328

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 4, 2018

系外惑星「遠い世界の物語」その11～深紫外線と系外惑星大気～

亀田 真吾

1

（要旨）系外惑星が数多く発見され，ハビタブルゾーンにある地球型惑星も見つかり始めている．それらの惑星大気の観測も検討されているが，現行の計画で対応する可視近赤外域では観測が困難である．低温度星のハビタブルゾーンでは深紫外線輻射が強く，それによって高層大気が広がっている可能性がある．高層大気の観測には深紫外線領域での観測が有効であり，主星輻射強度も同時に観測することができる．本稿では，系外惑星大気と深紫外線輻射に関する解説を行い，現在検討中の観測計画について紹介する．

1. 低温度星系の地球型惑星
既に多数の系外惑星が検出されており，地球と同程度の大きさのものも少なくない．2016 年には最も太陽系に近い恒星であるプロキシマケンタウリに地球サイズの惑星プロキシマ b があることも確認された [1]．
さらにこの惑星が恒星から受ける熱輻射は地球と同程度であるため，惑星表面に液体の水が存在している可能性がある．惑星系において，惑星表面に液体の水を保持することが可能となる熱輻射を受ける領域はハビタブルゾーンと呼ばれている（本連載の「系外惑星「遠い世界の物語」その 10」（小玉・門屋）で詳しく議論さ図1： トランジット法．

れている）．
プロキシマ b は，軌道長半径約 0.05 AU，公転周期11 日で主星であるプロキシマケンタウリを周回している [1]．地球に比べて主星に非常に近い軌道であるが，主星の温度が 3000 K と低温であるため，プロキシマ bが受ける熱輻射は，地球の 65 ％程度と考えられている．
この他に，低温度星である TRAPPIST-1 の周りにも地球程度の大きさの複数の惑星がハビタブルゾーンにあることが分かっている [2]．これらの惑星は地球のように海洋を有している可能性があり，さらには生命が存在することも期待される非常に魅力的な惑星であ
1. 立教大学理学部
kameda@rikkyo.ac.jp■2018遊星人Vol27-4.indd328

図2： ドップラー法．

2018/12/07

17:44:19

系外惑星「遠い世界の物語」その11 ～深紫外線と系外惑星大気～／亀田329

図3： プロキシマbが受ける放射分光スペクトル（赤）と，地球が受ける放射分光スペクトル（黒）[3]．

り，精力的に研究が進められている．

プロキシマ b が受ける輻射の分光スペクトルと，地球これまでに発見された系外惑星の多くは，トランジが受ける輻射のスペクトルを示す [3]．地球が受けるット法かドップラー法で検出されている．トランジッ

輻射のピーク波長が約 500 nm であるのに対し，プロト法は主星の前を惑星が通過した際の減光の検出によキシマ b が受ける輻射のピーク波長は，主星の温度がり惑星の存在を確認する手法である（図 1）．ドップラ低いために約 1 µm となっている．太陽に比べて赤く

ー法は惑星の周回に伴い，主星中心が共通重心を回る小さい星であり，赤色矮星と呼ばれる恒星の 1 つであ時に生じる主星光のドップラーシフトを捉えて惑星のる． 一 方， 短 波 長 側 に 目 を 向 け て み る と，200-400存在を確認する手法である（図 2）．太陽に対して地球

nm の近紫外領域ではプロキシマ b が受ける輻射は，は非常に小さく，軽いため，これらの手法で小さな地地球が受ける輻射に対して 2-3 桁程度弱いが，それよ球型惑星を検出するためには高い観測精度が求められり短い 10-200 nm の領域に入ると輻射量は逆転し，プるが，低温度星は太陽に比べて小さく軽いため，低温

ロキシマ b が受ける輻射は地球が受ける輻射に対し度星周りの地球型惑星の検出に対する要求精度が緩和

1-2 桁程度強くなる．この波長域は深紫外領域あるいされる．さらには太陽系近傍の大半が低温度星であるは真空紫外量域と呼ばれ，分子や原子の解離や電離をため，今後も多くの地球型惑星が発見されることが期引き起こすエネルギーを持つ光の波長域である．この待される．ハビタブルゾーン内にも少なくない数の惑

