HABITABILITY AND CHARACTERIZATION OF EXOPLANETS

Yasunori Hori
Exoplanet Detection Project, Astrobiology Center
Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan
2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokyo 1818588, Japanyasunori.hori@nao.ac.jp(Received: November, 21, 2020 Accepted: December, 9 2020)
Abstract

ら水蒸気プリュームの噴出が観測[1]されたのExoplanet census revealed that Earth-sized planets
are abundant and ubiquitous in the Galaxy.
Upcoming space missions such as JWST and thedevelopment of 30-m class telescopes as well as
the recent discovery of water plumes on Enceladus
and possibly, on Europa have encouraged us tosearch for life beyond Earth; e.g., biosignatures
such as the red edge and biotic gases. In the contextof astronomy, both liquid water on the planetary
surface and greenhouse effects in the atmosphere
are indispensable to the habitability of terrestrialplanets.
Technological advances in exoplanet observations
are capable of exploring atmospheres ofEarth-sized planets outside the Solar System. Here
we review the current status of exoplanet
characterization and our understating of thehabitability of terrestrial planets, including theEarth.

を皮切りに、土星最大の衛星 Titan の表層にエタン・メタン湖の発見[2]、そしてハッブル宇宙望遠鏡の紫外線観測で木星の氷衛星 Europa から水蒸気噴出が検出[3]され、宇宙生命探査の機運は急速な高まりを見せる。
宇宙での生命探査の転換期となったのは 1995
年の太陽系外での惑星(太陽系外惑星：exoplanet／extrasolar planet)発見である[4]。それから 25
年、現在までに 4,000 個を超える太陽系外惑星が発見され（図 1 参照）、宇宙には地球サイズの惑星が普遍的かつ豊富に存在する[5]ことも明らかになってきた（図 2 参照）。今後の 10 年、太陽系外惑星で生命の兆候・痕跡(バイオシグネチャー：biosignature)を探すべく、口径 30m級の超大型望遠鏡（TMT, GMT, E-ELT）の建設や宇宙望遠鏡の打ち上げ(例.ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡：JWST) が続々と予定さ

Keywords:
exoplanet,
extrasolar
planet,atmosphere, habitability, biosignature, astrobiology

れている。まさにいま、私たちは宇宙生物学（アストロバイオロジー：astrobiology）の黎明期に太陽系外惑星の特徴付けと生命居住可能性いる。

堀 安範
アストロバイオロジーセンター
国立天文台 ハワイ観測所〒181-8588 東京都三鷹市大沢 2-21-1
yasunori.hori@nao.ac.jp
1.

はじめに中性水素原子の 21cm 線を利用した電波交信を目指す地球外知的生命探査(SETI)のオズマ計画や探査機バイキングによる火星での生命探査に代表されるように、地球以外に生命が存図 1. これまでに発見された太陽系外惑星の質量と軌道長半径の関係．各色は惑星の発見手法に対応し、1au(1 天文単位)は太陽-地球間の距離（データは NASA
Exoplanet Archive 参照）．

在するか否かは有史以来、人類にとって根源的な問いである。月の地下氷や火星極域での氷冠や地底湖の発見、そして火星大気中でのメタンの存在によって、地球外での生命の有無は連綿と衆目を集める。近年、カッシーニ探査機によって、木星の氷衛星 Enceladus の南極付近かViva Origino 2020, 48, 7© 2020 by SSOEL Japan1

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表面に液体の水が存在可能な領域」として、ハビ タ ブ ル ゾ ー ン （ habitable zone ま た はGoldilocks zone）と呼ばれる[6]。
ハビタブルゾーンの内側境界は暴走温室（runaway greenhouse）状態で定義される。表面に液体の水を保持する惑星では、表面温度の上昇とともに大気中の(飽和)水蒸気量が増加する。
水蒸気量の増加は温室効果を増大し、表面温度の更なる上昇につながる。しかし、水蒸気大気は光学的に不透明になるため、惑星から放射されるエネルギーの上限値（射出限界）[7]が存在する。星からの入射エネルギーが閾値以上にな

図 2. 太陽系の惑星と地球サイズの太陽系外惑
星 の 半 径 と 公 転 周 期 の 関 係 （ デ ー タ は NASAExoplanet Archive 参照）．

