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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

2020年度最優秀研究者賞受賞記念論文

低質量星まわりの太陽系外惑星探査
平野 照幸12021年9月21日受領，査読を経て2021年10月11日受理（要旨）天の川銀河に最も多く存在する低質量星は太陽型星に比べて系外惑星の探査が遅れており，特に有効温度が 3500Kを下回る中期−晩期M 型矮星はそのまわりの惑星の分布や特徴について不明な点が多い．本稿では，ハビタブルゾーン付近に存在する小型惑星の探査に有利なこれら低質量星に焦点を当て，最近の系外惑星探査の現状を報告する．前半部は，近年の衛星観測（特にK 2）によるトランジット
サーベイと自ら展開した地上望遠鏡を用いた追観測について紹介し，これら観測によって明らかになった
低質量星まわりのトランジット惑星の特徴を概観する．後半では，晩期M 型矮星を対象とした惑星探査のための近赤外 視線速度法の開拓について詳述し，最近すばる望遠鏡に搭載された近赤外分光器I R D
を用いたM 型矮星まわりの惑星の観測成果を述べる．

1. はじめに型恒星のまわりには比較的短周期（< 100日）の地球
よりも少し大きいサイズの惑星（海王星サイズの惑星

太陽系外惑星（以下，系外惑星）の存在が確認されの加えて「スーパーアース」と呼ばれる半径が地球の2てすでに25 年以上が経過し，我々の持つ「惑星系」

倍以下程度の惑星）が最も頻繁に存在することが明の概念はこの間に劇的に変化した．最初に見つかっらかになった．スーパーアースのような惑星は太陽系た太陽型星まわりの系外 惑星である「ペガスス座51には存在せず，逆に太陽系のように木星サイズの巨番星b」は公転周期4日あまりの巨大ガス惑星（ホット

大惑星を外側に持つような系外惑星系もそれほど多ジュピター）であったが [ 1]，これは「系外惑星系」とくないことも明らかになっている[2]．すなわち，太陽

して太陽系のような姿を想像していた人たちにとっ系は系外 惑星系も含めた一般の「惑星系」という観て異形とも呼 べるものであった．その 後 観 測が 進

点ではむしろマイノリティに属する系と言える．

み，ペガスス座51番星bのようなホットジュピターをではすでに4, 500 個以上見つかっている系外惑星持つ惑星系は観測バイアスを補正するとそれほど多をもって，「惑星系の全体像 」の理解が進んだかと問

くはないことが明らかになったが（ 太陽型恒星の1%

われるとそうとも言い切れない．まず，系外 惑星の未満），2000 年代の視線速度法（惑星の重力による発見には観測バイアスがつきものであるが，近年発恒星のふらつきをスペクトル線のドップラー偏移とし見件数としてほぼ 9 割を占めている視線 速度法，トてとらえる手法）によるサーベイ観測や2009 年以降

ランジット法はいずれも短周期かつ（質量もしくは半の宇宙望遠鏡を用いたトランジット法（恒星の前を惑

径が）大きい惑星に対して感度が高いため，周期十星が通 過して恒 星が減 光する現 象から惑星を検出

年以 上の長周期の惑星やサイズが地球 以下の惑星する手法）を用いた探査によって，銀河系内の太陽については正確な分布や存在頻度がよく分かってい1.自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター
hd17156b@gmail.com

ない．また，惑星が発見される中心星の特徴についても偏りがあり，これまでに見つかった惑星の約 9 割

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野137

図1： これまで報告されている全トランジット惑星（左）とM型星まわりのトランジット惑星（右）の周期と半径の分布．右のパネルでは，2015
年 以前に知られていた約50 個 のトランジット惑 星を青点で 示してある．もとのデータは，NASA Exoplanet Archive（ https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu）
から取得．

は太陽に似た星（スペクトル型でF, G , K 型の恒星）

ため，M 型矮星まわりの惑星は同じ軌道長半径でものまわりで見つかっている．これは，太陽型恒星が平衡温度が低くなる．そのため，例えば地球上にあ

一般に可視光で明るく，スペクトルも吸収 線を豊富るような生命にとって必要不可欠な液体の水が存在に持つことからトランジット法・視線速度法による探する軌道領域（ハビタブルゾーン）は中心星にずっと査が比較的容易であったことに起因する．一方，我々近い場所になり，公転周期も短くなる．上述したようの銀河系内にはM 型矮星と呼ばれる低温度・低質量に，トランジット法，視線速度法による系外惑星探（一般に質量は太陽の60% 以下）の恒星が最も多く

査では短周期の惑星ほど検出が容易なため，例えば

1（60% 以上）存在する事が知られている ．図1 にトラ

ハビタブルゾーン内の惑星に照準を当てて惑星探査

ンジット法で見つかった惑星の公転周期と半径の関を実施しようとすると必然的にM 型矮星は有望な観係をプロットしてある．左のパネルが全ての恒星のま測対象となる．

わりの分布図，右のパネルが M 型矮星まわりの惑星

筆者はこうした研究背景のもと，過去 5 年あまりに限定した場合のトランジット惑星の分布である．こ「低質量星（M 型矮星）まわりの系外惑星の発見と特のように，太陽型恒星のまわりの惑星についてはあ

徴付け」を推進してきた．本稿ではその取り組みの中る程度詳細な構造が明らかになっている一方で，Mでも，( 1) M 型矮星まわりのトランジット惑星探 査，型矮星まわりの惑星については主に可視光で暗いこ( 2) I R D の開発と近 赤外 線視 線 速度 測定による系とから系外惑星探査が遅れている．

