Beta Pictoris

Stern
β Pictoris
HST-Aufnahme der Staub­scheiben um Beta Pictoris (der Stern selbst ist abgedeckt)
HST-Aufnahme der Staub­scheiben um Beta Pictoris (der Stern selbst ist abgedeckt)
StarArrowUR.svg
Pictor constellation map.png
Vorlage:Skymap/Wartung/Pic
AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
SternbildMaler
Rektaszension05h 47m 17,09s [1]
Deklination-51° 03′ 59,5″ [1]
Bekannte Exoplaneten2
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit3,85 (3,80 bis 3,86) mag [1][2]
Spektrum und Indices
Veränderlicher SterntypDTSC+EP [2]
B−V-Farbindex+0,17 [3]
U−B-Farbindex+0,10 [3]
R−I-Index+0,16 [3]
SpektralklasseA6 V [4]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit(20,0 ± 0,7) km/s [5]
Parallaxe(51,44 ± 0,12) mas [6]
Entfernung(63,41 ± 0,15) Lj
(19,44 ± 0,05) pc  [6]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis+2,4 mag [4]
Eigenbewegung [6]
Rek.-Anteil:(+4,65 ± 0,11) mas/a
Dekl.-Anteil:(+83,10 ± 0,15) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse(1,700 ± 0,085) M☉ [7]
Radius(1,459 ± 0,073) R☉ [7]
Leuchtkraft

(8,7) L☉ [8]

Alter(23 ± 3) Mio. a [4]
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnungβ Pictoris
Córdoba-DurchmusterungCD −51° 1620
Bright-Star-KatalogHR 2020 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 39060 [2]
Gliese-KatalogGJ 219 [3]
Hipparcos-KatalogHIP 27321 [4]
SAO-KatalogSAO 234134 [5]
Tycho-KatalogTYC 8099-1392-1[6]Vorlage:Infobox Stern/Wartung/AngabeTYC-Katalog
2MASS-Katalog2MASS J05471708-5103594[7]

Beta Pictoris (β Pictoris oder kurz β Pic) ist der zweithellste Stern im Sternbild Maler. Der massereiche, heiße Stern befindet sich in einer Entfernung von etwa 63 Lichtjahren und spielt in der Geschichte der Astronomie eine bedeutende Rolle. Der Stern ist Mitglied und Namensgeber des β-Pictoris-Bewegungshaufens. In seinem Orbit wurde per direkter Beobachtung im Jahre 2008 ein Exoplanet entdeckt.

Eigenschaften

Der Stern Beta Pictoris ist mit etwa 20 Mio. Jahren noch extrem jung und befindet sich erst am Beginn der Hauptreihenphase[4]. Wegen Pulsationen schwankt seine scheinbare Helligkeit geringfügig zwischen 3,80 und 3,86 mit einer Periode von nur 37 Minuten.[2]

Geschichte

1983 wurde mit dem Infrarotsatelliten IRAS um Beta Pictoris eine Staubscheibe entdeckt, ein Jahr später wurde diese mit einem erdgebundenen Teleskop fotografiert. Die Staubscheibe weist einen Radius von 400 Astronomischen Einheiten auf. In der Staubscheibe könnten sich möglicherweise Planeten bilden. 1995 deuteten Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops auf eine Verbiegung des inneren Bereichs der Scheibe hin. Erneute Hubble-Weltraumteleskop-Beobachtungen mit der hochauflösenden Advanced Camera for Surveys konnten nachweisen, dass die verbogene Scheibe in Wirklichkeit aus zwei um 4 Grad geneigten, ineinander laufenden Staubscheiben besteht. Ein Erklärungsmodell war die Annahme eines Planeten oder Braunen Zwerges von 20 Jupitermassen, der den Stern umrundet.[9]

