Beta Painter

Beta Pictoris (β Pic, β Pictoris) on Pictoriksen tähdistön toiseksi kirkkain tähti . Se sijaitsee 63,4 valovuoden etäisyydellä aurinkokunnasta , 1,75 kertaa massiivisempi ja 8,7 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko. Beta Pictoris -järjestelmä on hyvin nuori, noin 8-20 miljoonaa vuotta vanha [8] , vaikka se on jo pääsarjatähden evoluutiovaiheessa [6] . Beta Pictoris on osa niin kutsuttua Beta Pictoris -liikkuvaa tähtiryhmää  - nuorten , samaan suuntaan liikkuvien ja suunnilleen samanikäisten tähtien yhdistystä [8] .

Beta Pictoris tuottaa enemmän infrapunasäteilyä kuin muut tyyppinsä tähdet , mikä voi viitata siihen, että tähden läheisyydessä on runsaasti pölyä. Huolelliset havainnot paljastivat suuren kaasu- ja pölykiekon tähden ympärillä, mikä teki Beta Pictoruksesta ensimmäisen tähden, jonka roskakiekko valokuvattiin . Useiden planetesimaalien [10] ja komeettojen [11] vyöhykkeiden lisäksi planeettojen olemassaolo levyn sisällä on mahdollista. Jotkut merkit viittaavat siihen, että planeettojen muodostuminen jatkuu [12] . Uskotaan, että tähtienvälisten meteoroidien päälähde aurinkokunnassamme on juuri Beta Pictorin lähellä oleva fragmentaatiokiekko [13] .

Planeetan olemassaolo Beta Pictoris -järjestelmässä vahvistettiin suoralla havainnolla Euroopan eteläisen observatorion (ESO) välineillä, mikä on yhdenmukainen aikaisempien ennusteiden kanssa. Planeetta pyörii tähtien ympärillä olevan kiekon tasossa. Beta Pictoris b on lähin planeetta emotähdeensä, joka on kuvattu. Planeetan ja tähden välinen etäisyys on suunnilleen sama kuin aurinkomme ja Saturnuksen välinen etäisyys [14] .

Sijainti ja näkyvyys

Beta Pictoris on tähti taivaan eteläisen pallonpuoliskon tähdistössä Pictoris ja näkyy länteen kirkkaasta tähdestä Canopus [15] . Tähden näennäinen magnitudi on 3,861 [1] , ja hyvissä sääolosuhteissa se näkyy paljaalla silmällä, ellei valosaaste estä tätä . Se on tähdistön toiseksi kirkkain tähti, toiseksi vain Alpha Pictoris , jonka näennäinen magnitudi on 3,30 [16] .

Etäisyydet Beta Pictorikseen, samoin kuin moniin muihin tähtiin, saatiin käyttämällä Hipparcos-satelliittia , joka mittasi niiden trigonometriset parallaksit : pieniä muutoksia tähden näennäisasemassa, kun maa liikkuu Auringon ympäri. Beta Pictoriksen parallaksimittaus antoi alun perin arvon 51,87 millikaarikukuntia [ 17] , mutta myöhemmin, kun systemaattisia virheitä tarkasteltiin tarkemmin, havaittiin parantunut arvo - 51,44 millikaarikukuntia [3] . Etäisyydeksi Beta Pictoris on arviolta 63,4 valovuotta, ja virhemarginaali on 0,1 valovuotta [18] [huomautus 3] .

Hipparcos-satelliitti mittasi myös Beta Painterin omaa liikettä : se liikkuu itään nopeudella 4,65 millikaaresekuntia vuodessa ja pohjoiseen 83,10 millikaaren sekuntia vuodessa [3] . Doppler -siirtymän mittaukset tähden spektrissä mahdollistivat sen etenemisen meistä noin 20 km/s nopeudella [2] . Useat muut tähdet liikkuvat suunnilleen samaan suuntaan kuin Beta Pictoris ja ovat todennäköisesti muodostuneet lähes samanaikaisesti samassa kaasupilvessä: tätä ryhmää kutsutaan Beta Pictoris -liikkuvaksi tähtiryhmäksi [8] .

Fyysiset ominaisuudet

Spektri, valoisuus ja vaihtelevuus

Nearby Stars -projektin mittausten mukaan Piktor Beta kuuluu spektrityyppiin A6V [4] . Kirjain A tarkoittaa, että Siriuksen tai Vegan tavoin tämä tähti on valkoinen, mikä erottaa sen keltaisesta Auringostamme , joka kuuluu spektrityyppiin G [19] . Numero 6 osoittaa, että tähti on jossain kuumimpien A-luokan tähtien (A0) ja kylmimpien (A9) välissä. Roomalainen numero V ilmaisee valon tasoa ja tarkoittaa, että Auringon tapaan Beta Pictoris on pääsarjatähti . Tällaisten tähtien palamista tukee vedyn lämpöydinreaktio ytimissä.

