Beta Pictoris
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| Stern β Pictoris | |||||||||||||||||||||
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| HST betaPictoris comb.jpg | |||||||||||||||||||||
| HST-Aufnahme der Staubscheiben um Beta Pictoris (der Stern selbst ist abgedeckt) | |||||||||||||||||||||
| Vorlage:AladinLite | |||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||
| Sternbild | Maler | ||||||||||||||||||||
| Rektaszension | Vorlage:RektaszensionEasy<ref name="hip1" /> | ||||||||||||||||||||
| Deklination | Vorlage:DeklinationEasy<ref name="hip1" /> | ||||||||||||||||||||
| Bekannte Exoplaneten | 3 | ||||||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 3,85 (3,80 bis 3,86) mag<ref name="hip1" /><ref name="VSX_Entry" /> | ||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | DTSC+EP<ref name="VSX_Entry" /> | ||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | +0,17<ref name="hr" /> | ||||||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | +0,10<ref name="hr" /> | ||||||||||||||||||||
| R−I-Index | +0,16<ref name="hr" /> | ||||||||||||||||||||
| Spektralklasse | A6 V<ref name="Mamajek2014" /> | ||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | 16,84 ± 0,34 km/s<ref name="GAIA DR3" /> | ||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 50,9307 ± 0,1482 mas<ref name="GAIA DR3" /> | ||||||||||||||||||||
| Entfernung | 64,04 ± 0,19 Lj 19,6345 ± 0,0571 pc <ref name="GAIA DR3" /> | ||||||||||||||||||||
| Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | +2,4 mag<ref name="Mamajek2014" /> | ||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung<ref name="GAIA DR3" /> | |||||||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | 5,160 ± 0,202 mas/a | ||||||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | 84,041 ± 0,187 mas/a | ||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||||||
| Masse | 1,789 +0,024−0,027 M☉<ref name=Sutlieff2026 /> | ||||||||||||||||||||
| Radius | 1,5 R☉<ref name="Kervella2019" /><ref name="Stassun2019" /> | ||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft |
8,7 L☉<ref name="Crifo1997" /> | ||||||||||||||||||||
| Alter | (23 ± 3) Mio. a<ref name="Mamajek2014" /><ref name="Sutlieff2026" /> | ||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||
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Beta Pictoris (β Pictoris oder kurz β Pic) ist der zweithellste Stern im Sternbild Maler. Der Stern befindet sich in einer Entfernung von etwa 64 Lichtjahren (19,6 Parsec)<ref name="GAIA DR3" /> und spielt in der Geschichte der Astronomie eine bedeutende Rolle. Er ist Mitglied und Namensgeber des β-Pictoris-Bewegungshaufens. In seinem Orbit wurden bis zum Jahr 2026 per direkter Beobachtung drei Exoplaneten entdeckt.
Eigenschaften[Bearbeiten]
Der Stern Beta Pictoris gehört mit knapp 1,8 Sonnenmassen<ref name="Sutlieff2026" /> und etwa 1,5 Sonnenradien<ref name="Kervella2019" /><ref name="Stassun2019" /> zur Spektralklasse A6V. Mit etwa 23 Millionen Jahren ist er noch extrem jung<ref name="Mamajek2014" /><ref name="Sutlieff2026" /> und befindet sich erst am Beginn der Hauptreihenphase. Wegen Pulsationen schwankt seine scheinbare Helligkeit geringfügig zwischen 3,80 und 3,86 mit einer Periode von nur 37 Minuten.<ref name="VSX_Entry" />
Geschichte[Bearbeiten]
1983 wurde mit dem Infrarotsatelliten IRAS um Beta Pictoris eine Staubscheibe entdeckt, ein Jahr später wurde diese mit einem erdgebundenen Teleskop fotografiert. Die Staubscheibe weist einen Radius von 400 Astronomischen Einheiten auf. In der Staubscheibe könnten sich möglicherweise Planeten bilden. 1995 deuteten Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops auf eine Verbiegung des inneren Bereichs der Scheibe hin. Erneute Hubble-Weltraumteleskop-Beobachtungen mit der hochauflösenden Advanced Camera for Surveys konnten nachweisen, dass die verbogene Scheibe in Wirklichkeit aus zwei um 4 Grad geneigten, ineinander laufenden Staubscheiben besteht. Ein Erklärungsmodell war die Annahme eines Planeten oder Braunen Zwerges von 20 Jupitermassen, der den Stern umrundet.<ref name="SuW2006" /> Später konnte der im Jahre 2025 entdeckte Planet Beta Pictoris d als Ursache bestätigt werden.
