⼤気散逸を考慮した M 型星
周りのハビタブルゾーンの再定義とそのカタログ化への試み
⼭敷庸亮(京都⼤学⼤学院総合⽣存学館)
前原裕之(国立天文台), V. Airapetian (NASA/GSFC),野津湧太(Universityof Colorado), 栗⽥光樹夫(京都⼤学),佐藤達彦(JAEA), 野津翔太(Leiden
Observatory) ,⿊⽊⿓介(みずほHD),Tom Scott (University of Bristol) 村
佐々⽊貴教, 佐藤啓明, 村嶋慶哉, 坂東⽇菜, 梨元昴, ⾼⽊⾵⾹,⽊村なみ,
清⽔⾥⾹,⾏⽅宏介,C.Ling, 野上⼤作, 柴⽥⼀成 (京都⼤学),

M型星

•
•
•
•

Luminosity = (0.2—5x10-4)L⨀
Teff = ~3800K (M0) – ~ 2300K (M9)Radius = (0.6 – 0.1) R⨀
Mass = (0.6 – 0.1) M⨀○対流層が発達(<0.35Msunで、fully convective)→ 磁気活動が活発-- 強い彩x層線・X線放射, 強い磁場強度-- ⾼いフレア発⽣頻度○Habitable zoneが中⼼星近傍(0.05-0.1au)・系外惑星探査の有⼒な候補(TESS, IRD, etc)
・惑星へのフレア等の影響が⼤きい︖(Proxima CenやTRAPPIST-1などもフレア星)→定量的評価が重要

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
ハビタブル惑星でも致命的な被ばくを受ける可能性

観測史上最大規模のフレアを想定

エネルギーの定量化

20
Yamashiki et a
1年に1度発生するCMEによる被ばく(a) N +O rich, Spectra:GLE43, Annual Maximum Flare (Sv)
(
量
10
10
2

8

放出される陽子の密度を定式化

N" + O"CO"H"
代表的な大気組成

Total Dose [Sv]

106
104

106

@Top ofTerrestrial
Surface@Martian
Surface

102@Terrestrial
Surface
BCritical Dose
(10 Sv)

100

10
地球型生命に危険な影響を及ぼ
10
すレベル
ï2

Earth
Mars
Proxima Centauri b
TRAPPIST 1e
Keplerï283c
Keplerï1634bRossï128b
GJ 699bï410ï6

10ï8 ï2
10

10ï1

Possible
Exoplanetary
SurfaceA

100

101

102

103

Total Dose [Sv]

2

8

104
102
100
10ï2
10ï4
10ï6

104

10ï8
10

Atmospheric Depth [g cmï2]108106(c) N2+O2 rich, Spectra:Carrington, Annual Maximum Flare (Sv)@Martian
Surface@Top ofTerrestrial

108
106

(

発生頻度・規模を予想
All Kepler Input Catalog 200,000恒星フレアの発生頻度とエネルギー
10-34
Flare frequency (year-1 erg-1)

太陽フレアの発生頻度とエネルギー

10-1.5-10-1.0
-2.0
-1.5
10 -10-2.5-2.0
10 -10-3.0
10 -10-2.5
10-3.5-10-3.0
10-4.0-10-3.5

10-35
10-36
10-37
10-38
10-39
10-40 33
10

1034

1035
1036
Flare energy (erg)1037areas derived from Maehara et al. (2017).
−1

Accordingly we obtain (a) ann
spot area
rotational(2)),
spot and/or
maximum
ﬂareperio(s
The conversion
equationetis al.
presen2013;
Aschwanden
20
section.
We
use
the
above
informaﬂare, calculated assuming thatstar spot areas, which can bewithstar spots
undertheexpress
maxi
equationsfor ﬂareenergyspot
area (set20%(a)ofhalf m
Accordingly
weas
obtainannualStep
2. maximum
After the ﬂare
above
proE
(2)),
spot
(see
star spots, Aphot is the total visible area of the stellar surface,
2013; Aschwanden
et quantitatial. 2017),
system,the possibleba energy (erg), and C is the1
Eﬂare is the total expected
stellar
ﬂare
1
a
⎡
⎤
ﬂare, calculated
assuming(4)thatestimthe0
 1 a A0
followingprocedure:
1 a(2 )AMF  Cconstant
ﬂareEfrequency⎢⎣ (10⎥⎦29.4).E 0 ,0with starevent
spots undermaximum
protonat thethe
TOA
usin
A 31 erg and set N as 1; we then may
Here we deﬁne E0=10
spot area (set as 20% of half the sAs
the theatmosphericcoannual maximum ﬂare energy as follows:
Stepfor
2. Afterabove procedu
EAMF:
年最大フレアエネルギー-一年の想定期間のうちに発生しin which Edetermineistheannualmaximum
ﬂareenergy,
that
is,
AMF
types
atmospheresfor esystem, of
the possible
quantitativeb−1
a yr -1)
1 ⎡ A ⎤per
1 a
うる最大フレアエネルギー(ergthe total expected
stellar ﬂare energy
year
(erg
yr
),
considered(explained
in detafollowing procedure:(4) estimatin
EAMF  C0 1 a ⎢ 0 ⎥ E 01 a ,(2 )⎣A⎦a=−1.99,a:b=1.05.
protontypicalevent atatmospheric
the TOA using
Eq
-1.99
those
com
the atmospheric
The spot B:
maximum
ﬂare, that is, the maximum ﬂare energy
lifeAsonfor
extrasolar
planetscompo
are d
1.05 EAMF
in whichis the annual maximum ﬂare energy, that is,
types
ofatmospheresfortypi
under a determinedstar spot area, can be illustrated asprocedure.
the total expected stellar ﬂare energy per year (erg yr−1),
considered (explained in detail in
Steptypical3. (5)atmosphericCalculatecomposi
the poa=−1.99, b=1.05.
3
2
those
2 ⎤
2
⎡
(2QR:)ﬂare energy⎛ f ⎞ ⎛ﬂare,B0that⎟⎞ is, Athe
spot
Carlo
using
PHI
spot maximum
maximumlife on simulations
extrasolar planets
are deter
⎜
⎟⎜
⎢
⎥ ,
(
)
ESMF  7 under
q The
10 32
erg
3G
a determined
spot
area,
illustrated⎦astypicalprocedure.atmospheric compo⎝ 0.1star⎠ ⎝ 10⎠ ⎣can be0.001
Step 3. (5) Calculate
the possib
atmospheres,(6) normalizeth
2 ⎤3 2
2⎡ A
(
)
3
(
)
Q
2
R
⎛
⎞
⎛
⎞
f
B
spot
Carlo simulations:
032
equivalentratio, using
whichPHITS
was (Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

