ハビタブルゾーン（、HZ）とは、地球と似た生命が存在できる天文学上の領域。日本語では生命居住可能領域や生存可能圏、生存可能領域と呼ばれる。
概要 一般的にハビタブルゾーンという言葉は惑星系のハビタブルゾーン（、CHZ）を指すことが多く、恒星の周辺において十分な大気圧がある環境下で惑星の表面に液体の水が存在できる範囲を指すSu-Shu Huang, American Scientist 47, 3, pp. 397–402 (1959)。惑星系のハビタブルゾーンの範囲は、太陽系内における地球の位置と太陽から受ける放射エネルギー量に基づいている。
ハビタブルゾーンはゴルディロックスゾーン（、GZ）とも呼ばれる。「ゴルディロックス」は童話の3びきのくまに登場する、暑さや寒さなど極端なものを無視し、その中間にある物事を選ぶ女の子の名前である。ゴルディロックスゾーンはハビタブルゾーンとほぼ同じような形態をとるが、ハビタブルゾーンの中でも生命体がただ存在するだけでなく、生命の進化が起きるのにも適した領域を指すこともある。
ハビタブルゾーンの概念が初めて発表された1953年以来、多くの恒星がハビタブルゾーン内に惑星を持っていることが確認されており、その中にはハビタブルゾーン内を複数の惑星が公転している惑星系も含まれる。そのような惑星の多くは発見するのが比較的容易なスーパー・アースや巨大ガス惑星といった地球よりも大きな惑星である。2013年11月4日、天文学者らは太陽系外惑星探査望遠鏡ケプラーのデータに基づいて、銀河系に存在する太陽に似た恒星や赤色矮星のハビタブルゾーン内を公転する地球規模の惑星はおよそ400億個存在すると推定されることを報告した。これらのうち110億個は太陽のような恒星を公転しているかもしれない。地球からケンタウルス座の方向に約4.2光年（約1.3パーセク）離れた位置にある太陽系外惑星プロキシマ・ケンタウリbは、既知の太陽系外惑星では最も地球に近く、主星プロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーン内を公転している。ハビタブルゾーンではまた、惑星を上回る数の惑星規模の衛星が存在する可能性があり、の分野にとって特に興味深いものにもなっている。
ハビタブルゾーンの概念はこの数十年間に渡って、生命体の存在に対する主要な基準としては疑問が呈され続けられており、そのため今もさらなる理論の発展が続いている。地球外に液体の水が存在する証拠が発見されて以来、そのうちのかなりの量が現在、恒星周辺のハビタブルゾーンの外部に存在していると考えられている。太陽系天体のリソスフェアやアセノスフェア内に大量の水が存在することが知られているのを考えると、地球にも存在するのと同じような、恒星からの放射エネルギーを必要としない地下生物圏の概念が宇宙生物学において一般的に受け入れられている。潮汐加熱や放射性崩壊などの他のエネルギー源によって維持されたり、大気以外の理由で気圧が加圧されたりすれば、自由浮遊惑星や太陽系外衛星であっても液体の水が存在する可能性がある。液体の水は束一的性質が異なるため、例えば地球上の海水中に含まれる塩化ナトリウム、火星の赤道上の塩化物や硫酸塩、そしてアンモニアの溶液としてより広範囲の圧力下と温度下で存在できる。また代わりの生化学に基づいて、仮想上の生命体にとって有利な、水以外の溶媒が液体の形態で存在し得る広義的なハビタブルゾーンも提案されている。
歴史 液体の水の存在を可能にさせる恒星からの範囲の見積もりについては、古くは1728年のアイザック・ニュートンの著書である『自然哲学の数学的諸原理』（第3巻、Section 1、corol. 4）にも見られる。 ハビタブルゾーンの概念自体は19世紀後半に地理学において誕生し、1883年には地理学者のが、現在はと呼ばれているものに近い定義を用いて惑星のハビタブルゾーンについて論じている。 「ハビタブルゾーン」という用語自体が初めて登場したのは1913年のことで、エドワード・モーンダーが著書『惑星は居住可能か？』の中で用いている。
