系外惑星とは？見つけ方・種類・地球に似た惑星を解説

系外惑星とは、太陽系の外にある惑星のことです。正式には「太陽系外惑星」と呼ばれ、その多くは太陽とは別の恒星の周りを回っています。

NASAの集計では、確認済みの系外惑星は6,000個を超えました。1992年のパルサー惑星、1995年の太陽に似た恒星を回る惑星の確認以降、系外惑星研究は急速に進み、惑星は宇宙に広く存在することが分かってきました。

系外惑星の多くは、惑星そのものの姿ではなく、惑星が恒星に与える小さな変化を手がかりに見つかっています。恒星の光がわずかに暗くなる、恒星が前後に揺れる。そうした変化を精密に測ることで、遠い惑星の存在を突き止めてきました。

観測方法を組み合わせると、惑星の半径、質量、平均密度、公転軌道まで調べられます。大気を通り抜けた光を分光すれば、大気中に含まれる分子の手がかりも得られます。

「地球に似た惑星」という言葉も、大きさが近い段階と、環境まで近い段階を分けると意味が見えやすくなります。まずは、系外惑星という言葉と発見の歴史から整理します。

系外惑星とは

出典：NASA Science「Types of Exoplanets」

太陽系の外にある惑星

系外惑星は「太陽系外惑星」の略称で、太陽系の外に存在する惑星を指します。英語ではexoplanet（エクソプラネット）と呼ばれます。

恒星と、その周りを回る惑星のまとまりが惑星系です。太陽系も、太陽という恒星を中心とした惑星系の一つにあたります。夜空に見える恒星の周囲にも、多様な惑星系が広がっています。

恒星に属さず、単独で宇宙空間を移動する浮遊惑星も研究対象です。恒星の光を受けないため観測の難度は高いものの、重力マイクロレンズ法などによって候補が捉えられています。

確認済みの系外惑星は6,000個を超える

NASAが運用する「NASA Exoplanet Archive」には、2026年時点で6,000個を超える確認済みの系外惑星が登録されています。

惑星らしい信号が見つかると、最初は候補として扱われます。その後、視線速度観測や高解像度撮像、統計的な検証などによって別の天体現象を見分け、惑星として十分な根拠が得られたものが確認済みに数えられます。

候補天体はこのほかにも数千個あり、確認済みの数は更新され続けています。精密な観測が進んでいるのは天の川銀河の一部であり、その範囲だけで6,000個を超えたことは、惑星が銀河全体に広く存在することを示しています。

最初に確認された系外惑星

系外惑星の発見史では、二つの出来事を分けて考える必要があります。最初の系外惑星は1992年にパルサーの周りで見つかり、太陽に似た恒星を回る惑星の発見は1995年です。

1992年に報告されたのは、パルサーPSR B1257+12を回る複数の惑星です。パルサーから規則正しく届く電波の周期に生じるわずかなずれから、惑星の存在が導かれました。

1995年に発見された51 Pegasi b（ペガスス座51番星b）は、太陽に似た恒星を回る初めての惑星です。木星に近い質量を持ちながら、恒星のすぐ近くを約4日で一周するホットジュピターで、視線速度法によって検出されました。この発見は2019年のノーベル物理学賞の対象にもなっています。

系外惑星はどうやって見つけるのか

恒星より暗い惑星を探す

恒星は自ら光を放ちますが、惑星から届くのは主に恒星光の反射と、惑星自身の熱放射です。両者の明るさには大きな差があり、地球から見ると恒星と惑星は空の上で非常に近接しています。

そこで系外惑星探査では、惑星が恒星や背景光へ与える変化を精密に測ります。惑星が存在すると、恒星の明るさ、速度、位置などに特徴的な変化が現れるためです。

系外惑星の多くは、恒星側に現れる小さな変化を測ることで発見されています。観測する変化によって、発見方法と得られる情報が変わります。

5種類の観測シグナル

トランジット法｜恒星の明るさの変化を測る

惑星が恒星の前を通ると光が少し減る

惑星が地球から見て恒星の手前を横切ると、恒星光の一部が遮られ、観測される明るさがわずかに下がります。この現象がトランジット（通過）です。

恒星の明るさを時間に沿って記録したグラフを光度曲線と呼びます。惑星が公転するたびに減光が繰り返されるため、光度曲線には一定の間隔でくぼみが現れます。

出典：NASA Science「Exoplanet Watch」

この方法で大きな成果を挙げたのが、2009年に打ち上げられたケプラー宇宙望遠鏡です。特定の領域を継続観測し、2,600個を超える惑星を発見しました。現在はTESSが広い範囲の恒星を観測しており、確認済み惑星の大半はトランジット法によって見つかっています。