in which N is the ﬂare frequency (yr ), Aspot is the total area ofof the stellar spot size as follows:
star spots, Afunction
phot is the total visible area of the stellar surface,⎤1.05⎡ﬂareAenergy
Eﬂare is the total(erg),
C
is the⎤0 1.99⎡ EanddN expected1stellar
spot
flare
1] ⎢
⎥
29.4

yr
erg
, (1 )
C[⎥⎢
0
ﬂare frequency).102.75Aphot ⎦ ⎣ 10 31 erg ⎦dE constant (10⎣Here we deﬁne E0=1031 erg and set N as 1; we then may
in whichmaximum
N is the ﬂareﬂare
frequency(yr−1
Aspot is the total area of
determine annual
energyas),follows:

Annual Maximum Flare

年最⼤フレア:1回の頻度のフレアのエネルギーを推定

Spot Maximum Flare

スポット最⼤フレア:フレアエネルギーの上限⎟⎜⎟ ⎢ESMF  7 q 10 (erg) ⎜⎝ 0.1 ⎠ ⎝ 10 3 G ⎠ ⎣⎥⎦,typical atmospheric composition(6a)the Carrington-class eve
in which f is the fraction of magnetic energy that can beatmospheres, (6) normalize the do
X45class,ratio,or bywhich(6b) wasthe deep: フレアエネルギーとして放出されうる磁気エネルギーの割合
equivalentprev
released as f ﬂareenergy, B is the magnetic ﬁeld strength,(3)whichoccurred
in
1989,
as
(6a) the Carrington-class event,Xa
B:which
磁場強度
f is the ﬂare
fractionof magnetic
that can be
ESMF is theinspot
maximumenergy,that is,energy
the theoretical
Calculatecoefﬁ
X45 class, orconversionby (6b) the deepest
releasedas
ﬂareenergy,Bisthemagnetic
ﬁeld
strength,maximum ﬂareenergywithadetermined
star
spot
area
(erg),
ESMF :スポット最大フレアエネルギー- ある黒点面積を有する恒星
which occurred
1989, ascalcula
X13 ccomparing
theinvalues
10
E
is theradiusspot maximum
ﬂarecm).
energy, that is, the theoretical
SMF
and Re is thesolar(7×10Calculateconversion
coefﬁcientが出しうる最大のフレアエネルギー (erg)thereference
dose valuecalcmaximum ﬂare energy with a determined star spot area (erg),
comparingthevaluescalculated
10
Possible maximum
ﬂareenergy
in
this
study
was
determinedin
Re:R太陽半径(7x 10 cm) 10 cm).
planet case using conversion
ande is the solar radius (7×10
the reference dose value calculate
the following Possible
way: (1)maximum
Evaluate
maximumstarstudy
spotwascoverageof in
ﬂareenergy in thisdetermined
0.001

CMEの照射角を仮定

入射スペクトル
GLE43,Carrington

想定被ばく量の定量化想定される系外惑星の大気

PHITS

N" + O"
CO"
H"

磁場の有無

EXOKyotoによる統合モデル化・太陽系外惑星データベースとの融合

SEPs
in Planetary
AtmosphereThe
TheSEP
SEPevents
eventsandandtheirtheirspectraspectraSpace Weather
Driven Prebiotic Chem
恒星粒子イベントによる大気シャワー

SEP
SEPevents
eventsSEP event
XUV
N2, CO2, CH4, H2O• •Observed
ObservedatatEarth
Earthand
and

