がか座ベータ星のソースを表示

{{天体 基本
| 幅 = 310px
| 色 = 恒星
| 和名 = がか座&beta;星
| 英名 = &beta; Pictoris
| 画像ファイル = HST betaPictoris comb.jpg
| 画像サイズ = 275px
| 画像説明 = ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したがか座&beta;星
| 画像背景色 = 
| 仮符号・別名 = 
| 星座 = [[がか座]]
| 視等級 = 3.86<ref name="simbad"/>
| 視直径 = 
| 変光星型 = [[たて座デルタ型変光星|たて座&delta;型変光星]]<ref name="Koen2003">{{cite journal|bibcode=2003MNRAS.341.1385K|title=δ Scuti pulsations in &beta; Pictoris|author=Koen, C.|year=2003|journal=[[MNRAS]]|volume=341|issue=4|pages=1385–1387|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x}}</ref>
| 分類 = [[A型主系列星]]<ref name="simbad"/>
}}
{{天体 位置
| 色 = 恒星
| 元期 = J2000.0
| 赤経 = {{RA|05|47|17.08769}}<ref name="simbad"/>
| 赤緯 = {{DEC|-51|03|59.4412}}<ref name="simbad"/>
| 赤方偏移 = 0.000067<ref name="simbad"/>
| 視線速度 = 20.00 &plusmn; 0.7km/s<ref name="simbad"/>
| 固有運動 = [[赤経]]: 4.65 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/[[年]]<ref name="simbad" /><br/>[[赤緯]]: 83.10 ミリ秒/年
| 年周視差 = 
| parallax = 51.44
| p_error = 0.12
| parallax_footnote = <ref name="simbad"/>
| 距離 = 
| 絶対等級2 = 2.417
}}
{{天体 軌道
| 色 = 恒星
| 惑星数 = 1
}}
{{天体 物理
| 色 = 恒星
| 半径 = 1.8 [[太陽半径|''R''<sub>☉</sub>]]<ref name="Kervella2003">{{cite conference|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003IAUS..219E.127K&db_key=AST&nosetcookie=1|title=VINCI/VLTI Observations of Main Sequence Stars|author=Kervella, P.|year=2003|editor1=A.K. Dupree|editor2=A.O. Benz|publisher=Astronomical Society of the Pacific|conference=IAUS 219: Stars as Suns: Activity, Evolution and Planets|book-title=Proceedings of the 219th symposium of the International Astronomical Union|location=Sydney, Australia|pages=80|accessdate=2016-10-18}}</ref>
| 質量 = 1.75 [[太陽質量|''M''<sub>☉</sub>]]<ref name="Crifo1997">{{cite journal|bibcode=1997A&A...320L..29C|title=β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties|author=Crifo, F.|year=1997|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=320|pages=L29–L32|display-authors=etal}}</ref>
| 平均密度 = 
| 表面重力 = 4.15 (log g)<ref name="Gray2006"/>
| 脱出速度 = 
| 自転速度 = 130 km/s<ref name="Royer2007">{{cite web2|url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=J/A%2bA/463/671/table4&recno=381|title=HD 39060|work=Rotational velocities of A-type stars. III. List of the 1541 B9- to F2-type stars, with their vsini value, spectral type, associated subgroup and classification|author1=Royer F. |author2=Zorec J. |author3=Gomez A.E.  |name-list-style=amp|year=2007|accessdate=2016-10-18}}</ref>
| 自転周期 = 13 時間
| スペクトル分類 = A6V<ref name="simbad"/>
| 光度 = 8.7 [[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]]<ref name="Crifo1997"/>
| 光度係数 = 
| 表面温度 = 8,052 [[ケルビン|K]]<ref name="Gray2006">{{cite journal|bibcode=2006AJ....132..161G|title=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc—The Southern Sample|author=Gray, R. O.|year=2006|journal=[[The Astronomical Journal]]|volume=132|issue=1|pages=161–170|doi=10.1086/504637|arxiv = astro-ph/0603770|display-authors=etal}}</ref>
| 色指数_BV = 0.171<ref name="yale"/>
| 色指数_UB = 0.10<ref name="simbad"/>
| 色指数_VI = 0.18<ref name="yale"/>
| 金属量2 = 太陽の112% [N/H]<ref name="Gray2006"/><ref name="注3" group="注"/>
| 年齢 = 1200万{{+-|800万|400万}}年<ref name="Zuckerman2001">{{cite journal|bibcode=2001ApJ...562L..87Z|title=The β Pictoris Moving Group|author=Zuckerman, B.|year=2001|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=562|issue=1|pages=L87–L90|doi=10.1086/337968|display-authors=etal}}</ref>
}}
{{天体 別名称
| 色 = 恒星
| 別名称 = [[グリーゼ近傍恒星カタログ|GJ]] 219, [[ヘンリー・ドレイパーカタログ|HD]] 39060,<br />[[ヒッパルコスカタログ|HIP]] 27321, [[輝星星表|HR]] 2020
}}
{{天体 終了
| 色 = 恒星
}}
'''がか座&beta;星'''（がかざベータせい、&beta; Pic / &beta; Pictoris）は[[がか座]]で2番目に明るい[[恒星]]である。[[地球]]からの距離は約63.4[[光年]]で、[[太陽]]の約1.75倍の質量と8.7倍の[[光度 (天文学)|光度]]を持つ。がか座&beta;星は誕生してから、まだ800万から2000万年しか経過していないが<ref name="Zuckerman2001"/>、すでに[[主系列星]]の段階にある<ref name="Crifo1997"/>。この恒星は[[がか座ベータ星運動星団|がか座&beta;星運動星団]]に属する代表星で、この運動星団に属している恒星は、がか座&beta;星と同じく若い恒星である<ref name="Zuckerman2001"/>。

