Beta Pictoris (abreviada β Pictoris o β Pic ) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Pictor . Se encuentra a 63,4 años luz (19,4 pc ) del Sistema Solar , y es 1,75 veces más masivo y 8,7 veces más luminoso que el Sol . El sistema Beta Pictoris es muy joven, tiene sólo entre 20 y 26 millones de años, [12] aunque ya se encuentra en la etapa de secuencia principal de su evolución . [8] Beta Pictoris es el miembro principal del grupo en movimiento Beta Pictoris , una asociación de estrellas jóvenes que comparten el mismo movimiento a través del espacio y tienen la misma edad. [13]
El Observatorio Europeo Austral (ESO) ha confirmado la presencia de dos planetas, Beta Pictoris b , [14] y Beta Pictoris c , [15] mediante el uso de imágenes directas . Ambos planetas orbitan en el plano del disco de escombros que rodea a la estrella. Beta Pictoris c es actualmente el planeta extrasolar más cercano a su estrella jamás fotografiado: la separación observada es aproximadamente la misma que la distancia entre el cinturón de asteroides y el Sol. [15]
Beta Pictoris muestra un exceso de emisión infrarroja [16] en comparación con las estrellas normales de su tipo, que es causado por grandes cantidades de polvo y gas (incluido monóxido de carbono ) [17] [18] cerca de la estrella. Observaciones detalladas revelan un gran disco de polvo y gas orbitando la estrella, que fue el primer disco de escombros del que se obtuvieron imágenes alrededor de otra estrella. [19] Además de la presencia de varios cinturones planetesimales [20] y actividad cometaria , [21] hay indicios de que se han formado planetas dentro de este disco y que los procesos de formación de planetas pueden estar en curso. [22] Se cree que el material del disco de escombros Beta Pictoris es la fuente dominante de meteoritos interestelares en el Sistema Solar. [23]
Beta Pictoris es una estrella de la constelación austral de Pictor, el Caballete , y está situada al oeste de la brillante estrella Canopus . [24] Tradicionalmente marcaba la línea de sonda del barco Argo Navis , antes de que la constelación se dividiera. [25] La estrella tiene una magnitud visual aparente de 3,861, [1] por lo que es visible a simple vista en buenas condiciones, aunque la contaminación lumínica puede provocar que estrellas más tenues que la magnitud 3 sean demasiado débiles para verlas. Es la segunda más brillante de su constelación, sólo superada por Alpha Pictoris , que tiene una magnitud aparente de 3,30. [26]
La distancia a Beta Pictoris y muchas otras estrellas fue medida por el satélite Hipparcos . Esto se hizo midiendo su paralaje trigonométrico : el ligero desplazamiento en su posición que se observa cuando la Tierra se mueve alrededor del Sol. Se descubrió que Beta Pictoris exhibía un paralaje de 51,87 milisegundos de arco , [27] un valor que luego se revisó a 51,44 milisegundos de arco cuando los datos se volvieron a analizar teniendo en cuenta los errores sistemáticos con más cuidado. [6] La distancia a Beta Pictoris es, por tanto, de 63,4 años luz, con una incertidumbre de 0,1 años luz. [28] [nota 1]
El satélite Hipparcos también midió el movimiento propio de Beta Pictoris: viaja hacia el este a un ritmo de 4,65 milisegundos de arco por año y hacia el norte a un ritmo de 83,10 milisegundos de arco por año. [6] Las mediciones del desplazamiento Doppler del espectro de la estrella revelan que se está alejando de la Tierra a una velocidad de 20 km/s. [5] Varias otras estrellas comparten el mismo movimiento a través del espacio que Beta Pictoris y probablemente se formaron a partir de la misma nube de gas aproximadamente al mismo tiempo: estas forman el grupo en movimiento Beta Pictoris . [13]
Según mediciones realizadas como parte del Proyecto Estrellas Cercanas, Beta Pictoris tiene un tipo espectral de A6V [2] y tiene una temperatura efectiva de 8.052 K (7.779 °C ; 14.034 °F ), [2] que es más caliente que la del Sol. 5.778 K (5.505 °C; 9.941 °F). [29] El análisis del espectro revela que la estrella contiene una proporción ligeramente mayor de elementos pesados, que en astronomía se denominan metales , e hidrógeno que el Sol. Este valor se expresa como la cantidad [M/H], el logaritmo de base 10 de la relación entre la fracción metálica de la estrella y la del Sol. En el caso de Beta Pictoris, el valor de [M/H] es 0,05, [2] lo que significa que la fracción metálica de la estrella es un 12% mayor que la del Sol. [nota 3]
