論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1702.08618
Ramirez & Kaltenegger (2017)
A Volcanic Hydrogen Habitable Zone
(火山性水素によるハビタブルゾーン)

概要

古典的なハビタブルゾーンは，恒星の周りで液体の水が岩石惑星の表面に存在することができる環状の領域を指す．一般的な N₂-CO₂-H₂O ハビタブルゾーンの外縁は，太陽系では ~ 1.7 AU まで広がっている．この距離は，二酸化炭素による凝縮と散乱の効果が，二酸化炭素による温室効果の影響を上回る場所である．

ここでは，ハビタブルゾーンの外縁付近での大気中の H₂ の火山脱ガスが，我々の太陽系においてハビタブルゾーンを ~ 2.4 AU にまで広げ得ることを示す．この広い火山性水素によるハビタブルゾーン (N₂-CO₂-H₂O-H₂) は，火山からの水素ガスの供給が高層大気からの水素の散逸を補える限り維持することが出来る．

単一カラムの放射対流気候モデルを使用し，火山性水素によるハビタブルゾーンの外縁について，大気中の水素濃度が 1%から 50%までの間で計算を行った．大気上層からの大気散逸には，拡散律速 (diffusion-limited) の大気散逸を仮定した．

大気中の水素濃度が 50%の場合は，中心星のスペクトル型が M - A 型星の場合，ハビタブルゾーン外縁を維持するための恒星のフラックスは ~ 35 - 60%減少する．これに対応する軌道距離は ~ 30% - 60%の増加となる．

ハビタブルゾーンの内縁は，古典的なハビタブルゾーンに対してわずか ~ 0.1 - 4%しか動かない．これは，水素分子の温室効果は濃い水蒸気大気によって抑制されるためである．

このようなハビタブルゾーン外縁にある火山性水素大気の大気スケールハイトは大きくなるため，大気の特徴の検出可能性を大きくする．

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