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Diferencia entre revisiones de «Beta Pictoris»

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'''Beta Pictoris''' (β Pic) es una [[estrella]] de [[tipo espectral]] A5V, situada en la [[constelación]] de [[Pictor]] y distante unos 60 [[año luz|años luz]] (19,28 [[Pársec|pársecs]]) de la [[Tierra]], con una edad que no llega a los 20 millones de años. Su masa es 1,8 veces la [[masa solar|masa del Sol]], su luminosidad es 8,7 veces la luminosidad solar, su temperatura superficial es de 8500 [[kelvin|K]]. Su magnitud visual aparente es +3,86 y posee un [[disco protoplanetario]] que fue descubierto en 1984.


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Es de especial interés para los [[astrónomo]]s porque se considera que está en este momento en la misma fase que atravesó el [[sistema solar]] en las primeras etapas de su desarrollo. En concreto, se han encontrado grandes cantidades de [[carbono]] [[gas]]eoso orbitando alrededor de la estrella, lo que lleva a pensar en la presencia de [[planeta]]s alrededor de la misma, ricos en [[grafito]] y [[metano]], que podrían ser [[Planeta de carbono|planetas de carbono]]), de manera similar a lo que se piensa ocurrió en nuestro sistema. El disco de β Pictoris, detectado en diferentes longitudes de onda con diferentes telescopios terrestres y en órbita (como, por ejemplo, el [[telescopio espacial Hubble]] y el [[telescopio espacial Spitzer]]), muestra una deformación que puede atribuirse a la presencia de un planeta en formación.
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'''Beta Pictoris''' (β Pic) es una [[estrella]] de [[tipo espectral]] A5V, situada en la [[constelación]] de [[Pictor]] y distante unos 60 [[año luz|años luz]] (19.28 [[Pársec|pársecs]]) de la [[Tierra]], con una edad que no llega a los 20 millones de años. Su masa es 1.8 veces la [[masa solar|masa del Sol]] y su temperatura superficial es de 8500 [[kelvin|K]]. Posee un [[disco protoplanetario]] que fue descubierto en 1984.


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La estrella [[AU Microscopii|AU Microscopii]], de tipo espectral M1 y que también posee un disco de similares características, pertenece al grupo de movimiento común de Beta Pictoris, de lo que se deduce que ambas tienen la misma edad.
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Es de especial interés para los [[astrónomo]]s por que se considera que está en este momento en la misma fase que atravesó el [[Sistema Solar]] en las primeras etapas de su desarrollo. En concreto, se han encontrado grandes cantidades de [[carbono]] [[gas]]eoso orbitando alrededor de la estrella, lo que lleva a pensar en la presencia de [[planeta]]s alrededor de la misma, ricos en [[grafito]] y [[metano]], que podrían ser [[Planeta de carbono|planetas de carbono]]), de manera similar a lo que se piensa ocurrió en nuestro sistema. El disco de β Pictoris, detectado en diferentes longitudes de onda con diferentes telescopios terrestres y en órbita (como, por ejemplo, el [[Telescopio Espacial Hubble]] y el satélite [[Spitzer]]), muestra una deformación que puede atribuirse a la presencia de un planeta en formación.


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Al igual que [[Vega (estrella)|Vega]] y [[Fomalhaut]], Beta Pictoris también emite importantes excesos [[infrarrojo]]s descubiertos por el satélite [[IRAS]], que indican que poseen [[disco circunestelar|discos circunestelares]] de polvo procesado. Corresponden a los prototipos de los discos tipo «''debris''» o protoplanetarios.
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La estrella [[AU Microscopii|AU Microscopii]], de tipo espectral M1 y que también posee un disco de similares características, pertenece al grupo de movimiento común de Beta Pictoris, de lo que se deduce que ambas tienen la misma edad.

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Al igual que [[Vega (estrella)|Vega]] y [[Fomalhaut]], Beta Pictoris también emite importantes excesos [[infrarrojo]]s descubiertos por el satélite [[IRAS]], que indican que poseen [[disco circumestelar|discos circumestelares]] de polvo procesado. Corresponden a los prototipos de los discos tipo «''debris''» o protoplanetarios.


