生命の出現を可能にした条件とは何か？

ハビタブルゾーン：熱と寒さの間の壊れやすい均衡

液体の水、生命に不可欠な条件

私たちの銀河系には約2000億個の恒星があり、統計によれば2兆個の惑星を含むとされています。それは、生命がこれらの何十億もの恒星のハビタブルゾーンの中の多くの場所を見つけて発展したと断言するのに十分に見えます。しかし、あまりにも多くの好都合な条件を満たさなければならないため、可能性は大きく制限されます。

最初の不可欠な条件は、液体状態の水の存在です。水は物質宇宙に豊富に存在し、その宇宙は74%の水素、24%のヘリウム、1%の酸素で構成され、他のすべての元素を合わせても通常の物質の1%にしかすぎません。

液体の水の生化学的役割

科学者は、液体の水が生化学反応における役割のために不可欠であると考えています。それは、生化学活動に必要な物質の輸送を非常に促進するため、実行可能な生態系に不可欠な要素とさえ見なされています。

したがって惑星は液体の水を持ち、生命を保持する可能性を持つために、何十億年もの間それを十分長く保たなければなりません。生命がどのように出現するかは誰も知りません。無生物から生物への移行はまだ謎ですが、私たちの惑星で観察される生命は、液体の水に溶解した炭素の化学に基づいています。

水溶液中の炭素化学

生命が他の場所に存在するなら、それは炭素の化学に基づいていなければなりません。生命は、地球で炭素よりもはるかに豊富なケイ素の道をたどりませんでした。

専門家は炭素以外の化学で生命を想像しようと試みましたが、すべての人が、炭素（C）は有機化合物の必須成分であるため、はるかに複雑であると言います。それは多数の化合物の基礎であり、他の原子、特に水素、酸素、窒素、リン、硫黄と非常によく結合します。

表面での水の保持の難しさ

宇宙では水分子（H²O）がどこにでも存在するため、すべての惑星はそれを持っているはずです。困難は、表面の水を液体状態で何十億年もの間保つことであり、そのためにはハビタブル惑星がその安定性に好都合な非常に多くの条件を満たさなければなりません。

したがって惑星はハビタブルゾーンの軌道にとどまらなければなりません。

ハビタブルゾーンの大きさは？

数値モデルによれば、地球を太陽から12%遠ざけると、太陽の熱の79%しか受け取らなくなります。その場所では気候が暴走し、地球は数十年で非常に急速に氷に覆われます。しかし、太陽の熱の進化にもかかわらず、地球は常にハビタブルでした。

初期の太陽は今日よりも25%暗かったのに、地球の表面には常に液体の水があり、平均して今日よりも暖かい気候でした。これが暗い若い太陽のパラドックスです。

暗い若い太陽のパラドックス

この1972年の古い謎は、天文学者カール・セーガン（1934-1996）とジョージ・マレンによって提起されました。それは、地球形成初期の地質層に液体の水と細菌性生命の証拠が見つかっ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今日の3倍の温室効果が存在したに違いないと提案しました。

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弱い熱を保持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-ケイ酸塩サイクルが地球の気候を安定させる役割を引き継ぎました。

ハビタブルゾーンの限界と水の喪失

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 AUに後退します。ハビタブルゾーンの内限はコンピュータモデルによって5%（0.95 AU）と計算されました。その場所では、太陽に近いため、気候システムが暴走します。温度が上昇し、温室効果が増大し、海洋が蒸発します。水分子の結合は大気中で壊れ、非常に軽い水素は宇宙空間に消えます。少しずつ惑星はすべての水を失います。

したがって、地球が表面に液体の水を保つことができるのは0.95から1.65 AUの間です。生命の進化を可能にするために、このゾーンに非常に長くとどまる必要があります。炭酸塩-ケイ酸塩サイクルとプレートテクトニクスのおかげで、地球は大気を保つことができました。

