Beta maler

Beta Pictoris (β Pic, β Pictoris) er den næststørste stjerne i stjernebilledet Pictoris . Det er placeret i en afstand af 63,4 lysår fra solsystemet , 1,75 gange mere massivt og 8,7 gange lysere end Solen. Beta Pictoris-systemet er meget ungt, omkring 8-20 millioner år gammelt [8] , selvom det allerede er i udviklingsstadiet af en hovedsekvensstjerne [6] . Beta Pictoris er en del af den såkaldte Beta Pictoris bevægelige gruppe af stjerner  - en sammenslutning af unge stjerner , der bevæger sig i samme retning og har omtrent samme alder [8] .

Beta Pictoris producerer mere infrarød stråling end andre stjerner af sin type , hvilket kan indikere en overflod af støv i stjernens nærhed. Omhyggelige observationer afslørede en stor skive af gas og støv omkring stjernen, hvilket gjorde Beta Pictorus til den første stjerne, hvis affaldsskive blev fotograferet. Ud over flere bælter af planetesimaler [10] og kometer [11] er det muligt at eksistere planeter inde i skiven. Nogle tegn indikerer, at dannelsen af ​​planeter fortsætter [12] . Det menes, at hovedkilden til interstellare meteoroider i vores solsystem netop er fragmenteringsskiven nær Beta Pictor [13] .

Eksistensen af ​​en planet i Beta Pictoris-systemet blev bekræftet ved direkte observation ved hjælp af instrumenterne fra European Southern Observatory (ESO), hvilket er i overensstemmelse med tidligere forudsigelser. Planeten roterer i planet for den cirkumstellare skive. Beta Pictoris b er den nærmeste planet til sin moderstjerne, der er blevet fotograferet. Afstanden mellem planeten og stjernen er omtrent lig afstanden mellem vores Sol og Saturn [14] .

Placering og synlighed

Beta Pictoris er en stjerne i stjernebilledet på den sydlige halvkugle af himlen Pictoris og er synlig vest for den klare stjerne Canopus [15] . Stjernens tilsyneladende størrelsesorden er 3.861 [1] , og under gode vejrforhold er den synlig med det blotte øje, hvis dette ikke forhindres af lysforurening . Det er den næststørste stjerne i stjernebilledet, næst efter Alpha Pictoris med en tilsyneladende størrelsesorden på 3,30 [16] .

Afstandene til Beta Pictoris, såvel som til mange andre stjerner, blev opnået ved hjælp af Hipparcos-satellitten , som målte deres trigonometriske parallakser : små ændringer i en stjernes tilsyneladende position, når Jorden bevæger sig rundt om Solen. Parallaksemålingen af ​​Beta Pictoris gav oprindeligt en værdi på 51,87 millibuesekunder [ 17] , men senere, med en mere omhyggelig tilgang til systematiske fejl, blev der fundet en forbedret værdi - 51,44 millibuesekunder [3] . Afstanden til Beta Pictoris er estimeret til 63,4 lysår, med en fejlmargin på 0,1 lysår [18] [note 3] .

Hipparcos-satellitten målte også Beta Painters egen bevægelse : den bevæger sig mod øst med en hastighed på 4,65 millibuesekunder om året og nordpå med en hastighed på 83,10 millibuesekunder om året [3] . Målinger af Doppler-forskydningen i stjernens spektrum gjorde det muligt at fastslå, at den bevæger sig væk fra os med en hastighed på omkring 20 km/s [2] . Flere andre stjerner bevæger sig i nogenlunde samme retning som Beta Pictoris og er formentlig dannet næsten samtidigt i den samme gassky: denne gruppe kaldes Beta Pictoris bevægende gruppe af stjerner [8] .

Fysiske egenskaber

Spektrum, lysstyrke og variabilitet

Ifølge målinger foretaget af Nearby Stars-projektet tilhører Piktor Beta spektraltypen A6V [4] . Bogstavet A betyder, at denne stjerne ligesom Sirius eller Vega er hvid, hvilket adskiller den fra vores gule Sol , som tilhører spektraltypen G [19] . Tallet 6 angiver, at stjernen er et sted mellem de varmeste klasse A-stjerner (A0) og de koldeste (A9). Romertallet V angiver niveauet af lysstyrke og angiver, at Beta Pictoris ligesom Solen er en hovedsekvensstjerne . Forbrænding i sådanne stjerner understøttes af den termonukleære reaktion af brint i kernerne.