== Sistema planetario ==
== Sistema planetario ==
[[Archivo:Beta Pictoris system annotated.jpg|thumb|left|[[European Southern Observatory|ESO]] imagen de un posible planeta cerca de Beta Pictoris.<br />Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange ''et al.'']]
[[Archivo:Beta Pictoris system annotated.jpg|thumb|left|[[European Southern Observatory|ESO]] imagen de un posible planeta cerca de Beta Pictoris.<br />Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange ''et al.'']]
El método de [[velocidad radial]] utilizado para descubrir la mayoría de los planetas extrasolares conocidos en la actualidad no es muy adecuado para el estudio de estrellas de tipo A como Beta Pictoris, y su muy temprana edad hace que el ruido sea aún peor. Los límites actuales derivados de este método son suficientes para descartar planetas del tipo [[Júpiter caliente]]s más masivos que 2 masas de [[Júpiter]] a una distancia de menos de 0,05 UA de la estrella. Para planetas orbitando a 1 UA, planetas con menos de 9 masas de Júpiter hubieran evadido la detección.<ref name="freistetter07">{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...466..389F&db_key=AST&nosetcookie=1|título=Planets of β Pictoris revisited|autor=Freistetter, F.; Krivov, A. V. and Löhne, T.|año=2007|publicación=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=466|número=1|páginas=389–393|doi=10.1051/0004-6361:20066746}}</ref><ref name="baggaley00">{{cita publicación|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000JGR...10510353B|título=Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids|autor=Baggaley, W. Jack|año=2000|publicación=[[J. Geophys. Res.]]|volumen=105|número=A5|páginas=10353–10362|doi=10.1029/1999JA900383}}</ref><ref name="galland06">{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...447..355G&db_key=AST&nosetcookie=1|título=Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations|autor=Galland, F. ''et al.''|año=2006|publicación=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=447|número=1|páginas=355–359|doi=10.1051/0004-6361:20054080}}</ref>Por lo tanto para encontrar planetas en el sistema de Beta Pictoris, los astrónomos buscan los efectos que el planeta tiene sobre el medio ambiente circumestelar.
El método de [[velocidad radial]] utilizado para descubrir la mayoría de los planetas extrasolares conocidos en la actualidad no es muy adecuado para el estudio de estrellas de tipo A como Beta Pictoris, y su muy temprana edad hace que el ruido sea aún peor. Los límites actuales derivados de este método son suficientes para descartar planetas del tipo [[júpiter caliente]]s más masivos que 2 masas de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] a una distancia de menos de 0,05 UA de la estrella. Para planetas orbitando a 1 UA, planetas con menos de 9 masas de Júpiter hubieran evadido la detección.<ref name="freistetter07">{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...466..389F&db_key=AST&nosetcookie=1|título=Planets of β Pictoris revisited|autor=Freistetter, F.; Krivov, A. V. and Löhne, T.|año=2007|publicación=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=466|número=1|páginas=389–393|doi=10.1051/0004-6361:20066746}}</ref><ref name="baggaley00">{{cita publicación|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000JGR...10510353B|título=Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids|autor=Baggaley, W. Jack|año=2000|publicación=[[J. Geophys. Res.]]|volumen=105|número=A5|páginas=10353–10362|doi=10.1029/1999JA900383}}</ref><ref name="galland06">{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...447..355G&db_key=AST&nosetcookie=1|título=Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations|autor=Galland, F. ''et al.''|año=2006|publicación=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=447|número=1|páginas=355–359|doi=10.1051/0004-6361:20054080}}</ref> Por lo tanto para encontrar planetas en el sistema de Beta Pictoris, los astrónomos buscan los efectos que el planeta tiene sobre el medio ambiente circunestelar.
[[Archivo:Eso1024a.jpg|thumb|right|300px|Beta Pictoris b en ambas [[Elongación (astronomía)|elongaciones]].]]
[[Archivo:Beta Pictoris.jpg|thumb|right|300px|Beta Pictoris b en ambas [[Elongación (astronomía)|elongaciones]].Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange ''et al.'']]
El 21 de noviembre de 2008, se anunció que las observaciones infrarrojas realizadas en 2003 con el [[VLT]] ha puesto de manifiesto un candidato compañero planetario de la estrella.<ref name="eso2008">{{cite press release|url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-42-08.html|title=Beta Pictoris planet finally imaged?|publisher=ESO|date=2008-11-21|accessdate=2008-11-22}}</ref>El objeto fue observado a una distancia angular de 411 arco minutos de Beta Pictoris, lo que corresponde a una distancia en el plano del cielo, de 8 UA. Para comparar, los radios orbitales de los planetas Júpiter y [[Saturno]] son 5,2 UA<ref>{{cita web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|título=Jupiter Fact Sheet|editorial=NASA|fechaacceso=10-07-2009}}</ref> y 9,5 UA<ref>{{cita web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html|título=Saturn Fact Sheet|editorial=NASA|fechaacceso=10-07-2009}}</ref> respectivamente.
El 21 de noviembre de 2008, se anunció que las observaciones infrarrojas realizadas en 2003 con el [[VLT]] ha puesto de manifiesto un candidato compañero planetario de la estrella.<ref name="eso2008">{{cite press release|url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-42-08.html|title=Beta Pictoris planet finally imaged?|publisher=ESO|date=21 de noviembre de 2008|accessdate=22 de noviembre de 2008|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20090208234953/http://eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-42-08.html|fechaarchivo=8 de febrero de 2009}}</ref> El objeto fue observado a una distancia angular de 411 milisegundos de arco de Beta Pictoris, lo que corresponde a una distancia en el plano del cielo, de 8 UA. Para comparar, los radios orbitales de los planetas [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] y [[Saturno (planeta)|Saturno]] son 5,2 UA<ref>{{cita web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|título=Jupiter Fact Sheet|editorial=NASA|fechaacceso=10 de julio de 2009|urlarchivo=https://www.webcitation.org/62D9vKbZz?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|fechaarchivo=5 de octubre de 2011}}</ref> y 9,5 UA<ref>{{cita web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html|título=Saturn Fact Sheet|editorial=NASA|fechaacceso=10 de julio de 2009|urlarchivo=https://www.webcitation.org/616VxHVlQ?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html|fechaarchivo=21 de agosto de 2011}}</ref> respectivamente.


