海洋惑星
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エウロパ内部の図表
海洋惑星と2つの衛星の想像図
この言葉は単に「海を持つ惑星」という意味でも用いられるが、当記事では前述の特徴を持つ惑星について記述する。
概要
惑星系の外側で形成される原始惑星は、岩石のほかに大量の水を氷の状態で含んでおり、これが何らかの事情でハビタブルゾーン内に移動して融解することで海洋惑星となる。古典的な惑星形成論では惑星の軌道を固定されたものと考えてきたが、恒星の近くを周回する系外惑星が多数発見された現在では、一般的な現象として惑星の移動が起きていると受け止められるようになった。原始惑星の移動で海洋惑星が形成されるという発想もこのような認識の変化の中で登場したものである。海洋惑星についての初期の議論は2003年に Marc Kuchner や Alain Légerが行なったものがある[1]。
大気の必要性
水が長い期間存在するためには恒星のスペクトルが M K G型（それ以降は、ハビタブルゾーンの移動が早い）で、惑星あるいは衛星がハビタブルゾーンに位置し、磁気圏および十分な重力を保有している必要がある[2][3][4][5]。重力には大気を維持する働きがあり、大気圧がなかった場合水は全て宇宙に蒸発してしまう。また惑星の強い磁気圏は大気を太陽風から守ることで、地質学的な時間単位で水を保持する役目を担っている[2]。
惑星の大気は惑星形成の過程で起きたガス放出か、原始惑星系円盤が惑星を覆っている時に重力によって捕らえた事で形成されている。太陽系外惑星の表面の温度は大気の温室効果ガスの影響によって決まり、温室効果ガスは恒星の放射するエネルギーを吸収するため、赤外線によって容易に観測が可能である[4]。
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