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픽토리스 베타

Beta Pictoris
β 픽토리스
Pictor constellation map.svg
Red circle.svg
β 픽토리스(순환)의 위치
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 픽토르
우측 상승 05h 47m 17.1s[1]
탈위임 −51° 03′ 59″[1]
겉보기 크기(V) 3.861[1]
특성.
스펙트럼형 A6V[2]
U-B색지수 0.10[3]
B-V색지수 0.17[3]
변수형 델타 스쿠티 변수[4]
아스트로메트리
방사 속도(Rv)+20.0 ± 0.7km[5]/s
적정운동(μ) RA: +4.65[6]mas/yr
Dec.: +83.10[6]mas/yr
시차(시차)51.44 ± 0.12 마스[6]
거리63.4 ± 0.1 ly
(19.44 ± 0.05 pc)
절대치수(MV)2.42[note 1]
세부 사항
미사1.75[7] M☉
반지름1.8[8] R☉
루미도(골수계)8.7[7] L☉
표면 중력(log g)4.15[2] cgs
온도8052[2] K
금속성112% 태양열[2][note 2]
회전 속도(v sin i)시속 130km[9]
나이23±3[10] 마이어
기타 지정
GJ 219, HR 2020, CD −51°1620, HD 39060, GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321
데이터베이스 참조
심바드자료
아리친스자료
이 비디오 시퀀스는 별 베타 픽토리스 주위를 도는 외향계의 예술가의 인상을 바탕으로 한다.

베타 픽토리스(약칭 β 픽토리스 또는 β 픽토리스)는 픽토르 별자리에서 두 번째로 밝은 별이다.태양계로부터 63.4광년(19.4pc) 떨어진 곳에 위치해 있으며, 질량은 태양보다 1.75배, 발광량은 8.7배이다.베타 픽토리스 시스템은 이미 진화의 주요 시퀀스 단계에 있지만,[10] 2천만년에서 2천 6백만 년밖에 되지 않은 매우 젊다.[7]'베타 픽토리스'는 어린 별들의 모임인 '베타 픽토리스' 무빙 그룹의 타이틀 멤버로 우주를 통해 같은 움직임을 공유하고 같은 연령을 가지고 있다.[11]

유럽남방관측소(ESO)는 직접 이미지 사용을 통해 베타 픽토리스 b와 [12]베타 픽토리스 c라는 두 행성의 존재를 확인했다.[13]두 행성 모두 별을 둘러싸고 있는 잔해 원반 평면에서 궤도를 돌고 있다.베타 픽토리스 c는 현재 촬영된 항성과 가장 가까운 외계 행성이다. 관측된 분리는 소행성대와 태양 사이의 거리와 거의 같다.[13]

베타 픽토리스는 항성 근처의 먼지와 가스(일산화탄소 포함)[15][16]가 다량으로 발생하기 때문에 그 유형의 일반 별에 비해 적외선 방출이[14] 과다한 것을 보여준다.상세한 관측 결과 별 주위를 도는 먼지와 가스의 큰 원반이 발견되었는데, 이것은 다른 별 주위를 촬영한 최초의 파편 원반이었다.[17]몇몇 행성상적 벨트와[18] 행성 활동의 존재 외에도,[19] 이 원반 안에서 행성이 형성되었고 행성 형성의 과정이 진행 중일 수 있다는 징후가 있다.[20]베타 픽토리스 잔해 원반에서 나온 물질은 태양계에서 성간 유성체의 지배적인 원천으로 생각된다.[21]

위치 및 가시성

베타 픽토리스는 픽토르의 남쪽 별자리인 이젤에 있는 항성으로 밝은 별 카노푸스의 서쪽에 위치한다.[22]그것은 별자리가 갈라지기 전 전통적으로 아르고 나비스호의 소리선을 표시했다.[23]이 별은 겉으로 보이는 3.861의 시각적 크기를 가지고 있어 좋은 조건에서 육안으로 볼 수 있지만,[1] 빛 오염으로 인해 진도 3보다 별이 더 희미해져 보이지 않을 수 있다.그것은 별자리에서 두 번째로 밝은 것으로 겉보기 크기가 3.30인 알파 픽토리스에 의해서만 초과된다.[24]

베타 픽토리스와 다른 많은 별들과의 거리는 히파르코스 위성에 의해 측정되었다.이것은 지구가 태양 주위를 돌 때 관측된 위치의 약간의 변위인 삼각 시차를 측정함으로써 이루어졌다.베타 픽토리스는 51.87밀리야크초의 시차(paralax)를 보이는 것으로 밝혀졌는데,[25] 이는 나중에 체계적인 오류를 더 신중하게 고려하여 데이터를 다시 분석했을 때 51.44밀리야크초로 수정되었다.[6]따라서 베타 픽토리스까지의 거리는 63.4광년이며, 불확실성은 0.1광년이다.[26][note 3]

히파르코스 위성은 또한 베타 픽토리스의 적절한 움직임을 측정했다. 이 위성은 매년 4.65밀리리컨초의 속도로 동쪽으로, 그리고 북쪽으로는 83.10밀리리컨초의 속도로 이동하고 있다.[6]항성 스펙트럼의 도플러 이동을 측정한 결과 20km/s의 속도로 지구에서 멀어지고 있음을 알 수 있다.[5]몇몇 다른 별들은 베타 픽토리스와 같은 움직임을 공간을 통해 공유하며 거의 동시에 동일한 가스 구름에서 형성될 가능성이 있다: 이것들은 베타 픽토리스 이동 그룹을 구성한다.[11]

