導入
惑星の居住可能性は、天体が生命を発達させ、維持する能力の尺度です。したがって、この概念は、特に惑星とその自然衛星の両方に使用できます。
陸上生物学の研究を通じて得られた知識によれば、生命の維持に必要な要素は、移動可能な物質と結合したエネルギー源であり、生命の起源をサポートするためにさまざまなモデルが提案されていることがわかっています。しかし、「生命が住める可能性」としての居住可能性の概念は、陸上の生物学的条件と比較して本質的に制限されており、他のいくつかの地球物理学的、地球化学的、天体物理学的基準が尊重されなければならないことを意味しています。地球外生命体の存在が不明である限り、惑星の居住可能性は、実際には、太陽系内の生命の発達に有利と思われる地球の条件と一般的な特徴を推定したものです。液体の水は、実行可能な生態系にとって特に不可欠な要素であると考えられています。したがって、この分野の研究は惑星学と宇宙生物学の両方に関係します。
地球以外の惑星に生命が存在する可能性があるという考えは古いものです。歴史を通じて、議論は科学的であると同時に哲学的でもありました。 20世紀の終わりには 2 つの大きな発見がありました。まず第一に、太陽系の惑星や衛星の探査機による観測と探査は、居住可能性の基準を定義したり、地球と他の天体との地球物理学的比較を可能にする重要な情報を提供しました。一方、1995 年に始まり、それ以来加速している太陽系外惑星の発見は、2 番目の重要な転換点でした。これにより、惑星が存在する唯一の恒星は太陽ではないことが確認され、居住可能性に関する研究の範囲が太陽系を超えて広がった。
適切な太陽光発電システム
惑星の居住可能性の概念を定義するには、星の研究から始まります。惑星の居住可能性は、その惑星を保護する惑星系(したがって恒星) の特性に大きく依存します。 SETI プログラムのフェニックスプロジェクト中、科学者のマーガレット ターンブルとジル ターターは、2002 年にHabCat (居住可能な恒星系のカタログ) の概念を開発しました。このカタログは、ヒッパルコスのカタログから地球に最も近い 120,000 個の星を抽出して作成されました。その後、より正確な選択により 17,000 個のHabStar を分離することが可能になりました。この基準の選択は、居住可能な惑星に適応するためにどのような天体物理学的特性が必要かを理解するための良い出発点となりました。
スペクトルクラス
星のスペクトルクラスは光球の温度を示し、主系列星の場合、その温度はその質量に関係します。生命維持システムを支えている可能性が高い星 ( HabStars ) の適切なスペクトル範囲は、現在、初期の「F」または「G」から中期の K までと推定されています。これは、7000 K をわずかに超える温度から 4000 K をわずかに超える温度に相当します。G2 クラスの恒星である太陽は、意図的にこの範囲の中央にあります。このタイプの星には、惑星の居住可能性の観点から重要ないくつかの特徴があります。
- 少なくとも数十億年間燃え続け、生命が発達するのに十分な時間が与えられます。 「O」、「B」、「A」クラスなどのより明るい主系列星は、通常 10億年未満、場合によっては 1,000 万年未満燃焼します。
- それらは、オゾンの形成など、大気中で重要な反応を引き起こすのに十分な紫外線を放出しますが、生命を破壊する可能性があるため、多すぎないように注意してください。
- 同期回転が起こらない距離を周回する惑星の表面には、液体の水が存在する可能性があります ( および を参照)。
これらの星は「熱すぎ」も「冷たすぎ」もなく、生命が出現する可能性があるのに十分な長さで燃え続けます。このタイプの星は、おそらく銀河系の星の 5 ～ 10% を構成します。一方で、より明るくない星、つまりクラス Kの終わりとクラス M (赤色矮星) の間の星にも居住可能な惑星が存在する可能性が高いかどうかという問題は未解決のままです。しかし、大多数の星がこのタイプであるため、これは非常に重要です。
安定した居住可能エリア
ハビタブルゾーン（英語でHZ）は、存在するすべての惑星がその表面に液体の水を持つことができる恒星の近くの理論上の領域です。液体の水は、主に地球上で果たす役割により、エネルギー源に次いで生命にとって最も重要な要素と考えられています。これは、陸生種の水依存性による偏りを反映しているだけである可能性があります。もし水のない惑星（例えばアンモニア溶液中）で生命体が発見されたとしたら、ハビタブルゾーンの概念は大幅に見直されるか、制限的すぎるとして完全に破棄されることさえあるだろう。
「安定した」ハビタブルゾーンには 2 つの特徴があります。まず、その位置は時間の経過とともにほとんど変化しない必要があります。星の明るさは年齢とともに増加し、特定のハビタブルゾーンは時間の経過とともに星から遠ざかります。この移動が速すぎる場合（たとえば、超大質量星の場合）、惑星はハビタブルゾーンにごく短時間しか留まらず、そこで生命が発生する確率は大幅に減少します。ハビタブルゾーンと星の寿命中のその動きを決定することは非常に困難です。炭素循環によるものなどのフィードバックは、光度の増加の影響を補う傾向があります。したがって、星の進化と同じように、大気の状態や惑星の地質についての仮定は、ハビタブルゾーンの計算に非常に大きな影響を与えます。したがって、太陽のハビタブルゾーンを計算するために提案されたパラメータは、この概念が発展するにつれて大きく変化してきました。