ハビタブルゾーンという概念はドイツの物理学者によって1953年の著書『The Green and the Red Planet: A Physiological Study of the Possibility of Life on Mars』内でさらに発展し、エコスフィア（）という用語を用いて、生命体が出現する可能性がある様々な「領域」について言及している。同年にアメリカの天文学者ハーロー・シャプレーは「Liquid water belt」と呼ばれる理論を提唱し、これは同じ理論を科学的にさらに詳しく述べたものである。このどちらの研究も生命体にとっての液体の水の重要性を強調することになった。中国出身のアメリカの天体物理学者の黄授書は1959年に、十分に大きな天体上に液体の水が存在する可能性がある恒星の周りの領域を指す「Habitable zone」という用語を、惑星の居住性と地球外生命体の文脈内において初めて導入した。黄授書は初期のハビタブルゾーン理論に重要な貢献を果たし、1960年には多重連星系内においての恒星のハビタブルゾーンそして地球外生命体の存在は、その不安定な重力の影響を受けより珍しいものになるであろうと主張している。
ハビタブルゾーンの理論は1964年にスティーヴン・H・ドールによって彼の著書『Habitable Planets for Man』でさらに発展することになった。著書の中で彼はハビタブルゾーンの概念と同様に惑星の居住可能性についての他の様々な決定要因について論じ、最終的に銀河系内に存在するハビタブルゾーンの中に位置する惑星の数は約6億個にのぼり、うち50個が太陽系から100光年以内に存在すると推定している。同時期にSF小説家のアイザック・アシモフは宇宙移民に関する彼の様々な研究を通じて、ハビタブルゾーンという概念を世間に広めた。この2人は共著で、これらの研究を専門的でない一般書『人類にとっての惑星』にまとめて出版している。「ゴルディロックスゾーン」という用語は1970年代に登場し、特に液体の水が存在するのに「ちょうど良い」温度になっている恒星の周りの領域を指している。1993年に天文学者は、現在主にハビタブルゾーンとして知られている領域をより正確に表すために「惑星系のハビタブルゾーン（Circumstellar habitable zone）」という用語を導入した。太陽系外惑星のハビタブルゾーンの詳細なモデルを初めて公表したのは、カスティングが初めてであった。
概念の拡張 2000年、古生物学者ピーター・ウォードと天文学者が銀河系のハビタブルゾーンの理論を示したことによりハビタブルゾーンの理論が更新され、後に彼らはこの理論を天文学者のと共に発展させることになる。
銀河系内で最も生命体が出現する可能性が高い領域と定義されている銀河系のハビタブルゾーンは、重元素がより豊富に存在している銀河核に十分近い領域であるが、あまり中心部に近いとその周辺の強い放射線や強い重力の影響により、恒星系や惑星の軌道、生命体の出現は不安定なものになりやすいと考えられている。
太陽系内では見られないような性質の太陽系外惑星が発見されたことで、現在定義されているハビタブルゾーンの外側でも惑星が誕生し得るという発想も生まれた。 それ以降、宇宙生物学者の中にはハビタブルゾーンの概念を二水素や硫酸、二窒素、ホルムアミド、メタンといった水以外の溶媒にも拡張することを提案している者や、他には代わりの生物学を用いて仮想の生命体の存在を支持する者もいる。2013年には、自然に形成された衛星の軌道が乱されることなく、かつ惑星からの潮汐加熱で表面の液体の水が沸騰されない領域を示すハビタブルエッジ（）と呼ばれる惑星のハビタブルゾーンが提案されたことにより、ハビタブルゾーン理論のさらなる発展が行われている。
定義
