惑星の大きさ、特に半径は、単に「地球の何倍あるか」を比べるためだけの数字ではありません。質量と組み合わせれば平均密度を求められ、岩石が多いのか、ガスや氷に富むのかを推定する重要な手掛かりになります。
さらに太陽系外惑星では、惑星が恒星の前を横切るトランジットを観測すると半径を測ることができます。波長ごとに見かけの半径を比べると、大気がどの光を吸収しているかまで調べられます。
ただし、半径だけで惑星の内部組成や大気が一意に決まるわけではありません。同じ半径でも、質量、温度、年齢、大気量によって内部構造は違い得ます。半径は、ほかの観測量と組み合わせることで力を発揮する「入口の情報」なのです。
結論：半径は「体積」を決め、質量と組み合わせると惑星の中身へ近づける
球に近い惑星なら、半径が分かれば体積を計算できます。
体積は半径の3乗に比例するため、半径が2倍なら体積は約8倍です。
そこへ惑星の質量が分かれば、質量を体積で割って平均密度を求められます。
この平均密度は、惑星が主に岩石や金属でできているのか、それとも水素・ヘリウムなど軽い物質を多く持つのかを考える基本情報になります。
同じ質量でも半径が違えば密度は大きく変わる
二つの惑星が同じ質量でも、一方の半径が大きければ、その惑星はより大きな体積へ同じ質量が広がっているため平均密度が低くなります。
反対に半径が小さければ、同じ質量がより狭い体積へ詰まっているため高密度です。
この関係を使うと、直接内部を見ることのできない系外惑星でも、質量と半径から大まかな内部構成を推定できます。
国立天文台が2026年に報告した若い惑星V1298 Tau系では、半径が地球の約5〜10倍ある一方、質量は約5〜15地球質量と比較的小さく、非常に低密度であることが分かりました。これは若い惑星の外層大気が大きく膨らんでいるという進化像を支持する観測例です。
半径と質量から平均密度はどう求めるのか
平均密度は、惑星質量を惑星体積で割って求めます。
惑星を球とみなすと、体積は「4πR³/3」で表せます。ここでRが惑星半径です。
したがって、半径測定の誤差は体積へ3乗で効きます。半径を高精度に測ることが、密度を正しく求めるうえで非常に重要です。
密度は惑星内部の直接写真ではありませんが、内部モデルを絞り込む強い制約になります。
高密度なら岩石惑星と断定できるのか
高密度な惑星では、鉄やケイ酸塩など比較的重い物質が多い可能性が高くなります。
しかし密度だけで「鉄が何％、岩石が何％」と一意に決められるわけではありません。
中心核の大きさ、マントル組成、高圧下での物質の状態、温度などの違いによって、同じ質量・半径に近い複数の内部モデルが成立することがあります。
そのため研究では、質量・半径の測定値を理論的な質量半径関係と比較し、あり得る組成の範囲を絞ります。
低密度なら何が分かるのか
半径が大きいのに質量が小さい惑星は、平均密度が低くなります。
その場合、水素・ヘリウムに富む厚い大気や、氷・水に富む外層を持つ可能性が考えられます。
特に若い惑星では、形成直後の熱によって大気が膨らみ、同じ質量でも年老いた惑星より半径が大きいことがあります。
つまり半径は内部組成だけでなく、惑星の年齢や熱進化、大気の膨張状態にも影響されます。
同じ密度でも内部構造が違うことがある
平均密度には重要な限界があります。
国立天文台が2025年に紹介した系外惑星GJ 1214 bでは、岩石質コアの周囲に水素に富む外層を持つモデルと、氷に富む内部の周囲に水蒸気主体の外層を持つモデルなどが議論されてきました。
こうしたモデルは平均密度が似る場合があり、質量と半径だけでは区別できません。
そこで大気スペクトルなど別の観測を加え、内部構造の候補をさらに絞り込みます。
太陽系外惑星の半径はどう測るのか
系外惑星は非常に遠いため、多くの場合、円盤を直接撮影して直径を測ることはできません。
そこで重要なのがトランジット法です。
