系外惑星「遠い世界の物語」その16 〜晴れた惑星大気を持つ系外惑星の探査〜／川内67

系外惑星「遠い世界の物語」その16〜晴れた惑星大気を持つ系外惑星の探査〜

川内 紀代恵1（要旨） 現在 ,数十以上の系外惑星大気において様々な原子や分子による吸収が検出されているが,その多くは雲やヘイズに覆われているため予想より小さい.よって，将来の宇宙望遠鏡による系外 惑星大気観測で効率的な成果を上げるためには,あらかじめ晴れた大気を持つ惑星を探しておく必要がある. 系外
惑星大気中でナトリウム吸収 線は強く現れるため, 小型の望遠鏡でも多くの惑星で観測可能である.そこ
で 我々は , ハワイとオーストラリアの2 m 望遠 鏡に搭載された自作の多 色同時 撮像 装置（Mu S CAT 3とMu S CAT4）に, 惑星大気中のナトリウム吸収を観測するための狭帯域フィルターを取り付けた . 本 稿では, 惑星大気中のナトリウム吸収線観測の説明と, 新たに作成した狭帯域フィルターについて今後の展望とともに報告する.

1. はじめに在の惑星⼤気の組成や構造は , 形成場所やこれまで経験してきた軌道進化過程などによって変化する

1995 年に初めて系外 惑 星が 発⾒されて以来 , 世と考えられている. よって, 惑星⼤気を直接観測し⼤界各国に存在する地 上望遠 鏡や特にケプラー宇宙気組成や構造を調査することでこれらの惑星の形成望遠鏡などの探 査によって系外 惑星の発⾒数が⾶進化に新たな⽰唆を与えることができるだろう.

躍的に増加し, 現在では5500 個以上の系外惑星が系外惑星⼤気の観測の歴史は , 2002 年に典型的発⾒されている. 2018年に打ち上げられたトランジッなホットジュピターであるH D209458bの⼤気中でナト系外 惑星探索 衛星（T E S S）による系外 惑星の全トリウムを検出したことから始まった[ 1] . その後⼆⼗天探査は今もなお実施されており, 系外惑星の発⾒数年の間に, 数⼗個以上の系外 惑星⼤気において,数はこれからも増えていくだろう.

ナトリウムやカリウム, 鉄などの原⼦から⽔蒸気や⼀

これまで発⾒された系外 惑星は恒 星近傍を周回酸化炭素などの分⼦まで多種多様な⼤気成分が検（ホットジュピター）や⾼い離⼼率をする⽊星型惑星

出されている[例2] . しかし, そのほとんどでは原⼦持つ惑星（エクセントリックプラネット）, 地球半径よや分⼦の吸収特徴が予想より⼩さかったり存在しな（スーパーアース・り⼤きく海王星半径より⼩さい惑星かったりするため, ⼤気組成や⼤気構造が詳しく調

サブネプチューン）といった太陽系には存在しないも査されている天体は未だに限られている. これは, ヘのばかりであった. これらがどのように形成されどうイズや雲の存在によって光が遮られるためという説

やって進化してきたのかを説明するため,これまでに（H S T）による37が有⼒であり, ハップル宇宙望遠鏡数多くの理論研究が⾏われてきているが, 構築され天体における⽔の吸収 線の観測から晴れた⼤気をた惑 星の形成進化モデルは未だ完 全ではない. 現持った惑星は7% 以下だということが報告されている[ 3] . ⼿当たり次第発⾒された惑星の⼤気観測をする

1.立命館大学
kawauchi@fc.ritsumei.ac.jpのも⼀つの⼿段ではあるが, 雲やヘイズによって吸収 線が弱められてしまうと原⼦や分⼦を検出するた

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図1：系外惑星⼤気が晴れている場合（上図）と曇っている場合（下図）の透過光分光法を⽤いて観測される系外惑星⼤気による吸収線の概念図.