물리적 성질

스펙트럼, 광도 및 가변성

베타[note 4] 픽토리스 행성에 대한 예술가의 인상 b

인근 항성 프로젝트의 일부로 이루어진 측정에 따르면 베타 픽토리스는 스펙트럼 타입 A6V를[2] 가지며 유효온도는 8,052 K(7,779 °C, 14,034 °F)[2]로 태양의 5,778 K(5,505 °C, 9,941 °F)보다 뜨겁다.[27]스펙트럼 분석 결과 이 별은 천문학에서 금속으로 불리는 중원소들이 태양보다 수소에 비해 약간 높은 비율을 포함하고 있는 것으로 나타났다.이 값은 별의 금속 분율 대 태양의 비율에 대한 기준 10 로그인 수량[M/H]으로 표현된다.베타 픽토리스의 경우 [M/H]의 값이 0.05로 [2]항성의 금속 분율이 태양의 분율보다 12% 더 크다는 것을 의미한다.[note 2]

스펙트럼 분석은 항성의 표면 중력도 드러낼 수 있다.이것은 보통 로그로 표현된다.g, CGS 단위로 주어진 중력 가속도의 베이스-10 로그, 이 경우 cm/s².베타 픽토리스에 로그가 있음g=4.15 - 표면 중력 140 m/s²를 의미하며,[2] 이는 태양 표면의 중력 가속도(274 m/s²)의 약 절반이다.[27]

A형 주계열성으로서 베타 픽토리스는 태양보다 더 빛을 발한다: 겉보기 크기 3.861과 거리 19.44 파섹을 합치면 절대 크기 2.42가 되는데, 이는 절대 크기 4.83의 태양과 비교된다.[27][28][note 1]이는 태양보다 9.2배 큰 시각적 발광도에 해당한다.[note 5]베타 픽토리스와 태양의 방사선 스펙트럼 전체를 고려할 때 베타 픽토리스는 태양보다 8.7배 더 발광하는 것으로 나타났다.[7][29]

스펙트럼 타입 A의 많은 주요 시퀀스 별들은 맥동 변수 별들이 차지하고 있는 불안정한 스트립이라고 불리는 헤르츠스프룽-러셀 도표 영역으로 떨어진다.2003년, 항성에 대한 광도감시 결과 약 30분에서 40분 사이의 주파수에서 약 1-2 밀리미터의 밝기 변화가 나타났다.[4]베타 픽토리스의 방사상 속도 연구도 변동성을 나타낸다. 하나는 30.4분이고 다른 하나는 36.9분이다.[30]그 결과 별은 델타 스쿠티 변수로 분류된다.

질량, 반지름 및 회전

베타 픽토리스의 질량은 항성 진화의 모델을 사용하여 항성의 관측된 특성에 맞춰 결정되었다.이 방법은 1.7에서 1.8의 태양 질량 사이에서 별 질량을 산출한다.[7]이 별의 각 직경은 초거대 망원경과의 간섭계를 사용하여 측정되었으며 0.84 밀리리컨시컨드인 것으로 밝혀졌다.[8]이 값을 63.4광년의 거리와 결합하면 반지름이 태양의 1.8배에 이른다.[note 6]

베타 픽토리스의 회전 속도는 최소 130 km/s로 측정되었다.[9]이 값은 방사형 속도를 측정하여 도출되므로, 이는 실제 회전 속도에 대한 하한이다. 즉, 측정된 양은 실제로v 죄를 짓다i)) 어디에i항성의 자전 축이 시야에 미치는 기울기를 나타낸다.만약 베타 픽토리스가 적도면에서 지구로부터 보인다고 가정할 경우, 상황별 디스크가 엣지온으로 보이므로 타당한 가정은 대략 16시간으로 계산될 수 있는데, 이는 태양보다 상당히 짧은 시간(609.12시간[27])이다.[note 7]

나이와 형성

예술가의 베타 픽토리스[note 8] 인상

먼지의 star[31일]에 상당한 양의 존재인지, 여전히pre–main 순서 star[32]그러나 그 스타의 거리 Hipparcos에 의해 그것보다 이전에 한 생각이 들었어 베타 Pictoris 더 떨어져 있다는 것이 밝혀졌다 측정한 것은 주계열에 동참했다고 문제를 논의할 이끌었던 시스템의 어린 나이를 암시한다.d때문원래 믿었던 것보다 더 빛났다.일단 히파르코스 결과를 고려했을 때, 베타 픽토리스는 0세대의 주계열성에 가까운 위치에 있었고, 결국 주계열성 이전의 주계열성은 아니었다.[7]베타 픽토리스와 베타 픽토리스 이동 그룹 내의 다른 별들의 분석은 그들이 약 1,200만년 된 것을 시사했다.[11]그러나 더 최근의 연구는 그 나이가 2천만에서 2천 6백만 살로 대략 두 배 정도 된다는 것을 보여준다.[33][10]

베타 픽토리스는 전갈자리-센타우루스 협회 근처에서 형성되었을 수 있다.[34]베타 픽토리스의 형성을 초래한 가스 구름의 붕괴는 초신성 폭발로 인한 충격파에 의해 촉발되었을지도 모른다: 초신성이 된 별은 HIP 46950의 예전 동반자였을지도 모른다.HIP 46950의 경로를 거꾸로 추적해 보면 약 1300만년 전쯤 스콜피우스-센타우루스 협회 근처에 있었을 것이라는 것을 알 수 있다.[34]

조건성 환경

에리카 네스볼드와 마크 쿠치너는 베타 픽토리스 b 행성이 어떻게 베타 픽토리스 파편 디스크를 휘어진 나선 모양으로 조각하는지에 대한 슈퍼컴퓨터 시뮬레이션에 대해 토론한다.