Auf einem im Jahr 2003 mit dem VLT aufgenommenen Bild wurde im Jahr 2008 nahe bei Beta Pictoris ein Objekt mit etwa achtfacher Jupitermasse gefunden. Nachdem dieses in späteren Aufnahmen zunächst nicht mehr aufgetaucht war, konnte es auf einem im Herbst 2009 aufgenommen und im Juni 2010 ausgewerteten Bild erneut ausfindig gemacht werden (Anne-Marie Lagrange u. a.).[10][11] Mit dieser Beobachtung wurde somit die Existenz eines Exoplaneten nachgewiesen, der Beta Pictoris in einer Entfernung umkreist, die etwa der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entspricht. Ferner war es damit erstmals gelungen, ein solches Objekt auf Positionen beiderseits seines Zentralgestirns festzuhalten. Möglicherweise ist ein Durchgang des Beta Pictoris b genannten Exoplaneten für einen leichten Helligkeitsabfall an Beta Pictoris verantwortlich, der im Jahr 1981 stattgefunden hat[12] und bereits in einer 1995 veröffentlichten Analyse von auf La Silla gewonnenen Daten des Observatoriums der Universität Genf aufgefallen war.[13][14][15] Bei weiteren Beobachtungen wurde festgestellt, dass Beta Pictoris b eine Rotationsdauer von nur etwa 8 Stunden hat.[16] 2019 wurde die Masse des Exoplaneten auf 12,9 ± 0,5 MJ bei etwa 1.65 RJ bestimmt, womit es sich beim Planeten beinahe um einen Braunen Zwerg handelt. Die große Halbachse der Umlaufbahn des Planeten um seinen Zentralstern beträgt 11,8 ± 0,9 AE und er benötigt etwa 30 Jahre für einen Umlauf.[17]

Zeitraffer­aufnahmen des Planeten Beta Pictoris b, aufgenommen am VLT

Im August 2019 wurde die Entdeckung eines zweiten Planeten bekanntgegeben: Beta Pictoris c hat etwa die 9-fache Masse von Jupiter. Seine mittlere Entfernung zum Zentralstern entspricht etwa einem Drittel der von Beta Pictoris b.[18][19]

Siehe auch

Weblinks

Commons: Beta Pictoris – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ a b Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
  2. ↑ a b c NSV 16683. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 24. August 2018.
  3. ↑ a b c Bright Star Catalogue
  4. ↑ a b c d Eric E. Mamajek, Cameron P. M. Bell: On the age of the beta Pictoris moving group. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 445. Jahrgang, Nr. 3, 2014, S. 2169–2180, doi:10.1093/mnras/stu1894, arxiv:1409.2737, bibcode:2014MNRAS.445.2169M.
  5. ↑ Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars
  6. ↑ a b c Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
  7. ↑ a b P. E. Kervella, F. Arenou, F. Mignard, F. Thévenin: Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly. In: Astronomy & Astrophysics. 623. Jahrgang, März 2019, S. A72, doi:10.1051/0004-6361/201834371, arxiv:1811.08902, bibcode:2019A&A...623A..72K.
  8. ↑ Crifo, F.: β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties. In: Astronomy & Astrophysics. 320. Jahrgang, 1997, S. L29–L32, bibcode:1997A&A...320L..29C.
  9. ↑ T. Althaus.: Zwei Staubscheiben um Beta Pictoris. In: Sterne und Weltraum. 8/2006, Spektrum Verlag, ISSN 0039-1263
  10. ↑ Ein Exoplanet wechselt die Seite. www.eso.org, 10. Juni 2010, abgerufen am 25. Februar 2012.Vorlage:Cite web/temporär
  11. ↑ A.- M. Lagrange, M. Bonnefoy, G. Chauvin, D. Apai, D. Ehrenreich, A. Boccaletti, D. Gratadour, D. Rouan, D. Mouillet, S. Lacour, M. Kasper: A Giant Planet Imaged in the Disk of the Young Star β Pictoris. In: Science. 329. Jahrgang, Nr. 5987, 10. Juni 2010, ISSN 0036-8075, ISSN 1095-9203, S. 57–59, doi:10.1126/science.1187187.
  12. ↑ Erste Planetenbeobachtung schon 1981? – Artikel bei astronews.com, vom 31. März 2009
  13. ↑ Rufener, F.: Catalogue of stars measured in the Geneva Observatory photometric system (fourth edition); in: Astronomy and Astrophysics Supplement Series (ISSN 0365-0138), Vol. 78, Nr. 3, Juni 1989, S. 469ff. bibcode:1989A&AS...78..469R
  14. ↑ Lecavelier Des Etangs et al.: β Pictoris: evidence of light variations; in: Astronomy and Astrophysics, Vol. 299, S. 557, 1995, bibcode:1995A&A...299..557L
  15. ↑ Verpasste Entdeckerehre – Artikel bei der FAZ, vom 8. April 2009
  16. ↑ Erstmals Tageslänge eines Exoplaneten gemessen. www.welt.de, 30. April 2014, abgerufen am 1. Mai 2014.
  17. ↑ beta Pic b. In: Extrasolar Planets Encyclopaedia. Abgerufen am 15. November 2019.
  18. ↑ A.-M. Lagrange, Pascal Rubini Meunier, Miriam Keppler, Franck Galland, et al.: Evidence for an additional planet in the β Pictoris system. In: Nature Astronomy. 19. August 2019, doi:10.1038/s41550-019-0857-1 (nature.com [abgerufen am 20. August 2019]).
  19. ↑ New planet discovered in the orbit of young Milky Way star; said to be 3,000 times Earth's size - Technology News, Firstpost. 20. August 2019;.Vorlage:Cite web/temporär

