오션 월드

Ocean world
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유로파 내부도
두 개의 자연 위성을 가진 가상의 해양 행성에 대한 예술가의 삽화

대양계, 대양계, 물계, 아쿠아플라넷, 또는 판탈라스기 행성은 육지 행성의 일종으로 지표면 또는 지표면 아래 바다로서 많은 양의 물을 포함하고 있으며, 종종 육지가 [1][2][3][4]건조하지 않을 정도이다.대양계라는 용어는 용암(Io의 경우), 암모니아(타이탄 내해의 경우처럼 물과 공석 혼합된 물질), 또는 타이탄의 표면에서와 같은 탄화수소와 같은 다른 유체 또는 태라소겐으로 [5]구성된 바다를 가진 천체들을 위해서도 사용된다.[6]

지구는 표면에 액체 상태의 물이 있는 것으로 알려진 유일한 천체이지만, 액체 상태의 [7]물을 지탱할 수 있는 여러 개의 외계 행성들이 발견되었다.외계행성의 경우 현재 기술로는 액체 표면수를 직접 관측할 수 없기 때문에 대기 중 수증기가 [8]대신 사용될 수 있다.해양 세계의 특징들은 그들의 역사와 태양계 전체의 형성과 진화에 대한 단서를 제공한다.추가적인 관심사는 그들의 생명의 기원과 숙주의 잠재력이다.

2020년 6월, NASA 과학자들은 수학적 모델링 [9][10][11]연구를 바탕으로 바다를 가진 외계행성이 은하수에서 흔하다고 보고했다.

행성해양학은 외계 해양의 과학이다.

개요

태양계 행성체

상세 정보:해양 세계 탐사 프로그램

해양 세계는 지질학적 [4][3]시간표에서 생명체를 발달시키고 생물학적 활동을 지속할 수 있는 잠재력 때문에 우주 생물학자들에게 매우 흥미롭다.태양계의 주요 위성과 왜성은 지표면 아래 바다를 품고 있다고 생각되는데, 이는 외계행성과는 대조적으로 우주 탐사선에 의해 도달하고 연구될 수 있기 때문에 상당한 관심을 끌고 있다.지구를 제외하고 태양계에서 가장 잘 확립된 물의 세계는 칼리스토, 엔셀라두스, 유로파, 가니메데, [3][12]타이탄입니다.Europa와 Enceladus는 비교적 얇은 외부 지각과 저온 현상 관측으로 인해 탐험의 가장 설득력 있는 대상 중 하나로 여겨지고 있습니다.

태양계에서 다른 호스트 후보 Ariel,[12]Ceres,[3][13][14][15][16][17]Dione,[3][13][14][15][16][17]Eris,[4][18]Mimas,[19][20]Miranda,[12]Oberon,[4][18]Pluto,[3][13][14][15][16][17][12]와 해왕성을 포함한 지하 바다 관찰이나 이론적 모델로 한 종류에 바탕을 두고를 개최하는 것으로 간주된다.[3][13][14][15][16][17][12]

외계 행성

상세 정보:액체 물의 태양계 후보 목록
물을 포함한 외계 행성 (예술가 개념 2018년 [21]8월 17일)
두 개의 자연 위성을 가진 가상의 해양 행성에 대한 예술가의 삽화

태양계 밖에서는 GJ 1214 b,[22][23] 케플러-22b, 케플러-62f, 케플러-62e[24][25][26][27], 그리고 TRAPPIST-1의[28][29] 행성들이 태양계 밖의 행성에 대해 가장 잘 알려진 후보 행성들 중 하나이다.

지구 표면의 70.8%가 [30]물로 덮여 있지만 물은 지구 질량의 0.05%에 불과합니다.외계 바다는 매우 깊고 밀도가 높아서 높은 온도에서도 그 압력이 물을 얼음으로 바꿀 수 있다.이러한 해양의 낮은 지역에 있는 엄청난 압력은 얼음 [31]V와 같은 이국적인 형태의 얼음 맨틀을 형성하게 할 수 있다.이 얼음은 반드시 기존의 얼음처럼 차갑지는 않을 것이다.만약 행성이 별에 충분히 가까이 있어서 물이 끓는점에 도달한다면, 물은 초임계 상태가 되어 명확한 [32]표면이 없어질 것이다.차가운 물이 지배하는 행성들에서도 대기는 지구보다 훨씬 두꺼울 수 있고, 주로 수증기로 구성되어 매우 강력한 온실 효과를 낼 수 있다.이러한 행성들은 수소와 [33]헬륨의 두꺼운 외피를 유지할 수 없을 정도로 작거나, 또는 이러한 가벼운 [31]원소들을 제거할 수 있을 정도로 주성 근처에 있어야 합니다.그렇지 않으면, 그들은 대신에 천왕성과 [citation needed]해왕성과 같은 더 따뜻한 얼음 거성을 형성할 것이다.

