居住可能区域

天文学および宇宙生物学において、ハビタブルゾーン（HZ）、別名周星ハビタブルゾーン（CHZ）、またはゴルディロックスゾーンは、惑星の表面に液体の水が存在する可能性がある恒星の周回軌道の範囲です。多くの科学者は、惑星が居住可能であるためには液体の水が必要であると考えています。この範囲は、惑星の大気と相互作用する恒星の明るさに依存します。内縁では、惑星の大気中の温室効果ガスによって閉じ込められた恒星の光が、惑星の水を蒸発させます。外縁では、恒星からの光は、大気ガスの助けがあっても不十分で、惑星の水は凍ります。^{[ 2 ]： 16 [ 3 ]}さまざまなハビタブルゾーンモデルには、他の多くの要因が追加されています。ハビタブルゾーンは、系外惑星の発見によっておおよその軌道半径が得られるため、居住可能な惑星の探索における重要なツールとなっています。

別名「ゴルディロックスゾーン」は、子供向けの童話「ゴルディロックスと三匹のクマ」の比喩、暗示、そして擬音語です。この童話では、小さな女の子が3つの物のセットから選び、極端すぎるもの（大きすぎたり小さすぎたり、熱すぎたり冷たすぎたりなど）を拒否し、真ん中の「ちょうどいい」物を選びます。

この概念が最初に提示されて以来、多くの恒星がハビタブルゾーンの惑星を持っていることが確認されており、その中には複数のハビタブルゾーンの惑星からなるシステムも含まれています。^{[ 4 ]}こうした惑星のほとんどはスーパーアースかガス惑星であり、質量が大きいため地球よりも質量が大きくなっています。これは、質量が大きい惑星の方が検出しやすいためです。^{[ 5 ]} 2013年11月4日、天文学者たちはケプラー宇宙望遠鏡のデータに基づいて、天の川銀河の太陽のような恒星や赤色矮星のハビタブルゾーンを周回する地球サイズの惑星が 400億個も存在する可能性があると報告しました。^{[ 6 ] [ 7 ]}これらのうち約110億個は太陽のような恒星を周回している可能性があります。 ^{[ 8 ]}ケンタウルス座の地球から約4.2光年（1.3パーセク）離れた位置にあるプロキシマ・ケンタウリbは、既知の最も近い系外惑星であり、恒星のハビタブルゾーンを周回しています。^{[ 9 ]}ハビタブルゾーンは、自然衛星の居住可能性という新たな分野においても特に興味深い。なぜなら、ハビタブルゾーン内の惑星質量を持つ衛星の数は惑星の数を上回る可能性があるからである。^{[ 10 ]} 

古典的な居住可能領域の概念は、恒星エネルギーに依存する居住可能な惑星表面のみに定義されていました。地球には深部生物圏が存在することが知られていますが、系外惑星では検出できません。^{[ 11 ]}代替生化学に基づく仮説上の生命に適した 非水溶媒が表面に液体の形で存在する可能性のある、その他の恒星周領域が提案されています。^{[ 12 ]}

居住可能領域の概念は、19 世紀後半に地理学で生まれました。アレクサンダー・ウィンチェルは1883 年に惑星の居住可能性について論じ、現在では複雑な生命の居住可能領域と呼ばれるものに近い定義を使用しました。^{[ 13 ]}居住可能領域 という用語が最初に使われたのはおそらく1913 年で、^{エドワード・モーダー}が著書「惑星は居住可能か？」の中で使用しました。^{[ 14] [ 15 ]}フーベルトゥス・ストラッグホルドの 1953 年の論文「緑と赤の惑星：火星における生命の可能性に関する生理学的研究」では、「生態圏」という用語が使用され、生命が出現する可能性のあるさまざまな「領域」について言及されています。^{[ 16 ] [ 17 ]}同年、ハーロー・シャプレーは「液体の水帯」を執筆し、同じ概念をさらに科学的に詳細に説明しました。^{[ 18 ]}アメリカの天体物理学者スー・シュー・ホアンは、1950年代と60年代の一連の論文で、恒星周ハビタブルゾーンの現代的な概念を発展させた。^{[ 19 ] [ 13 ]}

