Beta Painter

Beta Pictoris (β Pic, β Pictoris) je druhá nejjasnější hvězda v souhvězdí Pictoris . Nachází se ve vzdálenosti 63,4 světelných let od sluneční soustavy , je 1,75krát hmotnější a 8,7krát jasnější než Slunce. Systém Beta Pictoris je velmi mladý, asi 8-20 milionů let starý [8] , i když je již v evoluční fázi hvězdy hlavní posloupnosti [6] . Beta Pictoris je součástí tzv. Beta Pictoris pohyblivé skupiny hvězd  – sdružení mladých hvězd pohybujících se stejným směrem a přibližně stejného věku [8] .

Beta Pictoris produkuje více infračerveného záření než jiné hvězdy tohoto typu , což může ukazovat na množství prachu v blízkosti hvězdy. Pečlivá pozorování odhalila velký disk plynu a prachu kolem hvězdy, díky čemuž je Beta Pictorus první hvězdou, jejíž disk trosek byl vyfotografován. Kromě několika pásů planetesimál [10] a komet [11] je možná existence planet uvnitř disku. Některé znaky naznačují, že formování planet pokračuje [12] . Předpokládá se, že hlavním zdrojem mezihvězdných meteoroidů v naší sluneční soustavě je právě fragmentační disk poblíž Beta Pictor [13] .

Existence planety v systému Beta Pictoris byla potvrzena přímým pozorováním pomocí přístrojů Evropské jižní observatoře (ESO), což je v souladu s dřívějšími předpověďmi. Planeta se otáčí v rovině cirkumstelárního disku. Beta Pictoris b je nejblíže své mateřské hvězdě, která byla vyfotografována. Vzdálenost mezi planetou a hvězdou je přibližně stejná jako vzdálenost mezi naším Sluncem a Saturnem [14] .

Umístění a viditelnost

Beta Pictoris je hvězda v souhvězdí jižní polokoule oblohy Pictoris a je viditelná na západ od jasné hvězdy Canopus [15] . Zdánlivá velikost hvězdy je 3,861 [1] a za dobrých povětrnostních podmínek je viditelná i pouhým okem, pokud tomu nebrání světelné znečištění . Je to druhá nejjasnější hvězda v souhvězdí, druhá po Alpha Pictoris se zdánlivou velikostí 3,30 [16] .

Vzdálenosti k Beta Pictoris, stejně jako k mnoha dalším hvězdám, byly získány pomocí satelitu Hipparcos , který měřil jejich trigonometrické paralaxy : nepatrné změny zdánlivé polohy hvězdy, když se Země pohybuje kolem Slunce. Měření paralaxy pomocí Beta Pictoris zpočátku dávalo hodnotu 51,87 miliarcsekund [ 17] , ale později, s pečlivějším přístupem k systematickým chybám, byla nalezena zlepšená hodnota – 51,44 miliarcsekund [3] . Vzdálenost k Beta Pictoris se odhaduje na 63,4 světelných let s odchylkou 0,1 světelného roku [18] [poznámka 3] .

Satelit Hipparcos také změřil vlastní pohyb Beta Paintera : pohybuje se na východ rychlostí 4,65 miliarcsekund za rok a na sever rychlostí 83,10 miliarcsekundy za rok [3] . Měření Dopplerova posunu ve spektru hvězdy umožnilo zjistit, že se od nás vzdaluje rychlostí asi 20 km/s [2] . Několik dalších hvězd se pohybuje zhruba stejným směrem jako Beta Pictoris a pravděpodobně se vytvořily téměř současně ve stejném oblaku plynu: tato skupina se nazývá pohyblivá skupina hvězd Beta Pictoris [8] .

Fyzikální vlastnosti

Spektrum, svítivost a variabilita

Podle měření provedených projektem Nedaleké hvězdy patří Piktor Beta ke spektrálnímu typu A6V [4] . Písmeno A znamená, že stejně jako Sirius nebo Vega , je tato hvězda bílá, což ji odlišuje od našeho žlutého Slunce , které patří do spektrálního typu G [19] . Číslo 6 znamená, že hvězda je někde mezi nejžhavějšími hvězdami třídy A (A0) a nejchladnějšími (A9). Římská číslice V označuje úroveň svítivosti a znamená, že stejně jako Slunce je Beta Pictoris hvězdou hlavní posloupnosti . Spalování v takových hvězdách podporuje termonukleární reakce vodíku v jádrech.

