Wikipedia

Beta Pictoris

Beta Pictoris (β Pic / β Pictoris / Beta i Målaren) är den näst ljusstarkaste stjärnan i stjärnbilden Målaren. Den är belägen drygt 63 ljusår från solsystemet, är 1,75 gånger massivare och 8,7 gånger ljusstarkare än Solen. Beta Pictoris-systemet är mycket ungt, bara 8–20 miljoner år gammalt,[11] fastän det redan ligger på huvudserien i sitt utvecklingsskede.[8] Beta Pictoris ingår i, och har gett namn åt Beta Pictoris-associationen, en association av unga stjärnor, som är samma ålder och rör sig åt samma håll i rymden.[11]

Beta Pictoris
Bild med Rymdteleskopet Hubble
Observationsdata
Epok: J2000
StjärnbildMålaren
Rektascension05t 47m 17.08769s[1]
Deklination-51° 03′ 59.4412″[1]
Skenbar magnitud ()3,861[1]
Stjärntyp
SpektraltypA6 V[2]
U–B0,17[4]
B–V0,10[4]
VariabeltypDelta Scuti-variabel[3]
Astrometri
Radialhastighet ()+20,0 ± 0,7[5] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +4,65[6] mas/år
Dek.: +83,10[6] mas/år
Parallax ()51,44 ± 0,12[6]
Avstånd63[7] lå (19,44 ± 0,05 pc)
Absolut magnitud ()2,42
Detaljer
Massa1,75[8] M☉
Radie1,8[9] R☉
Luminositet8,7[8] L☉
Temperatur8 052[2] K
Metallicitet112 % av solen[2]
Vinkelhastighet130[10] km/s
Ålder20 miljoner[7] år
Andra beteckningar
AKARI-IRC-V1 J0547170-510359, CD-51 1620, CPC 0 3123, CPD-51 774, GC 7287, GCRV 3614, GEN# +1.00039060, GJ 219.0, GJ 219, GSC 08099-01392, HD 39060, HIC 27321, HIP 27321, HR 2020, IRAS 05460-5104, JCMTSE J054716.8-510356, JP11 1271, 2MASS J05471708-5103594, PLX 1339, PLX 1339.00, PPM 334622, PSCz P05460-5104, Renson 10480, ROT 934, SAO 234134, SKY# 9519, TD1 5440, TYC 8099-1392-1, UBV 5954, UBV M 11539, uvby98 100039060, WISE J054717.01-510357.5, [DML87] 189[1]

Beta Pictoris uppvisar ett överskott av infraröd strålning jämfört med normala stjärnor i dess klass. Denna infrarödexcess orsakas av stora mängder rymdstoft i stjärnans närhet. Detaljerade observationer har avslöjat en stor cirkumstellär skiva av stoft och gas runt stjärnan. Skivan sträcker sig ut 400 AU från Beta Pictoris och är inte helt plan. Detta tyder på närvaron av ett massivt objekt, troligen en brun dvärg eller en migrerad planet, som kretsar runt stjärnan och orsakar förvrängningen i skivan.

Fragmentskivan redigera

 
Olika planetformationsprocesser, inklusive av exokometer och andra planetesimaler, runt omkring Beta Pictoris (NASAs konstnärliga framställning).

Skivan visade sig vara den första fragmentskiva, som man lyckats avbilda runt en annan stjärna.[12] Utöver förekomsten av flera planetesimalbälten[13] och kometaktivitet,[14] finns det indikationer på att planeter har bildats i skivan och att planetbildningen kanske inte är helt avslutad.[15] Material från Beta Pictoris fragmentskiva kan tänkas vara den dominerande källan till interstellära meteoroider för vårt solsystem.[16]

Överskott på infraröd strålning från Beta Pictoris detekterades med IRAS–observatoriet 1983.[17] Tillsammans med Vega, Fomalhaut och Epsilon Eridani, var den en av de första fyra stjärnor från vilken en sådan excess detekterades: dessa stjärnor kallas ”Vega-lika” efter den första av dessa stjärnor från vilken sådan excess upptäcktes. Eftersom klass A-stjärnor som Beta Pictoris brukar stråla ut merparten av sin energi vid den blå änden av spektrum,[note 1], så betydde detta närvaron av sval materia i bana runt stjärnan, som borde stråla i infrarött och åstadkomma excessen.[17] Denna hypotes verifierades 1984, när Beta Pictoris blev den första stjärnan att ha fått sin cirkumstellära skiva optiskt avbildad.[12]

