Pintor beta

Beta Pictoris (β Pic, β Pictoris) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Pictoris . Se encuentra a una distancia de 63,4 años luz del sistema solar , 1,75 veces más masivo y 8,7 veces más brillante que el Sol. El sistema Beta Pictoris es muy joven, tiene entre 8 y 20 millones de años [8] , aunque ya se encuentra en la etapa evolutiva de una estrella de secuencia principal [6] . Beta Pictoris es parte del llamado grupo de estrellas en movimiento Beta Pictoris  , una asociación de estrellas jóvenes que se mueven en la misma dirección y tienen aproximadamente la misma edad [8] .

Beta Pictoris produce más radiación infrarroja que otras estrellas de su tipo , lo que puede indicar una abundancia de polvo en las proximidades de la estrella. Las observaciones cuidadosas revelaron un gran disco de gas y polvo alrededor de la estrella, lo que convirtió a Beta Pictorus en la primera estrella cuyo disco de escombros fue fotografiado. Además de varios cinturones de planetesimales [10] y cometas [11] , es posible la existencia de planetas en el interior del disco. Algunas señales indican que la formación de planetas continúa [12] . Se cree que la principal fuente de meteoroides interestelares en nuestro sistema solar es precisamente el disco de fragmentación cerca de Beta Pictor [13] .

La existencia de un planeta en el sistema Beta Pictoris fue confirmada por observación directa usando los instrumentos del Observatorio Europeo Austral (ESO), lo cual es consistente con predicciones anteriores. El planeta gira en el plano del disco circunestelar. Beta Pictoris b es el planeta más cercano a su estrella madre que ha sido fotografiado. La distancia entre el planeta y la estrella es aproximadamente igual a la distancia entre nuestro Sol y Saturno [14] .

Ubicación y visibilidad

Beta Pictoris es una estrella en la constelación del hemisferio sur del cielo Pictoris y es visible al oeste de la brillante estrella Canopus [15] . La magnitud aparente de la estrella es de 3,861 [1] , y en buenas condiciones meteorológicas es visible a simple vista, si no se previene con la contaminación lumínica . Es la segunda estrella más brillante de la constelación, sólo superada por Alpha Pictoris con una magnitud aparente de 3,30 [16] .

Las distancias a Beta Pictoris, así como a muchas otras estrellas, se obtuvieron utilizando el satélite Hipparcos , que midió sus paralajes trigonométricos : ligeros cambios en la posición aparente de una estrella a medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol. La medición de paralaje de Beta Pictoris dio inicialmente un valor de 51,87 milisegundos de arco [ 17] , pero más tarde, con un enfoque más cuidadoso de los errores sistemáticos, se encontró un valor mejorado: 51,44 milisegundos de arco [3] . La distancia a Beta Pictoris se estima en 63,4 años luz, con un margen de error de 0,1 años luz [18] [nota 3] .

El satélite Hipparcos también midió el propio movimiento de Beta Painter : se mueve hacia el este a una velocidad de 4,65 milisegundos de arco por año, y hacia el norte a una velocidad de 83,10 milisegundos de arco por año [3] . Las mediciones del desplazamiento Doppler en el espectro de la estrella permitieron establecer que se aleja de nosotros a una velocidad de unos 20 km/s [2] . Varias otras estrellas se mueven aproximadamente en la misma dirección que Beta Pictoris y probablemente se formaron casi simultáneamente en la misma nube de gas: este grupo se llama el grupo de estrellas en movimiento Beta Pictoris [8] .

Características físicas

Espectro, luminosidad y variabilidad

Según las mediciones realizadas por el proyecto Near Stars, Piktor Beta pertenece al tipo espectral A6V [4] . La letra A significa que, al igual que Sirio o Vega , esta estrella es blanca, lo que la distingue de nuestro Sol amarillo , que pertenece al tipo espectral G [19] . El número 6 indica que la estrella se encuentra entre las estrellas de clase A más calientes (A0) y las más frías (A9). El número romano V denota el nivel de luminosidad y significa que, al igual que el Sol, Beta Pictoris es una estrella de secuencia principal . La combustión en tales estrellas está respaldada por la reacción termonuclear del hidrógeno en los núcleos.

