系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

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系外惑星「遠い世界の物語」その10～ハビタブル惑星の現状とこれから～

小玉 貴則 ，門屋 辰太郎
12（要旨）観測精度の向上により，惑星表面に液体の水を保持できる惑星 ( ハビタブル惑星）の検出が現実的になりつつあり，そのような惑星の理論的研究が盛んに行なわれている．最近の研究から，惑星表面に液体の水のある惑星の気候は，その水量や惑星の気候システムによって，ハビタブルゾーン内であっても大きく変わることがわかってきた．これは，水を保持する惑星が持つ多様性の側面を表している．本稿では，系外惑
星科学におけるハビタブル惑星の考え方や気候形成についてレビューし，議論する．また，近年注目を集めている系外惑星のハビタビリティの検討も紹介する．

1. 生命を宿す星

惑星表面における水の存在は，その惑星が持つ気候により決まる．このため，系外惑星の気候を検討するこ“ハビタブル”という言葉を聞いたことがあるだろうとが，ハビタブル惑星（以下では，惑星表面に液体のか？観測精度の飛躍的な向上の結果，現在までに多く水がある惑星）を議論するために，重要である．本稿の系外惑星が検出され，その中には地球型惑星とおぼ

では，近年のハビタブル惑星気候の研究のレビューをしき天体も存在する．そこで生まれる最も重要かつ興通して“ハビタブル惑星”の現状の理解を示し，曖昧に味をそそる疑問は，『地球のような生命を宿す惑星（ハ

とられがちな系外惑星科学における“ ハビタブル”とビタブル惑星）はあるのか？』であるだろう．近年，いう言葉の定義を明確にすることを目的とする．

生命の発見に向けて，地球に類似した惑星の探索が世界中で行われている．しかし，地球型惑星の発見それ

2. ハビタブルゾーン（生存可能領域）

自体が生命の発見に直接つながるわけでは当然なく，生命の存在に必要な条件を検討することが重要である．

ハビタブルな環境を維持する惑星について議論する

生命の存在に必要な条件を考える上で，まずは地球上際，最もよく用いられる概念が『ハビタブルゾーン』に存在する生命を想定する．地球上に存在する生命とである [1，2]．ハビタブルゾーンとは，惑星表面に液一言で言っても，その居住環境や生態には幅広い多様体の水を安定に維持することができる，中心星からの性が存在する．しかし，こうした多様性の中にも変わ距離の範囲である．中心星からの距離が短い場合，惑

らない点がある．それは液体の水を必要とするという星が受ける強い恒星放射により惑星表面の水は全て蒸ことである．液体の水は生命活動において必要不可欠

発してしまう．その反対に，中心星からの距離が長いな物質であることから，ハビタブルな惑星とは，まず場合には，惑星が受ける恒星放射が弱く，惑星表面を

液体の水を惑星表面に維持できる惑星と考えられてい十分に温めることができないため，惑星表面の水は全る．

て凍ってしまう．惑星表面に液体の水を維持するためには，恒星放射がある範囲内にある必要があり，惑星

1. 東京大学大気海洋研究所
2.ワシントン大学
koda@aori.u-tokyo.ac.jp

がそのような恒星放射を受ける領域がハビタブルゾー
ンと呼ばれる（図 1）．先行研究では，これらの条件の日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

中心星の有効温度 [K]84ことが知られている．恒星からの放射は，惑星の気候

7000
地球

6000
5000

を決める重要な外力であるから，恒星の進化を考慮し火星た大気進化を考えることが必要となる．現在の地球の大気では，地表面付近の水蒸気は，対流圏界面に運ばハビタブルゾーンれる間に凝結するため，大気上層への水蒸気の輸送が

4000
3000
1.2

制限され，対流圏界面で水蒸気混合率は最も小さくな
Trappist-1
dProxima Centauri bef

1.0 0.8 0.6 0.4中心星放射 [S/S0]

g

h

0.2

図1： 鉛直1次元放射対流平衡モデルで見積もられたハビタブル
ゾーン．Kopparapuらによる計算をもとに作成[2]．各点は惑星が受け取っている恒星放射と中心星の有効温度を示している．S0は現在太陽定数を表している．

境界値が定量的に議論されてきた．

2.1

ハビタブルゾーン内側限界（1）暴走温室の発生っている．この機構は，コールドトラップと呼ばれている．一方，恒星放射が大きいと，惑星表面温度が上昇し，対流圏界面が上昇する．その結果，飽和水蒸気
分圧が大きくなるため，水蒸気が凝結せず，コールドトラップが消失する．これにより，上層大気への水蒸
気輸送が起こる．大気上層の水蒸気は光解離し，その結果生じる水素が恒星からの極紫外線により加熱され，宇宙空間に散逸する．大気上層の水蒸気混合率が～3-3× 10 の場合，地球海洋水量を保持する惑星を想定す
ると，45 億年間で惑星表面の全ての水を失う．この時の大気上層での水蒸気混合率が達成された状態を湿潤温室状態と呼ぶ [1]．

