Ascensiunea dreaptă | 05 h 47 m 17,1 s |
---|---|
Declinaţie | −51 ° 03 ′ 59 ″ |
Constelaţie | Pictor |
Magnitudine aparentă | 3.861 |
Locație în constelație: pictor | |
Tipul spectral | A6 V |
---|---|
Indicele UB | 0,10 |
Indicele BV | 0,17 |
Variabilitate | Delta Scuti |
Viteza radială | +20 ± 0,7 km / s |
---|---|
Mișcare curată |
μ α = 4,65 mas / a μ δ = 83,10 mas / a |
Parallax | 51,44 ± 0,12 mas |
Distanţă |
62,9 al (19,3 buc ) |
Magnitudine absolută | 2.42 |
Masa | 1,75 M ☉ |
---|---|
Ray | 1,8 R ☉ |
Luminozitate | 8,7 L ☉ |
Temperatura | 8.052 K |
Metalicitate | 112% din Soare |
Rotație | 13 - 130 de ore |
Vârstă |
12+8 −4M a |
Alte denumiri
β Pic , GJ 219, HR 2020 , CD -51 1620, CPD -51 774, HD 39060 , SAO 234134, HIP 27321
Beta Pictoris (β Pic / β Pictoris) este a doua stralucitoare stea din constelația de Zugravul . Acesta este situat la 63,4 ani lumină din sistemul nostru solar și este de 1,75 ori mai mare și 8,7 mai luminos decât soarele nostru . Sistemul Beta Pictoris este foarte tânăr, vechi de doar 8 până la 20 de milioane de ani, deși se află deja în secvența principală a evoluției sale stelare .
Beta Pictoris este steaua principală a grupului în mișcare al Beta Pictoris , o asociație stelară de stele tinere de aceeași vârstă și care împart aceeași mișcare prin spațiu.
Beta Pictoris prezintă emisii în infraroșu în exces comparativ cu alte stele de acest tip, cauzate de cantități mari de praf și gaze (inclusiv monoxid de carbon ) în apropierea stelei. Observații detaliate relevă un disc mare de praf și gaze în jurul stelei, care a fost primul disc de resturi fotografiat din istorie. În plus față de prezența mai multor planetesimal centuri și cometelor activități , există indicii că planetele s- au format în acest disc și că procesul de formare a planetelor poate fi încă în curs de desfășurare. Materialul de pe discul de resturi Beta Pictoris ar putea fi sursa dominantă de meteoroizi interstelari din sistemul nostru solar.
Observatorul European de Sud (ESO) a confirmat în 2008, prin metoda imagistică directă, prezența unei planete care orbitează în planul discului moloz din jurul stelei. Această planetă, Beta Pictoris b , este în prezent cea mai apropiată exoplanetă de steaua sa fotografiată vreodată: separarea sa observată este aproximativ echivalentă cu distanța dintre Saturn și Soare. În 2019 , este anunțată descoperirea unei noi planete, Beta Pictoris c . Este situat la o distanță care ar fi echivalentă cu cea a centurii de asteroizi din sistemul solar, mai aproape de stea decât este Beta Pictoris b; spre deosebire de acesta din urmă, a fost descoperit indirect prin metoda vitezei radiale .
Beta Pictoris este o stea din constelația The Painter, din emisfera sudică, la vest de steaua strălucitoare Canopus . Acesta a marcat în mod tradițional sonda a navei Argo , înainte de această constelație a fost tăiat în jumătate.
Distanța care ne separă de Beta Pictoris a fost găsită prin măsurarea paralaxei sale trigonometrice, datorită satelitului Hipparcos : observăm ușoara schimbare a poziției sale în funcție de mișcarea Pământului în jurul Soarelui. Beta Pictoris afișează astfel o paralaxă de 51,87 miliarcsecunde, valoare reevaluată ulterior la 51,44 miliarcsecunde când datele au fost reanalizate ținând cont mai bine de erorile sistematice . Distanța noastră până la Beta Pictoris este, prin urmare, de 63,4 ani lumină, cu o incertitudine de 0,1 ani lumină.