El análisis del espectro también puede revelar la gravedad superficial de la estrella. Esto generalmente se expresa como log g , el logaritmo de base 10 de la aceleración gravitacional dada en unidades CGS , en este caso, cm/s². Beta Pictoris tiene log g = 4,15, [2] lo que implica una gravedad superficial de 140 m/s² , que es aproximadamente la mitad de la aceleración gravitacional en la superficie del Sol (274 m/s²). [29]
Como estrella de secuencia principal de tipo A, Beta Pictoris es más luminosa que el Sol: combinando la magnitud aparente de 3,861 con la distancia de 19,44 pársecs se obtiene una magnitud absoluta de 2,4, [7] en comparación con el Sol, que tiene una magnitud absoluta. magnitud de 4,83. [29] Esto corresponde a una luminosidad visual 9,2 veces mayor que la del Sol. [nota 4] Cuando se tiene en cuenta todo el espectro de radiación de Beta Pictoris y el Sol, se encuentra que Beta Pictoris es 8,7 veces más luminosa que el Sol. [8] [30]
Muchas estrellas de secuencia principal de tipo espectral A caen en una 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 variaciones en el brillo de alrededor de 1 a 2 milimagnitudes en frecuencias de entre 30 y 40 minutos. [4] Los estudios de velocidad radial de Beta Pictoris también revelan variabilidad: hay pulsaciones en dos frecuencias , una a 30,4 minutos y otra a 36,9 minutos. [31] Como resultado, la estrella se clasifica como una variable Delta Scuti .
La masa de Beta Pictoris se ha determinado utilizando modelos de evolución estelar y ajustándolos a las propiedades observadas de la estrella. Este método arroja una masa estelar de entre 1,7 y 1,8 masas solares . [8] El diámetro angular de la estrella se midió mediante interferometría con el Very Large Telescope y se encontró que era de 0,84 milisegundos de arco . [9] Combinando este valor con la distancia de 63,4 años luz se obtiene un radio 1,8 veces el del Sol. [nota 5]
Se ha medido que la velocidad de rotación de Beta Pictoris es de al menos 130 km/s. [11] Dado que este valor se obtiene midiendo velocidades radiales , este es un límite inferior de la verdadera velocidad de rotación: la cantidad medida es en realidad v sin ( i ), donde i representa la inclinación del eje de rotación de la estrella con respecto a la línea- en vista . Si se supone que Beta Pictoris se ve desde la Tierra en su plano ecuatorial, una suposición razonable ya que el disco circunestelar se ve de canto, el período de rotación se puede calcular en aproximadamente 16 horas, que es significativamente más corto que el del Sol ( 609,12 horas [29] ). [nota 6]
La presencia de cantidades significativas de polvo alrededor de la estrella [32] implica una edad joven del sistema y llevó a un debate sobre si se había unido a la secuencia principal o todavía era una estrella anterior a la secuencia principal [33] Sin embargo, cuando la distancia de la estrella fue medido por Hipparcos y se reveló que Beta Pictoris estaba ubicada más lejos de lo que se pensaba anteriormente y, por lo tanto, era más luminosa de lo que se creía originalmente. Una vez que se tuvieron en cuenta los resultados de Hipparcos, se descubrió que Beta Pictoris estaba ubicada cerca de la secuencia principal de edad cero y, después de todo, no era una estrella anterior a la secuencia principal. [8] El análisis de Beta Pictoris y otras estrellas dentro del grupo en movimiento Beta Pictoris sugirió que tienen alrededor de 12 millones de años. [13] Sin embargo, estudios más recientes indican que la edad es aproximadamente el doble, entre 20 y 26 millones de años. [34] [12]
Beta Pictoris pudo haberse formado cerca de la asociación Scorpius-Centaurus . [35] El colapso de la nube de gas que dio lugar a la formación de Beta Pictoris puede haber sido provocado por la onda de choque de una explosión de supernova : la estrella que se convirtió en supernova puede haber sido una antigua compañera de HD 83058 , que ahora es una fugitiva. estrella . Rastrear el camino de HIP 46950 hacia atrás sugiere que habría estado en las cercanías de la asociación Scorpius-Centaurus hace unos 13 millones de años. [35] Sin embargo, se ha descubierto que HD 83058 es un binario espectroscópico y es poco probable que haya sido expulsado por la explosión de supernova de un compañero cercano, por lo que la explicación simple del origen del cúmulo Beta Pictoris está en duda. [36]
