Beta Pictoris (afgekort as β Pictoris of β Pic) is die tweede helderste ster in die sterrebeeldSkilder. Dit is sowat 63,4 ligjare van die Sonnestelsel af geleë en is 1,75 keer so swaar en 8,7 keer so helder as die Son. Die Beta Pictoris-stelsel is baie jonk, net 20 tot 26 miljoen jaar oud,[5] hoewel dit reeds in die hoofreeksfase van sy evolusie is.[3] Beta Pictoris is die titellid van die Beta Pictoris-bewegingsgroep, 'n assosiasie van jong sterre wat ewe oud is en en saam deur die ruimte beweeg.[9]
'n Kunstenaar se voorstelling van die planeet Beta Pictoris b.
Die Europese Suidelike Sterrewag (ESO) het die teenwoordigheid van twee planete, Beta Pictoris b[10] en Beta Pictoris c,[11] bevestig deur die gebruik van regstreekse waarneming. Albei beweeg in die vlak van die puinskyf om die ster. Beta Pictoris c is tans die naaste eksoplaneet aan sy ster wat ooit afgeneem is: Die waargenome afstand is rofweg dié tussen die Son en die Asteroïedgordel.[11]
Beta Pictoris toon 'n oormaat infrarooi emissie[12] in vergelyking met normale sterre van sy soort. Dit word veroorsaak deur groot hoeveelhede stof en gas (insluitende koolstofmonoksied)[13][14] naby die ster. Waarnemings het 'n groot skyf stof en gas om die ster onthul; dit was die eerste puinskyf om 'n ander ster wat afgeneem is.[15] Benewens die teenwoordigheid van verskeie gordels met planetesimale[16] en van komeetaktiwiteit,[17] is daar aanduidings dat planete in dié skyf gevorm het en dat die proses van planeetvorming voortduur.[18]
Ligging en sigbaarheid
Beta Pictoris lê wes van die helder ster Canopus in die Skilder.[19] Dit was tradisoneel deel van die skip Argo Navis voordat die sterrebeeld in twee gedeel is.[20]
Die ster het 'n visuele skynbare magnitude van 3,861[1] en is dus onder goeie sigomstandighede met die blote oog sigbaar. Dit is die tweede helderste ster in die sterrebeeld en word net deur Alpha Pictoris, met 'n skynbare magnitude van 3,3 oortref.[21]
Fisiese eienskappe
Volgens metings het Beta Pictoris 'n spektraaltipe van A6V[6] en 'n effektiewe temperatuur van 8 052 K (7 779 °C),[6] wat warmer as die Son se 5 778 K (5 505 °C) is.[22] 'n Ontleding van die ster se spektrum wys dit het 'n effens hoër metaalinhoud, dus swaarder elemente, as die Son.
As 'n tipe A-hoofreeksster is die ster se ligsterkte effens hoër as die Son s'n. Dit het 'n absolute magnitude van 2,4,[23] in vergelyking met die Son se 4,83.[22] As die volle stralingspektrum van Beta Pictoris en die Son in ag geneem word, is Beta Pictoris 8,7 keer so helder as die Son.[3][24]
'n Oormaat infrarooi straling van Beta Pictoris is in 1983 deur IRAS bespeur.[25][26] Dit was een van die eerste vier sterre waarvandaan so 'n oormaat waargeneem is. Omdat tipe A-sterre soos Beta Pictoris geneig is om die meeste van hulle energie aan die blou kant van die spektrum uit te straal, het dit gedui op die teenwoordigheid van koel materie in 'n wentelbaan om die ster, wat teen infrarooi golflengtes uitstraal en die oormaat tot gevolg het.[26] Dié hipotese is in 1984 bevestig toe Beta Pictoris die eerste ster was waarvan die sirkumstellêre skyf opties afgeneem is.[15]
Die puinskyf om Beta Pictoris word van die Arade af van die kant gesien en lê in 'n noordoos-suidwestelike rigting. Die skyf is asimmetries: In die noordoostelike rigting strek dit tot 1 835 AE van die ster af, terwyl dit in 'n suidwestelike rigting sowat 1 450 AE ver strek.[27] Die skyf roteer: Die deel noordoos van die ster beweeg weg van die Aarde af, terwyl die suidwestelike deel na die Aarde beweeg.[28]
Verskeie planeetvormende prosesse, insluitende eksokomete en ander planetesimale, om Beta Pictoris.