Hipparcos a măsurat, de asemenea, mișcarea corectă a Beta Pictoris: călătorește spre est cu o viteză de 4,65 miliarcsecunde pe an și spre nord cu 83,10 miliarcsecunde pe an. Măsurătorile efectului Doppler în spectrul stelei arată că acesta se îndepărtează de noi cu o rată de 20 km / s . Mai multe alte stele împart aceeași mișcare prin spațiu și probabil s-au format în același nor de gaz în același timp: acesta este grupul în mișcare al Beta Pictoris .
Steaua are o magnitudine aparentă de 3.861; este deci vizibil cu ochiul liber în condiții bune de observare. Este a doua cea mai strălucitoare stea din constelația din spatele Alpha Pictoris , care are o magnitudine aparentă de 3,30.
Datorită măsurătorilor efectuate în cadrul proiectului Near Stars, Beta Pictoris a fost clasificată ca stea de tip AV și are o temperatură de 8 052 Kelvin (7.779 ° C) , care este mai caldă decât 5.778 Kelvin (5.505 ° C) . C) a Soarelui nostru. Analiza spectrului arată că steaua are o rată ușor mai mare de elemente grele, numite metale în astronomie. Rata sa de metale este cu 12% mai mare decât cea a Soarelui.
Analiza spectrului relevă, de asemenea, că gravitația de suprafață a Beta Pictoris este log ( g ) = 4,15 sau 140 m / s 2 . Aceasta reprezintă aproximativ jumătate din accelerația gravitațională a Soarelui (274 m / s 2 ).
Ca stea principală de tip A, Beta Pictoris este mai strălucitoare decât Soarele nostru: magnitudinea sa aparentă de 3,861 combinată cu distanța de 19,77 parseci dă o magnitudine absolută de 2,42 (când Soarele are o valoare absolută de magnitudine de 4,83). Aceasta corespunde unei luminozități vizuale de 9,2 ori mai mari decât a Soarelui. Luând în considerare întregul spectru de radiații al acestor două stele, Beta Pictoris este de 8,7 ori mai strălucitoare decât Soarele.
Multe stele de secvență principală de tip A se găsesc în regiunea diagramei Hertzsprung - Russell numită banda de instabilitate , ocupată de stele variabile pulsatoare. În 2003, monitorizarea fotometrică a stelei a relevat variații de luminozitate de aproximativ 1 până la 2 milimagnitudini pe o frecvență de aproximativ 30 până la 40 de minute. Studiul vitezei radiale a Beta Pictoris a dezvăluit și variabilitatea sa: există impulsuri pe două frecvențe, una la 30,4 minute și cealaltă la 36,9 minute. Prin urmare, steaua este clasificată ca o stea variabilă de tip Delta Scuti .
Masa Beta Pictoris a fost determinată folosind modele de evoluție stelară și adaptându-le la proprietățile observate ale stelei. Această metodă oferă o masă stelară între 1,7 și 1,8 masă solară.
Diametrul unghiular al stelei a fost măsurată prin interferometrie cu foarte mare Telescopul , și este 0,84 milliarcseconds . Această valoare, combinată cu distanța de 63,4 ani lumină, dă o rază de 1,8 ori mai mare decât a Soarelui nostru.
Viteza de rotație a Beta Pictoris este de cel puțin 130 km / s, în funcție de măsurători. Deoarece această valoare este derivată prin măsurarea vitezei radiale , este o limită mai mică decât viteza de rotație reală: numărul măsurat este de fapt v sin ( i ), unde i reprezintă înclinarea axei de rotație a stelei la vedere. Dacă considerăm că beta Pictoris este văzut de pe Pământ în planul său ecuatorial, putem presupune în mod rezonabil că, din moment ce discul circumstelar este văzut de la margine, perioada de rotație este de aproximativ 16 ore - aceasta este semnificativ mai scurtă decât Soarele nostru (609,12 ore ).
Prezența unei cantități semnificative de praf în jurul stelei implică faptul că sistemul este tânăr și a stârnit dezbateri dacă a intrat deja în linia sa principală sau dacă era încă o stea înaintea seriei . Cu toate acestea, măsurarea distanței stelei de către Hipparcos a arătat că Beta Pictoris era mai departe decât se credea anterior și, prin urmare, mai strălucitoare. Odată ce datele de la Hipparcos au fost luate în considerare, s-a stabilit că Beta Pictoris era aproape de „secvența principală de vârstă zero”, deci în secvența principală. Analiza Beta Pictoris și a altor stele din grupul său în mișcare sugerează că au o vechime de aproximativ 12 milioane de ani. Luând în considerare incertitudinea, vârsta sa poate varia de la 8 la 20 de milioane de ani.
