特集： ハビタブル系外惑星

赤外線ドップラー IRD による地球型惑星探査小谷隆

行 1・佐〈1 アストロバイオロジーセンター
1〈 国立天文台ハワイ観測所
1〈 総合研究大学院大学藤文衛2〒181‒8588 東京都三鷹市大沢 2‒21‒1〉

佐藤小谷〒181‒8588 東京都三鷹市大沢 2‒21‒1〉〒181‒8588 東京都三鷹市大沢 2‒21‒1〉〒152‒8551 東京都目黒区大岡山 2‒12‒1〉e-mail: 1t.kotani@nao.ac.jp, 2satobn@eps.sci.titech.ac.jp
2〈 東京工業大学

太陽以外の恒星をまわる惑星は太陽系外惑星あるいは系外惑星と呼ばれ，その探索は現代の天文学の中で最もホットな研究分野の一つです．すばる望遠鏡でも，これまで可視光高分散分光器

HDS を用いた視線速度法観測による巨大なコアを持つ木星型惑星の発見や，高コントラスト赤外線カメラ HiCIAO を用いた直接撮像観測による「第二の木星」の発見などで大きな成果を挙げてきました．そして現在，最新鋭の赤外線高分散分光器 IRD による地球型惑星探索が進行しています．
本稿では，IRD 観測装置の概要と同装置を用いたすばる戦略枠観測 IRD-SSP について紹介します．

1. Infrared Doppler（IRD）

している場合，恒星と惑星はお互いの共通重心の1.1 装置の概要

フトと呼ばれる現象により波長がわずかに変化しまわりを公転するため，恒星の光はドップラーシ

IRD（InfraRed Doppler）は，すばる望遠鏡用ます．波長を非常に細かく見分けることのできるに開発された，恒星の視線速度（ドップラー速度高分散分光器を使えば，この変化を精密に測定とも呼ぶ）を 2 m/s という非常に高い精度で赤外し，直接は見えない惑星の存在を確認することが線を用いて測定し，地球型の系外惑星を発見するできます．ただし惑星は恒星よりも非常に軽いたことを目的とした観測装置です [1]．様々な赤外め，恒星の動きはとても小さく，視線速度の変化

線 技 術 を 集 結 し た 最 先 端 赤 外 線 観 測 装 置 で，はわずかに数 m/s です．この手法は可視光では多2018 年にすばる望遠鏡における試験観測に成功

く利用されていて，最初の系外惑星の発見も，視しました．現在は晩期 M 型矮星まわりに地球型線速度を測定する方法によるものでした．

惑星を発見するべく大規模サーベイ観測（IRD-それでは，なぜ新装置が必要なのでしょうか？

SSP, 2 章参照）を行っているほか，すばる望遠鏡

これまで系外惑星の多くは太陽に似た恒星（スペの共同利用観測に提供されています．そして宇宙クトル型が F, G, K 型）のまわりで探査が行われ望遠鏡によって発見された系外惑星のフォローていました．近年，M 型矮星という質量が太陽アップ観測や惑星の特徴を調べる観測など，様々の 1/2 以下の軽い恒星のまわりの惑星が注目されなサイエンスに用いられています．ています．恒星が軽いため地球程度の小さな質量

それでは，IRD ではどのようにして惑星を検出の 惑 星 ま で 発 見 す る こ と が 可 能 に な る こ と，恒星のまわりに惑星が存在M 型矮星は太陽系近傍に最も多く存在する恒星するのでしょうか？
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2021 年 10 月

特集： ハビタブル系外惑星であることが理由です．また，太陽系の近傍の惑星は将来の地上望遠鏡による惑星の直接撮像や分光観測により，生命の存在を示すバイオマーカーの存在を確認できる可能性があります *1．ただしM 型矮星は低温度で可視光では暗いため，赤外線での観測が不可欠です．IRD はこの M 型矮星や若い恒星など低温度天体の視線速度測定に特化した能力を持つ赤外線分光器です．