ると、熱を捨てきれない惑星は暴走温室状態に突入し、海が完全に蒸発してしまう。また、星からの紫外線照射を受けて、蒸発した水は光解

我々の知る、生命を宿す惑星は地球しかなく、離（H2O+hν→H+OH）し、宇宙空間への水素の太陽系でさえも、地球以外の他の天体での生命散逸も生じる。の有無はいまだベールに包まれる。異なる表層

ハビタブルゾーンの外側境界は H2O 以外の環境や太陽以外の星の周りでどのような生命温室効果ガスの寄与で定義される。例えば、CO2が誕生または存在し得るかは推測の域を出なが相当量存在すれば、星からの入射エネルギーい。地球の初期生命と目される好熱細菌や好塩が減少しても温室効果で惑星の表面温度を氷菌のような古細菌は温泉や海底熱水環境に生点下以上に維持できる。しかし、CO2 量の増加息する事実から、液体の水（海）の存在は地球に伴って、星からの入射光を反射する逆効果もの気候安定化に加えて、生命誕生と密接に関係働くため、毛布効果が期待できる CO2 量にも上した要素の一つであったと想像される（ただし、限が存在する。すなわち、星からの入射エネル

地球の海洋は表面積の約 70 %を占めるが、海ギーがある値より低くなると、温室効果ガスの洋質量は地球質量の約 0.023 %、海の平均的深量に関わらず、惑星表面は氷点下になる。

さに換算するとおよそ 4 km しかない。地球は太陽系外の生命居住可能な惑星探査では、ハ海惑星より陸惑星に近い）。そこで、天文学でビタブルゾーンに存在する惑星候補の発見をは、惑星表面に液体の水が存在することが生命目指すことになる。ただし、「ハビタブルゾー居住可能な惑星（ハビタブル惑星：habitable

ン」の厳密な定義は、惑星の大気組成や水の存

planet or 潜 在 的 ハ ビ タ ブ ル 惑 星 ：在量、さらには自転軸の傾きや軌道要素に強くpotentially-habitable planet）の必要条件に挙げら依存することに留意頂きたい。

れる。次章では、宇宙の生命探査という壮大な挑戦に対する第一歩として、地球と似た環境を3.

有する惑星に着目して、惑星表面に液体の水が地球と生命居住可能性
太陽系では、金星は暴走温室状態、火星は全存在する条件から考察していく。

球凍結状態にあり、ハビタブルゾーンに位置する惑星は地球のみである。しかし、約 46 億年

2.

生命居住可能な惑星間の地球史のなかで、地球は絶えず豊かな海に惑星表面に液体の水が存在する条件は、星か恵まれていたわけではない。原生代に少なくとらの距離が鍵を握る。直感的な理解では、星にも 3 回（原生代初期のヒューロニアン氷河期、近すぎる惑星の表面は高温で水がすべて蒸発原生代後期のスターチアン氷河期とマリノアしてしまい、星から遠すぎると温室効果を担うン氷河期）、地球は赤道付近まで分厚い氷床に気体（例. 二酸化炭素）を以ってしても惑星の覆われた全球凍結状態（雪玉地球あるいはス

表面温度が氷点下に達する状況が想定される。

ノーボール・アース：snowball Earth と呼ばれこの内と外の境界に挟まれた軌道位置を「惑星る）を経験したことが地層中の氷河堆積物や縞2Viva Origino 2020, 48, 7状炭酸塩岩（キャップ・カーボネイト）から判性閃ウラン鉱床(UO2)や黄鉄鉱(FeS)の有無[17]明している[8]。氷殻下に内部海の存在が示唆さも同時期の酸素発生を反映している。24.5 億年

れ、生命探査の有力候補に挙がる土星の氷衛星前の分子化石の存在[18]から(27 億年前のシアEnceladus や木星の氷衛星 Europa は全球凍結期

ノバクテリアの分子化石(2α-メチルホパン)のの地球環境と類似する。生物の多様性に壊滅的検出[19]はその後、誤混入と特定された [20])。

ダメージを及ぼしたと予想される全球凍結は、大酸化イベントは細胞内共生で葉緑体を獲得

火山から供給される CO2 が温室効果で氷床のした藍藻類の酸素発生型光合成生物（シアノバ融解を引き起こすために十分な量を蓄積するクテリア：cyanobacteria）の登場が影響したとまでのおよそ数百万年から数千万年間継続し考えられている。実際、この時代には、有機炭たと推定されている[9]。地球上の生命は海から素中の炭素同位体比(13C1/12C)は同年代の炭酸繁栄し、激動の環境変化を生き延びた事実は太塩炭素の 13C1/12C 比より顕著に低い値を示す、陽系外の極限環境下に存在するかもしれない

