Beta Painter

Beta Pictoris (β Pic, β Pictoris) este a doua cea mai strălucitoare stea din constelația Pictoris . Este situat la o distanță de 63,4 ani lumină de sistemul solar , de 1,75 ori mai masiv și de 8,7 ori mai strălucitor decât Soarele. Sistemul Beta Pictoris este foarte tânăr, de aproximativ 8-20 de milioane de ani [8] , deși se află deja în stadiul evolutiv al unei stele de secvență principală [6] . Beta Pictoris face parte din așa-numitul grup de stele în mișcare Beta Pictoris  - o asociație de stele tinere care se mișcă în aceeași direcție și au aproximativ aceeași vârstă [8] .

Beta Pictoris produce mai multă radiație infraroșie decât alte stele de acest tip , ceea ce poate indica o abundență de praf în vecinătatea stelei. Observațiile atente au scos la iveală un disc mare de gaz și praf în jurul stelei, făcând din Beta Pictorus prima stea al cărei disc de resturi a fost fotografiat. Pe lângă câteva centuri de planetezimale [10] și comete [11] , existența planetelor în interiorul discului este posibilă. Unele semne indică faptul că formarea planetelor continuă [12] . Se crede că principala sursă de meteoriți interstelari din sistemul nostru solar este tocmai discul de fragmentare din apropierea Beta Pictor [13] .

Existența unei planete în sistemul Beta Pictoris a fost confirmată prin observare directă folosind instrumentele Observatorului European de Sud (ESO), ceea ce este în concordanță cu predicțiile anterioare. Planeta se rotește în planul discului circumstelar. Beta Pictoris b este cea mai apropiată planetă de steaua sa părinte care a fost fotografiată. Distanța dintre planetă și stea este aproximativ egală cu distanța dintre Soarele nostru și Saturn [14] .

Locație și vizibilitate

Beta Pictoris este o stea din constelația emisferei sudice a cerului Pictoris și este vizibilă la vest de stele strălucitoare Canopus [15] . Magnitudinea aparentă a stelei este de 3,861 [1] , iar în condiții meteorologice bune este vizibilă cu ochiul liber, dacă aceasta nu este împiedicată de poluarea luminoasă . Este a doua cea mai strălucitoare stea din constelație, a doua după Alpha Pictoris cu o magnitudine aparentă de 3,30 [16] .

Distanțele până la Beta Pictoris, precum și la multe alte stele, au fost obținute cu ajutorul satelitului Hipparcos , care le-a măsurat paralaxele trigonometrice : modificări ușoare ale poziției aparente a unei stele pe măsură ce Pământul se mișcă în jurul Soarelui. Măsurarea paralaxei lui Beta Pictoris a dat inițial o valoare de 51,87 milisecunde de arc [ 17] , dar ulterior, cu o abordare mai atentă a erorilor sistematice, a fost găsită o valoare îmbunătățită - 51,44 milisecunde de arc [3] . Distanța până la Beta Pictoris este estimată la 63,4 ani lumină, cu o marjă de eroare de 0,1 ani lumină [18] [nota 3] .

Satelitul Hipparcos a măsurat, de asemenea, mișcarea proprie a lui Beta Painter : se deplasează spre est cu o rată de 4,65 milisecunde de arc pe an și spre nord cu o rată de 83,10 milisecunde de arc pe an [3] . Măsurătorile deplasării Doppler în spectrul stelei au permis stabilirea faptului că aceasta se îndepărtează de noi cu o viteză de aproximativ 20 km/s [2] . Mai multe alte stele se mișcă aproximativ în aceeași direcție ca Beta Pictoris și probabil s-au format aproape simultan în același nor de gaz: acest grup este numit grupul de stele în mișcare Beta Pictoris [8] .

Caracteristici fizice

Spectrul, luminozitatea și variabilitatea

Conform măsurătorilor făcute de proiectul Nearby Stars, Piktor Beta aparține tipului spectral A6V [4] . Litera A înseamnă că, la fel ca Sirius sau Vega , această stea este albă, ceea ce o deosebește de Soarele nostru galben , care aparține tipului spectral G [19] . Cifra 6 indică faptul că steaua se află undeva între cele mai fierbinți stele din clasa A (A0) și cele mai reci (A9). Cifra romană V indică nivelul de luminozitate și înseamnă că, la fel ca Soarele, Beta Pictoris este o stea din secvența principală . Arderea în astfel de stele este susținută de reacția termonucleară a hidrogenului din nuclee.

Spectrul arată că temperatura efectivă a Beta Pictorica este de 7779 °C [4] , care este mai mare decât cea a Soarelui (5505 °C [19] ). Analiza spectrală indică, de asemenea, un raport ridicat între conținutul de elemente grele (numite „metale” în astronomie) și hidrogen – mai mare decât pe steaua noastră. Acest raport, notat [M/H], este calculat ca al zecelea logaritm al raportului dintre concentrațiile de „metale” din stea și din Soare, în cazul Beta Pictoris [M/H] este egal cu 0,05 [ 4] , și astfel fracția de metale din stea este cu 12% mai mare decât fracția corespunzătoare din Soare [nota 2] .

