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利用者:K2-18/sandbox2

地球と海王星と比較したスーパーアースCoRoT-7b（中央）の推定サイズの図

スーパーアースとは、地球よりも質量が大きい太陽系外惑星であるが、太陽系の中の海王星型惑星に属する天王星と海王星（それぞれ地球質量の14.5倍と17倍）の質量を大幅に下回っている[1]。「スーパーアース」という用語は、惑星の質量のみを指しているため、表面の状態や居住可能性は関係しない。「ガスドワーフ」という代替用語は質量が大きいものほど正確である可能性があるが、そのような惑星は「ミニ・ネプチューン」がより一般的である。

定義[編集]

スーパーアース系外惑星LHS 1140bの想像図[2]。

一般にスーパーアースはその質量によって定義され、この用語は温度、組成、軌道特性、居住可能性、または環境を意味するものではない。一般に地球質量の10倍[1][3][4]（太陽系で最小の質量を持つ巨大惑星である天王星の質量の約69%）が上限であるとされているが、下限は1から1.9または5地球質量までさまざまで[3]、他にもさまざまな定義が存在している[5][6][7]。「スーパーアース」という用語は、天文学者によって、地球に似た惑星（0.8から1.2地球半径）よりも大きいが、ミニ・ネプチューン（2から4地球半径）よりも小さい惑星を指すためにも使用されている[8][9]。この定義は、ケプラー宇宙望遠鏡の担当者によって行われた[10]。一部の著者はさらに、スーパーアースという用語は、多量の大気を持たない岩石惑星、または太陽系には存在しない大気だけでなく固体の表面または液体と大気の境界がはっきりしている海洋を持つ惑星に限定される可能性があると示唆している[11]。地球質量の10倍を超える惑星はMassive solid planets[12]、メガアース[13][14]または巨大ガス惑星[15]と呼ばれ、大部分が岩石と氷であるか、大部分がガスであるかによって異なる。

歴史と発見[編集]

スーパーアースケプラー10b（右）の推定サイズを地球と比較した図

最初の発見[編集]

ケプラー宇宙望遠鏡によって発見された惑星候補のサイズ – 2013年11月4日時点で2,036の恒星の周囲を公転する2,740の候補に基づく（NASA）

最初のスーパーアースは、1992年にパルサーであるPSR B1257+12の周囲を公転するアレクサンデル・ヴォルシュチャンとデール・フレールによって発見された。2つの外側を公転する惑星（PSR B1257+12 BとPSR B1257+12 C）は地球の約4倍の質量を持ち、ガス惑星としては小さすぎる。

主系列星の周囲を公転する最初のスーパーアースは、2005年にEugenio Riveraらのチームによって発見された。惑星はグリーゼ876の周囲を公転しており、グリーゼ876dと指定された（木星サイズの巨大ガス惑星が2つ、グリーゼ876の周囲で以前に発見されていた）。推定質量は地球質量の7.5倍で、公転周期は約2日と非常に短い。グリーゼ876dは主星（赤色矮星）に近いため、表面温度は430~650ケルビンであり[16]、液体の水を維持するには温度が高すぎる[17]。

ハビタブルゾーン内での最初の発見[編集]

2007年4月、スイスに拠点を置くStéphane Udryが率いるチームは、グリーゼ581の惑星系内に2つの新しいスーパーアースを発見したと発表した[18]。どちらも恒星の周囲のハビタブルゾーンの端にあり、表面に液体の水が存在する可能性がある。グリーゼ581cの質量は少なくとも地球質量の5倍であり、グリーゼ581からの距離は0.073天文単位（680万マイル、1100万キロメートル）で、グリーゼ581周辺のハビタブル ゾーンの「暖かい」端にあり、金星に匹敵するアルベドで摂氏-3度、地球に匹敵するアルベドで摂氏40度の平均気温（大気の影響を考慮しない場合）を持つ。その後の研究では、グリーゼ581cは金星のような暴走温室効果が発生している可能性が高いことが示唆された。

他の検出された太陽系外惑星と選択された組成モデルのコンテキストにおけるトランジットを起こすスーパーアースの質量と半径の値。「Fe」ラインは純粋に鉄でできた惑星、「H2O」は水でできた惑星を意味する。2つの線の間でFe線に近いものは固体の岩石惑星である可能性が最も高く、H2O線の近くまたは上にあるものはガス・液体の惑星である可能性が高くなる。太陽系の惑星はチャート上にあり、天文学のシンボルで表されている。

