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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

系外惑星
「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜
川島 由依1* 2020年4月10日受領，査読を経て2020年4月27日受理（要旨） 近年の系外惑星の観測により，大気透過スペクトルに分子の吸収の特徴が見られないような惑
星が多数発見された．これにより，系外惑星の大気中にエアロゾルが存在することが示唆された．本 稿
では，系外惑星大気中に存在するエアロゾルの候補の一つである有機物ヘイズに着目し，筆者らの最近の理論研究により得られた知見を紹介する．また，今後の系外惑星観測への示唆と，有機物ヘイズに関する現状の不定性，最新の室内実験からの示唆についても述べる.

1. はじめにな粒子が大気中に存在し，分 子の吸収の特 徴を隠していることが示唆された．同時に，近赤外域は分1995 年 に 初 めての 系 外 惑 星 が 発 見されて以 来子の吸収特徴がなく平坦であるが，可視域にはレイ[ 1] , 2020 年 3月末 現 在までに4100 個以 上の系 外 惑

リー散乱の特徴 (波長が短い程減光率が大きくなる)1星の発見が報告されている ．そのうち，短周期惑星を示すスペクトルや，近赤外域に分子の吸収特徴をと呼ばれる中心星の近傍を短い周期で公 転する惑

示すようなスペクトルが観測された惑星も見付かって星については，主にトランジット法 [2，参照 ]によっおり，大気透過スペクトルは多様であることが明らて，その大気組成の情報が観測的に得られるようにかとなっている[4]．これらの事実から，系外惑星大なってきた．地球から見て系外惑星が恒星の前を横気中のエアロゾルの特徴や成因は複雑であることが切る際，恒星からの光を惑星が遮るため，見かけの示唆される．

恒星光度がわずかに減少する．これを異なる波長の系外惑星大気中で生成され得るエアロゾルとして

光，多波長で観測して得られる減光率と波長の関係

は，大きく分けて，”ヘイズ”と”雲 ”の二種類が考えら( 大気透 過スペクトルという)には，惑星大気中の原れている．ヘイズとは，タイタン大気中の有機物ヘイ子や分子，エアロゾルによる吸収・散乱の情報が含ズや金星大気中の硫黄ヘイズのように，光化学的にまれる．従って，観測データと理論的な大気透過ス生成されるエアロゾルである．一方，雲とは，地球

ペクトルモデルとを比較することにより，大気の組成

大気中の水蒸気雲のように，凝縮により生成されるを推定することが出来る．大気組成は，惑星の内部

エアロゾルである．これまでの観測では，ヘイズか構造や形成過程などを解明する上で重要である．

雲のどちらか，またはそれらの両方が，観測された

ところが最近の観測により，大気透過スペクトル系外 惑星のスペクトルに影 響を及ぼしているのかわに分 子の吸収の特 徴 が見られないような惑 星が 多

かっていない．そもそもエアロゾルは気体分 子の吸数発見された [例3]．これにより，エアロゾルのよう収の特徴を隠してしまうため，大気組成を推定する

1.SRON Netherlands Institute for Space Research，1

https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu

系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島65

ためには，まずエアロゾルについて，その生成条件

ズ層の高度と厚さをパラメータとすることで，ヘイズや振る舞いを理解することが必須である．

が透過スペクトルに及ぼす影響が調べられた．その筆者は大学院時 代，系外 惑星大気中のエアロゾ

後，より詳細なモデル化を行った研究 [ 11]では，光ルの候 補の1つであるヘイズ，特に有機物ヘイズに

化学計 算を行うことにより，ヘイズの前駆物質であ着目して研究を行った．その理由は以下の通りである炭化 水素化合 物の混合率の高度分布，つまり大る．まず，現在多波長トランジット観測による大気観

気中のどこに前駆物質が多く存在するかが求められ測が可能な惑星の大半は，中心星近傍を公転する，た．そして，各高度でそれらの前駆物質の一部がヘ水素に富む大気を持つ惑星である．これは，中心星イズになると仮定された．一方，ヘイズ粒子の粒径近傍を公転する惑星の方がトランジットの頻度が高については，先行の研究 [ 9，10]と同じくパラメータ

く，また，地球のような小さな惑星よりかは，木星やとされた．これらの研究は，観測されたスペクトルと海王星のような大きな惑星(つまり，形成時に原始惑合うようなヘイズのパラメータ( 粒径や数 密度 ) の組

星系円盤中の水素ガスを捕獲しやすい)の方が，トラを見付けてはいたが，大気中で起こるであろうと考ンジット中の恒星光度の減光率が大きいため，発見えられるヘイズ粒子の合体成長を解いていなかった

