――4つの若いトランジット惑星の正確な質量を決定――

発表のポイント

• 年齢約2,000万年の若い恒星「おうし座V1298星」を公転する4つの惑星の質量を正確に決定した。
• 4つの惑星はその大きさに対して質量がとても小さく、非常に低密度であることがわかった。
• 若い惑星の大気や半径の進化の理論を観測によって裏付ける成果で、銀河系で最も一般的と言われる小型の惑星が生まれたての時はどのような姿であったかを明らかにした。

概要

自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター（国立天文台併任）のジョン・リビングストン特任助教、森万由子特任研究員、東京大学大学院総合文化研究科の成田憲保教授、福井暁彦講師、ジェローム・デレオン特任助教らのMuSCATチーム（注1）を含む国際共同研究グループは、おうし座分子雲の中にある年齢約2,000万年の若い恒星「おうし座V1298星（V1298 Tau）」を公転する4つの惑星のトランジット（注2）を長期的に観測し、4つの惑星の半径が地球の5〜10倍程度であるのに対して、質量は地球の5〜15倍程度しかなく、非常に低密度であることを明らかにしました。この発見は、生まれたての若い惑星は大きく膨らんでいて、時間とともに大気を失いながら収縮し、小型の惑星へと進化していくという理論を初めて観測的に裏付ける成果です。
　本研究成果は、2026年1月7日（英国時間）に英国科学誌Natureのオンライン版に掲載されます（2026年1月8日号のNature本誌に掲載されます）。

発表内容

2025年末までに、6,000個を超える系外惑星（太陽以外の恒星を公転する惑星）が発見されています。これまでに発見された系外惑星の中で最も多いのは、地球よりやや大きいスーパーアース（地球の1〜2倍の大きさ）や海王星よりやや小さいサブネプチューン（地球の2〜4倍の大きさ）と呼ばれる小型の惑星たちです。こうした小型惑星は銀河系で最もありふれた「一般的な」惑星であると言えますが、それらが生まれたばかりの頃はどのような姿であったかはこれまでわかっていませんでした。

研究チームは、おうし座分子雲の中にある若い恒星「おうし座V1298星（V1298 Tau）」を公転する4つの惑星に着目しました。おうし座V1298星は質量が太陽とほぼ同じくらいですが、年齢は約2,000万年であり、生まれたての太陽のような恒星と言えます。おうし座V1298星には、2015年に行われたケプラー宇宙望遠鏡の観測データから4つのトランジット惑星が発見されていました。これまでこの4つの惑星の質量を測定しようという試みが視線速度法（注3）という方法によってなされてきましたが、若い恒星は表面の活発な磁場の活動によって惑星とは無関係の（しかも惑星由来よりも圧倒的に大きな）視線速度のシグナルが生じてしまうため、これまでに報告されてきた惑星の質量は全く正確ではないということが指摘されていました。

本研究で、研究チームは視線速度法に代わる惑星の質量の決定方法として、トランジットタイミング変動（Transit Timing Variation：TTV）法を採用しました。複数の惑星が公転する惑星系では、惑星同士が近づいた際にお互いの引力が影響を及ぼし合うため、トランジットのタイミングが一定の間隔からずれます。このタイミングのずれを調べることで、引力を及ぼしている惑星の質量を推定することができます。視線速度は恒星表面の活動の影響を大きく受けてしまいますが、トランジットのタイミングはその影響をほとんど受けないため、若い恒星を公転する惑星の質量を正確に決定することができます。

研究チームは、2015年にケプラー衛星で取得されていたトランジットのデータに加えて、2019年から2024年にかけて宇宙望遠鏡と地上望遠鏡による長期的なトランジットの追観測を遂行しました。地上望遠鏡では4つの惑星に対して計44回のトランジットの追観測が行われましたが、そのうち26回のトランジットはMuSCATチームによって観測されたもので、MuSCATチームが観測に主要な貢献を行いました。MuSCATチームのメンバーであるアストロバイオロジーセンター（国立天文台併任）のジョン・リビングストン特任助教（本研究の筆頭責任著者）および東京大学先進科学研究機構のジェローム・デレオン特任助教らは、追観測で得られたトランジットのデータをもとにトランジットタイミング変動（図1）を詳細に解析しました。

その結果、4つの惑星は地球と比べて半径が5〜10倍程度と巨大惑星のように見えるのに、質量はスーパーアースやサブネプチューンに相当する5〜15倍程度しかなく、非常に低密度のふわふわの惑星であることがわかりました。つまり、生まれたての巨大惑星のように見えていたのは、実際には大質量の巨大惑星ではなく、将来スーパーアースやサブネプチューンになる比較的小さな質量の惑星たちだったのです。つまり、銀河系で最も一般的な惑星である小型の惑星が、生まれたての時にはふわふわの惑星だったことが明らかになりました。

若い惑星は大きく膨らんでいて非常に低密度であるという理論的な仮説はありましたが、実際に生まれたての惑星の質量と半径を正確に測定して観測的に仮説が裏付けられたのはこれが初めてです。今回の観測成果は、生まれたばかりの小型の惑星はどのような姿であったかを明らかにしたという点で大きな意義があります。

この4つの惑星は現在内部の温度が下がるとともに大気の一部が宇宙空間に流出し、質量を失って、半径が収縮している最中にあると考えられます。これは若い惑星の質量や半径、大気に大きな変化が起きる「進化」の様子を見ていることに相当します。この4つの惑星に対しては、2021年に打ち上げられたジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡での惑星大気の観測が進行中であり、大気の組成・性質やどのくらい流出しているのかといった知見が近い将来に得られると期待されています。今後のさらなる追観測は、惑星の進化の理論を観測によって検証し、より洗練させていく重要な研究となるでしょう。

さらに、太陽系を含む多様な惑星系たちがどのように形成するのかを明らかにしていくためには、おうし座V1298星系だけではなく、今後も新たな若いトランジット惑星を発見し、その惑星たちの性質を追観測によって調べ、惑星の進化の様子を解明していくことが不可欠です。そうした観測を進めるため、現在MuSCATチームは新たな若いトランジット惑星の発見やトランジットタイミング変動の長期的な観測を行うことを目的として、チリと南アフリカにある望遠鏡用に新しい観測装置の開発を進めています（科研費・基盤研究(S)・課題番号24H00017）。今後の若いトランジット惑星の研究により、惑星の進化がどのように進んでいくのか、そしてどのようにして多様な惑星系ができていくのかが明らかになると期待されます。

論文情報

雑誌名：Nature
題　名：A young progenitor for the most common planetary systems in the Galaxy
著者名：John H. Livingston*, et al.
DOI:10.1038/s41586-025-09840-z
論文URL:https://www.nature.com/articles/s41586-025-09840-z

研究助成

本研究は、日本学術振興会科学研究費助成事業（科研費：課題番号24H00017, 24H00248, 24K00689, 24K17082, 24K17083, 25KJ0091, 25K17450）および日本学術振興会二国間交流事業（課題番号JPJSBP120249910）等の支援により実施されました。本研究に用いられたMuSCAT2とMuSCAT3は、アストロバイオロジーセンターで開発・運用されている観測装置です。MuSCAT3は日本学術振興会科学研究費助成事業（科研費：課題番号18H05439）と科学技術振興機構戦略的創造研究推進事業（さきがけ：課題番号 JPMJPR1775）の支援のもとで開発されました。

用語解説

（注1）MuSCATチーム：
成田教授と福井講師らが岡山県の188 cm望遠鏡、スペイン・テネリフェ島の1.52 m望遠鏡、アメリカ合衆国・マウイ島の2 m望遠鏡、オーストラリア・ニューサウスウェールズ州の2 m望遠鏡用に開発した、3つもしくは4つの波長帯で同時にトランジットを観測できる多色同時撮像カメラMuSCATシリーズ（装置名称はそれぞれMuSCAT、MuSCAT2、MuSCAT3、MuSCAT4）を用いて研究を行っているチーム。MuSCATはMulticolor Simultaneous Camera for studying Atmospheres of Transiting exoplanetsの略で、岡山県の名産マスカットにちなんでいます。

（注2）トランジット：
系外惑星がその主星の手前を通過すると、主星の明るさが見かけ上わずかに暗くなります。この現象をトランジットと呼び、トランジットを起こすような軌道を持つ惑星をトランジット惑星と呼びます。

（注3）視線速度法：
系外惑星を発見し、質量を決定する代表的な手法で、ドップラー法とも呼ばれます。系外惑星が公転していると、主星もその惑星との共通重心のまわりを周期的に運動するため、観測者から見ると近づいたり遠ざかったりしています。すると主星が放つ光の吸収線の中心波長がドップラー効果によって周期的にわずかに変わるため、その波長の変化から惑星の存在と質量を知ることができます。しかし、吸収線の中心波長は主星の表面にある黒点（主星と一緒に自転して移動したり、時間の経過とともに生成・消滅する）によっても変化します。若い恒星では黒点の活動が非常に活発なため、惑星由来ではなく黒点由来の視線速度の変化が卓越してしまいます。そのため、特に若い恒星の惑星の質量を視線速度法で決定するのは困難となります。

関連リンク

• 国立天文台　プレスリリース
• 東京大学　プレスリリース

• 2023/11/23 ABCプレスリリース　共鳴し合う６つ子の惑星を発見
• 2023/5/18 ABCプレスリリース　火山活動の可能性がある地球サイズの惑星を発見