がか座&beta;星は[[赤外超過]]<ref name="Cote1987a">{{cite journal|bibcode= 1987A&A...181...77C|title=B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths|author=J. Coté|year=1987|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=181|pages=77–84}}</ref>と呼ばれる、他の恒星に比べて[[赤外線]]を多く放射する現象が観測されている。これは、周辺に大きな[[原始惑星系円盤]]などの[[塵円盤]]や[[星間塵]]（[[一酸化炭素]]を含む）がある事を示す<ref name="LAT-20140308">{{cite news |last=Khan |first=Amina |title=Did two planets around nearby star collide? Toxic gas holds hints |url=http://www.latimes.com/science/sciencenow/la-sci-sn-beta-pictoris-star-planet-gas-collision-comets-carbon-monoxide-20140307,0,1884709.story|work=[[ロサンゼルス・タイムズ]]|accessdate=October 18, 2016}}</ref><ref name="SCI-20140306">{{cite journal |authors=Dent, W.R.F.; Wyatt, M.C.;Roberge, A.; Augereau,J.-C.; Casassus, S.;Corder, S.; Greaves, J.S.; de Gregorio-Monsalvo, I; Hales, A.; Jackson, A.P.; Hughes, A. Meredith; Lagrange, A.-M; Matthews, B.; Wilner, D. |title=Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the β Pictoris Debris Disk |url=http://www.sciencemag.org/content/early/2014/03/05/science.1248726.abstract |date=March 6, 2014 |journal=[[Science (journal)|Science]] |doi=10.1126/science.1248726 |accessdate=March 9, 2014 |arxiv = 1404.1380 |bibcode = 2014Sci...343.1490D |volume=343 |pages=1490–1492}}</ref>。初めて恒星の周りを塵やガスから出来た大きな塵円盤が観測されると、まず宇宙望遠鏡などを使用して画像を撮影する事が多い<ref name="Smith1984">{{cite journal2|bibcode=1984Sci...226.1421S|title=A circumstellar disk around Beta Pictoris|author1=Smith, B. A.  |author-link=ブラッドフォード・A・スミス |author2=Terrile, R. J. |name-list-style=amp |year=1984|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=226|pages=1421–1424|doi=10.1126/science.226.4681.1421|pmid=17788996|issue=4681}}</ref>。がか座&beta;星にはそれに加えて、いくつかの[[微惑星]]が集合した領域<ref name="Wahhaj2003">{{cite journal|bibcode=2003ApJ...584L..27W|title=The Inner Rings of β Pictoris|author=Wahhaj, Z.|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=584|issue=1|pages=L27–L31|year=2003|doi=10.1086/346123|arxiv = astro-ph/0212081 |display-authors=etal}}</ref>や、[[彗星]]活動などが確認されている<ref name="Beust1990">{{cite journal2|bibcode=1990A&A...236..202B|title=The Beta Pictoris circumstellar disk. X—Numerical simulations of infalling evaporating bodies|author1=Beust, H. |author2=Vidal-Madjar, A. |author3=Ferlet, R. |author4=Lagrange-Henri, A. M.  |name-list-style=amp |year=1990|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=236|issue=1|pages=202–216}}</ref>。通常、このような塵円盤は、[[太陽系外惑星|惑星]]が形成される過程にあるとされるが<ref name="Freistetter2007">{{cite journal2|bibcode=2007A&A...466..389F|title=Planets of β Pictoris revisited|author1=Freistetter, F.|author2=Krivov, A. V. |author3=Löhne, T.|name-list-style=amp|year=2007|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=466|issue=1|pages=389–393|doi=10.1051/0004-6361:20066746|arxiv=astro-ph/0701526}}</ref>、[[星間塵|ダスト]]からなる円盤を持つことが初めて発見された恒星として知られている。がか座&beta;星の円盤の大半は太陽系でいう[[流星]]サイズの星間塵から形成されていると思われている<ref name="Baggaley2000">{{cite journal|bibcode=2000JGR...10510353B|title=Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids|author=Baggaley, W. Jack|year=2000|journal=[[J. Geophys. Res.]]|volume=105|issue=A5|pages=10353–10362|doi=10.1029/1999JA900383}}</ref>。

