Бета Сликар

Beta Сликар (скратено β Pictoris или β Pic) — втората најсветла ѕвезда во соѕвездието Сликар. Се наоѓа на 63.4 светлосни години од Сончевиот систем и е 1,75 пати помасивна и 8,7 пати посјајна од Сонцето. Системот Бета Сликар е многу млад, стар само 20 до 26 милиони години, иако е веќе во главната низа од нејзиниот развој. Бета Сликар е насловен член на подвижната група Бета Сликар, здружение на млади ѕвезди кои го делат истото движење низ вселената и имаат иста возраст.

Европската јужна опсерваторија (ЕСО) го потврдила присуството на две планети, Бета Сликар b и Бета Сликар c, преку употреба на директни слики. Двете планети орбитираат во рамнината на остаточниот диск што ја опкружува ѕвездата. Бета Сликар c е моментално најблиската екстрасончева планета до нејзината ѕвезда: набљудуваното одвојување е приближно исто како и растојанието помеѓу астероидниот појас и Сонцето.

Бета Сликар покажува вишок на инфрацрвена емисија во споредба со нормалните ѕвезди од нејзиниот тип, што е предизвикано од големи количини прашина и гас (вклучувајќи јаглерод моноксид) во близина на ѕвездата. Деталните набљудувања откриваат голем остаточен диск и гас кој орбитира околу ѕвездата, што е првиот диск што е снимен околу друга ѕвезда. Покрај присуството на неколку планетезимални појаси и активност на кометите, постојат индикации дека планетите се формирале во овој диск и дека процесите на формирање на планети може да се во тек.  Се смета дека материјалот од остаточниот диск Бета Сликар е доминантен извор на меѓуѕвездени метеороиди во Сончевиот систем.

 Местоположба и видливост 
Бета Сликар е ѕвезда во јужното соѕвездие на Сликар, триножникот и се наоѓа западно од светлата ѕвезда Канопус. Традиционално ја означувала линијата на звукот на Брод Арго, пред да се подели соѕвездието. Ѕвездата има привидна привидна величина од 3,861, така што е видлива со голо око под добри услови, иако светлосното загадување може да доведе до тоа ѕвездите да бидат помрачни од светлинската величина 3 да бидат премногу слаби за да се видат. Тоа е второто најсјајно во своето соѕвездие, надминато единствено со Алфа Сликар, кое има привидна светлинска величина од 3,30.

Растојанието до Бета Сликар и многу други ѕвезди било измерено со сателитот Хипаркос. Ова било направено со мерење на нејзината тригонометриска паралакса: малото поместување во нејзината положба забележано додека Земјата се движи околу Сонцето. Било откриено дека Бета Сликар покажува паралакса од 51,87 милиарки секунди, вредност која подоцна била ревидирана на 51,44 милијарцесекунди кога податоците биле повторно анализирани земајќи ги повнимателно предвид систематските грешки. Затоа, растојанието до Бета Сликар е 63,4 светлосни години, со неизвесност од 0,1 светлосни години.

Сателитот Хипаркос, исто така, го мери правилното движење на Бета Сликар: тој патува кон исток со брзина од 4,65 милиарсекунди годишно, а кон север со брзина од 83,10 милиарки секунди годишно. Мерењата на доплеровото поместување на спектарот на ѕвездата откриваат дека таа се оддалечува од Земјата со брзина од 20 км/сек. Неколку други ѕвезди го делат истото движење низ вселената како Бета Сликар и најверојатно настанале од истиот гасен облак приближно во исто време: тие ја сочинуваат подвижната група Бета Сликар.

 Физички својства 
 Спектар, сјајност и варијабилност 
мини|Впечаток на уметникот за планетата Бета Сликар b За впечатокот на уметникот за Бета Сликар b, видете:* 
Според мерењата направени како дел од проектот Ѕвезди во близина, Бета Сликар има спектрален тип на A6V и има делотворна температура од , што е потопло од  на Сонцето. Анализата на спектарот открива дека ѕвездата содржи малку поголем сооднос на тешки елементи, кои во астрономијата се нарекуваат металични, со водород од Сонцето. Оваа вредност се изразува како количина [M/H], логаритам на основата 10 на односот на металичната фракција на ѕвездата со онаа на Сонцето. Во случајот на Бета Сликар, вредноста на [M/H] е 0,05, што значи дека металичната фракција на ѕвездата е 12% поголема од онаа на Сонцето.