Planets.
Planets.AtAtthe
thegroundgroundforfor
Ionization
Dissociation
Mars
Mars
CO, CN, NH, NO ,N+, O+, CO+, NO+,xOH,particles
NHO• •The
TheMeV
MeV
particles
3

NO+, OH+

penetrate
penetratedeep
deepininthe
theatmosphere,
atmosphere,lower
lower
than
than
Nitrous Oxide, N2O
EUV-XUVEUV-XUVflux.
flux.
Hydrogen Cyanide, HCN
Acetonitrile, CH CN

3• •TheTheenergy
energydeposition
deposition
ofof CH
Formaldehyde,O2Ground Level Enhancement (GLE)
neutron detected by the sensor on
the ground

SEP
SEPevents
eventsionize,
ionize,excite,
excite,andanddissociatedissociateatmosphericatmosphericFormamide, CH3NO, amino acids
species
species
Martian Ocean

Nitrates, Formamide, Complex Sugars,
Nucleobases
Mars(A, T. G. C)
Bio molecules of life

G. GRONOFF
G.
ChemicalChemical
impacts
impactsof SEPsof SEPs
on Early
on Early
Earth,
Earth,
Mars,
Mars,
andandExoplanetary
Exoplanetary
Atmospheric
Chemistry
Chemistry
Observatoirede GRONOFF
la Cote d'Azur, June
12, 2018
25 Atmospheric
Airapetian+2016;2019:
Phosphates -> Nucleotides
Yamashiki+2019

Figures Provided by V. Airapetian

8

PHITS

JAEA developed by T. Sato

Particle and Heavy Ion Transport code SystemPHITS

PHITS (Particle and Heavy Ion Transport code System) is a general
purpose Monte Carlo particle transport simulation code developed undercollaboration between JAEA, RIST, KEK and several other institutes.

Application Examples

Facility design(acceleration shield)

Medical physics

Space / Geoscienceスーパーフレア発⽣→伝播するプラズマ噴出前⾯のshockでProton加速→惑星⼤気へ⼊射
SEP による硬いスペクトル(GLE43, 198, 10/Sun))と軟らかいスペクトル (Carrington Sep.1, 1859)
・Impact of Stellar Superflareson Planetary HabitabilityHD 164595 b

Image credit: Ryusuke Kuroki, Natsuki Hosono & Yosuke A. Yamashiki

HD189733 b

Welcome to

4363個の確認された太陽系外惑星を表⽰(2020.8.20)
複数の定義によるハビタブルゾーンを独⾃計算
惑星の想像図を挿⼊
⽇本語での解説
MAC OS darwin

Alien Earth
Kepler-452 b

www.exoplanetkyoto.org
WASP 41 c

51 Peg b

Solar System (inner planets) in ExoKyoto – MINOR PLANET MODULE

Texture Selection•

#'%&%#)"%'

#'($%%'Textures of planets are selected in principal Temperature estimated /#'$'("($ '%

($ '%%Size%#)"%&#'%'

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$ !(($ '%

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$ !( '

($%%'"#) !!%'$ !( '%#)"($ '%$ !($'("#! %#)"($ '%
&Tidal Locking
ExoKyoto
b

c

d

e

f

g

h

NormalExoKyoto

b

c

d

e

f

g

h

NASA-JPL

b

c

d

e

f

g

h

ドップラー法(939)

939
3099

トランジット法(3099)
マイクロレンズ法(127)127

直接撮像(143)

143

トランジット周期変動法18
パルサータイミング法 32
位置天⽂学的⼿法(13) 13

0 - Radial Velocity(視線速度（ドップラー）法)
1 - Primary Transit(トランジット法)
2 – Microlensing(マイクロレンズ法)
3 – Direct Imaging(直接撮像)
4 - TTV --- Transit Timing Variation(トランジット周期変動法)
5 - Pulsar-- Pulsar Timing(パルサータイミング)
6 – Astrometry (位置天⽂学的⼿法)
7 - Orbital Brightness Modulation(惑星の公転により主星の明るさが変動することを利⽤しての観測)

2020.8.20までに確認された太陽系外惑星の検出⽅法分類。現在はケプラー宇宙望遠鏡を⽤いたトランジット法による発⾒が⼀番多い。
Detection Method (2020.8.18 exoplanet.eu & ExoKyoto)910

ドップラー法(910)2982
トランジット法(2990)
マイクロレンズ法(103)103

直接撮像(134)

134

トランジット周期変動法9パルサータイミング法 33
位置天⽂学的⼿法(10) 10

0 - Radial Velocity(視線速度（ドップラー）法)
1 - Primary Transit(トランジット法)
2 – Microlensing(マイクロレンズ法)
3 – Direct Imaging(直接撮像)
4 - TTV --- Transit Timing Variation(トランジット周期変動法)
5 - Pulsar-- Pulsar Timing(パルサータイミング)
6 – Astrometry (位置天⽂学的⼿法)
7 - Orbital Brightness Modulation(惑星の公転により主星の明るさが変動することを利⽤しての観測)

2019.11.15までに確認された太陽系外惑星の検出⽅法分類。現在はケプラー宇宙望遠鏡を⽤いたトランジット法による発⾒が⼀番多い。
Detection Method (2019.11.15 exoplanet.eu & ExoKyoto)

