TRACERRRAAC
C EE RR

トレーサー

ハビタブルな太陽系外惑星の放射線環境の評価
山敷庸亮

Yamashiki Yosuke

観測により検証しようとしても，Kepler 宇宙望遠鏡

1．はじめには 2018 年 10 月 30 日で運転終了しており，後継の太陽系外惑星が生命居住可能な領域（ハビタブル・TESS（トランジット系外惑星探索衛星）では長期ゾーン）に位置しているかどうかを評価する上（惑にわたって 1 つの恒星を観測することは予定されて

星 系 ハ ビ タ ブ ル ゾ ー ン（Circumstellar habitable

いない。ましてや昼夜があり，曇天の日もある地上zones- CHZs））で基準とされるのは，「液体の水」の望遠鏡からは，1 年以上にわたって連続的に恒星が存在可能な領域に惑星が位置しているかどうかでを観測することはできない。このような経緯から，ある。一般的には CHZs の内側の境界条件は，「暴Kepler-452b はその存在の確からしさをしばらくは走温室条件」として，射出限界と等しい恒星放射を確認することができない「幻の地球のいとこ」とな受ける線として定義され，また外側の境界条件は「全りつつある。G 型星をまわる地球型ハビタブル惑星球凍結条件」として，全球凍結が発生しないためにの発見や観測が困難になる状況の中，TESS では，温室効果ガスである CO2 が凍ってしまわない限界

CHZs に位置する惑星の公転周期がはるかに短く，を示す。この考え方によると，太陽より明るい恒星トランジット法での観測が容易な，太陽よりはるか

では CHZs は太陽系よりずっと外側に位置し，ハビに小さな赤色矮星（M 型星）の周りを公転する惑

タブルな惑星の公転周期は非常に長くなる。太陽と星に焦点を当てた。これは，恒星の前を惑星が通過同じくらいの主系列星（G 型星）であれば，ハビタする際の減光を捉えるトランジット観測において，ブルな惑星の公転周期は地球のそれに近いはずなの減光が大きく公転周期が短いために非常に発見が容で，おおよそ 1 年前後となる。このような条件で発易なためである。そして，その M 型星のまわりには，見されたハビタブル惑星候補の 1 つ，Kepler-452b は，ハビタブルと考えられる惑星が発見されつづけ，著

公転周期が 384 日，地球とほぼ同じ環境を有してい者が EXOKyoto を用いて行った解析によると 2020る可能性が示唆され，2015 年 7 月 23 日の NASA に

年 5 月 15 日現在で 46 個の地球サイズのハビタブル

よるプレスリリースの際「地球のいとこ」とされた。

惑星が存在すると言える。その中で M 型星を主星と こ ろ が， 発 見 か ら 2 年 が 経 っ た 2018 年 4 月，として持つ惑星は 35 個で，ハビタブル惑星の捜索

Kepler-452b のような公転周期の長い惑星のトランは，M 型星周りが主流となりつつある。

ジ ッ ト が 惑 星 由 来 の も の で あ る か に つ い て は，

M 型星は太陽よりもはるかに不安定で，活発なKepler 宇宙望遠鏡の固有ノイズ等の影響が排除できフレアを引き起こすことが知られている。フレアとるといいきれなければ惑星が実際に存在するとはい一言でいっても，M 型星のフレア活動を近傍からいきれない，すなわち，存在しない可能性も議論さ詳細に観測することはできないため，遠方（地球近れ始めた 。しかし Kepler-452b の存在をもう 1 度傍）からはるかかなたの M 型星である点光源から

1）

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No.770出る光の特に可視光線成分と，X 線領域や近赤外線際のフレアの発生頻度やその規模，またフレアによ成分の時間変化データが観測で得られた程度であり発生する CME に伴う惑星表面の宇宙放射線被ばる。 太 陽 に お け る 太 陽 観 測 衛 星（Solar Dynamics

く等において，定量的な評価はなされてこなかった。

Observatory-SDO）や GOES 衛星，また我が国の太その原因は，（1）系外惑星の主星におけるフレアの陽観測衛星「ようこう（SOLAR-A）」や「ひので発生頻度と規模の評価が不十分であったこと，（2）（SOLAR-B）」，また京大飛騨天文台の太陽磁場活動ある一定規模のフレアが発生したとき，周回する惑望遠鏡（SMART）等による詳細な三次元＋時系列星にどれくらいの影響が生ずるのかについて定量的の四次元データ解析の結果と比べると，何も分かっな評価を行う手法が確立していなかったこと，（3）ていないに等しい。太陽においては，その構造から，系外惑星の大気環境や磁場環境が不明確であったこ