他の主な発見[編集]

2006年[編集]

さらに2つのスーパーアースが2006年に発見された。重力マイクロレンズ法によって発見された5.5地球質量のOGLE-2005-BLG-390Lbと10地球質量のHD 69830 bである[1]。

2008年[編集]

2008年に発見された最小のスーパーアースはMOA-2007-BLG-192Lbであった。この惑星は、2008年6月2日に天体物理学者のDavid P. BennettによってMicrolensing Observations in Astrophysics（MOA）が発表した[19][20]。この惑星は地球の約3.3倍の質量を持ち、褐色矮星の周囲を公転している。重力マイクロレンズ法によって検出された。

2008年6月、ヨーロッパの研究者は、恒星HD 40307の周囲に3つのスーパーアースを発見したと報告した。惑星の最小質量は地球の4.2倍、6.7倍、9.4倍である。惑星は、チリの高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）によるドップラー分光法を用いた観測で検出された[21]。

さらに、同じヨーロッパの研究チームは、恒星HD 181433の周囲を公転する質量が地球の7.5倍の惑星を発表した。なお、この恒星には公転周期が3年の木星に似た惑星も存在している[22]。

2009年[編集]

2009年2月3日に、地球質量の4.8倍と推定され、公転周期がわずか0.853日である惑星CoRoT-7bが発表された。CoRoT-7bで得られた密度推定値は、太陽系の4つの内側の惑星と同様の岩石ケイ酸塩鉱物を含む組成を示しており、これは重要な発見である[23]。HD 7924 bの直後に発見されたCoRoT-7bは、G型以上の主系列星の周囲を公転するスーパーアースとして初めて発見された[24]。

2009年4月21日、最小質量が地球質量の1.9倍であるグリーゼ581eの発見が公表された。主星からの距離はわずか0.03天文単位で、公転周期は3.15日のため、ハビタブルゾーン内ではなく[25]、木星の衛星であるイオの100倍の潮汐加熱がある可能性がある[26]。

2009年12月に発見された惑星GJ 1214 bは、地球の2.7倍の大きさで、太陽よりもはるかに小さく光度の低い恒星の周囲を公転している。「この惑星にはおそらく液体の水があるだろう」とハーバード大学の天文学教授であり、発見に関する記事の筆頭著者であるDavid Charbonneauは述べた[27]。しかし、この惑星の内部モデルは、ほとんどの条件下で液体の水を持たないことを示唆している[28]。

2009年11月までに、合計30個のスーパーアースが発見され、そのうち24個がHARPSによって最初に観測された[29]。

2010年[編集]

2010年1月5日に発見された、最小質量が4.15地球質量の惑星HD 156668 bは、ドップラー分光法によって検出された最小質量の惑星である[30]。この惑星より小さい唯一確認されたドップラー分光法によって検出された惑星は、地球質量の1.9倍であるグリーゼ581eである（上記参照）。8月24日、ESOのHARPS機器を使用している天文学者は、太陽に似た恒星 HD 10180の周囲を公転する最大7つの惑星を持つ惑星系の発見を発表した。そのうちの1つはまだ確認されていないが、推定最小質量が1.35 ± 0.23倍である。主系列星の周囲を公転するこれまでに発見された太陽系外惑星の中で最小の質量となる[31]。確認されていないが、この惑星が存在する確率は98.6%である[32]。

アメリカ国立科学財団は9月29日、グリーゼ581惑星系内を公転する4つ目のスーパーアースグリーゼ581gを発見したと発表した。この惑星の最小質量は地球の3.1倍であり、0.146天文単位の距離で36.6日の公転周期でほぼ円形の軌道を描いており、液体の水が存在できるハビタブルゾーンの中央に位置し、惑星cとdの中間に位置している。この惑星は、それは、カリフォルニア大学サンタクルーズ校とワシントンのカーネギー研究所の科学者によって、ドップラー分光法を用いて発見された[33][34][35]。しかし、グリーゼ581gの存在は別の天文学者チームによって疑問視されており、現在、太陽系外惑星エンサイクロペディアでは未確認としてリストされている[36]。

2011年[編集]

