Správný vzestup | 05 h 47 m 17,1 s |
---|---|
Deklinace | −51 ° 03 ′ 59 ″ |
Souhvězdí | Malíř |
Zdánlivá velikost | 3 861 |
Umístění v souhvězdí: Malíř | |
Spektrální typ | A6 V |
---|---|
UB index | 0,10 |
BV index | 0,17 |
Variabilita | Delta Scuti |
Radiální rychlost | +20 ± 0,7 km / s |
---|---|
Čistý pohyb |
μ α = 4,65 mas / a μ δ = 83,10 mas / a |
Paralaxa | 51,44 ± 0,12 mas |
Vzdálenost |
62,9 al (19,3 ks ) |
Absolutní velikost | 2.42 |
Hmotnost | 1,75 M ☉ |
---|---|
Paprsek | 1,8 R ☉ |
Jas | 8,7 l ☉ |
Teplota | 8 052 K. |
Kovovost | 112% Slunce |
Otáčení | 13 - 130 hodin |
Stáří |
12+8 −4M a |
Jiná označení
β Pic , GJ 219, HR 2020 , CD -51 1620, CPD -51 774, HD 39060 , SAO 234134, HIP 27321
Beta Pictoris (β Pic / β Pictoris) je druhá nejjasnější hvězda v souhvězdí na malíře . Nachází se 63,4 světelných let naší sluneční soustavy a je 1,75krát hmotnější a o 8,7 jasnější než naše slunce . Systém Beta Pictoris je velmi mladý, jen 8 až 20 milionů let starý, i když je již v hlavní posloupnosti svého hvězdného vývoje .
Beta Pictoris je hlavní hvězdou pohybující se skupiny Beta Pictoris , hvězdné asociace mladých hvězd stejného věku a sdílejících stejný pohyb v prostoru.
Beta Pictoris ukazuje nadměrné infračervené záření ve srovnání s jinými hvězdami tohoto typu, způsobené velkým množstvím prachu a plynu (včetně oxidu uhelnatého ) v blízkosti hvězdy. Podrobná pozorování odhalují velký disk prachu a plynu kolem hvězdy, který byl prvním vyfotografovaným diskem trosek v historii. Kromě přítomnosti několika planetesimálních pásů a kometárních aktivit existují náznaky, že se na tomto disku vytvořily planety a že proces formování planet může stále probíhat. Materiál z trosek disku Beta Pictoris by mohl být dominantním zdrojem mezihvězdných meteoroidů v naší sluneční soustavě.
Evropská jižní observatoř (ESO) bylo potvrzeno, v roce 2008, metodou přímého zobrazovací, přítomnost planety obíhající v rovině disku trosek obklopující hvězdu. Tato planeta, Beta Pictoris b , je v současné době nejbližší exoplanetou své hvězdy, jakou kdy vyfotografovali: pozorovaná separace je zhruba ekvivalentní vzdálenosti mezi Saturnem a Sluncem. V roce 2019 je oznámen objev nové planety Beta Pictoris c . Nachází se ve vzdálenosti, která by byla ekvivalentní vzdálenosti pásu asteroidů ve sluneční soustavě, blíže ke hvězdě, než je Beta Pictoris b; na rozdíl od druhého byl objeven nepřímo metodou radiální rychlosti .
Beta Pictoris je hvězda v souhvězdí Malíř na jižní polokouli západně od jasné hvězdy Canopus . To tradičně označil sondy na Argo lodi , než toto souhvězdí byl snížen na polovinu.
Vzdálenost, která nás odděluje od Beta Pictoris, byla nalezena měřením její trigonometrické paralaxy díky satelitu Hipparcos : zaznamenáváme mírný posun její polohy podle pohybu Země kolem Slunce. Beta Pictoris tedy zobrazuje paralaxu 51,87 miliarsekund, což je hodnota následně přehodnocená na 51,44 miliarsekund, když byla data znovu analyzována tím, že byly lépe zohledněny systematické chyby . Naše vzdálenost k Beta Pictoris je tedy 63,4 světelných let, s nejistotou 0,1 světelných let.