居住可能性の概念は、1964年にスティーブン・H・ドールがランド研究所の研究「人類にとって居住可能な惑星」の中でさらに発展させ、人類にとっての惑星の居住可能性の決定要因について論じ、最終的に天の川銀河内の居住可能な惑星の数を約6 億個、そしてその近傍に約50個の惑星が存在すると推定した。100  ly。^{[ 20 ] [ 21 ]}ドールはその後、SF 作家のアイザック・アシモフと共著で、この研究のより専門的でないバージョンを本にまとめ、宇宙開発競争の最盛期に出版した。^{[ 22 ] [ 23 ]} 「ゴルディロックス ゾーン」という用語は1970 年代に登場し、特に、水が液体の状態で存在するのに「ちょうど良い」温度の恒星の周囲の領域を指していた。^{[ 24 ]}

In 1993 James Kasting and colleagues developed a model for habitable zones across stars with different brightness using a simple climate model.^[25][26] Refinements of the climate model and extension to smaller stars led to new zone range estimates and the introduction of "conservative" and "optimistic" habitable zone concepts.^[27][28][29]

Practical application of the habitable zone concept arrived with improvements in telescope technology.^[29] In 2009, the Kepler space telescope was launched specifically to detect exoplanets in habitable zones. By the end of the mission the data suggested that at least 20% and perhaps as many as 50% of the stars visible at night have Earth-sized planets in their habitable zone.^[30][31] In 2018, the Transiting Exoplanet Survey Satellite continued the search.^[32]

「恒星周ハビタブルゾーン」とは、恒星の周囲で液体の水を持つ惑星が存在できる領域のことです。惑星が主星の恒星周ハビタブルゾーンにあるかどうかは、惑星の軌道半径（自然衛星の場合は主星の軌道半径）と主星の放射束に依存します。これらの値は、H₂^とCO₂の吸収係数とともに気候モデルで使用されます_。2ゾーンの境界を計算する。2 つの異なるカットオフが適用される可能性がある。保守的なハビタブル ゾーン、内側の境界は惑星が過熱することによる水の損失を表し、外側の境界は大気吸収が不十分で水が凍結するのを防ぐことができない温室効果楽観的なハビタブル ゾーン(OHZ) は、年齢による主星の光度の変化を許容するために範囲を拡大する。過去の金星と火星における水の可能性の分析に基づいて、OHZ の内側の境界は「最近の金星」境界と呼ばれ、外側の境界は「初期の火星」と呼ばれる。異なる気候モデルは、ゾーンのサイズについて異なる予測を与える。 ^{[ 27 ]}

太陽系の推定値

太陽系内の居住可能領域に関する推定値は大きく異なります。太陽の有効温度に基づく領域（5778  K）と大気による熱の再分配により、0.84  AUと1.7  AU (地球は 1.7 AU と定義される)1  AU（天文単位））。これらの限界には地球と火星が含まれますが、金星は含まれません。^{[ 44 ]}ゾーンの内縁は小さい可能性があります。0.38  AUは、特に好ましい大気および惑星表面の反射特性を持つ。^{[ 45 ]}

参考までに、ハビタブルゾーンの様々な推定値に含まれる主要天体の太陽からの平均距離は以下のとおりです。水星：0.39  AU、金星：0.72  AU、地球：1.00  AU、火星：1.52  AU、ベスタ：2.36  AU、ケレスとパラス：2.77  AU、木星：5.20  AU、土星：9.58  AU。最も保守的な推定値では、地球のみがゾーン内に位置しますが、最も寛容な推定値では、近日点にある土星や遠日点にある水星も含まれる可能性があります。

惑星は、恒星系内に水の源がない限り、炭素ベースの生命の形成に不可欠な要素である水圏を持つことはできません。地球上の水の起源はまだ完全には解明されていません。考えられる源としては、氷天体との衝突、ガス放出、鉱化作用、岩石圏からの含水鉱物の漏出、光分解などが挙げられます。^{[ 55 ] [ 56 ]}太陽系外の系では、霜線より外側の氷天体が恒星のハビタブルゾーンに移動し、数百キロメートルの深さの海を持つ海洋惑星を形成する可能性があります^{[ 57 ]。}例えば、GJ 1214 b ^{[ 58 ] [ 59 ]}やKepler-22b ^{[ 60 ]}などが考えられます。

