โลกมหาสมุทรดาวเคราะห์มหาสมุทรโลกน้ำหรือดาวเคราะห์น้ำคือประเภทของ  ดาวเคราะห์  หรือดาวบริวารธรรมชาติ ที่มี น้ำปริมาณมากในรูปของมหาสมุทรซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของ อุทกภาค ไม่ว่าจะอยู่ใต้พื้นผิว ในรูป ของ  มหาสมุทรใต้พื้นผิวหรืออยู่บนพื้นผิว ซึ่งอาจทำให้พื้นดินแห้ง ทั้งหมด จม อยู่ใต้น้ำได้ ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]} บางครั้ง คำว่าโลกมหาสมุทรยังใช้กับวัตถุทางดาราศาสตร์ที่มีมหาสมุทรซึ่งประกอบด้วยของเหลวหรือธาลาสโซเจนที่ แตกต่างกัน ^{[ 5 ]}เช่นลาวา (กรณีของไอโอ ) แอมโมเนีย (ใน ส่วนผสม ยูเทคติกกับน้ำ ซึ่งน่าจะเป็นกรณีของ มหาสมุทรภายในของ ไททัน ) หรือไฮโดรคาร์บอน (เช่นบนพื้นผิวของไททัน ซึ่งอาจเป็นชนิดของทะเลนอกโลกที่อุดมสมบูรณ์ที่สุด) ^{[ 6 ]}การศึกษามหาสมุทรนอกโลกเรียกว่าสมุทรศาสตร์ดาวเคราะห์

โลกเป็นวัตถุทางดาราศาสตร์เพียงแห่งเดียวที่ทราบในปัจจุบันว่ามีแหล่งน้ำเหลวอยู่บนพื้นผิว แม้ว่าจะคาดว่ามีมหาสมุทรใต้พื้นผิวอยู่บนดวงจันทร์ยูโรปาและแกนีมี ดของดาวพฤหัสบดี และดวงจันทร์เอนเซลาดัสและไททัน ของดาวเสาร์ ก็ตาม^{[ 7 ]}มีการค้นพบดาวเคราะห์ นอกระบบ หลาย ดวงที่มีสภาพที่เหมาะสมที่จะรองรับน้ำเหลวได้ ^{[ 8 ]}นอกจากนี้ยังพบน้ำใต้พื้นผิวจำนวนมากบนโลก ส่วนใหญ่อยู่ในรูปของแหล่งน้ำบาดาล [ ^{9 ] สำหรับ}ดาวเคราะห์นอกระบบ เทคโนโลยีในปัจจุบันไม่สามารถสังเกตน้ำเหลวบนพื้นผิวได้โดยตรง ดังนั้นไอน้ำในบรรยากาศจึงอาจใช้เป็นตัวแทนได้^{[ 10 ]}ลักษณะของโลกที่มีมหาสมุทรให้เบาะแสเกี่ยวกับประวัติศาสตร์ของพวกมัน และการก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะโดยรวม สิ่งที่น่าสนใจเพิ่มเติมคือศักยภาพในการกำเนิดและเป็นแหล่ง อาศัย ของสิ่งมีชีวิต

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2563 นักวิทยาศาสตร์ ของ NASAรายงานว่ามีความเป็นไปได้ที่ดาวเคราะห์นอกระบบที่มีมหาสมุทรจะพบได้ทั่วไปในกาแล็กซีทางช้างเผือกโดยอิงจากการศึกษาแบบจำลองทางคณิตศาสตร์^{[ 11 ] [ 12 ]}

ตามที่ Lunine กล่าวไว้ "มหาสมุทร" ได้รับการนิยามว่าเป็น "แหล่งน้ำเหลวที่มีเสถียรภาพและครอบคลุมทั่วโลก" ^{[ 13 ]}นอกจากนี้ "โลกมหาสมุทร" เป็นฉลากที่ใช้เรียกวัตถุในระบบสุริยะที่มีแหล่งน้ำเหลวที่มีเสถียรภาพและครอบคลุมทั่วโลก" ซึ่งแตกต่างจากคำว่า "'ดาวเคราะห์มหาสมุทร' และ 'โลกน้ำ' ซึ่งทั้งสองคำนี้หมายถึงดาวเคราะห์นอกระบบ (ดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ดวงอื่น) ที่มีสัดส่วนมวลของน้ำในองค์ประกอบโดยรวมค่อนข้างมาก" ^{[ 13 ]}

โลกที่มีมหาสมุทรเป็นที่สนใจของนักชีววิทยาอวกาศเนื่องจากมีศักยภาพในการพัฒนาสิ่งมีชีวิตและดำรงกิจกรรมทางชีวภาพ^{[ 4 ] [ 3 ]}ดวงจันทร์ขนาดใหญ่และดาวเคราะห์แคระในระบบสุริยะที่เชื่อว่ามีมหาสมุทรใต้พื้นผิวเป็นที่น่าสนใจเพราะสามารถเข้าถึงและศึกษาได้โดยยานสำรวจอวกาศซึ่งแตกต่างจากดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะซึ่งอยู่ห่างออกไปหลายปีแสง เกินกว่าที่เทคโนโลยีในปัจจุบันจะเข้าถึงได้ โลกที่มีน้ำที่ได้รับการยืนยันมากที่สุดในระบบสุริยะ นอกเหนือจากโลก แล้ว ได้แก่คัลลิสโตเอนเซลาดัส ยูโรปาแกนีมีดและไททัน [ ^{3 ] [ 14 ] ยูโร}ปาและเอนเซลาดัสถือเป็นเป้าหมายที่น่าสนใจสำหรับการสำรวจเนื่องจากเปลือกนอกที่บางและลักษณะ ภูเขาไฟน้ำแข็ง