恒星周囲のハビタブルゾーンとは、恒星周囲で惑星が液体の水を保持できる領域である。惑星が恒星周囲のハビタブルゾーン内に位置できるかどうかは、惑星の公転軌道（衛星の場合は、衛星を持つ惑星の公転軌道）、主星から受ける放射流束に依存する。これらの値を、水蒸気や二酸化炭素の吸収係数と共に気候モデルに適用させることで、ゾーンの境界位置を計算する。
ただし考え方によって2種類の境界が存在する。「保守的な」ハビタブルゾーンにおいては、その内縁（恒星に近い側の境界）では、温室効果によって天体表面の水が蒸発してしまう。この水蒸気が毛布の役割を果たしてさらなる温室効果を生じ、天体表面の温度がまるで暴走するように上昇する暴走温室効果の状態になる。さらにこの水蒸気は光解離によって分子そのものが分解し、水素として宇宙空間へと放出される。そのため一般的に保守的なハビタブルゾーンの内縁境界の条件は「暴走温室条件」と呼ばれ、暴走温室効果（もしくはそれより少し効果が弱い湿潤温室効果）が発生してしまう惑星からの射出限界と等しい恒星放射を受ける領域とされる。一方で保守的なハビタブルゾーン外縁境界の条件は「全球凍結条件」と呼ばれ、惑星が全球凍結にならない最低限の恒星放射を受ける領域と定義されている。
一方で主星の光度が年齢とともに変化することを考慮してその幅を広げた、歴史の中で一時期でも液体の水が存在しうる領域である「楽観的な」ハビタブルゾーン（OHZ）も存在する。過去に金星や火星にも液体の水が存在した可能性についての研究に基づき、OHZの内側の境界を「最近の金星による内縁」と呼び、外側の境界を「初期の火星による外縁」と呼ぶ。そのほか、気候モデルが異なればハビタブルゾーンの大きさも変化する。
ハビタブル惑星 ハビタブルゾーンの概念は、居住可能な惑星の捜索において中心となる考え方である。何千もの太陽系外惑星が発見されているが、遠方の天体を詳細に研究することは非常に難しい。一方、それぞれの発見された惑星については軌道半径や惑星の大きさが推定されているので、これをハビタブルゾーンと比較することが可能である。
たとえ惑星が距離から求められた「ハビタブルゾーン」に位置していても、実際はとても居住できる環境ではないこともある。ハビタブルゾーンは液体の水の存在可能性で定義しているが、惑星に液体の水があるかどうかは、ハビタブルゾーンの定義で考慮されるものの他にも、多くの個々の惑星の表面特性などに依存する。 この一種の誤解は、「居住可能な惑星を発見した」と半ば興奮交じりに報告される研究結果にも反映されている。 そのため天文学者の中には、「ハビタブル・居住可能」といった言葉を使うべきでないと主張する者もいる。最終的にハビタブル惑星を発見できるのは、生命の兆候を遠方から検出する観測技術が唯一であるとされる。
複雑な生命のハビタブルゾーンではさらに多くの条件を満たす必要があるが、定義されている追加条件を満たしていたとしても必ずしも高度な生命が存在できるわけではない。惑星が人間の生命を保持できるにはさらに厳しい条件に直面し、たとえば気温は、可視光光度は ルーメン/cm2、表面重力はおよそ以下、有毒ガスを含まない酸素の大気、食料となる他の生物の居住可能性、悪天候時の風速、ダスト濃度、放射能、天体衝突リスク、地震や雷の有無などがある。
ハビタブルゾーンの測定
ある天体がその主星のハビタブルゾーン内に位置しているかどうかは、惑星の軌道半径（衛星の場合は主惑星の軌道）、天体自身の質量、および主星の放射束に依存する。惑星系のハビタブルゾーン内に存在する惑星の質量の値が広い範囲に及んでいることを考えると、地球より厚い大気や強力な磁場を維持することができるスーパー・アースの発見と相まって現在では惑星系のハビタブルゾーンは、地球や金星などの比較的低質量の惑星の表面で液体の水が存在できる領域と、より強い温室効果を持つスーパー・アースの表面上で液体の水が存在するのに適した温度になる「Extended habitable zone」と呼ばれるより広範囲の領域の2つに区別することが出来る。