Spektrum ukazuje, že efektivní teplota Beta Pictorica je 7779 °C [4] , což je více než teplota Slunce (5505 °C [19] ). Spektrální analýza také ukazuje vysoký poměr mezi obsahem těžkých prvků (v astronomii nazývaných "kovy") a vodíku - vyšší než u naší hvězdy. Tento poměr, označovaný [M/H], se vypočítá jako desátý logaritmus poměru koncentrací „kovů“ ve hvězdě a ve Slunci, v případě Beta Pictoris [M/H] je roven 0,05 [ 4] , a tedy podíl kovů ve hvězdě je o 12 % vyšší než odpovídající podíl na Slunci [pozn. 2] .

Analýzou spektra bylo také možné změřit gravitační zrychlení na povrchu hvězdy. Obvykle je charakterizována hodnotou log g  - dekadický logaritmus tíhového zrychlení vyjádřený v jednotkách CGS , tedy v cm/s². V případě Pictorova Beta logu  g = 4,15 [4] , což odpovídá 140 m/s² , což je přibližně dvakrát méně než na povrchu Slunce (274 m/s²) [19] .

Jako hvězda hlavní posloupnosti třídy A má Beta Pictoris větší svítivost než Slunce, protože její zdánlivá magnituda 3,861 ve vzdálenosti 19,44 parseků od Slunce odpovídá absolutní magnitudě 2,42, zatímco Slunce má absolutní magnitudu 4,83. [19] [20] [pozn. 1] . To znamená, že svítivost hvězdy je 9,2krát větší než svítivost Slunce [poznámka 4] . Pokud vezmeme v úvahu celé spektrum záření (tzv. „bolometrickou svítivost“), pak je svítivost Beta Piktora 8,7krát větší než sluneční [6] [21] .

Mnoho hvězd spektrálního typu A hlavní posloupnosti se nachází v oblasti Hertzsprung-Russellova diagramu , nazývané pás nestability , který je obsazen pulzujícími proměnnými hvězdami . V roce 2003 fotometrické sledování hvězdy odhalilo kolísání jasnosti hvězdy na úrovni 1-2 tisícin s frekvencí mezi 30 a 40 minutami [22] . Měření radiálního zrychlení Beta Pictoris také odhalilo variabilitu: pulsace byly nalezeny na dvou různých frekvencích, 30,4 a 36,9 minut [23] . Beta Pictoris lze tedy klasifikovat jako proměnnou hvězdu typu Delta Scuti .

Hmotnost, poloměr a rotace

Hmotnost Beta Pictoris byla určena pomocí modelu vývoje hvězd aplikovaného na pozorované charakteristiky hvězdy. V důsledku toho bylo zjištěno, že hmotnost hvězdy je mezi 1,7 a 1,8 hmotností Slunce [6] . Úhlová velikost hvězdy byla změřena interfometrií pomocí komplexu VLT a ukázalo se, že je 0,84 úhlových milisekund [7] . Protože je hvězda ve vzdálenosti 63,4 světelných let, při této úhlové velikosti je její poloměr 1,8 slunečních poloměrů [poznámka 5] .

Rychlost rotace Beta Pictoris je podle měření minimálně 130 km/s [9] . Protože tato hodnota byla získána pomocí měření radiálních rychlostí , jedná se pouze o spodní hranici skutečné rychlosti v , protože je ve skutečnosti měřena hodnota v sin ( i ), kde i  je sklon osy rotace hvězdy vzhledem k přímce. spojuje to s pozorovatelem. Pokud předpokládáme, že Beta Pictoris je viditelná ze Země v její rovníkové rovině (to je pravděpodobné, protože cirkumstelární disk je pro nás viditelný zboku), pak doba rotace je přibližně rovna 16 hodinám, tedy mnohem kratší než doba rotace Slunce (609,12 hodin [ 19] ) [pozn. 6] .

Věk a formace

Přítomnost značného množství prachu v blízkosti hvězdy [24] znamená, že hvězdný systém je relativně mladý. To vyvolalo spor o to, zda hvězda patří do hlavní posloupnosti nebo do ní ještě nevstoupila [25] .Když však mise Hipparcos vypočítala vzdálenost ke hvězdě, ukázalo se, že Beta Pictoris se nachází dále od Slunce než dříve. myslel, a proto je zářivější, než se očekávalo. Při zohlednění výsledků Hipparcose se ukázalo, že věk Bety Piktorové se blíží nulovému věku hlavní sekvence a do této sekvence tedy stále patří [6] . Analýza Beta Pictoris a dalších členů pohybující se skupiny hvězd Beta Pictoris naznačuje, že jsou přibližně 12 milionů let staré [8] . Vzhledem k chybám se stáří může pohybovat mezi 8 a 20 miliony let [8] .

