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| − | '''ドレイクの方程式'''（ドレイクのほうていしき、{{lang-en|Drake equation}}）とは、我々の[[銀河系]]に存在し人類とコンタクトする可能性のある地球外[[文明]]の数を推定する[[方程式]]である。この方程式は、[[1961年]]に[[アメリカ合衆国|アメリカ]]の[[天文学者]]である[[フランク・ドレイク]]によって考案された<ref name="Drake1">Drake, F.D., ''Discussion of Space Science Board, National Academy of Scientific Conference on Extraterrestorial Intelligent Life'', November 1961, Green Bank, West Virginia.</ref><ref name="Wallenhorst">Wallenhorst, S. G. "The Drake Equation Reexamined," ''ROYAL ASTRON. SOC. QUARTERLY JOURNAL'' vol.22, P. 380, 1981. [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1981QJRAS..22..380W&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf PDF]</ref><ref name="Cirkovic"> Milan M. Cirkovic, "The Temporal Aspect of the Drake Equation and SETI," ''Astrobiology,'' vol.4, pp.225-231, 2004. {{arxiv|archive=astro-ph|id=0306186}}</ref>ことから、その名を取って名付けられた。 | + | '''ドレイクの方程式'''（ドレイクのほうていしき、{{lang-en|Drake equation}}） |
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| − | == 方程式 ==
| + | 銀河系に星間通信できるような文明がどれくらいあるか、を推定する式。アメリカのドレイクFrank Drake（1930― ）により1961年に提案された。 |
| − | 「我々の銀河系に存在し人類とコンタクトする可能性のある地球外文明の数」Nを推測するドレイク方程式は以下のように記述される。
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| − | <math>N = R_* \times f_p \times n_e \times f_l \times f_i \times f_c \times L</math> | + | N=N<sub>s</sub> × f<sub>p</sub> × n<sub>e</sub> × f<sub>l </sub>× f<sub>i</sub> × f<sub>c</sub> × L |
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| − | ただし、各変数は次の通りである。
| + | それぞれの記号の意味は以下のとおりである。 |
| − | {|class=wikitable
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| − | !変数!!定義
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| − | |<math>R_*</math>||人類がいる銀河系の中で1年間に誕生する星（恒星）の数
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| − | |<math>f_p</math>||ひとつの恒星が惑星系を持つ割合（確率）
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| − | |<math>n_e</math>||ひとつの恒星系が持つ、生命の存在が可能となる状態の惑星の平均数
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| − | |<math>f_l</math>||生命の存在が可能となる状態の惑星において、生命が実際に発生する割合（確率）
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| − | |<math>f_i</math>||発生した生命が知的なレベルまで進化する割合（確率）
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| − | |<math>f_c</math>||知的なレベルになった生命体が星間通信を行う割合
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| − | |<math>L</math>||知的生命体による技術文明が通信をする状態にある期間（技術文明の存続期間）
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| − | == 各パラメータの推定 ==
| + | Nは、銀河系にある星間通信できるような地球外文明の数。N<sub>s</sub>は、銀河系に毎年生成する恒星数。f<sub>p</sub>は、その恒星に惑星系がある確率。n<sub>e</sub>は、その惑星系で生命が存在可能な惑星数。f<sub>l</sub>は、その惑星に生命が発生する確率。f<sub>i</sub>は、その生命が知的生物に進化する確率。f<sub>c</sub>は、その知的生物が星間通信できるような文明を発展できる確率。Lは、その文明を維持継続できる時間。 |
| − | 上記のパラメータの値については様々な見解があるが、ドレイクらが[[1961年]]に用いた値は以下のようなものである。
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| − | :<math>R_* = 10</math> [個/年] (銀河系の生涯を通じて、年平均10個の恒星が誕生する)
| + | Nは上記のN<sub>s</sub>のような各パラメータの取り方により大きく変わる。N<sub>s</sub>からn<sub>e</sub>までのパラメータは最近だいぶ確からしい数値が観測されつつあるが、f<sub>l</sub>からLまでのパラメータは不確実性が大きく正確なNが出せていない。とくに文明を維持継続できる時間であるLはむずかしく、Nは1から100万まで種々の値が提案されている。 |
| − | :<math>f_p = 0.5</math> (あらゆる恒星のうち半数が惑星を持つ)
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| − | :<math>n_e = 2</math> (惑星を持つ恒星は、生命が誕生可能な惑星を二つ持つ)
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| − | :<math>f_l = 1</math> (生命が誕生可能な惑星では、100%生命が誕生する)
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| − | :<math>f_i = 0.01</math> (生命が誕生した惑星の1%で知的文明が獲得される)
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| − | :<math>f_c = 0.01</math> (知的文明を有する惑星の1%が通信可能となる)
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| − | :<math>L = 10,000</math> [年] (通信可能な文明は1万年間存続する)
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| − | 以上の値を代入すると、<math>N</math> は次のようになる。
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| − | <math>N = 10 \times 0.5 \times 2 \times 1 \times 0.01 \times 0.01 \times 10,000 = 10.</math>
