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 masiva y 8,7 veces más luminosa que el Sol . El sistema Beta Pictoris es muy joven, solo tiene 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 móvil 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 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 causada por grandes cantidades de polvo y gas (incluido el 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 obtuvo una imagen 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 planetaria pueden estar en curso. [22] Se cree que el material del disco de escombros de Beta Pictoris es la fuente dominante de meteoroides interestelares en el Sistema Solar. [23]
Beta Pictoris es una estrella en la constelación meridional de Pictor, el Caballete , y se encuentra al oeste de la brillante estrella Canopus . [24] Tradicionalmente marcaba la línea de sondeo de la nave 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 las estrellas más tenues que la magnitud 3 sean demasiado tenues para verlas. Es la segunda más brillante de su constelación, superada solo 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 observado a medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol. Se encontró que Beta Pictoris exhibía un paralaje de 51,87 milisegundos de arco , [27] un valor que luego fue revisado a 51,44 milisegundos de arco cuando los datos fueron reanalizados teniendo en cuenta los errores sistemáticos con más cuidado. [6] La distancia a Beta Pictoris es, por lo 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 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. [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 comprenden el grupo móvil Beta Pictoris . [13]
Según las mediciones realizadas en el marco del Nearby Stars Project, Beta Pictoris tiene un tipo espectral de A6V [2] y una temperatura efectiva de 8052 K (7779 °C ; 14 034 °F ), [2] que es más caliente que los 5778 K (5505 °C; 9941 °F) del Sol. [29] El análisis del espectro revela que la estrella contiene una proporción ligeramente mayor de elementos pesados, que en astronomía se denominan metales , respecto de hidrógeno que el Sol. Este valor se expresa como la cantidad [M/H], el logaritmo en 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. Esta suele expresarse como log g , el logaritmo en base 10 de la aceleración gravitacional expresada 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 parsecs se obtiene una magnitud absoluta de 2,4 [7] , en comparación con el Sol, que tiene una magnitud absoluta 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 descubre 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 1-2 milimagnitudes en frecuencias entre aproximadamente 30 y 40 minutos. [4] Los estudios de velocidad radial de Beta Pictoris también revelan variabilidad: hay pulsaciones en dos frecuencias , una a los 30,4 minutos y otra a los 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 ha medido utilizando interferometría con el Very Large Telescope y se ha descubierto que es 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 deriva midiendo velocidades radiales , se trata de un límite inferior de la velocidad de rotación real: la cantidad medida es en realidad v sen ( i ), donde i representa la inclinación del eje de rotación de la estrella respecto de la línea de visión . 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 condujo a un debate sobre si se había unido a la secuencia principal o si todavía era una estrella de pre-secuencia principal [33]. Sin embargo, cuando se midió la distancia de la estrella con Hipparcos 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 tomaron en cuenta los resultados de Hipparcos, se encontró que Beta Pictoris estaba ubicada cerca de la secuencia principal de edad cero y no era una estrella de pre-secuencia principal después de todo. [8] El análisis de Beta Pictoris y otras estrellas dentro del grupo móvil 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, de 20 a 26 millones de años. [34] [12]
Beta Pictoris puede haberse formado cerca de la asociación Scorpius-Centaurus . [35] El colapso de la nube de gas que resultó en 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 estrella fugitiva . Rastreando la trayectoria de HIP 46950 hacia atrás, se sugiere que habría estado en las proximidades 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 para el origen del cúmulo Beta Pictoris está en duda. [36]
La sonda espacial IRAS [37] detectó un exceso de radiación infrarroja de Beta Pictoris en 1983. [32] Junto con Vega , Fomalhaut y Epsilon Eridani , fue una de las primeras cuatro estrellas en las que se detectó dicho exceso: estas estrellas se denominan "similares a Vega" en honor a la primera estrella de este tipo descubierta. 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 cuyo disco circunestelar fue fotografiado ópticamente. [19] Los datos de IRAS son (en longitudes de onda de micrones): [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. [16]
El disco de escombros que rodea a Beta Pictoris se ve de canto desde la Tierra y está orientado en dirección noreste-suroeste. El disco es asimétrico: en la dirección noreste se ha observado hasta 1835 unidades astronómicas de la estrella, mientras que en la dirección suroeste la extensión es de 1450 UA. [38] El disco está rotando: la parte al noreste de la estrella se aleja de la Tierra, mientras que la parte al suroeste del disco se acerca a la Tierra. [39]
