がか座β星b（がかざベータせいb、）は、地球から約63光年離れた、星周円盤を持つことで知られる若いA型主系列星であるがか座β星の周りを公転している太陽系外惑星である。質量が木星の約10倍ある大質量の惑星で、半径は木星より 37% から 68% ほど大きいと考えられている。2008年にその姿を直接観測する直接撮像法によって初めて存在が確認された。
発見と観測の歴史 がか座β星bは2008年11月18日、チリ北部のパラナル天文台にある超大型望遠鏡VLTの観測装置「NACO」を用いた観測を行った Anne-Marie Lagrange らの研究チームによって発見された。この発見には、明るさの比較対象となる参照星を用いた差分撮像法による直接撮像技術が用いられた。発見に繋がるがか座β星の画像は2003年から既に撮影されていたが、当初のデータ解析ではがか座β星の周囲にある惑星は検出できていなかった。しかし、2008年に当時の最新の画像処理ツールを用いてデータを再解析したところ、周囲を公転する微かな点状の天体が存在していることが明らかになった。
2009年後半から2010年前半にかけて同じ観測装置を用いて行われた追跡観測により、この惑星は再び観測されてその存在が確認されたが、がか座β星を挟んで反対側に位置していた。これらの観測結果は学術雑誌サイエンスに掲載され、それ以前までに直接撮像に成功した太陽系外惑星の中で最も主星に近い軌道を持つ惑星となった。2010年後半から2011年前半にかけての観測により、この惑星の地球から見た軌道傾斜角が約88.5度（地球に対して軌道面をほぼ真横に向けている「エッジオン軌道」ということになる）であると特定した。この傾斜はがか座β星を取り巻いている主な星周円盤に対して約 3.5 - 4度傾いており、それよりも内側にある歪んだ星周円盤に対して傾斜が揃っていることを示唆している。
がか座β星の分光エネルギー分布 (SED) に関する最初の研究は、2013年7月に発表された。この研究では、波長域が 1.265、1.66、2.18、3.80、4.05、および 4.78 μmの電磁波でがか座β星bの大気の検出が行われ、その大気に多量の塵や雲を含まれていることが示された。得られたSEDのデータは早期L型褐色矮星のものとよく一致しているが、表面重力は log g = 4.0 ± 0.5 とそうした褐色矮星よりも低い値を示しており、有効温度は 1,700 ± 100 K と推定された。2013年9月に発表された2つ目の研究では、ジェミニ天文台での 3.1 μm の波長域で行った分光観測の新たな結果と、過去のデータの再解析の結果が提示された。その結果、早期L型褐色矮星のモデルと比較して、がか座β星bは中赤外線に相当する 3.1 μm の波長域において過剰に明るく観測されることが判明した。この結果とSEDへの適合度が最も高かったのは、大気に微細な塵粒子と厚い雲の存在を組み込んだモデルであった。この研究では有効温度は 1600 K、表面重力は log g = 3.8 ± 0.02 と推定された。このフィッティング（データ適合）から導き出されるがか座β星bの半径は木星の1.65倍であり、このことは、がか座β星bが主星であるがか座β星（恒星として完全に形成が完了してから500万年程度が経過していると考えられている）よりも若い天体である可能性を示唆している。
2015年には、ジェミニ・プラネット・イメージャー (GPI) が約2年間にわたって撮影したがか座β星bの直接撮像のデータを用いて、がか座β星の周りを公転する様子を捉えたタイムラプス動画が作成された。がか座β星bの軌道は先述の通り、地球に対して軌道面がほぼ真横になっているエッジオン軌道に近く、1981年11月頃に惑星が主星の手前を通過するトランジット（主星面通過）に似た現象を引き起こしていたのではないかと疑われていた。しかし、2017年から2018年にかけて再びトランジットが起きうると予測された期間中に行われた観測キャンペーンでは、がか座β星本体やそのヒル圏内に存在する物質の塊などによるトランジットは確認されなかった。2018年には、このトランジットを観測するためのナノサットである が打ち上げられたが、打ち上げから約2ヶ月後に運用不能となり、それ以上の観測は行うことが出来なかった。
