イプシロン・エリダニ

エリダヌス星は、少なくとも西暦2世紀には天文学者に知られており、クラウディオス・プトレマイオス（エジプトのアレクサンドリア出身のギリシャ人天文学者）が1000個以上の星のカタログにエリダヌス星を含めた。このカタログは、彼の天文学論文『アルマゲスト』の一部として出版された。プトレマイオスはエリダヌス座をΠοταμού（古代ギリシャ語で「川」）と名付け、エリダヌス星はその13番目の星としてリストアップした。プトレマイオスはエリダヌス星をό τών δ προηγούμενος（古代ギリシャ語で「4つのうちの1つ」）（ここでδは数字の4）と呼んだ。これは、エリダヌス座の4つの星、 γ、π、δ、ε（プトレマイオスのリストでは10番目から13番目）のグループを指している。 ε はこれらの中で最も西に位置し、したがって、東から西への見かけ上の空の毎日の運動で 4 つのうち最初の星です。プトレマイオスのカタログの現代の学者は、そのエントリを「P 784」（出現順）および「Eri 13」と指定しています。プトレマイオスは星の等級を3 と記述しました。 ^{[ 37 ] [ 38 ]}

イプシロン・エリダニは、プトレマイオスの星表に基づいた中世イスラム天文学論文のいくつかの星表に記載されていました。 964年に出版されたアル・スーフィーの『恒星の書』 、 1030年に出版されたアル・ビールーニーの『マスウード・カノン』 、1437年に出版されたウルグ・ベグの『ジジ・スルタニ』などです。アル・スーフィーによるイプシロン・エリダニの等級の推定値は3でした。アル・ビールーニーはプトレマイオスとアル・スーフィーの等級を引用しています（イプシロン・エリダニについては、プトレマイオスとアル・スーフィーの両方の等級を4と引用していますが、これらの等級の元の値はどちらも3です）。出現順の番号は 786 です。^{[ 39 ]}ウルグ・ベグはサマルカンドの天文台でイプシロン・エリダニの座標の新しい測定を行い、アル・スーフィーの等級 (イプシロン・エリダニは 3) を引用しています。ウルグ・ベグのカタログにおけるそのエントリの現代の名称は「U 781」および「Eri 13 (後者はプトレマイオスのカタログの名称と同じ)」です。^{[ 37 ] [ 38 ]}

1598年、エリダヌス座イプシロン星はティコ・ブラーエの星カタログに掲載され、1627年にヨハネス・ケプラーによってルドルフィン表の一部として再出版された。このカタログは、ティコ ブラーエの 1577 年から 1597 年の観察に基づいており、これにはヘブン島のウラニボルグとステイェルネボルグの天文台での観察も含まれます。エリダヌス座のエリダヌス座イプシロン座の配列番号は 10 で、Quae omnes quatuor antecedit (ラテン語で「4 つすべてに先行する」という意味)と指定されました。意味はプトレマイオスの説明と同じです。ブラーエはマグニチュード 3 に割り当てた^{[ 37 ] [ 40 ]}

エリダヌス座のイプシロンのバイエル記号は、ドイツの天体地図製作者ヨハン・バイエルが作成した星表『ウラノメトリア』の一部として1603年に確立されました。バイエルの星表では、各星座の同じ視等級に属する星のグループにギリシャ文字が割り当てられ、最も明るいクラスの星にはアルファ（α）が付けられました。バイエルは各クラス内で星を相対的な明るさで並べようとはしませんでした。そのため、イプシロンはギリシャ文字の5番目の文字ですが^{[ 41 ]} 、エリダヌス座では10番目に明るい星です^{[ 42 ]}。バイエルは文字εに加えて、番号13（バイエルの番号の多くがそうであったように、プトレマイオスの星表の番号と同じ）を与え、デシマ・セプティマ（ラテン語で「17番目」）と記述しました^{[ b ]}。バイエルはエリダヌス座のイプシロンの等級を3としました^{[ 43 ]。}