Spektret viser, at den effektive temperatur for Beta Pictorica er 7779 °C [4] , hvilket er højere end Solens (5505 °C [19] ). Spektralanalyse indikerer også et højt forhold mellem indholdet af tunge grundstoffer (kaldet "metaller" i astronomi) og brint - højere end på vores stjerne. Dette forhold, betegnet [M/H], er beregnet som den tiende logaritme af forholdet mellem koncentrationerne af "metaller" i stjernen og i Solen, i tilfælde af Beta Pictoris [M/H] er lig med 0,05 [ 4] , og dermed er fraktionen af ​​metaller i stjerne 12 % højere end den tilsvarende fraktion i Solen [note 2] .

Ved at analysere spektret var det også muligt at måle tyngdeaccelerationen på stjernens overflade. Det er normalt karakteriseret ved værdien log g  - decimallogaritmen for gravitationsaccelerationen udtrykt i CGS - enheder , det vil sige i cm/s². I tilfældet med Pictor's Beta log  g =4,15 [4] , hvilket svarer til 140 m/s² , hvilket er cirka to gange mindre end på Solens overflade (274 m/s²) [19] .

Som en klasse A hovedsekvensstjerne har Beta Pictoris en større lysstyrke end Solen, da dens tilsyneladende størrelse på 3,861 i en afstand af 19,44 parsec fra Solen svarer til en absolut størrelse på 2,42, mens Solen har en absolut størrelse på 4,83 [19] [20] [note 1] . Det betyder, at stjernens lysstyrke er 9,2 gange Solens [note 4] . Tager vi hele strålingsspektret i betragtning (den såkaldte "bolometriske lysstyrke"), så er lysstyrken af ​​Beta Piktor 8,7 gange større end solenergien [6] [21] .

Mange stjerner af spektral type A i hovedsekvensen er i området af Hertzsprung-Russell-diagrammet , kaldet striben af ​​ustabilitet , som er optaget af pulserende variable stjerner . I 2003 afslørede fotometrisk overvågning af stjernen fluktuationer i stjernens lysstyrke på niveauet 1-2 tusindedele med en frekvens mellem 30 og 40 minutter [22] . Målinger af den radiale acceleration af Beta Pictoris afslørede også variabilitet: pulsationer blev fundet ved to forskellige frekvenser, 30,4 og 36,9 minutter [23] . Beta Pictoris kan således klassificeres som en variabel stjerne af typen Delta Scuti .

Masse, radius og rotation

Massen af ​​Beta Pictoris blev bestemt ved hjælp af en model for stjerneudvikling anvendt på stjernens observerede karakteristika. Som et resultat fandt man ud af, at stjernens masse er mellem 1,7 og 1,8 solmasser [6] . Stjernens vinkelstørrelse blev målt ved interfometri ved hjælp af VLT -komplekset og viste sig at være 0,84 millisekunder bue [7] . Da stjernen er i en afstand på 63,4 lysår, med denne vinkelstørrelse, er dens radius 1,8 solradier [note 5] .

Rotationshastigheden for Beta Pictoris er ifølge målinger mindst 130 km/s [9] . Da denne værdi blev opnået ved hjælp af målinger af radiale hastigheder , er dette kun den nedre grænse for den sande hastighed v , da værdien v sin ( i ) faktisk måles, hvor i  er hældningen af ​​stjernens rotationsakse i forhold til linjen forbinder det med iagttageren. Hvis vi antager, at Beta Pictoris er synlig fra Jorden i dens ækvatorialplan (dette er sandsynligt, da den cirkumstellare skive er synlig for os kant-på), så er rotationsperioden omtrent lig med 16 timer, det vil sige meget kortere end solens rotationsperiode (609,12 timer [ 19] ) [note 6] .

Alder og dannelse

Tilstedeværelsen af ​​en betydelig mængde støv nær stjernen [24] betyder, at stjernesystemet er relativt ungt. Dette medførte en uenighed om, hvorvidt stjernen tilhører hovedsekvensen eller endnu ikke er kommet ind i den [25] Men da Hipparcos-missionen beregnede afstanden til stjernen, viste det sig, at Beta Pictoris er placeret længere fra Solen end tidligere. tænkte, og er derfor mere lysende end forventet. Da resultaterne af Hipparcos blev taget i betragtning, viste det sig, at Beta Piktors alder er tæt på nulalderen for hovedsekvensen, og derfor tilhører hun stadig denne sekvens [6] . Analyse af Beta Pictoris og andre medlemmer af Beta Pictors bevægende gruppe af stjerner tyder på, at de er cirka 12 millioner år gamle [8] . På grund af fejlene kan alderen variere mellem 8 og 20 millioner år [8] .

