老人增四

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绘架座β

显示出绘架座β所在位置的绘架座星座图。
观测资料
历元 J2000
星座 绘架座
星官 井宿 老人
赤经 05h 47m 17.1s[1]
赤纬 -51° 03′ 59″[1]
视星等（V） 3.861[1]
特性
光谱分类A6V[2]
U−B 色指数0.10[3]
B−V 色指数0.17[3]
变星类型盾牌座δ型变星[4]
天体测定
径向速度 (Rv)+20.0 ± 0.7[5] km/s
自行 (μ) 赤经：+4.65[6] mas/yr
赤纬：+83.10[6] mas/yr
视差 (π)51.44 ± 0.12[6] mas
距离63.4 ± 0.1 ly
(19.44 ± 0.05 pc)
绝对星等 (MV)2.42[注 1]
详细资料
质量1.75[7] M☉
半径1.8[8] R☉
表面重力 (log g)4.15[2]
亮度 (bolometric)8.7[7] L☉
温度8052[2] K
金属量太阳的112%[2]
自转速度 (v sin i)130[9] km/s
年龄12+8−4 百万[10] 年
其他命名
GJ 219, HR 2020, CD -51°1620, HD 39060, GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321

绘架座β（英语：β Pic / β Pictoris）又称为老人增四，为绘架座第二亮的恒星，与太阳之间的距离为63.4光年。它的表面温度比太阳高，为8052K，质量为1.75太阳质量，绝对星等为2.42，比太阳明亮。绘架座β非常年轻，年龄介于800万至2,000万年之间[10]，是一颗位于主序带上的恒星[7]。绘架座β还是一个年轻的星协绘架座β移动星群标示名称的代表成员，星群集团中的成员年龄相当，并且在宇宙中朝着相同的方向移动[10]。

绘架座β辐射出的红外线比一般同类恒星还多，这是由恒星周围大量的尘埃所造成的。天文学家在详细观测后发现一个由气体和尘埃构成的大岩屑盘围绕恒星旋转，并且获得第一张岩屑盘环绕着太阳系外恒星的影像[11]。除此之外，它也有几条微行星带[12]及彗星状活动存在[13]。有征兆显示盘内已经有行星成形，且行星的形成过程依然进行中[14]。来自绘架座β星岩屑盘的物质如果在太阳系内会被认为是行星际间流星体的来源[15]。

欧洲南天天文台的天文学家使用直接观测法已经确认绘架座β附近有一颗行星存在，它位于恒星周围的岩屑盘内，符合天文学家先前的预测。这颗行星是天文学家拍摄过的太阳系外行星中最接近恒星的一颗，大约相当于土星与太阳之间的距离[16]。

位置和可见性

绘架座β位在老人星西方[17]，视星等为3.861等[1]，以人类的肉眼就能看见。该星座内只有3.3等的绘架座α星[18]比它更亮。

绘架座β和其他许多颗恒星的距离都是由依巴谷卫星使用三角视差法（卫星在地球轨道附近移动观察到的轻微位移）测量出来的。绘架座β的视差位移量是51.87微秒[19]。天文学家在考虑系统误差并重新分析，同时考虑更仔细的数据后，将视差位移量校正为51.44微秒[6]，所以绘架座β距离地球为63.4光年，不确定量只有0.1光年[20][注 2]。

伊巴谷卫星也测量过绘架座β的自行，得知它每年向东移动4.65微秒，向北移动83.10微秒[6]；恒星光谱中的多普勒位移显示它以20公里/秒的速度远离我们[5]。还有一些恒星在太空中有着与绘架座β相同的运动状态，可能是在相同的气体云中大约同时间形成的：它们组成绘架座β移动星群[10]。

物理性质

光谱、光度和变化性

依据天文学家对于邻近恒星计划中所做的一些观测，得知绘架座β的光谱分类是A6V[2][注 3]。光谱显示绘架座β的有效温度是8,052K（7,780°C/14,000°F）[2]，比太阳的5,778K（5,505 °C/9,941 °F）更热[21]。天文学家对光谱进行分析后得知这颗恒星的重元素（天文学家所谓的金属）相对于氢的比率较太阳稍高一些，这个数值以[M/H]及常用对数来表示恒星拥有的金属相对太阳的比值。绘架座β的[M/H]数值是0.05[2]，表示这颗恒星的金属成分比太阳多了12%。

天文学家借由光谱分析也可以得知恒星的表面重力。表面重力通常以对数log g来呈现，绘架座β的log g=4.15[2]，换算成表面重力是140米每二次方秒[注 4]，大约是太阳表面重力加速度的一半（274米每二次方秒）[21]。

