Beta Pictoris b

Beta Pictoris b
Ilustracja
Widok układu Beta Pictoris – zdjęcie dysku pyłowego wykonane w 1996 roku, z nałożonymi obserwacjami planety z lat 2003 i 2009.
OdkrywcaA.-M. Lagrange i in.[1]
Data odkrycialistopad 2008
Sposób odkryciabezpośrednia obserwacja
Charakterystyka orbity (J2000)
Ciało centralneBeta Pictoris
Półoś wielka9,2 +0,6−0,2 au[2]
Mimośród0,029 +0,061−0,024[3]
Okres orbitalny7710 +730−300[3] d
Argument perycentrum25,0°+15−62[3]
Czas przejścia przez perycentrum2 456 380 +80−60[3]
Nachylenie orbity88,88° +0,04−0,03[3]
Charakterystyka fizyczna
Masa8,0 ± 2,6[4] MJ
Promień1,65 ± 0,06[3] RJ
Okres obrotu8,1 ± 1,0[5] d
Prędkość obrotu25 ± 3[5] km/s

Beta Pictoris b (β Pic b) – planeta pozasłoneczna okrążająca gwiazdę Beta Pictoris położoną w gwiazdozbiorze Malarza. Została zaobserwowana bezpośrednio przez teleskopy.

Nazwa

Nazwa planety pochodzi od nazwy gwiazdy centralnej układu, w którym się znajduje – Beta Pictoris, litera „b” oznacza, że jest to pierwsza odkryta planeta w tym układzie.

Odkrycie

Gwiazda Beta Pictoris była wielokrotnie obserwowana od odkrycia wokół niej dysku pyłowego w latach 80. XX wieku przez satelitę IRAS[6]. Obserwacje prowadzone przez Europejskie Obserwatorium Południowe przy pomocy zespołu teleskopów Very Large Telescope w Chile z zastosowaniem optyki adaptatywnej w 2003 roku umożliwiły zaobserwowanie wewnątrz dysku pyłowego słabego obiektu[1]. Jednakże nie można było wykluczyć, że jest to gwiazda znajdująca się w tle. Na zdjęciach wykonanych w 2008 roku i wiosną 2009 obiektu nie znaleziono; dopiero zdjęcia wykonane w listopadzie 2009 pozwoliły odnaleźć ten sam obiekt, jednak znajdujący się po drugiej stronie gwiazdy, co potwierdziło, że jest to planeta[7]. Beta Pictoris b była jedną z pierwszych planet pozasłonecznych, które zostały bezpośrednio sfotografowane[4].

Wcześniejsze obserwacje tego układu wskazywały, że dysk pyłowy jest w pewnym stopniu zdeformowany oraz dostrzeżono komety spadające na gwiazdę Beta Pictoris. Wnioski wskazywały na obecność masywnej planety w układzie, co potwierdziły przeprowadzone obserwacje.

Charakterystyka

Wizja artystyczna planety Beta Pictoris b (ESO)

Masa planety Beta Pictoris b została oszacowana na około 8 mas Jowisza, co w połączeniu z pozycją planety tłumaczy obserwowane odkształcenie dysku pyłowego. Promień planety obliczany jest na około 1,65 ± 0,06 promienia Jowisza[5] (jest około szesnaście razy większa od Ziemi i ma prawie 3000 razy większą masę[8]).

Planeta okrąża swoją macierzystą gwiazdę w odległości około 9 jednostek astronomicznych z okresem obiegu ocenianym na 20,5 roku[2]. Wiek gwiazdy szacowany jest na około 20 milionów lat[8]. Niewielki wiek układu dowodzi, że planety mogą się formować już w ciągu pierwszych kilku milionów lat od powstania gwiazdy.

W 2014 β Pic b została pierwszą planetą pozasłoneczną, u której udało się zmierzyć ruch obrotowy, który wynosi około 25 tysięcy metrów na sekundę (90 tysięcy km/h); w porównaniu prędkość ruchu obrotowego Jowisza wynosi około 47 tysięcy km/h, a prędkość ruchu obrotowego Ziemi to niecałe 1700 km/h. Jeden dzień na planecie trwa w przybliżeniu 8,1 ± 1,0 godzin[5][8][9].