Beta Pictoris og dens naboer kan være dannet nær Scorpio-Centaurus stjernesammenslutningen [26] . Sammenbruddet af gasskyen, der førte til dannelsen af ​​Pictor Beta, kan være forårsaget af chokbølgen fra en supernovaeksplosion . Stjernen, der blev supernova, var sandsynligvis en følgesvend til HIP 46950 , som nu er en "løbsk stjerne" ligesom Barnard's Star . Når man sporer HIP 46950's vej ind i fortiden, kan det antages, at det for omkring 13 millioner år siden var nær Scorpio-Centaurus-foreningen [26] .

Circumstellar miljø

Shard Disc

Et overskud af infrarød stråling fra Beta Pictoris blev først bemærket af IRAS orbitalobservatoriet i 1983 [24] . Sammen med Vega , Fomalhaut og Epsilon Eridani var Beta Pictoris en af ​​de første stjerner, der blev set at have denne form for overskud: de blev kaldt "Vega-lignende" efter navnet på den første stjerne af denne type. Da klasse A-stjerner som Beta Pictoris udstråler det meste af deres energi i det blå område af spektret [note 7] , indikerede dette overskud tilstedeværelsen af ​​koldt stof i kredsløb om stjernen, som udstråler i den infrarøde del af spektret og forårsager sådanne et overskud [24] . Hypotesen blev bekræftet i 1984, da Beta Pictoris blev den første stjerne, der havde en optisk fikseret circumstellar disk [27] .

Fragmentskiven af ​​Beta Pictoris er synlig for en observatør fra Jorden fra en kant og er orienteret i rummet med den ene kant mod sydvest og den anden - mod nordøst. Skiven er asymmetrisk: i nordøstlig retning observeres den i en afstand op til 1835 AU. e. fra stjernen, og i det sydvestlige - op til 1450 a. e. [28] Skiven roterer: dens nordøstlige del bevæger sig væk fra os, og den sydvestlige del bevæger sig mod os [29] .

I de ydre områder af disken, mellem 500 og 800 AU. Det vil sige, at der kan skelnes mellem flere svage ringe: ifølge en version blev de dannet som et resultat af forstyrrelser fra en stjerne, der fløj i nærheden [30] . Ifølge astrometriske data opnået af Hipparcos-rumfartøjet passerede den røde kæmpe Beta Dove i en afstand af to lysår fra Beta Pictorus for cirka 110.000 år siden, men stærkere forstyrrelser kunne være forårsaget af passagen af ​​Zeta Doradus i en afstand af cirka 3 lys år for omkring 350.000 år siden [31] . Computersimuleringer indikerer dog et længere nedslag og en langsommere hastighed af det forstyrrende objekt end de nævnte stjerners, og det kan antages, at ringene er skabt af en eller anden ledsagerstjerne fra Beta Pictorus, som var i en ustabil bane. Modellering viser, at en stjerne med en masse på 0,5 solmasse  , sandsynligvis en rød dværg af spektraltype M0V [28] [32] , kan være en kandidat til rollen som en sådan følgesvend .

I 2006 afslørede observationer af systemet med Hubble Advanced Survey Camera tilstedeværelsen af ​​en anden disk i systemet, vippet 5° i forhold til hoveddisken og udvidede 130 AU. e. fra stjernen [33] . Den anden skive er også asymmetrisk: den sydvestlige spids af skiven er mere buet og mindre skrå i forhold til hovedskiven end den nordøstlige. De tekniske observationsbetingelser tillod ikke opløsning af de primære og sekundære diske tættere på end 80 AU. e. fra Beta Pictoris, men formodentlig skærer den sekundære disk med den vigtigste i en afstand af omkring 30 AU. e. fra stjernen [33] . Den sekundære skive kunne være blevet dannet på grund af tilstedeværelsen af ​​en massiv planet med en skrå bane placeret i dens plan, som fangede noget af stoffet fra hovedskiven [34] .