されやすいためである．なお，中心星近傍に存在すため，そのパラメータの値の確からしさについてはわ

る惑星は，中心星からの強い輻射を受け温度が高くかっていなかった．

なるため，そもそも大気が膨張，つまり半径が大きく

そこで筆者らは，ヘイズ粒子の粒径と数密度の高なりやすい．そのような，恒星から強力な紫外線照度分布を理論的に決定することを目的として，大気射を受ける還元的な大気環境下では，有機物ヘイ

中のヘイズ粒子の生成を考慮するための光化学モデ

ズを生成する光化学反応が起きやすい 2 ．本稿では，

ルと，ヘイズ粒子の合体成長と沈降を考慮した理論

系外 惑星大気中における有機物ヘイズについての，モデルを新たに開発した．4 節で述べるように，現状

筆者らの最近の理論研究 [6 - 8]により得られた知見の系 外 惑 星大 気中での有 機 物ヘイズのモデリングを紹介する．また，今後の系外 惑星観測への示唆

において，一番の不 確かなパラメータとなっていると，現状の有機物ヘイズに関する不定性，最新の室のが，光化学反応によるヘイズ粒子のモノマーの生内実験からの示唆についても述べる．

成率である．本稿で紹介する筆者らの研究では，従2. 有機物ヘイズのモデリング

来の研究において有機 物ヘイズの前駆物質であると考えられてきたCH 4 とC 2 H 2 ，HC Nの光分 解率の合計を基準のモノマー生成率と仮定し，計算を行っ有機物ヘイズの生成過程は，次の通りである．また．なお，筆者らの光化学モデルでは，C 2 H 4 等のよず，恒星からの紫外線をヘイズの前駆物質となる炭

り高次の炭化水素化合物については考慮されていな

化 水素化合 物 (CH 4 等 ) が 吸収し，光化学と熱 化学

い．より高次の炭化水素化合物の光分解率も考慮す

反 応が起こることで，ヘイズ粒子の種 (モノマー) がると，モノマー生成率は大きくなると考えられるが，生成される．次に，そのヘイズ粒子の種が合体成長

4 節で 述べる通り，そもそもヘイズのモノマー生 成を繰り返すことにより，最終的なヘイズ粒子が生成率に関しては，前駆物質となる分子についても，前される．

駆 物質の光分 解からモノマーに至るまでの生 成 効

ヘイズの存在を考慮した大気透過スペクトルモデ

率 (未知であるため，筆者らは上限値として100%をルに関する先駆的な研究 [ 9，10]では，大気中にヘイ仮定している)についても，まだはっきりとわかってズの層を仮定し，ヘイズ粒子の粒径と数密度，ヘイ

いない．そのため筆者らは，ヘイズの前駆物質として，C 2 H 4 などに比べて存在量の多い[例11]，CH 4 と2系外惑星大気中で生成され得るヘイズとしては，有機物ヘイズの他にも，硫黄ヘイズが考えられている[例5]．硫黄ヘイズの素となる
H 2 Sは，有機物ヘイズの素であるCH4と比べるとより低温でしか存在せず，また太陽組成の元素存在度を仮定すると存在量も小さい．そのため，筆者はまず有機物ヘイズに着目した．

C 2 H 2 ，HC Nのみを考慮するに留めた．そして，得られたヘイズ粒子の特性を基に大気透過スペクトルをモデル化した．
本稿では，GJ 1214bというミニネプチューン(地球66

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

nvol

svol

nsurf

ssurf

空間質量密度 [g cm-3]

圧力 [bar]

モノマー生成率 [g cm-3 s-1]

半径 [μm], 数密度 [cm-3]
図1: ミニネプチューンGJ 1214bを想定したヘイズ粒子の分布の計算結果.体積平均半径(赤色の実線)，表面積平均半径(赤色の点線)，体積平均数密度(オレンジ色の実線)，表面積平均数密度(オレンジ色の点線)，モノマー生成率(緑色の実線)，各サイ
ズのヘイズ粒子の空間質量密度(青色の等高線)．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

よりも大きく，海王星よりも小さな惑星)をモデルとしmへと合体成長により大きくなり，また数密度は何桁て筆者らが行った計 算の結果について，紹介する．

も小さくなる．なお，圧力10−2 ba rあたりに見られる

なお，次節で金属量，渦拡散強度，C/O比の依存

傾向の変化は，ガス抵抗則のレジームの変化 (すべ性について述べるが，本節ではまず，筆者らが基準

り流からストークス流 )によるものである．沈降速度

値として採用した，太陽 組成大気 (C/O比0. 5)，渦が急に大きくなるため，粒子の成長が阻害される．ま拡散係数 10 7cm 2 s−1 の場合について述べる．図1は，た，体 積平均と表面積平均の粒径と数密度の違い