Prin analiza spectrului s-a putut măsura și accelerația gravitației pe suprafața stelei. Se caracterizează de obicei prin valoarea log g  - logaritmul zecimal al accelerației gravitaționale , exprimat în unități CGS , adică în cm/s². În cazul lui Pictor Beta log  g =4,15 [4] , care corespunde la 140 m/s² , care este de aproximativ două ori mai puțin decât pe suprafața Soarelui (274 m/s²) [19] .

Ca stea din secvența principală de clasă A, Beta Pictoris are o luminozitate mai mare decât Soarele, deoarece magnitudinea sa aparentă de 3,861 la o distanță de 19,44 parsec de Soare corespunde unei magnitudini absolute de 2,42, în timp ce Soarele are o magnitudine absolută de 4,83. [19] [20] [nota 1] . Aceasta înseamnă că luminozitatea stelei este de 9,2 ori mai mare decât a Soarelui [nota 4] . Dacă luăm în considerare întregul spectru de radiații (așa-numita „luminozitate bolometrică”), atunci luminozitatea lui Beta Piktor este de 8,7 ori mai mare decât cea solară [6] [21] .

Multe stele de tip spectral A din secvența principală se află în regiunea diagramei Hertzsprung-Russell , numită bandă de instabilitate , care este ocupată de stele variabile pulsante . În 2003, monitorizarea fotometrică a stelei a relevat fluctuații ale luminozității stelei la nivelul de 1-2 miimi cu o frecvență între 30 și 40 de minute [22] . Măsurătorile accelerației radiale a Beta Pictoris au relevat și variabilitate: pulsațiile au fost găsite la două frecvențe diferite, 30,4 și 36,9 minute [23] . Astfel, Beta Pictoris poate fi clasificată ca o stea variabilă de tip Delta Scuti .

Masa, raza și rotația

Masa lui Beta Pictoris a fost determinată folosind un model de evoluție stelar aplicat caracteristicilor observate ale stelei. Ca urmare, s-a constatat că masa stelei este între 1,7 și 1,8 mase solare [6] . Dimensiunea unghiulară a stelei a fost măsurată prin interfometrie folosind complexul VLT și s-a dovedit a fi de 0,84 milisecunde de arc [7] . Deoarece steaua se află la o distanță de 63,4 ani lumină, cu această dimensiune unghiulară, raza ei este de 1,8 raze solare [nota 5] .

Viteza de rotație a lui Beta Pictoris, conform măsurătorilor, este de cel puțin 130 km/s [9] . Deoarece această valoare a fost obținută folosind măsurători ale vitezelor radiale , aceasta este doar limita inferioară a vitezei adevărate v , deoarece valoarea v sin ( i ) este de fapt măsurată, unde i  este înclinarea axei de rotație a stelei față de linie. legând-o cu observatorul. Dacă presupunem că Beta Pictoris este vizibil de pe Pământ în planul său ecuatorial (acest lucru este plauzibil, deoarece discul circumstelar este vizibil pentru noi), atunci perioada de rotație este aproximativ egală cu 16 ore, adică mult mai scurtă decât perioada de rotație a Soarelui (609,12 ore [ 19] ) [nota 6] .

Vârsta și formația

Prezența unei cantități semnificative de praf în apropierea stelei [24] înseamnă că sistemul stelar este relativ tânăr. Acest lucru a provocat o dispută dacă steaua aparține secvenței principale sau nu a intrat încă în ea [25] Cu toate acestea, când misiunea Hipparcos a calculat distanța până la stea, s-a dovedit că Beta Pictoris este situată mai departe de Soare decât anterior. gândit și, prin urmare, este mai luminos decât se aștepta. Când au fost luate în considerare rezultatele lui Hipparcos, s-a dovedit că vârsta lui Beta Piktor este aproape de vârsta zero a secvenței principale și, astfel, ea încă aparține acestei secvențe [6] . Analiza Beta Pictoris și a altor membri ai grupului de stele în mișcare Beta Pictori sugerează că acestea au aproximativ 12 milioane de ani [8] . Având în vedere erorile, vârsta poate varia între 8 și 20 de milioane de ani [8] .

Beta Pictoris și vecinii săi s-ar fi putut forma în apropierea asociației stelare Scorpion-Centaurus [26] . Prăbușirea norului de gaz care a dus la formarea lui Pictor Beta ar fi putut fi cauzată de unda de șoc de la o explozie de supernovă . Steaua care a devenit supernovă a fost probabil un însoțitor al lui HIP 46950 , care acum este o „stea fugitivă” precum Steaua lui Barnard . Urmărind calea lui HIP 46950 în trecut, se poate presupune că în urmă cu aproximativ 13 milioane de ani se afla lângă asociația Scorpion-Centaurus [26] .