表面に十分な水を保持し，大気が湿潤である惑星

まとめると，ハビタブルゾーンの内側境界は 2 つのでは，射出できる惑星放射に上限値（射出限界）が存在

境界が考えられている．1 つは，暴走温室状態によりすることがわかっている．通常，表面温度が上昇する

決まっている瞬間的な内側境界であり，もう 1 つは，とそれに応じて惑星放射も増加する．しかし，湿潤な

湿潤温室状態により決まっている連続的な内側境界で惑星の表面温度が高温になると，大気の鉛直構造が水ある．鉛直 1 次元放射対流平衡モデルでの見積もりで蒸気の飽和蒸気圧曲線に漸近する．この時，光学的厚は，暴走温室状態の発生は 1.06 S（S00：現在地球が受さが 1 付近（i.e., 実質的に惑星放射の大きさを決める領

け取る太陽放射）となり，湿潤温室状態の発生は 1.015域）の温度が一定となるため，惑星放射も一定の値とS0 となる [2]．両者の状態を発生させる恒星光度を比なり，惑星放射はこの値を超えることができない [3]．

べると，後者の方が小さい．よって，水を保持した惑

仮に表面に液体の水を保持する惑星が射出限界を超星は，恒星の光度進化に伴い，湿潤温室状態になり，える恒星放射を受け取った場合，惑星放射は射出限界

その後，暴走温室状態に陥ることになる．しかしながを超えることができないため，余ったエネルギーは惑

ら，湿潤温室状態の定義は惑星の保持する水量により星表面の水の蒸発に使われる．水蒸気は強い温室効果

決まっている．ここには，多くの先行研究で置いてい気体であるため，表面温度はさらに上昇し，水の蒸発

る，地球のような惑星という大前提が存在している．

を促進する．この結果，水が全て蒸発するまで表面温

よって，系外地球型ハビタブル惑星を考える上で，注度の上昇が続くことになる．このような状況を暴走温意が必要であるため，第 3 章で水量とハビタブルな気室状態と呼ぶ．このように，暴走温室効果が発生する

候の関係は議論することにしよう．

と，惑星表面から液体の水が失われる（i.e., ハビタブ
ルな環境から外れる）．したがって，惑星が射出限界に等しい恒星放射を受ける，中心星からの距離がハビ
タブルゾーンの内側境界となる．

2.2

ハビタブルゾーン外側境界

ハビタブルゾーンの外側境界は，惑星が全球凍結状態を免れ，温暖な環境（i.e., 惑星表面に液体の水が露出している状態）を維持できる最小の恒星放射を受け（2）湿潤温室効果の発生
太陽型の恒星はその年齢とともに光度を増大させる

る中心星からの距離として定義される [1，2]．しかし，先述した通り，大気中の水蒸気量は強い温度依存性を系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

85

持ち，この温度依存性によって水蒸気の温室効果には入れた GCM による計算も数例なされてはいるが，こ正のフィードバックが働くため，低い恒星放射条件でれらは主に地球史を想定した，比較的高い恒星放射条

惑星を温暖に保つことは困難である（例えば現在の地件を想定したものである．このため，ハビタブルゾー

球が受ける恒星放射でも，水蒸気以外の温室効果がな

ンの外側境界に関する議論は十分なされているとはいければ全球凍結状態になる）．そこで，先行研究では，えず，今後の課題となっている．

主に二酸化炭素（CO2）の温室効果を考慮して，ハビタ
ブルゾーンの外側境界の議論がなされてきた [1，2]．

3. ハビタブル気候の形成

大気中の CO2 分圧（pCO2）が増加すれば温室効果も強くなり，地表面温度が一定でも大気上端での惑星放，射は低下する．しかし，pCO2 が大きく（～10 bar）

3.1

惑星の水量とハビタブル気候の関係

飽和状態へ近づくと，惑星放射は一定値へ収束する．

従来，水を惑星表面に保持するハビタブル気候の推一方，pCO2 の増加は，可視領域のレイリー散乱を強定は，鉛直 1 次元気候モデルにより行われてきた．し化し，惑星アルベドの増加を伴う．こうした CO2 のもかし，近年，計算能力のめざましい向上に後押しされ，つ温室効果と冷却効果の競合により，CO2 の実効的な

3 次元大気大循環モデルによるハビタブル気候の検討

温室効果には上限が存在する．このような CO2 の温室がされはじめている．これらのモデルの最も大きな違効果が最大になる条件で，惑星を温暖に保つことがで

いは，1 次元気候モデルは空間的に均一な表面や水蒸きる恒星放射の値を最大温室効果限界と呼ぶ [1]．鉛

気分布を仮定しているのに対し，3 次元気候モデルは直一次元放射対流平衡モデルを用いると，pCO2 が 8

空間的に不均一な表面や水蒸気分布を考慮できる点に

bar の時に温室効果は最大となり，最大温室効果限界ある．こうした表面状態の不均一性は，特に惑星気候

は 0.343 S0 と推定されている [2]．

の季節変化を考慮する場合に，重要である．ここでは，ハビタブルゾーンの外側境界で仮定されているような，高 pCO2 かつ低温な環境下では大気上層で CO2 が表面の水分布の不均一性に注目し，ハビタブル惑星気候がどのように形成されているかを紹介する．