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発表のポイント

• 地上望遠鏡による直接撮像観測および視線速度観測と宇宙望遠鏡による固有運動情報を組み合わせ、近傍（地球から約55光年）の赤色矮星を周回する伴星を新たに検出し、その質量（木星の約60倍）と軌道長半径（約4.3天文単位）を精密に決定しました。
• 本成果は、すばる望遠鏡における赤外線分光装置 IRD を用いた戦略枠プログラム（IRD-SSP）によるドップラー法観測、ケック望遠鏡の高コントラスト撮像観測、ガイア宇宙望遠鏡の位置天文データを組み合わせる事によって実現しました。
• 新たに検出された伴星は晩期T型の褐色矮星と推測され、近赤外線で約30%の光度変動を示すことを確認しました。大気における雲や循環の研究対象となる「ベンチマーク天体」として、将来有望な観測対象です。
• ヒッパルコス衛星とガイア衛星の位置天文データを利用した星の加速度情報と系外惑星の直接撮像を組み合わせて新規天体を検出、さらに質量を精密に制限する手法はこれまでに確立されていました。本研究はヒッパルコス衛星ではほとんど検出できなかった暗い近傍赤色矮星系に対し、ガイア衛星のみの加速度情報を適用させて検出された初めての成果になります。

研究内容

私たちの銀河で最も多い恒星は、太陽より小さく冷たい「M型星（赤色矮星）」です。銀河系の恒星の過半数を占めるとされるこれらの星は、星・惑星形成進化の研究において重要なターゲットです。しかし、近傍の天体ですらM型星は非常に暗いためこれまで詳細な観測はあまり行われておらず、M型星は7割以上が単独で存在すると考えられてきました。しかし、近年は観測装置の技術的発展もあり、褐色矮星^*1や低質量星を伴うケースが過小評価されていた可能性も指摘されています。その様に、M型星まわりの伴星や惑星の統計は未解決の問題です。特に、褐色矮星は惑星と恒星の中間に位置する質量を持ち、こうした伴星の存在頻度や質量分布を明らかにすることは、惑星形成と恒星形成の違いや共通点を理解する上で不可欠ですが、統計的にM型星周りにどれくらい存在するのかはよく分かっていません。

　アストロバイオロジーセンター、カリフォルニア州立大学ノースリッジ校、ジョンズホプキンス大学をはじめとする国際研究チームは、地球から約55光年離れたM型星LSPM J1446+4633（以下J1446）を周回する、伴星型の褐色矮星J1446Bを直接撮像で発見しました(図1)。この天体は木星の約60倍の質量を持ち、地球 – 太陽間の約4.3倍という主星に比較的近い軌道を約20年かけて公転しています。さらに、赤外線波長で約30％もの明るさの変動が確認され、雲や嵐などの惑星大気現象が起きている可能性が示唆されました。

　この発見の鍵は、３つの異なる観測手法を組み合わせたことです。①すばる望遠鏡^*3の赤外線分光観測モニタリングによる視線速度測定^*2、②ケック望遠鏡^*3による高解像度赤外線撮像、そして③ガイア衛星^*4による精密な位置測定を利用したJ1446の天球面上での加速度測定です。これらの観測量を組み合わせてケプラーの法則を利用した解析を行うことで、J1446系の力学的質量とJ1446Bの軌道を精密に決定しました(図2)。視線速度の観測だけでは質量と軌道傾斜角のパラメータが縮退しているため不確定性が残りますが、直接撮像とガイアのデータを加えることでその問題を解消でき、軌道を精密に求めることができました。特に視線速度観測は、すばる望遠鏡に搭載された赤外線高分散分光装置 IRD を用いた戦略枠プログラム（IRD-SSP）におけるモニタリング観測中に得られたデータが不可欠でした。ケック望遠鏡では地球大気による星像の歪みを高度に補正するピラミッド波面センシング技術を用いた補償光学装置が今回の直接撮像検出に大きく貢献しました。

 また、ヒッパルコス衛星^*4とガイア衛星の位置天文データを利用した星の加速度情報と系外惑星の直接撮像を組み合わせて新規天体を検出、さらに質量を精密に制限する手法はこれまでにも確立されていましたが、本研究では、過去のヒッパルコス衛星ではほとんど検出できなかった暗い赤色矮星に対し、より暗い天体の位置まで精密測定できるガイア衛星のみの加速度情報を伴星軌道フィッティングに適用させて、伴星の軌道や力学的質量を精密に制限する事に成功した初めての褐色矮星伴星です。

　今回の発見は、褐色矮星の形成シナリオを検証するための重要なベンチマークとなります。将来の分光観測により、この褐色矮星の天候マップを描くことができるでしょう。今回の成果は、地上望遠鏡と宇宙望遠鏡の協力が、太陽系の外に潜む未知の世界を解き明かす強力な武器となることを示しています。

　本研究成果は、米国の天文学誌「アストロノミカル・ジャーナル」に2025年10月20日付で掲載されました (“Direct Imaging Explorations for Companions from the Subaru/IRD Strategic Program II; Discovery of a Brown-dwarf Companion around a nearby Mid-M-dwarf LSPM J1446+4633 ” by Uyama et al., DOI: 10.3847/1538-3881/ae08b6)

研究助成：

本研究は、科学研究費助成事業（課題番号：24K07108, 24K07086）の支援を受けて実施されました。すばる望遠鏡に搭載された赤外線高分散分光装置IRDは、科学研究費助成事業（課題番号：18H05442, 15H02063, and 22000005）の支援を受けて開発を行いました。

用語解説：

*1：褐色矮星は典型的には木星のおよそ13から80倍程度の質量を持つ天体を指し、星のような水素の持続的な核融合を起こせません。一般向けには「恒星になり損ねた星（failed star）」と表現されることもありますが、その形成過程は依然として謎に包まれています。また木星のようなガス惑星と同様に時間経過で冷えていくため、惑星形成の研究対象としても重要です。

*2：星の運動によって星のスペクトルがドップラー効果で変動する事を利用した観測手法です。

*3：すばる望遠鏡、ケック望遠鏡はハワイ島にあるマウナケア山の山頂に設置された口径8-10m級の大型望遠鏡です。

*4 ：ガイア衛星は天の川銀河の天体の詳細な3次元マップを作成することを目的とし、2013年に打ち上げられた位置天文学衛星です。非常に高精度に位置を決めることができるため、星の固有運動を元に伴星や惑星の存在を調べるアストロメトリ法への適用が期待されます。ヒッパルコス衛星はガイア衛星の前身となるような位置天文学衛星で、1989年に打ち上げられました。

論文情報：

雑誌： Astronomical Journal 
タイトル：Direct Imaging Explorations for Companions from the Subaru/IRD Strategic Program II; Discovery of a Brown-dwarf Companion around a nearby Mid-M-dwarf LSPM J1446+4633
著者：Uyama, T.; Kuzuhara, M.; Beichman, C.; Hirano, T.; Kotani, T.; An, Q.; Brandt, T. D. et al.
DOI：10.3847/1538-3881/ae08b6

関連リンク：

2025年10月21日　国立天文台ハワイ観測所プレスリリース

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発表のポイント：

• 原始惑星「ぎょしゃ座AB星b」に物質が落ち込んでいる（質量降着の）証拠を欧州南天天文台の8メートル望遠鏡（VLT）による分光観測で発見した。
• 惑星から光のスペクトルは、若い恒星への質量降着の証拠となるものと類似しており、原始惑星で質量降着を示す最初の発見。
• これは、数例しかない原始惑星の中でも、この惑星が円盤中に埋もれた最も若い原始惑星であることの強い証拠となる。

概要：

生命を育む地球のような小型岩石惑星や木星のような巨大ガス惑星は、太陽のような恒星のまわりで生まれます。その誕生の場は、原始惑星系円盤と呼ばれるガスと塵の薄い円盤状の天体です。原始惑星系円盤は、太陽質量に限らず、重い星や軽い星の若い段階において普遍的に見られ、すばる望遠鏡のような8m級望遠鏡（可視光・赤外線）やアルマ望遠鏡（電波）によって、その詳細な姿が2010年代から明らかになってきました。

しかし、円盤の中の微細な構造（隙間構造や渦巻腕構造）から間接的に惑星の存在が示される例は多数発見されていますが、円盤中に生まれたばかりの惑星（原始惑星）の姿を直接に捉えることは、PDS70 bやc、ぎょしゃ座AB星 b(AB Aur b)など、これまで数例でしか成功していません。これは、原始惑星の多くは原始惑星系円盤に埋もれているため、惑星によって円盤に隙間が出来て見易くなったり、あるいは、円盤の真上からでないと見えなかったりするためと考えられます。また、原始惑星は、周りの円盤から質量を集めて惑星に成長しつつある天体と考えられますが、埋もれている円盤からその質量降着の様子を詳細に分光観測した例はPDS70の惑星系しかありません。

今回、アストロバイオロジーセンター、米国テキサス大学サン・アントニオ校らの研究者を中心とする国際研究チームは、VLT望遠鏡に搭載されたた多天体分光器MUSE（ミューズ）を用いた分光観測により、AB Aur bからの水素原子輝線の検出に成功しました。この輝線は、原始惑星を取り囲む周惑星円盤への質量降着の証拠と考えられます。

背景：

太陽系を超えた遠方にある惑星 (系外惑星) は、1995 年の最初の発見以降、6000個以上も発見されています。その多くは、我々の太陽系にある8個の惑星とは大きく違った性質を持っています。そのような多様な系外惑星はどのようにして生まれ、どのように進化し、あるものは地球のような生命を宿す惑星になれるのでしょうか？　この謎を解明するためには、惑星が生まれる現場で、今まさに生まれている若い惑星をとらえることが不可欠です。しかし、観測的な困難さから、年齢が数100万年程度の若い惑星の観測は極めて限られていました。

