太陽系外プラネット図鑑

系外惑星の光を解析：温度や大気を探る観測方法

宇宙には、太陽系以外の恒星の周りを公転する「系外惑星」が数多く見つかっています。現在では5000個を超える系外惑星が確認されており、その多様な姿が明らかになりつつあります。これらの惑星は遠く離れているため、表面を直接見ることはほとんどできませんが、惑星自身が放つ光や、主星の光を反射・透過した光を分析することで、その素顔に迫ることができます。

この記事では、系外惑星がどのような光を出し、また主星の光とどう関わるのか、そしてその光を分析することで、惑星の温度や大気組成といった重要な情報をどのように知ることができるのかを、初心者の方にも分かりやすく解説します。

なぜ系外惑星の光を調べるのか？

系外惑星は自ら光を出す恒星と比べて非常に暗く、直接観測することは困難です。しかし、光は電磁波の一種であり、単に明るさだけでなく、どのような波長の光が含まれているか（スペクトル）や、時間の経過とともにどう変化するかなど、様々な情報を含んでいます。

系外惑星が放つ光や、主星の光との相互作用から生じる信号を精密に観測・分析することで、私たちは以下のような惑星の基本的な特徴を知ることができます。

• 温度: 惑星がどのくらいの温度を持っているか。
• 大気組成: どのような種類のガス（水蒸気、メタン、二酸化炭素など）が大気に含まれているか。
• アルベド: 惑星表面や大気がどのくらい主星の光を反射するか（明るさ）。

これらの情報は、その惑星がどのような環境にあるのか、そして生命が存在しうる環境なのかを探る上で非常に重要になります。

惑星が放つ光、反射する光

系外惑星が観測される光には、主に以下の二種類があります。

1. 惑星自身が放つ光（熱放射）： 温度を持つ物体は、その温度に応じた電磁波（光）を放出します。惑星も例外ではありません。特に、形成されて間もない若い惑星や、主星に非常に近い高温の惑星は、比較的強い赤外線を放出します。この赤外線の強度や、どの波長で強い光を出しているかを調べることで、惑星の表面や大気の温度を推定することができます。これは、人間の体温が赤外線カメラで検出できるのと同じ原理です。 （図1：温度と放射される光の波長・強度の関係のイメージ図）

2. 主星の光を反射した光： 地球の月や太陽系惑星が太陽の光を反射して輝くように、系外惑星も主星の光を反射しています。可視光で観測される多くの系外惑星の光は、この反射光です。反射光の強さは、惑星の大きさ、主星からの距離、そして惑星の「アルベド」（反射率）に依存します。アルベドは、惑星の表面の状態（岩石、氷、雲など）や大気の組成・構造によって変化するため、反射光を分析することは惑星の表面・大気に関する情報につながります。

トランジットと光の変化：二次食観測と透過スペクトル

系外惑星の光を分析する上で、最も有力な手段の一つが「トランジット」と呼ばれる現象を利用した観測です。トランジットとは、惑星が地球から見て主星の手前を横切る際に、主星の光の一部を隠す現象のことです。（トランジット法については、関連の記事で詳しく解説しています。）

トランジットの際には、主星の明るさがわずかに暗くなりますが、実はこの時、さらに詳しい情報を得るための別の観測が可能です。

• 二次食（Secondary Eclipse）： トランジットで惑星が主星の手前を通過する「一次食」の後、惑星が主星の向こう側に隠れる現象を「二次食」と呼びます。（図2：一次食と二次食の模式図） 二次食の直前までは、望遠鏡には「主星からの光」と「惑星自身が放つ光や反射光」の両方が届いています。しかし、二次食で惑星が主星に隠されると、「惑星からの光」だけが遮られ、主星からの光だけが届く状態になります。この時の明るさの変化を観測することで、「惑星自身が放つ光や反射光」の量を正確に測定できます。 特に赤外線領域での二次食観測は、惑星が放つ熱放射の量を測ることで、惑星の温度を非常に高い精度で決定するのに役立ちます。また、可視光での二次食観測は、惑星の反射光の量を測ることで、アルベドを推定する手がかりになります。