太陽系での推定値
太陽系内におけるこれまでのハビタブルゾーンの推定値は0.38–10.0 auの範囲に及ぶが、様々な原因によりこの推定値を導き出すのは困難であった。この範囲内もしくはそれに近い軌道を周回している多数の惑星クラスの質量を持つ天体は、温度が水の融点よりも高くなるほどの十分な太陽光を受けている。しかし、それらの天体の大気条件は大きく異なっている。例えば金星は遠日点がハビタブルゾーンの内縁付近に位置しており、表面の大気圧は液体の水を保持するのには十分な一方で、強い温室効果により表面温度は462 ℃（864 ℉）にまで上昇しており、水は水蒸気でしか存在することができないことになるが、上空50 kmの1気圧の地点では75 ℃、55 kmの0.5気圧の地点では27 ℃で水が存在できる温度になっている。月や火星、そして多数の小惑星もまた推定されるハビタブルゾーンの範囲内に位置している。火星の表面上において最も低い高度（表面全体の30%未満）でのみ、水が存在する場合には短期間に渡って液体の状態で存在していられるのに十分な大気圧と温度がある。例えばヘラス盆地では、年間70火星日の間は大気圧が1,115 Paに達し、温度が0 ℃を超えることがある。暖かい火星の斜面において季節的な流体の流れ（Seasonal flows on warm Martian slopes）という形での間接的な証拠があるが、そこに液体の水が存在するという確認はなされていない。ハビタブルゾーン内を公転している彗星を含む、その他の天体の中で準惑星のケレスは唯一惑星クラスの質量を持つ。しかし、質量が小さい事と太陽風による大気の蒸発および喪失を軽減できない事の組み合わせにより、このような天体は表面上に液体の水を維持させることができない。しかし、それにも関わらず、金星や火星、ベスタ、ケレスhttps://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA21471 PIA21471: Landslides on Ceresの表面には過去に液体の水が存在していたことが、研究によって以前考えられていたより強く示唆されている。持続可能な液体の水は複雑な生命体の存在を支えるのに不可欠であると考えられているので、ハビタブルゾーンの推定値のほとんどは、数十億年に渡って表面に液体の水を維持することが可能なほどの表面重力を持っている金星と地球の居住性に及ぼす影響から推定される。
拡張されたハビタブルゾーンの理論によれば、十分な放射強制力を誘発することができる大気を有する惑星クラスの質量を持つ天体は、太陽から遠く離れたところに液体の水を持つことができる。逆に熱を反射する効果の高い窒素の多い大気では、より内側にハビタブルゾーンが拡張されうる。そのような天体には、大気中に大量の温室効果ガスが含まれている地球よりも質量が大きい岩石惑星（スーパー・アースクラスの質量）も含まれ、最大で100 kbarの表面圧力を持つことができるが、そのような天体は太陽系には存在していない。こうした種類の太陽系外惑星の大気の性質については十分には知られておらず、誘導アルベド（Induced albedo）や反温室効果、もしくは考えられる他の熱源も含んで考慮した大気の正確な温室効果の強さは、ハビタブルゾーン内における天体の位置だけで決定することはできない。
