生命存在可能領域の新しい見積もり：
Kopparapu et al (2013)のレビュー
Kopparapu et al (2013) Habitable zones aroundmain-sequence stars : New estimates,
Astrophysical J., 765, 131

石渡正樹（北大・理）
2013年06月05日 WTKオンラインセミナー

Habitable Zone
• Habitable zone とは：
CO2-H2O-N2大気を持つ惑星が表層に液体の水を保持することのできる恒星の周りの領域– Huang (1959), Hart (1978), Kasting et al (1993)…

• 今後の探査計画のことを考えるとM型星の周りのHZの見積もりが重要– James Webb Space Telescope (JWST)2018年打ち上げ
M型星周りの地球的な惑星のスペクトルをとることができるかもしれない（トランジット観測）

HZの幅を決める条件• これまでのHabitable zone の幅の見積もりはKasting et al (1993)に基づく• HZの内側境界– Water loss limit (moist greenhouse limit)：
地球の年令で地球海洋が散逸するほど成層圏H2O量が増える条件（実際にはH2O が光分解されてHが散逸）– Runaway greenhouse limit:
暴走温室状態が発生する条件• HZの外側境界– Maximum greenhouse limit：
CO2大気を持つ惑星において表面温度が273Kとなる条件

この論文の目的• Kasting et al (1993) のアップデート• Kasting et al (1993)は古い– 赤外域におけるH2O, CO2 の吸収計算にバンドモデルを使用– CO2の衝突吸収(CIA)を過大評価している(Halevy et al,2009; Wordsworth et al, 2010)– 恒星スペクトル型で低温側が物足りない：Teff=37007200

モデル• 大気構造仮定– 内側境界の計算：
H2O主成分大気を考える
Ts=200-2000K, 等温成層圏（200K）
湿潤断熱線を表面から成層圏まで伸ばす– 外側境界の計算：
CO2主成分大気を考える
Ts=273K固定
CO2の凝結が起こった高度から潤断熱線を伸ばす。
pCO2=1-37.8 気圧• 放射計算：新しく計算した吸収係数を使用• 表面温度を与えて外向き赤外放射を計算する• 雲無し• 鉛直層数：101(層数を増やした計算も実施)

放射計算の改良点• KSPECTRUMでk分布の吸収係数を計算– KSPECTRUM: http://code.google.com/p/kspectrum/– HITRAN2008とHITEPM2010のデータベースを使用– H2Oの連続吸収に関しては、BPS formalism(Paynterand Ramaswamy, 2011) を使用• 水蒸気によるレイリー散乱を「ちゃんと」入れた– Kasting et al (1993) で使われていたのは空気の式• CO2のCIAの計算を改良– Cruszka and Borysow (1997), Baranov et al (2004),
Halevy et al(2009)のパラメタリゼーションを使用• 恒星放射– Teff=2600-7200K– スペクトル分布はBT Settl (Allard et al, 2003, 2007)

モデル検証（2.2節）• Line-by-line計算との比較をおこなう– 2気圧のCO2大気の場合
Ts=250K,太陽定数：38億年前の火星条件– 6.5気圧のN2-H2O大気の場合
Ts=400K, 太陽定数：現在の地球条件• Line-by-line 計算– SMART(Spectral Mapping Atmospheric RadiativeTransfer; Robinson et al, 2011)を使用• D. Crisp により開発• H20の連続吸収：CKD continuum (Clough et al, 1989)を使用• 鉛直総数：70層

Line-by-lineとの比較：CO2大気図の修正前には、波長積分したOLRの違いは667cm-1の振動帯の吸収が違うため、と言っている

Kopparapu et al (2013)erratum Fig.1

Line-by-lineとの比較：H2O大気
Kopparapu モデル OLR=285W/m2
400K 黒体放射
SMART OLR=297W/m2

波長積分したOLRの違いは800-1200cm-1と300-600cm-1域で生じている、と言っている

Kopparapu et al (2013) Fig.2

HZの内側境界（3.1節）• H2O主成分大気に関する計算を実施• 多分、現在の地球大気と同量のCO2, N2が入っている• Ts=200-2000K, 等温成層圏（200K）
湿潤断熱線を表面から成層圏まで伸ばす• 太陽定数：1360W/m2• 放射計算にはHITEMP2010を使って計算した吸収係数を用いる• 表面アルベド：0.3 (雲が無い分、大きめに設定)

惑星放射と短波放射
下層大気が可視域・NIR
で射出
291W/m2で頭打ち
264W/m2で頭打ち。
レイリー散乱のため

Kopparapu et al (2013) Fig.3a惑星アルベド
4 FSOLAp = 1 −S0

Kastint et al(1993)では、およそ0.35だった
Kopparapu et al (2013)Erratum Fig.3b

Effective solar flux
4 FIR
FIR
S eff ==FSOL S 0 (1 − Ap )暴走温室限界と水消失限界が決まる

Kastint et al (1993)
よりも早く暴走。
短波吸収増えたため
Kopparapu et al (2013) Fig.3c

水蒸気の鉛直分布
成層圏のH2O量が急激に増加

Kopparapu et al (2013) Fig.3d

HITRANとHITEMPの比較(3.2節)
FIR
連続吸収無し連続吸収を入れないと水消失限界
も暴走限界
も太陽に近づく

連続吸収有りKopparapu et al (2013) Fig.4

HZの外側境界（3.3節）• CO2主成分大気に関する計算を実施• Ts=273K,
CO2の凝結が起こった高度から潤断熱線を伸ばす。
154Kとなる高度より上層では等温とする• pCO2=1-37.8気圧• 太陽定数：初期火星条件?
• 表面アルベド：0.2?

