Beta Pictoris (β Pic / β Pictoris) est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation du Peintre. Elle est située à de notre Système solaire et est 1,75 fois plus massive et 8,7 plus lumineuse que notre Soleil. Le système de Beta Pictoris est très jeune, âgé seulement de 8 à 20 millions d'années bien qu'il soit déjà dans la séquence principale de son évolution stellaire.
Beta Pictoris est l'étoile principale du groupe mouvant de Beta Pictoris, une association stellaire de jeunes étoiles ayant le même âge et partageant un même mouvement à travers l'espace.
Planétésimaux et planètes Beta Pictoris montre une émission en excès d'infrarouge par rapport aux autres étoiles de son type, causé par de grandes quantités de poussière et de gaz (y compris du monoxyde de carbone) près de l'étoile. Des observations détaillées révèlent un large disque de poussière et de gaz autour de l'étoile, qui a été le premier disque de débris photographié de l'histoire. Outre la présence de plusieurs ceintures de planétésimaux et activités cométaires, des indices laissent penser que des planètes se sont formées dans ce disque et que le processus de formation planétaire puisse être toujours en cours. La matière du disque de débris de Beta Pictoris pourrait être la source dominante de météoroïdes interstellaires dans notre système solaire.
L'Observatoire européen austral (ESO) a confirmé en 2008, par la méthode de l'imagerie directe, la présence d'une planète orbitant dans le plan du disque de débris entourant l'étoile. Cette planète, Beta Pictoris b, est actuellement l'exoplanète la plus proche de son étoile jamais photographiée : sa séparation observée est à peu près équivalente à la distance entre Saturne et le Soleil. En 2019, la découverte d'une nouvelle planète, Beta Pictoris c, est annoncée. Elle est située à une distante qui serait équivalente à celle de la ceinture d'astéroïdes dans le système solaire, plus proche de l'étoile que ne l'est Beta Pictoris b ; contrairement à cette dernière, elle a été découverte indirectement par la méthode des vitesses radiales. En 2026, la découverte d'une troisième planète par imagerie directe, Beta Pictoris d, est annoncée.
Localisation et visibilité Beta Pictoris est une étoile de la constellation du Peintre, dans l'hémisphère Sud, à l'ouest de l'étoile brillante Canopus. Elle marquait traditionnellement la sonde du navire Argo, avant que cette constellation soit coupée en deux.
La distance nous séparant de Beta Pictoris a été trouvée en mesurant sa parallaxe trigonométrique, grâce au satellite Hipparcos : on note le léger décalage de sa position selon le déplacement de la Terre autour du Soleil. Beta Pictoris affiche ainsi une parallaxe de 51,87 milliarcsecondes, une valeur réévaluée postérieurement à 51,44 milliarcsecondes quand les données ont été réanalysées en prenant mieux en compte les erreurs systématiques. Notre distance à Beta Pictoris est donc de 63,4 années-lumière, avec une incertitude de 0,1 année-lumière.
Hipparcos a aussi mesuré le mouvement propre de Beta Pictoris : elle voyage vers l'est à une vitesse de 4,65 milliarcsecondes par an, et vers le nord à 83,10 milliarcsecondes par an. Les mesures de l'effet Doppler dans le spectre de l'étoile révèle qu'elle s'éloigne de nous à un rythme de . Plusieurs autres étoiles partagent le même mouvement à travers l'espace, et ont probablement été formées dans le même nuage de gaz au même moment : c'est le groupe mouvant de Beta Pictoris.
L'étoile a une magnitude apparente de 3,861 ; elle est donc visible à l’œil nu dans de bonnes conditions d'observation. C'est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation derrière Alpha Pictoris, qui a une magnitude apparente de 3,30.
Propriétés physiques Spectre, luminosité et variabilité Grâce aux mesures réalisées dans le cadre du projet Nearby Stars, Beta Pictoris a été classée étoile de type AV et a une température de , ce qui est plus chaud que les de notre Soleil. L'analyse du spectre révèle que l'étoile a un taux légèrement plus élevé d'éléments lourds, appelés métaux en astronomie. Son taux de métaux est 12% plus élevé que celui du Soleil.