+ 太陽系におけるハビタブルゾーンの境界の推定 内縁距離（au） 外縁距離（au） 発表者（発表年） 注釈 0.725 1.24 Dole（1964） 光学的に薄い大気と固定アルベドを使用して計算された値。金星の遠日点付近に内縁が位置する。 1.385–1.398 Budyko（1969） 地球が経験するであろう全球規模の凍結の時代を決定するためのアイスアルベドフィードバックモデルの研究に基づいている。この推定は1969年のSellersの研究や1975年のNorthの研究でも支持されている。 0.88–0.912 RasoolとDe Bergh（1970） 金星の大気の研究に基づいて、RasoolとDe Berghはこの距離が地球上で安定した海が存在できるであろう最も太陽に近い距離であると結論付けている。 0.95 1.01 Hartら（1979） 地球の大気組成と地表温度のコンピューターモデリングとシミュレーションに基づいている。この推定は、その後にしばしば出版物で引用されてきた。 3.0 Fogg（1992） 炭素循環を用いてハビタブルゾーンの外縁距離を推定した。 0.95 1.37 Kastingら（1993） 今日使用されている最も一般的なハビタブルゾーンの実用的定義を確立した。二酸化炭素と水が地球にとって重要な温室効果ガスであると仮定し、炭酸塩-ケイ酸塩循環（Carbonate-silicate cycle）によりハビタブルゾーンは広いものになっていると主張している。雲のアルベドによる冷却効果にも注目している。左に記載しているのは控えめな制限を与えた推定で、楽観的な推定に基づくとその範囲は0.84–1.67 auとなる。 2.0 Spiegelら（2010） 大きい軌道傾斜と離心率を組み合わせると、この距離までなら周期的に液体の水が存在できることが提案された。 0.75 Abeら（2011） 地球のような水が多い惑星よりも主星に近く、極付近にのみ水が存在し大部分を陸地が占めている「砂漠惑星（Desert planet）」が存在する可能性を示した。 10 PierrehumbertとGaidos（2011） 原始惑星系円盤から気圧数十から数千 barの水素を蓄積することができる岩石惑星は、太陽から10 auも離れた領域でも居住可能になる可能性を示した。 0.77–0.87 1.02–1.18 Vladiloら（2013） 必要な大気圧の下限を15 mbarとした時、ハビタブルゾーンの内縁はさらに太陽に近く、外縁はさらに遠くなることを示した。 0.99 1.70 Kopparapuら（2013） Kastingら（1993）の推定値を修正したもの。更新された湿潤温室効果と水分損失のアルゴリズムを用いて公式化している。この測定によると、地球はハビタブルゾーンの内縁に位置しており、湿潤温室効果が起きる距離の限界に近いがわずかにその外側に位置する。Kastingら（1993）と同じように、 これは温度が60 ℃に達する「水損失（湿潤温室効果）」の限界であるハビタブルゾーンの内縁に位置し、十分高度が高い領域に対流圏があり、大気が完全に水蒸気で飽和している地球のような惑星に適用される。成層圏が湿ると水蒸気光分解により水素が宇宙空間に放出される。この時点では、雲のフィードバックによる冷却は、さらに強い温暖化の効果により著しくは強くならない。「最大温室効果（Maximum greenhouse）」の限界であるハビタブルゾーンの外縁では、二酸化炭素が支配的な気圧約8 barの大気が最も強い温室効果を生み出し、二酸化炭素がさらに増加しても大気圏外で凍結するのを防ぐために十分な温室効果は発生しないとされている。楽観的な推定では範囲は0.97–1.70 auとなっている。この楽観的な推定では、二酸化炭素の雲による放射温暖化の可能性は考慮されていない。 0.38 Zsomら（2013） 惑星の大気組成、圧力および相対湿度などの考えられる様々な組み合わせに基づいて推定されている。 0.95 Leconteら（2013） 3Dモデルを用いて、Leconteらは太陽系のハビタブルゾーンの内縁を0.95 auとした。 0.95 2.4 RamirezとKaltenegger（2017） 火山性水素の大気濃度を50％と仮定したときの古典的な二酸化炭素と水蒸気のハビタブルゾーンの拡大を示した。 0.93–0.91 2019, Gomez-Leal et al. 全休気候モデル（GCM）を用いて、オゾンが存在する場合としない場合の地球類似天体において、下部成層圏の水の混合比や表面温度、気候感度を測定することで湿潤温室効果の閾値を推定した。その結果いずれの場合でも水の混合比7 g/kg、表面温度およそ320 Kで気候感度とのピークの相関関係が示された。 0.99 1.004 上記条件をすべて満たす範囲 0.38 10 上記条件を1つでも満たす範囲
