Beta målare

Beta Pictoris (β Pic, β Pictoris) är den näst ljusaste stjärnan i stjärnbilden Pictoris . Den ligger på ett avstånd av 63,4 ljusår från solsystemet , 1,75 gånger mer massiv och 8,7 gånger ljusare än solen. Beta Pictoris-systemet är mycket ungt, cirka 8-20 miljoner år gammalt [8] , även om det redan befinner sig i utvecklingsstadiet av en huvudsekvensstjärna [6] . Beta Pictoris är en del av den så kallade Beta Pictoris rörliga gruppen av stjärnor  - en sammanslutning av unga stjärnor som rör sig i samma riktning och har ungefär samma ålder [8] .

Beta Pictoris producerar mer infraröd strålning än andra stjärnor av sitt slag , vilket kan indikera ett överflöd av damm i stjärnans närhet. Noggranna observationer avslöjade en stor skiva av gas och damm runt stjärnan, vilket gjorde Beta Pictorus till den första stjärnan vars skräpskiva fotograferades. Förutom flera bälten av planetesimaler [10] och kometer [11] är förekomsten av planeter inuti skivan möjlig. Vissa tecken tyder på att bildningen av planeter fortsätter [12] . Man tror att den huvudsakliga källan till interstellära meteoroider i vårt solsystem är just fragmenteringsskivan nära Beta Pictor [13] .

Förekomsten av en planet i Beta Pictoris-systemet bekräftades genom direkt observation med hjälp av instrumenten från European Southern Observatory (ESO), vilket överensstämmer med tidigare förutsägelser. Planeten roterar i planet för den cirkumstellära skivan. Beta Pictoris b är den planet som ligger närmast sin moderstjärna som har fotograferats. Avståndet mellan planeten och stjärnan är ungefär lika med avståndet mellan vår sol och Saturnus [14] .

Plats och synlighet

Beta Pictoris är en stjärna i stjärnbilden på södra halvklotet av himlen Pictoris och är synlig väster om den ljusa stjärnan Canopus [15] . Stjärnans skenbara magnitud är 3,861 [1] , och under bra väderförhållanden är den synlig för blotta ögat, om detta inte förhindras av ljusföroreningar . Det är den näst ljusaste stjärnan i stjärnbilden, näst efter Alpha Pictoris med en skenbar magnitud på 3,30 [16] .

Avstånden till Beta Pictoris, såväl som till många andra stjärnor, erhölls med hjälp av Hipparcos-satelliten , som mätte deras trigonometriska parallaxer : små förändringar i en stjärnas uppenbara position när jorden rör sig runt solen. Parallaxmätningen av Beta Pictoris gav initialt ett värde på 51,87 millibågsekunder [ 17] , men senare, med ett mer noggrant tillvägagångssätt för systematiska fel, fann man ett förbättrat värde - 51,44 millibågsekunder [3] . Avståndet till Beta Pictoris uppskattas till 63,4 ljusår, med en felmarginal på 0,1 ljusår [18] [not 3] .

Hipparcos-satelliten mätte också Beta Painters egen rörelse : den rör sig österut med en hastighet av 4,65 millibågsekunder per år och norrut med en hastighet av 83,10 millibågsekunder per år [3] . Mätningar av dopplerskiftet i stjärnans spektrum gjorde det möjligt att fastställa att den rör sig bort från oss med en hastighet av cirka 20 km/s [2] . Flera andra stjärnor rör sig i ungefär samma riktning som Beta Pictoris och har troligen bildats nästan samtidigt i samma gasmoln: denna grupp kallas Beta Pictoris rörliga grupp av stjärnor [8] .

Fysiska egenskaper

Spektrum, ljusstyrka och variabilitet

Enligt mätningar gjorda av Nearby Stars-projektet tillhör Piktor Beta spektraltypen A6V [4] . Bokstaven A betyder att denna stjärna, liksom Sirius eller Vega , är vit, vilket skiljer den från vår gula Sol , som tillhör spektraltypen G [19] . Siffran 6 anger att stjärnan är någonstans mellan de hetaste klass A-stjärnorna (A0) och den kallaste (A9). Den romerska siffran V betecknar nivån av ljusstyrka och betyder att Beta Pictoris, liksom solen, är en huvudsekvensstjärna . Förbränning i sådana stjärnor stöds av den termonukleära reaktionen av väte i kärnorna.

