Beta Pictoris uppvisar ett överskott av infraröd strålning jämfört med normala stjärnor i dess klass. Denna infrarödexcess orsakas av stora mängder rymdstoft i stjärnans närhet. Detaljerade observationer har avslöjat en stor cirkumstellär skiva av stoft och gas runt stjärnan. Skivan sträcker sig ut 400 AU från Beta Pictoris och är inte helt plan. Detta tyder på närvaron av ett massivt objekt, troligen en brun dvärg eller en migreradplanet, som kretsar runt stjärnan och orsakar förvrängningen i skivan.
Fragmentskivan
Skivan visade sig vara den första fragmentskiva, som man lyckats avbilda runt en annan stjärna.[12] Utöver förekomsten av flera planetesimalbälten[13] och kometaktivitet,[14] finns det indikationer på att planeter har bildats i skivan och att planetbildningen kanske inte är helt avslutad.[15] Material från Beta Pictoris fragmentskiva kan tänkas vara den dominerande källan till interstellära meteoroider för vårt solsystem.[16]
Överskott på infraröd strålning från Beta Pictoris detekterades med IRAS–observatoriet 1983.[17] Tillsammans med Vega, Fomalhaut och Epsilon Eridani, var den en av de första fyra stjärnor från vilken en sådan excess detekterades: dessa stjärnor kallas ”Vega-lika” efter den första av dessa stjärnor från vilken sådan excess upptäcktes. Eftersom klass A-stjärnor som Beta Pictoris brukar stråla ut merparten av sin energi vid den blå änden av spektrum,[note 1], så betydde detta närvaron av sval materia i bana runt stjärnan, som borde stråla i infrarött och åstadkomma excessen.[17] Denna hypotes verifierades 1984, när Beta Pictoris blev den första stjärnan att ha fått sin cirkumstellära skiva optiskt avbildad.[12]
Fragmentskivan runt Beta Pictoris är orienterad med kanten mot jordiska observatörer och ligger i nordost-sydvästlig riktning. Skivan är asymmetrisk: i den nordostliga riktningen har den observerats ut till 1835 AU från stjärnan, medan andelen i den sydvästliga riktningen sträcker sig till 1450 AU.[18]
Svenska forskare på AlbaNova har visat att och hur skivan roterar. Den del som ligger nordost om stjärnan rör sig bort från oss, medan den sydvästra delen av skivan rör sig mot oss.[19]
Flera elliptiska materieringar har observerats i fragmentskivans yttre regioner mellan 500 och 800 AU. Dessa kan ha bildats som ett resultat av att systemet blivit rubbat av en annan passerande stjärna.[20]Astrometriska data från Hipparcos mission avslöjar att den röd jättestjärnanBeta Columbae passerade inom 2 ljusår från Beta Pictoris för omkring 110 000 år sedan. En större störning kunde dock ha orsakats av Zeta Doradus, som passerade på 3 ljusårs avstånd för cirka 350 000 år sedan.[21]Datorsimuleringar föredrar en lägre möteshastighet än någon av dessa två kandidater, vilket pekar på att stjärnan som är ansvarig för ringarna kan ha varit en följeslagare till Beta Pictoris på en instabil bana. Simuleringarna föreslår att en störande stjärna med en massa runt 0,5 solmassor (vilket skulle göra den till en röd dvärg av spektraltyp M0V) är troligast att skylla strukturerna för.[18][22]
2006 avslöjade bilder tagna på systemet med Rymdteleskopet HubblesAdvanced Camera for Surveys närvaron av en sekundär stoftskiva, som bildar en vinkel om runt 5° mot huvudskivan och sträcker sig åtminstone 130 AU från stjärnan.[23] Den sekundära skivan är asymmetrisk.
Exoplaneter
I november 2008 publicerade Europeiska sydobservatoriet (ESO) ett pressmeddelande som tillkännagav att en planet som stämde med tidigare förutsägelser kan ha avbildats i bana runt Beta Pictoris i fragmentskivans plan. Om ett fysiskt samband mellan det detekterade objektet och Beta Pictoris bekräftas, skulle det vara den extrasolära planet närmast sin stjärna, som någonsin fotograferats (den observerade separationen är ungefär densamma som avståndet mellan Saturnus och Solen).[24]
I augusti 2019 publicerade Nature att forskare funnit ännu en planet i systemet: Beta Pictoris c.[25]
Noter
^Ur Wiens förskjutningslag och en temperatur om 8 052 K, så kommer maximalemissionen från Beta Pictoris att ligga kring våglängden 360 nm, vilket är i den ultravioletta delen av spektrum.
^ [abc] 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.
^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.
^ [ab] Hoffleit D. & Warren Jr W.H. (1991). "HR 2020". Bright Star Catalogue (5th Revised ed.). Hämtad 2008-09-06.
^Gontcharov G.A. (2006). "HIP 27321". Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars. Hämtad 2008-09-06.
^ [abc] van Leeuwen, F. (2007). "HIP 27321". Hipparcos, the New Reduction. Hämtad 2008-09-06.
^ Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI Observations of Main Sequence Stars". In A.K. Dupree; A.O. Benz. 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. Hämtad 2008-09-07.
^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. Hämtad 2008-09-07.
^ [ab] Zuckerman, B. et al. (2001). "The β Pictoris Moving Group". The Astrophysical Journal 562 (1): L87–L90. doi:10.1086/337968