El espectro muestra que la temperatura efectiva de Beta Pictorica es 7779 °C [4] , que es más alta que la del Sol (5505 °C [19] ). El análisis espectral también indica una alta proporción entre el contenido de elementos pesados ​​(llamados "metales" en astronomía) e hidrógeno, más alta que en nuestra estrella. Esta relación, denotada [M/H], se calcula como el décimo logaritmo de la relación de las concentraciones de "metales" en la estrella y en el Sol, en el caso de Beta Pictoris [M/H] es igual a 0,05 [ 4] , y por lo tanto la fracción de metales en la estrella es un 12% más alta que la fracción correspondiente en el Sol [nota 2] .

Al analizar el espectro, también fue posible medir la aceleración de la gravedad en la superficie de la estrella. Suele caracterizarse por el valor log g  - el logaritmo decimal de la aceleración de la gravedad , expresado en unidades CGS , es decir, en cm/s². En el caso de la Beta de Pictor log  g =4.15 [4] , lo que corresponde a 140 m/s² , que es aproximadamente dos veces menor que en la superficie del Sol (274 m/s²) [19] .

Como estrella de secuencia principal de clase A, Beta Pictoris tiene una luminosidad mayor que el Sol, ya que su magnitud aparente de 3,861 a una distancia de 19,44 parsecs del Sol corresponde a una magnitud absoluta de 2,42, mientras que el Sol tiene una magnitud absoluta de 4,83. [19] [20] [nota 1] . Esto significa que la luminosidad de la estrella es 9,2 veces la del Sol [nota 4] . Si tenemos en cuenta todo el espectro de radiación (la llamada "luminosidad bolométrica"), entonces la luminosidad de Beta Piktor es 8,7 veces mayor que la solar [6] [21] .

Muchas estrellas de tipo espectral A de la secuencia principal se encuentran en la región del diagrama de Hertzsprung-Russell , llamada franja de inestabilidad , que está ocupada por estrellas variables pulsantes . En 2003, el seguimiento fotométrico de la estrella reveló fluctuaciones en el brillo de la estrella al nivel de 1-2 milésimas con una frecuencia entre 30 y 40 minutos [22] . Las mediciones de la aceleración radial de Beta Pictoris también revelaron variabilidad: se encontraron pulsaciones en dos frecuencias diferentes, 30,4 y 36,9 minutos [23] . Así, Beta Pictoris se puede clasificar como una estrella variable de tipo Delta Scuti .

Masa, radio y rotación

La masa de Beta Pictoris se determinó utilizando un modelo de evolución estelar aplicado a las características observadas de la estrella. Como resultado, se encontró que la masa de la estrella está entre 1,7 y 1,8 masas solares [6] . El tamaño angular de la estrella se midió por interfometría utilizando el complejo VLT y resultó ser de 0,84 milisegundos de arco [7] . Dado que la estrella está a una distancia de 63,4 años luz, con este tamaño angular, su radio es de 1,8 radios solares [nota 5] .

La velocidad de rotación de Beta Pictoris, según las mediciones, es de al menos 130 km/s [9] . Dado que este valor se obtuvo usando mediciones de velocidades radiales , este es solo el límite inferior de la verdadera velocidad v , ya que el valor v sen ( i ) se mide realmente, donde i  es la inclinación del eje de rotación de la estrella con respecto a la línea conectándolo con el observador. Si asumimos que Beta Pictoris es visible desde la Tierra en su plano ecuatorial (esto es plausible, ya que el disco circunestelar es visible para nosotros de canto), entonces el período de rotación es aproximadamente igual a 16 horas, es decir, mucho más corto que el período de rotación del Sol (609,12 horas [ 19] ) [nota 6] .