IRD は近赤外線の波長 0.97‒1.75 μm の光を非常に細かく，波長分解能（波長を分解できる波長の幅で割ったもの）約 70,000 で分解してスペクトルを測定するための装置です．図 1 に装置の概略を示します．すばる望遠鏡のナスミス焦点にて，補償光学で大気乱れを取り除いたあと，星の光を光ファイバーに入射します．光ファイバーは望遠鏡の真下にあるクーデ室と呼ばれる地下室に設置された分光器に接続されます．この場所は，すばる望遠鏡ドームの中でも振動や温度変化が少なく，分光器を安定化させるには最適の場所で

図 1 IRD 装置の概要．望遠鏡からの光は，ナスミス焦点にて光ファイバーに入射され，望遠鏡の真下に設置された分光器に接続されます．分
光器の近くにはモードスクランブラーとレーザー周波数コムが設置されています．

す．分光器は真空チャンバーに納められており，微弱な赤外線を検出するために全体を 180 K に，ような 3 つの技術的ブレークスルーを必要としま

最終的にスペクトルが記録される赤外線検出器はした．

80 K に冷却されています．赤外線検出器は世界1.1.1 究極の安定性を実現する光学系と温度安で最も高感度な検出器である HAWAII2-RG を 2定化システム基使用しています．分光器ではエシェル型回折格数 m/s という小さな視線速度の変化を検出する子を用いて天体の光を非常に細かく分解し，スペには，装置が極めて安定である必要があります．

クトルを測定します．天体の光と同時に，レー例えば分光器の温度が 1℃変化しただけで，見かザー周波数コムと呼ばれる波長の基準となる光源

け上恒星が数百 m/s も動いたかのように見える場のスペクトルも同時に測定し，恒星の視線速度を合があります．そのような偽の視線速度変動を起高精度に測定します．

こさないためには，分光器全体の温度を 0.1℃以

ただし，地球のような質量の小さな惑星を発見下で安定させる必要があります．IRD は様々な場するのは簡単ではありません．なぜなら，観測装所に温度センサーとヒーターを設置して精密な温置自体が様々な原因により惑星とは関係のない度制御を行っています．さらに，温度が変化して「偽の視線速度変動」を生じさせてしまうためで，も光学素子の形状や位置が変化しないような，これを極力小さくすることが，惑星を発見するた「超低熱膨張セラミックス（京セラ製コージライ

めには極めて重要です．IRD はそのために以下のト）」と呼ばれる特殊なセラミックスを用いて光*1 詳しくは本特集の藤井友香氏の記事をご参照ください．
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特集： ハビタブル系外惑星

学定盤，ミラー，回折格子ホルダーなどを製作しました．このように光学定盤も含めた観測装置の大部分に超低膨張セラミックスを用いたのは，IRD が初めてです．
1.1.2 モードスクランブラーの開発
分光器が完璧に安定であっても，まだ偽の視線速度を生じさせるものがあります．それは，大気の乱れにより生じる星像の変化や，望遠鏡の指向が安定でない場合です．そのような外乱があると，天体の波長が変化したかのように見えてしまいます．この影響を限りなく小さく抑えるため

図 2 IRD で観測した M 型矮星とレーザー周波数コムの ス ペ ク ト ル． 点 状 に 連 な っ て 見 え る の がレーザー周波数コム．に，逆にわざと大きな外乱を与え続けることで，平均すれば常に同じスペクトルを観測できるよう

IRD で実際に観測された天体とレーザー周波数コにする装置が「スクランブラー（擾乱発生器）」

ムのスペクトルです．

です．IRD では，様々なタイプのスクランブラー以上のような技術的な困難を解決し，IRD は約を試験した結果，束になった光ファイバーを一定2 年の長時間をかけて，2 m/s の安定性で M 型矮の周期で曲げ方を変化させる「シーソースクラン星の視線速度を測定可能であることを示しましブラー」，光を 500 m 以上の非常に長い光ファイた．そして現時点では，近赤外線の高分散分光器バーを通す「静的スクランブラー」，また光をとしては世界で最も安定なものになりました．

ディフーザーという回転するすりガラス状の光学

1.2 地球型惑星の直接分光観測に向けて： シン素子を通すスクランブラー，などを組み合わせてグルモードファイバー分光モード REACH使用しています．これによって，どのような観測

IRD は，天体の光を分光器に導くために 2 種類条件でも常に安定した視線速度の観測が行えるよの光ファイバーを使用しています．一つは，Mうになっています [2]．