绘架座β是A型主序星，但比太阳还要明亮许多：天文学家根据3.861的视星等和19.44秒差距的距离计算出它的绝对星等是2.42等，而太阳只有4.83等[21][23]，所以它的亮度是太阳的9.2倍；当考虑到太阳和绘架座β的全光谱辐射时，绘架座β的光度仍比太阳明亮8.7倍。[7][24][注 5]

许多A型主序星在赫罗图上的位置落在天文学家称为不稳定带之处，许多脉动变星也位在这个区域。天文学家在2003年对这颗恒星进行光度观测时，发现它的光度有1-2微星等的变化，频率为30至40分钟[4]。天文学家对绘架座β径向速度的研究也显示它有两种不同频率的变化，分别是30.4分钟和36.9分钟[25]。天文学家根据这些研究结果将绘架座β星分类为盾牌δ型变星。

质量、半径和自转

天文学家在观测绘架座β后，使用恒星演化模型来决定它的质量，得知这颗恒星的质量介于太阳质量的1.7～1.8倍之间[7]。天文学家使用甚大望远镜与干涉仪测量得知这颗恒星的角直径为0.84微角秒[8]。天文学家在考虑63.4光年的距离后，得知绘架座β的直径是太阳的1.8倍[注 6] 。

天文学家经过测量后得知绘架座β的自转速度是130公里/秒[9]。由于这是利用径向速度导出的，所以这只是真实自转速度的下限（最低值）：实际上测量到的数值只是v sin(i)[注 7]。假设从地球看见的是绘架座β的赤道平面（因为星周盘以侧面朝向地球，所以这是一个合理的假设），则天文学家认为它的自转周期大约是16小时，明显比太阳自转周期（609.12小时[21]）短了许多。[注 8]

年龄和形成

恒星附近有相当多的尘埃[26]暗示该恒星系还是很年轻的，天文学家因此争辩它究竟是主序星还是前主序星[27]。依巴谷卫星测定绘架座β的距离后，显示它比天文学家早先认定的更加遥远，也比原先估计更为明亮。天文学家将依巴谷卫星的观测结果加入计算后，发现绘架座β紧挨着零龄主序带，因而确定它不是一颗前主序星[7]。天文学家在分析绘架座β和邻近的其他属于绘架座β移动星群的恒星后，建议它们的年龄大约是1,200万年[10]，在考虑不确定因素后，年龄可能介于800万至2,000万年之间[10]。

绘架座β可能是在天蝎-半人马星协附近形成的[28]，一颗超新星爆炸的冲击波可能导致形成绘架座β的云气塌缩：这颗超新星原本可能是HIP 46950的伴星，现在则是一颗速逃星。天文学家在追溯HIP 46950的移动路径后，认为它在1,300万年前位于天蝎-半人马星协附近[28]。

星周环境

岩屑盘

哈伯太空望远镜所拍摄的绘架座β主要岩屑盘和第二岩屑盘影像。

IRAS在1983年发现绘架座β有过量的红外线辐射[26]，它与织女星、北落师门和天苑四是最早被天文学家检测到过量红外线辐射的四颗恒星。天文学家后来将这些拥有过量红外线辐射的恒星称为“类织女星”。 因为像绘架座β这种A型恒星辐射出来的能量倾向于光谱蓝色的末端[注 9] ，这暗示著有低温的物质在轨道上环绕着恒星，并在红外线的波段辐射出能量导致红外线过量[26]。当天文学家在1984年获得第一张绘架座β的星周盘光学影像时，证实了这种假说[11]。

绘架座β的岩屑盘以侧面朝向地球，方向是由东北朝向西南的指向。岩屑盘是不对称的：天文学家在东北方向可以观测到岩屑盘距离恒星1,835天文单位，而在西南方向上只延展到1,450天文单位[30]。天文学家在距离岩屑盘500至800天文单位之外观测到几个物质构成的椭圆环：它们可能是通过附近的恒星扰乱的系统[31]。根据依巴谷任务的天体测量数据显示红巨星天鸽座β于11万年前以不到2光年的距离通过绘架座β附近，但是剑鱼座ζ（Zeta Doradus）在35万年前以3光年的距离上通过该恒星可能造成更大的扰动[32]。然而计算机摹拟却倾向认为还有比这两颗恒星曾以更慢的速度通过绘架座β附近，建议可能是绘架座β一颗轨道不稳定的卫星导致椭圆环产生。这个模拟认为一颗0.5太阳质量（可能是一颗红矮星，光谱类型为M0V）的天体造成这种结构[30][33]。

