Beta Pictoris

Beta Pictoris (abreviado 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, solo tiene entre 20 y 26 millones de años, [10] aunque ya se encuentra en la etapa de la secuencia principal de su evolución . [7] Beta Pictoris es el miembro principal del grupo en movimiento Beta Pictoris , unasociación de estrellas jóvenes que comparten el mismo movimiento a través del espacio y tienen la misma edad. [11]

β Pictoris
Mapa de la constelación de Pictor.svg
Círculo rojo.svg
Ubicación de β Pictoris (en un círculo)
Datos de observación Epoch J2000       Equinox J2000
Constelación Pictor
Ascensión recta 05 h 47 min 17,1 s [1]
Declinación −51 ° 03 ′ 59 ″ [1]
Magnitud aparente  (V) 3.861 [1]
Caracteristicas
Tipo espectral A6V [2]
Índice de color U − B 0.10 [3]
Índice de color B − V 0,17 [3]
Tipo variable Variable Delta Scuti [4]
Astrometria
Velocidad radial (R v )+20,0 ± 0,7 [5]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  +4,65 [6]  mas / año
Diciembre:  +83,10 [6]  mas / año
Paralaje (π)51,44 ± 0,12 [6]  mas
Distancia63,4 ± 0,1  ly
(19,44 ± 0,05  pc )
Magnitud absoluta  (M V )2,42 [nota 1]
Detalles
Masa1,75 [7]  M ☉
Radio1.8 [8]  R ☉
Luminosidad (bolométrica)8,7 [7]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4.15 [2]  cgs
Temperatura8052 [2]  K
Metalicidad112% solar [2] [nota 2]
Velocidad de rotación ( v  sen  i )130 [9]  km / s
Edad23 ± 3 [10]  Myr
Otras designaciones
GJ 219, HR 2020, CD −51 ° 1620, HD 39060 , GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos
ARICNSdatos
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Esta secuencia de video se basa en la impresión de un artista de exocometas orbitando la estrella Beta Pictoris.

El Observatorio Europeo Austral (ESO) ha confirmado la presencia de dos planetas, Beta Pictoris b , [12] y Beta Pictoris c , [13] 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. [13]

Beta Pictoris muestra un exceso de emisión infrarroja [14] en comparación con las estrellas normales de este tipo, que es causado por grandes cantidades de polvo y gas (incluido el monóxido de carbono ) [15] [16] cerca de la estrella. Observaciones detalladas revelan un gran disco de polvo y gas en órbita alrededor de la estrella, que fue el primer disco de escombros en ser fotografiado alrededor de otra estrella. [17] Además de la presencia de varios cinturones planetesimales [18] y la actividad cometaria , [19] hay indicios de que los planetas se han formado dentro de este disco y que los procesos de formación planetaria pueden estar en curso. [20] Se cree que el material del disco de escombros Beta Pictoris es la fuente dominante de meteoroides interestelares en el Sistema Solar. [21]

Beta Pictoris es una estrella en la constelación meridional de Pictor, el Caballete , y se encuentra al oeste de la brillante estrella Canopus . [22] Tradicionalmente marcaba la línea de sondeo del barco Argo Navis , antes de que se dividiera la constelación. [23] 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 el segundo más brillante de su constelación, solo superado por Alpha Pictoris , que tiene una magnitud aparente de 3,30. [24]

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 descubrió que Beta Pictoris exhibía una paralaje de 51,87 milisegundos de arco , [25] 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 más cuidadosamente. [6] La distancia a Beta Pictoris es, por tanto, de 63,4 años luz, con una incertidumbre de 0,1 años luz. [26] [nota 3]

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 componen el grupo móvil Beta Pictoris . [11]

Espectro, luminosidad y variabilidad

Impresión artística del planeta Beta Pictoris b [nota 4]

Según las 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). [27] El análisis del espectro revela que la estrella contiene una proporción ligeramente mayor de elementos pesados, que se denominan metales en astronomía, a hidrógeno que el Sol. Este valor se expresa como la cantidad [M / H], el logaritmo en base 10 de la relación entre la fracción de metal 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 de metal de la estrella es un 12% mayor que la del Sol. [nota 2]

El análisis del espectro también puede revelar la gravedad superficial de la estrella. Esto generalmente se expresa como log g , el logaritmo en 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). [27]

Como estrella de secuencia principal de tipo A, Beta Pictoris es más luminosa que el Sol: la combinación de la magnitud aparente de 3.861 con la distancia de 19.44 parsecs da una magnitud absoluta de 2.42, en comparación con el Sol, que tiene una magnitud absoluta de 4.83 . [27] [28] [nota 1] Esto corresponde a una luminosidad visual 9.2 veces mayor que la del Sol. [nota 5] 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. [7] [29]

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 monitoreo fotométrico de la estrella reveló variaciones en el brillo de alrededor de 1 a 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. [30] Como resultado, la estrella se clasifica como una variable Delta Scuti .