外惑星探査，という2 つのテーマを取り上げ，低質量M 型矮星まわりの系外惑星探査は，単にこれまであまり良くわかっていなかった低温 度・低質量の恒星まわりの探査の現状を紹介する．本稿で扱う低質量星の分類と性質は表 1 にまとめてある．

星のまわりでの惑星形成や進化を明らかにするのみ
ならず，宇宙生物学的な観点でも重要になる．低温度かつ半径の小さいM 型矮星は，全表面から放射されるエネルギーが太陽型恒星よりも桁違いに小さい1

なお，より大質量の恒星が時間進化して低温化した結果M型矮星と同程度の有効温度（3000−4000K）を持つ場合があるが，それらの恒星はM 型巨星と呼んで区別される．本 稿で扱う
「M 型星」
は全て太陽よりも小さいM型矮星である．

表1： M型矮星の分類．スペクトル型のサブタイプと有効温度，質M ⊙ は太陽質量を量の関係は[3] に基づくおおよその範囲．
表す．なおM型矮星の半径は，大雑把に質量に比例する事が知られている．

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2. M型矮星まわりのトランジット
惑星探査

転機が 訪れたのは2013 年のことで，この年にケ
プラー望遠鏡は姿勢制御装置の故障によってプライ
ムミッションを中断した．その後 NA S Aの技術者がM 型矮星まわりの惑星の中でも，トランジット惑

中心となって，残った姿勢制御装置と観測機器の活星は特に重要な観測ターゲットである．というのも，用が 検 討され，2014 年に太陽からの輻射圧によるM 型矮星は一般に半径の小さいため， 同じサイズの望遠鏡の不安定化をうまく制御することで黄道面に惑 星であっても恒 星の前を惑 星が通 過した際に減沿った観測領域を順次モニター観測する第二次ミッ光率が大きくなり（=トランジットがより深く）なり，相ション「K 2」としてトランジット惑星探査が再開され対的に大きな観測シグナルが生み出されるためであた．ケプラー望 遠 鏡によるプライムミッションでは，る．例えば，太陽の前を地球（半径比109 : 1）が通過

はくちょう座方向の同じ領域が 4 年間継続的に観測する様子を仮に太陽系外から観測したとすると，減されたが，K 2では太陽光が鏡に入射するのを避け

光率（=トランジットの深さ）は0. 01% 以下となる．一るために約3ヶ月に一度観測領域を切り替えるという方，半径が太陽の 0. 2倍の中期M 型星の前を地球と戦略が取られ，新たな観測領域が順次探査された．

同じ半 径の惑星が通過すると，トランジットの深さ

K 2は2014 年から2018 年9月に最終的に燃料が枯渇

は約0. 2%となり，太陽型星の場合の25倍ものシグナ

するまで，4 年半に渡り黄道面に沿った計 20 領域をルが観測される．そのためM 型矮星は小型惑星を発観測した（ただし一部の観測領域はお互いに重複し見する上でも有利になり，晩期M 型星（=質量・半径ており，同じ星を複数の期間観測していたものがあが小さい）ほどその傾向は顕著である．さらに，トラる）．

ンジット惑星に対しては，後述するように惑星大気のK 2では新たな探 査 領域がサーベイされたため，「光学的厚み」の波長依存性を利用することで，トラ

プライムミッションに比べて測光データが取得された

ンジット中の分光観測により惑星大気の組成，状態「明るい」恒星（例えば V等級で13 以下）の数は飛躍を調査することが可能である（透過光分光法）．M 型

的に増加した．ただし，K 2はもともと想定されてい矮星まわりのトランジット惑星ではトランジットが深なかったミッションであったため，当初画像データのいことに比例して光学的厚みの波長による違いも大みが公開され，精密な光度曲線の作成やトランジッ

きくなるため，透過光分光法による（小型）惑星大気

ト惑星候 補の検出は世界中のコミュニティに任されの探査においても極めて有利になる．

ることとなった．そこで筆者は，大学院時代から交

2.1

K 2 ミッションとKESPRINTコンソー
シアムによる探査流のあった数名の研究者らと協力して，K 2で見つかM 型矮星を対 象としたトランジット惑星探 査はこのように良いことずくめに聞こえるが，筆者が本格的にM 型矮星まわりのトランジット惑星観測を開始した2014 年当時はM 型矮星まわりに見つかっていたト
ランジット惑 星の数はわずか 40−50 個程 度であった．これは，一般にM 型矮星が可視光で暗く，2000
年代に展開されていた地 上トランジットサーベイでは M 型矮星を主要な観測ターゲットとしていなかったことによるところが大きい．その当時見つかっていたM 型矮星まわりのトランジット惑星のほとんどは，ケプラー宇宙望遠鏡による最初の4 年間の「プライムミッション」で検出された惑星で，非常に暗いM 型矮星のまわりで見つかったものが多かった．

図2： すばる望遠鏡可視光高分散分光器HDSで取得されたM型矮星のスペクトルとM型矮星の理論スペクトルの相互相関関数．相互相関関数は天体スペクトルの平均的なスペクト
ル線形状を反映する．EPIC 220187552 は2つのスペクトル線があることから分光連星であることがわかる．

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るトランジット惑星候 補の追観測を目的とした国際か確認するのに用いられる．もし近くに別の星が 確