2026年時点では、ドップラー分光法やアストロメトリ法、および直接撮像法という複数の観測手法によるデータを組み合わせてがか座β星bの軌道要素と質量がある程度の精度で測定されており、その質量は木星の10倍程度、公転周期は約23.77年、軌道長半径は約 10.1 au であることが示されている（詳細は後述）。
特徴 質量・半径・温度 がか座β星は、半径と質量が木星を大きく上回る太陽系外惑星であるに分類される惑星の一つである。2026年の研究ではその有効温度は 1,629 K（1,356 ℃）に達するとされている。主星からの距離を考えると本来であればもっと低温になるはずだが、この高温は主に塵を含む大気やその大きな質量による影響と考えられている。質量は研究によってやや差が生じているが、2026年に公表された別の研究では木星の9.3倍としており、半径についてはがか座β星bのスペクトルをモデル化する手法の違いによって木星の1.37倍または1.68倍のいずれかと推定されている。2018年に行われた研究では、がか座β星bが主星であるがか座β星に及ぼす位置天文学（アストロメトリ）的摂動が直接測定された。これは太陽系外惑星による主星の位置天文学的摂動を直接測定した初期の事例の一つであり、この測定によって、がか座β星bの質量は木星の 11 ± 2 倍の範囲にあると直接的に求められた。
主星
がか座β星bはがか座β星（）というA型主系列星の周りを公転している。この恒星の質量は太陽の1.79倍、半径は太陽の1.53倍とされている。表面の有効温度は 8,054 K と太陽より高温で、年齢はわずか2300万年と推定されている。金属量（重元素の含有量）は太陽とほぼ同等で、水素に対する重元素の比率は太陽の 102% に相当する。光度は太陽の7.2倍に達している VizieRにてデータの閲覧が可能。
がか座β星の地球から観測した見かけの明るさは3.861等級で、肉眼で観測することが可能である。
軌道 がか座β星bは、主星からの軌道長半径が約 10.1 au（約15億 km、太陽系では太陽から土星軌道までの平均距離である約 9.5 au とほぼ同等）の軌道を約23.77年の公転周期で公転している。がか座β星bが主星から受ける放射量は、地球が太陽から受ける量の 11% に相当する。
がか座β星bの軌道傾斜角は主星の赤道面や周囲の星周円盤と比較的揃っており、2020年に行われた測定では、そのズレは 3 ± 5度に留まっているとされている。
自転 サムネイル|太陽系の惑星とがか座β星bにおける赤道上における自転速度と質量の関係を表したグラフ。2014年の研究結果に基づいて、がか座β星bの自転速度は 25 km/s としてプロットされている。 2014年、赤外線スペクトルにおける一酸化炭素の吸収線の広がりに基づいてがか座β星bの自転速度を算出したという研究結果が公表された。これにより、がか座β星bは自転速度が直接測定された史上初めての太陽系外惑星となった。この自転によるスペクトルの吸収線の広がりは、赤道面での自転速度が 25 ± 3 km/s であることを示しており、これは太陽系内の惑星と比べて著しく速い速度であり、太陽系内と同様に惑星の質量が大きいほど自転速度が速くなる傾向がみられた。自転軸の傾き（赤道傾斜角）を0度、半径を木星半径の 1.65 ± 0.06 倍とすると、自転周期は 8.1 ± 1.0 時間となる。一方、2024年に超大型望遠鏡VLTに搭載されている分光装置 CRIRES+を用いて行われた研究では、自転速度は 19.9 ± 1.0 km/s と、従来よりも低い値が示された。半径を木星の 1.4 ± 0.1 倍とし、同様に自転軸の傾きが0度であると仮定した場合、この速度では自転周期は 8.7 ± 0.8 時間となる。
仮にがか座β星bの自転軸が大きく傾いている場合、実際の自転周期は、これらの推定値よりも大幅に短い可能性がある。巨大惑星は通常、自転軸の傾きが小さい状態で形成されると考えられているが、天体衝突や周囲の衛星に起因する長期的な自転・軌道共鳴といった力学的な過程によって、自転軸が傾くこともあり得る。