Spektri osoittaa, että Beta Pictorican tehollinen lämpötila on 7779 °C [4] , mikä on korkeampi kuin Auringon lämpötila (5505 °C [19] ). Spektrianalyysi osoittaa myös raskaiden alkuaineiden (tähtitieteen "metalleiksi") ja vedyn välisen suuren suhteen - korkeamman kuin tähdellämme. Tämä suhde, jota merkitään [M/H], lasketaan kymmenes logaritmi "metallien" pitoisuuksien suhteesta tähdessä ja Auringossa, Beta Pictoriksen tapauksessa [M/H] on 0,05 [ 4] ja siten metallien osuus tähdestä on 12 % suurempi kuin vastaava osuus Auringossa [huomautus 2] .

Spektriä analysoimalla oli mahdollista mitata myös painovoiman kiihtyvyys tähden pinnalla. Sille on yleensä tunnusomaista arvo log g - gravitaatiokiihtyvyyden  desimaalilogaritmi , joka ilmaistaan ​​CGS - yksiköissä eli cm / s². Pictorin beta log  g = 4,15 [4] tapauksessa, mikä vastaa 140 m/s² , mikä on noin kaksi kertaa vähemmän kuin Auringon pinnalla (274 m/s²) [19] .

A-luokan pääsarjatähtenä Beta Pictoris on kirkkaampi kuin Auringon, koska sen näennäinen magnitudi 3,861 19,44 parsekin etäisyydellä Auringosta vastaa absoluuttista magnitudia 2,42, kun taas Auringon absoluuttinen magnitudi on 4,83 [19] [20] [huomautus 1] . Tämä tarkoittaa, että tähden kirkkaus on 9,2 kertaa Auringon kirkkaus [huomautus 4] . Jos otetaan huomioon koko säteilyspektri (ns. "bolometrinen luminositeetti"), niin Beta Piktorin valoisuus on 8,7 kertaa suurempi kuin auringon [6] [21] .

Monet pääsekvenssin spektrityypin A tähdet ovat Hertzsprung-Russell-kaavion alueella , jota kutsutaan epävakauden kaistaleeksi , jolla on sykkivät muuttuvat tähdet . Vuonna 2003 tähden fotometrinen seuranta paljasti tähden kirkkauden vaihtelut 1-2 tuhannesosan tasolla 30-40 minuutin taajuudella [22] . Beta Pictoriksen säteittäisen kiihtyvyyden mittaukset paljastivat myös vaihtelua: pulsaatioita havaittiin kahdella eri taajuudella, 30,4 ja 36,9 minuuttia [23] . Siten Beta Pictoris voidaan luokitella Delta Scuti -tyyppiseksi muuttuvaksi tähdeksi .

Massa, säde ja kierto

Beta Pictoriksen massa määritettiin käyttämällä tähtien evoluution mallia, jota sovellettiin tähden havaittuihin ominaisuuksiin. Tuloksena todettiin, että tähden massa on 1,7-1,8 auringon massaa [6] . Tähden kulmakoko mitattiin interfometrialla käyttäen VLT -kompleksia ja se osoittautui 0,84 millisekuntia kaaresta [7] . Koska tähti on 63,4 valovuoden etäisyydellä tällä kulmakoolla, sen säde on 1,8 auringon sädettä [huomautus 5] .

Beta Pictoriksen pyörimisnopeus on mittausten mukaan vähintään 130 km/s [9] . Koska tämä arvo saatiin radiaalisten nopeuksien mittauksilla, tämä on vain todellisen nopeuden v alaraja , koska arvo v sin ( i ) mitataan itse asiassa, missä i on tähden pyörimisakselin  kaltevuus suhteessa linjaan. yhdistämällä sen tarkkailijaan. Jos oletetaan, että Beta Pictoris on näkyvissä maapallolta sen päiväntasaajan tasossa (tämä on uskottavaa, koska tähtien ympärillä oleva kiekko näkyy meille reunasta), niin pyörimisjakso on suunnilleen 16 tuntia, eli paljon lyhyempi kuin Auringon kiertoaika (609,12 tuntia [19] ) [huom. 6] .

Ikä ja muodostuminen

Huomattavan pölymäärän läsnäolo tähden lähellä [24] tarkoittaa, että tähtijärjestelmä on suhteellisen nuori. Tämä aiheutti kiistan siitä, kuuluuko tähti pääsarjaan vai ei ole vielä päässyt siihen [25] .Kun Hipparcos-lento kuitenkin laski etäisyyttä tähteen, kävi ilmi, että Beta Pictoris sijaitsee kauempana Auringosta kuin aiemmin. ajateltu, ja siksi se on odotettua valoisampi. Kun Hipparcosin tulokset otettiin huomioon, kävi ilmi, että Beta Piktorin ikä on lähellä pääsekvenssin nollaikää ja kuuluu siten edelleen tähän sarjaan [6] . Beta Pictorisin ja muiden Beta Pictors -liikkuvien tähtien jäsenten analyysi viittaa siihen, että ne ovat noin 12 miljoonaa vuotta vanhoja [8] . Virheet huomioon ottaen ikä voi vaihdella 8 ja 20 miljoonan vuoden välillä [8] .