761

Radial Velocity(761)2769

Primary Transit(2769)
Micro Lensing(65)65Imaging(88)88

TTV(5)

5

Pulsar(28)28

ASTROMETRY(1)Orbital Brightness
Modulation(0)1

2017.11 までに確認された太陽系外惑星の検出⽅法分類
Detection Method(2017.11. exoplanet.eu)

607761

Radial Velocity(607)1203

Primary Transit(1203)
Micro Lensing(34)3465Imaging(64)8864TTV(4)

45

Pulsar(24)28
24

ASTROMETRY(1)Orbital Brightness
Modulation(0)1

2014年までに確認された太陽系外惑星の検出⽅法分類
Detection Method(2014. exoplanet.eu)

2769

Radial Velocity(325)325

Primary Transit(64)64Micro Lensing(10)10Imaging(22)22TTV(0)
Pulsar(11)11

ASTROMETRY(0)Orbital Brightness
Modulation(0)2009年までに確認された太陽系外惑星の検出⽅法分類
Detection Method(2009. exoplanet.eu)

3596

現在の⾦星位置条件の内側
Inside Recent Venus
92

暴⾛温室限界Recent Venus – Runaway Greenhouse
湿潤温室限界Runaway Greenhouse – Moist Greenhouse4

164(⽕星相当惑星の）最⼤温室限界
Moist Greenhouse – Maximum Greenhouse
太古の⽕星条件
Maximum Greenhouse – Early Mars
太古の⽕星条件
Outside of Early Mars

9488

現在までに確認された太陽系外惑星の位置分類 (Kopparapu et al. 2013の⼿法を⽤いてExoKyotoにて分類.太陽系内惑星を含む(2020.8.18))。これによると、ハビタブル・ゾー
ンにある惑星の数(サイズは問わない)は164 個となる。

7,000 K
6,000 K

5,000 K
Teff Host Star
4,000 K

3,000 K2,000 K

1,000 800 600 400
BBT assuming bond albedo as 0.3

2002020.6までに確認された太陽系外惑星の⿊体温度 (K) (ExoKyotoにて分類.太陽系内惑星を含む。アルベドを0.3と仮定)

7,000 K

6,000 K

5,000 K
Teff Host Star
4,000 K

3,000 K
3,000 K2,000 K
1,000 800 600 400 200
BBT assuming bond albedo as 0.3

2020.3.14までに確認された太陽系外惑星の⿊体温度 (K) (ExoKyotoにて分類.太陽系内惑星を含む。アルベドを0.3と仮定)

現在までに確認された太陽系外惑星のサイズ分類(2020.8

Classification of Extrasolar Planets by Size( 2020.8.18. ExoKyotoを⽤いて分類.)

地球
Asteroid-size
0 - 0.1 Re
⼩惑星サイズ地球
Moon - size
0.1 - 0.3 Re
⽉サイズ
Mercury -size
0.3 - 0.5 地球
Re
⽔星サイズ
Mars-size
0.5 - 0.7 地球
Re
⽕星サイズ
地球
Earth-size
0.7 - 1.2 Re
地球サイズ
地球
super-Earth-size 1.2 - 1.9 Re
超地球サイズ地球
sub-Neptune-size 1.9 - 3.1 Re
準海王星サイズ地球
Neptune-size
3.1 - 5.1 Re
海王星サイズ地球
sub-Jupiter-size 5.1 - 8.3 Re
超海王星サイズ
Jupiter-size
8.3 - 13.7地球Re
準木星サイズSuper-Jupiter-size 13.7- 22 地球
Re
木星サイズ
Sub-star-size
22 - 50 地球
Re
超木星サイズStar –size
50 地球
Re <
準恒星サイズ(Re Earth‘s radius) 地球=Re地球半径

xtrasolar Planets’ sizeclassification using
xoKyoto on 30 ov 2016.
Original data sources /Exoplanetkyoto.org /Exoplanet.eu /openexoplanetcatalog.com

14
12
6
22

321 
864
1136
324
121
1262
283
13
3
0

500

1000

2014年までに確認された太陽系外惑星のサイズ分類

Classification of Extrasolar Planets by Size( 2014年発⾒まで. ExoKyotoを⽤いて分類.太陽系内惑星を含む)

xtrasolar Planets’ size
2
Small
Size
2
Asteroid-size
0 - 0.1 Reclassification using
xoKyoto on 30 ov 2016.
Moon
MoonSize- size0.1 - 0.3 Re 01
Original data sources /Exoplanetkyoto.org /Mercury
MercurySize-size
0.3 - 0.5 Re 44
Exoplanet.eu /
Mars
Size
openexoplanetcatalog.com
Mars-size
0.5 - 0.7 Re 88