Beta Pictoris a její sousedé se mohli vytvořit poblíž hvězdné asociace Scorpio-Centaurus [26] . Kolaps plynového oblaku, který vedl ke vzniku Pictor Beta, mohl být způsoben rázovou vlnou z výbuchu supernovy . Hvězda, která se stala supernovou, byla pravděpodobně společnicí HIP 46950 , což je nyní „hvězda na útěku“ jako Barnardova hvězda . Při sledování cesty HIP 46950 do minulosti lze předpokládat, že asi před 13 miliony let se nacházel poblíž asociace Štír-Kentaurus [26] .

Circumstellar environment

Shard Disc

Přebytek infračerveného záření z Beta Pictoris poprvé zaznamenala orbitální observatoř IRAS v roce 1983 [24] . Spolu s Vega , Fomalhaut a Epsilon Eridani byla Beta Pictoris jednou z prvních hvězd, které byly pozorovány s tímto druhem excesu: byly nazývány „Vega-like“ podle jména první hvězdy tohoto typu. Vzhledem k tomu, že hvězdy třídy A jako Beta Pictoris vyzařují většinu své energie v modré oblasti spektra [poznámka 7] , tento přebytek indikoval přítomnost studené hmoty na oběžné dráze kolem hvězdy, která vyzařuje v infračervené části spektra a způsobuje přebytek [24] . Hypotéza byla potvrzena v roce 1984, kdy se Beta Pictoris stala první hvězdou, která měla opticky fixovaný cirkumstelární disk [27] .

Fragmentový disk Beta Pictoris je viditelný pro pozorovatele ze Země z okraje a je orientován v prostoru jedním okrajem na jihozápad a druhým na severovýchod. Disk je asymetrický: v severovýchodním směru je pozorován ve vzdálenosti až 1835 AU. e. od hvězdy a na jihozápadě - až do 1450 a. e. [28] Disk rotuje: jeho severovýchodní část se od nás vzdaluje a jihozápadní část se pohybuje směrem k nám [29] .

Ve vnějších oblastech disku mezi 500 a 800 AU. To znamená, že lze rozlišit několik slabých prstenců: podle jedné verze byly vytvořeny v důsledku poruch hvězdy letící poblíž [30] . Podle astrometrických údajů získaných sondou Hipparcos prošel červený obr Beta Dove ve vzdálenosti dvou světelných let od Beta Pictorus přibližně před 110 000 lety, ale silnější poruchy by mohly být způsobeny průletem Zeta Doradus ve vzdálenosti přibližně 3 světel let asi před 350 000 lety [31] . Počítačové simulace však naznačují delší dopad a pomalejší rychlost rušivého objektu než u zmíněných hvězd a lze předpokládat, že prstence vytvořila nějaká doprovodná hvězda Beta Pictorus, která se nacházela na nestabilní dráze. Modelování ukazuje, že hvězda o hmotnosti 0,5 hmotnosti Slunce  , pravděpodobně červený trpaslík spektrálního typu M0V [28] [32] , může být kandidátem na roli takového společníka .

V roce 2006 pozorování systému pomocí Hubble Advanced Survey Camera odhalila přítomnost druhého disku v systému, nakloněného o 5° vzhledem k hlavnímu disku a vyčnívajícího o 130 AU. e. z hvězdy [33] . Druhý disk je také asymetrický: jihozápadní špička disku je více zakřivená a méně nakloněná vzhledem k hlavnímu disku než severovýchodní. Technické podmínky pozorování neumožňovaly rozlišení primárního a sekundárního disku blíže než 80 AU. e. z Beta Pictoris se však pravděpodobně sekundární disk protíná s hlavním ve vzdálenosti asi 30 AU. e. z hvězdy [33] . Sekundární disk mohl vzniknout díky přítomnosti masivní planety se skloněnou dráhou umístěnou v její rovině, která zachytila ​​část hmoty z hlavního disku [34] .

Pozorování provedená kosmickou lodí NASA FUSE odhalila přítomnost přebytku plynů bohatých na uhlík v systému Beta Pictoris [35] . To by pravděpodobně stabilizovalo systém proti radiačnímu tlaku , který by jinak vyfoukl hmotu do mezihvězdného prostoru. [35] V tuto chvíli existují dvě hypotézy, které vysvětlují přebytek uhlíku v systému. Systém Beta Painter může být v procesu formování exotických uhlíkových planet , které jsou na rozdíl od planet podobných Zemi ve Sluneční soustavě bohaté spíše na uhlík než na kyslík [36] . Podle jiné hypotézy se systém může nacházet v neznámé fázi formování, kterou kdysi procházela naše sluneční soustava: v naší soustavě jsou meteority velmi bohaté na uhlík ( Enstatite chondrites ), které by mohly vzniknout pouze v prostředí bohatém na uhlík. Navíc existuje názor, že Jupiter mohl vzniknout kolem planetárního jádra bohatého na uhlík [36] .