Beta Pictoris ja sen naapurit ovat saattaneet muodostua lähellä Scorpio-Centaurus-tähtiyhdistystä [ 26] . Kaasupilven romahtaminen, joka johti Pictor Betan muodostumiseen, on saattanut johtua supernovaräjähdyksen aiheuttamasta shokkiaallosta . Supernovaksi muuttunut tähti oli luultavasti HIP 46950 :n kumppani , joka on nyt "karonnut tähti", kuten Barnard's Star . Jäljittämällä HIP 46950:n polkua menneisyyteen, voidaan olettaa, että se oli noin 13 miljoonaa vuotta sitten lähellä Skorpioni-Kentaurusyhdistystä [26] .

Circumstellar-ympäristö

Sirulevy

IRAS - kiertorataobservatorio havaitsi Beta Pictoriksen ylimääräisen infrapunasäteilyn ensimmäisen kerran vuonna 1983 [24] . Vegan , Fomalhautin ja Epsilon Eridanin ohella Beta Pictoris oli yksi ensimmäisistä tähdistä, jolla oli tällainen ylilyönti: niitä kutsuttiin "Vega-kaltaisiksi" tämän tyyppisen ensimmäisen tähden nimen mukaan. Koska luokan A tähdet, kuten Beta Pictoris, säteilevät suurimman osan energiastaan ​​spektrin sinisellä alueella [huom. 7] , tämä ylimäärä osoitti kylmän aineen läsnäolon tähteen kiertoradalla, joka säteilee spektrin infrapunaosassa ja aiheuttaa ylimäärä [24] . Hypoteesi vahvistettiin vuonna 1984, kun Beta Pictorisista tuli ensimmäinen tähti, jolla oli optisesti kiinteä ympyrälevy [27] .

Beta Pictoris -fragmenttilevy näkyy tarkkailijalle maasta reunasta ja on suunnattu avaruuteen siten, että toinen reuna on lounaaseen ja toinen koilliseen. Levy on epäsymmetrinen: koillissuunnassa sitä havaitaan jopa 1835 AU:n etäisyydellä. e. tähdestä ja lounaisosassa - 1450 a. asti. e. [28] Kiekko pyörii: sen koillisosa siirtyy pois meistä ja lounaisosa liikkuu meitä kohti [29] .

Levyn ulkoalueilla 500-800 AU. Eli useita himmeitä renkaita voidaan erottaa: yhden version mukaan ne muodostuivat lähellä lentävän tähden häiriöiden seurauksena [30] . Hipparcos -avaruusaluksen saamien astrometristen tietojen mukaan punainen jättiläinen Beta Dove ohitti kahden valovuoden etäisyydellä Beta Pictoruksesta noin 110 000 vuotta sitten, mutta voimakkaampia häiriöitä saattoi aiheuttaa Zeta Doraduksen kulkeminen noin 3 valon etäisyydellä. vuotta noin 350 000 vuotta sitten [31] . Tietokonesimulaatiot kuitenkin osoittavat häiritsevän kohteen pidemmän törmäyksen ja hitaamman nopeuden kuin mainituilla tähdillä, ja voidaan olettaa, että renkaat loi jokin Beta Pictoruksen seuratähti, joka oli epävakaalla kiertoradalla. Mallintaminen osoittaa, että tähti, jonka massa on 0,5 aurinkomassaa  , luultavasti spektrityypin M0V punainen kääpiö [28] [32] , voi olla ehdokkaana tällaisen seuralaisen rooliin .

Vuonna 2006 järjestelmän havainnot Hubble Advanced Survey -kameralla paljastivat, että järjestelmässä oli toinen levy, joka oli kallistettu 5° päälevyyn nähden ja ulottui 130 AU:ta. esim. tähdestä [33] . Toinen kiekko on myös epäsymmetrinen: kiekon lounaiskärki on kaarevampi ja vähemmän kalteva suhteessa päälevyyn kuin koillis. Tarkkailun tekniset olosuhteet eivät sallineet ensisijaisen ja toissijaisen levyn resoluutiota lähempänä kuin 80 AU. Esimerkiksi Beta Pictorisista oletettavasti toissijainen levy leikkaa päälevyn kanssa noin 30 AU:n etäisyydellä. esim. tähdestä [33] . Toissijainen levy on voitu muodostaa massiivisen planeetan, jonka tasossa on kalteva kiertorata, läsnäolo, joka sieppasi osan aineesta päälevyltä [34] .

NASAn FUSE - avaruusaluksen tekemät havainnot paljastivat ylimäärän hiilipitoisia kaasuja Beta Pictoris -järjestelmässä [35] . Tämä todennäköisesti vakauttaisi järjestelmän säteilypainetta vastaan , joka muuten puhaltaisi ainetta tähtienväliseen avaruuteen. [35] Tällä hetkellä on olemassa kaksi hypoteesia, jotka selittävät hiilen ylimäärän järjestelmässä. Beta Painter -järjestelmässä saattaa olla muodostumassa eksoottisia hiiliplaneettoja , jotka, toisin kuin aurinkokunnan Maan kaltaiset planeetat, sisältävät enemmän hiiltä kuin happea [36] . Toisen hypoteesin mukaan järjestelmä voi olla tuntemattomassa muodostumisvaiheessa, jonka läpi aurinkokuntamme kerran kulki: järjestelmässämme on erittäin hiilipitoisia meteoriitteja ( Enstatite chondrites ), jotka voivat muodostua vain hiilirikkaassa ympäristössä. Lisäksi on olemassa mielipide, että Jupiter olisi voinut muodostua hiilirikkaan planeetan ytimen ympärille [36] .