すなわち生物の炭素固定の兆候が見られている[21]。その後、現在の水準まで CO2 濃度が低生命の選択肢を与える１つの例証になる。
地球の気候変動と切っても切れない関係に下したのは、海洋での炭酸塩固定およびプレーあるのが太陽である。およそ 40 億年前の太陽トの沈み込み運動が関係している[22]。大気中は内部の核融合反応（水素燃焼）の関係で、いの CO2 濃度が炭素循環で時間とともに減少しまより約 30%暗かったと考えられている。これたことで、窒素と酸素主体の地球が誕生した。

は昔の地球が現在と同一の大気組成を持つ場

したがって、現在の地球上の生命にとっては必合には、全球凍結状態の気候を意味する。しか要不可欠な酸素でも、初期生命の誕生時の地球し、約 42 億年前のジルコン(ZrSiO4)の酸素同位大気は酸素主体ではなかったことになる。酸素1816体比( O/ O)測定から、当時の地球には海洋がの存在しない環境が、惑星に生命が存在しない存在し、温暖な気候が続いていた可能性が高い

結論にはならない。ちなみに、地球大気中の[10] 。 こ の 矛 盾 は 暗 い 太 陽 の パ ラ ド ッ ク ス

CO2 量を平衡値に維持して、地球気候を安定化(Faint young Sun paradox)として知られているさせる機構（ウォーカーフィードバック：[11]。過去の地球気候を温暖化する解決策としWalker feedback と呼ばれる[23]）がある。これて、大気中の NH3 および有機もやの存在や OCSには、大陸の化学的風化作用、溶解した大気中による紫外線遮蔽、CH4 などの温室効果が提案の CO2 の海洋での炭酸塩固定、そしてプレートされている。近年では、若い太陽はコロナ質量運動の 3 つのプロセスが複合的に作用している。

放出が激しく、いまより質量が大きかった可能すなわち、地球の生命居住可能な環境作りには性も提案されている[12]が、いまだ確証は得ら海と陸の存在が重要な役割を果たしている。

れていない。表面地形の痕跡や鉱物から、火星も昔、温暖湿潤な気候で表層に水を保持してい4.

た時期があったと示唆される[13]が、暗い太陽

太陽系外惑星の生命居住可能性
太陽系外惑星の生命居住可能性について、一パラドックス同様に、その原因は未解明である。

歩踏み込んだ議論を行う上で大気組成および酸素の存在が生命の兆候としばしば言われ大気量の理解が鍵となる。太陽からの適度な日る。しかし、地質学的証拠から、過去の地球は射量以外に大気の温室効果によって、現在の地金星や火星と同様に CO2 に富み、還元的(H2, CO,球は約 15℃の平均気温を維持している。温室効

CH4?)な環境だったと言われている。海洋中で果を担う気体として、水蒸気、二酸化炭素そし酸化した鉄イオンが海底に堆積して形成したてメタンは有名であるが、必ずしも地球の大気大規模な縞状鉄鉱床（BIF）が 18 億年以前の地組成が唯一解ではない。例えば、これらの分子質記録に残っていることから、約 25 億年前か以外でも、水素分子同士[24]や水素-窒素分子

ら 20 億年前に最初の酸素濃度の急激な上昇（大[25]の衝突誘起吸収も強い温室効果を発揮する。

酸化イベント：GOE）が起き、現在の酸素濃度

太陽系外惑星の大気推定は、惑星のトランの 1%程度まで増加したとされている[14,15]。

ジット（transit）現象を利用する。トランジッ

さらに、大気中の質量非依存の硫黄同位体異常

トとは、観測者から見て、惑星が星の前を横切[16]や酸化的環境下では不安定で水溶性の砕屑る天体現象である。この時、星からの光は惑星

3

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本体に遮蔽されるが、一部の光は惑星大気を透存在の直接検出に成功した確実な報告例はな過して観測者に届く。この透過光を多波長観測い。地球型惑星形成の最終段階では、天体同士することで、惑星大気中に存在する分子や原子の激しい衝突（巨大衝突：giant impact）が起きの吸収・散乱特性が明らかになる。他には、惑ると考えられている。巨大衝突イベントの副産

