系外惑星の質量と半径：その数値が語る惑星の正体
系外惑星の「正体」を知る鍵：質量と半径
遠い宇宙に見つかる系外惑星。その多様な姿を知る上で、最も基本的ながら極めて重要な情報が「質量」と「半径」です。惑星がどれくらいの「かさ」（大きさ）を持ち、どれくらい「おもさ」（質量）があるのか。この二つの数値が分かると、その惑星がどんな物質でできているのか、つまり岩石の惑星なのか、それともガスの惑星なのかといった「正体」が見えてきます。
この記事では、なぜ系外惑星の質量と半径がそれほど重要なのか、そして私たち研究者がどのようにして遠く離れた惑星の質量と半径を測っているのか、さらにその数値が何を教えてくれるのかについて、分かりやすく解説します。
惑星の「かさ」と「おもさ」：半径と質量とは
改めて、惑星の半径とは、中心から表面までの距離、つまりその惑星の「大きさ」を示します。一方、質量とは、その惑星がどれだけの物質でできているか、つまり「重さ」を示します（正確には重力によって生じる力ではなく、物質の量そのものです）。
この二つの数値が分かると、その惑星の「詰まり具合」を示す密度を計算することができます。密度は「質量÷体積」で求められ、体積は半径から計算できます。例えば、同じ大きさでも質量が大きければ密度が高く、同じ質量でも大きければ密度が低いということになります。この密度が、惑星が主に岩石でできているのか、ガスでできているのか、あるいは氷を多く含んでいるのかなどを判断する上で非常に重要な手がかりとなるのです。
どうやって測る？ 観測方法の組み合わせ
遠い系外惑星の質量や半径を直接定規や体重計で測ることはできません。私たちは、惑星が主星（恒星）に与える影響や、主星からの光の変化を観測することで、これらの値を間接的に求めています。特に、質量と半径を知るためには、主に二つの観測方法が組み合わせて使われます。
半径の測定：トランジット法
多くの系外惑星の半径は、トランジット法という方法で測られます。これは、惑星が私たちの視点から見て主星の手前を通過する際に、主星からの光がわずかに遮られる現象を利用します。
（図解イメージ：トランジットの模式図と、主星の明るさが周期的に暗くなる光度曲線）
主星の明るさがどれだけ暗くなったか、そしてその主星の大きさが分かっていれば、惑星が遮った光の割合から惑星の半径を計算することができます。この方法で多くの系外惑星が発見され、同時にその半径が測定されてきました。
質量の測定：ドップラー分光法（視線速度法）
一方、惑星の質量を知るために主に用いられるのがドップラー分光法、または視線速度法と呼ばれる方法です。惑星は主星の周りを回っていますが、実は主星も惑星の重力によってわずかに揺さぶられています。この揺れによって、主星が私たちに近づいたり遠ざかったりする運動（視線速度）が生じます。
（図解イメージ：主星が惑星の重力で揺れる様子と、光のスペクトルが青方偏移/赤方偏移する様子）
主星が近づくときは、主星からの光の波長が短く（青っぽく）見え、遠ざかる時は波長が長く（赤っぽく）見えます。これはドップラー効果として知られる現象です。この波長の変化（スペクトルのずれ）を精密に観測することで、主星の揺れの速度を知ることができ、そこから惑星の質量を計算できるのです。
トランジット法で半径が分かった惑星の質量を、ドップラー分光法で測ることで、その惑星の質量と半径の両方の情報を得ることができます。どちらか一方だけでは分からない、惑星のより詳細な姿が見えてくるのです。
質量と半径が語る惑星の正体：密度と質量-半径関係
質量と半径、そしてそれらから計算される密度は、系外惑星がどのようなタイプの惑星であるかを示す強力な手がかりとなります。
密度：物質の詰まり具合でタイプを見分ける
例えば、地球の平均密度は約5.5 g/cm³です。これは岩石や鉄のような重い物質でできていることを示しています。一方、木星の平均密度は約1.3 g/cm³と、水の密度（1 g/cm³）に近い低い値です。これは、木星が主に水素やヘリウムといった軽いガスでできていることを示唆しています。
系外惑星の密度を計算し、地球や木星などの太陽系惑星と比較することで、その惑星が岩石惑星に近いのか、それともガス惑星に近いのか、大まかな分類が可能になります。
質量-半径関係：系外惑星の「タイプ分けマップ」
これまでに観測された多数の系外惑星について、質量と半径をグラフにプロットしてみると、面白い傾向が見えてきます。
（図解イメージ：質量を横軸、半径を縦軸にしたプロット図。地球型惑星の理論曲線、ミニネプチューン/スーパーアースの領域、ガス惑星の理論曲線を描き分ける）