Spektrumet visar att den effektiva temperaturen för Beta Pictorica är 7779 °C [4] , vilket är högre än solens (5505 °C [19] ). Spektralanalys indikerar också ett högt förhållande mellan halten av tunga grundämnen (som kallas "metaller" inom astronomi) och väte - högre än på vår stjärna. Detta förhållande, betecknat [M/H], beräknas som den tionde logaritmen av förhållandet mellan koncentrationerna av "metaller" i stjärnan och i solen, i fallet med Beta Pictoris [M/H] är lika med 0,05 [ 4] , och därmed är andelen metaller i stjärnan 12 % högre än motsvarande fraktion i solen [not 2] .

Genom att analysera spektrumet var det också möjligt att mäta tyngdaccelerationen på stjärnans yta. Det kännetecknas vanligtvis av värdet log g  - decimallogaritmen för gravitationsaccelerationen , uttryckt i CGS- enheter , det vill säga i cm/s². I fallet med Pictor's Beta log  g =4,15 [4] , vilket motsvarar 140 m/s² , vilket är ungefär två gånger mindre än på solens yta (274 m/s²) [19] .

Som en huvudsekvensstjärna i klass A har Beta Pictoris en större ljusstyrka än solen, eftersom dess skenbara magnitud på 3,861 på ett avstånd av 19,44 parsecs från solen motsvarar en absolut magnitud på 2,42, medan solen har en absolut magnitud på 4,83 [19] [20] [not 1] . Det betyder att stjärnans ljusstyrka är 9,2 gånger solens [not 4] . Om vi ​​tar hänsyn till hela strålningsspektrumet (den så kallade "bolometriska ljusstyrkan"), så är ljusstyrkan hos Beta Piktor 8,7 gånger större än den solenergiska [6] [21] .

Många stjärnor av spektraltyp A i huvudsekvensen är i regionen av Hertzsprung-Russell-diagrammet , som kallas remsan av instabilitet , som upptas av pulserande variabla stjärnor . 2003 avslöjade fotometrisk övervakning av stjärnan fluktuationer i stjärnans ljusstyrka på nivån 1-2 tusendelar med en frekvens mellan 30 och 40 minuter [22] . Mätningar av den radiella accelerationen av Beta Pictoris avslöjade också variabilitet: pulsationer hittades vid två olika frekvenser, 30,4 och 36,9 minuter [23] . Således kan Beta Pictoris klassificeras som en variabel stjärna av typen Delta Scuti .

Massa, radie och rotation

Massan av Beta Pictoris bestämdes med hjälp av en modell av stjärnutveckling som tillämpades på stjärnans observerade egenskaper. Som ett resultat fann man att stjärnans massa är mellan 1,7 och 1,8 solmassor [6] . Stjärnans vinkelstorlek mättes med interfometri med VLT -komplexet och visade sig vara 0,84 millisekunders båge [7] . Eftersom stjärnan befinner sig på ett avstånd av 63,4 ljusår, med denna vinkelstorlek, är dess radie 1,8 solradier [not 5] .

Rotationshastigheten för Beta Pictoris, enligt mätningar, är minst 130 km/s [9] . Eftersom detta värde erhölls med hjälp av mätningar av radiella hastigheter , är detta endast den nedre gränsen för den verkliga hastigheten v , eftersom värdet v sin ( i ) faktiskt mäts, där i  är lutningen av stjärnans rotationsaxel i förhållande till linjen koppla den till betraktaren. Om vi ​​antar att Beta Pictoris är synlig från jorden i dess ekvatorialplan (detta är rimligt, eftersom den cirkumstellära skivan är synlig för oss kant-på), så är rotationsperioden ungefär lika med 16 timmar, det vill säga mycket kortare än solens rotationsperiod (609,12 timmar [ 19] ) [not 6] .

Ålder och bildning

Närvaron av en betydande mängd damm nära stjärnan [24] betyder att stjärnsystemet är relativt ungt. Detta orsakade en tvist om huruvida stjärnan tillhör huvudsekvensen eller ännu inte kommit in i den [25] Men när Hipparcos-uppdraget beräknade avståndet till stjärnan visade det sig att Beta Pictoris ligger längre från solen än tidigare tänkt, och är därför mer lysande än förväntat. När resultaten av Hipparcos togs i beaktande visade det sig att åldern för Beta Piktor är nära nollåldern för huvudsekvensen och därför tillhör hon fortfarande denna sekvens [6] . Analys av Beta Pictoris och andra medlemmar av Beta Pictors rörliga grupp av stjärnor tyder på att de är ungefär 12 miljoner år gamla [8] . Med tanke på felen kan åldern variera mellan 8 och 20 miljoner år [8] .