哈伯太空望远镜先进巡天照相机的影像在2006年显示绘架座β拥有二个岩屑盘，第二个岩屑盘倾斜角大约5°，从主要盘面至少延伸至距离恒星130天文单位处[34]。第二个盘面是非对称的：延伸至西南方的弯曲度较大但倾斜度较东北方小。虽然在绘架座β80天文单位之内的主要和第二个盘面的影像不够清楚，但是天文学家预测岩屑盘和主要盘面的交会处在东北方向距离恒星30天文单位附近[34]。第二个盘面可能是由倾斜轨道环绕的大质量行星造成的，因为行星的移动将物质从主盘面拉至与行星一致的轨道面上[35]。

美国国家航空航天局远紫外分光探测器的研究发现在绘架座β的盘面附近含有的气体碳丰度异常的大[36]，这稳定绘架座β星的盘面并抑制了辐射压力，否则物质将被吹入星际空间之内[36]。目前天文学家提出两种解释碳过剩来源的理论。绘架座β附近也许有异常的富含碳的行星形成，相较之下太阳系的类地行星则有丰富的氧而不是碳[37]。另一种说法是绘架座β也许正在经历一种太阳系的发展过程中也许曾经历过，但仍不为所知的阶段：太阳系中有碳含量丰富的陨石（顽辉球粒陨石可能是在碳含量丰富的环境下形成），并且提议木星可能在富含碳的区域形成以碳为主的核心[37]。

微星带

在绘架座β附近的尘埃可能是较大的微行星互相碰撞所产生的。

凯克 II望远镜在2003年拍到绘架座β的影像，显示出内层有足以解释环与带状结构的一些特征。天文学家估计带状结构在距离恒星14、28、52和82天文单位的位置上，与主盘面互相倾斜[12]。

天文学家在2004年的观测显示在距离恒星6.4天文单位处有一条含有硅酸盐物质的环带，且在距离这颗恒星16和30天文单位之处也检测到了硅酸盐，加上在6.4至16天文单位的距离间缺乏尘埃，也许提供了这个区域内有巨型行星环绕主星的证据[38][39]。

天文学家认为出现在100天文单位处的岩屑盘是这个区域内的微行星互相碰撞而产生的，经由一连串的撞击而遭到毁灭的微行星半径估计约180公里。微行星经过最初撞击后，剩下的残骸在后续如瀑布般的连串撞击中毁灭。天文学家推测北落师门和显微镜座AU都曾经历过相似的过程[40]。

掉落蒸发体

绘架座β的光谱显示出强烈且具短期变化性的吸收谱线，天文学家最早注意到红移端的部分，他们认为这是因为物质坠落至恒星上所造成的[41]。天文学家认为这些物质的来自与彗星相似的天体，这些天体在靠近恒星的位置蒸发，命名为"掉落蒸发体"模型[13]。天文学家在蓝移端也观察到短期的吸收谱线，但频率显然低了许多：这也许代表第二个岩屑盘上的物质是由两种不同轨道的族群所组成的[42]。详细的模型显示掉落蒸发体不太可能全是冰冷的类彗星体，反而可能是混杂着尘埃且被耐火材料包围着冰核心的物质[43]。这些物体可能是遭到距离恒星10天文单位的行星摄动，影响了轨道离心率而进入近掠恒星的轨道[44]。掉落蒸发体或许也是造成主要盘面的上方出现大量气体的原因[45]。

可能存在的行星系统

ESO所拍摄的绘架座βb照片

天文学家在2003年使用甚大望远镜红外线绘架座β观测后，在2008年11月21日宣布他们发现一个类行星天体环绕该恒星[46]。天文学家在2009年秋天成功在其他位置观测到该天体，确认该行星确实存在，所以之前的观测纪录都是正确的。天文学家认为在15年内可能可以观测到该行星绕绘架座β公转一周[47]。

现在天文学家用来发现系外行星最主要的径向速度法并不适合用在类似绘架座β这一种A型的恒星，因为这种方法在目前的极限是大行星质量需要大于木星的2倍，且距离小于0.05天文单位。距离恒星超过1天文单位，且质量低于木星9倍的行星仍无法使用这种方法检测出来[14][25]。因此在绘架座β的行星系统，天文学家在环绕恒星的星环中寻找行星造成的效应。

许多证据都指出有一颗巨型的行星在距离10天文单位之处环绕恒星：距离恒星6.4至16天文单位之间是无尘埃的空白区域，显示有某个物体清除了这个区域的物质[39]；在这个距离内存在一颗行星可以解释掉落蒸发体的来源[44]；并且内盘的翘曲和倾斜也显示有一颗巨大的行星位在倾斜的轨道上造成了盘内混乱[35][48]。天文学家以这些现象制造的模型建议有一颗位于低离心率（离心率小于0.1）轨道，半长轴12天文单位，质量为2至5倍木星质量的行星存在[14]。

