Википедија

Бета Сликар

Beta Сликар (скратено β Pictoris или β Pic) — втората најсветла ѕвезда во соѕвездието Сликар. Се наоѓа на 63.4 светлосни години од Сончевиот систем и е 1,75 пати помасивна и 8,7 пати посјајна од Сонцето. Системот Бета Сликар е многу млад, стар само 20 до 26 милиони години,[12] иако е веќе во главната низа од нејзиниот развој.[8] Бета Сликар е насловен член на подвижната група Бета Сликар, здружение на млади ѕвезди кои го делат истото движење низ вселената и имаат иста возраст.[13]

β Сликар
Местоположба на β Сликар (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Сликар
Ректасцензија 05h 47m 17.1s[1]
Деклинација −51° 03′ 59″[1]
Прив. величина (V) 3.861[1]
Особености
Спектрален тип A6V[2]
U−B Боен показател 0.10[3]
B−V Боен показател 0.17[3]
Променлив тип Делта Штит[4]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)+20.0 ± 0.7[5] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: +4.65[6] млс/г
Дек.: +83.10[6] млс/г
Паралакса (π)51.44 ± 0.12[6] млс
Оддалеченост63,4 ± 0,1 сг
(19,44 ± 0,05 пс)
Апсолутна величина (MV)2.402[7]
Податоци
Маса1.75[8] M☉
Полупречник1.8[9] R☉
Површ. грав. (log g)4.15[2]
Сјајност (болометриска)8.7[8] L☉
Температура8,052[2] K
Металичност+0.14[10]
Вртежна брзина (v sin i)130[11] км/с
Други ознаки
ГК 219, ХР 2020, CD −51°1620, ХД 39060, ОКГП 1339.00, САО 234134, ХИП 27321
Наводи во бази
SIMBAD— податоци
ARICNSподатоци
Оваа видео секвенца се заснова на впечатокот на уметникот за егзокометите кои орбитираат околу ѕвездата Бета Сликар.

Европската јужна опсерваторија (ЕСО) го потврдила присуството на две планети, Бета Сликар b[14] и Бета Сликар c[15], преку употреба на директни слики. Двете планети орбитираат во рамнината на остаточниот диск што ја опкружува ѕвездата. Бета Сликар c е моментално најблиската екстрасончева планета до нејзината ѕвезда: набљудуваното одвојување е приближно исто како и растојанието помеѓу астероидниот појас и Сонцето.[14][16]

Бета Сликар покажува вишок на инфрацрвена емисија[17] во споредба со нормалните ѕвезди од нејзиниот тип, што е предизвикано од големи количини прашина и гас (вклучувајќи јаглерод моноксид[18][19]) во близина на ѕвездата. Деталните набљудувања откриваат голем остаточен диск и гас кој орбитира околу ѕвездата, што е првиот диск што е снимен околу друга ѕвезда.[20] Покрај присуството на неколку планетезимални појаси[21] и активност на кометите[22], постојат индикации дека планетите се формирале во овој диск и дека процесите на формирање на планети може да се во тек.[23] Се смета дека материјалот од остаточниот диск Бета Сликар е доминантен извор на меѓуѕвездени метеороиди во Сончевиот систем.[24]

Местоположба и видливост

уреди

Бета Сликар е ѕвезда во јужното соѕвездие на Сликар, триножникот и се наоѓа западно од светлата ѕвезда Канопус.[25] Традиционално ја означувала линијата на звукот на Брод Арго, пред да се подели соѕвездието.[26] Ѕвездата има привидна привидна величина од 3,861,[1] така што е видлива со голо око под добри услови, иако светлосното загадување може да доведе до тоа ѕвездите да бидат помрачни од светлинската величина 3 да бидат премногу слаби за да се видат. Тоа е второто најсјајно во своето соѕвездие, надминато единствено со Алфа Сликар, кое има привидна светлинска величина од 3,30.[27]

Растојанието до Бета Сликар и многу други ѕвезди било измерено со сателитот Хипаркос. Ова било направено со мерење на нејзината тригонометриска паралакса:[28] малото поместување во нејзината положба забележано додека Земјата се движи околу Сонцето. Било откриено дека Бета Сликар покажува паралакса од 51,87 милиарки секунди, вредност која подоцна била ревидирана на 51,44 милијарцесекунди кога податоците биле повторно анализирани земајќи ги повнимателно предвид систематските грешки.[6] Затоа, растојанието до Бета Сликар е 63,4 светлосни години, со неизвесност од 0,1 светлосни години.[29][note 1]

Сателитот Хипаркос, исто така, го мери правилното движење на Бета Сликар: тој патува кон исток со брзина од 4,65 милиарсекунди годишно, а кон север со брзина од 83,10 милиарки секунди годишно.[6] Мерењата на доплеровото поместување на спектарот на ѕвездата откриваат дека таа се оддалечува од Земјата со брзина од 20 км/сек.[5] Неколку други ѕвезди го делат истото движење низ вселената како Бета Сликар и најверојатно настанале од истиот гасен облак приближно во исто време: тие ја сочинуваат подвижната група Бета Сликар.[13]

Физички својства

уреди

Спектар, сјајност и варијабилност

уреди
 
Впечаток на уметникот за планетата Бета Сликар b [note 2]

Според мерењата направени како дел од проектот Ѕвезди во близина, Бета Сликар има спектрален тип на A6V[2] и има делотворна температура од 8,052 K (7,779 °C; 14,034 °F)[2], што е потопло од 5,778 K (5,505 °C; 9,941 °F) на Сонцето.[30] Анализата на спектарот открива дека ѕвездата содржи малку поголем сооднос на тешки елементи, кои во астрономијата се нарекуваат металични, со водород од Сонцето. Оваа вредност се изразува како количина [M/H], логаритам на основата 10 на односот на металичната фракција на ѕвездата со онаа на Сонцето. Во случајот на Бета Сликар, вредноста на [M/H] е 0,05,[2] што значи дека металичната фракција на ѕвездата е 12% поголема од онаа на Сонцето.[note 3]

