WikiDer > Beta Pictoris

Beta Pictoris
β Pictoris
Pictor constellation map.svg
Красный circle.svg
Расположение β Pictoris (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеPictor
Прямое восхождение05час 47м 17.1s[1]
Склонение−51° 03′ 59″[1]
Видимая величина (V)3.861[1]
Характеристики
Спектральный типA6V[2]
U − B индекс цвета0.10[3]
B − V индекс цвета0.17[3]
Тип переменнойПеременная Delta Scuti[4]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+20.0 ± 0.7[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: +4.65[6] мас/год
Декабрь: +83.10[6] мас/год
Параллакс (π)51.44 ± 0.12[6] мас
Расстояние63.4 ± 0.1 лы
(19.44 ± 0.05 ПК)
Абсолютная величина (MV)2.42[примечание 1]
подробности
Масса1.75[7] M☉
Радиус1.8[8] р☉
Яркость (болометрический)8.7[7] L☉
Поверхностная гравитация (журналг)4.15[2] cgs
Температура8052[2] K
Металличность112% солнечная[2][заметка 2]
Скорость вращения (v грехя)130[9] км / с
Возраст23±3[10] Myr
Прочие обозначения
ГДж 219, HR 2020, компакт диск −51°1620, HD 39060, GCTP 1339.00, SAO 234134, Бедра 27321
Ссылки на базы данных
SIMBADданные
ARICNSданные
Этот видеоролик основан на впечатлении художника от экзокомет, вращающихся вокруг звезды Beta Pictoris.

Beta Pictoris (сокращенно β Pictoris или β Рис) второй по яркости звезда в созвездие Pictor. Он расположен на 63.4 световых лет от Солнечная система, и в 1,75 раза массивнее и в 8,7 раза больше светящийся как солнце. Система Beta Pictoris очень молода, ей всего от 20 до 26 миллионов лет,[10] хотя это уже в главная последовательность этап его эволюция.[7] Beta Pictoris является титульным участником Движущаяся группа Beta Pictoris, ассоциация молодых звезд, которые совершают одинаковое движение в пространстве и имеют одинаковый возраст.[11]

В Европейская южная обсерватория (ESO) подтвердил наличие двух планет, Beta Pictoris b,[12] и Beta Pictoris c,[13] за счет использования прямые образы. Обе планеты вращаются в плоскости диска обломков, окружающего звезду. Beta Pictoris c в настоящее время является ближайшей внесолнечной планетой к своей звезде из когда-либо сфотографированных: наблюдаемое расстояние примерно такое же, как расстояние между планетами. пояс астероидов и Солнце.[13]

Beta Pictoris показывает превышение инфракрасного излучения[14] по сравнению с обычными звездами этого типа, что вызвано большим количеством пыли и газа (включая монооксид углерода)[15][16] возле звезды. Детальные наблюдения показывают большой диск из пыли и газа, вращающийся вокруг звезды, который был первым диск для мусора быть изображенным вокруг другой звезды.[17] Помимо наличия нескольких планетезимальный ремни[18] и кометный Мероприятия,[19] есть признаки того, что планеты сформировались внутри этого диска, и что процессы формирования планет могут все еще продолжаться.[20] Материал с диска обломков Beta Pictoris считается основным источником межзвездного космического пространства. метеороиды в Солнечной системе.[21]


Расположение и видимость

Beta Pictoris - звезда в южном созвездии Живописца, Мольберт, и находится западнее яркой звезды Канопус.[22] Он традиционно обозначил линию зондирования корабля. Арго Навис, до того, как созвездие было разделено.[23] У звезды есть видимая визуальная величина из 3.861,[1] так это видно невооруженным глазом хотя в хороших условиях световое загрязнение может привести к тому, что звезды менее 3-й величины будут слишком тусклыми, чтобы их можно было увидеть. Это второй по яркости в созвездии, уступая лишь Альфа Живописца, которая имеет видимую визуальную величину 3.30.[24]

Расстояние до Beta Pictoris и многих других звезд было измерено Hipparcos спутниковое. Это было сделано путем измерения его тригонометрический параллакс: небольшое смещение ее положения, наблюдаемое при движении Земли вокруг Солнца. Было обнаружено, что Beta Pictoris демонстрирует параллакс 51,87 миллисекунды,[25] значение, которое позже было изменено на 51,44 миллисекунды дуги, когда данные были повторно проанализированы с систематические ошибки более внимательно.[6] Таким образом, расстояние до Беты Живописца составляет 63,4 световых года, а неуверенность 0,1 светового года.[26][заметка 3]

Спутник Hipparcos также измерил правильное движение Beta Pictoris: он движется на восток со скоростью 4,65 миллисекунд в год и на север со скоростью 83,10 миллисекунды в год.[6] Измерения Доплеровский сдвиг звездного спектр показывает, что он удаляется от Земли со скоростью 20 км / с.[5] Несколько других звезд совершают то же движение в космосе, что и Beta Pictoris, и, вероятно, образовались из того же газового облака примерно в то же время: они составляют Движущаяся группа Beta Pictoris.[11]

Физические свойства

Спектр, светимость и переменность

Впечатление художника от планеты Beta Pictoris b[примечание 4]

Согласно измерениям, проведенным в рамках проекта «Ближайшие звезды», Beta Pictoris имеет спектральный класс из A6V[2] и имеет эффективная температура из 8 052K (7,779 ° C; 14,034 ° F),[2] что горячее, чем на Солнце 5,778 К (5,505 ° C; 9,941 ° F).[27] Анализ спектра показывает, что в звезде немного больше тяжелых элементов, которые называются металлы в астрономии к водороду, чем к Солнцу. Это значение выражается как количество [M / H], логарифм по основанию 10 отношения доли металла звезды к доле Солнца. В случае Beta Pictoris значение [M / H] составляет 0,05,[2] Это означает, что доля металла в звезде на 12% больше, чем в Солнце.[заметка 2]