วัตถุอื่นๆ^ในระบบสุริยะถือเป็นวัตถุที่อาจมีมหาสมุทรใต้พื้นผิวโดยอาศัยการสังเกตเพียงประเภทเดียวหรือ^{การสร้าง}แบบจำลอง^ทางทฤษฎีรวม^ถึง Ariel [ ^{14 ]} Titania ^{[ 15 ] [ 16 ]} Umbriel [ ^{17 ]} Ceres ^{[ 3 ]} Dione ^{[ 18 ]} Mimas ^{[ 19 ] [ 20 ]} Miranda [ ^{14 ]} Oberon [ ^{4 ] [ 21 ]} Pluto [ ^{22 ]} Triton ^{[ 23 ]} Eris ^{[ 4 ] [ 24} ] ^{และMakemake [ 24} ]

นอกระบบสุริยะดาวเคราะห์ นอกระบบ ที่ได้รับการอธิบายว่าเป็นดาวเคราะห์มหาสมุทรที่เป็นไปได้ ได้แก่GJ 1214 b , ^{[ 26 ] [ 27 ]} Kepler-22b , Kepler-62e , Kepler-62f , ^{[ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]}และดาวเคราะห์ของKepler-11 ^{[ 32 ]}และTRAPPIST- 1 ^{[ 33 ] [ 34 ]}

เมื่อไม่นานมานี้ พบว่าดาวเคราะห์นอกระบบTOI-1452 b , Kepler-138cและKepler-138d มีความหนาแน่นที่สอดคล้องกับสัดส่วนมวลส่วนใหญ่ที่ประกอบด้วยน้ำ ^{[ 35 ] [ 36 ]}นอกจากนี้ แบบจำลองของดาวเคราะห์หินขนาดใหญ่LHS 1140 bยังชี้ให้เห็นว่าพื้นผิวของมันอาจปกคลุมไปด้วยมหาสมุทรลึก^{[ 37 ]}

แม้ว่า 70.8% ของ พื้นผิว โลก ทั้งหมด จะปกคลุมด้วยน้ำ^{[ 38 ]}แต่น้ำคิดเป็นเพียง 0.05% ของมวลโลก มหาสมุทรนอกโลกอาจลึกและหนาแน่นมากจนแม้ในอุณหภูมิสูง ความดันก็จะเปลี่ยนน้ำให้กลายเป็นน้ำแข็ง ความดันมหาศาลหลายพันบาร์ในบริเวณด้านล่างของมหาสมุทรดังกล่าว อาจนำไปสู่การก่อตัวของชั้นน้ำแข็งรูปแบบแปลกใหม่ เช่นน้ำแข็ง V [ ^{32 ] น้ำแข็ง}นี้ไม่จำเป็นต้องเย็นเท่ากับน้ำแข็งทั่วไป หากดาวเคราะห์อยู่ใกล้ดาวฤกษ์มากพอที่น้ำจะถึงจุดเดือด น้ำจะกลายเป็นสภาวะวิกฤตยิ่งยวดและไม่มีพื้นผิวที่ชัดเจน^{[ 39 ]}แม้แต่บนดาวเคราะห์ที่มีน้ำเย็นเป็นองค์ประกอบหลัก บรรยากาศก็อาจหนากว่าของโลกมาก และประกอบด้วยไอน้ำเป็นส่วนใหญ่ ทำให้เกิดปรากฏการณ์เรือนกระจกที่ รุนแรงมาก ดาวเคราะห์ดังกล่าวจะต้องมีขนาดเล็กพอที่จะไม่สามารถรักษาชั้นไฮโดรเจนและฮีเลียมที่หนาไว้ได้^{[ 40 ]}หรืออยู่ใกล้กับดาวฤกษ์หลักมากพอที่จะถูกดึงเอาธาตุเบาเหล่านี้ออกไป^{[ 32 ]}มิฉะนั้น พวกมันจะก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ ยักษ์น้ำแข็งเวอร์ชันที่อุ่นกว่าแทน เช่นยูเรนัสและเนปจูน

การคำนวณแรงโน้มถ่วงในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 ชี้ให้เห็นว่าองค์ประกอบของยูโรปามีน้ำเป็นองค์ประกอบหลัก และการสังเกตการณ์จากพื้นดินของโลกโดยGerard Kuiperเปิดเผยในปี 1957 ว่ามีน้ำแข็งเป็นองค์ประกอบหลัก^{[ 41 ]}

มีการดำเนินงานทางทฤษฎีเบื้องต้นที่สำคัญก่อนภารกิจสำรวจดาวเคราะห์ในช่วงทศวรรษ 1970 โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ลูอิสได้แสดงให้เห็นในปี 1971 ว่าการสลายตัวของกัมมันตรังสีเพียงอย่างเดียวน่าจะเพียงพอที่จะสร้างมหาสมุทรใต้พื้นผิวในดวงจันทร์ขนาดใหญ่ โดยเฉพาะอย่างยิ่งหากมีแอมโมเนีย ( NH₃) อยู่ด้วย₃) ปรากฏอยู่ Peale และ Cassen ค้นพบในปี 1979 ว่าการให้ความร้อนจากกระแสน้ำขึ้นลง (หรือที่เรียกว่า การโค้งงอจากกระแสน้ำขึ้นลง) มีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการและโครงสร้างของดาวบริวาร^{[ 3 ]}การตรวจพบดาวเคราะห์นอกระบบครั้งแรกที่ได้รับการยืนยันเกิดขึ้นในปี 1992 Marc Kuchner ในปี 2003 และ Alain Léger และคณะค้นพบในปี 2004 ว่าดาวเคราะห์น้ำแข็งจำนวนเล็กน้อยที่ก่อตัวขึ้นในบริเวณนอกเส้นหิมะสามารถเคลื่อนตัวเข้ามาด้านในได้ถึง ~1 AUซึ่งชั้นนอกจะละลายในภายหลัง^{[ 42 ] [ 43 ]}

