どのような条件が生命の出現を可能にしたのでしょうか?

ハビタブルゾーン: 暑さと寒さの不安定なバランス

私たちの銀河系には約 2,000 億個の星があり、統計によると、銀河系には 2 兆個の惑星が含まれています。これは、これらの数十億の星のハビタブルゾーンの中に、生命が発達するための多くの場所を確かに見つけたと言うのに十分であるように思われます。ただし、非常に多くの有利な条件を満たさなければならないため、可能性が大幅に制限されます。

必須条件の最初は、水が液体状態で存在することです。宇宙という物質には水が豊富に含まれており、74% の水素、24% のヘリウム、1% の酸素で構成されており、他のすべての元素を合わせても通常の物質の 1% にすぎません。

科学者たちは、液体の水は生化学反応における役割のために不可欠であると信じています。それは生化学活動に必要な物質の輸送を大幅に促進するため、実行可能な生態系にとって不可欠な要素であるとさえ考えられています。

したがって、惑星には液体の水が存在し、生命を維持するのに十分な期間、数十億年にわたってそれを維持する必要があります。生命がどのように出現するのかは誰も知りません。無生物から生物への移行は依然として謎ですが、私たちが地球上で観察している生命は、液体の水中の溶液中の炭素の化学に基づいています。

もし生命が他の場所に存在するなら、それは炭素化学に基づいているに違いありません。生命は、炭素よりも地球上にはるかに多く存在するシリコンの道をたどったわけではありません。

専門家たちは炭素以外の化学における生命を想像しようと試みてきたが、炭素（C）は有機化合物の必須成分であるため、それははるかに複雑であると全員が言う。これは多くの化合物の基礎であり、他の原子、特に水素、酸素、窒素、リン、硫黄と非常によく会合します。

宇宙では水分子 (H²O) はどこにでも存在し、すべての惑星に必ず存在します。難しいのは、地表の水を液体の状態で何十億年も維持することであり、そのためには居住可能な惑星がその安定に有利な多くの条件を揃える必要がある。

したがって、惑星はハビタブルゾーンの軌道上に留まらなければなりません。

リビングエリアの広さはどれくらいですか？

数値モデルによると、地球を太陽から 12% 遠ざけたとしても、地球は太陽の熱の 79% しか受け取らないことになります。この場所では気候が急激に変化しており、数十年のうちに地球は急速に氷で覆われてしまいます。しかし、太陽の熱が進化したにもかかわらず、地球は常に居住可能でした。

当初、太陽の明るさは現在より 25% 低かったですが、地球の表面には常に液体の水が存在し、平均して現在よりも温暖な気候でした。これは次のパラドックスです若い弱い太陽。

1972 年に遡るこの古い謎は、天文学者によって提起されました。カール・セーガン(1934-1996) およびジョージ・マレン。これは、地球形成初期の地層で液体の水と亜細菌の生命の証拠が発見されたときに起こりました。セーガンとマレンは当時、アンモニウムとメタンのおかげで現在よりも 3 倍大きな温室効果が存在していたに違いないと示唆しました。

この原始的な温室効果のおかげで、地球は若い太陽が放出する低熱を保存することができました。太陽がますます明るく輝くにつれて、炭酸塩とケイ酸塩のサイクルが地球の気候を安定させるために引き継がれました。

惑星が気候を安定させることができれば、ハビタブルゾーンの上限は 1.6 天文単位まで減少します。ハビタブルゾーンの内部限界は、コンピューターモデルによって5％（0.95天文単位）と計算されました。太陽に近いこの場所では、気候システムが激しく変動しています。気温が上昇し、温室効果が増大し、海洋が蒸発しつつあります。大気中で水分子の結合が切れ、非常に軽い水素が宇宙に消えてしまいます。少しずつ、地球はすべての水を失いつつあります。

したがって、地球がその表面に液体の水を維持できるのは、0.95 から 1.65 天文単位の間です。生命が進化するには、この地域に非常に長い間留まらなければなりません。それは、炭酸ケイ酸塩サイクルそしてプレートテクトニクス地球は大気を保つことができたということです。