Анализата на спектарот може да ја открие и површинската гравитација на ѕвездата. Ова обично се изразува како log g, логаритам на гравитационото забрзување со база-10 даден во CGS единици, во овој случај, см/с². Бета Сликар има g =4,15, што подразбира површинска гравитација од 140 m/s², што е околу половина од гравитационото забрзување на површината на Сонцето (274 m/s²).[30]

Како ѕвезда од главната низа од типот А, Бета Сликар е посветла од Сонцето: комбинирањето на привидната величина од 3,861 со растојанието од 19,44 парсеци дава апсолутна величина од 2,4, во споредба со Сонцето, кое има апсолутна величина од 4,83 степени. Ова одговара на визуелна осветленост 9,2 пати поголема од онаа на Сонцето.[note 4] Кога ќе се земе предвид целиот спектар на зрачење од Бета Сликар и Сонцето, откриено е дека Бета Сликар е 8,7 пати посветла од Сонцето.[8][31]

Многу ѕвезди од главната низа од спектрален тип А спаѓаат во регионот на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм наречен појасн на нестабилност, која е окупирана од пулсирачки променливи ѕвезди. Во 2003 година, фотометриското следење на ѕвездата открило варијации во осветленоста од околу 1-2 миливеличини на фреквенции помеѓу околу 30 и 40 минути.[4] Проучувањата за радијална брзина на Бета Сликар, исто така, откриваат варијабилност: има пулсирања на две фреквенции, една на 30,4 минути и една на 36,9 минути.[32] Како резултат на тоа, ѕвездата е класифицирана како променлива ѕвезда од типот на Делта Штит.

Маса, полупречник и вртење

уреди

Брзината на вртење на Бета Сликар е измерена на најмалку 130 km/s. Бидејќи оваа вредност се добива со мерење на радијалните брзини, ова е долна граница на вистинската брзина на вртење: измерената количина е всушност v sin (i), каде што i ја претставува наклонетоста на оската на вртење на ѕвездата кон линијата на гледање.[8] Доколку се претпостави дека Бета Сликар се гледа од Земјата во нејзината екваторијална рамнина,[9] разумна претпоставка бидејќи кружниот ѕвезден диск се гледа на работ, вртежниот период може да се пресмета како приближно 16 часа, што е значително пократко од оној на Сонцето (609,12 часа).[note 5][note 6]

Возраст и формирање

уреди
 
Впечаток на уметникот за Бета Сликар [note 7]

Присуството на значителни количества прашина околу ѕвездата[33] подразбира млада возраст на системот и довело до дебата за тоа дали таа се приклучила на главната низа или сè уште била ѕвезда од пред главната низа.[34] Меѓутоа, кога оддалеченоста на ѕвездата била мерена од Хипаркос, било откриено дека Бета Сликар се наоѓа подалеку отколку што се мислело и затоа е посветла отколку што првично се верувало. Откако биле земени предвид резултатите од Хипаркос, било откриено дека Бета Сликар се наоѓа блиску до главната низа од нулта возраст и сепак не била ѕвезда од пред главната низа. Анализата на Бета Сликар и другите ѕвезди во групата на движење на Бета Сликар сугерирала дека тие се стари околу 12 милиони години. Сепак, поновите студии покажуваат дека возраста е приближно двојно поголема од 20 до 26 милиони години.[12][35]

Бета Сликар можеби била формирана во близина на здружението Скорпија-Кентаур.[36] Колапсот на гасниот облак што резултирал со формирање на Бета Сликар можеби бил предизвикан од ударниот бран од експлозија на супернова: ѕвездата што станала супернова можеби била поранешен придружник на HD 83058, која сега е побегната ѕвезда. Следењето на патеката на HIP 46950 наназад сугерира дека таа би била во близина на здружението Скорпија-Кентаур пред околу 13 милиони години. Сепак, било откриено дека HD 83058 е спектроскопска двојна форма и мала е веројатноста дека е исфрлена од експлозијата на супернова на близок придружник, така што едноставното објаснување за потеклото на кластерот Бета Сликар е доведено во прашање.[37]

Околуѕвездена средина

уреди

Остаточни дискови

уреди
 
Слика од главните и секундарните дискови од вселенскиот телескоп Хабл

Вишокот инфрацрвено зрачење од Бета Сликар било откриено од вселенското летало IRAS[38] во 1983 година. Заедно со Вега, Фомалхаут и Ипсилон Еридани, таа била една од првите четири ѕвезди од кои бил откриен таков вишок: овие ѕвезди се наречени „Вега-како“ по првата откриена ѕвезда. Бидејќи ѕвездите од типот А како Бета Сликар имаат тенденција да зрачат поголемиот дел од својата енергија на синиот крај на спектарот,[note 8] ова имплицира присуство на ладна материја во орбитата околу ѕвездата, која би зрачела на инфрацрвени бранови должини и ќе произведе вишок. Оваа хипотеза била потврдена во 1984 година кога Бета Сликар станала првата ѕвезда на која нејзиниот кружен ѕвезден диск оптички бил снимен. Податоците IRAS се (на микрони бранови должини): [12]=2,68, [25]=0,05, [60]=−2,74 и [100]=−3,41. Ексцесите на бојата се: Е12=0,69, Е25=3,35, Е60=6,17 и Е100=6,90.

