ハビタブルゾーンの測定
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/02 06:57 UTC 版)
「ハビタブルゾーン」の記事における「ハビタブルゾーンの測定」の解説
ある天体がその主星のハビタブルゾーン内に位置しているかどうかは、惑星の軌道半径（衛星の場合は主惑星の軌道）、天体自身の質量、および主星の放射束に依存する。惑星系のハビタブルゾーン内に存在する惑星の質量の値が広い範囲に及んでいることを考えると、地球より厚い大気や強力な磁場を維持することができるスーパー・アースの発見と相まって現在では惑星系のハビタブルゾーンは、地球や金星などの比較的低質量の惑星の表面で液体の水が存在できる領域と、より強い温室効果を持つスーパー・アースの表面上で液体の水が存在するのに適した温度になる「Extended habitable zone」と呼ばれるより広範囲の領域の2つに区別することが出来る。 ハビタブルゾーンの内縁（恒星に最も近いボーダーライン）は、温室効果によって天体表面の水が蒸発してしまう。この水蒸気が毛布の役割を果たしてさらなる温室効果を生じ、天体表面の温度がまるで暴走するように上昇する暴走温室効果の状態になる。さらにこの水蒸気は光解離（英語版）によって分子そのものが分解し、水素として宇宙空間へと放出される。そのため一般的にハビタブルゾーンの内縁境界の条件は「暴走温室条件」と呼ばれ、暴走温室効果（もしくはそれより少し効果が弱い湿潤温室効果）が発生してしまう惑星からの射出限界と等しい恒星放射を受ける領域とされる。一方でハビタブルゾーン外縁境界の条件は「全球凍結条件」と呼ばれ、惑星が全球凍結にならない最低限の恒星放射を受ける領域と定義されている。
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