減光量から惑星の半径を求める

減光の深さは、恒星の円盤のうち惑星が隠す面積の割合に対応します。減光率は惑星と恒星の見かけの面積比にあたるため、恒星の半径が分かれば惑星の半径を計算できます。

惑星半径の精度には、恒星半径の精度も影響します。恒星の大きさは、スペクトル分析や距離測定などを組み合わせて求められます。

減光が繰り返される間隔からは公転周期が分かります。公転周期と恒星の質量を使えば、ケプラーの法則から軌道の大きさも計算できます。

観測できる軌道の向き

トランジットを観測できるのは、惑星の軌道面が地球から見てほぼ真横を向いている場合です。軌道の傾きが大きい場合、惑星は恒星の手前を横切らず、減光も現れません。

同じ惑星系の中でも、トランジットが観測できる惑星と、視線速度法など別の方法で捉えやすい惑星が混在する場合があります。

惑星候補を確認する追加観測

周期的な減光が見つかっても、その段階では惑星候補です。恒星同士が互いを隠す食連星、恒星表面の黒点、背景星の変光なども、惑星に似た減光を作ることがあります。

候補を確認済みへ進めるため、視線速度観測や高解像度撮像などが行われます。複数の候補を統計的に検証し、惑星以外の原因である確率が十分に低いことを示す方法も使われています。

視線速度法｜恒星の小さな揺れを測る

惑星と恒星は共通重心を回る

惑星は恒星の周囲を回っていますが、恒星も惑星の重力を受けています。実際には、両者は共通重心の周囲を回っており、恒星もわずかに揺れます。

恒星が地球へ近づく間は光の波長が青い側へ、遠ざかる間は赤い側へずれます。これがドップラー効果です。スペクトルに現れる波長のずれを測ることで、恒星の速度変化を調べます。

恒星の速度変化から惑星の質量を求める

速度変化の振幅が大きいほど、恒星を強く揺らす重い惑星が存在すると考えられます。変化の周期からは公転周期が分かり、波形からは軌道の離心率も求められます。

視線速度法で測るのは地球方向の速度成分です。軌道傾斜角が分からない場合、得られる値は最低質量、つまり質量の下限として扱われます。

恒星の黒点や表面活動も速度変化を作るため、複数の波長や長期間のデータを使って惑星の信号と区別します。

トランジット法と組み合わせる意味

トランジット法で半径、視線速度法で質量を測ると、惑星の平均密度を計算できます。

トランジットの光度曲線から軌道傾斜角を求めれば、視線速度法で得た最低質量を補正し、惑星の真の質量に近い値を導けます。

平均密度は、惑星の内部組成を推定する最初の手がかりです。岩石、金属、水、ガスを組み合わせた内部構造モデルと比較し、岩石主体か、厚いガスをまとっているかを推定します。

惑星の光や重力から探す方法

直接撮像法

恒星の強い光を装置で抑え、惑星自身の光を捉えるのが直接撮像法です。コロナグラフや補償光学を使い、恒星の近くにある暗い光点を探します。

若く高温の巨大惑星が、恒星から離れた軌道にある場合に捉えやすくなります。

現在の直接撮像では、惑星は主に一つの光点として捉えられ、その光を分光して温度や大気が調べられています。地表や雲模様を写す観測は、将来の大型望遠鏡が目指す課題です。

出典：NASA Science「Portrait of Distant Planets」

重力マイクロレンズ法

質量を持つ天体の重力は光の進路を曲げます。手前の恒星が背景星の前を通ると、重力がレンズのように働き、背景星が一時的に明るくなります。

手前の恒星に惑星があると、増光曲線に短い追加信号が現れます。この変化から、惑星と恒星の質量比や、おおよその距離を調べます。

遠方の惑星、比較的低質量の惑星、浮遊惑星候補にも感度があります。同じ天体配置は再現されにくいため、一度の現象を継続して観測する体制が必要です。

アストロメトリ法

恒星の揺れを空の上での位置変化として測るのがアストロメトリ法です。視線速度法が地球方向の動きを測るのに対し、アストロメトリ法は空の平面上の動きを調べます。

軌道面の傾きが分かるため、惑星の真の質量を求める手がかりになります。恒星から比較的離れた、長周期の惑星にも感度があります。

この分野を支えているのが、ESAの位置天文衛星Gaiaです。Gaiaは約10年半にわたり、20億個規模の天体を観測しました。現在は、その長期データから恒星のわずかな揺れを読み取り、惑星候補を探す解析が進められています。