Beta Pictoris och dess grannar kan ha bildats nära Scorpio-Centaurus stjärnföreningen [26] . Kollapsen av gasmolnet som ledde till bildandet av Pictor Beta kan ha orsakats av stötvågen från en supernovaexplosion . Stjärnan som blev supernova var förmodligen en följeslagare till HIP 46950 , som nu är en "springande stjärna" som Barnard's Star . Genom att spåra HIP 46950:s väg in i det förflutna kan det antas att det var nära föreningen Scorpio-Centaurus för cirka 13 miljoner år sedan [26] .

Circumstellar miljö

Shard Disc

Ett överskott av infraröd strålning från Beta Pictoris märktes först av IRAS orbitalobservatorium 1983 [24] . Tillsammans med Vega , Fomalhaut och Epsilon Eridani var Beta Pictoris en av de första stjärnorna som sågs ha denna typ av överskott: de kallades "Vega-liknande" efter namnet på den första stjärnan av denna typ. Eftersom klass A-stjärnor som Beta Pictoris utstrålar det mesta av sin energi i det blå området av spektrumet [not 7] , indikerade detta överskott närvaron av kall materia i omloppsbana runt stjärnan, som strålar ut i den infraröda delen av spektrat och orsakar sådana ett överskott [24] . Hypotesen bekräftades 1984 när Beta Pictoris blev den första stjärnan som hade en optiskt fixerad cirkumstellär skiva [27] .

Fragmentskivan av Beta Pictoris är synlig för en observatör från jorden från en kant och är orienterad i rymden med en kant mot sydväst och den andra - mot nordost. Skivan är asymmetrisk: i nordostlig riktning observeras den på ett avstånd upp till 1835 AU. e. från stjärnan, och i sydvästra - upp till 1450 a. e. [28] Skivan roterar: dess nordöstra del rör sig bort från oss, och den sydvästra delen rör sig mot oss [29] .

I de yttre delarna av skivan, mellan 500 och 800 AU. Det vill säga att flera svaga ringar kan urskiljas: enligt en version bildades de som ett resultat av störningar från en stjärna som flög i närheten [30] . Enligt astrometriska data som erhållits av rymdfarkosten Hipparcos passerade den röda jätten Beta Dove på ett avstånd av två ljusår från Beta Pictorus för cirka 110 000 år sedan, men starkare störningar kan orsakas av passagen av Zeta Doradus på ett avstånd av cirka 3 ljus år för cirka 350 000 år sedan [31] . Datorsimuleringar indikerar dock ett längre nedslag och en långsammare hastighet för det störande föremålet än de för de nämnda stjärnorna, och det kan antas att ringarna skapades av någon följeslagningsstjärna från Beta Pictorus, som befann sig i en instabil bana. Modellering visar att en stjärna med en massa på 0,5 solmassa  , troligen en röd dvärg av spektraltyp M0V [28] [32] , kan vara en kandidat för rollen som en sådan följeslagare .

2006 avslöjade observationer av systemet med Hubble Advanced Survey Camera närvaron av en andra skiva i systemet, lutad 5° i förhållande till huvudskivan och sträcker sig 130 AU. e. från stjärnan [33] . Den andra skivan är också asymmetrisk: skivans sydvästra spets är mer krökt och mindre lutande i förhållande till huvudskivan än den nordöstra. De tekniska observationsförhållandena tillät inte upplösning av de primära och sekundära skivorna närmare än 80 AU. e. från Beta Pictoris, men förmodligen skär den sekundära skivan den huvudsakliga på ett avstånd av omkring 30 AU. e. från stjärnan [33] . Den sekundära skivan kunde ha bildats på grund av närvaron av en massiv planet med en lutande bana placerad i dess plan, som fångade en del av materien från huvudskivan [34] .

Observationer gjorda av NASA:s rymdfarkost FUSE avslöjade närvaron av ett överskott av kolrika gaser i Beta Pictoris-systemet [35] . Detta skulle sannolikt stabilisera systemet mot strålningstryck som annars skulle blåsa materia in i det interstellära rymden. [35] För tillfället finns det två hypoteser som förklarar överskottet av kol i systemet. Beta Painter-systemet kan vara i färd med att bilda exotiska kolplaneter , som, till skillnad från de jordliknande planeterna i solsystemet, är rika på kol snarare än syre [36] . Enligt en annan hypotes kan systemet befinna sig i en okänd bildningsfas, genom vilken vårt solsystem en gång passerade: i vårt system finns mycket kolrika meteoriter ( Enstatite chondrites ), som bara skulle kunna bildas i en kolrik miljö. Dessutom finns det en åsikt att Jupiter kunde ha bildats runt en kolrik planetkärna [36] .