Earth
Size
109
Earth-size
0.7 - 1.2 Re
108
Super
Earth Size
super-Earth-size
1.2 - 1.9 Re
334
343
Semi-Neptune
Size
449
sub-Neptune-size
1.9 - 3.1 Re
453
NeptuneSize
Neptune-size
3.1 - 5.1 Re
140
143
SuperNeptune Sizesub-Jupiter-size 5.1 - 8.3 Re
43
40
Semi Jupiter Size
401
Jupiter-size
8.3 - 13.7 Re
773
Jupiter Size
Super-Jupiter-size 13.7- 22 Re
129 321
Super Jupiter Size
Sub-star-size
22 - 50 Re 6 125Semi Star Size
1
2
Star –size
50 Re <(Re Earth Radius)(Re Earth‘s radius)
0
500
1000

2009年までに確認された太陽系外惑星のサイズ分類

Classification of Extrasolar Planets by Size( 2009年発⾒まで. ExoKyotoを⽤いて分類.太陽系内惑星を含む)

Small
Size
Asteroid-size
0 - 0.1 Re
Moon
Moon Size- size0.1 - 0.3 Re
Mercury
Mercury Size
-size
0.3 - 0.5 Re
Mars
Size
Mars-size
0.5 - 0.7 Re
Earth
Size
Earth-size
0.7 - 1.2 Re
Super
Earth Size 1.2 - 1.9 Re
super-Earth-size
Semi-Neptune
Size
sub-Neptune-size
1.9 - 3.1 Re
NeptuneSize
Neptune-size
3.1 - 5.1 Re
SuperNeptune Sizesub-Jupiter-size 5.1 - 8.3 Re
Semi
Jupiter Size 8.3 - 13.7 Re
Jupiter-size
Jupiter
Size
Super-Jupiter-size
13.7- 22 Re
Super
Jupiter Size 22 - 50 Re
Sub-star-size
SemiStar SizeStar –size
50 Re <
(Re
Radius)(ReEarth
Earth‘sradius)

00
00
22
11
33

xtrasolar Planets’ sizeclassification using
xoKyoto on 30 ov 2016.
Original data sources /Exoplanetkyoto.org /Exoplanet.eu /openexoplanetcatalog.com



17
18
23
23
66
11
35
2
2
0

167370
146
65
1
500

1000

Habitable Planets located in Goldilocks Zone
Determined by Kopparapu et al. 2013
And their Estimated Radiation from the Host star
Kepler-452 b

Earth

Mars

Kepler-62 e

Temperature of the Host Star(K)Kepler-186 f

Proxima Cen b

SPECTRA MODULE – GJ 1061 c

GJ 699
Barnard’s Star
Spectra: M4V
Distance: 5.96 LY (1.83 pc)
Teff: 3278 K
Rsun: 0.18
Prot 140
Aspot: 0.0003
Annual Flare 6.26E+31
Spot Max. 1.15E+32
GJ 699 b
Barnard’s Star b
Rearth 1.37
Mearth 3.23
Semi Major Axis 0.4AU

Kepler-283
Spectra: K5
Distance: 1527 LY (468pc)
Teff: 4141 K
Rsun: 0.64
Prot 18.2
Aspot: 0.0021
Annual Flare 4.93E+32
Spot Max. 2.13E+33
Kepler-283 c
Rearth 1.82
Mearth 4.59
Semi Major Axis 0.34AU

Kepler-1634
Spectra: G7
Distance: 2013 LY (654pc)
Teff: 5637 K
Rsun: 0.82
Prot 19.8
Aspot: 0.0066
Annual Flare 1.65E+33
Spot Max. 1.18E+34
Kepler-1634 b
Rearth 3.19
Mearth 7.77
Semi Major Axis 0.34AU

Proxima Centauri
Spectra: M5.5V
Distance: 4.22 LY (1.295pc)
Teff: 3050 K
Rsun: 0.14
Prot 82.6
Aspot: 0.004
Annual Flare 9.7E+32
Spot Max. 5.55E+33

Proxima Centauri b
Rearth 1.07
Mearth 1.27
Semi Major Axis 0.0485AU

Ross-128
Spectra: M4
Distance: 11.03 LY (3.38pc)
Teff: 3192 K
Rsun: 0.20
Prot 121
Aspot: 0.0002
Annual Flare 4.72E+31
Spot Max. 7.72E+31
Ross-128 b
Rearth 1.10
Mearth 1.40
Semi Major Axis 0.0496AU

TRAPPIST-1
Spectra: M8
Distance: 39.46 LY (12.10 pc)
Teff: 2550 K
Rsun: 0.12
Prot 3.3
Aspot: 0.0012
Annual Flare 2.7 E+32
Spot Max. 9.09 E+32
TRAPPIST-1 b, c, d, e, f, g,

GJ 163
Spectra: M3.5
Distance: 49.30 LY (15.11pc)
Teff: 3500 K
Rsun: 0.399
Prot ?
Aspot: ?
Annual Flare
Spot Max. 9

GJ 163 cRearth 1.70
Mearth 7.59
Semi Major Axis 0.124 AU

Tau Cet
Spectra: G8.5 V
Distance: 11.90 LY (3.65 pc)
Teff: 5344 K
Rsun: 0.79
Prot ?
Aspot: ?
Annual Flare
Spot Max.