凝縮し，雲を形成することが予想される．CO2 雲は可

地球は全球的に繋がった海洋を持っており，惑星大

視放射を散乱する一方で赤外放射をほとんど吸収しな

気は湿潤に保たれている．前述の通り，このような全いため，強い冷却効果を持つ．このため，Kasting ら

球的に湿潤な惑星が強い恒星放射を受ける場合，惑星は CO2 雲の形成がハビタブルゾーンの外側の候補の一放射は射出限界を超えることができないため，暴走温つ（CO2 凝縮境界）であると考えた [1]．鉛直一次元放室状態に陥ってしまう．

射対流平衡モデルによると，CO2 凝縮境界は 0.53 S0 と一方，水量が少ない惑星を考えた場合，暴走温室の推定されている [1]．一方，近年の研究によると CO2発生条件が異なることが 3 次元 GCM を用いた数値計

雲は地表面からの放射を散乱し地表面へ戻すことで温算により明らかになってきた．水が少ない惑星の場合，室効果（散乱温室効果）を持ちうることが指摘されてい大気による水蒸気輸送によって，惑星表面温度が低い

る [e.g., 4]．CO2 雲の冷却効果と散乱温室効果のどちら

領域
（極付近）
に水が局在化する可能性がある．このよが卓越するかは雲の光学的厚さや粒径，分布によってうな，大気輸送で水が局在化した気候状態を陸惑星気決まる．仮に散乱温室効果を最大に見積もると，恒星候と呼ぶ．陸惑星気候では，赤道域の大気は乾燥する

放射が 0.17 S0 まで下がっても惑星は温暖に保たれう

ため，結果的に赤道域では射出限界より強い惑星放射ると推定されている [4]．

を放つことができる．このため，全球的に水で覆われ上記の通り，ハビタブルゾーンの外側境界についてた地球のような惑星より大きな恒星放射を受け取っては，主に CO2 雲の持つ温室効果の不確定性のために，

も，惑星表面に水を安定に維持できる．つまり，水の大きな不定性（0.17～0.53 S0）を持つ．こうした議論を少ない惑星の方が広いハビタブルゾーンをとることが進めるためには，従来のような鉛直一次元モデルによできる [5]．

る議論ではなく，雲の形成やその温室・冷却効果を取最近の結果から，陸惑星気候の内側限界には惑星表り扱える高次元のモデルが必要である．CO2 雲を取り面の水分布が重要であることがわかってきた．これは，

86

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

70
60
50

1.8
1.7

中心星放射 [S/S₀]

ドライエッジ緯度 [°]

80

1.9

ハドレー循環の幅

90

1.6
1.5

40

1.4

30
20

10 海惑星

1.3
陸惑星

1.2

1.1
1.0
0
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
水輸送緯度 [°]

図2： 暴走温室限界と水分布の関係．惑星表面の水分布を水輸送緯度として与え，その後大気中の水蒸気輸送を計算し，降雨により地表が湿潤になった境界をドライエッジ緯度とした(図中の米印)．ドライエッジ緯度が0度の場合は，惑星表
面が赤道まで湿潤になったことを意味している．破線は，各水分布における暴走温室限界における中心星放射を表している．

る水を増やす実験をした場合，ハドレー循環の幅まで水が張り出すためには，現在の地球の海洋水量の約
16

1%
（～10

3

m ）が必要であることがわかった．金星の地形を仮定した場合には，地球地形と同じような水量で水分布がハドレー循環に達する．一方，火星地形を143仮定すると，臨界の水量は約 10 m となる [6]．
このように，水分布は惑星の地形と水量に強く依存
し，また水分布によってハビタブルゾーンの境界も大きく変化する．つまり，ハビタブルゾーンはシャープな境界を持つ領域ではなく，惑星の個性を色濃く反映したブロードな境界を持つ．
このように近年 GCM を用いた気候推定がされ始めているが，3 次元大気大循環モデルにも注意しなくてはならない点がある．それは，大規模な計算にとって宿命である，計算コストの問題である．そのため，現2状では，短期間（～10 年）の積分で解が得られるような計算が主に行われており，暴走温室状態の条件の見積もりはされてきているが，長期積分が必要な全球凍結状態の条件の見積もりはあまり報告されていないの