生命を育む地球のような小型岩石惑星や木星のような巨大ガス惑星は、太陽のような恒星のまわりで生まれます。その誕生の場は、「原始惑星系円盤」と呼ばれる塵とガスの薄い円盤状の天体です。原始惑星系円盤は、太陽質量に限らず、重い星や軽い星の若い段階において普遍的に見られ、すばる望遠鏡などの8m級望遠鏡やアルマ望遠鏡によって、その詳細な姿が2010年代から明らかになってきました。しかし、円盤の中の微細な構造（隙間構造や渦巻腕構造）から間接的に惑星の存在が示される例は多数発見されていますが、円盤中に生まれたばかりの若い惑星（原始惑星）の姿を直接に捉えることは、年齢400万年のPDS70 bやc、年齢が200万年のAB Aur bなど、数例でしか成功していません。後者は、すばる望遠鏡によって2022年に発見されました(注１)。これは、原始惑星の多くは原始惑星系円盤に埋もれているため、惑星によって円盤に隙間が出来て見易くなったり、あるいは、円盤の真上からでないと見えなかったりするためと考えられます。また、原始惑星は、周りの原始惑星系円盤から質量を集めて惑星に成長しつつある天体と考えられますが、埋もれている円盤から原始惑星へ質量降着する様子を詳細に分光観測した例はありません。

研究成果：

今回、アストロバイオロジーセンター（ABC）、東京大学、国立天文台、工学院大学、米国テキサス大学サン・アントニオ校、北京大学らの研究者を中心とする国際研究チームは、VLT望遠鏡に搭載されたた多天体分光器MUSE（ミューズ）を用いた分光観測により、ぎょしゃ座AB星bからの水素原子輝線（Hα輝線）の検出に成功しました。図１は、その水素原子輝線の面分布を表したものです。

この輝線は、原始惑星を取り囲む「周惑星系円盤」への質量降着の証拠と考えられます。一般に、水素原子輝線は若い星やその周辺に多く見られます。とりわけ、原始惑星系円盤にも物質が降着しているため、円盤からの水素原子輝線が拡がっています。私たちが狙っているのは、その円盤にまだ埋もれている、もっと小さな原始惑星を取り囲む周惑星系円盤への物質の落ち込みです。多天体分光器は、天球上に面状に広がった天体の分光観測ができるため、円盤に埋もれた原始惑星の、円盤に起因する放射成分と惑星に起因する放射成分を同時に分光観測できる理想的な装置です。また、可視光で南米チリの良好なシーイングを活かした高解像度（最高で0.3秒角）かつ高い波長分解能（λ/Δλ～3000）の分光観測が出来る点がユニークです。この能力によって、原始惑星と原始惑星系円盤を明確に区別したスペクトルを得ることができました。

今回の観測で、まさにすばる望遠鏡で発見された原始惑星の位置に水素原子輝線が発見されました。そのスペクトルの形状（逆はくちょう座P星プロファイル（注２））は、同様の質量降着を起こしているTタウリ型星（注３）で見られるものと類似していました（図２）。このような形状の水素原子輝線が発見された原始惑星は、これまでAB Aur bだけです。これは、ぎょしゃ座AB星の年齢が約200万年と非常に若く、惑星のまわりにはまだ多量の物質が見られるため、このぎょしゃ座AB星周りの惑星、AB Aur b は、今まさに生まれつつある惑星、いわゆる「原始惑星」であることを強くサポートします。このようなスペクトルが得られている原始惑星は他にはPDS70 bとcしかなく、原始惑星系としては2例目、円盤中に埋もれた原始惑星としては初めての観測になります。（PDS70 b,cは円盤の空隙中にあります。）

AB Aur b は、木星の約4倍の質量をもち（注４）、主星から地球-太陽間距離の93倍も離れた軌道を公転しています。このような恒星から離れた巨大惑星は太陽系には存在しませんが、どのようにして生まれたのでしょうか？標準的な惑星系形成モデルでは、若い星のまわりの原始惑星系円盤で微惑星が成長し、それがさらに多量の物質を集めて木星のような巨大惑星が形成されるというモデルです。形成後に惑星が主星の近くや遠くに移動したり、散乱したりする可能性も示唆されています。しかし、今回の発見は、惑星移動が起こる間もない時期に、主星から遠く離れた位置で巨大な原始惑星が誕生したことを示しており、標準モデルでも惑星移動・散乱モデルでも説明できません。従って、今回の物質降着の証拠は、太陽系には無い種類の「遠方巨大惑星」は円盤中で自己重力により巨大惑星が形成されるという「重力不安定による惑星系形成」を強く支持します。

本研究成果は、米国の天文学専門誌『アストロフィジカルジャーナル・レター』に2025年9月2日付で掲載されました (Currie et al. "Images of embedded Jovian planet formation at a wide separation around AB Aurigae")。

用語解説：

(注１) すばる望遠鏡による、AB Aur の原始惑星の発見、および、そのまわりを取り巻く複雑な構造を持った原始惑星系円盤の詳細観測については、それぞれ2022年4月4日のアストロバイオロジーセンターとハワイ観測所および2011年2月17日のハワイ観測所プレスリリースをご覧ください。

(注２) 逆はくちょう座P星プロファイル：恒星表面から大量のガスが放出している「はくちょう座P星」という恒星のスペクトルが示す、輝線と吸収線が隣り合う特徴的なスペクトルを「はくちょう座P星プロファイル」と呼びます。「逆」はくちょう座P星プロファイルは、輝線と吸収線の順序が逆になっていて、恒星表面にガスが降着しているTタウリ型星(注３参照)でも見られるプロファイルです。

(注３)Tタウリ型星：恒星がガスの中で誕生し、周囲のガスが少なくなり可視光でも観測できるようになった若い恒星。まだ周囲のガスによる質量降着が進んでいるものもあり、1945年に新しい変光星として発表された恒星の典型がおうし座のT星であったため、このような若い恒星をTタウリ型星と呼びます。

(注４) 誤差を考慮すると、AB Aur b の質量は木星の約４〜９倍程度です。

発表雑誌：

雑誌名：Astrophysical Joural Letters
論文タイトル：”VLT/MUSE Detection of the AB Aurigae b Protoplanet with Hα Spectroscopy”
著者名：T. Currie et al.
DOI： 10.3847/2041-8213/adf7a0

関連リンク

• アストロバイオロジーセンター２０２２年４月５日プレスリリース
• 国立天文台ハワイ観測所２０２２年４月５日プレスリリース
• 国立天文台ハワイ観測所２０１１年２月１７日プレスリリース

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A team of astronomers, led by Sayyed Ali Rafi, a graduate student from the University of Tokyo, has recently discovered evidence of water vapor (H₂O) in the atmosphere of the hot Saturn, HD 149026 b (Figure 1). This exoplanet, located about 250 light years from Earth in the Hercules constellation, is a type of hot gas giant similar in size to Saturn but orbits extremely close to its host star. It orbits a metal-rich evolved star, HD 149026, nearly 10 times closer than Mercury’s orbit around the Sun, resulting in a year that lasts only about 2.9 days! This proximity causes the temperatures of such hot gas giants to soar above 1500 Kelvin. Specifically, HD 149026 b has an equilibrium temperature of approximately 1700 Kelvin, hot enough to melt even the strongest steel.

 This paper will be published in The Astronomical Journal on August 5th, 2024.

To detect atmospheric signatures from the planet, the team used a technique called transmission spectroscopy. When the planet transits or passes in front of its host star relative to the observer on Earth, some of the star’s light passes through the planet’s atmosphere. This starlight is absorbed by various gases in the atmosphere, creating a planetary absorption spectrum that is imprinted on the stellar spectrum. By separating the stellar spectrum from the planetary spectrum, such as by subtracting the spectrum observed outside of transit (where there’s no atmospheric absorption from the planet), the atmospheric signatures of the planet can be identified.

One major challenge in observing exoplanetary atmospheres is the extremely high contrast between the bright star and the dim planet. This makes the planet’s atmospheric signatures difficult to detect, often buried below the stellar photon noise. The strength of the planet’s signatures would be stronger if we observed planets with either higher temperatures (resulting in more extended atmospheres and easier detection), closer distances to their host stars (making it easier to separate the stellar and planet spectra), or a combination of both. Hot gas giants possess both these properties, making them ideal targets for transmission spectroscopy observations, though their atmospheric signatures remain challenging to detect.

“We can boost the exoplanet signal by combining the information of hundreds or thousands of weak spectral absorption lines that are individually resolved in high-resolution spectroscopy using cross-correlation. This is one of the most successful methods used to characterize the atmosphere of exoplanets so far allowing us to take a peak of the atmosphere of alien worlds”, explains Dr. Stevanus Kristianto Nugroho from Astrobiology Center, who co-authored this study.

Using this technique, the team analyzed high-resolution transmission spectroscopy archival data from CARMENES, a high-resolution spectrograph installed at the 3.5-meter Calar-Alto Observatory in Spain. They focused on the near-infrared wavelength range (0.97 – 1.7 μm) of the spectrograph to search for signs of H₂O and HCN (hydrogen cyanide), which have strong absorption features in this range. “We found an evidence of H₂O in HD 149026 b’s atmosphere at an S/N of 4.8 whilst we cannot find anything related to HCN (Figure 2)”, the lead author, Rafi, said. Last year, interestingly, the James Webb Space Telescope (JWST) also detected H₂O on HD 149026 b, but from its dayside rather than during transit. This complementary finding supports the presence of water vapor in the planet’s atmosphere, indicating that water is present in different regions of the planet’s atmosphere. The team emphasized that their discovery, however, still needs to be confirmed by more transit observations follow-up. As for HCN, the non-detection, the team outlined in their work, might be attributed to the data’s S/N which perhaps might not be enough to detect the molecule.