Tau Cet e
Rearth 1.43
Mearth 3.94
Semi Major Axis 0.538 AU

TRAPPIST-1
Spectra: M8
Teff: 2550 K
Rsun: 0.12
Prot 3.3
Aspot: 0.0012
Annual Flare 2.7 E+32
Spot Max. 9.09 E+32

TRAPPIST-1 b, c, d, e, f, g,

10 Sv, Critical Dose for Terrestrial Complex Life

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

Proxima Centauri bの想定被ばく量

もし地球と同じ大気圧があれば、生命にほとんど影響はない
年に一度発生しうるフレアでの地表での被ばく量は推定0.430 mSv

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

TRAPPIST-1 eの想定被ばく量

もし地球と同じ大気圧があれば、生命にほとんど影響はない
年に一度発生しうるフレアでの地表での被ばく量は推定0.230 mSv

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

ROSS-128 bの想定被ばく量

もし地球と同じ大気圧があれば、生命にほとんど影響はない
年に一度発生しうるフレアでの地表での被ばく量は推定0.0130 mS

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

Estimated Dose of GJ 699 b
No impact if there are same atmospheric pressure as Earth
Estimated dose by annual flare ‒ 0.259 uSv

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

Estimated Dose of Kepler-283 c
No impact if there are same atmospheric pressure as Earth
Estimated dose by annual flare ‒ 2.86 uSv

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability
SUN
XUV (1-100A)+ EUV(100-1200A)=> XUV 4.04 -6(erg/cm2/s/A)
Spectra at Earth
Composition of XUV/EUV 7.51 x104 (J m-2 s-1A-1)

Proxima Centauri
Spectra: M5.5V
Teff: 3050 K
Rsun: 0.14
Prot 82.6
Aspot: 0.004
Annual Flare 9.7E+32
Spot Max. 5.55E+33

Proxima Centauri b
Rearth 1.07
Mearth 1.27
Semi Major Axis 0.0485AU

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

Proxima Centauri
XUV (1-100A)+ EUV(100-1200A)＝＞ XUV4.69 x10-4 (erg/cm2/s/A)
Proxima Centauri bでの年間極紫外線フラックス（定常＋フレア）は、1.33 x107 (J m-2)
大気散逸率は、中心星からの極紫外線フラックスに比例Airapetian et al.2017
M(in g s-1 )~1.6 x104 FXUV (erg/cm2 s).

Proxima Centauri bはさらに中心星に近いため地球の76.2 倍の極紫外線フラックス→大気散逸率も76.2倍相当

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability
Proxima Centauri bでは、長期的な大気散逸が継続している可能性
大気圧が地球の1/10であれば、年に一度しうる規模のフレアにより地球型生命に危険な影響を及ぼすレベル(8.91 Sv)の想定被ばく

TRAPPIST-1
Spectra: M8
Teff: 2550 K
Rsun: 0.12
Prot 3.3
Aspot: 0.0012
Annual Flare 2.7 E+32
Spot Max. 9.09 E+32

TRAPPIST-1 b, c, d, e, f, g,

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability

TRAPPIST-1 e
XUV (1-100A)+ EUV(100-1200A)＝＞XUV3.30 x10-4 (erg/cm2/s/A)
TRAPPIST-I eでの年間極紫外線フラックス（定常＋フレア）は、 1.13 x107 (J m-2 )Atmospheric escape rate is proportion to
XUV flux
Airapetian et al.2017
M(in g s-1 )~1.6 x104 FXUV (erg/cm2 s).

TRAPPIST-I eは中心星から一定距離離れてはいるが地球の65.07 倍の極紫外線フラックス→大気散逸率も65.07 倍相当

Impact of Stellar Superflareson Planetary Habitability
TRAPPIST-I eでは、長期的な大気散逸が継続している可能性
大気圧が地球の1/10であれば、年に一度しうる規模のフレアにより地球型生命に危険な影響を及ぼすレベル(6.68 Sv)の想定被ばくいままでの研究での結論• ⼗分な⼤気圧(1気圧)がある場合、年最⼤フレアによる⾼エネルギー粒⼦線による5つ(Proxima Cen b, Ross-128
b, TRAPPIST-1 e, Kepler-283 c, GJ699b)の太陽系外惑星の地表⾯での推定被ばく量は、地球上の多細胞⽣物にとっての危険なレベルに達することはない。
• MUSCLESなどを⽤いて極紫外線による定常＋フレアにともなうフラックスをAirapetian et al.2017により評価
すると、⼤気散逸率が地球の78倍(Proxima Centauri b)、
65倍(TRAPPIST-I e)に達すると考えられる。
• ⻑期間にわたる⼤気散逸の結果地球の1/10気圧になったと想定すると、これらの惑星表⾯での年最⼤フレアにともなう被ばく量は8.6 Sv (Proxima Cen b) と 6.9 Svに達するが、これはほとんど想定された致死量(10 Sv)に近い。

今後の計画• すべてのハビタブル惑星での恒星影響評価→恒星の活動性（⿊点⾯積）の評価→⾃転周期の観測・Hα 線・X ray→惑星側の情報（⼤気圧・磁場等←観測困難(!?) ）• 太陽ー地球・⽕星システムにおける様々な年代における太陽粒⼦線による被ばく量の推定• ⼤きなエネルギーのスーパーフレアにおけるより硬いスペクトルの利⽤。
• 他のハビタブル惑星をともなう惑星系へのPHITSの応⽤