大気を湿潤にするためには，降水フラックスより蒸発が現状である．3 次元大気大循環モデルを用いた検討

フラックスが大きな地域に液体の水が存在することがによって，明らかになる惑星の非一様性は地球型惑星

必要であるからである．経度方向に一様な水分布を仮の持つ多様性を色濃く映し出すため，これから期待で定した GCM 計算によると，水分布の下端緯度の増加きる分野である．

（i.e., 水が極域に局在する）に従い，暴走温室限界は約1.3 S0 から 1.8 S0 まで増大することがわかった（図 2）[6]．
これらの値は，先行研究により調べられてきた海惑星

3.2

炭素循環による温暖な環境の維持とその限界

気候での暴走温室限界と陸惑星気候での暴走温室限界

先述の通り，従来考えられてきたハビタブルゾーンに，それぞれ対応する．1 次元モデルで予想された暴の外側境界は，大気中に十分量の CO2 が存在すること

走温室限界は 1.06 S0 であるが，3 次元大気循環モデルを仮定して議論がなされてきた．一方で，たとえハビから見積もられた暴走温室限界は，大気中の水蒸気のタブルゾーンの中に惑星があったとしても，pCO2 が不飽和領域のため，大きな値（約 1.1 S0）をとることが低ければ，惑星は全球凍結状態となる．つまり，ハビ

わかっている．図 2 では，海惑星の暴走温室限界は 1.3

タブルゾーン内の惑星の気候を考えるためには，大気S0 と見積もられているが，これは，少ない水量での暴中の温室効果気体（ここでは CO2）の量の変動メカニズ

走温室限界を見積もるために，表面のアルベドと熱容

ムを理解することが重要である．

量を砂漠の値を用いているから生まれた違いである．

地球を考えると，大気中 CO2 量は炭素循環を通じ

また，海惑星気候と陸惑星気候の境界はハドレー循環て変化してきたと考えられている [e.g., 7]．炭素循環の幅により決まっていることがわかった．これは，水において，CO2 は火山活動を通じて大気に供給され，分布の最も低緯度の端で蒸発した水蒸気がハドレー循

ケイ酸塩の風化（e.g., CaSiO3 + CO2 + H2O -> Ca

2+

+

-

によって大気から除去される．この反環により赤道域まで運ばれ，大気を湿潤にすることで， 2HCO3 + SiO2）
2+

惑星放射を射出限界以下に制限していることによる．

応で生じた重炭酸イオンは海洋底に沈殿し（e.g., Ca

惑星表面の水分布は，惑星の水量と惑星の地形に強+ 2HCO3 -> CaCO3 + CO2 + H2O）
，海洋底プレート

く依存している．地球の地形を仮定し，表面に存在すの沈み込みに伴ってマントルに取り込まれ，あるいは-

系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

100
10

供給率
A

0

除去率

C
B

C’

2
4
6
時間 [Myr](c)

地表面平均温度 [K]

全球
凍結

全球凍結

1
0.1
0

(b)

B’

pCO2 [bar]CO2フラックス [FD0]

(a)

8

B’

320

全球
凍結

全球凍結

280

C
B

240
0

A

C’

2
4
6
時間 [Myr]

8

87

全球凍結

0.1

B

全球
凍結

0.05
0

A

0

C

2
4
6
時間 [Myr]8

図3： 全球凍結サイクルにおける，（a）ケイ酸塩風化によるCO2除去率（実線）と火山活動によるCO2の供給率（破線），（b）
大気中CO2分圧（pCO2），および（c）地表面平均温度の変化．
日射量は0.9 S0，脱ガスによるCO2の供給率は現在の地球の25%を仮定した．全球凍結中はケイ酸塩風化が停止しCO2の除去率が0になる一方，火山活動に伴うCO2の脱ガ
スは継続するため（図a中の点Aから点B），pCO2および地表面温度が増加する（図b，c中の点Aから点B）．地表面温度の上昇によって全球に広がった氷床が融解を始めると，
氷アルベドフィードバックにより地表面温度は一気に上昇する（i.e., 気候ジャンプ; 図c中の点Bから点B’）．地表面に液体の水が露出している間は，ケイ酸塩風化によるCO2の除去が火山活動によるCO2の供給を卓越するため（図a中の点B'から点C），pCO2および地表面温度は急激に減少する（b，c中の点B'から点C）．この地表面温度の減少に伴い氷床が拡大していくと，最終的にまた氷アルベドフィー
ドバックにより，全球凍結状態へ戻る（図c中の点Cから点C'）．

島弧火山の噴火を通じて大気中へと再放出される．こ

温暖な環境が維持されてきたことや，また少なくともうした一連のプロセスのうち，火山活動は地表面温度3 度あった全球凍結イベントにおいて全球凍結状態かに対して不変である一方，化学反応であるケイ酸塩のら脱出できたことには，炭素循環のウォーカーフィー