Observationer foretaget af NASAs FUSE - rumfartøj afslørede tilstedeværelsen af ​​et overskud af kulstofrige gasser i Beta Pictoris-systemet [35] . Dette ville sandsynligvis stabilisere systemet mod strålingstryk , der ellers ville blæse stof ind i det interstellare rum. [35] I øjeblikket er der to hypoteser, der forklarer overskuddet af kulstof i systemet. Beta Painter-systemet kan være i færd med at danne eksotiske kulstofplaneter , som i modsætning til de jordlignende planeter i solsystemet er rige på kulstof frem for ilt [36] . Ifølge en anden hypotese kan systemet befinde sig i en ukendt dannelsesfase, som vores solsystem engang passerede igennem: I vores system er der meget kulstofrige meteoritter ( Enstatite chondrites ), som kun kunne dannes i et kulstofrigt miljø. Derudover er der en opfattelse af, at Jupiter kunne være dannet omkring en kulstofrig planetkerne [36] .

Bælter af planetesimals

I 2003 viste observationer af det indre af Beta Pictoris-systemet med Keck II-teleskopet karakteristiske træk for bælter eller ringe af stof. De opdagede bælter ligger i en afstand af 14, 28, 52 og 82 AU. e. fra stjernen, og har forskellige hældninger i forhold til hovedskiven [10] .

I 2004 afslørede observationer tilstedeværelsen af ​​et indre bælte af silikater i en afstand på ca. 6,4 AU. e. fra stjernen. Silikater blev også fundet i afstande på 16 og 30 AU. e. Under hensyntagen til den lille mængde støv mellem 6,4 og 16 a. Det vil sige, at dette kan indikere eksistensen af ​​en massiv planet i dette område [37] [38] .

Computersimulering af en støvskive i en afstand på 100 AU. e. fra stjernen tyder på, at støvet i denne zone blev dannet i en række kollisioner, hvor begyndelsen er ødelæggelsen af ​​planetesimaler med radier på omkring 180 kilometer. Efter den indledende kollision fortsætter fragmenter af planetesimaler med at kollidere - denne proces kaldes en "kollisionskaskade" ( engelsk.  collisional cascade ). Lignende processer er blevet registreret i støvskiver omkring Fomalhaut og AU-mikroskopet [39] .

Faldende og fordampende kroppe

Der er en stærk korttidsvariabilitet i spektret af Beta Pictoris, som oprindeligt blev set i de røde vinger af flere spektrale absorptionslinjer . Denne variation menes at være forårsaget af stof, der falder ned på stjernen [40] . Kilden til dette stof menes at være små kometlignende objekter, hvis kredsløb kommer så tæt på stjernen, at de begynder at fordampe. Denne antagelse kaldes "faldende og fordampende kroppe" -modellen [ 11 ] .  Lignende ændringer i de blå vinger af absorptionslinjer er også blevet opdaget, men de forekommer sjældnere: dette kan indikere tilstedeværelsen af ​​en anden gruppe objekter i en anden gruppe af baner [41] . Detaljerede computersimuleringer har fastslået, at kroppene sandsynligvis ikke består hovedsageligt af is, ligesom kometer, men højst sandsynligt har en kerne af en blanding af is og støv med en skorpe af ildfast materiale [42] . Det er muligt, at disse objekter blev flyttet ind i deres kredsløb tæt på stjernen ved gravitationsforstyrrelser fra en planet med en lille excentricitet , beliggende i en afstand på omkring 10 AU. e. fra stjernen [43] . Faldende og fordampende legemer kan også være ansvarlige for tilstedeværelsen af ​​gasser højt over planet for hovedfragmentskiven [44] .

Planetsystem

Den 21. november 2008 blev det rapporteret, at i løbet af observationer foretaget i 2003 ved hjælp af Very Large Telescope blev planeten Beta Pictorial b [45] fundet nær stjernen . I efteråret 2009 blev disse observationer bekræftet ved at observere planeten på den anden side af den centrale stjerne. Sandsynligvis vil planetens kredsløb om 15 år være fuldt sporet [14] . Den orbitale excentricitet overstiger ikke 0,17. I 2014 tog Gemini Planet Imager fra Chiles Gemini Observatory et billede af planet b [46] .