Mediul circumstelar

Shard Disc

Un exces de radiație infraroșie de la Beta Pictoris a fost observat pentru prima dată de observatorul orbital IRAS în 1983 [24] . Alături de Vega , Fomalhaut și Epsilon Eridani , Beta Pictoris a fost una dintre primele vedete care au fost văzute cu acest tip de exces: au fost numite „asemănătoare cu Vega” după numele primei vedete de acest tip. Deoarece stelele de clasa A precum Beta Pictoris radiază cea mai mare parte a energiei lor în regiunea albastră a spectrului [nota 7] , acest exces a indicat prezența materiei reci pe orbită în jurul stelei, care radiază în partea infraroșie a spectrului și provoacă astfel de un exces [24] . Ipoteza a fost confirmată în 1984 când Beta Pictoris a devenit prima stea care a avut un disc circumstelar fixat optic [27] .

Discul fragment al lui Beta Pictoris este vizibil pentru un observator de pe Pământ dintr-o margine și este orientat în spațiu cu o margine spre sud-vest, iar cealaltă - spre nord-est. Discul este asimetric: în direcția nord-est se observă la o distanță de până la 1835 UA. e. din stea, iar în sud-vest - până în 1450 a. e. [28] Discul se rotește: partea sa de nord-est se îndepărtează de noi, iar partea de sud-vest se îndreaptă spre noi [29] .

În regiunile exterioare ale discului, între 500 și 800 UA. Adică, se pot distinge mai multe inele slabe: conform unei versiuni, acestea s-au format ca urmare a perturbărilor de la o stea care zboară în apropiere [30] . Conform datelor astrometrice obținute de sonda spațială Hipparcos, gigantul roșu Beta Dove a trecut la o distanță de doi ani lumină de Beta Pictorus cu aproximativ 110.000 de ani în urmă, dar perturbări mai puternice ar putea fi cauzate de trecerea lui Zeta Doradus la o distanță de aproximativ 3 lumini. ani în urmă cu aproximativ 350.000 de ani [31] . Cu toate acestea, simulările pe computer indică un impact mai lung și o viteză mai lentă a obiectului perturbator decât cele ale stelelor menționate și se poate presupune că inelele au fost create de o stea însoțitoare a lui Beta Pictorus, care se afla pe o orbită instabilă. Modelarea arată că o stea cu o masă de 0,5 masă solară  , probabil o pitică roșie de tip spectral M0V [28] [32] , poate fi candidată pentru rolul unui astfel de însoțitor .

În 2006, observațiile sistemului cu Hubble Advanced Survey Camera au relevat prezența unui al doilea disc în sistem, înclinat la 5° față de discul principal și extinzându-se 130 UA. e. din stea [33] . Al doilea disc este, de asemenea, asimetric: vârful de sud-vest al discului este mai curbat și mai puțin înclinat față de discul principal decât cel de nord-est. Condițiile tehnice de observație nu au permis rezoluția discurilor primare și secundare mai aproape de 80 UA. e. din Beta Pictoris însă, probabil, discul secundar se intersectează cu cel principal la o distanță de aproximativ 30 UA. e. din stea [33] . Discul secundar ar fi putut fi format datorită prezenței unei planete masive cu o orbită înclinată situată în planul său, care a captat o parte din materie de pe discul principal [34] .

Observațiile făcute de sonda spațială FUSE a NASA au relevat prezența unui exces de gaze bogate în carbon în sistemul Beta Pictoris [35] . Acest lucru ar stabiliza probabil sistemul împotriva presiunii radiațiilor care altfel ar arunca materia în spațiul interstelar. [35] În acest moment, există două ipoteze care explică excesul de carbon din sistem. Sistemul Beta Painter poate fi în proces de formare a planetelor exotice de carbon , care, spre deosebire de planetele asemănătoare Pământului din Sistemul Solar, sunt bogate în carbon mai degrabă decât în ​​oxigen [36] . Potrivit unei alte ipoteze, sistemul se poate afla într-o fază necunoscută de formare, prin care a trecut cândva sistemul nostru solar: în sistemul nostru există meteoriți foarte bogati în carbon ( Enstatite chondrites ), care s-ar putea forma doar într-un mediu bogat în carbon. În plus, există o opinie că Jupiter s-ar fi putut forma în jurul unui nucleu planetar bogat în carbon [36] .

Centuri de planetezimale

În 2003, observațiile din interiorul sistemului Beta Pictoris cu telescopul Keck II au arătat trăsături caracteristice curelelor sau inelelor de materie. Centurile descoperite sunt situate la o distanță de 14, 28, 52 și 82 AU. e. de la stea, și au înclinări diferite față de discul principal [10] .