風化は強い地表面温度依存性を持つ．このように大気

ドバックが重要であったと考えられている．

中 CO2 の供給・除去プロセスの地表面温度依存性の違

従来の研究では，炭素循環とその負のフィードバッ

いがあるため，炭素循環はウォーカーフィードバック

クを仮定することで，ハビタブルゾーン内の惑星は温と呼ばれる負のフィードバックを持つ [7]．たとえば，

暖に保たれると考えられていた [e.g., 1]．しかし，近平衡状態から地表面温度が低下した場合，ケイ酸塩風

年の研究により，炭素循環が持つ，惑星を温暖に保つ

化に伴う大気からの CO2 の除去速度は低下する．一方， メカニズムにも限界があることが指摘されるようにな
火山活動による大気への CO2 の供給速度は一定である． った [e.g., 9]．炭素循環を仮定した場合，pCO2 は CO2
CO2 の供給が除去に卓越することで，pCO2 は増加し，の供給率に応じて変化する．つまり CO2 の供給率が小温室効果が強化され，地表面温度は平衡状態へと収束

さければ，pCO2 も小さく，相対的に惑星も寒冷化する．

する．また，ケイ酸塩風化には液体の水が関与するこ（i.e., pCO2 が小さい），惑
ここで CO2 の供給率が小さくとから，全球凍結状態ではケイ酸塩風化が停止すると星を覆う氷床が低緯度まで発達し，氷アルベドフィー

考えられる．一方，火山活動は全球凍結状態でも続くドバックによって惑星が全球凍結状態へ遷移する（気ため，結果的に大気中に CO2 が蓄積し，全球凍結状態

候ジャンプする）状況を仮定する．全球凍結状態に遷から脱出することができる [e.g., 8]．地球史を通じて，移する時間スケール（100～1000 年）はウォーカーフィ

88

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

ードバックによる pCO2 調節の時間スケール（～10 万

メタンの温室効果で惑星表面が温暖に保たれることも年）に比べ短いため，ウォーカーフィードバックでは想定される．こうした CO2 以外の気体の温室効果は，

この気候ジャンプを止めることができない．全球凍結

地球史における暗い太陽のパラドックスの観点から議状態中はケイ酸塩風化が停止するため大気中に CO2 が論がなされてきている．しかし，ハビタブルゾーンの蓄積し（図 3 中の点 A から点 B），いずれ全球凍結状態

境界に対する影響はまだ明らかでない．

から脱出する（図 3 中の点 B から点 B'）．しかし，温暖

地球
（型惑星）
と異なる大気という観点からは，高いな環境下では低い CO2 の供給率に対し，CO2 の除去率

大気圧がハビタブルゾーンの外側境界に与える影響がが卓越しているため，惑星は再度寒冷化し（図 3 中の議論されている．例えば，窒素が大気中に現在の 10

点 B' から点 C），全球凍結状態へと気候ジャンプする

倍ある場合，その高い大気圧によって H2O や CO2 の吸（図 3 中の点 C から点 C'）．このように，CO2 の供給率

収線が広がり，これらの気体が持つ温室効果が強くなが小さい場合には，惑星は温暖な気候を維持することるため，ハビタブルゾーンの外側境界は 0.01 S0 小さができず，全球凍結状態と温暖な気候状態の間を振動

くなると予測されている [1]．また，より顕著な例とするリミットサイクル（全球凍結サイクル状態）に陥る．

して水素大気の持つ温室効果に基づく議論がある [11]．

温暖な気候を維持できる CO2 の供給率の閾値は，恒星

水素は，二原子分子であり吸収は弱いが，高圧環境下

放射や大陸分布，海陸比などの条件によって変化する

では衝突誘起吸収を起こす．仮に水素が 10 bar あるが，例えば現在の地球を想定すると，現在の地球のとすると，恒星放射が 0.01 S0 でも惑星表面は温暖にCO2 の 供 給 率 の 1/10 程 度 で あ る と 考 え ら れ て い る

保たれる [11]．

[e.g., 9]．
このように，炭素循環が機能していても惑星が温暖

3.4

二酸化炭素大気の崩壊とその影響であるとは限らない．しかし，そもそも“全球凍結状

ハビタブルゾーンの外側境界に関し，CO2 雲が大き態にある惑星がハビタブルでないか”に関しては議論

な不確定性の要因となっていることは既に述べたが残る．全球凍結状態にある惑星も，惑星内部からの[e.g., 1，4]．こうした大気上層における CO2 の凝縮に加熱により数十億年にわたって，氷床下部に内部海を維（i.e., CO2 氷床の形成）
え，地表面における CO2 の凝固持していると予想される [10]．地球史の全球凍結イベ

も，ハビタブルゾーンの外側境界に影響を与える可能

ントでも生き物が生きながらえていることを考えると， 性がある [e.g., 12]．何故ならば，特に CO2 が昇華する
このような内部海に生き物が存在することは否定でき

