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Beta Pictoris

Esta secuencia de vídeo se basa en la representación artística de exocometas orbitando la estrella Beta Pictoris. Beta Pictoris (abreviado β Pictoris o β Pic ) es la segunda est...

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Esta secuencia de vídeo se basa en la representación artística de exocometas orbitando la estrella Beta Pictoris.

Beta Pictoris (abreviado β Pictoris o β Pic ) es la segunda estrella más brillante de la constelación Pictor . Se encuentra a 63,4 años luz (19,4 pc ) del Sistema Solar y tiene 1,79 veces la masa y 8,7 veces la luminosidad del Sol . El sistema Beta Pictoris es muy joven, con tan solo 23 millones de años, [ 14 ] aunque ya se encuentra en la etapa de secuencia principal de su evolución . [ 11 ] 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. [ 15 ] 

Beta Pictoris tiene tres planetas confirmados: Beta Pictoris b [ 16 ] , Beta Pictoris c [ 17 ] y Beta Pictoris d [ 18 ] [ 9 ] . Los tres planetas se detectaron mediante imágenes directas , aunque Beta Pictoris c se confirmó inicialmente mediante el método de velocidad radial [ 17 ] [ 19 ] . Los tres 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. [ 20 ] [ 19 ]

Beta Pictoris muestra un exceso de emisión infrarroja [ 21 ] en comparación con las estrellas normales de su tipo, lo cual es causado por grandes cantidades de polvo y gas (incluido el monóxido de carbono ) [ 22 ] [ 23 ] cerca de la estrella. Observaciones detalladas revelan un gran disco de polvo y gas orbitando la estrella, que fue el primer disco de escombros en ser fotografiado alrededor de otra estrella. [ 24 ] Además de la presencia de varios cinturones de planetesimales [ 25 ] y actividad cometaria , [ 26 ] hay indicios de que se han formado planetas dentro de este disco y que los procesos de formación planetaria pueden estar en curso. [ 27 ] Se cree que el material del disco de escombros de Beta Pictoris es la fuente dominante de meteoroides interestelares en el Sistema Solar. [ 28 ]

Ubicación y visibilidad

Beta Pictoris es una estrella en la constelación austral de Pictor, el Caballete , y se encuentra al oeste de la brillante estrella Canopus . [ 29 ] Tradicionalmente marcaba la línea de sondeo del barco Argo Navis , antes de que la constelación se dividiera. [ 30 ] La estrella tiene una magnitud visual aparente de 3,86, [ 2 ] por lo que es visible a simple vista en buenas condiciones, aunque la contaminación lumínica puede hacer que las estrellas más débiles que la magnitud 3 sean demasiado tenues para ver. Es la segunda más brillante de su constelación, superada solo por Alpha Pictoris , que tiene una magnitud aparente de 3,30. [ 31 ]

La distancia a Beta Pictoris y a muchas otras estrellas fue medida por el satélite Hipparcos . Esto se logró 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 presentaba un paralaje de 51,87 miliarcosegundos , [ 32 ] un valor que posteriormente se revisó a 51,44 miliarcosegundos cuando los datos se volvieron a analizar teniendo en cuenta con mayor cuidado los errores sistemáticos . [ 1 ] Por lo tanto, la distancia a Beta Pictoris es de 63,4 años luz, con una incertidumbre de 0,1 años luz. [ 33 ] [ nota 1 ]

El satélite Hipparcos también midió el movimiento propio de Beta Pictoris: se desplaza hacia el este a una velocidad de 4,65 miliarcosegundos por año y hacia el norte a una velocidad de 83,10 miliarcosegundos por año. [ 1 ] Las mediciones del desplazamiento Doppler del espectro de la estrella revelan que se aleja de la Tierra a una velocidad de 20  km/s. [ 7 ] 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 conforman el grupo móvil de Beta Pictoris . [ 15 ]

Propiedades físicas

Espectro, luminosidad y variabilidad

Representación artística del planeta Beta Pictoris b [ 34 ]