チームを立ち上げ，K 2データの解析と地上望遠鏡を認された場合，その星が食 連星だったときにK 2 観

用いた惑星候 補の発見確認を行う共同研究体制を測で観測された食の深さを説明できるかどうかを検作った．2016年以降は欧州主導の同様のK 2 追観測

討する．一方，高分 散分 光観測は，視 線 速度測定

チームと合流し，K E S PR I N Tと呼ばれる名称のコに用いられるほか，単一のスペクトルからでも多くのンソーシアムとなった．

情報を取り出すことができる．例えば，観測されたス

一般にトランジット惑星探査では，
1. 恒星の測光モニター観測による惑星候補の検出，ペクトルに対して同じスペクトル型の理論スペクトルと相互相関を計 算することで，恒 星スペクトル線の「平均的な形」を取り出すことができる．図2 に，例

2. 高分解能撮像・分光観測・トランジット測光追観測として筆者らが 惑 星候 補を持 つと同定した M 型 矮等による惑星候 補の偽検出の検 証と中心星の特星の高分 解能スペクトルから取り出された相互相関

徴付け，関数を示す．相互相関関数は観測された全 波 長 域の 平均的なスペクトル 線の 形 状を反 映する．E PIC

3. 視線速度観測等による独立な確認，

220621087 の相互相関関数は単一の吸収線形状が見られるのに対し，E PIC 220187552 はスペクトルという3つのステップを経て正式にトランジット惑星

中に二つの吸収線が混在している事がわかる．筆者として認定される．K E S PR I N T ではこれらの作業はこうした惑星候補を持つ天体の追観測と各天体ごを各専門家が分担して実施し，K 2で得られたデーとの詳細な偽検出シナリオの検討によって，これまタの解析から独自の「惑星候補」のカタログを作成しでK 2で観測された恒星のまわりで100 個以上のトラ

た．惑星候補の中には，一定の割合で偽検出（fa lse

ンジット惑星の発見確認に貢献している．

po sit ive）が含まれており，主なものでは(a) 食連星を含む多重連 星 系（3 重連 星の中の2 つの星が食 連

2. 2M型矮星まわりの惑星の性質星となっている「階層食連星 」( H E B) が最も多い），

K E S PR I N TコンソーシアムによるK 2天 体 の 観( b) 測光のアパーチャー内に対象天体（最も明るい）測の中でも，筆者は特にM 型矮星まわりの惑星候補とは別の食連星である背景星が紛れ込んでいるケーに注目して，上記追観測を主導した．上述したようス( BE B)，(c) 非常に浅い食（≲ 1−2%）を起こすに，M 型矮星まわりのトランジット惑星の数は2014

食連星( E B)，が代表的なトランジット惑星の偽検出−2015 年当時非常に限られており，一般的な性質もである．ケプラー/ K 2の測光は，一般に各天体で20よく分かっていなかったため，多くのM 型矮星が観×20 平方秒を超える測光アパーチャーを採用するた測されたK 2をきっかけにM 型矮星まわりトランジッ

め，対象天体以外に近くの別の暗い星の光が紛れ込

ト惑星探査に取り組んだ．筆者が主導した追観測でんでしまうことがしばしば起こる．それがたまたま食確認された惑星の中には，当時数例しか見つかって連星だったりすると上記(a)，( b) のような偽検出についなかった中期M 型星まわりのミニネプチューンK 2-

ながってしまうため，各天体ごとにこうしたシナリオ

28b（ 公転周期2. 3日）[4]，早期M 型星まわりのハビを排除する丁寧な追観測が必要となる．

タブルゾーン付近に存在するスーパーアースK 2-155d

筆者は K 2追観測チームの中で上記ステップのう（公転周期40.7日）[5] などが含まれている．なおK 2-

ち2. と3. の部分に主に焦点を当て，惑星候補を持155系は複数惑星系で，K 2-155d を含めて少なくとつ恒 星に対してすばる望遠鏡，岡山188cm 望遠鏡

も3 個のトランジット惑星が同じ星を公転している事等を用いた追観測を実 施した．トランジット惑星候がわかっている．

補が偽検出かどうかの検 証には，高分 解能撮像と2018年頃になるとK E S PR I N Tの活動を含むトラ

高分散分光観測が特に有効である．前者は，惑星候

ンジット惑星探 査によりM 型矮星まわりで確認され補を持つターゲット天体の近く（一般に5 秒 角以内）た惑星が増えたことで，その統計的な性質を議論すにターゲットに付随する伴星や背景星がないかどうることも可能になった．特に筆者らは，M 型矮星まわ140

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図3： 半径ごとのトランジット惑星の存在頻度（主に太陽型恒星まわりのトランジット惑星の分布；[7] の図を改変）．

図4： M 型 矮 星まわりのトランジット惑 星の半 径 のヒストグラム（2018年当時；[6] の図を改変）．

りの惑星の半 径について以下のような特徴を明らかるK 2の追観測では，M 型矮星まわりの惑星候補のにした．

発見確認を実施する中で分光観測による中心星パラメータの推定も行っており，得られる情報の中には1. 半径ギャップの確認

金属量も含まれている．そこで，筆者らは発見した惑

ケプラー望 遠 鏡によるプライムミッションによっ星を含めたM 型星の金属量とそのまわりで見つかって，トランジット惑 星の半 径分布（半 径ごとの存 在ているトランジット惑星の半 径の関係を調査したと頻度）は地球半径の1. 5−2. 0 倍のところに谷（「半径ころ，早期M 型星（有効温度が3500−4000KのM 型ギャップ」とも呼ばれる）が存在することが報告され矮星）ではあまり有意な相関は見なかったが ，中期 -ている（図3; [ 7] ）．このギャップの存在は，中心星近晩期M 型星（有効温度が 3500K 以下のM 型矮星）にくの原始惑星が大気を獲得後に何らかのポストプロ

