望遠鏡の揺れを計算で引き算する。JWST の感度が2〜15倍になり、写らなかった惑星が写った

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系外惑星を「写真に撮る」のは、いまも難しい仕事です。生まれたての明るい巨大惑星でさえ、近赤外線では親星の10万分の1の明るさしかありません。コロナグラフという装置で星の光を遮っても、望遠鏡の鏡のわずかな歪みや向きのずれで漏れた光が、惑星のまわりに斑点となって散らばります。その斑点のどれが惑星で、どれが星の光の残りなのか。この見分けは、装置だけでなく画像処理の仕事です。

これまでの標準的なやり方は、同じ望遠鏡で別の時刻や別の星を撮った「参照画像」を集めて星の光の形を経験的に組み立て、それを観測画像から差し引くというものでした。問題は、参照画像を撮ったときと本番の観測のときで、望遠鏡の状態が同じではないことです。わずかな指向のずれや熱によるたわみが、星の光の形を変えてしまう。だから差し引きには必ず残りが出て、それが検出の限界を決めます。これが「望遠鏡の安定性の限界」と呼ばれるものです。

ノースウェスタン大学の Rodrigo Ferrer-Chavez、Jason J. Wang らが2026年11月4日の Nature に出した論文は、この限界を計算で越えてみせました。参照画像に頼る代わりに、望遠鏡の光学系そのものを物理モデルとして組み、観測画像に合うようにモデルのパラメータを数百万個まとめて調整する。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の実際の観測データで、検出感度は従来の2〜15倍になり、これまで写らなかった惑星が1つ写りました。

星の光を「真似る」のではなく「計算する」

発想自体は新しくありません。望遠鏡の物理を直接モデル化して星の光の形を再現できれば、望遠鏡の安定性に縛られずに済み、原理的には光子のゆらぎという根本の限界まで迫れる。そう指摘されてはいたのですが、実際の光学系はあまりに複雑で、正確なモデルは作れないと考えられてきました。JWST のように安定した宇宙望遠鏡でも、合成した星の光で差し引きをするのは参照画像の質がよほど悪いときだけで、標準の手法を上回ったことは一度もありませんでした。

状況を変えたのは、機械学習の分野で使われる「自動微分」です。モデルの出力が各パラメータにどう依存するかの微分を、数百万個のパラメータがあっても機械的に計算できる仕組みで、GPU の上で走らせれば、巨大なモデルを勾配降下法で一気に最適化できます。チームはこれを使って、「物理に基づく惑星撮像の学習」の頭文字から FLIP と名づけた枠組みを作りました。

FLIP の中身はこうです。まず、宇宙望遠鏡科学研究所が公開している JWST の光学モデルを土台に、星・光学系・検出器からなる物理モデルを PyTorch という機械学習の道具で組みます。調整するパラメータは4つのグループに分かれます。星の明るさとコロナグラフのマスクに対する位置、マスクの前での波面の歪み、マスクの後での波面の歪み、そして検出器の画素ごとの応答です。これらを合わせて約100万個。JWST の波面センサーのデータも手がかりに使います。

最適化は多段階です。いきなり本番の画像に合わせるのではなく、まず従来法でも使うような参照星の画像でモデルを事前調整し、正しい答えの近くまで持っていきます。そのうえで本番の画像に合わせて、参照と本番の間の望遠鏡の変化ぶんを吸収する。ここで一つ工夫があります。モデルが柔軟すぎると、本物の惑星の光まで「星の光の一部」として学習して消してしまいかねません。そこで本番の画像に偽の惑星を何個か埋め込み、その信号対雑音比を監視しながら最適化を進め、ピークに達したところで止めます。偽の惑星は同時に、処理でどれだけ信号が失われたかを測る物差しにもなります。計算は普通の GPU 1枚で35分ほどです。

写らなかった惑星が写った

チームは FLIP を、すでに論文になっている JWST の NIRCam コロナグラフの観測データ3組に当てました。巨大惑星を持つ HIP 65426 と 51 Eridani（エリダヌス座51番星）、それに既知の惑星がなく、参照画像との間で望遠鏡の状態が大きくずれていた TYC 5899 です。比較相手は、それぞれの元論文で使われた標準手法 KLIP で、同じ設定で再処理したものです。