波長域の光は大気中で吸収され，高層大気の主要な加星が発見されるであろう．ここ 10 年程度で系外惑星熱源となる．しかし，深紫外線輻射量が測定されていの観測は急速に進んでおり，「生命を保有する惑星のる恒星の数は非常に少なく，惑星を持つ恒星の大半で検出」は，もはや夢物語ではなく，科学研究の範疇に未計測となっている．今後進められる系外惑星大気観ある．

測結果の解釈を大きく左右する物理量であるが，現在測定可能な装置は，想定寿命を 10 年以上超えている

2. 低温度星系の深紫外線輻射

ハッブル宇宙望遠鏡だけであり，後継のジェームスウ
ェッブ宇宙望遠鏡は紫外線領域の観測には対応しない．

それでは，プロキシマ b や TRAPPIST-1 にある地球大気を通さない波長域であるため，地上望遠鏡では観型惑星は，地球と同様の環境を持つのだろうか？主星測は不可能である．その他，現在欧米で採択されていから受ける輻射の総量は同程度であるものの，実際にる宇宙望遠鏡計画でも紫外線領域は非対応であり，ロはその分光スペクトルは大きく異なっている．図 3 にシアが開発中の口径 1.7 m の紫外線宇宙望遠鏡 World■2018遊星人Vol27-4.indd329

2018/12/07

17:44:20

330

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 4, 2018

図4：（左）現在の太陽系内地球型惑星高層大気の温度分布[4,5]．（右）深紫外線輻射強度を現在の10倍にした場合に想定される温度分布[4,5]．

図5：（左）地球が受ける深紫外線輻射強度を現在の10 倍にした場合に想定される酸素原子コラム密度分布．黒円は惑星の大きさを表し，白円はプロキシマケンタウリの大きさを表す．

Space Observatory-UV が唯一の手段となるものの，にまで達し，数惑星半径程度まで高層大気が広がる．

開発総額の予算獲得には至っていない状況である．

酸素原子は 130-131 nm に 3 重線を持ち，そのうちの 2つは星間吸収を免れるため，太陽系近傍からでも観測

3. 地球型惑星の超高層大気（酸素原子）が可能である．プロキシマ b はドップラー法で検出されており，トランジットは確認されていないが，仮に，大気の加熱源となる波長域の輻射が地球に比べて非地球と同様の大気を持つ惑星が 10 倍の深紫外線輻射

常に強い場合には，高層大気が高温化し大きく広がるを受け，主星の前を通過するとした場合，恒星の酸素と考えられる．太陽系初期の深紫外線輻射が強かった

原子輝線発光が惑星大気によって遮蔽され，24％程度時期における高層大気分布のモデル計算が行われてい減光されることになる [6]．

る［4, 5]．図 4 にこれらの研究によって推定された高層

一方，金星や火星の高層大気の温度は低く 300 K 程

大 気 の 温 度 分 布 を 示 す． 地 球 の 高 層 大 気（> ～400度であり，深紫外線輻射が 10 倍程度となった場合でkm）の温度は 1000 K 程度であるが，深紫外線輻射強も 600 K 程度までしか温度は上がらない．これは金星度が現在の 10 倍になると，高層大気の温度は 10000 Kや火星の大気の主成分が二酸化炭素であることに起因■2018遊星人Vol27-4.indd330

2018/12/07

17:44:22

系外惑星「遠い世界の物語」その11 ～深紫外線と系外惑星大気～／亀田331

ならない．例えば地球と金星は同程度の大きさであり，互いに大きく異なる大気を有しているが，現行の技術ではこのように小さな地球型惑星の大気観測は難しく，表層環境が大きく異なる地球と金星を見分けることすら困難である．
図6： トランジット分光法．