Planetesimaalien vyöt

Vuonna 2003 Beta Pictoris -järjestelmän sisäosien havainnot Keck II -teleskoopilla osoittivat vyöhykkeille tai ainerenkaille ominaisia ​​piirteitä. Löydetyt vyöt sijaitsevat 14, 28, 52 ja 82 AU:n etäisyydellä. esim. tähdestä, ja niillä on erilaiset kaltevuuskulmat suhteessa päälevyyn [10] .

Vuonna 2004 havainnot paljastivat sisäisen silikaattihihnan noin 6,4 AU:n etäisyydellä. esim. tähdestä. Silikaatteja löydettiin myös 16 ja 30 AU:n etäisyyksiltä. e. Ottaen huomioon pienen pölymäärän välillä 6,4 - 16 a. Tämä tarkoittaa siis massiivisen planeetan olemassaoloa tällä alueella [37] [38] .

Pölylevyn tietokonesimulaatio 100 AU:n etäisyydellä. e. tähdestä viittaa siihen, että tällä vyöhykkeellä pöly muodostui törmäyssarjassa, jonka alku on noin 180 kilometrin säteillä olevien planetesimaalien tuhoutuminen. Alkutörmäyksen jälkeen planetesimaalien fragmentit jatkavat törmäystä - tätä prosessia kutsutaan "törmäyskaskadiksi" ( englanniksi  collisional cascade ). Samanlaisia ​​prosesseja on tallennettu pölylevyille Fomalhautin ympärillä ja AU Microscopella [39] .

Putoavat ja haihtuvat ruumiit

Beta Pictoriksen spektrissä on voimakasta lyhytaikaista vaihtelua , joka nähtiin alun perin useiden spektrin absorptioviivojen punaisissa siivissä . Tämän vaihtelun uskotaan johtuvan aineen putoamisesta tähden päälle [40] . Tämän aineen lähteenä uskotaan olevan pieniä komeetan kaltaisia ​​esineitä, joiden kiertoradat tulevat niin lähelle tähteä, että ne alkavat haihtua. Tätä oletusta kutsutaan "putoavien ja haihtuvien kappaleiden" malliksi [ 11 ] . Samanlaisia ​​muutoksia absorptiolinjojen sinisissä siivissä on myös havaittu, mutta niitä esiintyy harvemmin: tämä voi viitata toisen esineryhmän läsnäoloon eri kiertoradalla [41] . Yksityiskohtaiset tietokonesimulaatiot ovat osoittaneet, että ruumiit eivät todennäköisesti koostu pääasiassa jäästä, kuten komeetat, vaan niillä on todennäköisesti jään ja pölyn seoksesta koostuva ydin ja tulenkestävää materiaalia oleva kuori [42] . On mahdollista, että nämä esineet siirtyivät kiertoradoilleen lähellä tähteä gravitaatiohäiriöiden seurauksena planeetalta, jolla on pieni epäkeskisyys ja joka sijaitsee noin 10 AU:n etäisyydellä. esim. tähdestä [43] . Putoavat ja haihtuvat kappaleet voivat myös olla vastuussa kaasujen läsnäolosta korkealla pääpalalevyn tason yläpuolella [44] .  

Planeettajärjestelmä

Marraskuun 21. päivänä 2008 kerrottiin, että vuonna 2003 Very Large Teleskoopin avulla tehtyjen havaintojen aikana planeetta Beta Pictorial b [45] löydettiin tähden läheltä . Syksyllä 2009 nämä havainnot vahvistettiin tarkkailemalla planeettaa keskitähden toisella puolella. Todennäköisesti 15 vuoden kuluttua planeetan kiertorata jäljitetään täysin [14] . Radan epäkeskisyys ei ylitä 0,17. Vuonna 2014 Chilen Gemini-observatorion Gemini Planet Imager otti kuvan planeetta b:stä [46] .

19. elokuuta 2019 Beta Pictoris c [47] löydettiin 2,7 AU:n etäisyydeltä. vanhemmalta tähdeltä. Planeetan β Kuvan c lämpötila T = 1250 ± 50 K ja massa on 8,2 ± 0,8 Jupiterin massaa [48] . Ensimmäiset suorat kuvat Beta Pictoris c:stä saatiin käyttämällä GRAVITY-instrumenttia, joka keräsi valoa neljästä VLT -teleskoopista [49] [50] .

Doppler-menetelmä , jota on käytetty monien tällä hetkellä tunnettujen eksoplaneettojen löytämiseen, ei sovellu hyvin spektrityypin A tähtien, kuten Beta Pictorisin, tutkimiseen, ja tähden hyvin nuori ikä aiheuttaa lisähäiriöitä. Tällä menetelmällä tähän mennessä saadut rajoitukset estävät " kuuma Jupiterin " planeetan olemassaolon, joka on suurempi kuin kaksi Jupiterin massaa , lähempänä kuin 0,05 AU. tähdestä. Planeettaa, jonka massa on alle 9 Jupiterin massaa ja joka kiertää noin 1 AU:n etäisyydellä, ei myöskään havaita [12] [23] . Siksi tähtitieteilijät etsivät planeettojen vaikutusta tähtien ympärillä olevaan väliaineeseen havaitakseen planeettoja Beta Pictoris -järjestelmästä.