ヘイズ粒子の粒径と数密度分布の計 算結果である．

がわずかであることから，各高度における粒子サイ

これまでの先行研究では大気中で一定だと仮定さズの分布は比較的狭いことがわかる．この事実は，れていたヘイズ粒子の粒径は，合体成長により，大青色の等高線で示された，各サイズの粒子の空間質

気上層から下層にかけて何桁も変化していることが量密度を見るとより明らかである．

わかる．大気上層( 圧力〜10−7 ba r以下 )では，合体繰り返しになるが，これまでの研究では，大気中成長が 起こるよりも短いタイムスケールで 粒子が 落のヘイズ粒子の粒径は高度に依らず一定であると単下するため，ヘイズ粒子はあまり成長しない．合体

純化されていた．しかし，図1に示されているように，成長が起きないため，モノマーの生成により，高度合体成長と沈降を考慮して導かれるヘイズ粒子の粒が 下がる( 圧 力が上がる)に連 れヘイズ粒子の数 密径分布の描像は，それとは非常に異なるものである−7

度は大きくなる．ところがある高度 ( 圧力〜10 ba r)

ことがわかった．また多くの先行研究では，ヘイズ

で，数密度の値はピークを取る．これは，これより下層として，大気中の一部分にのみヘイズが存在する層では，ブラウン運動による拡散で引き起こされると仮定されていたが，ヘイズ粒子は大気中の広い範合体成長が，モノマーの生成に比べて短いタイムス

囲で存在することが示された．

ケールで起こるためである．下層に行くに従い，粒子

図2は，図1の分布のヘイズ粒子を考慮した場合との平均サイズはモノマーサイズである1n mから数μしない場合の大気透 過スペクトルを示している．ま系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島67

10-6 bar

ヘイズあり

10-5 barHaze, C-H
Haze, C≡N

減光率 [%]

10-4 bar

10-3 bar
10-2 bar

ヘイズなし

CH4

H 2O

NH3

10-1 bar
1 bar

波長 [μm]
図2: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ場合(緑線)と持たない場合(黒線)の大気透過スペクトルモデル．点線は，各圧力に対応する減光率を示す．なお，波長解像度はR =100に下げている(これ以降のスペクトルの図についても同様)．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

ず，ヘイズがない場合には，H 2 OやCH 4 ，N H 3 などの分子の吸収特徴がスペクトルに現れている．可視3. パラメータ依存性域では，レイリー散乱による，波長が短くなる程減

太 陽系内の惑星とは異なり，系外 惑星大気には光率が大きくなるようなスロープが現れている．一方

未知のパラメータが数多くある．筆者らは，その中ヘイズが存在する場合のスペクトルでは，分子の吸でもヘイズの分布と大気透 過 スペクトルに大きな影収の特徴が弱められている，もしくはなくなっている響を及ぼす，いくつかの重要なパラメータ(紫外線強−3ことがわかる．これは，大気上層( 圧力〜10 以下 )度，金属量，渦拡散強度，重力加速度，温度，C/Oに存在するヘイズ粒子が大気を光学的に厚くし，そ比)に対するヘイズとスペクトルの応答を調べた．本

れよりも下層にある分 子によって作られる吸収の特節では，それぞれのパラメータへの依存性について，徴を隠しているからである．ヘイズがある場合とない

引き続きGJ 1214bをモデルとして行った計算結果を場合のスペクトルとを比較すると，短波長側で，分子紹介しながら述べる．

の吸収の特 徴はより隠されている，つまりヘイズの

なお4 節で述べるように，最近の系外惑星大気を影響を受けていることがわかる．これは，大気上層想定した有 機 物ヘイズの実 験 [ 12-15] により，従 来にある小さな(≲1μm，図1参照 ) ヘイズ粒子は波長考えられて来たCH 4 などの炭化水素化合物だけでなが短い光程よく吸収することと，またヘイズなし大気

く，C OやC O 2 ，H 2 Oなどの分子も，ヘイズの前駆物のスペクトルを見ると分かる通り，大まかに言うと，

質として機能し得ることが示唆され始めた．しかし，分子による光学的厚みは短波長側でより小さいからヘイズの前駆物質からヘイズのモノマーの生成までである．また，大気中にヘイズがある場合でも，〜10の過程についてはまだよくわかっていない．以下に−3

ba rより上 層にあるCH 4 の吸収特 徴などは見えて述べるパラメータ依存性は，あくまで従来の仮定にいることがわかる．さらに，3. 0，4. 6，6. 3μmには，則った場合のものであることを先に記しておきたい．

有機物ヘイズ自身による吸収の特徴も現れている．

このような実験からの示唆については4節で述べる．

68

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

10-6 bar

UV x 100

UV x 102.5
UV x 10標準モデル
減光率 [%]UV x 105

10-5 bar
10-4 bar

UV x 0.1

10-3 bar

UV x 0.01

10-2 bar

UV x 10-2.5

10-1 bar

UV x 10-51 bar
波長 [μm]