Анализата на спектарот може да ја открие и површинската гравитација на ѕвездата. Ова обично се изразува како log g, логаритам на гравитационото забрзување со база-10 даден во CGS единици, во овој случај, см/с². Бета Сликар има g =4,15, што подразбира површинска гравитација од 140 m/s², што е околу половина од гравитационото забрзување на површината на Сонцето (274 m/s²).

Како ѕвезда од главната низа од типот А, Бета Сликар е посветла од Сонцето: комбинирањето на привидната величина од 3,861 со растојанието од 19,44 парсеци дава апсолутна величина од 2,4, во споредба со Сонцето, кое има апсолутна величина од 4,83 степени.  Ова одговара на визуелна осветленост 9,2 пати поголема од онаа на Сонцето. Кога ќе се земе предвид целиот спектар на зрачење од Бета Сликар и Сонцето, откриено е дека Бета Сликар е 8,7 пати посветла од Сонцето.

Многу ѕвезди од главната низа од спектрален тип А спаѓаат во регионот на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм наречен појасн на нестабилност, која е окупирана од пулсирачки променливи ѕвезди. Во 2003 година, фотометриското следење на ѕвездата открило варијации во осветленоста од околу 1-2 миливеличини на фреквенции помеѓу околу 30 и 40 минути.  Проучувањата за радијална брзина на Бета Сликар, исто така, откриваат варијабилност: има пулсирања на две фреквенции, една на 30,4 минути и една на 36,9 минути. Како резултат на тоа, ѕвездата е класифицирана како променлива ѕвезда од типот на Делта Штит.

 Маса, полупречник и вртење 
Брзината на вртење на Бета Сликар е измерена на најмалку 130 km/s. Бидејќи оваа вредност се добива со мерење на радијалните брзини, ова е долна граница на вистинската брзина на вртење: измерената количина е всушност v sin (i), каде што i ја претставува наклонетоста на оската на вртење на ѕвездата кон линијата на гледање. Доколку се претпостави дека Бета Сликар се гледа од Земјата во нејзината екваторијална рамнина, разумна претпоставка бидејќи кружниот ѕвезден диск се гледа на работ, вртежниот период може да се пресмета како приближно 16 часа, што е значително пократко од оној на Сонцето (609,12 часа).

 Возраст и формирање 
мини| Впечаток на уметникот за Бета Сликар За впечатокот на уметникот за Бета Сликар, видете:
Присуството на значителни количества прашина околу ѕвездата подразбира млада возраст на системот и довело до дебата за тоа дали таа се приклучила на главната низа или сè уште била ѕвезда од пред главната низа. Меѓутоа, кога оддалеченоста на ѕвездата била мерена од Хипаркос, било откриено дека Бета Сликар се наоѓа подалеку отколку што се мислело  и затоа е посветла отколку што првично се верувало. Откако биле земени предвид резултатите од Хипаркос, било откриено дека Бета Сликар се наоѓа блиску до главната низа од нулта возраст и сепак не била ѕвезда од пред главната низа. Анализата на Бета Сликар и другите ѕвезди во групата на движење на Бета Сликар сугерирала дека тие се стари околу 12 милиони години. Сепак, поновите студии покажуваат дека возраста е приближно двојно поголема од 20 до 26 милиони години.

Бета Сликар можеби била формирана во близина на здружението Скорпија-Кентаур. Колапсот на гасниот облак што резултирал со формирање на Бета Сликар можеби бил предизвикан од ударниот бран од експлозија на супернова: ѕвездата што станала супернова можеби била поранешен придружник на HD 83058, која сега е побегната ѕвезда. Следењето на патеката на HIP 46950 наназад сугерира дека таа би била во близина на здружението Скорпија-Кентаур пред околу 13 милиони години. Сепак, било откриено дека HD 83058 е спектроскопска двојна форма и мала е веројатноста дека е исфрлена од експлозијата на супернова на близок придружник, така што едноставното објаснување за потеклото на кластерот Бета Сликар е доведено во прашање.

 Околуѕвездена средина 
лево|мини

 Остаточни дискови 
десно|мини| Слика од главните и секундарните дискови од вселенскиот телескоп Хабл
Вишокот инфрацрвено зрачење од Бета Сликар било откриено од вселенското летало IRAS во 1983 година. Заедно со Вега, Фомалхаут и Ипсилон Еридани, таа била една од првите четири ѕвезди од кои бил откриен таков вишок: овие ѕвезди се наречени „Вега-како“ по првата откриена ѕвезда. Бидејќи ѕвездите од типот А како Бета Сликар имаат тенденција да зрачат поголемиот дел од својата енергија на синиот крај на спектарот, ова имплицира присуство на ладна материја во орбитата околу ѕвездата, која би зрачела на инфрацрвени бранови должини и ќе произведе вишок. Оваа хипотеза била потврдена во 1984 година кога Бета Сликар станала првата ѕвезда на која нејзиниот кружен ѕвезден диск оптички бил снимен. Податоците IRAS се (на микрони бранови должини): [12]=2,68, [25]=0,05, [60]=−2,74 и [100]=−3,41. Ексцесите на бојата се: Е12=0,69, Е25=3,35, Е60=6,17 и Е100=6,90.

