ベタ・ピクトリス

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β Pictoris
β Pictoris の位置（丸で囲んだ部分）
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座ピクター
赤経05時間47分17.09秒[ 1 ]
赤緯−51° 03′ 59.4″ [ 1 ]
見かけの等級 （V）3.861 [ 2 ]
特徴
進化段階主系列[ 3 ]
スペクトル型A6V [ 4 ]
U−B色指数0.10 [ 5 ]
B−V色指数0.17 [ 5 ]
変数型デルタ楯状変光星[ 6 ]
天体測量
視線速度（R v）+20.0 ± 0.7 [ 7 ] km/s
固有運動（μ）RA:  +4.65 [ 1 ]マス/年12 月:  +83.10 [ 1 ]マス/年
視差（π）51.44 ± 0.12  mas [ 1 ]
距離63.4 ± 0.1 光年 (19.44 ± 0.05  pc )
絶対等級 （M V）2.402 [ 8 ]
詳細
質量1.85+0.03 −0.04[ 9 ]  M ☉
半径1.53 ± 0.01 [ 10 ]  R ☉
明るさ7.2 ± 0.9 [ 11 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.18 ± 0.13 [ 12 ]  cgs
温度8,054 ± 96 [ 12 ]  K
金属性 ＝−0.01 ± 0.03 [ 12 ]
回転速度（v  sin  i）130 [ 13 ]  km/s
年23 ± 3 [ 14 ] ミル
その他の指定
GJ 219、HR 2020、CD −51°1620、HD 39060、GCTP 1339.00、SAO 234134、HIP 27321
データベース参照
シンバッドデータ
太陽系外惑星アーカイブデータ
アリンスデータ
このビデオ シーケンスは、がか座ベータ星を周回する太陽系外彗星のアーティストによる想像図に基づいています。

がか座ベータ星（略称β Pictorisまたはβ Pic ）は、がか座で2番目に明るい恒星である。太陽系から63.4光年（19.4 パーセク）離れており、太陽の1.75倍の質量と8.7倍の明るさを持つ。がか座ベータ星系は非常に若く、年齢はわずか2000万年から2600万年であるが[ 14 ] 、すでに進化の主系列段階にある。[ 15 ]がか座ベータ星は、宇宙空間で同じ運動をし、同じ年齢である若い恒星の集まりである、移動ベータ星群の主星である。[ 16 ]

ヨーロッパ南天天文台（ESO）は、直接画像を用いて、 2つの惑星、 βがか座b [ 17 ]とβがか座c [ 18 ]の存在を確認した。両惑星は、恒星を取り囲むデブリ円盤の面内を公転している。βがか座cは現在、これまでに撮影された太陽系外惑星の中で最も恒星に近く、その距離は小惑星帯と太陽の間の距離とほぼ同じである。[ 18 ]

がか座β星は、同型の通常の恒星と比較して赤外線放射が過剰である[ 19 ]が、これは恒星近傍の多量の塵とガス（一酸化炭素を含む）[ 20 ] [ 21 ]によって引き起こされている。詳細な観測により、恒星を周回する塵とガスの大きな円盤が明らかになった。これは、他の恒星の周りで撮影された最初のデブリ円盤であった。 [ 22 ]いくつかの微惑星帯[ 23 ]と彗星活動の存在に加えて、 [ 24 ]この円盤内で惑星が形成されており、惑星形成のプロセスが進行中である可能性を示唆する兆候がある。 [ 25 ]がか座β星のデブリ円盤の物質は、太陽系における星間流星体の主な発生源であると考えられている。 [ 26 ]

位置と視認性

がか座β星は南の星座で、明るい恒星カノープスの西側に位置しています。[ 27 ]星座が分割される前は、伝統的にアルゴ船の測深線がβ星にありました。 [ 28 ]この星の見かけの等級は3.861等級[ 2 ]であるため、条件が良ければ肉眼で見ることができますが、光害の影響で3等級より暗い星は暗すぎて見えない場合があります。この星座の中では見かけの等級が3.30のがか座α星に次いで2番目に明るい星です。 [ 29 ]