1690年、イプシロン・エリダニはヨハネス・ヘヴェリウスの星表に収録された。エリダヌス座でのその配列番号は14、名称はテルティア（ラテン語で「3番目」）で、等級は3または4（資料によって異なる）とされた。^{[ 37 ] [ 44 ]} 1712年に出版されたイギリスの天文学者ジョン・フラムスティードの星表では、イプシロン・エリダニは、エリダヌス座で赤経の増加順に18番目に収録された星であったため、フラムスティードの名称18エリダニが与えられた。^{[ 5 ]} 1818年、イプシロン・エリダニは、ジェームズ・ブラッドリーが1750年から1762年にかけて行った観測に基づき、フリードリヒ・ベッセルのカタログに4等級として掲載された。 ^{[ 45 ]}また、ニコラ・ルイ・ド・ラカイユの398個の主要星のカタログにも掲載されており、その307個の星のバージョンは1755年に『Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765』^{[ 46 ]}に掲載され、完全版は1757年に『Astronomiæ Fundamenta』 、パリで出版された。^{[ 47 ]}フランシス・ベイリーによる1831年版では、イプシロン・エリダニには50という番号が付けられている。^{[ 48 ]}ラカイユは3等級を割り当てた。^{[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ]} 

1801年、イプシロン・エリダニは、ジョセフ・ジェローム・ルフランソワ・ド・ラランドが1791年から1800年にかけて行った観測に基づき、約5万個の星を収録したカタログ『Histoire céleste française』に収録されました。このカタログには、イプシロン・エリダニの観測が3件含まれています。 ^{[ 49 ]} 1847年、ラランドのカタログの新版がフランシス・ベイリーによって出版され、その観測の大部分が収録されており、星は赤経順に番号が付けられています。各星の観測には番号が付けられており、イプシロン・エリダニは3回観測されたため、6581、6582、6583の3つの番号が付けられました。^{[ 50 ]}（今日では、このカタログの番号は「Lalande」または「Lal」という接頭辞とともに使用されています。^{[ 51 ]}）ラランドはイプシロン・エリダニを3等級としました。^{[ 49 ] [ 50 ]}また、1801年にはヨハン・ボーデのカタログにも含まれており、約17,000個の星が102の星座に分類され、番号が付けられていました（イプシロン・エリダニはエリダヌス座で159番になりました）。ボーデのカタログは、ボーデ自身を含むさまざまな天文学者の観測に基づいていましたが、主にラランドとラカイユ（南天）の観測に基づいていました。ボーデはイプシロン・エリダニに3等級を割り当てた。^{[ 52 ]} 1814年、ジュゼッペ・ピアッツィは、1792年から1813年にかけての観測に基づいて、星表の第2版（第1版は1803年に出版）を出版した。この星表では、7,000個以上の星が24時間（0～23時）にグループ化されている。イプシロン・エリダニは3時の89番目の星である。ピアッツィは4等級を割り当てた。^{[ 53 ]} 1918年、イプシロン・エリダニはヘンリー・ドレイパー・カタログにHD 22049という名称とK0という暫定的なスペクトル分類で掲載された。^{[ 54 ]} 

1800年から1880年までの観測に基づき、イプシロン・エリダニは天球上で大きな固有運動をしていることがわかり、その速度は年間3秒角（角速度）と推定されました。^{[ 55 ]}この動きは、太陽に比較的近いことを示唆しており、^{[ 56 ]}恒星視差測定の目的で興味深い星となりました。このプロセスでは、地球が太陽の周りを公転する間にイプシロン・エリダニの位置を記録し、それによって星までの距離を推定することができます。^{[ 55 ]} 1881年から1883年にかけて、アメリカの天文学者ウィリアム・L・エルキンは、南アフリカの喜望峰にある王立天文台のヘリオメーターを使用して、イプシロン・エリダニの位置を近くの2つの星と比較しました。これらの観測から、 0.14 ± 0.02秒角の視差が計算されました。^{[ 57 ] [ 58 ]} 1917年までに、観測者たちは視差の推定値を0.317秒角にまで改良した。^{[ 59 ]}現代の値である0.3109秒角は、約10.50光年（3.22 pc）の距離に相当する。^{[ 1 ]}   