파편 디스크

허블우주망원경 메인 및 2차 파편 디스크 이미지

1983년 IRAS 우주선에[35] 의해 베타 픽토리스의 초과 적외선 방사선이 탐지되었다.[31]베가, 포말하우트, 에리다니 엡실론과 함께, 이 별은 그러한 초과가 탐지된 최초의 네 개의 별들 중 하나였다: 이 별들을 처음 발견한 후에 "베가 유사"라고 부른다.베타 픽토리스와 같은 A형 별들은 대부분의 에너지를 스펙트럼의 푸른 끝에서 발산하는 경향이 있기 때문에,[note 9] 이는 항성 주위의 궤도에 시원한 물질이 존재한다는 것을 암시했고, 이는 적외선 파장에서 방사되어 과잉을 생성하게 된다.[31]이 가설은 1984년 베타 픽토리스가 상황별 원반을 시각적으로 이미징한 최초의 별이 되었을 때 검증되었다.[17]IRAS 데이터는 (미크론 파장에서): [12]=2.68, [25]=0.05, [60]=-2.74, [100]=-3.41이다.콜로렉스 공정은 E12=0.69, E25=3.35, E60=6.17, E100=6.90이다.[14]

베타 픽토리스 주변의 잔해 원반은 지구 관찰자들에 의해 가장자리 온으로 보이며, 북동-남서 방향으로 향한다.원반은 비대칭이다: 북동쪽 방향에서 항성으로부터 1835 천문단위까지 관측된 반면, 남서 방향의 범위는 1450 AU이다.[36]원반은 회전하고 있다: 별의 북동쪽에 있는 부분은 지구에서 멀어지고, 원반의 남서쪽에 있는 부분은 지구 쪽으로 움직이고 있다.[37]

500AU에서 800AU 사이의 파편 원반 외부 영역에서 몇 개의 타원형 재료 링이 관찰되었다. 이들 링은 지나가는 별에 의해 시스템이 교란된 결과로 형성되었을 수 있다.[38]히파르코스 사절단의 아스트롬 데이터를 보면 약 11만년 전 붉은 거성 베타 컬럼바에가 베타 픽토리스로부터 2광년 이내에 지나갔다고 밝혀지지만, 이보다 더 큰 동요는 약 35만년 전 3광년의 거리를 지나간 제타 도라두스에 의해 일어났을 것이다.[39]그러나 컴퓨터 시뮬레이션은 이 두 후보 중 어느 후보보다 낮은 만남 속도를 선호하는데, 이는 반지를 담당하는 별이 불안정한 궤도에 있는 베타 픽토리스의 동반성이었을 수도 있음을 시사한다.시뮬레이션에 따르면 태양 질량이 0.5개인 동요하는 별이 구조물의 탓일 가능성이 있다.그러한 별은 스펙트럼 타입 M0V의 적색 왜성이 될 것이다.[36][40]

매우 젊은 타입 A V 별 베타 픽토리스(NASA 아티스트의 구상)를 중심으로 외향계와 다른 행성상들을 포함한 다양한 행성 형성 과정

2006년 허블우주망원경의 '어드밴스드 카메라 for 서베이(Advanced Camera for Survey)'로 이 시스템을 촬영한 결과 주 원반에 약 5° 각도로 기울어진 2차 먼지 원반이 존재했으며 항성으로부터 최소 130AU까지 연장됐다.[41]2차 디스크는 비대칭적이다: 남서쪽 확장은 북동쪽보다 더 구부러지고 덜 기울어져 있다.영상촬영은 베타 픽토리스의 80AU 이내에서 메인 디스크와 2차 디스크를 구별하기에 충분하지 않았지만, 더스트 디스크의 북동쪽 확장은 별과 약 30AU에서 메인 디스크와 교차할 것으로 예측된다.[41]2차 원반은 1차 원반에서 물질을 제거하여 행성과 정렬된 궤도로 이동하게 하는 경사진 궤도에 있는 거대한 행성에 의해 생산될 수 있다.[42]

NASA 극자외선분광탐상기(Far Ultra Spectroscopic Explorer)를 통해 만들어진 연구 결과 베타 픽토리스 주변의 원반에 탄소가 풍부한 가스가 지나치게 많이 함유되어 있다는 사실이 밝혀졌다.[43]이것은 물질을 성간 공간으로 날려버릴 수 있는 방사선 압력에 대항하여 원반을 안정시키는 데 도움이 된다.[43]현재, 탄소 과잉의 기원에 대한 두 가지 제안된 설명이 있다.베타 픽토리스는 탄소 대신 산소가 풍부한 태양계의 지상 행성들과 대조적으로 이국적인 탄소가 풍부한 행성을 형성하는 과정에 있을지도 모른다.[44]또는 태양계 개발 초기에 일어났을 수도 있는 알려지지 않은 단계를 지나고 있을 수도 있다: 태양계에는 탄소가 풍부한 운석이 있는데, 이것은 탄소가 풍부한 환경에서 형성되었을 수도 있다.목성이 탄소가 풍부한 중심부를 중심으로 형성되었을 수도 있다는 제안도 나왔다.[44]

2011년, 베타 픽토리스 주변의 원반은 아마추어 천문학자가 촬영한 최초의 다른 행성계가 되었다.뉴질랜드의 Rolf Olsen은 10인치 뉴턴 반사기와 변형된 웹캠으로 디스크를 캡처했다.[45]

행성에스테마멀 벨트

베타 픽토리스 주변의 먼지는 큰 행성들의 충돌에 의해 생성될 수 있다.

