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海洋世界、海洋惑星、水世界、または水惑星とは、 水圏の一部として、地表下（地下海）または地表に、大量の水（乾燥地全体を水没させる可能性あり）を 含む惑星または自然 衛星の一種です。[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]海洋世界という用語は、溶岩（イオの場合）、アンモニア（タイタンの内部海の場合のように水との共晶混合物）、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、異なる流体または海洋物質で構成された海を持つ天体にも使用されることがあります。[ 5 ] [ 6 ]地球外の海を研究することは、惑星海洋学と呼ばれます。
地球は現在、表面に液体の水が存在す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海が存在すると推測されている。[ 7 ]液体の水を維持するのに適した条件を備えた系外惑星がいくつか発見されている。 [ 8 ]地球にもかなりの量の地下水が見つかっており、そのほとんどは帯水層の形で存在する。[ 9 ]系外惑星については、現在の技術では表面の液体の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用として使用できる。[ 10 ]海洋惑星の特徴は、その歴史と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、生命の発生と宿りの可能性である。
In June 2020, NASA scientists reported that it is likely that exoplanets with oceans are common in the Milky Way galaxy, based on mathematical modeling studies.[11][12]
According to Lunine, "oceans" have been defined as "stable, globe-girdling bodies of liquid water."[13] In addition, "Ocean worlds is the label given to objects in the solar system that host stable, globe-girdling bodies of liquid water," in contrast to the terms "'ocean planet' and 'water world', both of which refer to exoplanets (planets orbiting other stars) with substantial mass fractions of water in their bulk compositions."[13]
Ocean worlds are of interest to astrobiologists for their potential to develop life and sustain biological activity.[4][3]Major moons and dwarf planets in the Solar System thought to harbor subsurface oceans are of interest because they can be reached and studied by space probes, in contrast to exoplanets, which are light-years away, beyond the reach of current technology. The best-established water worlds in the Solar System, other than the Earth, are Callisto, Enceladus, Europa, Ganymede, and Titan.[3][14] Europa and Enceladus are considered compelling targets for exploration due to their thin outer crusts and cryovolcanic features.
太陽系の他の天体も、単一の観測方法または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[ 14 ] 、ティタニア[ 15 ] [ 16 ] 、ウンブリエル[ 17 ] 、ケレス[ 3 ] 、ディオネ[ 18 ] 、ミマス[ 19 ] [ 20 ]、ミランダ[ 14 ]、オベロン[ 4 ] [ 21 ] 、冥王星[ 22 ]、トリトン[ 23 ]、エリス[ 4 ] [ 24 ]、マケマケ[ 24 ]などが挙げられる。
太陽系外では、海洋惑星候補として記述されている系外惑星には、 GJ 1214 b [ 26 ] [ 27 ] 、 Kepler-22b、Kepler-62e、Kepler-62f [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] 、 Kepler -11 [ 32 ]、TRAPPIST-1 [ 33 ] [ 34 ]の惑星などがある。
さらに最近では、系外惑星TOI-1452 b、Kepler-138c、Kepler-138dの密度が、その質量の大部分が水で構成されているという仮説と一致することが判明している。[ 35 ] [ 36 ]また、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示唆されている。[ 37 ]