So, why search for H₂O and HCN? In the atmosphere of hot gas giants like HD 149026 b, if the carbon-to-oxygen ratio (C/O) is less than one (indicating that oxygen is more abundant than carbon), H₂O and carbon monoxide (CO) are the most abundant oxygen and carbon-bearing species. If the C/O ratio is greater than one, H₂O becomes less abundant, and HCN becomes more prevalent, alongside CO, whose abundance remains relatively constant. By finding and determining the abundance of these gases, scientists can measure the atmospheric C/O ratio, which is crucial to infer the formation and evolution history of gas giant planets like HD 149026 b. “This detection of water vapor on a hot Saturn-like exoplanet offers new clues about its atmospheric dynamics and orbital properties and takes us one step closer to understanding planetary formation”, explains Dr. Alejandro Sánchez-López from Instituto de Astrofisica de Andalucia and co-authored this work.

Studying the atmosphere of HD 149026 b is particularly important due to its unique characteristics. This planet has an anomalously large core, estimated to be up to around 110 Earth masses, which challenges existing planet formation models such as gravitational instability and core accretion. These models typically predict much smaller cores for gas giants, so forming a core of this size suggests unusual conditions or processes. Several theoretical scenarios have been proposed, and any follow-up atmospheric observations of this planet could help support one of these theories or even suggest a new one.

Graduate students play a pivotal role in the field of exoplanetary research, as demonstrated by the work of Rafi and his team. Their work highlights the significant contributions these young researchers make. Graduate students’ ability to conduct such study using data from the state-of-art instrument is essential for advancing our understanding of distant worlds, thus highlighting their important role in this rapidly evolving scientific discipline.

PUBLICATION

Journal: The Astronomical Journal
”Evidence of Water Vapor in the Atmosphere of a Metal-Rich Hot Saturn with High-Resolution Transmission Spectroscopy”
Authors: S. A. Rafi, S. K. Nugroho, M. Tamura,  et al.
DOI: 10.3847/1538-3881/ad5be9
URL: https://doi.org/10.3847/1538-3881/ad5be9

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東京大学の大学院生Sayyed Ali Rafi（セイエド・アリ・ラフィ）^[1]が率いる研究チームは、ホットサターンであるHD 149026 bの大気中に水蒸気（H₂O）が存在する証拠を発見した(図1)。この太陽系外惑星（以下、系外惑星）は、地球から約250光年離れたヘルクレス座に位置し、土星と同じような大きさの高温ガス惑星であるため、ホットサターンと分類されている。金属が豊富な恒星HD 149026の周りを回っており、その距離は水星が太陽を回る軌道の1/10で、この惑星の1年はわずか2.9日しかない！この近さによって、高温のガス惑星の温度は1500ケルビン^[2]以上に上昇する。実際、HD 149026 bの平衡温度は約1700ケルビンで、最強の鋼鉄でさえ溶かす高温惑星である。

本研究の成果は、東京大学の大学院生Sayyed Ali Rafiが主著者となり、米国の天文学誌『アストロノミカル・ジャーナル』（2024年8月5日）に掲載されます。

惑星の大気を検出するために、研究チームは透過光分光法と呼ばれる技術を使用した。地球上の観測者に対して惑星が恒星の前を通過するとき、恒星の光の一部が惑星の大気を通過する。この星の光は惑星大気中の様々なガスに吸収され、恒星のスペクトルに刷り込まれた惑星の吸収スペクトルを作り出す。恒星のスペクトルから惑星のスペクトルを分離することで、惑星の大気の特徴を特定することができる。

系外惑星大気の観測における大きな課題は、明るい恒星と暗い惑星のコントラストが非常に大きいことである。このため、惑星の大気を検出するのは難しく、しばしば恒星の光子ノイズに埋もれてしまう。惑星大気のシグナルの強さは、惑星の温度が高い（その結果、大気がより広がり、検出しやすくなる）か、恒星までの距離が近い（恒星と惑星のスペクトルを分離しやすくなる）か、あるいはその両方の組み合わせで観測された場合に、より強くなる。高温の惑星はこの両方の性質を持つため、透過光分光観測の理想的なターゲットとなるが、その大気を検出するのはまだ難しい。

この困難を克服するために、最も有効な手法が相互相関法である。「相互相関を利用して、高分解能分光で個別に分解される数百から数千の弱いスペクトル吸収線の情報を組み合わせることによって、系外惑星のシグナルを高めることができる。これは、これまで太陽系外惑星の大気を特徴付けるために使用された最も成功した方法の1つで、異星世界の大気のピークをとらえることができる。」と、共著者であるアストロバイオロジーセンターのステバヌス・ヌグロホ博士は説明する。

この手法を用いて、研究チームはスペインのカラー・アルト天文台に設置された分光器CARMENES（カルメネス）の高分解能の透過光分光アーカイブデータを解析した。「我々は、分光器の近赤外線波長域（0.97〜1.7μm）のデータに注目し、この波長域に強い吸収を持つH₂OとHCN（シアン化水素）を探した。その結果、惑星大気中のH₂Oの証拠を約4.8の信号対雑音比（S/N）で発見しました（図2）」と論文主著者のセイアド・ラフィ氏が言う。興味深いことに、昨年にジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）も同じ惑星でH₂Oを検出した。これは、惑星の昼側を観測したことに対応しているが、今回の結果は惑星の夜側に相当している。これらの相互に補完的な発見は、惑星大気中の水蒸気の存在を裏付けるものであり、同時に惑星大気の異なる領域に水が存在することを示している。しかし、本研究チームは、この発見のS/N比は高くないため、今後のフォローアップ観測によって確認される必要があると考えている。HCNについては検出されなかったが、これはデータのS/N比が分子を検出するのに十分でなかったためと考えられる。

では、なぜH₂OとHCNを探すのか？　HD 149026 bのような高温ガス惑星の大気では、炭素と酸素の比（C/O）が1より小さい場合（酸素が炭素より豊富であることを示す）、H₂Oと一酸化炭素（CO）が最も豊富な酸素と炭素を含む種である。C/O比が1より大きい場合、H₂Oはより少なくなる一方、HCNがより多くなり、COと並んで、その存在量は比較的一定に保たれる。これらのガスの存在量を発見し決定することで、大気のC/O比を測定することができる。「高温の土星のような太陽系外惑星で水蒸気が検出されたことは、その大気ダイナミクスと軌道特性に関する新たな手がかりを提供し、惑星形成の理解に一歩近づいた」と、共著者のアンダルシア宇宙科学研究所のアレハンドロ・サンチェス＝ロペス博士は説明する。

HD 149026 bの大気を研究することは、この系外惑星のユニークな特徴から特に重要である。この惑星は、地球質量の約110倍もの異常に大きなコアを持ち^[3]、重力不安定性やコア降着といった既存の惑星形成モデルでは説明できない。これらのモデルは通常、ガス惑星ではもっと小さなコアを予測するため、この大きさのコアを形成することは、異常な条件や形成過程を示唆している。いくつかの理論的なシナリオが提唱されており、この惑星の大気観測を続ければ、これらの理論のいずれかを支持する、あるいは新たな理論を示唆する可能性がある。

「系外惑星の研究は発見の時代から分析の時代に入りつつある。今や大学院生が100個の系外惑星を発見することも可能になった^[4]が、今回の研究が示すように、大学院生は系外惑星研究の大気分析の研究でも重要な役割を果たしている」と言うのは共著者の田村元秀教授。大学院生が最先端の観測装置からのデータを使ってこのような研究を行う能力は、「遠い世界」の理解を進めるために不可欠であり、この急速に発展する科学分野での大学院生の重要な役割を浮き彫りにしている。

注釈：

[1] アストロバイオロジーセンターのヌグロホ氏がデータ解析の指導を担当した。

[2] ケルビン：絶対温度の単位。摂氏0度（０℃）は273.15ケルビン

[3] 太陽系の土星のコアの質量は地球質量の１７倍程度。

[4] ABCプレスリリース：「宇宙と地上の望遠鏡の連携で100個を超える系外惑星を発見」

論文情報：

論文誌：Astronomical Journal

論文タイトル：Evidence of Water Vapor in the Atmosphere of a Metal-Rich Hot Saturn with High-Resolution Transmission Spectroscopy

著者：S. A. Rafi, S. K. Nugroho, M. Tamura, ほか

DOI: 10.3847/1538-3881/ad5be9

URL: https://doi.org/10.3847/1538-3881/ad5be9

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Summary

• Our team discovered mini-Neptunes^*1 around four red dwarfs^*2, which are named TOI-782, TOI-1448, TOI-2120, and TOI-2406, using observations from a global network of ground-based telescopes with MuSCATs and the TESS space telescope^*3.
• These four mini-Neptunes are close to their parent stars, and the three of them are likely to be in eccentric orbits (TOI-782 b, TOI-2120 b, TOI-2406 b).
• These mini-Neptunes are not rocky planets like Earth but may be Neptune-like planets.

abstract

An international team of astronomers, led by Yasunori Hori and Teruyuki Hirano from Astrobiology Center and Akihiko Fukui and Norio Narita from The University of Tokyo, has reported the discovery and follow-up of four short-period mini-Neptunes around red dwarfs older than one billion years. At least three of these mini-Neptunes are likely to be in eccentric orbits. The fact that these mini-Neptunes have maintained non-zero eccentricities for billions of years after their birth suggests that they may not be rocky planets like Earth but Neptune-like planets that are less susceptible to tidal deformation. This study should provide a clue to the origins and elusive interior structures of mini-Neptunes.