Edad y formación

La presencia de una cantidad significativa de polvo cerca de la estrella [24] significa que el sistema estelar es relativamente joven. Esto provocó una disputa sobre si la estrella pertenece a la secuencia principal o aún no ha entrado [25].Sin embargo, cuando la misión Hipparcos calculó la distancia a la estrella, resultó que Beta Pictoris se encuentra más lejos del Sol que antes . pensamiento, y, por tanto, es más luminosa de lo esperado. Cuando se tomaron en cuenta los resultados de Hipparcos, resultó que la edad de Beta Piktor está cerca de la edad cero de la secuencia principal y, por lo tanto, todavía pertenece a esta secuencia [6] . El análisis de Beta Pictoris y otros miembros del grupo de estrellas en movimiento Beta Pictors sugiere que tienen aproximadamente 12 millones de años [8] . Dados los errores, la edad puede variar entre 8 y 20 millones de años [8] .

Beta Pictoris y sus vecinos pueden haberse formado cerca de la asociación estelar Escorpio-Centauro [26] . El colapso de la nube de gas que condujo a la formación de Pictor Beta puede haber sido causado por la onda de choque de una explosión de supernova . La estrella que se convirtió en supernova probablemente era una compañera de HIP 46950 , que ahora es una "estrella fugitiva" como la estrella de Barnard . Siguiendo el camino de HIP 46950 en el pasado, se puede suponer que hace unos 13 millones de años estaba cerca de la asociación Escorpio-Centauro [26] .

Entorno circunestelar

Fragmento de disco

Un exceso de radiación infrarroja de Beta Pictoris fue notado por primera vez por el observatorio orbital IRAS en 1983 [24] . Junto con Vega , Fomalhaut y Epsilon Eridani , Beta Pictoris fue una de las primeras estrellas en verse con este tipo de exceso: fueron llamados "Vega-like" por el nombre de la primera estrella de este tipo. Dado que las estrellas de clase A como Beta Pictoris irradian la mayor parte de su energía en la región azul del espectro [nota 7] , este exceso indica la presencia de materia fría en órbita alrededor de la estrella, que irradia en la parte infrarroja del espectro y causa tales un exceso [24] . La hipótesis se confirmó en 1984 cuando Beta Pictoris se convirtió en la primera estrella en tener un disco circunestelar fijado ópticamente [27] .

El disco de fragmentos de Beta Pictoris es visible para un observador desde la Tierra desde un borde y está orientado en el espacio con un borde hacia el suroeste y el otro hacia el noreste. El disco es asimétrico: en dirección noreste se observa a una distancia de hasta 1835 UA. E. de la estrella, y en el suroeste - hasta 1450 a. E. [28] El disco gira: su parte noreste se aleja de nosotros y la parte suroeste se acerca a nosotros [29] .

En las regiones exteriores del disco, entre 500 y 800 UA. Es decir, se pueden distinguir varios anillos tenues: según una versión, se formaron como resultado de las perturbaciones de una estrella que volaba cerca [30] . Según los datos astrométricos obtenidos por la nave espacial Hipparcos, la gigante roja Beta Dove pasó a una distancia de dos años luz de Beta Pictorus hace aproximadamente 110.000 años, pero las perturbaciones más fuertes podrían ser causadas por el paso de Zeta Doradus a una distancia de aproximadamente 3 años luz. hace unos 350.000 años [31] . Sin embargo, las simulaciones por computadora indican un impacto más prolongado y una velocidad más lenta del objeto perturbador que las estrellas mencionadas, y se puede suponer que los anillos fueron creados por alguna estrella compañera de Beta Pictorus, que se encontraba en una órbita inestable. El modelado muestra que una estrella con una masa de 0,5 masa solar  , probablemente una enana roja de tipo espectral M0V [28] [32] , puede ser una candidata para el papel de tal compañera .

