Beta Pictoris

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Beta Pictoris
Bayerin designaatio β Pictoris, β Pic
HR-designaatio HR 2020
HD-designaatio HD 39060
Muut designaatiot Bet Pic, BET PIC,GJ 219, CD -51°1620, GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321
Fyysiset ominaisuudet
Näennäinen kirkkaus 3,861[1] mv
Absoluuttinen kirkkaus 2,42 Mv
Valovoima 8,7[2] aurinkoa
Spektriluokka A6V[3]
Väri-indeksi B-V 0,17[4]
U-B 0,10[4]
Lämpötila 8052[3] K
Massa 1,75[2] M☉
Säde 1,8 R☉
Muuttujatyyppi Delta Scuti muuttuja[5]
Pyörimisnopeus 130[6]
Ikä 12 eli 8-20 miljoonaa v[7]
Astrometriset ominaisuudet
Tähdistö Pictor
Rektaskensio (J2000) 05h 47m 17.1s[1]
Deklinaatio (J2000) -51° 03′ 59″[1]
Etäisyys 63.4 ± 0.1 valovuotta eli
19.44 ± 0.05 parsekia
Parallaksi 51,44 ±0,12 [8] mas
Säteisnopeus +20,0 ± 0,7[9] km/s
Ominaisliike RA:+4,65[8]
dekl:+83,10[8] mas/v

Beta Pictoris (β Pic / β Pictoris) on Maalarin tähdistön toiseksi kirkkain tähti. Tähti näkyy hyvissä oloissa paljain silmin, mutta on niin etelässä ettei näy Suomessa. Beta Pictoris sijaitsee noin 63,4 valovuoden päässä ja sen näennäinen kirkkaus on noin 3,861. Tämä valkea tähti on Aurinkoa massiivisempi ja tähdeksi nuori. Beta Pictorikselta on löydetty pölykiekko, joka on syntynyt tutkijoiden mukaan pikkuplaneetoista tai komeetoista irronneesta aineesta. Beta Pictorikselle epäillään muun muassa pölykiekon rengasrakenteen perusteella olevan monia planeettoja, jotka eivät ainakaan kaikki näy Maahan asti. Tähden läheltä kuvattiin 2003 ja marraskuussa 2008 valopiste, joka on kuuma, kaasumainen jättiläisplaneetta.

Sisällysluettelo

Beta Pictoris [muokkaa]

Maalarin tähdistö, jossa beta Pictoris on merkitty β-kirjaimelle taivaan toiseksi kirkkaimmasta tähdestä Canopuksesta oikealle.

Taivaalla Beta Pictoris on eteläisellä tähtitaivaalla Maalarin tähdistössä melko lähellä Canopusta ja näkyy kohtalaisen hyvin paljain silmin. Beta Pictoriksen etäisyys meistä on 63,4 valovuotta eli 19,44 parsekia. Beta Pictoris on A6V-spektriluokan valkea nuori pääsarjan tähti. Beta Pictoriksen absoluuttinen kirkkaus on 2.42 ja Väri-indeksi B-V 0.17. Beta Pictoris säteilee koko spektrin alueella säteilyä 8,7 Auringon verran, ja valoa 9,2 kertaa enemmän. Näiden lukujen ero johtuu siitä, että Beta Pictoris on Aurinkoa kuumempi. Pintalämpötila noin 8052 Kelviniä eli 7779 °C. Tähden säde suorien interferometrimittausten mukaan noin 1,8 Auringon sädettä ja massa arviolta 1,75 Auringon massaa.

Tähden uskotaan olevan tähdeksi todella nuori, suunnilleen 12 miljoonan vuoden ikäinen, väljemmän arvion mukaan tähden ikä liikkuu lukemissa 8-20 miljoonaa vuotta. Beta Pictoriksen metallipitoisuus on 12% Auringon metallipitoisuutta suurempi eli log M/H on 0,05.