ような低 CO2 分圧環境下（pCO2 < 5.2 bar）において，ない．また，このような全球凍結中の内部海で生存し

地表面温度が CO2 の凝固点を下回ると，CO2 氷床の形ていた生き物は，全球凍結サイクル中の温暖な気候で大気中の CO2 分圧）が低下する
成によって pCO（i.e.,2

ある期間には惑星表面に露出しているかもしれない．

（大気崩壊が起こる）
からである．このような環境では，

ただし，全球凍結サイクルにおいて，温暖な気候状態

例えば火山活動によって CO2 が大気に供給されたとしにある期間は全球凍結状態にある期間に比べ，典型的て も， そ の CO2 は 速 や か に 凝 固 し て し ま う た め，には 1/10～1/100 程度と短い．したがって，仮に全球（ただし，
pCO2 が増加することが困難になる [e.g., 12]．

凍結サイクル状態にある惑星を観測したとしても，実pCO2 増加による温室効果の強化によって，CO2 氷床際に観測できるのは全球凍結状態にある惑星であろう．

が暴走的に融解する可能性もあることに注意．
）

3.3

二酸化炭素以外の温室効果，まCO2 の凝固点は低く（pCO2 = 2 bar で～200 K）
た pCO2 が高ければ大気による顕熱輸送の効率もよく

ここまで，CO2 の温室効果に基づいてハビタブルゾ

なる（i.e., 赤道 - 極間の温度差が小さくなる）ため，温ーンの外側境界の議論を行ってきた．これは，地球を暖な環境下における CO2 氷床の形成は考えにくい．一

はじめとする地球型惑星において CO2 が大気中の主要方，全球凍結状態にある惑星では CO2 氷床の形成が予成分であることに基づく．しかし，例えば初期地球で想されている [e.g., 12]．水の氷床と CO2 の氷床が共存想定されるような還元的な大気環境下では，現在のタしている状態では，両者の密度の差によって CO2 氷床

イタンのようにメタンも大気の主成分の一つであり，は速やかに（＜ 10 年）水の氷床の下部に潜り込み，大4系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

惑星が CO2 脱ガス率の低下によって全球凍結状態に陥る可能性は十分考えられる．また，中心星進化に伴う水〜〜ている [e.g., 12]．先述の通り，ハビタブルゾーン内の(には，0.67 S0 以上の恒星放射が必要であると予想され

海
暴惑
走星
温の
室
効
果
の
発
生

量

ハビタブルゾーンの移動により，進化過程でハビタブ
ルゾーンに入った惑星は，初期状態が全球凍結状態である．こうした惑星が温暖な状態に遷移するためには，

陸惑星

〜
〜

従来のハビタブルゾーンの外側境界（0.34 S0）よりも高い恒星放射が必要である．つまり，ハビタブルゾーンの実効的な外側境界は，従来考えられていたよりも厳しい条件なのかもしれない．ただし，CO2 氷床が形成されるかどうかは南北方向の熱輸送効率や自転軸傾斜に強く依存している．例えば，この熱輸送効率が高い

陸
惑
星
の

)

)

〜
〜

点を考慮すると，惑星が全球凍結状態を脱出するため

暴走温室限界

大規模な
水素の散逸

CO2 の暴走的な融解も起こりづらくなる．このような(気と CO2 氷床が遮断されてしまう [e.g., 12]．このため，

89

海
惑
星

陸
惑
星

時間 (光度増加)

図4： 海惑星から陸惑星への進化の概念図．初期水量が大きい場
合，暴走温室効果の発生までに十分な水量を減らすことができないため，海惑星は陸惑星に進化することができない．
一方，初期水量が少ない場合は，十分に水量を減らすことができるため，海惑星から陸惑星へ進化することができる．

（e.g., 背景大気圧が大きく顕熱輸送効率が良い）場合には，同じ恒星放射・pCO2 条件でも極域の温度が高く駆動し，ハビタブルな期間を延ばすものである可能性なるため，CO2 氷床が形成されにくくなる．このため， があることが示されている [13]．
上記のような条件によって，この境界（0.67 S0）も変化することに注意しなくてはならない．

3.5

ハビタブルゾーンの移動と進化

ハビタブルゾーンの外側境界も，内側境界と同様に，中心星の光度増大によって外側に移動しすると考えられてきた [e.g., 1]．しかし，全球凍結惑星がハビタブ
ルゾーン外側境界に相当する恒星放射を受けたとして恒星は主系列の間，年齢に伴いその光度を増大させも，ハビタブルな状態に遷移できるわけではないことる．その光度増大に伴いハビタブルゾーンの内側境界を考慮すると，中心星光度増大がそのまま外側境界のは外側に移動すると考えられている [e.g., 1]．つまり，移動につながるわけではないかもしれない．このようハビタブルゾーン内に位置している液体の水を表面にな場合の極端な例として，全球凍結から温暖な気候へ持つ惑星は，前述したように湿潤温室状態になり，その気候ジャンプがおきないと仮定し，外側境界は形成の後暴走温室状態に陥ってしまう．しかしながら，気直後の位置から移動しない（i.e., 内側境界の進化に伴候の進化を考慮した場合，惑星の水量によってはハビいハビタブルゾーンが時間と共に狭くなる）という進タブルな環境を維持する可能性がある．