Maintenance of liquid surface water also requires a sufficiently thick atmosphere. Possible origins of terrestrial atmospheres are currently theorized to outgassing, impact degassing, and ingassing.^[61] Atmospheres are thought to be maintained through similar processes along with biogeochemical cycles and the mitigation of atmospheric escape.^[62] In a 2013 study led by Italian astronomer Giovanni Vladilo, it was shown that the size of the circumstellar habitable zone increased with greater atmospheric pressure.^[36] Below an atmospheric pressure of about 15 millibars, it was found that habitability could not be maintained^[36] because even a small shift in pressure or temperature could render water unable to form as a liquid.^[63]

Although traditional definitions of the habitable zone assume that carbon dioxide and water vapor are the most important greenhouse gases (as they are on the Earth),^[25] a study^[53] led by Ramses Ramirez and co-author Lisa Kaltenegger has shown that the size of the habitable zone is greatly increased if prodigious volcanic outgassing of hydrogen is also included along with the carbon dioxide and water vapor. The outer edge in the Solar System would extend out as far as 2.4 AU in that case. Similar increases in the size of the habitable zone were computed for other stellar systems. An earlier study by Ray Pierrehumbert and Eric Gaidos^[50] had eliminated the CO₂-H₂O concept entirely, arguing that young planets could accrete many tens to hundreds of bars of hydrogen from the protoplanetary disc, providing enough of a greenhouse effect to extend the outer edge of the Solar System to 10 AU. In this case, though, the hydrogen is not continuously replenished by volcanism and is lost within millions to tens of millions of years.

Desert planets

惑星の大気の状態は熱を保持する能力に影響を与えるため、居住可能領域の位置も惑星の種類ごとに異なります。砂漠の惑星（乾燥惑星とも呼ばれる）は水が非常に少ないため、大気中の水蒸気は地球よりも少なく、温室効果も小さくなります。つまり、砂漠の惑星は地球が太陽から離れているよりも、恒星に近い場所に水のオアシスを維持できる可能性があります。水が少ないということは、熱を宇宙に反射する氷も少ないため、砂漠の惑星の居住可能領域の外縁はより外側になります。^{[ 64 ] [ 65 ]}

天文学者は恒星の光束と逆二乗法則を用いて、太陽系用に作成された恒星周ハビタブルゾーンモデルを他の恒星に外挿する。^{[ 25 ]} 異なる光度とスペクトル型を持つ主星のハビタブルゾーンの半径方向の境界は次のように与えられる。 $${\displaystyle r_{\mathrm {edge} }={\sqrt {\left({\frac {L/L_{\odot }}{S_{\mathrm {edge} }(T_{\mathrm {eff} })}}\right)}}}$$ どこ${\displaystyle L/L_{\odot }}$は、測定または推測された星の光度と太陽の光度の比率であり、${\displaystyle T_{\mathrm {eff} }}$はスペクトル型に依存する有効恒星温度です。各エッジは惑星表面の基準を定義し、気候シミュレーションを実行して恒星フラックスを決定します。${\displaystyle S_{\mathrm {edge} }(T_{\mathrm {eff} })}$それによってその基準（逆気候モデリング）が生成されます。各ゾーン境界基準について、恒星フラックスの結果は、4次多項式に適合されます。${\displaystyle T_{\mathrm {eff} }}$特定の恒星タイプの有効温度（例えばF0星の場合は7200K）を「暴走温室効果」境界の多項式に代入すると、暴走温室効果の結果に対する恒星フラックスが得られ、それを特定のF0星の光度と組み合わせることで、保守的な居住可能領域の内縁の半径が得られます。^{[ 27 ]}