太陽系外での推定値
天文学者らは、恒星の放射束と逆2乗の法則を用いて太陽系のために考案されたハビタブルゾーンのモデルを他の惑星系でも当てはめている。例えば、太陽系のハビタブルゾーンの中間は太陽から1.34 au離れているところにあるとすると、太陽の0.25倍の光度を持つ恒星の場合、恒星からハビタブルゾーンの中間までの距離は太陽系のハビタブルゾーンの倍、すなわち0.5倍となり、恒星からは0.67 au離れていることになる。しかし、恒星自体の個々の特性も含む様々な要素もあるため、ハビタブルゾーンの概念を太陽系外に当てはめることはより複雑なものになる。
恒星光度の影響
天文学者は太陽系用に定義されたハビタブルゾーンを、主星光度と主星からの距離の逆2乗の法則を用いて、各惑星系ごとにハビタブルゾーンのモデルを構築できる。 異なる光度を持つ恒星のハビタブルゾーンの境界距離は以下の式で表すことができる。
ここでは太陽光度に対する対象星の光度比、はスペクトル型に応じた恒星の有効温度である。 惑星系上の各距離で、そこに惑星表面を置いた際に気候モデルをシミュレーションするとどれだけの恒星からのフラックスが降り注ぐかを決定でき、それによって逆気候モデリングによって基準を決定できる。各境界基準において恒星フラックスはを含む4次多項式でフィットされる。スペクトル型ごとの恒星の有効温度、たとえばF0型星における7200Kをこの多項式に入れることで、暴走温室効果の結果に対する恒星フラックスを求めることができ、それを特定のF0型星の光度にあてはめることで保守的なハビタブルゾーンの内縁半径が得られる。
スペクトル分類と恒星系の特性
一部の研究者は、惑星系のハビタブルゾーンの概念は実際には特定の恒星やそのスペクトル分類に限定されるものだと主張している。例えば連星では、三重連星系の場合における固有の軌道安定性の懸念も加えて、単一星の場合とは異なるハビタブルゾーンを持つ。もし太陽系がそのような連星系であった場合、結果として得られる外縁までの距離は2.4 auにまで及んでいたかもしれない。
恒星のスペクトル分類について、ハンガリーの天文学者Zoltán Balogは、強い紫外線を放射しているO型主系列星の周辺では惑星は形成されないことを示している。また、紫外線の放射について調査したAndrea Buccinoらの研究チームは、調査を行った恒星（太陽も含む）のうち40%のみが、ハビタブルゾーンと適度な紫外線を受ける領域とが重なることを発見している。一方で、太陽より小さな恒星には居住性に明らかな障害が見られる。例えば天文学者Michael Hartは、スペクトル分類K0型もしくはそれより明るい主系列星のみがハビタブルゾーンを持つことができることを提案しており、現在ではこの主張は赤色矮星の周りを公転する惑星における潮汐固定半径の概念に発展している。赤色矮星系はこの半径とハビタブルゾーンが一致し、主星との潮汐力による加熱（潮汐加熱）で引き起こされた火山活動によって、高温で生命の存在に適さない金星のような惑星が形成されてしまう可能性が示唆されている。
一方で、ハビタブルゾーンはより一般的なもので、温度が低い恒星を公転している惑星であっても液体の水は存在できると主張している者もいる。2013年に発表された気候モデリングでは、潮汐固定を起こしている惑星であっても、赤色矮星が惑星を一定の温度に保つようにする可能性が示された。Eric Agolは、白色矮星の周辺を公転する惑星であっても惑星移動を通じて比較的短期間の間、ハビタブルゾーンを維持できると主張している。また中には、褐色矮星の周りにも準安定的にハビタブルゾーンが同様に存在できると主張している者もいる。また、恒星の進化の過程において前主系列星の段階、特にその恒星が赤色矮星である場合、恒星系の外縁部にハビタブルゾーンが存在する可能性があり、潜在的には約10億年に渡って持続されるとされている。
