LHS 1140b

LHS 1140b は、くじら座に位置し、太陽系から約40.7光年離れたところにある M 型矮星（質量が太陽の 14.6% ほど）の周りを回る super-Earth です。中心星周りのハビタブルゾーンとよばれる領域に位置しており、液体の水の存在、ひいては地球外生命の存在まで期待される地球型惑星のひとつです。

この惑星は MEarth （注1）とよばれる天文台で、太陽よりも小さな恒星の周りで惑星を探すプロジェクトにより、トランジット法を用いて発見されました。その後 HARPS （注2）とよばれる観測装置を用いて、視線速度法による観測も行われました。2017年4月20日号のNature誌に掲載されました。 トランジット法では惑星の半径が、視線速度法では惑星の質量が求まります。これら２つの観測結果を合わせることで、惑星の密度を推定することが可能となります。（詳しくは「系外惑星の探し方」をご参照ください）

これらの観測により、LHS 1140b は質量が地球の 6.65 倍、半径が地球の 1.43 倍であると求まりました。さらに、そこから推定された密度は 12.5 g/cm3 とかなり大きく、鉄や岩石などを主成分とした惑星であること、および軽い大気成分をあまりまとっていないこと、がわかりました。また、公転周期（つまり１年間の長さ）は 24.7 日ほどで、離心率（楕円の程度）は 0.29 以下であることもわかりました。

これまでにも太陽系の近く（数十光年以内）の M 型矮星周りで、ハビタブルゾーンに位置する地球サイズの惑星はいくつか発見されています。しかし、太陽系に最も近い M 型矮星の周りを回る Proxima Centauri b は、視線速度法による観測しかないため質量は下限値しか求まっておらず、また密度もわかっていません。一方で、大きな話題を呼んだ TRAPPIST-1 系の惑星については、トランジット法による観測しかないため、質量や密度の推定にはまだ大きな不確定性が残っています。今回の LHS 1140b は、初めて岩石惑星であることが「確定」された太陽系近傍のハビタブルプラネットだと言えるでしょう。

(image credit: Fuka Takagi, Yosuke A. Yamashiki, Natsuki Hosono)

(image credit: Miu Shimizu, Habitable Research Group, SGH Moriyama High School)

ところで、LHS 1140b は現在の中心星周りのハビタブルゾーンに位置してはいますが、実は過去の若い中心星（活動が激しい）のもとでは入射してくるエネルギー量が大きすぎて、いわゆる「暴走温室状態」にあったと予想されます。そうすると表面の水は全て蒸発し、光解離を経て宇宙空間に散逸してしまうため、表面に液体の水を残すことは困難となります。

ただし super-Earth の場合は、「マグマオーシャン」とよばれる表面がドロドロに溶けていた時代がかなり長く続いた可能性が指摘されており、もしこれが正しいならばマグマオーシャン中に長期間水を溶かし込んでおくことができたかもしれません。そうすれば、中心星の放射エネルギーが小さくなった頃にマグマオーシャンから水を取り出してあげることで、現在も適度な量の水を保持する環境が実現されている可能性があります。いずれにせよ、今後の詳細な観測によって水の存在の有無を調べることが重要です。

ちなみに、これまでに M 型矮星周りで見つかっている地球型惑星は、ほとんどが複数惑星系を成しています。LHS 1140 周りにも、今回発見された super-Earth 以外に、まだ見つけられていない他の小さな地球型惑星が複数存在している可能性は高いと考えられます。こちらも今後の追観測に期待しましょう。

LHS 1140 b に関する詳しい情報は以下のデータベースページをご覧ください。

http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/LHS_1140_b.html

（文責：佐々木貴教）

参考文献
Jason A. Dittmann et al., A temperate rocky super-Earth transiting a nearby cool star, Nature 544, 333-336.
http://www.nature.com/nature/journal/v544/n7650/full/nature22055.html

注1: MEarth は、アメリカ国立科学財団が設立した太陽系外惑星を探査するための天文台です。観測システムは口径 40cm の望遠鏡 8 台から構成され、自動で約 2000 個の恒星の変光を監視しています。（参考：Wikipedia）