2003년, 케크 II 망원경으로 베타 픽토리스 시스템의 내부 영역을 촬영한 결과, 소재의 벨트나 고리로 해석되는 여러 특징이 나타났다.항성으로부터 약 14, 28, 52, 82 천문 단위의 벨트가 검출되었으며, 이는 주 원반과 관련하여 기울기를 교대한다.[18]

2004년 관측 결과 항성으로부터 6.4AU 떨어진 거리에 규산염 물질이 함유된 내부 벨트가 존재한다는 사실이 밝혀졌다.규산염 물질도 항성으로부터 16AU와 30AU에서 검출되었는데, 먼지 부족은 6.4AU에서 16AU사이로 이 지역에서 거대한 행성이 궤도를 돌고 있을 수 있다는 증거를 제공한다.[46][47]마그네슘이 풍부한 올리빈도 검출되었는데, 이는 태양계 혜성에서 발견된 것과 현저하게 유사하며 태양계 소행성에서 발견된 올리빈과는 다르다.[48]올리바인 결정체는 항성으로부터 10AU보다 가깝게 형성될 수 있을 뿐이므로 형성 후, 아마도 방사상 혼합에 의해 벨트로 운반되었다.[48]

항성으로부터 100AU의 먼지 원반을 모델링한 결과, 이 지역의 먼지는 약 180km의 반지름으로 행성의 파괴에 의해 시작된 일련의 충돌에 의해 생성되었을 수 있다.최초 충돌 후, 이 잔해들은 충돌 폭포라고 불리는 과정에서 더 많은 충돌을 겪는다.비슷한 과정이 포말하우트와 AU 현미경 주변의 잔해 원반에서 유추되었다.[49]

낙하 증발체

베타 픽토리스 스펙트럼은 다양한 흡수선의 적색변형 부분에서 처음 주목받았던 강한 단기적 변동성을 보여주는데, 이는 물질이 항성 위로 떨어지면서 생긴 것으로 해석됐다.[50]이 물질의 근원은 "낙하하는 증발하는 물체"라고 불리는 별에 가까워지는 궤도에 있는 작은 혜성 같은 물체라고 제안되었다.[19]일시적인 청색 변화 흡수 이벤트도 감지되었는데, 빈도는 적지만 다른 궤도 집합의 두 번째 물체 그룹을 나타낼 수 있다.[51]상세한 모델링은 낙하하는 증발하는 물체가 혜성처럼 주로 얼음일 가능성은 낮지만, 그 대신 혼합된 먼지와 내화성 물질의 껍질이 있는 얼음 코어로 구성되었을 것이라는 것을 보여준다.[52]이 물체들은 항성으로부터 약 10AU 거리에 있는 베타 픽토리스 주위의 가벼운 편심 궤도에 있는 행성의 중력에 의해 그들의 항성-레이즈 궤도에 퍼졌을지도 모른다.[53]낙하하는 증발체는 주 이물질 디스크의 평면 위에 위치한 가스의 존재에 대해서도 책임이 있을 수 있다.[54]2019년 연구는 TES와 외향계를 전이하는 것을 보고하였다.이 딥은 본질적으로 비대칭적이며 별의 원반을 가로지르는 증발 혜성의 모델과 일치한다.혜성은 매우 편심 궤도에 있고 주기적이지 않다.[55]

행성계

주요 기사:Pictoris b와 Pictoris B 베타
베타 픽토리스 b의 동작.궤도 평면은 옆으로 비스듬히 바라본다; 행성은 별을 향해 움직이지 않는다.
Beta Pictoris 시스템의 예술적 렌더링으로, 디스크와 Beta Pictoris b 및 Beta Pictoris c를 보여준다.

2008년 11월 21일, 2003년에 초거대 망원경으로 이루어진 적외선 관측 결과 이 별의 후보 행성상 동반자가 나타났다고 발표되었다.[56]2009년 가을, 이 행성은 모항성의 반대편에서 성공적으로 관측되었고, 행성 자체의 존재와 이전의 관측을 확인하였다.15년 안에 행성의 궤도를 전부 기록할 수 있을 것으로 믿어진다.[12]

유럽남방관측소는 2020년 10월 6일 직접 이미지 사용을 통해 베타 픽토리스 c의 존재를 확인했다.베타 픽토리스 c는 별을 둘러싸고 있는 파편 원반 평면에서 궤도를 돌고 있다.베타 픽토리스 c는 현재 촬영된 항성과 가장 가까운 외계 행성이다. 관측된 분리는 소행성대와 태양 사이의 거리와 거의 같다.[13][57]

베타 픽토리스 행성계
동반자
(별에서 순서대로) 		미사 세미마조르 축
(AU) 		궤도 주기
(일) 		편심성 기울기 반지름
c[58] 8.89±0.75MJ 2.68±0.02 1221±15 0.32±0.02 88.95+0.09
−0.10°		 —
이너 벨트 6.4 AU ~89° —
b 11J.90M+2.93
−3.04[58]		 9.2+0.4
−1.5		 7890 ± 1000 ~0.1 89.01 + 0.36° 1.65 RJ
이차 디스크 AU 130 이상 89 ± 1° —
메인 디스크 AU 16-1450/1835년 89 ± 1° —

방사상 속도법은 베타 픽토리스와 같은 A형 별을 연구하는 데 적합하지 않다.별의 아주 어린 나이 때문에 소음이 더욱 심해진다.이 방법에서 도출된 전류 한계치는 항성으로부터 0.05AU 미만의 거리에서 목성 질량 2개 이상의 뜨거운 목성형 행성을 배제하기에 충분하다.1AU에서 궤도를 도는 행성의 경우 목성 질량이 9개 미만인 행성은 탐지를 피했을 것이다.[20][30]따라서, 천문학자들은 베타 픽토리스 시스템에서 행성을 찾기 위해 이 행성이 항성 환경에 미치는 영향을 찾는다.

