ハッブルが溶岩惑星の輝きをとらえる

岩石惑星の中には、恒星のあまりに近くを回っていて、私たちの太陽系に対応するものがない惑星がある。天文学者はそれらを溶岩惑星と呼ぶ。半径が地球の約1.9倍より小さく、恒星の真下の地表温度が1500ケルビンを超える惑星だ。こうした惑星は常に同じ面を恒星に向けていると考えられており、昼側はいつまでも灼熱のままだ。マグマの海ができるほど熱く、蒸発した岩石の薄い大気をもっているかもしれない。

TOI-2431 bは極端な例だ。K型晩期矮星と呼ばれるタイプの近くの恒星の周りを5.4時間で回る。これは、半径と質量の両方が測定された惑星の中で知られている最も短い周期である。幅は地球の1.53倍、質量は約6.2倍で、その密度は主に岩石でできた世界と整合する。恒星の真下では、地表は約2850ケルビンに達するのに十分なエネルギーを受け取るはずだ。

惑星が消える瞬間を見る

惑星が恒星の背後に回ると、系全体の光は、その惑星自体が放っていた、あるいは反射していた光の分だけちょうど減る。この二次食によって、惑星の昼側の光が測れる。軌道一周にわたって光を追うこと、つまり位相曲線を調べることで、どれだけの熱が夜側に届いているかもわかる。

ハーバード・スミソニアン天体物理学センターのセバスチャン・ジーバ(Sebastian Zieba)と20人の共著者は、2022年2月4日に行われたハッブルの観測を解析した。観測は望遠鏡の軌道11周分、惑星の軌道約3周分にわたり、近赤外線(1.1〜1.6マイクロメートル)で行われた。彼らはこれを、2020年から2023年にかけて可視光でこの恒星を観測したNASAのTESS衛星のデータと組み合わせた。

かすかな減光

ハッブルは、深さ100万分の69(+14/−13)の食を検出した。惑星の昼側は、恒星の近赤外線の光の1万分の1にも満たない明るさで輝いているのだ。同じデータを独立に解析した2つめの解析では、60 ± 14 ppmとなった。TESSは可視光で37 ± 10 ppmを示している。著者らはこれを、ハッブルで検出された岩石系外惑星の初めての二次食だと述べている。

測定されたTESSとハッブルの食の深さ(点)は、昼側が最も高温になる場合の曲線(黒の実線)の近くにあり、熱が惑星全体に広がる場合(点線)よりはるかに上にある。— 図2、Zieba et al. (2026), arXiv:2609.31966.

限界まで熱い

その光がすべて熱によるものだとすると、2つの測定を合わせて、昼側の温度は2524ケルビン(+77/−84)となる。これは理論上の最大値2574ケルビンの**98%**にあたる。最大値とは、惑星が何も反射せず、すべての熱を昼側にとどめておく場合に予想される値だ。位相曲線もこれと一致する。夜側からは測定できるほどの光が出ておらず、最も熱い点が恒星の真下にあるという描像と整合するのである。

昼側が測定された岩石系外惑星。TOI-2431 b(星印)は最大温度の線の上にあり、他のいくつかの溶岩惑星はその下に位置する。— 図4、Zieba et al. (2026), arXiv:2609.31966.

この点で、TOI-2431 bは際立っている。これまでに観測された溶岩惑星のいくつか、たとえばかに座55番星eやK2-141 bは、昼側が最大値よりはっきりと低温だ。これは、熱を運び去る大気、反射率の高い地表、あるいは雲があることを示している。TOI-2431 bには、そうした振る舞いは見られないようだ。

反射の問題

著者らが明示している注意点がある。これらの波長では、反射された恒星の光と、惑星自身の熱による輝きは見分けがつかない。もし地表が光の10%でも反射するなら(ケイ酸塩岩石の実験室測定から着想を得た値だ)、反射はそれぞれの波長帯で約11 ppmを占め、昼側の温度は2400ケルビンに近くなる。より反射率が高く、より低温な解も依然としてありうる。

恒星の真下での圧力が最大でも約20ミリバールで、ナトリウムを主成分とする、蒸発した岩石の大気のモデルもデータに合う。しかし現時点では、むき出しの光る岩石と区別することはできない。

ウェッブを待つ

打開策は、熱が支配的になり反射が弱まる、より長い波長だ。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、MIRI装置を使って約5〜12マイクロメートルの範囲で、2回の食を含む10.6時間の軌道一周を観測する予定になっている。チームは、そこでは食が約4倍深くなると予測している。熱と反射を区別し、岩石の蒸気でできた空にケイ素酸化物の痕跡を探すのに十分な深さだ。