หลักฐานสะสมที่รวบรวมโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลรวมถึง ภารกิจ ไพโอเนียร์กาลิเลโอวอยเอเจอร์ แคสสินี - ฮุยเกนส์และนิวฮอไรซันส์บ่งชี้อย่างชัดเจนว่าวัตถุในระบบสุริยะชั้นนอกหลายแห่งมีมหาสมุทรน้ำเหลวภายในภายใต้เปลือกน้ำแข็งที่เป็นฉนวน^{[ 3 ] [ 44 ]}ในขณะเดียวกันหอดูดาวอวกาศเคปเลอร์ซึ่งปล่อยขึ้นสู่อวกาศเมื่อวันที่ 7 มีนาคม พ.ศ. 2552 ได้ค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบหลายพันดวง โดยประมาณ 50 ดวงมีขนาดเท่าโลกและอยู่ในหรือใกล้เขตที่สิ่งมีชีวิตสามารถอาศัยอยู่ได้^{[ 45 ] [ 46 ]}

มีการตรวจพบดาวเคราะห์ที่มีมวล ขนาด และวงโคจรที่หลากหลาย ซึ่งแสดงให้เห็นไม่เพียงแต่ลักษณะที่แปรผันของการก่อตัวของดาวเคราะห์เท่านั้น แต่ยังรวมถึงการเคลื่อนย้ายในภายหลังผ่านจานรอบดาวฤกษ์จากตำแหน่งกำเนิดของดาวเคราะห์ด้วย^{[ 10 ]}ณ วันที่ 23 เมษายน 2569 มีดาวเคราะห์นอก ระบบที่ได้รับการยืนยันแล้ว 6,416 ดวง ในระบบดาวเคราะห์ 4,809 ระบบ โดยมี 1,061 ระบบ ที่มี ดาวเคราะห์มากกว่าหนึ่งดวง^{[ 47 ]}

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2563 นักวิทยาศาสตร์ของ NASAรายงานว่ามีความเป็นไปได้ที่ดาวเคราะห์นอกระบบที่มีมหาสมุทรอาจพบได้ทั่วไปในกาแล็กซีทางช้างเผือกโดยอิงจากการศึกษาแบบจำลองทางคณิตศาสตร์^{[ 11 ]}

ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2565 TOI-1452 bซึ่งเป็นดาวเคราะห์นอกระบบประเภทซูเปอร์เอิร์ธที่มีศักยภาพที่จะมีมหาสมุทรลึกและอยู่ห่างจากโลก 99 ปีแสง ถูกค้นพบโดยดาวเทียมสำรวจดาวเคราะห์นอกระบบแบบผ่านหน้า^{[ 35 ]}

วัตถุดาวเคราะห์ที่ก่อตัวขึ้นในระบบสุริยะชั้น นอก เริ่มต้นจาก ส่วนผสมคล้าย ดาวหางที่มีน้ำและหินอย่างละครึ่งมวลโดยประมาณ ซึ่งแสดงความหนาแน่นที่ต่ำกว่าดาวเคราะห์หิน^{[ 43 ]}ดาวเคราะห์และดวงจันทร์น้ำแข็งที่ก่อตัวขึ้นใกล้เส้นน้ำแข็งควรมีH เป็นส่วนใหญ่₂Oและซิลิเกตกลุ่มที่ก่อตัวขึ้นไกลออกไปสามารถรับแอมโมเนีย ( NH₃) ได้₃) และมีเทน ( CH )₄) ในรูปของไฮเดรต ร่วมกับCO , N₂และCO₂[ ^{48 ]​}

ดาวเคราะห์ที่ก่อตัวขึ้นก่อนการสลายตัวของจานก๊าซรอบดาวฤกษ์จะประสบกับแรงบิดที่รุนแรงซึ่งสามารถกระตุ้นให้เกิดการเคลื่อนที่เข้าด้านในอย่างรวดเร็วเข้าสู่เขตที่อยู่อาศัยได้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับดาวเคราะห์ที่มีมวลอยู่ในช่วงมวลของโลก^{[ 49 ] [ 48 ]}เนื่องจากน้ำละลายได้ดีในแมกมาปริมาณน้ำส่วนใหญ่ของดาวเคราะห์จะถูกกักอยู่ในเนื้อโลก ในตอนแรก เมื่อดาวเคราะห์เย็นลงและเนื้อโลกเริ่มแข็งตัวจากด้านล่างขึ้นไป น้ำจำนวนมาก (ระหว่าง 60% ถึง 99% ของปริมาณทั้งหมดในเนื้อโลก) จะถูกแยกออกมาเพื่อสร้างชั้นบรรยากาศไอน้ำ ซึ่งในที่สุดอาจควบแน่นกลายเป็นมหาสมุทร^{[ 49 ]} การก่อตัวของมหาสมุทรต้องอาศัยการแยกตัวและแหล่งความร้อน ไม่ว่าจะเป็นการสลายตัวของกัมมันตรังสีความร้อนจาก แรงดึงดูด หรือความสว่างในช่วงแรกของวัตถุต้นกำเนิด^{[ 3 ]}น่าเสียดายที่เงื่อนไขเริ่มต้นหลังจากการรวมตัวนั้นไม่สมบูรณ์ในทางทฤษฎี