Beta Pictoris s-a putut forma în apropierea asociației Scorpion-Centaure . Prăbușirea norului de gaz care a format Beta Pictoris ar fi putut fi declanșată de o undă de șoc de la o supernovă , iar steaua transformată în supernovă ar fi putut fi un fost însoțitor al HIP 46950 , acum o stea fugară . Urmărind calea HIP 46950, se crede că ea se afla în vecinătatea asociației Scorpion-Centaur în urmă cu 13 milioane de ani.
În 1983, telescopul spațial cu infraroșu IRAS a detectat în Beta Pictoris un exces de emisie în infraroșu comparativ cu alte stele de acest tip. Alături de Véga , Fomalhaut și Epsilon Eridani , a fost una dintre primele stele pentru care a fost detectat un astfel de exces. Stelele de tip A precum Beta Pictoris tind să emită radiații pe partea albastră a spectrului, descoperirea excesului de radiații infraroșii a presupus prezența materiei reci (praf și gaze) care orbitează steaua. Această ipoteză a fost verificată în 1984, când a fost imaginat discul circumstelar Beta Pictoris - o premieră istorică.
Discul de resturi este văzut de la margine de către observatorii Pământului, orientat în plan nord-est-sud-vest. Discul este asimetric: se extinde până la 1835 de unități astronomice (AU) pe partea de nord-est și 1450 UA doar pe partea de sud-vest. Se rotește: partea de nord-est a stelei se îndepărtează de noi, în timp ce cea din sud-vest se apropie.
Au fost observate mai multe inele eliptice de materie în regiunile exterioare ale discului de resturi, între 500 și 800 UA. Este posibil să se fi format după ce o stea a trecut în apropiere, ceea ce ar fi deranjat sistemul. Datele astrometrice din misiunea Hipparcos au dezvăluit că gigantul roșu Beta Columbae a trecut în decurs de 2 ani lumină de Beta Pictoris în urmă cu aproximativ 110.000 de ani, dar o perturbare și mai mare ar fi putut fi cauzată de Zeta Doradus , trecut la o distanță de 3 ani lumină în urmă cu 350.000 de ani . Cu toate acestea, simulările pe computer favorizează o viteză mai restrânsă pentru steaua perturbatoare, sugerând astfel că persoana responsabilă de formarea inelelor poate fi o stea însoțitoare a Beta Pictoris, pe o orbită instabilă. Simulările sugerează că steaua respectivă ar produce 0,5 masă solară - o pitică roșie de tip MT.
În 2006, fotografia sistemului de către camera de supraveghere avansată (ACS) a telescopului spațial Hubble a dezvăluit prezența unui disc secundar de praf, înclinat cu 5 ° față de discul principal și extins până la 130 UA de stea. Discul secundar este asimetric: extensia sa de sud-vest este mai curbată și mai puțin înclinată decât cea din nord-est. Imaginea Hubble nu a fost suficient de bună pentru a distinge discul primar de cel secundar în 80 UA de la Beta Pictoris, dar extensia nord-estică a discului de praf pare să se intersecteze cu discul primar la aproximativ 30 UA de stea. Discul secundar ar fi putut fi produs de orbita înclinată a unei planete masive, care ar fi extras material de pe discul primar pentru al plasa în propria orbită.
Studiile efectuate cu telescopul ultraviolet FUSE al NASA au arătat că discul Beta Pictoris conține o supraabundanță extremă de gaz bogat în carbon . Acest lucru ajută la stabilizarea discului împotriva presiunii radiațiilor , care ar fi aruncat materia în spațiul interstelar fără rezistență. Astăzi există două explicații posibile pentru acest exces de carbon. Beta Pictoris ar putea forma planete de carbon . Este, de asemenea, posibil ca acesta să treacă printr-o fază slab înțeleasă, care ar fi putut avea loc la începutul dezvoltării sistemului solar și care a văzut producerea unor meteoriți bogați în carbon, numiți conditite enstatite .