On olemassa useita viitteitä planeetan olemassaolosta noin 10 AU:n etäisyydellä. tähdestä: pölytön alue planetesimaalisten vyöhykkeiden välillä 6,4 ja 16 AU:n välillä, jonka planeetta mahdollisesti "puhdistaa" [38] ; tällä etäisyydellä oleva planeetta voisi selittää "putoavien ja haihtuvien kappaleiden" alkuperän [43] ; lisäksi sisemmän kiekon renkaiden kaltevuus ja muodonmuutos voi johtua myös massiivisesta planeettasta, jonka kiertorata on kalteva, joka tuhoaa kiekon [34] [51] .

Havaittu planeetta ei pysty selittämään planetesimaalisten vyöhykkeiden rakennetta noin 30 ja 52 AU:n etäisyydellä. tähdestä. Näihin vyöhykkeisiin voivat vaikuttaa planeetat, jotka sijaitsevat 25 ja 44 AU:n etäisyydellä ja joiden massat ovat vastaavasti 0,5 ja 0,1 Jupiterin massaa [12] . Tällainen planeettajärjestelmä, jos se on olemassa, olisi lähellä 1:3:7 kiertoradan resonanssia . Ehkä päälevyn ulkoosassa olevat renkaat 500-800 AU:n etäisyydellä. (joista on jo keskusteltu edellä) ovat epäsuorasti näiden planeettojen vaikutuksen aiheuttamia [12] .

Mitä tulee jo tunnetulle planeetalle, se havaittiin 411 millisekunnin kaaren etäisyydellä Beta Painterista, mikä vastaa 8 AU:n etäisyyttä. tähdestä. Vertailun vuoksi Jupiterin ja Saturnuksen kiertoradan säde  on 5,2 [52] ja 9,5 AU. [53] . Radan kokoa kohti havaintoa ei tunneta, joten annettu etäisyys on alempi arvio tämän kiertoradan koosta. Planeetan massaarviot riippuvat planeetan evoluution teoreettisesta mallista. Esineen massan uskotaan olevan noin 8 Jupiterin massaa, sen lämpötila on noin 1400-1600 K ja tällä hetkellä se vielä jäähtyy. Nämä arviot ovat alustavia, koska niiden johtamiseen käytettyä mallia ei ole vielä testattu todellisilla tiedoilla alueelta, joka vastaa planeetan todennäköistä massaa ja ikää.

On mahdollista, että tämän planeetan kulku Beta Pictoriksen kiekon läpi havaittiin jo marraskuussa 1981 [54] [55] . Tässä tapauksessa on mahdollista määrittää puolipääakselin mitat - 7,6-8,7 AU. ja kiertoaika 15,9–19,5 vuotta. Kohteen havaittu säde sen kulkiessa vastasi 2–4 Jupiterin sädettä, mikä on suurempi kuin teoreettinen malli antaa ymmärtää. Tämä voi tarkoittaa, että, kuten ehkä Fomalhaut b :n tapauksessa , planeettaa ympäröi suuri rengasjärjestelmä tai levy, johon planeetan satelliitit muodostuvat [55] .

Vuonna 2014 β Pictorialis b : n rotaatiojakso määritettiin ensimmäisen kerran : vuorokausi sillä kestää noin 8 tuntia [56] .

Beta Pictoriksen, kuten aurinkokunnan Auringon, pyörimisakseli osoittautui melkein kohtisuoraksi planeetansa kiertoradan ja protoplanetaarisen kiekon kanssa ja poikkesi niistä vain 3-5 ° [57] .

Pölyvirta

Canterburyn yliopiston ( Christchurch , Uusi-Seelanti ) vuonna 2000 tekemät havainnot paljastivat Painter's Betan suunnasta tulevan pölyvirran olemassaolon. Tämä virta on luultavasti tärkein tähtienvälisten meteoroidien lähde aurinkokunnassamme [13] . Beta Pictoris -virrassa olevat pölyhiukkaset ovat suhteellisen suuria, niiden säteet ovat yli 20 mikrometriä , ja kiihtyvyydestään päätellen ne poistuivat kotijärjestelmästä noin 25 km/s nopeudella. Nämä hiukkaset ovat saattaneet poistua fragmenttilevyltä jättimäisten planeettojen vaeltamisen aikana levyn sisällä ja todistaa epäsuorasti Oort-pilven analogin muodostumisen puolesta Beta Pictoris -järjestelmässä [58] . Numeerinen mallinnus pölyn irtoamisesta järjestelmästä osoitti, että myös kevyt paine voi olla mukana tässä prosessissa , ja havaittiin, että planeetat yli 1 AU:n päässä . esim. tähdestä, ei voi suoraan aiheuttaa pölyn virtausta [59] .