ดาวเคราะห์ที่ก่อตัวขึ้นในบริเวณรอบนอกที่มีน้ำอุดมสมบูรณ์ของจานหมุนและเคลื่อนตัวเข้ามาด้านในมีแนวโน้มที่จะมีน้ำอุดมสมบูรณ์มากกว่า^{[ 50 ]}ในทางกลับกัน ดาวเคราะห์ที่ก่อตัวขึ้นใกล้กับดาวฤกษ์แม่มีแนวโน้มที่จะมีน้ำน้อยกว่า เนื่องจากเชื่อกันว่าจานก๊าซและฝุ่นดั้งเดิมมีบริเวณภายในที่ร้อนและแห้ง ดังนั้นหากพบโลกที่มีน้ำอยู่ใกล้กับดาวฤกษ์มันจะเป็นหลักฐานที่ชัดเจนสำหรับการเคลื่อนตัวและการก่อตัวนอกตำแหน่ง^{[ 32 ]}เนื่องจากมีสารระเหยไม่เพียงพอใกล้กับดาวฤกษ์สำหรับการก่อตัวในตำแหน่ง^{[ 2 ]}การจำลองการก่อตัวของระบบสุริยะและการก่อตัวของระบบนอกระบบสุริยะแสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์มีแนวโน้มที่จะเคลื่อนตัวเข้ามาด้านใน (เช่น เข้าหาดาวฤกษ์) ขณะที่พวกมันก่อตัว^{[ 51 ] [ 52 ] [ 53 ]} การเคลื่อนตัวออกไปด้านนอกอาจเกิดขึ้นได้ภายใต้เงื่อนไขเฉพาะ^{[ 53 ]} การเคลื่อนตัวเข้ามาด้านในทำให้เกิดความเป็นไปได้ที่ดาวเคราะห์น้ำแข็งจะเคลื่อนตัวไปยังวงโคจรที่น้ำแข็งของพวกมันละลายกลายเป็นของเหลว ทำให้พวกมันกลายเป็นดาวเคราะห์มหาสมุทร ความเป็นไปได้นี้ได้รับการกล่าวถึงครั้งแรกในเอกสารทางดาราศาสตร์โดยMarc Kuchner ^{[ 48 ]}ในปี 2003

โครงสร้างภายในของวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เป็นน้ำแข็งโดยทั่วไปจะอนุมานได้จากการวัดความหนาแน่นมวล โมเมนต์แรงโน้มถ่วง และรูปร่าง การหาค่าโมเมนต์ความเฉื่อยของวัตถุสามารถช่วยประเมินได้ว่าวัตถุนั้นได้ผ่านกระบวนการแยกชั้น (การแยกออกเป็นชั้นหินและน้ำแข็ง) หรือไม่ ในบางกรณี การวัดรูปร่างหรือแรงโน้มถ่วงสามารถใช้เพื่ออนุมานโมเมนต์ความเฉื่อยได้ หากวัตถุอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต (กล่าวคือ มีพฤติกรรมเหมือนของเหลวในช่วงเวลาที่ยาวนาน) การพิสูจน์ว่าวัตถุอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิตนั้นยากมาก แต่โดยการใช้ข้อมูลรูปร่างและแรงโน้มถ่วงร่วมกัน สามารถอนุมานส่วนประกอบของอุทกสถิตได้^{[ 3 ]}เทคนิคเฉพาะในการตรวจจับมหาสมุทรภายใน ได้แก่การเหนี่ยวนำแม่เหล็กธรณีวิทยาการสั่นไหว การเอียงแกนการตอบสนองของกระแสน้ำ การสำรวจด้วยเรดาร์หลักฐานองค์ประกอบ และลักษณะพื้นผิว^{[ 3 ]}

โดยทั่วไปแล้วดวงจันทร์น้ำแข็งจะมีชั้นน้ำอยู่เหนือแกนซิลิเกตสำหรับดาวเทียมขนาดเล็กอย่างเอนเซลาดัสมหาสมุทรจะอยู่เหนือซิลิเกตโดยตรงและอยู่ใต้เปลือกน้ำแข็งแข็ง แต่สำหรับวัตถุที่มีน้ำแข็งมากขนาดใหญ่อย่างแกนีมีด ความดันจะสูงพอที่น้ำแข็งที่ระดับความลึกจะเปลี่ยนเป็นเฟสที่มีความดันสูงกว่า ทำให้เกิด "แซนด์วิชน้ำ" โดยมีมหาสมุทรอยู่ระหว่างเปลือกน้ำแข็ง^{[ 3 ]}ความแตกต่างที่สำคัญระหว่างสองกรณีนี้คือ สำหรับดาวเทียมขนาดเล็ก มหาสมุทรจะสัมผัสโดยตรงกับซิลิเกต ซึ่งอาจให้พลังงานความร้อน และเคมี รวมถึงสารอาหารแก่สิ่งมีชีวิตอย่างง่าย ^{[ 3 ]}เนื่องจากความดันที่ระดับความลึกแตกต่างกัน แบบจำลองของโลกน้ำอาจรวมถึง "ไอน้ำ ของเหลว ของไหลยิ่งยวด น้ำแข็งความดันสูง และเฟสพลาสมา" ของน้ำ^{[ 54 ]}น้ำในเฟสของแข็งบางส่วนอาจอยู่ในรูปของน้ำแข็งVII ^{[ 55 ]}