Набљудувачите на Земјата го гледаат остаточниот диск околу Бета Сликар и е ориентиран во правец североисток-југозапад. Дискот е асиметричен: во североисточниот правец е забележан до 1835 астрономски единици од ѕвездата, додека во југозападниот правец обемот е 1450 АЕ.[39] Дискот се врти: делот североисточно од ѕвездата се оддалечува од Земјата, додека делот југозападно од дискот се движи кон Земјата.[40]

Неколку елиптични прстени од материјал биле забележани во надворешните региони на остаточниот диск помеѓу 500 и 800 АЕ: тие можеби се формирале како резултат на нарушување на системот од ѕвезда што поминува.[41] Астрометриските податоци од мисијата Хипаркос откриваат дека црвената џиновска ѕвезда Бета Гулаб поминала на 2 светлосни години од Бета Сликар пред околу 110.000 години, но поголема пертурбација би била предизвикана од Зета Дорадо, која поминала на растојание од 3 светлосни години пред околу 350.000 години.[42] Сепак, компјутерските симулации фаворизираат помала брзина на средба од кој било од овие двајца кандидати, што сугерира дека ѕвездата одговорна за прстените можеби била придружна ѕвезда на Бета Сликар на нестабилна орбита. Симулациите сугерираат дека вознемирувачка ѕвезда со маса од 0,5 сончеви маси најверојатно е виновна за структурите. Таквата ѕвезда би била црвено џуџе од спектрален тип M0V.[43]

 
Различни процеси на формирање на планети, вклучително и егзокомети и други планетезимали, околу Бета Сликар, многу млада тип AV ѕвезда (концепција на уметникот на НАСА)

Во 2006 година, сликањето на системот со напредната камера за истражувања на вселенскиот телескоп Хабл открило присуство на секундарен остаточен диск наклонет под агол од околу 5° до главниот диск и кој се протега на најмалку 130 АЕ од ѕвездата.[44] Секундарниот диск е асиметричен: југозападното продолжение е позакривено и помалку наклонето од североистокот. Снимањето не било доволно добро за да се направи разлика помеѓу главниот и секундарниот диск на оддалеченост од 80 АЕ од Бета Сликар, но се предвидува дека североисточното проширување на дискот за прав ќе се вкрсти со главниот диск на околу 30 АЕ од ѕвездата. Секундарниот диск може да биде произведен од масивна планета во наклонета орбита која ја отстранува материјата од примарниот диск и предизвикува таа да се движи во орбита усогласена со планетата.[45]

Иследувањата направени со Далечниот ултравиолетови спектроскопски истражувач на НАСА откриле дека дискот околу Бета Сликар содржи екстремно прекумерно изобилство на гас богат со јаглерод.[46] Ова помага да се стабилизира дискот против зрачниот притисок што инаку би го однесе материјалот во меѓуѕвездениот простор. Во моментов, постојат две предложени објаснувања за потеклото на вишокот на јаглерод. Бета Сликар можеби е во процес на формирање на вонсончеви планети богати со јаглерод, за разлика од копнените планети во Сончевиот систем, кои се богати со кислород наместо со јаглерод.[47] Алтернативно може да минува низ непозната фаза која исто така може да се случила на почетокот на развојот на Сончевиот систем: во Сончевиот систем има метеорити богати со јаглерод познати како енстатитни хондрити, кои можеби се формирале во средина богата со јаглерод. Исто така, предложено е дека Јупитер можеби се формирал околу јадро богато со јаглерод.[47]

Во 2011 година, дискот околу Бета Сликар станал првиот друг планетарен систем што бил фотографиран од аматерски астроном. Ролф Олсен од Нов Зеланд го снимил дискот со 10-инчен њутнски рефлектор и изменета мрежна камера.[48]

Планетазимални појаси

уреди
 
Прашината околу Бета Сликар може да настане од судири на големи планетезимали.

Во 2003 година, снимањето на внатрешниот регион на системот Бета Сликар со телескопот Keck II открило присуство на неколку карактеристики кои се толкуваат како појаси или прстени од материјал.[49][50] Откриени биле појаси на приближно 14, 28, 52 и 82 астрономски единици од ѕвездата, кои се менуваат по наклон во однос на главниот диск.

Моделирањето на остаточниот диск на 100 АЕ од ѕвездата сугерира дека правта во овој регион можеби е произведена од серија судири иницирани од уништување на планетезимали со полупречник од околу 180 километри[49][50]. По првичниот судир, остатоците претрпуваат дополнителни судири во процес наречен сударска каскада. Слични процеси се заклучени во дисковите околу Фомалхаут и AU Микроскоп[51].

Паѓачки тела кои испаруваат

уреди

Спектарот на Бета Сликар покажува силна краткорочна варијабилност што за прв пат била забележана во црвено-поместениот дел од различните линии на апсорпција, што било протолкувано како предизвикано од материјал кој паѓа врз ѕвездата.[52] Изворот на овој материјал било предложено дека се мали објекти слични на комети [53] на орбити кои ги носат блиску до ѕвездата каде што почнуваат да испаруваат[54], наречен модел на „Паѓачки тела кои испаруваат“. Биле откриени и минливи настани на апсорпција со сино поместување, иако поретко: тие може да претставуваат втора група објекти на различен сет на орбити. Деталното моделирање покажува дека телата кои испаруваат, најверојатно, нема да бидат главно ледени како комети, но наместо тоа, веројатно се составени од мешана прашина и ледено јадро со кора од огноотпорен материјал.[55] Овие објекти можеби биле нарушени на нивните орбити кои пасат ѕвезди од гравитационото влијание на планетата во благо ексцентрична орбита околу Бета Сликар на растојание од приближно 10 АЕ од ѕвездата.[56] Телата кои испаруваат исто така може да бидат одговорни за присуството на гас кој се наоѓа високо над рамнината на главниот остаточен диск.[57] Една студија од 2019 година објавила дека транзитираат егзокомети со TESS. Намалувањата се асиметрични по природа и се во согласност со моделите на комети кои испаруваат што го преминуваат дискот на ѕвездата. Кометите се во високо ексцентрична орбита и се непериодични.[58]

Планетарен систем

уреди
 
Движењето на Бета Сликар b. Орбиталната рамнина се гледа странично; планетата не се движи кон ѕвездата.
 
