海の世界

海洋世界、海洋惑星、水世界は、水圏の一部として、表面下の海、または表面上の海洋の 形で相当 量の水を含み、乾燥した陸地をすべて水没させる可能性のある 惑星のタイプである。^{[1] [2] [3] [4]}海洋世界という用語は、異なる流体またはサラソゲンで構成された海を持つ天体に対しても時々使用される。^[5]例えば、溶岩（イオの場合）、アンモニア（水との共晶混合物で、おそらくタイタンの内海の場合）、炭化水素（タイタンの表面のように、最も豊富な種類の外海である可能性がある）など。^[6]地球外の海の研究は、惑星海洋学と呼ばれています。

地球は現在、表面に液体の水があることが知られている唯一の天体であるが、木星の衛星エウロパとガニメデ、土星の衛星エンケラドゥスとタイタンには地下の海が存在すると考えられている。^[7]液体の水が存在するのに適した条件を備えた太陽系外惑星がいくつか見つかっている。 ^[8]地球にもかなりの量の地下水があり、そのほとんどは帯水層の形で見つかっている。^[9]太陽系外惑星の場合、現在の技術では液体の表層水を直接観測することはできないため、大気中の水蒸気を代理として使用することができる。^[10]海洋世界の特徴は、その歴史や太陽系全体の形成と進化の手がかりとなる。さらに興味深いのは、生命が生まれ、宿る可能性があるということである。

2020年6月、NASAの科学者たちは、数学的モデリング研究に基づいて、天の川銀河では海を持つ太陽系外惑星が一般的である可能性が高いと報告した。^{[11] [12]}

海洋世界は、生命を発達させ、地質学的時間スケールで生物活動を維持する可能性があることから、宇宙生物学者の関心を集めています。 ^{[4] [3]}太陽系の主要な衛星と準惑星は、地下に海を抱えていると考えられており、現在の技術では到達できない何光年も離れた太陽系外惑星とは対照的に、宇宙探査機で到達して研究できるため、興味深いものです。地球以外の太陽系で最もよく知られている水の惑星は、カリスト、エンケラドゥス、エウロパ、ガニメデ、タイタンです。^{[3] [13]エウロパとエンケラドゥスは、外殻が薄く、}氷火山の特徴があるため、探査の魅力的なターゲットと考えられています。

太陽系の他の天体も、単一の観測や理論モデルに基づいて地下海が存在する候補と考えられており、アリエル[ ^13] 、チタニア^[14]、^[15]、 ウンブリエル^[16] 、ケレス^[3] 、ディオネ^[17]、 ミマス^[18]、^[19]、 ミランダ[ ^{13] 、} オベロン^[4]、^[20]、 冥王星[ ^21] 、トリトン^[22]、 エリス^[4]、^[23]、マケマケ^[23]などがある。

太陽系外では、海洋惑星の候補として説明されている太陽系外惑星には、 GJ 1214 b、^{[25] [26]} ケプラー22b、ケプラー62e、ケプラー62f、^{[27] [28] [29] [30] 、}ケプラー11の惑星^[31]、トラピスト1 ^{[32] [33]}などがあります。

さらに最近では、太陽系外惑星TOI-1452 b、ケプラー138c、ケプラー138dの密度が、その質量の大部分が水で構成されていることに一致することが発見されました。^{[34] [35]}さらに、巨大な岩石惑星LHS 1140 bのモデルでは、その表面が深い海で覆われている可能性があることが示唆されています。^[36]

地球の表面積の70.8%は水で覆われているが^[37]、水は地球の質量のわずか0.05%を占めるに過ぎない。地球外の海は深くて密度が高いため、高温でも圧力によって水が氷に変わる可能性がある。そのような海の底部では数千バールという莫大な圧力がかかり、氷Vのようなエキゾチックな形の氷のマントルが形成される可能性がある。^[31]この氷は必ずしも従来の氷ほど冷たくない。惑星が恒星に十分近く、水が沸点に達すると、水は超臨界状態になり、明確な表面がなくなる。^[38]より低温の水が優勢な惑星でも、大気は地球よりもはるかに厚く、大部分が水蒸気で構成され、非常に強い温室効果を生み出す可能性がある。そのような惑星は、水素とヘリウムの厚い外層を保持できないほど小さいか、^[39]これらの軽い元素が剥ぎ取られるほど主星に近すぎる必要があります。^{[31]そうでなければ、}天王星や海王星のような氷巨星のより暖かいバージョンを形成するでしょう。^[要出典]