การรักษามหาสมุทรใต้ผิวน้ำขึ้นอยู่กับอัตราการให้ความร้อนภายในเมื่อเทียบกับอัตราการระบายความร้อน และจุดเยือกแข็งของของเหลว^{[ 3 ]}ดังนั้น การอยู่รอดของมหาสมุทรและการให้ความร้อนจากกระแสน้ำขึ้นลงจึงมีความเชื่อมโยงกันอย่างใกล้ชิด

ดาวเคราะห์มหาสมุทรขนาดเล็กจะมีชั้นบรรยากาศที่หนาแน่นน้อยกว่าและแรงโน้มถ่วงต่ำกว่า ดังนั้นของเหลวจึงระเหยได้ง่ายกว่าบนดาวเคราะห์มหาสมุทรที่มีมวลมากกว่า การจำลองแสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์และดาวบริวารที่มีมวลน้อยกว่าหนึ่งเท่าของโลกอาจมีมหาสมุทรเหลวที่ขับเคลื่อนโดยกิจกรรมความร้อนใต้พิภพ ความร้อนจากกัมมันตรังสีหรือการโค้งงอจากแรงดึงดูด^{[ 4 ]}ในกรณีที่ปฏิสัมพันธ์ระหว่างของเหลวกับหินแพร่กระจายอย่างช้าๆ เข้าไปในชั้นเปราะลึก พลังงานความร้อนจากการเกิดเซอร์เพนไทไนเซชันอาจเป็นสาเหตุหลักของกิจกรรมความร้อนใต้พิภพในดาวเคราะห์มหาสมุทรขนาดเล็ก^{[ 4 ]}พลวัตของมหาสมุทรทั่วโลกใต้เปลือกน้ำแข็งที่โค้งงอจากแรงดึงดูดแสดงถึงความท้าทายที่สำคัญซึ่งเพิ่งเริ่มต้นสำรวจเท่านั้น ขอบเขตของ การเกิด ภูเขาไฟน้ำแข็งเป็นเรื่องที่ถกเถียงกันอยู่บ้าง เนื่องจากน้ำมีความหนาแน่นมากกว่าน้ำแข็งประมาณ 8% จึงยากที่จะปะทุขึ้นภายใต้สถานการณ์ปกติ^{[ 3 ]}อย่างไรก็ตาม ข้อมูลภาพจากยานอวกาศVoyager 2 , Cassini-Huygens , GalileoและNew Horizons เผยให้เห็น ลักษณะพื้นผิวที่เป็นภูเขาไฟน้ำแข็ง บนวัตถุที่เป็นน้ำแข็งหลายดวงในระบบสุริยะของเราเอง การศึกษาล่าสุดชี้ให้เห็นว่าการเกิด ภูเขาไฟน้ำแข็งอาจเกิดขึ้นบนดาวเคราะห์ที่มีมหาสมุทรซึ่งมีมหาสมุทรภายในอยู่ใต้ชั้นน้ำแข็งบนพื้นผิว เช่นเดียวกับที่เกิดขึ้นบนดวงจันทร์น้ำแข็งEnceladusและEuropaในระบบสุริยะของเราเอง^{[ 11 ] [ 12 ]}

มหาสมุทรน้ำเหลวบนดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะอาจลึกกว่ามหาสมุทรของโลกซึ่งมีความลึกเฉลี่ย 3.7 กิโลเมตร^{[ 56 ]}ขึ้นอยู่กับแรงโน้มถ่วงและสภาพพื้นผิวของดาวเคราะห์ มหาสมุทรของดาวเคราะห์นอกระบบอาจลึกกว่าหลายร้อยเท่า ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์ที่มีพื้นผิว 300 K อาจมีมหาสมุทรน้ำเหลวที่มีความลึกตั้งแต่ 30 ถึง 500 กิโลเมตร ขึ้นอยู่กับมวลและองค์ประกอบของมัน^{[ 57 ]}

เพื่อให้พื้นผิวน้ำคงสภาพเป็นของเหลวได้เป็นเวลานาน ดาวเคราะห์หรือดวงจันทร์จะต้องโคจรอยู่ในเขตที่อยู่อาศัยได้ (HZ) มีสนามแม่เหล็ก ป้องกัน [ ^{58 ] [ 59 ] [ 10 ]}และมีแรงโน้มถ่วงมากพอที่จะรักษาความดันบรรยากาศไว้^{ได้[ 8 ]}หากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ไม่สามารถรักษาระดับนั้นไว้ได้ น้ำทั้งหมดก็จะระเหยหายไปในอวกาศในที่สุดสนามแม่เหล็ก ของดาวเคราะห์ที่แข็งแกร่ง ซึ่งรักษาไว้โดย การทำงานของไดนาโมภายในในชั้นของเหลวที่เป็นตัวนำไฟฟ้า มีประโยชน์ในการปกป้องชั้นบรรยากาศด้านบนจาก การสูญเสีย มวลจากลมดาวฤกษ์และรักษาน้ำไว้ได้ในช่วงเวลาทางธรณีวิทยาที่ยาวนาน^{[ 58 ]}

บรรยากาศของดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นจากการปล่อยก๊าซในระหว่างการก่อตัวของดาวเคราะห์หรือถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วงจากเนบิวลาโปรโตแพลเนตา รี โดยรอบ อุณหภูมิพื้นผิวของดาวเคราะห์นอกระบบถูกควบคุมโดยก๊าซเรือนกระจกใน บรรยากาศ (หรือการขาดแคลน) ดังนั้นจึงสามารถตรวจจับบรรยากาศได้ในรูปของรังสีอินฟราเรด ที่พุ่งขึ้น เนื่องจากก๊าซเรือนกระจกดูดซับและแผ่พลังงานจากดาวฤกษ์แม่^{[ 10 ]}ดาวเคราะห์ที่มีน้ำแข็งเป็นองค์ประกอบหลักที่เคลื่อนตัวเข้ามาใกล้ดาวฤกษ์แม่มากเกินไปอาจพัฒนาบรรยากาศที่หนาแน่นและเต็มไปด้วยไอน้ำ แต่ยังคงรักษาสารระเหยไว้ได้เป็นพันล้านปี แม้ว่าบรรยากาศของพวกมันจะเกิดการหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์ อย่างช้าๆ ก็ตาม^{[ 42 ] [ 48 ]} โฟตอน อัลตราไวโอเลตไม่เพียงแต่เป็นอันตรายต่อสิ่งมีชีวิตเท่านั้น แต่ยังสามารถผลักดันให้เกิดการหลุดออกของบรรยากาศอย่างรวดเร็วซึ่งนำไปสู่การกัดเซาะของบรรยากาศของดาวเคราะห์^{[ 49 ] [ 48 ]}การสลายตัวด้วยแสงของไอน้ำ และการหลุดรอดของไฮโดรเจน/ออกซิเจนสู่อวกาศ อาจนำไปสู่การสูญเสียน้ำจากมหาสมุทรของโลกหลายแห่งบนดาวเคราะห์ต่างๆ ทั่วเขตที่อยู่อาศัยได้ ไม่ว่าการหลุดรอดนั้นจะถูกจำกัดด้วยพลังงานหรือการแพร่กระจายก็ตาม^{[ 49 ]}ปริมาณน้ำที่สูญเสียไปดูเหมือนจะเป็นสัดส่วนกับมวลของดาวเคราะห์ เนื่องจากฟลักซ์การหลุดรอดของไฮโดรเจนที่ถูกจำกัดด้วยการแพร่กระจายนั้นเป็นสัดส่วนกับแรงโน้มถ่วงของพื้นผิวดาวเคราะห์

ในระหว่างปรากฏการณ์เรือนกระจกที่ควบคุมไม่ได้ไอน้ำจะไปถึงชั้นสตราโตสเฟียร์ ซึ่งจะถูกทำลายได้ง่าย ( สลายด้วยแสง) โดยรังสีอัลตราไวโอเลต (UV) การให้ความร้อนแก่ชั้นบรรยากาศด้านบนโดยรังสี UV สามารถขับเคลื่อนลมไฮโดรไดนามิกที่พัดพาไฮโดรเจน (และอาจรวมถึงออกซิเจนบางส่วน) ไปสู่อวกาศ ทำให้เกิดการสูญเสียน้ำบนพื้นผิวของดาวเคราะห์อย่างถาวร การออกซิเดชันของพื้นผิว และการสะสมของออกซิเจนในชั้นบรรยากาศได้^{[ 49 ]}ชะตากรรมของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ดวงใดดวงหนึ่งขึ้นอยู่กับฟลักซ์ของรังสีอัลตราไวโอเลตที่รุนแรง ระยะเวลาของสภาวะที่ควบคุมไม่ได้ ปริมาณน้ำเริ่มต้น และอัตราการดูดซับออกซิเจนของพื้นผิว^{[ 49 ]} ดาวเคราะห์ที่มีสารระเหยมากควรพบได้บ่อยในเขตที่อยู่อาศัยได้ของดาวฤกษ์อายุน้อยและดาวฤกษ์ประเภท M ^{[ 48 ]}

นักวิทยาศาสตร์ได้เสนอ แนวคิดเกี่ยว กับดาวเคราะห์ไฮเซียนซึ่งเป็นดาวเคราะห์มหาสมุทรที่มีชั้นบรรยากาศหนาแน่นซึ่งประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นหลัก ดาวเคราะห์เหล่านี้จะมีพื้นที่กว้างขวางรอบดาวฤกษ์ที่พวกมันสามารถโคจรและมีน้ำในสถานะของเหลวได้ อย่างไรก็ตาม แบบจำลองเหล่านั้นใช้แนวทางที่ค่อนข้างเรียบง่ายสำหรับชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ การศึกษาที่ซับซ้อนกว่าแสดงให้เห็นว่าไฮโดรเจนมีปฏิกิริยาต่อความยาวคลื่นของแสงดาวฤกษ์แตกต่างจากธาตุที่หนักกว่า เช่น ไนโตรเจนและออกซิเจน หากดาวเคราะห์ดังกล่าวมีแรงดันบรรยากาศหนักกว่าโลก 10 ถึง 20 เท่า และตั้งอยู่ที่ระยะ 1 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) จากดาวฤกษ์ น้ำในดาวเคราะห์เหล่านั้นจะเดือด การศึกษาเหล่านี้ในปัจจุบันระบุเขตที่อยู่อาศัยได้ของโลกดังกล่าวที่ระยะ 3.85 AU และ 1.6 AU หากมีแรงดันบรรยากาศคล้ายกับโลก^{[ 60 ]}