Bälten av planetesimals

År 2003 visade observationer av det inre av Beta Pictoris-systemet med Keck II-teleskopet egenskaper som är karakteristiska för bälten eller ringar av materia. De upptäckta bältena ligger på ett avstånd av 14, 28, 52 och 82 AU. e. från stjärnan, och har olika lutningar i förhållande till huvudskivan [10] .

2004 avslöjade observationer närvaron av ett inre bälte av silikater på ett avstånd av cirka 6,4 AU. e. från stjärnan. Silikater hittades också på avstånd av 16 och 30 AU. e. Med hänsyn till den lilla mängden damm mellan 6,4 och 16 a. Det vill säga, detta kan tyda på att det finns en massiv planet i detta område [37] [38] .

Datorsimulering av en dammskiva på ett avstånd av 100 AU. e. från stjärnan antyder att stoftet i denna zon bildades i en serie kollisioner, vars början är förstörelsen av planetesimaler med radier på cirka 180 kilometer. Efter den första kollisionen fortsätter fragment av planetesimaler att kollidera - denna process kallas en "kollisionskaskad" ( engelska.  collisional cascade ). Liknande processer har registrerats i dammskivor runt Fomalhaut och AU-mikroskopet [39] .

Fallande och förångande kroppar

Det finns en stark korttidsvariation i spektrumet av Beta Pictoris, som från början sågs i de röda vingarna av flera spektrala absorptionslinjer . Denna variation tros vara orsakad av materia som faller på stjärnan [40] . Källan till denna materia tros vara små kometliknande föremål vars banor kommer så nära stjärnan att de börjar avdunsta. Detta antagande kallas modellen för "fallande och förångande kroppar" [ 11 ] .  Liknande förändringar i de blå vingarna av absorptionslinjer har också upptäckts, men de förekommer mer sällan: detta kan indikera närvaron av en andra grupp av objekt i en annan grupp av banor [41] . Detaljerade datorsimuleringar har fastställt att kropparna sannolikt inte kommer att bestå huvudsakligen av is, som kometer, men sannolikt har en kärna av en blandning av is och damm med en skorpa av eldfast material [42] . Det är möjligt att dessa objekt flyttades in i sina banor nära stjärnan av gravitationsstörningar från en planet med en liten excentricitet , belägen på ett avstånd av cirka 10 AU. e. från stjärnan [43] . Fallande och förångande kroppar kan också vara ansvariga för närvaron av gaser högt över planet för huvudfragmentskivan [44] .

Planetsystemet

Den 21 november 2008 rapporterades det att i samband med observationer som gjordes 2003 med hjälp av Very Large Telescope , hittades planeten Beta Pictorial b [45] nära stjärnan . Hösten 2009 bekräftades dessa observationer genom att observera planeten på andra sidan centralstjärnan. Förmodligen, om 15 år kommer planetens bana att spåras fullt ut [14] . Orbitalexcentriciteten överstiger inte 0,17. 2014 tog Gemini Planet Imager från Chiles Gemini-observatorium en bild av planet b [46] .

Den 19 augusti 2019 upptäcktes Beta Pictoris c [47] på ett avstånd av 2,7 AU. från föräldrastjärnan. Planeten β Pictorial c har en temperatur T = 1250 ± 50 K och en massa lika med 8,2 ± 0,8 Jupitermassor [48] . De första direkta bilderna av Beta Pictoris c togs med hjälp av GRAVITY-instrumentet, som samlade ljus från fyra VLT -teleskop [49] [50] .

Dopplermetoden , som har använts för att upptäcka många för närvarande kända exoplaneter, är inte väl lämpad för att studera spektraltyp A-stjärnor som Beta Pictoris, och stjärnans mycket unga ålder skapar ytterligare interferens. De begränsningar som hittills erhållits med denna metod utesluter existensen av en " het Jupiter "-planet som är mer massiv än två Jupitermassor , närmare än 0,05 AU. från en stjärna. En planet med en massa på mindre än 9 Jupitermassor, som kretsar runt på ett avstånd av cirka 1 AU, skulle inte heller kunna detekteras [12] [23] . Därför, för att upptäcka planeter i Beta Pictoris-systemet, letar astronomer efter spår av planeternas inflytande på det cirkumstellära mediet.

Det finns en rad indikationer som talar för att det finns en planet på ett avstånd av cirka 10 AU. från stjärnan: det dammfria området mellan planetesimalbälten mellan 6,4 och 16 AU, möjligen "rensas" av planeten [38] ; en planet på det avståndet skulle kunna förklara ursprunget till "fallande och förångande kroppar" [43] ; dessutom kan lutningen och deformationen av ringarna i den inre skivan också orsakas av att en massiv planet med en lutande bana förstör skivan [34] [51] .

