1 惑星の誕生

ハッブル望遠鏡を用いてオリオン大星雲中に観測された様々な原始惑星系円盤。(NASA/ESA and L. Ricci (ESO))

すばる望遠鏡系外惑星探査プロジェクトSEEDSによる観測

ESO VLT により撮影された原始惑星系円盤の画像(ESO)

ESO VLT により撮影された原始惑星系円盤の画像(ESO)

電波干渉計ALMAにより撮影された原始惑星系円盤画像。HL Tau (ALMA Partnership 2015)

電波干渉計ALMAにより撮影された原始惑星系円盤画像。TW Hya (Andrews et al., 2016)

電波干渉計ALMAにより撮影された原始惑星系円盤画像。HD97048 (van der Plas et al., 2017)

電波干渉計ALMAにより撮影された原始惑星系円盤画像。Andrews et al. (2018)

原始惑星系円盤の可視光(Hubble)、赤外線(Herschel)、電波(ALMA)による観測の比較(SERGE BRUNIER)。各波長の観測の比較から円盤内の密度と温度分布を推測することが出来、円盤内での惑星形成のモデル構築に重要な情報が得られる。

前の章で、新たに生まれる星の周囲に、惑星系を作る元となる原始惑星系円盤が形成されることを見た。 原始惑星系円盤は、当初直接その姿が観測された訳ではなく、若い星に付随する温かい星間物質として星のスペクトル上に観測され、そこからその姿が推測された。 その後先ずはハッブル望遠鏡によりオリオン大星雲を観測した際に、明るい星雲を背景とした「影」として観測され、後に地上の大望遠鏡を用いてその姿が直接撮影されるに至った(下図、右図)。 最近では、電波干渉計による観測から、星周円盤を構成する低温の星間物質の高分解能直接観測が実現している(右図)。

ESO/ NASA, ESA, M. Robberto ( Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

すなわち、生まれたばかりの若い星 (原始星; proto-stars) の周囲に星周円盤が存在することは確実である。 これを原始惑星系円盤 (proto-planetary disks; proplyds) と呼ぶ。 この中からどの様にして惑星が誕生するのかについて、現在盛んに研究が行われている。

2 太陽系の各惑星の特徴

計算基礎科学連携拠点

惑星の形成過程を理解するために、まずは最も身近である太陽系の各惑星の特徴を良く観察することが重要である。 各惑星の重さや大きさなどの数値を表に示す。

ここから、太陽系内の各惑星は大きく3つのグループに分けることが出来、各々以下の特徴を持つことが分かる。

• 水星、金星、地星、火星：密度が高い。主に岩石や鉄。岩石惑星
• 木星、土星：質量大、(自己重力による圧縮にもかかわらず)密度小。質量の\(70 \sim 80 \%\) は水素とヘリウムのガス、残りは氷と岩石。ガス惑星
• 天王星、海王星：表面はガスに覆われる。密度は地球と土星の中間。ガスは質量の \(\sim 10 \%\) 。内部の大半は氷と岩石。氷惑星

惑星系の形成理論は、これらのグループの持つ特徴を説明出来る必要がある。

3 太陽系の形成理論

林忠四郎 (1920–2010; 中野武宣氏の発表資料より引用)

原始惑星系円盤内での惑星形成の大まかな描像。(SEEDSホームページより)

古典的標準モデルに基づく惑星形成の詳細。(理科年表)

太陽系の惑星形成モデルは、1970年代〜1980年代に、林忠四郎氏を中心とした京都大学の研究グループにより基本的なシナリオが構築された。 このモデルは原始惑星系円盤からの惑星系形成を想定し、太陽系に見られる岩石惑星・ガス惑星・氷惑星の三種の惑星の分布や性質の差異をきれいに説明している。 このためこのモデルは21世紀初頭までは事実上の標準モデルであった。 最近はこのモデルに合わない系外惑星が多く発見される様になり、モデルに修正が求められている。 (この内容は後述する。) このため現在はこのモデルは「古典的標準モデル」と呼ばれる。

古典的標準モデルでは、惑星の形成が以下の順に進むと考える。

0. 星を生み出す濃いガスの塊である星形成コアの内部に、太陽質量程度の星(原始星)が形成される。
1. 原始星周囲に\(\sim 1/100 \mathrm{M}_{\odot}\)の重さの原始惑星系円盤が形成される。(星形成コアの中で原始惑星系円盤に取り込まれるガスの割合は少ない。)
2. 円盤内で“ダスト”(\(\mu \mathrm{m}\)サイズの固体微粒子)の凝集が進む。この時“雪線”より内側の微粒子は鉄やケイ酸塩(ケイ素、酸素、マグネシウム)から成り、一方“雪線”の外側の微粒子は氷(水の氷)が主成分となる。ここで雪線 (snow line)とは、太陽からの輻射により塵表面の氷が昇華する境界を指す(右図参照)。
3. サイズの大きな個体微粒子は、円盤の上下よりも赤道面に多く溜まる(赤道面へと沈殿する)。固体微粒子の集まった赤道面では、互いの重力によるkmサイズの微惑星が形成される。形成にかかる時間はおよそ約100万年である。
4. 出来た微惑星は重力(引力)により周囲の個体微粒子を引き寄せ、更に成長する。大きな微惑星ほど強い重力により周囲の物質を暴走的に集めて成長出来る。自分が中心星の周囲を公転する軌道上の“feeding zone”内の固体微粒子を集積する。feeding zone 内の全質量を“孤立質量”と呼ぶ。“孤立質量”を集めた原始惑星が形成される。