Un exceso de radiación infrarroja de Beta Pictoris fue detectado por la nave espacial IRAS [37] en 1983. [32] Junto con Vega , Fomalhaut y Epsilon Eridani , fue una de las primeras cuatro estrellas en las que se detectó tal exceso: estas estrellas se llaman "Parecido a Vega" después del descubrimiento de la primera estrella de este tipo. Dado que las estrellas de tipo A como Beta Pictoris tienden a irradiar la mayor parte de su energía en el extremo azul del espectro, [nota 8] esto implicaba la presencia de materia fría en órbita alrededor de la estrella, que irradiaría en longitudes de onda infrarrojas y produciría el exceso. . [32] Esta hipótesis se verificó en 1984 cuando Beta Pictoris se convirtió en la primera estrella en la que se obtuvieron imágenes ópticas de su disco circunestelar . [19] Los datos de IRAS son (en longitudes de onda de micras): [12]=2,68, [25]=0,05, [60]=−2,74 y [100]=−3,41. Los excesos de color son: E12=0,69, E25=3,35, E60=6,17 y E100=6,90. [dieciséis]
Los observadores en la Tierra ven de canto el disco de escombros alrededor de Beta Pictoris y está orientado en dirección noreste-suroeste. El disco es asimétrico: en dirección noreste se ha observado a 1.835 unidades astronómicas de la estrella, mientras que en dirección suroeste la extensión es de 1.450 UA. [38] El disco está girando: la parte al noreste de la estrella se está alejando de la Tierra, mientras que la parte al suroeste del disco se está moviendo hacia la Tierra. [39]
Se han observado varios anillos elípticos de material en las regiones exteriores del disco de escombros entre 500 y 800 AU: es posible que se hayan formado como resultado de la interrupción del sistema por el paso de una estrella. [40] Los datos astrométricos de la misión Hipparcos revelan que la estrella gigante roja Beta Columbae pasó a 2 años luz de Beta Pictoris hace unos 110.000 años, pero una perturbación mayor habría sido causada por Zeta Doradus , que pasó a una distancia de 3 años luz. años hace unos 350.000 años. [41] Sin embargo, las simulaciones por computadora favorecen una velocidad de encuentro más baja que cualquiera de estos dos candidatos, lo que sugiere que la estrella responsable de los anillos puede haber sido una estrella compañera de Beta Pictoris en una órbita inestable. Las simulaciones sugieren que una estrella perturbadora con una masa de 0,5 masas solares probablemente sea la culpable de las estructuras. Una estrella así sería una enana roja de tipo espectral M0V. [38] [42]
En 2006, las imágenes del sistema con la Cámara Avanzada para Sondeos del Telescopio Espacial Hubble revelaron la presencia de un disco de polvo secundario inclinado en un ángulo de aproximadamente 5° con respecto al disco principal y que se extendía al menos 130 AU desde la estrella. [43] El disco secundario es asimétrico: la extensión suroeste es más curvada y menos inclinada que el noreste. Las imágenes no fueron lo suficientemente buenas como para distinguir entre los discos principal y secundario dentro de las 80 AU de Beta Pictoris; sin embargo, se predice que la extensión noreste del disco de polvo se cruzará con el disco principal a unas 30 AU de la estrella. [43] El disco secundario puede ser producido por un planeta masivo en una órbita inclinada que elimina materia del disco primario y hace que se mueva en una órbita alineada con el planeta. [44]
Los estudios realizados con el Explorador espectroscópico ultravioleta lejano de la NASA han descubierto que el disco alrededor de Beta Pictoris contiene una sobreabundancia extrema de gas rico en carbono . [45] Esto ayuda a estabilizar el disco contra la presión de la radiación que, de otro modo, expulsaría el material al espacio interestelar. [45] Actualmente, hay dos explicaciones sugeridas para el origen de la sobreabundancia de carbono. Beta Pictoris podría estar en proceso de formar planetas exóticos ricos en carbono , a diferencia de los planetas terrestres del Sistema Solar, que son ricos en oxígeno en lugar de carbono. [46] Alternativamente, puede estar pasando por una fase desconocida que también podría haber ocurrido temprano en el desarrollo del Sistema Solar: en el Sistema Solar hay meteoritos ricos en carbono conocidos como condritas de enstatita , que pueden haberse formado en un lugar rico en carbono. ambiente. También se ha propuesto que Júpiter pudo haberse formado alrededor de un núcleo rico en carbono. [46]
En 2011, el disco alrededor de Beta Pictoris se convirtió en el primer otro sistema planetario fotografiado por un astrónomo aficionado . Rolf Olsen de Nueva Zelanda capturó el disco con un reflector newtoniano de 10 pulgadas y una cámara web modificada . [47]
En 2003, las imágenes de la región interior del sistema Beta Pictoris con el telescopio Keck II revelaron la presencia de varias características que se interpretan como cinturones o anillos de material. Se detectaron cinturones a aproximadamente 14, 28, 52 y 82 unidades astronómicas de la estrella, que alternan en inclinación con respecto al disco principal. [20]