ついては中心星金属量と各系で見つかっている最大セス（中心星放射による光蒸発や惑星内部熱によるのトランジット惑星の半径に図 5のような相関が見ら

剥ぎ取りが有力）によって形成された可能性が高いれた．

2とされているが [8, 9]，半径ギャップ自体は太陽型恒上記1. や2. は，いずれもM 型矮星まわりの惑星

星まわりの惑星でのみ確認されていたため中心星型の形成進化を理解する上で貴重な情報となる．例え

依存性などは不明であった．筆者らは，K 2で確認さば，M 型矮星は同じ軌道長半 径の惑星でも太陽型れた惑 星を加えて M 型 矮星まわりのトランジット惑

星に比べて中心星から受け取るフラックスはずっと星について同様に調査したところ，図 4のように太陽弱い反面，全波長での（ボロメトリックな）フラックス型星まわりの惑星と同様に半 径ギャップと思われるに対してX 線や紫外線（X U V）として照射されるエ

惑星頻度の欠乏が見られた．

ネルギーは相対的に大きいことが知られている．半径ギャップが M 型矮星でも存在するという事実は，

2. M 型矮星の金属量と惑星半径の相関

半 径ギャップの 形 成にボロメトリックなフラックス

中心星大気の金属量（ここでは鉄元素の多寡）は，

よりもむしろ惑星大気の光蒸発により強く関係する

惑星が形成される原始惑星系円盤内の固体物質のX U Vによる寄与が大きい可能性を示唆している．ま

量と相関があるとされ，以前から巨大惑星の存在頻

た，M 型矮星のまわりでは惑星形成時に存在した原度との強い相関があることが知られていた[ 10]．スー

始惑星 系円盤の質量も太 陽型 星まわりの円盤に比パーアースなどの比較的小型の惑星についても，中べて小さい事が知られているが，太陽型星まわりの心星金属量と惑星存在頻度との相関が度々議論され惑星ではそれほど顕著に見られていない惑星サイズているが，文献やサンプルによって解釈は異なって

2

おりはっきりした結論は得られていない．筆者らによ

ただし3地球半径を超える惑星は全て太陽を超える金属量を持
つM型矮星のまわりでのみ見られた．

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野141

星の存在頻度や特 徴について過去10 年間で多くの事実を明らかにしたが，一方でこれらの衛星トラン
ジットサーベイはM 型矮星まわりの惑星探査について以下のような短 所がある．まず，一般に望遠鏡口
径が小さく，観測は主に可視光ブロードバンドで行われるため発見できる惑星は中期M 型星（〜M 5）までで晩 期 M 型 星まわりの惑 星検出感度は低い．次に，トランジットが起こる確率は恒星半 径と惑星の軌道長半径の比にほぼ比例するため，軌道長半径の大きくなる長周期の惑星の検出効率は低く
図5： 有効温度Teff < 3500K の中期- 晩期M型矮星の金属量とそのまわりのトランジット惑星の半径．横軸の[Fe/H]は恒星大気中の水素に対する鉄元素の多寡を表し，太陽と同じ数密度比を持つ場合が[Fe/H]=0として10を底とした対数で表される（すなわち鉄元素の数密度が太陽の10 倍の場合
は[Fe/H]=1.0）．複数のトランジット惑星が見つかっている系については，系内の最大の惑星の半径をプロットしてある（[6] の図を改変）．

なる．
（特に晩期）M 型矮星は恒星半径も小さいため
トランジット法による長 周期惑 星の 発見が 難しい．
さらに，K 2やT E S Sによるサーベイでは1観測領域あたりの観測期間が短いため（T E S S は1セクターあたり約1ヶ月間のみ），30日を超えるような長周期の惑星については著しく感度が悪化する．
したがって，特に晩期M 型矮星（M 5 〜）まわりの惑星探査を実施する上では口径の小さい衛星によると中心星金属量の相関が見られたことで，中期 - 晩

トランジット探 査よりも口径の大きい地上望遠鏡を期M 型矮星のまわりではスーパーアース以上の比較

用いた探査のほうが向いている場合が多く，実際に的サイズの大きい惑星の形成に鉄を始めとする固体

トランジット法では地上望遠鏡を用いた晩期M 型矮物質の多寡が極めて大きな役割を果たしているとい星のサーベイ観測によりこれまでで最も低温な恒星

う示唆が得られた．ただし，現時点ではこうした低まわりのトランジット惑星系であるT R A PPI S T-1系

質量 星まわりの惑 星の特 徴や相関について明確なが見つかっている[ 11, 12]．また，地上観測では大口

結論を得るには時期尚早という他ない．現在進行中

径望遠鏡による視線 速度測定による系外 惑星探 査

3のT E S S ミッションを始めとするM 型矮星まわりのも晩期M 型矮星まわりで惑星を発見する上で有望で惑星のさらなる発見と特徴付けによって，今後ケプある．視 線 速度法もトランジット法と同様に短 周期