Анализ спектра также может выявить поверхностная сила тяжести звезды. Обычно это выражается как журнал г, десятичный логарифм числа гравитационное ускорение приведены в Единицы CGS, в данном случае см / с². Beta Pictoris имеет журналг=4.15,[2] что подразумевает поверхностную гравитацию 140 м / с², что составляет примерно половину ускорения свободного падения на поверхности Солнца (274 м / с²).[27]

Как звезда главной последовательности А-типа, Бета Живописец ярче Солнца: сочетание видимой величины 3,861 и расстояния 19,44 парсека дает абсолютная величина 2,42, по сравнению с Солнцем, которое имеет абсолютную величину 4,83.[27][28][примечание 1] Это соответствует визуальной яркости в 9,2 раза большей, чем у Солнца.[примечание 5] Если принять во внимание весь спектр излучения Beta Pictoris и Солнца, Beta Pictoris окажется в 8,7 раз ярче, чем Солнце.[7][29]

Многие звезды главной последовательности спектрального класса А попадают в область Диаграмма Герцшпрунга – Рассела называется полоса нестабильности, который занят пульсирующим переменные звезды. В 2003 г. фотометрический Мониторинг звезды выявил вариации яркости около 1–2 миллиметров на частотах от 30 до 40 минут.[4] Исследования лучевой скорости Beta Pictoris также показывают изменчивость: есть пульсации в двух точках. частоты, один через 30,4 минуты и один через 36,9 минуты.[30] В результате звезда классифицируется как Переменная Delta Scuti.

Масса, радиус и вращение

Масса Beta Pictoris была определена с использованием моделей звездная эволюция и подогнать их под наблюдаемые свойства звезды. Этот метод дает звездную массу от 1,7 до 1,8 солнечные массы.[7] Звезды угловой диаметр был измерен с использованием интерферометрия с Очень большой телескоп и оказалось, что 0,84 миллисекунды дуги.[8] Если сложить это значение с расстоянием в 63,4 световых года, мы получим радиус в 1,8 раза больше, чем у Солнца.[примечание 6]

Скорость вращения Beta Pictoris составляет не менее 130 км / с.[9] Поскольку это значение получено путем измерения лучевые скорости, это нижний предел истинной скорости вращения: фактически измеренная величина v грех(я), где я представляет наклон звезды ось вращения к Поле зрения. Если предположить, что Beta Pictoris рассматривается с Земли в ее экваториальной плоскости, то это разумное предположение, поскольку околозвездный диск виден с ребра, период вращения можно рассчитать примерно как 16 часов, что значительно меньше, чем у Солнца (609,12 часа[27]).[примечание 7]

Возраст и образование

Впечатление художника о Beta Pictoris[примечание 8]

Наличие значительного количества пыли вокруг звезды[31] подразумевает молодой возраст системы и привел к спорам о том, присоединилась ли она к основной последовательности или все еще звезда до главной последовательности[32] Однако, когда расстояние до звезды было измерено Hipparcos, выяснилось, что Beta Pictoris находится дальше, чем предполагалось ранее, и, следовательно, была более яркой, чем предполагалось изначально. После учета результатов Hipparcos было обнаружено, что Beta Pictoris находится недалеко от главная последовательность нулевого возраста и в конце концов не была звездой до главной последовательности.[7] Анализ Beta Pictoris и других звезд в движущейся группе Beta Pictoris показал, что им около 12 миллионов лет.[11] Однако более поздние исследования показывают, что этот возраст примерно вдвое больше - от 20 до 26 миллионов лет.[33][10]

Beta Pictoris могла быть сформирована около Ассоциация Скорпион – Центавр.[34] Коллапс газового облака, который привел к образованию Beta Pictoris, мог быть вызван ударная волна из сверхновая звезда взрыв: звезда, которая превратилась в сверхновую, возможно, была бывшим спутником HIP 46950, который сейчас убегающая звезда. Если проследить путь HIP 46950 в обратном направлении, можно предположить, что он находился поблизости от Ассоциация Скорпион-Центавр около 13 миллионов лет назад.[34]

Околозвездная среда

Эрика Несволд и Марк Кучнер обсудить их суперкомпьютерное моделирование того, как Beta Pictoris b Планета превращает диск обломков Beta Pictoris в искривленную спиральную форму.

Диски для мусора

Изображение с космического телескопа Хаббла основного и вторичного дисков обломков

Превышение инфракрасный излучение от Beta Pictoris было обнаружено IRAS[35] космический корабль в 1983 году.[31] Вместе с Вега, Фомальгаут и Эпсилон Эридана, это была одна из первых четырех звезд, у которых был обнаружен такой избыток: эти звезды получили название «Вегоподобные» после открытия первой такой звезды. Поскольку звезды A-типа, такие как Beta Pictoris, имеют тенденцию излучать большую часть своей энергии в синем конце спектра,[примечание 9] это подразумевало наличие на орбите вокруг звезды холодного вещества, которое излучает инфракрасные волны и производит избыток.[31] Эта гипотеза была подтверждена в 1984 году, когда Beta Pictoris стала первой звездой, получившей свое околозвездный диск визуализируется оптически.[17] Данные IRAS (на микронных длинах волн): [12] = 2,68, [25] = 0,05, [60] = - 2,74 и [100] = - 3,41. Превышения цвета: E12 = 0,69, E25 = 3,35, E60 = 6,17 и E100 = 6,90.[14]