Las observaciones realizadas en 2004 revelaron la presencia de un cinturón interior que contiene material de silicato a una distancia de 6,4 AU de la estrella. También se detectó material de silicato a 16 y 30 AU de la estrella, y la falta de polvo entre 6,4 y 16 AU proporciona evidencia de que un planeta masivo puede estar orbitando en esta región. [48] [49] También se ha detectado olivino rico en magnesio , sorprendentemente similar al que se encuentra en los cometas del Sistema Solar y diferente del olivino que se encuentra en los asteroides del Sistema Solar. [50] Los cristales de olivino sólo pueden formarse a menos de 10 AU de la estrella; por lo tanto, han sido transportados a la faja después de su formación, probablemente mediante mezcla radial. [50]
El modelado del disco de polvo a 100 AU de la estrella sugiere que el polvo en esta región puede haber sido producido por una serie de colisiones iniciadas por la destrucción de planetesimales con radios de unos 180 kilómetros. Después de la colisión inicial, los escombros sufren más colisiones en un proceso llamado cascada de colisiones. Se han inferido procesos similares en los discos de escombros alrededor de Fomalhaut y AU Microscopii . [51]
El espectro de Beta Pictoris muestra una fuerte variabilidad a corto plazo que se observó por primera vez en la parte desplazada al rojo de varias líneas de absorción, que se interpretó como causada por material que caía sobre la estrella. [52] Se sugirió que la fuente de este material son pequeños objetos similares a cometas en órbitas que los acercan a la estrella donde comienzan a evaporarse, lo que se denomina modelo de "cuerpos que caen en evaporación". [21] También se detectaron eventos transitorios de absorción con desplazamiento hacia el azul , aunque con menos frecuencia: estos pueden representar un segundo grupo de objetos en un conjunto diferente de órbitas. [53] Los modelos detallados indican que es poco probable que los cuerpos en evaporación que caen sean principalmente helados como los cometas, sino que probablemente estén compuestos de una mezcla de polvo y núcleo de hielo con una corteza de material refractario . [54] Estos objetos pueden haber sido perturbados en sus órbitas de pastoreo de estrellas por la influencia gravitacional de un planeta en una órbita ligeramente excéntrica alrededor de Beta Pictoris a una distancia de aproximadamente 10 AU de la estrella. [55] La caída de cuerpos en evaporación también puede ser responsable de la presencia de gas ubicado muy por encima del plano del disco de desechos principal. [56] Un estudio de 2019 informó exocometes en tránsito con TESS . Las caídas son de naturaleza asimétrica y son consistentes con modelos de cometas en evaporación que cruzan el disco de la estrella. Los cometas se encuentran en una órbita muy excéntrica y no son periódicos. [57]
El 21 de noviembre de 2008, se anunció que las observaciones infrarrojas realizadas en 2003 con el Very Large Telescope habían revelado un candidato a compañero planetario de la estrella. [58] En el otoño de 2009, el planeta fue observado con éxito al otro lado de la estrella madre, confirmando la existencia del planeta mismo y observaciones anteriores. Se cree que dentro de 15 años (a partir de 2009 [actualizar]) será posible registrar la órbita completa del planeta. [14]
El Observatorio Europeo Austral confirmó la presencia de Beta Pictoris c, el 6 de octubre de 2020, mediante el uso de imágenes directas . Beta Pictoris c orbita en el plano del disco de escombros que rodea a la estrella. Beta Pictoris c es actualmente el planeta extrasolar más cercano a su estrella jamás fotografiado: la separación observada es aproximadamente la misma que la distancia entre el cinturón de asteroides y el Sol. [15] [59]
El método de la velocidad radial no es muy adecuado para estudiar estrellas de tipo A como Beta Pictoris. La corta edad de la estrella empeora aún más el ruido. Los límites actuales derivados de este método son suficientes para descartar planetas calientes del tipo Júpiter con una masa superior a 2 masas de Júpiter a una distancia inferior a 0,05 AU de la estrella. Para los planetas que orbitan a 1 UA, los planetas con menos de 9 masas de Júpiter habrían evadido la detección. [22] [31] Por lo tanto, para encontrar planetas en el sistema Beta Pictoris, los astrónomos buscan los efectos que el planeta tiene en el entorno circunestelar.