Hipparcos také měřil správný pohyb Beta Pictoris: cestuje na východ rychlostí 4,65 miliarsekund za rok a na sever 83,10 miliarsekund za rok. Měření Dopplerova jevu ve spektru hvězdy odhalilo, že se od nás pohybuje rychlostí 20 km / s . Několik dalších hvězd sdílí stejný pohyb vesmírem a pravděpodobně vznikly ve stejném oblaku plynu současně: toto je pohyblivá skupina Beta Pictoris .
Hvězda má zdánlivou velikost 3,861; je tedy viditelný pouhým okem za dobrých pozorovacích podmínek. Je to druhá nejjasnější hvězda v souhvězdí za Alpha Pictoris , která má zdánlivou velikost 3,30.
Díky měřením prováděným v rámci projektu Near Stars byla Beta Pictoris klasifikována jako hvězda typu AV a má teplotu 8 052 Kelvinů (7 779 ° C) , což je teplejší než 5 778 Kelvinů (5 505 ° C) . C) našeho Slunce. Analýza spektra odhalila, že hvězda má o něco vyšší rychlost těžkých prvků, které se v astronomii nazývají kovy . Jeho rychlost kovů je o 12% vyšší než u Slunce.
Analýza spektra také odhalila, že povrchová gravitace Beta Pictoris je log ( g ) = 4,15 nebo 140 m / s 2 . To je asi polovina gravitačního zrychlení Slunce (274 m / s 2 ).
Jako hvězda hlavní posloupnosti typu A je Beta Pictoris jasnější než naše Slunce: jeho zdánlivá velikost 3,861 v kombinaci se vzdáleností 19,77 parseků dává absolutní velikost 2,42 (když má Slunce absolutní hodnotu velikosti 4,83). To odpovídá 9,2krát vyšší vizuální svítivosti než sluneční záře. Vezmeme-li v úvahu celé spektrum záření těchto dvou hvězd, je Beta Pictoris 8,7krát jasnější než Slunce.
Mnoho hvězd hlavní sekvence typu A se nachází v oblasti Hertzsprung-Russellova diagramu nazývaného pásmo nestability , obsazené pulzujícími proměnnými hvězdami. V roce 2003 fotometrické monitorování hvězdy odhalilo kolísání jasu asi 1 až 2 milimagnitudy ve frekvenci asi 30 až 40 minut. Studium radiální rychlosti Beta Pictoris také odhalilo jeho variabilitu: existují pulsy na dvou frekvencích, jedné v 30,4 minutách a druhé v 36,9 minutách. Hvězda je proto klasifikována jako proměnná hvězda typu Delta Scuti .
Hmotnost Beta Pictoris byla stanovena pomocí modelů hvězdného vývoje a jejich přizpůsobením pozorovaným vlastnostem hvězdy. Tato metoda poskytuje hvězdnou hmotnost mezi 1,7 a 1,8 sluneční hmoty.
Hranatý průměr hvězdy byla měřena interferometrie s velmi velkého dalekohledu , a 0,84 milliarcseconds . Tato hodnota v kombinaci se vzdáleností 63,4 světelných let dává poloměr 1,8krát větší než u našeho Slunce.
Rychlost rotace Beta Pictoris je podle měření alespoň 130 km / s . Protože je tato hodnota odvozena měřením radiální rychlosti , jedná se o spodní hranici než skutečná rychlost otáčení: naměřené číslo je ve skutečnosti v sin ( i ), kde i představuje naklonění osy otáčení hvězdy v dohledu. Pokud vezmeme v úvahu, že beta Pictoris je vidět ze Země v její rovníkové rovině, můžeme rozumně předpokládat, že jelikož je okolní disk viděn z okraje, je doba rotace kolem 16 hodin - to je podstatně kratší než naše Slunce. (609,12 hodin ).
Přítomnost významného množství prachu kolem hvězdy naznačuje, že systém je mladý a vyvolal debatu o tom, zda již zahájil svoji hlavní sérii, nebo zda to byla ještě předproudová hvězda . Měření vzdálenosti hvězdy od Hipparcose však odhalilo, že Beta Pictoris byla daleko, než se dříve myslelo, a proto byla jasnější. Jakmile byly vzaty v úvahu údaje z Hipparcosu, bylo zjištěno, že Beta Pictoris byla blízko „hlavní posloupnosti nulového věku“, tedy v hlavní posloupnosti. Analýza Beta Pictoris a dalších hvězd v její pohyblivé skupině naznačuje, že jsou staré asi 12 milionů let. S ohledem na nejistotu se jeho věk může pohybovat od 8 do 20 milionů let.