プロミネンスの発生，コロナ質量放出（CME）のと，（4）系外惑星の主星から出る宇宙放射線のスペ存在，そして太陽高エネルギー粒子（SEP）が，地クトルが不明であること，（5）一連のプロセスを統球の磁場の影響を受け，最終的に地球大気に衝突す合的に評価できるシステムがなかったこと，が理由る際，様々な二次粒子が発生することが詳細に解明として考えられる。

されている。特に CME 発生に伴う太陽陽子イベン
ト（SPE），あるいはそれに伴って地上で中性子が観測される地上観測レベル上昇事象（GLE）の際，2．PHITS-EXOKyoto アルゴリズム

C や 10Be 等の同位体が形成され，それぞれスギの今回筆者らのグループ * では，上記の 4 つの問題

年輪 や南極氷床 等を用いてこれらの元素の同位点を以下のような取組みによって解決した 4）（図 1）。

体比を調べることにより過去の巨大イベント（1）黒点面積及び自転速度等の系外惑星の主星の観（AD774 Miyake event 等）の存在を推定することが測情報と，従来のケプラー宇宙望遠鏡及び関連のできる。すなわち，G 型星である太陽のフレアによ観測結果を用いて，それぞれの主星のフレアの発るイベントは，立体的に詳細が観測されていると言生頻度と規模を，（a）1 年に 1 度のフレア，（b）える。しかしながら，太陽ですら，過去に発生した観測された黒点に対する最大のフレア，（c）そのであろう超巨大フレアの痕跡は垣間見ることができ温度の主星で発生しうる最大のフレアに分けて，るものの，実際にどのような現象であったかを知るそのエネルギーの定量化を行った。

142）

3）

ことはできない。それを推定する 1 つの方法は，太（2）MHD や観測から推定される CME の飛行経路

陽より若くて活発な星を観測することであり，もうに基づいて，惑星の公転軌道面からの広がりの角

1 つの方法は，そのような星の電磁流体力学シミュ度と，水平に飛散する方向を考慮して，惑星の主レーション（MHD）解析を行って詳細な運動を予星からの距離や位置に従って CME による宇宙放測することである。残念ながら M 型星においては，射線強度の比を算出する定式化を行い，簡単な計

こ の 双 方 が ま だ 不 足 し て い る。 観 測 デ ー タ は 今

算でおおよその比率を求める工夫を行った。

TESS で進められているが，まだまだ不十分である。

（3）系外惑星の大気として想定される 3 つの代表的

また実際にどのような構造で CME が発生するかもな大気組成（N2+O2, CO2, H2）を想定し，また地分からない。にもかかわらず，フレアが頻繁に発生球規模の双極子磁場（2 つの極が生む磁場）があしており，恒星からの距離が近いことから，フレアる場合と，磁場がない場合等を想定し，放射線輸の影響は大きいだろうと見積もられ，これらハビタ

送計算コード PHITS を用いて大気中の宇宙放射ブルな惑星は「居住が困難」と言われることとなった。このような状況を鑑み，フレアの発生頻度と，その大気圧を定量的に把握できれば，これらの M型星周りのハビタビリティに新しい切り口を切り開くのではないかというのがそもそもの研究の発端である。
従来ハビタブル惑星を有する惑星系において，実* 山敷庸亮 京都大学総合生存学館教授、佐々木貴教 京都大学理学研究科助教、柴田一成 京都大学名誉教授、前原裕
之 国立天文台助教、Vladimir Airapetian アメリカ航空宇宙局ゴダード宇宙飛行センター（NASA/GSFC）博士、野津湧太 コロラド大学・日本学術振興会海外特別研究員、佐藤達彦 日本原子力研究開発機構研究主幹、野津翔太 理化学研究所特別研究員ら

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No.77031

エネルギーの定量化

1年に1度発生するCMEによる被ばく量

図1

生命が居住可能な系外惑星へのスーパーフレアの影響を算出（5）これらの一連の測定データと，PHITS による計算手法及び計算結果を，系外惑星データベース
ExoKyoto に組み込むことにより，すべてのデータを統合的に評価できるシステムを構築した。これらの一連の工夫により，世界で初めて定量的に系外惑星における恒星フレアの影響を評価可能にした。
上記のアルゴリズムを用いた計算の結果，系外惑星のほとんどの表面環境では，1 気圧の大気圧が備わっている限りにおいて，地表面での想定被ばく量
図 2 今回の計算に用いた宇宙放射線スペクトル
過去に観測された太陽 CME で最大規模といわれる Carrington イベント
（1859.9.1）と、過去に観測された太陽 CME で最も大気中の透過力の高かったイベント（GLE43）と同じスペクトルは最大で 1〜数 mSv 程度となり，地球型生命にとっては致命的でないレベルであることが示唆された。
また，惑星が地球のような双極子磁場を備えている場合，更にその値が低くなるため，基本的にこれらの惑星は大気を十分に有している限りにおいて，線挙動を詳細に解析して想定被ばく量を定量化しCME に伴う宇宙放射線被ばくの影響は少ないと評た。