1938年から1972年の間にイプシロン・エリダニの位置が明らかに変化したことから、ピーター・ファン・デ・カンプは、軌道周期25 年の目に見えない伴星がその位置に重力摂動を引き起こしていると提唱した。^{[ 60 ]}この主張は1993年にウルフ＝ディーター・ハインツによって否定され、誤検出は写真乾板の系統誤差によるものとされた。^{[ 61 ]}

1983年に打ち上げられた宇宙望遠鏡IRASは、太陽近傍の恒星からの赤外線放射を検出した^{[ 62 ]} 。その中には、エリダニ星団イプシロンからの過剰な赤外線放射も含まれ​​ている^{[ 63 ]} 。観測結果は、微細な宇宙塵の円盤が恒星の周りを公転していることを示しており^{[ 63 ]、}この塵円盤はその後広範囲にわたって研究されてきた。1998年には、この塵の環の非対称性の観測により、惑星系の証拠が発見された。塵の分布の塊は、塵の環のすぐ内側を公転する惑星との重力相互作用によって説明できる可能性がある^{[ 64 ] 。}

1987年、ブルース・キャンベル、ゴードン・ウォーカー、スティーブンソン・ヤンによって、惑星状天体の周回が発表された。^{[ 65 ] [ 66 ]} 1980年から2000年にかけて、アーティ・P・ハッツェス率いる天文学者チームが、イプシロン・エリダニの視線速度観測を行い、視線方向の恒星のドップラーシフトを測定した。彼らは、恒星の周りを約7年の周期で公転する惑星の証拠を発見した。^{[ 19 ]}光球の磁気活動により視線速度データには高いレベルのノイズがあるが、^{[ 67 ]}この磁気活動によって引き起こされる周期性は、電離カルシウムの輝線（Ca II H線とK線）の変動と強い相関を示すと予想される。そのような相関が見つからなかったため、惑星の伴星が最も可能性の高い原因とみなされた。^{[ 68 ]}この発見は、ハッブル宇宙望遠鏡で2001年から2003年にかけて行われたイプシロン・エリダニの天体位置測定によって裏付けられ、惑星によるイプシロン・エリダニの重力摂動の証拠が示された。 ^{[ 9 ]}

1960年、物理学者のフィリップ・モリソンとジュゼッペ・コッコーニは、地球外文明が通信に電波信号を使用している可能性があると提唱した。 ^{[ 69 ]}天文学者のフランク・ドレイクが率いるプロジェクト・オズマは、タテル望遠鏡を使用して、近くにある太陽に似た恒星イプシロン・エリダニとタウ・セティからのそのような信号を探した。これらのシステムは、中性水素の放射周波数である1,420 MHz (21 cm)で観測された。知的地球外起源の信号は検出されなかった。^{[ 70 ]}ドレイクは2010年に実験を繰り返したが、同じ否定的な結果となった。^{[ 69 ]}  この失敗にもかかわらず、ドレイクの最初の実験のニュースの後、イプシロン・エリダニは長年にわたってSF文学やテレビ番組に登場し続けた。^{[ 71 ]}

宇宙科学者スティーブン・H・ドールによる1964年のランド研究所の研究「人類が居住可能な惑星」では、イプシロン・エリダニの周回軌道上に居住可能な惑星が存在する確率は3.3%と推定された。既知の近傍の恒星の中で、居住可能な惑星が存在する可能性が最も高いと考えられている14の恒星の中に挙げられていた。^{[ 72 ]}

ウィリアム・I・マクラフリンは1977年に地球外知的生命体探査（SETI ）における新たな戦略を提案した。彼は、新星爆発のような広く観測可能な現象が、地球外知的生命体によって信号の送受信を同期するために利用されている可能性があると示唆した。この考えは1988年に国立電波天文台によって検証され、キグニ新星1975の爆発がタイマーとして使用された。15日間の観測では、エリダニ星団イプシロンからの異常な電波信号は検出されなかった。^{[ 73 ]}

イプシロン・エリダニは太陽に近く、太陽のような性質を持っているため、1985年に物理学者で作家のロバート・L・フォワードは、この系を恒星間旅行の有力なターゲットとみなした。^{[ 74 ]}翌年、英国惑星間協会は、プロジェクト・ダイダロス研究のターゲットの1つとしてイプシロン・エリダニを提案した。^{[ 75 ]}この系は、 2011年のプロジェクト・イカロスなど、こうした提案のターゲットの中に引き続き含まれている。^{[ 25 ]}

