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うみへび座 主な天体
全天で最も大きな星座だが、3.0 等より明るい恒星は2つだけで、市街地でその全容を見ることは難しい。
2024年1月現在、国際天文学連合 (IAU) によって8個の恒星に固有名が認証されている。
α星
見かけの明るさ1.97 等、スペクトル型 K3IIIa の赤色巨星で2等星。うみへび座で最も明るく見える恒星で、唯一の2等星。質量は3.03±0.36 M☉（太陽質量）、金属量は太陽とほぼ同じであるが、バリウムなどのs過程の中性子捕獲元素が過剰に見られるバリウム星の特徴も見られる。誕生から約4億2000万年が経過しており、中心核のトリプルアルファ反応でエネルギーを生み出していると考えられている。アラビア語で「孤独なもの」を意味する言葉に由来する「アルファルド(Alphard)」という固有名が認証されている。
ε星
うみへび座 主な天体
太陽系から約123 光年の距離にある、見かけの明るさ3.38 等の連星系。3.5 等で スペクトル型 G1III の黄色巨星A星と5.6 等でスペクトル型 A8V のA型主系列星B星の連星の周囲を、6.66 等でスペクトル型 F7V のC星と12.5 等のD星が周回する四重星系であるとされる。A星には、2018年6月にIAUの恒星の命名に関するワーキンググループ (WGSN) によって、インド占星術のナクシャトラで第9番目の星宿に由来する「アーシュレーシャー(Ashlesha)」という固有名が認証されている。
ι星
太陽系から約253 光年の距離にある、見かけの明るさ3.91 等、スペクトル型 K2.5III の赤色巨星で、4等星。アラビア語で「結び目」を意味する言葉に由来する「ウクダー (Ukdah)」という固有名が認証されている。
σ星
太陽系から約379 光年の距離にある、見かけの明るさ4.43 等、スペクトル型 K1III の赤色巨星で、4等星。「ミンキル(Minchir)」という固有名が認証されている。
υ1星
太陽系から約248 光年の距離にある、見かけの明るさ4.11 等、スペクトル型 G7III の黄色巨星で、4等星。中国の二十八宿の１つ「張宿」の星官「張」とされたことに由来する「ジャン（張、Zhang）」という固有名が認証されている。
うみへび座 主な天体
HD 85951
太陽系から約574 光年の距離にある、見かけの明るさ4.94 等、スペクトル型 K5III の赤色巨星で、5等星。1799年頃にパリ天文台台長のジェローム・ラランドが考案した星座「ねこ座 (Felis)」がこの領域にあったことから「フェリス(Felis)」という固有名が認証されている。
HAT-P-42
太陽系から約1,350 光年の距離にある、見かけの明るさ12.17 等の12等星。IAUの100周年記念行事「IAU100 NameExoWorlds」でギリシャ共和国に命名権が与えられ、主星は Lerna、太陽系外惑星は Iolaus と命名された。
WASP-166
太陽系から約373 光年の距離にある、見かけの明るさ9.35 等、スペクトル型 F9V のF型主系列星で、9等星。2022年から2023年にかけてIAUが実施したキャンペーン「NameExoWorlds 2022」でスペインのグループからの提案が採用され、主星は Filetdor、太陽系外惑星は Catalineta とそれぞれ命名された。
このほかに以下の恒星が知られている。
γ星
うみへび座 主な天体
太陽系から約128 光年の距離にある、見かけの明るさ3.00 等、スペクトル型 G8IIIa の黄色巨星で、3等星。うみへび座で2番目に明るく見える恒星で、尾部に位置している。2016年には、0.61+0.12−0.14 M☉の伴星Bの存在を示す研究結果が発表された。
ζ星
太陽系から約153 光年の距離にある、見かけの明るさ3.10 等、スペクトル型 G8.5III の黄色巨星で、3等星。うみへび座で3番目に明るく見える恒星で、頭部に位置している。
ν星
太陽系から約137 光年の距離にある、見かけの明るさ3.11 等、スペクトル型 K1.5IIIHdel-0.5 の赤色巨星で、3等星。うみへび座で4番目に明るく見える恒星。
π星
太陽系から約106 光年の距離にある、見かけの明るさ3.28 等、スペクトル型 K2-IIIFe-0.5 の赤色巨星で、3等星。
C星
うみへび座 主な天体
太陽系から約129 光年の距離にある、見かけの明るさ3.90 等、スペクトル型 A0Va のA型主系列星で4等星。C というラテン文字の符号が振られているが、これはバイエル符号ではなく、1879年にアメリカ生まれの天文学者ベンジャミン・グールドが刊行した星表『Uranometria Argentina』で振られたものである。いっかくじゅう座との境界近くにあり、かつて「いっかくじゅう座30番星 (30 Monocerotis, 30 Mon)」とされていたことから、SIMBADでは 30 Mon として登録されている。
波長毎の明るさに大きな差がないことから、1953年にジョンソンとモーガンが考案し、IAUに採用された「ジョンソンUBVシステム」において、U等級・B等級の基準となる6個の恒星の1つに選ばれた。
R星
太陽系から約484 光年の距離にある、見かけの明るさ4.97 等、スペクトル型 M6-9e の赤色巨星。ミラ型変光星に分類される脈動変光星で、388.87 日の周期で3.5 等から10.9 等の範囲で明るさを変える。周期的に変光することが確認された1700年頃は495日とされていた変光周期が年を経る毎に短くなっていることで知られている。
V星
うみへび座 主な天体
太陽系から約1,412 光年の距離にある、見かけの明るさ6.80 等、スペクトル型 C-N:6 の赤色巨星。半規則型変光星 (SRA) またはミラ型変光星に分類される脈動変光星で、530.7 日の周期で10.9 等から16.0 等の範囲で明るさを変える。中小質量星が恒星進化の終末期に辿り着く漸近巨星分枝 (asymptotic giant branch, AGB) の段階にあるとされ、その分光スペクトルに炭素に関連する分子の吸収線が顕著に見られる炭素星に分類されている。およそ8.5年の周期で放出される複数の高温プラズマの塊が検出されており、未発見の伴星によるものであるという仮説が提唱されている。
TW星
うみへび座 主な天体
太陽系から約196 光年の距離にある、見かけの明るさ10.50 等、スペクトル型 K6Ve のおうし座T型星で、11等星。年齢は900万±100万歳、0.7±0.1 M☉（太陽質量）の若い前主系列星で、このタイプの星としては太陽系の最も近くにあるものの1つ。早くから原始惑星系円盤が存在することが知られており、太陽系の近くにあり、かつ太陽に近い質量を持つ恒星であることから、太陽系の起源を知る手掛かりとなる天体として観測されてきた。2007年に主星から0.041天文単位 (au) の公転軌道を回る1.2木星質量の惑星の存在を示唆する研究結果が公表された。アルマ望遠鏡による電波観測が始まると、2013年に史上初めて一酸化炭素のスノーラインが、2016年には原始惑星系円盤中の2本のギャップ構造が相次いで発見された。2019年には、形成されつつある海王星サイズの惑星を取り巻く周惑星円盤、または惑星になる可能性のある構造のいずれかを発見したとする研究が発表された。