1970年代に開始された惑星探査ミッションの前に、重要な予備的理論的研究が行われた。特にルイスは1971年に、特にアンモニア（NH
₃）が存在した。ピールとカッセンは1979年に、潮汐加熱（別名：潮汐力）が衛星の進化と構造に重要な役割を果たしていることを解明した。^[3]太陽系外惑星の最初の確認された検出は1992年であった。2003年にマーク・クフナー、2004年にアラン・レジェらは、雪線を超えた領域で形成された少数の氷惑星が約1 AUまで内側に移動し、そこで外層が溶ける可能性があると推測した。 ^{[40] [41]}

ハッブル宇宙望遠鏡、パイオニア、ガリレオ、ボイジャー、カッシーニ・ホイヘンス、ニューホライズンズの各ミッションによって収集された累積的な証拠は、太陽系の外縁部のいくつかの天体が、絶縁性の氷殻の下に内部に液体の水の海を抱えていることを強く示唆している。^{[3] [42]}一方、 2009年3月7日に打ち上げられたケプラー宇宙望遠鏡は、数千の太陽系外惑星を発見しており、そのうち約50個は地球サイズで、居住可能領域内またはその近くにある。^{[43] [44]}

ほぼあらゆる質量、大きさ、軌道の惑星が検出されており、惑星形成の可変性だけでなく、惑星の起源の場所から恒星周円盤を通ってその後の移動も示しています。 ^[10] 2024年7月24日現在、 4,949の惑星系に7,026個の太陽系外惑星が確認されており、1007の系には複数の惑星があります。^[45]

2020年6月、NASAの科学者たちは、数学的モデリング研究に基づいて、天の川銀河では海を持つ太陽系外惑星が一般的である可能性が高いと報告した。^[11]

2022年8月、深海が存在する可能性のある近傍のスーパーアース系外惑星TOI-1452 bがトランジット系外惑星探査衛星によって発見された。^[34]

太陽系の外縁部で形成される惑星は、質量でおよそ半分が水、半分が岩石の彗星のような混合物として始まり、岩石惑星よりも密度が低い。^[41]霜線近くで形成される氷惑星と衛星は、主にH
₂Oとケイ酸塩。さらに外側に形成されるものはアンモニア（NH
₃）とメタン（CH
₄）は、 CO、Nとともに水和物として存在する。
₂、およびCO
₂. ^[46]

ガス状の恒星周円盤が散逸する前に形成される惑星は、特に地球質量範囲の惑星の場合、ハビタブルゾーンへの急速な内側移動を引き起こす可能性のある強いトルクを経験します。^{[47] [46]水は}マグマに非常に溶けやすいため、惑星の水分の大部分は最初はマントルに閉じ込められます。惑星が冷え、マントルが下から固まり始めると、大量の水（マントルの総量の60％から99％）が溶解して蒸気大気を形成し、最終的に凝縮して海を形成します。^{[47]海の形成には}分化と、放射性崩壊、潮汐加熱、または親天体の初期の明るさのいずれかの熱源が 必要です。 ^{[3]残念ながら、}集積後の初期条件は理論的に不完全です。

ディスクの外側の水に富む領域で形成され、内側に移動した惑星は、水が豊富である可能性が高い。^[48]逆に、主星の近くで形成された惑星は、ガスと塵の原始ディスクの内部領域が高温で乾燥していると考えられるため、水を持つ可能性が低い。そのため、水の世界が恒星の近くで発見された場合、それは移動と場外形成の強力な証拠となるだろう。 ^{[31]なぜなら、}その場形成には恒星の近くに揮発性物質が不十分だからである。^[2]太陽系の形成と太陽系外の形成のシミュレーションでは、惑星は形成されるにつれて内側（つまり、恒星に向かって）に移動する可能性が高いことが示されている。 ^{[49] [50] [51]} 特定の条件下では、外向きの移動も発生する可能性がある。^{[51]内向きの移動は、}氷惑星が氷が溶けて液体になり、海洋惑星に変わる軌道に移動する 可能性を示している。この可能性は、2003年にマーク・クフナー^[46]によって天文学の文献で初めて議論されました。