近隣に位置することから、イプシロン・エリダニは、地球外生命体からの信号を探すための1995年のマイクロ波探査プロジェクトであるプロジェクト・フェニックスのターゲット星の一つであった。 ^{[ 76 ]}このプロジェクトは2004年までに約800個の星を調査したが、まだ信号は検出されていなかった。^{[ 77 ]}

イプシロン・エリダニは太陽よりも磁気活動が活発であり、そのため大気圏外層（彩層とコロナ）はよりダイナミックである。イプシロン・エリダニの表面全体における平均磁場強度は(1.65 ± 0.30) × 10 ⁻²テスラ [ ^{88 ]これは、}太陽の光球の磁場強度(5–40) × 10 ⁻⁵ Tの 40 倍以上である。 ^{[ 89 ]}磁気特性は、約 0.14 T の磁束を持つ領域が 光球の約 9% をランダムに覆っているのに対し、残りの表面は磁場がないと仮定することでモデル化できる。^{[ 90 ]}イプシロン エリダニの全体的な磁気活動は、共存する2.95 ± 0.03および12.7 ± 0.3年周期の活動サイクル。^{[ 86 ]}これらの期間に半径が変化しないと仮定すると、活動レベルの長期的な変動は 15 K の温度変動を生み出し、これは視等級(V) の 0.014 の変動に相当する。^{[ 91 ]}

イプシロン・エリダニの表面の磁場は、光球の流体力学的挙動に変動を引き起こします。これにより、視線速度の測定中にジッターが大きくなります。20年間にわたって15 ms⁻¹^{の変動が測定されましたが、これは}測定不確実性の3 ms⁻¹^よりもはるかに大きい値です。このため、軌道上の惑星によって引き起こされるようなイプシロン・エリダニの視線速度の周期性の解釈がより困難になります。^{[ 67 ]} 

エリダヌス座ε星は、自転に伴って視線に出入りする磁気活動の活発な領域があるため、BY Draconis 型変光星に分類されます。 ^{[ 7 ]}この自転変調の測定によると、赤道付近の自転周期は平均 11.2 日であり、^{[ 16 ]}これは太陽の自転周期の半分以下です。観測によると、エリダヌス座ε星は、星黒点やその他の短期的な磁気活動により、V 等級で最大 0.050 も変動することがわかっています。 ^{[ 93 ]}また、測光により、エリダヌス座ε星の表面は太陽と同様に差動回転、つまり赤道での自転周期が高緯度での自転周期と異なることがわかっています。測定された周期は 10.8 日から 12.3 日の範囲です。^{[ 91 ] [ c ]}地球からの視線方向に対するエリダヌス座ε星の軸の傾きは非常に不確実で、推定値は 24° から 72° の範囲です。^{[ 16 ]}

イプシロン・エリダニの彩層活動の活発さ、強い磁場、比較的速い自転速度は、若い星の特徴である。^{[ 94 ]}イプシロン・エリダニの年齢に関するほとんどの推定値は、2億年から8億年の範囲である。^{[ 95 ]}イプシロン・エリダニの彩層における重元素の存在量が少ないことは、通常、より古い星であることを示している。なぜなら、星間物質（星が形成される物質）は、より古い世代の星によって生成されたより重い元素によって着実に濃縮されるからである。^{[ 96 ]}この異常は、より重い元素の一部が光球からイプシロン・エリダニの対流層より下の領域に運ばれた拡散過程によって引き起こされた可能性がある。^{[ 97 ]}

イプシロン・エリダニのX線光度は約2 × 10 ²⁸ erg ·s ^–1  (2 × 10 ²¹ W  ）。活動がピークの太陽よりもX線で明るい。この強いX線放射源は、イプシロン・エリダニの高温コロナである。^{[ 98 ] [ 99 ]}イプシロン・エリダニのコロナは太陽のコロナよりも大きく高温で、温度は コロナの紫外線とX線放射の観測から測定された値は3.4 × 10⁶ Kで^{ある。 [ 100 ]}これは、磁気活動サイクルと一致するX線放射の周期的な変動を示している。^{[ 101 ]}