[[2008年]][[11月]]、[[ヨーロッパ南天天文台]](ESO)は、恒星の周辺にある塵円盤を[[超大型望遠鏡VLT]]を使用して直接観測を行った結果、以前の理論で惑星が存在出来るであろう領域に惑星'''{{仮リンク|がか座ベータ星b|label=がか座&beta;星b|en|Beta Pictoris b}}'''を発見した。この惑星は、2016年時点で、直接撮影で発見された太陽系外惑星では最も恒星に近い軌道を[[公転]]している<ref name="ESO2010">{{cite web|title=Exoplanet Caught on the Move|url=https://www.eso.org/public/news/eso1024/|accessdate=18 October 2016|date=2010-06-10}}</ref>。その距離は太陽系に置き換えると太陽から[[土星]]までの距離に相当する。

== 位置と可視性 ==
がか座&beta;星は、南半球で観測出来る、[[イーゼル]]をモチーフにした<!-- この情報いらないと思うが・・・。-->[[がか座]]にあり、1等級の[[カノープス]]の西側にある<ref name="Kaler">{{cite web|url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/betapic.html|title=Beta Pictoris|author=Kaler, Jim|work=STARS|accessdate=2016-10-18}}</ref>。[[アルゴ座]]が分割される前までは、伝統的に大まかな、船の位置を表す指標として用いられた。視等級は3.86等<ref name=simbad/>で、肉眼で十分に観測出来るが、[[光害]]などが影響すると、観測は困難になる。がか座の中では[[がか座アルファ星|がか座&alpha;星]]の3.30等に次いで2番目に明るい<ref name="Darling">{{cite web|url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Pic.html|title=Pictor (abbr. Pic, gen. Pictoris)|author=Darling, David|work=The Internet Encyclopedia of Science|accessdate=2016-10-18}}</ref>。

