Beta Pictoris - Beta Pictoris

β Pictoris
Pictor constellation map.svg
Círculo vermelho.svg
Localização de β Pictoris (circulado)
Dados de observação Epoch J2000       Equinox J2000
constelação Pictor
Ascensão certa 05 h 47 m 17,1 s
Declinação −51 ° 03 ′ 59 ″
Magnitude aparente  (V) 3.861
Características
Tipo espectral A6V
Índice de cor U − B 0,10
Índice de cor B − V 0,17
Tipo de variável Variável Delta Scuti
Astrometria
Velocidade radial (R v ) +20,0 ± 0,7 km / s
Movimento adequado (μ) RA:  +4,65  mas / ano.
Dec .:  +83,10  mas / ano
Paralaxe (π) 51,44 ± 0,12  mas
Distância 63,4 ± 0,1  ly
(19,44 ± 0,05  pc )
Magnitude absoluta  (M V ) 2,42
Detalhes
Massa 1,75  M
Raio 1,8  R
Luminosidade (bolométrica) 8,7  L
Gravidade superficial (log  g ) 4,15  cgs
Temperatura 8052  K
Metalicidade 112% solar
Velocidade de rotação ( v  sin  i ) 130 km / s
Era 23 ± 3  Myr
Outras designações
GJ 219, HR 2020, CD −51 ° 1620, HD 39060, GCTP 1339,00, SAO 234134, HIP 27321
Referências de banco de dados
SIMBAD dados
ARICNS dados
Esta sequência de vídeo é baseada na impressão de um artista de exocometas orbitando a estrela Beta Pictoris.

Beta Pictoris (abreviado β Pictoris ou β Pic ) é a segunda estrela mais brilhante da constelação de Pictor . Ele está localizado a 63,4 anos-luz (19,4  pc ) do Sistema Solar e é 1,75 vezes mais massivo e 8,7 vezes mais luminoso que o Sol . O sistema Beta Pictoris é muito jovem, com apenas 20 a 26 milhões de anos, embora já esteja no estágio de sequência principal de sua evolução . Beta Pictoris é o membro titular do grupo em movimento Beta Pictoris , uma associação de jovens estrelas que compartilham o mesmo movimento no espaço e têm a mesma idade.

O European Southern Observatory (ESO) confirmou a presença de dois planetas, Beta Pictoris b , e Beta Pictoris c , através do uso de imagens diretas . Ambos os planetas estão orbitando no plano do disco de detritos ao redor da estrela. Beta Pictoris c é atualmente o planeta extra-solar mais próximo de sua estrela já fotografado: a separação observada é aproximadamente a mesma que a distância entre o cinturão de asteróides e o sol.

Beta Pictoris mostra um excesso de emissão infravermelha em comparação com estrelas normais de seu tipo, que é causado por grandes quantidades de poeira e gás (incluindo monóxido de carbono ) perto da estrela. Observações detalhadas revelam um grande disco de poeira e gás orbitando a estrela, que foi o primeiro disco de detritos a ser fotografado em torno de outra estrela. Além da presença de vários cinturões planetesimais e atividade cometária , há indícios de que planetas se formaram dentro deste disco e que os processos de formação de planetas podem estar em andamento. Acredita-se que o material do disco de detritos Beta Pictoris seja a fonte dominante de meteoróides interestelares no Sistema Solar.

Localização e visibilidade

Beta Pictoris é uma estrela da constelação meridional de Pictor, a Cavalete , e está localizada a oeste da estrela brilhante Canopus . Tradicionalmente, marcava a linha de sondagem do navio Argo Navis , antes da divisão da constelação. A estrela tem uma magnitude visual aparente de 3,861, então é visível a olho nu em boas condições, embora a poluição luminosa possa resultar em estrelas com magnitude 3 sendo muito fracas para serem vistas. É o segundo mais brilhante em sua constelação, superado apenas por Alpha Pictoris , que tem uma magnitude aparente de 3,30.