Masa, radio y rotación

La masa de Beta Pictoris se ha determinado utilizando modelos de evolución estelar y ajustándolos a las propiedades observadas de la estrella. Este método produce una masa estelar entre 1,7 y 1,8 masas solares . [7] El diámetro angular de la estrella se ha medido mediante interferometría con el Very Large Telescope y se encontró que era de 0,84 milisegundos de arco . [8] La combinación de este valor con la distancia de 63,4 años luz da un radio 1,8 veces mayor que el del Sol. [nota 6]

Se ha medido que la velocidad de rotación de Beta Pictoris es de al menos 130 km / s. [9] Dado que este valor se obtiene midiendo las velocidades radiales , este es un límite inferior de la velocidad de rotación verdadera: la cantidad medida es en realidad v sen ( i ), donde i representa la inclinación del eje de rotación de la estrella a la línea- de la vista . Si se supone que Beta Pictoris se ve desde la Tierra en su plano ecuatorial, una suposición razonable dado 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 [27] ). [nota 7]

Edad y formación

Impresión artística de Beta Pictoris [nota 8]

La presencia de cantidades significativas de polvo alrededor de la estrella [31] implica una edad temprana del sistema y llevó a un debate sobre si se había unido a la secuencia principal o todavía era una estrella pre-secuencia principal [32] Sin embargo, cuando la distancia de la estrella Fue medido por Hipparcos y se reveló que Beta Pictoris estaba ubicado más lejos de lo que se pensaba y, por lo tanto, era más luminoso 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. [7] El análisis de Beta Pictoris y otras estrellas dentro del grupo en movimiento Beta Pictoris sugirió que tienen alrededor de 12 millones de años. [11] Sin embargo, estudios más recientes indican que la edad es aproximadamente el doble de esta entre 20 y 26 millones de años. [33] [10]

Es posible que Beta Pictoris se haya formado cerca de la Asociación Scorpius-Centaurus . [34] 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 pudo haber sido una ex compañera de HIP 46950 , 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. [34]

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Erika Nesvold y Marc Kuchner discuten su simulación en supercomputadora de cómo el planeta Beta Pictoris b esculpe el disco de escombros Beta Pictoris en una forma de espiral deformada.

Discos de escombros

Imagen del telescopio espacial Hubble de los discos de desechos principal y secundario

El exceso de radiación infrarroja de Beta Pictoris fue detectado por la nave espacial IRAS [35] en 1983. [31] Junto con Vega , Fomalhaut y Epsilon Eridani , fue una de las primeras cuatro estrellas a partir de las cuales se detectó tal exceso: estas estrellas se llaman "Como Vega" después de la primera estrella 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 9] esto implicaba la presencia de materia fría en órbita alrededor de la estrella, que iría en longitudes de onda infrarrojas y produciría el exceso. . [31] Esta hipótesis se verificó en 1984 cuando Beta Pictoris se convirtió en la primera estrella en tener una imagen óptica de su disco circunestelar . [17] 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. [14]

El disco de escombros alrededor de Beta Pictoris es visto de canto por observadores en la Tierra, y está orientado en dirección noreste-suroeste. El disco es asimétrico: en la dirección noreste se ha observado a 1835 unidades astronómicas desde la estrella, mientras que en la dirección suroeste la extensión es de 1450 UA. [36] El disco está girando: la parte al noreste de la estrella se aleja de la Tierra, mientras que la parte al suroeste del disco se mueve hacia la Tierra. [37]

Se han observado varios anillos elípticos de material en las regiones exteriores del disco de escombros entre 500 y 800 AU: estos pueden haberse formado como resultado de que el sistema fue interrumpido por una estrella que pasaba. [38] 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 luces. años hace unos 350.000 años. [39] 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 es probable que una estrella perturbadora con una masa de 0,5 masas solares sea ​​la responsable de las estructuras. Tal estrella sería una enana roja de tipo espectral M0V. [36] [40]

Varios procesos de formación de planetas , incluidos exocometas y otros planetesimales , alrededor de Beta Pictoris , una estrella AV de tipo muy joven ( concepción del artista de la NASA )