베타 픽토리스 근처 행성의 ESO 이미지

증거의 다양한 라인이 있었습니다:6.4AU과 16AU에서planetesimal 벨트 사이의 가지고 있고 차이 이 지역이 해소되는 것이다, 이 거리에 같은 행성[47]이 떨어지는 수분 bodies,[53]고 뒤틀리고 휘는 incli의 기원을 설명할 것이라고 제안한 거대한 행성 10AU 떨어져 주변의 별 이 지역의 궤도를 돌고 있는의 존재를 제안했다.반지ned내부 원반 안에 있는 s는 기울어진 궤도에 있는 거대한 행성이 원반을 방해하고 있다는 것을 암시한다.[42][59]

양쪽 연장의 베타 픽토리스 b

관측된 행성 자체로는 항성으로부터 30 AU와 52 AU의 행성상 벨트의 구조를 설명할 수 없다.이 벨트들은 각각 0.5와 0.1의 목성 질량을 가진 25AU와 44AU의 작은 행성과 연관될 수 있다.[20]그러한 행성의 시스템은 존재한다면 1:3:7 궤도 공명에 가까울 것이다.또한 500–800AU의 외부 원반 고리가 이러한 행성의 영향 때문에 간접적으로 발생하는 것일 수도 있다.[20]

이 물체는 8AU의 하늘의 평면에서 거리에 해당하는 베타 픽토리스로부터 411밀리리히초의 각도에서 관측되었다. 비교를 위해 목성과 토성의 궤도 반지름은 각각 5.2AU와[60] 9.5AU이다[61].방사 방향의 분리는 알 수 없으므로, 이것은 실제 분리에 대한 하한이다.질량의 추정은 행성 진화의 이론적 모델에 따라 결정되며, 물체가 약 8개의 목성 질량을 가지고 있고 1400~1600K의 온도로 여전히 냉각되고 있다고 예측한다.이 수치들은 이 모델들이 지구에 대한 질량과 연령의 가능한 범위의 실제 데이터에 대해 아직 시험되지 않았다는 경고와 함께 나온다.

반조르 축은 8–9 AU이고 궤도 주기는 17–21년이다.[62]1981년 11월에 "트랜스리트 유사 사건"이 관측되었는데,[63][64] 이는 그러한 추정치와 일치한다.[62]이것이 실제 전달로 확인되면, 유추된 변환 물체의 반지름은 2–4 목성 반지름으로 이론적 모델에 의해 예측된 것보다 크다.이것은 그것이 큰 고리 시스템이나 달 모양의 원반으로 둘러싸여 있다는 것을 나타낼 수 있다.[64]

베타 픽토리스 시스템에서 두 번째 행성의 확인은 2020년 10월 6일에 발표되었다.행성의 온도는 T = 1250 ± 50 K이고, 동적 질량은 M = 8.89 ± 0.75 MJup이며,[58] 나이는 18.5 ± 2.5 Myr이다.[13]궤도주기는 약 1,200일(3.3년), 반조르 축은 2.7AU로, 모항성에 베타 픽토리스 b보다 약 3.5배 더 가깝다.[65][57]베타 픽토리스 c의 궤도는 적당히 편심하며 편심률은 0.24이다.[65][57]

이 행성은 2020년 현재 행성 형성을 위한 모델과 충돌하는 데이터를 제공한다.β Pic c는 디스크 불안정성을 통해 행성 형성이 예측되는 시대에 있다.그러나 이 행성은 2.7 AU의 거리에서 궤도를 돌고 있는데, 이 예측은 디스크 불안정성이 발생하기에는 너무 가깝다고 말한다.MK = 14.3 ± 0.1의 낮은 겉보기 크기는 그것이 코어 억제를 통해 형성되었음을 나타낸다.[13]

더스트 스트림

2000년 뉴질랜드의 어드밴스트 유성 궤도 레이더 시설에서 관측된 결과 태양계 성간 유성체의 지배적 출처가 될 수 있는 베타 픽토리스의 방향에서 나오는 입자 흐름의 존재가 밝혀졌다.[21]베타 픽토리스 먼지 흐름의 입자는 비교적 크며, 반지름은 20마이크로미터를 초과하며, 그 속도는 그들이 약 25 km/s에서 베타 픽토리스 시스템을 떠났음에 틀림없음을 시사한다.이러한 입자들은 디스크 내 가스 거대 행성의 이동으로 인해 베타 픽토리스 잔해 원반에서 배출되었을 수 있으며, 베타 픽토리스 시스템이 오트 구름을 형성하고 있음을 나타내는 것일 수 있다.[66]분진 배출의 수치 모델링은 방사선 압력도 원인이 될 수 있음을 나타내며, 항성에서 약 1AU 이상 떨어진 행성은 분진 흐름을 직접 유발할 수 없음을 시사한다.[67]

참고 항목

메모들

  1. ^ a b 절대치수 MV별의 크기는 겉보기 크기로 계산할 수 있다.mV거리 및 거리d다음 방정식 사용: V= - 5 ( a e ){\10 _{10}\
  2. ^ a b [M/H]에서 계산된 값: 상대적 풍요 = 10[M/H]
  3. ^ 시차는 다음 방정식을 사용하여 거리로 변환할 수 있다.. See the article on propagation of uncertainty for information on how errors on derived values can be calculated.
  4. ^ 베타 픽토리스 b에 대한 아티스트의 인상은 다음을 참조하십시오.
    • "Length of Exoplanet Day Measured for First Time". ESO Press Release. Retrieved 2 May 2014.
  5. ^ The visual luminosity can be calculated by:
  6. ^ 물리적 직경은 거리에 각 직경을 라디안 단위로 곱하면 알 수 있다.
  7. ^ 회전주기는 순환운동 방정식을 사용하여 계산할 수 있다: P t= 2 r t { r
  8. ^ 베타 픽토리스에 대한 아티스트의 인상을 보려면 다음을 참조하십시오.
  9. ^ Wien의 변위 법칙과 온도 8052 K에서 베타 픽토리스의 피크 파장 방출은 스펙트럼의 자외선 영역에 있는 약 360 나노미터가 될 것이다.