Pásy planetesimál

V roce 2003 pozorování nitra systému Beta Pictoris pomocí dalekohledu Keck II ukázala rysy charakteristické pro pásy nebo prstence hmoty. Objevené pásy se nacházejí ve vzdálenosti 14, 28, 52 a 82 AU. od hvězdy a mají různé sklony vzhledem k hlavnímu disku [10] .

V roce 2004 pozorování odhalila přítomnost vnitřního pásu silikátů ve vzdálenosti přibližně 6,4 AU. e. od hvězdy. Silikáty byly také nalezeny ve vzdálenostech 16 a 30 AU. e. Vezmeme-li v úvahu malé množství prachu mezi 6,4 a 16 a. To znamená, že to může naznačovat existenci masivní planety v této oblasti [37] [38] .

Počítačová simulace prachového disku ve vzdálenosti 100 AU. e. z hvězdy naznačuje, že v této zóně se prach vytvořil řadou kolizí, jejichž počátkem je zničení planetesimál o poloměrech asi 180 kilometrů. Po počáteční srážce se fragmenty planetesimál dále srážejí – tento proces se nazývá „kolizní kaskáda“ ( anglicky  kolizní kaskáda ). Podobné procesy byly zaznamenány v prachových discích kolem Fomalhautu a mikroskopu AU [39] .

Padající a vypařující se tělesa

Ve spektru Beta Pictoris je silná krátkodobá variabilita, která byla zpočátku pozorována v červených křídlech několika spektrálních absorpčních čar . Předpokládá se, že tato variabilita je způsobena hmotou dopadající na hvězdu [40] . Předpokládá se, že zdrojem této hmoty jsou malé objekty podobné kometám, jejichž oběžné dráhy se přiblíží ke hvězdě tak blízko, že se začnou vypařovat. Tento předpoklad se nazývá model „padajících a vypařujících se těles“ [ 11 ] .  Podobné změny na modrých křídlech absorpčních čar byly také detekovány, ale vyskytují se méně často: to může indikovat přítomnost druhé skupiny objektů v jiné skupině drah [41] . Podrobné počítačové simulace prokázaly, že je nepravděpodobné, že by tělesa sestávala převážně z ledu, jako jsou komety, ale s největší pravděpodobností mají jádro ze směsi ledu a prachu s krustou ze žáruvzdorného materiálu [42] . Je možné, že tyto objekty byly posunuty na své dráhy blízko hvězdy gravitačními poruchami z planety s malou excentricitou , která se nachází ve vzdálenosti asi 10 AU. e. z hvězdy [43] . Padající a vypařující se tělesa mohou být zodpovědná i za přítomnost plynů vysoko nad rovinou hlavního fragmentového disku [44] .

Planetární systém

21. listopadu 2008 bylo oznámeno, že v průběhu pozorování provedených v roce 2003 pomocí dalekohledu Very Large Telescope byla poblíž hvězdy nalezena planeta Beta Pictorial b [45] . Na podzim roku 2009 byla tato pozorování potvrzena pozorováním planety na druhé straně centrální hvězdy. Pravděpodobně za 15 let bude dráha planety plně vysledována [14] . Orbitální excentricita nepřesahuje 0,17. V roce 2014 pořídil Gemini Planet Imager z chilské Gemini Observatory snímek planety b [46] .

19. srpna 2019 byl ve vzdálenosti 2,7 AU objeven Beta Pictoris c [47] . od mateřské hvězdy. Planeta β na obrázku c má teplotu T = 1250 ± 50 K a hmotnost rovnou 8,2 ± 0,8 hmotnosti Jupitera [48] . První přímé snímky Beta Pictoris c byly získány pomocí přístroje GRAVITY, který sbíral světlo ze čtyř dalekohledů VLT [49] [50] .

Dopplerova metoda , která byla použita k objevu mnoha v současnosti známých exoplanet, není příliš vhodná pro studium spektrálních hvězd typu A, jako je Beta Pictoris, a velmi nízký věk hvězdy vytváří další interferenci. Omezení získaná touto metodou doposud vylučují existenci planety " horký Jupiter " hmotnější než dvě hmotnosti Jupitera , blíže než 0,05 AU. z hvězdy. Planeta o hmotnosti menší než 9 hmotností Jupiteru, obíhající ve vzdálenosti asi 1 AU, by také nebyla detekována [12] [23] . Astronomové proto, aby mohli detekovat planety v systému Beta Pictoris, hledají stopy vlivu planet na cirkumstelární prostředí.