• 透過スペクトル（Transmission Spectrum）： トランジット中、惑星が主星の円盤を完全に覆い隠すわけではなく、惑星の縁の部分を通過する際には、主星の光が惑星の持つ大気を通過して地球に届きます。（図3：トランジット中の透過光の模式図） 大気を通過する際、大気に含まれるガスは特定の波長の光を吸収する性質があります。たとえば、水蒸気は特定の赤外線を強く吸収します。主星の光を様々な波長（色）に分けて（これを「分光」といいます）、惑星がトランジットしている最中とそうでない時で、それぞれの波長での光の減り方を比較することで、大気による吸収パターン（透過スペクトル）を得ることができます。 この透過スペクトルを分析することで、惑星の大気にどのような分子（水蒸気、メタン、ナトリウム、カリウムなど）が含まれているかを特定できます。これは、系外惑星の大気組成を知るための最も強力な方法の一つです。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、この透過スペクトル観測において、これまでになかった詳細な情報をもたらし、多くの系外惑星の大気の理解を深めています。

直接撮像による光の観測

ごく一部の系外惑星、特に主星から十分に離れており、かつ比較的若くて熱を持った巨大な惑星は、望遠鏡で直接その光を捉える「直接撮像」という方法で見つかっています。

直接撮像では、主星の非常に強い光を特殊な装置（コロナグラフなど）で遮蔽し、その周りにある暗い惑星からの光を検出します。直接撮像で捉えられる光は、主に惑星自身が放つ赤外線です。この光の明るさやスペクトルを分析することで、惑星の温度や、場合によっては大気組成のヒントも得られます。

また、技術の進歩により、主星の光を反射した可視光での直接撮像も少しずつ可能になってきています。もし反射光のスペクトルを詳細に観測できれば、惑星表面や大気の反射率、さらには表面の色などに関する貴重な情報が得られる可能性があります。

光からわかること、そしてその先へ

系外惑星が放つ光や、主星の光との相互作用から得られる情報（温度、大気組成、アルベドなど）は、その惑星がどのような世界なのかを具体的に描き出すための重要な手がかりです。

• 温度: 惑星の温度は、液体の水が存在しうるか（ハビタブルゾーンかどうか）を判断する上で不可欠です。また、大気の循環や雲の形成にも大きく影響します。
• 大気組成: 大気に含まれるガスの種類は、惑星の化学的な環境を示します。たとえば、水蒸気や二酸化炭素は温室効果ガスであり、惑星の温度に影響します。また、生命活動によって生成される可能性のある特定のガス（バイオシグネチャー）の検出は、生命探査の重要な目標の一つです。（バイオシグネチャーについては、関連の記事で詳しく解説しています。）
• アルベド: アルベドが高い（よく反射する）場合、惑星が厚い雲に覆われている、あるいは表面が氷や雪に覆われている可能性が考えられます。逆にアルベドが低い（あまり反射しない）場合は、岩石や液体の海、あるいは特定の組成を持つ大気の存在が示唆されます。

これらの情報から、私たちは単なる点としてしか見えない系外惑星について、「おそらく数百度もある灼熱のガス惑星だろう」「水蒸気とメタンに富んだ大気を持つ、比較的穏やかな気候の惑星かもしれない」といった具体的なイメージを構築していきます。

まとめ

系外惑星の観測は、遠く離れた小さな光の点、あるいは主星の光のわずかな変化を捉えることから始まります。しかし、その光には、惑星の温度、大気組成、反射率といった、その惑星の物理的・化学的な状態を知るための膨大な情報が隠されています。

特に、トランジット中の二次食観測による温度の推定や、透過スペクトルによる大気組成の特定は、系外惑星研究、特に生命が存在しうる惑星を探る「アストロバイオロジー」において中心的な役割を果たしています。直接撮像による観測も、特に巨大惑星の物理的性質を探る上で重要性を増しています。

これらの光の分析技術は、高性能な地上望遠鏡や宇宙望遠鏡（ハッブル宇宙望遠鏡、ケプラー宇宙望遠鏡、TESS、そしてジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡など）の発展によって、目覚ましい進歩を遂げてきました。

これからも、より感度の高い観測装置が登場することで、さらに多くの系外惑星について、その光の性質を詳細に調べることが可能になるでしょう。惑星の光を読み解くことは、宇宙に存在する多様な世界への理解を深め、そして私たちが探し求める「第二の地球」や「宇宙生命の痕跡」に一歩ずつ近づくための鍵なのです。