참조

  1. ^ a b c d "* bet Pic—Star". SIMBAD. Retrieved 2008-09-06.
  2. ^ a b c d e f g h 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. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637. S2CID 119476992.
  3. ^ a b Hoffleit D. & Warren Jr W.H. (1991). "HR 2020". Bright Star Catalogue (5th Revised ed.). Retrieved 2008-09-06.
  4. ^ a b Koen, C. (2003). "δ Scuti pulsations in β Pictoris". MNRAS. 341 (4): 1385–1387. Bibcode:2003MNRAS.341.1385K. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x.
  5. ^ a b Gontcharov G.A. (2006). "HIP 27321". Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars. Retrieved 2008-09-06.
  6. ^ a b c d e van Leeuwen, F. (2007). "HIP 27321". Hipparcos, the New Reduction. Retrieved 2008-09-06.
  7. ^ a b c d e f Crifo, F.; et al. (1997). "β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties". Astronomy and Astrophysics. 320: L29–L32. Bibcode:1997A&A...320L..29C.
  8. ^ a b Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI Observations of Main Sequence Stars". In A.K. Dupree; A.O. Benz (eds.). Proceedings of the 219th symposium of the International Astronomical Union. IAUS 219: Stars as Suns: Activity, Evolution and Planets. Sydney, Australia: Astronomical Society of the Pacific. p. 80. Bibcode:2003IAUS..219E.127K.
  9. ^ a b Royer F.; Zorec J. & Gomez A.E. (2007). "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. Retrieved 2008-09-07.
  10. ^ a b c Mamajek, Eric E.; Bell, Cameron P. M. (2014). "On the age of the beta Pictoris moving group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 445 (3): 2169–2180. arXiv:1409.2737. Bibcode:2014MNRAS.445.2169M. doi:10.1093/mnras/stu1894. S2CID 119114364.
  11. ^ a b c Zuckerman, B.; et al. (2001). "The β Pictoris Moving Group". The Astrophysical Journal. 562 (1): L87–L90. Bibcode:2001ApJ...562L..87Z. doi:10.1086/337968.
  12. ^ a b "Exoplanet Caught on the Move". 2010-06-10. Retrieved 10 June 2010.
  13. ^ a b c d e Lagrange, Anne-Marie (October 2020). Forveille, Thierry (ed.). "Unveiling the β Pictoris system, coupling high contrast imaging, interferometric, and radial velocity data". Astronomy & Astrophysics. EDP Sciences. 642: A18. Bibcode:2020A&A...642A..18L. doi:10.1051/0004-6361/202038823. ISSN 0004-6361. Retrieved 7 October 2020.
  14. ^ a b J. Coté (1987). "B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths". Astronomy and Astrophysics. 181: 77–84. Bibcode:1987A&A...181...77C.
  15. ^ Khan, Amina. "Did two planets around nearby star collide? Toxic gas holds hints". Los Angeles Times. Retrieved March 9, 2014.
  16. ^ Dent, W.R.F.; Wyatt, M.C.; Roberge, A.; Augereau,J.-C.; Casassus, S.; Corder, S.; Greaves, J.S.; de Gregorio-Monsalvo, I.; Hales, A.; Jackson, A.P.; Hughes, A. Meredith; Lagrange, A.-M.; Matthews, B.; Wilner, D. (March 6, 2014). "Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the β Pictoris Debris Disk". Science. 343 (6178): 1490–1492. arXiv:1404.1380. Bibcode:2014Sci...343.1490D. doi:10.1126/science.1248726. PMID 24603151. S2CID 206553853.
  17. ^ a b Smith, B. A. & Terrile, R. J. (1984). "A circumstellar disk around Beta Pictoris". Science. 226 (4681): 1421–1424. Bibcode:1984Sci...226.1421S. doi:10.1126/science.226.4681.1421. PMID 17788996. S2CID 120412113.
  18. ^ a b Wahhaj, Z.; et al. (2003). "The Inner Rings of β Pictoris". The Astrophysical Journal. 584 (1): L27–L31. arXiv:astro-ph/0212081. Bibcode:2003ApJ...584L..27W. doi:10.1086/346123. S2CID 119419340.
  19. ^ a b Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. & Lagrange-Henri, A. M. (1990). "The Beta Pictoris circumstellar disk. X—Numerical simulations of infalling evaporating bodies". Astronomy and Astrophysics. 236 (1): 202–216. Bibcode:1990A&A...236..202B.
  20. ^ a b c d Freistetter, F.; Krivov, A. V. & Löhne, T. (2007). "Planets of β Pictoris revisited". Astronomy and Astrophysics. 466 (1): 389–393. arXiv:astro-ph/0701526. Bibcode:2007A&A...466..389F. doi:10.1051/0004-6361:20066746. S2CID 15265292.
  21. ^ a b Baggaley, W. Jack (2000). "Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids". J. Geophys. Res. 105 (A5): 10353–10362. Bibcode:2000JGR...10510353B. doi:10.1029/1999JA900383.
  22. ^ Kaler, Jim. "Beta Pictoris". STARS. Archived from the original on 2008-10-11. Retrieved 2008-09-08.
  23. ^ Knobel, E. B. (1917). "On Frederick de Houtman's Catalogue of Southern Stars, and the Origin of the Southern Constellations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 77 (5): 414–32 [423]. Bibcode:1917MNRAS..77..414K. doi:10.1093/mnras/77.5.414.
  24. ^ Darling, David. "Pictor (abbr. Pic, gen. Pictoris)". The Internet Encyclopedia of Science. Retrieved 2008-09-08.