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En otoño de 2009, fue un éxito observar el planeta en el otro lado de la estrella madre, lo que confirma la existencia del propio planeta y de las observaciones anteriores. Se cree que en 15 años será posible grabar toda la órbita del planeta.<ref name="eso2010">{{cita web|título=Exoplaneta capturado en plena marcha|url=http://www.eso.org/public/spain/press-rel/pr-2010/pr-24-10.html|fechaacceso=14 de junio de 2010|fecha=10 de junio de 2010|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20100614070255/http://www.eso.org/public/spain/press-rel/pr-2010/pr-24-10.html|fechaarchivo=14 de junio de 2010}}</ref>


En 2014 se dio a conocer la fotografía del exoplaneta Beta Pictoris b obtenida con el instrumento ''[[Cámara de Planetas Gemini|Gemini Planet Imager]]'' (GPI), del telescopio de 8 metros [[Observatorio Gemini|Gemini Sur]] ([[Cerro Pachón]], [[Chile]]), que captó su imagen directa.<ref>{{cita web |url=http://www.abc.es/ciencia/20140109/abci-capturan-imagen-directa-planeta-201401091048.html|título=Captan la imagen directa de un planeta fuera del Sistema Solar|editorial= [[ABC.es]] | fecha=9 de enero de 2014|idioma=español}}</ref> Según las primeras estimaciones el exoplaneta tardaría 8 horas en completar la rotación sobre su propio eje.<ref>{{cita web |url=http://www.abc.es/ciencia/20140430/abci-duracion-planeta-extrasolar-medida-201404301244.html|título= Miden por primera vez cuánto dura un día en un planeta extrasolar|editorial= [[ABC.es]] | fecha=30 de abril de 2014|idioma=español}}</ref>
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En el otoño de 2009, fue un éxito observar el planeta en el otro lado de la estrella madre, lo que confirma la existencia del propio planeta y de las observaciones anteriores. Se cree que en 15 años será posible grabar toda la órbita del planeta.<ref name="eso2010">{{cita web|título=Exoplaneta capturado en plena marcha|url=http://www.eso.org/public/spain/press-rel/pr-2010/pr-24-10.html|fechaacceso=14 de junio de 2010|fecha=10-06-2010}}</ref>


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Revisión actual - 16:30 12 ago 2023

Imagen capturada por el telescopio espacial Hubble de los principales y secundarios discos de escombros

Beta Pictoris (β Pic) es una estrella de tipo espectral A5V, situada en la constelación de Pictor y distante unos 60 años luz (19,28 pársecs) de la Tierra, con una edad que no llega a los 20 millones de años. Su masa es 1,8 veces la masa del Sol, su luminosidad es 8,7 veces la luminosidad solar, su temperatura superficial es de 8500 K. Su magnitud visual aparente es +3,86 y posee un disco protoplanetario que fue descubierto en 1984.

Es de especial interés para los astrónomos porque se considera que está en este momento en la misma fase que atravesó el sistema solar en las primeras etapas de su desarrollo. En concreto, se han encontrado grandes cantidades de carbono gaseoso orbitando alrededor de la estrella, lo que lleva a pensar en la presencia de planetas alrededor de la misma, ricos en grafito y metano, que podrían ser planetas de carbono), de manera similar a lo que se piensa ocurrió en nuestro sistema. El disco de β Pictoris, detectado en diferentes longitudes de onda con diferentes telescopios terrestres y en órbita (como, por ejemplo, el telescopio espacial Hubble y el telescopio espacial Spitzer), muestra una deformación que puede atribuirse a la presencia de un planeta en formación.