惑星系形成の進む原始惑星系円盤の想像図。(NASA/JPL-Caltech)

cf. 水星質量 0.06 M\(_{\oplus}\)、火星質量 0.11 M\(_{\oplus}\)

5. 原始惑星は互いに衝突・合体し、更に成長する。この時雪線より内側では、岩石、鉄を主成分とする原始惑星の衝突・合体により、小型の地球型惑星形成が形成される。一方雪線よりも外側では原始惑星に氷も含まれるため、より大きな固体惑星が形成される。
6. 原始惑星の質量が\(\geq 5 \sim 10 \mathrm{M}_{\oplus}\)に達すると、周囲の円盤ガスを取り込んで加速度的に成長する。この様にして木星・土星の様な巨大ガス惑星が形成される。惑星系形成開始後、ここまでで約1千万年が必要とされる。
7. 原始星誕生・惑星系形成開始後数百万年で、原始惑星系円盤は消失を始める。これはこの頃までに星形成コアからのガスの流入が止まることと、原始星からの輻射により円盤のガスが吹き払われることによる。原始惑星系円盤は中心の原始星に近いほど早く回転し、外側ほど遅く回転する。そのため原始惑星の合体・成長は内側の原始惑星ほど早く、外側ほど遅い。その合体・成長のタイムスケールは \(\propto (運動速度 \times 円盤密度) = (軌道長半径)^3\)である。このため太陽系外縁の原始惑星は合体・成長が遅く、惑星形成前にガス円盤が消失してしまう。そのためガスを大量には伴わない氷惑星が形成される。ここまでで約1000万年 \(\sim\) 10億年が必要と考えられる。

惑星系は原始惑星系円盤から形成される。原始惑星系円盤は円運動をするガス円盤のため、そこからから形成される惑星の軌道はほぼ一つの面上を同一方向に周回する円軌道となる。

以上が古典的標準モデルの内容である。 これらのは我々の太陽系の各惑星の特徴を非常に良く説明する。

その一方で、古典的標準モデルには以下の問題点も存在する。

1. メートルの壁

   原始惑星系円盤中のガスは、中心星の周囲をケプラーの法則により予想される速度よりも遅い速度で周回している。これはガスがお互いに圧力で支え合うことにより、中心星からの引力に抗う力を遠心力以外にも持つためである。サイズの小さい固体微粒子も、空気中を漂うチリの様にガスと共に運動するため、やはりケプラー運動よりも遅い速度で運動している。しかし固体微粒子同士が合体し、サイズが10cm \(\sim\) 1m程度の微惑星になると、ガス中を“漂う”ことが出来なくなり、ケプラーの法則の通りに中心星の周囲を運動する様になる。この時運動速度はガスよりも常に早いため、運動中は常に“向かい風”を受けることとなる。そのため運動にブレーキがかかり、微惑星は中心星に急激に落下してしまう。1mを超えるサイズにまで成長すれば、十分重たくなった微惑星はガスの抗力の影響を受けずに運動を続けることが出来る。しかし運動落下にかかる時間は、中心星からの距離 1 au のメートルサイズの微惑星の場合、100年ほどでしかない。この間に1mを超えるサイズにまで成長出来なければ、微惑星の合体により惑星を形成することが出来ない。

2. 惑星落下問題

   微惑星がより大きなサイズに成長し、惑星クラスのサイズとなると、今度は自身の重力により周りのガス円盤をかき乱し始める。その結果、ガスからの反作用により、惑星の運動に再びブレーキが掛けられることとなる。その結果、ガス円盤中の惑星は中心星に落下してしまう。 その落下速度は惑星の質量に比例し、重たい惑星ほど早く落下する。 \(1~\mathrm{M}_{\oplus} ~@~1~\mathrm{au}\)の惑星であれば、10万年で中心星に落下する。 一方火星サイズのやや小さな微惑星は落ちるのに100万年程度かかるが、少なくともその軌道は大きく移動こととなる。 但し地球・火星といった岩石惑星は、雪線よりも内側に存在しガス円盤が消失するのが早いため、落下するよりも周囲のガスが消失する方が早く、惑星は落下せずに済む可能性はある。 一方で木星・土星のガス惑星はガス円盤が存在する間に成長するので、確実に中心星に落下することとなる。 中心星からの距離5auの木星サイズの惑星は、10万年で中心星へと落下する。

ガス円盤中の惑星落下のシミュレーション(PABLO BENÍTEZ LLAMBAY)