Katso myös

• Luettelo tähdistä Painter
• Liikkuva Tähtien ryhmä Beta Painter

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 Tähden absoluuttinen magnitudi M V voidaan laskea, jos sen näennäinen magnitudi m V ja etäisyys d tunnetaan seuraavan yhtälön avulla:
2. ↑ 1 2 Laskettuna [M/H]: suhteellinen runsaus = 10 [M/H]
3. ↑ Parallaksi voidaan laskea käyttämällä seuraavaa yhtälöä:
4. ↑ Näennäinen kirkkaus voidaan laskea seuraavasti
5. ↑ Tähden lineaarinen halkaisija saadaan kertomalla sen etäisyys sen kulmahalkaisijalla radiaaneina .
6. ↑ Pyörimisjakso voidaan laskea käyttämällä Circular Motion -yhtälöä :
7. ↑ Wienin siirtymälakiin ja 8052 K lämpötilaan perustuen Beta Pictoriksen maksimiemissio on 360 nanometriä eli spektrin ultraviolettialueella .

1. ↑ 1 2 *panos Pic—Star . SIMBAD . Haettu 6. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 13. huhtikuuta 2014. (määrätön)
2. ↑ 1 2 Gontcharov GA HIP 27321 . Pulkovon radiaalinopeudet 35493 HIP-tähdelle (2006). Haettu 6. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
3. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. HIP 27321 . Hipparcos, uusi vähennys (2007). Haettu 6. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gray, RO et al. Avustukset Nearby Stars (NSStars) -projektiin: M0:aa aikaisempien tähtien spektroskopia 40 pc:n sisällä—The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 132 , nro. 1 . - s. 161-170 . - doi : 10.1086/504637 . - . - arXiv : astro-ph/0603770 .
5. ↑ 1 2 Hoffleit D. ja Warren Jr WH HR 2020 . Bright Star Catalogue, 5. tarkistettu painos. (1991). Haettu 6. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Crifo, F. et al. Hipparcos käytti β Pictoriksen uudelleen. Tähtien ominaisuudet  (englanniksi)  // Tähtitiede ja astrofysiikka . - EDP Sciences , 1997. - Voi. 320 . -P.L29- L32 . - .
7. ↑ 1 2 Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI-havainnot pääsarjan tähdistä" . AK Dupreessa ja AO Benzissä. Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton 219. symposiumin aineisto . IAUS 219: Tähdet aurinkoina: aktiivisuus, evoluutio ja planeetat. Sydney, Australia: Astronomical Society of the Pacific. s. 80 . Haettu 2008-09-07 . Arkistoitu 14. joulukuuta 2019 Wayback Machinessa
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zuckerman, B. et al. β Pictoris Moving Group  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Voi. 562 , no. 1 . -P.L87 - L90 . - doi : 10.1086/337968 . - .
9. ↑ 1 2 Royer F.; Zorec J. ja Gomez AE HD 39060 . A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet. III. Luettelo 1541:stä B9–F2-tyypin tähdestä ja niiden vsini-arvosta, spektrityypistä, siihen liittyvästä alaryhmästä ja luokittelusta (2007). Haettu 7. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
10. ↑ 1 2 Wahhaj, Z. et al. β Pictoriksen sisäiset renkaat  // Astrophysical  Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 584 , no. 1 . -P.L27- L31 . - doi : 10.1086/346123 . - . - arXiv : astro-ph/0212081 .
11. ↑ 1 2 Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. ja Lagrange-Henri, A. M. The Beta Pictoris circumstellar disk. X — Numeeriset simulaatiot putoavien haihtuvien kappaleiden osalta  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - EDP Sciences , 1990. - Voi. 236 , nro. 1 . - s. 202-216 . - .
12. ↑ 1 2 3 4 Freistetter, F.; Krivov, A. V. ja Löhne, T. Planets of β Pictoris vieraili uudelleen  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2007. - Voi. 466 , no. 1 . - s. 389-393 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066746 . - . — arXiv : astro-ph/0701526 .
13. ↑ 1 2 Baggaley, W. Jack. Advanced Meteor Orbit -tutkahavainnot tähtienvälisistä meteoroideista   // J. Geophys . Res.  : päiväkirja. - 2000. - Voi. 105 , no. A5 . - P. 10353-10362 . - doi : 10.1029/1999JA900383 . - .
14. ↑ 1 2 Exoplanet Caught on the Move (linkki ei saatavilla) (10. kesäkuuta 2010). Haettu 10. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön) 
15. ↑ Kaler, Jim. Beta Pictoris . TÄHTEET . Haettu 8. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
16. ↑ Kultas David. Pictor (lyhennetty kuva, yl. Pictoris) (linkki ei käytettävissä) . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 8. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön) 
17. ↑ ESA. HIP 27321 . Hipparcos- ja Tycho-luettelot (1997). Haettu 7. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
18. ↑ Pogge, Richard. Luento 5: Tähtien etäisyydet . Tähtitiede 162: Johdatus tähtiin, galakseihin ja maailmankaikkeuteen . Haettu 8. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
19. ↑ 1 2 3 4 5 Sun-tietolehti . NASA. Haettu 7. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