ラー/ K 2ミッションで得られた知見の検証を行ってかつ質量の大きい惑星に対して検出感度が高いが，いく必要がある．

トランジット確率

3. IRDの開発と近赤外線視線速度測定による系外惑星探査
3.1のような著しい観測バ

イアスはないため，比較的長周期の惑星に対しても検出感度が高いとされる．惑星の軌道運動による恒星の視線速度変化の振幅

は晩期M型矮星まわりの惑星探査

ケプラープライムミッション，K 2，最近ではT E S Sと表される．ここで，は中心星質量，によるトランジット惑星探 査は M 型矮星まわりの惑

公転周期， は惑星と中心星の質量比3は軌道離心率である．すなわち，

は惑星，

は観測者の視線方向と軌道公転軸のなす角度，2018年にNASAが打ち上げたトランジット系外 惑星探 査専用の宇宙望遠鏡で，合計24°×96°の視野角をカバーする超高視野観測により明るい恒星まわりのトランジット惑星探査を実施している．最初の3年間の観測で，2021年10月の時点ですでに4511個の惑星候補を検出している．

はにほぼ比例するため，同じ質量と周期を持つ惑星であっても質量の小さいM 型 矮星の方が相対的に大きな観測シグナルが生み出される．1 節で述べたように，

142

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波長を知ることが不可欠である．通常，高分散分光
観測（波長分 解能 50, 000以上）ではカメラの検出器
上でのスペクトルの1ピクセルがカバーする速度分散は1 k m s−1 程度であるため，上記1−2 m s−1 を達成するには1 ピクセルの「1000分の1」程度のスペクト
ル線の「ずれ」を検出する必要がある．ところが，通常の分 光器による観測では分 光器内の温度変化によって1 晩の観測中でも0.1−1 ピクセル程度のスペクトル位置のドリフトが起こる 4 ため，正確な視線速図6：ハワイ大学ヒロキャンパスの実験室で安定性試験を実施していた当時のIRD 分光器の写真．光学系は真空チェンバー（灰色の箱）の中に全て格納されている．

度の計 算には天体スペクトルの波長を同時に知る波長の「ものさし」が必要となる．
I R Dはチェンバー内で分 光 器の温 度を安定化さ

M 型 矮 星は低 温で半 径も小さいことでハビタブル

せてはいるものの，それだけでは1−2 m s−1 というゾーンやスノーラインが中心星近くに存在するため，

視 線 速度精度を達成させるには不十分であるため，

視線速度法による探査はこうした領域に存在する惑

天体の光と一緒に波長較正用のレーザー光源（レー星の頻度や特徴を探る上で大変有利となる．

ザー周波数コムと呼ばれる）を分光器内に入射させ

3. 2

IRD の概要

る．レーザー周波数コムは無数の輝線が周波数空間
で等間隔に並んだスペクトルを生成するため，これ

視 線 速度法による晩期M 型矮星まわりの系外 惑を天体の光と同時に分光器に入射させることで天体星探 査を行う上で，近赤外線での観測が 有効であ

観測時の波長のものさしとして機能させることがでる．これ は， 一 般に中 期 - 晩 期 M 型 矮 星は可 視 光

きる．厳密には，レーザー周波数コムのスペクトルので暗い一方，波長 800n mを超える近赤外線では明輝線を波長ごとに詳しく解析し，輝線の形や位置のるく，高精度視 線 速度測定に必要なS / N比を達成

変化を追跡することで天体スペクトルの吸収 線の変しやすいからである．日本では2012 年頃からM 型化のうち装置由来の成分を補正する．これにより分矮星を対 象とした近赤外 視 線 速度観測を実施する光器として理論上1 m s−1 以下の視線速度精度を達計画が 検 討され [ 13]，筆者も開発に参加した I R D

成する．

（I n f ra Red D oppler i nst r u ment）と呼ばれる近赤外高分散分光器が 2017年にすばる望遠鏡に搭載

3.3

近赤外視線速度測定の開拓された [ 14]．I R D は， 波 長 950n m から1730n m（Y;

上述したように，I R Dは広い波長域をカバーする

J; H バンド）の非常に広い波長域を一度でカバーす安定化された分光器とレーザー周波数コムにより原る近赤外分光器で，約 70, 000の高波長分 解能を達

理的には1 m s−1 という近赤外線でのかつてない視成 する．図 6に I R D 分 光 器 の写 真を示 す が，I R D

線速度精度を目指して製作されたが，実際に近赤外は世界 の 他の 視 線 速 度 測定専用分 光 器（例えば，線で視 線 速度を高精度に導出するには可視光でのE S O/ H A R P Sや CA H A 3. 5m /CA R M E N E S）と

視線速度測定にはないいくつかの課題をクリアする

同様に検出器を含む分 光 器 全体をチェンバーの中必要があった．この中には，赤外線検出器（I R Dはに入れて高い精度で分 光 器の温 度を制御すること

H AWA I I 2RGと呼ばれる検出器を採用）の特性がで，温度変化に起因するスペクトルの変化（ドリフト）

可視光分 光器に用いられる通常の C CDとは異なるを最小化し，高精度な視線速度測定を実現するとい点や天体と波長較 正用のファイバーのモーダルノイ

うコンセプトが採用されている．

ズが近赤外線では顕著なことなどが含まれるが，最一般に系外 惑星探 査に必要な高確度・高精度な視線速度測定（1−2 m s−1）を実現するには，可視光・近赤外線を問わず，得られたスペクトルの「正確な」大の問題は可視光での視線 速度測定では無視でき
4