A distância a Beta Pictoris e muitas outras estrelas foi medida pelo satélite Hipparcos . Isso foi feito medindo sua paralaxe trigonométrica : o ligeiro deslocamento em sua posição observado à medida que a Terra se move ao redor do sol. Foi descoberto que o Beta Pictoris exibia uma paralaxe de 51,87 miliarcsegundos , um valor que foi posteriormente revisado para 51,44 miliarcsegundos, quando os dados foram reanalisados ​​levando em conta erros sistemáticos mais cuidadosamente. A distância para Beta Pictoris é, portanto, 63,4 anos-luz, com uma incerteza de 0,1 anos-luz.

O satélite Hipparcos também mediu o movimento adequado de Beta Pictoris: ele está viajando para o leste a uma taxa de 4,65 miliarcsegundos por ano, e para o norte a uma taxa de 83,10 miliarcsegundos por ano. As medições do deslocamento Doppler do espectro da estrela revelam que ela está se afastando da Terra a uma velocidade de 20 km / s. Várias outras estrelas compartilham o mesmo movimento através do espaço que a Beta Pictoris e provavelmente se formaram a partir da mesma nuvem de gás quase ao mesmo tempo: elas constituem o grupo móvel Beta Pictoris .

Propriedades físicas

Espectro, luminosidade e variabilidade

Impressão artística do planeta Beta Pictoris b

De acordo com medições feitas como parte do Projeto de Estrelas Próximas, Beta Pictoris tem um tipo espectral de A6V e tem uma temperatura efetiva de 8.052  K (7.779  ° C ; 14.034  ° F ), que é mais quente do que 5.778 K do Sol (5.505 ° C ; 9.941 ° F). A análise do espectro revela que a estrela contém uma proporção ligeiramente maior de elementos pesados, que são chamados de metais na astronomia, para hidrogênio do que o sol. Este valor é expresso como a quantidade [M / H], o logaritmo de base 10 da razão entre a fração de metal da estrela e a do sol. No caso de Beta Pictoris, o valor de [M / H] é 0,05, o que significa que a fração de metal da estrela é 12% maior que a do sol.

A análise do espectro também pode revelar a gravidade da superfície da estrela. Isso geralmente é expresso como log g , o logaritmo de base 10 da aceleração gravitacional dada em unidades CGS , neste caso, cm / s². Beta Pictoris tem log  g = 4,15, implicando uma gravidade superficial de 140 m / s² , que é cerca de metade da aceleração gravitacional na superfície do Sol (274 m / s²).

Como uma estrela de sequência principal do tipo A, Beta Pictoris é mais luminosa do que o Sol: combinando a magnitude aparente de 3,861 com a distância de 19,44 parsecs dá uma magnitude absoluta de 2,42, em comparação com o Sol, que tem uma magnitude absoluta de 4,83 . Isso corresponde a uma luminosidade visual 9,2 vezes maior que a do sol. Quando todo o espectro de radiação de Beta Pictoris e do Sol é levado em consideração, o Beta Pictoris é 8,7 vezes mais luminoso do que o Sol.

Muitas estrelas da sequência principal do tipo espectral A caem em uma região do diagrama de Hertzsprung-Russell chamada de faixa de instabilidade , que é ocupada por estrelas variáveis pulsantes . Em 2003, o monitoramento fotométrico da estrela revelou variações no brilho de cerca de 1–2 milimagnitudes em frequências entre cerca de 30 e 40 minutos. Estudos de velocidade radial de Beta Pictoris também revelam variabilidade: há pulsações em duas frequências , uma em 30,4 minutos e outra em 36,9 minutos. Como resultado, a estrela é classificada como uma variável Delta Scuti .

Massa, raio e rotação

A massa de Beta Pictoris foi determinada usando modelos de evolução estelar e ajustando-os às propriedades observadas da estrela. Este método produz uma massa estelar entre 1,7 e 1,8 massas solares . O diâmetro angular da estrela foi medido usando interferometria com o Very Large Telescope e foi encontrado em 0,84 miliarcsegundos . Combinar este valor com a distância de 63,4 anos-luz dá um raio 1,8 vezes o do sol.