注2：HARPS は、ヨーロッパ南天天文台 (ESO) が2003年から運用している太陽系外惑星の観測装置です。チリのラ・シヤ天文台にある 3.6m 望遠鏡に設置された分光器を用いて観測が行われています。（参考：Wikipedia）

ExoKyoto Stellar Screen で表現したLHS1140恒星系の位置

ExoKyoto Stellar Screen で表現したLHS1140恒星系の位置

LHS1140bは上記のように、岩石惑星で、大気をそれほどまとわず、ハビタブル・ゾーンの少し外側にある。ExoKyotoを用いて温度を推定すると、推定温度　230K　となり、もし暴走温室状態を耐えてある程度の水が惑星表面にのこっていたとすると、海洋惑星ではなく雪玉惑星となっている可能性もあるだろう（山敷）

(image credit: Ryusuke Kuroki, Yosuke A. Yamashiki, Natsuki Hosono)

また、主星との距離が近いため、潮汐ロックされている可能性もある。その場合、昼半球は干上がり、夜半球は水（氷）が残っている可能性がある。

(image credit: Fuka Takagi, Yosuke A. Yamashiki, Natsuki Hosono)

LHS 1140星のハビタブル・ゾーンは以下の位置にあります。
Inner Boundary (the orbital distance at Venus’s Equivalent Radiation ) : 0.038 AU ( 5,619,613.2 km)
内側境界(金星相当放射を受ける軌道半径): 0.038天文単位( 5,619,613.2 km)
Earth Boundary (the orbital distance at Earth’s Equivalent Radiation) : 0.052AU ( 7,767,774.0 km)
地球境界(地球相当放射を受ける軌道半径): 0.052天文単位(7,767,774.0 km)
Outer Boundary (the orbital distance at Mars’s Equivalent Radiation) :0.079 AU ( 11,836,368.5 km)
外側境界(火星相当放射を受ける軌道半径): 0.079天文単位(11,836,368.5 km)
Snow Line (the orbital distance at Snow Line Equivalent Radiation) : 0.116 AU ( 17,417,734.8 km)
スノーライン(スノーライン(雪線)相当放射を受ける軌道半径): 0.116 天文単位(17,417,734.8 km)
Radiation at Planetary Boundary of LHS 1140 b : 481.60W/m2

LHS 1140 b 惑星境界での中心星からの放射 481.60 W/m2
(Habitable zone calculated based on SEAU(Solar Equivalent Astronomical Unit) around the LHS 1140 b)

(太陽系相当天文単位(SEAU) を用いたLHS 1140 のハビタブル・ゾーン)

Original Kopparapu Recent Venus for LHS 1140  distance : 0.042 AU
Kopparapu et al. 2013 (Originalな係数セット) による、現在の金星位置条件に対応する半径 : 0.042天文単位
Original Kopparapu Runaway Greenhouse for Star LHS 1140 distance : 0.056 AU
Kopparapu (Original) による、暴走温室限界半径 : 0.056 天文単位
Original Kopparapu Moist Greenhouse for Star LHS 1140 distance : 0.056AU
Kopparapu (Original) による、湿潤温室限界半径 : 0.056 天文単位
Original Kopparapu Outer Boundary for Maximum Greenhouse for Star LHS 1140 distance : 0.109AU
Kopparapu (Original) による、(火星相当惑星の)最大温室効果半径 : 0.109 天文単位
Original Kopparapu Outer Boundary for Early Mars for Star LHS 1140 distance : 0.113 AU 
Kopparapu (Original) による、太古の火星条件に相当する半径 : 0.113 天文単位

(Habitable zone calculated based on Kopparapu et al.(Original) around the star LHS 1140)

Kopparapu et al.2013 (ORIGINAL Coef) を用いたLHS 1140 のハビタブル・ゾーン

ExoKyoto Individual Screen で表示したLHS 1140 bとその想像図（雪玉惑星)

ジャーナル記事

1.) A temperate rocky super-Earth transiting a nearby cool star

2.) A Search for Exomoons and TTVs from LHS 1140b, a nearby super-Earth orbiting in the habitable-zone of an M dwarf