Den 19. august 2019 blev Beta Pictoris c [47] opdaget i en afstand af 2,7 AU. fra forældrestjernen. Planet β Pictorial c har en temperatur T = 1250 ± 50 K og en masse lig med 8,2 ± 0,8 Jupiter-masser [48] . De første direkte billeder af Beta Pictoris c blev taget ved hjælp af GRAVITY-instrumentet, som opsamlede lys fra fire VLT -teleskoper [49] [50] .

Doppler-metoden , som er blevet brugt til at opdage mange i øjeblikket kendte exoplaneter, er ikke velegnet til at studere spektraltype A-stjerner såsom Beta Pictoris, og stjernens meget unge alder skaber yderligere interferens. De begrænsninger, der er opnået ved denne metode til dato, udelukker eksistensen af ​​en " varm Jupiter "-planet, der er mere massiv end to Jupiter-masser , nærmere end 0,05 AU. fra en stjerne. En planet med en masse på mindre end 9 Jupiter-masser, der kredser i en afstand på omkring 1 AU, ville heller ikke blive opdaget [12] [23] . For at opdage planeter i Beta Pictoris-systemet leder astronomer derfor efter spor af planeternes indflydelse på det cirkumstellare medium.

Der er en række indikationer til fordel for eksistensen af ​​en planet i en afstand på omkring 10 AU. fra stjernen: det støvfrie område mellem planetesimale bælter mellem 6,4 og 16 AU, muligvis "ryddet" af planeten [38] ; en planet på den afstand kunne forklare oprindelsen af ​​"faldende og fordampende kroppe" [43] ; desuden kan hældningen og deformationen af ​​ringene i den indre skive også være forårsaget af en massiv planet med en skrå bane, der ødelægger skiven [34] [51] .

Den observerede planet kan ikke forklare strukturen af ​​planetesimale bælter i en afstand på cirka 30 og 52 AU. fra en stjerne. Disse bælter kan påvirkes af planeter beliggende i en afstand af 25 og 44 AU, med masser på henholdsvis 0,5 og 0,1 Jupitermasser [12] . Et sådant system af planeter, hvis det eksisterer, ville være tæt på 1:3:7 orbital resonans . Måske ringene i den ydre del af hovedskiven i en afstand på 500-800 AU. (som allerede er blevet diskuteret ovenfor) er indirekte forårsaget af disse planeters indflydelse [12] .

Hvad angår den allerede kendte planet, blev den observeret i en afstand på 411 millisekunders bue fra Beta Painter, hvilket svarer til en afstand på 8 AU. fra en stjerne. Til sammenligning er radius af Jupiters og Saturns kredsløb  5,2 [52] og 9,5 AU. [53] hhv. Størrelsen af ​​kredsløbet mod observatøren er ukendt, så den angivne afstand er et lavere estimat af størrelsen af ​​denne bane. Estimater af planetmasse afhænger af den teoretiske model for planetarisk evolution. Det antages, at objektet har en masse på omkring 8 Jupiter-masser, dets temperatur er omkring 1400-1600 K, og i øjeblikket afkøles det stadig. Disse estimater er foreløbige, da den model, der blev brugt til at udlede dem, endnu ikke er blevet testet på reelle data fra et område svarende til planetens sandsynlige masse og alder.

Det er muligt, at denne planets transit hen over skiven af ​​Beta Pictoris blev observeret så tidligt som i november 1981 [54] [55] . I dette tilfælde er det muligt at specificere dimensionerne af semi-hovedaksen - 7,6-8,7 AU. og en omløbsperiode på 15,9-19,5 år. Objektets observerede radius under dets passage svarede til 2-4 Jupiter-radier, hvilket er større end den teoretiske model antyder. Det kan betyde, at planeten, som måske i tilfældet med Fomalhaut b , er omgivet af et stort system af ringe eller en skive, hvori planetens satellitter er dannet [55] .

I 2014 blev rotationsperioden for β Pictorialis b først bestemt : en dag på den varer omkring 8 timer [56] .

Rotationsaksen for Beta Pictoris viste sig ligesom Solen i solsystemet at være næsten vinkelret på dens planets kredsløb og den protoplanetariske skive, og afvigede fra dem med kun 3-5 ° [57] .