Den observerade planeten kan inte förklara strukturen av planetesimalbälten på ett avstånd av cirka 30 och 52 AU. från en stjärna. Dessa bälten kan påverkas av planeter som ligger på ett avstånd av 25 och 44 AU, med massor av 0,5 respektive 0,1 Jupitermassor [12] . Ett sådant system av planeter, om det existerar, skulle vara nära 1:3:7 omloppsresonansen . Kanske ringarna i den yttre delen av huvudskivan på ett avstånd av 500-800 AU. (som redan har diskuterats ovan) är indirekt orsakade av dessa planeters inflytande [12] .

När det gäller den redan kända planeten observerades den på ett avstånd av 411 millisekunders båge från Beta Painter, vilket motsvarar ett avstånd på 8 AU. från en stjärna. Som jämförelse är radien för Jupiters och Saturnus banor  5,2 [52] och 9,5 AU. [53] respektive. Storleken på omloppsbanan mot observatören är okänd, så det angivna avståndet är en lägre uppskattning av storleken på denna omloppsbana. Planetära massuppskattningar beror på den teoretiska modellen för planetarisk evolution. Man tror att föremålet har en massa på cirka 8 Jupitermassor, dess temperatur är cirka 1400-1600 K, och för tillfället svalnar det fortfarande. Dessa uppskattningar är preliminära, eftersom modellen som används för att härleda dem ännu inte har testats på verkliga data från ett intervall som motsvarar planetens sannolika massa och ålder.

Det är möjligt att denna planets transitering över skivan av Beta Pictoris observerades så tidigt som i november 1981 [54] [55] . I det här fallet är det möjligt att ange dimensionerna för halvhuvudaxeln - 7,6-8,7 AU. och en omloppstid på 15,9–19,5 år. Objektets observerade radie under dess passage motsvarade 2–4 Jupiterradier, vilket är större än vad den teoretiska modellen antyder. Detta kan innebära att planeten, som kanske i fallet med Fomalhaut b , är omgiven av ett stort system av ringar eller en skiva där planetens satelliter bildas [55] .

År 2014 bestämdes rotationsperioden för β Pictorialis b först : en dag på den varar cirka 8 timmar [56] .

Rotationsaxeln för Beta Pictoris, liksom solen i solsystemet, visade sig vara nästan vinkelrät mot planetens omloppsbana och den protoplanetära skivan, och avviker från dem med endast 3-5° [57] .

Dammström

Observationer som gjordes 2000 av University of Canterbury ( Christchurch , Nya Zeeland ) avslöjade förekomsten av en dammström som kom från riktningen av Painter's Beta. Denna ström är förmodligen den huvudsakliga källan till interstellära meteoroider i vårt solsystem [13] . Dammpartiklarna i strömmen från Beta Pictoris är relativt stora, med radier större än 20 mikrometer , och, att döma av deras acceleration, lämnade de hemsystemet med en hastighet av cirka 25 km/s. Dessa partiklar kunde ha lämnat fragmentskivan under migrationen av jätteplaneter inuti skivan och indirekt vittna till förmån för bildandet av en analog till Oortmolnet i Beta Pictoris-systemet [58] . Numerisk modellering av dammutstötning från systemet visade att lätt tryck också kan vara inblandat i denna process , och fann att planeter mer än 1 AU bort. e. från stjärnan, kan inte direkt orsaka dammflödet [59] .

Se även

• Lista över stjärnor konstellation Målare
• The Moving Group of Stars Beta Painter

Anteckningar

1. ↑ 1 2 En stjärnas absoluta magnitud M V kan beräknas om dess skenbara magnitud m V och dess avstånd d är kända med hjälp av följande ekvation:
2. ↑ 1 2 Beräknat från [M/H]: relativ förekomst = 10 [M/H]
3. ↑ Parallax kan beräknas med följande ekvation:
4. ↑ Skenbar ljusstyrka kan beräknas som
5. ↑ En stjärnas linjära diameter kan hittas genom att multiplicera dess avstånd med dess vinkeldiameter i radianer .
6. ↑ Rotationsperioden kan beräknas med cirkulär rörelseekvation :
7. ↑ Baserat på Wiens förskjutningslag och en temperatur på 8052 K , har Beta Pictoris en maximal emission på 360 nanometer , det vill säga i det ultravioletta området av spektrumet.