WEB記事

1.) Newly Discovered Exoplanet May be Best Candidate in Search for Signs of Life

2.) Welcome to LHS 1140b: A Super-Earth in the Habitable Zone

3.) Exoplanet LHS 1140b may be most habitable yet found

GJ 1214 b

[Imaginary Picture of GJ 1214 b, Credit: C. Hatsuoka SGH Moriyama High School]

[Imaginary Picture of GJ 1214 b, Credit: C. Hatsuoka SGH Moriyama High School]

GJ 1214 b は 2009 年に発見された系外惑星で、サブネプチューンサイズの天体です。岩石のみでは説明できない低密度な惑星であり、大気を持つことがわかっています。また、この大気についてトランジット観測による情報が得られている点が、大きな特徴です。

GJ 1214 b の大気は、透過光スペクトル（惑星の大気を通過したことで特定の波長の光だけ吸収された中心星の光の強さを、波長毎に観測したもの）が、一般的な組成（太陽組成）の大気では説明できないような“平坦”なものとなっています（図1参照）。このような平坦なスペクトルになる状況は、二つ考えられます。一つは、水蒸気のような重い大気である場合です。もう一つは、大気の上層に波長によらず中心星からの光を遮蔽するような“何か”が存在することです。Bean et al. (2010) が行った大気の観測の精度では、この二つの状況を見分けることはできていませんでした。

しかし、Kreidberg et al. (2014) によるより精度の高い観測によって、大気が水蒸気であった場合では説明できないような極めて平坦な透過スペクトルを持っていることが分かりました（図2参照）。GJ 1214 b の大気上層には“何か”があるのです！

では、この遮蔽物は何でしょうか？ 今のところ、鉱物の雲か有機物のヘイズ（塵が集まった埃のようなもの）と考えられています。遠い惑星に浮かぶ雲、果たしてどのような姿をしているのでしょうか？ 想像が膨らみます。

（文責：芝池諭人・大野和正）

GJ1214bについての詳しい情報は、以下のリンク
http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/GJ_1214_bJP.html

図１. Bean et al. (2010) による GJ 1214 b 大気の透過光スペクトル。黒点が観測値で、オレンジ色、青色、緑色の点は、それぞれ、一般的な大気（太陽組成）、水蒸気100%、70%の水蒸気と30%の水素、の大気を仮定した時に得られる透過光スペクトルの推定値。オレンジ色の点は明らかに観測値に合っていないが、青色の点は合っているように見える。

図2. Kreidberg et al. (2014)による GJ 1214 b 大気の透過光スペクトル。黒点が観測値で、図1よりも精度が上がっていることがわかる。緑色、青色、オレンジ色の点は、それぞれ、メタン100%、水蒸気100%、二酸化炭素100%、の大気を仮定した時に得られる透過光スペクトルの推定値。図1では合っているように見えた水蒸気100%の点も、この観測の精度では観測値に合っていない。

参考文献
Bean et al. (2010)
Jacob L. Bean, Eliza Miller-Ricci Kempton & Derek Homeier, A ground-based transmission spectrum of the super-Earth exoplanet GJ 1214b, Nature 468, 669-672.
http://ads.nao.ac.jp/abs/2010Natur.468..669B

Kreidberg et al. (2014)
Laura Kreidberg, Jacob L. Bean, Jean-Michel Désert, Björn Benneke, Drake Deming, Kevin B. Stevenson, Sara Seager, Zachory Berta-Thompson, Andreas Seifahrt & Derek Homeier, Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b, Nature 505, 69-72
http://ads.nao.ac.jp/abs/2014Natur.505…69K

Kepler-560 b

Kepler-560 bは、白鳥座に位置し、地球から287光年離れたM型星 Kepler 560 の周りを周回するスーパーアースサイズの太陽系外惑星で、ハビタブルな惑星である可能性が議論されている惑星の一つで、2016年5月にNASAが発表した1284個のKepler惑星リストの中でハビタブルゾーンに位置する9個の惑星の一つに数えられています。