恒星の進化に伴い、恒星の周囲にある居住可能領域は時間とともに変化します。例えば、 1000万年未満しか主系列にとどまらない高温のO型星^{[ 72 ]}は、生命の発生に適さない急速に変化する居住可能領域を持つことになります。一方、主系列に数千億年もとどまる赤色矮星は、生命の発生と進化に十分な時間を持つ惑星を持つことになります。^{[ 73 ] [ 74 ]}しかし、恒星が主系列にある間も、そのエネルギー出力は着実に増加し、居住可能領域をさらに外側に押しやります。^{[ 75 ]}例えば、太陽は太古代には現在の75%の明るさでした^{[ 76 ]。}そして将来、エネルギー出力の継続的な増加により、地球は赤色巨星段階に達する前に太陽の居住可能領域の外側に位置することになります。^{[ 77 ]}この光度増加に対処するために、連続居住可能領域の概念が導入されました。名前が示すように、連続居住可能領域とは、恒星の周囲で惑星質量の天体が一定期間液体の水を維持できる領域のことです。一般的な恒星周居住可能領域と同様に、恒星の連続居住可能領域は、保守領域と拡張領域に分けられます。^{[ 77 ]} 

赤色矮星系では、数分で星の明るさを2倍にする巨大な恒星フレア^{[ 78 ]}や、星の表面積の20%を覆う巨大な黒点^{[ 79 ]}によって、本来なら居住可能な惑星から大気と水が剥ぎ取られる可能性がある^{[ 80 ]} 。しかし、より質量の大きい星と同様に、恒星の進化によってその性質とエネルギーの流れが変化するため^{[ 81 ]}、約12 億歳になると、赤色矮星は一般的に生命の発生を可能にするほど十分に安定するようになる^{[ 80 ] [ 82 ] 。}

恒星が十分に進化して赤色巨星になると、その恒星周囲の居住可能領域は主系列星の頃の大きさから劇的に変化します。^{[ 83 ]}例えば、太陽は赤色巨星になると、以前は居住可能だった地球を飲み込むと予想されています。^{[ 84 ] [ 85 ]}しかし、赤色巨星が水平分枝に達すると、新たな平衡状態に達し、新たな恒星周囲の居住可能領域を維持できるようになります。太陽の場合、この領域は7～22 AUに及びます。^{[ 86 ]}このような段階では、土星の衛星タイタンは地球の温度の意味で居住可能になる可能性が高いでしょう。^{[ 87 ]}この新たな平衡状態は約10億年続くこと、そして地球上の生命は遅くとも太陽系の形成から7億年以内に誕生したことを考えると、赤色巨星の居住可能領域にある惑星質量の天体で生命が発生する可能性は考えられます。^{[ 86 ]}しかし、このようなヘリウム燃焼星の周囲では、光合成のような重要な生命活動は、大気に二酸化炭素が存在する惑星の周囲でしか起こり得ません。太陽質量の星が赤色巨星になる頃には、惑星質量の天体はすでに自由二酸化炭素の大部分を吸収してしまっているからです。^{[ 88 ]}さらに、Ramirez と Kaltenegger (2016) ^{[ 85 ]}が示し​​たように、激しい恒星風は、そのような小さな惑星の大気を完全に除去し、いずれにせよ居住不可能にしてしまいます。したがって、太陽が赤色巨星になった後でも、タイタンは居住不可能になります。^{[ 85 ]}それにもかかわらず、生命が検出されるためには、恒星進化のこの段階で生命が発生する必要はありません。星が赤色巨星になり、居住可能領域が外側に広がると、氷の表面が溶けて一時的な大気が形成され、赤色巨星段階が始まる前に繁栄していた可能性のある生命の兆候を探すことができます。^{[ 85 ]}

恒星のハビタブルゾーン内にある地球型惑星の数を推定しようとした研究は、科学データの入手可能性を反映する傾向がある。2013年のRavi Kumar Kopparapuによる研究では、ハビタブルゾーン内に惑星を持つ恒星の割合η _{eを0.48とし}^{[ 27 ]}  、これは天の川銀河にはおよそ950億から1800億個の居住可能な惑星が存在する可能性があることを意味する^{[ 89 ]} 。しかし、これは単なる統計的予測であり、これらの可能性のある惑星のうち、まだ発見されているのはごく一部にすぎない^{[ 90 ] 。}