Уметничко прикажување на системот Бета Сликар, прикажувајќи насобирачки диск и Бета Сликар b и Бета Сликар c.

На 21 ноември 2008 година, било објавено дека инфрацрвените набљудувања направени во 2003 година со Многу големиот телескоп откриле кандидат за планетарен придружник на ѕвездата.[59] Во есента 2009 година, планетата била успешно забележана од другата страна на матичната ѕвезда, потврдувајќи го постоењето на самата планета и претходните набљудувања. Се верува дека за 15 години (според податоци од 2019 година) ќе може да се сними целата орбита на планетата.[45][60]

Европската јужна опсерваторија го потврдила присуството на Бета Сликар c, на 6 октомври 2020 година, преку употреба на директни слики. Бета Сликар c орбитира во рамнината на остаточниот диск што ја опкружува ѕвездата. Бета Сликар c моментално е најблиската екстрасончева планета до нејзината ѕвезда досега фотографирана: набљудуваното одвојување е приближно исто како и растојанието помеѓу астероидниот појас и Сонцето.

Планетарен систем Бета Сликар[61][62]
Придружници Маса Голема полуоска
(ае) 		Орбитален период
(year) 		Занесеност Наклон Полупречник
c 10,139+1,175
1,031 MJ 		2,680+0,016
0,015 		3,266+0,015
0,012 		0,314+0,024
0,034 		88,947+0,083
0,091° 		1,2 ± 0,1[63] RJ
Внатрешен појас 6.4 AU ~89° —
b 11,729+2,337
2,135 MJ 		10,018+0,082
0,076 		23,593+0,248
0,209 		0,106+0,007
0,006 		89,009 ± 0,012° 1,46 ± 0,01 RJ
секундарен диск 130+ AU 89 ± 1° —
главен диск 16–1450/1835 AU 89 ± 1° —

Методот на радијална брзина не е добро прилагоден за проучување на ѕвезди од типот А како Бета Сликар. Многу младата возраст на ѕвездата ја прави бучавата уште полоша. Сегашните граници изведени од овој метод се доволни за да се исклучат жешките планети од типот на Јупитер помасивни од 2 Јупитерови маси на растојание помало од 0,05 АЕ од ѕвездата. За планетите кои орбитираат на 1 АЕ, планетите со помала маса од 9 Јупитер би избегнале откривање. Затоа, за да ги пронајдат планетите во системот Бета Сликар, астрономите ги бараат ефектите што планетата ги има врз околната ѕвездена средина.

 
Слика на планета во близина на Бета Сликар

Повеќе линии на докази сугерираат постоење на масивна планета која орбитира во регионот на околу 10 АЕ од ѕвездата: празнината без прашина помеѓу планетезималните појаси на 6,4 АЕ и 16 АЕ сугерира дека овој регион се расчистува; планета на ова растојание би го објаснила потеклото на телата кои испаруваат, а искривувањата и наклонетите прстени во внатрешниот диск сугерираат дека масивна планета на наклонета орбита го нарушува дискот.

 
Бета Сликар b во двете издолжувања

Набљудуваната планета сама по себе не може да ја објасни структурата на планестималните појаси на 30 АЕ и 52 АЕ од ѕвездата. Овие појаси може да се поврзат со помали планети на 25 и 44 АЕ, со околу 0,5 и 0,1 јупитерови маси соодветно. Таков систем на планети, доколку постои, би бил блиску до орбитална резонанца 1:3:7. Исто така, може да биде дека прстените во надворешниот диск на 500–800 АЕ се индиректно предизвикани од влијанието на овие планети.

Објектот бил забележан на аголна оддалеченост од 411 милијарцесекунди од Бета Сликар, што одговара на растојание во рамнината на небото од 8 АЕ. За споредба, орбиталните полупречници на планетите Јупитер и Сатурн се 5,2 АЕ[64] и 9,5 АЕ[65] соодветно. Раздвојувањето во радијална насока е непознато, така што ова е долна граница на вистинското раздвојување. Проценките за неговата маса зависат од теоретските модели на планетарниот развој и предвидуваат дека објектот има околу 8 јупитерови маси и се уште се лади, со температура која се движи од 1400 до 1600 К. Овие бројки доаѓаат со предупредувањето дека моделите сè уште не се тестирани наспроти реалните податоци во веројатните опсези на маса и старост за планетата.

Полуглавната оска е 8-9 АЕ и нејзиниот орбитален период е 17-21 година.[66]Транзитен настан бил забележан во ноември 1981 година;[67][68] ова е во согласност со тие проценки. Доколку ова се потврди како вистински пренос, заклучениот полупречник на транзитниот објект е 2–4 јупитерови полупречници, што е поголемо од предвиденото со теоретските модели. Ова може да укаже дека е опкружен со голем систем на прстени или диск што формира месечина.