がか座&beta;星や他の多数の恒星を観測した[[ヒッパルコス衛星]]による[[三角測量]]の観測では、がか座&beta;星の[[年周視差]]は51.87ミリ秒と測定された<ref name="Perryman1997">{{cite web|url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/239/hip_main&recno=27301|title=HIP 27321|work=The Hipparcos and Tycho Catalogues|author=ESA|year=1997|accessdate=2017-06-04}}</ref>。しかし、後により詳細に観測した結果、年周視差は51.44ミリ秒に改定された<ref name=simbad/>。がか座&beta;星までの距離は約63.4[[光年]]で±0.1光年の[[不確実性]]（誤差）がある<ref name="Pogge">{{cite web|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit1/distances.html|author=Pogge, Richard|title=Lecture 5: Distances of the Stars|work=Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies, & the Universe|accessdate=2008-09-08}}</ref><ref group="注" name="注4"/>。

[[ヒッパルコス衛星]]の観測によると、がか座&beta;星は[[赤経]]方向では年間4.65ミリ秒の速度で東に、[[赤緯]]方向では年間83.10ミリ秒で北に移動している<ref name=simbad/>。[[ドップラーシフト]]の観測では、がか座&beta;星は秒速約20km/sで地球から遠ざかっている<ref name="Gontcharov2006">{{cite web|url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=III/252/table8&recno=8252|title=HIP 27321|work=Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars|author=Gontcharov G.A.|year=2006|accessdate=2016-10-18}}</ref>。先述の通り、がか座&beta;星の他にも同じような固有運動をする恒星がいくつか見つかっている。これらの恒星は、同じ[[星団]]で誕生したと考えられている<ref name="Zuckerman2001"/>。

== 物理的特徴 ==
=== スペクトル、光度の変動 ===
[[File:Beta Pictoris b.jpg|thumb|[[がか座ベータ星b|がか座&beta;星b]]の想像図<ref group="注">For artist's impression of Beta Pictoris b, see:
*{{cite news|title=Length of Exoplanet Day Measured for First Time|url=https://www.eso.org/public/news/eso1414/|accessdate=2 May 2014|newspaper=ESO Press Release}}</ref>。]]
Nearby Stars Projectの一環の観測で、がか座&beta;星の[[スペクトル型]]は[[A型主系列星|A6V]]<ref name=simbad/>とされている<ref name="Gray2006"/>。表面温度は8,052[[ケルビン|K]]（7,779[[摂氏|℃]]、14,034[[華氏|℉]]）で、これは太陽の表面温度である5,778K（5,505℃、9941℉）<ref name="NASASun">{{cite web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html|title=Sun Fact Sheet|publisher=NASA|accessdate=2016-10-18}}</ref>
よりもはるかに高温である。スペクトルの分析から、この恒星には、重元素と呼ばれる物質が、通常よりわずかに高い比率で含まれている事が分かった。天文学における金属量は[M/H]などと示す[[常用対数]]として表されて、がか座&beta;星の場合は[M/H]=0.05である<ref name="Gray2006"/>。これは太陽よりも12%高い事になる<ref name="注3" group="注"/>。

スペクトルの分析から、表面の[[CGS単位系]](log g)における[[重力加速度]]を求める事が出来ている。その値はlog g=4.15<ref name="Gray2006"/>で重力加速度は140[[メートル毎秒毎秒|m/s<sup>2</sup>]]で、これは太陽の274m/s<sup>2</sup>のほぼ半分である<ref name="NASASun"/>。