イプシロン・エリダニから放出される恒星風は、周囲の拡散ガスと塵の星間物質と衝突するまで膨張し、加熱された水素ガスの泡（太陽を取り巻く太陽圏に相当する天体圏）を形成します。このガスの吸収スペクトルはハッブル宇宙望遠鏡で測定されており、恒星風の特性を推定することができます。^{[ 100 ]}イプシロン・エリダニの高温コロナは、イプシロン・エリダニの恒星風の質量損失率を太陽の30倍に高めます。この恒星風は、約8,000 au（0.039 pc）に広がる天体圏を生成し、イプシロン・エリダニから1,600 au（0.0078 pc）のところにバウショックがあります。地球からの推定距離では、この天体圏は42分角に広がり、満月の見かけの大きさよりも広くなっています。^{[ 102 ]}     

イプシロン・エリダニは固有運動が大きく、赤経（天球上の経度） で年間-0.976秒角、赤緯（天球上の緯度）で年間0.018秒角移動し、合計で年間0.962秒角移動します。^{[ 1 ] [ d ]}この星は、太陽から遠ざかる方向の視線速度が+15.5 km/s（35,000 mph）です。 ^{[ 104 ]}銀河座標系におけるイプシロン・エリダニの空間速度成分は（U 、V、W） = （-3、+7、-20）km/sであり、これは、銀河の中心から平均28.7 kly（8.79キロパーセク）の距離で、離心率0.09の軌道に沿って天の川銀河内を移動していることを意味します。^{[ 105 ]}イプシロン・エリダニの位置と速度は、それが大熊座移動群のメンバーである可能性を示唆しており、そのメンバーは宇宙空間を共通の運動で移動している。この挙動は、移動群が散開星団に起源を持ち、その後拡散したことを示唆している。^{[ 106 ]}この群の推定年齢は5億±1億年であり、^{[ 107 ]}これはイプシロン・エリダニの年齢推定値の範囲内にある。     

過去100万年の間に、3つの恒星がエリダヌス座ε星から7光年（2.1パーセク）以内に接近したと考えられている。これらの接近の中で最も最近で最も近いのはカプテイン星で、約12,500年前に約3光年（0.92パーセク）まで接近した。さらに遠い接近はシリウスとロス614であった。これらの接近はいずれもエリダヌス座ε星の周回​​円盤に影響を与えるほど接近したとは考えられていない。^{[ 108 ]}    

イプシロン・エリダニは、約10万5000年前に太陽に最も接近し 、その際の距離は7光年（2.1パーセク）でした。^{[ 109 ]}近隣の恒星との接近遭遇のシミュレーションに基づくと、変光星UV Cetiを含む連星系Luyten 726-8は、約3万1500年後にイプシロン・エリダニに遭遇し、最小距離は約0.9光年（0.29パーセク）になります。約4600年間は1光年（0.3パーセク）未満の距離になります。イプシロン・エリダニにオールトの雲がある場合、Luyten 726-8は軌道周期の長い彗星のいくつかに重力による摂動を与える可能性があります。^{[ 110 ]}      

^{IRAS [ 63 ]}により、イプシロン・エリダニ周辺の赤外線過剰が検出され、星周塵の存在が示唆された。850 μm の波長でジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡(JCMT)による観測では、イプシロン・エリダニ周辺の角半径35秒角まで放射が広がっており、初めてデブリ円盤が解像された。 その後、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (ALMA)でより高解像度の画像が撮影され、ベルトが恒星から70 au 離れた位置にあり、幅がわずか 11 au であることが示された。^{[ 23 ] [ 114 ]}円盤は正面から 33.7° 傾いており、楕円形に見える。    