En 2006, las observaciones del sistema con la cámara de inspección avanzada Hubble revelaron la presencia de un segundo disco en el sistema, inclinado 5° con respecto al disco principal y extendiéndose 130 AU. es decir, de la estrella [33] . El segundo disco también es asimétrico: el extremo suroeste del disco es más curvo y menos inclinado en relación con el disco principal que el noreste. Las condiciones técnicas de observación no permitieron una resolución de los discos primario y secundario más cercana a las 80 UA. es decir, de Beta Pictoris, sin embargo, presumiblemente, el disco secundario se cruza con el principal a una distancia de aproximadamente 30 UA. es decir, de la estrella [33] . El disco secundario podría haberse formado debido a la presencia de un planeta masivo con una órbita inclinada ubicado en su plano, que capturó parte de la materia del disco principal [34] .

Las observaciones realizadas por la nave espacial FUSE de la NASA revelaron la presencia de un exceso de gases ricos en carbono en el sistema Beta Pictoris [35] . Esto probablemente estabilizaría el sistema contra la presión de la radiación que, de lo contrario, arrojaría materia al espacio interestelar. [35] Por el momento, hay dos hipótesis que explican el exceso de carbono en el sistema. El sistema Beta Painter puede estar en el proceso de formar exóticos planetas de carbono que, a diferencia de los planetas del Sistema Solar similares a la Tierra, son ricos en carbono en lugar de oxígeno [36] . Según otra hipótesis, el sistema puede estar en una fase desconocida de formación, por la que pasó nuestro sistema solar: en nuestro sistema hay meteoritos muy ricos en carbono ( condritas de enstatita ), que podrían formarse solo en un entorno rico en carbono. Además, existe la opinión de que Júpiter podría haberse formado alrededor de un núcleo planetario rico en carbono [36] .

Cinturones de planetesimales

En 2003, las observaciones del interior del sistema Beta Pictoris con el telescopio Keck II mostraron rasgos característicos de cinturones o anillos de materia. Los cinturones descubiertos se ubican a una distancia de 14, 28, 52 y 82 UA. es decir, de la estrella, y tienen diferentes inclinaciones con respecto al disco principal [10] .

En 2004, las observaciones revelaron la presencia de un cinturón interior de silicatos a una distancia de aproximadamente 6,4 AU. es decir, de la estrella. También se encontraron silicatos a distancias de 16 y 30 UA. e) Teniendo en cuenta la pequeña cantidad de polvo entre 6,4 y 16 a. Es decir, esto puede indicar la existencia de un planeta masivo en esta área [37] [38] .

Simulación por computadora de un disco de polvo a una distancia de 100 AU. e., de la estrella sugiere que en esta zona el polvo se formó en una serie de colisiones, cuyo comienzo es la destrucción de planetesimales con radios de unos 180 kilómetros. Después de la colisión inicial, los fragmentos de planetesimales continúan chocando; este proceso se denomina "cascada de colisión" ( inglés.  cascada de colisión ). Se han registrado procesos similares en discos de polvo alrededor de Fomalhaut y el microscopio AU [39] .