Beta Pictoris se dokázala vytvořit poblíž sdružení Scorpion-Centaure . Zhroucení plynového mraku, která tvořila Beta Pictoris může být vyvolána rázovou vlnou ze se supernova a hvězda otočil supernova může byli bývalý společník HIP 46950 , nyní na útěku hvězda . Při sledování cesty HIP 46950 se předpokládá, že byla v blízkosti sdružení Scorpion-Centaur před 13 miliony let.
V roce 1983 detekoval infračervený vesmírný dalekohled IRAS v Beta Pictoris přebytek infračervené emise ve srovnání s jinými hvězdami tohoto typu. Spolu s Vega , Fomalhautu a Epsilon Eridani , to byl jeden z prvních hvězd, pro které byla zjištěna jako přebytek. Hvězdy typu A, jako je Beta Pictoris, mají tendenci emitovat záření na modré straně spektra, objev přebytečného infračerveného záření znamenal přítomnost chladné hmoty (prach a plyn) obíhající kolem hvězdy. Tato hypotéza byla ověřena v roce 1984, kdy byl zobrazen okolní hvězdný disk Beta Pictoris - historický první.
Pozemský disk je pozorován pozorovateli Země z okraje a je orientován v severo-východo-jihozápadním plánu. Disk je asymetrický: rozšiřuje až 1835 astronomických jednotek (AU) na severovýchodní straně a 1450 AU pouze na jihozápadní straně. Rotuje: severovýchodní strana hvězdy se od nás vzdaluje, zatímco ta na jihozápad se přibližuje.
Ve vnějších oblastech disku s troskami, mezi 500 a 800 AU, bylo pozorováno několik eliptických prstenců hmoty. Mohly vzniknout poté, co poblíž prošla hvězda, což by narušilo systém. Astrometrická data z mise Hipparcos odhalila, že červený obr Beta Columbae prošel během 2 světelných let od Beta Pictoris asi před 110 000 lety, ale ještě větší narušení mohla způsobit Zeta Doradus , minulá ve vzdálenosti 3 světelných let před 350 000 lety . Počítačové simulace však upřednostňují omezenější rychlost rušivé hvězdy, což naznačuje, že osobou odpovědnou za vznik prstenců může být společná hvězda Beta Pictoris na nestabilní oběžné dráze. Simulace naznačují, že uvedená hvězda bude mít 0,5 sluneční hmoty - červený trpaslík typu MV.
V roce 2006 odhalila fotografie systému pokročilou kamerou Hubble Space Telescope (ACS) přítomnost sekundárního prachového disku, nakloněného o 5 ° od hlavního disku a dosahujícího až 130 UA hvězdy. Sekundární disk je asymetrický: jeho jihozápadní rozšíření je více zakřivené a méně nakloněné než na severovýchod. Hubbleův obraz nebyl dost dobrý na to, aby rozlišil primární disk od sekundárního do 80 AU od Beta Pictoris, ale severovýchodní prodloužení prachového disku se protíná s primárním diskem kolem 30 AU hvězdy. Sekundární disk mohl být vyroben nakloněnou oběžnou dráhou obrovské planety, která by čerpala materiál z primárního disku a umístil jej na svou vlastní oběžnou dráhu.
Studie s FUSE ultrafialovým dalekohledem z NASA ukázaly, že disk Beta Pictoris obsahuje extrémní nadbytek plynu bohatého na uhlík . To pomáhá stabilizovat disk proti radiačnímu tlaku , který by bez odporu vnesl hmotu do mezihvězdného prostoru. Dnes existují dvě možná vysvětlení tohoto uhlíkového nadbytku. Beta Pictoris by mohla tvořit uhlíkové planety . Je také možné, že prochází špatně pochopenou fází, ke které mohlo dojít v časném vývoji sluneční soustavy, a která vedla k produkci meteoritů bohatých na uhlík, nazývaných enstatitové chondrity .