20. ↑ Absoluuttinen suuruus . COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy . Haettu 8. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
21. ↑ Strobel, Nick. Suuruusjärjestelmä . Tähtitieteen muistiinpanoja . Haettu 8. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
22. ↑ Koen, C. δ Scutipulsations in β Pictoris // MNRAS . - 2003. - T. 341 , nro 4 . - S. 1385-1387 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x . - .
23. ↑ 1 2 Galland, F. et ai. Auringon ulkopuoliset planeetat ja ruskeat kääpiöt A–F-tyyppisten tähtien ympärillä. III. β Pictoris: etsii planeettoja, löytää pulsaatioita  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2006. - Voi. 447 , no. 1 . - s. 355-359 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054080 . - . — arXiv : astro-ph/0510424 .
24. ↑ 1 2 3 Croswell, Ken Planet Quest (englanniksi) . - Oxford University Press , 1999. - ISBN 0-19-288083-7 .
25. ↑ Lanz, Thierry; Heap, Sara R. ja Hubeny, Ivan. HST/GHRS-havainnot beta Pictoris -järjestelmästä: järjestelmän iän perusparametrit  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1995. - Voi. 447 , no. 1 . – P.L41 . - doi : 10.1086/309561 . - .
26. ↑ 1 2 Ortega, VG et ai. New Aspects of Formation of the β Pictoris Moving Group  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Voi. 609 , no. 1 . - s. 243-246 . - doi : 10.1086/420958 . - .
27. ↑ Smith, BA ja Terrile, RJ Ympäröivä levy Beta Pictoriksen ympärillä   // Tiede . - 1984. - Voi. 226 , nro. 4681 . - s. 1421-1424 . - doi : 10.1126/tiede.226.4681.1421 . - . — PMID 17788996 .
28. ↑ 1 2 Larwood, JD ja Kalas, PG Läheisiä tähtien kohtaamisia planetesimaalisten kiekkojen kanssa: epäsymmetrian dynamiikka β Pictoris -järjestelmässä  // MNRAS  :  päiväkirja. - 2001. - Voi. 323 , no. 2 . - s. 402-416 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x . - . - arXiv : astro-ph/0011279 .
29. ↑ Olofsson, G.; Liseau, R. ja Brandeker, A. Laajat atomikaasupäästöt paljastavat β Pictoris -levyn pyörimisen  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Voi. 563 , no. 1 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/338354 . - . — arXiv : astro-ph/0111206 .
30. ↑ Kalas, P.; Larwood, J.; Smith, BA ja Schultz, A. Sormukset β Pictoriksen planeetasimaalisessa levyssä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Voi. 530 , no. 2 . -P.L133 - L137 . - doi : 10.1086/312494 . - . - arXiv : astro-ph/0001222 .
31. ↑ Kalas, Paul; Deltorn, Jean-Marc ja Larwood, John. Tähtien kohtaamisia β Pictoris Planetesimal Systemin kanssa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Voi. 553 , no. 1 . - s. 410-420 . - doi : 10.1086/320632 . - . — arXiv : astro-ph/0101364 .
32. ↑ NASA (2000-01-15). Beta Pictoris -levy piilottaa jättimäisen elliptisen rengasjärjestelmän . Lehdistötiedote . Arkistoitu alkuperäisestä 2. joulukuuta 2008. Haettu 2008-09-02 .
33. ↑ 1 2 Golimowski, D. A. et ai. Hubble-avaruusteleskooppi ACS:n monikaistainen koronagrafinen kuvantaminen roskalevystä β Pictorisin ympärillä  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 131 , nro. 6 . - P. 3109-3130 . - doi : 10.1086/503801 . - . - arXiv : astro-ph/0602292 .
34. ↑ 1 2 NASA (27.6.2006). Hubble paljastaa kaksi pölylevyä lähellä olevan Star Beta Pictorisin ympäriltä . Lehdistötiedote . Arkistoitu alkuperäisestä 24. heinäkuuta 2008. Haettu 2008-09-02 .
35. ↑ 1 2 Roberge, Aki et al. β Pictoriksen ympärillä olevan kiekon stabilointi erittäin hiilipitoisella kaasulla  (englanniksi)  // Nature  : Journal. - 2006. - Voi. 441 , no. 7094 . - s. 724-726 . - doi : 10.1038/luonto04832 . — . — arXiv : astro-ph/0604412 . — PMID 16760971 .
36. ↑ 1 2 NASA (2006-06-07). NASA:n sulake löytää pikkulasten aurinkokunnan täyteen hiiltä . Lehdistötiedote . Arkistoitu alkuperäisestä 1. heinäkuuta 2006. Haettu 2006-07-03 .
37. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza et ai. Varhainen ekstrasolaarinen planeettajärjestelmä, jonka planetesimaaliset vyöt paljastivat julkaisussa β Pictoris  (englanniksi)  // Nature  : Journal. - 2004. - Voi. 431 , nro. 7009 . - s. 660-663 . - doi : 10.1038/luonto02948 . — . — PMID 15470420 .
38. ↑ 1 2 Burnham, Robert. Planeettojen tekeminen Beta Pictoriksella . Astronomy Magazine (2004). Haettu 2. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
39. ↑ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro ja Moore, Alex. Planetaariset alkiot ja planetesimaalit, jotka asuvat ohuissa  roskalevyissä (englanniksi)  // MNRAS  : Journal. - 2007. - Voi. 380 , no. 4 . - s. 1642-1648 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12217.x . - .