Existuje řada náznaků ve prospěch existence planety ve vzdálenosti asi 10 AU. od hvězdy: bezprašná oblast mezi planetesimálními pásy mezi 6,4 a 16 AU, možná "vyčištěná" planetou [38] ; planeta v této vzdálenosti by mohla vysvětlit původ „padajících a vypařujících se těles“ [43] ; navíc sklon a deformaci prstenců ve vnitřním disku mohla způsobit i masivní planeta se skloněnou dráhou ničící disk [34] [51] .

Pozorovaná planeta nedokáže vysvětlit strukturu planetesimálních pásů ve vzdálenosti přibližně 30 a 52 AU. z hvězdy. Tyto pásy mohou být ovlivněny planetami umístěnými ve vzdálenosti 25 a 44 AU s hmotnostmi 0,5 a 0,1 hmotnosti Jupitera [12] . Takový systém planet, pokud existuje, by byl blízko orbitální rezonanci 1:3:7 . Snad prstence ve vnější části hlavního disku ve vzdálenosti 500-800 AU. (o kterých již byla řeč výše) jsou nepřímo způsobeny vlivem těchto planet [12] .

Pokud jde o již známou planetu, byla pozorována ve vzdálenosti 411 obloukových milisekund od Beta Painter, což odpovídá vzdálenosti 8 AU. z hvězdy. Pro srovnání, poloměr oběžných drah Jupiteru a Saturnu  je 5,2 [52] a 9,5 AU. [53] resp. Velikost dráhy směrem k pozorovateli není známa, takže uvedená vzdálenost je nižším odhadem velikosti této dráhy. Odhady planetární hmotnosti závisí na teoretickém modelu planetární evoluce. Předpokládá se, že objekt má hmotnost asi 8 hmotností Jupitera, jeho teplota je asi 1400-1600 K a v tuto chvíli se stále ochlazuje. Tyto odhady jsou předběžné, protože model použitý k jejich odvození ještě nebyl testován na reálných datech z rozsahu odpovídajícímu pravděpodobné hmotnosti a stáří planety.

Je možné, že přechod této planety přes disk Beta Pictoris byl pozorován již v listopadu 1981 [54] [55] . V tomto případě je možné upřesnit rozměry hlavní poloosy - 7,6-8,7 AU. a oběžná doba 15,9–19,5 let. Pozorovaný poloměr objektu při jeho průchodu odpovídal 2–4 poloměrům Jupiteru, což je větší, než naznačuje teoretický model. To může znamenat, že jako možná v případě Fomalhaut b je planeta obklopena velkým systémem prstenců nebo diskem, ve kterém se tvoří satelity planety [55] .

V roce 2014 byla poprvé stanovena perioda rotace β Pictorialis b : den na ní trvá asi 8 hodin [56] .

Ukázalo se, že osa rotace Beta Pictoris, stejně jako Slunce ve Sluneční soustavě, je téměř kolmá k oběžné dráze její planety a protoplanetárního disku a odchyluje se od nich pouze o 3-5° [57] .

Prachový proud

Pozorování provedená v roce 2000 univerzitou v Canterbury ( Christchurch , Nový Zéland ) odhalila existenci proudu prachu přicházejícího ze směru Painter's Beta. Tento proud je pravděpodobně hlavním zdrojem mezihvězdných meteoroidů v naší sluneční soustavě [13] . Prachové částice v proudu z Beta Pictoris jsou poměrně velké, s poloměry většími než 20 mikrometrů , a soudě podle jejich zrychlení opouštěly domovský systém rychlostí asi 25 km/s. Tyto částice mohly opustit fragment disku během migrace obřích planet uvnitř disku a nepřímo svědčit ve prospěch vytvoření analogu Oortova oblaku v systému Beta Pictoris [58] . Numerické modelování vyvržení prachu ze systému ukázalo, že do tohoto procesu může být zapojen i lehký tlak , a zjistilo, že planety vzdálené více než 1 AU. např. z hvězdy, nemůže přímo způsobit proudění prachu [59] .

Viz také

• Seznam hvězd souhvězdí Malíř
• The Moving Group of Stars Beta Painter

Poznámky

1. ↑ 1 2 Absolutní velikost M V hvězdy lze vypočítat, pokud známe její zdánlivou velikost m V a vzdálenost d , pomocí následující rovnice:
2. ↑ 1 2 Vypočteno z [M/H]: relativní četnost = 10 [M/H]
3. ↑ Paralaxu lze vypočítat pomocí následující rovnice:
4. ↑ Zdánlivou svítivost lze vypočítat jako
5. ↑ Lineární průměr hvězdy lze nalézt vynásobením její vzdálenosti jejím úhlovým průměrem v radiánech .
6. ↑ Dobu rotace lze vypočítat pomocí rovnice kruhového pohybu :
7. ↑ Na základě Wienova zákona o posunutí a teplotě 8052 K má Beta Pictoris maximální emisi při 360 nanometrech , to znamená v ultrafialové oblasti spektra.