主に温度変化による光学素子の形状の変化，分光器内の空気の屈折率の変化のために起こる．

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野

図7：IRD波長域における，ハワイ島マウナケア山頂での地球大
気透過スペクトル（LBLRTM[15] による理論モデル）の例．
上のパネルは大気水分量・観測エアマスが小さく，大気吸収が特に少ない場合の透過率で，下のパネルは標準的な観測条件における大気の透過率をプロットしてある．

ていた地球大気由来の水，酸素等のスペクトル線が大量に近赤外スペクトルでは入ってしまうことであった．

143

図8：順方向モデリングを用いたフィットによりGJ436のある観測
スペクトル
（青点）
から視線速度が導出される様子．各パネル
は，上から地球大気の透過光スペクトルT(A;λ)，地球大気
吸収を含まない恒星テンプレートスペクトルS(λ)，観測スペ
クトル（青点）と最適モデル（赤の実線），観測スペクトルと最適モデルの残差をそれぞれ表す．

図7 に，I R Dのカバーするスペクトル波長域での地球大気の透過光スペクトル（理論モデル）を示す．

ることで天体の視線速度を精密に導出する．すなわ

I R Dで視 線 速度を測定する波長域ほぼ全 域に渡っ

ち，観測されるスペクトルはて地球大気の吸収線が入っているため，観測される天体スペクトルから恒星の視線速度を測定するには
どの波長帯でもこの地球大気透過光スペクトルの影
響を考慮する必要がある．さらに，地球大気の透過
光スペクトルは観測天体の天体高度（エアマス）や観測時の大気中の水分量等によって常に変化するためとモデル化され，この中に含まれる天体の視線速度を導出する[ 16]．ここで，はスペクトルの連（上下のパネルはその違いの一例），画一的な透過率

続光成分を表す多項式で， は畳み込み積分を表すの補正ではなく各スペクトルごとに最 適化された補演算子である．

正をする必要がある．

で，観測された複数のスペクトルを使って天体由来のは天体スペクトルのテンプレート

筆者は，こうした分光器の温度不安定性によるススペクトル線と地球 大気吸収由来のスペクトル線を

ペクトルのドリフトと地球 大気吸収の影 響をそれぞ分離し，さらに分光器由来のスペクトル線の広がりをれ考慮した上で天体スペクトルから正確な視線速度

取り除くことで生成する．

を測定する方法論についていくつか検討した．レー

る地球大気透過光スペクトルで，大気の状態（エアマ

ザー周波数コムから導出したスペクトルの絶対ドリ

ス，水分 量）を表すパラメータAが含まれる（Aは天

フトを各スペクトルの小区間ごとに補正する手法など

体の視線速度

様々な手法を試したが，最終的に最も高い視線速度器由来のスペクトル線の広がり方を表す関数（点拡が精度が達成された「スペクトルの順方向モデリング」

り関数）で，同時に取得されるレーザー周波数コムのを採用することに決めた．この手法は，天体の（地球

スペクトルから求められる 5 ．図 8 に，I R Dで取得さ大気による吸収を受ける前の）本来のスペクトル（以れたスペクトルを順方向モデリングによりフィットす

下，テンプレートと呼ぶ）を観測スペクトルから再構築し，このテンプレートを用いて分 光 器で取得されるスペクトルを地球大気吸収等を含めてモデル化す

は理論モデルによと同時に最適化される）．I Pは分光

5レーザー周波数コムスペクトルに対して「最小二乗逆畳み込み」と呼ばれるアルゴリズムを適用することで各瞬間ごとの点拡がり関数が導出される．

144

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図10：軌道傾斜角λの定義．ロシター効果の観測により，星の自転軸と惑星公転軸が天球面上でなす角度を制限できる．

[18] から転載．

図9：IRDで取得されたM型 矮星GJ436の視 線速度変化（上のパネル）．惑星の位相は，トランジット中心時刻（観測者，惑
星，中心星がこの順に一直線に並ぶ時間）が0となるように定義される．下のパネルは，観測された視線速度の最適モデ
ル（赤線）
からの残差を表す．

る様子を示す．

3.4

IRDを用いたM型矮星周りの小型惑星の特徴付け

I R Dを用いた近赤外域での高精度視線速度測定法が確立されたことで，I R Dチームは2019 年に晩期
M 型矮星を対象とした大規模な視 線 速度惑星サーベイ（すばる戦略枠観測：S S P）を開始した．最初の2

順方向モデリングは，正確な地球大気のモデルス

年間のサーベイで最近ようやく初期的な成果が出始

ペクトルと観測時の点拡がり関数が既知の場合最もめつつあるが，そうしたサーベイ観測の紹介は本稿

高精度な天体視 線 速度測定法となると期待される．

では割愛し，筆者らがこれまで実施したI R Dを用い

しかし，近赤外域の地球大気透過光スペクトルにつた別の観測成果について簡単にご紹介したい．

いては理論モデルと観測されるスペクトルが一致しI R Dは近赤外の広範囲の波長域を一度にカバーない場合がしばしばあり，またレーザー周波数コムするため，視 線 速度法による惑星の発見以外にものスペクトルから観測時の点拡がり関数をどの程度様々な系外 惑星のサイエンスに活用することが可能