地球の表面の 70.8% は水で覆われているが、 [ 38 ]水は地球の質量のわずか 0.05% しか占めていない。地球外の海は非常に深く密度が高いため、高温でも圧力によって水が氷になる可能性がある。そのような海の底層では数千バールもの巨大な圧力がかかり、氷 Vのような特殊な氷のマントルが形成される可能性がある。[ 32 ]この氷は必ずしも通常の氷ほど冷たくはない。惑星が恒星に十分近いため水が沸点に達すると、水は超臨界状態になり、明確な表面を持たない。[ 39 ]より低温の水が支配的な惑星でも、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、[ 40 ]または主星に十分近いためこれらの軽元素が剥ぎ取られる必要がある。[ 32 ]そうでなければ、天王星や海王星のような、より暖かい氷の巨大惑星が形成されるだろう。
20世紀初頭の重力計算では、エウロパの組成は水に富んでいることが示唆され、 1957年にはジェラール・カイパーによる地球の地上観測で水氷の組成が明らかになった。[ 41 ]
1970年代の惑星探査ミッションに先立ち、重要な予備的理論研究が行われた。特に、ルイスは1971年に、放射性崩壊だけでも大きな衛星の地下海を生成するのに十分である可能性が高いことを示した。特にアンモニア（NH₃）が存在する場合はなおさらである。3 ) が存在していた。ピールとカッセンは 1979 年に、衛星の進化と構造に対する潮汐加熱(別名: 潮汐屈曲) の重要な役割を解明した。 [ 3 ]系外惑星の最初の確認された検出は 1992 年に行われた。2003 年にマーク・クシュナー、2004 年にアラン・レジェらはスノーラインの外側の領域で形成される少数の氷の惑星が約 1AU移動し、そこで外層がその後溶けることを解明した。 [ 42 ] [ 43 ]
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、太陽系外縁部のいくつかの天体が、断熱性の氷殻の下に液体の水の海を内部に抱えていることを強く示唆している。[ 3 ] [ 44 ]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、数千個の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傍にある。[ 45 ] [ 46 ]
質量、大きさ、軌道が異なる様々な惑星が発見されており、惑星形成の多様性だけでなく、惑星が誕生した場所から周星円盤を通って移動していく様子も明らかになっている。[ 10 ] 2026年4月23日現在、4,809の惑星系に6,416個の確認済み系外惑星があり、1,061の系には複数の惑星が存在する。[ 47 ]
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き、天の川銀河には海を持つ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、地球から99光年離れた場所に位置する、深海を持つ可能性のあるスーパーアース型系外惑星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。[ 35 ]
太陽系外縁部で形成される惑星状天体は、質量比でほぼ水と岩石が半々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。 [ 43 ]霜線付近で形成される氷の惑星や衛星は、主に水と岩石から構成されているはずである。2 Oとケイ酸塩。さらに外側で形成されるものはアンモニア (NH )3）およびメタン（CH）4 ）水和物として、 CO、Nとともに2、およびCO2. [ 48 ]
ガス状の周星円盤が消散する前に形成された惑星は、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向き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。[ 49 ] [ 48 ]水はマグマに非常に溶けやすいため、惑星の水の大部分は最初はマントルに閉じ込められます。惑星が冷えてマントルが下から固まり始めると、大量の水（マントル内の総量の60%から99%）が溶出して蒸気大気を形成し、それが最終的に凝縮して海を形成する可能性があります。[ 49 ] 海の形成には分化と、放射性崩壊、潮汐加熱、または母天体の初期の光度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は不完全です。
円盤の外側の水が豊富な領域で形成され、内側に移動した惑星は、水が豊富に含まれている可能性が高い。[ 50 ]逆に、主星の近くで形成された惑星は、ガスと塵の原始円盤の内側領域が高温で乾燥していると考えられているため、水が含まれている可能性は低い。したがって、恒星の近くで水の惑星が見つかった場合、それは移動とex situ形成の強力な証拠となるだろう。 [ 32 ]なぜなら、恒星の近くにはin situ形成に必要な揮発性物質が不足しているからである。[ 2 ]太陽系形成と太陽系外形成のシミュレーションでは、惑星は形成される際に内側（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。 [ 51 ] [ 52 ] [ 53 ] 特定の条件下では、外側への移動も起こり得る。[ 53 ]内側への移動は、氷の惑星が氷が溶けて液体になる軌道に移動し、海洋惑星になる 可能性を示唆している。この可能性は、2003年にマルク・クシュナー[ 48 ]によって天文学文献で初めて議論された。
氷の天体の内部構造は、一般的にその体積密度、重力モーメント、形状の測定から推測されます。天体の慣性モーメントを決定することで、それが分化（岩石と氷の層への分離）を起こしたかどうかを評価できます。天体が静水圧平衡状態にある場合（つまり、長い時間スケールで流体のように振る舞う場合）、形状や重力の測定を使用して慣性モーメントを推測できる場合があります。天体が静水圧平衡状態にあることを証明するのは非常に困難ですが、形状と重力のデータを組み合わせることで、静水圧による寄与を推測できます。[ 3 ]内部海洋を検出するための具体的な技術には、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、表面の特徴などがあります。[ 3 ]