Cuerpos que caen y se evaporan

Hay una fuerte variabilidad de período corto en el espectro de Beta Pictoris, que se vio inicialmente en las alas rojas de varias líneas de absorción espectral . Se cree que esta variabilidad es causada por materia que cae sobre la estrella [40] . Se cree que la fuente de esta materia son pequeños objetos similares a cometas cuyas órbitas se acercan tanto a la estrella que comienzan a evaporarse. Esta suposición se denomina modelo de "cuerpos que caen y se evaporan" [ 11 ] .  También se han detectado cambios similares en las alas azules de las líneas de absorción, pero ocurren con menos frecuencia: esto puede indicar la presencia de un segundo grupo de objetos en un grupo diferente de órbitas [41] . Simulaciones detalladas por computadora han establecido que es poco probable que los cuerpos estén compuestos principalmente de hielo, como los cometas, pero lo más probable es que tengan un núcleo de una mezcla de hielo y polvo con una costra de material refractario [42] . Es posible que estos objetos hayan sido desplazados a sus órbitas cercanas a la estrella por perturbaciones gravitatorias de un planeta con una pequeña excentricidad , ubicado a una distancia de unas 10 UA. es decir, de la estrella [43] . Los cuerpos que caen y se evaporan también pueden ser responsables de la presencia de gases muy por encima del plano del disco principal de fragmentos [44] .

Sistema planetario

El 21 de noviembre de 2008, se informó que en el curso de las observaciones realizadas en 2003 con la ayuda del Very Large Telescope , el planeta Beta Pictorial b [45] fue encontrado cerca de la estrella . En el otoño de 2009, estas observaciones fueron confirmadas al observar el planeta al otro lado de la estrella central. Probablemente, en 15 años la órbita del planeta estará completamente trazada [14] . La excentricidad orbital no supera 0,17. En 2014, el Gemini Planet Imager del Observatorio Gemini de Chile tomó una imagen del planeta b [46] .

El 19 de agosto de 2019, se descubrió Beta Pictoris c [47] a una distancia de 2,7 AU. de la estrella madre. El planeta β pictórico c tiene una temperatura T = 1250 ± 50 K y una masa igual a 8,2 ± 0,8 masas de Júpiter [48] . Las primeras imágenes directas de Beta Pictoris c se obtuvieron utilizando el instrumento GRAVITY, que recogió la luz de cuatro telescopios VLT [49] [50] .

El método Doppler , que se ha utilizado para descubrir muchos exoplanetas actualmente conocidos, no es muy adecuado para estudiar estrellas espectrales de tipo A como Beta Pictoris, y la edad muy joven de la estrella crea una interferencia adicional. Las limitaciones obtenidas por este método hasta la fecha excluyen la existencia de un planeta " Júpiter caliente " más masivo que dos masas de Júpiter , más cerca de 0,05 UA. de una estrella Un planeta con una masa de menos de 9 masas de Júpiter, orbitando a una distancia de aproximadamente 1 UA, tampoco sería detectado [12] [23] . Por lo tanto, para detectar planetas en el sistema Beta Pictoris, los astrónomos buscan rastros de la influencia de los planetas en el medio circunestelar.

Hay una serie de indicios a favor de la existencia de un planeta a una distancia de unas 10 UA. de la estrella: la región libre de polvo entre los cinturones planetesimales entre 6,4 y 16 AU, posiblemente "limpiada" por el planeta [38] ; un planeta a esa distancia podría explicar el origen de los "cuerpos que caen y se evaporan" [43] ; además, la inclinación y deformación de los anillos en el disco interno también podría ser causada por un planeta masivo con una órbita inclinada que destruye el disco [34] [51] .

El planeta observado no puede explicar la estructura de los cinturones planetesimales a una distancia de aproximadamente 30 y 52 UA. de una estrella Estos cinturones pueden verse afectados por planetas situados a una distancia de 25 y 44 UA, con masas de 0,5 y 0,1 masas de Júpiter, respectivamente [12] . Tal sistema de planetas, si existe, estaría cerca de la resonancia orbital 1:3:7 . Quizás los anillos en la parte exterior del disco principal a una distancia de 500-800 UA. (que ya se han discutido anteriormente) son causadas indirectamente por la influencia de estos planetas [12] .