2月2日、ケプラー宇宙望遠鏡ミッションのチームは、およそ「地球サイズ」（Rp < 1.25 Re）の68個の惑星候補と「スーパーアースサイズ」（1.25 Re < Rp < 2 Re）の惑星候補を検出したと報告した[37][38]。また、「ハビタブルゾーン」には54個の惑星候補が検出された。このゾーンの6個の候補は、地球のサイズの2倍未満であった（それらはKOI-326.01（Rp=0.85）、KOI-701.03（Rp=1.73）、KOI-268.01（Rp=1.75）、KOI-1026.01（Rp=1.77）、KOI-854.01（Rp=1.91）、KOI-70.03（Rp=1.96）の6個）[37]。なお、より最近の研究では、これらの候補の1つであるKOI-326.01は、実際には最初に報告されたよりもはるかに大きく、温度が高いことが判明した[39]。最新のケプラー宇宙望遠鏡の発見に基づいて、天文学者のSeth Shostakは、「地球から1000光年以内に」「これらの居住可能な惑星が少なくとも30,000」あると推定している[40]。また、観測結果に基づいて、ケプラー宇宙望遠鏡のチームは「天の川に少なくとも500億個の惑星」が存在し、そのうち「少なくとも5億個」がハビタブルゾーンにあると推定している[41]。

8月17日、HARPSによってエリダヌス座82番星の周囲を公転している3つのスーパーアースと潜在的に居住可能なスーパーアースであるHD 85512 bが発見された[42]。HD 85512 bは、雲量が50%を超えていれば居住可能であるとされている[43][44]。3つのそれから1か月も経たないうちに、10のスーパーアースを含む41の新しい太陽系外惑星の発見が公表された[45]。

2011年12月5日、ケプラー宇宙望遠鏡は、太陽に似た恒星のハビタブルゾーンまたは「ゴルディロックス領域」内の最初の惑星ケプラー22bを発見した。この惑星は地球の半径の2.4倍であり、地球と太陽の距離よりも主星に15%近い距離を公転している。G5Vのスペクトル分類を持つ恒星は太陽（G2V）よりもわずかに暗いため、表面温度はまだ液体の水が存在できる範囲である。

2011年12月5日、ケプラー宇宙望遠鏡のチームは2,326個の惑星候補を発見したと発表した。そのうち207個は地球に似たサイズで、680個はスーパーアースサイズ、1,181個は海王星サイズ、203個は木星サイズ、55個は木星より大きいサイズである。2011年2月の数値と比較すると、地球サイズの惑星とスーパーアースサイズの惑星の数は、それぞれ200%と140%増加している。さらに、観測された恒星のハビタブルゾーン内で48の惑星候補が見つかったが、2月の数字から減少した。これは、12月のデータで使用されているより厳しい基準によるものである。

主星に近い軌道を公転するかに座55番星eの想像図[46]。

2011年には、かに座55番星eの密度が計算され、地球の密度に似ていることが判明した。地球半径の約2倍の大きさで、水素の大気がほとんどないと判断された[47][48]。

2011年12月20日、ケプラー宇宙望遠鏡のチームは、太陽に似た恒星ケプラー20の周囲を公転する最初の地球サイズの太陽系外惑星であるケプラー20eとケプラー20fの発見を公表した。

惑星グリーゼ667Cb（GJ 667 Cb）は2009年10月19日にHARPSによって他の29個の惑星と共に発表されたが、グリーゼ667Cc（GJ 667 Cc）は2011年11月21日に発行された論文によって発表された。グリーゼ667Ccのより詳細なデータは2012年2月初旬に公開された。

2012年[編集]

2012年9月、グリーゼ163[49]の周囲を公転している2つの惑星の発見が公表された[50][51]。惑星の1つであるグリーゼ163cは、質量が地球の約6.9倍でやや高温であり、ハビタブルゾーン内にあると考えられていた[50][51]。

2013年[編集]

2013年1月7日、ケプラー宇宙望遠鏡のチームは、太陽に似た恒星の周囲を公転しているハビタブルゾーン内に位置する地球に似た太陽系外惑星候補（地球半径の1.5倍）であるケプラー69c（以前のKOI-172.02）の発見を公表した。地球外生命が存在するための最適な環境を維持している可能性がある[52]。

2013年4月、NASAのエイムズ研究センターのWilliam Boruckiが率いるケプラーミッションのチームによる観測を用いて、地球から1,200光年離れた太陽に似た恒星であるケプラー62の周囲を公転している5つの惑星を発見した。これらの新しい惑星のうち、スーパーアースに分類される惑星の半径は、地球の1.3、1.4、1.6、1.9倍である。これらのスーパーアースのうちの2つ、ケプラー62eとケプラー62fの理論モデルは、どちらも表面が固体である可能性があり、岩石が多いか、水が凍った氷が多い可能性があることを示唆している[53]。