  25. ^ ESA (1997). "HIP 27321". The Hipparcos and Tycho Catalogues. Retrieved 2008-09-07.
  26. ^ Pogge, Richard. "Lecture 5: Distances of the Stars". Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies, & the Universe. Retrieved 2008-09-08.
  27. ^ a b c d "Sun Fact Sheet". NASA. Retrieved 2008-09-07.
  28. ^ "Absolute Magnitude". COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy. Retrieved 2008-09-08.
  29. ^ Strobel, Nick. "Magnitude System". Astronomy Notes. Retrieved 2008-09-08.
  30. ^ a b Galland, F.; et al. (2006). "Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations". Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 355–359. arXiv:astro-ph/0510424. Bibcode:2006A&A...447..355G. doi:10.1051/0004-6361:20054080. S2CID 118454113.
  31. ^ a b c Croswell, Ken (1999). Planet Quest. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-288083-3.
  32. ^ Lanz, Thierry; Heap, Sara R. & Hubeny, Ivan (1995). "HST/GHRS Observations of the beta Pictoris System: Basic Parameters of the Age of the System". The Astrophysical Journal Letters. 447 (1): L41. Bibcode:1995ApJ...447L..41L. doi:10.1086/309561.
  33. ^ Binks, A. S.; Jeffries, R. D. (2014). "A lithium depletion boundary age of 21 Myr for the Beta Pictoris moving group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 438 (1): L11–L15. arXiv:1310.2613. Bibcode:2014MNRAS.438L..11B. doi:10.1093/mnrasl/slt141. S2CID 33477378.
  34. ^ a b Ortega, V. G.; et al. (2004). "New Aspects of the Formation of the β Pictoris Moving Group". The Astrophysical Journal. 609 (1): 243–246. Bibcode:2004ApJ...609..243O. doi:10.1086/420958.
  35. ^ Helou, George; Walker, D. W (1985). "IRAS Point Source Catalogue". Infrared Astronomical Satellite (Iras) Catalogs and Atlases. 7: 1. Bibcode:1988iras....7.....H.
  36. ^ a b Larwood, J. D. & Kalas, P. G. (2001). "Close stellar encounters with planetesimal discs: the dynamics of asymmetry in the β Pictoris system". MNRAS. 323 (2): 402–416. arXiv:astro-ph/0011279. Bibcode:2001MNRAS.323..402L. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x. S2CID 1844824.
  37. ^ Olofsson, G.; Liseau, R. & Brandeker, A. (2001). "Widespread Atomic Gas Emission Reveals the Rotation of the β Pictoris Disk". The Astrophysical Journal. 563 (1): L77–L80. arXiv:astro-ph/0111206. Bibcode:2001ApJ...563L..77O. doi:10.1086/338354. S2CID 16274513.
  38. ^ Kalas, P.; Larwood, J.; Smith, B. A. & Schultz, A. (2000). "Rings in the Planetesimal Disk of β Pictoris". The Astrophysical Journal. 530 (2): L133–L137. arXiv:astro-ph/0001222. Bibcode:2000ApJ...530L.133K. doi:10.1086/312494. PMID 10655182. S2CID 19534110.
  39. ^ Kalas, Paul; Deltorn, Jean-Marc & Larwood, John (2001). "Stellar Encounters with the β Pictoris Planetesimal System". The Astrophysical Journal. 553 (1): 410–420. arXiv:astro-ph/0101364. Bibcode:2001ApJ...553..410K. doi:10.1086/320632. S2CID 10844800.
  40. ^ "Beta Pictoris Disk Hides Giant Elliptical Ring System" (Press release). NASA. 2000-01-15. Retrieved 2008-09-02.
  41. ^ a b Golimowski, D. A.; et al. (2006). "Hubble Space Telescope ACS Multiband Coronagraphic Imaging of the Debris Disk around β Pictoris". The Astronomical Journal. 131 (6): 3109–3130. arXiv:astro-ph/0602292. Bibcode:2006AJ....131.3109G. doi:10.1086/503801. S2CID 119417457.
  42. ^ a b "Hubble Reveals Two Dust Disks Around Nearby Star Beta Pictoris" (Press release). NASA. 2006-06-27. Retrieved 2008-09-02.
  43. ^ a b Roberge, Aki; et al. (2006). "Stabilization of the disk around β Pictoris by extremely carbon-rich gas". Nature. 441 (7094): 724–726. arXiv:astro-ph/0604412. Bibcode:2006Natur.441..724R. doi:10.1038/nature04832. PMID 16760971. S2CID 4391848.
  44. ^ a b "NASA's Fuse Finds Infant Solar System Awash in Carbon" (Press release). NASA. 2006-06-07. Retrieved 2006-07-03.
  45. ^ 올슨, 롤프.베타 픽토리스 주변의 상황별 디스크, 2011-12-03.
  46. ^ Okamoto, Yoshiko Kataza; et al. (2004). "An early extrasolar planetary system revealed by planetesimal belts in β Pictoris". Nature. 431 (7009): 660–663. Bibcode:2004Natur.431..660O. doi:10.1038/nature02948. PMID 15470420. S2CID 8332780.
  47. ^ a b Burnham, Robert (2004). "Making planets at Beta Pictoris". Astronomy Magazine. Retrieved 2008-09-02.
  48. ^ a b De Vries, B. L.; Acke, B.; Blommaert, J. A. D. L.; Waelkens, C.; Waters, L. B. F. M.; Vandenbussche, B.; Min, M.; Olofsson, G.; Dominik, C.; Decin, L.; Barlow, M. J.; Brandeker, A.; Di Francesco, J.; Glauser, A. M.; Greaves, J.; Harvey, P. M.; Holland, W. S.; Ivison, R. J.; Liseau, R.; Pantin, E. E.; Pilbratt, G. L.; Royer, P.; Sibthorpe, B. (2012). "Comet-like mineralogy of olivine crystals in an extrasolar proto-Kuiper belt". Nature. 490 (7418): 74–76. arXiv:1211.2626. Bibcode:2012Natur.490...74D. doi:10.1038/nature11469. PMID 23038467. S2CID 205230613.