În 2011, discul care înconjoară Beta Pictoris a devenit primul sistem planetar care a fost imaginat de un astronom amator . Rolf Olsen, Noua Zeelandă , a imortalizat discul cu un telescop newtonian și o cameră web modificată.
În 2003, fotografia regiunii interne a sistemului Beta Pictoris de către telescopul Keck II a dezvăluit prezența mai multor trăsături interpretabile ca centuri sau inele de materie. Centurile sunt la aproximativ 14, 28, 52 și 82 de unități astronomice de stea și alternează în înclinație față de discul principal.
Observațiile din 2004 au relevat prezența unei centuri interioare care conțin silicat , la 6,4 UA de stea. De asemenea, silicatul a fost detectat la 16 și 30 UA de la stea, cu o lipsă de praf între 6,4 și 16 UA. Acest lucru sugerează existența unei planete masive care orbitează această regiune. De olivină bogată în magneziu a fost, de asemenea, detectată foarte asemănătoare cu cea găsită în cometele din sistemul solar și diferită de cea găsită în asteroizii săi. Cristalele de măsline se pot forma numai la 10 UA de stea; prin urmare, au fost transportate la centură după formare, probabil prin amestecare radială.
Un model al discului de praf de 100 UA al stelei sugerează că praful din această regiune a fost produs de o serie de coliziuni, inițiate prin distrugerea planetesimalelor cu o rază de aproximativ 180 de kilometri. După coliziunile inițiale, resturile se confruntă cu alte coliziuni într-un proces numit cascadă de coliziune. Procese similare au condus la formarea discurilor de resturi în jurul Fomalhaut și AU Microscopii .
Spectrul Beta Pictoris prezintă o variabilitate puternică pe termen scurt, care a fost observată pentru prima dată în schimbarea la roșu a diferitelor linii de absorbție. Aceasta a fost interpretată ca o consecință a căderii materiei către stea. Această chestiune ar putea fi mici obiecte asemănătoare unei comete pe o orbită care să le apropie de stea, unde încep să se evapore. Au fost, de asemenea, detectate evenimente tranzitorii de absorbție a schimbării albastre , dar mai rar. Ele pot reprezenta un al doilea grup de obiecte pe orbite diferite. Modelarea detaliată indică faptul că obiectele evaporate nu sunt probabil compuse în principal din gheață, cum ar fi cometele, ci în schimb sunt un amestec de praf și gheață cu o crustă de material refractar . Aceste obiecte ar fi putut fi deranjate pe orbita lor de influența gravitațională a unei planete orbitante moderat excentrice din jurul Beta Pictoris, la o distanță de aproximativ 10 UA de stea. Obiectele evaporate pot fi, de asemenea, responsabile pentru prezența gazului, situat mult deasupra planului discului principal de resturi.
Metoda de viteză radială , utilizată pentru a descoperi majoritatea exoplanete în Anii 2010, nu este potrivit pentru studiul de tip A stele , cum ar fi Beta Pictoris, iar vârsta ei timpurie face exercitarea chiar mai dificilă din cauza zgomotului. În limitele impuse de această metodă, putem exclude planetele fierbinți de tip Jupiter , mai mari de 2 mase joviene la o distanță de 0,05 UA de stea. Pentru planetele care orbitează la 1 UA, cele cu mai puțin de 9 mase joviene ar fi scăpat de detectare. Pentru a găsi planete în sistemul Beta Pictoris, astronomii își caută efectele asupra mediului circumstelar.
Beta Pictoris bLa 21 noiembrie 2008, s-a anunțat că observațiile în infraroșu făcute în 2003 cu Telescopul foarte mare au dezvăluit o planetă potențială în jurul Beta Pictoris. În toamna anului 2009, această planetă a fost observată cu succes de peste stea, confirmându-i existența și validitatea observațiilor anterioare. Ar trebui să fie posibilă observarea întregii orbite a planetei în decurs de cincisprezece ani.
Numeroase indicații sugerează existența unei planete masive care orbitează aproximativ 10 UA de la stea: zona fără praf între centurile planetesimale de 6,4 UA și 16 UA sugerează că această regiune a fost „curățată”. O planetă la această distanță ar explica originea obiectelor evaporate, iar inelele distorsionate și înclinate ale discului interior sugerează că o planetă masivă pe o orbită înclinată deranjează discul.