うみへび座V361星
うみへび座 主な天体
見かけの明るさ15.258 等、スペクトル型 sdBrのB型準矮星を含む連星系で、15等星。スペクトル分類の sd は準矮星であること、r は高速で脈動していることを示している。1997年に南天の高温天体サーベイで偶然発見された。144 秒と134 秒という短い周期で1000分の12 等級未満の振幅で変光しており、変光星総合カタログ (General Catalogue of Variable Stars, GCVS) では新たに RPHS (Very rapidly pulsating hot (subdwarf B) stars) という脈動変光星のグループを設けて、そのプロトタイプとしている。
HE 1327-2326
太陽系から約3,466 光年の距離にある、見かけの明るさ13.55 等、スペクトル型 CEMP-no の化学特異星で、14等星。スペクトル分類の CEMP-no は、化学特異星の中でも金属量の低いグループの1つ「炭素過剰金属欠乏星 (Carbon enhanced metal poor star, CEMP) に分類され、その中でもs過程やr過程といった中性子捕獲過程由来の元素がほとんどない星であることを示している。金属量は[Fe/H]=-5.71と太陽の50万分の1未満しかなく、2005年に発見された当時は、既知の恒星で最も金属量が低い恒星とされた。
うみへび座 主な天体
SDSS J090745.0+024507
見かけの明るさ19.84 等のB型主系列星と思われる恒星で、20等星。2005年に発見された超高速度星 (英: Hyper velocity star) で、天の川銀河からの脱出速度の2倍に達する速度で運動している。2006年には高精度測光観測により変光していることが確認されている。
18世紀フランスの天文学者シャルル・メシエが編纂した『メシエカタログ』に挙げられた天体、いわゆるメシエ天体が3つ位置している。また、パトリック・ムーアがアマチュア天文家の観測対象に相応しい星団・星雲・銀河を選んだ「コールドウェルカタログ」に選ばれた天体が2つ位置している。うみへび座銀河団という銀河団がある。
M48
太陽系から約2,500 光年の距離にある散開星団。1771年にメシエが発見してカタログに記載していたが、メシエがその位置を誤って記録したため、1934年にウィーンのウラニア天文台台長オスヴァルト・トマスが散開星団NGC 2548であると同定するまで行方不明の天体となっていた。星団の年齢は4億2000万歳と、プレヤデス星団（1億2000万歳）より古く、ヒアデス星団やプレセペ星団（6億5000万歳）より新しい星団であると見積もられている。
M68
太陽系から約33,000光年の距離にある球状星団。1780年4月9日にメシエが発見した。
M83
うみへび座 主な天体
天の川銀河から約1460万 光年の距離にある棒渦巻銀河。1752年にフランスの天文学者ニコラ＝ルイ・ド・ラカイユが発見した。地球から見て銀河円盤をほぼ垂直方向から見ることができる「フェイスオン銀河」で、その姿をおおぐま座のM101回転花火銀河になぞらえて「南の回転花火銀河 (英: Southern Pinwheel Galaxy)」と呼ばれることもある。
NGC 3242
太陽系から約3,610 光年の距離にある惑星状星雲。コールドウェルカタログの59番に選ばれている。1785年2月7日にウィリアム・ハーシェルが発見した。木星と同じくらいの視直径があることから「木星状星雲 (Jupiter's Ghost, Ghost of Jupiter)」と呼ばれている。また、大口径の望遠鏡で観測したときの外見がアメリカ合衆国のテレビ・ラジオネットワークのCBSのロゴマークと似ていることから CBS Eye という愛称で呼ばれることもある。
NGC 5694
太陽系から約11万4000光年の距離にある球状星団。コールドウェルカタログの66番に選ばれている。r過程・s過程の元素を著しく欠く化学組成から、局所銀河群内の他の銀河で形成されたのちに天の川銀河に捕獲されたものと考えられている。
NGC 4993
天の川銀河から約1億2900万 光年の距離にあるレンズ状銀河。2型セイファート銀河に分類される活動銀河でもある。2017年8月17日、連星中性子星合体に由来する重力波として史上初めて観測された突発現象GW170817の母銀河。
GW170817
2017年8月17日12時39分 (UTC) から41分にかけて観測された重力波。まずワシントン州ハンフォード・サイトの重力波検出器LIGOハンフォードで信号が捉えられ、信号が途絶えた1.7秒後にはフェルミガンマ線宇宙望遠鏡でガンマ線バーストが検出された。同時期に稼働していた重力波検出器LIGOリビングストンやイタリアのVirgoでも検出が確認され、重力波検出から5時間後にはうみへび座の尾の方向約1億数千万光年から放射された重力波であったことが世界各地の観測施設に速報された。重力波検出から約11時間後にはチリのラスカンパナス天文台からNGC 4993の外縁部で未知の新天体の発見が報告された。その後世界中の観測施設による24時間態勢の多波長観測の結果、この突発現象の正体が連星を成す2つの中性子星が合体して生じた「キロノヴァ」と呼ばれる現象であったことが判明した。
うみへび座銀河団
天の川銀河から約1億3400万 光年の距離にある銀河団。天の川銀河が属する超銀河団「おとめ座超銀河団」から最も近くに位置する超銀河団「うみへび-ケンタウルス超銀河団」の一部である。中心には巨大な楕円銀河NGC 3311が位置する。
うみへび座A
天の川銀河から8億4000万 光年の距離にある銀河団。強力な電波源として知られる。
うみへび座 流星群
うみへび座の名前を冠した流星群のうち、IAUの流星データセンター (IAU Meteor Data Center) で確定された流星群 (Established meteor showers) とされているのは、うみへび座α流星群 (alpha Hydrids, AHY)、うみへび座ο流星群 (omicron Hydrids, OHY)、うみへび座η流星群 (eta Hydrids, EHY)、うみへび座σ流星群 (sigma Hydrids, HYD) の4つである。2023年に日本の西村栄男が発見した長周期彗星 C/2023 P1 は、軌道要素がうみへび座σ群と似通っていることから、うみへび座σ群の母天体である可能性が示唆されている。
トレミーの48星座