図3: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ大気透過スペクトルの紫外線強度に対する依存性．標準モデルとは，GJ 1214bが受け取る中心星からの紫外線強度を想定した場合である．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

3.1

紫外線強度

になる．紫外線強度を標準モデルから5 桁下げた場
合 ( 紫色の線 )には，スペクトルはヘイズなし大 気の図3は，紫外線 強度が異なる場合の大気透 過ス

ものとほぼ同じとなっていることがわかる．これは，ペクトルモデルを示している．標準モデルとは，前節ヘイズの量が十分に少なく，大 気の光 学的厚みにでも紹介した，GJ 1214bが受け取る中心星からの影響を及ぼさないからである．図3に示されているよ紫外線強度を想定した場合である．紫外線強度にように，筆者らは，本 稿のはじめに述べたような観測

り，スペクトルは大きく変化していることがわかる．

された大気透過スペクトルの多様性を，紫外線強度

これは，紫外線強度が高くなるにつれ，ヘイズのモの違いによって再現出来ることを明らかにした．

ノマー生成率が大きくなるためである．標準モデル
から紫外線 強度を5 桁上げた，紫外線 強度が 非常

3. 2

金属量

に高い場合 (赤色の線 )には，スペクトルは広い波長

大 気中の金 属量 ( 水素とヘリウムより重い元 素の範囲で平坦であり，分子の吸収特徴は全く見られな量 )を多くすると， ヘイズの前駆 物質 であるCH 4 とい．一方，可視域にはレイリー散 乱のスロープが 僅

C 2 H 2 ，HC Nの混合率は大きくなる．ところが筆者らかながら見られる．前者は，高高度にある比較的大は，ヘイズの前駆物質の混合率は大きくなるにも関

きなサイズの粒子によるものであり，後者は，それよわらず，基本的には，金属量を多くすると前駆物質

りもさらに上層にある小さな粒子によるものである．

の光分 解率，つまりモノマー生成率は寧ろ小さくな

標準モデルから紫外線 強度を2. 5 桁上げた場合 (オることを発見した．これは，金属量が多くなると，ヘ

レンジ色の線 )には，ヘイズ粒子による可視 域でのイズの前駆物質よりも上層にある，H 2 OやC O，C O 2

レイリー散乱のスロープに加え，ヘイズ自身の吸収などの紫外 線を遮蔽する他の分 子の混合率も大き

特徴が 3. 0，4. 6，6. 3μmに見えている．紫外線強度

くなってしまうためである．その結果，ヘイズの前駆を低くすると，分子の吸収特徴が徐々に現れるよう物質が存在する高度まで届く紫外線の量が減ってし系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島69

減光率 [%]

1 x Solar, ヘイズあり

1 x Solar,
ヘイズなし

10 x Solar, ヘイズなし

100 x Solar, ヘイズなし
1000 x Solar, ヘイズなし

10 x Solar, ヘイズあり
100 x Solar, ヘイズあり

1000 x Solar, ヘイズあり
波長 [μm]

図4: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ大気透過スペクトルの金属量に対する依存性．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

まい，モノマー生成率は小さくなってしまう．なお，

トに比例する．大気のスケールハイトは大気の平均100 倍と1000 倍の太 陽 組 成大気の場合とでは，モ

分子量に反比例するため，図 4の細線に見られるよノマー生成率は1000 倍の太陽組成大気の場合の方

うに，金属量を上げる，つまり平均分子量が大きくなが僅かに高いが，ほぼ変わらない結果となった．こると，吸収特徴の大きさは小さくなる．次にヘイズがれは，太陽組成大気の1倍から10 倍，10 倍から100ある場合を考える．前述したように，モノマー生成

倍と金属量が多くなった場合とは異なり，100 倍から率，つまりヘイズの量は金属量を上げると少なくなる

1000 倍に金属量が多くなった場合には，100 倍までため，金属量を上げると，スケールハイトとヘイズのの太陽組成大気においては最も存在量の多い分子

量は両方小さく( 少なく)なる．この二つの効果の競であったH 2 の存在量が一気に小さくなることに起因合により，吸収特徴の大きさの金属量への依存性はする．前駆物質にとって，紫外線を遮蔽する分子が単純ではないことがわかった．ヘイズが影 響を及ぼ

増える効果と，H 2 に吸収されなくなった分の光子がしやすい短波長側では，吸収特徴の大きさは中程度増える効果とが同程度であったため，100 倍と1000の金属量である100 倍の太陽組成の場合に最も大き倍の太陽組成大気の場合とでは，モノマー生成率は