Múltiples líneas de evidencia sugirieron la existencia de un planeta masivo que orbita en la región a unas 10 UA de la estrella: la brecha libre de polvo entre los cinturones planetesimales a 6,4 AU y 16 AU sugiere que esta región se está limpiando; [49] un planeta a esta distancia explicaría el origen de la caída de los cuerpos que se evaporan, [55] y las deformaciones y los anillos inclinados en el disco interior sugieren que un planeta masivo en una órbita inclinada está perturbando el disco. [44] [62]
El planeta observado por sí solo no puede explicar la estructura de los cinturones planetesimales a 30 UA y 52 AU de la estrella. Estos cinturones podrían estar asociados con planetas más pequeños de 25 y 44 UA, con alrededor de 0,5 y 0,1 masas de Júpiter, respectivamente. [22] Tal sistema de planetas, si existiera, estaría cerca de una resonancia orbital de 1:3:7 . También puede ser que los anillos en el disco exterior entre 500 y 800 UA sean causados indirectamente por la influencia de estos planetas. [22]
El objeto fue observado a una distancia angular de 411 milisegundos de arco de Beta Pictoris, lo que corresponde a una distancia en el plano del cielo de 8 UA. A modo de comparación, los radios orbitales de los planetas Júpiter y Saturno son 5,2 AU [63] y 9,5 AU [64] respectivamente. Se desconoce la separación en la dirección radial, por lo que este es un límite inferior de la separación verdadera. Las estimaciones de su masa dependen de modelos teóricos de evolución planetaria, y predicen que el objeto tiene alrededor de 8 masas de Júpiter y aún se está enfriando, con una temperatura que oscila entre 1400 y 1600 K. Estas cifras vienen con la salvedad de que los modelos aún no han sido probados. contra datos reales en los rangos probables de masa y edad del planeta.
El semieje mayor tiene entre 8 y 9 AU y su período orbital es entre 17 y 21 años. [65] En noviembre de 1981 se observó un " evento parecido al tránsito "; [66] [67] esto es consistente con esas estimaciones. [65] Si se confirma que esto es un tránsito verdadero, el radio inferido del objeto en tránsito es de 2 a 4 radios de Júpiter, que es mayor de lo predicho por los modelos teóricos. Esto puede indicar que está rodeado por un gran sistema de anillos o un disco de formación de luna. [67]
El 6 de octubre de 2020 se anunció la confirmación de un segundo planeta en el sistema Beta Pictoris. El planeta tiene una temperatura de T = 1250 ± 50 K, una masa dinámica de M = 8,89 ± 0,75 MJup, [68] y una edad de 18,5 ± 2,5 millones de años. [15] Tiene un período orbital de aproximadamente 1200 días (3,3 años) y un semieje mayor de 2,7 AU, aproximadamente 3,5 veces más cerca de su estrella madre que Beta Pictoris b. [69] [59] La órbita de Beta Pictoris c es moderadamente excéntrica , con una excentricidad de 0,24. [69] [59]
Este planeta presenta datos que entran en conflicto con los modelos actuales, a partir de 2020, de formación planetaria . β Pic c se encuentra en una edad en la que se predice que se producirán formaciones planetarias debido a la inestabilidad del disco. Sin embargo, el planeta orbita a una distancia de 2,7 AU, lo que según la predicción es demasiado cerca para que se produzca inestabilidad del disco. La baja magnitud aparente, de MK = 14,3 ± 0,1, sugiere que se formó mediante acreción del núcleo. [15]
En 2000, las observaciones realizadas con el radar avanzado de órbita de meteoros de Nueva Zelanda revelaron la presencia de una corriente de partículas procedentes de la dirección de Beta Pictoris, que puede ser una fuente dominante de meteoroides interestelares en el Sistema Solar. [23] Las partículas en la corriente de polvo Beta Pictoris son relativamente grandes, con radios superiores a 20 micrómetros , y sus velocidades sugieren que deben haber abandonado el sistema Beta Pictoris a aproximadamente 25 km/s. Estas partículas pueden haber sido expulsadas del disco de desechos Beta Pictoris como resultado de la migración de planetas gigantes gaseosos dentro del disco y pueden ser una indicación de que el sistema Beta Pictoris está formando una nube de Oort . [70] El modelado numérico de la eyección de polvo indica que la presión de radiación también puede ser responsable y sugiere que los planetas que se encuentran a más de 1 UA de la estrella no pueden causar directamente la corriente de polvo. [71]