惑星が恒星の手前を横切ると、恒星の光の一部が遮られて暗くなります。恒星の半径が分かっていれば、その減光率から惑星と恒星の半径比を求め、惑星半径を推定できます。
国立天文台のGJ 3470 b観測でも、トランジット中の減光率を高精度に測定して惑星半径が求められています。
減光率が大きいほど惑星半径も大きいのはなぜか
単純化すると、トランジットで隠される恒星の面積割合は、惑星と恒星の半径比の2乗にほぼ比例します。
大きな惑星ほど恒星面の広い部分を隠すため、減光も深くなります。
ただし実際の解析では、恒星の縁ほど暗く見える周縁減光、恒星黒点、軌道傾斜なども考慮します。
高精度な半径測定には、惑星だけでなく主星の半径を正しく知ることも欠かせません。
半径と質量を両方測るとなぜ惑星分類が進むのか
トランジット法は主に半径を与えます。一方、視線速度法では惑星の重力による恒星のふらつきから惑星質量に関する情報を得られます。
この二つを組み合わせると、惑星の平均密度を計算できます。
半径だけなら「地球の2倍ほどの惑星」という情報ですが、質量を加えると「地球型に近い高密度なのか、軽い大気を多く持つ低密度惑星なのか」という物理的な違いへ踏み込めます。
系外惑星研究で質量と半径をセットで測ることが重視されるのはこのためです。
半径が同じでも質量が違えば別の惑星になり得る
二つの惑星が同じ半径でも、一方が何倍も重ければ内部はより高密度である必要があります。
逆に同じ半径で非常に軽ければ、厚い低密度大気が体積の多くを占めている可能性があります。
したがって「地球サイズ」という表現は、地球と同じ組成を意味しません。
サイズが似ていても、質量と密度が違えば、表面環境や内部構造は大きく異なる可能性があります。
半径は表面重力の推定にも必要
惑星表面付近の重力加速度は、質量に比例し、半径の2乗に反比例します。
そのため質量だけでなく半径も分からなければ、表面重力を正しく評価できません。
同じ質量でも半径が大きく膨らんだ惑星では、雲頂付近など基準面での重力は小さくなります。
表面重力は大気のスケールハイトや大気散逸にも関係するため、半径は大気研究にもつながります。
半径が大きい惑星ほど大気を持つとは限らない
大きな半径は厚い大気の存在を示す場合がありますが、半径だけで大気量を決めることはできません。
大気保持には惑星質量、温度、恒星から受ける高エネルギー放射、年齢なども影響します。
若い惑星が膨らんで見えることもあれば、恒星からの強い放射で大気を失い、時間とともに半径が縮むこともあります。
したがって半径は、大気進化を考える出発点の一つです。
観測波長によって「見かけの半径」が違うことがある
系外惑星のトランジットを複数の波長で観測すると、減光率が少し違うことがあります。
これは惑星の固体部分が波長ごとに膨らんだり縮んだりするからではありません。
惑星大気中の気体や粒子が、特定の波長の恒星光を強く吸収・散乱すると、その波長では大気のより高い高度まで不透明になります。
その結果、観測上は惑星が少し大きな半径を持つように見えます。
波長ごとの半径差から大気が分かる仕組み
国立天文台はGJ 3470 bを可視光から近赤外線まで複数の波長で観測し、波長によって見積もられる惑星半径が異なることを測定しました。
大気の透過率が波長によって違うため、見かけの惑星サイズにも波長依存性が現れます。
この情報を大気モデルと比較することで、雲やもやの有無、気体の吸収特性などを調べられます。
半径測定が「大気の高さを測る」観測へ拡張されるわけです。
Webbはトランジットの波長依存性から何を測るのか
NASAのジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、系外惑星が恒星の前を通るときに大気を通過した星の光を分光します。
水、二酸化炭素、メタンなどの分子は、それぞれ特定の波長を吸収します。
吸収が強い波長ではより多くの光が遮られ、惑星の見かけの半径がわずかに大きくなります。この波長ごとのトランジット深さを並べたものが透過スペクトルです。