系 外 惑 星 ⼤ 気 の 観 測 は 難しい . 現 在 最もよくめにはより多くの観測が必要となってしまう. 限られ⽤ いられて いる調 査 ⽅ 法 の ⼀ つとして, 透 過 光た観測時間の中で効率よく調査するためには , ⽐較

分 光法 1 と呼ばれるものがある. この⼿法は , 恒星的観測夜数の確保しやすい2 m 級の望遠鏡で⼤気の前を惑 星が通 過 (トランジット) する際に届く恒 星が晴れているか否かを先に調べておくのが好ましい.

からの光を分光することで, 惑星⼤気中の原⼦や分ナトリウムD 線 は可 視 光 領 域 に 存 在し, 太 陽 組⼦による特定の波⻑での超 過吸収を捉える⽅法で成を仮定すると可視 光 領域で 最も強い吸収を引きあり, この超過吸収はわずかであるため⾮常に⾼い起こすため [例 4] , ⽐較的⼩型な望遠鏡でも晴れて観測精度が必要である. そのためこれまでの⼤気観いれば観測可能である. そこで我々は , ハワイ州マ

測は地上⼤ 型望遠鏡や宇宙望遠鏡によるものがほウイ島 のハレアカラ観 測 所とオーストラリアの サイとんどである. また, 先⾏研究から多くの場合で予ディング・スプリング観 測 所にある2 m 望 遠 鏡に搭

想より⼩さな吸収特徴を持つことが明らかとなり[例（そ れ ぞ れ Mu S CAT 3
載して いる多 ⾊ 撮 像 カメラ

9] , このような惑星⼤気の詳細な調査を⾏うためにとMu S CAT4）にナトリウムD 線における惑 星⼤気は, 複数回の観測が必要となる. 地上観測の場合は,中の吸収の観測を⽬的とした狭帯域フィルターを新惑星によっても異なるが⼀つの観測地点から惑星のたに取り付けた. 本 稿では , 惑星⼤気観測とナトリトランジットを観測できる機 会は半年に数回ぐらいウム吸収 線について説明し, 新たに作成した狭帯域しかなく, トランジットしている間ずっと晴れ続けなフィルターについて今後の展望とともに報告する.

ければならない. 筆者もハワイのマウナケア⼭頂に

2. 惑星⼤気中のナトリウム吸収線観測ある⼝径 8. 2 mのすばる望遠鏡において研究代表者
1

透過光分光法については福井暁彦⽒と成⽥憲保⽒, ⻲⽥真吾⽒,川島由依⽒, ⼤野和正⽒の遊星⼈記事でも紹介されているため,合わせて読んでもらえると幸いである[5- 8].

系外惑星「遠い世界の物語」その16 〜晴れた惑星大気を持つ系外惑星の探査〜／川内69（PI）として5 晩 獲 得したが, そのうち有⽤なデータにより太陽系近傍で新たに多くの惑星が発⾒されてを取得できたのは1晩のみであった . 宇宙望遠鏡にきており, スケールハイトの⽐較的⾼い惑星も⾒つけおいても現在最も活躍しているジェームズ・ウエッブられてきている. よって, 我々は次の段階としてこれ望遠鏡（ J W S T）や, 2029 年に打ち上げ予定であるらの新しく発見された惑星⼤気が晴れているかどう

系外惑星観測専⽤宇宙望遠鏡 A r iel のおかげでこかを調査することが⼤切である.

れまでに⽐べ多くの系外 惑星⼤気観測が実現するでは, どのようにして調査するのか？ここで⽩⽻のることが期待されるが, 宇宙望遠鏡は地上望遠鏡に⽮が⽴ったのはナトリウムD 線での惑星大気による⽐べ寿 命 が 数年~10 年程 度と短いため限りはある.

超過吸収の観測である. ナトリウムは平衡温度が約よって今後 , 系外惑星⼤気の観測を⽤いて普遍的な900 K 以上で気体として存在するとされており, 我々形成起源や進化過程を調査するためには, 効率よくが調査するような恒星近傍の惑星大気中ではほとん

なるべく多くの系外 惑星の⼤気を観測していく必要

どの場合, 気体として存在している. また, ナトリウムがある.

