系外惑星の「素顔」を知る方法：質量、半径、大気を読み解く観測技術
宇宙には、私たちの太陽系以外にも数千個もの惑星が見つかっています。これらの「系外惑星」は、大きさも重さも環境も多種多様で、そのバラエティの豊かさは私たちの想像をはるかに超えるものです。では、遠く離れた宇宙空間にある、点としてしか見えないような系外惑星について、私たちはどうやってその「素顔」を知ることができるのでしょうか。
この記事では、系外惑星の最も基本的な性質である「質量」、「半径」、そして「大気」をどのようにして調べ、そこからどのような情報が得られるのかを、いくつかの主要な観測技術とともにご紹介します。
なぜ系外惑星の性質を知ることが重要なのか？
系外惑星の質量や半径、大気などの性質を知ることは、その惑星がどのような種類の天体なのか（岩石でできているのか、ガスの塊なのかなど）、どのように誕生し進化してきたのか、そして生命が存在しうる環境を持っているのかどうかを理解するために不可欠です。
例えば、同じ半径の惑星でも、質量が大きければ岩石や金属など密度の高い物質でできている可能性が高く、質量が小さければ水やガスの割合が多い可能性があります。大気の成分を調べれば、惑星の表面温度や気圧、さらには生命活動の兆候である「バイオシグネチャー」の可能性を探る手がかりが得られます。
それでは、これらの重要な情報を得るための観測技術を見ていきましょう。
質量を測る：ドップラー分光法（視線速度法）
系外惑星の質量を推定する最も一般的な方法の一つに、「ドップラー分光法」があります。これは、惑星が主星（恒星）の周りを公転する際に、惑星の重力が主星にもわずかな影響を与え、主星が揺れ動く現象を利用するものです。
惑星は主星の周りを回りますが、実際には惑星と主星は共通の重心の周りを回っています。惑星の質量が大きいほど、主星を揺らす力も大きくなります。主星が揺れ動くことで、地球から見た主星が私たちに近づいたり遠ざかったりする動き（視線速度の変化）が生じます。
この主星の視線速度の変化は、「ドップラー効果」によって観測できます。ドップラー効果とは、光や音が、発生源が観測者に近づくときは波長が短く（光の場合は青っぽく）、遠ざかるときは波長が長く（光の場合は赤っぽく）見える現象です。主星から届く光のスペクトル線（特定の波長で光が強く出たり吸収されたりするパターン）を精密に観測し、その波長が時間とともにどのようにずれるかを測定することで、主星の視線速度の変化、ひいては惑星の質量を推定することができます。（図1：ドップラー効果によるスペクトル線のずれの概念図）
この方法は、特に主星の近くを公転する質量の大きな惑星（ホットジュピターなど）の検出や質量測定に威力を発揮します。
半径を測る：トランジット法
系外惑星の半径を測定するのに広く使われているのが、「トランジット法」です。これは、惑星が私たちの視点から見て主星の手前を横切る際に、主星の光の一部を隠し、主星の明るさが一時的に低下する現象（トランジット）を観測する方法です。
トランジットの際に主星の明るさがどれだけ暗くなるかは、主星の面積に対して惑星が隠す面積の割合によって決まります。主星のサイズが分かっていれば、光度低下率から惑星の面積、つまり半径を計算することができます。（図2：トランジット時の光度曲線の例）
この方法は、惑星が主星の手前を横切る「軌道傾斜角」を持つ系外惑星系で有効です。トランジット法は、ケプラー宇宙望遠鏡やTESS宇宙望遠鏡のような、多くの星を継続的に観測できるミッションで非常に多くの系外惑星を発見し、その半径を決定してきました。
質量と半径からわかること：密度と内部構造
ドップラー分光法で質量を、トランジット法で半径を測定できた系外惑星については、その二つの値から「密度」を計算することができます。（密度 ＝ 質量 ÷ 体積）
惑星の密度は、その惑星がどのような物質でできているかを知るための重要な手がかりとなります。例えば、地球の密度は約5.5 g/cm³で岩石惑星の典型的な値です。一方、木星のようなガス惑星の密度は約1.3 g/cm³と低くなります。系外惑星の密度を太陽系惑星の値と比較することで、その惑星が地球のような岩石惑星なのか、海王星のような氷惑星なのか、木星のようなガス惑星なのか、あるいは全く異なる組成を持つのかといった推測が可能になります。密度の推定は、系外惑星の内部構造や組成を理解する上で非常に役立ちます。
大気を探る：トランジット分光法と直接撮像分光法
系外惑星がどのような大気を持っているかを知ることは、その環境や、潜在的な生命の兆候を探る上で非常に重要です。大気を調べる方法としては、「トランジット分光法」や「直接撮像による分光法」などがあります。
- トランジット分光法: 惑星が主星の手前を通過する際、主星の光の一部は惑星の大気を透過します。大気中の特定の分子は、特定の波長の光を吸収したり散乱したりします。この現象を利用し、トランジット中の主星からの光を波長ごとに詳細に分析することで、大気中にどのような成分が含まれているか（例：水蒸気、メタン、二酸化炭素など）を調べることができます。惑星の端を通過する光が、大気の成分によって「フィルタリング」されるイメージです。（図3：トランジット分光法の概念図）
- 直接撮像分光法: 光を遮る装置（コロナグラフなど）を使って主星の光を隠し、惑星そのものの光を直接捉えることができた場合、その惑星からの光を分光器で分析することで、大気や表面の組成、温度などを調べることが可能です。これは非常に難易度の高い観測ですが、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のような高性能な望遠鏡によって進められています。
これらの方法によって、系外惑星の大気に雲が存在するか、どのような温度構造を持っているか、そして生命活動に関連する可能性のある分子（バイオシグネチャー候補分子）が含まれているかといった情報を得ることができます。
まとめ：多様な観測技術で紐解く系外惑星の謎
系外惑星の「素顔」を知るためには、一つの観測技術だけでは十分ではありません。ドップラー分光法で質量を、トランジット法で半径を測り、密度を計算してその成り立ちに迫る。さらに、トランジット分光法や直接撮像法で大気を分析し、その環境や生命の可能性を探る。このように、様々な観測技術を組み合わせ、多角的な視点から得られた情報を統合することで、遠い宇宙に存在する系外惑星たちの多様な姿が少しずつ明らかになってきているのです。
これらの観測は、惑星がどのように生まれ、どのような環境を持つに至るのかという、宇宙における惑星の普遍的な理解を深めることに繋がります。そして、いつか私たち人類が探求する「第二の地球」や、地球外生命の発見へと繋がる重要な一歩となるのです。今後の観測技術のさらなる発展によって、私たちはこれまで想像もできなかったような、より詳細で驚くべき系外惑星の世界を知ることになるでしょう。