正確に取り出せるか定かではない．そこで筆者らは，である．例えば，トランジット中の分光観測による系

I R D のエンジニアリング観測で取得したいくつかの

外 惑星大気の探 査 やロシター効果を用いた系外 惑

M 型矮星のスペクトルを実際に解析し，上記順方向

星の軌道傾斜角の測定が代表的な高分散分光観測

モデリングを適用することで視 線 速 度を導出した．

による系外惑星の特徴付けである．前者は，透過光

図 9 はその結果の一例で，周期約2. 6日の海王星型分光法と呼ばれ，トランジット中に中心星の一部の惑星を持つGJ436の視線速度変化がプロットされて光が惑星大気をかすめてくる際に波長ごとに大気のいる（惑星の公転周期で折り畳んである）．得られた

光 学的厚みが異なることを利用して惑 星大 気の組−1

視線速度振幅（ K = 16−17 ms ）は文献値とほぼ成や状態を制限する手法である．特にI R Dの波長域一致し，上記順方向モデリング法による視線速度解（950−1730 n m）には，ヘリウム，水，酸素，ヒドロ析パイプラインの性能が確認された．達成された1ス

キシラジカル，一酸化炭素等の原子・分子のラインがペクトルあたりの視線速度精度（内部誤差）はほとん

多数存在し，いずれも惑星形成時の周辺環境や惑−1

どが 2. 0−2. 5 msであったが，これは近赤外線を6星大気の時間進化（散逸）等を観測的に探る上で重利用する同様の高分 散分 光 器 と比較してもこれま要な要素となる．IR D による観測ですでにそうした大でに達成された世界最高水準の視線 速度測定精度

気組成はいくつかの系外惑星で調査されている[17]．

である．

詳細についてはこれら参考文献を参照されたい．

6

例えば，C A H A 3 . 5 m / C A R M E N E S N I R チャンネル，CFHT3.6m/SPI Rou，H ET10m/ H PF など．

トランジット中の分光観測では，恒星視線速度の特徴的な変化（トランジット中に自転している恒星面

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野145の特徴を持っており，惑星の形成進化の観点で観測的に未解明の点が多い．M 型星まわりの惑星の軌道
傾 斜角の分布を太 陽型 星まわりの惑 星の分布と比較することにより異なる中心星環境の惑星の形成進化に対する知見を深める事が可能となる．
筆者らは，I R D が近 赤外で高いS / N比のスペクトルを取得できるという特性を生かして，いくつかのM 型 矮星まわりの惑 星に対してトランジット分 光観測による軌道傾斜角の測定を試みた．これまでに，
T R A PPI S T-1，けんびきょう座 AU星，K 2-25系な
どのM 型矮星まわりの惑星に対してI R Dによるロシター効果の測定を行い，各 惑星の軌道傾 斜角λを精密に制限した（いずれもλは0°と一致した）．特にT R A PPI S T-1 系については，7つの地球型トラン
ジット惑星のうち3つ（惑星b, e , f；この内，e とf はハ
図11：TR APPIST-1 系の3つの惑 星に対するロシター効果の観測（ハワイ時間2018年8月30日）．上のパネルはIRD による視線速度測定の結果を表し，この日は惑星e, f, b が
この 順 番 に中 心 星をトランジットした．下のパネルは 米
国マクドナルド 天 文 台 の1m 望 遠 鏡 で 同 時 観 測された
TR APPIST-1 の光度曲線（惑星e とf のトランジットのみ観測）．[19] の図を改変．

ビタブルゾーン内に存在すると考えられている）が 1の一部が隠されることによる吸収 線プロファイルの度変化が観測され，詳細なモデル化によって3つの変化に由来し，ロシター効果と呼ばれる[ 18] ）から恒

惑 星の公 転軸と中心星自転軸は揃っている可能 性

星の自転軸と惑星の軌道公転軸のなす角度（図10；こが高いことが明らかになった（λ= 1°±28°）[19]．こ

こでは軌道傾斜角と呼ぶ）の制限も可能である．系の観測によってT R A PPI S T-1 系では，形成時に円外惑星の軌道傾斜角は，本来惑星形成時の円盤と盤と中心星が同じ角運動量の方向を共有していた可中心星の角運動量の向きや大きさを反映すると考え能性が 高いことが 確認された ．T R A PPI S T-1 はられているが，惑星同士の重力散乱など，形成後の有効温度が 2500−2600Kの極めて低温度の恒星で系の軌道進化によって大きく変化することも知られあるため，可視光では非常に暗く，口径8 − 10m のている．実際，ロシター効果による軌道傾斜角測定

望遠鏡に搭載された可視光分 光 器でも観測は困難

によって，多くの系外惑星系で惑星の軌道面と中心である．I R Dはこうした低温度の恒 星まわりの惑星

星の赤道面が揃っていないことが確認されている．

を特徴付ける上で極めてユニークな装置といえる．

これまでのロシター効果の観測では，そのほとん
どが太陽型恒星まわりの巨大ガス惑星を対象としている．一方，M 型矮星まわりの惑星に対して軌道傾

晩にトランジットを起こすという偶然あった機会を捉え，3 種類のトランジットを順番に観測することでこれまで報告がなかった地球型惑星に対する軌道傾斜角の測定を実施した（図11）．結果として，「トラン
ジット前半に正方向，後半に負方向」という視線 速