Диск обломков вокруг Beta Pictoris наблюдатели на Земле видят с ребра и ориентированы в направлении северо-восток-юго-запад. Диск асимметричный: в северо-восточном направлении наблюдался до 1835 г. астрономические единицы от звезды, в то время как в юго-западном направлении протяженность составляет 1450 а.е.[36] Диск вращается: часть к северо-востоку от звезды удаляется от Земли, а часть к юго-западу от диска движется к Земле.[37]

Несколько эллиптических колец из материала наблюдались во внешних областях диска обломков между 500 и 800 а.е.: они могли образоваться в результате разрушения системы проходящей звездой.[38] Астрометрический данные миссии Hipparcos показывают, что красный гигант звезда Бета Колумба прошел в пределах 2 световых лет от Беты Живописца около 110 000 лет назад, но более сильное возмущение могло быть вызвано Зета Дорадус, который прошел на расстоянии 3 световых лет около 350 000 лет назад.[39] Однако компьютерное моделирование способствует более низкой скорости встречи, чем любой из этих двух кандидатов, что предполагает, что звезда, ответственная за кольца, могла быть звездой-компаньоном Беты Живописца на нестабильной орбите. Моделирование предполагает наличие возмущающей звезды с массой 0,5 солнечные массы скорее всего виноваты конструкции. Такая звезда была бы красный карлик спектрального класса M0V.[36][40]

Различный формирование планеты процессы, в том числе экзокометы и другие планетезимали, около Beta Pictoris, очень молодой тип V звезда (НАСА концепция художника)

В 2006 году визуализация системы с Космический телескоп Хабблас Расширенная камера для обзоров выявил наличие вторичного пылевой диск наклонена под углом примерно 5 ° к основному диску и простирается от звезды на расстояние не менее 130 а.е.[41] Вторичный диск асимметричен: юго-западное продолжение более искривлено и менее наклонено, чем северо-восточное. Изображение было недостаточно хорошим, чтобы различить главный и вторичный диски в пределах 80 а.е. от Beta Pictoris, однако, согласно прогнозам, северо-восточное расширение пылевого диска пересечется с основным диском примерно в 30 а.е. от звезды.[41] Вторичный диск может быть создан массивной планетой на наклонной орбите, удаляющей материю из первичного диска и заставляющей его двигаться по орбите, выровненной с планетой.[42]

Исследования, проведенные с НАСА Спектроскопический исследователь дальнего ультрафиолета обнаружили, что диск вокруг Beta Pictoris содержит чрезмерное количество углерод-богатый газ.[43] Это помогает стабилизировать диск против радиационное давление которые в противном случае сдули бы материал в межзвездное пространство.[43] В настоящее время существует два предложенных объяснения происхождения избытка углерода. Beta Pictoris может находиться в процессе формирования экзотических богатые углеродом планеты, в отличие от планеты земной группы в Солнечной системе, которые богаты кислород вместо углерода.[44] С другой стороны, он может проходить через неизвестную фазу, которая также могла произойти на раннем этапе развития Солнечной системы: в Солнечной системе есть богатые углеродом метеориты, известные как энстатитовые хондриты, которые могли образоваться в богатой углеродом среде. Также было предложено, чтобы Юпитер могли образоваться вокруг богатого углеродом ядра.[44]

В 2011 году диск вокруг Beta Pictoris стал первым другим планетная система быть сфотографированным астроном-любитель. Рольф Олсен из Новая Зеландия захватил диск с 10-дюймовым Ньютоновский отражатель и модифицированный ВЭБ-камера.[45]

Планетарные пояса

Пыль вокруг Beta Pictoris может образоваться в результате столкновений больших планетезимали.

В 2003 году визуализация внутренней области системы Beta Pictoris с помощью Кек II телескоп показал наличие нескольких деталей, которые интерпретируются как пояса или кольца из материала. Ремни примерно 14, 28, 52 и 82 астрономические единицы от звезды были обнаружены, чередующиеся по наклону относительно основного диска.[18]

Наблюдения 2004 г. выявили наличие внутреннего пояса, содержащего силикат материал на расстоянии 6,4 а.е. от звезды. Силикатный материал был также обнаружен на расстоянии 16 и 30 а.е. от звезды, при этом недостаток пыли между 6,4 и 16 а.е., что свидетельствует о том, что в этой области может вращаться массивная планета.[46][47] Богатый магнием оливин также был обнаружен, поразительно похожий на обнаруженный в Солнечной системе кометы и отличается от оливина, обнаруженного в астероидах Солнечной системы.[48] Кристаллы оливина могут образовываться ближе, чем в 10 а.е. от звезды; поэтому они были доставлены на ленту после формирования, вероятно, радиальное смешение.[48]

Моделирование пылевого диска на расстоянии 100 а.е. от звезды предполагает, что пыль в этой области могла образоваться в результате серии столкновений, инициированных разрушением планетезимали с радиусами около 180 километров. После первоначального столкновения обломки подвергаются дальнейшим столкновениям в процессе, называемом каскадом столкновений. Подобные процессы были обнаружены в дисках мусора вокруг Фомальгаут и AU Microscopii.[49]