トレミーの48星座（トレミーの48せいざ）は、2世紀の天文学者クラウディオス・プトレマイオスが作成した星表に見られる星座のことである。
正式にはプトレマイオス星座（プトレマイオスせいざ、Ptolemaic constellations）と呼ばれるが、1970年代までは、しばしばトレミー星座と表現されていた。トレミーはプトレマイオスの英語形 Ptolemy に由来する。星座の数より「プトレマイオスの48星座」ともいう。
トレミーの48星座 概要
プトレマイオス星座は、現在天文学で行われている星座の大元になった。現行の星座のうち、「プトレマイオスの星表」に起源をもつ星座を「プトレマイオス星座」と称したり、これらの星座の設定者をプトレマイオスとすることもあるが、これらはあくまで便宜上のものであり、プトレマイオス星座のほとんどはアラトスの『ファイノメナ』に見えており、これより後の「ヒッパルコスの星表」を踏襲したものであると考えられている。
以後、ヨーロッパだけでなくアラブでも、天文学では統一した星座が使われるようになった。これらの星座は北半球の中緯度地域から見えるものばかりであったが、後に近代の天文学者によってプトレマイオスが観測できなかった南天や、星座と星座の隙間に新しい星座がつけ加えられ、現在は星座の数は88になっている。
プトレマイオス星座はヨーロッパ、アラブの天文学では2000年近くに渡って使われてきた歴史と伝統のある星座であり、天文学以外でも、後につけ加わえられた星座にはない神話が多く伝わるなど、今でも別格の扱いを受けている。
1928年に国際天文学連合が制定する以前と以後とでは星座の定義が異なるが、大雑把にみても、プトレマイオス星座は全て存続している。アルゴ座も、とも座・ほ座・りゅうこつ座の総称として存続したが、実際に天文学者によって使われることがなく、通例はアルゴ座を除く47星座が現存しているとされる。
トレミーの48星座 プトレマイオス星座の一覧
以下は、プトレマイオスの『シュンタクシス』 (ギリシア語本) に見える星座を掲載順に並べたものである。『シュンタクシス』の第7巻には北天星座と黄道星座の北半分の6座が、第8巻には黄道星座の残りの半分の6座と南天星座が収録されている。なお、(　) 内は『アルマゲスト』 (アラビア語本) に見える別名である。
北天星座 (21星座)
黄道星座 (12星座)
南天星座 (15星座)
エリダヌス座
エリダヌス座（エリダヌスざ、ラテン語: Eridanus）とは、現代の88星座の1つで、プトレマイオスの48星座の1つ。全天に88個ある星座の中で6番目に大きな星座である。現代の88星座の中で唯一川をモチーフとした星座であり、ナイル川やイタリア半島を流れるポー川などがそのモデルとされてきた。南端にある α星は、全天21個ある1等星の1つで、アケルナルと呼ばれる。アケルナルを含む星座の南端近くの領域は、大隅諸島や沖縄などを除いて日本の多くの地点で見ることができない。
エリダヌス座 特徴
東をうさぎ座、北東をオリオン座、北をおうし座、北西をくじら座、西をろ座、南西をほうおう座とみずへび座、南をとけい座、南東をちょうこくぐ座に囲まれている。また、南西の角ではみずへび座とも接している。20時正中は1月中旬頃、北半球では冬の星座とされ、晩夏から早春にかけて観ることができる。全天で6番目に大きな星座で、その領域は天の赤道が通る北端付近から赤緯−58°近くの南端まで南北に大きく広がっている。そのため、人類が居住しているほぼ全ての地域から星座の一部を見ることができる一方で、北緯32°より北の地域ではその全容を見ることはできない。
エリダヌス座 由来と歴史
エリダヌス座について明確に記述された現存する最も古い古代ギリシアの文献は、紀元前3世紀前半のマケドニアの詩人アラートスの詩篇『パイノメナ (古希: Φαινόμενα)』である。アラートスの『パイノメナ』は、紀元前4世紀の古代ギリシアの天文学者クニドスのエウドクソスによる同名の著書『パイノメナ (古希: Φαινόμενα)』の星座リストを元に詩作したものである。エウドクソスの『パイノメナ』は現存していないが、アラートスの『パイノメナ』によって少なくとも紀元前4世紀前半にはエリダヌス座が認知されていたことがわかる。
エリダヌス座 由来と歴史
アラートスは、この川の星座を伝承上の川であるエーリダノス川になぞらえて Ἠριδανός (Eridanos) と呼んだが、古代ギリシア・ローマ期の他の著述家はその見解に否定的で、この星座を単に「河」を意味する Ποταμός (Potamos) と呼んでいた。紀元前3世紀後半の天文学者エラトステネースは、天文書『カタステリスモイ (古希: Καταστερισμοί)』の中で「アラートスによればエーリダノスと呼ばれるとされるが、その見解を支持する証拠はない」と否定的な見解を示し、「南から北へ流れる唯一の川」であるナイル川を表したものであるとする説を紹介していた。1世紀初頭の古代ローマの著作家ヒュギーヌスの天文書『天文学について (羅: De Astronomica)』では、エーリダノス川についての言及はなく、この川はナイル川もしくはオーケアノスであるとした。エラトステネースとヒュギーヌスはともにこの川の星座の項でカノープスについて触れている。エラトステネースは、「この川の星座の下（南）にカノープスとして知られる星があり、アルゴー船のステアリング・オールの近くにある」と説明している。さらにヒュギーヌスは、「川の星座の中にカノープスと呼ばれる明るい星があるのと同じように、ナイル川の河口にはカノープス島があることは、この川の星座がナイル川を表している証拠だ」とも述べている。なお、実際にはカノープスはエリダヌス座から見て東側に位置しており、エラトステネースとヒュギーヌスが想定していた位置にはない。
エリダヌス座 由来と歴史
帝政ローマ期の2世紀頃のクラウディオス・プトレマイオスが著した天文書『マテーマティケー・シュンタクシス (古希: Μαθηματικὴ σύνταξις)』、いわゆる『アルマゲスト』でも、この星座には単に「河」を意味する Ποταμός という星座名が使われた。この星座の星の数について、エラトステネースとヒュギーヌスは13個、プトレマイオスは34個とした。『アルマゲスト』を元に10世紀頃のイラン・ブワイフ朝の天文学者アブドゥッ＝ラフマーン・アッ＝スーフィーが著した天文書『星座の書 (كتاب صور الكواكب الثابتة Kitāb ṣuwar al-kawākib aṯ-ṯābita / al-thābita)』では、「川」を意味する al-Nahr という名称が使われ、『アルマゲスト』と同じく34個の星があるとされた。
エリダヌス座 由来と歴史