Fragmentskivan runt Beta Pictoris är orienterad med kanten mot jordiska observatörer och ligger i nordost-sydvästlig riktning. Skivan är asymmetrisk: i den nordostliga riktningen har den observerats ut till 1835 AU från stjärnan, medan andelen i den sydvästliga riktningen sträcker sig till 1450 AU.[18] Svenska forskare på AlbaNova har visat att och hur skivan roterar. Den del som ligger nordost om stjärnan rör sig bort från oss, medan den sydvästra delen av skivan rör sig mot oss.[19]

Flera elliptiska materieringar har observerats i fragmentskivans yttre regioner mellan 500 och 800 AU. Dessa kan ha bildats som ett resultat av att systemet blivit rubbat av en annan passerande stjärna.[20] Astrometriska data från Hipparcos mission avslöjar att den röd jättestjärnan Beta Columbae passerade inom 2 ljusår från Beta Pictoris för omkring 110 000 år sedan. En större störning kunde dock ha orsakats av Zeta Doradus, som passerade på 3 ljusårs avstånd för cirka 350 000 år sedan.[21] Datorsimuleringar föredrar en lägre möteshastighet än någon av dessa två kandidater, vilket pekar på att stjärnan som är ansvarig för ringarna kan ha varit en följeslagare till Beta Pictoris på en instabil bana. Simuleringarna föreslår att en störande stjärna med en massa runt 0,5 solmassor (vilket skulle göra den till en röd dvärg av spektraltyp M0V) är troligast att skylla strukturerna för.[18][22]

2006 avslöjade bilder tagna på systemet med Rymdteleskopet Hubbles Advanced Camera for Surveys närvaron av en sekundär stoftskiva, som bildar en vinkel om runt 5° mot huvudskivan och sträcker sig åtminstone 130 AU från stjärnan.[23] Den sekundära skivan är asymmetrisk.

Exoplaneter redigera

I november 2008 publicerade Europeiska sydobservatoriet (ESO) ett pressmeddelande som tillkännagav att en planet som stämde med tidigare förutsägelser kan ha avbildats i bana runt Beta Pictoris i fragmentskivans plan. Om ett fysiskt samband mellan det detekterade objektet och Beta Pictoris bekräftas, skulle det vara den extrasolära planet närmast sin stjärna, som någonsin fotograferats (den observerade separationen är ungefär densamma som avståndet mellan Saturnus och Solen).[24]

I augusti 2019 publicerade Nature att forskare funnit ännu en planet i systemet: Beta Pictoris c.[25]

Noter redigera

  1. ^ Ur Wiens förskjutningslag och en temperatur om 8 052 K, så kommer maximalemissionen från Beta Pictoris att ligga kring våglängden 360 nm, vilket är i den ultravioletta delen av spektrum.

Referenser redigera

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.