く，一方，ヘイズの影響が少ない長波長側では，ヘほぼ変わらない結果となった．

イズなし大気の場合と同じように，金属量が少ない

図 4は，金属量が異なる場合の大気透過スペクト
ルモデルを示している．モノマー生成率は，金属量を多くすると基本的には小さくなることを述べたが，程，吸収特徴が大きくなることがわかった．

3.3

渦拡散強度

観測を行う際に重要となるスペクトル中の吸収特 徴

図 5は，渦拡散 強度が異なる場合の大気透 過スの大きさは，金属量に対して少し複雑な応答をする．

ペクトルモデルを示している．水色の線のように，渦

まず，ヘイズがない場合を考えると，分子の吸収特拡散係数がある値よりも大きくなると，可視域のレイ徴の大きさは，大まかに述べて大気のスケールハイ

リー散乱のスロープの勾配が急になり，また赤外域

70

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

10-6 bar

Kzz = 10 cm s
5

2

-1

10-5 bar

減光率 [%]

Kzz = 107 cm2 s-1

10-4 bar

Kzz = 109 cm2 s-1

10-3 bar
10-2 bar
10-1 bar

ヘイズなし(Kzz = 107 cm2 s-1)

1 bar
波長 [μm]

図5: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ大気透過スペクトルの渦拡散強度に対する依存性．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

の分子の吸収特徴が顕著になることがわかった．こ密度，すなわち重力加速度が非常に小さい惑星が

れは，渦拡散強度を大きくすると，あるところで，重いくつか 発見された．大 気のスケールハイトは重 力

力的な沈降によるヘイズ粒子の輸送よりも渦拡散に加速度に反比例するため，大気中にヘイズがなけれよる輸送の方が卓越するようになり，ヘイズ粒子がば，このような惑星のスペクトル中の吸収特 徴の大

効率的に大気下層へと運ばれるようになるためであきさは，非常に大きくなると期待される．筆者らは，る．大 野 和正 氏と筆者の論文 [ 16] 中で大 野氏が解一番最初に発見されたスーパーパフであるKepler-

析的に示しているが，ヘイズ粒子の消散係数 ( 密度 )51bを想定し，超低密度，すなわち重力加速度が極が，圧力が大きくなる( 下層に行く)に従って小さくな

端に小さい 場 合に， ヘイズ 粒子 の 分 布とスペクトればなる程，レイリー散乱のスロープの勾配は急に

ル がどのようになるかを調 べた．その 結果， ヘイ

なる．渦拡散係数がある値よりも大きくなり，下層方

ズ粒子の沈降 速 度は重 力加 速 度に比例するため，向への輸送が効率的に行われるようになると，ヘイ

K e p l e r - 51b のような重 力 加 速 度 が 非 常に 小さい

ズ粒子の消散係数 ( 密度 )の勾配がより急になるため

惑 星では，ヘイズ粒子は上 層で，合体成長によりである．そして，大気中に存在するヘイズ粒子の量もかなり大きくなるまで 落 下せ ずに存 在 出来ること減るため，赤外域の分子の吸収特徴も顕著になる．

がわかった．図 6 は，K e p l e r - 51b のヘイズ粒子の一方，渦拡散係数がこの臨界となる値よりも小さい場

分布と，典 型的な重力加速度を持ち，K e p l e r - 51b

合には，図中の緑色の線と紫色の線に示されているとモノマー生 成 率や 温 度 がほぼ 同じ H D 9 76 5 8b

通り，そもそも渦拡散による輸送が効かないため，渦の ヘイズ 粒子 の 分 布を 示 す．H D 9 76 5 8b の 場 合

拡散強度が異なってもスペクトルはほぼ変わらない．

と比べると，極端に重 力加速 度の小さいK e p l e r -

3.4

重力加速度

近年，しばしばスーパーパフとも呼ばれる，超低51b の場 合には， 大 気 上 層でヘイズ粒子が 大きく
成 長していることがわかる．その 結果， 図 7( d ) に示すように，ハッブル宇宙望遠鏡で観測された [ 17 ]

系外惑星
「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島

モノマー生成率 [g cm-3 s-1]nsurf

半径 [μm], 数密度 [cm-3]

nsurf

ssurf
圧力 [bar]nvol

空間質量密度 [g cm-3]

圧力 [bar]

svol

svol

nvol

空間質量密度 [g cm-3]

モノマー生成率 [g cm-3 s-1]

ssurf

71

半径 [μm], 数密度 [cm-3]

図6: 超低重力加速度(圧力10 −6barで42cm/s 2)の惑星Kepler- 51b(左図)と，典型的な重力加速度(圧力10 −6barで1100cm/s 2)を持つ惑
星HD 97658b(右図)を想定したヘイズ粒子の分布の計算結果．各線の説明等については，図2を参照.図はKawashima et al. (2019)[7]を一部改変．

