地球に似た惑星を見つけた場合、そこには恐竜並みに大きな生物がいる!? 恐竜がいた頃の地球は見つけ易いようです

現在、地球の酸素濃度は21％です。
でも、過去の地球の酸素濃度は様々な値に変化していました。

仮に過去の地球と似た環境を持つ太陽系外惑星（系外惑星）を観測した場合、どのような観測データが得られるのでしょうか？

特に注目されるのは、“バイオシグネチャー”（※1）に関連した大気分子を見つけられるかどうかです。

※1．惑星を外部から観測したときに、生命が存在することの証拠と考えられる指標となるデータを示す。惑星大気中に酸素、オゾン、メタンなどの存在を示す証拠が一般的である。

今回の研究では、地球に大型の生物が出現した“顕生代”の期間にほぼ等しい、5億年間の大気組成をシミュレーション。
望遠鏡で大気の観測を行った場合の観測データを推定しています。

その結果、分かったのは、酸素濃度が大幅に高かった今から3億年前～1億年前までの期間は、バイオシグネチャーを観測しやすいことでした。
この期間は、地球に恐竜が生息していた時代に相当するそうですよ。

この研究は、コーネル大学のRebecca C. PayneさんとLisa Kalteneggerさんの研究チームが進めています。

図1．顕生代の期間中の地球の酸素濃度の変化。現在の地球は21％だが、過去の地球は10％以下から最大で35％まで変化したと考えられている。（Credit: Rebecca Payne (Carl Sagan Institute)）

大幅に変化してきた地球の酸素濃度

今のところ、生命が見つかっている唯一の天体が地球です。

ただ、生命の発生条件は良く分かっていないので、生命が存在する可能性のある惑星を探すうえで、参考になるのは地球の環境だけになります。

このため、太陽系から遠く離れた系外惑星の観測では、地球と似たような環境かどうかに関心がもたれています。

特に関心がもたれているのは、生命活動に関連すると考えられるバイオシグネチャーという指標の観測です。

大気中に酸素と共にオゾンまたはメタンが見つかると、それはバイオシグネチャーである可能性があります。

でも、地球の環境は歴史を通じて、ずっと同じだった訳ではありません。
酸素濃度に限ってみても、その濃度は現在の21％に至るまでの間に大幅に変化してきました。

目に見える大きさの生物が出現したのは、約5億4000万年前から現在までの“顕生代”の期間ですが、顕生代の期間中に大気中の酸素濃度は少ない時で10％以下、多いときは最大で35％（※2）まで変化していました。

※2．酸素濃度が35％を超えると、一度燃え出した火災は自然鎮火することがないと考えられている。そのような大火災の痕跡がないことや、そのほかの地質学的証拠から、地球の酸素濃度は35％を超えたことは無いと考えられている。

では、酸素濃度の変化によって、他のバイオシグネチャーも変化していたのでしょうか？

過去の地球はバイオシグネチャーが観測しやすい

今回の研究では、過去の地球環境をシミュレーションし、バイオシグネチャーがどのように変化するのかを調査しています。

気候モデルには、よく確立された“GEOCARB”と“COPSE”を使用。
5億年前から現在までを1億年ごとに時間を区切った上で、高度ごとに大気に含まれる酸素、オゾン、メタン、水、二酸化炭素の濃度をシミュレーションしています。

図2．“GEOCARB”と“COPSE”のそれぞれの気候モデルで推定されたバイオシグネチャーを示す大気分子の吸収スペクトル。3億年前から1億年前までのグラフ（より薄い色）は、現在の地球（灰色）よりも吸収スペクトルが大きい。（Credit: R. C. Payne & L. Kaltenegger）

