Beta Pictoris – wyjątkowy układ planetarny

0

Niedawno układ planetarny Beta Pictoris znów był gorącym tematem w popularnych mediach. Warto się przyjrzeć temu fascynującemu młodemu układowi oraz przedstawić kilka ciekawostek. Zapraszamy do artykułu.

Beta Pictoris to druga najjaśniejsza gwiazda z gwiazdozbioru Malarza (łac. Pictor). Jest to bardzo młoda gwiazda – jej wiek to zaledwie 8 – 20 milionów lat. Beta Pictoris znajduje się odległości około 63 lat świetlnych od Ziemi. Jest to zatem gwiazda z naszego kosmicznego “podwórka”. Temperatura efektywna tej gwiazdy to 8052 K – wyraźnie więcej od naszego Słońca. Masa tej gwiazdy to około 1,7 – 1,8 masy Słońca a promień jest równy około 1,8 promienia naszej Dziennej Gwiazdy. Typ spektralny Beta Pictoris to A6V.

Cechą wyróżniającą Beta Pictoris jest obecność masywnego i złożonego dysku pyłowego. Już w 1983 roku zaobserwowano za pomocą satelity IRAS zwiększone promieniowanie na paśmie podczerwonym. Zwiększona ilość promieniowania podczerwonego oznacza, że gwiazda “podgrzewa” swym promieniowaniem otaczającą (chłodniejszą) materię, która dzięki temu zaczyna emitować promieniowanie podczerwone. Rejestracja zwiększonej ilości promieniowania podczerwonego z Beta Pictoris sugerowała więc obecność dysku pyłowego krążącego wokół tej gwiazdy*. Już rok później wizualnie potwierdzono obecność masywnego i rozległego dysku pyłowego wokół Beta Pictoris.

Z Ziemi możemy zaobserwować jedynie krawędź dysku pyłowego Beta Pictoris. Pomiary określiły rozmiary dysku na około 1500 – 1800 jednostek astronomicznych od gwiazdy. W 2006 roku obserwacje wykonane za pomocą teleskopu Hubble wykazały, ze wokół Beta Pictoris znajdują się dwa dyski pyłowe, przecinające się pod niewielkim kątem. Dyski pyłowe krążące wokół tej gwiazdy zawierają znaczne ilości węgla, co “stabilizuje” dyski pyłowe, minimalizując wpływ promieniowania gwiazdy. Sugeruje się, że w tych dyskach mogą się tworzyć planety węglowe, odmienne np od planet skalistych naszego Układu Słonecznego. Wcześniej, w 2003 roku za pomocą teleskopu Kecka zaobserwowano występowanie struktury pierścieniowej. Mogło to oznaczać występowanie planetozymali, które zderzając się ze sobą tworzyłyby lokalne zagęszczenia pyłu. Modele matematyczne dysków Beta Pictoris sugerują istnienie planetozymali o średnicy kilkudziesięciu kilometrów.

W 2000 roku naukowcy zasugerowali, że większość pyłu międzygwiezdnego w naszym Układzie Słonecznym może pochodzić od dysków pyłowych Beta Pictoris. Możliwe zatem, że mamy już próbki tej materii na Ziemi – za sprawą sondy Stardust.

Od momentu zarejestrowania dysku pyłowego wokół Beta Pictoris trwały poszukiwania ewentualnych egzoplanet. W 2008 roku udało się zarejestrować kandydata krążącego w odległości około 8 jednostek astronomicznych od gwiazdy macierzystej. Masę egzoplanety szacowano na około 8 mas Jowisza**. Obserwacje trwały i niedawno, dzięki danym z 2008 i 2009 roku udało się potwierdzić istnienie egzoplanety Beta Pictoris b a także zaobserwować jej ruch po orbicie. Tę informację podały serwisy informacyjne 10 czerwca 2010 roku.

Jak wygląda Beta Pictoris b? Jest to potężna egzoplaneta, osiem razy masywniejsza od naszego Jowisza, krążąca w odległości około 8 jednostek astronomicznych. Odległość Beta Pictoris b jest porównywalna do odległości Saturna od Słońca w naszym układzie planetarnym. Beta Pictoris b jest bardzo młodym obiektem – przypuszcza się, że temperatura górnych warstw atmosfery zawiera się pomiędzy 1100 a 1300 stopni Celsjusza. Obiekt ten powinien zatem żarzyć się pomarańczowo-czerwonym światłem. Jest również bardzo prawdopodobne, że Beta Pictoris b otoczona jest pierścieniami, dyskiem pyłowym oraz wieloma mniejszymi i większymi protoksiężycami.

Beta Pictoris b jest prawdopodobnie nie jedynym większym obiektem planetarnym w tym fascynującym młodym układzie. Dalsze obserwacje na przestrzeni najbliższych kilku lat z dużym prawdopodobieństwem zidentyfikują inne podobne młode masywne egzoplanety. Dzięki obserwacjom tego układu astronomowie zyskają wiedzę na temat powstawania układów planetarnych oraz dynamiki zmian w dyskach pyłowych wokół młodych gwiazd. Cała ta wiedza z pewnością przyda się w modelowaniu procesów zachodzących w naszym Układzie Słonecznym.

* Satelita IRAS zarejestrował zwiększoną emisję promieniowania podczerwonego także od Wegi.
** Warto tu dodać, że w 2008 roku zarejestrowano również obserwacyjnie trzy egzoplanety krążące wokół HR8799 oraz planetę pozasłoneczną Folmalhaut b.

Dodatkowe informacje:
http://exoplanet.eu/planet.php?p1=beta+Pic&p2=b
http://www.eso.org/public/images/eso1024a/

 

Niedokładny szkic Beta Pictoris b. W rzeczywistości pierścienie egzoplanety mogą być ciemniejsze i rozleglejsze. Pył krążący wokół gwiazdy również powinien być bardziej rozległy / Credits - K. KanawkaZmiany położenia Beta Pictoris b w 2008 i 2009 roku / Credits - ESO/A.-M. Lagrange

Share.

Comments are closed.