現代のエリダヌス座は、北はオリオン座の西の天の赤道付近から南は1等星アケルナルがある赤緯−60°付近まで南北に長い領域を持っているが、このような姿となったのは16世紀末のことであり、それまでのエリダヌス座の南端は赤緯−40°付近にある現在の θ星 とされていた。そのため θ星には現在もアラビア語で「川の果て」を意味する ākhir al-nahr に由来する「アカマル (Acamar)」という固有名が残されている。エリダヌス座の領域を拡大したのはオランダのペトルス・プランシウスであった。プランシウスは、ペーテル・ケイセルとフレデリック・デ・ハウトマンの観測記録を元に1598年に製作した天球儀の上にα星まで拡大したエリダヌス座を描いた。ドイツの法律家ヨハン・バイエルが1603年に出版した『ウラノメトリア』でも、プランシウスと同じく旧来のエリダヌス座に現在のι・κ・φ・χ・αの5つの星を加えたエリダヌス座が描かれた。バイエルは、最も南にあり且つ最も明るいα星について「川の果て、Enar、Acharnar、Acharnahar、または Acharnarim」と記している。バイエルは、『ウラノメトリア』の中でエリダヌス座の星に対して α から ω までのギリシャ文字24文字とラテン文字4文字の計28文字を用いて43個の星に符号を付した。バイエルは複数の星をまとめて1つの文字で表すことがあったが、この星座ではそれが特に顕著で、οは2個、υ は7個、τ は9個の星を示すのに使われている。
エリダヌス座 由来と歴史
1922年5月にローマで開催された国際天文学連合 (IAU) の設立総会で現行の88星座が定められた際にそのうちの1つとして選定され、星座名は Eridanus、略称は Eri と正式に定められた。
エリダヌス座 由来と歴史
ドイツの天文学者ゴットフリート・キルヒは、1688年刊行の学術誌『Acta Eruditorum（ライプツィヒ学術論叢）』に自分が考案した星座 Sceptrum Brandenburgicum（ブランデンブルクの王笏）と Pomum Imperiale（帝国宝珠）の2つの星座を掲載した。この2つの星座のうち、前者の Sceptrum Brandenburgicum は、ブランデンブルク選帝侯フリードリヒ3世（のちのプロイセンの王フリードリヒ1世）を顕彰すべく、バイエルの『ウラノメトリア』でエリダヌス座ν星とされた星の南側に並ぶ5つの星を使って作られたものであった。のちにキルヒはフリードリヒが1700年に設立したベルリンのプロイセン王立科学協会に選出され、その天文台の初代台長に指名されたが、天文台の完成を待たず1710年にこの世を去った。キルヒの存命中から Sceptrum Brandenburgicum は他の天文学者や星図製作者たちからほとんど無視されており、彼の死後は18世紀末まで忘れられた星座となっていた。ドイツの天文学者ヨハン・ボーデは、1782年に出版した星図『Vorstellung der Gestirne』の中で Die Brandenbrugishce Scepter という名前でエリダヌス座の一部として、1801年に出版した『ウラノグラフィア』では独立した星座として復活させた。『ウラノグラフィア』に描かれた王笏には「F W III」と記されており、これはフリードリヒ1世と同じくホーエンツォレルン家のプロイセン王フリードリヒ・ヴィルヘルム3世を称揚したものであった。ボーデが復活させたことで19世紀前半にはブランデンブルクの王笏は盛んに星図に描かれるようになったが、その後急速に星図製作者からの関心を失い、19世紀末には再び忘れられた星座となっていた。そして、1922年に現行の88星座が定められた際に Sceptrum Brandenburgicum は選から外れ、1930年にケンブリッジ大学出版局から刊行された2つの出版物『Délimitation Scientifique des Constellations』と『Atlas Céleste』で現在の88の星座の境界線が確定されたことにより、その領域はエリダヌス座の一部となった。
エリダヌス座 由来と歴史
イギリスの研究者ギャヴィン・ホワイト (Gavin White) は「推測の域を出ない」としながらも「エリドゥの星 (Star of Eridu, Mul Nun-ki)」と呼ばれるバビロニアの星座がエリダヌス座の名前の由来となった可能性を指摘している。エリドゥの星は、紀元前1000年頃に編纂されたと見られる星表が記された古代メソポタミアの粘土板資料『ムル・アピン』では現在のとも座の付近の星々を指すとされている。プトレマイオス朝期に制作されたデンデラ神殿の天体図では水が流れる2つの壺を持つ人物の姿で描かれていた。
アラブの星名の研究家パウル・クーニチュによると、ベドウィンに伝わる星に関する伝承では、アケルナルとフォーマルハウト（みなみのうお座α）をダチョウのつがい al-ẓalīmān と見なしていた。そして、エリダヌス座ζ と η の間はダチョウの巣と見なされ、その間にある暗い星々をダチョウの卵やヒナと見立てていた。そのため、この領域に見えるエリダヌス座の星々には、ダチョウの巣や卵に関連した固有名が現在も残されている。
ドイツ人宣教師イグナーツ・ケーグラー（戴進賢）らが編纂し、清朝乾隆帝治世の1752年に完成・奏進された星表『欽定儀象考成』では、エリダヌス座の星々は二十八宿の西方白虎七宿の第四宿「昴宿」・第五宿「畢宿」・第七宿「参宿」に配されていたとされる。最も南方にあるアケルナルは二十八宿には含まれておらず、明朝末期の17世紀にイエズス会士アダム・シャールや徐光啓らが編纂した天文書『崇禎暦書』で、新たに追加された「水委」という星官に充てられた。
エリダヌス座 神話
アラートスの『パイノメナ』やエラトステネースの『カタステリスモイ』、ヒュギーヌスの『天文学について』など、星座とそれに関わる伝承が記された古代ギリシア・ローマ期の文献には、エリダヌス座に直接関係する物語は全く語られていない。
神話上のエーリダノス川は、紀元前700年頃のヘーシオドスの時代からギリシア文学で語られてきた。しかし、それがどこの川を指すのかについては、北ヨーロッパにあるとする説、西ヨーロッパにあるとする説、さらに実在を疑う説など諸説入り乱れ、意見の一致が見られなかった。紀元前5世紀頃のレロスのペレキュデースの頃にはイタリア北部のロンバルディア平原を流れるポー川と同一視されていたが、フランスを流れるローヌ川と同一視するものも居た。一方、ラテン文学においては常にポー川と同一視されていた。また、エーリダノス川は琥珀と結び付けて考えられていたが、これは琥珀がバルト海周辺の産出地域から河川を通じて地中海へと輸送されたいわゆる「琥珀の道」とも関連していたと考えられている。
エリダヌス座 神話
帝政ローマ期最初期の詩人オウィディウスの『変身物語（Metamorphoses、メタモルポーセース）』では、太陽神ヘーリオスの息子パエトーンが墜落した川としてエーリダノス川が登場する。パエトーンは父を尊敬し、息子であることを自慢していたが、友人達は全く信じず、相手にしなかった。そこでパエトーンは自分がへーリオスの息子である証拠を得るため父に会いにいった。へーリオスに何か一つ願いを叶えると言われたパエトーンは、父の操る太陽の車・日車を御することを乞い、許しを得た。しかし、彼には日車を御する技量がなく、馬車は暴走してしまった。暴走を食い止めるために最高神ゼウスは雷を落とした。パエトーンはエーリダノス川に落ち、死んでしまった。彼の姉妹ヘーリアデスたちは、エーリダノス川のほとりでパエトーンの死を嘆き悲しみ続け、やがて木に姿が変わってしまった。木から流れ出る雫は日光を受けて琥珀に変わり、川の流れに運ばれてローマに届けられることとなった。