そして、それぞれの大気を観測した場合に、赤外線領域での吸収スペクトル（大気分子によって吸収される光の波長）が、どのように観測されるのかを再現しました。

その結果、酸素濃度が最も高い30％だった期間を含む、今から3億年前～1億年前までの期間は、現在の地球よりもバイオシグネチャーがはっきりしていることが分かります。

これは恐竜がいた中生代（2億5200万年前～6600万年前）の期間を含んでいて、高い酸素濃度が大型動物の出現と関連していると考えられている期間です。

この結果を簡単に言うと、恐竜がいた頃の地球は、現在の地球よりも観測しやすいことを意味しています。

地球で巨大な生物が出現していた環境の方が、現在の地球よりも観測で見つけやすいというのは興味深い発見でした。

もし、将来の観測で地球と似たような惑星を見つけた場合、そこには恐竜並みに大きな生物がいる可能性があるからです。

また、今回のシミュレーションで得られた吸収スペクトルは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡で観測可能な波長および感度を示しています。
なので、過去の地球と似たような環境の惑星が存在すれば、発見できる可能性があるという点でも興味深いことと言えます。

そう、恐竜がいた頃の地球に似た系外惑星は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による観測で見つかるかもしれないんですねー
なんか、ワクワクしてきませんか？


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誕生から約21億年しか経っていない時代の宇宙に棒渦巻銀河を発見！ 銀河には考えられていたより数倍も速い形成過程があるのかも

天の川銀河の中心部は、恒星が棒状に集まった構造をしています。
このような構造を持つ銀河は“棒渦巻銀河”と呼ばれています。

シミュレーションによると、棒渦巻銀河の形成には数十億年かかると考えらています。

ただ、今回の研究では、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の観測データから、誕生から約21億年しか経っていない時代の宇宙に、棒渦巻銀河“ceers-2112”を発見しているんですねー

分析から分かってきたのは、“ceers-2112”が10億年以内に棒渦巻銀河になった可能性があることでした。
これは棒渦巻銀河に留まらず、様々な銀河の構造形成過程の理論を書き換える可能性のある発見になるようです。

この研究は、スペイン宇宙生物学センター（CAB）のLuca Costantinさんたちの研究チームが進めています。

図1．天の川銀河との類似性を連想させる“ceers-2112”のイメージ図。（Credit: Luca Costantin (CAB & CSIC-INTA)）

棒渦巻銀河の複雑な構造は時間をかけて形成されている

星形成が活発な銀河の半数以上に円盤構造があり、そのような銀河は円盤銀河と呼ばれています。

さらに、円盤銀河には2種類あり、それが渦巻銀河と棒渦巻銀河になります。

渦巻銀河は、図1（左）のように、文字通り渦を巻いた構造（渦巻腕と呼ばれる）が見られる銀河。
棒渦巻銀河は、渦巻銀河と似ていますが図1（右）のように、中心を貫く棒構造が見られるのが特徴です。

私たちが住んでいる地球のある天の川銀河も棒渦巻銀河と考えられています。

図2．（左）渦巻銀河“M51”と（右）棒渦巻銀河“NGC 1300”。（Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA); Acknowledgment: P. Knezek (WIYN)）

全銀河に占める棒渦巻銀河の割合は、近い宇宙では約65%と多数派ですが、遠い宇宙では約20%まで低下しています。

宇宙は遠くを観測するほど古い時代を観測するのに等しいので、棒渦巻銀河は時間をかけて複雑な構造が形成されたことを示唆しています。

棒渦巻銀河がどのように形成されるのかについては、長年のシミュレーション研究で少しずつ明らかにされています。

過去のシミュレーション研究によれば、中心部の棒状構造はどんなに速くても40億年かかると推定されていました。

棒状構造は、恒星を生み出す星形成を促進すると考えられているので、棒状構造がどのくらいのスピードで構築されたのかは重要な情報になります。


初期宇宙に存在していた棒渦巻銀河

今回の研究では、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の深宇宙探査プログラムの1つ“CEERS（Cosmic Evolution Early Release Science）”のデータから、“ceers-2112”とカタログ名が付けられた銀河の分析を行っています。