一般的な氷の衛星は、ケイ酸塩の核の上に水の層がある構造になります。エンケラドゥスのような小さな衛星の場合、海はケイ酸塩の真上、固体の氷の殻の下に位置していますが、ガニメデのような氷に富む大きな天体の場合、圧力が十分に高いため、深部の氷は高圧相に変化し、氷の殻の間に海がある「水のサンドイッチ」のような構造になります。[ 3 ]この2つのケースの重要な違いは、小さな衛星の場合、海がケイ酸塩と直接接触しているため、単純な生命体に熱水エネルギーと化学エネルギーと栄養素が供給される可能性があることです。[ 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ります。[ 54 ]固体相の水の一部は、氷VIIの形をしている可能性があります。[ 55 ]
地下海洋の維持は、内部加熱速度と熱除去速度、および液体の凝固点に依存します。 [ 3 ]したがって、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小さいため、液体はより質量の大きい海洋惑星よりもはるかに容易に蒸発する可能性がある。シミュレーションによると、地球質量の 1 つ未満の惑星や衛星は、熱水活動、放射性加熱、または潮汐によるたわみによって駆動される液体の海洋を持つ可能性がある。[ 4 ]流体と岩石の相互作用がゆっくりと深い脆い層に伝播する場合、蛇紋岩化による熱エネルギーが、小さな海洋惑星における熱水活動の主な原因である可能性がある。[ 4 ]潮汐によってたわむ氷殻の下にある全球海洋のダイナミクスは、ほとんど調査されていない重要な一連の課題を表している。水は氷よりも約 8% 密度が高いため、通常の状況下では噴火しにくいため、低温火山活動がどの程度発生するかは議論の的となっている。[ 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探査機からの画像データは、太陽系内のいくつかの氷天体に低温火山活動による表面の特徴があることを明らかにした。最近の研究では、低温火山活動は、太陽系内の氷衛星エンケラドゥスやエウロパのように、表面氷の層の下に内部海を持つ海洋惑星で発生する可能性があることが示唆されている。[ 11 ] [ 12 ]
太陽系外惑星の液体の水の海は、平均深度が 3.7 kmである地球の海よりもはるかに深い可能性がある。 [ 56 ] 惑星の重力と表面の状態によっては、系外惑星の海は数百倍の深さになる可能性がある。たとえば、表面温度が 300 K の惑星は、質量と組成に応じて、深さ 30 ～ 500 km の液体の水の海を持つ可能性がある。 [ 57 ]
惑星または衛星が長期間にわたって地表水を液体の状態に保つためには、ハビタブルゾーン（HZ）内を公転し、保護磁場を持ち、[ 58 ] [ 59 ] [ 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ります。 [ 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します。電気伝導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、上層大気を恒星風による質量損失から保護し、長い地質学的時間スケールにわたって水を保持するのに役立ちます。 [ 58 ]
惑星の大気は、惑星形成中のガス放出によって形成されるか、周囲の原始惑星系星雲から重力によって捕獲される。系外惑星の表面温度は、大気の温室効果ガス（またはその欠如）によって決まるため、温室効果ガスが主星からのエネルギーを吸収して再放射するため、大気は上昇する赤外線放射の形で検出できる。 [ 10 ]主星に近すぎる軌道に内側に移動した氷に富む惑星は、厚い蒸気の大気を発達させる可能性があるが、大気がゆっくりと流体力学的に逃避しても、数十億年にわたって揮発性物質を保持する。[ 42 ] [ 48 ]紫外線光子は生物学的に有害であるだけでなく、惑星大気の侵食につながる急速な大気逃避を引き起こす可能性がある。[ 49 ] [ 48 ] 水蒸気の光分解と水素/酸素の宇宙への脱出は、脱出がエネルギー制限か拡散制限かに関わらず、ハビタブルゾーン全体にわたる惑星から地球の海数個分の水の損失につながる可能性がある。 [ 49 ]拡散制限された水素脱出フラックスは惑星の表面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しているように見える。
暴走温室効果の間、水蒸気は成層圏に到達し、そこで紫外線（UV）によって容易に分解（光分解）されます。UV放射による上層大気の加熱は、水素（および場合によっては酸素の一部）を宇宙に運ぶ流体力学的風を駆動し、惑星の表面水の不可逆的な喪失、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ります。[ 49 ]特定の惑星の大気の運命は、極端紫外線フラックス、暴走状態の継続時間、初期の水分量、および表面による酸素の吸収速度に大きく依存します。[ 49 ]揮発性物質に富む惑星は、若い恒星やM型星 のハビタブルゾーンでより一般的であるはずです。[ 48 ]
科学者たちは、主に水素からなる厚い大気を持つ海洋惑星、ヒュセア型惑星を提唱してきた。これらの惑星は、恒星の周囲に広範囲にわたって公転し、液体の水が存在する可能性がある。しかし、これらのモデルは惑星大気に対してかなり単純なアプローチに基づいていた。より複雑な研究では、水素は窒素や酸素のようなより重い元素とは恒星の光の波長に対して異なる反応を示すことがわかった。地球よりも10～20倍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）の距離にある場合、その水域は沸騰するだろう。これらの研究により、そのような惑星のハビタブルゾーンは3.85 AU、地球と同程度の大気圧の場合は1.6 AUとされている。[ 60 ]