A velocidade de rotação do Beta Pictoris foi medida em pelo menos 130 km / s. Uma vez que este valor é obtido medindo velocidades radiais , este é um limite inferior na velocidade rotacional verdadeira: a quantidade medida é na verdade v sin ( i ), onde i representa a inclinação do eixo de rotação da estrela para a linha de visão . Se for assumido que Beta Pictoris é visto da Terra em seu plano equatorial, uma suposição razoável, uma vez que o disco circunstelar é visto de lado, o período de rotação pode ser calculado como aproximadamente 16 horas, que é significativamente menor do que o do Sol ( 609,12 horas).

Idade e formação

Impressão artística de Beta Pictoris

A presença de quantidades significativas de poeira ao redor da estrela implica em uma idade jovem do sistema e levou a um debate sobre se ela havia aderido à sequência principal ou ainda era uma estrela da pré-sequência principal. No entanto, quando a distância da estrela foi medida por Hipparcos, foi revelou que Beta Pictoris estava localizado mais longe do que se pensava anteriormente e, portanto, era mais luminoso do que se acreditava originalmente. Uma vez que os resultados de Hipparcos foram levados em consideração, verificou-se que Beta Pictoris estava localizada perto da sequência principal de idade zero e não era uma estrela pré-sequência principal, afinal. A análise de Beta Pictoris e outras estrelas dentro do grupo móvel Beta Pictoris sugeriu que elas têm cerca de 12 milhões de anos. No entanto, estudos mais recentes indicam que a idade é aproximadamente o dobro, entre 20 e 26 milhões de anos.

A Beta Pictoris pode ter sido formada perto da Associação Scorpius-Centaurus . O colapso da nuvem de gás que resultou na formação de Beta Pictoris pode ter sido desencadeado pela onda de choque de uma explosão de supernova : a estrela que se transformou em supernova pode ter sido uma ex-companheira de HIP 46950 , que agora é uma estrela em fuga . Traçar o caminho do HIP 46950 para trás sugere que ele teria estado nas proximidades da Associação Scorpius-Centaurus cerca de 13 milhões de anos atrás.

Ambiente circunstelar

Erika Nesvold e Marc Kuchner discutem sua simulação de supercomputador de como o planeta Beta Pictoris b esculpe o disco de detritos Beta Pictoris em uma forma de espiral deformada.

Discos de detritos

Imagem do telescópio espacial Hubble dos discos de destroços principal e secundário

O excesso de radiação infravermelha de Beta Pictoris foi detectado pela espaçonave IRAS em 1983. Junto com Vega , Fomalhaut e Epsilon Eridani , foi uma das primeiras quatro estrelas em que tal excesso foi detectado: essas estrelas são chamadas de "semelhantes a Vega" depois a primeira dessas estrelas descoberta. Como estrelas do tipo A como Beta Pictoris tendem a irradiar a maior parte de sua energia na extremidade azul do espectro, isso implicava a presença de matéria fria em órbita ao redor da estrela, que irradiaria em comprimentos de onda infravermelhos e produziria o excesso. Essa hipótese foi verificada em 1984, quando Beta Pictoris se tornou a primeira estrela a ter seu disco circunstelar imageado opticamente. Os dados IRAS são (nos comprimentos de onda de mícron): [12] = 2,68, [25] = 0,05, [60] = - 2,74 e [100] = - 3,41. Os colourexcessos são: E12 = 0,69, E25 = 3,35, E60 = 6,17 e E100 = 6,90.

O disco de detritos em torno de Beta Pictoris é visto de lado por observadores na Terra e está orientado na direção nordeste-sudoeste. O disco é assimétrico: na direção nordeste ele foi observado até 1835 unidades astronômicas da estrela, enquanto na direção sudoeste a extensão é 1450 UA. O disco está girando: a parte a nordeste da estrela está se afastando da Terra, enquanto a parte a sudoeste do disco está se movendo em direção à Terra.