Según las mediciones realizadas como parte del Proyecto de Estrellas Cercanas, Beta Pictoris tiene un tipo espectral A6V . [ 4 ] Tiene una temperatura efectiva de 8054 K (7781 °C ; 14038 °F ) , [ 12 ] que es más caliente que los 5778 K (5505 °C; 9941 °F) del Sol . [ 35 ] El análisis del espectro revela que la estrella contiene casi la misma proporción de elementos pesados, que se denominan metales en astronomía, con respecto al hidrógeno que el Sol. Este valor se expresa como la cantidad [M/H], el logaritmo en base 10 de la proporción de la fracción metálica de la estrella con respecto a la del Sol. En el caso de Beta Pictoris, el valor de [M/H] es      +0,01 ± 0,03 , [ 12 ] lo que significa que la fracción metálica de la estrella es1,023 +0,024 −0,069 la del Sol. [ nota 2 ]

El análisis del espectro también puede revelar la gravedad superficial de la estrella. Esta se suele expresar como log g , el logaritmo en base 10 de la aceleración gravitatoria dada en unidades CGS , en este caso, cm/s². Beta Pictoris tiene log g = 4,18, [ 12 ] lo que implica una gravedad superficial de 150 m/s² , que es el 55% de la aceleración gravitatoria en la superficie del Sol (274 m/s²). [ 35 ]  

Como estrella de secuencia principal de tipo A, Beta Pictoris es más luminosa que el Sol: combinando la magnitud aparente de 3,86 con la distancia de 19,44 pársecs se obtiene una magnitud absoluta de 2,4, [ 8 ] en comparación con el Sol, que tiene una magnitud absoluta de 4,83. [ 35 ] Esto corresponde a una luminosidad visual 9,2 veces mayor que la del Sol. [ nota 3 ] Cuando se tiene en cuenta todo el espectro de radiación de Beta Pictoris y del Sol, se encuentra que Beta Pictoris es 8,7 veces más luminosa que el Sol. [ 11 ] [ 36 ]

Muchas estrellas de la secuencia principal de tipo espectral A caen en una región del diagrama de Hertzsprung-Russell llamada banda de inestabilidad , que está ocupada por estrellas variables pulsantes . En 2003, el monitoreo fotométrico de la estrella reveló variaciones en el brillo de alrededor de 1–2 milimagnitudes en frecuencias entre aproximadamente 30 y 40 minutos. [ 6 ] 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. [ 37 ] Como resultado, la estrella se clasifica como una variable Delta Scuti .

Masa, radio y rotación

La masa de Beta Pictoris se ha determinado a partir del modelado orbital de sus tres planetas. Este método arroja una masa estelar de 1,79 masas solares . [ 9 ] El diámetro angular de la estrella se ha medido utilizando interferometría con el Very Large Telescope y se encontró que era de 0,84 miliarcosegundos , lo que le da un radio real 1,732 ± 0,013 veces el del Sol ( R ☉ ). [ 38 ] El diámetro angular se revisó posteriormente a0,736 ± 0,019  mas , lo que daría un radio menor de 1,53 R ☉ , [ 39 ] consistente con el del ajuste atmosférico. [ 10 ] 

Se ha medido que la velocidad de rotación de Beta Pictoris es de al menos 130  km/s. [ 13 ] Dado que este valor se deriva 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 de visión . Si se supone que Beta Pictoris se observa 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 como aproximadamente 16 horas, que es significativamente más corto que el del Sol (609,12 horas [ 35 ] ). [ nota 4 ] Las observaciones con GRAVITY+ mostraron que el ángulo de posición (PA) de la rotación estelar es32,09° ± 0,9° (al este del norte), que está mejor alineado con el disco secundario deformado interior. [ 40 ]

Edad y formación

Representación artística de Beta Pictoris [ 34 ]

La presencia de cantidades significativas de polvo alrededor de la estrella [ 41 ] implica una edad joven del sistema y dio lugar a un debate sobre si se había unido a la secuencia principal o si aún era una estrella de presecuencia principal [ 42 ]. Sin embargo, cuando Hipparcos midió la distancia de la estrella, se reveló que Beta Pictoris se encontraba más lejos de lo que se pensaba 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 se encontraba cerca de la secuencia principal de edad cero y que, después de todo, no era una estrella de presecuencia principal [ 11 ] . El análisis de Beta Pictoris y otras estrellas dentro del grupo móvil de Beta Pictoris sugirió que tienen alrededor de 12 millones de años [ 15 ] . Sin embargo, estudios más recientes indican que la edad es aproximadamente el doble, entre 20 y 26 millones de años [ 43 ] [ 14 ] .

