小さくて冷たい系外衛星の地下居住性

地下海洋を維持するのは衛星のコアの崩壊熱ではなく潮汐加熱のみ。氷殻と表土の熱伝導（断熱性）も関係しているが潮汐加熱の過大で有ればスノーラインの外側でも地下海を維持できる。
ハビタルゾーンという考え方を変えた方が良い。エネルギー供給は中心恒星だけとは限らない。以下、機械翻訳。
小さくて冷たい系外衛星の地下居住性
概要
環境。私たちの太陽系を典型的なものと仮定すると、太陽系外衛星は太陽系外惑星よりも多いかもしれません。それらの居住可能率が類似している場合、
したがって、宇宙で居住可能な不動産の最大部分を構成します。エウロパやエンケラドスは、地球上の生命の前提条件である液体の水を持っていることがすでに示されています。
狙い。私たちは、どのような熱的および軌道環境下で、小さな氷のような衛星が地下の海洋を支え、したがって、「地下居住可能」である。我々は、衛星の液体が保守的なものをはるかに超えて維持する可能性のある潮汐加熱に特に注意を払っている。
居住可能ゾーン。
メソッド。潮汐加熱に対する現象論的アプローチを利用しました。星と星の両方から軌道平均フラックスを計算しました　惑星（熱および反射星の両方）照明。次に、照明に応じて地下温度を計算しました
氷の殻とレゴリスの断熱層を介した表面への熱伝導。伝導のみのモデルを採用し、火山活動と氷殻の対流を内部熱の出口として無視します。そうすることで、どの深さで氷が溶けるかを決定しました。
そして、地下の海が形成されます。
結果。衛星の物理的特性と軌道特性と融解深度の間の分析的表現を見つけます。これから
表現は、氷の衛星の観測可能量を融解の深さに直接関連付けます。これにより、融解の深さの上限をすばやく設定できます。
任意の衛星に対して。エンケラドスの海底の存在を再現します。また、天王星の2つの最大の衛星（チタニアとオベロン）はそれらを十分に維持できました。このモデルでは、レアには液体の水はないと予測しています。
結論。居住可能な太陽系外環境は、太陽系外系全体で見られます。
ホストスター。小さくて氷に覆われた居住可能な衛星は、雪の線を越えてどこにでも存在します。これは、将来の観測では、星周居住可能領域を超えて、地球外居住可能環境の検索エリアを拡大します。
キーワード。惑星と衛星：海洋–惑星と衛星：個人：エンケラドス–方法：分析

図1。私たちの小さなもののために想定する内部構造の概略図、
氷の衛星。 均一な内部は、潮汐およびその他の内因性熱が発生する場所です
消散して生成されます。 私たちのモデルでは、海、氷の地殻、レゴリスでの散逸を無視しています。 内因性熱は次に向けられます
海、氷の地殻、レゴリスの表面。 海は完全な熱伝導体と見なされますが、氷の地殻とレゴリスは
カバーには有限の導電率があります。 レゴリスは絶縁性が高く、
毛布と考えてください。 外因性熱がレゴリスに入射しています
毛布、一部は吸収され、残りは空間に反映されます。


図2.衛星の半径（Rs）で表したエンケラドスの融解深度（軌道特性（左上）、惑星-衛星の質量（右上）、
ホストの準主軸（ラベルのSMA）と恒星の光度（左下）と衛星の潮汐効率とレゴリスの厚さ（右下）。
赤い領域は乾燥した衛星、濃い灰色は凍った衛星、薄い灰色はせいぜい氷の薄膜を意味します。 十字は基準値を表します。
エンケラドス自体については、私たちのモデルは3.6 kmの溶融深度を予測しています。


図3.前の図と同じ、左上のパネル、ただし10倍高い
レゴリス熱伝導率：0.001とは対照的に0.01 W m-1 K-1
他のすべての図で使用されているW m−1 K−1。 可能にするパラメータの範囲
地下海の場合は著しく広くなり、
溶解深度はかなり深い（〜50 km）。


図4。図2と同じですが、レアのものです。 私たちのモデルは完全に凍結した物体を予測します


図5.前の図と同じですが、チタニア用です。 私たちのモデルは、154 kmの溶融深度を予測します。


図6.前の図と同じですが、オベロン用で、軌道のみ
特性（オベロンの質量および潮汐効率は
チタニアと天王星と太陽の両方の特性は同じです
すべての天王星衛星の場合）。 私たちのモデルは、176 kmの溶融深度を予測します。