Se han observado varios anillos elípticos de material en las regiones externas del disco de escombros entre 500 y 800 UA: estos pueden haberse 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 hace unos 350.000 años. [41] Sin embargo, las simulaciones por computadora favorecen una velocidad de encuentro menor que la de 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 es probable que una estrella perturbadora con una masa de 0,5 masas solares sea la culpable de las estructuras. Tal estrella sería una enana roja de tipo espectral M0V. [38] [42]
En 2006, las imágenes del sistema obtenidas con la Cámara Avanzada para Sondeos del Telescopio Espacial Hubble revelaron la presencia de un disco de polvo secundario inclinado en un ángulo de unos 5° respecto del disco principal y que se extiende al menos 130 UA desde la estrella. [43] El disco secundario es asimétrico: la extensión suroeste es más curvada y menos inclinada que la noreste. Las imágenes no fueron lo suficientemente buenas como para distinguir entre los discos principal y secundario dentro de las 80 UA de Beta Pictoris, sin embargo, se predice que la extensión noreste del disco de polvo se intersectará con el disco principal a unas 30 UA de la estrella. [43] El disco secundario puede ser producido por un planeta masivo en una órbita inclinada que extrae materia del disco primario y hace que se mueva en una órbita alineada con el planeta. [44]
Estudios realizados con el Explorador Espectróscopico del 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 radiación que de otra manera expulsaría el material hacia el espacio interestelar. [45] Actualmente, hay dos explicaciones sugeridas para el origen de la sobreabundancia de carbono. Beta Pictoris podría estar en proceso de formación de exóticos planetas ricos en carbono , en contraste con los planetas terrestres en el 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 entorno rico en carbono. También se ha propuesto que Júpiter puede haberse formado alrededor de un núcleo rico en carbono. [46]
En 2011, el disco alrededor de Beta Pictoris se convirtió en el primer 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 interna del sistema Beta Pictoris obtenidas 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 se inclinan de forma alternada con respecto al disco principal. [20]
Las observaciones realizadas en 2004 revelaron la presencia de un cinturón interior que contenía material de silicato a una distancia de 6,4 UA de la estrella. También se detectó material de silicato a 16 y 30 UA de la estrella, con una falta de polvo entre 6,4 y 16 UA, lo que 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 solo se pueden formar a menos de 10 UA de la estrella; por lo tanto, han sido transportados al cinturón después de su formación, probablemente por mezcla radial. [50]
El modelado del disco de polvo a 100 UA 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 aproximadamente 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 notó por primera vez en la parte desplazada hacia el rojo de varias líneas de absorción, lo que se interpretó como causado por material que cae sobre la estrella. [52] Se sugirió que la fuente de este material son pequeños objetos similares a cometas en órbitas que los llevan cerca de la estrella donde comienzan a evaporarse, denominado modelo de "cuerpos que se evaporan y caen". [21] También se detectaron eventos de absorción transitorios desplazados hacia el azul , aunque con menos frecuencia: estos pueden representar un segundo grupo de objetos en un conjunto diferente de órbitas. [53] El modelado detallado indica que es poco probable que los cuerpos que se evaporan y caen sean principalmente helados como los cometas, sino que probablemente estén compuestos de un núcleo mixto de polvo y hielo con una corteza de material refractario . [54] Estos objetos pueden haber sido perturbados en sus órbitas rozando a la estrella por la influencia gravitatoria de un planeta en una órbita ligeramente excéntrica alrededor de Beta Pictoris a una distancia de aproximadamente 10 UA 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 escombros principal. [56] Un estudio de 2019 informó sobre exocometas en tránsito con TESS . Las caídas son de naturaleza asimétrica y son consistentes con los modelos de cometas en evaporación que cruzan el disco de la estrella. Los cometas están en una órbita altamente 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 planeta compañero de la estrella. [58] En el otoño de 2009, el planeta fue observado con éxito al otro lado de la estrella madre, lo que confirmó la existencia del propio planeta y las observaciones anteriores. Se cree que en 15 años (a partir de 2009 [actualizar]) será posible registrar la órbita completa del planeta. [14] [ necesita actualización ]
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 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 velocidad radial no es adecuado para estudiar estrellas de tipo A como Beta Pictoris. La edad muy joven de la estrella hace que el ruido sea aún peor. Los límites actuales derivados de este método son suficientes para descartar planetas de tipo Júpiter caliente con una masa mayor que 2 masas de Júpiter a una distancia de menos de 0,05 UA de la estrella. En el caso de 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 sobre el entorno circunestelar.