エリダヌス座 呼称と方言
ラテン語の学名 Eridanus に対応する日本語の学術用語としての星座名は「エリダヌス」と定められている。現代の中国では浪江座と呼ばれている。
明治初期の1874年（明治7年）に文部省より出版された関藤成緒の天文書『星学捷径』では、「ヱリダニュス」という読みと「ポー河 河名」という説明で紹介された。また、1879年（明治12年）にノーマン・ロッキャーの著書『Elements of Astronomy』を訳して刊行された『洛氏天文学』では、上巻で「エリドアニュス」というラテン語の発音と「リヴァルイリダニュス」という英語の発音が、下巻で「依利達宿（エリダノス）」という星座名が紹介されていた。これらから30年ほど時代を下った明治後期には、「エリダヌス」という呼称が使われていたことが日本天文学会の会報『天文月報』の第1巻1号掲載の「四月の天」と題した記事中の星図で確認できる。この呼称は、東京天文台の編集により1925年（大正14年）に初版が刊行された『理科年表』にも「エリダヌス」として引き継がれた。以降、1944年（昭和19年）に学術研究会議が定めた『天文術語集』や1952年（昭和27年）に日本天文学会が定めた『天文述語集』の中でいくつかの星座名が改訂されたが、「エリダヌス」という星座名は継続して使用されている。
エリダヌス座 呼称と方言
これに対して、天文同好会の山本一清らは異なる読みを充てていた。天文同好会の編集により1928年（昭和3年）4月に刊行された『天文年鑑』第1号では、星座名 Eridanus に対して「エリダン河」という呼称を使用し、以降の号でもこの表記を継続して用いた。これについて山本は東亜天文学会の会誌『天界』1934年4月号の「天文用語に關する私見と主張 (2)」という記事の中で以下のような見解を開陳していた。
Cepheus を「セフェウス」，Perseus を「ペルセウス」，Eridanus を「エリダヌス」と書くのは，ラテン語の發音を寫すのであつて，大して間違つたこととは思はないが，しかし筆者は必ずしも其の通りにしなければならぬとは思はない．日本語として，簡單に明瞭に，原語の意を寫せば好いのだから，「セフェ」，「ペルセ」，「エリダン」（又は「エリダン河」）でも好いと思ふ．之れが日本語だと決めて了へば宜いのだから． — 山本一清、「天文用語に關する私見と主張 (2)」『天界』1934年4月号
エリダヌス座 主な天体
2025年8月末現在、国際天文学連合 (IAU) によって20個の恒星に固有名が認証されている。
α星
太陽系から約139 光年の距離にある、見かけの明るさ 0.46 等、スペクトル型 B6Vpe のB型主系列星で、0等星。エリダヌス座で最も明るい恒星で、全天21の1等星の1つ。変光星としては、分光スペクトル中に顕著な水素の輝線が見られる「Be星」に分類されており、約1.263 日の周期で 0.44 等から 0.54 等の範囲でその明るさを変える。極半径が赤道半径の 64％しかない非常に扁平な形をした回転楕円体であると見積もられており、単に自転速度が速いことだけでは説明がつかないとされている。アラビア語で「川の果て」を意味する言葉 ākhir al-nahr に由来する「アケルナル(Achernar)」という固有名が認証されている。
β星
太陽系から約90 光年の距離にある、見かけの明るさ 2.79 等、スペクトル型 A3IV のA型準巨星で、3等星。リゲルの西、オリオン座との境界近くに位置している。アラビア語で「ジャウザーの前脚の台」を意味する kursiy al-Jauzāʾ al-muqaddam に由来する「クルサ(Cursa)」という固有名が認証されている。
γ星
エリダヌス座 主な天体
太陽系から約192 光年の距離にある、見かけの明るさ 2.94 等、スペクトル型 M0III-IIIb の赤色巨星で、3等星。変光星としては、脈動変光星の分類の1つ「不規則変光星」の LB型の候補とされており、2.88 等から2.96 等の範囲で明るさを変えると見られている。アラビア語で「舟」を意味する言葉 zauraq に由来する「ザウラク(Zaurak)」という固有名が認証されている。
δ星
太陽系から約29.6 光年の距離にある、見かけの明るさ 3.54 等、スペクトル型 K0+IV の準巨星で、4等星。ラテン語で「カエル」を意味する言葉にちなんだ「ラナ(Rana)」という固有名を持つ。
ε星
太陽系から約10.5 光年の距離にある、見かけの明るさ 3.73 等、スペクトル型 K2V のK型主系列星で、4等星。変光星としては、回転変光星の分類の1つ「りゅう座BY型変光星」に分類されており、3.70 等から 3.75 等の範囲で明るさを変えている。
2000年にドップラー分光法で太陽系外惑星が発見された。2015年に開催されたIAUの太陽系外惑星命名キャンペーン「NameExoWorlds」で、アメリカワシントン州のマウンテンサイド中学校から提案された北欧神話の海の女神にちなんだ案が採用され、ε星に「ラーン(Ran)」、系外惑星に AEgir という固有名が認証された。
エリダヌス座 主な天体
1960年に実施された世界初の電波観測による地球外知的生命体探査「オズマ計画」では、比較的太陽系に近くまた恒星として太陽に近い性質を持つことからくじら座τ星とともに電波観測の対象とされたが、文明の痕跡とみなされる信号は得られなかった。
ζ星
太陽系から約119 光年の距離にある連星系。見かけの明るさ 4.82 等でスペクトル型 A4 の A と、6.19 等・F7V の B からなる連星。A星には、アラビア語で「若いダチョウ」を意味する言葉 al-riʾāl に由来する「ジバール(Zibal)」という固有名が認証されている。
η星
太陽系から約135 光年の距離にある、見かけの明るさ 3.87 等、スペクトル型 K1+IIIb の赤色巨星で、4等星。アラビア語で「ダチョウの巣」を意味する言葉 udḥīy al-naʻām に由来する「アザ(Azha)」という固有名が認証されている。
θ星
エリダヌス座 主な天体
見かけの明るさ3.18 等、スペクトル型 A3IV-V のθ1（またはθA）と 4.11 等・A1V のθ2（またはθB）の二重星。太陽系からの距離はθ1が163.9 光年、θ2が167.0 光年と誤差も含めるとほぼ似たような距離にあるが、2つの星は見かけの二重星であると考えられている。またθ1には、元々この星がエリダヌス座の南端とされていたことから、α星のアケルナルと同じく「川の果て」を意味するアラビア語 ākhir al-nahr に由来する「アカマル(Acamar)」という固有名が認証されている。