Støvstrøm

Observationer foretaget i 2000 af University of Canterbury ( Christchurch , New Zealand ) afslørede eksistensen af ​​en støvstrøm, der kommer fra retningen af ​​Painter's Beta. Denne strøm er sandsynligvis hovedkilden til interstellare meteoroider i vores solsystem [13] . Støvpartiklerne i strømmen fra Beta Pictoris er relativt store med radius større end 20 mikrometer , og at dømme efter deres acceleration forlod de hjemmesystemet med en hastighed på omkring 25 km/s. Disse partikler kunne have forladt fragmentskiven under migrationen af ​​gigantiske planeter inde i skiven og indirekte vidne til fordel for dannelsen af ​​en analog af Oort-skyen i Beta Pictoris-systemet [58] . Numerisk modellering af støvudstødning fra systemet viste, at lettryk også kan være involveret i denne proces , og fandt, at planeter mere end 1 AU væk. e. fra stjernen, kan ikke direkte forårsage støvstrømmen [59] .

Se også

• Liste over stjerner stjernebilledet Maler
• The Moving Group of Stars Beta Painter

Noter

1. ↑ 1 2 En stjernes absolutte størrelse M V kan beregnes, hvis dens tilsyneladende størrelse m V og dens afstand d er kendt , ved hjælp af følgende ligning:
2. ↑ 1 2 Beregnet ud fra [M/H]: relativ abundance = 10 [M/H]
3. ↑ Parallaxe kan beregnes ved hjælp af følgende ligning:
4. ↑ Tilsyneladende lysstyrke kan beregnes som
5. ↑ En stjernes lineære diameter kan findes ved at gange dens afstand med dens vinkeldiameter i radianer .
6. ↑ Rotationsperioden kan beregnes ved hjælp af cirkelbevægelsesligningen :
7. ↑ Baseret på Wiens forskydningslov og en temperatur på 8052 K , har Beta Pictoris en maksimal emission på 360 nanometer , det vil sige i det ultraviolette område af spektret.