ヒッパルコス衛星は、がか座β星をはじめとする多くの恒星までの距離を測定しました。これは、地球が太陽の周りを回る際に観測される、その位置のわずかなずれである三角視差を測定することによって行われました。がか座β星の視差は51.87ミリ秒角と判明しましたが、[ 30 ]この値は後に、系統的誤差をより慎重に考慮したデータの再解析で51.44ミリ秒角に修正されました。[ 1 ]したがって、がか座β星までの距離は63.4光年となり、不確かさは0.1光年です。[ 31 ] [注1 ]

ヒッパルコス衛星は、がか座ベータ星の固有運動も測定しました。この星は、東へは年間4.65ミリ秒角、北へは年間83.10ミリ秒角の速度で移動しています。[ 1 ]星のスペクトルのドップラーシフトの測定により、地球から秒速20キロメートルの速度で遠ざかっていることが明らかになりました。[ 7 ]がか座ベータ星と同じように宇宙空間で運動している恒星は他にもいくつかあり、それらはほぼ同じ時期に同じガス雲から形成されたと考えられます。これらはがか座ベータ星移動群を構成しています。[ 16 ]

物理的特性

スペクトル、光度、変動性

惑星ベータ・ピクトリスbの想像図[注 2 ]

近傍星プロジェクトの一環として行われた測定によると、がか座β星のスペクトル型はA6Vである。[ 4 ]有効温度は8,054  K（7,781  °C ; 14,038  °F ）であり、[ 12 ]これは太陽の5,778 K（5,505 °C; 9,941 °F）よりも高温である。[ 32 ]スペクトルの分析により、この恒星には、天文学で金属と呼ばれる重元素と水素の比率が太陽とほぼ同じであることが明らかになった。この値は、恒星の金属分率と太陽の金属分率の比の10を底とする対数である[M/H]という量で表される。がか座β星の場合、[M/H]の値は+0.01 ± 0.03、[ 12 ]つまり、星の金属分率は1.023+0.024 −0.069太陽のそれ。[注 3 ]

スペクトルの解析により、恒星の表面重力も明らかになる。これは通常、log g （ CGS単位系で表された重力加速度の10を底とする対数）で表される。この場合はcm/s²である。βがか座β星のlog  gは4.18であり[ 12 ] 、これは表面重力が150 m/s²であることを示している。これは太陽表面の重力加速度（274 m/s²）の55%に相当する。[ 32 ]

A型主系列星であるがか座β星は太陽よりも明るく、見かけの等級3.861と距離19.44パーセクを組み合わせると絶対等級は2.4となり[ 8 ] 、太陽の絶対等級は4.83である[ 32 ] 。これは、太陽の視光度の9.2倍に相当する[注4 ]。がか座β星と太陽からの放射スペクトル全体を考慮すると、がか座β星は太陽の8.7倍明るいことがわかる[ 15 ]。[ 33 ]

スペクトル型Aの主系列星の多くは、ヘルツシュプルング・ラッセル図の不安定帯と呼ばれる領域に属し、この領域は脈動変光星で占められています。2003年に行われたこの星の測光モニタリングにより、約30分から40分の間の周波数で約1～2ミリ等級の明るさの変動が明らかになりました。[ 6 ]がか座β星の視線速度研究でも変動が明らかになっており、 30.4分と36.9分の2つの周波数で脈動が見られます。 [ 34 ]その結果、この星はたて座デルタ変光星に分類されています。

質量、半径、回転

がか座β星の質量は、恒星進化モデルを用いて観測された特性に当てはめることによって決定された。この方法によれば、恒星質量は1.7太陽質量から1.8太陽質量の間と推定される。[ 15 ]恒星の角直径は、超大型望遠鏡（VLT）の干渉計を用いて測定され、0.84ミリ秒角であることがわかった。これは、実際の半径が0.0001秒角であることを示している。太陽（R☉ ）の1.732 ± 0.013倍である。[ 35 ]角直径は後に次のように修正された。0.736 ± 0.019 masとなり、半径は1.53 R ☉と低くなり 、[ 36 ]大気フィッティングの結果と一致します。[ 10 ]

