No, nejenže až 25% hvězd podobných Slunci může mít planety podobné Zemi - ale pokud jsou ve správné teplotní zóně, jsou zřejmě téměř jisté, že mají oceány. Současné myšlení je, že oceány Země se tvořily z nahromaděného materiálu, který planetu stavěl, spíše než aby byly dodány komety později. Z tohoto porozumění můžeme začít modelovat pravděpodobnost podobného výsledku na skalnatých exoplanetách kolem jiných hvězd.
Předpokládejme, že pozemské planety jsou skutečně běžné - se silikátovým pláštěm obklopujícím kovové jádro - pak můžeme očekávat, že voda může být vypouštěna na jejich povrch během závěrečných fází chlazení magmatem - nebo jinak vyplynována jako pára, která pak ochlazuje, aby padala zpět na povrch jako déšť. Odtud, pokud je planeta dostatečně velká na to, aby si gravitačním způsobem udržovala hustou atmosféru a je v teplotní zóně, kde může voda zůstat tekutá, máte sami exo-oceán.
Můžeme předpokládat, že prachový mrak, který se stal Sluneční soustavou, měl v sobě spoustu vody, vzhledem k tomu, jak dlouho přetrvává v zbylých složkách komet, asteroidů a podobně. Když slunce zapálilo, mohla být část této vody fotodisociována - nebo jinak fouknuta z vnitřní sluneční soustavy. Zdá se však, že chladné skalní materiály mají silný sklon zadržovat vodu - a tímto způsobem by mohly mít vodu k dispozici pro formování planety.
Meteority z diferencovaných objektů (tj. Planet nebo menších těl, které se diferencovaly tak, že zatímco v roztaveném stavu se jejich těžké prvky potopily k jádru vytlačujícím lehčí prvky směrem nahoru), mají kolem 3% obsahu vody - zatímco některé nediferencované objekty (jako uhlíkaté asteroidy) ) může obsahovat více než 20% obsahu vody.
Spojte tyto materiály společně ve scénáři tvorby planety a materiály stlačené ve středu se zahřívají, což způsobuje odplyňování těkavých látek, jako je oxid uhličitý a voda. V počátečních stádiích formování planety mohla být velká část tohoto odplyňování ztracena do vesmíru - ale jak se objekt přibližuje k velikosti planety, jeho gravitace může zadržený materiál udržet na místě jako atmosféru. A navzdory odplyňování může horká magma stále udržovat obsah vody - pouze ji v konečných stádiích ochlazování a tuhnutí vyzařuje, aby vytvořila planetu.
Matematické modelování naznačuje, že pokud se planety hromadí z materiálů s obsahem vody 1 až 3%, tekutá voda pravděpodobně vyzařuje na svůj povrch v konečných fázích formování planety - postupně se posouvala směrem nahoru, když kůra planety ztuhla zdola nahoru.
Jinak, a dokonce počínaje obsahem vody jen 0,01%, by planety podobné Zemi stále vytvářely parní atmosféru, která by později ochlazovala jako tekutá voda.
Pokud je tento model formace oceánů správný, lze očekávat, že skalnaté exoplanety od 0,5 do 5 hmotností Země, které se tvoří ze zhruba ekvivalentního souboru složek, by pravděpodobně vytvořily oceány do 100 milionů let od primárního nárůstu.
Tento model dobře zapadá do nálezu krystalů zirkonu v západní Austrálii - které jsou datovány po 4,4 miliardách let a naznačují, že kapalná voda byla přítomna už dávno - i když tomu předcházelo pozdní těžké bombardování (před 4,1 až 3,8 miliardami let), které může poslali znovu celou tu vodu zpět do atmosféry páry.
V současné době se nepředpokládá, že by námrazy z vnější sluneční soustavy - které by mohly být transportovány na Zemi jako komety - mohly přispívat více než přibližně 10% současného obsahu vody na Zemi - protože dosavadní měření naznačují, že zmrzliny ve vnější sluneční soustavě mají výrazně vyšší hladiny deuteria (tj. těžké vody), než na Zemi.
Další čtení: Elkins-Tanton, L. Tvorba časných vodních oceánů na skalnatých planetách.