しかし，深紫外線領域にある酸素原子輝線の観測によってこの問題が解決される可能性がある．特に，低温度星ハビタブルゾーンに存在する地球型惑星が，地する [5]．二酸化炭素は温室効果ガスとして知られて球と同じ大気組成を持つ場合，その高層大気の広がりおり，大気の持つエネルギーを効率よく赤外線領域でによる減光率は 24 ％にまで達する [6]．可視近赤外領放射する性質を持つ．このために地表付近に熱が伝え域での低層大気観測では非常に高い感度安定度が求められ，地表温度が上昇する一方で，これによって大気られるが，高層大気の大きな遮蔽を検出することは相の温度は下がり，大気にとっては冷却剤として働く．

対的にかなり容易となる．ただし，深紫外線領域の光

そのために，高層大気が広がらない，ということが起量自体が大きくないため 1 m 級の深紫外線宇宙望遠鏡きる．一方，地球大気の二酸化炭素混合比は低いため，が必要であるが，1 m 級であっても JWST より短期間高層大気が効率よく加熱され遠方まで大気が広がるこで地球と同じ大気組成を持つ惑星が 20 pc 以内にあっとになる．

た場合に検出することが可能となる．より大口径の望

地球の二酸化炭素混合比は，炭素循環によって抑制されていると考えられている．海洋に二酸化炭素が溶け込み炭酸塩を形成することで，大気中の二酸化炭素混合比が下げられている．一方で，金星ではこの炭素循環が働かず二酸化炭素混合比 96 ％の大気が維持さ

遠鏡があれば，より遠方まで同様の観測を行うことができ，生命保有惑星候補の検出が期待出来る．

5. 深紫外線による高層大気観測・
PROCYON/LAICAの成果れている．以上より，海洋のある地球では，大気中の2014 年 12 月に打ち上げられた小惑星探査機「はやぶ二酸化炭素混合比が低く，高層大気が遠方まで広がり，さ２」とともに，その相乗り機として，超小型深宇宙海洋の無い金星では，大気中の二酸化炭素混合比が高探査機 PROCYON が打ち上げられた．主目的は（リュく，高層大気が遠方まで広がらない，ということが分ウグウとは別の）小惑星のフライバイ撮像であったが，かる．

小惑星到着前に理学成果を獲得するために，水素ライ
マ ン α 線 撮 像 装 置 Lyman Alpha Imaging Camera

4. 太陽系外地球型惑星大気の観測（LAICA）（図 7）を 追 加 搭 載 す る こ と に な っ た．
JAXA から予算承認を受けたのは 2013 年 9 月末のこと

系外惑星の大気観測には主に可視・近赤外トランジット分光法が用いられている．トランジットの際に大気原子・分子の吸収線付近の分光観測を行い，線ごとの吸収量の差から大気組成を決定するという手法がトランジット分光法である（図 6）．地球より数倍大きい
惑星では既にトランジット分光により大気組成が推定されつつあるが，6.5 m という大口径の宇宙望遠鏡
JWST を持ってしても，地球程度の小さい惑星の持つ薄い大気（～100 km）を検出することは非常に困難である．地球程度の惑星による減光量が 1-2 ％程度であり，その検出自体もまだ困難である中で，さらにその100 分の 1 程度の遮蔽量となる大気を検出しなければ■2018遊星人Vol27-4.indd

331

図7： LAICAフライトモデル．

2018/12/07

17:44:23

332

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 4, 2018

図8： 地球水素発光分布[7]．

図9： 低温度星のライマンα線発光．

である．太陽系探査計画に関わった経験のある方は，目を疑われるかもしれないが，この記述に誤字は無く打ち上げまで 1 年少しという時点での承認である．検出器には，水星探査計画ベピコロンボで実績のある製品を採用したものの，反射望遠鏡で構成される光学部は完全に新規設計である．筆者はこの装置の PI を担当した．この時期は，同時に「はやぶさ２」搭載カメラの開発を並行して進めており，どちらもスケジュールが厳しい状況であったが，当時在籍していた学生達の奮闘により，どちらの装置もなんとか完成させることが出来た．彼らの尽力なしには，どちらの装置もう

