Ueta sotsuron

内部海を持つ地球型惑星の
生命居住可能性

井田研究室
08-03510 上田翔士

研究背景
ハビタブルな地球型惑星が存在するのか
・系外地球型惑星
・浮遊惑星
Illustration courtesy Lynette
“ハビタブル” Cook
⇒・液体の水が存在
・水と岩石が接している(ミネラル供給)
（例）
・海惑星
・地熱で氷の内側が溶けてできた海 (内部海)

Artwork by Robert Hurt
Tajika (2008)では内部海
を持つ系外地球型惑星
について考察

Tajika (2008)
惑星形成から46億年後に内部海を持つ
系外地球型惑星について考察
内側: 暴走温室
(Kasting, 1988;
中心星のルミノシティ

Nakajima et al., 1992)
海惑星のHZ 外側: CO₂雲出現
(Kasting et al., 1993)

黒線: 惑星質量に応じ
た内部海を持てる境界

Tajika (2008)
を改変
中心星からの距離

4地球質量以上なら惑星軌道・ルミノシティに関わらず、内部海持つ
⇒ハビタブルゾーンが大きく拡がるのではないか

研究目的
系外・浮遊地球型惑星が内部海を持つ条件を求める

Tajika (2008)
(a) 惑星半径と惑星質量の関係に重力による圧縮の影響なし
(b) 単位体積当たりの放射性熱源の量、惑星表面の水量の割合
が地球と等しい

本研究
・重力による圧縮の影響を考慮した半径-質量の関係式
(Valencia et al., 2006)
・単位体積当たりの放射性熱源の量地球の0.1 - 10倍
表面の水量の割合地球の0.1 - 100倍
⇒“高圧氷”の影響を考慮

H₂Oの相図
高圧氷とは

高圧下において相転移し液体の
水よりも密度が大きくなった氷

内部海

・惑星半径と質量の関係
・表面の水の量の変化
⇒表面の水の厚さが増す
内部海と岩石の間に高圧氷
⇒液体の水と岩石の接触なし

研究手法

惑星表面へ放出マントルの温度進化放射性熱源による放出

結果①（中心星がある場合）
46億年、1AU、放射性熱源比１倍 46億年、1AU、表面水量比１倍
10 10
内部海の底に高圧氷

惑星質量/地球質量

内部海をもつ内部海をもつ
(氷1-液体の水) (氷1-液体の水)

1 1

氷のみ
氷のみ

0.1 0.1
0.1 0.5 1 8 10 100 0.1 0.4 1 10
表面水量比/地球水量比放射性熱源/地球放射性熱源

地球質量の惑星地球質量の惑星
0.5-8倍の水 ⇒内部海地球の0.4倍以上の放射性熱源
8倍以上 ⇒高圧氷生じる ⇒内部海

結果②(浮遊惑星の場合)
46億年、放射性熱源比１倍 46億年、表面水量比１倍
10 10
内部海の底に高圧氷
内部海をもつ


内部海をもつ (氷1-液体の水)
(氷1-液体の水)
1 1

氷のみ
氷のみ

0.1 0.1
0.1 1 2 8 10 100 0.1 1 2 10
表面水量比/地球水量比放射性熱源/地球放射性熱源
地球質量の惑星地球質量の惑星
2-8倍の水 ⇒内部海 2倍以上 ⇒内部海
中心星ありの場合より制約強中心星ありの場合より制約強
適切な量(1桁以下の幅)必要ある値以上の量必要

結果③(表面の水の量の変化)
放射性熱源１倍表面水量比 0.5倍 1倍 2倍 10倍
10

白: 氷のみ

赤: 内部海もつ
緑: 底に高圧氷
1
青: 海惑星

0.1
0 20 40
中心星からの距離 (AU)

結果③(表面の水の量の変化)
放射性熱源１倍表面水量比 0.5倍 1倍 2倍 10倍
10

白: 氷のみ

赤: 内部海もつ
緑: 底に高圧氷
1
青: 海惑星

0.1
0 20 40
中心星からの距離 (AU)

単純に表面の水が多ければ良いわけではない
⇒適切な量の水が必要

まとめ
・系外・浮遊地球型惑星がハビタブルな内部海を持つ
条件を求めた
・Tajika (2008)の手法を応用し、内部海を持つ条件
に対する放射性熱源・表面の水量の依存性も
調べた
・内部海の底に高圧氷が生じることを考慮

・惑星質量に応じた適切な量の水が表面に必要
・惑星質量に応じたある値以上の放射性熱源が必要
・浮遊惑星は制約が強まる

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