ような，気体分 子の吸収の特 徴がほぼない，広い

一方C/O比については，C/O比を高くする程，モ

波 長 範 囲 で 平 坦なスペクトルとなることが わか っノマー生成率が大きく，そしてスペクトル中の分子のた．このように，重力加速度が小さ過ぎると，ヘイ

吸収特 徴の大きさは小さくなることがわかった．こズ粒子が 落 下しないため吸収特 徴は 小さくなってれは単純に，C/O比を上げると，ヘイズ粒子の前駆しまう．しかし，逆に大きくても，大 気のスケール

物質の混合率が大きくなり，また同時に主な紫外線

ハイトは 重 力 加 速 度に反 比例するため小さくなっ吸収物質であるH 2 OやC Oなどの酸素を含む分子のてしまう．そのため，中程度の重力加速度の際に，混合率が減るため，ヘイズ粒子の前駆物質がより紫

吸収特 徴は一番 大きくなると考えれられる．

外線を吸収出来るためである．

3.5

その他

筆者らは，温 度とC /O比の依存性についても調べた．まず温度については，温度が高くなるほどモノマーの生成率は小さく，そしてスペクトルの吸収

4. 議論
4.1観測への示唆

特 徴は大きくなることがわかった．これは温度が高今 後 10 年 の間には，Ja mes Webb 宇 宙 望 遠 鏡

くなると，炭素を含む主要な分子が C H 4 からC O へ( J W S T ) やA R I E Lなどの宇宙望遠鏡の打ち上げがと変わるため，ヘイズの前駆物質の混合率が小さく計画されており，系外惑星大気の解明が飛躍的に進なるためである．筆者らが発見したこの温度依存性

展すると期待される．観測時間が限られていること

は，報 告されている観測結果の傾向とも整 合的でを考えると，大気の特徴付けを行いやすい，ヘイズ

ある[ 22 - 2 4]．ただし，金属量など，他の惑星のパに覆われている可能性の低いターゲットをまずは観ラメータがこのように見える相関を作り出している

測することが重要となる．前節で述べた様々なパラ可能性もある．

メータに対 するヘイズとスペクトルの依 存性を考慮

72

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

H 2O

10-6 bar
10-5 bar
10-4 bar

ヘイズあり

HCN CHH2O CH4NH3 H2O

4

CO2H2O

10-3 bar
10-2 bar

ヘイズなし

CH4
NH3

(a) GJ 1214b

10-6 barCH4

減光率 [ppm]

10-4 bar

CH4

CH410-3 bar
10-2 bar

ヘイズなし

10-6 bar

NH3(b) GJ 436b

減光率 [Href]

ヘイズあり

10-5 bar

ヘイズあり

10-5 bar
10-4 bar
10-3 bar

ヘイズなし(c) HD 97658b

10-7 bar

ヘイズあり
10-6 bar

H 2O

CO2

CO
H 2O

10-5 barヘイズなし
10-4 bar(d) Kepler-51b

波長 [μm]
図7: (a)GJ 1214b，(b)GJ 436b，(c)HD 97658b，(d)Kepler- 51bの透過スペクトルモデル.上から順に，仮定されているモノマー生成率が小
さい順，
つまり想定される紫外線強度が低い順に並べてある．右縦軸は，大気のスケールハイトH refを単位として減光率を示している．また，
JWSTで達成可能だと期待される25ppmの精度[18]を上回る分子の吸収特徴を，図中に示している．観測された透過スペクトル(a，b，c)と減光率(d)[3，19-21]もプロットしている．図はKawashima et al. (2019)[7]を一部改変．

すると，低紫外線環境下，中程度の重力加速度，高強度の影 響を調べられるような複数 惑星 系の観測

温の惑星が，大気の特性を調べるのに適しているとが重要である．

いえる．

図7は，大気にヘイズがある場合でも検出が可能

一方，系外惑星の大気中に普遍的に存在することな分 子の吸収特 徴を調べるために，大気観測に適が示唆されるヘイズを理解するための観測も非常にした4つの惑星GJ 1214b，GJ 436b，H D 97658b，重要である．大気中の光化学反応を理解する鍵とな

Kepler- 51bについて， 透 過 スペクトルを計 算した

る紫外線 スペクトルが観測されている恒 星まわりの結果である．大 気 組 成は， 太 陽 組 成を仮 定した．

惑星の観測，また軌道長半 径の違いによる紫外線

J W S T で 達 成 可 能 だと期 待され る25ppmの 精 度

系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島73[ 18]を上回る分子の吸収特徴を，図中に示している．