Varias líneas de evidencia sugieren la existencia de un planeta masivo orbitando en la región alrededor de 10 UA de la estrella: el espacio libre de polvo entre los cinturones planetesimales a 6,4 UA y 16 UA sugiere que esta región se está despejando; [49] un planeta a esta distancia explicaría el origen de los cuerpos que se evaporan y caen, [55] y las deformaciones y anillos inclinados en el disco interno sugieren que un planeta masivo en una órbita inclinada está alterando el disco. [44] [63]
El planeta observado por sí solo no puede explicar la estructura de los cinturones planetesimales a 30 UA y 52 UA de la estrella. Estos cinturones podrían estar asociados con planetas más pequeños a 25 y 44 UA, con alrededor de 0,5 y 0,1 masas de Júpiter respectivamente. [22] Tal sistema de planetas, si existe, estaría cerca de una resonancia orbital de 1:3:7 . También puede ser que los anillos en el disco exterior a 500–800 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 UA [64] y 9,5 UA [65] respectivamente. La separación en la dirección radial es desconocida, por lo que este es un límite inferior de la separación real. 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 se han probado con datos reales en los rangos probables de masa y edad del planeta.
El semieje mayor es de 8 a 9 UA y su período orbital es de 17 a 21 años. [66] En noviembre de 1981 se observó un " evento similar a un tránsito "; [67] [68] esto es consistente con esas estimaciones. [66] Si se confirma que se trata de un tránsito verdadero, el radio inferido del objeto en tránsito es de 2 a 4 radios de Júpiter, que es mayor que lo predicho por los modelos teóricos. Esto puede indicar que está rodeado por un gran sistema de anillos o un disco de formación lunar. [68]
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, [69] y una edad de 18,5 ± 2,5 Myr. [15] Tiene un período orbital de unos 1200 días (3,3 años) y un semieje mayor de 2,7 UA, unas 3,5 veces más cerca de su estrella madre que Beta Pictoris b. [70] [59] La órbita de Beta Pictoris c es moderadamente excéntrica , con una excentricidad de 0,24. [70] [59]
Este planeta presenta datos que contradicen los modelos actuales de formación planetaria , a fecha de 2020. β Pic c se encuentra en una edad en la que se predice que la formación planetaria ocurrirá a través de la inestabilidad del disco. Sin embargo, el planeta orbita a una distancia de 2,7 UA, que según las predicciones es demasiado cercana para que se produzca la inestabilidad del disco. La baja magnitud aparente, de MK = 14,3 ± 0,1, sugiere que se formó a través de la acreción del núcleo. [15]
En 2000, las observaciones realizadas con el radar de órbita de meteoritos avanzado 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 de Beta Pictoris son relativamente grandes, con radios que superan los 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 escombros de 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 . [71] 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. [72]