V roce 2011 se disk obklopující Beta Pictoris stal prvním planetárním systémem, který amatérský astronom zobrazil . Rolf Olsen, Nový Zéland , zvečnil disk pomocí newtonovského dalekohledu a upravené webové kamery .
V roce 2003 odhalila fotografie vnitřní oblasti systému Beta Pictoris dalekohledem Keck II přítomnost několika interpretovatelných znaků jako pásy nebo prstence hmoty. Pásy jsou přibližně 14, 28, 52 a 82 astronomických jednotek od hvězdy a střídají se ve sklonu vzhledem k hlavnímu disku.
Pozorování odhalila v roce 2004 přítomnost vnitřního pásu obsahujícího křemičitan , 6,4 AU od hvězdy. Silikát byl také detekován ve vzdálenosti 16 a 30 AU od hvězdy, s nedostatkem prachu mezi 6,4 a 16 AU. To naznačuje existenci masivní planety obíhající kolem této oblasti. Z olivínu bohaté na hořčík byl také zjištěn velmi podobný tomu nalezený v komet v solárním systému a liší od nalézt v jeho asteroidy. Krystaly olivínu se mohou tvořit pouze do 10 AU od hvězdy; byly proto po formaci transportovány na pás, pravděpodobně radiálním mícháním.
Model prachového disku hvězdy 100 AU naznačuje, že prach v této oblasti byl produkován řadou srážek, které byly zahájeny zničením planetesimálů o poloměru asi 180 kilometrů. Po počátečních kolizích trosky zažijí další kolize v procesu zvaném kolizní kaskáda. Podobné procesy vedly k tvorbě disků trosek kolem Fomalhaut a AU Microscopii .
Spektrum Beta Pictoris vykazuje silnou krátkodobou variabilitu, kterou si poprvé všiml červený posun různých absorpčních linií. To bylo interpretováno jako důsledek pádu hmoty směrem ke hvězdě. Touto hmotou by mohly být malé objekty podobné kometě na oběžné dráze, které by je přibližovaly ke hvězdě, kde se začaly vypařovat. Byly také detekovány přechodné absorpce modrého posunu , ale méně často. Mohou představovat druhou skupinu objektů na různých drahách. Podrobné modelování naznačuje, že odpařené objekty pravděpodobně nejsou složeny převážně z ledu, jako jsou komety, ale místo toho jsou směsí prachu a ledu s krustou žáruvzdorného materiálu . Tyto objekty mohly být na své oběžné dráze narušeny gravitačním vlivem mírně excentrické obíhající planety kolem Beta Pictoris ve vzdálenosti asi 10 AU od hvězdy. Odpařené předměty mohou být také zodpovědné za přítomnost plynu, který se nachází vysoko nad rovinou hlavního disku s troskami.
Metoda radiální rychlosti , používaná k objevování většiny exoplanet v roce 2010, není vhodná pro studium hvězd typu A, jako je Beta Pictoris, a její raný věk cvičení ještě ztěžuje kvůli hluku. V mezích stanovených touto metodou můžeme vyloučit horké planety typu Jupiter , větší než 2 hmoty Jupitera ve vzdálenosti 0,05 AU od hvězdy. U planet obíhajících kolem 1 AU unikly detekci planety s méně než 9 hmotami Jupitera. Při hledání planet v systému Beta Pictoris proto astronomové hledají jejich účinky na okolní prostředí.
Beta Pictoris b21. listopadu 2008 bylo oznámeno, že infračervená pozorování provedená v roce 2003 pomocí dalekohledu Very Large Telescope odhalila potenciální planetu kolem Beta Pictoris. Na podzim roku 2009 byla tato planeta úspěšně pozorována z celé hvězdy, což potvrdilo její existenci a platnost předchozích pozorování. Mělo by být možné pozorovat celou oběžnou dráhu planety do patnácti let.
Četné indikace naznačují existenci masivní planety obíhající kolem 10 AU od hvězdy: bezprašná zóna mezi planetesimálními pásy 6,4 AU a 16 AU naznačuje, že tato oblast byla „vyčištěna“. Planeta v této vzdálenosti by vysvětlila původ odpařených objektů a zkreslené a nakloněné prstence vnitřního disku naznačují, že disk narušuje masivní planeta na nakloněné oběžné dráze.