Падающие испаряющиеся тела

В спектр Beta Pictoris демонстрирует сильную краткосрочную изменчивость, которая впервые была замечена в красное смещение часть различных линий поглощения, что было интерпретировано как результат падения вещества на звезду.[50] Источник этого материала предполагалось быть небольшим. комета-подобные объекты на орбитах, которые приближают их к звезде, где они начинают испаряться, так называемая модель «падающих испаряющихся тел».[19] Переходный сине-смещенный События поглощения также были обнаружены, хотя и реже: они могут представлять вторую группу объектов на другом наборе орбит.[51] Детальное моделирование показывает, что падающие испаряющиеся тела вряд ли будут в основном ледяными, как кометы, но вместо этого, вероятно, состоят из смешанного пылевого и ледяного ядра с коркой огнеупорный материал.[52] Эти объекты могли быть выведены на свои звездные орбиты из-за гравитационного воздействия планеты в умеренном эксцентричный вращается вокруг Беты Живописца на расстоянии примерно 10 а.е. от звезды.[53] Падающие испаряющиеся тела также могут быть причиной присутствия газа, расположенного высоко над плоскостью основного диска мусора.[54] В исследовании 2019 года сообщалось о транзитных экзокометах с TESS. Углы имеют асимметричный характер и соответствуют моделям испаряющихся комет, пересекающих диск звезды. Кометы находятся в очень эксцентричный орбиты и непериодичны.[55]

Планетная система

Основные статьи: Beta Pictoris b и Beta Pictoris c
Движение Beta Pictoris b. Орбитальная плоскость видна сбоку; планета не движется к звезде.
Художественная визуализация системы Beta Pictoris, показывающая аккреционный диск и Beta Pictoris b и Beta Pictoris c.

21 ноября 2008 г. было объявлено, что инфракрасные наблюдения, сделанные в 2003 г. Очень большой телескоп выявил кандидата в планетные спутники звезды.[56]Осенью 2009 года планету успешно наблюдали по ту сторону родительской звезды, что подтвердило существование самой планеты и более ранние наблюдения. Считается, что через 15 лет можно будет зафиксировать всю орбиту планеты.[12]

В Европейская южная обсерватория подтвердил присутствие Beta Pictoris c 6 октября 2020 года с помощью прямые образы. Beta Pictoris c движется по орбите в плоскости диска обломков, окружающего звезду. Beta Pictoris c в настоящее время является ближайшей внесолнечной планетой к своей звезде из когда-либо сфотографированных: наблюдаемое расстояние примерно такое же, как расстояние между планетами. пояс астероидов и Солнце.[13][57]

Планетарная система Beta Pictoris
Компаньон
(по порядку от звезды)		МассаБольшая полуось
(AU)		Орбитальный период
(дней)		ЭксцентриситетНаклонРадиус
c9 MJ2.712000.24——
Внутренний пояс6.4 AU~89°—
б12+4
−3 MJ		9.2+0.4
−1.5		7890 ± 1000~0.189.01 + 0.36°1.65 рJ
вторичный диск130+ AU89 ± 1°—
основной диск16–1450/1835 AU89 ± 1°—

В метод лучевых скоростей не очень подходит для изучения звезд A-типа, таких как Beta Pictoris. Очень молодой возраст звезды делает шум еще хуже. Текущие ограничения, полученные с помощью этого метода, достаточны, чтобы исключить горячий Юпитерпланеты -типа массивнее 2 Массы Юпитера на расстоянии менее 0,05 а.е. от звезды. Для планет, вращающихся на орбите 1 а.е., планеты с массой менее 9 Юпитера не были бы обнаружены.[20][30] Поэтому, чтобы найти планеты в системе Beta Pictoris, астрономы ищут влияние, которое планета оказывает на околозвездную среду.

ESO изображение планеты возле Beta Pictoris

Множество доказательств предполагали существование массивной планеты, вращающейся на орбите в районе около 10 а.е. от звезды: свободный от пыли промежуток между планетезимальными поясами в 6,4 и 16 а.е. предполагает, что эта область очищается;[47] планета на таком расстоянии объяснила бы происхождение падающих испаряющихся тел,[53] а перекосы и наклонные кольца на внутреннем диске предполагают, что массивная планета на наклонной орбите разрушает диск.[42][58]

Beta Pictoris b в обоих удлинения

Наблюдаемая планета сама по себе не может объяснить структуру поясов планетезималей на расстоянии 30 а.е. и 52 а.е. от звезды. Эти пояса могут быть связаны с меньшими планетами в 25 и 44 а.е., с массой Юпитера около 0,5 и 0,1 соответственно.[20] Такая система планет, если она существует, была бы близка к соотношению 1: 3: 7. орбитальный резонанс. Возможно также, что кольца внешнего диска на 500–800 а.е. косвенно вызваны влиянием этих планет.[20]

Объект наблюдался на угловом расстоянии 411 миллисекунды от Beta Pictoris, что соответствует расстоянию в плоскости неба 8 а.е. Для сравнения, радиусы орбит планет Юпитер и Сатурн составляют 5,2 AU[59] и 9,5 AU[60] соответственно. Расстояние в радиальном направлении неизвестно, поэтому это нижний предел истинного расстояния. Оценки его массы зависят от теоретических моделей планетарной эволюции и предсказывают, что объект имеет массу около 8 Юпитера и все еще охлаждается с температурой от 1400 до 1600 К. Эти цифры идут с оговоркой, что модели еще не были протестированы. против реальных данных в вероятных диапазонах массы и возраста планеты.