(Kepler-560 bの位置　ExoKyoto Stellar Window を利用 Zoom Level 3)
Kepler 560 はわずか0.34太陽質量のM型星(NASA区分ではK型星)で、その半径は推定0.33太陽半径であり、この星のハビタブル・ゾーンはずっと内側に位置すると考えられています。
この星のハビタブル・ゾーンは太陽系相当天文単位(SEAU)によると、
金星相当軌道 0.090 天文単位
地球相当軌道 0.125天文単位
火星相当軌道0.190 天文単位

Kopparapu et al.2013によると
内側境界Recent Venus 0.102 天文単位
地球サイズ惑星の暴走温室限界 0.129 天文単位
外側境界最大温室限界0.251 天文単位

Kepler-560 bの平均公転軌道半径は0.10 AU (1428万キロ)ですので、SEAUによるとハビタブル・ゾーン、Kopparapu et al.によると金星相当より内側で、ハビタブル・ゾーンから外れると考えられます。
Kepler 560 b 惑星境界での中心星からの放射は2343 W/m2なので、地球(1367 W/m2)より金星(2613 W/m2)に近いと言えます。
この星のアルベドを0.3と仮定した際の黒体温度は291Kとなり、地球(255 K)と比較してずいぶん暑くなる可能性があります。そのため、この星では、海が暴走温室効果により完全に蒸発しているか、あるいは海が存在したとしても、非常に海水温が高く、いわゆる植物プランクトンの増殖による赤潮が大発生しているかもしれません。想像図では、海が蒸発せず、赤いプランクトンに覆われ、さらに硫酸塩還元菌によって硫化水素が大量発生し海水がピンク色となった、いわゆる「海洋無酸素事象 OAE 」の海をイメージしました。

Kepler-560bの想像図　(Image Credit: Shione Fujita, Habitable Research Group SGH Moriyama High School )

Kepler-560bの想像図 (Image Credit: Ryusuke Kuroki, Natsuki Hosono and Yosuke Yamashiki, GSAIS Kyoto University )

ただし、公転周期がわずか18.5日であるため、ケプラーが発見したハビタブルなスーパーアースの中では地上観測の対象となりうる可能性があり、主星も視等級12.3等星であるため、観測可能といえます。

Kepler-560 b についての詳しい情報はこちら。
http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/Kepler-560_b.html

（文責　山敷庸亮)

1SWASP J1407b

1SWASP J1407 bの想像図　(Image Credit: Shione Fujita, Habitable Research Group SGH Moriyama High School )

1SWASP J1407 b は、太陽系から 433.8 光年( パーセク)離れた恒星1SWASP J1407 を周回する系外惑星で 2012 年に公開されました。恒星 1SWASP J1407 は視等級 12.4, 絶対等級 6.8 です。
この恒星は太陽の 0.9 倍の質量で、 半径は太陽の1.0 倍であり 表面温度は 4400 で、スペクトル型は K5です。この恒星の惑星系で 1SWASP J1407 b は、恒星 1SWASP J1407 のまわりを 公転周期3725.0 日で、 軌道長半径 3.90 天文単位 ( 583431695.7 km)で公転しています。

1SWASP J1407 b (J1407 b) は、ケンタウルス座に位置し、地球から434光年離れたK 型星 1SWASP J1407 (J1407) の周りを周回する20木星質量以上のスーパージュピターサイズ（別説によると80木星質量以上の褐色矮星サイズ）の太陽系外惑星です。主星のJ1407で2007年に非常に複雑な「食」が観測され、食の原因は周囲を巨大で複雑なリングを持つ惑星「1SWASP J1407b」が回っているためと考えられ、J1407 bは太陽系外惑星で最初に輪が発見された惑星・あるいは系外土星として知られています。