1. ↑ 1 2 *sázka Obrázek—Hvězda . SIMBAD . Získáno 6. září 2008. Archivováno z originálu 13. dubna 2014. (neurčitý)
2. ↑ 1 2 Gontcharov GA HIP 27321 . Pulkovo radiální rychlosti pro 35493 HIP hvězd (2006). Získáno 6. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
3. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. HIP 27321 . Hipparcos, nová redukce (2007). Získáno 6. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gray, RO a kol. Příspěvky k projektu Nedaleké hvězdy (NStars): Spektroskopie hvězd starších než M0 do 40 kusů — The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 132 , č.p. 1 . - S. 161-170 . - doi : 10.1086/504637 . - . - arXiv : astro-ph/0603770 .
5. ↑ 1 2 Hoffleit D. a Warren Jr WH HR 2020 . Katalog jasných hvězd, 5. přepracované vydání. (1991). Získáno 6. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Crifo, F. a kol. β Pictoris znovu navštívil Hipparcos. Vlastnosti hvězd  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1997. - Sv. 320 . - P.L29-L32 . - .
7. ↑ 1 2 Kervella, P. (2003). „VINCI/VLTI Pozorování hvězd hlavní sekvence“ . V AK Dupree a AO Benz. Sborník příspěvků z 219. sympozia Mezinárodní astronomické unie . IAUS 219: Hvězdy jako slunce: Aktivita, evoluce a planety. Sydney, Austrálie: Astronomická společnost Pacifiku. p. 80 . Získáno 2008-09-07 . Archivováno 14. prosince 2019 na Wayback Machine
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zuckerman, B. a kol. The β Pictoris Moving Group  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Sv. 562 , č.p. 1 . -P.L87 - L90 . - doi : 10.1086/337968 . - .
9. ↑ 1 2 Royer F.; Zorec J. a Gomez AE HD 39060 . Rotační rychlosti hvězd typu A. III. Seznam 1541 hvězd typu B9 až F2 s jejich hodnotou vsini, spektrálním typem, přidruženou podskupinou a klasifikací (2007). Získáno 7. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
10. ↑ 1 2 Wahhaj, Z. a kol. Vnitřní prstence β Pictoris  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Sv. 584 , č.p. 1 . -P.L27- L31 . - doi : 10.1086/346123 . - . - arXiv : astro-ph/0212081 .
11. ↑ 1 2 Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. a Lagrange-Henri, A. M. Cirkumstellární disk Beta Pictoris. X—Numerické simulace padajících odpařujících se těles  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1990. - Sv. 236 , č.p. 1 . - S. 202-216 . - .
12. ↑ 1 2 3 4 Freistetter, F.; Krivov, A. V. a Löhne, T. Planets of β Pictoris revisited  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2007. - Sv. 466 , č.p. 1 . - str. 389-393 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066746 . - . — arXiv : astro-ph/0701526 .
13. ↑ 1 2 Baggaley, W. Jack. Advanced Meteor Orbit Radarová pozorování mezihvězdných meteoroidů   // J. Geophys . Res.  : deník. - 2000. - Sv. 105 , č. A5 . - S. 10353-10362 . - doi : 10.1029/1999JA900383 . - .
14. ↑ 1 2 Exoplanet Caught on the Move (odkaz není k dispozici) (10. června 2010). Získáno 10. června 2010. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý) 
15. ↑ Kaler, Jim. Beta Pictoris . HVĚZDY . Získáno 8. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
16. ↑ Miláčku, Davide. Pictor (zkr. Pic, gen. Pictoris) (nedostupný odkaz) . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 8. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý) 
17. ↑ ESA. HIP 27321 . Katalogy Hipparcos a Tycho (1997). Získáno 7. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
18. ↑ Pogge, Richard. Přednáška 5: Vzdálenosti hvězd . Astronomy 162: Úvod do hvězd, galaxií a vesmíru . Získáno 8. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
19. ↑ 1 2 3 4 5 Sun Fact Sheet . NASA. Získáno 7. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
20. ↑ Absolutní velikost . COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy . Získáno 8. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
21. ↑ Strobel, Nicku. Magnitudový systém . Astronomické poznámky . Získáno 8. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
22. ↑ Koen, C. δ Scutipulsations in β Pictoris // MNRAS . - 2003. - T. 341 , č. 4 . - S. 1385-1387 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x . - .