มีความท้าทายในการตรวจสอบพื้นผิวและชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์นอกระบบ เนื่องจากปริมาณเมฆมีผลต่ออุณหภูมิ โครงสร้างของชั้นบรรยากาศ รวมถึงการสังเกตลักษณะสเปกตรัม^{[ 61 ]}อย่างไรก็ตาม คาดว่าดาวเคราะห์ที่ประกอบด้วยน้ำปริมาณมากซึ่งอยู่ในเขตที่อยู่อาศัยได้ (HZ) จะมีลักษณะทางธรณีฟิสิกส์และธรณีเคมีของพื้นผิวและชั้นบรรยากาศที่แตกต่างกัน^{[ 61 ]}ตัวอย่างเช่น ในกรณีของดาวเคราะห์นอกระบบ Kepler-62e และ -62f พวกมันอาจมีพื้นผิวด้านนอกเป็นมหาสมุทรเหลว ชั้นบรรยากาศเป็นไอน้ำ หรือปกคลุมด้วยน้ำแข็ง I บนพื้นผิวทั้งหมด ขึ้นอยู่กับวงโคจรของพวกมันภายใน HZ และขนาดของปรากฏการณ์เรือนกระจก กระบวนการอื่นๆ บนพื้นผิวและภายในหลายอย่างส่งผลต่อองค์ประกอบของชั้นบรรยากาศ รวมถึงแต่ไม่จำกัดเพียงสัดส่วนของมหาสมุทรสำหรับการละลายของCO₂และสำหรับความชื้นสัมพัทธ์ในบรรยากาศ สถานะ รีดอกซ์ของพื้นผิวและภายในของดาวเคราะห์ ระดับความเป็นกรดของมหาสมุทรอัลเบโด ของดาวเคราะห์ และแรงโน้มถ่วงของพื้นผิว^{[ 10 ] [ 62 ]}

โครงสร้างของชั้นบรรยากาศ รวมถึงขอบเขต HZ ที่เกิดขึ้นนั้น ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ โดยจะเลื่อน HZ ออกไปด้านนอกสำหรับดาวเคราะห์ที่มีมวลน้อยกว่า และเลื่อนเข้ามาด้านในสำหรับดาวเคราะห์ที่มีมวลมากกว่า^{[ 61 ]}ทฤษฎีและแบบจำลองคอมพิวเตอร์ชี้ให้เห็นว่าองค์ประกอบของชั้นบรรยากาศสำหรับดาวเคราะห์น้ำในเขตที่อยู่อาศัยได้ (HZ) ไม่ควรแตกต่างจากดาวเคราะห์ที่มีพื้นดินและมหาสมุทรอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 61 ]}เพื่อวัตถุประสงค์ในการสร้างแบบจำลอง ถือว่าองค์ประกอบเริ่มต้นของดาวเคราะห์ น้ำแข็ง ที่รวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์น้ำนั้นคล้ายกับของดาวหาง กล่าวคือ ส่วนใหญ่เป็นน้ำ ( H )₂O ) และแอมโมเนียบางส่วน ( NH )₃) และคาร์บอนไดออกไซด์ ( CO₂)₂). ^{[ 61 ]}องค์ประกอบเริ่มต้นของน้ำแข็งที่คล้ายกับของดาวหางนำไปสู่องค์ประกอบแบบจำลองบรรยากาศของH 90%₂O , 5% NH₃และCO 5%₂[ ^{61 ] [ 63 ]​}

แบบจำลองบรรยากาศสำหรับ Kepler-62f แสดงให้เห็นว่าความดันบรรยากาศอยู่ระหว่าง 1.6 บาร์ถึง 5 บาร์ของCO2₂จำเป็นต้องใช้เพื่อเพิ่มอุณหภูมิพื้นผิวให้สูงกว่าจุดเยือกแข็ง ส่งผลให้ความดันพื้นผิวที่ปรับขนาดแล้วอยู่ที่ 0.56–1.32 เท่าของโลก^{[ 61 ]}

มีข้อเสนอแนะว่า มี กระแสน้ำในมหาสมุทร ที่รุนแรง ในเอนเซลาดัสไททัน แกนีมีดและยูโรปา [ ^{64 ] [ 65 ] ใน}เอนเซลาดัส การไหลของความร้อนในมหาสมุทรที่อนุมานจากความหนาของเปลือกน้ำแข็งบ่งชี้ถึงการไหลขึ้นของน้ำอุ่นที่ขั้วโลกและการไหลลงของน้ำเย็นที่ละติจูดต่ำ^{[ 66 ] [ 67 ]} คาดการณ์ว่า ยูโรปามีการไหลขึ้นของน้ำอุ่นที่เส้นศูนย์สูตรโดยมีการถ่ายเทความร้อนมากขึ้นที่ละติจูดต่ำ^{[ 64 ]}กระแสน้ำในระดับโลกถูกจัดระเบียบเป็นเซลล์การไหลเวียนตามแนวเส้นศูนย์สูตร 3 เซลล์และ 2 เซลล์ โดยนำความร้อนภายในไปยังพื้นผิว โดยเฉพาะอย่างยิ่งในบริเวณเส้นศูนย์สูตร^{[ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]}ไททันและแกนีมีดถูกตั้งสมมติฐานว่ามีพฤติกรรมเหมือนระบบที่ไม่หมุนและไม่มีรูปแบบการถ่ายเทความร้อน ที่สอดคล้องกัน ^{[ 64 ]}

ลักษณะของโลกมหาสมุทรหรือดาวเคราะห์มหาสมุทรให้เบาะแสเกี่ยวกับประวัติศาสตร์ของพวกมัน รวมถึงการก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะโดยรวม สิ่งที่น่าสนใจเพิ่มเติมคือศักยภาพในการก่อตัวและ เป็นแหล่งอาศัย ของสิ่งมีชีวิตชีวิตอย่างที่เราทราบกันดีนั้นต้องการน้ำเหลว แหล่งพลังงาน และสารอาหาร และความต้องการหลักทั้งสามประการนี้อาจได้รับการตอบสนองภายในวัตถุเหล่านี้บางส่วน^{[ 3 ]}ซึ่งอาจเปิดโอกาสให้สามารถดำรงกิจกรรมทางชีวภาพอย่างง่ายได้ในช่วงเวลาทางธรณีวิทยา^{[ 3 ] [ 4 ]}ในเดือนสิงหาคม 2018 นักวิจัยรายงานว่าโลกน้ำสามารถรองรับสิ่งมีชีวิตได้^{[ 71 ] [ 72 ]}