NASAのWASP-39 bやWASP-96 bの観測では、こうした透過スペクトルから大気中の分子や雲・もやの情報が得られています。
「半径が波長で変わる」は大気の厚さそのものなのか
波長ごとの半径差は、大気のどの高さで光が通らなくなるかを反映します。
ただしその大きさは、気体の組成だけでなく、温度、表面重力、雲やもや、化学反応などにも依存します。
そのため一つの吸収ピークだけから大気組成を断定することはできません。
広い波長範囲のスペクトルを取り、複数の分子候補と大気モデルを比較することが重要です。
半径は惑星の進化を調べる手掛かりにもなる
惑星は形成直後からずっと同じ半径とは限りません。
若い惑星は内部に多くの熱を持ち、大気も膨らんでいるため、年齢とともに冷えて収縮することがあります。
また恒星に近い惑星では、高エネルギー放射によって大気が宇宙へ流出し、長い時間で半径が小さくなる場合があります。
同じ程度の質量を持つ若い惑星と古い惑星の半径を比べることで、冷却や大気散逸の進み方を検証できます。
若い「ふわふわ惑星」は何を教えてくれるのか
国立天文台などの研究チームが2026年に報告したV1298 Tauの4惑星は、大きな半径に対して質量が小さく、非常に低密度でした。
この結果は、生まれたばかりの惑星が厚く膨らんだ外層を持ち、時間とともに大気を失ったり冷えて収縮したりするという進化像を観測的に検証する材料になります。
半径を年齢・質量と組み合わせることで、「現在どんな惑星か」だけでなく、「どのように今の姿になったか」まで考えられるのです。
半径だけでは居住可能性も決められない
地球と同じ半径に近い惑星が見つかると、「第二の地球」と期待したくなります。
しかし地球サイズであることは、地球と同じ大気、海、温度、内部組成を保証しません。
質量、密度、恒星からの距離、大気組成、恒星活動などを総合して初めて環境を評価できます。
半径は重要ですが、居住可能性を判断する一つの条件にすぎません。
惑星半径を使うときに確認すべきこと
- 半径だけか、質量も分かっているか：密度や内部組成の推定には質量が重要
- どの半径か：固体表面、雲頂、特定圧力面など基準が異なる場合がある
- 観測波長：大気吸収によって見かけの半径が変わることがある
- 惑星の年齢と温度：若い惑星は膨らんでいる可能性がある
- 主星の半径：トランジットで惑星半径を求める基準になる
- モデルの縮退：同じ質量・半径でも複数の内部構造が成立し得る
まとめ
惑星の半径が密度・内部組成・大気を見分ける手掛かりになるのは、半径が惑星の体積を決め、質量や波長別観測と結び付けることで多くの物理量へ変換できるからです。
質量と半径から平均密度を求めれば、岩石質か低密度のガスに富む惑星かを絞り込めます。さらにトランジットを波長ごとに測れば、大気吸収による見かけの半径差から大気成分や雲・もやを調べられます。
一方、同じ密度でも内部構造が異なる場合があり、半径だけで組成や大気を断定することはできません。
つまり惑星半径は、質量・年齢・温度・スペクトルと組み合わせることで、見えない惑星内部と大気を読み解くための基本的な物差しになるのです。
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参考資料
- 国立天文台「晴天のスーパーアース？―低質量の太陽系外惑星GJ3470bの大気を初めて観測―」
- 国立天文台「生まれたての惑星たちはふわふわ―4つの若い惑星の質量を正確に決定―」
- 国立天文台「地球と海王星の中間サイズの太陽系外惑星で多量の二酸化炭素を検出」
- NASA Science「NASA’s Webb Reveals Steamy Atmosphere of Distant Planet in Detail」
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