- 地球型惑星の領域: 地球や金星のように、比較的質量が小さい領域では、質量が増えるにつれて半径も増えますが、内部の物質が重力で圧縮されるため、半径の増加率は質量ほど大きくありません。
- ガス惑星の領域: 木星や土星のように、質量が非常に大きい領域では、半径も大きくなりますが、さらに質量が増えると、自分自身の重力で強く圧縮されるため、かえって半径があまり増えなくなったり、わずかに小さくなったりすることもあります。
- ミニネプチューン/スーパーアースの領域: 太陽系には存在しない、地球と海王星の中間くらいの質量や半径を持つ系外惑星が多数見つかっています。質量-半径関係のプロットでは、これらの惑星が岩石質の核の上に、水や氷の層、あるいは比較的厚い水素・ヘリウム大気を持つ場合に予想される半径の範囲に分布していることが分かります。この領域の惑星は、一口に「スーパーアース」と呼ばれても、その実体は多様であることが示唆されています。
この質量-半径関係の図は、まるで系外惑星の「タイプ分けマップ」のようです。ある系外惑星の質量と半径を測定し、この図にプロットすることで、その惑星がどのタイプの惑星に近いのか、あるいは既知のモデルから外れる「奇妙な惑星」なのかを視覚的に理解することができます。
また、質量と半径だけでなく、主星の光が大気を透過する際に生じるスペクトルを解析するなどの方法で大気の成分が分かれば、さらに詳しい内部構造（岩石の核の大きさ、水の層の厚さ、大気の組成や質量比など）を理論的なモデル計算によって推定することも可能になります。
なぜ質量と半径の研究は重要なのか？
系外惑星の質量と半径を測定し、その関係を調べる研究は、単に惑星のサイズや重さを知るだけでなく、宇宙における惑星という存在への理解を深める上で、そして人類の根源的な疑問に迫る上で、極めて重要な意味を持っています。
- 惑星の多様性の理解: 質量-半径関係の研究は、太陽系惑星が宇宙に存在する惑星の全てではないことを明確に示しました。特にミニネプチューンやスーパーアースのような、太陽系にはないタイプの惑星が多数存在することを明らかにし、惑星の多様性に関する理解を大きく進めました。
- 惑星形成・進化理論の検証: 観測される質量-半径関係のパターンは、惑星がどのようにして生まれ、主星からの距離や時間の経過とともにどのように進化していくのか、という理論を検証するための貴重なデータとなります。なぜ特定の質量や半径を持つ惑星が多く存在するのか、なぜ理論から外れる惑星が現れるのかを探ることは、惑星系全体の成り立ちを知る上で不可欠です。
- 「第二の地球」探しの重要な指標: ハビタブルゾーン（生命が生存可能な温度で液体の水が存在しうる領域）内に見つかった惑星が、本当に生命が居住可能な「地球のような岩石惑星」なのかを判断するには、その質量と半径、そして密度が決定的に重要です。質量が大きすぎると、厚いガス大気をまとってしまい、表面に液体の水が存在できない可能性があります。質量-半径関係は、ハビタブルゾーン内の惑星が岩石質である可能性を評価するための主要なツールです。
- 生命探査のターゲット選定: 将来的に、より高性能な望遠鏡（例えばジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のような）で系外惑星の大気を観測し、生命の存在を示す手がかり（バイオシグネチャー）を探す研究が進められます。その際、どの惑星を優先的に観測すべきか、質量と半径から得られる情報（岩石惑星である可能性、大気の厚さなど）は、効率的なターゲット選定に不可欠となります。
まとめ
系外惑星の質量と半径は、単なる大きさや重さを示す数値ではありません。これら二つの基本的な物理量を測定し、組み合わせることで、その惑星が岩石でできているのか、ガスでできているのかといった「正体」を知る手がかりが得られます。
トランジット法で半径を、ドップラー分光法で質量を測定し、得られたデータを質量-半径関係の図にプロットすることで、系外惑星の多様なタイプが明らかになり、太陽系外にはミニネプチューンやスーパーアースといった、太陽系にはない惑星が多数存在することが分かってきました。
質量と半径の研究は、惑星の多様性の理解や惑星形成論の検証に貢献するだけでなく、「第二の地球」探しや将来的な生命探査のターゲットを絞り込む上でも、非常に重要な役割を果たしています。今後も観測技術の進化により、より多くの系外惑星の質量と半径が精密に測定され、その知られざる姿がさらに明らかになっていくことが期待されます。