23. ↑ 1 2 Galland, F. a kol. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci kolem hvězd typu A–F. III. β Pictoris: hledání planet, hledání pulsací  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2006. - Sv. 447 , č.p. 1 . - S. 355-359 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054080 . - . — arXiv : astro-ph/0510424 .
24. ↑ 1 2 3 Croswell, Ken Planet Quest (anglicky) . - Oxford University Press , 1999. - ISBN 0-19-288083-7 .
25. ↑ Lanz, Thierry; Heap, Sara R. a Hubený, Ivan. HST/GHRS Pozorování beta systému Pictoris: Základní parametry věku systému  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1995. - Sv. 447 , č.p. 1 . — P.L41 . - doi : 10.1086/309561 . - .
26. ↑ 1 2 Ortega, VG a kol. Nové aspekty formování β Pictoris Moving Group  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Sv. 609 , č.p. 1 . - str. 243-246 . - doi : 10.1086/420958 . - .
27. ↑ Smith, BA a Terrile, RJ Cirkumstelární disk kolem Beta Pictoris   // Science . - 1984. - Sv. 226 , č.p. 4681 . - S. 1421-1424 . - doi : 10.1126/science.226.4681.1421 . - . — PMID 17788996 .
28. ↑ 1 2 Larwood, JD a Kalas, PG Blízká hvězdná setkání s planetesimálními disky: dynamika asymetrie v systému β Pictoris  // MNRAS  :  journal. - 2001. - Sv. 323 , č.p. 2 . - str. 402-416 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x . - . - arXiv : astro-ph/0011279 .
29. ↑ Olofsson, G.; Liseau, R. a Brandeker, A. Rozšířená emise atomového plynu odhaluje rotaci disku β Pictoris  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 563 , č.p. 1 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/338354 . - . — arXiv : astro-ph/0111206 .
30. ↑ Kalas, P.; Larwood, J.; Smith, BA a Schultz, A. Prsteny na planetesimálním disku β Pictoris  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Sv. 530 , č.p. 2 . -P.L133 - L137 . - doi : 10.1086/312494 . - . - arXiv : astro-ph/0001222 .
31. ↑ Kalaš, Pavel; Deltorn, Jean-Marc a Larwood, John. Stellar Encounters with the β Pictoris Planetesimal System  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 553 , č.p. 1 . - str. 410-420 . - doi : 10.1086/320632 . - . — arXiv : astro-ph/0101364 .
32. ↑ NASA (2000-01-15). Disk Beta Pictoris skrývá obří eliptický prstencový systém . Tisková zpráva . Archivováno z originálu 2. prosince 2008. Získáno 2008-09-02 .
33. ↑ 1 2 Golimowski, D. A. a kol. Hubbleův vesmírný dalekohled ACS Multiband Coronagraphic Imaging of the Debris Disk kolem β Pictoris  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 131 , č.p. 6 . - S. 3109-3130 . - doi : 10.1086/503801 . - . - arXiv : astro-ph/0602292 .
34. ↑ 1 2 NASA (2006-06-27). Hubble odhaluje dva prachové disky kolem blízké hvězdy Beta Pictoris . Tisková zpráva . Archivováno z originálu 24. července 2008. Získáno 2008-09-02 .
35. ↑ 1 2 Roberge, Aki a kol. Stabilizace disku kolem β Pictoris plynem extrémně bohatým na uhlík  (anglicky)  // Nature  : journal. - 2006. - Sv. 441 , č.p. 7094 . - str. 724-726 . - doi : 10.1038/nature04832 . — . — arXiv : astro-ph/0604412 . — PMID 16760971 .
36. ↑ 1 2 NASA (2006-06-07). Pojistka NASA nalezla dětskou sluneční soustavu zaplavenou uhlíkem . Tisková zpráva . Archivováno z originálu 1. července 2006. Získáno 2006-07-03 .
37. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza a kol. Raný extrasolární planetární systém odhalený planetesimálními pásy v β Pictoris  (anglicky)  // Nature  : journal. - 2004. - Sv. 431 , č.p. 7009 . - str. 660-663 . - doi : 10.1038/nature02948 . — . — PMID 15470420 .
38. ↑ 1 2 Burnham, Robert. Vytváření planet v Beta Pictoris . časopis Astronomy (2004). Získáno 2. září 2008. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
39. ↑ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro a Moore, Alex. Planetární embrya a planetesimály sídlící v tenkých debris discích  (anglicky)  // MNRAS  : journal. - 2007. - Sv. 380 , č.p. 4 . - S. 1642-1648 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12217.x . - .
40. ↑ Lagrange-Henri, A.M.; Vidal-Madjar, A. a Ferlet, R. Cirkumstellární disk Beta Pictoris. VI - Důkazy pro materiál dopadající na hvězdu  // Astronomie a astrofyzika  : časopis  . - EDP Sciences , 1988. - Sv. 190 . - str. 275-282 . - .
