Høyre oppstigning | 05 t 47 m 17,1 s |
---|---|
Avvisning | −51 ° 03 ′ 59 ″ |
Konstellasjon | Maler |
Tilsynelatende styrke | 3,861 |
Plassering i konstellasjonen: Maler | |
Spektral type | A6 V |
---|---|
UB- indeks | 0,10 |
BV- indeks | 0,17 |
Variasjon | Delta Scuti |
Radiell hastighet | +20 ± 0,7 km / s |
---|---|
Ren bevegelse |
μ α = 4,65 mas / a μ δ = 83,10 mas / a |
Parallaks | 51,44 ± 0,12 mas |
Avstand |
62,9 al (19,3 stk ) |
Absolutt styrke | 2,42 |
Masse | 1,75 M ☉ |
---|---|
Stråle | 1,8 R ☉ |
Lysstyrke | 8,7 L ☉ |
Temperatur | 8,052 K |
Metallisitet | 112% av solen |
Rotasjon | 13 - 130 timer |
Alder |
12+8 −4M a |
Andre betegnelser
β Pic , GJ 219, HR 2020 , CD -51 1620, CPD -51 774, HD 39060 , SAO 234134, HIP 27321
Beta Pictoris (β Pic / β Pictoris) er den nest lyseste stjernen i konstellasjonen av maleren . Det ligger 63,4 lysår i solsystemet vårt og er 1,75 ganger så massivt og 8,7 lysere enn solen vår . Beta Pictoris-systemet er veldig ungt, bare 8 til 20 millioner år gammelt, selv om det allerede er i hovedsekvensen av dets stjernevolusjon .
Beta Pictoris er hovedstjernen til den bevegelige gruppen av Beta Pictoris , en stjerneforening av unge stjerner i samme alder og som deler den samme bevegelsen gjennom rommet.
Beta Pictoris viser overflødig infrarød utslipp sammenlignet med andre stjerner av sin type, forårsaket av store mengder støv og gass (inkludert karbonmonoksid ) nær stjernen. Detaljerte observasjoner avslører en stor skive med støv og gass rundt stjernen, som var den første fotograferte ruskdisken i historien. I tillegg til tilstedeværelsen av flere planetesimbelter og kometeraktiviteter , er det indikasjoner på at planeter har dannet seg i denne platen, og at prosessen med planetformasjon fortsatt kan pågå. Materialet fra Beta Pictoris-avfallsdisken kan være den dominerende kilden til interstellare meteoroider i vårt solsystem.
Den europeiske Southern Observatory (ESO) bekreftet i 2008, ved den direkte avbildningsmetode, er tilstedeværelsen av en planet i bane i planet for den fragmentskive som omgir stjerne. Denne planeten, Beta Pictoris b , er for tiden den nærmeste eksoplaneten til stjernen som noen gang er fotografert: dens observerte separasjon tilsvarer omtrent avstanden mellom Saturn og Solen. I 2019 ble oppdagelsen av en ny planet, Beta Pictoris c , kunngjort. Den er plassert på en avstand som tilsvarer asteroidebeltet i solsystemet, nærmere stjernen enn Beta Pictoris b; i motsetning til sistnevnte ble den oppdaget indirekte ved hjelp av radial hastighetsmetode .
Beta Pictoris er en stjerne i konstellasjonen Maleren, på den sørlige halvkulen, vest for den lyse stjernen Canopus . Det markerte tradisjonelt sonden til Argo-skipet , før denne konstellasjonen ble kuttet i to.
Avstanden som skiller oss fra Beta Pictoris ble funnet ved å måle dens trigonometriske parallaks , takket være Hipparcos- satellitten : vi merker det lille skiftet i posisjonen i henhold til jordens bevegelse rundt solen. Beta Pictoris viser altså en parallaks på 51,87 milliarsekunder, en verdi som deretter ble evaluert til 51,44 milliarsekunder når dataene er analysert på nytt ved å ta bedre hensyn til systematiske feil . Avstanden vår til Beta Pictoris er derfor 63,4 lysår, med en usikkerhet på 0,1 lysår.