Beta Pictoris podría haberse formado cerca de la asociación Escorpio-Centauro . [ 44 ] El colapso de la nube de gas que dio lugar a la formación de Beta Pictoris podría haber sido desencadenado por la onda expansiva de una explosión de supernova : la estrella que se convirtió en supernova podría haber sido una antigua compañera de HD 83058 , que ahora es una estrella fugitiva . Rastrear la trayectoria de HIP 46950 hacia atrás sugiere que habría estado en las proximidades de la asociación Escorpio-Centauro hace unos 13 millones de años. [ 44 ] Sin embargo, se ha descubierto que HD 83058 es una binaria espectroscópica y es improbable que haya sido expulsada por la explosión de supernova de una compañera cercana, por lo que la explicación simple del origen del cúmulo Beta Pictoris está en duda. [ 45 ]

Entorno circunestelar

Erika Nesvold y Marc Kuchner analizan su simulación por supercomputadora sobre cómo el planeta Beta Pictoris b moldea el disco de escombros de Beta Pictoris dándole una forma espiral deformada.

discos de escombros

Imagen del Telescopio Espacial Hubble de los discos de escombros principal y secundario.

El exceso de radiación infrarroja de Beta Pictoris fue detectado por la nave espacial IRAS [ 46 ] en 1983. [ 41 ] Junto con Vega , Fomalhaut y Epsilon Eridani , fue una de las primeras cuatro estrellas de las que se detectó dicho exceso: estas estrellas se denominan "tipo 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 5 ] esto implicaba la presencia de materia fría en órbita alrededor de la estrella, que irradiaría en longitudes de onda infrarrojas y produciría el exceso. [ 41 ] Esta hipótesis fue verificada en 1984 cuando Beta Pictoris se convirtió en la primera estrella cuyo disco circunestelar fue fotografiado ópticamente. [ 24 ] Los datos de IRAS son (en las 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. [ 21 ]

El disco de escombros alrededor de Beta Pictoris es visto de canto por los observadores en la Tierra y está orientado en dirección noreste-suroeste. El disco es asimétrico: en dirección noreste se ha observado hasta 1835 unidades astronómicas de la estrella, mientras que en dirección suroeste su extensión es de 1450 UA. [ 47 ] 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. [ 48 ]

Se han observado varios anillos elípticos de material en las regiones exteriores del disco de escombros entre 500 y 800 UA: estos podrían haberse formado como resultado de la perturbación del sistema por el paso de una estrella. [ 49 ] Los datos astrométricos de la misión Hipparcos revelan que la estrella gigante roja Beta Columbae pasó a menos de 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. [ 50 ] 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 podría 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 es probablemente la responsable de las estructuras. Dicha estrella sería una enana roja de tipo espectral M0V. [ 47 ] [ 51 ]

Representación artística de los procesos de formación planetaria que tienen lugar en el disco que rodea a Beta Pictoris.

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 aproximadamente 5° con respecto al disco principal y que se extiende al menos 130 UA desde la estrella. [ 52 ] El disco secundario es asimétrico: la extensión suroeste es más curva y menos inclinada que la noreste. Las imágenes no fueron lo suficientemente buenas como para distinguir entre el disco principal y el secundario dentro de las 80 UA de Beta Pictoris; sin embargo, se predice que la extensión noreste del disco de polvo se intersecta con el disco principal a unas 30 UA de la estrella. [ 52 ] El disco secundario podría ser producido por un planeta masivo en una órbita inclinada que elimina materia del disco primario y hace que este se mueva en una órbita alineada con el planeta. [ 53 ]

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 . [ 54 ] Esto ayuda a estabilizar el disco contra la presión de radiación que, de otro modo, dispersaría el material al espacio interestelar. [ 54 ] Actualmente, existen dos explicaciones sugeridas para el origen de la sobreabundancia de carbono. Beta Pictoris podría estar en proceso de formación de planetas exóticos ricos en carbono , a diferencia de los planetas terrestres del Sistema Solar, que son ricos en oxígeno en lugar de carbono. [ 55 ] Alternativamente, podría estar atravesando una fase desconocida que también podría haber ocurrido al principio del desarrollo del Sistema Solar: en el Sistema Solar existen meteoritos ricos en carbono conocidos como condritas de enstatita , que podrían haberse formado en un entorno rico en carbono. También se ha propuesto que Júpiter podría haberse formado alrededor de un núcleo rico en carbono. [ 55 ]

En 2011, el disco alrededor de Beta Pictoris se convirtió en el primer sistema planetario ajeno a la galaxia en ser fotografiado por un astrónomo aficionado . Rolf Olsen, de Nueva Zelanda, capturó el disco con un telescopio reflector newtoniano de 10 pulgadas y una cámara web modificada . [ 56 ]

cinturones de planetesimales

Representación artística de una colisión entre planetesimales .