În 2004, observațiile au relevat prezența unei centuri interioare de silicați la o distanță de aproximativ 6,4 UA. e. din stea. Silicații au fost găsiți și la distanțe de 16 și 30 UA. e. Tinand cont de cantitatea mica de praf intre 6,4 si 16 a. Adică, acest lucru poate indica existența unei planete masive în această zonă [37] [38] .

Simularea pe computer a unui disc de praf la o distanță de 100 UA. e. din stea sugerează că în această zonă praful s-a format într-o serie de ciocniri, începutul cărora este distrugerea planetezimale cu raze de aproximativ 180 de kilometri. După ciocnirea inițială, fragmente de planetezimale continuă să se ciocnească - acest proces se numește „cascada de coliziune” ( în engleză.  cascadă de coliziune ). Procese similare au fost înregistrate pe discurile de praf din jurul Fomalhaut și al microscopului AU [39] .

Corpuri în cădere și evaporare

Există o variabilitate puternică pe perioadă scurtă în spectrul Beta Pictoris, care a fost observată inițial în aripile roșii ale mai multor linii de absorbție spectrală . Se crede că această variabilitate este cauzată de căderea materiei pe stea [40] . Se crede că sursa acestei materii sunt mici obiecte asemănătoare cometelor ale căror orbite se apropie atât de mult de stea încât încep să se evapore. Această ipoteză este numită modelul „corpurilor în cădere și evaporare” [ 11 ] .  Modificări similare în aripile albastre ale liniilor de absorbție au fost de asemenea detectate, dar ele apar mai rar: aceasta poate indica prezența unui al doilea grup de obiecte într-un grup diferit de orbite [41] . Simulări detaliate pe computer au stabilit că este puțin probabil ca corpurile să fie formate în principal din gheață, precum cometele, dar cel mai probabil au un miez dintr-un amestec de gheață și praf cu o crustă de material refractar [42] . Este posibil ca aceste obiecte să fi fost mutate pe orbitele lor aproape de stele prin perturbații gravitaționale de la o planetă cu o excentricitate mică , situată la o distanță de aproximativ 10 UA. e. din stea [43] . Corpurile în cădere și evaporarea pot fi, de asemenea, responsabile pentru prezența gazelor deasupra planului discului fragment principal [44] .

Sistem planetar

Pe 21 noiembrie 2008, s-a raportat că în cursul observațiilor făcute în 2003 cu ajutorul Very Large Telescope , planeta Beta Pictorial b [45] a fost găsită în apropierea stelei . În toamna lui 2009, aceste observații au fost confirmate prin observarea planetei de cealaltă parte a stelei centrale. Probabil, în 15 ani orbita planetei va fi pe deplin urmărită [14] . Excentricitatea orbitală nu depășește 0,17. În 2014, Gemini Planet Imager al Observatorului Gemini din Chile a realizat o imagine a planetei b [46] .

Pe 19 august 2019, Beta Pictoris c [47] a fost descoperită la o distanță de 2,7 UA. de la steaua părinte. Planeta β Pictural c are o temperatură T = 1250 ± 50 K și o masă egală cu 8,2 ± 0,8 mase Jupiterului [48] . Primele imagini directe ale Beta Pictoris c au fost obținute cu ajutorul instrumentului GRAVITY, care a colectat lumina de la patru telescoape VLT [49] [50] .

Metoda Doppler , care a fost folosită pentru a descoperi multe exoplanete cunoscute în prezent, nu este prea potrivită pentru studiul stelelor de tip spectral A, cum ar fi Beta Pictoris, iar vârsta foarte fragedă a stelei creează interferențe suplimentare. Limitările obținute prin această metodă până în prezent exclud existența unei planete „ Jupiter fierbinte ” mai masivă decât două mase Jupiter , mai aproape de 0,05 UA. dintr-o stea. O planetă cu o masă mai mică de 9 mase Jupiter, care orbitează la o distanță de aproximativ 1 UA, nu ar fi de asemenea detectată [12] [23] . Prin urmare, pentru a detecta planetele din sistemul Beta Pictoris, astronomii caută urme ale influenței planetelor asupra mediului circumstelar.

Există o serie de indicii în favoarea existenței unei planete la o distanță de aproximativ 10 UA. de la stea: regiunea fără praf dintre centurile planetezimale între 6,4 și 16 UA, posibil „șterbat” de planetă [38] ; o planetă aflată la acea distanţă ar putea explica originea „corpurilor în cădere şi evaporare” [43] ; în plus, înclinarea și deformarea inelelor din discul interior ar putea fi cauzate și de o planetă masivă cu o orbită înclinată care distruge discul [34] [51] .