Потврдата за втора планета во системот Бета Сликар била објавена на 6 октомври 2020 година. Планетата има температура од T = 1250 ± 50 K, динамичка маса од M = 8,89 ± 0,75 MJup,[69] и старост од 18,5 ± 2,5 Myr. Има орбитален период од околу 1.200 денови и полуглавна оска од 2,7 АЕ, околу 3,5 пати поблиску до својата матична ѕвезда од Бета Сликар b.[70] Орбитата на Бета Сликар c е умерено ексцентрична, со ексцентричност од 0,24.

Оваа планета прикажува податоци со судир со сегашните, од 2020 година, модели за планетарно формирање. β Pic c е на возраст каде што се предвидува дека ќе се појават планетарни формации преку нестабилност на дискот. Сепак, планетата орбитира на растојание од 2,7 АЕ, што според предвидувањата е премногу блиску за да се појави нестабилност на дискот. Ниската привидна величина, од MK = 14,3 ± 0,1, сугерира дека таа се формирала преку аккреција на јадрото.

Проток на прашина

уреди

Во 2000 година, набљудувањата направени со објектот Advanced Meteor Orbit Radar во Нов Зеланд откриле присуство на млаз честички кои доаѓаат од насоката на Бета Сликар, што може да биде доминантен извор на меѓуѕвездени метеороиди во Сончевиот систем. Честичките во протокот на прашина Бета Сликар се релативно големи, со полупречници кои надминуваат 20 микрометри, а нивните брзини сугерираат дека тие мора да го напуштиле системот Бета Сликар на приближно 25 km/s. Овие честички можеби се исфрлени од отпадниот диск на Бета Сликар како резултат на миграцијата на гасните џински планети во дискот и може да бидат показател дека системот Бета Сликар формира Ортов Облак.[71] Нумеричкото моделирање на исфрлањето прашина покажува дека може да биде одговорен и притисокот на зрачење и сугерира дека планетите подалеку од околу 1 АЕ од ѕвездата не можат директно да го предизвикаат протокот на прашина.[72]