역사

1970년대에 시작된 행성 임무 이전에 중요한 예비 이론 작업이 수행되었다.특히 1971년 루이스는 방사성 붕괴만으로도 특히 암모니아(NH
3)가 존재할 경우 큰 달에서 지표면 아래 바다를 만들기에 충분하다는 것을 보여주었다.Peale과 Cassen은 1979년에 인공위성의 진화와 구조에 [3]대한 조력 가열의 중요한 역할을 알아냈다.외계행성의 발견이 처음으로 확인된 것은 1992년이었다.알랭 레제 외 연구진은 2004년에 눈선 너머 지역에서 형성되는 소수의 얼음 행성들이 내부로 1AU까지 이동할 수 있으며, 이후 외부 층이 [34][35]녹을 것이라고 예측했다.

허블 우주 망원경과 파이오니어, 갈릴레오, 보이저, 카시니 등이 수집한 누적 증거.Huygens와 New Horizons의 임무는 태양계 바깥 천체 여러 개가 단열성 얼음 [3][36]껍질 아래에 내부의 액체 상태의 물을 품고 있다는 것을 강하게 시사합니다.한편, 2009년 3월 7일 발사된 케플러 우주 관측소는 수천 개의 외계 행성들을 발견했는데, 그 중 지구 크기의 행성들 중 50개가 거주 가능 [37][38]구역 또는 그 근처에 있다.

거의 모든 질량, 크기, 궤도를 가진 행성들이 발견되었고, 이것은 행성 형성의 가변적인 특성뿐만 아니라 행성의 [8]기원지로부터 별주위 원반을 통한 후속 이동을 보여준다.2022년 8월 1일 현재 3,794개의 행성계에 5,125개의 확인된 외계행성이 있으며, 829개의 행성계가 둘 이상의 [39]행성을 가지고 있다.

2020년 6월, NASA 과학자들은 수학적 모델링 [9][10]연구를 바탕으로 바다를 가진 외계행성이 은하수에서 흔할 수 있다고 보고했다.

형성

원시 행성계 원반인 HL Tauri의 Atacama Large Millimeter Array 이미지

태양계 바깥쪽에서 형성되는 행성들은 대략 절반의 물과 절반의 질량으로 이루어진 혜성 같은 혼합물로 시작하며, 암석 [35]행성의 밀도보다 낮은 밀도를 보인다.서리선 근처에서 형성되는 얼음 행성과 위성은 대부분
2 HO와 규산염이 포함되어 있어야 한다.더 멀리 형성되는 물질은 CO
2,[40] N, CO와
3 함께 암모니아
2(NH
4)와 메탄(CH)을 수화물로 얻을 수 있다.

가스 원반이 흩어지기 전에 형성된 행성은 거주 가능 영역, 특히 지구 질량 범위의 [41][40]행성에 빠른 내부 이동을 유도할 수 있는 강한 토크를 경험합니다.물은 마그마에 매우 잘 녹기 때문에, 처음에는 행성 수분 함량의 많은 부분이 맨틀에 갇힐 것이다.행성이 식고 맨틀이 바닥에서 위로 굳어지기 시작하면, 많은 양의 물(맨틀 전체 양의 60~99%)이 분출되어 증기 대기를 형성하고, 결국 응축되어 [41]바다를 형성할 수도 있다.해양 형성은 분화와 방사성 붕괴, 조석 가열 또는 [3]모체의 초기 광도를 필요로 한다.불행히도, 부가 후의 초기 조건은 이론적으로 불완전하다.

원반의 바깥쪽, 물이 풍부한 지역에서 형성되어 안쪽으로 이동한 행성들은 더 많은 [42]물을 가지고 있을 가능성이 높습니다.반대로, 가스와 먼지의 원시 원반은 뜨겁고 건조한 내부 영역을 가지고 있는 것으로 생각되기 때문에 그들의 모항성 근처에 형성된 행성들은 물을 가질 가능성이 적다.따라서 항성 근처에서 물의 세계가 발견된다면, 이동과 상황 [31]형성에 대한 강력한 증거가 될 것입니다. 왜냐하면 항성 근처에 위치 [2]형성을 위한 휘발성 물질이 충분하지 않기 때문입니다.태양계 형성과 태양계 형성에 대한 시뮬레이션은 행성들이 [43][44][45]형성되면서 안쪽으로 (즉, 별을 향해) 이동할 가능성이 있다는 것을 보여준다.또한 특정 조건 하에서 [45]외부로의 이동이 발생할 수 있습니다.내부 이동은 얼음 행성이 얼음이 녹아서 액체 형태로 변하는 궤도로 이동할 가능성을 제시합니다.이 가능성은 2004년 [32]마르크 쿠치너와[40] 알랭 레거에 의해 천문학 문헌에서 처음 논의되었다.