[[A型主系列星]]なので、太陽よりも明るい。19.44パーセクの距離で視等級が3.86で、年周視差が判明しているため、[[絶対等級]]が計算出来る。その絶対等級は2.42となる。ちなみに、太陽の絶対等級は4.83である<ref name="NASASun"/><ref name="COSMOS">{{cite web|url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/A/Absolute+Magnitude|title=Absolute Magnitude|work=COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy|accessdate=2016-10-18}}</ref>。計算すると、太陽の9.2倍明るい事になる。これは視覚的な光度の影響も受けており<ref group="注" name="注4"/>、がか座&beta;星のスペクトルや太陽からの放射線の影響を除けば、恒星本体の明るさは太陽の8.7倍になる<ref name="Crifo1997"/><ref name="Strobel">{{cite web|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s4.htm|author=Strobel, Nick|work=Astronomy Notes|title=Magnitude System|accessdate=2016-10-18}}</ref>。

[[ヘルツシュプルング・ラッセル図]]上におけるA型主系列星の大半は、[[不安定帯]]と呼ばれる領域にある。不安定帯にある恒星は[[変光星]]として脈動する事が多い。[[2003年]]にがか座&beta;星を[[測光 (天文)|測光]]した結果、30分から40分の間に視等級が1-2ミリ等級ほど変動している事が明らかとなった<ref name="Koen2003"/>。がか座&beta;星の場合、脈動により、2つの異なる周期で[[周波数]]が変動する。1つは30.4日周期、他方は36.9秒周期で変動する<ref name="Galland2006">{{cite journal|bibcode=2006A&A...447..355G|title=Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations|author=Galland, F.|year=2006|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=447|issue=1|pages=355–359|doi=10.1051/0004-6361:20054080|arxiv = astro-ph/0510424 |display-authors=etal}}</ref>。結果、がか座&beta;星は[[たて座デルタ型変光星|たて座&delta;型変光星]]に分類された。

=== 質量、半径、自転 ===
がか座&beta;星の質量は、恒星の形成論を基に計算された。それによると[[質量]]は[[太陽]]の1.7倍から1.8倍の間になる<ref name="Crifo1997"/>。地球からの距離が63.4光年と、比較的近くにあるため、大型望遠鏡の観測で[[角直径]]が分かる。その角直径は0.84ミリ秒角<ref name="Kervella2003"/>で、これを計算すると、大きさは太陽の1.8倍になる<ref group="注" name="注5"/>。

がか座&beta;星の自転速度は最低時速130kmであると測定されている<ref name="Royer2007"/>。この値は[[視線速度]]より算出されたものなので、自転速度は下限値しか求められない。仮に、この速度で自転しているとすると自転周期はわずか16時間しかない<ref group="注" name="注6"/>。ちなみに太陽の自転周期は609.12時間である<ref name="NASASun"/>。

=== 年齢、形成 ===
[[File:Artist's impression of Beta Pictoris.jpg|thumb|がか座&beta;星bの想像図<ref group="注">For artist's impression of Beta Pictoris, see:
* {{cite news|title=Crashing Comets Explain Surprise Gas Clump Around Young Star|url=https://www.eso.org/public/news/eso1408/|accessdate=12 March 2014|newspaper=ESO}}</ref>。]]
恒星の周りにある膨大な量の塵円盤は、がか座&beta;星が非常に若い恒星という事を表している。かつて、このがか座&beta;星を主系列星と[[前主系列星]]のどちらに分類するかで議論が起きていた。しかし、ヒッパルコス衛星を使って距離を測定した結果、当時の予想よりもがか座&beta;星は地球に近い事が分かった。それにより恒星が予想よりも明るい事になり、ある程度、成熟した恒星だと判断され、がか座&beta;星は主系列星に分類された<ref name="Crifo1997"/>。がか座&beta;星と周囲の塵円盤の観測から、年齢は約1200万年とされており、誤差も入れれば800万年から2000万年となる<ref name="Zuckerman2001"/>。