型矮星の視線速度観測などに用いられ，他の多く1.1.3 極めて安定な波長基準光源レーザー周波の分光器にも利用されているマルチモードファイ

数コムの開発バーで，光を通すコアの直径は 60 μm です．もうこれまで述べた観測装置を安定化させる手法を一つは，コアの直径が約 4 μm しかないシングル用いたとしても，まだ数 m/s の視線速度測定にはモードファイバー（SMF）と呼ばれるものです．

十分ではありません．最終的には，絶対的に安定光通信に広く用いられていますが，これまでは分な波長の基準となる光源を，天体と同時に分光観

光 器 に は あ ま り 用 い ら れ て い ま せ ん で し た．

測して，偽の視線速度変動を取り除く必要がありSMF はいくつかの面で近年注目を集めています．

ます．IRD では新たに，光通信技術を応用して約一つは，コア直径が小さいために，同じ分光器で0.1 m/s の安定性を持つ「レーザー周波数コム」も高い波長分解能を達成でき，より詳細なスペクを開発しました．このレーザー周波数コムは，トルを得ることができます．実際 IRD で SMF を

IRD の波長域の大部分において，一定の周波数間使 用 し た 場 合， 波 長 分 解 は 最 大 70,000 か ら

隔でレーザーのような鋭い輝線を発生させるもの100,000 以上に向上します．次に，SMF は特定ので，世界でもこのように広い帯域を持つ天文用のモードの光しか通さないという特性のために，常レーザー周波数コムは例がありません．図 2 はに出射光のパターンが一定であり，先に説明した

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特集： ハビタブル系外惑星出できるようになり，また，低温のためハビタブルゾーンが中心星の近くに位置することから，長らくハビタブル地球型惑星探索に適したターゲッ
トとして注目されてきました．しかし，このような天体は可視光では暗すぎて，極めて太陽近傍にある特に明るいものを除いて基本的には赤外線で
図 3 IRD で系外惑星を直接分光観測するイメージ．

モードスクランブラーが不要となります．そのたしか観測できません．そのため，晩期 M 型矮星は従来の可視光観測が中心だった系外惑星探索では未踏の領域でした．

め，現在の 10 倍以上の極めて安定した視線速度

IRD-SSP は，この領域に初めて本格的に足を測定が可能になります．そしてこれまでは難し踏み入れ，系外惑星探索に新たな地平を切り拓こ

かった，太陽のような恒星のまわりにある地球型うとしています．IRD-SSP は，まず 2 年間計 70惑星の探査が可能になります．最後に，IRD は大夜の観測が暫定的に認められてスタートしまし気揺らぎの影響を非常に小さく抑える極限補償光た．その後，装置性能とサイエンスの意義が改め学と組み合わせることで，系外惑星を空間的に分て評価されて，2020 年 7 月に晴れて残りの 3 年間解した上で，その光を高精度に直接分光すること

計 105 夜，合計で 5 年間 175 夜の観測が正式に認．この IRD とすばる極が可能になります（図 3）

められ今に至っています．

限補償光学 SCExAO を組み合わせた REACH と呼ばれるモードによって，若い巨大惑星の大気構造をこれまでにない精度で詳細に調べることができるようになります [3], その他，将来の口径 30メートル級望遠鏡を用いることで，地球サイズでかつハビタブルゾーン（生存可能領域）*2 にある惑星の大気組成を調べ，生命の兆候を直接探ることができると考えられています．

2. IRD 戦略枠観測
2.1 IRD-SSP が目指すサイエンス

IRD-SSP が目指すサイエンスには，以下の 3 つの柱があります．

I.