がか座β星の自転速度は少なくとも130 km/sと測定されている。[ 13 ]この値は視線速度を測定することで得られるため、真の自転速度の下限値となる。測定される量は実際にはv sin ( i ) であり、i は視線に対する星の自転軸の傾きを表す。もし地球からがか座β星の赤道面を見ると仮定すると（星周円盤は真横から見られるため妥当な仮定である）、自転周期は約16時間と計算でき、これは太陽の自転周期（609.12時間[ 32 ] ）よりも大幅に短い。[注 5 ] GRAVITY+による観測では、星の自転の位置角（PA）は32.09° ± 0.9°（北の東）であり、内側の歪んだ二次ディスクとよりよく一致しています。[ 37 ]

年齢と形成

がか座β星の想像図[注 6 ]

星の周りに相当量の塵が存在することから[ 38 ]、この星系の年齢が若いことが示唆され、主系列に加わったのか、それともまだ前主系列星なのかという議論が巻き起こった[ 39 ]。しかし、ヒッパルコスによって星までの距離が測定されたところ、がか座ベータ星はこれまで考えられていたよりも遠くに位置しており、そのため当初考えられていたよりも明るいことが明らかになった。ヒッパルコスの結果を考慮すると、がか座ベータ星は年齢がゼロの主系列に近く、前主系列星ではなかったことがわかった。[ 15 ]がか座ベータ星と、移動星団に属する他の星の分析から、それらの年齢は約 1200 万年であることが示唆された。[ 16 ]しかし、最近の研究では、年齢はこの約 2 倍の 2000 万～ 2600 万年であることが示唆されている。[ 40 ] [ 14 ]

がか座β星はさそり座・ケンタウルス座連星の近くで形成された可能性がある。[ 41 ]がか座β星の形成につながったガス雲の崩壊は、超新星爆発の衝撃波によって引き起こされた可能性がある。超新星爆発を起こした星は、現在は暴走星となっているHD 83058の以前の伴星であった可能性がある。HIP 46950の軌道を逆方向にたどると、約1300万年前にはさそり座・ケンタウルス座連星の近くにあったことが示唆される。 [ 41 ]しかし、HD 83058は分光連星 であることが判明しており、近い伴星の超新星爆発によって放出された可能性は低いため、がか座β星団の起源に関する単純な説明には疑問が残る。[ 42 ]

恒星周環境

Erika Nesvold 氏とMarc Kuchner 氏は、ベータ ピクトリス b惑星がベータ ピクトリスのデブリ ディスクを歪んだ螺旋形に形成する様子をスーパーコンピューターでシミュレーションした結果について説明します。

デブリディスク

ハッブル宇宙望遠鏡による主デブリ円盤と二次デブリ円盤の画像

がか座β星からの過剰な赤外線放射は、 1983年にIRAS [ 43 ]宇宙船によって検出された。[ 38 ]がか座β星は、ベガ、フォーマルハウト、エリダヌス座イプシロン星とともに、そのような過剰放射が検出された最初の4つの星のうちの1つであり、これらの星は、最初に発見されたそのような星にちなんで「ベガ型」と呼ばれている。がか座β星のようなA型星は、スペクトルの青い端でほとんどのエネルギーを放射する傾向があるため[注 7 ]、これは、恒星の周りを公転する冷たい物質が赤外線波長で放射して過剰放射を生み出しているということを意味していた。[ 38 ]この仮説は、1984年にがか座β星の周囲円盤が光学的に撮影された最初の星となったことで検証された。[ 22 ] IRASデータ（ミクロン波長）は、[12]=2.68、[25]=0.05、[60]=−2.74、[100]=−3.41です。色過剰は、E12=0.69、E25=3.35、E60=6.17、E100=6.90です。[ 19 ]