がか座&beta;星は、基本的にがか座&beta;星運動星団に属するとされているが、比較的近くにある'''さそり-ケンタウルス座運動星団'''の近隣で誕生した可能性がある<ref name="Ortega2004">{{cite journal|bibcode=2004ApJ...609..243O|title=New Aspects of the Formation of the β Pictoris Moving Group|author=Ortega, V. G.|year=2004|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=609|issue=1|pages=243–246|doi=10.1086/420958|display-authors=etal}}</ref>。その星団内で[[超新星爆発]]が発生し、その[[衝撃波]]で、がか座&beta;星は星団を追い出されたのではと考えられている。実際に、がか座&beta;星の近くには[[HIP 46950]]と呼ばれる[[高速度星]]があり、この恒星はがか座&beta;星と共に星団を追い出された可能性があるとされている<ref name="Ortega2004"/>。

がか座&beta;星は[[アメリカ航空宇宙局|NASA]]の紫外線宇宙望遠鏡 [[FUSE (人工衛星)|FUSE]] を用いた観測によって、この円盤には驚くほど多量の[[炭素]]ガスが含まれていることが発見されている。現在、この観測結果の解釈として、1) がか座&beta;星は我々の[[地球]]のような[[酸素]]が豊富な環境ではなく、炭素が豊富な風変わりな環境が形成される途上にある、2) 我々の[[太陽系]]の形成途中にもこのような炭素の多い未知の時期が存在し、がか座&beta;星は現在その時期にある、といった説が考えられている<ref name="nasa"/>。

== がか座&beta;星系 ==
[[File:The Planet Around Beta Pictoris Makes Waves.webm|thumb|left|Erika NesvoldとMarc Kuchnerが作成した、がか座&beta;星の塵円盤が惑星bにより反った形になる様子を表したシミュレーション。]]

=== 塵円盤 ===
[[1983年]]に、[[探査機]][[IRAS]]によって、がか座&beta;星の周辺で、塵円盤による過剰な赤外線が観測された<ref name="Croswell1999">{{cite book|last=Croswell|first=Ken|authorlink=Ken Croswell|title=[[Planet Quest]]|year=1999|publisher=[[Oxford University Press]]|isbn=0-19-288083-7}}</ref>。これにより、[[ベガ]]、[[フォーマルハウト]]、[[エリダヌス座イプシロン星|エリダヌス座&epsilon;星]]と共に、初めて周囲に塵円盤が発見された4つの恒星の1つになった。

=== 惑星系 ===
[[File:Beta Pictoris system annotated.jpg|left|thumb|がか座&beta;星の画像。恒星のすぐ近くにある青い点ががか座&beta;星b]]
がか座&beta;星系の円盤は中心星から半径約500[[天文単位]]まで広がっており、内側ではやや反った形をしている。このことは、[[褐色矮星]]や[[巨大ガス惑星]]などの大質量の天体が中心星の周りを公転していて、その作用が円盤の歪みの原因となっていることを示唆していた。そして2008年11月、[[ヨーロッパ南天天文台]]のフランスの研究チームは、[[超大型望遠鏡VLT|VLT]]による赤外線波長での直接観測で惑星'''[[がか座ベータ星b]]'''を発見した。この惑星は質量が[[木星]]の7倍で、9[[天文単位]]の距離を約22年かけて公転しているとみられている<ref name="eso0842"/>。

2019年にはさらに、惑星'''[[がか座ベータ星c]]'''が発見された。cはbよりも内側を公転しており、質量は木星の約9倍とされている。
{{OrbitboxPlanet begin
| name= がか座&beta;星
| table_ref = <ref name=epe/><ref>[http://exoplanet.eu/catalog/beta_pic_c/ The Extrasolar Planet Encyclopaedia － beta Pic c]</ref>
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[がか座ベータ星c|c]]
| mass = 9.37{{±|1.0}}
| semimajor = 2.72{{±|0.02}}
| period = 1238.0{{±|10.0}}
| eccentricity = 0.248{{±|0.1}}
| inclination = 97.86{{±|12.5}}
| radius = 
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[がか座ベータ星b|b]]
| mass = 7.0{{+-|4.0|3.0}}
| semimajor = 9.2{{+-|0.4|1.5}}
| period = 7890&plusmn;1000
| eccentricity = 0.26{{+-|0.0|0.26}}
| inclination = 89.01&plusmn;0.36
| radius = 1.65&plusmn;0.06
}}
{{Orbitbox end}}