En 2006, la imagen del sistema con el telescopio espacial Hubble 's Advanced Camera for Surveys reveló la presencia de una secundaria disco de polvo inclinado en un ángulo de aproximadamente 5 ° en el disco principal y se extiende al menos 130 UA de la estrella. [41] El disco secundario es asimétrico: la extensión suroeste es más curvada y menos inclinada que la noreste. La imagen no fue lo suficientemente buena 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 intersecará con el disco principal a aproximadamente 30 AU de la estrella. [41] El disco secundario puede ser producido por un planeta masivo en una órbita inclinada que quita materia del disco primario y hace que se mueva en una órbita alineada con el planeta. [42]

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 . [43] Esto ayuda a estabilizar el disco contra la presión de la radiación que de otro modo llevaría el material al espacio interestelar. [43] 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 , en contraste con los planetas terrestres del Sistema Solar, que son ricos en oxígeno en lugar de carbono. [44] 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 ambiente rico en carbono. ambiente. También se ha propuesto que Júpiter puede haberse formado alrededor de un núcleo rico en carbono. [44]

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 . [45]

Cinturones planetesimales

El polvo alrededor de Beta Pictoris puede ser producido por las colisiones de grandes planetesimales .

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. [18]

Las observaciones de 2004 revelaron la presencia de un cinturón interior que contenía 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, con una falta de polvo entre 6,4 y 16 AU que proporciona evidencia de que un planeta masivo puede estar orbitando en esta región. [46] [47] 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. [48] Los cristales de olivino solo pueden formarse a menos de 10 UA de la estrella; por lo tanto, se han transportado a la cinta después de su formación, probablemente mediante mezcla radial . [48]

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 colisión. Se han inferido procesos similares en los discos de escombros alrededor de Fomalhaut y AU Microscopii . [49]

Cuerpos que caen en evaporación

El espectro de Beta Pictoris muestra una fuerte variabilidad a corto plazo que se notó por primera vez en la parte desplazada al rojo de varias líneas de absorción, que se interpretó como causada por material que cae sobre la estrella. [50] Se sugirió que la fuente de este material son pequeños objetos parecidos a cometas en órbitas que los llevan cerca de la estrella donde comienzan a evaporarse, denominado modelo de "cuerpos en evaporación que caen". [19] También se detectaron eventos de absorción transitorios desplazados al azul , aunque con menos frecuencia: estos pueden representar un segundo grupo de objetos en un conjunto diferente de órbitas. [51] El modelado detallado indica que es poco probable que los cuerpos en evaporación que caen sean principalmente helados como los cometas, sino que probablemente estén compuestos por una mezcla de polvo y núcleo de hielo con una corteza de material refractario . [52] 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. [53] 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. [54] Un estudio de 2019 informó 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 muy excéntrica y no son periódicos. [55]

Sistema planetario

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El movimiento de Beta Pictoris b. El plano orbital se ve de lado; el planeta no se mueve hacia la estrella.
Representación artística del sistema de Beta Pictoris, mostrando disco de acreción y Beta Pictoris b y Beta Pictoris c .

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. [56] En el otoño de 2009, el planeta fue observado con éxito en el otro lado de la estrella madre, lo que confirma la existencia del planeta en sí y observaciones anteriores. Se cree que en 15 años será posible registrar toda la órbita del planeta. [12]

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 está orbitando 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. [13] [57]

El sistema planetario Beta Pictoris
Compañero
(en orden de estrella) 		Masa Semieje mayor
( AU ) 		Período orbital
( días ) 		Excentricidad Inclinación Radio
C 9  M J 2,7 1200 0,24 - -
Cinturón interior 6,4 AU ~ 89 ° -
B 12+4
−3 M J 		9.2+0,4
−1,5 		7890 ± 1000 ~ 0,1 89,01 + 0,36 ° 1,65  R J
disco secundario 130+ AU 89 ± 1 ° -
disco principal 16-1450 / 1835 AU 89 ± 1 ° -

El método de velocidad radial no es adecuado para estudiar estrellas de tipo A como Beta Pictoris. La corta edad de la estrella empeora aún más el ruido. Los límites de corriente derivados de este método son suficientes para descartar planetas calientes del tipo Júpiter más masivos que 2 masas de Júpiter a una distancia de menos de 0.05 AU de la estrella. Para los planetas que orbitan a 1 UA, los planetas con menos de 9 masas de Júpiter habrían evitado la detección. [20] [30] Por lo tanto, para encontrar planetas en el sistema Beta Pictoris, los astrónomos buscan los efectos que tiene el planeta en el entorno circunestelar.