Beta Pictoriksen pyörimisnopeus on mittausten mukaan ainakin 130 km/s ja jos pyörimisakseli on kohtisuorassa meihin nähden niin kuin havaitusta pölykiekosta voi päätellä, pyörähdysaika on 16 tuntia. Silloin tähti pyörii huomattavasti Aurinkoa nopeammin. Beta Pictoris sykkii kirkkaushavainnoista ja säteisnopeushavainnoista päätellen noin 30-40 minuutin jaksoissa, ja on luokiteltu Delta Scuti-muuttujaksi. Teoreettinen, Maata vastaava etäisyys lämpötilan puolesta on noin 3 AU, mikä vastaa Aurinkokunnan asteroidivyöhykkeen etäisyyttä Auringosta ja kiertoaikaa noin 3,8 v.

Beta Pictoris kuuluu niin sanottuun Beta Pictoriksen liikkuvaan ryhmään. Tähti saattaa olla muodostunut lähellä nuorten tähtien Skorpionin-Kentaurin assosiaatiota. Sen luettelonimiä ovat mm. Bet Pic, HR 2020*, Gl 219, Hip 27321, HD 39060, CD-51 1620, CP(D)-51 774 ja SAO 234134.

Beta Pictoriksen pölykiekko [muokkaa]

Beta Pictoriksen pölykiekko Hubblen avaruusteleskoopilla kuvattuna näkyvän valon aallonpituudella.

Vuonna 1983 laukaistiin avaruuteen IRAS-tekokuu havainnoimaan tähtitaivaan kaukoinfrapunasäteilyä, josta suurin osa ei kulje Maan ilmakehän läpi. Se löysi mun muassa Vegalta, Fomalhautilta ja Beta Pictorikselta[10] ylimääräistä infrapunasäteilyä. Tutkijat päättelivät ylimääräisen säteilyn tulevan näitä tähtiä kiertävästä pölystä. Koska pöly säteilee runsaasti pitkäaaltoista infrapunaa, se on melko viileää ja siten kaukana keskustähdestään.

Pölyä on Beta Pictoriksen ympärillä niin paljon, koska tähti on niin nuori. Pöly ei ole ehtinyt kulua keskinäisissä hiukkasten törmäilyissä. Pölyn lämpötila on luokkaa 100 K eli -173°C[11].

Vuonna 1984 amerikkalaiset tähtitieteilijät Smith ja Terrile ottivat Beta Pictoriksen lähiympäristöstä kuvan digitaalisella CCD-kameralla, kun olivat peittäneet tähden valon levyllä eli koronagrafilla. He löysivät Beta Pictorikselta "siivet"[12]. Ne ovat tähteä kiertävä pölykiekko miltei sivulta kuvattuna. Tutkijoiden mukaan pöly on syntynyt suurempien kappaleiden hajoillessa keskinäisissä törmäilyissä. Nämä kappaleet olivat joko jäisiä pikkuplaneettoja tai komeettoja.

Joidenkin laskelmien mukaan esimerkiksi 100 AU:n etäisyydellä keskustähti Beta Pictoriksesta on jopa 180 km läpimittaisia kappaleita, jotka hajosivat aikaa myöten keskinäisissä törmäilyissä pölyksi.

Pöly koostuu arviolta yhden mikronin tai suuremista hiukkasista, siis avaruuspölyksi melko suurista[13]. Beta Pictoriksetsa tuleva säteily ja aurinkotuuli puhaltavat hyvin pienet, alle 2-10 mikronin suuruiset pölyhiukkaiset pois tähden ympäriltä. Tämä kuluttaa pälykiekon pölyä. Näin ollen pölykiekon täytyy olla suhteellisen nuori, koska se ei ole kulunut loppuun, ehkä noin 10 miljoonaa vuotta[14].

Spektristä havaitaan myös kaasukiekko, jossa on suihkumaisia ulosvirtauksia. Tämän arvellaan syntyneen komeettojen haihtumisesta lähellä tähteä. Beta Pictoriksen pölykiekko näyttää erilaiselta eri aallonpituusalueilla eri laitteilla otetuissa kuvissa. Kuvien tarkkuus saattaa olla hyvinkin erilainen, ja epätarkimmat kuvat näyttävät kiekon kahtena epäsäännöllisenä kirkkaana alueena tähden ympärillä. Pölykiekko vastaa Aurinkokunnan Kuiperin vyöhykettä, jossa on jäisiä pikkuplaneettoja, jotka muuttuvat komeetoiksi, kun tulevat kyllin lähelle tähteä. Pölykiekon olemassaolo yksinään viittaa jo yksinään siihen, että Beta Pictoriksella voisi olla planeettoja.