Hipparcos målte også den riktige bevegelsen til Beta Pictoris: den beveger seg østover med en hastighet på 4,65 milliarsekunder per år, og nordover på 83,10 milliarsekunder per år. Målinger av Doppler-effekten i stjernens spektrum avslører at den beveger seg vekk fra oss med en hastighet på 20 km / s . Flere andre stjerner deler den samme bevegelsen gjennom rommet, og ble sannsynligvis dannet i samme gasssky samtidig: dette er den bevegelige gruppen av Beta Pictoris .
Stjernen har en tilsynelatende styrke på 3,861; den er derfor synlig med det blotte øye under gode observasjonsforhold. Det er den nest lyseste stjernen i konstellasjonen bak Alpha Pictoris , som har en tilsynelatende styrke på 3,30.
Takket være målingene som ble utført innen rammen av Near Stars-prosjektet, har Beta Pictoris blitt klassifisert som en AV- stjerne og har en temperatur på 8052 Kelvin (7779 ° C) , som er varmere enn 5778 Kelvin (5505 ° C) . C) av vår sol. Spektrumanalyse avslører at stjernen har en litt høyere frekvens av tunge elementer, kalt metaller i astronomi. Metallfrekvensen er 12% høyere enn solens.
Spektrumanalyse avslører også at overflatenes tyngdekraft til Beta Pictoris er log ( g ) = 4,15, eller 140 m / s 2 . Dette er omtrent halvparten av solens tyngdeakselerasjon (274 m / s 2 ).
Som en hovedsekvens A-type stjerne er Beta Pictoris lysere enn solen vår: den tilsynelatende størrelsen på 3,861 kombinert med avstanden på 19,77 parsec gir en absolutt styrke på 2,42 (når solen har en absolutt styrke på 4,83). Dette tilsvarer en visuell lysstyrke som er 9,2 ganger større enn solens. Når man tar i betraktning hele strålingsspekteret til disse to stjernene, er Beta Pictoris 8,7 ganger lysere enn solen.
Mange A-typen hovedsekvensstjerner finnes i regionen Hertzsprung-Russell-diagrammet kalt ustabilitetsbånd , okkupert av pulserende variable stjerner. I 2003 avdekket fotometrisk overvåking av stjernen variasjoner i lysstyrken på omtrent 1 til 2 millimagnituder over en frekvens på omtrent 30 til 40 minutter. Studien av den radiale hastigheten til Beta Pictoris avslørte også dens variabilitet: det er pulser på to frekvenser, den ene på 30,4 minutter og den andre på 36,9 minutter. Stjernen er derfor klassifisert som en variabel stjerne av Delta Scuti-typen .
Massa av Beta Pictoris ble bestemt ved hjelp av modeller for stjernevolusjon og tilpasset dem til de observerte egenskapene til stjernen. Denne metoden gir en stjernemasse mellom 1,7 og 1,8 solmasse.
Den vinkeldiameter av stjernen ble målt ved interferometri med den meget store teleskop , og er 0,84 milliarcseconds . Denne verdien, kombinert med avstanden på 63,4 lysår, gir en radius 1,8 ganger solens.
Rotasjonshastigheten til Beta Pictoris er minst 130 km / s, avhengig av målingene. Ettersom denne verdien er avledet ved å måle den radiale hastigheten , er den en nedre grense enn den sanne rotasjonshastigheten: det målte tallet er faktisk v sin ( i ), der i representerer vippingen til stjernens rotasjonsakse . Hvis vi vurderer at beta Pictoris blir sett fra jorden i sitt ekvatoriale plan, kan vi med rimelighet anta at siden den sirkelformede skiven er sett fra kanten, er rotasjonsperioden rundt 16 timer - dette er betydelig kortere enn solen vår. (609,12 timer ).
Tilstedeværelsen av en betydelig mengde støv rundt stjernen innebærer at systemet er ungt, og har utløst debatt om det allerede hadde startet sin hovedstrip eller om det fremdeles var en pre-streak-stjerne . Hipparcos 'måling av stjernens avstand avslørte imidlertid at Beta Pictoris var lenger unna enn tidligere antatt, og derfor lysere. Når dataene fra Hipparcos ble tatt i betraktning, ble det bestemt at Beta Pictoris var nær "hovedsekvensen i alderen null", derfor i hovedsekvensen. Analyse av Beta Pictoris og andre stjerner i den bevegelige gruppen antyder at de er rundt 12 millioner år gamle. Med tanke på usikkerheten kan alderen variere fra 8 til 20 millioner år.