発見方法によって見つかる惑星は偏る

観測方法には、それぞれ捉えやすい惑星があります。トランジット法では大きく短周期の惑星、視線速度法では重く恒星に近い惑星、直接撮像法では若く高温で恒星から離れた巨大惑星を見つけやすくなります。

それぞれの方法には得意分野があり、互いに異なる領域の惑星を観測しています。

現在の惑星カタログには、各観測方法が得意とする惑星が多く含まれています。統計研究では、この観測上の偏りを補正しながら、惑星の出現頻度を推定します。

系外惑星にはどんな種類があるのか

巨大ガス惑星とホットジュピター

巨大ガス惑星は、木星や土星に近い大型の惑星です。水素とヘリウムを多く含み、明確な固体表面を持たない構造が推定されています。

恒星のすぐ近くを数日程度で回る巨大ガス惑星がホットジュピターです。こうした惑星は、惑星が形成後に軌道を移動した可能性を考える重要な材料になっています。

海王星型とミニネプチューン

海王星型惑星は、厚い大気を持ち、ガスや氷成分を多く含むと考えられる惑星です。そのうち地球寄りの大きさを持つものはミニネプチューンと呼ばれます。

太陽系には、地球と海王星の中間にあたる大きさの惑星が存在しません。一方、系外惑星の観測ではミニネプチューンが数多く見つかっており、太陽系の構成を相対的に捉える手がかりになっています。

スーパーアース

地球より大きく、海王星より小さい範囲の惑星はスーパーアースと呼ばれます。

スーパーアースは主に大きさや質量による分類で、表面環境は惑星ごとに調べられています。岩石主体の惑星もあれば、厚い大気を持つ惑星もあります。同じ半径でも質量が異なれば、内部組成の推定も変わります。

地球型・岩石惑星

地球型惑星は平均密度が高く、岩石や金属を主体とすると推定される惑星です。TRAPPIST-1系のように、地球サイズの惑星が複数並ぶ惑星系も見つかっています。

大気や表面環境を調べるには、惑星が恒星の光へ与えるごく小さな変化を測る必要があります。分類の境界となる数値には、研究や資料によって幅があります。

観測値から惑星の姿をどう組み立てるのか

半径と質量から平均密度を求める

惑星の性質を調べる出発点は半径と質量です。半径から体積を計算し、質量を体積で割ると平均密度が得られます。

平均密度を、岩石、金属、水、ガスを組み合わせた内部構造モデルと比較すると、主な内部組成を推定できます。同じ密度を説明する組成が複数ある場合もあるため、結果には一定の幅があります。

公転周期から軌道を調べる

減光や速度変化が繰り返される間隔から、公転周期が得られます。公転周期と恒星の質量が分かれば、ケプラーの法則から軌道の大きさを計算できます。

軌道距離と恒星の明るさを組み合わせると、惑星が受けるエネルギー量も見積もれます。これは惑星の温度環境を考える基礎になります。

大気を通った光を分光する

トランジット中、恒星光の一部は惑星大気の縁を通過して地球へ届きます。大気を通った光を波長ごとに分けると、大気中の分子が吸収した波長の痕跡を読み取れます。これが透過スペクトルです。

惑星が恒星の裏へ隠れる二次食の前後からは、惑星の昼側から届く光を調べられます。公転に伴う明るさの変化を追う位相曲線からは、昼側と夜側の温度差などを推定します。

水蒸気、二酸化炭素、メタン、ナトリウムなどは、複数の系外惑星で観測されています。雲やヘイズ、恒星の黒点もスペクトルへ影響するため、惑星と恒星の両方を含めて解析します。