地球上の観測者からは、がか座β星の周囲を周回するデブリ円盤が真横から観測されており、北東から南西方向に向いている。円盤は非対称で、北東方向では恒星から1835天文単位まで観測されている一方、南西方向では1450天文単位まで広がっている。 [ 44 ]円盤は回転しており、恒星の北東側の部分は地球から離れる方向に動いている一方、南西側の部分は地球に近づく方向に動いている。[ 45 ]

500 AU から 800 AU の間のデブリ円盤の外側の領域で、いくつかの楕円形の物質のリングが観測されています。これらは、システムが通過する恒星によって混乱させられた結果として形成された可能性があります。[ 46 ] ヒッパルコス計画の天体測定データによると、赤色巨星のベータ・コロンバエが約 11 万年前にベータ・ガクトリスの 2 光年以内を通過しましたが、より大きな摂動はゼータ・ドラドゥス(約 35 万年前、3 光年の距離を通過した)によって引き起こされたと考えられます。 [ 47 ]しかし、コンピューターシミュレーションでは、これら 2 つの候補のどちらよりも低い遭遇速度が優先され、リングの原因となった恒星は不安定な軌道上にあるベータ・ガクトリスの伴星であった可能性があることが示唆されています。シミュレーションでは、0.5太陽質量の摂動星が構造の原因である可能性が高いことが示唆されています。そのような恒星は、スペクトル型 M0V の赤色矮星であると考えられます。[ 44 ] [ 48 ]

非常に若いAV型恒星であるβがか座の周囲における、彗星やその他の微惑星を含むさまざまな惑星形成プロセス（NASAのアーティストによる想像図）

2006年、ハッブル宇宙望遠鏡の高性能サーベイカメラによるこの系の撮影で、主円盤に対して約5°の角度で傾いており、恒星から少なくとも130 AU伸びている二次ダストディスクの存在が明らかになった。 [ 49 ]二次ディスクは非対称で、南西延長部は北東延長部よりも曲率が大きく、傾斜が小さい。この画像では、がか座β星から80 AU以内にある主円盤と二次円盤を区別できなかったが、ダストディスクの北東延長部は恒星から約30 AUのところで主円盤と交差すると予測されている。[ 49 ]二次ディスクは、傾斜軌道にある大質量惑星が主円盤から物質を奪い、主円盤を惑星と一致する軌道で移動させることで生成される可能性がある。[ 50 ]

NASAの遠紫外線分光探査機による研究により、がか座ベータ星の周囲の円盤には炭素を豊富に含むガスが極度に過剰に含まれていることが発見されました。[ 51 ]これにより、物質が星間空間に吹き飛ばされてしまう放射圧に対して円盤が安定します。 [ 51 ]現在、炭素過剰の原因については2つの説明が提案されています。 1つは、太陽系の地球型惑星が炭素ではなく酸素に富んでいるのとは対照的に、がか座ベータ星が炭素に富む異質な惑星を形成中である可能性です。 [ 52 ]あるいは、太陽系の発達初期に発生した可能性のある未知の段階を通過している可能性もあります。太陽系には、炭素に富む環境で形成された可能性のある、エンスタタイトコンドライトと呼ばれる炭素に富む隕石があります。 また、木星が炭素に富む核の周囲に形成された可能性も提案されています。 [ 52 ]

2011年、がか座β星の周囲の円盤が、アマチュア天文家によって撮影された最初の惑星系となった。ニュージーランドのロルフ・オルセンは、口径10インチのニュートン式反射望遠鏡と改造されたウェブカメラを用いて、この円盤を撮影した。[ 53 ]

微惑星帯

がか座β星の周囲の塵は、巨大な微惑星の衝突によって生成された可能性がある。

2003年、ケックII望遠鏡によるβがか座β星系の内部領域の撮影により、物質のベルトまたはリングと解釈される複数の特徴の存在が明らかになった。恒星から約14、28、52、82天文単位の位置にベルトが検出され、主円盤に対する傾斜角が交互に変化している。[ 23 ]