ハビタブルゾーンにある地球質量惑星の探索

II. スノーライン *3 以遠の地球型惑星から巨大惑星までの分布の解明

III. 小型惑星の移動メカニズム，惑星進化への示唆
そして上記サイエンスのため，以下の具体的なゴールを設定し惑星探索観測を進めています．
①将来の超大型望遠鏡を用いた詳細観測に向け2019 年 2 月に，IRD を用いた晩期 M 型矮星まて，太陽近傍のM型矮星まわりにハビタブルゾー

わりの地球型惑星探索を目的とした戦略枠観測

ン地球質量（ここでは〜1‒3 地球質量を指す）惑

（IRD-SSP）が始まりました．晩期 M 型矮星とは，星を発見する

M 型矮星のうちの特に温度が低く低質量のもの② M 型矮星まわりのスノーライン以内，以遠です．主星が軽いので，2 m/s 程度の視線速度測の領域における地球型惑星〜巨大惑星の分布を明定精度があれば地球のような軽い惑星でさえも検らかにし，惑星形成と進化を包括的に理解する*2 ハビタブルゾーンについては本特集の小玉貴則氏の記事に詳しい解説があります．
*3 雪線とも呼びます．惑星系を形成するガスと塵の円盤では中心星から離れるほど低温になるが，水・アンモニア・メタンなどの水素化合物が凝集し，気体から固体となる温度となる距離のこと．太陽系の場合，水の雪線は約 3 au（1au は地球・太陽の距離）．雪線の内側では岩石惑星が，その外側には氷惑星やガス惑星ができやすくなります．
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特集： ハビタブル系外惑星近傍星を対象とした観測が中心の現状ではこれ以上のサンプルの増加は期待できません．一方，IRD-SSP のような近赤外波長域での観測では少し暗めの星にまで惑星探索の範囲を広げることができるため，将来のフォローアップに適した地球質量までの重要な惑星サンプルを増やすことができます．
ゴール②： 惑星形成と進化の解明
図 4 についてスノーラインに注目すると，ス
ノーライン以内で見つかっているのは数地球質量以下の小型惑星が中心です．スノーライン以内の惑星分布は惑星の移動スピードによって違いが生図4

こ れ ま で に 発 見 さ れ て い る 低 温（ 表 面 温 度3300 K 以下）の晩期 M 型矮星まわりの惑星の質量・周期の分布（質量が測定されているもののみ）．□はハビタブルゾーンに位置する惑
星．▲はスノーライン以遠の惑星．データはNASA の Exoplanet archive に基づきます．

じると考えられ，小型惑星に比べて相対的に巨大惑星が少ないという傾向は定性的には速い移動（大きく成長する前に内側に移動する）を示唆します．しかし，これは巨大惑星形成領域であるスノーライン以遠の惑星分布と併せて議論する必要があります．惑星形成論や太陽型星を対象とした

ゴール①： ハビタブルゾーン地球質量惑星の発見

視線速度観測の結果からは，M 型矮星ではそも

2021 年 7 月現在，4,000 個を超える系外惑星がそも惑星の材料物質が少なく巨大惑星の存在頻度発見されていますが，そのほとんどはいわゆる太は低いと予想されています．その一方，別の手法陽型星（FGK 型矮星）のまわりで発見されたもによる惑星探索では巨大惑星も豊富に存在するこのです．これに対し，低温（表面温度 3,300 K 以とを示唆する結果もあり，観測結果には大きな乖下）の晩期 M 型矮星のまわりでは，まだ約 30 個離が生じています．

．このうの惑星しか発見されていません（図 4）4

IRD-SSP の観測では，スノーライン以遠の地

ちハビタブルゾーンに存在する惑星は約 10 個 だ球型惑星から巨大惑星までを検出することができけです．ハビタブルゾーンにある地球質量惑星のます．図 5 は，IRD-SSP の 5 年間の観測で検出が発見数を増やし，将来の超大型望遠鏡や宇宙望遠期待される惑星の分布の一例を表しています．太鏡などを用いた大気調査などによってそれらの多陽型星まわりの惑星系の分布から得られる知見を様性を明らかにしていくことは，地球外生命探査

もとに，晩期M型矮星まわりの惑星分布をシミュを進める上で極めて重要なステップです．特に，レーションしたものです．例えばパラメータの一真に生命居住可能な惑星系を発見するためにはでつとして惑星の移動速度を変えると内側領域の惑きるだけ多くのハビタブル惑星候補を発見してお星分布に違いが見られることが予想できます．こく必要があります．IRD-SSP の開始時点で既にのようなシミュレーションをもとに惑星検出数のハビタブルゾーンにある地球質量惑星は発見され予想を立てると，IRD-SSP では 5 年間で数十個のていましたが，可視光波長域で特に明るい太陽最地球型惑星（このうち少なくとも数個はハビタブ