恒星による惑星のハビタビリ
ティーを明らかにするために• 恒星スーパーフレアでのSEPのエネルギースペクト
ルの推定ーよりエネルギーの⾼い粒⼦ – Mass
Ejection観測結果(Namekata et al. 2020)の解釈・
MHDによるYoung Sun Analogue• 惑星からの⼤気散逸の推定 – XUV観測 – XMM,
Mega MUSCLES – 合成 SEPの影響• V993 tau HST& XMM & SEIMEI (2020.Sep.3)• 惑星⼤気へのフレア(SEP)の直接影響 – ハビタブ
ル惑星では困難、AU Mic bなどを対象？

惑星からの⼤気散逸の評価
Airapetian et al.2017
M(in g s-1 )~1.6 x104 FXUV (erg/cm2 s) と仮定
他にSuperflare with SEP 通常時の 10 倍の⼤気散逸
ー 惑星の表⾯⼤気圧に影響を与える要素- 揮発性物質の⽣産ー惑星依存- 磁場の存在ー（観測が⾮常に困難なため、0, 0.1B, 1B,
10Bを仮定）惑星からの⼤気散逸 by XUV• XUVが地球(XUVe)に⽐較して⾮常に⼤きい惑星(>50 XUVe)• GJ 1061 c (146 XUVe) (TESS Camera 3 (&Seimei – too low)),
GJ 682 b (116 XUVe), TRAPPIST-Id (94 XUVe),• Proxima Centauri b (74 XUVe), GJ 1061 d (66 XUVe)(TESS(&Seimei – too low)Camera 3), TRAPPIST-Ie(54XUVe)• XUVが地球に⽐較して⼤きい惑星(>10 XUVe)• TRAPPIST-I f (31 XUVe) Wolf 1061 c (22 XUVe),
TRAPPIST-I g(21 XUVe),• Tau Cet e (16 XUVe) (TESS&Seimei Oct 3), GJ 180 c(16XUVe) GJ 163 c(15 XUVe) GJ 667 Cf(14 XUVe)• K2-9b (13 XUVe)GJ 1061
Teff 2953 K
M5.5V
Mv 15.17
mv 13.0

GJ 1061 c
Rearth 1.16
Mearth 1.73
Semi Major Axis 0.04AU

磁場の効果
地球磁場程度の磁場があるとさらに強度が低下
Proxima
Centauriの場合
B=Bearthで、Doseは1/10に

Evaluation of Young Sun – Earth & MARS
Ionizing Radiation in the Martian Atmosphere during Young Sun
Yosuke A. Yamashiki,Hiroyuki, Maehara, Yuta Notsu, Tatsuhiro Sato, Vladimir Airapetian, Shota Notsu, Ryusuke Kuroki, Keiya Murashima, Hiroaki Sato, Kosuke Namekata, Takanori Sasaki,Thomas B. Scott, Daisaku Nogami, & Kazunari Shibata

BACKGROUND:INTRODUCTION:

The enhanced magnetic activity of the young sun was an important in the atmospheric evolution and dynamics of the early solar system.
Lower solar luminosity associated provided planets a cooler atmospheric and surface environment on the early Earth and Martian surfaces
and required production of potent greenhouse gasses in their atmospheres. Within these environments, the dose of ionizing radiation fromsolar energetic particles (SEPs) from the young Sun could have played an important role in the early phases of planetary habitability. Here, we
present a theoretical model of the exposure of the early Mars to high fluence and hard spectra SEPs from the young sun by evaluating thepossible magnitude and frequency of solar ﬂares by using possible star spot area, derived from their rotational period. We evaluated annual
and maximum ﬂare energy in different cases of sunspot areas for 3 %, 5 % and 10 % of their surfaces. The maximum dose at the Martian topof the atmosphere reaches 5.86 ×103 Gy (2.65 ×102 Sv) at the time when the sunspot area is ~10 % of the solar surface.

Current Mars
With Current SUN (Aspot =0.003)
Annual Flare set for 1.24E+33 ergs
Mars as CO2 rich atmosphere(Aspot = 0.003)
Flare Energy = 1.24e＋33
Mars Sur.(Sv) = 1.85e-01(Aspot = 0.03)
Flare Energy = 8.27e+33
Mars Sur.(Sv) = 1.24e+00

Evaluation of Young Sun – Earth & MARS
Hesperian Mars 1.5GY
With Young SUN (Aspot =0.1)
Annual Flare set for 2.97 E+34 ergs
Mars as CO2 rich atmosphere
Flare Energy = 1.42e+34
Mars Sur.(Sv) = 2.12e+00

Flare Energy = 2.97e+34
Mars Sur.(Sv) = 4.43e+00

Figure 2 introduces the frequency and energy of annual maximum flares, and spot
太陽陽⼦イベント（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
スーパーフレア発⽣時に航空機を運航する場合、許容放射線量(今回は20mSvとした)を超えるため、フライトはキャンセルを余儀なくされ、経済的損失も⼤き
maximum flares for (a) normal sun (sunspot area = 0.0005) and (b) active sun