Beta Pictoris var i stand til å danne seg i nærheten av Scorpion-Centaure-foreningen . Kollapsen av gasskyen som dannet Beta Pictoris kan ha blitt utløst av en sjokkbølge fra en supernova , og stjernen som ble supernova kan ha vært en tidligere følgesvenn av HIP 46950 , nå en flyktig stjerne . Spore stien til HIP 46950, antas det at hun var i nærheten av Scorpion-Centaur-foreningen for 13 millioner år siden.
I 1983 oppdaget det infrarøde romteleskopet IRAS i Beta Pictor et overskudd av infrarød utslipp sammenlignet med andre stjerner av sin type. Sammen med Véga , Fomalhaut og Epsilon Eridani var det en av de første stjernene som et slikt overskudd ble oppdaget for. Type A- stjerner som Beta Pictoris har en tendens til å avgi stråling på den blå siden av spekteret, og oppdagelsen av overflødig infrarød stråling antydet tilstedeværelsen av kald materie (støv og gass) som kretser rundt stjernen. Denne hypotesen ble bekreftet i 1984, da Beta Pictoris circumstellar disk ble avbildet - en historisk først.
Ruskeplaten er sett fra kanten av jordobservatørene, orientert i en nord-øst-sør-vest-plan. Disken er asymmetrisk: den strekker seg opp til 1835 astronomiske enheter (AU) på nordøstsiden og 1450 AU bare på sørvestsiden. Den roterer: den nordøstlige siden av stjernen beveger seg bort fra oss mens den sørvestlige siden nærmer seg.
Flere elliptiske ringer av materie ble observert i de ytre områdene av ruskplaten, mellom 500 og 800 AU. De kan ha dannet seg etter at en stjerne passerte i nærheten, noe som ville ha forstyrret systemet. Astrometriske data fra Hipparcos- oppdraget avslørte at den røde giganten Beta Columbae passerte innen 2 lysår fra Beta Pictoris for rundt 110 000 år siden, men en enda større forstyrrelse kan ha blitt forårsaket av Zeta Doradus , tidligere i en avstand på 3 lysår for 350 000 år siden . Imidlertid favoriserer datasimuleringer en mer begrenset hastighet for den forstyrrende stjernen, og antyder dermed at personen som er ansvarlig for dannelsen av ringene, kan være en følgesvenner til Beta Pictoris, i en ustabil bane. Simuleringene antyder at stjernen ville lage 0,5 solmasse - en rød dverg av typen MV.
I 2006 avslørte fotografering av systemet av Hubble Space Telescope's Advanced Surveillance Camera (ACS) tilstedeværelsen av en sekundær støvskive, vippet 5 ° fra hovedskiven og utvidet opptil 130 UA av stjernen. Den sekundære disken er asymmetrisk: dens sørvestlige forlengelse er mer buet og mindre tilbøyelig enn den mot nordøst. Hubble-bildet var ikke bra nok til å skille den primære platen fra den sekundære innen 80 AU fra Beta Pictoris, men den nordøstlige forlengelsen av støvplaten ser ut til å krysse den primære platen rundt 30 AU av stjernen. Den sekundære disken kan ha blitt produsert av den skrå banen til en massiv planet, som ville ha trukket materiale fra den primære disken for å plassere den i sin egen bane.
Studier med FUSE ultrafiolett teleskop fra NASA har avslørt at platen Beta Pictoris inneholder ekstrem overflod av gass rik på karbon . Dette bidrar til å stabilisere disken mot strålingstrykk , som ville ha blåst materie inn i det interstellare rommet uten motstand. I dag er det to mulige forklaringer på denne karbonmassen. Beta Pictoris kan danne karbonplaneter . Det er også mulig at det går gjennom en lite kjent fase som kan ha skjedd i den tidlige utviklingen av solsystemet, og som så produksjonen av meteoritter som er rike på karbon, kalt enstatittkondritter .