ο1星
太陽系から約125 光年の距離にある、見かけの明るさ 4.026 等、スペクトル型 F0III の巨星で、4等星。変光星としては、脈動変光星の分類の1つ「たて座δ型変光星」に分類されており、0.0815 日（117.4 分）の周期で 4.00 等から4.05 等の範囲でその明るさを変えている。アラビア語で「卵」を意味する al-baid に由来する「バイド(Beid)」という固有名が認証されている。
ο2星
エリダヌス座 主な天体
太陽系から約16.3 光年の距離にある三重連星系。白色矮星の B と赤色矮星の C が互いの共通重心を約250年の周期で公転しており、さらにK型主系列星の主星A と B・C のペアが連星の関係にあると考えられている。
ο2A は、見かけの明るさ4.43 等、スペクトル型 K0V のK型主系列星で、4等星。SFテレビドラマシリーズ『スタートレック』の原作者ジーン・ロッデンベリーは、『スタートレック』に登場するバルカン星はこの星を周回する惑星であるとしていた。アラビア語で「卵の殻」を意味する al-qaid に由来する「カイド(Keid)」という固有名が認証されている。
ο2B は、見かけの明るさ9.53 等、スペクトル型 DA2.9 の白色矮星で、10等星。1910年に、絶対等級が暗い星であるにもかかわらずA型のスペクトルを持つことがわかり、史上初めて発見された白色矮星となった。「全天で最も容易に見ることができる白色矮星」とされる。
ο2C は、見かけの明るさ11.17 等、スペクトル型 M4.5V の赤色矮星で、11等星。変光星としては爆発型変光星の分類の1つ「閃光星（くじら座UV型変光星、UV）」に分類されており、U等級で12.16 等から13.88 等の範囲で明るさを変える。
τ2星
エリダヌス座 主な天体
太陽系から約194 光年の距離にある、見かけの明るさ 4.77 等、スペクトル型 K0III の赤色巨星で、5等星。『アルマゲスト』のアラビア語訳で使われた「川の曲がり角」を意味する言葉 Al Ḥināyat an-Nahr に由来する「アンゲテナル(Angetenar)」という固有名が認証されている。
υ2星
太陽系から約211 光年の距離にある、見かけの明るさ 3.82 等、スペクトル型 G8+III の黄色巨星で、4等星。『アルマゲスト』に記された「（川の）曲がり角」を表す言葉 καμπή が、アラビア語化やラテン語化された過程で複数の誤訳・誤記を経た結果生まれた「テーミン(Theemin)」という固有名が認証されている。
υ3星
太陽系から約293 光年の距離にある、見かけの明るさ 3.96 等、スペクトル型 K3.5III の赤色巨星で、4等星。υ2と同様の誤訳・誤記を経て1492年版のアルフォンソ表に記載された「ベーミム(Beemim)」という固有名が認証されている。
53番星
エリダヌス座 主な天体
太陽系から約113 光年の距離にある、見かけの明るさ 3.87 等の連星系で、4等星。4.02 等でスペクトル型 K2IIIb の赤色巨星 A と6.95 等の伴星 B が、約77.4 年の周期で互いの共通重心を公転しているとされる。ドイツの天文学者ゴットフリート・キルヒが作った星座の1つ「ブランデンブルクの王笏 (Sceptrum Brandenburgicum)」で最も明るい星であったことから、A星に「スケープトゥルム(Sceptrum)」という固有名が認証されている。
HD 18742
太陽系から約527 光年の距離にある、見かけの明るさ 7.81 等、スペクトル型 G8/K0IV の準巨星で、8等星。2011年にドップラー分光法で太陽系外惑星が発見された。国際天文学連合の100周年記念行事「IAU100 NameExoWorlds」でミャンマー連邦共和国に命名権が与えられ、主星はミャンマー国内最大かつ最重要の河川であるエーヤワディー川にちなんで Ayeyarwady、太陽系外惑星はエーヤワディー川河畔に位置する古都バガンにちなんで Bagan と命名された。
HD 30856
エリダヌス座 主な天体
太陽系から約429 光年の距離にある、見かけの明るさ 7.911 等、スペクトル型 K0III の赤色巨星で、8等星。2011年にドップラー分光法で太陽系外惑星が発見された。「IAU100 NameExoWorlds」でブルキナファソに命名権が与えられ、主星はブルキナファソ最大の河川であるムフン川にちなんで Mouhoun、太陽系外惑星は第2の河川ナカンベ川にちなんで Nakanbé と命名された。
HIP 12961
太陽系から約76.4 光年の距離にある、見かけの明るさ 10.237 等、スペクトル型 K5V のK型主系列星で、10等星。2011年にドップラー分光法で太陽系外惑星が発見された。「IAU100 NameExoWorlds」でプエルトリコ自治連邦区に命名権が与えられ、主星はカリブ海のタイノ族の言語で星を表す言葉にちなんで Koeia、太陽系外惑星はタイノ族の伝承に登場する風の神にちなんで Aumatex と命名された。
WASP-22
エリダヌス座 主な天体
太陽系から約1034 光年の距離にある、見かけの明るさ 11.99 等、G型星で、12等星。2010年にトランジット法で太陽系外惑星が発見された。「IAU100 NameExoWorlds」でグアテマラ共和国に命名権が与えられ、主星はマヤの神話に登場する雨・嵐・炎に関わる神の一柱の名前にちなんで Tojil、太陽系外惑星はキチェ語で稲光に関連する言葉にちなんで Koyopa' と命名された。
WASP-50
太陽系から約594 光年の距離にある、見かけの明るさ 11.44 等、スペクトル型 G9V のG型主系列星で、11等星。2011年にトランジット法で太陽系外惑星が発見された。「IAU100 NameExoWorlds」でタイ王国に命名権が与えられ、主星はタイを流れる大河チャオプラヤー川にちなんで Chaophraya、太陽系外惑星はチャオプラヤー川の支流の1つであるメーピン川にちなんで Maeping と命名された。
WASP-79
エリダヌス座 主な天体
太陽系から約804 光年の距離にある、見かけの明るさ 10.04 等、スペクトル型 F5 のF型星で、10等星。2012年にトランジット法で太陽系外惑星が発見された。「IAU100 NameExoWorlds」でパナマ共和国に命名権が与えられ、主星は太鼓に合わせて男女が踊るパナマのダンス「エル・プント (El Punto)」で男性が着用する伝統的衣装にちなんで Montuno、太陽系外惑星はエル・プントで女性が着用する伝統的衣装にちなんで Pollera と命名された。
このほか、以下の恒星が知られている。
p星
太陽系から約26.7 光年の距離にある、共にK型主系列星の6等星2つからなる連星系。明るさと色がよく似通った2つの星がペアを成す様子を小望遠鏡でも確認できる。見かけの明るさ 5.78 等、スペクトル型 K0V の A (HD 10360) と、5.90 等・K5V の B (HD 10361) が、互いの共通重心を483.66 年の周期で公転している。