3. 水星・火星形成問題

   数値シミュレーションによれば、岩石惑星は内側ほど小さく、外側ほど大きくなる。 すなわち火星付近には地球より大きなサイズの惑星が出来てしまう。 また水星より内側にも多数の微惑星が出来ると予想される。

4. 惑星形成の時間スケール

   木星の形成には1千万年以上かかり、より外側の惑星ほど形成にかかる時間は更に長くなる。 天王星や海王星は形成にかかる時間が計算上現在の太陽系の年齢を越えてしまい、外惑星(氷惑星)を形成することが出来ない。

これらの問題を孕みつつも、古典的標準モデルは太陽系の各惑星の特徴を非常に良く記述出来た。 このためこれらの問題を個別に解決することで、惑星系形成モデルが完成すると予想された。

しかし近年、古典的標準モデルに合致しない太陽系外惑星が多く見つかる様になり、古典的標準モデルは大きな修正が必要と考えられる様になっている。

4 系外惑星探査

系外惑星を初検出したスイス・ジュネーブ大の Didier Queloz と Michel Mayor。背景は初検出に使用したESO3.6m鏡。(ESO)

系外惑星の初検出を報告する論文に載った、惑星の検出シグナル。(Mayor & Queloz, Nature 378, 355–359, 1995)

太陽以外の星の周囲に存在する惑星を探す“系外惑星探査”は、“第二の地球探し”として1940年代から大型望遠鏡を用いて行われて来た。 1980年代には、仮に太陽系と同様の惑星が他の星の周囲に存在すれば、十分観測出来る観測精度に達していたが、それでも系外惑星は見つからず、系外惑星はそもそ存在しないか、存在するとしても非常に稀なのではないかと考えられる様になった。「かけがえのない地球」という言われ方が良くされたのもこの頃である。 1990年代には、当時の観測をリードしていたチームが「系外惑星の検出は不可能である」と宣言して撤退するなど、観測チームの撤退が進み、地球サイズの惑星の検出には今後100年かかるとも言われた。

そんな中、最初の系外惑星の発見は1995年に報告された。 発見された系外惑星は意外なものであった。 スイス・ジュネーブ大のチームにより発見されたその惑星は、木星程度の質量を持ちながら、中心星の周囲を4日という非常に短い公転周期で周回していた。 太陽系では木星や土星は5天文単位よりも離れた軌道を10年以上の公転周期で周回していることを考えれば、発見された系外惑星の特異さが理解されよう。 この惑星、及びこれに続く同様の系外惑星は、中心星に近い“暑い”惑星であることと、“ホット”な話題性を持った天体であることをかけて、「ホット・ジュピター」と呼ばれた。

次に発見されたのは「エキセントリック・ジュピター」である。 古典的標準モデルによれば、原始惑星系円盤から誕生する惑星は、互いに同じ向きに円軌道を描いて周る。 これに対し、エキセントリック・ジュピターは軌道が扁平な長楕円軌道であり、古典的標準モデルとは合致しない。 惑星の公転軌道の扁平度のことを「エキセントリシティー」と呼ぶ。真円であればエキセントリシティーは小さく\((=0)\)、扁平率が高いほどエキセントリシティーは大きい(直線であれば1)。エキセントリシティーの大きな“不思議な”惑星の意味を込めて、「エキセントリック・ジュピター」と呼ばれている。

地球よりも10倍以上の大きさを持つ岩石惑星も、古典的標準モデルでは作ることが難しい。 しかし太陽系外にはこの様に質量の大きい岩石惑星「スーパーアース(super-Earths)」も多く発見される。 また現在の観測技術では地球サイズの系外惑星の検出も可能となっているが、中心に非常に近い、太陽系の水星の軌道のはるか内側にも多数の地球型惑星が発見されている。

これらは何れも、発見前には存在することが全く予想されていなかった惑星達であり、従ってそれまでは多くの惑星のシグナルが見逃されて来たのである。 従って一旦見つかる様になると、系外惑星は続々と発見されることとなった。

5 系外惑星探査法

6 これまでに見つかっている系外惑星

1995年の初の系外惑星が発見されて以来、同様の惑星の発見が一挙に進んだ。 発見された惑星数は2003年に100個を超え、2010年には500個を超えた。 その後2009年に打ち上げられた系外惑星探査専用衛星ケプラー(Kepler)により多くの系外惑星が発見され、その数は2016年段階で3500個、ほぼ確実な候補天体を含めれば約6000個となっている。 2018年にはKeperの後継となるTESS衛星が打ち上げられ、今後更に多くの系外惑星が検出されると期待される。

これまでに検出された系外惑星の軌道半径(横軸)と惑星質量(縦軸)の関係。色はそれぞれの惑星の検出方法を示す(灰色:Kepler、青:視線速度、赤:トランジット、緑:マイクロレンズ、橙:直接撮像)。右下に天体が無いのは検出限界のため。(exoplanets.org)