Obiectul a fost observat la o distanță unghiulară de 411 miliarcsecunde de Beta Pictoris, care corespunde unei distanțe în planul cerului de 8 UA. Pentru comparație, raza orbitală a planetelor Jupiter și Saturn este de 5,2 UA și respectiv 9,2 UA. Estimarea masei sale depinde de modelele teoretice ale evoluției planetare și prezice că obiectul are aproximativ 8 mase joviene și este încă în răcire, cu o temperatură cuprinsă între 1400 și 1600 K. Dar modelele nu au fost încă comparate. Cu datele reale, în scara de masă și vârstă a acestei planete.
Axa semi-majoră este de 8-9 UA și perioada orbitală este de 17-21 de ani. Un eveniment de tip tranzit a fost observat în noiembrie 1981, ceea ce este în concordanță cu aceste estimări. Dacă un astfel de tranzit este confirmat, raza obiectului în tranzit ar fi de 2-4 raze joviene, care este mai mare decât numărul prezis de modelele teoretice. Acest lucru ar putea indica faptul că, așa cum este cazul planetei Fomalhaut b , Beta Pictoris b este înconjurat de un sistem mare de inele sau de un disc care formează o lună.
Beta Pictoris cLa 19 august 2019, o echipă de la Institutul de Planetologie și Astrofizică din Grenoble a anunțat descoperirea unei noi planete în sistemul Beta Pictoris, Beta Pictoris c . Spre deosebire de Beta Pictoris b, a fost detectată indirect prin metoda vitezei radiale , grație acumulării de date obținute de mai bine de 10 ani cu instrumentul HARPS al observatorului La Silla . De asemenea, a fost necesar să se elimine semnalul legat de pulsațiile de tip uti Scuti datorate stelei. Planeta orbitează la o distanță medie de 2,7 UA (care în sistemul solar ar fi situat în centura de asteroizi ), dar cu o excentricitate relativ mare de 0,24; durează aproximativ 1.200 de zile pentru a-și completa orbita. Ar avea o masă echivalentă cu de 9 ori mai mare decât cea a lui Jupiter .
Alte planeteObservarea planetei în sine nu este suficientă pentru a explica structura centurilor stelei 30 și 52 UA. Aceste centuri pot fi legate de planete mai mici la 25 și 44 UA, cu masa respectivă de 0,5 și 0,1 masă Joviană ( M J ). Un astfel de sistem planetar, dacă există, ar fi aproape de o rezonanță orbitală de 1: 3: 7. De asemenea, este posibil ca inelele discului exterior la 500-800 UA să fie cauzate indirect de influența acestor planete.
În noiembrie 2007, mai multe stele de dimensiunea lui Pluto au fost evidențiate în jurul Beta Pictoris.
Conform viziunilor extrasolareMasele sunt exprimate în multipli ai masei lui Jupiter.
Numele de familie | Masă ( M J ) |
Distanță (UA) |
---|---|---|
Beta Pictoris b | 2 | 8 |
Cometa Beta Pictoris | ? | 40 |
Beta Pictoris c | 13 | 537 |
Numele de familie | Masă ( M J ) |
Distanță (UA) |
---|---|---|
Beta Pictoris b | 2 | 12 |
Beta Pictoris c | 0,5 | 25 |
Beta Pictoris d | 0,1 | 44 |
În 2000, observațiile de la Advanced Meteor Orbit Radar, de la Universitatea Canterbury din Noua Zeelandă, au dezvăluit prezența unui flux de particule de la Beta Pictoris, care ar putea fi o sursă majoră de meteoroizi interstelari în sistemul nostru solar. Aceste particule sunt relativ mari, cu o rază mai mare de 20 micrometri , iar viteza lor sugerează că trebuie să fi părăsit sistemul Beta Pictoris la aproximativ 25 km / s . Aceste particule ar fi putut fi evacuate de pe discul de resturi pe măsură ce treceau planete gigantice de gaz și ar putea indica faptul că sistemul Beta Pictoris formează un nor Oort . Un model de ejecție a prafului indică faptul că presiunea radiației poate fi, de asemenea, responsabilă și sugerează că planetele dincolo de 1 UA de la stea nu pot provoca în mod direct jetul.