Estimation of flight routedoses during GLE

太陽陽子イベント（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。
本論文ではさらに、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発生確率を比例関係から算出(5)する事で、フレアによる粒子イベントの強度を仮定、それぞれの場合での通常飛行
航路と低空飛行航路における推定被曝量および燃料コスト上昇を評価した。スーパーフレア発生時に航空機を運航する場合、許容放射線量(今回は20mSvとした)を超えるため、フライトはキャンセルを余儀なくされ、経済的損失も大きくなる。そこで、航空機の飛行高度を12kmから9.5km程度に下げるだけで被ばく量を減少させる事ができ、経済的損失もそれほど大きくないことが推定された。この解析は、もちろん同じモデルを用いているためにシンプルなものであるが、現在行なっているさらに高度な解析と大きさの比較検討を用いても、その値はほぼほぼ妥当であることがわかっている。

(a) Normal Sun(b)Active Sun
Fig. 2 Vertical profile of radiation dose (Sv) on Earth for possible flares on several different scales undernormal Sun(normal solar activity
Aspot =Kazunari
0.0005) (a) and active
Sun (b very active solar period,
Yosuke A. Yamashiki, Moe Fujita, Tatsuhiko Sato, Hiroyuki
Maehara,Yutaperiod,
Notsu,
Shibata
Aspot = 0.003), caused by hard proton spectrum (imitating GLE 43) penetrating N + O rich (terrestrial(2020). Cost estimation for alternative aviation planstype)againstpotential
radiation
exposure
atmospherefor Earth with flares
every 1/10 year
(36 days, black triangle), 1 year (red circle), decadal (green circle), spot maximum (blue triangle), possible maximum (pink cross). The vertical legend
associated with solar proton events for the airline industry.
Evolutionary and Institutionalshows the three-typical aviation altitude reference layers: normal flight altitude equivalent to 243 g/cm ,alternative
flightaltitude equivalent to 365 g/cm , and alternative flight altitude equivalent to 484 g/cm ,Economics Review.
2

2

2

2

https://doi.org/10.1007/s40844-020-00163-4

2

and terrestrial surface equivalent to 1037 g/cm2. Note that the value is not identical to the real observation data but the nearest value employed in the Monte-Carlo numerical simulation using PHITS included
61
in ExoKyoto (color figure online)地球でのフレアによる航空機被ばく影響評価について
Estimation of flight route doses during GLE• Four-dimensional(Three-dimensional
spatial and one
temporal dimension)dose rate data for 5
different GLE(GLE60, 69-72) wereprepared using
WASAVIES.
• Figure 1 shows the
temporal and spatialchanges in dose forthe flight route of
Sydney to Rio deJaneiro (SYD-GIG)
before, during, andafter the occurrenceof GLE 69.
Moe Fujita, Tatsuhiko Sato, Yosuke A. Yamashiki. Probabilistic Risk Assessment of Solar Particle Events
Considering the Cost of Counter Measures to Reduce the Aviation Exposure Dose. Under review, submitted
to Scientific Reports (under review)
62

Probability of past GLE• EII: Event-integrated intensity• PEI: Peak-event intensity•

The probability of the occurrence of SPE having acertain EII of sEII per year, PEII(sEII), is assumed tofollow the power-law function of sEII, as written by:

CDEE (FDEE ) = HI JDEEKLMHI F

DEE

NODEE

・where AEII and BEII are the fitting parameters
obtained from the scatter plot shown in Fig. 1.
・The annual probability that the maximum flightroute dose exceeds the threshold dose, Dthre, for acertain flight route i estimated from jth GLE can becalculated by XYZZ [YZZ,\ ]^_`a/]c,\ , where sEII,j is the
EII value for jth GLE and Di,j is the maximum SEP
dose for a flight route i during jth GLE
Moe Fujita, Tatsuhiko Sato, Yosuke A. Yamashiki. Probabilistic Risk Assessment of Solar Particle
Events Considering the Cost of Counter Measures to Reduce the Aviation Exposure Dose. Under
review, submitted to Scientific Reports (under review)63Impact of Stellar Superflares on Planetary Habitability
Published 2019 August 20 • © 2019. The American
Astronomical Society. All rights reserved.
The Astrophysical Journal, Volume 881, Number 2• Yosuke A. Yamashiki1,2, Hiroyuki Maehara3,4, Vladimir
Airapetian5,6, Yuta Notsu7,8,9, Tatsuhiko Sato10, Shota
Notsu9,11, Ryusuke Kuroki1, Keiya Murashima12, Hiroaki
Sato13, Kosuke

Impact of Stellar Superflares on Planetary Habitability
Published 2019 August 20 • © 2019. The American
Astronomical Society. All rights reserved.
The Astrophysical Journal, Volume 881, Number 2• Yosuke A. Yamashiki1,2, Hiroyuki Maehara3,4, Vladimir
Airapetian5,6, Yuta Notsu7,8,9, Tatsuhiko Sato10, Shota
Notsu9,11, Ryusuke Kuroki1, Keiya Murashima12, Hiroaki
Sato13, Kosuke