Noter redigera

  1. ^ [a b c d] Bet Pictoris på SIMBAD
  2. ^ [a b c] Gray, R. O.; et al. (2006). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc—The Southern Sample". The Astronomical Journal. 132 (1): 161–170. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637.
  3. ^ Koen, C. (2003). "δ Scuti pulsations in β Pictoris". MNRAS. 341 (4): 1385–1387. Bibcode:2003MNRAS.341.1385K. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x.
  4. ^ [a b] Hoffleit D. & Warren Jr W.H. (1991). "HR 2020". Bright Star Catalogue (5th Revised ed.). Hämtad 2008-09-06.
  5. ^ Gontcharov G.A. (2006). "HIP 27321". Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars. Hämtad 2008-09-06.
  6. ^ [a b c] van Leeuwen, F. (2007). "HIP 27321". Hipparcos, the New Reduction. Hämtad 2008-09-06.
  7. ^ [a b] Hubble otti tarkimman kuvan naapuritähden pölykiekosta, Ursa, 23 februari 2015
  8. ^ [a b c] Crifo, F. et al. (1997). "β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties". Astronomy and Astrophysics 320: L29–L32. http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1997A&A...320L..29C.
  9. ^ Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI Observations of Main Sequence Stars". In A.K. Dupree; A.O. Benz. Proceedings of the 219th symposium of the International Astronomical Union. IAUS 219: Stars as Suns: Activity, Evolution and Planets. Sydney, Australia: Astronomical Society of the Pacific. p. 80. Hämtad 2008-09-07.
  10. ^ Royer F.; Zorec J. & Gomez A.E. (2007). "HD 39060". Rotational velocities of A-type stars. III. List of the 1541 B9- to F2-type stars, with their vsini value, spectral type, associated subgroup and classification. Hämtad 2008-09-07.
  11. ^ [a b] Zuckerman, B. et al. (2001). "The β Pictoris Moving Group". The Astrophysical Journal 562 (1): L87–L90. doi:10.1086/337968
  12. ^ [a b] Smith, B. A. and Terrile, R. J. (4 april 1984). ”A circumstellar disk around Beta Pictoris”. Science "226": ss. 1421–1424. doi:10.1126/science.226.4681.1421. http://adsabs.harvard.edu/abs/1984Sci...226.1421S. 
  13. ^ Wahhaj, Z. et al. (4 april 2003). ”The Inner Rings of β Pictoris”. The Astrophysical Journal "584" (1): ss. L27–L31. doi:10.1086/346123. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003ApJ...584L..27W&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  14. ^ Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. and Lagrange-Henri, A. M. (4 april 1990). ”The Beta Pictoris circumstellar disk. X - Numerical simulations of infalling evaporating bodies”. Astronomy and Astrophysics "236" (1): ss. 202–216. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1990A%26A...236..202B&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  15. ^ Freistetter, F.; Krivov, A. V. and Löhne, T. (4 april 2007). ”Planets of β Pictoris revisited”. Astronomy and Astrophysics "466" (1): ss. 389–393. doi:10.1051/0004-6361:20066746. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...466..389F&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  16. ^ Baggaley, W. Jack (4 april 2000). ”Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids”. J. Geophys. Res. "105" (A5): ss. 10353–10362. doi:10.1029/1999JA900383. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000JGR...10510353B. 
  17. ^ [a b] Croswell, Ken (1999). Planet Quest. Oxford University Press. ISBN 0-19-288083-7. Läst 15 april 2009 
  18. ^ [a b] Larwood, J. D. and Kalas, P. G. (4 april 2001). ”Close stellar encounters with planetesimal discs: the dynamik of asymmetry in the β Pictoris system”. MNRAS "323" (2): ss. 402–416. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2001MNRAS.323..402L&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  19. ^ Olofsson, G.; Liseau, R. and Brandeker, A. (4 april 2001). ”Widespread Atomic Gas Emission Reveals the Rotation of the β Pictoris Disk”. The Astrophysical Journal "563" (1): ss. L77–L80. doi:10.1086/338354. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2001ApJ...563L..77O&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  20. ^ Kalas, P.; Larwood, J.; Smith, B. A. and Schultz, A. (4 april 2000). ”Rings in the Planetesimal Disk of β Pictoris”. The Astrophysical Journal "530" (2): ss. L133–L137. doi:10.1086/312494. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2000ApJ...530L.133K&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  21. ^ Kalas, Paul; Deltorn, Jean-Marc and Larwood, John (4 april 2001). ”Stellar Encounters with the β Pictoris Planetesimal System”. The Astrophysical Journal "553" (1): ss. 410–420. doi:10.1086/320632. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2001ApJ...553..410K&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  22. ^ NASA (2000-01-15). ”Beta Pictoris Disk Hides Giant Elliptical Ring System”. Pressmeddelande. Läst 2 september 2008.
  23. ^ Golimowski, D. A. et al. (4 april 2006). ”Hubble Space Telescope ACS Multiband Coronagraphic Imaging of the Debris Disk around β Pictoris”. The Astronomical Journal "131" (6): ss. 3109–3130. doi:10.1086/503801. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006AJ....131.3109G&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  24. ^ ESO (2008-11-21). ”Beta Pictoris planet finally imaged?”. Pressmeddelande. Läst 14 april 2009. Arkiverad från originalet den 8 februari 2009.
  25. ^ ”Astronomers discover a massive super-Jupiter hiding around nearby star”. 19 augusti 2019. https://www.cnet.com/news/astronomers-discover-a-massive-super-jupiter-hiding-around-nearby-star/. Läst 28 augusti 2019. 

Externa länkar redigera

Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=Beta_Pictoris&oldid=50428970”