これまでの研究はより控えめなものでした。2011年にセス・ボレンスタインは、 天の川銀河にはおよそ5億個の居住可能な惑星があると結論付けました。^{[ 91 ]} NASAのジェット推進研究所の2011年の研究では、ケプラーミッションの観測に基づいて、その数をやや増やし、スペクトル型F、G、Kのすべての恒星の約「1.4～2.7パーセント」がハビタブルゾーンに惑星を持つと推定しました。^{[ 92 ] [ 93 ]}

2015年のレビューでは、系外惑星ケプラー62f、ケプラー186f、ケプラー442bが居住可能の可能性のある最有力候補であると結論付けられました。^{[ 94 ]}これらはそれぞれ990光年、490光年、1,120光年離れています。これらのうち、ケプラー186fは地球の半径の1.2倍で地球に最も近い大きさで、赤色矮星のハビタブルゾーンの外縁付近に位置しています。最も近い地球型系外惑星候補の中では、タウ・セティeが11.9光年離れています。これは惑星系のハビタブルゾーンの内縁に位置しており、推定平均表面温度は68 ℃（154 °F）です。^{[ 95 ]}  

居住可能領域にあるスーパーアース

ケプラー宇宙望遠鏡は、太陽に似た恒星のほとんどが地球と海王星の間のサイズの惑星を近傍に持っていることを発見した。これらの惑星はスーパーアースと呼ばれてきたが、この用語は誤解を招くとされている。^{[ 108 ]}その後の研究により、これらの惑星は水素ガスの大気 を持ち、2つのカテゴリーに分類されることがわかった。大きい惑星は大気を保持しているが、小さい惑星は核が剥ぎ取られている。この二峰性分布をシミュレートするモデルは、恒星放射と惑星の冷却による熱が組み合わさって大気を吹き飛ばし、これらの系外惑星の一部が小さく見える原因となっていると予測している。^{[ 109 ]}一般的に、これらの系外惑星はハビタブルゾーンにはない。さらに、この種の系外惑星から水素大気を剥ぎ取るプロセスは、ハビタブルゾーンの惑星では起こりにくい。したがって、この種の系外惑星の中で、ハビタブルゾーンに近い軌道周期を持つものは、海王星により近い。^{[ 110 ]}

ケプラー22bは、2011年12月にケプラー宇宙探査機によって発見され^{[ 111 ]} 、太陽に似た恒星の周りを公転する最初のトランジット系外惑星です。地球の半径の2.4倍のケプラー22bは、海洋惑星であると予測する人もいます^{[ 112 ]} 。グリーゼ667Ccは、2011年に発見されましたが、2012年に発表されました^{[ 113 ]} 。グリーゼ667Cの周星ハビタブルゾーンを公転するスーパーアースです。既知の惑星の中で最も地球に似ている惑星の1つです。

2012年9月に赤色矮星グリーゼ163の周回軌道で発見されたグリーゼ163 c ^{[ 114 ]}は、地球から49光年離れた位置にある。この惑星は地球の6.9倍の質量と1.8～2.4倍の半径を持ち、地球に近い軌道のため、地球よりも40%多くの恒星放射を受け、表面温度は約60℃に達する。[ 115 ] ^{[ 116 ] [ 117 ] 2012年11}月に暫定的に発見された候補惑星HD 40307 gは、 HD 40307の周星ハビタブルゾーンにある。^{[ 118 ]} 2012年12月には、12光年離れた太陽に似た恒星タウ・セティの周星ハビタブルゾーンでタウ・セティeとタウ・セティfが発見された。 ^{[ 119 ]}地球より質量は大きいものの、これまでに発見された居住可能領域を周回する惑星の中では最も質量が小さい部類に入る。^{[ 120 ]}しかし、タウ・セティ f は HD 85512 b と同様に、2013 年のコッパラプ研究で確立された新しい周星居住可能領域の基準を満たさなかった。^{[ 121 ]}現在は居住不可能と考えられている。