Planeta observată nu poate explica structura centurilor planetezimale la o distanță de aproximativ 30 și 52 UA. dintr-o stea. Aceste centuri pot fi afectate de planete situate la o distanta de 25 si 44 UA, cu mase de 0,5 si respectiv 0,1 mase Jupiter [12] . Un astfel de sistem de planete, dacă ar exista, ar fi aproape de rezonanța orbitală 1:3:7 . Poate inelele din partea exterioară a discului principal la o distanță de 500-800 UA. (care au fost deja discutate mai sus) sunt cauzate indirect de influența acestor planete [12] .

În ceea ce privește planeta deja cunoscută, aceasta a fost observată la o distanță de 411 milisecunde de arc de Beta Painter, ceea ce corespunde unei distanțe de 8 UA. dintr-o stea. Pentru comparație, raza orbitelor lui Jupiter și Saturn  este de 5,2 [52] și 9,5 UA. [53] respectiv. Mărimea orbitei către observator este necunoscută, așa că distanța dată este o estimare mai mică a dimensiunii acestei orbite. Estimările masei planetare depind de modelul teoretic al evoluției planetare. Se crede că obiectul are o masă de aproximativ 8 mase Jupiter, temperatura sa este de aproximativ 1400-1600 K, iar în acest moment încă se răcește. Aceste estimări sunt preliminare, deoarece modelul utilizat pentru a le deriva nu a fost încă testat pe date reale dintr-un interval corespunzător masei și vârstei probabile a planetei.

Este posibil ca tranzitul acestei planete pe discul lui Beta Pictoris să fi fost observat încă din noiembrie 1981 [54] [55] . În acest caz, este posibil să se specifice dimensiunile semi-axei ​​majore - 7,6-8,7 AU. și o perioadă orbitală de 15,9–19,5 ani. Raza observată a obiectului în timpul trecerii sale a corespuns cu 2-4 raze Jupiter, care este mai mare decât sugerează modelul teoretic. Aceasta poate însemna că, la fel ca poate în cazul lui Fomalhaut b , planeta este înconjurată de un sistem mare de inele sau de un disc în care sunt formați sateliții planetei [55] .

În 2014, a fost determinată pentru prima dată perioada de rotație a lui β Pictorialis b : o zi pe ea durează aproximativ 8 ore [56] .

Axa de rotație a lui Beta Pictoris, ca și Soarele în Sistemul Solar, s-a dovedit a fi aproape perpendiculară pe orbita planetei sale și a discului protoplanetar, deviând de la acestea cu doar 3-5 ° [57] .

Flux de praf

Observațiile făcute în 2000 de către Universitatea din Canterbury ( Christchurch , Noua Zeelandă ) au relevat existența unui flux de praf venit din direcția Painter's Beta. Acest flux este probabil principala sursă de meteoroizi interstelari din sistemul nostru solar [13] . Particulele de praf din fluxul de la Beta Pictoris sunt relativ mari, cu raze mai mari de 20 de micrometri și, judecând după accelerația lor, au părăsit sistemul de acasă cu o viteză de aproximativ 25 km/s. Aceste particule ar fi putut părăsi discul fragment în timpul migrării planetelor gigantice în interiorul discului și ar fi putut mărturisi indirect în favoarea formării unui analog al Norului Oort în sistemul Beta Pictoris [58] . Modelarea numerică a ejectării prafului din sistem a arătat că presiunea ușoară poate fi, de asemenea, implicată în acest proces și a constatat că planetele aflate la mai mult de 1 UA distanță. e. din stea, nu poate cauza direct curgerea prafului [59] .

Vezi și

• Lista de constelații de stele Painter
• The Moving Group of Stars Beta Painter

Note

1. ↑ 1 2 Mărimea absolută M V a unei stele poate fi calculată dacă se cunosc magnitudinea sa aparentă m V și distanța d , folosind următoarea ecuație:
2. ↑ 1 2 Calculat din [M/H]: abundență relativă = 10 [M/H]
3. ↑ Paralaxa poate fi calculată folosind următoarea ecuație:
4. ↑ Luminozitatea aparentă poate fi calculată ca
5. ↑ Diametrul liniar al unei stele poate fi găsit prin înmulțirea distanței sale cu diametrul unghiular exprimat în radiani .
6. ↑ Perioada de rotație poate fi calculată folosind ecuația de mișcare circulară :
7. ↑ Pe baza legii deplasării lui Wien și a unei temperaturi de 8052 K , Beta Pictoris are o emisie maximă la 360 nanometri , adică în regiunea ultravioletă a spectrului.