率のようなものを掛け合わせる必要があるが，そのなお，図は上から順に，仮定されているモノマー生

値はわかっていない．

成率が小さい順，つまり想定される紫外線強度が低最近の系外 惑星大気中でのヘイズを想定した実い順に並べている．紫外線強度が低く，減光率が大験 [ 13]によると，実験が行われた100，1000，10000

きい，つまり惑星と主星の半径比が大きいGJ 1214b

倍の太陽組成大気の場合に関して，金属量が多いのような惑星 3 では，たとえ大気中にヘイズがある場

程，ヘイズの生成量は多い結果となっている．3. 2 節

合でも，ヘイズ層の上にある，様々な分子の吸収特で筆者は，100 倍までの太陽組成大気において，金徴 が JWSTで検出可能であると期待される．特に，属量が多い程，モノマー生成率は小さくなることを

3. 3μmのCH 4 の吸収特徴は非常に顕著である．

述べた．これは，前駆物質よりも上層に存在する紫4. 2

外線遮蔽分子の影響であり，チャンバーを使った実有機物ヘイズに関する不定性と実験からの示唆験では取り扱われていない，1次元的な効果によるものである．金属量に依らず同じ量のプラズマが照本 稿では系外 惑星大気中の有機物ヘイズに関す

射され，前駆物質から最終的なヘイズに至るまでのる筆者らの研究を紹介したが，有機物ヘイズに関し

化学反 応が実際に起こっている実 験の結果は，筆ては，前駆物質とその前駆物質からの生成過程，即者らが金属量に依らず100%だと単純化して仮定しちモノマー生成率や，光学特性など，まだ不確かなた，前駆物質の光分解からモノマーに至るまでの生部分が非常に多い．モノマー生成率に関して，筆者

成効率が，金属量が多い程高いことを示唆しているらの最初の研究 [6] では，初期地球のヘイズのモデと考えられる．筆者らの計算と実験の両方の結果がリング [25]で行われているように，タイタンの大気中ある100 倍と1000 倍の太 陽 組 成大気の場合についでのモノマー生成率を基準値として用い，モデル化て比較すると，1000 倍の太陽組成大気の方が，筆する惑星でのライマンα強度でスケーリングした．こ者らの計 算によるモノマー生成率は僅かに大きく，の仮定の方法は，実際にモノマー生成率が観測されまた実験によるヘイズ生成量も多い結果となっていているタイタンを基準として使っている利点がある一る．そのため，100 倍と1000 倍の太陽組成大気に関

4方，紫外線強度の一次でスケーリングしてよいのか ，しては，金属量が多い1000 倍の太陽組成大気の方

また現在の観測の主なターゲットである水素に富むが，モノマー生成率は大きくなると考えられる．一方，大気とは異なる，窒素とメタンから成るタイタン大気

筆者らが，他の紫外線遮蔽分子の影響により，金属を基 準としてよいのか，などの不確定性が残る．そ

量が多くなる程モノマー生成率が小さくなることをの後の筆者らの研究では，本稿で紹介した通り，有発見した100 倍までの太陽組成大気に関しては，1，

機物ヘイズの前駆物質であると考えられているCH 4

10 倍の太陽組成大気についての実 験が行われていとC 2 H 2 ，HC Nの光 分 解 率の 合 計 であると仮 定しないため，わからない．金属量が多い程ヘイズ生成

た．有機物ヘイズの前駆物質がこれらの分子である

量が多いという傾向が引き続き現れるのであれば，ならば，この仮定を採用することで，モノマー生成

その効果の大きさによっては，筆者らが本稿で述べ率の上限値が導けるからである．実際には，このうたものとは真逆の，金属量が多い程モノマー生成率

ちの何割かが最終的なモノマーとなるため，生成効は大きいという結果になる可能性もある．また，同じ
く最近の実 験 結果 [ 12-15]によると，筆者らが仮定

3

実際のGJ 1214bは，図7に示されている通り，標準的なモデルよりも平坦なスペクトルが観測されている．そのため，分子の吸収特徴の大きさは，図中のモデルよりは小さい可能性が高い．
4

実際，紫外線強度を変化させた場合，炭化水素化合物の光分解率は線形よりもわずかに弱い依存性を示していた．また先行研究[25]では，前駆物質から光化学反応により生成された中間物質が，さらに光化学反応によりヘイズとなる場合は紫外線強度の2乗に，
熱化学反応によりヘイズとなる場合は紫外線強度の1乗に比例すると提案されている．

した炭化水素化合物だけでなく，C OやC O 2 ，H 2 O，
CH 2 N H，HCHOなどの分子も前駆物質として寄与する可能 性が指摘されており，さらにヘイズの生成パスは多数あることが示唆されている．系外惑星大
気中のヘイズを理解するには，理論と観測だけでなく，実験も加えた三方向からのアプローチを組み合わせることが非常に重要である．

74

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

5. まとめ会を頂きましたことを感謝 致します．最後に，注意深く原稿を読んで下さり大変有益なご指摘とコメン

近年の観測により，系外惑星大気中においてエアトを頂いた査読者に，お礼申し上げます．本 稿の図ロゾルが普遍的に存在することがわかってきた．本は，A A Sから転載許可を頂き，K awa sh i ma et a l .