 This paper was published in The Astronomical Journal on May 30, 2024.

introduction

Planets between the size of Earth and Uranus/Neptune, known as mini-Neptunes, are not found in our Solar System. However, mini-Neptunes are relatively common outside the Solar System and are promising targets for atmospheric characterization by the James Webb Space Telescope. What do mini-Neptunes look like?

results

We have discovered four transiting^*4 short-period mini-Neptunes orbiting red dwarfs (TOI-782, TOI-1448, TOI-2120, and TOI-2406) through follow-up observations with ground-based telescopes with MuSCATs (a series of Multicolor Simultaneous Camera for studying Atmospheres of Transiting exoplanets^*5). These mini-Neptunes have radii about 2-3 times that of Earth and orbital periods of less than eight days. In addition, our radial velocity measurements^*6 of their parent stars, obtained with the IRD (InfraRed Doppler) on the Subaru telescope, indicate that the upper limit on the masses of these four planets is less than 20 times the mass of Earth. The relationship between the measured radii and the upper mass limits of these mini-Neptunes suggests that they are not rocky planets like Earth. Their interiors likely contain volatiles such as icy materials like H₂O and atmospheres. 

We also found that at least three of these four mini-Neptunes (TOI-782 b, TOI-2120 b, TOI-2406 b) are likely to be in eccentric orbits. In general, the orbit of a short-period planet around a red dwarf should be circular due to tidal dissipation. However, three short-period mini-Neptunes around red dwarfs have maintained non-zero eccentricities for billions of years. One possible interpretation of this is that their interiors are not susceptible to tidal effects. The mass-radius relationship of these four mini-Neptunes suggests that they are not rocky planets. Thus, the interiors of these mysterious mini-Neptunes may be similar to those of Neptune. Short-period mini-Neptunes are promising targets for atmospheric observations with the James Webb Space Telescope. Further detailed follow-up observations are expected to improve our understanding of the internal compositions and atmospheres of short-period mini-Neptunes.

acknowledgments

This research was supported by Grant-in-Aid for Scientific Research (KAKENHI: Grant-in-Aid for Scientific Research No. JP18H05439, JP18H05442).

Publication

Journal: The Astronomical Journal
”The Discovery and Follow-up of Four Transiting Short-Period Sub-Neptunes Orbiting M dwarfs”
Authors: Hori, Y., Fukui, A., Hirano, T. et al. (2024)
DOI: 10.3847/1538-3881/ad4115
URL: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ad4115

*1: Mini-Neptunes or sub-Neptunes are planets between the size of Earth and Neptune (about 4 times the radius of Earth).
*2: M-type stars with effective temperatures below ~3,800K.

*3: NASA’s space telescope, the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS).

*4: Transit is a phenomenon caused by a planet partially blocking starlight as it passes in front of the star.

*5: MuSCAT series are multi-color cameras mounted on 1~2m class grand-based telescopes.

*6: The gravitational pull of a planet causes its parent star to wobble. The radial velocity method (or the Doppler method) uses the apparent variations in the velocity of a star in the direction of the line of sight to detect an unseen planet.

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発表のポイント

• 宇宙望遠鏡TESS（テス）^(*注1)と地上望遠鏡の世界的な観測網によって、４つの赤色矮星^(*注2)周りでミニ・ネプチューン^(*注3)を発見（TOI-782 b, TOI-1448 b, TOI-2120 b, TOI-2406 b）。
• 4つのミニ・ネプチューンは中心星近傍に存在し、そのうちの3つ(TOI-782 b, TOI-2120 b, TOI-2406 b)は楕円軌道にある可能性が高い。
• これらのミニ・ネプチューンは地球のような岩石惑星ではなく、海王星に似た惑星かもしれない。

概要

自然科学研究機構アストロバイオロジーセンタ−の堀 安範 特任助教、平野照幸 准教授、東京大学大学院総合文化研究科の福井暁彦特任助教、成田憲保 教授らが参加する国際研究チームは、宇宙望遠鏡TESS(テス)と地上望遠鏡の連携観測によって、4つの年老いた赤色矮星（星の年齢は10億歳以上）周りでミニ・ネプチューンを発見しました。

4つのミニ・ネプチューンは中心星近傍に存在する高温の短周期トランジット惑星^(*注4)で、少なくとも３つのミニ・ネプチューンは楕円軌道にある可能性が高いことがわかりました。一般的に、中心星に近い岩石惑星は時間と共に軌道が円軌道に変化することが知られています。誕生してから10億年以上経過した現在まで歪んだ軌道を保持していることから、これらのミニ・ネプチューンは地球のような岩石惑星ではなく、海王星のような惑星かもしれません。本発見は謎に包まれたミニ・ネプチューンの成り立ちとその姿を解き明かす重要な手掛かりになると期待されます。

　本研究成果は 2024年5月30日に米国科学雑誌「The Astronomical Journal」に掲載されました。

研究背景

地球と天王星・海王星の間のサイズの惑星（ミニ・ネプチューン）は太陽系では見られません。しかし、太陽系外に目を向けてみると、ミニ・ネプチューンは比較的ありふれた存在であることに気付かされます。2021年に打ち上げられたジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測ターゲットとして注目を集めるミニ・ネプチューンは一体どのような惑星なのでしょうか？

研究成果

今回の研究では、宇宙望遠鏡TESS(テス)と地上望遠鏡(MuSCATシリーズ^(*注5)など)の連携観測によって4つの年老いた赤色矮星周りで謎に包まれたミニ・ネプチューンを新たに発見しました。4つのミニ・ネプチューン（TOI-782 b, TOI-1448 b, TOI-2120 b, TOI-2406 b）は地球半径の約2-3倍程度の惑星で、星の周りをおよそ8日以内で回っています。さらに、ハワイ島 マウナケア山頂のすばる望遠鏡に搭載された近赤外分光装置IRD (InfraRed Doppler)で4つの赤色矮星の視線速度測定^(*注6)を実施し、4つの惑星の質量の上限値として地球質量の20倍より小さいという結果が得られました。今回得られた惑星の質量と半径の関係から、4つの惑星は地球のような岩石惑星ではなく、少なくともなんらかの揮発性物質 (例えば、H₂Oといった氷物質由来の材料物質や大気)を含む可能性が高いといえます。

　また、4つのうち少なくとも3つのミニ・ネプチューン(TOI-782 b, TOI-2120 b, TOI-2406 b)は楕円軌道にある可能性が高いこともわかりました。一般に、赤色矮星周りの短周期惑星の軌道は星からの潮汐力^(*注7)の影響を受けて円軌道化されます。なぜなら、潮汐力により惑星自身がわずかに変形し、それによって生じる摩擦でエネルギーを散逸することで、楕円だった惑星の軌道が円軌道に変化していくことが知られています。しかしながら、10億年以上も年老いた赤色矮星星の周りの短周期ミニ・ネプチューンは現在まで楕円軌道を維持し続けていました。このことから、一つの解釈として、短周期ミニ・ネプチューンがあまり潮汐力の影響を受けにくい内部構造である可能性が考えられます。実際に、惑星の質量と半径の関係からも、4つのミニ・ネプチューンは潮汐力の影響を強く受けやすい岩石惑星でないことが示唆されています。したがって、これらの短周期ミニ・ネプチューンは潮汐力の影響を受けにくい、例えば海王星に似た惑星かもしれません。こうした短周期ミニ・ネプチューンは現在運用中のNASAのジュームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による大気観測のターゲットとしても注目されており、今後の詳細な追観測によって、短周期ミニ・ネプチューンの内部組成や大気への理解がより一層進むことが期待されます。

研究助成

本研究は、科学研究費助成事業（科研費：課題番号JP18H05439, JP18H05442）の支援を受けて実施されました。

用語解説

(注１) 宇宙望遠鏡TESS：
2018年に打ち上げられたNASAの太陽系外惑星探索衛星

(注２) 赤色矮星：
太陽よりも小さく、低温度の星

(注３) ミニ・ネプチューン：
地球より大きく、海王星（地球半径の約4倍）より小さな惑星

(注４) トランジット法：
恒星の前面を惑星が通過する時に、惑星が星の光を一部遮ることで生じる減光現象（トランジット法）を利用して発見された太陽系外惑星

(注５) MuSCATシリーズ：
アストロバイオロジーセンターと東京大学が共同で開発した多色撮像カメラ。今回はスペイン・カナリア諸島のMuSCAT2とハワイ・マウイ島のMuSCAT3を利用。

(注６) 視線速度法：
惑星を持つ星は公転運動する惑星からの重力の影響で周期的に揺れ動きます。恒星の視線方向の見かけの速度変動を観測することで存在する惑星の質量を推定する手法

(注７) 潮汐力：
天体が、別の天体の重力によって形状を変化させる力。地球では、月の重力の影響で海の満ち引きが生じています。

発表雑誌

雑誌名：The Astronomical Journal
論文題名：”The Discovery and Follow-up of Four Transiting Short-Period Sub-Neptunes Orbiting M dwarfs”
著者名：Hori, Y., Fukui, A., Hirano, T. et al.
DOI：10.3847/1538-3881/ad4115
URL：https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ad4115

関連リンク

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 An international team led by scientists from the Astrobiology Center in Japan, the University of Tokyo, the National Astronomical Observatory of Japan, and Tokyo Institute of Technology has successfully discovered a new extrasolar planet named Gliese 12 b through a collaboration between NASA’s TESS campaign and a strategic survey program (SSP) of the Subaru Telescope. Gliese 12 b has a size similar to Earth and Venus, and is orbiting around its host star, Gliese 12, with a period of 12.8 days. Despite its close proximity to its host star, the amount of radiation Gliese 12 b receives is comparable to that of Venus, because the host star is much cooler than the Sun. The planet may still retain a certain amount of atmosphere, making it one of the most suitable targets out of all of the planets discovered so far to investigate the atmosphere of a planet like Venus. It remains an open question why the surface environment of Venus – a sibling of Earth – became so harsh for life compared to that of Earth. In the near future, NASA’s JWST and extremely large telescopes, such as TMT, will be used to characterize the atmosphere of Gliese 12 b in detail, greatly improving our understanding of the conditions necessary for habitability. 

