むき出しの岩のはずの溶岩惑星が、届いた光の4分の3をはね返していた。37時間見続けた昼と夜の温度差が、雲を含む大気を要求する

2026.10.28
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主星のすぐそばを、わずか10時間半で一周する岩石惑星があります。TOI-561 b という名前のこの惑星は、地球の2.2倍の質量と1.4倍の半径を持ち、昼側は岩が溶けてマグマの海になっていると考えられています。こういう「超短周期」の惑星は、強烈な放射を浴び続けるので、生まれたときに持っていた大気はとうに吹き飛ばされ、むき出しの岩になっているはずでした。

ところが、この惑星はむき出しではありませんでした。2026年9月29日に The Astronomical Journal に載った論文が、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で37時間ぶっ通しで観測した結果を報告しています。結論を先に書くと、TOI-561 b は主星から届く光の4分の3ほどをはね返していて、それを説明するには惑星全体を覆う大気と、その中の雲が要る、というものです。

昼側が「冷たすぎた」惑星

TOI-561 b の主星は、太陽より少し小さく、太陽よりずっと年老いた星です。年齢は少なくとも100億年、重い元素が太陽の半分以下しかない、天の川の厚い円盤に属する古い星です。惑星はその星を約0.44日で回っていて、主星からの距離は水星の軌道の何十分の1しかありません。

話が動き出したのは2025年です。カーネギー研究所の Johanna K. Teske さんらが、JWST の近赤外線分光器 NIRSpec で、この惑星が主星の後ろに隠れる瞬間（二次食）を観測し、昼側から出る赤外線を測りました。大気の無い岩なら昼側は約2,950K（約2,700℃）になるはずなのに、測った温度は1,700〜2,200K ほどしかなく、昼側が「冷たすぎる」ことが分かりました。Teske さんらは、厚い揮発性の大気が昼側を冷やしていると解釈しました。

ただ、二次食だけでは、昼側の光がどこへ行ったのかまでは分かりません。熱が大気に運ばれて夜側へ回ったのか、それとも光がそのまま宇宙へはね返されたのか。この2つを分けるには、惑星が主星のまわりを一周するあいだの明るさの変化、つまり位相曲線を丸ごと測る必要があります。

37時間ぶっ通しで、昼も夜も測る

今回の論文の筆頭著者はモントリオール大学の Samuel Boucher さんで、ウォータールー大学の Lisa Dang さんら18人の研究です。チームは NIRSpec の G395H モードで波長2.67〜5.14μm の光を、約37時間連続で取りました。惑星の4周ぶんにあたり、二次食4回とトランジット（惑星が主星の手前を通る現象）3回が含まれます。この惑星の夜側を見たのは、これが初めてです。

長く続けて測ることには、もうひとつ理由があります。主星の表面には対流の粒々（粒状斑）があって、その模様の変化が惑星の信号と同じくらいの大きさで明るさを揺らします。37時間の記録があれば、この星の揺らぎと惑星の位相曲線と昼側の光を、同時にモデルに当てはめて分けられます。実際に測った粒状斑の振幅は、2つの検出器でそれぞれ約60ppm と約54ppm で、惑星の昼側の信号（約35〜47ppm）より大きいものでした。

むき出しの岩のはずの溶岩惑星が、届いた光の4分の3をはね返していた。37時間見続けた昼と夜の温度差が、雲を含む大気を要求する

熱は夜側へ行っていなかった

結果は、夜側が温かくなかった、というものです。昼側の温度は約2,050K（誤差およそ±200K）、夜側は約1,090K でした。大気の無い岩なら昼側は3,200K 近くまで上がるので、昼側は確かに冷たい。しかし、昼側から消えた熱を夜側が受け取っているなら、夜側はもっと温かいはずです。

エネルギーの収支を素直に解くと、答えは反射でした。惑星が主星の光をはね返す割合（ボンド反射率）は0.74、幅をとっても0.64〜0.82で、熱を昼から夜へ運ぶ効率は0.18ほど。つまり、届いた光の4分の3近くはそのまま宇宙へ返され、残りの熱が大気でほどほどに運ばれている、という絵になります。

チームは大気大循環モデルでも確かめました。反射率をゼロにしたモデルは、大気の組成や圧力をどう変えても観測と合いません。反射率を0.6に上げたモデルがいちばんよく合いました。何がそれほど光をはね返すのかについて、論文は雲を挙げています。マグマの海から蒸発した岩の蒸気が、昼側の中でも明暗の境目に近い、少し冷えた場所で凝結すると、SiO₂（石英の成分）や MgSiO₃（頑火輝石）の珪酸塩の雲ができます。モデルでは SiO₂ の雲だけで0.22〜0.24ほどの反射率を稼げる計算です。

なぜ大気が残っているのか

こうして、昼側の二次食からの「大気がある」という2025年の主張は、位相曲線からも支えられました。残る問いは、なぜこの惑星が大気を保っていられるのか、です。JWST で調べられてきた岩石惑星の多くは、むき出しの岩だと解釈されています。ただし、それらの多くは赤色矮星（M型矮星）を回る惑星で、TOI-561 b のように太陽に近い星のすぐそばで焼かれている惑星ではありません。

論文は4つの筋書きを挙げています。もとは揮発性物質をたっぷり持った海王星型の惑星で、大気を失い続けた末の姿である。水素とヘリウムの大気と違って、重い分子でできた二次大気は逃げにくい。もっと外側で生まれて、若い主星の激しい紫外線の時期をやり過ごしてから内側へ移動した。揮発性物質がマグマの海に溶け込んで内部にしまわれ、あとから噴き出した。どれか1つではなく、組み合わせかもしれない、と著者は書いています。

観測にも限界があります。測った波長の幅が狭いので、温度や反射率は「いまの最良の見積もり」で、大気の組成はまだ決まっていません。昼側のスペクトルに4.3μm 付近で二酸化炭素らしい形が見えますが、論文はこれを暫定的なものとしています。2つの検出器のうち片方で昼側のいちばん熱い場所が西へずれて見えた点も、モデルでは説明できておらず、主星の粒状斑の影響が残っている可能性があります。

次の一手として論文が挙げるのは、JWST の中間赤外線装置 MIRI による位相曲線です。より長い波長なら主星の揺らぎの影響が小さく、昼と夜の温度を独立に決められ、15μm の二酸化炭素の帯も見えます。溶岩の海と大気が物質をやり取りしている惑星が本当にあるなら、それがどんな大気かを決めるのは、この次の観測になりそうです。

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