価された（図 3, 図 4）。

（4）過去に観測された太陽 CME で最大規模といわしかしながら，大気圧が十分でない環境（例えばれる Carrington イベント（1859.9.1）と，過去にヒマラヤ山脈山頂部等，地球の表面上における最低観測された太陽 CME で最も大気中の透過力の高気圧環境）の場合，生命にとって十分に危険なレベかったイベント（GLE43）と同じエネルギースペルまで放射線被ばく量が高くなることが算定されたクトルの双方を想定した（図 2）。

（図 3, 図 4）。更に，これらの系外惑星の大気散逸率32Isotope News

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No.770図 3 地球型大気（N2 +O2）を透過する推定被ばく量（Sv）の鉛直分布、過去に観測された太陽 CME で最も大気中の透過力の高かったイベント（GLE43）と Carrington イベント（1859.9.1）を想定
系外惑星は Proxima Centauri b（緑の四角）, TRAPPIST-1 e（青丸）, Kepler-283 c（茶色い四角）, Kepler-1634 b（青いクロス）, Ross128 b（赤い四角）and GJ-699 b（ピンクの四角）で、比較のために地球（青い四角）と火星（赤十字）を配置している。それぞれ毎年１回起こる最大のフレア（a ）（c）と、黒点面積から推定される最大のフレア（b ）（d）による推定被ばく量を計算。単位は（Sv）.
火星表面の大気圧は 9 g/cm2; 地上最低気圧は 365 g/cm2; 地上の気圧は 1037 g/cm2; 系外惑星の想定大気圧は 1/10 気圧、すなわち103.7 g/cm2 とした

図 4 地球型大気（N2 + O2）を透過する推定被ばく量（Sv）の鉛直分布、過去に観測された太陽 CME で最も大気中の透過力の高かったイベント（GLE43）と Carrington イベント（1859.9.1）を想定
系外惑星は TRAPPIST-1 b（青の四角）, c（赤いクロス）, d（緑の四角）, e（青い丸）, f（茶色い四角）, g（青のクロス）, h（赤い四角）。
（b ）による推定被ばく量を計算。単位は（Sv）。火星表面の大気圧は 9 g/cm2; 地上最低気圧は毎年１回起こる最大のフレア（a ）365 g/cm2; 地上の気圧は 1037 g/cm2; 系外惑星の想定大気圧は 1/10 気圧、すなわち 103.7 g/cm2 としたIsotope News

2020 年 8 月号

No.77033系外惑星は TRAPPIST-1 b (青の四角) , c (赤いクロス) , d (緑の四角) , e (青い丸) , f (茶色い四角) , g (青のクh (赤い四角) 。毎年１回起こる最大のフレア (a) (b)による推定被ばく量を計算。単位は (Sv) 。火星表面の大気圧

g/cm2;地上最低気圧は 365 g/cm2; 地上の気圧は 1037 g/cm2; 系外惑星の想定大気圧は 1/10 気圧、すなわち7 g/cm2 とした。

図 5 通常の太陽（Aspot=0.0005）と活動期の太陽（Aspot=0.003）における想定フレ
図 5 通常の太陽（Aspot=0.0005）と活動期の太陽（Aspot=0.003）における想定フレアの発生によるそれぞれの飛アの発生によるそれぞれの飛行高度で飛行する航空機の累積想定被ばく量それぞれ 1/10 年に１回のフレア（三角）毎年発生（赤丸）10 年に１回のフレア（緑丸）黒点面積から度で飛行する航空機の累積想定被ばく量。
推定される最大フレア（逆三角）同じ温度の G 型星で起こりうる最大のフレア（クロス）による推定被ばく量を想定。通常の飛行高度（12 km）から高度を下げると、被ばく量を低減できる

それぞれ 1/10 年に１回のフレア(三角)毎年発生(赤丸)10 年に１回のフレア(緑丸)黒点面積から推定される最大フレ三角)同じ温度の G 型星で起こりうる最大のフレア(クロス)による推定被ばく量を想定。通常の飛行高度 (12km) かを評価するため，主星からの極端紫外線（XUV）に向けること）されている可能性を考えると，十分度を下げると、被ばく量を低減できる。
成分の定量評価を行い，大気散逸率を比較したとこな磁場も有していない可能性が想定される。これら