=== 系外彗星 ===
2014年10月、[[ヨーロッパ南天天文台]]のフランス人チームは、2003年から2011年にかけての[[ラ・シヤ天文台]]の口径3.6m望遠鏡の観測機器HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) による1000回を超える観測結果から、493個の系外[[彗星]]の軌道を分析した結果を発表した。彼らの分析によると、これらの[[太陽系外彗星|系外彗星]]は2つの族に分類される。1つはガスと塵の発生が少ない古い族で、もう一方は最近破壊されたと思われるほぼ同じ軌道を通る族であるとされた<ref name="eso1432"/>。

== 脚注 ==
=== 注釈 ===
{{Reflist|group="注"|refs=
<ref name="注3">Calculated from [M/H]: relative abundance = 10<sup>[M/H]</sup></ref>
<ref name="注4">The parallax can be converted into distance using the equation: <math>\scriptstyle\mathrm{Distance\ in\ parsecs}=\frac{1}{ \mathrm{parallax\ in\ arcseconds} }</math>. See the article on [[propagation of uncertainty]] for information on how errors on derived values can be calculated.</ref>
<ref name="注5">The physical diameter can be found by multiplying the distance by the angular diameter in [[radian]]s.</ref>
<ref name="注6">自転周期は以下の式から求める事が出来る:

<math>\scriptstyle P_{ \mathrm{rot} } = \frac{ 2\pi r }{ v_{\mathrm{rot} } }</math></ref>
}}

=== 出典 ===
{{Reflist|2|refs=
<ref name="nasa">{{Cite web
|url=http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/betapic.html
|title=NASA's Fuse Finds Infant Solar System Awash in Carbon
|date=2006-06-07
|accessdate=2015-06-26}}</ref>
<ref name="simbad">{{cite web
  | title=SIMBAD Astronomical Database
  | work=Results for NAME Beta Pictoris
  | url=https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=bet+pic
  | accessdate=2015-06-26}}</ref>
<ref name="yale">[[輝星星表]]第5版</ref>
<ref name="eso0842">{{Cite web
|url=https://www.eso.org/public/news/eso0842/
|title=Beta Pictoris planet finally imaged?
|date=2008-11-21
|accessdate=2015-06-25
|publisher=[[ヨーロッパ南天天文台]]}}</ref>
<ref name=epe>{{cite web
|url=http://exoplanet.eu/catalog/beta_pic_b/
|title=Extrasolar Planet Encyclopaedia
|work=[[太陽系外惑星エンサイクロペディア|Extrasolar Planet Encyclopaedia]]
|date=2015-06-17
|accessdate=2015-06-17}}</ref>
<ref name="eso1432">{{Cite web
|url=https://www.eso.org/public/news/eso1432/
|title=Two Families of Comets Found Around Nearby Star
|date=2014-10-22
|accessdate=2015-06-26
|publisher=[[ヨーロッパ南天天文台]]}}</ref>
}}

== 外部リンク ==
* [http://www.alcyone.de/SIT/bsc/bsc_search.html Bright Star Catalog] - 星の名前を元に検索し、その詳細が表示されるサイト。
* [http://stars.astro.illinois.edu/sow/betapic.html Beta Pictoris]
* [http://www.solstation.com/stars2/beta-pic.htm Beta Pictoris] at SolStation.
* {{Wayback |url=http://www.ari.uni-heidelberg.de/aricns/cnspages/4c00467.htm |title=ARICNS |date=20070609214503}}

{{DEFAULTSORT:かかさへえたせい}}
[[Category:天文学に関する記事]]
[[Category:恒星]]
[[Category:惑星系]]
[[Category:がか座|へえたせい]]
[[Category:星周円盤]]