氷天体の内部構造は、一般的にその嵩密度、重力モーメント、形状の測定から推定されます。天体の慣性モーメントを決定することは、その天体が分化（岩石氷層への分離）を経たかどうかを評価するのに役立つ場合があります。形状または重力の測定は、場合によっては慣性モーメントを推測するために使用できます。これは、天体が静水圧平衡にある場合（つまり、長い時間スケールで流体のように動作している場合）です。天体が静水圧平衡にあることを証明するのは非常に困難ですが、形状と重力データの組み合わせを使用することで、静水圧の寄与を推定できます。^[3]内海を検出するための特定の技術には、磁気誘導、測地学、秤動、軸傾斜、潮汐応答、レーダー探査、組成証拠、および表面の特徴が含まれます。^[3]

一般的な氷の衛星は、ケイ酸塩核の上に水の層がある。エンケラドゥスのような小型衛星の場合、海はケイ酸塩の真上、固体の氷殻の真下に位置するが、ガニメデのような大型の氷に富んだ天体の場合、圧力が十分に高いため、深部の氷は高圧相に変化し、事実上、氷殻の間に海がある「水サンドイッチ」を形成する。^[3]これら 2 つのケースの重要な違いは、小型衛星の場合、海はケイ酸塩と直接接触しており、これが単純な生命体に熱水および化学エネルギーと栄養分を提供している可能性があることである。 ^{[3]深部での}圧力が変化するため、水の世界のモデルには、水の「蒸気、液体、超流動、高圧氷、プラズマ相」が含まれる可能性がある。^[52]固体相の水の一部は、氷 VIIの形をしている可能性がある。^[53]

海洋の表層を維持するには、熱が除去される速度と液体の凝固点との比較による内部加熱速度に依存します。 ^[3]このように、海洋の存続と潮汐加熱は密接に関連しています。

より小さな海洋惑星は、大気の密度が低く、重力も低いため、より質量の大きい海洋惑星よりも液体がはるかに簡単に蒸発する可能性があります。シミュレーションでは、地球の質量より小さい惑星や衛星には、熱水活動、放射性加熱、または潮汐力による湾曲によって駆動される液体の海がある可能性があることが示唆されています。[4] 流体と岩石の相互作用が深い脆い層にゆっくりと伝播する場合、蛇紋岩化による熱エネルギーが小さな海洋惑星の熱水活動の主な原因である可能性があります。[ ⁴ ]潮汐^力によって湾曲する氷殻の下の地球全体の海洋のダイナミクスは、ほとんど調査が始まっていない重要な一連の課題を表しています。氷火山活動がどの程度発生するかについては議論の余地があり、水は氷よりも約8%密度が高いため、通常の状況では噴火しにくいためです。^[3]それにもかかわらず、ボイジャー2号、カッシーニ・ホイヘンス、ガリレオ、ニューホライズンズの宇宙船の画像データは、私たちの太陽系のいくつかの氷天体で氷火山の表面特徴を明らかにしました。最近の研究では、私たちの太陽系の氷衛星エンケラドゥスとエウロパのように、表面の氷の層の下に内部の海を抱える海洋惑星で氷火山が発生する可能性があることが示唆されています。^{[11] [12]}

太陽系外惑星の液体の水の海は、平均深さ3.7kmの地球の海よりもかなり深い可能性がある。^[54]惑星の重力と表面の状態に応じて、太陽系外惑星の海は最大数百倍深くなる可能性がある。たとえば、表面温度が300Kの惑星は、その質量と組成に応じて、深さ30～500kmの液体の水の海を持つことができる。^[55]

表面の水を長期間液体のままにしておくためには、惑星（または衛星）がハビタブルゾーン（HZ）内を周回し、保護磁場を持ち、^{[56] [57] [10]十分な}大気圧を維持するのに必要な重力を持っている必要がある。^[8]惑星の重力がそれを維持できない場合、すべての水は最終的に宇宙空間に蒸発する。導電性流体層の内部ダイナモ作用によって維持される強力な惑星磁気圏は、恒星風による質量損失から上層大気を保護し、長い地質学的時間スケールで水を保持するのに役立つ。 ^[56]