この帯からの塵と恐らくは水氷は、恒星風の抵抗と、恒星放射によって塵粒子がゆっくりとイプシロン・エリダニに向かって螺旋状に移動する過程（ポインティング・ロバートソン効果として知られる）によって内側へ移動します。^{[ 115 ]}同時に、これらの塵粒子は相互衝突によって破壊される可能性があります。これらの過程によって円盤内のすべての塵が除去される時間スケールは、イプシロン・エリダニの推定年齢よりも短いです。したがって、現在の塵円盤は、より大きな母天体の衝突またはその他の影響によって形成されたに違いなく、この円盤は惑星形成過程の後期段階を表しています。推定年齢にわたって円盤を現在の状態に維持するには、地球質量の11倍に相当する母天体間の衝突が必要だったでしょう。^{[ 111 ]}

円盤には、月の質量の 6 分の 1 に相当する量の塵が含まれていると推定され、個々の塵の粒子は 3.5  μm を超え、温度は約 55  K です。この塵は、直径が最大 10 ～ 30 km で、合計質量が地球の 5 ～ 9 倍の彗星の衝突によって生成されています 。これは、原始カイパーベルトの推定 10 地球質量に似ています。^{[ 116 ] [ 117 ]}エリダニ星の周りの円盤には、2.2 × 10 ¹⁷ kg未満の一酸化炭素が含まれています。この低いレベルは、カイパーベルトと比較して揮発性物質を含む彗星や氷の微惑星が少ないことを示唆しています。 ^{[ 118 ]}

JCMTの画​​像は、イプシロン・エリダニcと呼ばれる惑星の重力摂動によって説明できる可能性のある、ベルト内の塊状構造の兆候を示している。塵の中の塊は、疑われる惑星の軌道と整数倍の共鳴を持つ軌道で発生すると理論づけられている。たとえば、惑星の3回の軌道ごとに2回の軌道を完了する円盤の領域は、3:2の軌道共鳴にある。^{[ 119 ]}これらの摂動を引き起こすと提案されている惑星は、40～50 auの半長軸を持つと予測されている。^{[ 23 ] [ 120 ] [ 121 ]}しかし、最も明るい塊はその後背景源として特定され、残りの塊の存在については議論が続いている。^{[ 122 ]}

星に近い場所にも塵が存在する。NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡の観測によると、イプシロン・エリダニには実際には2つの小惑星帯と系外黄道塵の雲があることが示唆されている。後者は太陽系の面を占める黄道塵の類似物である。1つの帯は太陽系の帯とほぼ同じ位置にあり、イプシロン・エリダニから3.00 ± 0.75 auの距離を公転しており、直径3 μmのケイ酸塩粒子で構成され、総質量は約10 ¹⁸ kgである。惑星イプシロン・エリダニbが存在する場合、この帯は惑星の軌道外に起源を持つ可能性は低く、塵は小惑星などのより大きな天体の破砕とクレーター形成によって生成された可能性がある。 [ ^{123 ] 2}番目の密度の高い帯は、おそらく小惑星で満たされており、最初の帯と彗星の外側の円盤の間にある。帯状構造と塵円​​盤の構造から、この配置を維持するにはイプシロン・エリダニ系に2つ以上の惑星が必要であることが示唆される。^{[ 111 ] [ 124 ]}  

別のシナリオでは、外黄道塵は外側のベルトで生成される可能性がある。この塵はその後、イプシロン・エリダニbの軌道を越えて内側に運ばれる。塵粒子間の衝突を考慮に入れると、塵は観測された赤外線スペクトルと明るさを再現する。イプシロン・エリダニから10 au以上離れた、温度が100 Kを下回る氷の昇華半径の外側では、氷とケイ酸塩塵の混合物であると仮定すると、観測結果に最もよく適合する。この半径の内側では、塵は揮発性物質を含まないケイ酸塩粒子で構成されている必要がある。^{[ 115 ]}  

イプシロン・エリダニの周囲、半径2.5天文単位から内側の領域は、 6.5m MMT望遠鏡 の検出限界まで塵がないように見える。この領域の塵の粒子は恒星風の抵抗によって効率的に除去され、惑星系の存在もこの領域をデブリのない状態に保つのに役立っている可能性がある。それでも、これは太陽系の小惑星帯の総質量を超えない範囲で内側小惑星帯が存在する可能性を排除するものではない。^{[ 125 ]} 