Белешки

уреди
  1. ↑ Паралаксата може да се претвори во растојание со помош на равенката
     . Видете ја статијата за пропагирање на неизвесноста за информации за тоа како може да се пресметаат грешките на изведените вредности.
  2. ↑ За впечатокот на уметникот за Бета Сликар b, видете:* „Length of Exoplanet Day Measured for First Time“. ESO Press Release. Посетено на 2 May 2014.
  3. ↑ Пресметано од [M/H]: релативно изобилство = 10[M/H]
  4. ↑ Визуелната осветленост може да се пресмета со:  
  5. ↑ Физичкиот полупречник може да се најде со множење на растојанието со аголниот дијаметар во радијани.
  6. ↑ периодот на ротација може да се пресмета со помош на равенките на кружно движење:  
  7. ↑ За впечатокот на уметникот за Бета Сликар, видете:
  8. ↑ Од Виновиот закон за поместување и температура од 8052 К максималната бранова должина од Бета Сликар би била околу 360 нанометари, што е во близу ултравиолетов регион на спектарот.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 „* bet Pic—Star“. SIMBAD. Посетено на 2008-09-06.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Gray, R. O.; и др. (2006). „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc—The Southern Sample“. The Astronomical Journal. 132 (1): 161–170. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637. S2CID 119476992.
  3. ↑ 3,0 3,1 Hoffleit D.; Warren Jr W.H. (1991). „HR 2020“. Bright Star Catalogue (5th Revised. изд.). Посетено на 2008-09-06. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  4. ↑ 4,0 4,1 Koen, C. (2003). „δ Scuti pulsations in β Pictoris“. MNRAS. 341 (4): 1385–1387. Bibcode:2003MNRAS.341.1385K. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06509.x.
  5. ↑ 5,0 5,1 Gontcharov G.A. (2006). „HIP 27321“. Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars. Посетено на 2008-09-06.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 van Leeuwen, F. (2007). „HIP 27321“. Hipparcos, the New Reduction. Посетено на 2008-09-06.
  7. ↑ Bell, Cameron P. M.; и др. (November 2015). „A self-consistent, absolute isochronal age scale for young moving groups in the solar neighbourhood“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454 (1): 593–614. arXiv:1508.05955. Bibcode:2015MNRAS.454..593B. doi:10.1093/mnras/stv1981. S2CID 55297862.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 Crifo, F.; и др. (1997). „β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties“. Astronomy and Astrophysics. 320: L29–L32. Bibcode:1997A&A...320L..29C.
  9. ↑ 9,0 9,1 Kervella, P. (2003). „VINCI/VLTI Observations of Main Sequence Stars“. Во A.K. Dupree; A.O. Benz (уред.). Proceedings of the 219th symposium of the International Astronomical Union. IAUS 219: Stars as Suns: Activity, Evolution and Planets. Sydney, Australia: Astronomical Society of the Pacific. стр. 80. Bibcode:2003IAUS..219E.127K.
  10. ↑ Gáspár, András; и др. (2016). „The Correlation between Metallicity and Debris Disk Mass“. The Astrophysical Journal. 826 (2): 171. arXiv:1604.07403. Bibcode:2016ApJ...826..171G. doi:10.3847/0004-637X/826/2/171. S2CID 119241004.
  11. ↑ Royer F.; Zorec J.; Gomez A.E. (2007). „HD 39060“. Rotational velocities of A-type stars. III. List of the 1541 B9- to F2-type stars, with their vsini value, spectral type, associated subgroup and classification. Посетено на 2008-09-07. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  12. ↑ 12,0 12,1 Mamajek, Eric E.; Bell, Cameron P. M. (2014). „On the age of the beta Pictoris moving group“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 445 (3): 2169–2180. arXiv:1409.2737. Bibcode:2014MNRAS.445.2169M. doi:10.1093/mnras/stu1894. S2CID 119114364.
  13. ↑ 13,0 13,1 Zuckerman, B.; и др. (2001). „The β Pictoris Moving Group“. The Astrophysical Journal. 562 (1): L87–L90. Bibcode:2001ApJ...562L..87Z. doi:10.1086/337968. S2CID 120493760.
  14. ↑ 14,0 14,1 Lagrange, Anne-Marie (October 2020). Forveille, Thierry (уред.). „Unveiling the β Pictoris system, coupling high contrast imaging, interferometric, and radial velocity data“. Astronomy & Astrophysics (англиски). EDP Sciences. 642: A18. Bibcode:2020A&A...642A..18L. doi:10.1051/0004-6361/202038823. hdl:20.500.11850/447629. ISSN 0004-6361.
  15. ↑ „Exoplanet Caught on the Move“. 2010-06-10. Посетено на 10 June 2010.
  16. ↑ Lagrange; Meunier, Nadège; Rubini, Pascal; Keppler, Miriam; Galland, Franck; Chapellier, eric (2019). „Evidence for an additional planet in the β Pictoris system“. Nature. 3 (12): 1135–1142. Bibcode:2019NatAs...3.1135L. doi:10.1038/s41550-019-0857-1. S2CID 202126059.
  17. ↑ J. Coté (1987). „B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths“. Astronomy and Astrophysics. 181: 77–84. Bibcode:1987A&A...181...77C.
  18. ↑ Khan, Amina. „Did two planets around nearby star collide? Toxic gas holds hints“. Los Angeles Times. Посетено на March 9, 2014.
  19. ↑ Dent, W.R.F.; Wyatt, M.C.; Roberge, A.; Augereau, J.-C.; Casassus, S.; Corder, S.; Greaves, J.S.; de Gregorio-Monsalvo, I.; Hales, A.; Jackson, A.P.; Hughes, A. Meredith; Lagrange, A.-M.; Matthews, B.; Wilner, D. (March 6, 2014). „Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the β Pictoris Debris Disk“. Science. 343 (6178): 1490–1492. arXiv:1404.1380. Bibcode:2014Sci...343.1490D. doi:10.1126/science.1248726. PMID 24603151. S2CID 206553853.
  20. ↑ Smith, B. A.; Terrile, R. J. (1984). „A circumstellar disk around Beta Pictoris“. Science. 226 (4681): 1421–1424. Bibcode:1984Sci...226.1421S. doi:10.1126/science.226.4681.1421. PMID 17788996. S2CID 120412113. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  21. ↑ Wahhaj, Z.; и др. (2003). „The Inner Rings of β Pictoris“. The Astrophysical Journal. 584 (1): L27–L31. arXiv:astro-ph/0212081. Bibcode:2003ApJ...584L..27W. doi:10.1086/346123. S2CID 119419340.