Pölykiekon rakenne [muokkaa]

Vuoonna 1992 Kalas ja Jewitt saivat selville, etä Beta Pictoriksen pölykiekko on epäsymmetrinen eli erilainen eri suunnissa. Tämä tulee esille mitoissa, kirkkaudessa ja kaltevuudessa.

Beta Pictoriksen pölykiekossa on renkaan muotoisia tihentymiä, harventumia ja niukkapölyinen alue tähden lähellä[15], mikä viittaa mahdollisiin planeettoihin, jotka ovat vetovoimallaan siivoneen pölyn pois. Harvempi alue alkaa jossain 30 AU:n etäisyydellä, mutta senkin sisäpuolella on pölyvöitä. Kiekossa on runsaasti hiilipitoista kaasua.

Pääkiekko [muokkaa]

Pölykiekko ulottuu noin 1500 AU:n päähän tähdestä[16]. Toinen kiekon puoli on 20 % pitempi ja ohuempi kuin toinen[14][17].

Näiden suurten rankaiden uskotaan olevan melko läheisen tähtiohituksen aiheuttamia. Ohi kulkevan tähden vetovoima on muuttanut pölyhiukkasten ratoja. Pölykiekko on alkanut ohituksen tuloksena näin olen värähdellä kuin kirkonkello arviolta noin 10000+ vuotta sitten. Tietokonesimulaatioiden mukaan ohittaja saattoi olla hitaasti liikkuva 0,5 Auringon massainen tähti, jollainen voisi olla vaikkapa punainen kääpiötähti tyyppiä M5V. Renkaat voivat aiheutua myös sisempänä tähteä kiertävästä planeetasta, jonka vetovoim muuttelee kiekon kappalten ratoja pitkällä aikavälillä. Pölykiekon häiriöitä on yritetty selittää myös tähteä kiertävällä ruskealla kääpiöllä[18].

Pääkiekko häviää jossain 50-25 AU:n sisäpuolella.

Toinen kiekko [muokkaa]

2006 havaittiin jopa 130 AU:hun asti ulottuva toinen pölykiekko, joka on kallellaan 6 astetta suureen kiekkoon nähden.

Sisärenkaat [muokkaa]

Tietokonesimulaatioiden mukaan suunnilleen Aurinkokunnan läpimitan luokkaa 30 AU läpimittainen rengas olisi 14 astetta kallellaan päärenkaaseen nähden.

Beta Pictoriksella on asteroidivöitä 6,4 AU:n, 16 ja 30 AU:n päässä keskustähdestä. 6,4 AU:n vyö on nuorin, ja 16 AU:n vyö hieman kallellaan muihin nähden[19].

Vuonna 2003 löydettiin entistä tarkemmasta pölykiekon kuvasta tihentymärakenteita 14, 28, 52 ja 82 AU:n päässä tähdestä. Renkaiden kaltevuus vaihtelee tapaus tapaukselta. Niiden on tulkittu olevan meille näkymättömien planeettojen aiheuttamien vetovoimahäiriöiden tulosta.

Kiekon tiheysjakauma [muokkaa]

Pawel Artymowichin tekemän mallin mukaan kiekon tiheys on suurin etäisyydellä 120 AU, ja pienenee melkein lineaarisesti sisäänpäin mennessä, ja eksponenttilain mukaan ulospäin mennessä.

Pintatiheyttä kuvaava optinen paksuus tau noudattaa siten kaavaa[20]

tau(r) = vakio/ sqrt[ x^(-2*2) + x^(+3*2) ]

jossa r on etäisyys au, ja x=r/(120 AU)

Planeettaoletuksia [muokkaa]

Beta Pictoriksen tyyppiseltä tähdeltä on käytännössä mahdotonta etsiä eksoplaneettoja spektrimittaukseen pohjautuvalla säteisnopeusmenetelmällä, jolla mitataan planeetan keskustähteensä aiheuttama huojunta. Tämä johtuu siitä, että A-tyypin tähtien kaasukehän virtaukset ovat niin suuria, että ne aiheuttavat säteisnopeusmittauksiin hyvin voimakkaan kohinan, joka peittää planeetan tähteen aiheuttamat nopeuden muutokset.