Vários anéis elípticos de material foram observados nas regiões externas do disco de detritos entre 500 e 800 UA: eles podem ter se formado como resultado do sistema ter sido interrompido por uma estrela que passava. Dados astrométricos da missão Hipparcos revelam que a estrela gigante vermelha Beta Columbae passou a 2 anos-luz de Beta Pictoris há cerca de 110.000 anos, mas uma perturbação maior teria sido causada por Zeta Doradus , que passou a uma distância de 3 anos-luz de cerca de 350.000 anos atrás. No entanto, as simulações de computador favorecem uma velocidade de encontro mais baixa do que qualquer um desses dois candidatos, o que sugere que a estrela responsável pelos anéis pode ter sido uma estrela companheira de Beta Pictoris em uma órbita instável. As simulações sugerem que uma estrela perturbadora com massa de 0,5 massas solares é provavelmente a culpada pelas estruturas. Essa estrela seria uma anã vermelha do tipo espectral M0V.

Vários processos de formação de planetas , incluindo exocometas e outros planetesimais , em torno de Beta Pictoris , uma estrela AV muito jovem ( concepção de artista da NASA )

Em 2006, a imagiologia do sistema com o telescópio Hubble 's Advanced Camera for Surveys revelou a presença de um derivado de disco pó inclinado segundo um ângulo de cerca de 5 ° em relação ao disco principal e estendendo-se, pelo menos, 130 UA da estrela. O disco secundário é assimétrico: a extensão sudoeste é mais curva e menos inclinada que a nordeste. A imagem não foi boa o suficiente para distinguir entre os discos principal e secundário dentro de 80 UA de Beta Pictoris, no entanto, a extensão nordeste do disco de poeira está prevista para se cruzar com o disco principal a cerca de 30 UA da estrela. O disco secundário pode ser produzido por um planeta massivo em uma órbita inclinada removendo matéria do disco primário e fazendo com que ele se mova em uma órbita alinhada com o planeta.

Estudos feitos com o NASA Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer descobriram que o disco ao redor do Beta Pictoris contém uma superabundância extrema de gás rico em carbono . Isso ajuda a estabilizar o disco contra a pressão da radiação que, de outra forma, levaria o material para o espaço interestelar. Atualmente, existem duas explicações sugeridas para a origem da superabundância de carbono. Beta Pictoris pode estar em processo de formação de planetas exóticos ricos em carbono , em contraste com os planetas terrestres do Sistema Solar, que são ricos em oxigênio em vez de carbono. Alternativamente, pode estar passando por uma fase desconhecida que também pode ter ocorrido no início do desenvolvimento do Sistema Solar: no Sistema Solar existem meteoritos ricos em carbono, conhecidos como condritos enstatitos , que podem ter se formado em um ambiente rico em carbono. Também foi proposto que Júpiter pode ter se formado em torno de um núcleo rico em carbono.

Em 2011, o disco em torno de Beta Pictoris se tornou o primeiro outro sistema planetário a ser fotografado por um astrônomo amador . Rolf Olsen, da Nova Zelândia, capturou o disco com um refletor newtoniano de 10 polegadas e uma webcam modificada .

Cinturões planetesimais

A poeira em torno de Beta Pictoris pode ser produzida por colisões de grandes planetesimais .

Em 2003, imagens da região interna do sistema Beta Pictoris com o telescópio Keck II revelaram a presença de várias características que são interpretadas como cintos ou anéis de material. Foram detectados cinturões em aproximadamente 14, 28, 52 e 82 unidades astronômicas da estrela, que se alternam em inclinação em relação ao disco principal.

As observações em 2004 revelaram a presença de um cinturão interno contendo material de silicato a uma distância de 6,4 UA da estrela. Material de silicato também foi detectado em 16 e 30 UA da estrela, com uma falta de poeira entre 6,4 e 16 UA, fornecendo evidências de que um planeta massivo pode estar orbitando nesta região. Também foi detectada olivina rica em magnésio , surpreendentemente semelhante à encontrada nos cometas do Sistema Solar e diferente da olivina encontrada nos asteróides do Sistema Solar. Cristais de olivina só podem se formar a menos de 10 UA da estrela; portanto, eles foram transportados para a correia após a formação, provavelmente por mistura radial .

A modelagem do disco de poeira a 100 UA da estrela sugere que a poeira nesta região pode ter sido produzida por uma série de colisões iniciadas pela destruição de planetesimais com raios de cerca de 180 quilômetros. Após a colisão inicial, os destroços sofrem novas colisões em um processo denominado cascata de colisão. Processos semelhantes foram inferidos nos discos de detritos em torno de Fomalhaut e AU Microscopii .