  22. ↑ Beust, H.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R.; Lagrange-Henri, A. M. (1990). „The Beta Pictoris circumstellar disk. X—Numerical simulations of infalling evaporating bodies“. Astronomy and Astrophysics. 236 (1): 202–216. Bibcode:1990A&A...236..202B. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  23. ↑ Freistetter, F.; Krivov, A. V.; Löhne, T. (2007). „Planets of β Pictoris revisited“. Astronomy and Astrophysics. 466 (1): 389–393. arXiv:astro-ph/0701526. Bibcode:2007A&A...466..389F. doi:10.1051/0004-6361:20066746. S2CID 15265292. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  24. ↑ Baggaley, W. Jack (2000). „Advanced Meteor Orbit Radar observations of interstellar meteoroids“. J. Geophys. Res. 105 (A5): 10353–10362. Bibcode:2000JGR...10510353B. doi:10.1029/1999JA900383.
  25. ↑ Kaler, Jim. „Beta Pictoris“. STARS. Архивирано од изворникот на 2008-10-11. Посетено на 2008-09-08.
  26. ↑ Knobel, E. B. (1917). „On Frederick de Houtman's Catalogue of Southern Stars, and the Origin of the Southern Constellations“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 77 (5): 414–32 [423]. Bibcode:1917MNRAS..77..414K. doi:10.1093/mnras/77.5.414.
  27. ↑ Darling, David. „Pictor (abbr. Pic, gen. Pictoris)“. The Internet Encyclopedia of Science. Посетено на 2008-09-08.
  28. ↑ ESA (1997). „HIP 27321“. The Hipparcos and Tycho Catalogues. Посетено на 2008-09-07.
  29. ↑ Pogge, Richard. „Lecture 5: Distances of the Stars“. Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies, & the Universe. Посетено на 2008-09-08.
  30. ↑ 30,0 30,1 „Sun Fact Sheet“. NASA. Посетено на 2008-09-07.
  31. ↑ Strobel, Nick. „Magnitude System“. Astronomy Notes. Посетено на 2008-09-08.
  32. ↑ Galland, F.; и др. (2006). „Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars. III. β Pictoris: looking for planets, finding pulsations“. Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 355–359. arXiv:astro-ph/0510424. Bibcode:2006A&A...447..355G. doi:10.1051/0004-6361:20054080. S2CID 118454113.
  33. ↑ Croswell, Ken (1999). Planet Quest. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-288083-3.
  34. ↑ Lanz, Thierry; Heap, Sara R.; Hubeny, Ivan (1995). „HST/GHRS Observations of the beta Pictoris System: Basic Parameters of the Age of the System“. The Astrophysical Journal Letters. 447 (1): L41. Bibcode:1995ApJ...447L..41L. doi:10.1086/309561. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  35. ↑ Binks, A. S.; Jeffries, R. D. (2014). „A lithium depletion boundary age of 21 Myr for the Beta Pictoris moving group“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 438 (1): L11–L15. arXiv:1310.2613. Bibcode:2014MNRAS.438L..11B. doi:10.1093/mnrasl/slt141. S2CID 33477378.
  36. ↑ Ortega, V. G.; и др. (2004). „New Aspects of the Formation of the β Pictoris Moving Group“. The Astrophysical Journal. 609 (1): 243–246. Bibcode:2004ApJ...609..243O. doi:10.1086/420958.
  37. ↑ Jilinski, E.; Ortega, V. G.; Drake, N. A.; de la Reza, R. (2010). „A Dynamical Study of Suspected Runaway Stars as Traces of Past Supernova Explosions in the Region of the Scorpius–Centaurus OB Association“. The Astrophysical Journal. 721 (1): 469. Bibcode:2010ApJ...721..469J. doi:10.1088/0004-637X/721/1/469. S2CID 122201360.
  38. ↑ Helou, George; Walker, D. W (1985). „IRAS Point Source Catalogue“. Infrared Astronomical Satellite (Iras) Catalogs and Atlases. 7: 1. Bibcode:1988iras....7.....H.
  39. ↑ Larwood, J. D.; Kalas, P. G. (2001). „Close stellar encounters with planetesimal discs: the dynamics of asymmetry in the β Pictoris system“. MNRAS. 323 (2): 402–416. arXiv:astro-ph/0011279. Bibcode:2001MNRAS.323..402L. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04212.x. S2CID 1844824. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  40. ↑ Olofsson, G.; Liseau, R.; Brandeker, A. (2001). „Widespread Atomic Gas Emission Reveals the Rotation of the β Pictoris Disk“. The Astrophysical Journal. 563 (1): L77–L80. arXiv:astro-ph/0111206. Bibcode:2001ApJ...563L..77O. doi:10.1086/338354. S2CID 16274513. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  41. ↑ Kalas, P.; Larwood, J.; Smith, B. A.; Schultz, A. (2000). „Rings in the Planetesimal Disk of β Pictoris“. The Astrophysical Journal. 530 (2): L133–L137. arXiv:astro-ph/0001222. Bibcode:2000ApJ...530L.133K. doi:10.1086/312494. PMID 10655182. S2CID 19534110. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  42. ↑ Kalas, Paul; Deltorn, Jean-Marc; Larwood, John (2001). „Stellar Encounters with the β Pictoris Planetesimal System“. The Astrophysical Journal. 553 (1): 410–420. arXiv:astro-ph/0101364. Bibcode:2001ApJ...553..410K. doi:10.1086/320632. S2CID 10844800. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  43. ↑ NASA (15 јануари 2000). "Beta Pictoris Disk Hides Giant Elliptical Ring System". Соопштение за печат.
  44. ↑ Golimowski, D. A.; и др. (2006). „Hubble Space Telescope ACS Multiband Coronagraphic Imaging of the Debris Disk around β Pictoris“. The Astronomical Journal. 131 (6): 3109–3130. arXiv:astro-ph/0602292. Bibcode:2006AJ....131.3109G. doi:10.1086/503801. S2CID 119417457.
  45. ↑ 45,0 45,1 NASA (27 јуни 2006). "Hubble Reveals Two Dust Disks Around Nearby Star Beta Pictoris". Соопштение за печат.
  46. ↑ Roberge, Aki; и др. (2006). „Stabilization of the disk around β Pictoris by extremely carbon-rich gas“. Nature. 441 (7094): 724–726. arXiv:astro-ph/0604412. Bibcode:2006Natur.441..724R. doi:10.1038/nature04832. PMID 16760971. S2CID 4391848.
  47. ↑ 47,0 47,1 NASA (7 јуни 2006). "NASA's Fuse Finds Infant Solar System Awash in Carbon". Соопштение за печат.
  48. ↑ Olsen, Rolf. The Circumstellar Disc around Beta Pictoris, 2011-12-03.
  49. ↑ 49,0 49,1 Okamoto, Yoshiko Kataza; и др. (2004). „An early extrasolar planetary system revealed by planetesimal belts in β Pictoris“. Nature. 431 (7009): 660–663. Bibcode:2004Natur.431..660O. doi:10.1038/nature02948. PMID 15470420. S2CID 8332780.
  50. ↑ 50,0 50,1 Burnham, Robert (2004). „Making planets at Beta Pictoris“. Astronomy Magazine. Посетено на 2008-09-02.