1. ↑ 1 2 *bet Pic—Star . SIMBAD . Hentet 6. september 2008. Arkiveret fra originalen 13. april 2014. (ubestemt)
2. ↑ 1 2 Gontcharov GA HIP 27321 . Pulkovo radiale hastigheder for 35493 HIP-stjerner (2006). Hentet 6. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
3. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. HIP 27321 . Hipparcos, den nye reduktion (2007). Hentet 6. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gray, RO et al. Bidrag til Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 indenfor 40 pct.—The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132 , nr. 1 . - S. 161-170 . - doi : 10.1086/504637 . - . - arXiv : astro-ph/0603770 .
5. ↑ 1 2 Hoffleit D. og Warren Jr WH HR 2020 . Bright Star Catalogue, 5. reviderede udg. (1991). Hentet 6. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Crifo, F. et al. β Pictoris genbesøgt af Hipparcos. Stjerneegenskaber  (engelsk)  // Astronomi og astrofysik . - EDP Sciences , 1997. - Vol. 320 . - P.L29-L32 . - .
7. ↑ 1 2 Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI Observationer af hovedsekvensstjerner" . I AK Dupree og AO Benz. Proceedings af det 219. symposium i Den Internationale Astronomiske Union . IAUS 219: Stjerner som sole: aktivitet, evolution og planeter. Sydney, Australien: Astronomical Society of the Pacific. s. 80 . Hentet 2008-09-07 . Arkiveret 14. december 2019 på Wayback Machine
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zuckerman, B. et al. 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. og Gomez AE HD 39060 . Rotationshastigheder for stjerner af A-typen. III. Liste over de 1541 stjerner af B9- til F2-typen med deres vsini-værdi, spektraltype, tilhørende undergruppe og klassifikation (2007). Hentet 7. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
10. ↑ 1 2 Wahhaj, Z. et al. De indre ringe af 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. og Lagrange-Henri, A. M. Beta Pictoris circumstellar disk. X—Numeriske simuleringer af indfaldende fordampende legemer  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1990. - Vol. 236 , nr. 1 . - S. 202-216 . - .
12. ↑ 1 2 3 4 Freistetter, F.; Krivov, A. V. og Löhne, T. Planeter af 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. Avancerede Meteor Orbit Radarobservationer af interstellare meteoroider   // J. Geophys . Res.  : journal. - 2000. - Vol. 105 , nr. A5 . - P. 10353-10362 . - doi : 10.1029/1999JA900383 . - .
14. ↑ 1 2 Exoplanet Catught on the Move (link utilgængeligt) (10. juni 2010). Hentet 10. juni 2010. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt) 
15. ↑ Kaler, Jim. Beta Pictoris . STJERNER . Hentet 8. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
16. ↑ Skat, David. Pictor (abbr. Pic, gen. Pictoris) (utilgængeligt link) . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 8. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt) 
17. ↑ ESA. HIP 27321 . Hipparcos- og Tycho-katalogerne (1997). Hentet 7. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
18. ↑ Pogge, Richard. Foredrag 5: Stjernernes afstande . Astronomi 162: Introduktion til stjerner, galakser og universet . Hentet 8. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
19. ↑ 1 2 3 4 5 Sun-faktaark . NASA. Hentet 7. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
20. ↑ Absolut størrelse . COSMOS – SAO Encyclopedia of Astronomy . Hentet 8. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
21. ↑ Strobel, Nick. Magnitude system . Astronomi noter . Hentet 8. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
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. Ekstrasolare planeter og brune dværge omkring stjerner af typen A–F. III. β Pictoris: leder efter planeter, finder pulseringer  // 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 (engelsk) . - Oxford University Press , 1999. - ISBN 0-19-288083-7 .
25. ↑ Lanz, Thierry; Heap, Sara R. og Hubeny, Ivan. HST/GHRS Observationer af beta Pictoris System: Basic Parameters of the Age of the System  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1995. - Vol. 447 , nr. 1 . — P.L41 . - doi : 10.1086/309561 . - .
26. ↑ 1 2 Ortega, VG et al. Nye aspekter af dannelsen af ​​β Pictoris Moving Group  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 609 , nr. 1 . - S. 243-246 . - doi : 10.1086/420958 . - .
27. ↑ Smith, BA og Terrile, RJ En cirkumstellær skive omkring Beta Pictoris   // Science . - 1984. - Bd. 226 , nr. 4681 . - S. 1421-1424 . - doi : 10.1126/science.226.4681.1421 . - . — PMID 17788996 .
28. ↑ 1 2 Larwood, JD og Kalas, PG Nære stjernemøder med planetesimale skiver: asymmetriens dynamik i β Pictoris-systemet  // MNRAS  :  journal. - 2001. - Bd. 323 , nr. 2 . - S. 402-416 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x . - . - arXiv : astro-ph/0011279 .
29. ↑ Olofsson, G.; Liseau, R. og Brandeker, A. Udbredt atomgasemission afslører rotationen af ​​β Pictoris-skiven  //  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 og 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 og Larwood, John. Stjernemøder med β Pictoris Planetesimal System  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - 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 skjuler kæmpe elliptisk ringsystem . Pressemeddelelse . Arkiveret fra originalen 2. december 2008. Hentet 2008-09-02 .
33. ↑ 1 2 Golimowski, D. A. et al. Hubble Space Telescope ACS Multiband Coronagraphic Imaging af Debris Disk omkring β Pictoris  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 131 , nr. 6 . - S. 3109-3130 . - doi : 10.1086/503801 . - . - arXiv : astro-ph/0602292 .