惑星の大気は、惑星形成時のガス放出によって形成されるか、周囲の原始惑星状星雲から重力で捕捉される。太陽系外惑星の表面温度は大気中の温室効果ガス（またはその欠如）によって左右されるため、温室効果ガスが主星からエネルギーを吸収して再放射するため、湧昇する赤外線の形で大気を検出することができる。 ^[10]主星に近づきすぎた軌道に移動した氷に富んだ惑星は、厚い蒸気のような大気を形成する可能性があるが、その大気がゆっくりと流体力学的に逃げても、揮発性物質は数十億年にわたって保持される。^{[40] [46]} 紫外線は生物学的に有害であるだけでなく、惑星の大気の浸食につながる急速な大気の逃げを促進する可能性がある。^{[47] [46]} 水蒸気の光分解と水素/酸素の宇宙への逃避は、逃避がエネルギー制限か拡散制限かにかかわらず、ハビタブルゾーン全体の惑星から地球の海の数個分の水が失われることにつながる可能性がある。 ^[47]拡散制限水素逃避フラックスは惑星表面の重力に比例するため、失われる水の量は惑星の質量に比例すると思われる。

暴走温室効果の間、水蒸気は成層圏に達し、そこで紫外線（UV）によって容易に分解（光分解）される。その後、紫外線による上層大気の加熱により流体風が駆動され、水素（および場合によっては酸素の一部）が宇宙に運ばれ、惑星の表面水の不可逆的な損失、表面の酸化、および大気中の酸素の蓄積につながる可能性がある。^[47]特定の惑星の大気の運命は、極端紫外線のフラックス、暴走状態の期間、初期の水分含有量、および表面による酸素の吸収率に大きく依存する。^{[47]揮発性物質に富む惑星は、若い星と}M型星 のハビタブルゾーンでより一般的であるはずである。^[46]

科学者たちは、主に水素でできた厚い大気を持つ海洋惑星、ハイセアン惑星を提唱している。これらの惑星は、恒星の周囲を広範囲に周回し、液体の水を持つことができる。しかし、これらのモデルは、惑星の大気に対するかなり単純なアプローチに基づいている。より複雑な研究​​により、水素は窒素や酸素などのより重い元素とは違って恒星の光の波長に反応することがわかった。もし、地球よりも10～20重い大気圧を持つそのような惑星が、恒星から1天文単位（AU）に位置していたら、その水域は沸騰するだろう。これらの研究により、現在、そのような惑星の居住可能領域は3.85 AU、大気圧が地球と同程度であれば1.6 AUとされている。^[58]

太陽系外惑星の表面と大気を調べるのは困難である。雲の覆いが大気の温度、構造、スペクトル特性の観測可能性に影響を与えるからである。^[59]しかし、ハビタブルゾーン（HZ）に存在する大量の水で構成された惑星は、その表面と大気の地球物理学的および地球化学が異なっていると予想される。^[59]たとえば、太陽系外惑星ケプラー62eと62fの場合、 HZ内の軌道と温室効果の規模に応じて、液体の海の外表面、蒸気の大気、または表面全体が氷Iで覆われている可能性がある。大気の組成に影響を与える他のいくつかの表面および内部プロセスには、 COの溶解に対する海洋の割合が含まれるが、これに限定されるわけではない。
₂大気の相対湿度、惑星表面と内部の酸化還元状態、海洋の酸性度、惑星のアルベド、表面重力などにも影響を及ぼします。^{[10] [60]}

大気の構造と、その結果生じるHZの限界は、惑星の大気の密度に依存し、低質量惑星ではHZが外側に、高質量惑星では内側にシフトします。^[59]理論とコンピュータモデルは、ハビタブルゾーン（HZ）内の水惑星の大気の組成が陸海惑星のものと大きく変わらないことを示唆しています。^{[59]モデリングの目的で、水惑星に集まる氷の}微惑星の初期組成は、彗星のものと似ていると仮定されています。主に水（ H
₂O）、および少量のアンモニア（NH
₃）、二酸化炭素（CO
₂）。^[59]彗星の氷の組成に似た初期の氷の組成は、大気モデルの組成が90％Hとなることを示している。
₂O、5% NH
₃、5% CO
₂. ^{[59] [61]}