当初、“ceers-2112”は目立った特徴を示すデータが無かったので、特に注目されていませんでした。
でも、研究チームが7つの別々の観測データを元に多角的に分析をしてみると、“ceers-2112”の中心部には棒状の構造がある可能性が高いことが分かってきます。

さらに、驚くべきは“ceers-2112”が存在している時代でした。

ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡のそれぞれの観測データに基づくと、“ceers-2112”の赤方偏移（※1）の値はz=3.03。
この値は、地球から約213億光年離れた位置に当たり、今から約117億年前の宇宙になります。

※1．膨張する宇宙の中では、遠方の天体ほど高速で遠ざかっていくので、天体からの光が引き伸ばされてスペクトル全体が低周波側（色で言えば赤い方）にズレてしまう。この現象を赤方偏移といい、この量が大きいほど遠方の天体ということになる。110億光年より遠方にあるとされる銀河は、赤方偏移（記号z）の度合いを用いて算出されている。

117億年前というと、宇宙誕生から約21億年しか経っていない時代。
“ceers-2112”は、初期宇宙に存在していた棒渦巻銀河になり、最も遠い場所で発見された棒渦巻銀河になりました。

図2．“ceers-2112”の観測データを様々な方法で分析し画像化したもの。図bの黒線で囲まれた赤い部分が中心部の棒状構造を直接観測したものと思われる。これを確かめるための計算や分析を行った結果、図cの赤い楕円で囲まれた棒状構造が現れた。（Credit: Luca Costantin, et al.）

さらなる観測データの分析により、“ceers-2112”では宇宙誕生から約12億年後に円盤の形成が始まり、そこから4億年後には中心部の棒状構造が完成したことが分かります。

このことは、棒渦巻銀河が10億年以内のスピードで形成されるという、これまでのシミュレーションより数倍も速い形成過程があることを意味することに…
今回の研究結果は、様々な銀河の形成過程に影響を与える発見なのかもしれません。

現状では、“ceers-2112”が存在した時代までに棒渦巻銀河を形成するプロセスは不明のままです。

ただ、棒渦巻銀河に限らず、様々な銀河の構造の形成や維持には重力が重要なことが分かっています。
さらに、その重力源として、光をはじめとする電磁波と相互作用せず直接観測することができない正体不明の物質“暗黒物質（ダークマター）”が、大量に存在することも分かっています。

今回の研究結果は、初期の宇宙における暗黒物質の量や分布を制限し、棒渦巻銀河に限らず様々な銀河の構造形成過程に影響を与える可能性もあります。

いずれにしても、棒渦巻銀河の棒状構造は、時代を遡るごとにサイズが小さくなり、また見た目の大きさも小さくなります。

高い赤外線感度と高性能な分光器を持つジェームズウェッブ宇宙望遠鏡が無ければ、このような発見はなかったはず。
“ceers-2112”に留まらず、他の棒渦巻銀河も“CEERS”の観測データに隠れている可能性があることを、今回の研究結果は示しているのかもしれませんね。


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約22光年先の系外惑星“LTT 1445Ac”は地球サイズで岩石質だった！ ハッブル宇宙望遠鏡による観測で分かったこと

今回の研究では、ハッブル宇宙望遠鏡を用いた観測データを元に、約22光年先に位置する太陽系外惑星“LTT 1445Ac”の直径を算出しています。

“LTT 1455Ac”は、NASAのトランジット惑星探査衛星“TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite）”の観測によって発見された系外惑星でした。

推定される“LTT 1445Ac”の直径は地球の約1.07倍、岩石質の惑星のようです。

この研究は、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター（CfA）のEmilu Passさんを筆頭とする研究チームが進めています。研究成果をまとめた論文は“The Astronomical Journal”に掲載されました。

図1．赤色矮星“LTT 1445A”の手前を通過する系外惑星“LTT 1445Ac”のイメージ図。“LLT 1445Ac”は黒い影として描かれている。左下は同じ主星を公転する系外惑星“LTT 1445Ab”。（Credit: NASA, ESA, L. Hustak (STScI)）