En cuanto al ya conocido planeta, fue observado a una distancia de 411 milisegundos de arco de Beta Painter, lo que corresponde a una distancia de 8 UA. de una estrella A modo de comparación, el radio de las órbitas de Júpiter y Saturno  es 5,2 [52] y 9,5 UA. [53] respectivamente. Se desconoce el tamaño de la órbita hacia el observador, por lo que la distancia dada es una estimación menor del tamaño de esta órbita. Las estimaciones de masa planetaria dependen del modelo teórico de evolución planetaria. Se cree que el objeto tiene una masa de unas 8 masas de Júpiter, su temperatura es de unos 1400-1600 K, y en este momento todavía se está enfriando. Estas estimaciones son preliminares, ya que el modelo utilizado para derivarlas aún no ha sido probado con datos reales de un rango correspondiente a la masa y edad probables del planeta.

Es posible que el tránsito de este planeta a través del disco de Beta Pictoris se haya observado ya en noviembre de 1981 [54] [55] . En este caso, es posible especificar las dimensiones del semieje mayor: 7.6-8.7 AU. y un período orbital de 15,9 a 19,5 años. El radio observado del objeto durante su paso correspondía a 2–4 ​​radios de Júpiter, que es más grande de lo que sugiere el modelo teórico. Esto puede significar que, como quizás en el caso de Fomalhaut b , el planeta está rodeado por un gran sistema de anillos o un disco en el que se forman los satélites del planeta [55] .

En 2014, se determinó por primera vez el período de rotación de β Pictorialis b : un día dura unas 8 horas [56] .

El eje de rotación de Beta Pictoris, como el Sol en el Sistema Solar, resultó ser casi perpendicular a la órbita de su planeta y el disco protoplanetario, desviándose de ellos solo 3-5 ° [57] .

Corriente de polvo

Observaciones realizadas en el año 2000 por la Universidad de Canterbury ( Christchurch , Nueva Zelanda ) revelaron la existencia de una corriente de polvo proveniente de la dirección de Painter's Beta. Esta corriente es probablemente la principal fuente de meteoroides interestelares en nuestro sistema solar [13] . Las partículas de polvo en la corriente de Beta Pictoris son relativamente grandes, con radios superiores a 20 micrómetros , y, a juzgar por su aceleración, abandonaron el sistema doméstico a una velocidad de unos 25 km/s. Estas partículas podrían haber dejado el disco de fragmentos durante la migración de planetas gigantes dentro del disco y testificar indirectamente a favor de la formación de un análogo de la Nube de Oort en el sistema Beta Pictoris [58] . El modelado numérico de la eyección de polvo del sistema mostró que la presión de la luz también puede estar involucrada en este proceso y descubrió que los planetas están a más de 1 UA de distancia. es decir, de la estrella, no puede causar directamente el flujo de polvo [59] .

Véase también

• Lista de estrellas constelación Pintor
• El Pintor Beta del Grupo de Estrellas en Movimiento

Notas

1. ↑ 1 2 La magnitud absoluta M V de una estrella se puede calcular si se conocen su magnitud aparente m V y su distancia d , utilizando la siguiente ecuación:
2. ↑ 1 2 Calculado a partir de [M/H]: abundancia relativa = 10 [M/H]
3. ↑ El paralaje se puede calcular usando la siguiente ecuación:
4. ↑ La luminosidad aparente se puede calcular como
5. ↑ El diámetro lineal de una estrella se puede encontrar multiplicando su distancia por su diámetro angular en radianes .
6. ↑ El período de rotación se puede calcular usando la ecuación de movimiento circular :
7. ↑ Basado en la ley de desplazamiento de Wien y una temperatura de 8052 K , Beta Pictoris tiene una emisión máxima a 360 nanómetros , es decir, en la región ultravioleta del espectro.

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Enlaces

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• Beta Pictoris en el sitio web de SolStation
• ARICOS (enlace no disponible) . Archivado desde el original el 9 de junio de 2007. (indefinido) 
• Entrada SEDS (enlace no disponible) . Archivado desde el original el 9 de diciembre de 2005. (indefinido) 
• Notas para la estrella Beta  Pictoris

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