구조.

얼음 천체의 내부 구조는 일반적으로 부피 밀도, 중력 모멘트, 그리고 모양을 측정함으로써 추론됩니다.물체의 관성 모멘트를 결정하는 것은 물체가 분화(암빙층으로 분리)되었는지 여부를 평가하는 데 도움이 될 수 있다.형태 또는 중력 측정은 경우에 따라 관성 모멘트를 추론하는 데 사용될 수 있다. 즉, 신체가 정수적 평형 상태에 있는 경우(즉, 긴 시간 척도의 유체처럼 작용한다).물체의 정역학적 평형 상태를 증명하는 것은 매우 어렵지만 형태와 중력 데이터를 조합함으로써 정역학적 기여도를 [3]추론할 수 있다.내해를 탐지하는 특정 기술에는 자기 유도, 측지학, 사서, 축 기울기, 조석 반응, 레이더 소리, 구성 증거 및 [3]표면 특징이 포함됩니다.

두 얼음 층 사이에 액체 상태의 물바다가 있는 가니메데의 내부 구조를 예술가가 잘라낸 그림입니다.축척에 맞게 그려진 레이어.

일반적인 얼음 달은 규산염 핵 위에 있는 물층으로 구성됩니다.엔셀라두스와 같은 작은 위성의 경우, 바다는 규산염 바로 위와 단단한 얼음 껍질 아래에 위치할 것이지만, 가니메데와 같이 얼음이 풍부한 큰 물체의 경우, 압력이 충분히 높아서 깊이의 얼음이 더 높은 압력 단계로 바뀌어 사실상 얼음 [3]껍질 사이에 위치한 바다와 함께 "물 샌드위치"를 형성할 것이다.이 두 가지 사례 사이의 중요한 차이점은 작은 위성의 경우 바다는 규산염과 직접 접촉하고 있으며, 규산염은 단순한 [3]생명체에 열과 화학적 에너지와 영양분을 제공할 수 있습니다.깊이의 다양한 압력 때문에, 물의 세계의 모델은 물의 "[46]증기, 액체, 초유체, 고압 얼음, 그리고 플라즈마 상"을 포함할 수 있습니다.고상수 중 일부는 얼음 [47]VII의 형태일 수 있다.

지하 바다를 유지하는 것은 열이 제거되는 속도와 액체의 [3]응고점에 비해 내부 가열 속도에 따라 달라집니다.해양의 생존과 조수열은 이와 같이 밀접하게 연관되어 있다.

작은 해양 행성은 밀도가 낮은 대기와 낮은 중력을 가질 것이다. 따라서, 액체는 더 큰 해양 행성에 비해 훨씬 더 쉽게 증발할 수 있다.시뮬레이션에 따르면 지구 질량이 1개 미만인 행성과 위성은 열수 활동, 방사능 가열 또는 조석 [4]굴곡에 의해 움직이는 액체 바다를 가질 수 있다.유체-암석 상호작용이 천천히 깊은 부서지기 쉬운 층으로 전파되는 곳에서, 독사화로 인한 열 에너지는 작은 해양 [4]행성에서 열수 활동의 주요 원인일 수 있습니다.조류가 휘는 얼음 껍질 아래에 있는 지구 해양의 역학관계는 아직 탐험이 시작되지 않은 일련의 중요한 도전들을 나타낸다.얼음보다 밀도가 8% 정도 높은 물은 정상적인 [3]상황에서 분출하는 것이 어렵기 때문에 저온화 현상이 발생하는 정도는 일부 논쟁의 대상이다.그럼에도 불구하고, 최근의 연구들은 우리 태양계의 얼음 위성 엔셀라두스와 유로파에서와 같이 표면 얼음층 아래에 내해를 품고 있는 해양 행성에서 저온 현상이 일어날 수 있다는 것을 암시한다.