トランジット法により発見された系外惑星

“LTT 1445Ac”は、エリダヌス座の方向に位置する赤色矮星“LTT 1445A”を公転している太陽系外惑星（系外惑星）です。（※1）
NASAのトランジット惑星探査衛星“TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite）”の観測によって発見されました。

※1．赤色矮星は、表面温度がおよそ摂氏3500度以下の恒星。実は宇宙に存在する恒星の8割近くは赤色矮星で、太陽系の近傍にある恒星の多くも赤色矮星になる。太陽よりも小さく、表面温度も低いことから、太陽系の場合よりも恒星に近い位置にハビタブルゾーンがある。

主星の“LTT 1455A”は直径と質量がどちらも太陽の約4分の1、表面温度は約3067℃で、他の2つの赤色矮星とともに三重連星“LTT 1445”を構成しています。

“TESS”は、地球から見て系外惑星が主星（恒星）の手前を通過（トランジット）するときに見られる、わずかな減光から惑星の存在を探る“トランジット法”という手法により惑星を発見し、その性質を明らかにしていきます。

繰り返し起きるトランジット現象を観測することで、その周期から系外惑星の公転周期を知ることができます。
また、トランジット時には、主星の明るさが時間の経過に合わせて変化していきます。
その明るさの変化を示した曲線“光度曲線”をもとに、系外惑星の直径や大気の有無といった情報を得ることが可能になります。

ただ、地球から観測したトランジット中の“LTT 1445Ac”は、その一部だけが主星の“LTT 1445A”と重なり、かすめていくように見えている可能性があったそうです。

このような位置関係にある場合は、系外惑星の正確な直径を求めることが難しくなってしまいます。

図2．地球から見たトランジットの見え方の違いを示した図。系外惑星が主星と完全に重なりながら通過する場合（上）、系外惑星の直径をより正確に算出できる。一方、系外惑星がかすめるように通過する場合（下）、系外惑星の直径は実際よりも小さく算出されてしまう可能性がある。（Credit: NASA, ESA, E. Wheatley (STScI)）

地球サイズの岩石惑星

そこで、今回の研究では、“LTT 1445Ac”のトランジットをハッブル宇宙望遠鏡で観測。
観測で得られたデータの分析を行っています。

その結果、“LTT 1445Ac”の直径は地球の約1.07倍（1.07＋0.10－0.07倍）、質量は地球の約1.37倍（1.37±0.19倍）と算出されました。
推定される平均密度は1立方センチ当たり約5.9グラム（5.9＋1.8－1.5グラム）で、地球のような岩石質の惑星とみられています。

“TESS”の光学解像度では、トランジット中の“LTT 1445Ac”が主星の“LTT 1445A”と完全に重なるように見えるのか、それともかすめていくように見えるのかを判断できなかったものの、ハッブル宇宙望遠鏡の観測データは完全に重なりながら通過していることを示していて、“LTT 1445Ac”の直径を求めることができたそうです。

地球サイズの岩石惑星と言えば、気になるのが生命の居住可能性です。

ただ、“LTT 1445Ac”は主星から約0.027天文単位（※2）しか離れていない軌道を、約3.12日周期で公転しています。
主星の“LTT 1445A”は恒星の中では低温の赤色矮星ですが、“LTT 1445Ac”の表面温度は約260度と推定されているので、地球の生命にとっては厳しい環境と言えます。

※2．1天文単位（au）は太陽～地球間の平均距離、約1億5000万キロに相当する。

もう一つの系外惑星の探査方法“ドップラーシフト法”

系外惑星の観測では“トランジット法”以外に“ドップラーシフト法”という手法も用いられています。

ドップラーシフト法は、恒星（主星）の周りを回っている惑星の重力で、主星が引っ張られることによる“ゆらぎ”を、光の波長の変化から読み取ることで惑星の存在を検出する手法です。