En 2003, las imágenes de la región interna del sistema Beta Pictoris obtenidas con el telescopio Keck II revelaron la presencia de varias estructuras que se interpretan como cinturones o anillos de material. Se detectaron cinturones a aproximadamente 14, 28, 52 y 82 unidades astronómicas de la estrella, cuya inclinación se alterna con respecto al disco principal. [ 25 ]

Las observaciones de 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, y la ausencia de polvo entre 6,4 y 16 UA proporciona evidencia de que un planeta masivo podría estar orbitando en esta región. [ 57 ] [ 58 ] También se ha detectado olivino rico en magnesio , sorprendentemente similar al encontrado en los cometas del Sistema Solar y diferente del olivino encontrado en los asteroides del Sistema Solar. [ 59 ] Los cristales de olivino solo pueden formarse a menos de 10 UA de la estrella; por lo tanto, han sido transportados al cinturón después de su formación, probablemente por mezcla radial . [ 59 ]

La modelización del disco de polvo a 100 UA de la estrella sugiere que el polvo en esta región podría haberse producido por una serie de colisiones iniciadas por la destrucción de planetesimales con radios de unos 180 kilómetros. Tras la colisión inicial, los restos sufren nuevas colisiones en un proceso denominado cascada colisional. Se han inferido procesos similares en los discos de escombros alrededor de Fomalhaut y AU Microscopii . [ 60 ]

Se cree que en el pasado ocurrieron dos colisiones gigantes alrededor de Beta Pictoris. La primera colisión sospechada ocurrió hace unos 150 años e involucró una masa de entre 10¹⁹ y 10²¹ kg , lo que se traduce en un cuerpo con un tamaño de entre 100 y 500 km. Esta colisión ocurrió a unas 85 ua de la estrella anfitriona. Esta primera colisión podría explicar la llamada cola de gato que solo se observa en las imágenes del disco de escombros del JWST . [ 61 ] Se realizaron comparaciones entre las observaciones de Spitzer (2004-2005) y las observaciones del JWST (2023). Esto mostró que el continuo de polvo caliente de 600 Kelvin , así como una señal de forsterita, desaparecieron. Esto se interpretó como otra colisión que ocurrió unos años antes de 2004. El polvo producido en la colisión fue expulsado por la presión de radiación de la estrella en los años comprendidos entre 2005 y 2023. [ 62 ]

Cuerpos que caen y se evaporan

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, lo que se interpretó como causado por material que cae sobre la estrella. [ 63 ] Se sugirió que la fuente de este material eran pequeños objetos similares a cometas en órbitas que los llevan cerca de la estrella donde comienzan a evaporarse, denominado modelo de "cuerpos evaporantes en caída". [ 26 ] También se detectaron eventos de absorción transitorios desplazados al azul , aunque con menor frecuencia: estos pueden representar un segundo grupo de objetos en un conjunto diferente de órbitas. [ 64 ] El modelado detallado indica que es improbable que los cuerpos evaporantes en caída 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 . [ 65 ] Estos objetos pueden haber sido perturbados en sus órbitas rasantes de la estrella por la influencia gravitacional de un planeta en una órbita ligeramente excéntrica alrededor de Beta Pictoris a una distancia de aproximadamente 10 UA de la estrella. [ 66 ] Los cuerpos en evaporación que caen también pueden ser responsables de la presencia de gas ubicado muy por encima del plano del disco principal de escombros. [ 67 ] Un estudio de 2019 informó sobre exocometas 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 están en una órbita altamente excéntrica y no son periódicos. [ 68 ] En 2025 se publicó un artículo que estudió 17 años de observaciones de HARPS , abarcando 9000 observaciones. El trabajo estudió las líneas de calcio II y sodio I. El sodio estuvo mayormente ausente, excepto por dos noches con una línea de 2% de profundidad y una característica de 1% de profundidad durante 13 noches en 2004. Estas detecciones de sodio ocurren durante la absorción profunda de calcio. El estudio encontró absorción de calcio de larga duración en 2017 y 2018 que persiste durante más de un año, lo cual es difícil de explicar con el modelo clásico de exocometa. En 2019 se observaron dos exocometas con fuerte aceleración y desplazamiento al azul. Estos muestran una desviación del movimiento kepleriano y pueden explicarse por la fragmentación de los núcleos de los cometas , poco después de su paso por el periastro . [ 69 ]