ケプラー62fの大気モデルによれば、大気圧は1.6 ～ 5気圧のCO
₂表面温度を氷点以上に温めるには、地表圧力を地球の0.56～1.32倍に上げる必要がある。^[59]

エンケラドゥス、タイタン、ガニメデ、エウロパには強い海流が存在すると考えられています。^{[62] [63]}エンケラドゥスでは、氷殻の厚さから推定される海洋熱流束は、極地での暖かい水の湧昇と低緯度での冷たい水の沈降を示唆しています。 ^{[64] [65]}エウロパは、低緯度での熱伝達が大きい赤道上の暖かい水の湧昇があると予測されています。 ^[62]地球規模の海流は、3つの帯状循環セルと2つの赤道循環セルに分かれており、特に赤道地域では内部の熱を表面に向かって対流させています。^{[66] [67] [68]}タイタンとガニメデは非回転系として動作し、一貫した熱伝達パターンを持たないと仮定されています。^[62]

海洋世界や海洋惑星の特徴は、その歴史、そして太陽系全体の形成と進化の手がかりを与えてくれる。さらに興味深いのは、生命を形成し、宿す可能性である。私たちが知っている生命には、液体の水、エネルギー源、栄養素が必要であり、これらの3つの主要な要件はすべて、これらの天体のいくつかで満たされる可能性があり、^[3]地質学的時間スケールで単純な生物学的活動を維持する可能性がある。^{[3] [4]} 2018年8月、研究者は水の世界が生命を支えることができると報告した。^{[69] [70]}

海洋惑星が表面で完全に液体の水に覆われている場合、地球のような生命の居住は制限され、全球の海洋と下部の岩石マントルの間に加圧された固体の氷層がある場合はさらに制限される。^{[71] [72]}地球の海5つ分の水で覆われた仮想の海洋惑星のシミュレーションでは、プランクトンなどの地球のような酸素生成海洋生物が進化するのに十分なリンやその他の栄養素が水に含まれていないことが示されている。地球では、リンは露出した陸地の岩に当たる雨水によって海洋に流れ込むため、このメカニズムは海洋惑星では機能しない。地球の海50個分の水を持つ海洋惑星のシミュレーションでは、海底にかかる圧力が非常に大きいため、惑星の内部ではプレートテクトニクスが維持されず、火山活動が起こり、地球上の生命に適した化学的環境が提供されないことが示されている。^[73]

一方、エウロパやエンケラドゥスのような小天体は、その海洋の理論的な位置から、熱と生物学的に重要な化学元素の両方の潜在的な供給源である下にあるケイ酸塩核と直接接触することがほぼ確実であるため、特に居住可能な環境であると考えられています。 ^{[3]これらの天体の表面の地質活動により、彗星や}ソリンからの有機分子など、表面に埋め込まれた生物学的に重要な構成要素が海洋に運ばれる可能性もあります。ソリンは、メタンやエタンなどの単純な有機化合物が太陽の紫外線照射によって形成され、窒素と結合することがよくあります。^[74]

分子状酸素（O
₂）は地球物理学的プロセスによって生成されるだけでなく、生命体による光合成の副産物としても生成されるため、有望ではあるが、O
₂は信頼できるバイオシグネチャーではない。^{[38] [47] [75] [10]} 実際、O
₂大気中の酸素が大量に存在する環境での生物の進化は、初期の生物が様々な水素化合物を含む酸化還元反応で得られる自由エネルギーに依存していたため^{、困難であった可能性がある} 。O
₂酸素が豊富な惑星では、生物はこの自由エネルギーをめぐって酸素と競争しなければならないだろう。^[47]

• F. Selsis; B. Chazelas; P. Borde; M. Ollivier; et al. (2007). 「CoRoT、ケプラー、ドップラー速度測定法で高温海洋惑星を特定できるか?」Icarus . 191 (2): 453–468. arXiv : astro-ph/0701608 . Bibcode :2007Icar..191..453S. doi :10.1016/j.icarus.2007.04.010. S2CID  53549958.