化パターンも提案されている [e.g., 1]．より現実的には，中心星の進化（光度進化・極紫外線進化）と水の損失

炭素循環の負のフィードバックや CO2 氷床の形成など，を考慮し，鉛直一次元放射対流平衡モデルを用いて大気候ジャンプを起こす・妨げる要因を考慮した検討が気中と表面の水量を見積り，惑星の気候の進化を検討必要である

した結果，比較的少ない水量（地球海洋水量の約 10%）を保持している惑星は水の散逸により海惑星気候

4. 系外ハビタブル惑星の現状の理解から陸惑星気候へ進化することでハビタブルな期間を延ばす可能性があることがわかっている
（図 4）
．一方

ここまでは，惑星のハビタブルな気候の境界についで，それより多くの水を保持している惑星は大規模なてレビューしてきた．本章では，現在検出されている

水の散逸を経験したとしても，暴走温室状態に陥って惑星がハビタブル気候を持つ可能性について議論すしまう．大規模な水の散逸は，惑星のハビタビリティ

る．

を壊すものであると考えられてきたが，気候の進化を

90

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

4.1

TRAPPIST-1系の惑星

取ったエネルギーの再分配が関係しており，今後の詳細な検討が待たれる．

TRAPPIST-1 系は，ハビタブル惑星を保持していTRAPPIST-1 系でハビタブルな環境を保つことにる と 考 え ら れ る， 最 も 注 目 さ れ て い る 系 で あ る．

適している惑星（ハビタブルな環境を形成するために

TRAPPIST-1 は，有効温度が 2550 K で質量が太陽質

条件が少ない惑星）は，TRAPPIST-1 d と e である．

量の 0.09 倍の恒星であり，7 つの惑星を持つことがわ

TRAPPIST-1 d は同期回転惑星のハビタブルゾーンのかっている．これら惑星の半径は地球半径の約 0.72 倍

内側境界付近に位置している．このため，アルベドがから約 1.13 倍である．

高く，厚い雲を恒星直下点に持っているような場合や，

このような低質量の恒星の進化は太陽型星と大きく水の分布によっては，惑星表面に海洋を持つ可能性が異なり，前主系列段階における強烈な光度と紫外線強ある．TRAPPIST-1 e は，水蒸気以外の温室効果気体度という特徴を持つ．こうした強烈な光度と紫外線強を必要とせずに液体の水を惑星表面に維持することが度のため，この惑星系の 7 つの惑星は初期に暴走温室できると推定されている．このため，成層圏メタンの状態にあり，形成後の数百万年間の間で数地球海洋水

吸収や光化学により作られるヘイズによる高い惑星ア量を失ったと考えられる．こうした水の散逸により，ルベドのような反温室効果がなければ，表面に液体の残留酸素が大気中に蓄積していると予想される．

水を維持することができると考えられている．

TTVs（Transit-timing variations）観測による惑星のバルク密度の推定から，これらの惑星は地球型惑星か
揮発性物質に富んだ組成であることが示唆されている．

4.2

Proxima Centauri b

Proxima Centauri は，太陽に最も近い恒星であり，

一方，TRAPPIST-1 系の惑星の軌道が軌道共鳴に近ハビタブルゾーン内に惑星（Proxima Centauri b）
を保いという事実を考えると，親星から遠い場所で形成さ持していることが知られている．

れ，その後，現在の位置に移動してきたのだろう．

Proxima Centauri b の軌道が円軌道だと仮定した場

つまり，惑星はスノーラインを越えた場所で形成さ合，惑星は潮汐固定されている可能性がある．しかし，れ，初期の大規模な大気散逸を経験してもなお，揮発Proxima Centauri 系は若く，公転軌道が円になるに性物質に富んだ惑星の組成を我々に示しているというは 不 十 分 で あ る こ と を 考 え る と，3：2 の spin-orbit

ことになる．

resonance になっている可能性もある．今後の観測で以下では，それぞれの惑星に対し，ハビタブルな環
境を維持する条件について検討した結果を紹介する[14]．まず，TRAPPIST-1b と c は，惑星が受け取る恒は，Proxima Centauri b の場合は大気組成と水量に加え自転周期も重要になる．
Proxima Centauri b が同期回転していた場合，背景星放射が大きいため，全球的に繋がった海洋を維持す

大気に 1 気圧の N2 を仮定すると，表面に存在する水

ることはないと考えられる．

量が地球の海洋水量の 60 % よりも多ければ，液体の一方，TRAPPIST-1 f，g，h は，これらの惑星が受

水が恒星直下点に存在することが示されている [15]．

ける恒星放射が弱いため，ハビタブルな環境を維持す

また，1 気圧の二酸化炭素が大気中に存在している場

るためには，温室効果気体の存在が海洋の保持に欠か合は，夜面であっても液体の水を保持することができせない．TRAPPIST-1 f と g は火星よりわずかに大きると考えられる．一方，水量がそれよりも少ない場合，いため，数気圧の二酸化炭素大気を保持することが可