Potencjalny tranzyt

Plik:Beta Pictoris b orbit animated (2013-2018).webm
(c) Jason Wang (Caltech)/Gemini Planet Imager Exoplanet Survey, CC BY 4.0
Odtwórz plik multimedialny
Animacja złożona ze zdjęć kolejnych położeń Beta Pictoris b na orbicie wokół gwiazdy, ukazująca ruch orbitalny w latach 2013–2018

W 1981 roku zostało zaobserwowane zjawisko, które zinterpretowano jako możliwy tranzyt planety przed tarczą gwiazdy Beta Pictoris; interpretacja ta długo była uznawana za wątpliwą. Wyznaczone do 2011 parametry orbity planety β Pic b nie przeczyły temu, żeby mogła ona przechodzić przed tarczą gwiazdy i takie zjawisko mogło mieć miejsce w 1981 roku[10]. Dopiero późniejsze pomiary astrometryczne wykluczyły tranzyt, chociaż strefa Hilla tej planety przemieszcza się na tle gwiazdy[4][11] i jeżeli Beta Pictoris b ma duże księżyce lub pierścienie, to mogą one tranzytować z punktu widzenia obserwatorów na Ziemi[11].

Przeprowadzona została międzynarodowa kampania obserwacyjna potencjalnego tranzytu[12]. Koniunkcja planety z gwiazdą miała miejsce 13 września 2017, z dokładnością do 2,8 doby, tranzyt nie nastąpił[4].

Przypisy

  1. ↑ a b A.-M. Lagrange, D. Gratadour, G. Chauvin, T. Fusco i inni. A probable giant planet imaged in the β Pictoris disk. „Astronomy & Astrophysics”. 493 (2), s. L21-L25, 2009. DOI: 10.1051/0004-6361:200811325 (ang.). 
  2. ↑ a b Bruce Macintosh et al. The Gemini Planet Imager: First Light. „Proc. Natl. Acad. Sci”. 111 (35), s. 12661–12666, 2014-03-28. DOI: 10.1073/pnas.1304215111. arXiv:1403.7520. PMID: 24821792 (ang.). 
  3. ↑ a b c d e f Beta Pic b w serwisie The Extrasolar Planets Encyclopaedia (ang.) [dostęp 2021-03-18].
  4. ↑ a b c d E.L. Nielsen i inni, The Gemini Planet Imager Exoplanet Survey: Dynamical Mass of the Exoplanet β Pictoris b from Combined Direct Imaging and Astrometry, „The Astronomical Journal”, 159 (2), 2020, s. 71, DOI: 10.3847/1538-3881/ab5b92, arXiv:1911.11273 (ang.).
  5. ↑ a b c d Ignas Snellen, Bernhard Brandl, Remco de Kok, Matteo Brogi, Jayne Birkby, Henriette Schwarz. The fast spin-rotation of a young extrasolar planet. „Nature”. 509, s. 63–65, 2014. DOI: 10.1038/nature13253. arXiv:1404.7506 (ang.). 
  6. ↑ R. Liseau i inni, The 1.2 mm image of the β Pictoris disk, „Astronomy & Astrophysics”, 1, 402, 2003, s. 183–187, DOI: 10.1051/0004-6361:20030194 (ang.).
  7. ↑ 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. „Science”. 329 (5987), s. 57–59, 2010-07-02. DOI: 10.1126/science.1187187. 
  8. ↑ a b c Rotation of fastest spinning planet recorded (ang.). sbs.com.au, 2014-05-01. [dostęp 2014-05-01].
  9. ↑ Po raz pierwszy zmierzono długość dnia na planecie pozasłonecznej (pol.). Europejskie Obserwatorium Południowe, 2014-04-30. [dostęp 2021-03-19].
  10. ↑ H. Beust, G. Chauvin, A.-M. Lagrange. Orbital characterization of β:Pictoris b. „Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics”. SF2A-2011, s. 3–7, 2011. Bibcode: 2011sf2a.conf....3B. 
  11. ↑ a b Jason J. Wang i inni, The Orbit and Transit Prospects for β Pictoris b Constrained with One Milliarcsecond Astrometry, „The Astronomical Journal”, 152 (4), 2016, s. 97, DOI: 10.3847/0004-6256/152/4/97, Bibcode: 2016AJ....152...97W, arXiv:1607.05272 (ang.).
  12. ↑ Kalas, Paul; Zwintz, Konstanze; Kenworthy, Matthew; Lagrange, Anne-Marie; Guillot, Tristan; de Mooij, Ernst; Wilson, Paul A.; Lomberg, Blaine; Lecavelier, Alain; Wang, Lifan; Mellon, Samuel N.; Wang, Jason J.; Lacour, Sylvestre; Mamajek, Eric E.; Stevenson, Kevin; Zhang, Hui; Vidal-Madjar, Alfred; Abe, Lyu; Manara, Carlo; Mekarnia, Djamel Stuik, Remko; Suntzeff, Nick; Beust, Herve; Kiefer, Flavien. The International Beta Pic b Transit Campaign. „American Astronomical Society Meeting Abstracts”. 233, s. 218.03, 2019. Bibcode: 2019AAS...23321803K. 