Corpos em queda e evaporação

O espectro de Beta Pictoris mostra uma forte variabilidade de curto prazo que foi notada pela primeira vez na parte deslocada para o vermelho de várias linhas de absorção, que foi interpretada como sendo causada pela queda de material na estrela. A fonte desse material foi sugerida como sendo pequenos objetos semelhantes a cometas em órbitas que os levam para perto da estrela onde começam a evaporar, denominado modelo de "corpos em evaporação em queda". Eventos de absorção transientes com deslocamento para o azul também foram detectados, embora com menos frequência: eles podem representar um segundo grupo de objetos em um conjunto diferente de órbitas. A modelagem detalhada indica que os corpos em evaporação em queda provavelmente não são principalmente gelados como cometas, mas em vez disso são provavelmente compostos de uma mistura de poeira e núcleo de gelo com uma crosta de material refratário . Esses objetos podem ter sido perturbados em suas órbitas estreladas pela influência gravitacional de um planeta em uma órbita levemente excêntrica ao redor de Beta Pictoris a uma distância de aproximadamente 10 UA da estrela. Corpos de evaporação em queda também podem ser responsáveis ​​pela presença de gás localizado bem acima do plano do disco de detritos principal. Um estudo de 2019 relatou exocometas em trânsito com TESS . Os mergulhos são de natureza assimétrica e são consistentes com modelos de cometas em evaporação cruzando o disco da estrela. Os cometas estão em uma órbita altamente excêntrica e não são periódicos.

Sistema planetário

O movimento de Beta Pictoris b. O plano orbital é visto de lado; o planeta não está se movendo em direção à estrela.
Rendição artística do sistema Beta Pictoris, mostrando disco de acreção e Beta Pictoris b e Beta Pictoris c .

Em 21 de novembro de 2008, foi anunciado que as observações infravermelhas feitas em 2003 com o Very Large Telescope haviam revelado um candidato a companheiro planetário da estrela. No outono de 2009, o planeta foi observado com sucesso do outro lado da estrela-mãe, confirmando a existência do próprio planeta e observações anteriores. Acredita-se que em 15 anos será possível registrar toda a órbita do planeta.

O Observatório Europeu do Sul confirmou a presença da Beta Pictoris c, no dia 6 de outubro de 2020, através da utilização de imagens diretas . Beta Pictoris c está orbitando no plano do disco de detritos ao redor da estrela. Beta Pictoris c é atualmente o planeta extrasolar mais próximo de sua estrela já fotografado: a separação observada é aproximadamente a mesma que a distância entre o cinturão de asteróides e o sol.

O sistema planetário Beta Pictoris
Companheiro
(em ordem da estrela)
Massa Semieixo maior
( AU )
Período orbital
( dias )
Excentricidade Inclinação Raio
c 8,89 ± 0,75  M J 2,68 ± 0,02 1221 ± 15 0,24 - -
Cinto interno 6,4 AU ~ 89 ° -
b 12+4
−3
 M J
9,2+0,4
-1,5
7890 ± 1000 ~ 0,1 89,01 + 0,36 ° 1,65  R J
disco secundário 130+ AU 89 ± 1 ° -
disco principal 16–1450 / 1835 AU 89 ± 1 ° -

O método da velocidade radial não é adequado para estudar estrelas do tipo A como a Beta Pictoris. A tenra idade da estrela torna o ruído ainda pior. Os limites de corrente derivados deste método são suficientes para descartar planetas quentes do tipo Júpiter com mais massa do que 2 massas de Júpiter a uma distância de menos de 0,05 UA da estrela. Para planetas orbitando a 1 UA, planetas com menos de 9 massas de Júpiter teriam escapado da detecção. Portanto, para encontrar planetas no sistema Beta Pictoris, os astrônomos procuram os efeitos que o planeta tem no ambiente circunstelar.