右図に示すのは、これまでに検出された系外惑星の軌道半径(横軸)と惑星質量(縦軸)の関係である。 惑星質量が0.1木星質量付近に、岩石惑星とガス惑星の境目が見られる。 古典的標準モデルでは、中心星から近い内側に岩石惑星、外側にガス惑星が形成される筈であるが、図に見られる通り、軌道半径0.1au以内にも多数の大質量惑星(ガス惑星)が発見される。 これが「ホット・ジュピター」と呼ばれる惑星である。

岩石惑星についても、1auよりも内側に木星質量の1/100以上、すなわち地球(質量は木星質量の1/318)よりも重い惑星が多数発見されている。 これらは「スーパー・アース(ホット・スーパーアース)」と呼ばれ、ホット・ジュピターよりもホット・スーパーアースの方が圧倒的に多数存在することが分かる。 これまでの観測から、スーパー・アースの存在確率は太陽型の星で\(\sim 50\%\)と見積もられ、太陽よりも質量の軽いM型星でもこの確率はあまり変わらないと考えられる。 現在の検出限界以下(図の右下に天体が無いのは検出限界のためである)の星を考えると、ほとんど全ての星に地球サイズの惑星が存在し、大半の惑星系でスーパー・アースやアースが複数存在すると思われる。

これまでに検出された系外惑星の惑星質量(横軸)と軌道離心率(縦軸)の関係。(exoplanets.org)

これまでに検出された系外惑星の惑星質量(横軸)と軌道離心率(縦軸)の関係を右図に示す。 軌道離心率は惑星軌道が円に近いか、扁平な楕円軌道かを示す数値であり、軌道離心率が0の時に軌道は真円、1に近づくほど軌道の扁平率は大きくなる。 (より正確には、中心星に近付いた時と遠ざかる時で距離が\(\pm\)何%変わるかを示す数値である。)

古典的標準モデルでは、ガス円盤(原始惑星系円盤)中で惑星が形成されることにより、惑星軌道の離心率は0に近い筈である。 しかし実際には、図に見られる通り離心率の大きな惑星が多数発見される。 特に質量の大きな惑星ほど、離心率の大きな惑星が多く存在する。 これらは「エキセントリック・ジュピター」と呼ばれる。 一方大質量惑星の中で離心率の小さな惑星は主にホット・ジュピターである。 ホット・ジュピターは中心星に近づくと中心星からの潮汐力により惑星の形が歪むことで運動にブレーキがかかり、その結果軌道の離心率が0に近づくと考えられる。

7 系外惑星探査から新たに明らかになった古典的標準モデルの欠陥

ESAの打ち上げる系外惑星探査衛星ARIEL(2028年打ち上げ予定)の計画採択を祝う研究会冒頭での、計画責任者 Giovanna Tinetti の発表の様子。“Huge Diversity”とは、今日の系外惑星研究の問題点を端的に示す表現としてあまりに適切である。(Jayne Birkby)

発見された系外惑星の中で、多くの惑星は古典的標準モデルでは説明出来ない性質を持っていた。

ホット・ジュピターは中心星に近い領域に存在する巨大ガス惑星であるが、古典的標準モデルでは内域で巨大惑星は作れない。 「惑星落下問題」により、惑星は出来てから移動する (planetary migration) ため、外域で生成したガス惑星がガス円盤との相互作用で内域まで移動し、ガス円盤の消失した領域で止まったと考えることは可能である。 しかしこの考え方でホット・ジュピターは説明出来るが、一方で多くのガス惑星は1auより外側にあることを説明出来ない。

エキセントリック・ジュピターは、軌道離心率の大きな軌道を取る惑星である。 しかし古典的標準モデルに拠れば、惑星はほぼ円軌道を取る筈である。 説明の１つの有力な説として、三体問題による惑星軌道の散乱が挙げられる。

複数の質量が同程度の天体が互いに引力を及ぼし合いながら運動する場合、2天体の場合安定な軌道を取れるが、3天体の場合その軌道が不安定となる。 これを三体問題と呼ぶ。 以下の動画の例は制限付き三体問題(青と赤の天体は円軌道)だが、黄色の軌道は非常に不安定になる

原始惑星系円盤中で3個以上のガス惑星が形成された場合、互いの相互作用により多くの場合1つが弾き飛ばされ、星間空間を漂う浮遊惑星 (lonely planets) となる。 残り2つの惑星は軌道が大きく歪み、外側と内側に飛ばされて残る。 この考え方によれば、離心率が大きい惑星は重い惑星ほど多いとする観測結果も説明可能である。 内側に飛ばされたガス惑星は、中心星に近づくと潮汐力により軌道は再び円に近づく。 この時内側の地球型惑星のほとんどは、ガス惑星との相互作用により中心星に叩き込まれるか、系外にはじき飛ばされる。11 すなわち地球が生き残ったのは太陽系のガス惑星が木星と土星の2天体であったからと考えることが出来る。

3個以上のガス惑星が形成されるには、原始惑星系円盤が重たく十分な量のガスや塵を含む必要があり、中心星が重たい場合に多く見られると考えられる。

8 人工衛星を用いた系外惑星探査

ケプラー衛星に搭載されたCCDカメラ。このカメラではくちょう座の方角を定点観測し、星が惑星に隠される僅かな光量の変化を捉える。(Credit: NASA and Ball Aerospace)