2013年6月25日、ヨーロッパ南天天文台が火曜日に発表した集計によると、3つの「スーパーアース」惑星が理論上生命が存在できる距離で近くの恒星の周囲を公転しているのが発見された。それらは、太陽系からさそり座の方向に22光年離れたところに存在する3つの恒星の1つであるグリーゼ667Cの周囲を公転する7つもの惑星の一部である。その一部の惑星は、ハビタブルゾーン内でグリーゼ667Cの周囲を公転している。これは、恒星からの放射によって水が剥ぎ取られたり、永久に氷に閉じ込められたりするのではなく、水が液体の形で存在するのにちょうどよい温度となる恒星からの距離である[要出典]。

2014年[編集]

2014年5月、以前に発見されたケプラー10cは、海王星（地球質量の17倍）に匹敵する質量を持つことが決定された。2.35地球半径で、現在のところ、主に岩石組成を持つ可能性が高い知られている最大の惑星である[54]。17地球質量では、「スーパーアース」という用語に一般的に使用される10地球質量の上限をはるかに上回っているため、「メガアース」という用語が提案されている[14]。しかし、2017年7月に、HARPS-NとHIRESのデータをより注意深く分析した結果、ケプラー10cは当初考えられていたよりもはるかに質量が小さく、平均密度が3.14g/cm3で約7.37（6.18~8.69）地球質量であることが示された。より正確に決定されたケプラー10cの質量は、岩石の組成ではなく、ほぼ完全に揮発性物質、主に水でできていることを示唆している[55]。

2015年[編集]

2015年1月6日、NASAは、ケプラー宇宙望遠鏡によって発見された1000番目に確認された太陽系外惑星を発表した。新たに確認された太陽系外惑星のうち3つは、ハビタブルゾーン内を公転していることが判明した。3つのうちの2つ、ケプラー438bとケプラー442bは地球に近いサイズであり、岩石質の惑星で可能性がある。3番目のケプラー440bはスーパーアースである[56]。

2015年7月30日、アストロノミー・アンド・アストロフィジックスは、明るい矮星の周囲を公転する3つのスーパーアースを持つ惑星系を発見したと公表した。HD 219134の周囲を公転する4つの惑星は、地球から21光年離れたカシオペア座の領域で発見されたが、ハビタブルゾーンには位置していない。最も短い軌道を持つ惑星はHD 219134 bであり、地球に最も近い既知の地球型惑星でトランジットを起こす太陽系外惑星である[57][58][59]。

2016年[編集]

2016年2月、かに座55番星eについてNASAのハッブル宇宙望遠鏡が水素とヘリウムを検出した（およびシアン化水素の存在も示唆した）が、水蒸気は検出しなかったことが発表された。スーパーアースの大気の分析に成功したのは初である[60]。

2016年8月、天文学者は、太陽に最も近い恒星である赤色矮星プロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーンにある、地球サイズの惑星であるプロキシマ・ケンタウリbの検出を発表した[61]。地球に近いため、プロキシマ・ケンタウリbは、現在ブレークスルー・スターショットプロジェクトによって開発されている恒星間スターチップ宇宙船のフライバイ目的地となる可能性がある[61]。

2018年[編集]

2018年2月、K2-141（EPIC 246393474）の周囲を公転する公転周期が0.28日の、岩石質の超短周期惑星（USP）であるスーパーアースK2-141bが報告された[62]。また、別のスーパーアースK2-155dが発見された[63]。

2018年7月、40個のエリダヌス座40番星Abの発見が公表された[64]。16光年で、それは知られている最も近いスーパーアースであり、恒星はスーパーアースが周囲を公転していることが知られている2番目に明るい恒星である[65][64]。

2019年[編集]

2019年7月、グリーゼ357dの発見が公表された。太陽系から31光年の距離にあり、惑星は少なくとも6.1地球質量を持つ。

2021年[編集]

2021年、太陽系外惑星G 9-40 bが発見された。

2022年[編集]

2022年、赤色矮星ロス508の周囲にスーパーアースが発見されたと報告された。惑星の楕円軌道の一部は、ハビタブルゾーン内に位置する[66]。

太陽系内[編集]