Большая полуось 8–9 а.е., период обращения 17–21 год.[61] А "транзит-подобное событие »наблюдалось в ноябре 1981 г .;[62][63] это согласуется с этими оценками.[61] Если это подтверждается как истинный транзит, предполагаемый радиус транзитного объекта составляет 2–4 радиуса Юпитера, что больше, чем предсказывают теоретические модели. Это может указывать на то, что он окружен большим кольцевая система или диск, образующий луну.[63]

Подтверждение наличия второй планеты в системе Beta Pictoris было объявлено 6 октября 2020 года. Планета имеет температуру T = 1250 ± 50 K, динамическую массу M = 8,2 ± 0,8 МЮп и возраст 18,5 ± 2,5 млн лет.[13] Он имеет период обращения около 1200 дней (3,3 года) и большую полуось 2,7 а.е., что примерно в 3,5 раза ближе к родительской звезде, чем Beta Pictoris b.[64][57] Орбита Beta Pictoris c умеренно эксцентричный, с эксцентриситетом 0,24.[64][57]

Эта планета представляет данные, противоречащие текущим, по состоянию на 2020 год, моделям планетарное образование. β Pic c - это возраст, когда, по прогнозам, планетарные образования будут возникать из-за нестабильности диска. Однако планета вращается на расстоянии 2,7 а.е., что, согласно прогнозу, слишком близко для возникновения нестабильности диска. Низкая видимая звездная величина MK = 14.3 ± 0.1 предполагает, что она образовалась в результате аккреции ядра.[13]

Поток пыли

В 2000 г. наблюдения, выполненные с помощью комплекса Advanced Meteor Orbit Radar в г. Новая Зеландия обнаружил присутствие потока частиц, идущего со стороны Бета Живописца, который может быть основным источником межзвездных метеороидов в Солнечной системе.[21] Частицы в потоке пыли Beta Pictoris относительно большие, их радиус превышает 20 микрометры, и их скорости предполагают, что они должны были покинуть систему Beta Pictoris примерно со скоростью 25 км / с. Эти частицы могли быть выброшены из диска обломков Beta Pictoris в результате миграции планет газовых гигантов внутри диска и могут быть признаком того, что система Beta Pictoris формирует Облако Оорта.[65] Численное моделирование выброса пыли указывает на то, что радиационное давление также может быть причиной этого, и предполагает, что планеты дальше, чем примерно на 1 а.е. от звезды, не могут напрямую вызывать поток пыли.[66]

Смотрите также

Заметки

  1. ^ а б В абсолютная величина MV звезды можно рассчитать по ее видимой величине мV и расстояние d используя следующее уравнение:
  2. ^ а б Рассчитано по [M / H]: относительная численность = 10[M / H]
  3. ^ Параллакс можно преобразовать в расстояние с помощью уравнения: . См. Статью о распространение неопределенности для получения информации о том, как могут быть вычислены ошибки производных значений.
  4. ^ Впечатление художника о Beta Pictoris b см .:
    • "Впервые измерена продолжительность дня на экзопланете". Пресс-релиз ESO. Получено 2 мая 2014.
  5. ^ Визуальную яркость можно рассчитать по:
  6. ^ Физический диаметр можно найти, умножив расстояние на угловой диаметр в радианы.
  7. ^ В период вращения можно рассчитать, используя уравнения круговое движение:
  8. ^ Впечатление художника о Beta Pictoris см .:
  9. ^ От Закон смещения Вина и температуре 8052 K пиковая длина волны излучения Beta Pictoris будет около 360 нанометры который находится в ультрафиолетовый область спектра.