  51. ↑ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro; Moore, Alex (2007). „Planetary embryos and planetesimals residing in thin debris discs“. MNRAS. 380 (4): 1642–1648. arXiv:0705.1325. Bibcode:2007MNRAS.380.1642Q. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12217.x. S2CID 1022018. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  52. ↑ Lagrange-Henri, A. M.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. (1988). „The Beta Pictoris circumstellar disk. VI—Evidence for material falling on to the star“. Astronomy and Astrophysics. 190: 275–282. Bibcode:1988A&A...190..275L. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  53. ↑ De Vries, B. L.; Acke, B.; Blommaert, J. A. D. L.; Waelkens, C.; Waters, L. B. F. M.; Vandenbussche, B.; Min, M.; Olofsson, G.; Dominik, C.; Decin, L.; Barlow, M. J.; Brandeker, A.; Di Francesco, J.; Glauser, A. M.; Greaves, J.; Harvey, P. M.; Holland, W. S.; Ivison, R. J.; Liseau, R.; Pantin, E. E.; Pilbratt, G. L.; Royer, P.; Sibthorpe, B. (2012). „Comet-like mineralogy of olivine crystals in an extrasolar proto-Kuiper belt“. Nature. 490 (7418): 74–76. arXiv:1211.2626. Bibcode:2012Natur.490...74D. doi:10.1038/nature11469. PMID 23038467. S2CID 205230613.
  54. ↑ Crawford, I. A.; Beust, H.; Lagrange, A.-M. (1998). „Detection of a strong transient blue-shifted absorption component in the Beta Pictoris disc“. MNRAS. 294 (2): L31–L34. Bibcode:1998MNRAS.294L..31C. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01373.x. S2CID 119406768. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  55. ↑ Karmann, C.; Beust, H.; Klinger, J. (2001). „The physico-chemical history of Falling Evaporating Bodies around beta Pictoris: investigating the presence of volatiles“. Astronomy and Astrophysics. 372 (2): 616–626. Bibcode:2001A&A...372..616K. doi:10.1051/0004-6361:20010528. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  56. ↑ Thébault, P.; Beust, H. (2001). „Falling evaporating bodies in the β Pictoris system. Resonance refilling and long term duration of the phenomenon“. Astronomy and Astrophysics. 376 (2): 621–640. Bibcode:2001A&A...376..621T. doi:10.1051/0004-6361:20010983. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  57. ↑ Beust, H.; Valiron, P. (2007). „High latitude gas in the β Pictoris system. A possible origin related to falling evaporating bodies“. Astronomy and Astrophysics. 466 (1): 201–213. arXiv:astro-ph/0701241. Bibcode:2007A&A...466..201B. doi:10.1051/0004-6361:20053425. S2CID 17753311. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  58. ↑ Zieba, S.; Zwintz, K.; Kenworthy, M. A.; Kennedy, G. M. (2019-05-01). „Transiting exocomets detected in broadband light by TESS in the β Pictoris system“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 625: L13. arXiv:1903.11071. Bibcode:2019A&A...625L..13Z. doi:10.1051/0004-6361/201935552. ISSN 0004-6361. S2CID 85529617.
  59. ↑ ESO (21 ноември 2008). "Beta Pictoris planet finally imaged?". Соопштение за печат.
  60. ↑ Mouillet, D.; Larwood, J. D.; Papaloizou, J. C. B.; Lagrange, A. M. (1997). „A planet on an inclined orbit as an explanation of the warp in the Beta Pictoris disc“. MNRAS. 292 (4): 896–904. arXiv:astro-ph/9705100. Bibcode:1997MNRAS.292..896M. doi:10.1093/mnras/292.4.896. S2CID 5126746. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  61. ↑ Feng, Fabo; Butler, R. Paul; и др. (August 2022). „3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 262 (21): 21. arXiv:2208.12720. Bibcode:2022ApJS..262...21F. doi:10.3847/1538-4365/ac7e57. S2CID 251864022 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  62. ↑ Chilcote, Jeffrey; и др. (2017). „1–2.4μm Near-IR Spectrum of the Giant Planet β Pictoris b Obtained with the Gemini Planet Imager“. The Astronomical Journal. 153 (4). 182. arXiv:1703.00011. Bibcode:2017AJ....153..182C. doi:10.3847/1538-3881/aa63e9. S2CID 23669676.
  63. ↑ Nowak, M.; et al. (6 October 2020). „Direct confirmation of the radial-velocity planet β Pictoris c“. Astronomy & Astrophysics. 642: L2. arXiv:2010.04442. Bibcode:2020A&A...642L...2N. doi:10.1051/0004-6361/202039039. Посетено на 26 August 2020.
  64. ↑ „Jupiter Fact Sheet“. NASA. Архивирано од изворникот на 2011-09-26. Посетено на 2009-07-10.
  65. ↑ „Saturn Fact Sheet“. NASA. Архивирано од изворникот на 2018-01-03. Посетено на 2009-07-10.
  66. ↑ G. Chauvin; и др. (2012). „Orbital characterization of the β Pictoris b giant planet“. Astronomy & Astrophysics. 542: A41. arXiv:1202.2655. Bibcode:2012A&A...542A..41C. doi:10.1051/0004-6361/201118346. S2CID 62806093.
  67. ↑ Lecavelier des Etangs, A.; и др. (1997). „Beta Pictoris light variations. I. The planetary hypothesis“. Astronomy and Astrophysics. 328: 311–320. Bibcode:1997A&A...328..311L.
  68. ↑ Lecavelier des Etangs, A.; Vidal-Madjar, A. (April 2009). „Is Beta Pic b the transiting planet of November 1981?“. Astronomy & Astrophysics. 497 (2): 557–562. arXiv:0903.1101. Bibcode:2009A&A...497..557L. doi:10.1051/0004-6361/200811528. S2CID 14494961.
  69. ↑ Lacour, S.; и др. (2021). „The mass of β Pictoris c from β Pictoris b orbital motion“. Astronomy & Astrophysics. 654: L2. arXiv:2109.10671. Bibcode:2021A&A...654L...2L. doi:10.1051/0004-6361/202141889. S2CID 237592885 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  70. ↑ Young, Monica (2019-08-19). „Beta Pic's New Planet, Jupiter's Fuzzy Core & An Ancient Star“. Sky & Telescope. Посетено на 2019-08-19.
  71. ↑ Krivova, N. A.; Solanki, S. K. (2003). „A stream of particles from the β Pictoris disc: A possible ejection mechanism“. Astronomy and Astrophysics. 402 (1): L5–L8. Bibcode:2003A&A...402L...5K. doi:10.1051/0004-6361:20030369. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  72. ↑ Krivov, A. V.; и др. (2004). „Towards understanding the β Pictoris dust stream“. Astronomy and Astrophysics. 417 (1): 341–352. Bibcode:2004A&A...417..341K. doi:10.1051/0004-6361:20034379.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Бета_Сликар&oldid=5301659“