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Beta Pictoris b orbit animated (2013-2018).webm
(c) Jason Wang (Caltech)/Gemini Planet Imager Exoplanet Survey, CC BY 4.0
β Pic b's orbit is just one degree from being perfectly edge-on. In this movie, we see the planet pass behind the coronagraph mask (black circle) that's blocking the bright star, barely miss passing in front of its star, and reappear on the other side. This system also harbors a belt of rocky rubble (not seen in the movie). β Pic b creates a warp in the disk we can see. This movie is a 5 year time-lapse using 11 frames of data from the Gemini Planet Imager.
Beta Pictoris b (artist’s impression).jpg
Autor: ESO/L. Calçada, Licencja: CC BY 4.0
This artist’s impression shows how the planet inside the disc of Beta Pictoris may look. Only 12 million years old, or less than three-thousandths of the age of the Sun, Beta Pictoris is 75% more massive than our parent star. It is located about 60 light-years away towards the constellation of Pictor (the Painter) and is one of the best-known examples of a star surrounded by a dusty debris disc. Earlier observations showed a warp of the disc, a secondary inclined disc and comets falling onto the star, all indirect, but tell-tale signs that strongly suggested the presence of a massive planet. Observations done with the NACO instrument on ESO’s Very Large Telescope in 2003, 2008 and 2009, have proven the presence of a planet around Beta Pictoris. It is located at a distance between 8 and 15 times the Earth-Sun separation — or Astronomical Units — which is about the distance Saturn is from the Sun. The planet has a mass of about nine Jupiter masses and is right mass and location to explain the observed warp in the inner parts of the disc.
Beta Pictoris.jpg
Autor: ESO/A.-M. Lagrange, Licencja: CC BY 4.0
For the first time, astronomers have been able to directly follow the motion of an exoplanet as it moves to the other side of its host star. The planet has the smallest orbit so far of all directly imaged exoplanets, lying as close to its host star as Saturn is to the Sun.

The team of astronomers used the NAOS-CONICA instrument (or NACO), mounted on one of the 8.2-metre Unit Telescopes of ESO's Very Large Telescope (VLT), to study the immediate surroundings of Beta Pictoris in 2003, 2008 and 2009. In 2003 a faint source inside the disc was seen, but it was not possible to exclude the remote possibility that it was a background star. In new images taken in 2008 and spring 2009 the source had disappeared! The most recent observations, taken during autumn 2009, revealed the object on the other side of the disc after having been hidden either behind or in front of the star. This confirmed that the source indeed was an exoplanet and that it was orbiting its host star. It also provided insights into the size of its orbit around the star.

The above composite shows the reflected light on the dust disc in the outer part, as observed in 1996 with the ADONIS instrument on ESO's 3.6-metre telescope. In the central part, the observations of the planet obtained in 2003 and autumn 2009 with NACO are shown. The possible orbit of the planet is also indicated, albeit with the inclination angle exaggerated.