Sistema planetario

Impresión artística del sistema Beta Pictoris

Beta Pictoris b

El movimiento de Beta Pictoris b. El plano orbital se observa de perfil; el planeta no se mueve hacia la estrella.

Múltiples líneas de evidencia sugirieron la existencia de un planeta masivo orbitando en la región alrededor deA 10  UA de la estrella: el espacio libre de polvo entre los cinturones de planetesimales en6,4  UA y16  UA sugieren que esta región está siendo despejada; [ 58 ] un planeta a esta distancia explicaría el origen de los cuerpos que caen y se evaporan, [ 66 ] y las deformaciones y anillos inclinados en el disco interior sugieren que un planeta masivo en una órbita inclinada está perturbando el disco. [ 53 ] [ 73 ]

Imagen del ESO de un planeta cerca de Beta Pictoris.

El 21 de noviembre de 2008, se anunció que las observaciones infrarrojas realizadas en 2003 con el Very Large Telescope habían revelado un posible compañero planetario de la estrella. [ 74 ] El objeto fue observado a una distancia angular de411 miliarcosegundos  desde Beta Pictoris, lo que corresponde a una distancia en el plano del cielo de8  UA . A modo de comparación, los radios orbitales de los planetas Júpiter y Saturno son5,2  UA [ 75 ] y9,5  UA [ 76 ] respectivamente. En otoño de 2009, el planeta fue observado con éxito al otro lado de la estrella madre, confirmando la existencia del planeta y observaciones anteriores. La órbita tiene un semieje mayor de10,1  ua y tiene una excentricidad baja pero distinta de cero. [ 9 ]

Aunque la órbita de Beta Pictoris b es casi de canto, una campaña para detectar tránsitos del planeta o de material dentro de su esfera de Hill durante el tránsito de 2017-2018 no observó ninguna variación fotométrica. [ 77 ] Esto también descartó la asociación entre el planeta y un " evento similar a un tránsito " que se observó en noviembre de 1981, cerca del momento en que se esperaba que el planeta estuviera transitando. [ 78 ] [ 79 ]

Beta Pictoris c

Representación artística del sistema Beta Pictoris, que muestra el disco de acreción y Beta Pictoris b y Beta Pictoris c .

En 2019, el Observatorio Europeo Austral descubrió el planeta Beta Pictoris c utilizando mediciones de velocidad radial del espectrógrafo HARPS , y un año después logró fotografiarlo con el instrumento interferométrico GRAVITY . Beta Pictoris c orbita en el plano del disco de escombros que rodea a la estrella. En el momento de su descubrimiento, era 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. [ 20 ] [ 17 ] El planeta tiene una temperatura de1250 ± 50  K y una masa dinámica de8,89 ± 0,75 M J  . [ 70 ] Tiene un período orbital de aproximadamente 3,3 años (1200 días) y un semieje mayor de2,7  UA , aproximadamente 3,5 veces más cerca de su estrella madre que Beta Pictoris b. [ 80 ] [ 17 ] [ 9 ] La órbita de Beta Pictoris c es moderadamente excéntrica , con una excentricidad de 0,307. [ 9 ]

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 la formación planetaria ocurrirá a través de la inestabilidad del disco. Sin embargo, el planeta orbita a una distancia de2,7  UA , que según las predicciones está demasiado cerca para que se produzca inestabilidad del disco. La baja magnitud aparente, deM K  =  14,3 ± 0,1 , sugiere que se formó mediante acreción del núcleo. [ 20 ]

Beta Pictoris d

Beta Pictoris d (derecha) y Beta Pictoris b (izquierda) fotografiadas por el JWST.