稿では，系外惑星大気中のエアロゾル候補の1つで( 2019)および K awa sh i ma & I koma ( 2019)の図をある有機物ヘイズについて紹介した．

改変し掲載させて頂いたものです．

本稿で述べた系外惑星大気の様々なパラメータに対する依存性をまとめると，ヘイズを持つ大気のス
ペクトル中の吸収特徴の大きさは，紫外線強度が低く，渦拡散係数が大きく，温度が高く，C/O比が低
い程，また重力加速度については中程度の際に，大きくなることがわかった．金属量については，ヘイズの影 響を受けやすい短波 長 側では中程 度の時に，

参考文献[1] Mayor，
M. and Queloz, D., 1995，
Nature 378，355.
[2] 福井 暁彦，
成田 憲保，
2014，
日本惑星科学会誌遊星人 23，
38.

ヘイズの影響を受けにくい長波長側では低い程，吸[3] Kreidberg，L. et al.，2014，
Nature 505，69.

収特徴は大きくなることがわかった．

[4] Sing，
D. K. et al.，2016，
Nature 529，59.

系外 惑星大気に普遍的に存在することが示唆さ[5] Zahnle，K. et al.，2016，
ApJ 824，137.

れる有機物ヘイズには，モノマー生成率など，まだ[6] Kawashima，Y. and Ikoma，
M.，
2018，
ApJ 853，
7.

たくさんの不定性がある．系外惑星大気中のヘイズ[7] Kawashima，
Y. et al.，2019，
ApJL 876，L5.

を想定した実験により，ヘイズの前駆物質や前駆物[8] Kawashima，Y. and Ikoma，
M.，
2019，
ApJ 877，

質からの生成パス，光学特性を解明すること，大気中の光化学反応を理解する鍵となる紫外線スペクト
ルが観測されている恒星まわりの惑星や，軌道長半109.
[9] Howe，A. R. and Burrows，
A. S.，
2012，
ApJ 756，176.

径の違いによる紫外線強度の影響を調べられるよう[10] Ehrenreich，D. et al.，2014，
A&A 570，
A89.

な複数惑星系を観測し，ヘイズ生成に対する紫外線[11] Morley，
C. V. et al.，2013，
ApJ 775，33.

強度の影響等を調べることが非常に重要である．理[12] He，
C. et al.，2018，
ApJL 856，
L3.

論と観測，実験を組み合わせたアプローチにより有[13] Hörst，S. M. et al.，2018，
Nature Astronomy 2，

機物ヘイズの理解が進み，数多く存在することがわ

303.

かったエアロゾルに覆われた系外惑星の大気につい[14] He，
C. et al.，2018，
AJ 156，38.

ても，その特徴付けが進むことを期待する．

[15] He，
C. et al.，2019，
ACS Earth and Space謝辞

Chemistry 3，39.
[16] Ohno，
K. and Kawashima，
Y.，
ApJL, in press.
[17] Libby-Roberts，
J. E. et al.，2020，
AJ 159，57.

本稿は，大学院で修士・博士課程に渡りご指導頂[18] Beichman，
C. et al.，2014，
PASP 126，
1134.

いた生 駒大洋先 生と，Reny u Hu 氏との共同研究[19] Knutson，
H. A. et al.，2014，
Nature 505，
66.

の結果をまとめたものです．生駒大洋先生とReny u[20] Knutson，
H. A. et al.，2014，
ApJ 794，155.

Hu 氏に，この場を借りて感謝致します．また，紹介[21] Masuda，
K.，
2014，
ApJ 783，53.

した研究を行うにあたり，成田憲保氏，福井暁彦氏[22] Heng，
K.，
2016，
ApJL 826，
L16.

からは，共同研究等を通じて，観測面に関する大変[23] Stevenson，K. B.，
2016，
ApJL 817，
L16.

有益な助言を頂きましたこと，お礼申し上げます．さ[24] Crossﬁeld，I. J. M. and Kreidberg，
L.，
2017，
AJ

らに，本文中で共同研究の内容を少し紹介させて

154，
261.

頂きました大野和正氏にも，この場を借りて感謝致[25] Trainer，
M. G. et al.，2006，
Proceedings of the

します．また重ねて成田憲 保 氏に，本 稿の執 筆機

National Academy of Science 103，
18035.