1. ↑ 1 2 *pariu Pic—Star . SIMBAD . Consultat la 6 septembrie 2008. Arhivat din original la 13 aprilie 2014. (nedefinit)
2. ↑ 1 2 Gontcharov GA HIP 27321 . Viteze radiale Pulkovo pentru 35493 stele HIP (2006). Consultat la 6 septembrie 2008. Arhivat din original la 18 martie 2012. (nedefinit)
3. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. HIP 27321 . Hipparcos, noua reducere (2007). Consultat la 6 septembrie 2008. Arhivat din original la 18 martie 2012. (nedefinit)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gray, RO et al. Contribuții la proiectul Nearby Stars (NStars): Spectroscopy of Stars Before M0 within 40 pc—The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 132 , nr. 1 . - P. 161-170 . - doi : 10.1086/504637 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0603770 .
5. ↑ 1 2 Hoffleit D. și Warren Jr WH HR 2020 . Catalog Star Bright, Ed. a 5-a revizuită. (1991). Consultat la 6 septembrie 2008. Arhivat din original la 18 martie 2012. (nedefinit)
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Crifo, F. et al. β Pictoris revăzut de Hipparcos. Proprietăți stelelor  (engleză)  // Astronomie și astrofizică . - Științe EDP , 1997. - Vol. 320 . -P.L29- L32 . - Cod biblic .
7. ↑ 1 2 Kervella, P. (2003). „Observații VINCI/VLTI ale stelelor din secvența principală” . În AK Dupree și AO Benz. Actele celui de-al 219-lea simpozion al Uniunii Astronomice Internaționale . IAUS 219: Stelele ca sori: activitate, evoluție și planete. Sydney, Australia: Societatea Astronomică a Pacificului. p. 80 . Consultat 2008-09-07 . Arhivat pe 14 decembrie 2019 la Wayback Machine
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zuckerman, B. și colab. The β Pictoris Moving Group  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2001. - Vol. 562 , nr. 1 . -P.L87 - L90 . - doi : 10.1086/337968 . - Cod biblic .
9. ↑ 1 2 Royer F.; Zorec J. și Gomez AE HD 39060 . Vitezele de rotație ale stelelor de tip A. III. Lista celor 1541 de stele de tip B9 până la F2, cu valoarea lor vsini, tipul spectral, subgrupul asociat și clasificarea (2007). Consultat la 7 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit)
10. ↑ 1 2 Wahhaj, Z. și colab. Inelele interioare ale lui β Pictoris  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 584 , nr. 1 . -P.L27- L31 . - doi : 10.1086/346123 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0212081 .
11. ↑ 1 2 Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. și Lagrange-Henri, A. M. Discul circumstelar Beta Pictoris. X—Simulări numerice ale corpurilor care se evaporă incădere  (engleză)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - Științe EDP , 1990. - Vol. 236 , nr. 1 . - P. 202-216 . - .
12. ↑ 1 2 3 4 Freistetter, F.; Krivov, A. V. și Löhne, T. Planetele lui β Pictoris revăzute  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2007. - Vol. 466 , nr. 1 . - P. 389-393 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066746 . - . — arXiv : astro-ph/0701526 .
13. ↑ 1 2 Baggaley, W. Jack. Advanced Meteor Orbit Observații radar ale meteoroizilor interstelari   // J. Geophys . Res.  : jurnal. - 2000. - Vol. 105 , nr. A5 . - P. 10353-10362 . - doi : 10.1029/1999JA900383 . - Cod biblic .
14. ↑ 1 2 Exoplaneta prinsă în mișcare (link indisponibil) (10 iunie 2010). Preluat la 10 iunie 2010. Arhivat din original la 18 martie 2012. (nedefinit) 
15. ↑ Kaler, Jim. Beta Pictoris . STELE . Consultat la 8 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit)
16. ↑ Dragă, David. Pictor (abrev. Pic, gen. Pictoris) (link indisponibil) . Enciclopedia științei pe Internet . Consultat la 8 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit) 
17. ↑ ESA. HIP 27321 . Cataloagele Hipparcos și Tycho (1997). Consultat la 7 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit)
18. ↑ Pogge, Richard. Cursul 5: Distanțele stelelor . Astronomie 162: Introducere în stele, galaxii și univers . Consultat la 8 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit)
19. ↑ 1 2 3 4 5 Fișa informativă Sun . NASA. Consultat la 7 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit)
20. ↑ Magnitudine absolută . COSMOS—Enciclopedia SAO de Astronomie . Consultat la 8 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit)
21. ↑ Strobel, Nick. Sistemul de mărime . Note de astronomie . Consultat la 8 septembrie 2008. Arhivat din original pe 18 martie 2012. (nedefinit)
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 . - Cod .