Se había propuesto la existencia de un planeta adicional más pequeño en una órbita más amplia, cerca del borde interior del disco, para explicar el borde interior del disco de escombros observado en50  UA , lo que no coincide con los resultados de la simulación dinámica para el modelo de dos planetas. Un planeta de masa en el rango de0,15–1 M J  en una órbita de baja excentricidad entre30 y 36  UA permanecerían por debajo del límite de observación para la observación directa, pero pueden reproducir el perfil del disco observado en la simulación. [ 81 ]

Beta Pictoris d fue descubierto simultáneamente mediante imágenes directas en 2026 por dos equipos independientes, uno utilizando el instrumento ERIS en el VLT y otras imágenes de archivo [ 9 ] , y otro utilizando la unidad de campo integral NIRSpec del JWST [ 18 ] . El análisis de datos de archivo del VLT y del JWST detectó el planeta en observaciones que se remontan a 2014, pero mostró que Beta Pictoris d había estado visualmente muy cerca de la estrella o Beta Pictoris b en observaciones anteriores, lo que potencialmente retrasó su detección [ 9 ] . El descubrimiento de Beta Pictoris d por el NIRSpec del JWST es la primera vez que se ha utilizado la espectroscopia de resolución moderada para ayudar en el descubrimiento de imágenes directas de un planeta [ 18 ] . Tiene una masa estimada de2,4 ± 0,6 M J  , un radio de1,26 ± 0,03 R J  , una temperatura de600 +45 −60  K y un semieje mayor de26,0 +2,2 −6,1 UA. Su órbita indica que podría ser responsable de esculpir el borde interior del disco de escombros. El color rojo del planeta indica una fuerte absorción de dióxido de carbono (CO₂ ) en la atmósfera y una metalicidad aumentada en relación con los objetos que flotan libremente. [ 9 ] También se han detectado características de absorción de metano , monóxido de carbono y agua . [ 18 ]

corriente de polvo

En 2000, las observaciones realizadas con el radar avanzado de órbitas de meteoros en Nueva Zelanda revelaron la presencia de una corriente de partículas provenientes de la dirección de Beta Pictoris, que podría ser una fuente dominante de meteoroides interestelares en el Sistema Solar. [ 28 ] 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 debieron haber salido del sistema Beta Pictoris a aproximadamente 25  km/s. Estas partículas podrían haber sido eyectadas del disco de escombros de Beta Pictoris como resultado de la migración de planetas gigantes gaseosos dentro del disco y podrían ser una indicación de que el sistema Beta Pictoris está formando una nube de Oort . [ 82 ] El modelado numérico de la eyección de polvo indica que la presión de radiación también podría ser responsable y sugiere que los planetas más alejados de aproximadamente 1 UA de la estrella no pueden causar directamente la corriente de polvo. [ 83 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ La paralaje se puede convertir en distancia utilizando la ecuación:Distanortedomi inorte pagarsmidos=1pagarallaincógnita inorte ardosmidoonorteds{\displaystyle \scriptstyle \mathrm {Distancia\ en\ pársecs} ={\frac {1}{\mathrm {paralaje\ en\ segundos de arco} }}}Consulte el artículo sobre propagación de la incertidumbre para obtener información sobre cómo se pueden calcular los errores en los valores derivados.
  2. ↑ Calculado a partir de [M/H]: abundancia relativa = 10 [M/H]
  3. ↑ La luminosidad visual se puede calcular mediante:LV∗LV⊙=100,4(METROV⊙−METROV∗){\displaystyle \scriptstyle {\frac {L_{V_{\ast }}}{L_{V_{\odot }}}}=10^{0.4(M_{V_{\odot }}-M_{V_{\ast }})}}
  4. ↑ El período de rotación se puede calcular utilizando las ecuaciones del movimiento circular : PAGrot=2πrvrot{\displaystyle \scriptstyle P_{\mathrm {rot} }={\frac {2\pi r}{v_{\mathrm {rot} }}}}
  5. ↑ Según la ley de desplazamiento de Wien y una temperatura de 8102 K, la longitud de onda de emisión máxima de Beta Pictoris estaría alrededor de los 360 nanómetros , que se encuentra en la región ultravioleta cercana del espectro.

Referencias

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  • El sitio web de aprendizaje sobre discos circunestelares
  • Beta Pictoris
  • Página del Dr. David Jewitt en Beta Pic
  • Beta Pictoris en SolStation.
  • ARICNS
  • Entrada SEDS
  • Notas para la estrella Beta Pictoris