詳細は「プラネット・ナイン」を参照

地球は太陽系で最大の地球型惑星であり、より大きな惑星はすべて、地球の少なくとも14倍の質量と、明確に定義された岩石や水の表面のない厚いガス状の大気の両方を持っているため、太陽系には既知のスーパーアースは存在しない。つまり、それらは地球型惑星ではなく、海王星型惑星または木星型惑星である。2016年1月、太陽系に「プラネット・ナイン」と呼ばれる仮想のスーパーアース第9惑星が存在することが、6つの太陽系外縁天体の軌道の特徴の説明として提案されたが、これも天王星や海王星のような海王星型惑星であると推測されている[67][68]。2019年のモデルでは、それを約5地球質量に制約し[69]、この質量の惑星はおそらくミニ・ネプチューンである[70]。

Characteristics[編集]

Density and bulk composition[編集]

Comparison of sizes of planets with different compositions[71]

Due to the larger mass of super-Earths, their physical characteristics may differ from Earth's; theoretical models for super-Earths provide four possible main compositions according to their density: low-density super-Earths are inferred to be composed mainly of hydrogen and helium (mini-Neptunes); super-Earths of intermediate density are inferred to either have water as a major constituent (ocean planets), or have a denser core enshrouded with an extended gaseous envelope (gas dwarf or sub-Neptune). A super-Earth of high density is believed to be rocky and/or metallic, like Earth and the other terrestrial planets of the Solar System. A super-Earth's interior could be undifferentiated, partially differentiated, or completely differentiated into layers of different composition. Researchers at Harvard Astronomy Department have developed user-friendly online tools to characterize the bulk composition of the super-Earths.[72][73] A study on Gliese 876 d by a team around Diana Valencia[1] revealed that it would be possible to infer from a radius measured by the transit method of detecting planets and the mass of the relevant planet what the structural composition is. For Gliese 876 d, calculations range from 9,200 km (1.4 Earth radii) for a rocky planet and very large iron core to 12,500 km (2.0 Earth radii) for a watery and icy planet. Within this range of radii the super-Earth Gliese 876 d would have a surface gravity between 1.9g and 3.3g (19 and 32 m/s2). However, this planet is not known to transit its host star.

The limit between rocky planets and planets with a thick gaseous envelope is calculated with theoretical models. Calculating the effect of the active XUV saturation phase of G-type stars over the loss of the primitive nebula-captured hydrogen envelopes in extrasolar planets, it's obtained that planets with a core mass of more than 1.5 Earth-mass (1.15 Earth-radius max.), most likely cannot get rid of their nebula captured hydrogen envelopes during their whole lifetime.[74] Other calculations point out that the limit between envelope-free rocky super-Earths and sub-Neptunes is around 1.75 Earth-radii, as 2 Earth-radii would be the upper limit to be rocky (a planet with 2 Earth-radii and 5 Earth-masses with a mean Earth-like core composition would imply that 1/200 of its mass would be in a H/He envelope, with an atmospheric pressure near to 2.0 GPa または 20,000 bar).[75] Whether or not the primitive nebula-captured H/He envelope of a super-Earth is entirely lost after formation also depends on the orbital distance. For example, formation and evolution calculations of the Kepler-11 planetary system show that the two innermost planets Kepler-11b and c, whose calculated mass is ≈2 M🜨 and between ≈5 and 6 M🜨 respectively (which are within measurement errors), are extremely vulnerable to envelope loss.[76] In particular, the complete removal of the primordial H/He envelope by energetic stellar photons appears almost inevitable in the case of Kepler-11b, regardless of its formation hypothesis.[76]

If a super-Earth is detectable by both the radial-velocity and the transit methods, then both its mass and its radius can be determined; thus its average bulk density can be calculated. The actual empirical observations are giving similar results as theoretical models, as it's found that planets larger than approximately 1.6 Earth-radius (more massive than approximately 6 Earth-masses) contain significant fractions of volatiles or H/He gas (such planets appear to have a diversity of compositions that is not well-explained by a single mass-radius relation as that found in rocky planets).[77][78] After measuring 65 super-Earths smaller than 4 Earth-radii, the empirical data points out that Gas Dwarves would be the most usual composition: there is a trend where planets with radii up to 1.5 Earth-radii increase in density with increasing radius, but above 1.5 radii the average planet density rapidly decreases with increasing radius, indicating that these planets have a large fraction of volatiles by volume overlying a rocky core.[79][80][81] Another discovery about exoplanets' composition is that about the gap or rarity observed for planets between 1.5 and 2.0 Earth-radii, which is explained by a bimodal formation of planets (rocky Super-Earths below 1.75 and sub-Neptunes with thick gas envelopes being above such radii).[9]