位于距角两侧的绘架座βb

天文学家观测到的这颗行星无法解释距离恒星30天文单位至52天文单位的微行星带结构，所以也许有一颗更小的行星存在于距离恒星25至44天文单位的地区，质量则在0.1至0.5倍木星质量[14]。如果真有这样的一颗行星存在，可能会接近1:3:7的轨道共振。位在圆环外侧，距离500至800天文单位的外盘也可能是这颗行星间接造成的影响[14]。

天文学家观测到的这颗行星距离绘架座β411角分，大约是8天文单位。如果把它放在太阳系内，会介于木星（5.2天文单位[49]）与土星（9.5天文单位[50]）之间。目前不清楚它的辐射延伸多远的距离，所以真实距离估计比较近。天文学家根据行星演化的理论模型推测它质量为8倍木星质量，而且仍在变冷，温度介于1400至1600K之间。天文学家尚未借由行星年龄与质量来检验这些数据。

天文学家在1981年11月可能曾观测到该行星的凌[51][52]。如果后来确认当时确实观测到凌，则行星公转轨道的半长轴将缩小为7.6-8.7天文单位，周期为15.9-19.5年。这个横越绘架座β天体的红外线半径为木星的2-4倍，比理论模型预测的还大。这可能显示这颗行星类似北落师门b，拥有大行星环或卫星带[52]。

尘埃流

天文学家在2000年使用先进的轨道雷达设施所作的观测显示存在直接来自绘架座β方向的粒子流，从太阳系看来这些粒子流就是星际流星体的主要来源[15]。这些尘埃粒子流在绘架座β相对较大，颗粒半径超过20微米，远离绘架座β的速度大约25公里/秒。这些微粒可能是巨大的行星迁移或进出岩屑盘时抛射出来的，并且可能是绘架座β周围形成欧特云的征兆[53]。天文学家借由尘埃的抛射数值模型也认为辐射压力导致尘埃流出现，而且认为在距离恒星1天文单位之外就不会直接产生尘埃流，所以靠近绘架座β的行星更可能是尘埃流的源头[54]。

注解

  1. ↑ 绝对星等 MV可以由视星等mV 和距离 d 使用下面的公式计算出来（p为秒差距）：
  2. ↑ 使用下面的公式可以将视差转换为距离。D=距离（秒差距），p=视差（角秒）： 。参考误差传播文章可以知道如何从错误的讯息中计算推导出有价值的数据
  3. ↑ "A6"这一部分是光谱类型：A表明这是一颗白色的恒星，类似于天狼星和织女星，与太阳的黄色相异（光谱类型是G2V）[21]，" 6"的意义则是A型主序星从最热的A0细分至最冷的A9[22]。罗马数字V是亮度分类，表示它像太阳一样属于主序星，这一种恒星的能量来自于核心的氢所进行的核聚变反应。
  4. ↑ 重力加速度在以10为底的对数下采用CGS单位
  5. ↑ 可见光的亮度可以用下面公式计算：
  6. ↑ 天文学家可以借由距离乘上发现的角直径的弧度计算出实际的直径
  7. ↑ 此处i是恒星自转轴相对于视线的倾斜角
  8. ↑ 自转周期是利用下列的圆周运动公式计算而得：
  9. ↑ 天文学家根据维恩位移定律和8,052K的温度推断绘架座β的辐射波长峰值应该位于360奈米附近的紫外线区域[29]

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外部链接

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与地球距离与地球距离在60–65光年范围内的恒星系统（包括褐矮星恒星系统）
巨星
F III
K III
A V
（白）
  • 老人增四（62.9 ± 0.6光年；1颗恒星、1颗行星：b）
F
（黄-
白）
IV
V
G
（黄）
IV
V
K
（橙）
IV
V
  • GJ 4130（62.8 ± 1.1光年；2颗恒星、1颗行星：b）
  • Gliese 710（63.0 ± 1.8光年；1颗恒星）
  • HD 192263（64.9 ± 1.5光年；1颗恒星、1颗行星：b）
M V
（红矮星）
  • GJ 3634（64.5 ± 2.0光年；1颗恒星、1颗行星：b）
白矮星
DQ
  • WD 0806-661（63.0 ± 2.0光年；1颗恒星、1颗褐矮星）
褐矮星
L
T
左栏标出的是恒星系统中主要恒星的恒星类型。‡若考虑距离误差容限，恒星系统有可能在此范围外。
 粗体字突出的恒星系统为拥有至少一颗绝对星等在+8.5或以上的恒星的系统。斜体字突出的是有可能在此范围之外的恒星系统。

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