대기 모델

상세 정보:외계 대기

물이 오랜 시간 동안 액체 상태가 되도록 하기 위해서는 행성 또는 달이 거주 가능 영역(HZ) 내에서 궤도를 돌고, 보호 자기장이 [48][49][8]있으며, 충분한 [7]대기압을 유지하는 데 필요한 중력을 가져야 한다.만약 행성의 중력이 그것을 지탱할 수 없다면, 모든 물은 결국 우주로 증발할 것이다.강한 유성 자기권은 전기 전도성 유체층의 내부 발전기 작용에 의해 유지되며, 항성풍 질량 손실로부터 상층 대기를 보호하고 긴 지질학적 시간 [48]척도에 걸쳐 물을 유지하는 데 도움이 됩니다.

행성의 대기는 행성이 형성되는 동안 가스가 밖으로 빠져나가거나 주변의 원시 행성계 성운에서 중력으로 포착됩니다.외계행성의 표면 온도는 대기의 온실 가스에 의해 조절되기 때문에 온실 가스는 [8]주성으로부터 에너지를 흡수하고 재방사하기 때문에 상승하는 적외선 복사 형태로 대기를 감지할 수 있다.모항성에 너무 가까운 궤도로 안쪽으로 이동한 얼음이 풍부한 행성들은 두꺼운 수증기성 대기를 발달시킬 수 있지만, 비록 그들의 대기가 느린 유체역학적 [34][50][40]탈출을 겪더라도 수십억 년 동안 여전히 휘발성을 유지합니다.Ultraviolet 광자 뿐만 아니라 생물학적으로지만 행성 대기의 침식으로 이어진다 빨리 대기 탈출, 수증기의[41][40]광분해 유도할 수 있고 우주로 물이 몇 지구 바다의 거주 가능한 지역에 걸쳐 행성으로부터 손실에 상관 없이 빨리 탈출하고 e. 이어질지라도 도망 치hydrogen/oxygen 해롭다nergy-l모방 또는 확산 [41]제한이 있습니다.확산 제한 수소 유출 플럭스는 행성 표면 중력에 비례하기 때문에 손실된 물의 양은 행성 질량에 비례하는 것으로 보인다.

치솟는 온실 효과 동안, 수증기는 성층권에 도달하여 자외선 복사에 의해 쉽게 분해된다. 그러면 UV 복사에 의해 상층 대기의 가열은 수소 (그리고 잠재적으로 산소의 일부)를 우주로 운반하는 유체역학 바람을 몰고 가서, 행성의 돌이킬 수 없는 손실을 초래할 수 있다.'표면수, 표면의 산화 및 [41]대기 중의 산소 축적 가능성.주어진 행성 대기의 운명은 극단적 자외선 플럭스, 폭주 상태의 지속 시간, 초기 수분 함량, 그리고 산소가 [41]표면에 흡수되는 속도에 따라 크게 좌우된다.휘발성이 풍부한 행성은 젊은 별들과 M형 [40]별들의 거주 가능 구역에서 더 흔하게 발견될 것입니다.

구성 모델

구름 커버리지가 대기 온도, 구조 및 스펙트럼 특징의 [51]관측 가능성에 영향을 미치기 때문에 외계 행성 표면과 대기를 조사하는 데 어려움이 있다.그러나 거주가능지대에 있는 많은 양의 물로 구성된 행성은 표면과 [51]대기의 지구물리학과 지구화학을 가지고 있을 것으로 예상된다.예를 들어, 외계 행성 케플러-62e와 -62f의 경우, 그들은 HZ 내의 궤도와 온실 효과의 크기에 따라 액체 상태의 바다 표면, 증기 분위기 또는 표면 I의 전체 덮개를 가질 수 있다.CO의 용해와
2 대기 상대 습도, 행성 표면과 내부의 산화환원 상태, 해양의 산도 수준, 행성 알베도 및 표면 [8][52]중력을 포함한 몇 가지 다른 표면 및 내부 과정이 대기 구성에 영향을 미친다.

대기 구조와 그에 따른 HZ 한계는 행성 대기의 밀도에 따라 달라지며, 낮은 질량의 [51]경우 HZ를 바깥쪽으로, 높은 질량의 행성에 대해서는 안쪽으로 이동시킨다.이론과 컴퓨터 모델은 거주 가능 구역(HZ)에 있는 물 행성의 대기 구성이 육지 해양 [51]행성의 그것과 크게 다르지 않아야 한다는 것을 시사한다.모델링을 위해, 물 행성으로 모이는 얼음 미행성들의 초기 구성은 혜성과 유사하다고 가정합니다: 대부분 물, 그리고
2 일부 암모니아 그리고
3 이산화탄소
2.[51]혜성과 유사한 얼음의 초기 구성은 90 % HO
2, 5 % NH
3, [51][53]5% CO의
2 대기 모델 구성으로 이어진다.