23. ↑ 1 2 Galland, F. et al. Planete extrasolare și pitice maro în jurul stelelor de tip A–F. III. β Pictoris: căutarea planetelor, găsirea pulsațiilor  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - Științe EDP , 2006. - Vol. 447 , nr. 1 . - P. 355-359 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054080 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0510424 .
24. ↑ 1 2 3 Croswell, Ken Planet Quest (engleză) . - Oxford University Press , 1999. - ISBN 0-19-288083-7 .
25. ↑ Lanz, Thierry; Heap, Sara R. și Hubeny, Ivan. HST/GHRS Observații ale sistemului beta Pictoris: parametrii de bază ai epocii sistemului  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1995. - Vol. 447 , nr. 1 . — P.L41 . - doi : 10.1086/309561 . - Cod biblic .
26. ↑ 1 2 Ortega, VG et al. Noi aspecte ale formării grupului în mișcare β Pictoris  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2004. - Vol. 609 , nr. 1 . - P. 243-246 . - doi : 10.1086/420958 . - .
27. ↑ Smith, BA și Terrile, RJ Un disc circumstelar în jurul Beta Pictoris   // Știință . - 1984. - Vol. 226 , nr. 4681 . - P. 1421-1424 . - doi : 10.1126/science.226.4681.1421 . - Cod biblic . — PMID 17788996 .
28. ↑ 1 2 Larwood, JD și Kalas, PG Întâlniri stelare apropiate cu discuri planetezimale: dinamica asimetriei în sistemul β Pictoris  // MNRAS  :  jurnal. - 2001. - Vol. 323 , nr. 2 . - P. 402-416 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x . - Cod . - arXiv : astro-ph/0011279 .
29. ↑ Olofsson, G.; Liseau, R. și Brandeker, A. Emisia de gaze atomice pe scară largă dezvăluie rotația discului β Pictoris  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2001. - Vol. 563 , nr. 1 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/338354 . - . — arXiv : astro-ph/0111206 .
30. ↑ Kalas, P.; Larwood, J.; Smith, BA și Schultz, A. Rings in the Planetezimal Disk of β Pictoris  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2000. - Vol. 530 , nr. 2 . -P.L133 - L137 . - doi : 10.1086/312494 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0001222 .
31. ↑ Kalas, Paul; Deltorn, Jean-Marc și Larwood, John. Întâlniri stelare cu sistemul planetezimal β Pictoris  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2001. - Vol. 553 , nr. 1 . - P. 410-420 . - doi : 10.1086/320632 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0101364 .
32. ↑ NASA (15-01-2000). Beta Pictoris Disk ascunde sistemul de inele eliptice gigant . Comunicat de presă . Arhivat din original pe 2 decembrie 2008. Consultat 2008-09-02 .
33. ↑ 1 2 Golimowski, D. A. și colab. Telescopul spațial Hubble ACS Multiband Coronagraphic Imaging of the Debris Disk around β Pictoris  //  The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 131 , nr. 6 . - P. 3109-3130 . - doi : 10.1086/503801 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0602292 .
34. ↑ 1 2 NASA (27.06.2006). Hubble dezvăluie două discuri de praf în jurul stelei Beta Pictoris din apropiere . Comunicat de presă . Arhivat din original la 24 iulie 2008. Preluat 2008-09-02 .
35. ↑ 1 2 Roberge, Aki et al. Stabilizarea discului din jurul lui β Pictoris cu un gaz extrem de bogat în carbon  (engleză)  // Nature  : journal. - 2006. - Vol. 441 , nr. 7094 . - P. 724-726 . - doi : 10.1038/nature04832 . — . — arXiv : astro-ph/0604412 . — PMID 16760971 .
36. ↑ 1 2 NASA (07.06.2006). Fuse de la NASA găsește un sistem solar infantil îmbrăcat în carbon . Comunicat de presă . Arhivat din original la 1 iulie 2006. Preluat 2006-07-03 .
37. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza et al. Un sistem planetar extrasolar timpuriu dezvăluit de centurile planetezimale în β Pictoris  (engleză)  // Nature  : journal. - 2004. - Vol. 431 , nr. 7009 . - P. 660-663 . - doi : 10.1038/nature02948 . — . — PMID 15470420 .
38. ↑ 1 2 Burnham, Robert. Crearea planetelor la Beta Pictoris . Revista Astronomie (2004). Preluat la 2 septembrie 2008. Arhivat din original la 18 martie 2012. (nedefinit)
39. ↑ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro și Moore, Alex. Embrioni planetari și planetezimale care locuiesc în discuri subțiri de resturi  (engleză)  // MNRAS  : jurnal. - 2007. - Vol. 380 , nr. 4 . - P. 1642-1648 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12217.x . - Cod .
40. ↑ Lagrange-Henri, A.M.; Vidal-Madjar, A. și Ferlet, R. Discul circumstelar Beta Pictoris. VI - Dovezi pentru materialul căzut pe stele  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - EDP Sciences , 1988. - Vol. 190 . - P. 275-282 . - Cod biblic .