Набљудувачите на Земјата го гледаат остаточниот диск околу Бета Сликар и е ориентиран во правец североисток-југозапад. Дискот е асиметричен: во североисточниот правец е забележан до 1835 астрономски единици од ѕвездата, додека во југозападниот правец обемот е 1450 АЕ. Дискот се врти: делот североисточно од ѕвездата се оддалечува од Земјата, додека делот југозападно од дискот се движи кон Земјата.

Неколку елиптични прстени од материјал биле забележани во надворешните региони на остаточниот диск помеѓу 500 и 800 АЕ: тие можеби се формирале како резултат на нарушување на системот од ѕвезда што поминува. Астрометриските податоци од мисијата Хипаркос откриваат дека црвената џиновска ѕвезда Бета Гулаб поминала на 2 светлосни години од Бета Сликар пред околу 110.000 години, но поголема пертурбација би била предизвикана од Зета Дорадо, која поминала на растојание од 3 светлосни години пред околу 350.000 години. Сепак, компјутерските симулации фаворизираат помала брзина на средба од кој било од овие двајца кандидати, што сугерира дека ѕвездата одговорна за прстените можеби била придружна ѕвезда на Бета Сликар на нестабилна орбита. Симулациите сугерираат дека вознемирувачка ѕвезда со маса од 0,5 сончеви маси најверојатно е виновна за структурите. Таквата ѕвезда би била црвено џуџе од спектрален тип M0V.
лево|мини|400x400пкс| Различни процеси на формирање на планети, вклучително и егзокомети и други планетезимали, околу Бета Сликар, многу млада тип AV ѕвезда (концепција на уметникот на НАСА)
Во 2006 година, сликањето на системот со напредната камера за истражувања на вселенскиот телескоп Хабл открило присуство на секундарен остаточен диск наклонет под агол од околу 5° до главниот диск и кој се протега на најмалку 130 АЕ од ѕвездата. Секундарниот диск е асиметричен: југозападното продолжение е позакривено и помалку наклонето од североистокот. Снимањето не било доволно добро за да се направи разлика помеѓу главниот и секундарниот диск на оддалеченост од 80 АЕ од Бета Сликар, но се предвидува дека североисточното проширување на дискот за прав ќе се вкрсти со главниот диск на околу 30 АЕ од ѕвездата. Секундарниот диск може да биде произведен од масивна планета во наклонета орбита која ја отстранува материјата од примарниот диск и предизвикува таа да се движи во орбита усогласена со планетата.

Иследувањата направени со Далечниот ултравиолетови спектроскопски истражувач на НАСА откриле дека дискот околу Бета Сликар содржи екстремно прекумерно изобилство на гас богат со јаглерод. Ова помага да се стабилизира дискот против зрачниот притисок што инаку би го однесе материјалот во меѓуѕвездениот простор.  Во моментов, постојат две предложени објаснувања за потеклото на вишокот на јаглерод. Бета Сликар можеби е во процес на формирање на вонсончеви планети богати со јаглерод, за разлика од копнените планети во Сончевиот систем, кои се богати со кислород наместо со јаглерод. Алтернативно може да минува низ непозната фаза која исто така може да се случила на почетокот на развојот на Сончевиот систем: во Сончевиот систем има метеорити богати со јаглерод познати како енстатитни хондрити, кои можеби се формирале во средина богата со јаглерод. Исто така, предложено е дека Јупитер можеби се формирал околу јадро богато со јаглерод.

Во 2011 година, дискот околу Бета Сликар станал првиот друг планетарен систем што бил фотографиран од аматерски астроном. Ролф Олсен од Нов Зеланд го снимил дискот со 10-инчен њутнски рефлектор и изменета мрежна камера.Olsen, Rolf. The Circumstellar Disc around Beta Pictoris, 2011-12-03.