I 2011 ble disken rundt Beta Pictoris det første planetariske systemet som ble avbildet av en amatørastronom . Rolf Olsen, New Zealand , foreviget platen med et newtonsk teleskop og et modifisert webkamera .
I 2003 avslørte fotografiet av den indre regionen av Beta Pictoris-systemet av Keck II- teleskopet tilstedeværelsen av flere tolkbare funksjoner som belter eller ringer av materie. Beltene er omtrent 14, 28, 52 og 82 astronomiske enheter fra stjernen, og veksler vekslende i forhold til hovedskiven.
Observasjoner avslørte i 2004 tilstedeværelsen av et indre belte som inneholder silikat , 6,4 AU fra stjernen. Silikat ble også påvist ved 16 og 30 AU fra stjernen, med støvmangel mellom 6,4 og 16 AU. Dette antyder eksistensen av en massiv planet som kretser rundt denne regionen. Av olivin rik på magnesium ble også oppdaget veldig lik den som finnes i kometer i solsystemet og forskjellig fra den som finnes i asteroider. Olivinkrystaller kan bare dannes innen 10 AU fra stjernen; de ble derfor transportert til beltet etter dannelsen, sannsynligvis ved radiell blanding.
En modell av stjernens 100 AU støvskive antyder at støvet i denne regionen ble produsert av en serie kollisjoner, initiert av ødeleggelsen av planetesimals med en radius på omtrent 180 kilometer. Etter de første kollisjonene opplever ruskene ytterligere kollisjoner i en prosess som kalles en kollisjonskaskade. Lignende prosesser førte til dannelsen av ruskplater rundt Fomalhaut og AU Microscopii .
Spekteret av Beta Pictoris viser sterk kortsiktig variabilitet, som først ble lagt merke til i rød forskyvning av forskjellige absorpsjonslinjer. Dette har blitt tolket som en konsekvens av at materie faller mot stjernen. Denne saken kan være små kometlignende gjenstander i en bane som bringer dem nærmere stjernen, der de begynner å fordampe. Forbigående absorpsjonshendelser med blått skift ble også oppdaget, men sjeldnere. De kan representere en andre gruppe objekter i forskjellige baner. Detaljert modellering indikerer at fordampede gjenstander sannsynligvis ikke består hovedsakelig av is, som kometer, men i stedet er en blanding av støv og is med en skorpe av ildfast materiale . Disse objektene kunne ha blitt forstyrret i sin bane av gravitasjonspåvirkningen til en moderat eksentrisk kretsende planet rundt Beta Pictoris, i en avstand på ca. 10 AU fra stjernen. Fordampede gjenstander kan også være ansvarlige for tilstedeværelsen av gass, som ligger godt over planet for hovedavfallsdisken.
Den radiale hastighetsmetoden , som ble brukt til å oppdage flertallet av eksoplaneter på 2010-tallet, er ikke egnet for studier av type A-stjerner som Beta Pictoris, og den tidlige alderen gjør øvelsen enda vanskeligere på grunn av støy. Innenfor grensene som denne metoden pålegger, kan vi utelukke varme Jupiter- planeter , større enn 2 joviske masser i en avstand på 0,05 AU fra stjernen. For planeter som kretser rundt 1 AU, ville de med mindre enn 9 joviske masser ha sluppet unna påvisning. For å finne planeter i Beta Pictoris-systemet leter astronomer derfor etter deres effekter på det omkretsmiljøet.
Beta Pictoris f21. november 2008 ble det kunngjort at infrarøde observasjoner gjort i 2003 med Very Large Telescope avslørte en potensiell planet rundt Beta Pictoris. Høsten 2009 ble denne planeten vellykket observert fra hele stjernen, noe som bekreftet dens eksistens og gyldigheten av tidligere observasjoner. Det burde være mulig å observere hele bane på planeten innen femten år.
Tallrike indikasjoner antyder at det eksisterer en massiv planet som kretser rundt 10 AU fra stjernen: den støvfrie sonen mellom planetesimbeltene på 6,4 AU og 16 AU antyder at denne regionen er blitt "renset". En planet på denne avstanden ville forklare opprinnelsen til de fordampede gjenstandene, og de forvrengte og vippede ringene på den indre disken antyder at en massiv planet i en skrå bane forstyrrer disken.