ろ，地球と比較して 70 倍前後の高い大気散逸率がを考慮し，推定被ばく量を再算定すると（条件は算定された。これらを考慮すると，M 型星周りの「1/10 気圧，磁場なし」），ハビタブルと考えられてハビタブルゾーンに存在する地球型の系外惑星は，いる系外惑星プロキシマ・ケンタウリ b （Proxima

十分な大気圧を有していない可能性が高く，更に主Centauri b）やトラピスト-Ie（TRAPPIST-Ie）であっ星の重力により潮汐固定（惑星が常に同じ面を主星ても，毎年 1 度発生する頻度における CME（Annual34

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No.770Flare）において，地球型生命に危険な影響を及ぼはいるとしたらどのような生命であろうか？遠い将すレベルの被ばく量（10 Sv）に近くなることが算

来人類は移住先としてこれらの惑星を候補に挙げる定された。

ことができるのか？等，系外惑星の居住可能性に関

なお，今回の研究においては，上記（4）において，しては様々な疑問が残されており，本研究はこれら推定エネルギースペクトルを GLE43 のものとしたの疑問に対する現時点での定量的な答えの 1 つであが，実際の M 型星のフレアにおけるスペクトルはるが，これから更に具体的な議論と想像が高まるこ不明である。これらの星で推定されているフレアのとを期待している。

エネルギー規模が大きいことを考慮し，かつ，フレアのエネルギーに比例して陽子が更に加速されると考えた場合，更に大きな被ばく量が想定される。

4．課題

更に，同じシステムを用いて太陽系の他の惑星の以上，今回のモデルと計算プロセスについて紹介

CME による被ばく量と頻度を推定することができ，を行ったが，以下が今後の課題である。
（1）恒星フ

それによると，地球のような磁場を持たず，大気圧レアの発生は，可視光観測等によって明らかにされが地球に比べ極端に小さい（0.007 気圧）火星におているが，果たして恒星フレアが発生した際，CMEいては，GLE42/43 と同等の CME が発生してそのが発生し，そこからが同じように飛来するのか？ま宇宙放射線が火星に直撃した場合，火星表面での被たそれはどの程度の規模か？現在のモデルは，太陽ばく量が 200 mSv に達する可能性があることが示

における黒点とフレア発生頻度から，CME 発生頻度唆された。これは地上の想定被ばく量に比べて約も 含 め た 一 般 化 を 行 い， そ の 発 生 ス ペ ク ト ル を50 万倍，航空機飛行高度の推定被ばく量の約千倍GLE43 のものとした。ただ，実際はこれらは太陽とにも及び，地球が大気と磁場によって危険な宇宙放同一ではなく，恒星フレア発生と，CME 発生には太射線から守られていることが定量的に明らかになっ陽とは別のメカニズムがある可能性もある。CME 及た。

び SEP を観測しようとすると，高エネルギー粒子（陽子線）等を捉える必要があるが，太陽系外惑星は我々3．研究への応用からはるかに離れているため，直接観測は無理である。間接的に CME が惑星大気に接する際のオーロ

本研究プロジェクトでは，系外惑星における恒星ラ発生を観測しようという試みもある。ただし，こスーパーフレアの影響を定量的に評価する手法を世

れは中心星からそれほど遠くない場所を公転する惑界で初めて開発し，それらを主要なハビタブルな系星の大気での微弱な増光を観測する必要があること外惑星に適用し，様々なシナリオのもとに放射線環から，非常に困難であると考えられる。フレア・境について議論を行った。また本手法は，ExoKyoto

CME 発生については，直接様々な望遠鏡での観測プを通じて他の系外惑星への応用を可能とし，更にはロジェクトがあるが，X 線天文衛星（XMM）やハッ同じ手法で太陽系内の惑星における被ばく量推定もブル宇宙望遠鏡（HST）での紫外線観測，そして可能であることを示した。ただし，恒星スーパーフ