использованная литература

  1. ^ а б c d "* ставка Pic - звезда". SIMBAD. Получено 2008-09-06.
  2. ^ а б c d е ж г час Gray, R.O .; и другие. (2006). «Вклады в проект« Ближайшие звезды »(NStars): Спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 пк - Южная выборка». Астрономический журнал. 132 (1): 161–170. arXiv:Astro-ph / 0603770. Bibcode:2006AJ .... 132..161G. Дои:10.1086/504637. S2CID 119476992.
  3. ^ а б Хоффлейт Д. и Уоррен мл. W.H. (1991). «HR 2020». Каталог ярких звезд (5-е пересмотренное изд.). Получено 2008-09-06.
  4. ^ а б Коэн, К. (2003). «Пульсации δ Щитовки в β Pictoris». MNRAS. 341 (4): 1385–1387. Bibcode:2003МНРАС.341.1385К. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06509.x.
  5. ^ а б Гончаров Г.А. (2006). «HIP 27321». Пулковские лучевые скорости для 35493 HIP-звезд. Получено 2008-09-06.
  6. ^ а б c d е ван Леувен, Ф. (2007). «HIP 27321». Hipparcos, Новое сокращение. Получено 2008-09-06.
  7. ^ а б c d е ж Crifo, F .; и другие. (1997). "β Pictoris повторно посещена Hipparcos. Свойства звезды". Астрономия и астрофизика. 320: L29 – L32. Bibcode:1997A & A ... 320L..29C.
  8. ^ а б Кервелла, П. (2003). "Наблюдения VINCI / VLTI звезд главной последовательности". В A.K. Дюпри; А.О. Бенц (ред.). Материалы 219-го симпозиума Международного астрономического союза.. IAUS 219: Звезды как солнца: активность, эволюция и планеты. Сидней, Австралия: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 80. Bibcode:2003IAUS..219E.127K.
  9. ^ а б Ройер Ф .; Зореч Дж. И Гомес А.Е. (2007). «HD 39060». Скорости вращения звезд типа А. III. Список 1541 звезд типа B9- F2 с указанием их значения vsini, спектрального типа, связанной подгруппы и классификации. Получено 2008-09-07.
  10. ^ а б c Mamajek, Eric E .; Белл, Кэмерон П. М. (2014). «О возрасте подвижной группы beta Pictoris». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 445 (3): 2169–2180. arXiv:1409.2737. Bibcode:2014МНРАС.445.2169М. Дои:10.1093 / mnras / stu1894. S2CID 119114364.
  11. ^ а б c Цукерман, Б .; и другие. (2001). «Движущаяся группа β Pictoris». Астрофизический журнал. 562 (1): L87 – L90. Bibcode:2001ApJ ... 562L..87Z. Дои:10.1086/337968.
  12. ^ а б "Экзопланета в движении". 2010-06-10. Получено 10 июн 2010.
  13. ^ а б c d е Лагранж, А. М. (октябрь 2020 г.). Форвей, Т. (ред.). «Представление системы β Pictoris, сочетающей высококонтрастные изображения, интерферометрические данные и данные о лучевой скорости». Астрономия и астрофизика. EDP ​​Sciences. 642: A18. Дои:10.1051/0004-6361/202038823. ISSN 0004-6361. Получено 7 октября 2020.
  14. ^ а б Ж. Коте (1987). «Звезды типа B и A с неожиданно большим избытком цвета на длинах волн IRAS». Астрономия и астрофизика. 181: 77–84. Bibcode:1987A & A ... 181 ... 77C.
  15. ^ Хан, Амина. «Столкнулись ли две планеты вокруг ближайшей звезды? Токсичный газ подсказывает». Лос-Анджелес Таймс. Получено 9 марта, 2014.
  16. ^ Dent, W.R.F .; Wyatt, M.C .; Роберж, А .; Augereau, J.-C .; Casassus, S .; Corder, S .; Greaves, J.S .; де Грегорио-Монсальво, I .; Хейлз, А .; Jackson, A.P .; Хьюз, А. Мередит; Лагранж, А.-М .; Matthews, B .; Вильнер, Д. (6 марта 2014 г.). «Молекулярные сгустки газа от разрушения ледяных тел в диске обломков β Pictoris». Наука. 343 (6178): 1490–1492. arXiv:1404.1380. Bibcode:2014Научный ... 343.1490D. Дои:10.1126 / science.1248726. PMID 24603151. S2CID 206553853.
  17. ^ а б Смит Б. А. и Террил Р. Дж. (1984). «Околозвездный диск вокруг Beta Pictoris». Наука. 226 (4681): 1421–1424. Bibcode:1984Научный ... 226.1421S. Дои:10.1126 / science.226.4681.1421. PMID 17788996. S2CID 120412113.
  18. ^ а б Wahhaj, Z .; и другие. (2003). «Внутренние кольца β Pictoris». Астрофизический журнал. 584 (1): L27 – L31. arXiv:Astro-ph / 0212081. Bibcode:2003ApJ ... 584L..27W. Дои:10.1086/346123. S2CID 119419340.
  19. ^ а б Beust, H .; Видаль-Маджар, А .; Ферле Р. и Лагранж-Анри А. М. (1990). «Околозвездный диск Beta Pictoris. X - Численное моделирование падающих испаряющихся тел». Астрономия и астрофизика. 236 (1): 202–216. Bibcode:1990A и A ... 236..202B.
  20. ^ а б c d Freistetter, F .; Кривов, А. В., Лёне, Т. (2007). «Повторное посещение планет β Pictoris». Астрономия и астрофизика. 466 (1): 389–393. arXiv:Astro-ph / 0701526. Bibcode:2007A&A ... 466..389F. Дои:10.1051/0004-6361:20066746. S2CID 15265292.
  21. ^ а б Баггейли, В. Джек (2000). "Продвинутые радиолокационные наблюдения метеорной орбиты межзвездных метеороидов". J. Geophys. Res. 105 (A5): 10353–10362. Bibcode:2000JGR ... 10510353B. Дои:10.1029 / 1999JA900383.
  22. ^ Калер, Джим. "Beta Pictoris". ЗВЕЗДЫ. Архивировано из оригинал на 2008-10-11. Получено 2008-09-08.