直接観測・計算・モデル推定を分ける

望遠鏡が直接測っているのは、光の量、波長、位置とその時間変化です。半径や質量は観測値から計算され、内部組成や気候はモデルを通して推定されます。

地球に似た惑星とは何が似ているのか

「地球に似た惑星」という表現は、何が地球に近いのかによって意味が変わります。

大きさが地球に近い

トランジット法では惑星の半径を測れます。「地球サイズ」と報じられる惑星は、主に半径が地球に近いことを示しています。

質量と平均密度が地球に近い

質量と半径の両方が得られると、平均密度を計算できます。地球に近い密度を持てば、岩石と金属を主体とする可能性が高まります。

恒星から受ける光が地球に近い

軌道距離と恒星の明るさから、惑星が受けるエネルギーを評価できます。受ける光が適度であれば、大気条件によって表面に液体の水を保てる可能性が出てきます。

液体の水を保ちうる距離の範囲はハビタブルゾーンと呼ばれます。距離は条件の一つで、大気の有無や組成も表面温度を大きく左右します。詳しくはハビタブルゾーンの仕組みと惑星環境で整理しています。

大気と表面環境を調べる

地球サイズの惑星では、大気による信号も小さくなります。JWSTなどを使い、大気の有無や組成を確かめる観測が進められています。

表面温度、水、地質活動、恒星フレアの影響などは互いに関係します。複数の観測方法と気候モデルを組み合わせて評価します。

地球に似ている度合いを7段階で整理

現在よく測られているのは、半径、質量、公転周期、受ける光までです。大気から先が観測の最前線にあたります。

TRAPPIST-1eやProxima Centauri b、TOI-700 dなどが注目されるのは、前半の段階で地球に近い値を示しているためです。

生命活動の兆候は、複数の分子と恒星・惑星環境を組み合わせて評価します。詳しい探し方は、地球外生命とバイオシグネチャーの解説で整理しています。

系外惑星研究で分かってきたこと

惑星は宇宙に広く存在する

ケプラー宇宙望遠鏡の統計から、天の川銀河には恒星と同程度か、それ以上の数の惑星が存在すると推定されています。

研究の問いは「惑星があるか」から、「どのような惑星が、どれくらいの割合で存在するか」へ移りました。

太陽系とは異なる惑星系が多い

ホットジュピター、スーパーアース、ミニネプチューン、細長い軌道を回る惑星、複数の惑星が一定の周期比で並ぶ共鳴軌道など、太陽系とは異なる惑星系が数多く見つかっています。

こうした多様性は、惑星がどこで生まれ、どのように軌道を変えたのかを考える材料になります。

発見から特徴づけの段階へ進んでいる

ケプラーとTESSが惑星候補を増やし、地上望遠鏡が質量測定を支えてきました。ハッブル宇宙望遠鏡は大気観測を進め、現在はJWSTも系外惑星大気を観測する主力望遠鏡の一つになっています。

研究の重心は、新しい惑星の発見から、見つかった惑星の大気や環境を詳しく調べる特徴づけへ広がっています。

観測でわかったこと・モデルで推定すること

観測技術が進むと、これまでモデル推定だった項目が観測対象へ移ります。系外惑星の大気組成も、そのように観測可能な領域が広がってきた分野です。

系外惑星についてよくある疑問

まとめ｜系外惑星は恒星の光と動きから見つかる

系外惑星は太陽系の外にある惑星で、確認済みの数は6,000個を超えています。

発見の主役は、恒星の明るさ、速度、位置に現れる変化です。トランジット法では半径、視線速度法では質量を調べ、二つを組み合わせると平均密度から内部組成を推定できます。

直接撮像、重力マイクロレンズ、アストロメトリも、それぞれ異なる領域の惑星を捉えています。現在の惑星カタログには、こうした観測方法の得意分野が反映されています。

地球に似た惑星の探索は、半径、質量、受ける光から、大気、表面環境、生命活動の兆候へ段階的に進んでいます。

約30年前には、太陽に似た恒星を回る惑星は一つも確認されていませんでした。現在は6,000個を超える惑星が登録され、その一つひとつの性質を確かめる観測が続いています。

参考情報

記事の作成にあたり、次の公式情報を確認しました。

• NASA｜Exoplanets（系外惑星の定義と研究の全体像）
• NASA Exoplanet Archive｜Confirmed Planets（確認済み惑星数）
• NASA Exoplanet Archive｜FAQ（候補・確認済み・統計的検証の扱い）
• NASA｜How We Find and Characterize（発見方法と特徴づけ）
• NASA｜What's a Transit?（トランジット法）
• NASA｜Exoplanet Types（惑星分類）
• NASA｜5 Ways to Find a Planet（5つの発見方法）
• ESA｜Gaia（Gaiaの観測期間とアストロメトリ）
• 国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室｜公式サイト（日本語での用語と研究情報）