Exoplaneten[Bearbeiten]
Auf einem im Jahr 2003 mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) aufgenommenen Bild wurde im Jahr 2008 nahe bei Beta Pictoris ein Objekt mit etwa achtfacher Jupitermasse gefunden. Nachdem dieses in späteren Aufnahmen zunächst nicht mehr aufgetaucht war, konnte es auf einem im Herbst 2009 aufgenommen und im Juni 2010 ausgewerteten Bild erneut ausfindig gemacht werden.<ref name="ESO2008" /><ref name="ESO2010" /><ref name="Lagrange2010" /> Mit dieser Beobachtung wurde somit die Existenz eines Exoplaneten nachgewiesen, der Beta Pictoris in einer Entfernung umkreist, die etwa der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entspricht. Ferner war es damit erstmals gelungen, ein solches Objekt auf Positionen beiderseits seines Zentralgestirns festzuhalten. Möglicherweise ist ein Durchgang des Beta Pictoris b genannten Exoplaneten für einen leichten Helligkeitsabfall an Beta Pictoris verantwortlich, der im Jahr 1981 stattgefunden hat<ref name="Astronews2009" /> und bereits in einer 1995 veröffentlichten Analyse von auf La Silla gewonnenen Daten des Observatoriums der Universität Genf aufgefallen war.<ref name="Genève1989" /><ref name="LecavelierDesEtangs1995" /><ref name="FAZ2009" /> Bei weiteren Beobachtungen wurde festgestellt, dass Beta Pictoris b eine Rotationsdauer von nur etwa 8 Stunden hat.<ref name="welt2014" />
Mehrfach haben Forschende versucht, die Masse von Beta Pic b zu präzisieren. Wegen der Abhängigkeit von unterschiedlichen Annahmen schwanken die Ergebnisse regelmäßig zwischen 9 und 12 Jupitermassen, womit es sich beim Planeten möglicherweise beinahe um einen Braunen Zwerg handelt. Der Radius konnte jedoch mittels Beobachtungen Ende 2024 auf 1,37 Jupiterradien präzisiert werden.<ref name="Stauffenberg2026" /> Die große Halbachse der Umlaufbahn des Planeten um seinen Zentralstern beträgt 11,8 ± 0,9 Astronomische Einheiten und er benötigt etwa 30 Jahre für einen Umlauf.<ref name="EPE" />
Im August 2019 wurde die Entdeckung eines zweiten Planeten bekanntgegeben: Beta Pictoris c hat etwa die 9-fache Masse des Jupiters. Seine mittlere Entfernung zum Zentralstern beträgt etwa 2,7 Astronomische Einheiten.<ref name="Lagrange2019" /><ref name="Feng2022" /><ref name="Sutlieff2026" /><ref name="Firstpost2019" />
Im Jahre 2025 gelang die Entdeckung des Planeten Beta Pictoris d.<ref name="Sutlieff2026" /><ref name="Gibbs2026" /> Zwei unabhängige Forschungsgruppen konnten den Planeten mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) sowie dem Weltraumteleskop James Webb nachweisen. Seine Existenz wurde durch eine Analyse von Archivdaten, die Beobachtungen von über 11 Jahren enthalten, bestätigt. Beta Pictoris d besitzt eine Masse von 2,4 Jupitermassen und einen Radius von 1,3 Jupiterradien. Seine Temperatur wird auf 600 Kelvin geschätzt. Im Vergleich zu den beiden anderen Planeten im Beta-Pictoris-System ist die Bahn von Beta Pictoris d mit etwa 25 Astronomischen Einheiten sehr weit. Gleichzeitig wurden in seiner Atmosphäre Kohlendioxid (CO2), Kohlenmonoxid (CO), Methan (CH4) und Wasser (H2O) nachgewiesen.<ref name="Sutlieff2026" /><ref name="Gibbs2026" />
Siehe auch[Bearbeiten]
Weblinks[Bearbeiten]
- Beta Pic in SIMBAD (englisch)
- Vorlage:NasaExoplanet
- Dieter Petereit: 11 Jahre übersehen: Warum dieser riesige Himmelskörper so lange unentdeckt blieb bei t3n.de vom 9. August 2026
Einzelnachweise[Bearbeiten]