炭酸塩-ケイ酸塩サイクルとプレートテクトニクス

炭酸塩-ケイ酸塩サイクル、地球のサーモスタット

炭酸塩-ケイ酸塩サイクルは、長期間にわたる地球の気候調節に決定的な役割を果たしています。このサイクルは、大気中のCO2が雨水に溶解し、炭酸（H2CO3）を形成することから始まります。この風化の生成物はその後海洋に運ばれ、海洋生物が炭酸カルシウムの殻（CaCO3）を作るために使用します。それらが死ぬと、これらの生物は海底に蓄積します。プレートテクトニクスは沈み込み帯でCO2をリサイクルし、火山噴火を通じてガス状で大気中に放出します。この火山放出がなければ、大気中のCO2は約40万年で枯渇するでしょう。このサイクルは、火山性CO2が再び雨水に溶解し、海洋深部に運ばれることで続きます。このプロセスは、地球の「気候マシン」の機能に不可欠です。

不可欠なプレートテクトニクス

要約すると、水を液体状態に保つには、激しい地質活動を持つ生きている惑星が必要です。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とプレートテクトニクスを持つことができませんが、惑星がより大きい場合（スーパーアース）、対流が効率が悪く、1つの大きなプレートしか存在しないようです。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ていません！

注：
恒星周ハビタブルゾーンは、生態圏とも呼ばれ、恒星の周りの円形の管の形をした理論的な領域で、周回する惑星の表面温度が液体の水の存在を可能にします。このゾーンは潜在的に生命を宿す可能性がありますが、生命が発展するために必要な条件は非常に多いため、確率は非常に低いままです。

惑星が液体の水を保つための天文学的条件

惑星軌道の安定性

水を液体状態に保つためのもう一つの本質的な条件は、惑星が周回する恒星の天文学的特徴に関するものです。これらの特徴は、恒星の60%が連星系であり、生命の出現に適していないという事実によって制限されます。これらの系の惑星の軌道はしばしば不規則で混沌としているからです。惑星がハビタブルであるためには、その軌道離心率が小さく、0に近い（円形軌道）必要があります。地球の離心率0.01は理想的です。対照的に、系外惑星の観測は平均離心率0.29を明らかにしており、これはかなりのものです。高い離心率は惑星軌道を不安定にし、惑星を他の惑星の重力摂動にさらし（ジャック・ラスカーの研究）、温度の安定性にも影響します。観測された太陽系の中で、私たちの太陽系のようなほぼ円形の軌道を提供するものはほとんどありません。

恒星の質量、決定的な基準

液体の水を保つためのもう一つの決定的な条件は、恒星の質量です。恒星の質量は太陽の約1/100から100倍まで変動します。太陽より質量が大きい恒星、1.2から1.5太陽質量の間では、紫外線を放出しすぎて、生命の出現に有利ではありません。さらに、その寿命は生命の発展を可能にするには短すぎます。

太陽より小さい恒星は、生命に有害なX線と粒子を大量に放出します。恒星の約75%は約0.5太陽質量です。これらの恒星は光をあまり放出しないため、ハビタブルゾーンが恒星に近づきます。この近さのため、潜在的ハビタブル惑星は潮汐効果によって恒星と自転を同期させ、一方の面が凍り、もう一方が燃える結果となります。「温帯領域」が境界に存在するかもしれませんが、この状況は水を液体状態に保つ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。同期が惑星核の差動回転を妨げるため、太陽放射にさらされやすくなります。

要約すると、0.9から1.2太陽質量の恒星が生命の出現に最も適しています。コンピュータ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、驚くべきものではありません。しかし、研究者が生命の出現に必要な複雑な条件をよりよ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から1の間で変動します。円形軌道では0です。高い離心率は最小軸（近日点）を減少させ、最大軸（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

純水の相図

水は与えられた圧力-温度の組に対してのみ単一の形で存在します。以下の相図はこれらの平衡を要約し、三重点と臨界点という二つの注目すべき点を強調しています。

水の相

三重点と相転移

純水は特定の圧力と温度に対して単一の相（固体、液体、または気体）で存在します。しかし、三重点では、三つの相が正確な温度と圧力で同時に共存します。圧力-温度の組は相転移、つまり状態変化に対応することがあります。例えば融解（固体から液体）、凝固（液体から固体）、昇華（固体から気体）、凝縮（気体から固体）、気化（液体から気体）、または液化（気体から液体）です。臨界点を超えると、水は流体相に入り、218気圧と374°Cの温度で気体と液体の両方になります。