41. ↑ Crawford, IA; Beust, H. și Lagrange, A.-M. Detectarea unei componente puternice de absorbție tranzitorie deplasată în albastru în discul Beta Pictoris  (engleză)  // MNRAS  : jurnal. - 1998. - Vol. 294 , nr. 2 . -P.L31- L34 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01373.x . - Cod .
42. ↑ Karmann, C.; Beust, H. și Klinger, J. Istoria fizico-chimică a Corpurilor de evaporare în cădere în jurul beta Pictoris: investigarea prezenței volatilelor  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - Științe EDP , 2001. - Vol. 372 , nr. 2 . - P. 616-626 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010528 . - Cod biblic .
43. ↑ 1 2 Thébault, P. și Beust, H. Corpuri care se evaporă în cădere în sistemul β Pictoris. Reumplerea rezonanței și durata lungă a fenomenului  (engleză)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - Științe EDP , 2001. - Vol. 376 , nr. 2 . - P. 621-640 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010983 . - Cod biblic .
44. ↑ Beust, H. și Valiron, P. Gaz de mare latitudine în sistemul β Pictoris. O posibilă origine legată de căderea corpurilor care se evaporă  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - Științe EDP , 2007. - Vol. 466 , nr. 1 . - P. 201-213 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053425 . - . - arXiv : astro-ph/0701241 .
45. ↑ ESO (2008-11-21). Planeta Beta Pictoris a fost în sfârșit imaginea? . Comunicat de presă . Consultat 2008-11-22 .
46. ↑ New Exoplanet Hunter Direct Imagini Alien Worlds Discovery News.htm . Data accesului: 15 ianuarie 2014. Arhivat din original la 9 ianuarie 2014. (nedefinit)
47. ↑ Astronomii descoperă a doua exoplanetă în sistemul Beta Pictoris . livejournal.com. Consultat la 5 octombrie 2019. Arhivat din original la 26 octombrie 2020. (nedefinit)
48. ↑ Confirmarea directă a planetei cu viteză radială β Pictoris c . Preluat la 3 octombrie 2020. Arhivat din original la 26 octombrie 2020. (nedefinit)
49. ↑ Primele imagini directe ale exoplanetei Beta Pictoriala obținute c , 03 octombrie 2020
50. ↑ Dezvăluirea sistemului β Pictoris, cuplarea imaginilor cu contrast ridicat, interferometriei și a datelor de viteză radială . Preluat la 3 octombrie 2020. Arhivat din original pe 7 octombrie 2020. (nedefinit)
51. ↑ Mouillet, D.; Larwood, JD; Papaloizou, JCB și Lagrange, AM O planetă pe o orbită înclinată ca o explicație a warp-ului din discul Beta Pictoris  // MNRAS  :  jurnal. - 1997. - Vol. 292 . - P. 896-904 . - . - arXiv : astro-ph/9705100 .
52. ↑ Fișă informativă Jupiter . NASA. Consultat la 10 iulie 2009. Arhivat din original la 18 martie 2012. (nedefinit)
53. ↑ Fișă informativă Saturn . NASA. Consultat la 10 iulie 2009. Arhivat din original la 18 martie 2012. (nedefinit)
54. ↑ Lecavelier des Etangs, A. et al. Variații de lumină Beta Pictoris. I. Ipoteza planetară  (engleză)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - Științe EDP , 1997. - Vol. 328 . - P. 311-320 . - Cod biblic .
55. ↑ 1 2 Lecavelier des Etangs, A. & Vidal-Madjar, A. (2009), Is Beta Pic b the transiting planet of November 1981? , arΧiv : 0903.1101 [astro-ph] , DOI 10.1051/0004-6361/200811528 . 
56. ↑ Beta Pictoris b: Oamenii de știință măsoară pentru prima dată rata de rotație a exoplanetei . Sci-News.com (30 aprilie 2014). Consultat la 5 mai 2014. Arhivat din original la 18 decembrie 2014. (nedefinit)
57. ↑ Alinierea spin-orbită a sistemului planetar β Pictoris Arhivat 3 iulie 2020 la Wayback Machine , 2020
58. ↑ Krivova, NA și Solanki, SK Un flux de particule de pe discul β Pictoris: Un posibil mecanism de ejecție  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 402 , nr. 1 . - P.L5-L8 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030369 . - Cod biblic .
59. ↑ Krivov, A. V. și colab. Către înțelegerea fluxului de praf β Pictoris  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2004. - Vol. 417 , nr. 1 . - P. 341-352 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034379 . - .

Link -uri

•  Site- ul Circumstellar Disk Learning
• Beta Pictoris (link indisponibil) . Arhivat din original pe 11 octombrie 2008. (nedefinit) 
• Dr. Pagina lui David Jewitt pe Beta Pic , 1997
• Beta Pictoris pe site-ul web SolStation
• ARICNS (link indisponibil) . Arhivat din original pe 9 iunie 2007. (nedefinit) 
• Intrare SEDS (link indisponibil) . Arhivat din original pe 9 decembrie 2005. (nedefinit) 
• Note pentru starul Beta  Pictoris

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)