1. ↑ 1 2 *beta Bild—Star . SIMBAD . Hämtad 6 september 2008. Arkiverad från originalet 13 april 2014. (obestämd)
2. ↑ 1 2 Gontcharov GA HIP 27321 . Pulkovo radiella hastigheter för 35493 HIP-stjärnor (2006). Hämtad 6 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
3. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. HIP 27321 . Hipparcos, den nya reduktionen (2007). Hämtad 6 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gray, RO et al. Bidrag till Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 inom 40 pc—The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132 , nr. 1 . - S. 161-170 . - doi : 10.1086/504637 . - . - arXiv : astro-ph/0603770 .
5. ↑ 1 2 Hoffleit D. och Warren Jr WH HR 2020 . Bright Star Catalogue, 5:e reviderade upplagan. (1991). Hämtad 6 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Crifo, F. et al. β Pictoris återbesökt av Hipparcos. Stjärnegenskaper  (engelska)  // Astronomi och astrofysik . - EDP Sciences , 1997. - Vol. 320 . -P.L29 -L32 . - .
7. ↑ 1 2 Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI Observationer av huvudsekvensstjärnor" . I AK Dupree och AO Benz. Handlingar av det 219:e symposiet för Internationella astronomiska unionen . IAUS 219: Stars as Suns: Activity, Evolution and Planets. Sydney, Australien: Astronomical Society of the Pacific. sid. 80 . Hämtad 2008-09-07 . Arkiverad 14 december 2019 på Wayback Machine
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zuckerman, B. et al. The β Pictoris Moving Group  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Vol. 562 , nr. 1 . -P.L87 - L90 . - doi : 10.1086/337968 . - .
9. ↑ 1 2 Royer F.; Zorec J. och Gomez AE HD 39060 . Rotationshastigheter för stjärnor av A-typ. III. Lista över 1541 stjärnor av B9- till F2-typ, med deras vsini-värde, spektraltyp, tillhörande undergrupp och klassificering (2007). Hämtad 7 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
10. ↑ 1 2 Wahhaj, Z. et al. The Inner Rings of β Pictoris  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 584 , nr. 1 . -P.L27 -L31 . - doi : 10.1086/346123 . - . - arXiv : astro-ph/0212081 .
11. ↑ 1 2 Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. och Lagrange-Henri, A. M. The Beta Pictoris circumstellar disc. X—Numeriska simuleringar av infallande förångande kroppar  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1990. - Vol. 236 , nr. 1 . - S. 202-216 . - .
12. ↑ 1 2 3 4 Freistetter, F.; Krivov, A. V. och Löhne, T. Planets of β Pictoris revisited  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2007. - Vol. 466 , nr. 1 . - s. 389-393 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066746 . - . — arXiv : astro-ph/0701526 .
13. ↑ 1 2 Baggaley, W. Jack. Advanced Meteor Orbit Radarobservationer av interstellära meteoroider   // J. Geophys . Res.  : journal. - 2000. - Vol. 105 , nr. A5 . - P. 10353-10362 . - doi : 10.1029/1999JA900383 . - .
14. ↑ 1 2 Exoplanet fångad på väg (länk ej tillgänglig) (10 juni 2010). Hämtad 10 juni 2010. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd) 
15. ↑ Kaler, Jim. Beta Pictoris . STJÄRNOR . Hämtad 8 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
16. ↑ Älskling, David. Pictor (förkortning Pic, gen. Pictoris) (inte tillgänglig länk) . The Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 8 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd) 
17. ↑ ESA. HIP 27321 . Hipparcos och Tycho-katalogerna (1997). Hämtad 7 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
18. ↑ Pogge, Richard. Föreläsning 5: Stjärnornas avstånd . Astronomi 162: Introduktion till stjärnor, galaxer och universum . Hämtad 8 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
19. ↑ 1 2 3 4 5 Sun-faktablad . NASA. Hämtad 7 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
20. ↑ Absolut magnitud . COSMOS—SAO Encyclopedia of Astronomy . Hämtad 8 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
21. ↑ Strobel, Nick. Magnitude System . Astronomianteckningar . Hämtad 8 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
22. ↑ Koen, C. δ Scutipulsations in β Pictoris // MNRAS . - 2003. - T. 341 , nr 4 . - S. 1385-1387 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x . - .