 Планетазимални појаси 
десно|мини| Прашината околу Бета Сликар може да настане од судири на големи планетезимали.
Во 2003 година, снимањето на внатрешниот регион на системот Бета Сликар со телескопот Keck II открило присуство на неколку карактеристики кои се толкуваат како појаси или прстени од материјал. Откриени биле појаси на приближно 14, 28, 52 и 82 астрономски единици од ѕвездата, кои се менуваат по наклон во однос на главниот диск.

Моделирањето на остаточниот диск на 100 АЕ од ѕвездата сугерира дека правта во овој регион можеби е произведена од серија судири иницирани од уништување на планетезимали со полупречник од околу 180 километри. По првичниот судир, остатоците претрпуваат дополнителни судири во процес наречен сударска каскада. Слични процеси се заклучени во дисковите околу Фомалхаут и AU Микроскоп.

 Паѓачки тела кои испаруваат 
Спектарот на Бета Сликар покажува силна краткорочна варијабилност што за прв пат била забележана во црвено-поместениот дел од различните линии на апсорпција, што било протолкувано како предизвикано од материјал кој паѓа врз ѕвездата. Изворот на овој материјал било предложено дека се мали објекти слични на комети  на орбити кои ги носат блиску до ѕвездата каде што почнуваат да испаруваат, наречен модел на „Паѓачки тела кои испаруваат“. Биле откриени и минливи настани на апсорпција со сино поместување, иако поретко: тие може да претставуваат втора група објекти на различен сет на орбити. Деталното моделирање покажува дека телата кои испаруваат, најверојатно, нема да бидат главно ледени како комети, но наместо тоа, веројатно се составени од мешана прашина и ледено јадро со кора од огноотпорен материјал. Овие објекти можеби биле нарушени на нивните орбити кои пасат ѕвезди од гравитационото влијание на планетата во благо ексцентрична орбита околу Бета Сликар на растојание од приближно 10 АЕ од ѕвездата. Телата кои испаруваат исто така може да бидат одговорни за присуството на гас кој се наоѓа високо над рамнината на главниот остаточен диск. Една студија од 2019 година објавила дека транзитираат егзокомети со TESS. Намалувањата се асиметрични по природа и се во согласност со моделите на комети кои испаруваат што го преминуваат дискот на ѕвездата. Кометите се во високо ексцентрична орбита и се непериодични.

 Планетарен систем 
мини|Движењето на Бета Сликар b. Орбиталната рамнина се гледа странично; планетата не се движи кон ѕвездата.
лево|мини| Уметничко прикажување на системот Бета Сликар, прикажувајќи насобирачки диск и Бета Сликар b и Бета Сликар c.

На 21 ноември 2008 година, било објавено дека инфрацрвените набљудувања направени во 2003 година со Многу големиот телескоп откриле кандидат за планетарен придружник на ѕвездата. Во есента 2009 година, планетата била успешно забележана од другата страна на матичната ѕвезда, потврдувајќи го постоењето на самата планета и претходните набљудувања. Се верува дека за 15 години (според податоци од 2019 година) ќе може да се сними целата орбита на планетата.

Европската јужна опсерваторија го потврдила присуството на Бета Сликар c, на 6 октомври 2020 година, преку употреба на директни слики. Бета Сликар c орбитира во рамнината на остаточниот диск што ја опкружува ѕвездата. Бета Сликар c моментално е најблиската екстрасончева планета до нејзината ѕвезда досега фотографирана: набљудуваното одвојување е приближно исто како и растојанието помеѓу астероидниот појас и Сонцето.

Методот на радијална брзина не е добро прилагоден за проучување на ѕвезди од типот А како Бета Сликар. Многу младата возраст на ѕвездата ја прави бучавата уште полоша. Сегашните граници изведени од овој метод се доволни за да се исклучат жешките планети од типот на Јупитер помасивни од 2 Јупитерови маси на растојание помало од 0,05 АЕ од ѕвездата. За планетите кои орбитираат на 1 АЕ, планетите со помала маса од 9 Јупитер би избегнале откривање. Затоа, за да ги пронајдат планетите во системот Бета Сликар, астрономите ги бараат ефектите што планетата ги има врз околната ѕвездена средина.
лево|мини| Слика на планета во близина на Бета Сликар
Повеќе линии на докази сугерираат постоење на масивна планета која орбитира во регионот на околу 10 АЕ од ѕвездата: празнината без прашина помеѓу планетезималните појаси на 6,4 АЕ и 16 АЕ сугерира дека овој регион се расчистува; планета на ова растојание би го објаснила потеклото на телата кои испаруваат, а искривувањата и наклонетите прстени во внатрешниот диск сугерираат дека масивна планета на наклонета орбита го нарушува дискот.  
десно|мини| Бета Сликар b во двете издолжувања
Набљудуваната планета сама по себе не може да ја објасни структурата на планестималните појаси на 30 АЕ и 52 АЕ од ѕвездата. Овие појаси може да се поврзат со помали планети на 25 и 44 АЕ, со околу 0,5 и 0,1 јупитерови маси соодветно. Таков систем на планети, доколку постои, би бил блиску до орбитална резонанца 1:3:7. Исто така, може да биде дека прстените во надворешниот диск на 500–800 АЕ се индиректно предизвикани од влијанието на овие планети.