地球に近いサイズの惑星と太陽系類似天体

最近の発見により、地球と大きさや質量が似ていると考えられる惑星が発見されました。「地球サイズ」の範囲は通常、質量によって定義されます。スーパーアースクラスの多くの定義で使用される下限は地球質量の1.9倍です。同様に、サブアースは金星の大きさ（地球質量の約0.815倍）までです。1.5地球半径の上限も考慮されています。1.5地球半径を超えると、平均惑星密度は半径の増加とともに急速に減少するため、これら_の惑星は岩石質の核の上に体積比でかなりの割合の揮発性物質が存在することを示しています。^{[ 122 ]}真に地球に似た惑星、つまり地球のアナログまたは「地球の双子」は、大きさや質量以外にも多くの条件を満たす必要があります。そのような特性は、現在の技術では観測できません。 

太陽類似星（または「太陽の双子」）とは、太陽に似た星のことです。太陽と完全に一致する太陽の双子は発見されていません。しかし、太陽とほぼ同じ星はいくつかあり、それらは太陽の双子と考えられています。正確な太陽の双子は、温度が 5,778 K、年齢が 46 億年、適切な金属量、および 0.1% の太陽光度変動を持つ G2V 型の星です。^{[ 123 ]} 46 億年の年齢の星は 最も安定した状態にあります。適切な金属量とサイズも、光度変動が小さいために重要です。^{[ 124 ] [ 125 ] [ 126 ]}

NASAのケプラー宇宙望遠鏡とWMケック天文台によって収集されたデータを使用して、科学者たちは天の川銀河の太陽型恒星の22%がハビタブルゾーンに地球サイズの惑星を持っていると推定している。^{[ 127 ]}

2013 年 1 月 7 日、ケプラー チームの天文学者たちは、太陽に似た恒星 Kepler-69 のハビタブル ゾーンを公転し、居住可能な環境を提供すると予想される地球サイズの系外惑星候補 Kepler-69c (旧 KOI-172.02) の発見を発表した。[128][129][130][131] ケプラー チームは、2013年4月19日に^{、 Kepler - 62のハビタブルゾーンを公転する2つ}の惑星の発見を発表した。Kepler-62e と Kepler-62f と名付けられたこれらの惑星は、それぞれ地球の半径の 1.6 倍と 1.4 倍の大きさの固体惑星である可能性が高い。^{[ 130 ] [ 131 ] [ 132 ]}

半径が地球の1.1倍と推定されるケプラー186fは、2014年4月に発見が発表され、トランジット法で確認された系外惑星の中で地球に最も近いサイズである^{[ 133 ] [ 134 ] [ 135 ]}が、質量は不明であり、その主星は太陽の類似星ではない。

2014年6月に発見されたカプテインbは、12.8光年離れた赤色準矮星カプテイン星のハビタブルゾーンを公転する、地球質量の約4.8倍、半径の約1.5倍の岩石惑星である可能性があると考えられていた。 ^{[ 136 ]}しかし、その後の分析により、この主張は恒星の自転と活動によるアーティファクトであると結論付けられた。^{[ 137 ]}

2015年1月6日、NASAはケプラー宇宙望遠鏡によって発見された1000番目の確認済み系外惑星を発表した。新たに確認された系外惑星のうち3つは、関連する恒星のハビタブルゾーン内を公転していることが判明した。そのうち2つ、Kepler-438bとKepler-442bは地球に近いサイズで岩石質である可能性が高い。3つ目のKepler-440bはスーパーアースである。^{[ 138 ]}しかし、Kepler-438bは強力なフレアの影響を受けることが判明したため、現在は居住不可能と考えられている。1月16日、地球半径の1.5倍の惑星K2-3dがK2-3のハビタブルゾーン内を公転しており、地球の1.4倍の可視光強度を受けていることが発見された。^{[ 139 ]}

2015年7月23日に発表されたケプラー452bは、地球より50%大きく、岩石質である可能性が高く、Gクラス（太陽類似星）ケプラー452のハビタブルゾーンを公転するのに地球時間で約385日かかります。^{[ 140 ] [ 141 ]}

2016年5月、超低温矮星TRAPPIST-1のハビタブルゾーンを周回する潮汐固定された3つの惑星系の発見が発表された。 ^{[ 142 ]}この発見は、より小さく、より低温で、より多く、より近い恒星が居住可能な惑星を持つ可能性を劇的に高めるため、重要視されている。