Aurinkokuntaolettamuksia [muokkaa]

Beta Pictoriksen pölykiekkoa on tutkittu ja sen rakenteesta yritetty arvailla mahdollisten planeettojen paikkoja. On ehdotettu planeettoja 12, 25 ja 44 AU:n etäisyyydelle Beta Pictoriksesta. Näin ollen planeetat olisivat suunnilleen 1:3:7 rataresonanssissa.

Oletettujen planeettojen massat olisivat näiden arvioiden mukaan noin 2-5, 0,1-0,5 ja 0,1-0,5 Jupiterin massaa.

Jotkut tutkijat ovat olettaneet noin 13 Jupiterin massaisen planeetan myös kauas 537 AU:n päähän.

On ehdotettu myös planeettaa noin 70 AU:n päähän radalla, jonka kaltevuus 2.5° kulmassa Maahan vievään näköviivaan nähden. Kiertoaika olisi tällöin 450 vuotta.

Muita merkkejä mahdollisesta planeetasta [muokkaa]

Gemini-telaskoopin kuvassa näkymä kirkastuma keksi-infrapunassa 52 AU:n päässä keskustähdestä saattaa olla kahden suuremman kappalöeen törmäyksessä syntynyt pilvi[21].

Huomattiin myös piipitoisen silikaatin puuttumisen juuri 6,4-16 AU:n etäisyydellä olevalta vyöhykkeeltä. Tämän katsotaan merkitsevän, että suurimassainen noin 12 AU:n etäisyydellä kiertävä planeetta on imenyt silikaatin itseensä[14].

Beta Pictoriksen spektrissä tapahtuu vaihteluja, joiden on useimmiten tulkittu johtuvan tähteen putoavien komeettojen aiheuttamiksi. Tämä vihjaa massiiviseen planeettaan noin 10-20 AU etäisyydellä keskustähdestä. Se pystyy syöksemään vetovoimahäiriöillään komeettoja keskustähteensä. Komeettojen läpimitta on arviolta noin 1 km ja ne ovat ehkä lähtöisin suuren planeetan 4:1 ja ehkä myös 3:1 rataresonanssista. Planeetan rata on tämän mukaan hieman soikea, radan soikeus e noin 0.1.

Planeettoihin viittaa myös se, että Beta Pictoriksen järjestelmän katsotaan säteilevän meteoroidena Aurinkokuntaan. Planeettojen vetovoimahäiriöt ja varsinkin tähden säteilynpaine näyttävät viskaavan mikrometeoroideja tähtien väliseen avaruuteen.

Eräs teoreettinen laskelma tuottu vuonna 1995 Beta Pictorikselle 8 AU:n päässä kiertävän planeetan, jonka kiertoaika on 19 vuotta ja massa 2-8 Jupiterin massaa[22]. Teorian mukaan planeetan lämpötila olisi sisäisen kuumennuksen takia noin 742 K, vaikka olisi "kylmänä" vain 154 K.[23].

Planeetta kuvattu [muokkaa]

Beta Pictoriksen pölykiekko lähi-infrapunakuvassa. Vuonna 2008 Euroopan observatorion ESO:n tutkijat havaitsivat tähden lähellä pisteen, joka on joko planeetta tai himmeä tähti.

Beta Pictoriksen läheltä löydettiin marraskuussa 2008 himmeä valopiste, joka on suuri Jupiteria muistuttava kaasuplaneetta. Planeetan nimeksi on annettu Beta Pictoris b. Silloin planeetalla ei ole kiinteää pintaa eikä se ole tuntemallemme elämälle sovelias.

Yli 1000 kertaa Beta Pictorista himmeämpi kohde on 0,411 kaarisekunnin päässä tähdestä. Kohteen etäisyys keskustähdestään on noin 8-15 [AU][24] eli karkeasti ottaen sama kuin Saturnuksen etäisyys Auringosta. Pölykiekon häiriöistä päätellen planeetta on noin 9 jupiterin massainen "superjupiter"[24]. Kirkkaudestaaan päätellen kohde on kuuma, lämpötilaltaan 1400–1600 K eli noin 1100-1300 °C.