ケプラー衛星の観測領域。はくちょう座の一方向を観測し、衛星姿勢制御装置に不具合が発生した後も、観測方向をシフトしながら観測を継続した。(NASA/AMES RESEARCH CENTER/WENDY STENZEL)

ケプラー衛星の観測領域の銀河系空間に於ける拡がりを示す。銀河系内空間に比較して非常に限られた領域のみを観測し、それでも数千個の系外惑星の検出に成功した。(GIGAZINE)

今日、系外惑星の探査で大きな成果を挙げているのは、専用の人工衛星を用いた観測である。 その最初の(大)成功例が、NASAの打ち上げたケプラー(Kepler)である。

ケプラーはトランジット法により系外惑星探査を行う専用の人工衛星であり、NASAにより2009年3月6日に打ち上げられた。 2018年11月15日に観測を終了するまでの間に数千個の系外惑星を発見している。 その観測領域ははくちょう座の方角の1方向に過ぎず、銀河系内空間のごく一部を観測したに過ぎない(右図)。 にもかかわらず数多くの系外惑星を発見出来たことから、太陽系の様な惑星系は銀河系内でごくありふれた存在と考えられる。 恐らくは太陽程度やそれよりも軽い星のほとんどが地球サイズの惑星を有し、その数は銀河系全体で100億個にも上ると期待される。

ケプラー衛星は、姿勢制御用の燃料枯渇により2018年に運用を終了した。 運用終了の“goodnight”コマンドが送信されたのは2018年11月15日であったが、この日は“たまたま”ケプラーの死後388周年に当たる(ケプラー; 1571年12月27日 – 1630年11月15日)。

系外惑星探査の計画中のミッション(IMAGE CREDIT: NASA,ESA: T. WYNNE/JPL, COMPOSITED BY BARBARA AULICINO.)

ケプラー衛星の大成功を受け、現在の学問的興味は「系外惑星が存在するか」ではなく、「地球と同等の環境を持つ生命居住可能な惑星の発見」「生命居住可能な惑星に於ける生命存在の証拠の探索」へと移っている。 その為に多くの人工衛星ミッションが計画されている(右図)。 系外惑星探査専用の衛星計画は以下の通りである。

• TESS – 2018年4月18日打ち上げ(NASA – SpaceX/Falcon 9) 近傍の系外惑星の全天探索
• CHEOPS – 2019年初頭打ち上げ予定(ESA) 近傍の地球型惑星の詳細観測
• PLATO – 2024年打ち上げ予定(ESA) 地球型ハビタブル惑星及び中心星の詳細観測
• ARIEL - 2028年打ち上げ予定(ESA) 系外惑星の大気分光

ケプラー衛星により、地球型惑星の存在確率はかなり大きいことが分かった。 次の目標は、太陽系からなるべく近い場所に生命の存在可能性のある惑星を発見し、それを詳細に調べることである。 このためTESSは、ケプラーとは異なり全天の星(ただしケプラーよりは近傍の星)を観測し、生命誕生の候補となる系外惑星の検出を目指す。 引き続くCHEOPSとPLATOは、対象となる惑星や母星を詳しく観測することで、生命誕生の可能性が高い惑星の候補を絞り込む。 そしてARIELは惑星の大気の組成を調べることで、生命居住の直接の証拠となる大気成分の検出を目指す。

9 ハビタブル惑星 (habitable planets)

中心星の質量に応じた、ハビタブル・ゾーンの中心星からの距離。(Sara Seager 2013, Science, 340, 6132)

これまでに見つかっている、ハビタブル・ゾーンに存在すると期待される系外惑星。(Chester Harman via Wikimedia Commons)

これまでに見つかっている、ハビタブルと期待される系外惑星と太陽系の各惑星の公転周期の比較。Planetary Habitability Laboratory/University of Puerto Rico at Arecibo

これまでに見つかっている、ハビタブルと期待される系外惑星の一覧。(Planetary Habitability Laboratory/University of Puerto Rico at Arecibo)

「地球に最も似ている」とされる系外惑星Kepler-186f, 452b。(NASA/JPL-CalTech/R. Hurt)

惑星系TRAPPIST-1。各惑星に地球の250倍の水が存在するとされる。(NASA/JPL-Caltech)

TRAPPIST-1と太陽系それぞれの各惑星の密度の比較。(NASA/JPL-Caltech)

Google機械学習により同定された系外惑星Kepler-90。大量の観測データを処理するために、最近は機械学習(AI)の利用も盛んである。(NASA/Ames Research Center/Wendy Stenzel)

TRAPPIST-1f 想像図

系外惑星に生命の存在を探すことは、今日の天文学の大きなテーマの１つである。 そのためには先ず、生命の存在条件を満たす惑星を探す必要がある。 この様な惑星を生命存在可能な惑星との意味で、“ハビタブル惑星”と呼ぶ。