Objektet ble observert i en vinkelavstand på 411 milliarsekunder fra Beta Pictoris, som tilsvarer en avstand i himmelplanet på 8 AU. Til sammenligning er bane-radiusen til planetene Jupiter og Saturn henholdsvis 5,2 AU og 9,2 AU. Beregningen av massen avhenger av teoretiske modeller for planetarisk evolusjon, og forutsier at objektet har omtrent 8 joviske masser og fortsatt kjøler, med en temperatur mellom 1400 og 1600 K. Men modellene har ennå ikke blitt sammenlignet. Med reelle data, i masse- og aldersskalaen til denne planeten.
Halv-hovedaksen er 8-9 AU og omløpsperioden er 17-21 år. En transittlignende hendelse ble observert i november 1981, som er i samsvar med disse estimatene. Hvis en slik transitt blir bekreftet, vil radiusen til objektet under transport være 2-4 joviske stråler, som er større enn antallet som teoretiske modeller forutsier. Dette kan indikere at, som er tilfellet med planeten Fomalhaut b , er Beta Pictoris b omgitt av et stort system av ringer eller en plate som danner en måne.
Beta Pictoris c19. august 2019 kunngjorde et team fra Grenoble Institute of Planetology and Astrophysics oppdagelsen av en ny planet i Beta Pictoris-systemet, Beta Pictoris c . I motsetning til Beta Pictoris b ble det oppdaget indirekte ved hjelp av radialhastighetsmetoden , takket være opphopning av data innhentet i mer enn 10 år med HARPS- instrumentet fra La Silla observatoriet . Det var også nødvendig å fjerne signalet knyttet til pulser av Scuti- pulser på grunn av stjernen. Planeten kretser i en gjennomsnittlig avstand på 2,7 AU (som i solsystemet ville være plassert innenfor asteroidebåndet ), men med en relativt høy eksentrisitet på 0,24; det tar omtrent 1200 dager å fullføre bane. Det ville ha en masse som tilsvarer 9 ganger Jupiters .
Andre planeterObservasjon av selve planeten er ikke tilstrekkelig for å forklare strukturen til stjernens 30 og 52 AU-belter. Disse beltene kan relateres til mindre planeter ved 25 og 44 AU, med en respektive masse på 0,5 og 0,1 jovisk masse ( M J ). Et slikt planetsystem, hvis det eksisterer, ville være nær en orbital resonans på 1: 3: 7. Det er også mulig at ringene til den ytre skiven ved 500-800 AU er indirekte forårsaket av innflytelsen fra disse planetene.
I november 2007, flere stjerner på størrelse med Pluto har blitt fremhevet rundt Beta Pictoris.
I følge ekstrasolare visjonerMassene uttrykkes i multipler av massen til Jupiter.
Etternavn | Masse ( M J ) |
Avstand (UA) |
---|---|---|
Beta Pictoris f | 2 | 8 |
Beta Pictoris Comet | ? | 40 |
Beta Pictoris c | 1. 3 | 537 |
Etternavn | Masse ( M J ) |
Avstand (UA) |
---|---|---|
Beta Pictoris f | 2 | 12 |
Beta Pictoris c | 0,5 | 25 |
Beta Pictoris d | 0,1 | 44 |
I 2000 avslørte observasjoner fra Advanced Meteor Orbit Radar, ved University of Canterbury i New Zealand, tilstedeværelsen av en partikkelstrøm fra Beta Pictoris, som kan være en viktig kilde til interstellare meteoroider i vårt solsystem. Disse partiklene er relativt store, med en radius større enn 20 mikrometer , og hastigheten antyder at de må ha forlatt Beta Pictoris-systemet på rundt 25 km / s . Disse partiklene kunne ha blitt kastet ut fra søppelplaten mens gigantiske gassplaneter passerte, og kunne indikere at Beta Pictoris-systemet danner en Oort-sky . En modell av støvutkastingen indikerer at strålingstrykket også kan være ansvarlig, og antyder at planeter utover 1 AU fra stjernen ikke kan forårsake strålen direkte.