40. ↑ Lagrange-Henri, A.M.; Vidal-Madjar, A. ja Ferlet, R. The Beta Pictoris circumstellar disk. VI - Todisteet tähteen putoavasta materiaalista  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 1988. - Voi. 190 . - s. 275-282 . - .
41. ↑ Crawford, IA; Beust, H. ja Lagrange, A.-M. Voimakkaan ohimenevän sini-siirtymän absorptiokomponentin havaitseminen Beta Pictoris  -levyssä (englanniksi)  // MNRAS  : Journal. - 1998. - Voi. 294 , nro. 2 . -P.L31- L34 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01373.x . - .
42. ↑ Karmann, C.; Beust, H. ja Klinger, J. Putovien haihtuvien kappaleiden fysikaalis-kemiallinen historia beta Pictorisin ympärillä: haihtuvien aineiden läsnäolon tutkiminen  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2001. - Voi. 372 , no. 2 . - s. 616-626 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010528 . - .
43. ↑ 1 2 Thébault, P. ja Beust, H. Putoavat haihtuvat kappaleet β Pictoris -järjestelmässä. Resonanssitäytös ja ilmiön pitkäkestoinen kesto  (englanti)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - EDP Sciences , 2001. - Voi. 376 , nro. 2 . - s. 621-640 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010983 . - .
44. ↑ Beust, H. ja Valiron, P. Korkean leveyspiirin kaasu β Pictoris -järjestelmässä. Putoaviin haihtuviin kappaleisiin liittyvä mahdollinen alkuperä  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2007. - Voi. 466 , no. 1 . - s. 201-213 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053425 . - . - arXiv : astro-ph/0701241 .
45. ↑ ESO (2008-11-21). Onko Beta Pictoris -planeetta vihdoin kuvattu? . Lehdistötiedote . Haettu 22.11.2008 .
46. ↑ Uusi Exoplanet Hunter kuvaa suoraan Alien Worlds Discovery News.htm . Käyttöpäivä: 15. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 9. tammikuuta 2014. (määrätön)
47. ↑ Tähtitieteilijät löytävät toisen eksoplaneetan Beta Pictoris -järjestelmästä . livejournal.com. Haettu 5. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020. (määrätön)
48. ↑ Säteittäisen nopeuden planeetan β Pictoris c suora vahvistus . Haettu 3. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020. (määrätön)
49. ↑ Ensimmäiset suorat kuvat eksoplaneetta Beta Pictoriala saatu c , 3. lokakuuta 2020
50. ↑ β Pictoris -järjestelmän paljastaminen, korkeakontrastisten kuvantamis-, interferometristen ja säteittäisten nopeustietojen yhdistäminen . Haettu 3. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. lokakuuta 2020. (määrätön)
51. ↑ Mouillet, D.; Larwood, JD; Papaloizou, JCB ja Lagrange, AM Planeetta kaltevalla kiertoradalla selityksenä Beta Pictoris -levyn  vääntymiselle // MNRAS  :  päiväkirja. - 1997. - Voi. 292 . - s. 896-904 . - . - arXiv : astro-ph/9705100 .
52. ↑ Jupiterin tietosivu . NASA. Haettu 10. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
53. ↑ Saturn Fact Sheet . NASA. Haettu 10. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012. (määrätön)
54. ↑ Lecavelier des Etangs, A. et ai. Beta Pictoris -valomuunnelmia. I. Planetaarinen hypoteesi  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - EDP Sciences , 1997. - Voi. 328 . - s. 311-320 . - .
55. ↑ 1 2 Lecavelier des Etangs, A. & Vidal-Madjar, A. (2009), Onko Beta Pic b marraskuun 1981 kauttakulkuplaneetta? , arΧiv : 0903.1101 [astro-ph] , DOI 10.1051/0004-6361/200811528 . 
56. ↑ Beta Pictoris b: Tutkijat mittaavat Exoplaneetan pyörimisnopeuden ensimmäistä kertaa . Sci-News.com (30. huhtikuuta 2014). Haettu 5. toukokuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 18. joulukuuta 2014. (määrätön)
57. ↑ β Pictoris -planeettajärjestelmän pyörimiskiertoradan kohdistus Arkistoitu 3. heinäkuuta 2020 Wayback Machinessa , 2020
58. ↑ Krivova, NA ja Solanki, SK Hiukkasvirta β Pictoris -levyltä: mahdollinen poistomekanismi  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2003. - Voi. 402 , no. 1 . - P.L5-L8 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030369 . - .
59. ↑ Krivov, A. V. et ai. Kohti β Pictoris -pölyvirran ymmärtämistä  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 417 , no. 1 . - s. 341-352 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034379 . - .

Linkit

•  Circumstellar Disk -oppimissivusto
• Beta Pictoris (linkki ei saatavilla) . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2008. (määrätön) 
• DR. David Jewittin sivu Beta Picissä , 1997
• Beta Pictoris SolStationin verkkosivuilla
• ARICNS (linkki ei saatavilla) . Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2007. (määrätön) 
• SEDS-merkintä (linkki ei käytettävissä) . Arkistoitu alkuperäisestä 9. joulukuuta 2005. (määrätön) 
• Muistiinpanot tähti Beta  Pictorisille

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)