生命存在の条件としては様々の可能性が考えられるが、地球型の生命を考える場合には、液体の水が存在することが条件となろう。 惑星に液体の水が存在出来る中心星からの距離の範囲を“ハビタブル・ゾーン”と呼ぶ。 液体の海が存在出来る条件は、 1)惑星の表面温度が0℃～100℃の間にあること、 2)重力が強く、十分な了の大気が存在できること(温室効果で表面温度を一定の範囲に保つことが可能)、 が重要と考えられる。 例えば火星はハビタブル・ゾーンに入っているが重力が弱いため大気は地球の1/100以下であり、そのため惑星表面の温度は氷点下である。22 但し火星の場合惑星サイズが小さいために内部が冷え切ることでプレートテクトニクスが早期に停止し、大気を供給する火山の噴火が無くなったことが遠因である。

中心星が太陽程度(\(1 \mathrm{M}_{\odot}\))の星の場合、ハビタブル・ゾーンの太陽からの距離は\(r = 0.9 \sim 1.5~\mathrm{au}\)と見積もられる。 但しハビタブル・ゾーンの外側の距離は惑星大気の温室効果の影響により不定性が大きい。 これまでの観測の結果、\(1 \mathrm{M}_{\odot}\)の星の\(10 \sim 20\%\)に、地球サイズのハビタブルな惑星が存在と考えられる。

中心星が軽いM型星(太陽はG型星)の場合、ハビタブル・ゾーンが中心星に近いため、ハビタブル・ゾーンに存在する系外惑星の検出が容易となる。 このためこれまでに検出されたハビタブル(と期待される)系外惑星の大半はM型星の周囲に存在する。 これまでの観測から推定すると、ハビタブルな惑星は銀河系全体でG型星の周囲に110億個、M型星を含めると400億個程度存在すると見積もられる。 すなわち、銀河系全体では地球の様な惑星がおよそ数百億個存在していると考えられる。

2019年6月に検出が発表された、史上最も「地球に似た環境の惑星」。太陽系からの距離12.5光年。(Science alert, 19 Jun 2019)

水が液体である以外にも、生命の誕生・維持のためには、惑星の気候が安定している必要がある。 これまでに検出されたハビタブルな系外惑星の大半はM型星の周囲に存在するが、中心星に近いことが影響し、惑星環境は地球のそれとはかなり異なる可能性がある。 TRAPPIST-1の惑星に存在するとされる大量の水であるが、その“海”の深さは100kmを超えると考えられ、陸地は存在しないと思われる。 詳しくは次章に述べるが、海だけの惑星では水蒸気による温室効果のみが強く効くため、大気温が安定することは難しい。 また中心星に非常に近い軌道の惑星は、潮汐力により常に同じ側を中心星に向けていると考えられる(月が地球に対し常に同じ面を向けているのと同じ理由である)。 このため“昼”の側は常に中心星からの輻射で非常に高温となり、一方“夜”の側は中心星からの光が届かず極寒となる。 生命居住可能な領域は昼と夜の境目の僅かな領域かも知れない。 更には中心星に近いことから、中心星表面のフレアによる高エネルギー粒子の影響に強く晒されると考えられる。 星は質量が軽い程星の表面に対流層が発達し、そのため表面の磁場が強い傾向にある。 このため表面のフレア活動は、質量の軽い星ほど活発となる。 質量の軽いM型星の近くを周回するハビタブル惑星の環境は、地球に比べて非常に過酷なものである可能性がある。 今後計画されている系外惑星探査計画が、水が液体であるハビタブル条件だけでなく、中心星の安定度などの、惑星の気候を左右する条件を詳しく調べようとしているのはそのためである。

プロキシマ・ケンタウリに観測された巨大フレア。(ALMA)

10 太陽系天体のハビタビリティ

11 水の起源

地球は「水の惑星」と表現される様に、水が存在し、それが生命誕生に重要な役割を果たしたと考えられる。 しかし地球の水の起源は未だ明らかとなっていない。

宇宙の元素組成は多いものから順に水素、ヘリウム、酸素、炭素、ネオン、窒素、マグネシウム、ケイ素、鉄、硫黄、… であり、水を作る水素と酸素や、生命を形作る炭素や窒素は宇宙には豊富に存在する。 しかしこれらを惑星形成の際に惑星に取り込むためには、原始惑星系円盤中でダスト(固体微粒子)上に凝縮し、固体となるる必要がある。 固体となれずガスのままの場合、岩石惑星には取り込まれることが出来ない。 ガスを大量に取り込めるのは巨大ガス惑星のみである。

例えば、地球には水素は非常に少なく、ヘリウムもほとんど含まれていない。 ヘリウムが最初に発見されたのは、その名の示す通り、地上ではなく太陽表面のフラウンホーファー線の観測からであった。

水が氷として凝集出来るのは、太陽系では火星軌道の外側の小惑星帯の更に外、約3auの距離にある雪線よりも外側である。 二酸化炭素などの炭素化合物やアンモニアなどの窒素化合物が凝縮出来るのは、天王星軌道(\(\sim 20\)au)よりも外側である。 従って地球の水・炭素・窒素の含有量は、これらが単純に地球形成の際の衝突・合体を通じて取り込まれたと考えることは出来ない。