Objekt byl pozorován v úhlové vzdálenosti 411 miliarsekund od Beta Pictoris, což odpovídá vzdálenosti v rovině oblohy 8 AU. Pro srovnání, orbitální poloměr planet Jupiter a Saturn je 5,2 AU, respektive 9,2 AU. Odhad jeho hmotnosti závisí na teoretických modelech planetárního vývoje a předpovídá, že objekt má asi 8 Joviánských hmot a stále se ochlazuje s teplotou mezi 1400 a 1600 K. Ale modely ještě nebyly srovnány. Se skutečnými údaji, v masovém a věkovém měřítku této planety.
Poloviční hlavní osa je 8–9 AU a oběžné období je 17–21 let. V listopadu 1981 byla pozorována událost podobná tranzitu , což je v souladu s těmito odhady. Pokud je takový průchod potvrzen, poloměr objektu v průchodu by byl 2–4 Jupiterovy paprsky, což je větší než počet předpovídaný teoretickými modely. To by mohlo naznačovat, že stejně jako u planety Fomalhaut b je Beta Pictoris b obklopena velkým systémem prstenů nebo diskem tvořícím měsíc.
Beta Pictoris cDne 19. srpna 2019 tým z Grenoblského institutu planetologie a astrofyziky oznámil objev nové planety v systému Beta Pictoris, Beta Pictoris c . Na rozdíl od beta Pictoris b, že byla detekována nepřímo metodou radiální rychlosti , díky akumulaci dat získaných během více než 10 let s HARPS nástroje na La Silla . Rovněž bylo nutné odstranit signál spojený s pulsy pulzů typu Scuti kvůli hvězdě. Planeta obíhá v průměrné vzdálenosti 2,7 AU (která by se ve sluneční soustavě nacházela v pásu asteroidů ), ale s relativně vysokou excentricitou 0,24; dokončení oběžné dráhy trvá přibližně 1200 dní. Měl by hmotnost ekvivalentní 9násobku hmotnosti Jupitera .
Jiné planetySamotné pozorování planety nestačí k vysvětlení struktury 30 a 52 AU pásů hvězdy. Tyto pásy mohou souviset s menšími planetami o 25 a 44 AU, s příslušnou hmotností 0,5 a 0,1 hmotností Jupitera ( M J ). Takový planetární systém, pokud existuje, by se blížil k orbitální rezonanci 1: 3: 7. Je také možné, že prstence vnějšího disku v 500-800 AU jsou nepřímo způsobeny vlivem těchto planet.
v listopadu 2007, kolem hvězdy Beta Pictoris bylo zvýrazněno několik hvězd o velikosti Pluta .
Podle extrasolárních vizíHmoty jsou vyjádřeny v násobcích hmotnosti Jupitera.
Příjmení | Mše ( M J ) |
Vzdálenost (UA) |
---|---|---|
Beta Pictoris b | 2 | 8 |
Kometa Beta Pictoris | ? | 40 |
Beta Pictoris c | 13 | 537 |
Příjmení | Mše ( M J ) |
Vzdálenost (UA) |
---|---|---|
Beta Pictoris b | 2 | 12 |
Beta Pictoris c | 0,5 | 25 |
Beta Pictoris d | 0,1 | 44 |
V roce 2000 odhalila pozorování z radaru Advanced Meteor Orbit Radar na University of Canterbury na Novém Zélandu přítomnost toku částic z Beta Pictoris, který by mohl být hlavním zdrojem mezihvězdných meteoroidů v naší sluneční soustavě. Tyto částice jsou relativně velké s poloměrem větším než 20 mikrometrů a jejich rychlost naznačuje, že systém Beta Pictoris musely opustit rychlostí kolem 25 km / s . Tyto částice mohly být vyhozeny z disku trosek při průchodu obřích plynných planet a mohly by naznačovat, že systém Beta Pictoris formuje Oortův mrak . Model vypuzování prachu naznačuje, že za to může také radiační tlak , a naznačuje, že planety nad 1 AU od hvězdy nemusí přímo proud způsobit.