惑星放射と短波放射
レイリー散乱が増えるため単調減少

Kopparapu et al (2013) Fig.5a

惑星アルベド

Kopparapu et al (2013) Fig.5b

Effective solar flux
4 FIR
FIR
S eff ==FSOL S 0 (1 − Ap )pCO2=8気圧で最小値最大温室限界が決まる
Seff=0.325
Kopparapu et al (2013) Fig.5c

HZの境界位置
HZ 内側境界

HZ 外側境界Moist
Runaway
Recentgreenhouse greenhouse Venus

Maximum
Early Mars
greenhouse

Kopparapu
et al (2013)

0.99AU

0.97AU

0.75AU

1.67AU1.77AU

Kasting etal (1993)

0.95AU

0.84AU

0.75AU

1.67AU

1.77AU

Kopparapu et al (2013) Erratum Table 1• Recent Venus: 10億年前の金星条件– 金星表層では10億年前には液体の水は無かった
Solomon and Head (1991)• Early Mars:38億年前の火星条件– 火星表層では38億年前には液体の水が存在した

地球とは異なる条件下にある惑星のHZ(3.5節)• 1気圧のN2を含む大気
内側境界

外側境界

Moist
greenhouse

Runawaygreenhouse

Maximum
greenhouse

火星サイズ

1.035AU1.033AU

1.72AU

地球

0.99AU

0.97AU

1.70AU

スーパーアース

0.94AU

0.92AU

1.67AU

pCO2=5.2×10-3

1.00AU

0.97AU-

pCO2=5.2×10-2

1.02AU

0.97AU-

pCO2=5.2×10-1

1.02AU0.97AU-pCO2=5.20.99AU

0.97AU-

重力小さいとHZが外側へ重力大きいとHZ広がる太陽以外の恒星周りのHZ（4節）• 恒星スペクトルのデータ：”BT Settl” grid of models(Allard et al., 2003; 2007)を使用– 波長域：0.23-4.54μm– 温度範囲：2600-70000K• ここでの計算では、Teff=2600-7200K• 内側境界、外側境界の計算ともこれまでと同様の設定だと思われる

太陽以外の恒星のHZ内側境界
惑星アルベド有効恒星放射Seff

Kopparapu et al (2013) Erratum Fig. 6a
Kopparapu et al (2013) Fig. 6b

太陽以外の恒星のHZ外側境界
惑星アルベド有効恒星放射Seff

Kopparapu et al (2013) Fig.6c, d太陽以外の恒星のまわりのHZSelsis et al(2007)との比較
モデルにより内側境界がかなり違う

Kopparapu et al (2013) Fig.7a

連続生命存在可能領域

CHZ：50億年
ハビタブルな領域
恒星進化モデル：
Baraffe et al(1998)

Kopparapu et al (2013) Fig.7b

観測された惑星との対応
破線で挟まれた領域は、恒星の型によらずハビタブル
この領域に２つの惑星が入っている

Kopparapu et al (2013) Fig.8

前ページ図の修正版

Erratumの係数を使って計算し直したもの

観測された惑星との対応(webの図)

http://depts.washington.edu/naivpl/content/hz-calculator

（質量, 入射量)面における分布
Explanet.orgのデータをプロット
地球型惑星として0.3-10MEを考える

Kopparapu et al (2013) Fig.9

Kopparapu et al の結論• 太陽まわりのHabiitable zone:0.99AU (water loss limit)～ 1.67AU(maximum greenhouse limit)• 生命存在可能条件を考える指標として、有効恒星放射Seff を使うのが良い(惑星の有効放射温度はよろしくない)• 議論の部分（5節後半）では以下も言っている– 今後の探査計画においてHZ限界を考える場合、waterloss limit とmaximum greenhouse limit を使うべき– 離心率など軌道要素が変わる場合は結果が変わるかも– 雲は問題だ

感想• やはり雲に関する検討が重要？
• 高温星の周りのIHZは water loss limit が規定。
成層圏の水の量・分布に関する検討も重要？

参考文献• Kasting et al (1993) Habitable Zones around
Main sequence stars. Icarus, 101, 108-128.
• Kasting (1988) Runaway and moist
greenhouse atmospheres and the evolutionof Earth and Venus. Icarus, 74, 472-494• Kopparapu et al. (2003) Habitable zones
around main-sequence stars : Newestimates, Astrophysical J., 765, 131-146• Selsis et al. (2007) Habitable planets aroundthe star Gliese 581? A&A, 476, 1373-1387

CHZ

http://depts.washington.edu/naivpl/content/hz-calculator

Kasting et al (1993)のCHZ

Kasting et al (1993) Fig.15

Line-by-lineとの比較：CO2大気

OLRの違いは667cm-1の振動帯の吸収が違うため、と言ってい旧版
Kopparapu et al (2013) Fig.1

惑星アルベド
4 FSOLAp = 1 −S0

旧版

Kopparapu et al (2013) Fig.3b太陽以外の恒星のHZ内側境界

旧版
Kopparapu et al (2013) Fig.6a, b