41. ↑ Crawford, IA; Beust, H. a Lagrange, A.-M. Detekce silné přechodné modře posunuté absorpční složky na disku Beta Pictoris  (anglicky)  // MNRAS  : journal. - 1998. - Sv. 294 , č.p. 2 . -P.L31- L34 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01373.x . - .
42. ↑ Karmann, C.; Beust, H. a Klinger, J. Fyzikálně-chemická historie padajících odpařujících se těles kolem beta Pictoris: zkoumání přítomnosti těkavých látek  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2001. - Sv. 372 , č.p. 2 . - S. 616-626 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010528 . - .
43. ↑ 1 2 Thébault, P. and Beust, H. Padající odpařující se tělesa v systému β Pictoris. Rezonanční doplňování a dlouhodobé trvání jevu  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2001. - Sv. 376 , č.p. 2 . - S. 621-640 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010983 . - .
44. ↑ Beust, H. a Valiron, P. Plyn vysoké šířky v systému β Pictoris. Možný původ související s padajícími vypařujícími se tělesy  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2007. - Sv. 466 , č.p. 1 . - S. 201-213 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053425 . - . - arXiv : astro-ph/0701241 .
45. ↑ ESO (2008-11-21). Planeta Beta Pictoris konečně zobrazena? . Tisková zpráva . Získáno 22. 11. 2008 .
46. ↑ Nový lovec exoplanet přímo zobrazuje Alien Worlds Discovery News.htm . Datum přístupu: 15. ledna 2014. Archivováno z originálu 9. ledna 2014. (neurčitý)
47. ↑ Astronomové objevili druhou exoplanetu v systému Beta Pictoris . livejournal.com. Získáno 5. října 2019. Archivováno z originálu dne 26. října 2020. (neurčitý)
48. ↑ Přímé potvrzení planety s radiální rychlostí β Pictoris c . Získáno 3. října 2020. Archivováno z originálu dne 26. října 2020. (neurčitý)
49. ↑ První přímé snímky exoplanety Beta Pictoriala získané c , 03. října 2020
50. ↑ Odhalení systému β Pictoris, spojení vysoce kontrastního zobrazení, interferometrických dat a dat radiální rychlosti . Získáno 3. října 2020. Archivováno z originálu dne 7. října 2020. (neurčitý)
51. ↑ Mouillet, D.; Larwood, JD; Papaloizou, JCB a Lagrange, AM Planeta na nakloněné oběžné dráze jako vysvětlení warpu na disku Beta Pictoris  // MNRAS  :  journal. - 1997. - Sv. 292 . - S. 896-904 . - . - arXiv : astro-ph/9705100 .
52. ↑ Přehled o Jupiteru . NASA. Získáno 10. července 2009. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
53. ↑ Informační list Saturn . NASA. Získáno 10. července 2009. Archivováno z originálu 18. března 2012. (neurčitý)
54. ↑ Lecavelier des Etangs, A. et al. Světelné variace Beta Pictoris. I. The planetary hypothesis  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1997. - Sv. 328 . - str. 311-320 . - .
55. ↑ 1 2 Lecavelier des Etangs, A. & Vidal-Madjar, A. (2009), Je Beta Pic b tranzitující planetou listopadu 1981? , arΧiv : 0903.1101 [astro-ph] , DOI 10.1051/0004-6361/200811528 . 
56. ↑ Beta Pictoris b: Vědci poprvé měří rychlost rotace exoplanety . Sci-News.com (30. dubna 2014). Staženo 5. 5. 2014. Archivováno z originálu 18. 12. 2014. (neurčitý)
57. ↑ Zarovnání rotace a oběžné dráhy planetárního systému β Pictoris Archivováno 3. července 2020 na Wayback Machine , 2020
58. ↑ Krivova, NA a Solanki, SK Proud částic z disku β Pictoris: Možný ejekční mechanismus  // Astronomie a astrofyzika  : časopis  . - EDP Sciences , 2003. - Sv. 402 , č.p. 1 . - P.L5-L8 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030369 . - .
59. ↑ Krivov, A. V. a kol. K pochopení proudu prachu β Pictoris  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 417 , č.p. 1 . - str. 341-352 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034379 . - .

Odkazy

•  Stránka Circumstellar Disk Learning
• Beta Pictoris (nedostupný odkaz) . Archivováno z originálu 11. října 2008. (neurčitý) 
• Dr. Stránka Davida Jewitta na Beta Pic , 1997
• Beta Pictoris na webu SolStation
• ARICNS (nedostupný odkaz) . Archivováno z originálu 9. června 2007. (neurčitý) 
• Záznam SEDS (nedostupný odkaz) . Archivováno z originálu 9. prosince 2005. (neurčitý) 
• Poznámky pro hvězdu Beta  Pictoris

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)