D 線は遷移確率が高く僅かな量でも大きな吸収線をではどのような惑星⼤気を調査するのが効率的で示し, 惑星大気が 晴れていれば比較的小型の望遠あるだろうか？考えうる条件としては, 短時間で⾼精鏡でも観測可能な惑星は多く存在する. さらに, 可度なデータを取得できることと⼤気の原⼦や分⼦の視光領域に位置しているため, 地上からも比較的観（これを透過光スペクトルとい吸収による波⻑依存性測しやすい. これらの条件から, 比較的多くの観測う）が検出しやすいことの2 つがまず挙げられる. 短

夜数を確保できる2 m 級の望遠鏡を用いた惑星大気

時間に⾼精度なデータを取得するには , 太陽系からの透 過 スペクトルにおけるナトリウムD 線の観測は ,の距離が近くて主星が明るい惑星を選べばよい. ま

晴れた大気を持つ惑星の探査に最も適していると考た, 惑星⼤気の広がりは温度や表⾯重⼒によって決えられる.

まる. 温度が⾼く表⾯重⼒の⼩さい（スケールハイトの⾼い）惑星は⼤気が膨張しているため, ⼤気中の分⼦や原⼦による吸収は⼤きくなり強い波⻑依存性

3. 多⾊同時撮像装置（MuSCATs）

を⽰す. よって, これまでこのようなスケールハイトが成⽥憲 保 ⽒を筆 頭とした我々のグループでの可⾼く, ⽐較的太陽系近傍の明るい恒星周りの惑星が視光領域における多⾊同時撮像装置の開発や観測中⼼に観測されてきた . しかし, この条件を満たすは, 国⽴天⽂台 岡⼭天体物理観測所（現・同ハワイ

惑星であっても, 雲やヘイズが 存在するとそれらに観測所岡⼭分室）の188 cm反射望遠鏡から始まっ

よって恒 星の光が吸収され , それよりも低い高度をた . この188 cm反射望遠鏡において, 系外 惑星の通過する光は遮られてしまい, 原子や分子の吸収が発⾒・確認を⽬的に3⾊同時 撮像 装置（Mu S CAT）

弱くなる
（図1）. 特にこれまで主に観測されてきた可を開 発し, 2014 年12⽉24⽇に 最 初のテスト観 測を視光や近赤外領域での影響は大きく, 多くの惑星大おこなった [ 11] . その 後 , 24 時 間 観 測 体 制の 実 現

気において透過光スペクトルを“平坦”にしてきた. 雲や多くの 観 測 夜 数の 確 保を⽬的に Mu S CATを改やヘイズの惑星⼤気透過光スペクトルへの影響につ良した4⾊ 同 時 撮 像 装置 が 開 発され , 2017年にはいての詳細は川島由依 ⽒や⼤野和正⽒の遊星⼈をスペイン・テネリフェ島 のテイデ 観 測 所 にある1. 52

参照されたい.

m 望 遠 鏡に , 2020 年にはハワイ州マウイ島・ハレア

こういった雲やヘイズ自体の研究も, 金属量など

カラ観 測 所 の2 m 望 遠 鏡に搭 載された (それぞ れ惑 星大 気 組 成を調査する上でとても大切であるが,Mu S CAT 2と Mu S CAT 3) [ 12, 13] . そして2023 年

原⼦や分⼦を検出する場合においては, 必要な観測

秋には南天観測のためにオーストラリア・サイディン

夜数が増えるため厄介なものである. そのため, 将グスプリング観測所にある2 m 望遠鏡にも搭載され来望遠鏡で詳細な効率的に調査するためには雲やた（Mu S CAT4）. これらの装置 (全ての装置を総称

ヘイズが存在しない晴れた惑星から観測していくのしてMu S CATsと呼ぶとする)はなるべく広い視野とが好ましい. 現在 , T E S Sによる全天探査のおかげ

⾼い変換効率が 望める光学系や検出器 (C CD)を⽤

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図2：挟帯域フィルター.