2016年7月にK2ミッションによって発見された、太陽から約227光年離れたM型矮星K2-72の周りを公転する、居住可能な可能性のある2つの惑星、 K2​​-72cとK2-72eは、どちらも地球とほぼ同じ大きさで、同様の量の恒星放射線を受けています。^{[ 143 ]}

2017年4月20日に発表されたLHS 1140bは、地球から39光年離れた超高密度のスーパーアースで、質量は地球の6.6倍、半径は1.4倍、恒星の質量は太陽の15%ですが、ほとんどのM型矮星よりも観測可能な恒星フレア活動ははるかに少ないです。 ^{[ 144 ]}この惑星は、トランジットと視線速度の両方で観測可能で、質量が確認され、大気を研究できる数少ない惑星の1つです。

2017年6月に視線速度法によって発見されたルイテンbは、地球の約3倍の質量を持ち、わずか12.2光年離れたルイテン星のハビタブルゾーン内を公転している。 ^{[ 145 ]}

11光年離れたところにある2番目に近い惑星ロス128bは、比較的「静穏な」赤色矮星ロス128の10年間にわたる視線速度研究の後、2017年11月に発表されました。地球の1.35倍の質量を持ち、地球とほぼ同じ大きさで、岩石質の組成である可能性が高いです。^{[ 146 ]}

2018年3月に発見されたK2-155dは、地球の半径の約1.64倍で、岩石質である可能性が高く、203光年離れた赤色矮星のハビタブルゾーンを公転している。 ^{[ 147 ] [ 148 ] [ 149 ]}

2019年7月31日に発表されたトランジット系外惑星探査衛星（TESS）による初期の発見の1つは、 31光年離れた赤色矮星の外縁を周回するスーパーアース惑星GJ 357 dである。 ^{[ 150 ]}

K2-18bは、124光年離れた場所に位置する系外惑星で、赤色矮星K2-18のハビタブルゾーンを公転しています。この惑星は、大気中に水蒸気が存在することで注目されており、その発見は2019年9月17日に発表されました。

2020年9月、天文学者たちは、天体物理学的パラメータと地球上の既知の生命体の自然史に基づいて、現在確認されている4000個以上の系外惑星の中から、24個の超居住可能惑星（地球よりも住みやすい惑星）候補を特定した。^{[ 151 ]}

赤色矮星のハビタブルゾーンを公転する惑星の場合、恒星との極めて近い距離が潮汐ロックを引き起こし、これは居住可能性の重要な要素となります。潮汐ロックされた惑星では、恒星の1日が公転周期と同じ長さになるため、片面は常に主星に面し、もう片面は反対方向に向いています。従来、このような潮汐ロックは、恒星に面した側では極度の高温、反対側では極寒を引き起こし、多くの赤色矮星惑星を居住不可能にすると考えられていました。しかし、2013年の3次元気候モデルでは、主星に面した赤色矮星惑星の面には広範囲に雲が覆う可能性があり、その結合アルベドが増加し、両面間の温度差が大幅に減少することが示されました。^{[ 69 ]}

月

惑星質量の天然衛星も居住可能である可能性がある。ただし、これらの天体は追加の条件を満たす必要があり、特に主惑星の周惑星居住可能領域内に位置している必要がある。^{[ 35 ]}より具体的には、衛星は主巨大惑星から十分に離れている必要があり、潮汐加熱によってイオのような火山惑星に変化してはならないが、^{[ 35 ]}主惑星のヒル半径内に留まり、主惑星の軌道から引きずり出されてはならない。^{[ 152 ]}太陽の質量の20%未満の質量を持つ赤色矮星は、巨大惑星の周りに居住可能な衛星を持つことができない。周星居住可能領域が小さいため、居住可能な衛星は恒星に非常に近くなり、主惑星から剥ぎ取られてしまうからである。このようなシステムでは、軌道を維持できるほど主惑星に近い衛星は、潮汐加熱が非常に激しくなり、居住可能性の見込みがなくなる。^{[ 35 ]}