L'analyse du spectre révèle également que la gravité de surface de Beta Pictoris vaut log(g)=4.15, soit . C'est environ la moitié de l'accélération gravitationnelle du Soleil ().
En tant qu'étoile de type A en séquence principale, Beta Pictoris est plus lumineuse que notre Soleil : sa magnitude apparente de 3,861 combinée à la distance de 19,77 parsecs donne une magnitude absolue de 2,42 (quand le Soleil a une magnitude absolue de 4,83). Cela correspond à une luminosité visuelle 9,2 fois plus grande que celle du Soleil. En prenant en compte l'intégralité du spectre de radiation de ces deux étoiles, Beta Pictoris est 8,7 fois plus lumineuse que le Soleil.
De nombreuses étoiles en séquence principale de type A se trouvent dans la région du diagramme de Hertzsprung–Russell appelée bande d'instabilité, occupée par des étoiles variables pulsantes. En 2003, une surveillance photométrique de l'étoile a révélé des variations de luminosité d'environ 1 à 2 millimagnitudes sur une fréquence de 30 à 40 minutes environ. L'étude de la vitesse radiale de Beta Pictoris a également révélé sa variabilité : il y a des pulsations sur deux fréquences, l'une à 30,4 minutes et l'autre à 36,9 minutes. L'étoile est donc classée comme étoile variable de type Delta Scuti.
Masse, rayon et rotation La masse de Beta Pictoris a été déterminée en utilisant les modèles d'évolution stellaire et en les adaptant aux propriétés observées de l'étoile. Cette méthode donne une masse stellaire entre 1,7 et 1,8 masse solaire.
Le diamètre angulaire de l'étoile a été mesuré par interférométrie avec le very Large Telescope, et vaut 0,84 milliarcsecondes. Cette valeur, combinée à la distance de 63,4 années-lumière, donne un rayon 1,8 fois supérieur à celui de notre Soleil.
La vitesse de rotation de Beta Pictoris est au moins de selon les mesures. Comme cette valeur est dérivée par la mesure de la vitesse radiale, c'est une limite inférieure à la véritable vitesse rotationnelle : le nombre mesuré est en réalité v sin (i), où i représente l'inclinaison de l'axe de rotation de l'étoile en ligne de mire. Si on considère que beta Pictoris est vue depuis la Terre dans son plan équatorial, on peut raisonnablement assumer que comme le disque circumstellaire est vu de la tranche, la période de rotation est de 16 heures environ – c'est significativement plus court que notre Soleil (609,12 heures).
Âge et formation vignette|Impression d'artiste de Beta Pictoris.
La présence d'une quantité significative de poussières autour de l'étoile implique que le système est jeune, et a suscité un débat pour savoir s'il avait déjà entamé sa séquence principale ou s'il était toujours une étoile de la pré-séquence principale. Cependant, la mesure de la distance de l'étoile par Hipparcos a révélé que Beta Pictoris était plus éloignée qu'on ne le pensait auparavant, et qu'elle était donc plus lumineuse. Une fois les données d'Hipparcos prises en compte, on a déterminé que Beta Pictoris était proche de la « séquence principale d'âge zéro », donc dans la séquence principale. L'analyse de Beta Pictoris et d'autres étoiles de son groupe mouvant suggère qu'elles sont âgées de 12 millions d'années environ. En prenant en compte l'incertitude, son âge peut aller de 8 à 20 millions d'années.
Beta Pictoris a pu se former près de l'association Scorpion-Centaure. L'effondrement du nuage de gaz qui a formé Beta Pictoris a pu être déclenché par l'onde de choc d'une supernova, et l'étoile devenue supernova a pu être une ancienne compagne de HIP 46950, désormais étoile fugitive. En retraçant le chemin de HIP 46950, on pense qu'elle était dans les environs de l'association Scorpion-Centaure il y a 13 millions d'années.