2004年の観測により、恒星から6.4 AUの距離にケイ酸塩物質を含む内帯が存在することが明らかになりました。ケイ酸塩物質は恒星から16 AUと30 AUでも検出され、6.4 AUから16 AUの間では塵がほとんど見られないことから、この領域に巨大惑星が周回している可能性が示唆されました。 [ 54 ] [ 55 ]マグネシウムを豊富に含むオリビンも検出されました。これは太陽系の彗星で見つかるオリビンと驚くほど類似していますが、太陽系の小惑星で見つかるオリビンとは異なります。[ 56 ]オリビンの結晶は恒星から10 AUより近い距離でしか形成されないため、形成後におそらく放射状の混合によって内帯に運ばれてきたと考えられます。[ 56 ]

恒星から100AUの距離にあるダストディスクのモデル化によると、この領域のダストは、半径約180キロメートルの微惑星の破壊によって引き起こされた一連の衝突によって生成された可能性が示唆されています。最初の衝突の後、デブリは衝突カスケードと呼ばれるプロセスでさらなる衝突を経ます。フォーマルハウトとミクロスコープ座AUの周囲のデブリディスクでも同様のプロセスが推測されています。[ 57 ]

がか座β星の周囲では、過去に2回の巨大衝突が起きたと考えられている。最初の衝突とみられる現象は約150年前に発生し、質量は10の19乗から10の21乗kgで、これは大きさが100から500kmの天体に相当する。この衝突は主星から約85天文単位の地点で発生した。この最初の衝突は、デブリ円盤のJWST画像でのみ見られる、いわゆる「猫のしっぽ」現象を説明できる可能性がある。 [ 58 ]スピッツァーの観測（2004～2005年）とJWSTの観測（2023年）の比較が行われた。その結果、600ケルビンの高温ダスト連続スペクトルとフォルステライトの痕跡が消失したことが明らかになった。これは、2004年の数年前に発生した別の衝突と解釈された。この衝突で生成されたダストは、2005年から2023年の間に主星からの放射圧によって吹き飛ばされた。[ 59 ]

落下する蒸発体

がか座β星のスペクトルは、様々な吸収線の赤方偏移部分に最初に気づいた強い短期変動を示し、これは恒星に落下する物質によって引き起こされたと解釈された。 [ 60 ]この物質の源は、恒星に近づく軌道上にある小さな彗星のような物体で、そこで蒸発し始めると示唆されており、「落下蒸発体」モデルと呼ばれている。 [ 24 ]一時的な青方偏移吸収イベントも検出されたが、頻度は低かった。これらは、異なる軌道上にある2番目の物体グループを表している可能性がある。[ 61 ]詳細なモデル化により、落下蒸発体は彗星のように主に氷でできている可能性は低く、代わりに耐火物質の地殻を持つ塵と氷の混合コアで構成されている可能性が高いことが示唆されている。 [ 62 ]これらの天体は、星から約 10 AU の距離にある、がか座ベータ星の周りをわずかに偏心した軌道で回る惑星の重力の影響によって、星に接近する軌道上に摂動を受けた可能性がある。 [ 63 ]落下する蒸発物体も、主なデブリ円盤の面より上方に位置するガスの存在の原因である可能性がある。[ 64 ] 2019 年の研究では、TESSによるトランジット系外彗星が報告されている。このディップは非対称な性質で、星の円盤を横切る蒸発彗星のモデルと一致している。彗星は非常に偏心した軌道を回っており、非周期的である。[ 65 ] 2025 年には、17 年間にわたる 9000 件の観測結果を対象とした論文が発表された。この研究では、カルシウムII 線とナトリウムI 線が研究された。 2004年には、13夜中2%の深層線と1%の深層特徴が観測された2夜を除き、ナトリウムはほとんど観測されなかった。これらのナトリウムの検出は、深部カルシウム吸収の際に発生する。この研究では、2017年と2018年に1年以上持続する長寿命のカルシウム吸収が観測されたが、これは従来の太陽系外彗星モデルでは説明が難しい。2019年には、2つの強く加速する青方偏移した太陽系外彗星が観測された。これらはケプラーの運動からの逸脱を示しており、近点通過直後の彗星核の崩壊によって説明できる。[ 66 ]