7

4. まとめと今後の展望斜角が制限された例は非常に限られており，2021年

本稿では，低質量星（M 型矮星）まわりの系外矮星の時点で4, 5例ほどしかない．これは，M 型矮星が一探 査の現状について紹介した．筆者が M 型矮星を般に可視光で暗い天体であるのと若い星を除いて自対象とした惑星探査を開始した2014 年頃は，確認さ事が主な原因れていた M 型矮星まわりのトランジット惑星の数は転速度が小さいとなっている．M 型矮星は惑星の形成現場となる原
始惑星系円盤の質量が小さくスノーラインが中心星に近い，など太陽型恒 星とは大きく異なるいくつか

7
複数のトランジット惑星を持つ系の場合惑星同士はほぼ同じ軌
道面を持つが，過去のロシター効果の観測からこの軌道面が必ずしも中心星の赤道面と一致しないことが明らかになっている．

146

40− 50 個程度で，しかもそのほとんどは2013-2014

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021
8

いくことが求められる ．

年にケプラー望遠鏡プライムミッションによって確認系外惑星の詳細な特徴付けにおいては，今後「太された暗いM 型矮星まわりの惑星であった．その後

陽系内惑星 」についての知見を活用する機会が増加

筆者らの研究も含めたK 2の成果や最近では T E S S

することが予想され，系内惑星・衛星の観測や探査で見つかった惑星候補の追観測によってM 型矮星まで培われてきた手法が系外惑星観測で応用されるこ

わりのトランジット惑星の数は急激に増加し，現在とで新たなブレークスルーがもたらされる可能性がではその数は200 個余りとなっている．惑星数が増ある．同時に，系内天体の諸問題を考察する上で系加したことにより，本稿で紹介したような惑星半径と外 惑星の統 計的性質をステレオタイプとして活用す

中心星金属量との相関など興味深い特 徴が 徐々にる機 会も出てくるのではないかと期待される．系外明らかになっては来ているが，より多くのサンプルを惑星の詳細な分布・特徴が明らかになるにつれて，改用いた正確な評 価や惑星形成論を背景とした相関

めて「惑星系」としての太陽系の位置付け（普遍性やの解釈については今後の研究に委ねたい．

特異性）もはっきりしてくると考えられ，2020 年代はトランジット法による大規模な探 査に加えて，最近では近赤外線視 線 速度法によるM 型矮星まわりの系外惑星探査も世界的に流行している．すばる望
遠鏡にも，2017年に晩期M 型矮星を対象とした視線速度探 査のための近 赤外分 光 器 I R D が搭載され，筆者もシミュレーションや実 験による性能評 価や解析パイプラインの整 備においてプロジェクトに貢献

こうした惑星 系の全体像の理 解が進む極めて重要な時期になるだろう．

謝辞
本 研究はJS P S 科研費19K 14783の助成を受けた
ものです．

した．I R Dを用いた晩期M 型矮星まわりの惑星サー

本稿は，2020 年度最優秀研究者賞受賞記念論文

ベイ（S S P）は現在も進行中で，近い将来 I R Dによるとして執筆しました．受賞にあたって，推薦書を執筆

最初の惑星の発見が報告される予定である．この他して頂いた田村元秀氏，選考委員の皆様に感謝致しにも，近赤外高分散分 光観測は可視光観測にはなます．本 稿で紹介した研究のうち，K 2ミッションをかった「新しい目」を提供しており，トランジット惑星

利用した低質量星まわりのトランジット惑星探 査にの軌道や大気の特徴付けを始め，ユニークな観測成

ついては，K E S PR I N Tコンソーシアムの研究活動

果が今後も続々と出てくることが期待される．

に基づくものです．K E S PR I N Tの新旧メンバー（特最 初 の 発 見 から25 年 余りの 探 査 によって系 外に共 同で立ち上げ に関わった Rober to S a nch is -惑星については非常に多くの事が明らかになり，系

O jeda 氏）と，追観測に協力して頂いた共同研究者

外 惑 星探 査は「発見から詳細な特 徴付けの時 代にの皆様に御礼申し上げます．また，本稿後半で紹介入った」と見る動きもある．実際，間もなく（2021年した I R D 分 光器の開発と観測，データ解 析を一緒12月）に打ち上げ予定のJa mes Webb 宇宙望遠鏡に行った I R D チームのメンバーに厚く御礼申し上げ（ J W S T）やハワイ島マウナケアに建設予定の30メーます．本稿では全てを紹介しきれませんでしたが，筆トル望遠鏡（TMT）等による探査によって，2020 年

者の研究のほとんどは共同研究者の方に支えられて代は系外惑星大気の観測で数多くのブレークスルー

います．大学院の指導教官であった須藤靖氏，研究がもたらされることが確定的となっている．しかし本員時代の受け入れ 教官であった佐藤文衛氏を始め，稿で見てきたように，惑星の分布や特徴が詳細に調

これまでお世話になった共同研究者の皆様にこの場査されているのは系外 惑星の中でも一部の集団（主を借りて感謝申し上げます．最後に，本稿を注意深くに主 系列太 陽型 星まわりの短 周期惑 星）のみであ

読み有益なコメントを返して下さった査読者の方にり，低質量星や若い恒星まわりの惑星，長周期惑星

御礼申し上げます．

など，惑星系の全体像については未知の部分の方が大きい．今後は，惑星「発見」と軌道・大気等の「特徴付け」を系外惑星観測の両輪として相補的に進めて

8
日本でもTMT による将来観測の検討に加えて，2020年代後半の衛星観測によるトランジット系外 惑星探 査（ExoJASM I N E）が計画されている．

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野

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