Is Earth a special planet with its wide variety of life? Or are planets bearing life common in this Universe? In order to answer these fundamental questions, we need to look for clues from other planets that are similar to Earth. In particular, Venus in the Solar System is an important target. Venus’s size and mass are very similar to those of Earth, so Venus is called “Earth’s sibling.” Nevertheless, its atmosphere is thick and dry and thus not like Earth’s. Why did Venus develop a surface environment that is significantly different from Earth’s? Although Venus’s insolation – the amount of light a planet receives from the host star – is slightly higher than Earth’s insolation, the answer to the above question remains unclear. Indeed, scientists don’t understand why a planet develops an environment suitable for bearing life. To better understand that question, it is essential to get hints from not only Venus but also an “exo-Venus,” which is a Venus-like planet outside the Solar System. 

Since the 1990s, more than 5,500 planets orbiting around stars other than the Sun have been discovered by various detection methods. In particular, the Kepler satellite launched by NASA in 2009 played a major role in the discoveries and was the first to discover planets with sizes comparable to or smaller than Earth. However, as these planets are hundreds of light years away from Earth, it is challenging to characterize their atmospheres in detail with the current or even up-coming telescopes. 

The current trend is to discover planets orbiting M type stars, which are less massive than the Sun, in the vicinity of the Solar System. This is because if the star is less massive or smaller, it is easier to detect a change in the host star’s velocity and brightness that originates from the orbital motion of a planet. The method to detect the velocity change is called the “Doppler” technique, while that to detect the brightness change is called the “transit” technique. 

To use the Doppler technique, astronomers carry out spectroscopic observations, in which stellar light is divided into many “rainbows.” A huge amount of light is required for this analysis. M-type stars are faint at visual wavelengths but bright at infrared wavelengths. So, the Subaru Telescope started a large program to search for planets via the Doppler technique in 2019 using the newly-developed infrared spectrograph, IRD. Between 2019 and 2022, the astronomers extensively monitored Gliese 12, a star located 40 light-years away in the direction of the concentration Pisces, as one of the targets of the IRD-SSP observing campaign. Gliese 12 is an M-type star one-fourth the size of the Sun, with a surface temperature of 3,000 ℃, which is 2500 ℃ cooler than the Sun. 

Gliese 12, was also observed by NASA’s TESS space telescope between August 2021 and October 2023. The TESS team detected signs of a planet candidate with a size similar to Earth and reported the detection in April, 2023. This report motivated the astronomers to start the follow-up observations for validating the candidate signal with the multi-color simultaneous cameras MuSCAT2 and MuSCAT3, which were developed by the Astrobiology Center (ABC) and the University of Tokyo. The analysis of the data taken with TESS and the MuSCAT series determined the orbital period of Gliese 12 b to be 12.8 days and the radius to be 0.96 Earth radii. Furthermore, the astronomers constrained the mass of Gliese 12 b to be less than 3.9 Earth masses by combining the Doppler velocity measurements taken with IRD and those with CARMENES on the Calar Alto 3.5 m telescope in southern Spain. 

What kind of planet is Gliese 12 b? The orbital period of this planet, that is to say one year on this planet, is just 12.8 days. This translates to a distance between the star and the planet of only 0.07 au, where one au corresponds to the Earth–Sun distance. However, the amount of insolation Gliese 12 b receives is only 1.6 times higher than that of Earth, or similar to that of Venus (which is 1.9 times higher than Earth’s), thanks to the low temperature of the host star. Nevertheless, even with such a relatively weak insolation, the planetary surface would be hot enough to start the runaway evaporation of liquid water from the surface. 

Meanwhile, whether liquid water can be stably retained on the surface of a planet depends on the composition and thickness of the atmosphere. For example, even if the surface temperature of a planet is appropriate, the planet cannot retain water as a liquid on the surface if the atmosphere is too thin. However, the characteristics of the atmospheres of extrasolar planets have been poorly understood. 

A well-known system for study of planetary atmospheres is the TRAPPIST-1 system, a cool M-type star with seven terrestrial planets. Among the planets around TRAPPIST-1, the second-closest planet to the star, TRAPPIST-1 c, is very similar to Gliese 12 b and Venus in size (1.1 Earth radii) and insolation (2.2 times Earth’s insolation). However, recent observations by the James Webb Space Telescope (JWST) revealed that the atmosphere of TRAPPIST-1 c is at least not as thick as that of Venus. TRAPPIST-1 is active enough to release strong radiation such as X-ray and ultraviolet light, and high-energy particles like stellar winds. Most of the planet’s atmosphere might have been dissipated by this high-energy radiation in the past. 

In contrast, the X-ray luminosity of Gliese 12 is an order of magnitude weaker than that of TRAPPIST-1. In addition, the distance between Gliese 12 b and its host star is more than 4 times larger than that between TRAPPIST-1 c and its host. Accordingly, the effect of high-energy radiation on Gliese 12 b is much weaker than that on TRAPPIST-1 c, making it possible that Gliese 12 b might retain a certain amount of atmosphere compared with TRAPPIST-1 c. 

Given that Gliese 12 is a neighbor of the Sun, Gliese 12 b is an ideal target for atmosphere characterizations with JWST and future 30-m class telescopes, alongside TRAPPIST-1. In the future, by observing the atmosphere of Gliese 12 b and comparing it with those of Venus and TRAPPIST-1 c, scientists will be able to reveal how the atmospheres of terrestrial planets vary depending on the radiation environments around the host stars. 

Although Venus currently does not retain liquid water on the surface, it might have in the past. Likewise, it cannot be fully ruled out that liquid water is present on Gliese 12 b’s surface. “Follow-up observations with JWST and future ground-based observations with 30-m class telescopes for transit spectroscopy are expected to determine whether Gliese 12 b has an atmosphere and whether the atmosphere contains molecular components associated with life such as water vapor, oxygen, and carbon dioxide,” says Masayuki Kuzuhara, a project assistant professor of the Astrobiology Center (ABC). 

There results were published in the Astrophysical Journal Letters on May 23, 2024 (Kuzuhara, Fukui et al. “Gliese 12 b: A temperate Earth-sized planet at 12pc ideal for atmospheric transmission spectroscopy“). 

The Subaru Telescope is a large optical-infrared telescope operated by the National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences with the support of the MEXT Project to Promote Large Scientific Frontiers. We are honored and grateful for the opportunity of observing the Universe from Maunakea, which has cultural, historical, and natural significance in Hawai`i. 

(Related Links) 

NAOJ May 24, 2024 Press Release

Subaru telescope, Press Release

NASA May 23, 2024 Press Release 

W. M. Keck Observatory May 23, 2024 Press Release

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概要

アストロバイオロジーセンター、東京大学、国立天文台、東京工業大学の研究者を中心とする国際研究チームは、すばる望遠鏡の赤外線分光器 IRD などを用いた観測とNASA の宇宙望遠鏡 TESS を用いた観測の連携を通して、地球からわずか 40 光年の距離に新たな系外惑星「グリーゼ 12 b」を発見しました。この惑星は地球や金星と同程度の大きさを持ち、太陽よりも低温の恒星のまわりを 12.8 日の時間をかけて周回しています。グリーゼ 12 b が恒星から受け取る日射量が金星の場合と同程度であること、また、大気が散逸せずに一定量残っている可能性があることから、グリーゼ 12 b はこれまでに発見された系外惑星と比べて、「金星のような惑星の大気の特徴を調べるのに最も適した惑星」と言えます。金星は地球の兄弟とも呼ばれる惑星ですが、金星が地球と異なり生命にとって過酷な環境になった原因は大きな謎として残されています。今後、NASA のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡や次世代の大型望遠鏡でグリーゼ 12 b の大気を詳細に調査することで、惑星が生命の居住に適した環境を持つための条件についての理解が大きく進むと期待されます。 

発表内容

 多種多様な生命を育む私たちの地球は特別な惑星なのでしょうか？ それとも、広い宇宙の中ではありふれた存在なのでしょうか？人類にとって根源的とも言えるこの問いに答えるためには、地球と似た別の惑星からヒントを得る必要があります。とりわけ、地球の隣の惑星である金星は重要な研究対象の一つです。金星のサイズ（地球の0.95倍）や質量（地球の 0.82 倍）はまさに「地球の兄弟」とも言えるほど地球と似通っていますが、その大気は高温高圧で乾燥しており、地球とは似ていません。太陽から受ける光の量（日射量）に多少の違いはありますが、なぜ金星がここまで地球と異なる表層環境をもつようになったのかは、はっきりと分かっていません。このように、惑星が生命の存在に適した環境をもつための条件はまだ曖昧で、その理解を深めるためには、金星だけではなく「太陽系外の金星」にもヒントを求めることが重要です。