図10：チュリュモフ=ゲラシメンコ彗星の水素発光（立教大学Web）．

まくは動かなかったであろうし，うまく動作したとしし，38 地球半径以上まで水素大気が広がっているこても充分な性能は発揮できなかっただろう．本稿ではとを確認することが出来た（図 8）[7]．さらに，低温度苦労話で紙面を割くことは避け，以降，得られた成果

星の深紫外線輻射量計測（図 9），チュルモフ = ゲラシを紹介させて頂く．

メンコ彗星が放出する水分子起源の水素の発光を捉え

LAICA の主目的は地球高層の水素大気の観測である．水素大気の観測は 50 年以上前から実施されており，ることにも成功した（図 10）．この結果から彗星の水分子放出量の推定にも成功している [8]．

15 地球半径以上まで広がっていることが観測で確認されていた．40 年程前にアポロ 16 号に乗った宇宙飛

6. 国際共同研究・共同計画への参加

行士によって地球水素発光分布の写真が得られた後，40 年に渡って地球水素大気の外から 2 次元分布を捉え地球高層大気が遠方まで広がっており，その大気分る撮像観測は行われていなかった．そこで，深宇宙に布モデルを刷新したことにより，その結果を紹介した出る機会を利用して，この水素発光を捉える，という系外の地球型惑星大気の観測検討を進めている海外のことがこの計画の目的である．結果として，地球距離研究グループと共同研究を開始し，現在論文投稿中の0.1 AU の地点から地球水素発光の観測に初めて成功状況である．また，低開発費用，短期間での開発実績■2018遊星人Vol27-4.indd332

2018/12/07

17:44:23

系外惑星「遠い世界の物語」その11 〜深紫外線と系外惑星大気〜／亀田333

が評価され，先述の WSO-UV 計画からも系外惑星科筆者を含む系外惑星紫外分光 WG チームは，超小型衛学を目的とした装置提供の打診を受け，望遠鏡システ

星開発チームや，超小型衛星を高高度に輸送する推進ム内での配置まで設計が進み，論文として成果報告を系（キックモータ）開発チームと共同で検討を進めてお行った [6]．また，可視近赤外領域での系外惑星大気

り，静止衛星軌道への投入に用いられる静止遷移軌道観測を目的とした欧州の系外惑星専用宇宙望遠鏡への打ち上げ機会に，相乗りで超小型衛星を打ち上げ，ARIEL プロジェクトチームとも協議を進めた結果，自前のキックモータにより深宇宙に到達することが実

深紫外線輻射計測の重要性が認識され，日本から提供現可能であるという見込みが得られている．深宇宙探する測定装置の追加も検討されている．その他にも，査の機会が 10 年に 1 度程度に留まっているのに対し，彗星観測や地球磁気圏撮像計画等の装置提供の打診を静止遷移軌道への打ち上げは年に数回程度行われてい受けている状況となっている．地球観測に加えて，彗る．この手法を用いることによって，早期に，低開発星・恒星の試験観測を行ったことで，様々な研究分野費用で，系外惑星系の深紫外線輻射量の測定を開始すにおける国際共同計画への展開が見えてきている．

ることが可能となる．また，LUVOIR に代表されるさらに，国内で進めてきた技術開発によって，長年国際共同大型計画では宇宙での実績がない装置が搭載ほとんど向上できていなかった深紫外線検出器の効率されることはまず有り得ない状況であり，早期に宇宙を向上することに成功しており，現在論文投稿準備中での技術実証を進めておくことは，国際共同計画へのである．2030 年代の打ち上げを目指して検討されて参加に際して必須の条件となっている．

いる超大型宇宙望遠鏡 LUVOIR 計画などのチームか

さらに PROCYON/LAICA 同様に同じ装置で彗星らも情報提供の依頼を受けており，情報交換を進めなの水放出量の測定も可能となるだけでなく，静止遷移がら国際大型計画への参加の道を探っている．