分光器により光の波長ごとの強度分布“スペクトル”を得ることができます。
この“スペクトル”は、光のドップラー効果によって私たちの方へ動いている時には短い波長（色でいえば青い方）へ、遠ざかっている時には長い波長（色でいえば赤い方）へズレてしまいます（シフトする）。

この周波数の変化量を測定することで、天体の動きやその速度を知ることができます。
ドップラーシフト法の観測データからは、系外惑星の公転周期や最小質量を知ることができる訳です。


系外惑星の大気の組成

近年の技術革新により、系外惑星の大気に含まれる分子の種類を探ることが可能になっています。

光の波長ごとの強度分布をスペクトルと言い、地球から見て系外惑星が恒星（主星）の手前を通過（トランジット）している時に、系外惑星の大気を通過してきた主星のスペクトルが透過スペクトルになります。

個々の元素は決まった波長の光を吸収する性質があるので、透過スペクトルには大気に含まれる元素に対応した波長で光の強度が弱まる箇所“吸収線”が現れることになります。

この“透過スペクトル”と“主星から直接届いた光のスペクトル”を比較することで吸収線を調べることができ、その波長から元素の種類を直接特定することができます。

ただ、系外惑星の大気を通過した光は、通過せずに直接届いた主星の光に混ざっていて、その光の量は極めてわずかなものになります。

また、大気中に含まれる元素の量が少なければ少ないほど、吸収線も弱くなってしまいます。
吸収線は異なる元素が非常に近い値をとることもあるので、吸収線が重なり合うことで元素の種類を誤認してしまうこともあり得ます。

そのため、系外惑星の大気成分の研究には極めて精度の高い分光観測を必要とし、その作業は極めて困難なものになります。
過去の観測で見つかったと主張された元素が、後の観測では見つからなかったり、誤認であると断定されたりしたケースも珍しくありませんでした。

それでも、“LTT 1445Ac”は地球から22光年という、宇宙のスケールではお隣と呼べるほど短い距離にあり、観測に適した天体と言えます。
さらに、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による分光観測が実現すれば、波長から元素の種類が特定でき大気成分も明らかになるはずです。


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高温のガスでできている太陽の直径はどうやって測るのか？ 正確な直径算出は困難だけど今回は太陽の振動に基づいて算出

太陽の直径はどのくらいあるのでしょうか？

太陽の直径は測定することが困難なので、過去に様々な値が提唱されています。

今回の研究では、太陽の直径を初めて“pモード”と呼ばれる太陽の振動に基づく計算を行い、太陽の直径を139万1560キロと算出しています。

これは、光学的に直接観測された値よりわずかに小さいもの。
一方、太陽の振動に基づく、これまでの手法の計算値よりわずかに大きな値でした。

この研究は、東京大学の高田将郎さんとケンブリッジ大学のDouglas Owen Goughさんの研究チームが進めています。

図1.2018年2月1日に撮影された太陽。太陽の直径は視覚的な太陽の縁と一致する光学的深さ基づいて定義されているが、測定方法によって異なる値が算出されている。（Credit: NASA, GSFC & Solar Dynamics Observatory）

太陽の直径を測定する方法

太陽系唯一の恒星である太陽は、直径がどのくらいあるのでしょうか？

国際天文学連合（IAU）の作業部会が2009年に定義した太陽の直径は139万2000キロでした。

でも、この値は1891年に測定された太陽の大きさを100年以上採用してきたもの。
太陽の大きさを求める試みが続けられた結果、2015年には定義値が139万1400キロに変わっていました。
特に断りが無ければ、混乱を避けるためにこの値が引用されています。

ところが、太陽は高温のガスでできているので、地球のように個体の表面がありません。

それでは、太陽の直径を求めるにはどうすればいいのでしょうか？
簡単に言えば、光が通らなくなるほどガスの密度が濃くなる場所を“表面”とみなして、測定することになります。
これは、より正確には“光学的深さ”と呼ばれる手法による定義であり、視覚的な太陽の大きさと一致します。

ただ、太陽の正確な直径を、光学的に直接測定するのは難しいんですねー
それは、太陽は極めて明るい上に、普段の空には太陽と大きさを比べられるものが存在しないからです。

