての海洋惑星の居住可能性は限られている。また海洋のマントルの低層と海洋の間に氷の層が生じる[18][19]。海洋惑星のシミュレーションを行った結果、地球の5倍の水量があった場合、プランクトンのような酸素を生成する地球型生命が進化するために十分な量のリンや栄養物を含まないことが判明した。

酸素編集

酸素は生命による光合成以外にも、地球の形成の過程でも生み出さるため、酸素は生命の痕跡とはなりえない[20][15][21][4]。実際、惑星の酸素濃度が高すぎると、居住に適さなくなる[22]。初期の有機体は様々な水素化合物による酸化還元反応にエネルギーに依存しているため、大気中に多くの酸素があると、生命の発生が難しくなる。有機体は自由なエネルギーのために酸素を競わなければならない[22]

関連項目編集

参考文献編集

  1. ^ a b “Ocean Planets on the Brink of Detection”. Physorg.com. (2007年2月2日). http://www.physorg.com/news89627725.html 2007年2月2日閲覧。 
  2. ^ Driscoll, Peter (May 2011). "Optimal dynamos in the cores of terrestrial exoplanets: Magnetic field generation and detectability"Icarus213 (1): 12–23. Bibcode:2011Icar..213...12D. doi:10.1016/j.icarus.2011.02.010. Retrieved 2017-10-05.
  3. ^ Hydrogen green house planets beyond the Habitable Zone. Raymond Pierrehumbert, and Eric Gaidos. The Astrophysical Journal Letters. 19 May 2011.
  4. ^ a b Seager, Sara (2013). "Exoplanet Habitability". Science340 (577): 577. Bibcode:2013Sci...340..577S. doi:10.1126/science.1232226.
  5. ^ "Are there oceans on other planets?"National Oceanic and Atmospheric Administration. 6 July 2017. Retrieved 2017-10-03.
  6. ^ Driscoll, Peter (May 2011). "Optimal dynamos in the cores of terrestrial exoplanets: Magnetic field generation and detectability"Icarus213 (1): 12–23. Bibcode:2011Icar..213...12D. doi:10.1016/j.icarus.2011.02.010. Retrieved 2017-10-05.
  7. ^ a b c D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets". The Astrophysical Journal828: in press. arXiv:1606.08088 . Bibcode:2016ApJ...828...33D. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33.
  8. ^ Water Worlds and Ocean Planets. 2012. Sol Company
  9. ^ David Charbonneau; Zachory K. Berta; Jonathan Irwin; Christopher J. Burke; et al. (2009). "A super-Earth transiting a nearby low-mass star"Nature462 (17 December 2009): 891–894. arXiv:0912.3229 . Bibcode:2009Natur.462..891C. doi:10.1038/nature08679. PMID 20016595. Retrieved 2009-12-15.
  10. ^ Kuchner, Seager; Hier-Majumder, M.; Militzer, C. A. (2007). "Mass–radius relationships for solid exoplanets"The Astrophysical Journal669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895 . Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.
  11. ^ Bourrier, Vincent; de Wit, Julien; Jäger, Mathias (31 August 2017). "Hubble delivers first hints of possible water content of TRAPPIST-1 planets"www.SpaceTelescope.org. Retrieved 4 September2017.
  12. ^ PTI (4 September 2017). "First evidence of water found on TRAPPIST-1 planets – The results suggest that the outer planets of the system might still harbour substantial amounts of water. This includes the three planets within the habitable zone of the star, lending further weight to the possibility that they may indeed be habitable"The Indian Express. Retrieved 4 September 2017.
  13. ^ Pidwirny, M. "Surface area of our planet covered by oceans and continents. (Table 8o-1)". University of British Columbia, Okanagan. 2006. Retrieved May 13, 2016.
  14. ^ https://news.mynavi.jp/article/20140612-a332/
  15. ^ a b Léger, Alain (2004). "A New Family of Planets ? "Ocean Planets"". Icarus169 (2): 499–504. arXiv:astro-ph/0308324 . Bibcode:2004Icar..169..499L. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.001.
  16. ^ a b Nimmo, F.; Pappalardo, R. T. (8 August 2016). "Ocean worlds in the outer solar system" (PDF). Journal of Geophysical Research121 (8): 1378. Bibcode:2016JGRE..121.1378N. doi:10.1002/2016JE005081. Retrieved 2017-10-01.
  17. ^ Hydrothermal Systems in Small Ocean Planets. (PDF) Steve Vance, Jelte Harnmeijer, Jun Kimura, Hauke Hussmann, Brian deMartin, and J. Michael Brown. Astrobiology. December 2007, 7(6): 987–1005. DOI: 10.1089/ast.2007.0075
  18. ^ Franck, S.; Cuntz, M.; von Bloh, W.; Bounama, C. (January 2003). "The habitable zone of Earth-mass planets around 47 UMa: results for land and water worlds"International Journal of Astrobiology2 (1): 35–39. Bibcode:2003IJAsB...2...35F. doi:10.1017/S1473550403001368. Retrieved 2017-10-01.
  19. ^ "Water Worlds and Ocean Planets"Solsation.com. 2013. Retrieved January 7, 2016.
  20. ^ Extreme Water Loss and Abiotic O2 Buildup on Planets Throughout the Habitable Zones of M Dwarfs. Luger R. and Barnes R. Astrobiology. 14 February 2015, Vol 15, Issue 2; pages 119–143. DOI: 10.1089/ast.2014.1231
  21. ^ Titania may produce abiotic oxygen atmospheres on habitable exoplanets. Norio Narita, Takafumi Enomoto, Shigeyuki Masaoka, and Nobuhiko Kusakabe. Scientific Reports 5, Article number: 13977 (2015); doi:10.1038/srep13977
  22. ^ a b Extreme Water Loss and Abiotic O2 Buildup on Planets Throughout the Habitable Zones of M Dwarfs. Luger R. and Barnes R. Astrobiology. 14 February 2015, Vol 15, Issue 2; pages 119–143. DOI: 10.1089/ast.2014.1231