（左から順にg, r, i, zs）
図3：網掛けは各バンドでの透過率, 塗りつぶし領域は各バンドの狭域帯フィルターの波⻑域を⽰している. ⿊実線はMuSCAT4があるオーストラリアのサイディングスプリング観測所を仮定して理論的に求めた地球⼤気スペクトル. ⾒やすくするため, 0.2を⾜して表記している.

いているため, ⼝径 2 m 級の地上望遠鏡の観測装置として世界最⾼レベルの測光精度が達成されている[ 14] .

4. 狭帯域フィルター

こ れ ま でこの ⾼ 精 度 な 同 時 測 光 観 測 に より,狭帯域フィルターは⽂字通り特定の狭い波⻑域だ

T E S Sで発⾒された惑星候補の半径などのパラメーけを透過することが可能であり, 各 C CDの前に取りタを精度良く推定したり[例15] , 複数惑星系におい付けることで任意の波 ⻑ 域での観測が 可能となるて他惑星からの重⼒相互作⽤によるふらつきから公(図2) . Mu S CATsは⼊射した光を反射・透過するこ転周期が変動する現 象 ( T TV )を捉えて質量の上限とで3⾊または4⾊に分け, 各箇所にC CDカメラを取値を求めたりしている[例16] . また, 系外惑星⼤気にり付けることで多⾊同時撮像観測をする. これらのおいてはレイリー散乱などによる可視光 領域でのト観測領域は4⾊の場合, gバンド(400 - 500 n m) , rバランジット減光率の変動の検出などもおこなわれてンド( 550-700 n m), iバンド( 700- 820 n m), z s バンドいる[例17] .

( 820 - 920 n m)の波⻑域が設定されており, ナトリウ

現在MuS CATsでの観測は年間200夜以上確保しムD 線は589 n m 付近に存在するため, rバンドを観ている. この豊富な観測夜数を⽤いて晴れた惑星の測するチャンネルにナトリウムD 線を観測するための探査ができないかと考え開発されたのが, ⼤気中のフィルターを取り付ける必要がある. また, 他のチャナトリウム観測を⽬的とした狭帯域フィルターである.

ンネルにおいてもナトリウム吸収によるトランジット系外惑星「遠い世界の物語」その16 〜晴れた惑星大気を持つ系外惑星の探査〜／川内71

図4：典型的なホットジュピターHAT-P-1bにおける理論透過光スペクトルと各バンドで観測した時に推定される主星と惑星の半径⽐ (トランジット減光率の2乗根). 左から順にg, r, i, zsバンドであり, 星印は各バンドでの狭帯域フィルターを⽰す. 各点での⽔平線は波⻑域を⽰している. 系外惑星⼤気による吸収が⼤きいほど光量は⼩さくなり, トランジット減光率は⼤きくなるため, 主星と惑星の半径⽐も⼤きくなる.

減 光率の違いを捉えるために, 他の吸収 線が 存在て, より多くの天体について調査するためには波⻑しない波⻑帯を観測する必要がある. さらに, 地球

幅 5 n mにするのがいいと考えた. また, 波⻑の端は⼤気での吸収の影 響が 効かないように, なるべく地透過率が 50% 程になるため, 透過率が 100%の領域

球⼤気吸収線の存在しないことが望ましい. よって,が5 n mになるよう波⻑幅（半値全幅）を6 n mとした.

上記の条件にあった透過波⻑帯をもつカスタムフィルターを残り3つのチャンネル⽤にそれぞれ製作した（図3, 4）.