(1SWASP J1407 b の位置　ExoKyoto Stellar Window を利用 Zoom Level 3)
1SWASP J1407 は0.9 太陽質量のK型星で(半径は推定0.99 太陽半径)、この星のハビタブル・ゾーンは太陽系よりやや内側に位置しています。
この星のハビタブル・ゾーンは太陽系相当天文単位(SEAU)によると、
金星相当軌道 0.415 天文単位
地球相当軌道 0.574 天文単位
火星相当軌道 0.875 天文単位
Kopparapu et al.2013によると
内側境界Recent Venus 0.460 天文単位
地球サイズ惑星の暴走温室限界 0.582 天文単位
外側境界最大温室限界1.084 天文単位

J1407 b の平均公転軌道半径は3.9 AU ですので、ハビタブル・ゾーンから外れており、木星のような環境に位置すると考えられていましたが、スティーヴン・リーデェル　理化学研究所(AICS) 特別研究員　らによると、離心率が0.65で、最も接近する時は中心星から2AUまで近づくようです。
この星のリングシステムは、その半径が1AUにも及ぶ巨大なもので、さながら主星J1407の周りを、巨大な褐色矮星J1407 bが惑星（衛星）といくつものリング（アステロイド・ベルト）を伴って自転しているようにも考えられます。また、スティーヴン・リーデェル氏らによると、このリングは公転方向と反対に回転していないと安定して存在しないことが解明されており(1)、その意味でも＜不思議＞に満ちた星であるといえます。

1SWASP J1407 bの想像図　(Image Credit: Haruka Inagaki, Habitable Research Group SGH Moriyama High School )

公転周期は11年(別説によると10.2年) であり、主星は視等級12.4等星であるため、地上観測可能な天体であり、次にトランジットが起こるであろう2018年に詳しくその＜リング＞の正体が解明されることが期待されている。

1SWASP J1407 b についての詳しい情報はこちら。
http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/1SWASP_J1407_b.html

（文責　山敷庸亮)
(1)理化学研究所（理研）計算科学研究機構粒子系シミュレータ研究チームのステーヴン・リーデェル国際特別研究員とライデン天文台のマシュー・ケンワージー准教授の国際共同研究チームは、初めてリングを持つ系外惑星[1]として発見された「J1407b」のリングが、その巨大さにも関わらず主星[1]「J1407」の潮汐力[2]によって破壊されずに存在しているメカニズムをシミュレーションにより解明しました。
今回、国際共同研究チームは、コンピュータシミュレーションでJ1407bのリングが破壊されるかを調べました。その結果、J1407bのリングの回転が公転と逆向きだと、リングが10万年以上にわたって存在できることを突き止めました。一方、土星のリングと同じように公転と同じ向きの回転だと、数十年でリングはかなり小さくなってしまうことが分かりました。本研究によって、系外惑星のリングには、私たちが想像もしていなかった“巨大かつ回転が公転と逆向き”というものがあることが明らかになりました。(理化学研究所のプレスリリースより)
http://www.riken.jp/pr/press/2016/20161102_4/

16 Cygni Bb

16 Cyg B b は、太陽系から 69.2 光年( パーセク)離れた恒星16 Cyg B を周回する系外惑星で 1996 年に公開されました。恒星 16 Cyg B は視等級 6.2, 絶対等級 4.6 です。
この恒星は太陽の 1.0 倍の質量で、 半径は太陽の1.0 倍であり 表面温度は 5766 で、スペクトル型は G2.5 Vです。この恒星の惑星系で 16 Cyg B b は、恒星 16 Cyg B のまわりを 公転周期799.5 日で、 軌道長半径 1.68 天文単位 ( 251324422.8 km)で公転しています。

16Cygni Bb (もしくはHD 186427 b) は太陽系から約69.8光年の距離ではくちょう座に位置する16 Cygni Bを周回する系外惑星である。この星は1996年に発見・公開された木星サイズの惑星で検出方法は視線速度(ドップラー)法である。主星である16Cyg Bは視等級が6.2で、絶対等級は4.5と、裸眼や双眼鏡で確認可能な恒星である。16 Cyg Bは太陽とほぼ同じ質量と半径で、表面温度は5766ケルビンでスペクトル型はG2.5Vと、典型的な太陽型星といえる。そのためハビタブル・ゾーンの位置は太陽系のそれとほぼ同じと考えて良い。