  23. ^ Кнобель, Э. Б. (1917). "О Каталоге южных звезд Фредерика де Хаутмана и происхождении южных созвездий". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 77 (5): 414–32 [423]. Bibcode:1917МНРАС..77..414К. Дои:10.1093 / минрас / 77.5.414.
  24. ^ Дорогой, Дэвид. "Pictor (сокр. Pic, ген. Pictoris)". Интернет-энциклопедия науки. Получено 2008-09-08.
  25. ^ ЕКА (1997). «HIP 27321». Каталоги Hipparcos и Tycho. Получено 2008-09-07.
  26. ^ Погге, Ричард. «Лекция 5: Дистанции звезд». Астрономия 162: Введение в звезды, галактики и Вселенную. Получено 2008-09-08.
  27. ^ а б c d "Информационный бюллетень Sun". НАСА. Получено 2008-09-07.
  28. ^ «Абсолютная величина». КОСМОС - Энциклопедия астрономии САО. Получено 2008-09-08.
  29. ^ Штробель, Ник. «Система величин». Астрономические заметки. Получено 2008-09-08.
  30. ^ а б Galland, F .; и другие. (2006). «Внесолнечные планеты и коричневые карлики вокруг звезд типа A – F. III. Β Pictoris: поиск планет, обнаружение пульсаций». Астрономия и астрофизика. 447 (1): 355–359. arXiv:Astro-ph / 0510424. Bibcode:2006 A&A ... 447..355G. Дои:10.1051/0004-6361:20054080. S2CID 118454113.
  31. ^ а б c Кросвелл, Кен (1999). Планета Квест. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-288083-3.
  32. ^ Ланц, Тьерри; Куча, Сара Р. и Хубени, Иван (1995). «Наблюдения HST / GHRS системы beta Pictoris: основные параметры эпохи системы». Письма в астрофизический журнал. 447 (1): L41. Bibcode:1995ApJ ... 447L..41L. Дои:10.1086/309561.
  33. ^ Бинкс, А. С .; Джеффрис, Р. Д. (2014). «Граничный возраст истощения лития 21 млн лет для движущейся группы Beta Pictoris». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 438 (1): L11 – L15. arXiv:1310.2613. Bibcode:2014МНРАС.438Л..11Б. Дои:10.1093 / mnrasl / slt141. S2CID 33477378.
  34. ^ а б Ортега, В. Г .; и другие. (2004). «Новые аспекты формирования движущейся группы β Pictoris». Астрофизический журнал. 609 (1): 243–246. Bibcode:2004ApJ ... 609..243O. Дои:10.1086/420958.
  35. ^ Хелу, Джордж; Уокер, Д. В. (1985). "Каталог точечных источников IRAS". Каталоги и атласы инфракрасных астрономических спутников (Ирас). Том 7. 7: 1. Bibcode:1988iras .... 7 ..... H.
  36. ^ а б Ларвуд, Дж. Д. и Калас, П. Г. (2001). «Близкие встречи звезд с дисками планетезималей: динамика асимметрии в системе β Pictoris». MNRAS. 323 (2): 402–416. arXiv:astro-ph / 0011279. Bibcode:2001МНРАС.323..402Л. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04212.x. S2CID 1844824.
  37. ^ Olofsson, G .; Лизо, Р., Брандекер, А. (2001). «Широко распространенная эмиссия атомного газа показывает вращение диска β Pictoris». Астрофизический журнал. 563 (1): L77 – L80. arXiv:Astro-ph / 0111206. Bibcode:2001ApJ ... 563L..77O. Дои:10.1086/338354. S2CID 16274513.
  38. ^ Kalas, P .; Larwood, J .; Смит Б. А. и Шульц А. (2000). "Кольца в планетезимальном диске β Pictoris". Астрофизический журнал. 530 (2): L133 – L137. arXiv:Astro-ph / 0001222. Bibcode:2000ApJ ... 530L.133K. Дои:10.1086/312494. PMID 10655182. S2CID 19534110.
  39. ^ Калас, Пол; Дельторн, Жан-Марк и Ларвуд, Джон (2001). «Звездные встречи с планетезимальной системой β Pictoris». Астрофизический журнал. 553 (1): 410–420. arXiv:Astro-ph / 0101364. Bibcode:2001ApJ ... 553..410K. Дои:10.1086/320632. S2CID 10844800.
  40. ^ «Диск Beta Pictoris скрывает систему гигантских эллиптических колец» (Пресс-релиз). НАСА. 2000-01-15. Получено 2008-09-02.
  41. ^ а б Голимовский, Д. А .; и другие. (2006). "Многополосное коронографическое изображение диска обломков вокруг β Pictoris космического телескопа Хаббла ACS". Астрономический журнал. 131 (6): 3109–3130. arXiv:Astro-ph / 0602292. Bibcode:2006AJ .... 131.3109G. Дои:10.1086/503801. S2CID 119417457.
  42. ^ а б "Хаббл обнаружил два пылевых диска вокруг звезды Beta Pictoris" (Пресс-релиз). НАСА. 2006-06-27. Получено 2008-09-02.
  43. ^ а б Роберж, Аки; и другие. (2006). «Стабилизация диска вокруг β Pictoris чрезвычайно богатым углеродом газом». Природа. 441 (7094): 724–726. arXiv:Astro-ph / 0604412. Bibcode:2006Натура.441..724R. Дои:10.1038 / природа04832. PMID 16760971. S2CID 4391848.
  44. ^ а б "Взрыватель НАСА обнаружил, что солнечная система младенцев залита углеродом" (Пресс-релиз). НАСА. 2006-06-07. Получено 2006-07-03.
  45. ^ Ольсен, Рольф. Околозвездный диск вокруг Beta Pictoris, 2011-12-03.
  46. ^ Окамото, Ёсико Катаза; и другие. (2004). «Ранняя внесолнечная планетная система, обнаруженная планетезимальными поясами в β Pictoris». Природа. 431 (7009): 660–663. Bibcode:2004Натура.431..660O. Дои:10.1038 / природа02948. PMID 15470420. S2CID 8332780.
  47. ^ а б Бернхэм, Роберт (2004). «Создание планет в Beta Pictoris». Журнал Astronomy. Получено 2008-09-02.