4. 2 他の波⻑領域ナトリウム吸収 線 周辺でのトランジット減 光 率の違いを求めるだけならば, 他の波⻑域は挟帯域フィ

4.1 ナトリウム吸収線
狭帯域フィルターの波⻑幅の設定は, ナトリウムDルターを⼊れずにそのまま観測しても問題はない. しかし, 実際の観測では , 観測波⻑幅が波⻑域ごとに線での吸収を検出するために重要である. 波⻑幅を異なりすぎる場合, ナトリウム吸収 線付近で⼗分な広げると測光精度は向上するが, 吸収 線がなまらさ光 量を確保しようとすると, 他の波⻑域で飽 和してれてしまうため, 他波⻑領域との差が⼩さくなる. 星しまう可能性がある. また, レイリー散乱やカリウムからの光量による誤差は複数回の観測によって軽減吸収 線など他の超 過吸収要因によりトランジット減できるが, 装置などによる系統誤差はどうしても⼀定光率の違いが⼩さくなってしまう可能性がある. よっの値で⽣じてしまう. 経験的に, 主星と惑星の半径⽐て, これらの要因を排除するために他の波⻑域でも（＝トランジット減光率の2乗根）には2％の系統誤差

狭 帯域フィルターを取り付ける必 要がある. 短波⻑

があるため, ナトリウムD 線での超過吸収を検出する

領域ではなるべくナトリウム吸収 線の裾野が終わっためには , 多波⻑領域との違いがこれよりも⼤きいたあたりを, iバンドでは, ナトリウム吸収線の次に⼤必要がある.我々はまず波⻑幅を5 n mと10 n mにしきな吸収を⽰すカリウム吸収 線をなるべく拾わないた場合を⽐較するために, 現在発⾒されている惑星波⻑帯に設定した. また, 地上での観測では地球⼤の中で, 惑星の半径が 0. 5⽊星半径 , 質量が 0. 3⽊星

気の吸収が影響する. 特に⽔蒸気の吸収は天候など質量以上のホットジュピター計 533天体において, 太により⼀晩の中でも変動するため, 注意が必要であ

陽組成で晴れている時を仮定した場合のナトリウムる. そこで我々は⽔蒸気の影響を最も受けるz s バン

D 線における主星と惑星の半 径⽐を求めた. その結ドについては地球⼤気の吸収線も考慮しなるべく⽔果, 幅5 n mにした場合の方が, 他波⻑領域と⽐べて蒸気の吸収線が⼊らない波⻑帯に設定した.

2%以上の違いを⽰した天体が倍以上多かった. よっ

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図5：2024年1⽉22⽇（ハワイ時間）に, ハワイ州マウイ島のハレアカラ観測所にある2m望遠鏡に搭載されているMuSCAT３に挟帯域フィルターを取り付けて観測した光度曲線 (上から順にg, r, i, z バンド). 各データは⾒やすくするためにずらして表記している.

5. 現状と今後の展望の共同利⽤時間で採択され , 計 24 時間の観測時間が確保された. よって, Mu S CAT 3とMu S CAT4でそれぞれ該当する2 つの天体を観測する予定である.

前章で述べた4つの波⻑帯の狭帯域フィルターは,その後 , これらの観測結果を基に, T E S S 等で新し2023 年夏に完成し我々のもとに届いた. その後 , 当

く発⾒された惑星を含む, 理論的に⼤気によるナト時⽇本で製 作中であった Mu S CAT4に取り付けてリウム吸収が⼤きいとされる惑星で検出可能性を求からオーストラリアのサイディングスプリング観 測 所

め, その検出可能性が⾼い順にナトリウム吸収が検に搬 送し, 2023 年10⽉に開 発 チームのメンバーが出されるかどうかを調査していく予定である.

現地に赴き望遠 鏡に設 置した . また2023 年11⽉にまた , この調査で新たな惑星においてナトリウムは , 既に稼 働しているMu S AT 3に取り付けるため,吸収が検出されたとしても, 完全に晴れているのか,開発チームのメンバーがハワイ州マウイ島のハレアカ雲やヘイズの上に予想よりも多いナトリウムが 存 在ラ観測所に赴いた. その結果 , 現在北天と南天の両していたのかを区別することはできない. そこで, 低⽅で狭帯域フィルターを使⽤した観測が可能であり,分散分光装置を⽤いてナトリウムの吸収線の形 状を性能評価のための観測を⾏っている. その⼀環とし詳しく調べる必 要がある. なぜなら, 晴れている場てホットジュピターWA S P-104bのトランジット観測

