Ueta sotsuron
- 2. 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
- 3. 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
- 4. 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
- 5. 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
- 7. 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
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
- 8. 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
惑星質量/地球質量
惑星質量/地球質量
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
- 9. 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
惑星質量/地球質量
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)
- 10. 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
惑星質量/地球質量
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)
- 11. 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
惑星質量/地球質量
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)
- 12. 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
惑星質量/地球質量
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