この恒星の惑星系で、16 Cyg Bｂは16 Cyg Bの周りを公転周期799.5日で、軌道長半径は1.68天文単位で公転している。16Cyg B のハビタブル・ゾーンは、太陽系相当天文単位(SEAU)を用いると
金星相当放射を受ける軌道半径である内側境界は0.706天文単位
地球境界(地球相当放射を受ける軌道半径):0.976 天文単位
外側境界(火星相当放射を受ける軌道半径): 1.487天文単位(290,008,637.3 km)
スノーライン(雪線)相当放射を受ける軌道半径2.188天文単位
平均公転半径での惑星境界中心星からの放射が461 W/m2
また、Kopparapu et al. 2013 による暴走温室限界半径は0.953天文単位
である。

この惑星の離心率は0.68 で、この金星相当の内側軌道とスノーラインの外側をほぼ2年で一周するため、この惑星に地球サイズの衛星(Lunar Cygni (L cyg)とする)が存在するとすれば、軌道位値による極端な季節が存在するだろう。例えば、金星相当軌道内側に至れば、海は蒸発し、一部の地域では乾燥した真っ赤な表面になるかもしれないし、あるいは金星のように厚いCO2大気層が急激に形成され、その温室効果で地表が超高温の溶岩地形になるかもしれない。スノーラインの外側では水が凍り、一面真っ白な世界となるだろう。ハビタブルゾーン（ゴルディロックスゾーン）を通過する際に、いわゆる地球の春のような環境になる可能性もある。L cygではこれらがほぼ数ヶ月〜半年ごとに入れ替わる、非常に極端な環境をもつ衛星となるであろう。

(Lunar Cygni の夏(金星相当軌道内側) Credit: Miu Shimizu and Rina Maeda, Habitable Research Group SGH Moriyama High School )

(Lunar Cygni の冬(スノーライン外側) Credit: Miu Shimizu and Rina Maeda, Habitable Research Group SGH Moriyama High School )

(Lunar Cygni の春(ハビタブルゾーン) Credit: Miu Shimizu and Rina Maeda, Habitable Research Group SGH Moriyama High School )

（文責：山敷・稲垣・清水・前田）

16 Cygni Bb について詳しい情報はこちら

http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/16_Cyg_B_bJP.html

GJ504b

GJ504bの想像図　(Image Credit: Shione Fujita, Habitable Research Group, SGH Moriyama High School)

GJ504bは地球からおとめ座方向に約60光年のところに位置する惑星です。太陽型恒星GJ504から44天文単位の領域を公転周期約100年で周回しています。
その大きさが木星と似た木星型惑星であることから第二の木星とも呼ばれています。また、赤外線波長で17~20等というGJ504の60万分の1以下の見かけの明るさしかありません。

2013年にハワイ・マウナケア山にあるすばる望遠鏡が、GJ504bの直接撮像観測に成功しました。
観測には2009年に搭載された新型コロナグラフカメラ HiCIAOと、地球大気による星像の乱れを補正することで高解像度を達成する補償光学装置が使われました。
また、この惑星は日本の研究チーム(すばる望遠鏡 SEEDS プロジェクト)により発見された歴史的な惑星です。大気中の雲が少ないのが特徴で、近くで見るとピンク色に見えるとも言われています。

一般に直接撮像惑星観測では、惑星の質量は明るさと年齢に基づき進化モデルを介して推定されます。一般に直接撮像観測の場合、トランジットで発見された惑星の分布などとは異なり、若く明るい惑星の方がより多く発見されている傾向があります。しかし若い直接撮像惑星の進化モデルにはまだ不確定な所があり、推定される質量が用いたモデルによって大きく異なるという結果が出てしまいます。一方でGJ504bの場合、年齢が1-5億年前とそれなりに歳を重ねているため、従来よりも質量が精度よく求まり、より高い信頼度を持って木星型惑星である、と結論づけられています。

参考文献：Kuzuhara, M., et al. 2013, ApJ, 774, 11
http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ…774…11K

（文責・高木風香　野津翔太）

GJ504bの詳しい情報は以下のリンク

http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/GJ_504_b.html