星自身の熱放射を利用して、大気成分や雲の有物として、月のような衛星が形成される。太陽無を推定するアプローチもある。

系外でも同様の形成過程を経て、地球型惑星がこれまでに（上層）大気組成の推定に成功し形成されると仮定すれば、衛星の存在は当然、た太陽系外の地球サイズまたは地球より大き期待される。惑星の磁場生成は惑星内部の導伝な惑星（スーパーアース：super-Earth と呼ばれ性流体中の熱輸送（対流）で駆動される（ダイる）は 20 例に満たない。これらの惑星の大部ナモ：dynamo 機構）ため、地球型惑星が完全分は、可視光から近赤外線の波長域での透過光に冷却しきる前であれば、惑星磁場も存在するスペクトルに顕著な吸収特徴が見られなかっはずである。しかしながら、理論的に予想された。このことから、これらの惑星大気は雲や靄る衛星および惑星磁場の存在に対する観測的（もや）に覆われている、あるいは水蒸気大気検証には、もう少し年月を要するだろう。

や金星のように CO2 に富む、平均分子量の高い

これから 5 年、10 年先の観測的進展では、惑大気成分を持つ可能性が高い[26]。ただし、星星の表層環境に対する知見の深化が期待され近傍に位置する太陽系外惑星の場合では、大気る。これには惑星が反射する（星からの）光を中に生成される雲は地球の水蒸気雲や金星の利用する。見る角度によって、水面は光の鏡面硫酸雲とは異なり、KCl（塩化カリウム）や ZnS反射（glint と呼ばれる）を起こす。自転する惑

（硫化亜鉛）といった凝縮温度の高い金属凝縮

星表面に海が存在すれば、反射光スペクトルで物（鉱物）の雲が形成される[27]。また、もや鏡面反射現象が観測される。仮に、地球上の光は、星からの紫外線照射による光化学反応で生合成生物に類似した植物が生息していれば、光成される有機物（炭化水素:アセチレン、エチ合成に利用されない近赤外光の反射（レッドレン、エタンやシアン化水素など)となる[27]。

エッジ：red edge）も見られる。陸や海、植生

いまだ太陽系外惑星の大気組成に対する理解といった惑星の表層環境のマッピングは、口径は乏しい状況にあるが、今後 2021 年打ち上げ

30m 級の超大型望遠鏡時代に実現されるサイ予定のジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を用いエンスとして期待されている。このように、SFた近赤外線観測によって、太陽系近傍の地球型や夢物語ではなく、現実的に実現可能となった惑星（例. TRAPPIST-1[28]）の大気では、（O2

宇宙の生命探査という大航海が始まったいま、や O3、H2O 酸素の検出は困難かもしれないが天文学と生物学の両輪がこれからの舵取りに[29]）CO2 や CH4 の存在を直接検出できるかもは欠かせない。宇宙生物学を対象にした学際的しれないと期待されている[30]。ここで、酸素研究が今まで以上に一層、推進されることを強の検出が必ずしも生命の兆候となり得ないこく願っている。とは前述（初期地球の大気組成の観点）の通りであるが、水の光解離で生成される非生物由来謝辞の酸素による偽検出の可能性があることにも本総説執筆の機会を頂いた癸生川陽子博士

注意が必要である。

（横浜国立大学）に御礼申し上げます。

微に入り細に穿って、生命居住可能な惑星環境を検討すると、水や大気組成以外に、惑星磁場や衛星の存在などを考慮しなければならな

引用文献

い。月の存在は地球の自転軸を木星や土星の重1.

力摂動から守り、気候安定化に貢献している。
惑星の固有磁場は銀河宇宙線や星からの高エネルギー粒子（恒星風：太陽の場合は太陽風と2.

呼ぶ）の大気貫入に対する防護壁の役割をする。
3.

残念ながら、太陽系外惑星の磁場および衛星の4

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