23. ↑ 1 2 Galland, F. et al. Extrasolära planeter och bruna dvärgar runt stjärnor av typ A–F. III. β Pictoris: letar efter planeter, hittar pulseringar  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2006. - Vol. 447 , nr. 1 . - s. 355-359 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054080 . - . — arXiv : astro-ph/0510424 .
24. ↑ 1 2 3 Croswell, Ken Planet Quest (engelska) . - Oxford University Press , 1999. - ISBN 0-19-288083-7 .
25. ↑ Lanz, Thierry; Heap, Sara R. och Hubeny, Ivan. HST/GHRS Observationer av beta Pictoris System: Grundläggande parametrar för systemets ålder  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1995. - Vol. 447 , nr. 1 . — P.L41 . - doi : 10.1086/309561 . - .
26. ↑ 1 2 Ortega, VG et al. Nya aspekter av bildandet av β Pictoris Moving Group  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 609 , nr. 1 . - S. 243-246 . - doi : 10.1086/420958 . - .
27. ↑ Smith, BA och Terrile, RJ En cirkumstellär skiva runt Beta Pictoris   // Science . - 1984. - Vol. 226 , nr. 4681 . - P. 1421-1424 . - doi : 10.1126/science.226.4681.1421 . - . — PMID 17788996 .
28. ↑ 1 2 Larwood, JD och Kalas, PG Nära stjärnmöten med planetesimala skivor: asymmetrins dynamik i β Pictoris-systemet  // MNRAS  :  journal. - 2001. - Vol. 323 , nr. 2 . - s. 402-416 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x . - . - arXiv : astro-ph/0011279 .
29. ↑ Olofsson, G.; Liseau, R. och Brandeker, A. Widespread Atomic Gas Emission Reveals the Rotation of the β Pictoris Disk  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 563 , nr. 1 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/338354 . - . — arXiv : astro-ph/0111206 .
30. ↑ Kalas, P.; Larwood, J.; Smith, BA och Schultz, A. Rings in the Planetesimal Disk of β Pictoris  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Vol. 530 , nr. 2 . -P.L133 - L137 . - doi : 10.1086/312494 . - . - arXiv : astro-ph/0001222 .
31. ↑ Kalas, Paul; Deltorn, Jean-Marc och Larwood, John. Stjärnmöten med β Pictoris Planetesimal System  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 553 , nr. 1 . - S. 410-420 . - doi : 10.1086/320632 . - . — arXiv : astro-ph/0101364 .
32. ↑ NASA (2000-01-15). Beta Pictoris Disk Döljer Giant Elliptical Ring System . Pressmeddelande . Arkiverad från originalet den 2 december 2008. Hämtad 2008-09-02 .
33. ↑ 1 2 Golimowski, D. A. et al. Hubble Space Telescope ACS Multiband Coronagraphic Imaging av skräpskivan runt β Pictoris  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 131 , nr. 6 . - P. 3109-3130 . - doi : 10.1086/503801 . - . - arXiv : astro-ph/0602292 .
34. ↑ 1 2 NASA (2006-06-27). Hubble avslöjar två dammskivor runt Star Beta Pictoris i närheten . Pressmeddelande . Arkiverad från originalet den 24 juli 2008. Hämtad 2008-09-02 .
35. ↑ 1 2 Roberge, Aki et al. Stabilisering av skivan runt β Pictoris med extremt kolrik gas  (engelska)  // Nature  : journal. - 2006. - Vol. 441 , nr. 7094 . - s. 724-726 . - doi : 10.1038/nature04832 . — . — arXiv : astro-ph/0604412 . — PMID 16760971 .
36. ↑ 1 2 NASA (2006-06-07). NASA:s säkring hittar spädbarns solsystem i kol . Pressmeddelande . Arkiverad från originalet 1 juli 2006. Hämtad 2006-07-03 .
37. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza et al. Ett tidigt extrasolärt planetsystem avslöjat av planetesimala bälten i β Pictoris  (engelska)  // Nature  : journal. - 2004. - Vol. 431 , nr. 7009 . - s. 660-663 . - doi : 10.1038/nature02948 . — . — PMID 15470420 .
38. ↑ 1 2 Burnham, Robert. Att skapa planeter på Beta Pictoris . Astronomy Magazine (2004). Hämtad 2 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
39. ↑ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro och Moore, Alex. Planetembryon och planetesimaler som finns i tunna skräpskivor  (engelska)  // MNRAS  : journal. - 2007. - Vol. 380 , nr. 4 . - P. 1642-1648 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12217.x . - .
40. ↑ Lagrange-Henri, A.M.; Vidal-Madjar, A. och Ferlet, R. Beta Pictoris circumstellar disk. VI - Bevis för material som faller på stjärnan  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 1988. - Vol. 190 . - s. 275-282 . - .