La estrella AU Microscopii, de tipo espectral M1 y que también posee un disco de similares características, pertenece al grupo de movimiento común de Beta Pictoris, de lo que se deduce que ambas tienen la misma edad.

Al igual que Vega y Fomalhaut, Beta Pictoris también emite importantes excesos infrarrojos descubiertos por el satélite IRAS, que indican que poseen discos circunestelares de polvo procesado. Corresponden a los prototipos de los discos tipo «debris» o protoplanetarios.

Sistema planetario

[editar]
ESO imagen de un posible planeta cerca de Beta Pictoris.
Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange et al.

El método de velocidad radial utilizado para descubrir la mayoría de los planetas extrasolares conocidos en la actualidad no es muy adecuado para el estudio de estrellas de tipo A como Beta Pictoris, y su muy temprana edad hace que el ruido sea aún peor. Los límites actuales derivados de este método son suficientes para descartar planetas del tipo júpiter calientes más masivos que 2 masas de Júpiter a una distancia de menos de 0,05 UA de la estrella. Para planetas orbitando a 1 UA, planetas con menos de 9 masas de Júpiter hubieran evadido la detección.[1]​[2]​[3]​ Por lo tanto para encontrar planetas en el sistema de Beta Pictoris, los astrónomos buscan los efectos que el planeta tiene sobre el medio ambiente circunestelar.

Beta Pictoris b en ambas elongaciones.Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange et al.

El 21 de noviembre de 2008, se anunció que las observaciones infrarrojas realizadas en 2003 con el VLT ha puesto de manifiesto un candidato compañero planetario de la estrella.[4]​ El objeto fue observado a una distancia angular de 411 milisegundos de arco de Beta Pictoris, lo que corresponde a una distancia en el plano del cielo, de 8 UA. Para comparar, los radios orbitales de los planetas Júpiter y Saturno son 5,2 UA[5]​ y 9,5 UA[6]​ respectivamente.

En otoño de 2009, fue un éxito observar el planeta en el otro lado de la estrella madre, lo que confirma la existencia del propio planeta y de las observaciones anteriores. Se cree que en 15 años será posible grabar toda la órbita del planeta.[7]​

En 2014 se dio a conocer la fotografía del exoplaneta Beta Pictoris b obtenida con el instrumento Gemini Planet Imager (GPI), del telescopio de 8 metros Gemini Sur (Cerro Pachón, Chile), que captó su imagen directa.[8]​ Según las primeras estimaciones el exoplaneta tardaría 8 horas en completar la rotación sobre su propio eje.[9]​

Nombre Masa Separación proyectada
Beta Pictoris b 8 (-2/+5) MJ 8 (-0,4/+1,7) UA

Referencias

[editar]
  1. ↑ Freistetter, F.; Krivov, A. V. and Löhne, T. (2007). «Planets of β Pictoris revisited». Astronomy and Astrophysics 466 (1): 389-393. doi:10.1051/0004-6361:20066746. 
  2. ↑ Baggaley, W. Jack (2000). «Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids». J. Geophys. Res. 105 (A5): 10353-10362. doi:10.1029/1999JA900383. 
  3. ↑ Galland, F. et al. (2006). «Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations». Astronomy and Astrophysics 447 (1): 355-359. doi:10.1051/0004-6361:20054080. 
  4. ↑ «Beta Pictoris planet finally imaged?». ESO. 21 de noviembre de 2008. Archivado desde el original el 8 de febrero de 2009. Consultado el 22 de noviembre de 2008. 
  5. ↑ «Jupiter Fact Sheet». NASA. Archivado desde el original el 5 de octubre de 2011. Consultado el 10 de julio de 2009. 
  6. ↑ «Saturn Fact Sheet». NASA. Archivado desde el original el 21 de agosto de 2011. Consultado el 10 de julio de 2009. 
  7. ↑ «Exoplaneta capturado en plena marcha». 10 de junio de 2010. Archivado desde el original el 14 de junio de 2010. Consultado el 14 de junio de 2010. 
  8. ↑ «Captan la imagen directa de un planeta fuera del Sistema Solar». ABC.es. 9 de enero de 2014. 
  9. ↑ «Miden por primera vez cuánto dura un día en un planeta extrasolar». ABC.es. 30 de abril de 2014. 

Enlaces externos

[editar]
  • SIMBAD (información de la base de datos SIMBAD, para astrónomos profesionales).
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