James Webb Telescope 等による系外惑星大気の分光観

レアに起因する CME を実際に観測した例はなく，測も考えられる。我が国のせいめい望遠鏡等も同時

今後系外惑星のオーロラ等の観測や，恒星の磁場観観測が期待できる。これらの動きを MHD モデルを測に基づいた MHD の結果により，惑星の大気構造用いて解析し，理論的に頻度は到達距離等を予測しや粒子の加速メカニズムがより詳細に明らかになれようという試みもある。ただし，実際の恒星の活動ば，今回の結果を更に上回る評価が可能となると思状況を知るために，活発なフレア星の連続観測が必われる。また，CME に伴う宇宙放射線被ばくを予要 で あ る。 ま た， ス ペ ク ト ル に つ い て， 現 在 は想し，危険性を回避する方法を確立することは，将GLE43 を用いて計算を行ったが，はるかに規模の大来の月や火星の探査において大変重要であり，有人きな恒星フレアではスペクトルが更に高エネルギー宇宙開発に貢献することが期待される。

側にピークが移る可能性もある。そのようなスペク

また，系外惑星に本当に生命がいるのか？あるいトルを実際にその恒星系にて観測することは，しばIsotope News

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No.77035らくは不可能だと思われるので，これも MHD を用発生確率を比例関係から算出 5）することで，フレアいた数値予測に依存する必要がある。

による粒子イベントの強度を仮定，それぞれの場合

次に，今回の研究においては，大気散逸を XUVでの通常飛行航路と低空飛行航路における推定被ば成分に比例したものとして算定した。可能なら，恒く量及び燃料コスト上昇を評価した（図 5）。スー星風や SEP による大気散逸への影響を加味したかっパーフレア発生時に航空機を運航する場合，20 mSvたが，これについての理論がまだ確立していない。

を超えるため，フライトはキャンセルを余儀なくさ

また，現実にハビタブル惑星を見つけたとしても，れ，経済的損失も大きくなる。そこで，航空機の飛その惑星の大気圧を計測するのはずいぶん先の話と行高度を 12 km から 9.5 km 程度に下げるだけで被考えられる。そのためシミュレーションはあくまでばく量を減少させる事ができ，経済的損失もそれほも様々な大気圧を仮定した場合のケースである。

ど大きくないことが推定された。この解析は，太陽更に，SPE による大気の化学的変化について計算系外惑星の被ばく評価を行ったものと同じモデルをが必要となる。Airapetian らは，これらによって，用いているためにシンプルなものであるが，現在一酸化二窒素（N2O）やシアン化水素（HCN）が発行っている更に高度な解析と線量率等の比較検討を生し，若くて暗い太陽のもとで地球や火星の初期大用いても，その値は妥当であることが分かっている。

気での温暖化を促進したと発表し ，恒星フレアの6）

影響が系外惑星の生命誕生に非常に重要な役割を果

引 用 文 献たすとした 7）が，恒星フレアの影響により，本来は

1） Mullally, et al., The Astronomical Journal, 155:210（6pp）, doi: 10.3847/1538-881/aabae3（2018）
2） Miyake, et al., Nature, 486. 240-242, doi: 10.1038/
nature11123（2012）3） Mekhaldi, et al., Nature Communications, 6, 8611 doi:10.1038/ncomms9611（2015）4） Yamashiki, et al., The Astrophysical Journal, 881, 2.
doi：https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab2a71（2019）5） Maehara, et al., Publications of the Astronomical Societyof Japan, 69, 3. doi: 10.1093/pasj/psx013（2017）6） Airapetian, et al., Nature Geoscience, 9, 452-455. doi:
10.1038/ngeo2719（2016）7） Airapetian, et al., International Journal of Astrobiology
doi:10.1017/S1473550419000132（2019）8） Notsu, et al., The Astrophysical Journal. 876:58（39pp）
doi: 10.3847/1538-4357/ab14e6（2019）9） Yamashiki. et al., Evolutionary and Institutional Economics
Review. doi: 10.1007/s40844-020-00163-4（2020）

CHZ の外側にある惑星が，温室効果によりハビタブルとなる可能性もある。
我々の太陽も大きなフレアにさらされる可能性もあり 8）地球への影響評価も重要となる。筆者らは，このモデルを用いて，地球の航空機被ばくについて一般的な解析を行った。SPE 発生時の航空機の被ばくリスクの定量化を行い，経済コストと被ばくによる人体への健康被害を最小限に抑えるための代替飛行高度を提案した 9）。PHITS-EXOKyoto 放射線量推定モジュールとの組み合わせにより，フレアの規模と磁場の影響を考慮した様々な惑星上での被ばくリス
ク の 定 量 化 が 可 能 と な っ た。SEP の 発 生 確 率 はGOES の観測による X 線強度による X スケールを使用し，現在までに地上での中性子の増加が確認されている地上観測レベル上昇事象（GLE）の回数を基準とした。本論文では更に，活動期と非活動期における黒点面積を仮定し，各場合におけるフレアの36

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No.770（京都大学大学院総合生存学館（思修館））