合は裾野まで⼤きく広がっているが, 雲やヘイズがをMu S CAT 3で⾏ったところ, 挟帯域フィルターを存在している場合, 低層の圧⼒が⾼く広がった吸収⽤いても精度の⾼い結果が得られることがわかった

線は隠されてしまい, 細くて鋭い形になるはずだから（図 5）. 残念ながら, ⼤気中にナトリウムが検出されである. この追観測により, A r iel 等将来の宇宙 望ると予想される惑星についてはまだ観測できていな遠鏡を⽤いた惑星⼤気観測において, より適切に効いが, 2024 年2⽉から7月までの観測期間に向けての率的な観測天体を選び出すことができるだろう. さ提案が Mu S CAT 3やMu S CAT4が搭載されているらに, これらの天体は⾼分散分光装置を⽤いた観測望遠鏡を運⽤しているラスカンブレス天⽂台（L C O）

でも⼗分な精度で惑星⼤気によるナトリウムD 吸収

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線を検出できる可能性が⾼く, ⾼層での⼤気の状態

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physical Journal 537, 916.

（ ⾵の存在や温度変化等）を調査するための優れた[5] 福井 暁彦, 成田 憲保, 2014, 遊星人 23, 1.

ターゲットにもなるだろう. 我々の挟帯域フィルター[6] 亀田 真吾, 2018, 遊星人 27, 4.

を⽤いた系 外 惑 星 ⼤ 気中のナトリウム吸収 観 測に

[7] 川島 由依, 2020, 遊星人 29, 2.

よって, 晴れた⼤気を持つ惑星が新たに数多く発⾒[8] 大野 和正, 2020, 遊星人 29, 3.

されることを期待しつつ, 今後もこの調査を進めて[9] Chen, G. et al., 2017, Astronomy and Astrophys-いきたい.

ics 600, L11.
[10] Sing, D. et al., 2016, Nature 529, 29.

謝辞[11] Narita, N. et al., 2015, Journal of Astronomical
Telescopes, Instruments, and Systems1, 045001.

本稿で紹介した挟帯域フィルターの開発や取り付[12] Narita, N. et al., 2019, Journal of Astronomicalけ, そしてそれを⽤いた観測検 討に携わっていただ

Telescopes, Instruments, and Systems 5, 015001.

いた Mu S CAT チームのメンバーをはじめとする皆[13] Narita, N. et al., 2020, Society of Photo-Optical

様に感謝いたします. 特に, 本 稿の執 筆機 会をいた

Instrumentation Engineers ConferenceSeries,だき, 原稿の添削等をしていただいた成⽥憲保⽒と,Vol. 11447, 114475K.

原稿の添削や最 新結果の図を提 供までしていただ
いた福井暁彦⽒に感謝いたします.

[14] Fukui, A. et al., 2016, The Astrophysical Journal819, 27.
[15] Kawauchi, K. et al., 2022, Astronomy and Astro-

参考⽂献

physics 666, A4.
[16] Fukui, A. et al., 2021, The Astronomical Journal[1] Charbonneau, D. et al., 2002, The AstrophysicalJournal 568, 377.
[2] Madhusudhan, N., 2019, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 57, 617.
[3] Wakeford, H. R. et al., 2019, Research Notes ofthe American Astronomical Society 3, 7.
[4] Seager, S. and Sasselov, D. D., 2000, The Astro-

著者紹介
川内 紀代恵立命館大学理工学部物理科学科助 教 . 東 京 工業 大 学 大 学 院 理 工
学 研究 科博士課 程修了.博士（理学）.東京大学特任研究員,カナリ
ア天文物理観測所・I AC (スペイン) ポスドクを経て, 2023 年 4月から現職 . 専門は系外惑星大気観測.

162, 167.
[17] Luque, R. et al., 2020, Astronomy and Astrophysics 642, A50.