Additional studies, conducted with lasers at the Lawrence Livermore National Laboratory and at the OMEGA laboratory at the University of Rochester show that the magnesium-silicate internal regions of the planet would undergo phase changes under the immense pressures and temperatures of a super-Earth planet, and that the different phases of this liquid magnesium silicate would separate into layers.[要出典]

Geologic activity[編集]

Further theoretical work by Valencia and others suggests that super-Earths would be more geologically active than Earth, with more vigorous plate tectonics due to thinner plates under more stress. In fact, their models suggested that Earth was itself a "borderline" case, just barely large enough to sustain plate tectonics.[82] However, other studies determine that strong convection currents in the mantle acting on strong gravity would make the crust stronger and thus inhibit plate tectonics. The planet's surface would be too strong for the forces of magma to break the crust into plates.[83]

Evolution[編集]

New research suggests that the rocky centres of super-Earths are unlikely to evolve into terrestrial rocky planets like the inner planets of the Solar System because they appear to hold on to their large atmospheres. Rather than evolving to a planet composed mainly of rock with a thin atmosphere, the small rocky core remains engulfed by its large hydrogen-rich envelope.[84][85]

Theoretical models show that Hot Jupiters and Hot Neptunes can evolve by hydrodynamic loss of their atmospheres to Mini-Neptunes (as it could be the Super-Earth GJ 1214 b),[86] or even to rocky planets known as chthonian planets (after migrating towards the proximity of their parent star). The amount of the outermost layers that is lost depends on the size and the material of the planet and the distance from the star.[76] In a typical system a gas giant orbiting 0.02 AU around its parent star loses 5–7% of its mass during its lifetime, but orbiting closer than 0.015 AU can mean evaporation of the whole planet except for its core.[87][88]

The low densities inferred from observations imply that a fraction of the super-Earth population has substantial H/He envelopes, which may have been even more massive soon after formation.[89] Therefore, contrary to the terrestrial planets of the solar system, these super-Earths must have formed during the gas-phase of their progenitor protoplanetary disk.[90]

Temperatures[編集]

Since the atmospheres, albedo and greenhouse effects of super-Earths are unknown, the surface temperatures are unknown and generally only an equilibrium temperature is given. For example, the black-body temperature of the Earth is 255.3 K (−18 °C or 0 °F ).[91] It is the greenhouse gases that keep the Earth warmer. Venus has a black-body temperature of only 184.2 K (−89 °C or −128 °F ) even though Venus has a true temperature of 737 K (464 °C or 867 °F ).[92] Though the atmosphere of Venus traps more heat than Earth's, NASA lists the black-body temperature of Venus based on the fact that Venus has an extremely high albedo (Bond albedo 0.90, Visual geometric albedo 0.67),[92] giving it a lower black body temperature than the more absorbent (lower albedo) Earth.

Magnetic field[編集]

Earth's magnetic field results from its flowing liquid metallic core, but in super-Earths the mass can produce high pressures with large viscosities and high melting temperatures which could prevent the interiors from separating into different layers and so result in undifferentiated coreless mantles. Magnesium oxide, which is rocky on Earth, can be a liquid metal at the pressures and temperatures found in super-Earths and could generate a magnetic field in the mantles of super-Earths.[93] That said, super-Earth magnetic fields are yet to be detected observationally.

Habitability[編集]

詳細は「 Planetary habitability」および「 astrobiology」を参照

According to one hypothesis,[94] super-Earths of about two Earth masses may be conducive to life. The higher surface gravity would lead to a thicker atmosphere, increased surface erosion and hence a flatter topography. The result could be an "archipelago planet" of shallow oceans dotted with island chains ideally suited for biodiversity. A more massive planet of two Earth masses would also retain more heat within its interior from its initial formation much longer, sustaining plate tectonics (which is vital for regulating the carbon cycle and hence the climate) for longer. The thicker atmosphere and stronger magnetic field would also shield life on the surface against harmful cosmic rays.[95]

See also[編集]

References[編集]

  1. ^ a b c d Valencia, V.; Sasselov, D. D.; O'Connell, R. J. (2007). “Radius and structure models of the first super-earth planet”. アストロフィジカルジャーナル 656 (1): 545–551. arXiv:astro-ph/0610122. Bibcode: 2007ApJ...656..545V. doi:10.1086/509800. 
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