すべての観測で FLIP が上回りました。HIP 65426 b では信号対雑音比が約1.6倍、51 Eridani b の波長4.1マイクロメートルの画像では約2.1倍。そして波長4.3マイクロメートルの画像では、元論文で「検出できず」だった 51 Eridani b が、信号対雑音比6.3ではっきり写りました。惑星の位置での感度は約4倍上がっています。検出限界の曲線で見ると、TYC 5899 では星から0.5秒角の距離で約15倍、1秒角で約5倍、51 Eridani の4.3マイクロメートルでは0.5秒角で約5倍、1秒角で約2.5倍の改善でした。

4.3マイクロメートルには二酸化炭素の吸収帯があります。地球の大気にも二酸化炭素があるため、この波長は地上からは観測できません。二酸化炭素は惑星の大気の「重い元素の割合」をよく映すので、この新しい検出を使えば、51 Eridani b の大気が恒星の5倍ほど重い元素に富むという以前からの示唆を確かめ、惑星がどう作られたかに迫れる、と論文は書いています。

TYC 5899 の例は、別の意味で重要です。この観測は参照星の観測から4か月もあとに撮られていました。惑星探しのサーベイでは観測効率を上げるため、専用の参照星を用意せず、別の観測対象を参照画像として使い回すことが多く、数週間から数か月のずれはふつうです。そうした条件でも FLIP は最大で1けたの感度向上を出しました。同じ方式のプログラムで100件を超える観測がすでにあり、そこから新しい惑星が見つかる余地は大きい、というのがチームの見立てです。

限界と、その先にあるもの

論文は現状の限界も挙げています。FLIP は従来法より光子のゆらぎの根本限界にずっと近づきましたが、どの観測でもまだそこには達していません。望遠鏡の歪みやずれを補正はできても、その値を不確かさ付きで正確に取り出せるようにはなっていません。とても明るい星の深い観測には検出器のモデルの改良が要り、パラメータどうしの縮退の解きほぐしや、計算コストの削減、地上望遠鏡の膨大なデータ量への対応も課題です。

それでも、35年以上続いてきたコロナグラフ撮像の歴史で、モデルに基づく差し引きが標準手法を上回ったのはこれが初めてだ、と著者らは位置づけます。短期的には、JWST でより暗い、つまりより冷たく、軽く、古い巨大惑星に手が届きます。ガイア衛星が数千個と予測する遠く離れた巨大惑星の追観測にも使えます。枠組みは JWST の中間赤外線装置 MIRI や、補償光学の情報が豊富な地上の超大型望遠鏡にも広げられます。

そして長い目で見ると、この結果が効いてくるのは将来の計画です。太陽に似た星のまわりの地球型惑星を直接写そうとする Habitable Worlds Observatory は、恒星との明るさの差が100億倍になるため、JWST の100〜1,000倍というピコメートル級の安定性を求められています。この要求が望遠鏡の設計を強く縛っています。安定性の限界を計算で越えられるなら、その要求の一部を画像処理側が引き受け、設計の自由度が増すかもしれません。チームは、次に打ち上がるナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡などで試すことが要だとしています。

望遠鏡を揺るがないほど固く作るか、揺れたぶんを計算で引き算するか。この論文は、後者の道が実際の空の観測で通ることを初めて示しました。地球のような惑星の最初の一枚は、鏡の精度と同じくらい、その鏡の揺れをどれだけ正確に言い当てられるかにかかっているのかもしれません。

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出典

Ferrer-Chavez, R., Wang, J. J. et al. (2026) “Imaging exoplanets below the telescope stability limit” Nature 659, 58–62. https://doi.org/10.1038/s41586-026-11213-z
Nature Research Briefing “Faint exoplanets detected using computational approach to remove glare from stars”（2026年11月4日）https://www.nature.com/articles/d41586-026-03295-6