面積の大きな星座だが、18世紀フランスの天文学者シャルル・メシエが編纂した『メシエカタログ』に挙げられた天体は1つもない。また、パトリック・ムーアがアマチュア天文家の観測対象に相応しい星団・星雲・銀河を選んだ「コールドウェルカタログ」に選ばれている天体もない。
NGC 1535
太陽系から約7600 光年の距離にある惑星状星雲。γ星の東4°の位置に見える。その形状から「クレオパトラの瞳(Cleopatra's Eye)」や Celestial Jellyfish、Ghost of Neptune Nebula などの別名で知られる。
NGC 1909 (IC 2118)
太陽系から約962 光年の距離にある反射星雲。その外見から「魔女の横顔(the Witch Head Nebula)」の別名で知られる。λ星とψ星の間に位置して見える。東にあるオリオン座β星リゲルの光を反射していることに加え、星間塵が波長の短い青い光をより効率的に反射することから青く輝いて見える。
NGC 1232
天の川銀河から約6900万 光年の距離にある渦巻銀河。τ4星の西北西2.5°の位置に見える。銀河円盤が正面から見ることができる「フェイスオン銀河」であり、また明確な渦状腕を持つ「グランドデザイン銀河」でもある。その見た目から The Eye of God Galaxy とも呼ばれる。
NGC 1291
天の川銀河から約3500万 光年の距離にある棒レンズ状銀河。その形状から、Snow Collar Galaxyの別名でも知られる。この銀河の年齢は120億歳と推定されているが、リング状に見える外側では現在も星が形成されている。若い渦巻銀河から年老いた楕円銀河へと遷移する過程にある銀河であると考えられている。
NGC 1300
天の川銀河から約6900万 光年の距離にある棒渦巻銀河。τ4星の北2°.3 の位置に見える。銀河中心に横たわる棒状の銀河バルジの中心に小さな渦巻きがあり、その中心には超大質量ブラックホールが存在すると推定されている。
エリダヌス座 流星群
エリダヌス座の名前を冠した流星群で、IAUの流星データセンター (IAU Meteor Data Center) で確定された流星群 (Established meteor showers) とされているものは、エリダヌス座η流星群 (eta-Eridanids, ERI)・エリダヌス座ν流星群 (nu-Eridanids, NUE)・エリダヌス座ο流星群 (omicron-Eridanids, OER) の3つ。エリダヌス座ν流星群とエリダヌス座ο流星群は2012年8月に確定流星群に追加された。
がか座
がか座（がかざ、画架座、Pictor）は、現代の88星座の1つ。18世紀半ばに考案された新しい星座で、イーゼル（画架）をモチーフとしている。日本では沖縄県北大東村以南で全体を見ることができるが、領域が狭く明るい星もないことから目立たない星座である。
がか座 主な天体
2022年4月現在、国際天文学連合 (IAU) が認証した固有名を持つ恒星は1つもない。
がか座 由来と歴史
がか座は、18世紀中頃にフランスの天文学者ニコラ＝ルイ・ド・ラカイユによって考案された。1756年に刊行された『Histoire de l'Académie royale des sciences』に掲載されたラカイユの星図の中で、画架とパレットがセットとなった姿と「画架とパレット」という意味の le Chevalet et la Palette という名称が描かれたのが初出である。ラカイユの死後1763年に刊行された著書『Coelum australe stelliferum』に掲載された第2版の星図では、ラテン語化された Equuleus Pictorius と呼称が変更されている。1801年にヨハン・ボーデが刊行した『ウラノグラフィア』では、「画家の棚」という意味の Pluteum Pictoris と記載された。
がか座 由来と歴史
1844年にイギリスの天文学者ジョン・ハーシェルは、フランシス・ベイリー宛の書簡の中で、Equuleus Pictorius を Pictor と短縮することを提案した。それを受けたベイリーが、翌年の1845年に刊行した『British Association Catalogue』において Pictor と改めたことにより、以降この呼称が定着することとなった。
1922年5月にローマで開催されたIAUの設立総会で現行の88星座が定められた際にそのうちの1つとして選定され、星座名は Pictor、略称は Pic と正式に定められた。新しい星座のため星座にまつわる神話や伝承はない。
がか座 呼称と方言
明治期より「畫架」のちに「画架」という訳名が使われており、明治末期以降数度行われた星座の訳名見直しでも他の呼び名が採用されることはなかった。漢字の読みは一貫して「ぐゎか」または「がか」とされているが、1928年（昭和3年）に天文同好会の編集により新光社から刊行された『天文年鑑』の第2号では「ゑかけ」という読みで紹介されていた。これについて天文年鑑の編集に携わっていた山本一清は、東亜天文学会の会誌『天界』1934年8月号の「天文用語に關する私見と主張 (3)」という記事の中で耳に聞いただけでは解りかねる日本語や，漢語萬能時代の夢よりさめて，純粹な日本語（耳で聞いただけで解る日本語）を採用するといふ意味の撤底に於いて，一般に賛成して頂けるものだと思ふ．としており、自らが妥当と考える星座名の一覧でも「ゑかけ（畫架）」という邦訳を充てていた。
グッバイガール
『グッバイガール』（The Goodbye Girl）は、1977年のアメリカ合衆国のロマンティック・コメディ映画。
監督はハーバート・ロス、出演はリチャード・ドレイファスとマーシャ・メイソンなど。マンハッタンを舞台に、貧乏役者と子連れのダンサーが結ばれるまでをコメディ・タッチで描いている。
主演のリチャード・ドレイファスはこの作品でアカデミー主演男優賞とゴールデングローブ賞主演男優賞（ミュージカル・コメディ部門）を受賞した。
グッバイガール ストーリー
場所はニューヨーク下町のアパート。30代半ばのダンサー、ポーラ（マーシャ・メイソン）とその幼い娘ルーシー（クィン・カミングス）が帰宅すると、同棲していた役者のトニーが映画出演のため、置き手紙をして家を出ていった後だった。またしてもポーラは男に捨てられたのだった。「もう役者の男なんてごめん」とポーラが失意に陥っていた時、そのトニーから部屋を譲り受けたという役者仲間のエリオット（リチャード・ドレイファス）が真夜中にもかかわらず訪ねてくる。トニーの勝手な行動をポーラは腹にすえかねたが、両者ともに行き場がなく、3人の奇妙な同居生活が始まる。
エリオットの職業が舞台役者だったことから、トラウマと警戒心を持つポーラは事あるごとにエリオットと反目しあう。ところが娘のルーシーの方はエリオットと気が合い、打ち解けている。生活費が底をつきそうな2人は反目しあいながらも、協力して生活を続けるしかなかった。