恒星の進化との関係
ハビタブルゾーンは主星の進化に伴って時間を追うごとに変化していく。例えば、1000万年程度しか主系列星の段階を維持しないとされる高温のO型星の場合、生命の進化が追い付かないほど急速に変化するハビタブルゾーンを持つとされている。一方で赤色矮星は、何千億年にも渡って主系列星の段階を維持するため、生命が発達して進化を起こすのに十分な時間確保された惑星を持つ事ができる。しかし主星が主系列星の段階にあっても、そのエネルギー放射は時間が経過するごとに増加していき、ハビタブルゾーンを遠方に追いやってしまう。例えば太陽も、太古代の明るさは現在の75%しかなかったとされており、将来的に太陽が赤色巨星に進化する前であっても継続的に増加するエネルギー放射により、地球をハビタブルゾーンの内側に追いやるとされている。この明るさの増加に対処するために「継続的なハビタブルゾーン（Continuously habitable zone）」の概念が導入されている。これは名称の通り、恒星の周辺で絶え間なく居住することができる領域のことを指しており、そこでは惑星クラスの質量を持つ天体は、与えられた期間の間液体の水を維持することができる。一般的なハビタブルゾーンと同様に、「継続的なハビタブルゾーン」も保守的な領域と拡張された領域とに分けることができる。
赤色矮星では、わずか数分で恒星全体の明るさが元の2倍にまで明るくなるほどの大規模なフレアや、表面積の20%を占める巨大な恒星黒点が発生することがあり、ハビタブルゾーン内にある惑星の大気と水が失われてしまう可能性がある。しかし、赤色矮星もより大きな恒星と同様に、進化の過程においてその性質や放射束エネルギーが変化するため、形成から約12億年が経過した後は、赤色矮星でも周囲の惑星上で生命が発達するには十分安定した状態を保つとされている。
恒星が赤色巨星にまで進化すると、そのハビタブルゾーンの領域は主系列星の段階から劇的に変化する。例えば太陽の場合、赤色巨星に進化すると現在はハビタブルゾーンに位置している地球も太陽に飲み込まれると予想されている。しかしながら、赤色巨星が水平分枝に一旦進化すると、再び恒星全体の均衡が保たれるようになり、太陽の場合だと7–22 au離れた領域が新たなハビタブルゾーンとして維持されるとされている。この段階になると、土星の衛星であるタイタンが現在の地球と似通った温度になると予想される。この均衡状態が約10億年の間続き、なおかつ地球上の生命が太陽系の形成から遅くとも7億年後までに出現しているということを考えると、赤色巨星の周辺のハビタブルゾーン内を公転している惑星クラスの質量を持つ天体であっても生命が発達できる可能性がある。しかし、光合成のような重要な生命過程は大気に二酸化炭素を含む惑星でのみ起こり得るが、そのようなヘリウムを燃焼して均衡を保っている恒星の周囲を公転する惑星ではその多くが恒星に吸収されてしまう。さらに、2016年にRamirezとKalteneggerが示したように、その強い恒星風は惑星の大気を完全に吹き飛ばし、よりそのような惑星を居住不可能にするだろう。したがって、太陽が赤色巨星になった後でさえタイタンは居住可能にならないとされている。ただし、生命の存在が検出されるために恒星進化のこの段階で生命が出現する必要は無い。恒星が赤色巨星になり、ハビタブルゾーンが外側に広がると表面の氷が溶けて、赤色巨星になる前に繁殖していたかもしれない生命の兆候を見出すことができる一時的な大気が形成されるとされている。
気候モデルの影響