Environnement circumstellaire Disque de débris droite|vignette|redresse=1.33|Vue des disques de débris primaire et secondaire par le télescope spatial Hubble.
En 1983, le télescope spatial infrarouge IRAS a détecté chez Beta Pictoris un excès d'émission en infrarouge par rapport aux autres étoiles de son type. Avec Véga, Fomalhaut et Epsilon Eridani, c'était l'une des premières étoiles pour lesquelles un tel excès était détecté. Les étoiles de type A comme Beta Pictoris tendent à émettre des rayonnements du côté bleu du spectre, la découverte d'un excès de radiation en infrarouge impliquait la présence de matière froide (poussière et gaz) orbitant autour de l'étoile. Cette hypothèse a été vérifiée en 1984, quand le disque circumstellaire de Beta Pictoris a été imagé – une première historique.
Le disque de débris est vu par la tranche par les observateurs terriens, orienté selon un plan nord-est – sud-ouest. Le disque est asymétrique : il s'étend jusqu'à 1835 unités astronomiques (UA) du côté nord-est et 1450 UA seulement du côté sud-ouest. Il est en rotation : le côté au nord-est de l'étoile s'éloigne de nous tandis que celui au sud-ouest se rapproche.
Plusieurs anneaux elliptiques de matière ont été observés dans les régions externes du disque de débris, entre 500 et 800 UA. Ils ont pu se former après le passage d'une étoile à proximité, qui aurait dérangé le système. Les données astrométriques de la mission Hipparcos ont révélé que la géante rouge Beta Columbae est passée à moins de 2 années-lumière de Beta Pictoris il y a environ , mais une perturbation plus importante encore a pu être causée par Zeta Doradus, passée à une distance de 3 années-lumière il y a . Cependant, les simulations informatiques favorisent une vitesse plus restreinte pour l'astre perturbateur, suggérant ainsi que la responsable de la formation des anneaux puisse être une étoile compagne de Beta Pictoris, sur une orbite instable. Les simulations laissent entendre que ladite étoile ferait 0,5 masse solaire – une naine rouge de type MV.
vignette|400px|gauche|Processus de formation planétaire, incluant des exocomètes et d'autres planétésimaux, autour de Beta Pictoris (vue d'artiste NASA).
En 2006, la photographie du système par la caméra avancée pour la surveillance (ACS) du télescope spatial Hubble a révélé la présence d'un disque de poussière secondaire, incliné de 5° par rapport au disque principal et s'étendant jusqu'à 130 UA de l'étoile. Le disque secondaire est asymétrique : son extension sud-ouest est plus incurvée et moins inclinée que celle au nord-est. L'image de Hubble n'était pas assez bonne pour distinguer le disque primaire du secondaire à moins de 80 UA de Beta Pictoris, mais l'extension nord-est du disque de poussière semble former une intersection avec le disque primaire à environ 30 UA de l'étoile. Le disque secondaire a pu être produit par l'orbite inclinée d'une planète massive, qui aurait attiré de la matière du disque primaire pour la disposer dans sa propre orbite.
Des études réalisées avec le télescope ultraviolet FUSE de la NASA ont permis de découvrir que le disque de Beta Pictoris contient une extrême surabondance de gaz riche en carbone. Celui-ci aide à stabiliser le disque face à la pression de radiation, qui aurait, sans résistance, soufflé la matière dans l'espace interstellaire. Il existe aujourd'hui deux explications possibles à cette surabondance de carbone. Beta Pictoris pourrait être en train de former des planètes de carbone. Il est aussi envisageable qu'elle traverse une phase mal connue qui a pu se produire dans le développement primitif du système solaire, et qui a vu se produire des météorites riches en carbone, appelées chondrites à enstatite.
En 2011, le disque entourant Beta Pictoris est devenu le premier système planétaire à être imagé par un astronome amateur. Rolf Olsen, néo-zélandais, a immortalisé le disque avec un télescope de Newton et une webcam modifiée.
Ceintures planétésimales droite|vignette|La poussière environnant Beta Pictoris a pu être produite par des collisions de gros planétésimaux.