Verskeie elliptiese ringe materiaal in in die buitenste streke van die puinskyf, op tussen 500 end 800 AE, waargeneem. Hulle is dalk gevorm toe 'n verbygaande ster die skyf versteur het.[29]
In 2006 het foto's deur die Hubble-ruimteteleskoop die teenwoordigheid van 'n tweede puinskyf teen 'n hoek van sowat 5° met die hoofskyf en tot minstens 130 AE van die ster af, onthul.[30]
Die sekondêre skyf is ook asimmetries. Hoewel die foto's nie duidelik genoeg is om dit te sien nie, word voorspel dat die noordoostelike deel daarvan die hoofskyf sowat 30 AE van die ster af kruis.[30] Die sekondêre skyf kan veroorsaak word deur 'n swaar planeet wat materie uit die hoofskyf verwyder.[31]
Studies deur Nasa het bevind die skyf om Beta Pictoris bevat 'n oormaat koolstofryke gas.[32] Dit help die skyf stabiliseer teen stralingsdruk wat die materiaal andersins in die interstellêre ruimte sou wegblaas.[32]
Planetesimale gordels
Die stof om Beta Pictoris kan deur die botsing van groot planetesimale veroorsaak word.
In 2003 het foto's van die binneste streek van die Beta Pictoris-stelsel die teenwoordigheid van verskeie strukture onthul wat vertolk word as gordels of ringe materiaal. Gordels sowat 14, 28, 52 en 82 AE van die ster af is waargeneem, teen verskillende hellings met betrekking tot die planeet.[16]
Waarnemings in 2004 het die teenwoordigheid van 'n binneste gordel met silikaatmateriaal op 'n afstand van 6,4 AE van die ster af onthul. Silikaatmateriaal is ook op 16 en 30 AE van ster af waargeneem, met 'n gebrek aan stof op tussen 6,4 en 16 AE wat daarop kan dui dat 'n enorme planeet daar om die ster kan wentel.[33][34]
Magnesiumryke olivien is ook waargeneem, baie dieselfde as dié in die Sonnestelsel se komete, maar baie anders as die olivien wat in die Sonnestelsel se asteroïede voorkom.[35] Olivienkristalle kan net nader as 10 AE van die ster af vorm. Dit word dus dalk na die gordel vervoer nadat dit gevorm het.[35]
Modelle van die stofskyf op 100 AE van die ster af dui daarop dat die stof in dié streek die resultaat van 'n reeks botsings kan wees deur planetesimale van sowat 180 km breed. Ná die aanvanklike botsings ondergaan die puin verdere botsings in 'n proses wat 'n botsingskaskade genoem word. Soortgelyke verskynsels is waargeneem in die puinskyf om onder meer Fomalhaut.[36]
Planetêre stelsel
Op 21 November 2008 is aangekondig daar is 'n moontlike planeet, Beta Pictoris b, om die ster na aanleiding van waarnemings in 2003 met die Baie Groot Teleskoop.[37] In 2009 is die planeet voldoende waargeneem om die bestaan daarvan te bevestig.[10]
Die ESO het op 6 Oktober 2020 die bestaan van die planeet Beta Pictoris c deur regstreekse waarneming aangekondig. Dit wentel in die vlak van die puinskyf om die ster. Dit die naaste eksoplaneet aan 'n ster wat nog afgeneem is; dit is omtrent so na aan sy ster as die Asteroïedgordel aan die Son.[11][38]
Die radialesnelheidsmetode is nie 'n goeie manier om tipe A-sterre soos Beta Pictoris te bestudeer nie. Weens die huidige beperkings van dié metode kan planete kleiner as 9 Jupitermassas op 1 AE van die ster af onopgespoor bly.[18][39] Om planete in die Beta Pictoris-stelsel op te spoor kyk sterrekundiges dus eerder na die uitwerking wat 'n planeet dalk op die sirkumstellêre omgewing het.