Објектот бил забележан на аголна оддалеченост од 411 милијарцесекунди од Бета Сликар, што одговара на растојание во рамнината на небото од 8 АЕ. За споредба, орбиталните полупречници на планетите Јупитер и Сатурн се 5,2 АЕ и 9,5 АЕ соодветно. Раздвојувањето во радијална насока е непознато, така што ова е долна граница на вистинското раздвојување. Проценките за неговата маса зависат од теоретските модели на планетарниот развој и предвидуваат дека објектот има околу 8 јупитерови маси и се уште се лади, со температура која се движи од 1400 до 1600 К. Овие бројки доаѓаат со предупредувањето дека моделите сè уште не се тестирани наспроти реалните податоци во веројатните опсези на маса и старост за планетата.

Полуглавната оска е 8-9 АЕ и нејзиниот орбитален период е 17-21 година.Транзитен настан бил забележан во ноември 1981 година; ова е во согласност со тие проценки. Доколку ова се потврди како вистински пренос, заклучениот полупречник на транзитниот објект е 2–4 јупитерови полупречници, што е поголемо од предвиденото со теоретските модели. Ова може да укаже дека е опкружен со голем систем на прстени или диск што формира месечина.

Потврдата за втора планета во системот Бета Сликар била објавена на 6 октомври 2020 година. Планетата има температура од T = 1250 ± 50 K, динамичка маса од M = 8,89 ± 0,75 MJup, и старост од 18,5 ± 2,5 Myr.  Има орбитален период од околу 1.200 денови и полуглавна оска од 2,7 АЕ, околу 3,5 пати поблиску до својата матична ѕвезда од Бета Сликар b. Орбитата на Бета Сликар c е умерено ексцентрична, со ексцентричност од 0,24.

Оваа планета прикажува податоци со судир со сегашните, од 2020 година, модели за планетарно формирање. β Pic c е на возраст каде што се предвидува дека ќе се појават планетарни формации преку нестабилност на дискот. Сепак, планетата орбитира на растојание од 2,7 АЕ, што според предвидувањата е премногу блиску за да се појави нестабилност на дискот. Ниската привидна величина, од MK = 14,3 ± 0,1, сугерира дека таа се формирала преку аккреција на јадрото.

 Проток на прашина 
Во 2000 година, набљудувањата направени со објектот Advanced Meteor Orbit Radar во Нов Зеланд откриле присуство на млаз честички кои доаѓаат од насоката на Бета Сликар, што може да биде доминантен извор на меѓуѕвездени метеороиди во Сончевиот систем. Честичките во протокот на прашина Бета Сликар се релативно големи, со полупречници кои надминуваат 20 микрометри, а нивните брзини сугерираат дека тие мора да го напуштиле системот Бета Сликар на приближно 25 km/s. Овие честички можеби се исфрлени од отпадниот диск на Бета Сликар како резултат на миграцијата на гасните џински планети во дискот и може да бидат показател дека системот Бета Сликар формира Ортов Облак. Нумеричкото моделирање на исфрлањето прашина покажува дека може да биде одговорен и притисокот на зрачење и сугерира дека планетите подалеку од околу 1 АЕ од ѕвездата не можат директно да го предизвикаат протокот на прашина.

Белешки

Наводи

 Надворешни врски 

 Сајтот за учење Circumstellar Disk
 Бета Пикторис
 Страницата на д-р Дејвид Џевит на Бета слика
 Бета Пикторис  во SolStation.
 ARICNS
 Влез во СЕДС
 Белешки за ѕвездата Бета Пикторис

Категорија:HR-објекти
Категорија:Тела од Бонскиот преглед
Категорија:HD-објекти
Категорија:HIP-објекти
Категорија:Глизеови објекти
Категорија:Планетарни ситеми со две потврдени планети
Категорија:Ѕвезди од главната низа од типот A
Категорија:Околуѕвездени дискови
Категорија:Сликар (соѕвездие)
Категорија:Бајерови објекти