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| − | <math>R_*</math> の値はこれらのパラメータの中で最も議論の余地が無いものである。<math>f_p</math> は、より不確かであるが、これ以下の値に比べれば確実なものである。<math>n_e</math> は当時はある程度確かなものだと考えられていたが、恒星近傍の軌道をとる[[木星型惑星|ガス惑星]]が数多く発見されたことによって、生命が存在できるような惑星をもつ恒星系はあまり一般的なものでは無いかもしれないと考えられるようになってきている。ただし、ガス惑星の[[衛星]]（例えば[[木星]]の衛星[[エウロパ (衛星)|エウロパ]]のような）に生命が発生する可能性は考慮に入れる必要がある。
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| − | また、我々の銀河系にあるほとんどの恒星は[[赤色矮星]]（太陽の 1/3 以下の質量をもつ低温の恒星）である。赤色矮星は、地球上の生物の進化に多大な貢献をしたと考えられる[[紫外線]]の放射がほとんど無い。その代わり、我々の知っている生命にとっては好ましくない強烈な[[X線]]のフレアを放出する。このため、<math>n_e</math> は下方修正されるべきかもしれない。
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| − | <math>f_l</math> の値は人類が知っている（唯一の）証拠に依る限り、高いと考えられる。地球の環境が生存に適する様になると、地球上の生命はほとんど即座ともいえる短期間で誕生したと考えられる（[[生命の起源]]を参照のこと）。このことは環境さえ適切ならば生命の発生は比較的容易であることを示唆している。しかしこの証拠は特異的な例に過ぎないかもしれず、異論の余地が多く残されている。
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| − | <math>f_l</math> の値に大きな影響を及ぼすと考えられるのが、[[火星]]に生命の痕跡があるかどうかという問題である。地球と独立に火星でも生命が発生したという証拠が得られれば、<math>f_l</math> の値が高いという強力な根拠になりうる。
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| − | <math>f_i</math>、<math>f_c</math>、そして <math>L</math> の値はほとんど憶測の域をでない。
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| − | <math>f_i</math> は巨大[[隕石]]、大規模な気候変動、[[超新星]]爆発による被爆などによる[[大量絶滅]]の頻度があまり多くなく、高等生命まで[[進化]]するために十分な持ち時間があるかに依存している。[[スノーボールアース|全地球凍結]]（スノーボール・アース仮説）や、史上数回起こったとされる大量絶滅など、地球上における生命の存在はそれほど安定したものではないという証拠が明らかにされてきている。また、生命は地球の形成後すぐに発生した様だが、[[カンブリア爆発]]によって多様な多細胞生物が現れるまでにはかなりの期間が必要であった。これは複雑な生物が現れるためには特別な条件が必要であるかもしれないことを示唆している。したがって、推定には不確定要素が大変大きく、実数は1％よりはるかに小さい場合も考えられる。<math>f_i</math> についても、[[火星]]に生命の痕跡が発見され、どのように絶滅したか明らかにされると、推測値に大きな影響があると考えられる。
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| − | [[カール・セーガン]]は、この式において最も不確定で、それゆえ結果への影響が大きいのは文明の存続期間 <math>L</math> であるとした。この値は言い換えると技術文明が自滅を避ける能力の大小ということである。現時点で人類が知り得る唯一の例である人類の場合、100年～1000年のオーダーを下限として、上限については明日にも偶発核戦争によって打切りとなるかもしれないし、楽観的な想像では何万年もあるいはそれ以上とする者もいるであろう。このことはセーガンにとって、[[環境問題]]に関わったり、[[核の冬]]の危険に対し警告を発する為の原動力となった。他方、近年の古生物学の成果に従えば、もっとも大切な数値は発生した生物が文明を持つ知的生物に進化できる確率とその継続期間となる。
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| − | ドレイク方程式に関し注目すべきことは、上記の各パラメータに妥当だと考えられる値を入れると、多くの場合、<math>N \gg 1</math> となることである。このことが[[地球外知的生命体探査]]を行うための強力な動機付けとなった。しかしながら、これは現在の観測値である <math>N \simeq 1</math>（宇宙には我々人類しかいないように見える）とは矛盾する。この矛盾は[[エンリコ・フェルミ]]によって提唱された「[[フェルミのパラドックス]]」として知られているものである。この事実は「妥当」とされたパラメータの少なくとも一つが、現実とかけ離れた誇大な推定が行われていることを示す。
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| − | なお以上の議論には、近年、たとえば[[ケプラー (探査機)|ケプラー宇宙望遠鏡]]などによって得られた成果による修正などは（まだ）入っていない。従って最近のニュースなどに関する科学者のコメントなどにおいては、前提が多少異なった見解などがあるかもしれない。
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| − | == 脚注 ==
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| − | {{脚注ヘルプ}}
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| − | {{Reflist}}
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| − | == 参考文献 ==
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| − | * スティーブン・ウェッブ 『広い宇宙に地球人しか見当たらない50の理由』、松浦俊輔訳、青土社、2004年。
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| − | == 関連項目 ==
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| − | * [[フェルミ推定]]
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| − | {{地球外生命}}
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| | {{デフォルトソート:とれいくのほうていしき}} | | {{デフォルトソート:とれいくのほうていしき}} |
ドレイクの方程式（ドレイクのほうていしき、英語: Drake equation）
銀河系に星間通信できるような文明がどれくらいあるか、を推定する式。アメリカのドレイクFrank Drake（1930― ）により1961年に提案された。
N=Ns × fp × ne × fl × fi × fc × L
それぞれの記号の意味は以下のとおりである。
Nは、銀河系にある星間通信できるような地球外文明の数。Nsは、銀河系に毎年生成する恒星数。fpは、その恒星に惑星系がある確率。neは、その惑星系で生命が存在可能な惑星数。flは、その惑星に生命が発生する確率。fiは、その生命が知的生物に進化する確率。fcは、その知的生物が星間通信できるような文明を発展できる確率。Lは、その文明を維持継続できる時間。
Nは上記のNsのような各パラメータの取り方により大きく変わる。Nsからneまでのパラメータは最近だいぶ確からしい数値が観測されつつあるが、flからLまでのパラメータは不確実性が大きく正確なNが出せていない。とくに文明を維持継続できる時間であるLはむずかしく、Nは1から100万まで種々の値が提案されている。