'n ESO-beeld van 'n planeet naby Beta Pictoris.
Daar is verskeie bewyse van die teenwoordigheid van 'n enorme planeet sowat 10 AE van die ster af: Die stofvrye gaping tussen die planetesimale gordels op 6,4 en 16 AE dui daarop dat iets dié gebied skoonvee.[34]
'n Planeet op dié afstand sal ook die ringe in die binneste skyf verduidelik en daarop dui dat 'n groot planeet die skyf versteur.[31][40]
Die planetesimale gordels by 30 en 52 AE van die ster af kan dalk verduidelik word aan die hand van kleiner planete by 25 en 44 AE, met onderskeidelik sowat 0,5 en 0,1 Jupitermassas.[18] So 'n stelsel, as dit bestaan, sal na aan 'n baanresonansie van 1:3:7 wees. Dit kan ook wees dat die ringe in die buitenste skyf by 500-800 AE indirek deur die invloed van dié planete veroorsaak word.[18]
Die bevestiging van 'n tweede planeet in die Beta Pictoris-stelsel is op 6 Oktober 2020 aangekondig. Dit is sowat 18,5 miljoen jaar oud[11] en het 'n temperatuur van 1 250 K en 'n massa van 8,89 Jupitermassas.[41]
Stofstroom
In 2000 het waarnemings in Nieu-Seeland die teenwoordigheid van 'n stroom deeltjies uit die rigting van Beta Pictoris onthul wat 'n dominante bron van interstellêre meteoroïede in die Sonnestelsel kan wees.[42] Die deeltjies is relatief groot, met radiusse van meer as 20 mikrometer. Hulle snelhede dui daarop dat hulle die Beta Pictoris-stelsel teen rofweg 25 km/s kon verlaat het.
Die deeltjies kon uit die Beta Pictoris-puinskyf gewerp gewees het deur die migrasie van reusegasplanete binne die skyf en kan daarop dui dat die Beta Pictoris-stelsel 'n Oortwolk aan die vorm is.[43]
↑ 2,02,1Hoffleit D. & Warren Jr W.H. (1991). "HR 2020". Bright Star Catalogue (5th Revised uitg.). Besoek op 6 September 2008.
↑ 3,03,13,2Crifo, F.; et al. (1997). "β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties". Astronomy and Astrophysics. 320: L29–L32. Bibcode:1997A&A...320L..29C.
↑Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI Observations of Main Sequence Stars" in IAUS 219: Stars as Suns: Activity, Evolution and Planets.: 80, Sydney, Australia: Astronomical Society of the Pacific.
↑J. Coté (1987). "B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths". Astronomy and Astrophysics. 181: 77–84. Bibcode:1987A&A...181...77C.
↑Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. & Lagrange-Henri, A. M. (1990). "The Beta Pictoris circumstellar disk. X—Numerical simulations of infalling evaporating bodies". Astronomy and Astrophysics. 236 (1): 202–216. Bibcode:1990A&A...236..202B.
↑Strobel, Nick. "Magnitude System". Astronomy Notes. Besoek op 8 September 2008.
↑Helou, George; Walker, D. W (1985). "IRAS Point Source Catalogue". Infrared Astronomical Satellite (Iras) Catalogs and Atlases. 7: 1. Bibcode:1988iras....7.....H.
↑ 35,035,1De Vries, B. L.; Acke, B.; Blommaert, J. A. D. L.; Waelkens, C.; Waters, L. B. F. M.; Vandenbussche, B. (2012). "Comet-like mineralogy of olivine crystals in an extrasolar proto-Kuiper belt". Nature. 490 (7418): 74–76. arXiv:1211.2626. Bibcode:2012Natur.490...74D. PMID23038467. S2CID205230613.