惑星系

がか座β星bの運動。軌道面を横から見たところ。惑星は恒星に向かって動いていない。
ベータ ピクトリス システムの芸術的なレンダリング。降着円盤とベータ ピクトリス bおよびベータ ピクトリス cを示しています。

2008年11月21日、2003年に超大型望遠鏡（VLT）による赤外線観測で、この恒星の伴惑星候補が発見されたことが発表された。[ 67 ] 2009年秋には、この惑星が主星の反対側で観測され、惑星の存在とこれまでの観測結果が確認された。15年後（2009年時点）には、この惑星の軌道全体を記録できるようになると考えられている。[ 17 ]

ヨーロッパ南天天文台は、 2020年10月6日、直接画像を用いて、がか座β星cの存在を確認した。がか座β星cは、恒星を取り囲むデブリ円盤の面内を周回している。がか座β星cは現在、これまでに撮影された太陽系外惑星の中で最も恒星に近く、その距離は小惑星帯と太陽の間の距離とほぼ同じである。[ 18 ] [ 68 ]

ベータ・ピクトリス惑星系[ 69 ] [ 70 ]
コンパニオン（星順）質量半径（AU）公転周期（年）偏心傾斜半径
c10.139+1.175 −1.031 M J2.680+0.016 −0.0153.266+0.015 −0.0120.314+0.024 −0.03488.947+0.083 −0.091°1.2 ± 0.1 [ 71 ]  R J
インナーベルト6.4 AU約89 °—
b11.729+2.337 −2.135 M J10.018+0.082 −0.07623.593+0.248 −0.2090.106+0.007 −0.00689.009 ± 0.012 °1.46 ± 0.01  R J
セカンダリディスク130 AU以上89 ± 1 °—
メインディスク16～1450/1835 AU89 ± 1 °—

視線速度法は、がか座β星のようなA型恒星の研究には適していません。恒星の年齢が非常に若いため、ノイズはさらに悪化します。この方法から得られる現在の限界値は、木星質量の2倍を超えるホット・ジュピター型惑星が、1000光年未満の距離に存在する可能性を排除するのに十分です。恒星から0.05 AUの距離にある惑星の場合、1 AUでは、木星質量の9倍未満の惑星は発見を逃れていただろう。[ 25 ] [ 34 ]そのため、βがか座β星系の惑星を見つけるために、天文学者は惑星が恒星周囲の環境に与える影響を探している。

がか座β星付近の惑星のESO画像

複数の証拠から、地球の周囲を周回する巨大な惑星の存在が示唆されている。星から10 AUの距離にある微惑星帯の間の塵のない隙間6.4 AUと16 AUは、この領域が消滅しつつあることを示唆している。[ 55 ]この距離に惑星が存在すると、落下する蒸発体の起源を説明できる。[ 63 ]また、内側の円盤の歪みと傾斜したリングは、傾斜した軌道をとる巨大な惑星が円盤を乱していることを示唆している。[ 50 ] [ 72 ]

両方の伸長における Beta Pictoris b

観測された惑星だけでは、微惑星帯の構造を説明できない。30 AUと恒星から52 AUの距離にある。これらのベルトは、25 AUと44 AU、約それぞれ0.5 M Jと0.1  M Jである。[ 25 ]このような惑星系が存在する場合、1:3:7の軌道共鳴に近いものとなる。また、外側の円盤のリングが500～800 AUの範囲の太陽の質量は、これらの惑星の影響によって間接的に生じています。[ 25 ]