地球は表面を豊富な水に覆われ、「水の惑星」と捉えられる。 しかしながら地球の海の総質量は地球全体質量の0.02%に過ぎず、マントルの岩石中に含まれる水を足し合わせても、その総量はたかだか0.1%程度と考えられる。 すなわちね地球は水の惑星とは呼べず、総量で言えば極わずかの水を保有するに過ぎない。 例えば地球の海の平均水深は4km程度であり、これは地球半径6400kmに比べれば「薄皮１枚」に過ぎないと言える。 同様に炭素・窒素の存在比の推定値は、地球の値は太陽での存在比の\(1/1000 \sim 1/10万\)である。

地球に水を持ち込むアイディアは様々議論されているが、地球形成後に氷を含んだ小天体が衝突し、これが水をもたらしたとする説が有力視されている。 太陽系の雪線の外側で生成した小天体は、内部に氷の水を多く含む。 これが例えば外惑星からの影響により軌道を乱され、雪線より内側に入ると、天体表面からは氷成分が徐々に昇華(固体から気体となること)する。 その昇華速度は年間で厚さ1cm程度と見積もられ、従ってサイズ1kmの小惑星ならば、10万年程度は氷成分を維持出来ることになる。 この間に地球と衝突し、地球に水をもたらすとする考え方である。

地球と衝突する小天体としては彗星の可能性も検討されたが、酸素・窒素同位体比が地球と異なることが判明し、現在では小天体(小惑星)とする考え方が主流である。77 但し最近でも彗星を起源とする説を支持する観測結果も発表されている。 これは隕石(小惑星帯から飛来する破片)中に存在する水の同位体比が、彗星よりは地球に近い値を持つことに因る。 中でも炭素質コンドライト(隕石の一種)は内部に10%程度の水を含むため、C型小惑星(炭素質コンドライトの元)が地球に水を運んだと考える研究者が多い。

水を持ち込むその他のアイディアとしては、例えば雪線は3auの距離で一定ではなく、太陽系形成初期にはより内側にあったとする考え方もある。 形成直後の原始惑星系円盤は高温であり、雪線は現在よりも更に外側にある。 やがて原始惑星系円盤が冷えると、初期の原始惑星系円盤はガスが豊富なため、中心星からの光を遮ることで、雪線は地球軌道よりも内側に来る。 この時に地球に水が凝集されたとする考え方である。 但しこの考え方によっても、炭素や窒素までを凝縮させるのは困難である。 また雪線の移動以外にも、雪線の内側の小天体でも、ダストの内部に守られて少量の氷が存在し、岩石惑星に取り込まれると考える研究者も居る。

小惑星イトカワ表面に写ったはやぶさ衛星の影。(ISAS/JAXA)

はやぶさが小惑星イトカワから持ち帰ったサンプル。(ISAS/JAXA)

小天体を水の起源とする考えを検証するために、小惑星の物質を直接持ち帰る「サンプルリターン」が行われている。 この計画で世界をリードしているのが、日本の「はやぶさ」計画である。

はやぶさは2003年に打ち上げ、2005年夏に小惑星「イトカワ」に到着した。 その後サンプリングを経て、2010年6月13日に地球に帰還し、世界初の小惑星サンプルリターン成功例となった。

しかしながらイトカワはS型小惑星に分類され、小惑星全体が熱変性を受ける(加熱される)ことで、含水成分は失われていることが当初から予想されていた。 地球の水の起源を探るには、熱変性を受けていないより始原的な天体と考えられる、C型小惑星のサンプルリターンを成功させる必要がある。

この目的の下、現在日米の２つのミッションが実行中である。 日本の「はやぶさ2」は、C-typeの小惑星であるリュウグウを目指し、2014年12月3日に打ち上げられ、2018年6月27日に小惑星に到着した。 その後サンプリング作業を経て、2019年に小惑星を出発し、2020年末に地球に帰還する予定である。 NASAの実行するOSIRIS REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security, Regolith Explorer)は、C型小惑星ベンヌを目指して2016年9月8日に打ち上げられ、2019年10月19日に到達する予定である。 その後2021年3月21日に小惑星を出発し、2023年9月24日の地球帰還が予定されている。

既に日米双方のチームから、それぞれの小惑星表面に水(含水鉱物)の存在を確認したとする発表がなされている。

NASAの発表した、C型小惑星表面の含水鉱物の検出。

「あかり」によるC型小惑星のスペクトル観測。緑矢印が含水鉱物に起因する吸収、青矢印は水やアンモニア化物に起因する吸収である。(ISAS/JAXA)

「あかり」によるC型小惑星の加熱脱水過程の検出。(ISAS/JAXA)

また日本の赤外線衛星「あかり」による観測から、C型小惑星の内部でも水の含有量に違いがあるという観測結果も得られている(右図)。

はやぶさ2のスケジュール(ISAS/JAXA)

はやぶさ2の現状(はやぶさ2プロジェクトページ)

はやぶさ2の軌道(ISAS/JAXA)

12 系外惑星大気分光

惑星大気スペクトル観測の概念図(Credit: NASA/JPL-Caltech)

地球大気のスペクトル(Kaltenegger, & Traub 2009, ApJ, 698, 519)

金星、地球、火星の大気スペクトルの比較(Credit: Mark Elowitz)

太陽系天体のスペクトルの多様性(Albedos of solar system bodies. Image credit: Jack Madden & Lisa Kaltenegger / Carl Sagan Institute, Cornell University.)