超大型望遠鏡VLTに搭載されている干渉計 GRAVITY+ を用いた7時間にわたる観測では、予測されていた自転周期の約半分の時間スケールでの変動が示唆された。これは、反対側の経度にある特徴的な表面構造が自転に伴って地球方向に周期的に見えるようになることに対応している可能性があるが、これを確認するにはさらなる観測が必要とされている。また、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を用いて16時間にわたり観測した別の研究では、自転周期が 9.00 ± 0.13 時間であることが判明し、自転軸は軌道面とほぼ揃っていることが示唆された。
電波放射 2026年に公表されたプレプリントにおいて、南アフリカ共和国にある電波望遠鏡 MeerKAT を用いた観測で、がか座β星bから飛来している電波放射を検出したと発表された。この電波の周波数帯は 0.85 - 3.5 GHz で、この観測結果を公表した研究チームは、この放射の位置が主星のがか座β星や、内側を公転しているがか座β星cの位置とは一致せず、がか座β星bの位置と整合することを示した。この放射は2つの成分から構成されていることが分かっており、一つは継続的な放射で、もう一つはオーロラの発生に伴う電子サイクロトロンメーザー (Electron cyclotron maser) に由来する、急速に繰り返される強い円偏波バーストである。研究チームは2025年の観測で3つの左円偏波バーストを検出したと発表したが、最初と最後のバーストには約8時間の間隔があり、これはがか座β星bの自転に伴う変調の兆候である可能性がある。2026年に入ってから4つ目となる右円偏波バーストが検出されている。研究チームはこの観測から、がか座β星の周囲に強力な惑星磁場が存在しており、その磁場強度を 1.25 kG 以上と推定しており、これは木星の磁場強度の200倍以上に相当する。ただし、現時点ではこの研究結果は独立した検証が行われていない未査読の状態であることに留意が必要となるが、正式に認められた場合、太陽系外惑星の磁場の存在を明確に確認した史上初の事例となる可能性がある。
太陽系外衛星の捜索 位置天文学（アストロメトリ）的手法を用いた観測により、がか座β星bの周囲における太陽系外衛星の存在可能範囲に制限が設けられている。衛星の公転周期が短い場合（約50日）、質量が木星の0.6倍を超える衛星の存在は否定されており、公転周期が約200日の場合だとその上限は木星の0.3倍、公転周期が700日および1,100日と長い場合、それぞれ木星の0.15倍および0.1倍を超える質量の衛星の存在は否定されている。
2026年の研究では、超大型望遠鏡VLTに搭載されている分光器 CRIRES+ による主星がか座β星の視線速度変化のデータを解析して、周囲を公転する太陽系外衛星が存在しているかの捜索が行われたが、検出には至らなかった。単独の衛星に対して検出可能なのは、公転周期が1日の場合で質量が地球の80倍以上、公転周期が200日の場合で木星以上の質量を持つ天体とされている。視線速度データと位置天文学的データの双方で検出されなかったことから、少なくともがか座β星bのヒル圏内において土星質量の3倍を超える太陽系外衛星の存在は否定されている。
太陽系外衛星の存在を示唆する手がかりの一つとして、惑星が大きな自転軸の傾き（赤道傾斜角）を持っているかどうかが挙げられる。がか座β星bの場合、自転軸の向きを大幅に変化ような天体衝突が起きた可能性は低いと考えられているが、衛星との力学的相互作用が生じている可能性については依然として残されている。例えば、質量が地球の15倍（おおよそ海王星の質量と同等）を超える衛星が、惑星半径の40倍から70倍の距離にある軌道を公転している場合、約100万年という時間スケールでがか座β星bの自転軸を60度まで傾かせることが可能とされている。一方でこれまでの観測データによれば、がか座β星bの赤道面は地球から見てほぼ真横を向けた状態にあり、赤道面と軌道面の傾きはほぼ揃っていることが示されている。
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脚注 注釈
出典
関連項目 2008年に発見された太陽系外惑星の一覧 直接観測法によって発見された太陽系外惑星の一覧 2M1207 HR 8799