でも、数少ない例外もあります。
それは、水星や月が太陽の前を横切る太陽面通過や金環日食の発生している時間を正確に観測し、直径を直接求める方法です。

ただ、これらの天文現象は滅多に起こらない上に、大気の揺らぎなどで測定結果に誤差が生じてしまうので、正確な値を求めることは困難でした。


太陽表面に発生する振動から直径を求める

一方、1960年代に太陽の表面に発生する固有の振動が見つかったことで、振動から太陽の直径を求める“日震学”の手法でも太陽の直径が求められています。

弦楽器が弦の長さによって固有の音が出せるように、太陽の振動（日震）の周期は太陽の直径によって決まります。
つまり、振動周期を正確に求めることができれば、太陽の直径を計算により求めることができる訳です。

この手法だと、太陽の表面を詳細に観測できれば、時期に依存せずに求めることができます。

これまで、太陽の直径を振動周期で求めるには“fモード”と呼ばれる振動を利用してきました。
この振動を利用するメリットは、太陽の表面に現れやすいので、測定しやすいというものでした。

国際天文学連合における太陽の直径の定義値も、fモードを元に太陽の直径を計算した研究をもとに定められています。

でも、一部にあるのが「fモードは太陽表面に正確に表れていないのではないか」っという見解でした。
この見解が正しいと、fモードは太陽の直径を正確に反映していないことになります。

実際、光学的に直接観測された太陽の直径と、fモードに基づき計算した太陽の直径にはズレがあり、このことは太陽観測における問題として残されていました。

例えば、国立天文台では、古い値であることを承知の上で、国際天文学連合の2009年の定義である139万2000キロを太陽の直径として引用しています。
これは、光学的な直接観測による太陽の直径に近い値でした。


振動モードによって太陽の直径が変わってしまう

本来、直接観測と計算値には大きなズレは生じないはずです。
それでも、問題が発生しているということは、太陽の振動に関する理解が不十分だということになります。

そこで、今回の研究で試みているのは、“pモード”と呼ばれる別の振動モードに基づく太陽直径の計算でした。

“pモード”は、より太陽の表面に近い場所で反射されると考えられていて、太陽の正確な直径を反映すると考えられます。
また、“pモード”は太陽内部の活動によって発生した波で、発生状況が太陽内部の物質密度を正確に反映していることが予測されます。

このため、正確な太陽モデルを用意し、“pモード”に基づく計算を行えば、より正確な太陽の直径を計算できると、研究チームは考えた訳です。

図2．太陽の直径に関する過去の値と、今回の測定結果との比較。（Credit: 彩恵りり氏）

計算の結果、“pモード”に基づく太陽の直径は139万1560キロ（±320キロ）と算出されました。

これは、光学的な測定に基づいた値139万2000キロよりわずかに小さいもので、“fモード”に基づいた値139万1400キロよりわずかに大きな値でした。
“pモード”に基づく太陽直径の算出は初めてのことでした。

今回の研究から分かったのは、算出される太陽の直径が振動モードによって変わってしまうこと。
この点から、これまでの研究に用いられている太陽のモデルの正確性に疑問符を付ける結果となりました。

ただ、太陽のモデルに対する太陽の振動の表れ方や伝わり方は極めて複雑なので、この結果だけでは太陽のモデルを書き換えることは困難です。

実際、他の研究では異なる太陽の直径が算出されています。
この結果は、異なるモデルやデータに基づいて計算されたものかもしれません。
もしくは太陽の直径そのものが活動によって変化している可能性もあります。

今回の研究では、太陽の正確な直径を算出することはできませんでした。
でも、太陽直径の研究を続けることは、太陽の性質そのものをより深く知ることに繋がり、結果として太陽以外の恒星についての理解を深めることにも繋がるはずです。


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恒星のすぐ近くを公転する惑星は大気観測に適している！ 二酸化硫黄とケイ酸塩の存在が示す光化学反応と高温で強い大気循環