太陽以外の恒星を周回する惑星は、1990年代以降、様々な検出方法によって探索され、その発見数は 5500 個を超えています。特に、アメリカ航空宇宙局（NASA）が 2009年に打ち上げたケプラー衛星によって探索が大きく進展し、地球程度かそれより小さなサイズの惑星も発見されるようになりました。しかし、これらの惑星の大半は地球から数百光年と遠く離れた場所にあるため、現在はもちろん、近い将来の望遠鏡でも、それらの惑星の大気や表層環境を詳細に知ることは困難です。 

そこで近年、太陽系の近くにある、太陽よりも軽くて小さい、Ｍ型星と呼ばれる恒星を周回する惑星の探索が精力的に進められています。恒星が軽くて小さいと、惑星が恒星を周回する運動に伴う恒星の速度変化や明るさの変化が検出しやすくなるためです。前者の探索手法をドップラー法（注１）、後者をトランジット法（注２）と呼びます。 

ドップラー法では、光を多数の「虹」に分ける「分光」観測をします。分光観測では、恒星からたくさんの光量を受け取る必要がありますが、Ｍ型星は可視光では暗く、赤外線で明るいという特徴があります。そこで、すばる望遠鏡では、新しい赤外線分光器 IRD（InfraRed Doppler、アイ・アール・ディー）を用いたドップラー法による惑星探査（IRD-SSP）を 2019年度から開始しました（注３）。今回発見されたグリーゼ 12 b を擁する恒星（グリーゼ 12）は、表面温度が 3000 度と、太陽より 2500 度ほど低く、半径が太陽のおよそ４分の１のＭ型星です。研究チームは、うお座の方向の約 40 光年先にあるこの恒星を、IRD-SSP 探査のターゲットの一つとして、2019年から2022年にわたって集中的に観測しました。

一方、グリーゼ 12 は、トランジット法で惑星を探査する NASA の宇宙望遠鏡 TESS（テス）でも、2021年8月から 2023年10月の間に観測されました。TESS の観測チームはグリーゼ 12 の観測データから地球サイズの惑星が存在する兆候を検出し、2023年4月に情報を公開しました。これを受け、本研究チームはアストロバイオロジーセンターや東京大学が開発・運用する多色同時撮像カメラ MuSCAT（マスカット）シリーズを用いて追観測を行い、TESS で検出された惑星の兆候がノイズではなく本物であることを確認しました。さらに、TESS および MuSCAT シリーズで得られたデータの解析から、惑星の公転周期を 12.8 日、半径を地球の約 0.96 倍と求めました。研究チームはさらに、IRD のデータをカラーアルト天文台の 3.5 メートル望遠鏡で取得されたドップラー観測データと組み合わせて解析することで、グリーゼ 12 b の質量の上限値を地球の 3.9 倍と求めました。

グリーゼ 12 b はどのような惑星なのでしょうか？この惑星の「１年」（公転周期）は 12.8 日と短く、その軌道は主星からわずか 0.07 天文単位（太陽―地球間の距離の約 1/14 倍）しか離れていません。しかし、主星の温度が低いため、惑星が主星から受ける日射量は地球の日射量の約 1.6 倍と、金星（地球の約 1.9 倍）と同程度にとどまっています。それでも、この日射量では惑星の表層が高温になってしまい、地表に液体の水が存在したとしても暴走的に蒸発してしまう可能性が高いと考えられます。

一方、惑星表面に液体の水が安定して存在できるかどうかは、日射量に加えて大気の組成や量も重要な要素となります。たとえば、仮に惑星の表面が適温でも、大気が希薄であれば水は液体として存在できません。しかし、太陽系外の地球型惑星がどのような大気をもつのかはまだほとんど分かっていません。

地球型惑星の大気の研究対象としては、７つの地球型惑星をもつトラピスト１惑星系（注４）が有名です。そのうち内側から２番目の惑星であるトラピスト１c は、半径（地球の約 1.1 倍）や日射量（地球の約 2.2 倍）が金星やグリーゼ 12 b とよく似ています。しかし、近年のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による観測によって、この惑星には少なくとも金星のような厚い大気は存在しないことが明らかとなりました。トラピスト１は活動性が高く、強いＸ線や紫外線、恒星風などを放射しているため、トラピスト１c はそれらの高エネルギー線の照射を受け、大気の大半を消失してしまった可能性が高いと考えられています。

一方、グリーゼ 12 b は主星のＸ線強度がトラピスト１より１桁ほど弱く、また、主星からの距離がトラピスト１c と比べて４倍以上離れているため、惑星が主星から受ける高エネルギー線照射の影響はトラピスト１c と比べて弱いと考えられます。したがって、一定量の大気を保持している可能性がより高いと言えます。

グリーゼ 12 b は地球からの距離が近いため、トラピスト１c と同様に JWST や次世代の大型望遠鏡を用いた惑星大気観測の対象として最適です。今後、グリーゼ 12 b の大気を観測し、金星やトラピスト１c の大気と比較をすることで、地球型惑星の大気が主星からの放射環境によってどのように異なるのかを明らかにできると期待されます。

現在の金星の表層には液体の水は存在しませんが、過去に存在した可能性が指摘されています。同様に、条件によってはグリーゼ 12 b にも過去に液体の水が存在した、もしくは現在も存在する可能性も残されています。アストロバイオロジーセンターの葛原昌幸特任助教は、「今後の JWST による詳細観測や、将来の 30 メートル級地上望遠鏡によるトランジット分光観測や直接観測によって、この惑星がどのような大気を持つのか、水蒸気、酸素、二酸化炭素などの生命に関連のある成分が存在するのか、明らかになる」と期待します。

本研究成果は、米国の天体物理学専門誌『アストロフィジカル・ジャーナル・レター』に 2023年5月23日付で掲載されました（Kuzuhara, Fukui et al. “Gliese 12 b: A temperate Earth-sized planet at 12 pc ideal for atmospheric transmission spectroscopy“）。 

注釈

（注１）ドップラー法は、惑星の公転運動にともなう恒星の微小な速度変化を測定して惑星を探す方法です。 

（注２）トランジット法は、惑星が主星の手前を通過（トランジット）する際に生じる主星の微小な減光をとらえる方法です。 

（注３）IRD-SSP の初期の重要な成果として、ハビタブルゾーン（惑星表面上で液体の水が安定して存在することが可能な軌道領域）を横切る超地球「ロス 508 b」の発見を報告しています。 

（注４）トラピスト１はみずがめ座方向の約 41 光年先にあるＭ型星です。地上の望遠鏡や NASA のスピッツァー宇宙望遠鏡を用いたトランジット法による観測から、ハビタブルゾーン内の惑星を含む７つの地球型惑星が発見されています。 

（関連リンク） 

NAOJ 2024年5月24日 プレスリリース

ハワイ観測所プレスリリース

東京大学 2024年5月23日 プレスリリース 

NASA プレスリリース (英語)

低温の恒星を回る惑星を赤外線で発見―「超地球」が生命を宿す可能性は？― （2022年8月1日）

The post 宇宙生命探査の鍵となる「太陽系外の金星」を発見 first appeared on 自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター.

―全ての隣り合う惑星の公転周期が尽数関係を持つ惑星系HD 110067―

発表のポイント

• 宇宙望遠鏡と地上望遠鏡による世界的な連携観測によって、太陽系から約100光年離れた恒星HD 110067の周りで6つのトランジット惑星を発見した。
• 6つの惑星は、全ての隣り合う惑星同士の公転周期が簡単な整数比で表される尽数関係にある。
• この惑星系は、惑星がどのように形成したかを考える上で貴重な惑星系となるほか、それぞれの惑星大気の観測が行われれば、惑星の大気獲得過程や恒星からの光が惑星大気の散逸や化学進化に与える影響の理解につながると期待される。

概要

東京大学大学院総合文化研究科の成田憲保教授（自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター客員教授）、福井暁彦特任助教らのMuSCATチーム（注1）を含む国際共同研究チームは、宇宙望遠鏡と地上望遠鏡の連携した観測により、太陽系から約100光年離れた恒星HD 110067の周りで6つのトランジット惑星（注2）を発見しました。

　この6つの惑星は、全ての隣り合う惑星の公転周期が2:3や3:4という簡単な整数比（尽数関係：注3）となっており、惑星が原始惑星系円盤の中でどのように形成し、移動してきたかを考える手がかりを与えてくれます。また、今後これらの惑星の大気の観測が行われれば、惑星の大気獲得過程や恒星からの光が惑星大気の散逸や化学進化に与える影響の理解につながると期待されます。

今回の発見は、アメリカ航空宇宙局（NASA）のトランジット惑星探索衛星TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite：注4）、欧州宇宙機関（ESA）の宇宙望遠鏡CHEOPS（CHaracterising ExOPlanets Satellite：注5）、MuSCATチームが開発した多色同時撮像カメラMuSCAT2、MuSCAT3（図1、図2）を含めた複数の地上望遠鏡が連携した観測によって実現しました。
　本研究成果は、2023年11月29日（英国時間）に英国科学誌「Nature」に掲載されます。

発表内容

太陽の約8割の質量と半径を持つ恒星HD 110067は、かみのけ座の方向、約100光年の距離にあります。この恒星はNASAのTESSによって、2020年3～4月と2022年2～3月に約27日ずつ明るさの変化をモニタリングする観測が行われました。TESSの観測によって、約9.11日と約13.67日の周期でトランジットによる減光が起きていることがわかりました。しかし、観測されたTESSのデータには他にもトランジットらしき減光がいくつもあり、この恒星の周りに一体いくつのトランジット惑星があるのか、それぞれの惑星の周期は何日なのかがわからない状態でした。そこで国際共同研究チームは、考察に基づく仮説と観測による検証により、この謎解きに取り組みました。