Imagem do ESO de um planeta perto de Beta Pictoris

Múltiplas linhas de evidência sugeriram a existência de um planeta massivo orbitando na região em torno de 10 UA da estrela: a lacuna livre de poeira entre os cinturões planetesimais em 6,4 UA e 16 UA sugere que esta região está sendo limpa; um planeta a esta distância explicaria a origem dos corpos em evaporação em queda, e as dobras e anéis inclinados no disco interno sugerem que um planeta massivo em uma órbita inclinada está interrompendo o disco.

Beta Pictoris b em ambos os alongamentos

O planeta observado por si só não pode explicar a estrutura dos cinturões planetesimais a 30 UA e 52 UA da estrela. Esses cinturões podem estar associados a planetas menores em 25 e 44 UA, com cerca de 0,5 e 0,1 de massa de Júpiter, respectivamente. Esse sistema de planetas, se existir, estaria perto de uma ressonância orbital 1: 3: 7 . Também pode ser que os anéis no disco externo em 500-800 UA sejam indiretamente causados ​​pela influência desses planetas.

O objeto foi observado a uma distância angular de 411 miliarcsegundos de Beta Pictoris, o que corresponde a uma distância no plano do céu de 8 UA. Para efeito de comparação, os raios orbitais dos planetas Júpiter e Saturno são 5,2 UA e 9,5 UA, respectivamente. A separação na direção radial é desconhecida, então este é um limite inferior na separação verdadeira. As estimativas de sua massa dependem de modelos teóricos de evolução planetária e prevêem que o objeto tem cerca de 8 massas de Júpiter e ainda está esfriando, com uma temperatura variando de 1400 a 1600 K. Esses números vêm com a ressalva de que os modelos ainda não foram testados contra dados reais nas faixas prováveis ​​de massa e idade do planeta.

O semieixo maior é 8–9 UA e seu período orbital é 17–21 anos. Um " evento semelhante ao trânsito " foi observado em novembro de 1981; isso é consistente com essas estimativas. Se isso for confirmado como um trânsito verdadeiro, o raio inferido do objeto em trânsito é 2–4 raios de Júpiter, que é maior do que o previsto pelos modelos teóricos. Isso pode indicar que ele está rodeado por um grande sistema de anéis ou um disco em forma de lua.

A confirmação de um segundo planeta no sistema Beta Pictoris foi anunciada em 6 de outubro de 2020. O planeta tem uma temperatura de T = 1250 ± 50 K, uma massa dinâmica de M = 8,2 ± 0,8 MJup e uma idade de 18,5 ± 2,5 Myr. Tem um período orbital de cerca de 1.200 dias (3,3 anos) e um semi-eixo maior de 2,7 UA, cerca de 3,5 vezes mais perto de sua estrela-mãe do que Beta Pictoris b. A órbita de Beta Pictoris c é moderadamente excêntrica , com uma excentricidade de 0,24.

Este planeta apresenta dados conflitantes com os atuais, a partir de 2020, modelos de formação planetária . β Pic c está em uma idade em que se prevê que as formações planetárias ocorram por meio da instabilidade do disco. No entanto, o planeta orbita a uma distância de 2,7 UA, o que a previsão diz ser muito próximo para que ocorra a instabilidade do disco. A baixa magnitude aparente, de MK = 14,3 ± 0,1, sugere que ele se formou via acréscimo no núcleo.

Fluxo de poeira

Em 2000, observações feitas com a facilidade Advanced Meteor Orbit Radar na Nova Zelândia revelaram a presença de um fluxo de partículas vindo da direção de Beta Pictoris, que pode ser uma fonte dominante de meteoróides interestelares no Sistema Solar. As partículas no fluxo de poeira do Beta Pictoris são relativamente grandes, com raios que excedem 20 micrômetros , e suas velocidades sugerem que elas devem ter saído do sistema Beta Pictoris a cerca de 25 km / s. Essas partículas podem ter sido ejetadas do disco de detritos Beta Pictoris como resultado da migração de planetas gigantes gasosos dentro do disco e pode ser uma indicação de que o sistema Beta Pictoris está formando uma nuvem de Oort . A modelagem numérica da ejeção de poeira indica que a pressão de radiação também pode ser responsável e sugere que planetas mais distantes do que cerca de 1 UA da estrela não podem causar diretamente o fluxo de poeira.

Veja também

Notas

Referências

links externos