恒星からの熱で膨張している系外惑星“WASP-107b”は、大気組成を詳細に観測しやすい太陽系外惑星の1つと言えます。

今回の研究では、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を用いて“WASP-107b”を観測。
これまでで最も詳細な大気組成のデータを取得しています。

注目すべき発見として、二酸化硫黄と砂粒の雲の検出や、メタンの不検出があり、これらは従来の惑星モデルを書き換えるものになるそうです。

この研究は、パリ・シテ大学のAchrène Dyrekさんを筆頭とする国際研究チームが進めています。

図1．恒星“WASP-107”からの熱で大気が膨張している系外惑星“WASP-107b”のイメージ図。（Credit: LUCA School of Arts (Belgium) - Klaas Verpoest (visuals) & Johan Van Looveren (typography)）

系外惑星の大気に含まれる分子の種類

私たちの地球を含め、宇宙に存在する惑星はどのように形成され、進化していったのでしょうか？

このことを理解するには、多数の惑星を観測し、その性質を知る必要があります。
このため、太陽以外の天体の周りを回る惑星“系外惑星”は重要な観測対象とされています。

近年の技術革新により、系外惑星の大気に含まれる分子の種類を探ることが可能になってきました。

光の波長ごとの強度分布をスペクトルと言い、地球から見て系外惑星が恒星（主星）の手前を通過（トランジット）している時に、系外惑星の大気を通過してきた主星のスペクトルが透過スペクトルになります。

個々の元素は決まった波長の光を吸収する性質があるので、透過スペクトルには大気に含まれる元素に対応した波長で光の強度が弱まる箇所“吸収線”が現れることになります。

“透過スペクトル”と“主星から直接届いた光のスペクトル”を比較することで吸収線を調べることができ、その波長から元素の種類を直接特定することができます。

ただ、系外惑星の大気を通過した光は、通過せずに直接届いた主星の光に混ざっていて、その光の量は極めてわずかなものです。

また、大気中に含まれる元素の量が少なければ少ないほど、吸収線も弱くなってしまいます。
吸収線は異なる元素が非常に近い値をとることもあるので、吸収線が重なり合うことで元素の種類を誤認してしまうこともあり得ます。

そのため、系外惑星の大気成分の研究には極めて精度の高い分光観測を必要とし、その作業は極めて困難なものになります。
過去の観測で見つかったと主張された元素が、後の観測では見つからなかったり、誤認であると断定されたりしたケースも珍しくありませんでした。


恒星の近くを公転する低密度な惑星は大気の観測に適している

太陽以外の恒星を公転する太陽系外惑星（系外惑星）には、太陽系では決して見られない環境を持つ惑星も見つかっています。

例えば、恒星のすぐ近くを公転する海王星や木星のような天体があり、それぞれ灼熱の海王星型惑星“ホットネプチューン”や灼熱の木星型惑星“ホットジュピター”と呼ばれています。

これらの惑星は恒星に極めて近い軌道を公転しているので、表面が数百℃以上に熱せられ、大気全体の熱膨張によって平均密度が極めて低くなります。
その結果、同程度の質量を持つ低温の惑星と比べて密度が低くなるという訳です。

こうした惑星の中でも、特に低密度な惑星は“パフィー・プラネット”とも呼ばれています。
“パフィー・プラネット（Puffy planets）”は、直訳すれば“フワフワとした惑星”、“膨らんでいる惑星”になります。

実は、このような低密度の惑星は、大気の組成を調べる研究において重要視されているんですねー

惑星の大気を調べるには、透過スペクトルから吸収線を調べる必要があります。
低密度な惑星の透過スペクトルは高密度の惑星と比べて、下層部の大気の情報を多く含んでいるので、気体が主体の惑星全体の組成を推定したり、その形成や進化を考察する上で重要な手掛かりになります。