系外惑星の表面とその大気を調査する際には、雲量が大気の温度、構造、およびスペクトル特性の観測可能性に影響を与えるため、課題があります。[ 61 ]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る惑星は、その表面と大気の地球物理学および地球化学が独特であると予想されます。[ 61 ]例えば、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大きさに応じて、液体の海洋の外表面、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ります。CO2溶解のための海洋の割合など、大気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もあります。2大気の相対湿度、酸化還元状態、海洋の酸性度、惑星のアルベド、表面重力については、 [ 10 ] [ 62 ]
大気構造、ひいてはハビタブルゾーン（HZ）の境界は、惑星の大気密度に依存し、質量が小さい惑星ではHZが外側に、質量が大きい惑星では内側にシフトする。[ 61 ]理論およびコンピュータモデルは、ハビタブルゾーン（HZ）内の水惑星の大気組成は、陸と海の惑星の大気組成と大きく異ならないことを示唆している。[ 61 ]モデル化の目的で、水惑星に集積する氷の微惑星の初期組成は彗星の組成に似ていると仮定されている。すなわち、ほとんどが水（H2 O)、およびアンモニア (NH )3）、二酸化炭素（CO2）2 ) [ 61 ]彗星の氷に似た初期氷組成は、90%H2 O、5%NH3、および5％CO2. [ 61 ] [ 63 ]
ケプラー62fの大気モデルによると、1.6バールから5バールのCO2の気圧は2 は、表面温度を氷点以上に温めるのに必要であり、その結果、表面気圧は地球の 0.56 ～ 1.32 倍になる。 [ 61 ]
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る。[ 64 ] [ 65 ]エンケラドゥスでは、氷殻の厚さから推測される海洋熱流束は、極での温水の湧昇と低緯度での冷水の沈降を示唆している。 [ 66 ] [ 67 ]エウロパでは、赤道付近で温水の湧昇があり、低緯度でより大きな熱伝達があると予測されている。 [ 64 ]地球規模の海流は、3つの東西循環セルと2つの赤道循環セルに組織化されており、特に赤道域で内部の熱を表面に向かって対流させている。[ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]タイタンとガニメデは、回転しないシステムとして振る舞い、一貫した熱伝達パターンを持たないと仮定されている。[ 64 ]
海洋世界や海洋惑星の特徴は、それらの歴史、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ます。さらに興味深いのは、生命が形成され、宿る可能性です。私たちが知っている生命は、液体の水、エネルギー源、栄養素を必要としますが、これら3つの重要な要件はすべて、これらの天体の一部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活動を維持する可能性を提供します。[ 3 ] [ 4 ] 2018年8月、研究者たちは、水の世界が生命を支える可能性があると報告しました。[ 71 ] [ 72 ]
地球のような生命が海洋惑星に生息できるかどうかは、惑星の表面が完全に液体の水で覆われている場合に限られ、さらに、地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の層がある場合はさらに制限される。[ 73 ] [ 74 ]地球の海洋の5倍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、その水に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雨水が当たることで海に流れ込むため、このメカニズムは海洋惑星では機能しない。地球の海洋の50倍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、火山活動が起こらず、地球上の生命に適した化学環境が提供できないことが示されている。[ 75 ]
一方、エウロパやエンケラドゥスのような小さな天体は、海が存在すると理論づけられている位置からすると、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ケイ酸塩の核とほぼ確実に直接接触するため、特に居住可能な環境であると考えられている。[ 3 ]これらの天体の表面地質活動は、彗星由来の有機分子や、メタンやエタンなどの単純な有機化合物が太陽紫外線照射によって形成され、しばしば窒素と結合したソリンなど、表面に埋め込まれた生物学的に重要な構成要素を海に運ぶことにもつながる可能性がある。[ 76 ]
分子状酸素（O2 ) 地球物理学的プロセスによって生成される可能性があり、光合成でもあるため、O2は信頼できるバイオシグネチャーではない。 [ 39 ] [ 49 ] [ 77 ] [ 10 ] 実際、O2大気中の酸素は居住不可能かもしれない。 [ 49 ] 大量の大気中の酸素が存在する状況での生命発生は、さまざまな水素化合物が関与する還元反応2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。 [ 49 ]
太陽系外縁部の水惑星への宇宙生物学ミッション構想：
水で構成されている仮想的なタイプの惑星です。そのような惑星の表面は、数百キロメートルもの深さの水の海で完全に覆われており、地球の海よりもはるかに深いでしょう。
与えられた質量と半径を持つ惑星は、かなりの量の水氷（いわゆる海洋惑星）を持つか、あるいは大きな岩石質の鉄の核といくらかの H および/または He を持つ可能性があります。
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