4

有名なものに TRAPPIST-1 系の惑星があります．詳しくは本特集の堀安範氏の記事を参照．

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特集： ハビタブル系外惑星

図 5 IRD-SSP で検出される惑星分布のシミュレーションの一例（比較的速い惑星移動の場合）[4]．実線，破線はそれぞれ中心星の視線速度
振幅 1, 2 m/s に相当．この線の上側に位置する点が IRD-SSP で検出可能な惑星を示します．
図中各枠内の数字（np）はそれぞれの枠内に入る惑星の数．

図 6 事前観測によって選定された約 150 星（濃い色）と，さらに IRD-SSP 用に絞り込まれた約 40 天体（淡い色）の質量分布．

い，地球型惑星探索に適した星だけを約 150 個選
ルゾーンに存在）を含む 60 個以上の惑星発見が定し，最終的にはさらにこれらを IRD でのスク見込まれます．これにより，スノーラインの内側．
リーニング観測で約 60 個に絞り込みます（図 6）から外側まで広範囲にわたる軌道領域の惑星分布

2.2.2 スクリーニングからモニタリングへを直接解明し，上記問題に決着をつけることがで事前のスクリーニング観測と IRD を用いたスクきると期待されます．

リーニング観測によって低質量惑星の探索に適し2.2 IRD-SSP の観測ていると判断された晩期 M 型矮星に対しては，集2.2.1 ターゲット選定

中的な視線速度モニター観測が実施されます．各

IRD-SSP で地球型惑星探索の対象となる晩期天体に対してそれぞれ約 2 年間で 80 回の観測を目

M 型矮星は，事前のスクリーニング観測によっ標にモニター観測を実施し，ハビタブルゾーンにて入念に選ばれています．まず，IRD-SSP が始ある地球質量惑星の検出が可能なレベルにまで検まる前に国内外の中小口径望遠鏡を用いて数百個出限界を下げます．これまで 2 年間の観測で一部の M 型矮星に対して低分散分光観測を行い，有の天域を除いて順調にスクリーニングが進み，効温度等の基本的なパラメータを決定しました2020 年 6 月からいよいよ集中的なモニター観測が[5]．さらに，Hα輝線の強度から自転速度と活動始まりました．IRD-SSP の観測は基本的にほぼ毎性を評価しました．自転速度が大きい星は地球質

月半夜単位で数日から一週間程度にわたって割り量惑星の検出に必要な高い視線速度測定精度が出当てられており，短周期の視線速度変動も漏れなせず，また，活動性が高い星は恒星自身の視線速く検出できるように組み立てられています *5．

度変動が大きいため低質量惑星の検出には向いて

図 7 は，IRD で測定した，事前スクリーニングいません．自転速度が十分に小さく活動性の低をパスした天体の視線速度変動（RMS）の分布*5 このような観測割当はこれまですばる望遠鏡では実現困難でしたが，IRD-SSP が走っているおかげで時間軸方向を追求する他の IRD 観測課題との時間交換も可能になり，IRD を用いたサイエンスの幅が広がっています．
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特集： ハビタブル系外惑星型矮星のまわりの惑星系においてはまだよく分かっていません．
この一因として，M 型矮星のまわりで見つかっている惑星数がまだ少ないということと，M 型矮星の金属量を推定するのが難しいということが挙げられます．特に中期から晩期の M 型矮星は可視光で暗いため従来の可視高分散分光器では高精度の観測が困難です．また，低温大気に対する解 析 手 法 も 確 立 し て い ま せ ん．IRD-SSP で は，
図7

IRD による視線速度変動の分布の初期観測．
多くの天体は地球型惑星探索に適した小さな（＜10 m/s）視線速度変動を示しています．

を示しています．予想通りほとんどの天体は小さIRD で取得される良質の近赤外高分散スペクトルを用いて，これら低温度星の大気パラメータや化学組成を決定する手法を確立することも重要なテーマの一つとなっています [6]．

2.3 IRD-SSP の今後と将来な視線速度変動（10 m/s 未満）を示しており，

IRD-SSP は現時点で約 2 年半が経過し，順調に恒星の活動性が低いと考えられるため，これらにモニター観測を続けています．周期的と思われる

対しては今後地球型惑星探索のために集中的なモ変動を示す天体も複数見つかっており，データをニター観測が行われます．一方，10 m/s 以上の蓄積しながら確認作業を進めています．