2017年に発見された“WASP-107b”は、まさにそのような惑星の1つでした。
“WASP-107b”の大きさは木星とほぼ同じなのに、質量は木星の10分の1しかないので、平均密度はコルクに匹敵する1立方センチ当たり0.2グラムしかありませんでした。

地球からの距離が約200光年と比較的近いことや、“WASP-107b”が公転している恒星“WASP-107”が明るいことから、“WASP-107b”は大気の詳細な観測に適した系外惑星の1つに挙げられています。

これまでの観測により、“WASP-107b”には二酸化硫黄が存在することが示唆されていました。
でも、この発見には疑問の声も同時に挙がっています。

これまでの惑星科学のモデルで考えられていたのは、二酸化硫黄は約930℃以上の高温の大気中では、光を介する“光化学反応”で形成されることでした。

一方、約730度以下の温度では二酸化硫黄は生成されず、代わりに生成されるのは硫黄の同素体。
その同素体が、二酸化硫黄の吸収線に似ているとも考えられていました。

実際に観測してみると、“WASP-107b”の大気上層部の温度は約470℃であるため、二酸化硫黄が形成される推定温度を遥かに下回っていることが確認されています。


“WASP-170b”の内部はかなり高温で強い大気循環が起きている

今回の研究では、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を用いて“WASP-170b”を観測し、これまでより高精度な大気のデータを取得しています。

観測に用いられたのは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡に搭載された“中間赤外線観測装置（MIRI）”。
二酸化硫黄を含むいくつかの分子をとらえるのに適した分光器といえます。

観測の結果、得られたのは二酸化硫黄が間違いなく存在するという観測的証拠でした。
これは、“WASP-170b”の大気中で光化学反応が起きているという証拠になります。

光化学反応の存在が示された惑星は“WASP-39b”に次いで2例目。
両方とも、観測的証拠はジェームズウェッブ宇宙望遠鏡により得られたものでした。

図2．“WASP-107b”の中赤外線領域のスペクトルを表した図。二酸化硫黄やケイ酸塩、水蒸気が検出され、一方でメタンは検出されなかった。（Credit: Michiel Min, European MIRI EXO GTO team, ESA & NASA）

また、“WASP-170b”の二酸化硫黄および水蒸気の存在を示す吸収線は、雲がかかったようにはっきりとしないものでした。
これは比喩表現ではなく、実際に存在する雲が吸収線を不明瞭にしていると考えられます。

今回の観測では、雲の組成を測定するという稀な機会に恵まれ、雲がケイ酸塩で構成されていることを突き止めています。
ケイ酸塩は、地球では身近な岩石や砂などを構成する主成分なので、“WASP-170b”の大気上層部には砂の雲があることを示しています。

このことは意外な発見となりました。

地球では水が蒸発して水蒸気の雲ができるように、高温の惑星では大気下層部でケイ酸塩が蒸発して砂の雲ができることは分かっていました。
でも、砂の雲が大気上層部まで上がるには、これまでは1000℃以上の高温が必要だと考えられていたんですねー

ただ、“WASP-170b”の大気上層部の温度は約470℃しかありません。
このことから、“WASP-170b”の内部はかなり高温で、かつ大気の下層部と上層部を十分に混ぜるだけの強い大気循環が起きていることを、砂の雲の発見は示していました。

“WASP-170b”の内部が高温で、熱による強い大気循環が起きていることを示す別の証拠もあります。
それは、メタンの不検出です。

メタンには、温室効果ガスとして大気を温める働きがあります。
でも、十分な高温と強い光があると分解してしまいます。

高感度なジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の性能を駆使してもメタンが検出されなかったということは、“WASP-170b”では大気下層部まで十分な強さの光が届いていて、内部が高温で熱せられ、メタンが分解されていることを示しています。

メタンの不検出は、砂の雲の検出と共に、“WASP-170b”の激しい大気循環の証拠になります。

今回のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による“WASP-170b”の観測結果は、十分に説明ができなかった従来の惑星科学のモデルに対して、修正が必要なことを示しているのかもしれません。


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