Beta Pictoris
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 Beta Pictoris b.
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 8 052 Kelviniä eli 7 779 °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.
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 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.
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". 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:n läpimittaisia kappaleita, jotka hajosivat aikaa myöten keskinäisissä törmäilyissä pölyksi.
Pöly koostuu arviolta yhden mikronin tai suuremista hiukkasista, siis avaruuspölyksi melko suurista. 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.
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 viittaa jo yksinään siihen, että Beta Pictoriksella voisi olla planeettoja.
Vuonna 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, 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.
Pölykiekko ulottuu noin 1 500 AU:n päähän tähdestä. Toinen kiekon puoli on 20 % pitempi ja ohuempi kuin toinen.
Näiden suurten renkaiden 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 10 000+ 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.
Pääkiekko häviää jossain 50–25 AU:n sisäpuolella.
Hubble-avaruusteleskoopin Advanced Camera for Surveys -kameran ottamien kuvien perusteella löydettiin Beta Pictorikselta myös toinen pölykiekko. Se ulottuu ainakin 130 AU:n etäisyydelle tähdestä ja on suureen kiekkoon nähden kallellaan noin 5 astetta.
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.
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.
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.
Gemini-telaskoopin kuvassa näkymä kirkastuma keksi-infrapunassa 52 AU:n päässä keskustähdestä saattaa olla kahden suuremman kappaleen törmäyksessä syntynyt pilvi.
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.
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 tuotti vuonna 1995 Beta Pictorikselle 8 AU:n päässä kiertävän planeetan, jonka kiertoaika on 19 vuotta ja massa 2–8 Jupiterin massaa. Teorian mukaan planeetan lämpötila olisi sisäisen kuumennuksen takia noin 742 K, vaikka olisi "kylmänä" vain 154 K.
Beta Pictoriakselta lödettiin vuonna 2008 planeetta, jolle annettiin nimi Beta Pictoris b. Se on suuri Jupiteria muistuttava kaasuplaneetta. Planeetalla ei siis ole kiinteää pintaa eikä se ole tuntemallemme elämälle sovelias. Ensimmäisen kerran kohde näkyi jo vuonna 2003.
Yli 1 000 kertaa Beta Pictorista himmeämpi kohde on 0,411 kaarisekunnin päässä tähdestä. Kohteen etäisyys keskustähdestään on noin 8–15 AU eli karkeasti ottaen sama kuin Saturnuksen etäisyys Auringosta. Pölykiekon häiriöistä päätellen planeetta on noin 9 jupiterin massainen "superjupiter". Kirkkaudestaan päätellen kohde on kuuma, lämpötilaltaan 1 400 – 1 600 K eli noin 1 100 – 1 300 °C. Planeetan pyörähdysajaksi on mitattu 8 tuntia.
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.