<references responsive> <ref name="hip1">Hipparcos-Katalog (ESA 1997)</ref> <ref name="VSX_Entry">NSV 16683. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 24. August 2018.</ref> <ref name="hr">Bright Star Catalogue</ref> <ref name="Genève1989">F. Rufener: Catalogue of stars measured in the Geneva Observatory photometric system (fourth edition). In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series (ISSN 0365-0138), Vol. 78, Nr. 3, Juni 1989, S. 469 ff. bibcode:1989A&AS...78..469R</ref> <ref name="LecavelierDesEtangs1995">Lecavelier Des Etangs et al.: β Pictoris: evidence of light variations. In: Astronomy and Astrophysics, Vol. 299, 1995, S. 557, bibcode:1995A&A...299..557L</ref> <ref name="Crifo1997">Crifo, F.: β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties. In: Astronomy & Astrophysics. Band 320, 1997, S. L29–L32, bibcode:1997A&A...320L..29C.</ref> <ref name="SuW2006">T. Althaus.: Zwei Staubscheiben um Beta Pictoris. In: Sterne und Weltraum. 8/2006, Spektrum Verlag, ISSN 0039-1263</ref> <ref name="ESO2008">Beta Pictoris planet finally imaged? www.eso.org, 21. November 2008, abgerufen am 25. Februar 2012.</ref> <ref name="Astronews2009">Erste Planetenbeobachtung schon 1981? – Artikel bei astronews.com. 31. März 2009.</ref> <ref name="FAZ2009">Verpasste Entdeckerehre – Artikel bei der FAZ, vom 8. April 2009.</ref> <ref name="Lagrange2010">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. In: Science. Band 329, Nr. 5987, 10. Juni 2010, S. 57–59, doi:10.1126/science.1187187.</ref> <ref name="ESO2010">Ein Exoplanet wechselt die Seite. www.eso.org, 10. Juni 2010, abgerufen am 25. Februar 2012.</ref> <ref name="Mamajek2014">Eric E. Mamajek, Cameron P. M. Bell: On the age of the beta Pictoris moving group. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 445, Nr. 3, 2014, S. 2169–2180, doi:10.1093/mnras/stu1894, arxiv:1409.2737, bibcode:2014MNRAS.445.2169M.</ref> <ref name="welt2014">Erstmals Tageslänge eines Exoplaneten gemessen. www.welt.de, 30. April 2014, abgerufen am 1. Mai 2014.</ref> <ref name="Kervella2019">P. E. Kervella, F. Arenou, F. Mignard, F. Thévenin: Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly. In: Astronomy & Astrophysics. Band 623, März 2019, S. A72, doi:10.1051/0004-6361/201834371, arxiv:1811.08902, bibcode:2019A&A...623A..72K.</ref> <ref name="Lagrange2019">A.-M. Lagrange, Pascal Rubini Meunier, Miriam Keppler, Franck Galland et al.: Evidence for an additional planet in the β Pictoris system. In: Nature Astronomy. 19. August 2019, doi:10.1038/s41550-019-0857-1 (nature.com [abgerufen am 20. August 2019]).</ref> <ref name="Stassun2019">Keivan G. Stassun et al.: The Revised TESS Input Catalog and Candidate Target List. In: The Astronomical Journal. Band 158, Nr. 4, 1. Oktober 2019, ISSN 0004-6256, S. 138, doi:10.3847/1538-3881/ab3467, arxiv:1905.10694 [astro-ph], bibcode:2019AJ....158..138S (iop.org [abgerufen am 23. Juli 2026]).</ref> <ref Name="Firstpost2019">New planet discovered in the orbit of young Milky Way star; said to be 3,000 times Earth's size – Technology News, Firstpost. 20. August 2019, abgerufen am 4. Mai 2025.</ref> <ref name="EPE">beta Pic b. In: Extrasolar Planets Encyclopaedia. Abgerufen am 15. November 2019.</ref> <ref name="Feng2022">Fabo Feng et al.: 3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 262, Nr. 1, 1. September 2022, ISSN 0067-0049, S. 21, doi:10.3847/1538-4365/ac7e57, arxiv:2208.12720 [astro-ph], bibcode:2022ApJS..262...21F (iop.org [abgerufen am 23. Juli 2026]).</ref> <ref name="GAIA DR3">Gaia Collaboration, A. Vallenari, A. G. 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Juli 2026, ISSN 2041-8205, S. L10, doi:10.3847/2041-8213/ae80a0, arxiv:2606.23801 [astro-ph], bibcode:2026ApJ..1006L..10S (iop.org [abgerufen am 22. Juli 2026]).</ref> <ref name="Gibbs2026">Aidan Gibbs et al.: Discovery of an Exterior Third Planet Orbiting β Pictoris. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 1006, Nr. 1, 20. Juli 2026, ISSN 2041-8205, S. L11, doi:10.3847/2041-8213/ae801b, arxiv:2606.23789 [astro-ph], bibcode:2026ApJ..1006L..11G (iop.org [abgerufen am 23. Juli 2026]).</ref> </references>