炭酸ケイ酸塩サイクルとプレートテクトニクス

ザ炭酸塩-ケイ酸塩サイクル長期にわたって地球の気候を調節する上で重要な役割を果たしています。このサイクルは、大気中の CO2 が雨水に溶けて炭酸 (H2CO3) を形成するときに始まります。この風化の生成物はその後海に運ばれ、そこで海洋生物が炭酸カルシウム (CaCO3) の殻を作るためにそれらを使用します。これらの生物は死ぬと海底に蓄積します。その後、プレートテクトニクスによって沈み込み帯で CO2 が再利用され、火山の噴火を通じてガス状で大気中に放出されます。この火山放出がなければ、大気中の CO2 は約 40 万年後に排出されるでしょう。このサイクルは、火山の CO2 が雨水によって再び溶解され、深海まで運ばれ続けます。このプロセスは、地球の「気候機構」が機能するために不可欠です。

要約すると、水を液体状態に保つには、地質活動が活発な生きた惑星が必要です。しかし、プレートテクトニクスの現象は太陽系の他の惑星には存在しません。火星のように惑星が小さすぎる場合、プレートテクトニクスは存在できないようですが、惑星が大きい場合（スーパーアース）、対流の効率が低い場合、大きなプレートは1つだけになるでしょう。しかし、地球と同じ大きさの金星はプレートテクトニクスの恩恵を受けません。

注: 星周ハビタブルゾーンは生態圏とも呼ばれ、理論上は星の周囲の円管の形をした領域であり、軌道上の惑星の表面温度により液体の水の存在が可能になります。この領域は潜在的に生命を維持する可能性がありますが、その発達に必要な条件が非常に多いため、その可能性は依然として非常に低いままです。

惑星が液体の水を維持するための天文条件

水を液体状態に維持するためのもう 1 つの必須条件は、惑星が周回する星の天文学的特性に関係します。これらの特性は、恒星の 60% が連星系であるという事実によって制限されますが、これらの系の惑星の軌道は不規則で混沌としたことが多いため、生命の出現にはつながりません。惑星が居住可能であるためには、その軌道離心率が低く、0 (円軌道) に近くなければなりません。地球の離心率は0.01が理想的です。一方、系外惑星の観測では平均離心率が0.29とかなり大きいことが分かります。強い離心率は惑星の軌道を不安定にし、惑星を他の惑星からの重力擾乱にさらし(ジャック・ラスカーの研究)、これは温度の安定性にも影響を及ぼします。観測されている太陽系の中で、太陽系のようにほぼ円形の軌道を描くものはほとんどありません。

液体の水を維持するためのもう 1 つの重要な条件は、星の質量です。星の質量は太陽の約100分の1から100倍まで変化します。太陽よりも重い星（太陽質量が 1.2 ～ 1.5 倍）は、紫外線を多量に放出します。これは生命の出現には好ましくありません。さらに、その寿命は生命の発達を可能にするほど短すぎます。

太陽より小さい星は、生命に有害な大量の X 線や粒子を放出します。恒星の約 75% は太陽質量約 0.5 倍の質量を持っています。これらの星はほとんど光を発しないため、星のハビタブルゾーンが近くなります。この近さのため、居住可能な可能性のある惑星は潮汐効果によって自転を恒星と同期させ、その結果、一方が氷の面、もう一方が高温の面が生じます。境界には「温帯」が存在する可能性がありますが、この状況は水を液体状態に維持するのに理想的ではありません。さらに、この距離では、これらの惑星には磁場がありません。これは、同期により惑星核の差動回転が妨げられ、太陽放射にさらにさらされるためです。

要約すると、太陽質量が 0.9 ～ 1.2 の星が生命の出現に最も適しています。コンピューターシミュレーションは、私たちの太陽系に対応する理想的な条件をモデル化しているため、驚くべきことではありません。しかし、それらは研究者が生命の出現に必要な複雑な条件をより深く理解するのに役立ちます。

注: 離心率は楕円軌道の形状を定義し、0 と 1 の間で変化します。円軌道の場合は 0。強い離心率は、小さい軸 (近日点) を減少させ、大きい軸 (遠日点) を増加させますが、長軸は変更しません。

水の状態または相転移

水相

純水は、特定の圧力と温度の単相 (固体、液体、または気体) になります。ただし、トリプルポイント、3 つの相が正確な温度と圧力で同時に共存します。圧力と温度の対は、次のような相転移、つまり状態の変化に対応できます。合併(固体から液体へ)、凝固(液体から固体へ)、昇華(固体から気体へ)、結露(気体から固体へ)、気化(液体から気体へ) または液化（気体から液体へ）。臨界点を超えると、水は圧力 218 気圧、温度 374°C で気体と液体の両方となる流体相に入ります。