  49. ^ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro & Moore, Alex (2007). "Planetary embryos and planetesimals residing in thin debris discs". MNRAS. 380 (4): 1642–1648. arXiv:0705.1325. Bibcode:2007MNRAS.380.1642Q. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12217.x. S2CID 1022018.
  50. ^ Lagrange-Henri, A. M.; Vidal-Madjar, A. & Ferlet, R. (1988). "The Beta Pictoris circumstellar disk. VI—Evidence for material falling on to the star". Astronomy and Astrophysics. 190: 275–282. Bibcode:1988A&A...190..275L.
  51. ^ Crawford, I. A.; Beust, H. & Lagrange, A.-M. (1998). "Detection of a strong transient blue-shifted absorption component in the Beta Pictoris disc". MNRAS. 294 (2): L31–L34. Bibcode:1998MNRAS.294L..31C. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01373.x.
  52. ^ Karmann, C.; Beust, H. & Klinger, J. (2001). "The physico-chemical history of Falling Evaporating Bodies around beta Pictoris: investigating the presence of volatiles". Astronomy and Astrophysics. 372 (2): 616–626. Bibcode:2001A&A...372..616K. doi:10.1051/0004-6361:20010528.
  53. ^ a b Thébault, P. & Beust, H. (2001). "Falling evaporating bodies in the β Pictoris system. Resonance refilling and long term duration of the phenomenon". Astronomy and Astrophysics. 376 (2): 621–640. Bibcode:2001A&A...376..621T. doi:10.1051/0004-6361:20010983.
  54. ^ Beust, H. & Valiron, P. (2007). "High latitude gas in the β Pictoris system. A possible origin related to falling evaporating bodies". Astronomy and Astrophysics. 466 (1): 201–213. arXiv:astro-ph/0701241. Bibcode:2007A&A...466..201B. doi:10.1051/0004-6361:20053425. S2CID 17753311.
  55. ^ Zieba, S.; Zwintz, K.; Kenworthy, M. A.; Kennedy, G. M. (2019-05-01). "Transiting exocomets detected in broadband light by TESS in the β Pictoris system". Astronomy & Astrophysics. 625: L13. arXiv:1903.11071. Bibcode:2019A&A...625L..13Z. doi:10.1051/0004-6361/201935552. ISSN 0004-6361. S2CID 85529617.
  56. ^ "Beta Pictoris planet finally imaged?" (Press release). ESO. 2008-11-21. Archived from the original on 2009-02-08. Retrieved 2008-11-22.
  57. ^ a b c Lagrange; Meunier, Nadège; Rubini, Pascal; Keppler, Miriam; Galland, Franck; Chapellier, eric (2019). "Evidence for an additional planet in the β Pictoris system". Nature. 3 (12): 1135–1142. Bibcode:2019NatAs.tmp..421L. doi:10.1038/s41550-019-0857-1. S2CID 202126059. Retrieved 2019-08-19.
  58. ^ a b c Lacour, S.; et al. (2021), "The mass of β Pictoris c from β Pictoris b orbital motion", Astronomy & Astrophysics, 654: L2, arXiv:2109.10671, doi:10.1051/0004-6361/202141889, S2CID 237592885
  59. ^ Mouillet, D.; Larwood, J. D.; Papaloizou, J. C. B. & Lagrange, A. M. (1997). "A planet on an inclined orbit as an explanation of the warp in the Beta Pictoris disc". MNRAS. 292 (4): 896–904. arXiv:astro-ph/9705100. Bibcode:1997MNRAS.292..896M. doi:10.1093/mnras/292.4.896. S2CID 5126746.
  60. ^ "Jupiter Fact Sheet". NASA. Archived from the original on 2011-09-26. Retrieved 2009-07-10.
  61. ^ "Saturn Fact Sheet". NASA. Archived from the original on 2018-01-03. Retrieved 2009-07-10.
  62. ^ a b G. Chauvin; et al. (2012). "Orbital characterization of the β Pictoris b giant planet". Astronomy & Astrophysics. 542: A41. arXiv:1202.2655. Bibcode:2012A&A...542A..41C. doi:10.1051/0004-6361/201118346. S2CID 62806093.
  63. ^ Lecavelier des Etangs, A.; et al. (1997). "Beta Pictoris light variations. I. The planetary hypothesis". Astronomy and Astrophysics. 328: 311–320. Bibcode:1997A&A...328..311L.
  64. ^ a b Lecavelier des Etangs, A.; Vidal-Madjar, A. (April 2009). "Is Beta Pic b the transiting planet of November 1981?". Astronomy & Astrophysics. 497 (2): 557–562. arXiv:0903.1101. Bibcode:2009A&A...497..557L. doi:10.1051/0004-6361/200811528. S2CID 14494961.
  65. ^ a b Young, Monica (2019-08-19). "Beta Pic's New Planet, Jupiter's Fuzzy Core & An Ancient Star". Sky & Telescope. Retrieved 2019-08-19.
  66. ^ Krivova, N. A. & Solanki, S. K. (2003). "A stream of particles from the β Pictoris disc: A possible ejection mechanism". Astronomy and Astrophysics. 402 (1): L5–L8. Bibcode:2003A&A...402L...5K. doi:10.1051/0004-6361:20030369.
  67. ^ Krivov, A. V.; et al. (2004). "Towards understanding the β Pictoris dust stream". Astronomy and Astrophysics. 417 (1): 341–352. Bibcode:2004A&A...417..341K. doi:10.1051/0004-6361:20034379.

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