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Autor/Urheber: unknown, Lizenz: CC-BY-SA-3.0
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HST betaPictoris comb.jpg

Hubble Sees Two Dust Disks Around Beta Pictoris

This Hubble Space Telescope view of Beta Pictoris clearly shows a primary dust disk and a much fainter secondary dust disk. The secondary disk extends at least 24 billion miles from the star and is tilted roughly 4 to 5 degrees from the primary disk. The secondary disk is circumstantial evidence for the existence of a planet in a similarly inclined orbit. The planet may have indirectly formed the secondary disk by sweeping up smaller planetesimals – chunks of rock and/or ice – from the main disk. The planetesimals then collide, producing the dust seen in the disk. The image, taken with the Advanced Camera for Surveys (ACS), is the sharpest visible-light view of the disks around Beta Pictoris.

Astronomers used the Advanced Camera's coronagraph to block out the light from the bright star. The black circle in the center of the image marks the coronagraphic mask. The colorful spike-like features and the speckled background are artifacts of the image processing which removed the residual starlight. The color image reveals that the disk is slightly red. The disk appeared gray in previous images taken by ground-based telescopes. Though astronomers are not sure why the disk is red, they think it is due to compact or fluffy grains of graphite and silicates, which may be as small as smoke particles.

The image was taken Oct. 1, 2003.
Beta Pictoris b time lapse.jpg
Autor/Urheber: ESO/Lagrange/SPHERE consortium, Lizenz: CC BY 4.0
Das Very Large Telescope (VLT) der ESO hat eine noch nie dagewesene Bildserie der Bewegung des Exoplaneten Beta Pictoris b um seinen Mutterstern aufgenommen. Dieser junge und massereiche Exoplanet wurde im Jahr 2008 mit Hilfe des NACO-Instruments am VLT entdeckt. Dasselbe Forscherteam hat nun die Bahn des Exoplaneten von Ende 2014 bis Ende 2016 verfolgt und dabei das Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument (SPHERE) benutzt — ein anderes Instrument am VLT.

Danach stand Beta Pictoris b so nahe am Lichthof des Sterns, dass kein Instrument ihn mehr von seinem Mutterstern trennen konnte. Zwei Jahre nachdem er mit dem Abbild seines Muttersterns verschmolzen war, ist Beta Pictoris b nun wieder aus dem Halo seines Stern ausgetreten. Dieses Ereignis wurde wieder von SPHERE festgehalten. Die komplette Bildserie, bei der der Stern Beta Pictoris selbst ausgeblendet wurde, hat man nun zu einem verblüffenden Zeitrafferfilm zusammengestellt.

SPHERE hat Beta Pictoris b durch direkte Beobachtung nachgewiesen – nicht durch einen indirekten Schluss auf seine Existenz. Die meisten Exoplaneten wurden mittels indirekter Methoden entdeckt – durch Beobachtung ihres Einflusses auf die Position oder Helligkeit ihres Muttersterns. Das SPHERE-Instrument der ESO verwendet hingegen die Methode der direkten Beobachtung und liefert dabei Abbilder der Exoplaneten. Dieses äußert schwierige Unterfangen liefert uns klare Signale der fremden Welten wie zum Beispiel von Beta Pictoris b, der 63 Lichtjahre von uns entfernt ist.