41. ↑ Crawford, IA; Beust, H. och Lagrange, A.-M. Detektion av en stark övergående blåskiftad absorptionskomponent i Beta Pictoris-skivan  (engelska)  // MNRAS  : journal. - 1998. - Vol. 294 , nr. 2 . -P.L31- L34 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01373.x . - .
42. ↑ Karmann, C.; Beust, H. och Klinger, J. Den fysikalisk-kemiska historien om Falling Evaporating Bodies kring beta Pictoris: undersöker närvaron av flyktiga ämnen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2001. - Vol. 372 , nr. 2 . - s. 616-626 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010528 . - .
43. ↑ 1 2 Thébault, P. och Beust, H. Fallande avdunstningskroppar i β Pictoris-systemet. Resonanspåfyllning och långvarig varaktighet av fenomenet  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2001. - Vol. 376 , nr. 2 . - s. 621-640 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010983 . - .
44. ↑ Beust, H. och Valiron, P. Gas med hög latitud i β Pictoris-systemet. Ett möjligt ursprung relaterat till fallande förångande kroppar  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2007. - Vol. 466 , nr. 1 . - S. 201-213 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053425 . - . - arXiv : astro-ph/0701241 .
45. ↑ ESO (2008-11-21). Beta Pictoris planeten äntligen avbildad? . Pressmeddelande . Hämtad 2008-11-22 .
46. ↑ Ny exoplanetjägare avbildar direkt Alien Worlds Discovery News.htm . Tillträdesdatum: 15 januari 2014. Arkiverad från originalet 9 januari 2014. (obestämd)
47. ↑ Astronomer upptäcker den andra exoplaneten i Beta Pictoris-systemet . livejournal.com. Hämtad 5 oktober 2019. Arkiverad från originalet 26 oktober 2020. (obestämd)
48. ↑ Direkt bekräftelse av planeten med radiell hastighet β Pictoris c . Hämtad 3 oktober 2020. Arkiverad från originalet 26 oktober 2020. (obestämd)
49. ↑ Första direkta bilder av exoplaneten Beta Pictoriala erhållna c , 3 oktober 2020
50. ↑ Avslöjar β Pictoris-systemet, kopplar högkontrastbilder, interferometrisk och radiell hastighetsdata . Hämtad 3 oktober 2020. Arkiverad från originalet 7 oktober 2020. (obestämd)
51. ↑ Mouillet, D.; Larwood, JD; Papaloizou, JCB och Lagrange, AM En planet på en lutande omloppsbana som en förklaring av varpen i Beta Pictoris-skivan  // MNRAS  :  journal. - 1997. - Vol. 292 . - P. 896-904 . - . - arXiv : astro-ph/9705100 .
52. ↑ Jupiter faktablad . NASA. Hämtad 10 juli 2009. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
53. ↑ Saturnus faktablad . NASA. Hämtad 10 juli 2009. Arkiverad från originalet 18 mars 2012. (obestämd)
54. ↑ Lecavelier des Etangs, A. et al. Beta Pictoris ljusvariationer. I. Planethypotesen  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1997. - Vol. 328 . - s. 311-320 . - .
55. ↑ 1 2 Lecavelier des Etangs, A. & Vidal-Madjar, A. (2009), Är Beta Pic b den transiterande planeten i november 1981? , arΧiv : 0903.1101 [astro-ph] , DOI 10.1051/0004-6361/200811528 . 
56. ↑ Beta Pictoris b: Forskare mäter exoplanets rotationshastighet för första gången . Sci-News.com (30 april 2014). Hämtad 5 maj 2014. Arkiverad från originalet 18 december 2014. (obestämd)
57. ↑ Spin-Orbit Alignment of the β Pictoris Planetary System Arkiverad 3 juli 2020 på Wayback Machine , 2020
58. ↑ Krivova, NA och Solanki, SK En ström av partiklar från β Pictoris-skivan: En möjlig utstötningsmekanism  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 402 , nr. 1 . - P.L5-L8 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030369 . - .
59. ↑ Krivov, A. V. et al. Mot förståelse av β Pictoris stoftström  // Astronomi och astrofysik  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 417 , nr. 1 . - s. 341-352 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034379 . - .

Länkar

•  The Circumstellar Disk Learning Site
• Beta Pictoris (inte tillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 11 oktober 2008. (obestämd) 
• Dr. David Jewitts sida på Beta Pic , 1997
• Beta Pictoris på SolStations webbplats
• ARICNS (inte tillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 9 juni 2007. (obestämd) 
• SEDS-post (inte tillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 9 december 2005. (obestämd) 
• Anteckningar för stjärnan Beta  Pictoris

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)