軌道離心率の高い恒星を周回する惑星天体は、1年のうち一部の期間しかハビタブルゾーン（HZ）に留まらず、温度と気圧が大きく変動する可能性がある。その結果、劇的な季節的な位相シフトが生じ、液体の水は断続的にしか存在しなくなる可能性がある。地下の生息地はこのような変化から隔離され、地表または地表付近の極限環境生物は、冬眠（クリプトビオシス）や超耐熱性などの適応によって生き延びる可能性がある。例えば、クマムシは、 0.150 K（-273 °C）^{[ 153 ]}から424 K（151 °C）^{[ 154 ]}までの脱水状態で生き延びることができる。HZの外側を周回する惑星天体の生命は、惑星が最も低温になる遠星点に近づくと低温側で冬眠し、惑星が十分に温かくなる近星点に近づくと活動を開始する可能性がある。^{[ 46 ]}    

大気圧がなく、ハビタブルゾーンの温度範囲外の温度でも液体の水環境が存在することがわかっています。たとえば、土星の衛星タイタンとエンケラドゥス、木星の衛星エウロパとガニメデはすべてハビタブルゾーンの外にありますが、地下の海に大量の液体の水が存在する可能性があります。^{[ 155 ]}

潮汐加熱と放射性崩壊は、液体の水の存在に寄与する可能性のある 2 つの熱源です。^{[ 156 ] [ 157 ]}巨大惑星は、地下水を維持する可能性のある熱で「潮汐加熱された居住可能領域」を作り出します。たとえば、エウロパはそのような領域にあると考えられています。^{[ 158 ]}アボットとスウィッツァー (2011)は、放射性崩壊に基づく加熱と厚い表面氷層による断熱の結果として、浮遊惑星に地下水が存在する可能性があると提唱しました。 ^{[ 159 ]}

別の可能性としては、ハビタブルゾーン外の生物は、水を全く必要としない代替生化学を利用しているかもしれない。宇宙生物学者のクリストファー・マッケイは、メタン（CH）が₄ ) メタンは「低温生命」の発生に適した溶媒である可能性があり、太陽の「メタン居住可能領域」は恒星から1,610,000,000km (1.0×10⁹mi; 11AU)^{を中心としている。 [ 12 ]}この距離はタイタンの位置と一致しており、タイタンの湖とメタンの雨は、マッケイが提唱する低温生命を見つけるのに理想的な場所となっている。 ^{[ 12 ]}さらに、多くの生物のテスト一部の生物は居住可能領域外の環境でも生存できることがわかっている。 ^{[ 160 ]}   

従来の居住可能領域は液体の水のみを必要とし、これは従来の微生物生命にとって最低限必要な条件である。複雑な好気性生命には、二酸化炭素濃度の制限など、多くの追加要件があると考えられる。_{大気中の二酸化炭素}と二酸化炭素複雑な生命の居住可能領域という概念につながった。 ^{[ 161 ]}希土類仮説は、複雑で知的な生命は稀であり、居住可能領域は多くの重要な要因の1つであると主張している。多細胞生物は、地質学的要因（必要なプレートテクトニクスを維持する上での地表水の役割） ^{[ 2 ]}と生化学的要因（必要な大気酸素化のための光合成を支える上での放射エネルギーの役割） ^{[ 162 ]の両方である。 : 158}

宇宙の他の場所で知的生命体を探す研究者は、まずハビタブルゾーンにある惑星から始めます。^{[ 163 ]} SETIはハビタブルゾーン分析を使用してプロジェクトフェニックスのターゲットを選択し、^{[ 164 ] [ 165 ]}アレン望遠鏡アレイは現在、プロジェクトフェニックスをそのような候補に拡張しています。^{[ 166 ]}

ドレイク方程式は、銀河系内の知的文明の数を推定するために用いられることがあり、各恒星のハビタブルゾーン内で公転する惑星質量天体の平均数である因子またはパラメータn _eが含まれています。この値が低い場合は、知的生命は宇宙では稀であるというレアアース仮説を支持し、値が高い場合は、居住可能性、ひいては生命は宇宙全体で普遍的であるというコペルニクス的平凡性原理の証拠となります。^{[ 2 ]}

• 連星系の居住可能性
• F型主系列星系の居住可能性
• K型主系列星系の居住可能性
• 中性子星系の居住可能性
• 赤色矮星系の居住可能性
• 黄色矮星系の居住可能性
• 複雑な生命が生息可能な領域