34. ↑ 1 2 NASA (2006-06-27). Hubble afslører to støvdiske omkring nærliggende stjerne Beta Pictoris . Pressemeddelelse . Arkiveret fra originalen den 24. juli 2008. Hentet 2008-09-02 .
35. ↑ 1 2 Roberge, Aki et al. Stabilisering af skiven omkring β Pictoris med ekstremt kulstofrig gas  (engelsk)  // Nature  : journal. - 2006. - Bd. 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 sikring finder spædbørns solsystem oversvømmet i kulstof . Pressemeddelelse . Arkiveret fra originalen 1. juli 2006. Hentet 2006-07-03 .
37. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza et al. Et tidligt ekstrasolar planetsystem afsløret af planetesimale bælter i β Pictoris  (engelsk)  // Nature  : journal. - 2004. - Bd. 431 , nr. 7009 . - S. 660-663 . - doi : 10.1038/nature02948 . — . — PMID 15470420 .
38. ↑ 1 2 Burnham, Robert. At lave planeter hos Beta Pictoris . Astronomy Magazine (2004). Hentet 2. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
39. ↑ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro og Moore, Alex. Planetembryoner og planetesimaler, der bor i tynde affaldsskiver  (engelsk)  // MNRAS  : journal. - 2007. - Bd. 380 , nr. 4 . - S. 1642-1648 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12217.x . - .
40. ↑ Lagrange-Henri, A.M.; Vidal-Madjar, A. og Ferlet, R. Beta Pictoris circumstellar disk. VI - Beviser for materiale, der falder på stjernen  // Astronomi og astrofysik  : tidsskrift  . - EDP Sciences , 1988. - Vol. 190 . - S. 275-282 . - .
41. ↑ Crawford, IA; Beust, H. og Lagrange, A.-M. Påvisning af en stærk forbigående blåskiftet absorptionskomponent i Beta Pictoris-skiven  (engelsk)  // MNRAS  : journal. - 1998. - Bd. 294 , nr. 2 . -P.L31- L34 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01373.x . - .
42. ↑ Karmann, C.; Beust, H. og Klinger, J. Den fysisk-kemiske historie om faldende fordampende kroppe omkring beta Pictoris: undersøgelse af tilstedeværelsen af ​​flygtige stoffer  // 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. og Beust, H. Faldende fordampende legemer i β Pictoris-systemet. Resonansgenopfyldning og langvarig varighed af fænomenet  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2001. - Vol. 376 , nr. 2 . - S. 621-640 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010983 . - .
44. ↑ Beust, H. og Valiron, P. Gas med høj breddegrad i β Pictoris-systemet. En mulig oprindelse relateret til faldende fordampende legemer  // 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 planet endelig afbildet? . Pressemeddelelse . Hentet 2008-11-22 .
46. ↑ Ny Exoplanet Hunter billeder direkte Alien Worlds Discovery News.htm . Dato for adgang: 15. januar 2014. Arkiveret fra originalen 9. januar 2014. (ubestemt)
47. ↑ Astronomer opdager den anden exoplanet i Beta Pictoris-systemet . livejournal.com. Hentet 5. oktober 2019. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020. (ubestemt)
48. ↑ Direkte bekræftelse af planeten med radial hastighed β Pictoris c . Hentet 3. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020. (ubestemt)
49. ↑ Første direkte billeder af exoplaneten Beta Pictoriala opnået c , 3. oktober 2020
50. ↑ Afsløring af β Pictoris-systemet, kobling af højkontrastbilleddannelse, interferometriske og radiale hastighedsdata . Hentet 3. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 7. oktober 2020. (ubestemt)
51. ↑ Mouillet, D.; Larwood, JD; Papaloizou, JCB og Lagrange, AM En planet på en skrå bane som en forklaring på kædetråden i Beta Pictoris-skiven  // MNRAS  :  journal. - 1997. - Bd. 292 . - S. 896-904 . - . - arXiv : astro-ph/9705100 .
52. ↑ Jupiter-faktaark . NASA. Hentet 10. juli 2009. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
53. ↑ Saturn faktaark . NASA. Hentet 10. juli 2009. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012. (ubestemt)
54. ↑ Lecavelier des Etangs, A. et al. Beta Pictoris lysvariationer. I. Den planetariske hypotese  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1997. - Vol. 328 . - S. 311-320 . - .
55. ↑ 1 2 Lecavelier des Etangs, A. & Vidal-Madjar, A. (2009), Er Beta Pic b den transitplanet i november 1981? , arΧiv : 0903.1101 [astro-ph] , DOI 10.1051/0004-6361/200811528 . 
56. ↑ Beta Pictoris b: Forskere måler Exoplanets spinhastighed for første gang . Sci-News.com (30. april 2014). Hentet 5. maj 2014. Arkiveret fra originalen 18. december 2014. (ubestemt)
57. ↑ Spin-Orbit Alignment of the β Pictoris Planetary System Arkiveret 3. juli 2020 på Wayback Machine , 2020
58. ↑ Krivova, NA og Solanki, SK En strøm af partikler fra β Pictoris-skiven: En mulig udstødningsmekanisme  // 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. Mod forståelse af β Pictoris støvstrømmen  // Astronomi og astrofysik  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 417 , nr. 1 . - S. 341-352 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034379 . - .

Links

•  The Circumstellar Disk Learning Site
• Beta Pictoris (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 11. oktober 2008. (ubestemt) 
• Dr. David Jewitts side på Beta Pic , 1997
• Beta Pictoris på SolStations hjemmeside
• ARICNS (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 9. juni 2007. (ubestemt) 
• SEDS-indgang (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 9. december 2005. (ubestemt) 
• Noter til stjernen Beta  Pictoris

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online)