Ensimmäisen kerran kohde näkyi jo vuonna 2003[25] ja sille annettiin tilapäinen nimi eso0842[24] Kohteen säteisnopeutta Beta Pictorikseen nähden ei voi suoraan mitata, koska se on liian pieni. Planeetan säde kirkkausarviosta ym. päätellen on 2-4 Jupiterin sädettä, joka on laskuilla saatua teoreettista arvoa suurempi. Tämä viittaa siihen, että planeetalla olisi suuri rengas tai ainekiekko, jossa sen kuut ovat paraikaa syntymässä ainekiekon osasten törmäillessä keskenään.

Viitteet [muokkaa]

Broom icon.svg
 Tämän artikkelin tai sen osan viitteitä on pyydetty muotoiltavaksi.
Voit auttaa Wikipediaa muotoilemalla viitteet ohjeen mukaisiksi, esimerkiksi siirtämällä linkit viitemallineille.
Tarkennus: toimimaton malline vaihdettava ja punaiset linkit pois
  1. ↑ a b c [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=bet+pic
    • bet Pic -- Star] SIMBAD. Viitattu 2008-09-06.
  2. ↑ a b Crifo F, et al, (1997). "ß Pictoris revisited by Hipparcos, Star properties". Astronomy and Astrophysics 320: L29–L32. 
  3. ↑ a b 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. doi:10.1086/504637. 
  4. ↑ a b Hoffleit D, and Warren Jr W,H,: HR 2020 Bright Star Catalogue 5th Revised Ed,. Viitattu 2008-09-06.
  5. ↑ Koen, C. (2003). "d Scuti pulsations in ß Pictoris". MNRAS 341 (4): 1385–1387. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x. 
  6. ↑ Royer F,; Zorec J, and Gomez A,E,: 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. Viitattu 2008-09-07.
  7. ↑ Zuckerman B, et al, (2001). "The ß Pictoris Moving Group". The Astrophysical Journal 562 (1): L87–L90. doi:10,1086/337968. 
  8. ↑ a b c van Leeuwen F,: HIP 27321 Hipparcos the New Reduction. Viitattu 2008-09-06.
  9. ↑ Gontcharov G,A,: HIP 27321 Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars. Viitattu 2008-09-06.
  10. ↑ http://www2.iap.fr/betapic/images/iras.gif
  11. ↑ http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BetaPic.html
  12. ↑ http://www2.iap.fr/betapic/images/smith.gif
  13. ↑ http://www2.iap.fr/betapic/details/details_index_e.html
  14. ↑ a b c Beta Pictoris SolStation. Viitattu 29.4.2012. (englanniksi)
  15. ↑ http://www2.iap.fr/betapic/planets/planets_e.html
  16. ↑ Karttunen, Hannu: ”Astrobiologia”, Tähtitieteen perusteet, s. 588. , 2010. ISBN 978-952-5329-82-7.
  17. ↑ Beta Pictoris Disk Hides Giant Elliptical Ring System HubbleSite. 15.1.2000. Space Telescope Science Institute. Viitattu 9.7.2012. (englanniksi)
  18. ↑ http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BetaPic.html
  19. ↑ Robert Burnham: Making planets at Beta Pictoris Astronomy. 7.10.2004. Viitattu 9.7.2012. (englanniksi)
  20. ↑ http://planets.utsc.utoronto.ca/~pawel/bpic.html,Pawel ArtymowiczNotes on Beta Pictoris
  21. ↑ Dusting for Clues: Gemini Discovers Evidence for Colliding Bodies in Planet Forming Disk
  22. ↑ Interstellar Card Beta Pictoris
  23. ↑ http://www.extrasolar.net/planettour.asp?PlanetID=58
  24. ↑ a b c Eksoplaneetan liikerata ensi kertaa ikuistettu 10 kesäkuu 2010
  25. ↑ Tähdet ja avaruus, heinäkuu 2010

Katso myös [muokkaa]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Beta Pictoris.

Aiheesta muualla [muokkaa]

Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org/w/index.php?title=Beta_Pictoris&oldid=13024301