การดำรงอยู่ของสิ่งมีชีวิตคล้ายโลกในโลกมหาสมุทรนั้นมีข้อจำกัด หากพื้นผิวของดาวเคราะห์ถูกปกคลุมด้วยน้ำเหลวทั้งหมด และจะยิ่งมีข้อจำกัดมากขึ้นหากมีชั้นน้ำแข็งแข็งที่มีแรงดันสูงอยู่ระหว่างมหาสมุทรทั่วโลกกับชั้นแมนเทิลที่เป็นหินด้านล่าง[ 73 ^{] [ 74 ]การจำลอง}โลกมหาสมุทรสมมติที่ปกคลุมด้วยน้ำปริมาณเท่ากับมหาสมุทรของโลก 5 แห่ง แสดงให้เห็นว่าน้ำจะไม่เพียงพอต่อฟอสฟอรัสและสารอาหารอื่นๆ สำหรับสิ่งมีชีวิตในมหาสมุทรที่ผลิตออกซิเจนได้คล้ายโลก เช่นแพลงก์ตอน ที่จะวิวัฒนาการได้ บนโลก ฟอสฟอรัสจะถูกชะล้างลงสู่มหาสมุทรโดยน้ำฝนที่ตกลงบนหินบนพื้นดินที่เปิดโล่ง ดังนั้นกลไกนี้จึงใช้ไม่ได้ในโลกมหาสมุทร การจำลองดาวเคราะห์มหาสมุทรที่มีน้ำปริมาณเท่ากับมหาสมุทรของโลก 50 แห่ง แสดงให้เห็นว่าแรงดันบนพื้นทะเลจะมหาศาลมากจนภายในดาวเคราะห์จะไม่สามารถรักษาแผ่นเปลือกโลกเพื่อก่อให้เกิดภูเขาไฟและสร้างสภาพแวดล้อมทางเคมีที่เหมาะสมสำหรับสิ่งมีชีวิตบนโลกได้^{[ 75 ]}

ในทางกลับกัน วัตถุขนาดเล็ก เช่นยูโรปาและเอนเซลาดัสถือเป็นสภาพแวดล้อมที่เอื้อต่อการอยู่อาศัยเป็นพิเศษ เนื่องจากตำแหน่งตามทฤษฎีของมหาสมุทรของพวกมันเกือบจะทำให้พวกมันสัมผัสโดยตรงกับแกน ซิลิเกตที่อยู่ด้านล่าง ซึ่งเป็นแหล่งความร้อนและธาตุเคมีที่สำคัญทางชีวภาพ^{[ 3 ]}กิจกรรมทางธรณีวิทยาบนพื้นผิวของวัตถุเหล่านี้อาจนำไปสู่การขนส่งองค์ประกอบสำคัญทางชีวภาพที่ฝังอยู่บนพื้นผิวไปยังมหาสมุทร เช่นโมเลกุลอินทรีย์จากดาวหางหรือโทลินซึ่งเกิดจาก การฉายรังสี อัลตราไวโอเลต จากดวงอาทิตย์ ของสารประกอบอินทรีย์ อย่างง่าย เช่นมีเทนหรืออีเทนซึ่งมักจะรวมกับไนโตรเจน^{[ 76 ]}

ออกซิเจนโมเลกุล ( O)₂) สามารถเกิดขึ้นได้จากกระบวนการทางธรณีฟิสิกส์ รวมถึงเป็นผลพลอยได้จากการสังเคราะห์แสงของสิ่งมีชีวิต ดังนั้นถึงแม้จะเป็นเรื่องที่น่ายินดี แต่O₂ไม่ใช่ลายเซ็นชีวภาพ ที่เชื่อถือ ได้^{[ 39 ] [ 49 ] [ 77 ] [ 10 ]} ในความเป็นจริง ดาวเคราะห์ที่มีความเข้มข้นของ O สูง₂ในบรรยากาศของพวกมันอาจไม่สามารถอยู่อาศัยได้^{[ 49 ]}การกำเนิดสิ่งมีชีวิตในที่ที่มีออกซิเจนในบรรยากาศปริมาณมากอาจเป็นเรื่องยาก เนื่องจากสิ่งมีชีวิตในยุคแรกอาศัยพลังงานอิสระที่มีอยู่ในปฏิกิริยาออกซิเดชัน -รีดักชันที่เกี่ยวข้องกับสารประกอบไฮโดรเจนหลายชนิด ในO₂-ดาวเคราะห์ที่อุดมสมบูรณ์ สิ่งมีชีวิตจะต้องแข่งขันกับออกซิเจนเพื่อแย่งชิงพลังงานฟรีนี้^{[ 49 ]}

• F. Selsis; B. Chazelas; P. Borde; M. Ollivier; และคณะ (2007). "เราสามารถระบุดาวเคราะห์มหาสมุทรร้อนด้วย CoRoT, Kepler และการวัดความเร็วแบบดอปเปลอร์ได้หรือไม่?" Icarus . 191 (2): 453– 468. arXiv : astro-ph/0701608 . Bibcode : 2007Icar..191..453S . doi : 10.1016/j.icarus.2007.04.010 .