  48. ^ а б De Vries, B.L .; Acke, B .; Blommaert, J. A. D. L .; Waelkens, C .; Waters, L. B. F. M .; Vandenbussche, B .; Мин, М .; Olofsson, G .; Доминик, Ц .; Дечин, Л .; Barlow, M. J .; Брандекер, А .; Di Francesco, J .; Glauser, A.M .; Greaves, J .; Харви, П. М .; Holland, W. S .; Ivison, R.J .; Liseau, R .; Pantin, E. E .; Pilbratt, G.L .; Royer, P .; Сибторп, Б. (2012). «Кометоподобная минералогия кристаллов оливина в внесолнечном прото-поясе Койпера». Природа. 490 (7418): 74–76. arXiv:1211.2626. Bibcode:2012Натура.490 ... 74Д. Дои:10.1038 / природа11469. PMID 23038467. S2CID 205230613.
  49. ^ Quillen, Alice C .; Морбиделли, Алессандро и Мур, Алекс (2007). «Планетарные эмбрионы и планетезимали, обитающие в тонких дисках мусора». MNRAS. 380 (4): 1642–1648. arXiv:0705.1325. Bibcode:2007МНРАС.380.1642Q. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2007.12217.x. S2CID 1022018.
  50. ^ Lagrange-Henri, A.M .; Видаль-Маджар А. и Ферле Р. (1988). «Околозвездный диск Beta Pictoris. VI - Свидетельства падающего на звезду материала». Астрономия и астрофизика. 190: 275–282. Bibcode:1988A & A ... 190..275L.
  51. ^ Crawford, I.A .; Beust, H. & Lagrange, A.-M. (1998). «Обнаружение сильного переходного компонента поглощения с синим смещением в диске Beta Pictoris». MNRAS. 294 (2): L31 – L34. Bibcode:1998МНРАС.294Л..31С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01373.x.
  52. ^ Karmann, C .; Беуст, Х. и Клингер, Дж. (2001). «Физико-химическая история падающих испаряющихся тел вокруг beta Pictoris: исследование наличия летучих веществ». Астрономия и астрофизика. 372 (2): 616–626. Bibcode:2001A & A ... 372..616K. Дои:10.1051/0004-6361:20010528.
  53. ^ а б Тебо П. и Беуст Х. (2001). «Падающие испаряющиеся тела в системе β Pictoris. Резонансное заполнение и длительная длительность явления». Астрономия и астрофизика. 376 (2): 621–640. Bibcode:2001A & A ... 376..621T. Дои:10.1051/0004-6361:20010983.
  54. ^ Беуст, Х. и Валирон, П. (2007). «Высокоширотный газ в системе β Pictoris. Возможное происхождение связано с падающими испаряющимися телами». Астрономия и астрофизика. 466 (1): 201–213. arXiv:astro-ph / 0701241. Bibcode:2007A & A ... 466..201B. Дои:10.1051/0004-6361:20053425. S2CID 17753311.
  55. ^ Zieba, S .; Zwintz, K .; Kenworthy, M.A .; Кеннеди, Г. М. (2019-05-01). «Транзитные экзокометы, обнаруженные в широкополосном свете с помощью TESS в системе β Pictoris». Астрономия и астрофизика. 625: L13. arXiv:1903.11071. Дои:10.1051/0004-6361/201935552. ISSN 0004-6361. S2CID 85529617.
  56. ^ "Планета Beta Pictoris наконец-то сфотографирована?" (Пресс-релиз). ESO. 21 ноября 2008 г. Архивировано из оригинал на 2009-02-08. Получено 2008-11-22.
  57. ^ а б c Лагранж; Менье, Надеж; Рубини, Паскаль; Кепплер, Мириам; Галланд, Франк; Шапелье, эрик (2019). «Свидетельства наличия дополнительной планеты в системе β Pictoris». Природа. 3 (12): 1135–1142. Bibcode:2019NatAs.tmp..421L. Дои:10.1038 / с41550-019-0857-1. Получено 2019-08-19.
  58. ^ Mouillet, D .; Larwood, J.D .; Папалоизу, Дж. К. Б. и Лагранж, А. М. (1997). «Планета на наклонной орбите как объяснение деформации диска Beta Pictoris». MNRAS. 292 (4): 896–904. arXiv:Astro-ph / 9705100. Bibcode:1997МНРАС.292..896М. Дои:10.1093 / mnras / 292.4.896. S2CID 5126746.
  59. ^ "Факты о Юпитере". НАСА. Архивировано из оригинал на 2011-09-26. Получено 2009-07-10.
  60. ^ "Факты о Сатурне". НАСА. Архивировано из оригинал на 2018-01-03. Получено 2009-07-10.
  61. ^ а б Г. Шовен; и другие. (2012). «Орбитальная характеристика планеты-гиганта β Pictoris b». Астрономия и астрофизика. 542: A41. arXiv:1202.2655. Bibcode:2012A и A ... 542A..41C. Дои:10.1051/0004-6361/201118346. S2CID 62806093.
  62. ^ Lecavelier des Etangs, A .; и другие. (1997). «Вариации света Beta Pictoris. I. Планетарная гипотеза». Астрономия и астрофизика. 328: 311–320. Bibcode:1997A & A ... 328..311L.
  63. ^ а б Lecavelier des Etangs, A .; Видаль-Маджар, А. (апрель 2009 г.). «Является ли Бета-Пик b транзитной планетой ноября 1981 года?». Астрономия и астрофизика. 497 (2): 557–562. arXiv:0903.1101. Bibcode:2009A&A ... 497..557L. Дои:10.1051/0004-6361/200811528. S2CID 14494961.
  64. ^ а б Янг, Моника (2019-08-19). "Новая планета Бета Пика, нечеткое ядро ​​Юпитера и древняя звезда". Небо и телескоп. Получено 2019-08-19.
  65. ^ Кривова, Н. А., Соланки, С. К. (2003). «Поток частиц с диска β Pictoris: возможный механизм выброса». Астрономия и астрофизика. 402 (1): L5 – L8. Bibcode:2003A & A ... 402L ... 5K. Дои:10.1051/0004-6361:20030369.
  66. ^ Кривов, А. В .; и другие. (2004). «На пути к пониманию потока пыли β Pictoris». Астрономия и астрофизика. 417 (1): 341–352. Bibcode:2004 A&A ... 417..341K. Дои:10.1051/0004-6361:20034379.

внешние ссылки