変動を示す天体も存在します．これらには短周期

IRD-SSP で見つかると期待される多様な惑星から中周期の褐色矮星以下クラスの伴天体が存在

達は，TMT を始めとする将来の超大型望遠鏡をするか，あるいは長周期の伴星が存在する可能性用いた詳細観測のよいターゲットになると期待さがあります．既知の情報や事前スクリーニング観れます．TMT では，M 型矮星のまわりのハビタ測によって可能な限り連星系は除外しています

ブルゾーンにある地球型惑星の直接検出，そしてが，完全には除き切れないため，IRD によるスクキャラクタリゼーションが期待されています．こリーニング観測も必要なのです．

れが可能になれば，太陽系外の生命探査へ向けた

2.2.3 M 型矮星の大気パラメータ，化学組成決定大きなステップとなることでしょう．しかし，ハ惑星の検出とともに重要なのは，中心星の素性ビタブルゾーンにある惑星が「本当の意味でハビをよく明らかにすることです．例えば惑星の質量タブルであるかどうか」，もしくは「ハビタブル決定には中心星の質量の情報が必要ですし，中心惑星として判断可能かどうか」は，中心星からの星の性質は惑星の性質とも密接に関わっていま

距離以外の惑星の様々な環境に依存します．例えす．中でも，惑星形成の母体となる原始惑星系円ば，フレアなどの中心星の活動は惑星環境に無視盤の金属量を反映していると考えられる中心星のできない影響を及ぼします．また，惑星大気中の金属量は，惑星形成を理解する上で極めて重要な雲の存在は惑星の表面環境に影響を及ぼすことにパラメータです．太陽型星では，中心星の金属量加えて，大気中に存在する分子の吸収線の検出可と巨大惑星の頻度に正の相関があることが知られ能性にも関係します．したがって，TMT などでており，また，原始惑星系円盤の寿命と金属量の観測できるようなハビタブル惑星候補をたくさん相関も示唆されています．これらの情報は惑星の検出しておくことが，真のハビタブル惑星の発見形成・進化を明らかにする上で重要ですが，Mには欠かせません．

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特集： ハビタブル系外惑星

赤外線でしか観測できない晩期 M 型矮星まわりの地球型惑星探索は，IRD のような赤外線分光器の独壇場です．今後，IRD が発見する「第 2,第 3 の地球」の報告にご期待ください．

参考文献[1] Kotani, T., et al. 2018, Proc. SPIE, 10702, 1070211[2] Ishizuka, M., et al., 2018, PASP, 130, 988, 065003[3] Kotani, T., et al. 2020, Proc. SPIE, 11448, 1144878[4] https://subar utelescope.org/S cience/SACM/
Senryaku/IRD_180520235849.pdf（2021.7.9）[5] Koizumi, Y., et al., 2021, PASJ, 73, 154[6] Ishikawa, H. T., et al., 2020, PASJ, 72, 102

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Exploring Earth-Like Planets Using
InfraRed Doppler（IRD）
Takayuki Kotani1 and Bunʼei Sato2
1
Astrobiology Center, 2‒21‒1 Osawa, Mitaka,
Tokyo 181‒8588, Japan
1Subaru Telescope, National Astronomical Observatory,
2‒21‒1 Osawa, Mitaka, Tokyo 181‒8588, Japan
1
SOKENDAI, 2‒21‒1 Osawa, Mitaka, Tokyo181‒8588, Japan
2
Tokyo Institute of Technology, 2‒12‒1 Ookayama,Meguro, Tokyo 152‒8551, Japan
Abstract: Planets orbiting stars other than the sun are
called extrasolar planets or exoplanets, and a quest forthem is one of the hottest topics in astronomy today.
Subaru telescope has achieved significant results inthis field, such as a discovery of a jovian planet having
a huge solid core by radial-velocity method and that ofa jupiter analog by high-contrast infrared imaging
camera. And now a quest for earth-like planets is ongoing with a state-of-the-art infrared Doppler instrument, IRD. Here we introduce IRD and its Subaru-Strategic-Program, IRD-SSP.

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