Diferencia entre revisiones de «Beta Pictoris»
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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">{{cite journal|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...466..389F&db_key=AST&nosetcookie=1|title=Planets of β Pictoris revisited|author=Freistetter, F.; Krivov, A. V. and Löhne, T.|year=2007|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=466|issue=1|pages=389–393|doi=10.1051/0004-6361:20066746}}</ref> Se cree que el material del disco de escombros de Beta Pictoris es la principal fuente de [[meteoroide]]s interestelares en el sistema solar.<ref name="baggaley00">{{cite journal|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000JGR...10510353B|title=Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids|author=Baggaley, W. Jack|year=2000|journal=[[J. Geophys. Res.]]|volume=105|issue=A5|pages=10353–10362|doi=10.1029/1999JA900383}}</ref><ref name="galland06">{{cite journal|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...447..355G&db_key=AST&nosetcookie=1|title=Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations|author=Galland, F. ''et al.''|year=2006|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=447|issue=1|pages=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]] 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">{{cite journal|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...466..389F&db_key=AST&nosetcookie=1|title=Planets of β Pictoris revisited|author=Freistetter, F.; Krivov, A. V. and Löhne, T.|year=2007|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=466|issue=1|pages=389–393|doi=10.1051/0004-6361:20066746}}</ref> Se cree que el material del disco de escombros de Beta Pictoris es la principal fuente de [[meteoroide]]s interestelares en el sistema solar.<ref name="baggaley00">{{cite journal|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000JGR...10510353B|title=Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids|author=Baggaley, W. Jack|year=2000|journal=[[J. Geophys. Res.]]|volume=105|issue=A5|pages=10353–10362|doi=10.1029/1999JA900383}}</ref><ref name="galland06">{{cite journal|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...447..355G&db_key=AST&nosetcookie=1|title=Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations|author=Galland, F. ''et al.''|year=2006|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=447|issue=1|pages=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. |
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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>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|title=Jupiter Fact Sheet|publisher=NASA|accessdate=2009-07-10}}</ref> y 9,5 UA<ref>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html|title=Saturn Fact Sheet|publisher=NASA|accessdate=2009-07-10}}</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=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>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|title=Jupiter Fact Sheet|publisher=NASA|accessdate=2009-07-10}}</ref> y 9,5 UA<ref>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html|title=Saturn Fact Sheet|publisher=NASA|accessdate=2009-07-10}}</ref> respectivamente. |
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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">{{cite web|title=Exoplaneta capturado en plena marcha|url=http://www.eso.org/public/spain/press-rel/pr-2010/pr-24-10.html|accessdate=14 June 2010|date=2010-06-10}}</ref> |
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">{{cite web|title=Exoplaneta capturado en plena marcha|url=http://www.eso.org/public/spain/press-rel/pr-2010/pr-24-10.html|accessdate=14 June 2010|date=2010-06-10}}</ref> |
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Revisión del 09:37 14 jun 2010
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 y su temperatura superficial es de 8500 K. Posee un disco protoplanetario que fue descubierto en 1984.
Es de especial interés para los astrónomos 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 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 satélite 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 circumestelares de polvo procesado. Corresponden a los prototipos de los discos tipo «debris» o protoplanetarios.
Sistema planetario
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] Se cree que el material del disco de escombros de Beta Pictoris es la principal fuente de meteoroides interestelares en el sistema solar.[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 circumestelar.
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 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[5] y 9,5 UA[6] respectivamente.
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.[7]
| Nombre | Masa | Separación proyectada |
|---|---|---|
| Beta Pictoris b | 8 (-2/+5) MJ | 8 (-0,4/+1,7) UA |
Referencias
- ↑ 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.
- ↑ Baggaley, W. Jack (2000). «Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids». J. Geophys. Res. 105 (A5): 10353-10362. doi:10.1029/1999JA900383.
- ↑ 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.
- ↑ «Beta Pictoris planet finally imaged?». ESO. 21 de noviembre de 2008. Consultado el 22 de noviembre de 2008.
- ↑ «Jupiter Fact Sheet». NASA. Consultado el 10 de julio de 2009.
- ↑ «Saturn Fact Sheet». NASA. Consultado el 10 de julio de 2009.
- ↑ «Exoplaneta capturado en plena marcha». 10 de junio de 2010. Consultado el 14 June 2010.
Enlaces externos
- SIMBAD (información de la base de datos SIMBAD, para astrónomos profesionales).