케플러-62f의 대기 모델은 지표면 온도를 영하의 온도 이상으로 가열하기 위해 1.6bar에서 5bar 사이의
2 대기압이 필요하며,[51] 따라서 지표면 압력이 지구의 0.56배에서 1.32배까지 증가한다는 것을 보여준다.

우주생물학

상세 정보:우주생물학, 행성 거주성 및 거주 가능 영역

대양계나 대양행성의 특성은 그들의 역사와 태양계 전체의 형성과 진화에 대한 단서를 제공한다.추가적인 관심사는 그들이 삶을 형성하고 숙주할 수 있는 잠재력이다.우리가 알고 있는 생명체는 액체 상태의 물, 에너지원, 그리고 영양분을 필요로 하며, 이 세 가지 주요 요건들은 잠재적으로 이 [3]신체들 중 일부에서 충족될 수 있으며, 이것은 지질학적 [3][4]시간표에서 단순한 생물학적 활동을 유지할 수 있는 가능성을 제공할 수 있다.2018년 8월, 연구원들은 물의 세계가 [54][55]생명을 유지할 수 있다고 보고했다.

만약 행성이 표면에서 액체 물로 완전히 덮여 있다면 지구와 같은 생명체에 의한 해양 세계의 거주는 제한되고, 만약 가압된 고체 얼음층이 지구 바다와 하부 암석 [56][57]맨틀 사이에 있다면 더욱 제한된다.5개의 지구 대양의 물로 덮인 가상의 해양 세계의 시뮬레이션은 그 물이 플랑크톤과 같은 산소를 생산하는 해양 유기체와 같이 지구가 진화하기에 충분한 인과 다른 영양분을 포함하고 있지 않을 것이라는 것을 보여준다.지구에서, 인은 노출된 육지의 바위에 부딪힌 빗물에 의해 바다로 씻겨져 나가기 때문에 해양 세계에서는 이 메커니즘이 작동하지 않을 것이다.50개의 지구 대양의 물이 있는 대양 행성들의 시뮬레이션은 해저 압력이 너무 커서 지구의 내부가 화산활동이 지구 [58]생명체에게 적절한 화학적 환경을 제공하도록 하는 판구조론을 지속시키지 못할 것이라는 것을 보여준다.

반면 유로파나 엔셀라두스와 같은 작은 물체는 바다가 열과 생물학적으로 중요한 화학 원소의 [3]잠재적 원천인 규산염 핵과 직접 접촉하기 때문에 특히 거주할 수 있는 환경으로 여겨진다.이러한 물체의 표면 지질 활동은 또한 종종 [59]질소와 결합하여 메탄이나 에탄과 같은 단순한 유기 화합물의 태양 자외선 조사에 의해 형성되는 혜성이나 톨린과 같이 표면에 심어진 생물학적으로 중요한 빌딩 블록의 바다로 운송을 이끌 수도 있습니다.

산소

분자 산소(O
2)는 지구물리학적 과정에 의해 생성될 수 있을 뿐만 아니라 생명체에 의한 광합성의 부산물에 의해 생성될 수 있기 때문에, 고무적이기는 하지만, O는
2 신뢰할 수 있는 생물 [32][41][60][8]시그니처가 아니다.사실, 대기 중에 높은 농도의
2 O가 있는 행성은 살 [41]수 없을지도 모른다.대기 중 산소가 대량으로 존재할 때 생물 발생은 어려울 수 있습니다. 왜냐하면 초기 유기체는 다양한 수소 화합물을 포함한 산화환원 반응에서 이용 가능한 자유 에너지에 의존했기 때문입니다; O가 풍부한
2 행성에서 유기체는 이 자유 [41]에너지를 위해 산소와 경쟁해야 할 것입니다.

「 」를 참조해 주세요.

  • 별 주변 거주 가능 영역 – 행성 표면에 액체 상태의 물이 있을 수 있는 궤도
  • 사막 행성 – 물이 거의 없는 바위 행성
  • 지구 아날로그 – 지구와 유사한 환경을 가진 행성
  • 외계 액체 물 – 지구 밖에서 자연적으로 발생하는 액체 물
  • 얼음 행성 – 얼음 표면이 있는 행성
  • 태양계 밖의 액체 물 후보 목록 – 지구 너머 액체 물의 존재 가능성
  • 해양 extrater 외계 해양 – 지구의 대부분을 덮고 있는 소금물 몸통
  • 판탈라사 – 판게아를 둘러싼 선사시대 초해양

태양계 외계의 수계에 대한 우주생물학적 임무 개념:

레퍼런스

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