軌道から深宇宙に到達する超小型衛星システムの宇宙

7. 超小型衛星による系外惑星系深紫外線輻射観測技術実証を完了することにより，深宇宙探査の機会が劇的に増えることになる．様々な場合が考えられるが一例として，10 年のうちに性質の異なる 10 個の小天

太陽系外の地球型惑星大気の観測を実現するために体探査も可能となり，10 機の衛星を打ち上げる総開は，大型計画の推進が必要となるが，系外惑星を持つ

発費用は従来の科学衛星一基の開発費用の数分の 1 に恒星の深紫外線輻射観測は PROCYON のような超小収まることになる．超小型衛星に搭載できる理学装置型衛星でも充分実現できる．2018 年 4 月に打ち上げらには大きな制約が課せられるため，回数の単純な比較れた Transiting Exoplanet Survey Satellite（TESS）には適当ではないが，太陽系探査において日本独自の新よって，ここ 2 年のうちに大量の系外惑星を発見するたな手段の 1 つとなるだろう．

ことが期待され，それらの惑星大気観測が地上・宇宙望遠鏡によって精力的に進められることになるだろう．

8. まとめしかし，それらの惑星系のうちの多くで，深紫外線輻射量が未知のままである．現時点ではハッブル宇宙望

系外惑星の観測技術は急速な進歩を続けており，生遠鏡を向ける他に手段がないが，汎用の宇宙望遠鏡で命を保有する惑星は空想の産物ではなく，科学的な議あり，多数の恒星の観測を実施することは難しいと考論に値する状況に達している．しかし，可視赤外領域えられる．

を中心に進められてきた系外惑星大気の観測計画では，超小型衛星に搭載可能な小口径の望遠鏡で，深紫外依然として地球型惑星大気の観測は困難であり，地球線輻射量を測定するためには，その代表値であり，最と金星の判別をつけることも難しい．一方，低温度星も強度が高い，水素ライマンα線の観測を行う必要のハビタブルゾーンでは，地球に比べて深紫外線輻射がある．そのためには，地球水素の発光を避けるためが遙かに強いことを考慮すると，高層大気の観測が有超小型衛星を高高度まで輸送する必要がある．しかし，効であると考えられる．超小型衛星に搭載された深紫PROCYON のように深宇宙に超小型衛星を投入する外線観測器によって，地球の高層大気が遠方まで到達機会は非常に限られている．この問題を解決するため，することが確認され，太陽系外の地球型惑星高層大気■2018遊星人Vol27-4.indd

3332018/12/07

17:44:23

334

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 4, 2018の観測検討が進められている．その結果として，1 m級の紫外線宇宙望遠鏡によって地球型惑星大気が検出可能であることが示されている．また，大気の加熱源として重要な深紫外線輻射量は，系外惑星を持つ恒星の多くで未計測となっており，今後の可視近赤外分光による惑星大気観測に向けて，超小型衛星による深紫外線輻射測定を行う必要がある．将来の国際共同大型望遠鏡計画への参加の道を開くためにも，超小型衛星による宇宙での観測技術実証が重要である．

謝 辞
本稿で紹介した内容は，系外惑星紫外分光 WG の活動で進められた検討内容に基づいています．WG メン
バー他，議論に参加して頂いた全ての方に感謝致します．また特に本稿の執筆機会を頂いた成田憲保氏に感謝致します．

参考文献[1] Anglada-Escude, G. et al., 2017, Nature 536, 437.
[2] Gillon, M. et al., 2017, Nature 542, 456.
[3] Ribas, I. et al., 2017, A&A 603, A58.
[4] Tian, F. et al., 2008, JGR 113, E05008.
[5] Kulikov, Y. N. et al., 2017, Space Sci Rev 129, 207.
[6] Tavrov, A. et al., 2018, JATIS 4, 044001.
[7] Kameda, S. et al., 2017, GRL 44, 11706.
[8] Shinnaka, Y. et al., 2017, AJ 153, 76.

■2018遊星人Vol27-4.indd334

2018/12/07

17:44:23