グッバイガール ストーリー
エリオットの舞台公演は奇抜な解釈をする演出家のために、散々な結果に終わる。新聞の批評記事でこきおろされたことで、その夜エリオットは荒れてしまう。エリオットを介抱しながらポーラは同情心から、本来の優しさを取り戻してゆく。
公演中止になったエリオットとダンサーの仕事が見つからないポーラは一時仕事で生活を支える。そんな中、エリオットから求愛を受けたポーラはエリオットに惹かれてゆく。
ある時、エリオットに有名な映画監督からシアトルでの映画出演の依頼が舞い込んでくる。大喜びするエリオットだったが、ポーラは複雑な気持ちで受け止める。
グッバイガール キャスト
1982年2月22日にTBSの『月曜ロードショー』枠にて『グッバイガール 泣かないで！この感動をあなたに…』のタイトルで初放送された。演出は佐藤敏夫、翻訳は宇津木道子。
グッバイガール 主題歌
グッバイガール（Goodbye Girl）
作詞・作曲・歌：デヴィッド・ゲイツ（1970年代に活躍したアメリカのソフト・ロック・バンド、ブレッドのリーダー）
1978年4月15日、ビルボードのシングル・チャート15位にランクされた。
グッバイガール ミュージカル版
1993年にブロードウェイで、この映画を元にしたミュージカル『グッバイガール (ミュージカル)』が上演された。主演はマーティン・ショートとバーナデット・ピータース。
日本では1996年から上演された。主演は、1996年は石井一孝、剣幸。1997年は小堺一機、日向薫。1998年は小堺一機、剣幸、2015年は岡田浩暉、紫吹淳。
万有引力定数
万有引力定数（ばんゆういんりょくていすう）あるいは（ニュートンの）重力定数（じゅうりょくていすう、英: (Newtonian) constant of gravitation）とは、重力相互作用の大きさを表す物理定数である。アイザック・ニュートンの万有引力の法則において導入された。記号は一般に G で表される。
ニュートンの万有引力理論において、それぞれ m1、m2 の質量を持つ2つの物体が、距離 r だけ離れて存在しているとき、これらの間に働く万有引力 Fg は
となる。このときの比例係数 G が万有引力定数である。SI (MKS単位系)に基づいて、質量 m1、m2 にキログラム (kg)、長さ r にメートル (m)、力 Fg にニュートン (N; kg m s−2 に等しい)を用いれば万有引力定数 G の単位は N m2 kg−2（SI基本単位のみを用いて表せば m3 kg−1 s−2） となる。
アインシュタインの一般相対性理論においては、ニュートンの重力理論に対する修正と拡張が為され、一般相対性理論の基礎方程式であるアインシュタイン方程式においても比例係数としてこの重力定数が現れる。
万有引力定数 値
万有引力定数の2018年CODATA推奨値は
G = 6.67430(15)×10−11 m3 kg−1 s−2
である。括弧内の数値は表された最後の桁を単位とした数値の標準不確かさを表す。上記の定数は、質量 1 kg の2つの質点が 1 m 離れた時の引力を単位ニュートン (N) で表した値と等しく、非常に小さい値である。たとえばそれぞれの重心が互いに 1 m 離れた1トン (=1000 kg) の物体が引き合う力は約 6.7×10−5 N であり、地球上で おおよそ 6.8 mg の質量の物体に働く重力に等しい。
また、万有引力定数をディラック定数と真空中の光速で換算した量は
G/ħc = 6.70883(15)×10−39 (GeV/c2)−2
である。
万有引力定数 キャヴェンディッシュによる測定
万有引力定数を定めるには、互いに質量のわかっているものの間に働く万有引力を精密に測定せねばならない。万有引力定数はキャヴェンディッシュによる1798年の鉛球実験（キャヴェンディッシュの実験）に基づいて初めて計測された。これは針金で吊るした棒の両端に二つの鉛球をつけ、固定した別の鉛球との間に働く力を計測するものであった。この実験はもともと地球の密度を求めるためのものとして考案されたもので、万有引力定数が求められたことによって、既知の重力加速度と地球の半径から地球の質量そして密度がはじめて求められた。この実験で求められた万有引力定数は 6.74×10−11 m3 kg−1 s−2 であり、現在知られている上記の値と比較しても相当に高精度なものであった。
万有引力定数 精度の低さ
万有引力が非常に弱い力であり、また静電遮蔽のような効果を用いて周囲の物質による影響を除去できないこともあって、万有引力定数の測定は非常に難しい。
上に示したCODATA 2018の値にも、2.2×10−5 の相対標準不確かさがあり、また以下の表に示したCODATA推奨値の仮数も小数第2位の 6.67 までしか確定しておらず、この不確かさ（誤差）は様々な重要な物理定数の中では最も大きい。
このように、仮数（小数）の精度が著しく低いため、CODATA推奨値も時代と共に以下のように変遷している。CODATA 2018推奨値とCODATA 2014推奨値との差は、3.3×10−5 もあり、基礎物理定数としては変化が極めて著しい。
また、NISTにおいては以下の値が推奨されている。
万有引力定数の精度が4桁程度しかない（小数点以下が2位までしか確定していない）ことは、連星パルサーの質量の測定精度などにも影響する。また、ミリメートル以下の範囲 (μm, nm クラスなど)でニュートンの万有引力が精度良く確かめられていないことから、小さなスケールでは重力理論の変更を考慮する余地が残されていて、近年、小さなスケールで余剰次元を持つ5次元膜宇宙モデル（ブレーンワールドモデル）が盛んに研究されている。
万有引力定数 精度の低さ
国際測地学協会では1999年に万有引力定数の値として G = 6.67259(30)×10−11 m3 s−2 kg−1 を用いることを定めている。アメリカ航空宇宙局 (NASA)もこの値を採用している。
2007年には原子干渉計を用いた測定値として、G = 6.693(21)×10−11 m3 s−2 kg−1 というそれまでの測定結果とは著しく異なった値がサイエンスに報告された。
万有引力定数 天体の質量との積
万有引力定数の測定精度が低いのに対し、G に太陽質量 MS を乗じた日心重力定数や、地球質量 ME を乗じた地心重力定数は精度よく計測されている。 これらの値は各々、
GMS = 1.32712442099(100)×1020 m3 s−2
GME = 3.986004418(8)×1014 m3 s−2
である。
従って、地球質量の精度は万有引力定数の測定精度に依存し、CODATA 2006による地球質量は ME = 5.9722(6)×1024 kg と計算され、国際測地学協会の協定値では ME = 5.9737(3)×1024 kg と計算される。NASAでは ME = 5.9736×1024 kg としている。