物体は、がか座β星から411 ミリ秒角の距離にあり、これは天球上の距離に相当します。8 AU 。比較のために、木星と土星の軌道半径は5.2 AU [ 73 ]およびそれぞれ9.5 AU [ 74 ]である。動径方向の分離は不明であるため、これが真の分離の下限値となる。質量の推定値は惑星進化の理論モデルに依存しており、この天体は木星の8倍の質量を持ち、現在も冷却中で温度は1400～1600 K。これらの数値には、惑星の質量と年齢の可能性のある範囲における実際のデータに対してモデルがまだ検証されていないという注意点が付いています。

長半径は8～9 AUで、公転周期は17～21年。[ 75 ] 1981年11月に「トランジットのような現象」が観測された。[ 76 ] [ 77 ]これはそれらの推定と一致する。[ 75 ]もしこれが真のトランジットであると確認されれば、トランジットする天体の推定半径は木星の半径の2～4倍であり、理論モデルで予測されているよりも大きい。これは、この惑星が大きな環系、あるいは衛星形成円盤に囲まれていることを示唆している可能性がある。[ 77 ]

2020年10月6日、がか座ベータ星系に2つ目の惑星の存在が確認された。この惑星の温度はT = 1250 ± 50 K、動的質量はM = 8.89 ± 0.75  M J、[ 78 ]および年齢18.5 ± 2.5  Ma。[ 18 ]公転周期は約1,200日（3.3年）、長半径は約2.7 AUで、βがか座bよりも親星に約3.5倍近い。[ 79 ] [ 68 ] βがか座cの軌道は中程度の離心率で、離心率は0.24である。[ 79 ] [ 68 ]

この惑星は、2020年現在の惑星形成モデルと矛盾するデータを示しています。β Pic c は、円盤不安定性によって惑星形成が起こると予測される年齢です。しかし、この惑星は2.7 AU で、これはディスクの不安定性が発生するには近すぎると予測されています。MK = 14.3 ± 0.1は、コア集積によって形成されたことを示唆している。[ 18 ]

観測された内部デブリディスクの端を説明するために、ディスクの内側の端に近い、より広い軌道上に追加の小さな惑星が存在するという説が提案されている。50 AUであり、これは2惑星モデルの力学シミュレーション結果とは一致しません。0.15～1  M Jの低離心率軌道で30 AUと36 AUは直接観測では観測限界を下回るが、シミュレーションでは観測されたディスクプロファイルを再現することができる。[ 80 ]

塵の流れ

2000年、ニュージーランドのAdvanced Meteor Orbit Radar施設による観測で、太陽系における星間流星体の主な発生源である可能性のある、がか座β星の方向からやってくる粒子の流れの存在が明らかになった。[ 26 ]がか座β星のダストの流れに含まれる粒子は比較的大きく、半径は20マイクロメートルを超えており、その速度から、がか座β星系から秒速約25キロメートルで放出されたと考えられる。これらの粒子は、がか座β星のデブリ円盤内を巨大ガス惑星が移動した結果として、その円盤から放出された可能性があり、がか座β星系がオールトの雲を形成していることを示している可能性がある。 [ 81 ]ダスト放出の数値モデル化では、放射圧も原因である可能性があり、恒星から約1 AU以上離れた惑星がダストの流れを直接引き起こすことはできないことが示唆されている。[ 82 ]

参照

注記

  1. ^視差は次の式で距離に変換できます導出値の誤差の計算方法については、不確実性の伝播に関する記事を参照してください
  2. ^ベータ・ピクトリスbの想像図については、以下を参照。
  3. ^ [M/H]から計算：相対存在比 = 10 [M/H]
  4. ^視感度は次のように計算できます。
  5. ^回転周期は円運動の方程式を使って計算できます。
  6. ^がか座β星の想像図については、以下を参照してください。
  7. ^ウィーンの変位法則と 8102 Kの温度からβ Pictoris からのピーク波長放射は約 360ナノメートルとなり、これはスペクトルの近紫外線領域にあたります。

参考文献

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