夜面への水輸送により夜面で氷として蓄積することが能である．これらの惑星が仮にハビタブルな環境を維予想される．この場合には，惑星表面での液体の水の持しているとすれば，初期火星のような気候であると存在は，昼 - 夜面境界付近での氷床の流動により決ま想像される．

る．しかし，この点に関し，詳細な検討はされていな

TRAPPIST-1 h の夜面では，CO2 の凝結が起こる可能性がある．この惑星は質量も小さく低温なことから，

い．
一方，同期回転していない場合は，約 10 m bar のハビタブルな環境を作るのは難しそうである．しかし， 二酸化炭素かつ 1 bar の N2 があれば，全球凍結状態に実際に凝結が起きるかどうかについては，昼面で受け陥ることはないと推定される．

系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋91

たします．ハビタブル惑星とは，地球型惑星が持つ特5. まとめと将来課題

徴の 1 つであるため，これまで私たちは多くの人と議論を交わし，アドバイスをいただきてきました．我々

系外惑星科学の 1 つのゴールは，系外惑星におけるにハビタブル惑星とは何か ? 地球とは何か ? という疑ハビタブル惑星や生命の検出である．慣例的に，ハビ

問を常に投げかけてくれた阿部豊先生に感謝いたしま

タブル惑星は，ハビタブルゾーンという概念を用いてす．まだ我々はその十分な答えを持っていませんが．

検討されてきた．ハビタブルゾーンは，惑星表面に液これからも近づけるように研究していこうと思います．

体の水が安定に維持することのできる中心星からの距離の範囲である．ハビタブルゾーンの内側境界は，暴

参考文献

走温室効果と湿潤温室効果の発生で決まっている．一方，外側境界は，二酸化炭素の温室効果の限界で決ま[1] Kasting, J. F. et al., 1993, Icarus 101, 108.

っている．しかしながら，この検討には，暗に『常に[2] Kopparapu, R. K. et al., 2013, ApJ 765, 131.

表面が湿潤な惑星』という仮定がある．地球に比べ少[3] Nakajima, S. et al., J. Atmos. Sci. 49, 2256.

ない水量を保持する惑星の場合，乾燥領域から強い惑

[4] Mischna, M. A. et al., 2000, Icarus 145, 546.

星を射出できるため，海惑星に比べ大きな暴走温室限[5] Abe, Y. et al., 2011, Astrobiology 11, 443.

界をとることができる．また，炭素循環とその負のフ[6] Kodama, T. et al., 2018, JGR:planets 123, 559.

ィードバックは惑星の気候を温暖に保つ機能を果たし[7] Walker, J. C. G. et al., 1981, JGR 86, 9776.

ていると考えられていたが，そのメカニズムにも限界[8] Kirschvink, J. L., 1992, in The Proterozoic Biosphere,があることがわかってきた．よって，単にハビタブル

57.

ゾーンに位置している惑星であってもハビタブルな環[9] Kadoya, S. and Tajika, E., 2014, ApJ 790, 107.

境かどうかはわからなくなってきている．加えて，大[10] Tajika, E., 2008, ApJL 680, L53.

気組成の不確定性も考慮すると，まだ我々のハビタブ[11] Pierrehumbert, R. and Gaidos, E., 2011, ApJL 734,

ル惑星の理解は水を保持する惑星の多様性を十分包括

L12.

するほど，進んでいないことがわかる．系外惑星の検[12] Turbet, M. et al., 2017, EPSL 476, 11.

出数の増大に伴い，潜在的にハビタブル惑星と考えら[13] Kodama, T. et al., 2015, ApJ 812, 165.

れる天体の検出が増大してきている．このため，”
地球[14] Turbet, M. et al., 2018, A&A, accepted,のような惑星”を検出する日は，刻々と近づいている

DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/201731620

ことは確かである．しかしながら，地球と似て非なる[15] Turbet, M. et al., 2016, A&A 596, A112.

物理プロセスにより気候が決まっているその”地球のような惑星”を十分に理解するには，まだまだ検討すべき課題が多く残っている．具体的には，大気組成の進化を考慮する場合に挙げられるような，惑星内部の進化（熱史）や大気散逸を伴う大気進化である．また，数値計算の問題から系統的な検討がされていないため，
気候レジームがどう決まっているかは明らかでない．
ハビタブル惑星の気候の形成を明らかにすることが，ハビタブル惑星の検出に重要なステップになるだろう．

謝 辞
本稿の執筆機会をいただき，また本稿に対し有益なコメントをいただいたことを，成田憲保博士に感謝い