最も近い太陽型恒星の1つであるイプシロン・エリダニは、惑星伴星を探すための多くの試みの対象となってきた。^{[ 19 ] [ 95 ]}その彩層活動と変動性のため、恒星活動が惑星の存在を模倣する信号を生み出す可能性があるため、視線速度法で惑星を見つけるのは困難である。^{[ 126 ]}直接撮像によるイプシロン・エリダニ周辺の系外惑星の探索は成功していない。^{[ 68 ] [ 127 ]}

赤外線観測により、この系には主星から少なくとも 500 au の距離まで、木星の3 倍以上の質量を持つ天体は存在しないことが示されています。 ^{[ 95 ]}木星と同様の質量と温度を持つ惑星は、スピッツァー宇宙望遠鏡によって 80 au を超える距離で検出できるはずです。木星とほぼ同じ大きさの長周期惑星が 1 つ検出され、視線速度法と位置天文法の両方で特徴付けられています。^{[ 128 ]}木星の 150% を超える質量を持つ惑星は、デブリ円盤の内縁の 30〜35 au には存在しないと考えられます。^{[ 129 ]}ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による画像では、16 au を超える軌道を公転する土星よりも質量の大きい惑星は存在しないことが示されています。^{[ 130 ]}   

惑星b（アギル）

イプシロン・エリダニbと呼ばれるこの惑星は2000年に発表されましたが、その発見はその後約20年間物議を醸し続けました。2008年の包括的な研究では、この検出を「暫定的」と呼び、提案された惑星を「長い間疑われていたが、まだ確認されていない」と説明しました。^{[ 111 ]}多くの天文学者は、証拠が十分に説得力があり、発見が確認されたと考えていると信じています。^{[ 95 ] [ 115 ] [ 123 ] [ 127 ]} 2013年には、ラ・シヤ天文台での探索プログラムでその存在が確認されなかったため、この発見に疑問が呈されました。^{[ 131 ]} 2018年以降のさらなる研究により、視線速度と位置天文学の組み合わせによって、惑星の存在が徐々に再確認されています。^{[ 128 ] [ 132 ] [ 133 ] [ 134 ] [ 135 ]}

公表されている情報源は、この惑星の基本的なパラメータに関して意見が分かれている。最近の公転周期の値は 7.3 ～ 7.6 年の範囲であり^{[ 128 ]} 、楕円軌道の大きさ（長半径）の推定値は 3.38  au ～ 3.53  auの範囲であり^{[ 136 ] [ 137 ]}、軌道離心率の近似値は0.055 ～ 0.26 の範囲である^{[ 128 ] 。}

当初、この惑星の質量は不明でしたが、イプシロン・エリダニの軌道変位に基づいて下限値を推定することができました。地球への視線に沿った変位の成分のみが知られており、これにより、m  sin i の式の値が得られます。ここで、mは惑星の質量、iは軌道傾斜角です。m sin iの値の推定値は、0.60木星質量から1.06 木星質量まででした^{[ 136 ] [ 137 ]。}これは、惑星の質量の下限値を設定します (正弦関数の最大値は 1 であるため)。m sin i をその範囲の中央である0.78とし、ハッブルの天体観測で示唆されたように傾斜角を 30° と推定すると、惑星の質量は1.55 ± 0.24木星質量となります。 ^{[ 9 ]}最近の天体位置測定研究では、0.63～0.78木星質量というより低い質量が発見されている。^{[ 128 ]}

この惑星の測定されたすべてのパラメータの中で、軌道離心率の値が最も不確実です。いくつかの古い研究^{[ 9 ]}で示唆されている0.7の離心率は、3 auの距離にあるとされる小惑星帯の存在と矛盾しています 。離心率がこのほど高い場合、惑星は約1万年以内に小惑星帯を通過してそれを掃き清めることになります。小惑星帯がこの期間よりも長く存在していた場合（その可能性が高いと思われます）、イプシロン・エリダニ bの離心率の上限は約0.10～0.15となります。^{[ 123 ] [ 124 ]}ダスト円盤が小惑星帯での衝突ではなく、外側のデブリ円盤から生成されている場合、ダスト分布を説明するために惑星の軌道離心率に関する制約は必要ありません。^{[ 115 ]}