Imagen de ESO de un planeta cerca de Beta Pictoris

Múltiples líneas de evidencia sugirieron la existencia de un planeta masivo orbitando en la región alrededor de 10 AU de la estrella: la brecha libre de polvo entre los cinturones planetesimales a 6.4 AU y 16 AU sugiere que esta región está siendo limpiada; [47] un planeta a esta distancia explicaría el origen de la caída de los cuerpos en evaporación, [53] y las deformaciones y los anillos inclinados en el disco interior sugieren que un planeta masivo en una órbita inclinada está interrumpiendo el disco. [42] [58]

Beta Pictoris b en ambos alargamientos

El planeta observado por sí solo no puede explicar la estructura de los cinturones planetesimales a 30 AU y 52 AU de la estrella. Estos cinturones podrían estar asociados con planetas más pequeños a 25 y 44 AU, con alrededor de 0,5 y 0,1 masas de Júpiter respectivamente. [20] Tal sistema de planetas, si existe, estaría cerca de una resonancia orbital 1: 3: 7 . También puede ser que los anillos en el disco exterior a 500-800 AU sean causados ​​indirectamente por la influencia de estos planetas. [20]

El objeto fue observado a una distancia angular de 411 milisegundos de arco de Beta Pictoris, 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 [59] y 9,5 AU [60] respectivamente. Se desconoce la separación en la dirección radial, por lo que este es un límite inferior de la verdadera separación. 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 todavía se está enfriando, con una temperatura que oscila entre 1400 y 1600 K. Estas cifras vienen con la advertencia 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 es de 8 a 9 AU y su período orbital es de 17 a 21 años. [61] En noviembre de 1981 se observó un "evento similar al tránsito "; [62] [63] esto es coherente con esas estimaciones. [61] Si esto se confirma como 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 formador de luna. [63]

La confirmación de un segundo planeta en el sistema Beta Pictoris se anunció el 6 de octubre de 2020. El planeta tiene una temperatura de T = 1250 ± 50 K, una masa dinámica de M = 8,2 ± 0,8 MJup y una edad de 18,5 ± 2,5 Myr. [13] Tiene un período orbital de aproximadamente 1.200 días (3,3 años) y un semieje mayor de 2,7 AU, unas 3,5 veces más cerca de su estrella madre que Beta Pictoris b. [64] [57] La órbita de Beta Pictoris c es moderadamente excéntrica , con una excentricidad de 0,24. [64] [57]

Este planeta presenta datos en conflicto con los modelos actuales de formación planetaria a partir de 2020 . β Pic c se encuentra en una edad en la que se predice que se producirán formaciones planetarias a través de la inestabilidad del disco. Sin embargo, el planeta orbita a una distancia de 2,7 AU, cuya predicción dice que 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. [13]

En 2000, las observaciones realizadas con la instalación de radar avanzado de órbita de meteoros en Nueva Zelanda revelaron la presencia de una corriente de partículas provenientes de la dirección de Beta Pictoris, que puede ser una fuente dominante de meteoroides interestelares en el Sistema Solar. [21] Las partículas de 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 escombros 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 . [65] El modelado numérico de la expulsión de polvo indica que la presión de la radiación también puede ser responsable y sugiere que los planetas a más de 1 UA de la estrella no pueden causar directamente la corriente de polvo. [66]

  • 51 Ofiuchi

  1. ^ a b La magnitud absoluta M V de la estrella se puede calcular a partir de su magnitud aparente m V y la distancia d usando la siguiente ecuación:
  2. ^ a b Calculado a partir de [M / H]: abundancia relativa = 10 [M / H]
  3. ^ El paralaje se puede convertir en distancia usando la ecuación:. Consulte el artículo sobre propagación de la incertidumbre para obtener información sobre cómo se pueden calcular los errores en los valores derivados.
  4. ↑ Para ver la impresión artística de Beta Pictoris b, consulte:
    • "Duración del día del exoplaneta medida por primera vez" . Comunicado de prensa de ESO . Consultado el 2 de mayo de 2014 .
  5. ^ La luminosidad visual se puede calcular mediante:
  6. ^ El diámetro físico se puede encontrar multiplicando la distancia por el diámetro angular en radianes .
  7. ^ El período de rotación se puede calcular utilizando las ecuaciones de movimiento circular :
  8. ^ Para la impresión artística de Beta Pictoris, consulte:
    • "Los cometas que se estrellan explican la acumulación de gas sorpresa alrededor de la estrella joven" . ESO . Consultado el 12 de marzo de 2014 .
  9. ^ A partir de la ley de desplazamiento de Wien y una temperatura de 8052 K, la emisión de longitud de onda máxima de Beta Pictoris sería de alrededor de 360 nanómetros, que se encuentra en laregión ultravioleta del espectro.

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