研究チームはまずトランジットの形（減光の深さと継続時間）に着目しました。これは、ある惑星によるトランジットは毎回同じ形をしているためです。そして研究チームはTESSのデータに2種類の同じ形のトランジットのペアが存在し、2020年と2022年にそれぞれ1回ずつ観測されていることを見出しました。しかし、TESSは約2年の間の時期は観測をしていなかったため、必ずしも周期が2年というわけではありません。約2年離れて観測された2回のトランジットの時間間隔を自然数で割ったものが真の周期の候補となります。これらの候補の周期で予想されるトランジットの時間帯にESAのCHEOPSが観測を行った結果、2種類のうち1つのトランジットは約20.52日の周期で起きていることが確認されました。

確認された3つの惑星の周期（9.11日、13.67日、20.52日）をよく見ると、隣り合う惑星の周期比がそれぞれ2:3という簡単な整数比になっていることに気づきます。同一の天体を公転する天体の周期比がこのように簡単な整数比になることを「尽数関係」と呼びます。太陽系にも尽数関係を持つ天体は存在し、例えば海王星と冥王星の公転周期の比は2:3となっており、木星の衛星であるイオ・エウロパ・ガニメデではそれぞれのペアの公転周期の比が1:2となっています。

このように尽数関係を持つ3つの惑星があることを惑星形成の観点から考えると、この惑星系では形成時に複数の惑星がお互いに尽数関係を持つ平均運動共鳴（注3）の軌道にとらわれ、原始惑星系円盤の中でその関係を保ちながら現在の軌道まで移動してきたと考えられます。そうすると、残りのトランジットを起こしている惑星の周期も尽数関係を持つと考えることが自然です。そこで研究チームは約2年間離れて観測されたもう1種類のトランジットの真の周期は約20.52日に対して尽数関係を持つ、すなわち観測された2回のトランジットの時間間隔を自然数で割った値が約20.52日と簡単な整数比を持つと考えました。そして、そのような条件を満たす唯一の解として約30.79日の周期を見出しました。

このように4つの惑星の周期が同定された後も、2022年のTESSのデータにはそれぞれ異なる形の2つのトランジットが残っていました。この2つはそれぞれ1回しかトランジットをしていないので、真の周期がわかりません。そこで研究チームは、5つ目の惑星の周期は約30.79日に対して尽数関係を持ち、さらに6つ目の惑星の周期は5つ目の惑星の周期に対して尽数関係を持つと仮定し、50通りのシナリオを考えました。具体的には、それぞれの周期比が1:2、2:3、3:4、4:5、5:6の5通り、かつ観測された2つのトランジットがそれぞれ5つ目と6つ目のどちらかがわからないので2通りの場合分けを考えました。これらのシナリオの中から、既存のTESSのデータにトランジットがないことや、天体力学的な考察をもとに、研究チームは5つ目の惑星の周期は約30.79日に対して3:4となる約41.06日、6つ目の惑星の周期は5つ目の惑星の周期に対して3:4となる約54.77日である可能性が高いと考え、以下の2つの方法でその仮説の検証を行いました。

その1つが、2022年5月23～24日（協定世界時）にかけて行われた複数の地上望遠鏡による5つ目の惑星（約41.06日周期）のトランジットの追観測キャンペーンです。MuSCATチームはこのキャンペーンに参加し、スペイン・テネリフェ島にあるMuSCAT2でトランジットの開始、アメリカ・マウイ島にあるMuSCAT3でトランジットの終了を精度良くとらえました（図3）。このトランジットは減光の深さが0.1%程度しかなく、トランジットの継続時間は5時間以上、予報の誤差も大きいという難度の高い観測でしたが、地上最高レベルの測光精度を4色で同時に達成でき、時差の離れた望遠鏡に搭載されているMuSCAT2とMuSCAT3の連携が大きな威力を発揮しました。このキャンペーン観測により、5つ目の惑星の周期が約41.06日であることが確認されました。

もう1つは、解析対象外となっていた2020年のTESSのデータの解析です。TESSは観測方向や時期によっては月や地球からの散乱光が観測視野に混入してしまい、そのようなデータはノイズが大きくなってしまいます。そうしたデータは取得されているものの、通常解析が行われません。しかし研究チームは、上の仮説が正しければ5つ目と6つ目の惑星のトランジットが2020年のTESSのデータの中にあるはずだと考え、解析対象外となっていたデータの解析を行いました。そして実際に、仮説によって予想された時刻にトランジットがあることが確認されました。

以上のように、研究チームは仮説と検証に基づいてTESSで観測された複雑なトランジットの謎を解き、HD 110067は全ての隣り合う惑星の公転周期が尽数関係を持つ6つ子の惑星系であることを明らかにしました。なお、7つ目以降の惑星の存在はまだ確認されていませんが、存在が否定されたわけではなく、今後も探索が続けられる見通しです。また、6つの惑星は地球の1.9～2.9倍の半径を持っており、地球のような岩石惑星ではなく、水素大気を持つ小さな海王星（海王星の半径は地球の約4倍）のような惑星であると考えられます。

　2023年までに既に5千個を超える系外惑星が発見されていますが、HD 110067のように3つ以上の惑星が尽数関係を持つ惑星系は両手で数えられるほどしか発見されていません。このような惑星系は、惑星が原始惑星系円盤の中でどのように形成し、移動してきたかを理論的に深く考察する手がかりを与えてくれます。また、同一の主星の周りで5つ以上のトランジット惑星が発見されている中で、HD 110067は最も明るい恒星です。明るい恒星を公転するトランジット惑星は大気の観測に適しており、しかも同じ惑星系に複数のトランジット惑星があることから、それらの惑星の大気を観測し比較することが可能です。そのため、この6つ子の惑星は今後惑星大気の絶好のターゲットとなり、尽数関係にある惑星が原始惑星系円盤の中でどのように大気を獲得したかや、恒星からの光が惑星大気の散逸や化学進化にどのような影響を与えたかが調べられると期待されます。

○関連情報：

「プレスリリース①　火山活動の可能性がある地球サイズの惑星を発見 ―潮汐力により加熱された系外惑星LP 791-18d―」（2023/05/18）

「プレスリリース②　ハビタブルゾーンにあるスーパーアースを発見」（2022/09/07）

「プレスリリース③　大気の詳細調査に適した地球型の系外惑星を発見」（2021/03/05）

https://www.c.u-tokyo.ac.jp/info/news/topics/files/20210305naritanosobun01.pdf

研究助成

本研究は、日本学術振興会（JSPS）科学研究費助成事業（科研費：課題番号JP18H05439）、科学技術振興機構（JST）戦略的創造研究推進事業CREST（課題番号JPMJCR1761）、自然科学研究機構アストロバイオロジーセンターサテライト（課題番号AB022006）の支援を受けて実施されました。

用語解説

（注1）MuSCATチーム

成田教授と福井特任助教らが岡山県の188 cm望遠鏡、スペイン・テネリフェ島の1.52 m望遠鏡、アメリカ合衆国・マウイ島の2 m望遠鏡、オーストラリア・ニューサウスウェールズ州の2 m望遠鏡用に開発した、3つもしくは4つの波長帯で同時にトランジットを観測できる多色同時撮像カメラMuSCATシリーズ（装置名称はそれぞれMuSCAT、MuSCAT2、MuSCAT3、MuSCAT4）を用いて研究を行なっているチーム。MuSCATはMulticolor Simultaneous Camera for studying Atmospheres of Transiting exoplanetsの略で、岡山県の名産マスカットにちなんでいます。

（注2）トランジット惑星

系外惑星がその主星の手前を通過する時、主星の明るさが見かけ上わずかに暗くなります。この現象をトランジットと呼び、トランジットを起こすような軌道を持つ惑星をトランジット惑星と呼びます。

（注3）尽数関係と平均運動共鳴

2つの天体の公転あるいは自転の周期が簡単な整数比になること。本文では公転周期同士の尽数関係を例に挙げましたが、自転と公転の周期比についても使われる言葉で、例えば月の自転周期と月の公転周期は1:1の尽数関係にあると言うことができます。2つの天体の公転周期が尽数関係を持つ場合は、2つの天体が平均運動共鳴の状態にあると言われます。

（注4）TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite）

TESSはマサチューセッツ工科大学の研究者が中心となって立案したトランジットによって系外惑星を探すNASAの衛星計画です。TESSは2018年4月18日に打ち上げられ、2年間でほぼ全天のトランジット惑星を探索するという計画を実施してきました。現在は第2期延長計画が実施されており、少なくとも2024年まで観測が続けられる予定です。これまでの5年間で、6千個を超えるトランジット惑星候補を発見しています。

（注5）CHEOPS（CHaracterising ExOPlanets Satellite）

CHEOPSはスイスの研究者が中心となって立案し、ESAによって2019年12月18日に打ち上げられたトランジット惑星の観測専用の宇宙望遠鏡です。主に既知のトランジット惑星のトランジットを高精度に観測し、そのトランジットが起きた時刻や惑星の半径を精度良く決定することを目的としています。当初は3.5年の計画でしたが、第1期延長計画が認められ、少なくとも2026年まで観測が続けられる予定です。

論文情報

雑誌名：Nature

題　名：A resonant sextuplet of sub-Neptunes transiting the bright star HD 110067

著者名：Rafael Luque*, Hugh P. Osborn, Adrien Leleu, et al. including Norio Narita and John H. Livingston

DOI：10.1038/s41586-023-06692-3

URL：https://www.nature.com/articles/s41586-023-06692-3

関連リンク

東京大学プレスリリース

科学技術振興機構プレスリリース

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