TMT想像図(NAOJ)

TMT想像図(NAOJ)

光学望遠鏡の口径の変遷

系外惑星のハビタビリティを確認すると、次の目標は系外惑星の生命の存在を観測することである。 その為に、生命活動の結果生じるなんらかの物質「バイオマーカー」を観測することが検討されている。

バイオマーカーの代表例は、生命の代謝活動に関係するものである。 例えば以下のものが挙げられる。

• 酸素\((\mathrm{O_2})\)・オゾン\((\mathrm{O_3})\)
• 一酸化炭素\((\mathrm{CO})\)・二酸化炭素\((\mathrm{CO_2})\)
• 水\((\mathrm{H_2O})\)
• メタン\((\mathrm{CH_4})\)

例えば酸素は、地球上の光合成 \[\mathrm{H_2O + CO_2 → [CH_2O] + O_2}\] により生じる。 水を太陽光で酸素と水素に分解し、水素と二酸化炭素により有機物を生成する。 一方我々消費者は、有機物を酸素で燃やし、水と二酸化炭素に戻すことで太陽光エネルギーを取り出して生命を維持している。

メタンは、メタン菌によるメタン生成反応 \[\mathrm{4H_2 + CO_2 \to CH_4 + 2H_2O}\] により生じる。 メタン菌存在の条件としては、

• 海の存在
• 海底熱水噴出孔による熱
• 還元性の鉱物からの水素の供給
• 二酸化炭素による水素の酸化エネルギーの利用

が挙げられる。

但し、酸素・メタン共に、生命活動に寄らずとも生成の可能性がある。 (「バイオマーカー」が生命活動からのみ生ずるとは限らない。) 酸素\((\mathrm{O_2})\)やオゾン\((\mathrm{O_3})\)は、紫外線による水\((\mathrm{H_2O})\)の分解で生成可能である。 (この時水素も生じるが、水素は軽いため、大気からすぐに失われてしまう。) メタン\((\mathrm{CH_4})\)は、巨大ガス惑星なら水素が大気中に存在し、炭素との科学反応で生成可能である。

ただし、酸素・メタンの両者が共存することは難しい。 水素やメタンの存在するガスは還元的であるのに対し、酸素の存在するガスは酸化的であるためである。 従って両者が共存すれば、何らかの生命活動により少なくとも何れかの物質が継続的に供給されているとする示唆が得られる。 すなわち大気が非平衡状態にあることが分かれば、生命活動の傍証となり得る

他には、葉緑素の可視光と赤外光の反射率の違い(“red edge”と呼ばれる)を用いる方法等が提案されている。

系外惑星の大気のスペクトル分光により、大気中のバイオマーカーを探索するためには、主星の明るい光を避け、惑星大気のスペクトルを得る高精度(高空間分解能)の望遠鏡が必要である。 このため既存の口径10mクラスの大望遠鏡(VLT, Gemini, Subaru)を用いる計画、専用の衛星望遠鏡(ARIEL)を用いる計画、地上に新たに口径30mクラスの望遠鏡(TMT他)を建設する計画が進行している。 望遠鏡口径30mの場合、各分解能の理論限界値は

\[\begin{align} \lambda/D &= 10\mu\mathrm{m}/30\mathrm{m}\\ &= 3.3\times 10^{-7} ラジアン\\ &= 0.069 秒角\\ \end{align}\]

となる。 中心星から1au離れた“地球”を1pcの距離から観測するとき、その角度は1秒角となる(パーセクの定義である)。 従って口径30mの望遠鏡を用いると、 10pc先の0.7au離れた天体を見分けられることとなり、 即ち10pc先の「地球」を直接観測し、大気組成を調査することが可能である。 (あるいは観測波長\(2.5\mu\mathrm{m}\)なら、\(40\mathrm{pc}\)の天体でも観測可能である。)

つい最近まで、地球外生命探査は夢物語とされ、学問として研究する対象とは見なされて来なかった。 しかし昨今の系外惑星の発見ラッシュ、特に地球に似た環境を持つ系外惑星の発見に促され、地球外生命を真剣に追求する学問「アストロバイオロジー」が急速に本格化している。 例えば2012年に開設された東工大地球生命研究所(ELSI)や、国立天文台に2015年に設立されたアストロバイオロジーセンターが代表例である。

今や地球外生命は「存在するかどうか」ではなく、「誰が最初にその存在を確認するか」であり、多くの天文学者が今後10年以内にその存在が確認されると期待している。