その場合、巨大ガス惑星のような大きな質量体がハビタブルゾーン内またはその近くに存在してはなりません。その存在は地球型惑星の形成を妨げる可能性があります。たとえば、木星が現在金星と地球の軌道の間にある領域に出現した場合、おそらく木星は形成できなかったでしょう（その惑星の衛星として以外）。かつて科学者たちが、内側の軌道にある地球型惑星と外側の軌道にある巨大ガス惑星の組み合わせが標準であると仮定していたとしたら、最近の太陽系外惑星の発見はこの仮定に矛盾しています。多くの巨大ガス惑星がその恒星に近い軌道で発見され、ハビタブルゾーンの可能性は一掃されている。恒星に近い離心軌道を持つ大きな惑星は他の惑星よりも見つけやすいため、太陽系外惑星に関する現在のデータは偏っている可能性があります。現在までのところ、どのタイプの惑星系が最も一般的であるかを判断することはまだできていません。
明るさのばらつきが少ない
すべての星は明るさの変動を経験しますが、その変動の振幅は星ごとに大きく異なります。ほとんどの星は比較的安定していますが、かなりの少数の星は変化しやすく、突然の激しい明るさの増加を示すことがよくあります。その結果、周回天体が受け取る放射エネルギーの量は突然変化します。したがって、後者は、エネルギーの流れの大きな変化が生物の生存に悪影響を与える可能性があるため、生命を維持できる惑星の候補としては適していません。たとえば、特定の温度範囲に適応した生物は、大きな温度変化に耐えることが難しいと考えられます。さらに、明るさのバーストは一般に、致死性の可能性がある放射線である大量のガンマ線や X 線の放出を伴います。惑星の大気はそのような影響を軽減する可能性があります（太陽の光度の100％の増加、つまり2倍は、地球上の（絶対）温度の主な上昇が「わずか」〜20％、つまり〜50℃であることを意味します）が、また、そのような惑星は強い放射線が繰り返し当たることで大気を分散させる可能性があるため、大気を維持できない可能性もあります。
太陽はこの種の変動を経験しません。太陽周期中、最小光度と最大光度の差は約 0.1% です。太陽の明るさの変化が、たとえ小さなものであっても、歴史的期間中に地球の気候に重大な影響を与えたことを示す重要な（そして議論の余地のある）証拠があります。小氷河期は、長期間にわたる太陽の光度の低下によって引き起こされた可能性があります。したがって、恒星は、その明るさが居住性に影響を与えるために変光星である必要はない。既知の太陽類似体の中で、太陽に最もよく似ているのは、さそり座 18 番星です。 2 つの星の大きな違いは、さそり座 18 番星の太陽周期の振幅がはるかに大きく、その軌道上で生命が発生する可能性が大幅に低下することです。
高い金属性
星に最も豊富な元素は常に水素とヘリウムですが、含まれる金属元素 (天文学では、ヘリウムより重い元素はすべて「金属」または「金属」と呼ばれます) の量には大きなばらつきがあります。星内の金属の高い割合は、初期の原始惑星系円盤に存在する重元素の量に対応します。太陽系星雲内での惑星系の形成理論によれば、恒星の中に少量の金属が存在すると、その周囲に惑星が形成される確率が大幅に減少します。金属が少ない星の周りに形成された惑星は、おそらく質量が小さいため、生命にとっては好ましくないでしょう。系外惑星が発見されている系の分光研究では、高い金属含有量と惑星形成との関係が確認されており、「惑星を持つ星、少なくとも現在発見されている惑星と同様の惑星を持つ星は、伴惑星のない星よりも明らかに金属が豊富である。」金属量の影響は、居住可能な星の潜在的な年齢に関して差別的です。宇宙の歴史の初期に形成された星には金属のレベルが低く、それに応じて惑星の伴星が存在する確率が低くなります。
バイナリシステム
現在の推定では、星の少なくとも半分が連星系にあることが示唆されており、これが居住可能性の概念の描写を非常に複雑にしている。連星系の 2 つの星の間の距離は、1天文単位から数百までです。 2 つの星の間の距離が大きい場合、最初の星の周りを回転する惑星に対する2 番目の星の重力の影響は無視できます。つまり、軌道が大きく離心しない限り、その居住可能性は変化しません (たとえば、ネメシスの仮説を参照)。しかし、2 つの星が近づくと、惑星は安定した軌道を持つことができなくなります。惑星と主星の間の距離が 2 つの星間の最小距離の 5 分の 1 を超える場合、惑星の軌道の安定性は保証されません。重力が惑星の形成に干渉する可能性があるため、連星系で惑星が形成できるかどうかは不明です。カーネギー研究所のアラン・ボスによる理論的研究は、巨大ガス惑星が、孤立星の周囲で形成されるのと同様の方法で、連星系の星の周囲で形成される可能性があることを示した。
太陽に最も近い恒星であるアルファ・ケンタウリは、居住可能な惑星を探す際に連星を系統的に廃棄すべきではないという事実を浮き彫りにしている。ケンタウリ A と B の最小距離は 11 天文単位 (平均 23 天文単位) で、どちらも安定したハビタブルゾーンがあると予想されています。この系における惑星の長期軌道安定性のシミュレーションでは、どちらの恒星からも約 3 天文単位の距離にある惑星は安定した軌道に留まることができる (つまり、長半径の偏差が 5% 未満である) ことが示されています。ケンタウリ A のハビタブルゾーンは少なくとも 1.2 ～ 1.3 天文単位、ケンタウリ B のハビタブルゾーンは 0.73 ～ 0.74 天文単位となる。