Gaan na inhoud

Beta Pictoris

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
β Pictoris
Die posisie van Beta Pictoris in die sterrebeeld Skilder (in die rooi sirkel).
Die posisie van Beta Pictoris in die sterrebeeld Skilder (in die rooi sirkel).
Sterrebeeld Skilder
Spektraaltipe A6V
Soort Hoofreeksster
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming 05h 47m 17.1s[1]
Deklinasie -51° 03′ 59″[1]
Skynmagnitude (m) 3,861[1]
B-V-kleurindeks  0,17[2]
U-B-kleurindeks  0,10[2]
Besonderhede
Massa (M☉) 1,75[3]
Radius (R☉) 1,8[4]
Ouderdom (jaar) 23±3 miljoen[5]
Temperatuur (K) 8 052[6]
Afstand (ligjaar) 63,4
Metaalinhoud [Fe/H] +0,14[7]
Eienskappe
Veranderlikheid Delta Scuti-veranderlike[8]
Planete 2 (b en c)
Ander name
GJ 219, HR 2020, CD -51°1620, HD 39060, GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

Beta Pictoris (afgekort as β Pictoris of β Pic) is die tweede helderste ster in die sterrebeeld Skilder. Dit is sowat 63,4 ligjare van die Sonnestelsel af geleë en is 1,75 keer so swaar en 8,7 keer so helder as die Son. Die Beta Pictoris-stelsel is baie jonk, net 20 tot 26 miljoen jaar oud,[5] hoewel dit reeds in die hoofreeksfase van sy evolusie is.[3] Beta Pictoris is die titellid van die Beta Pictoris-bewegingsgroep, 'n assosiasie van jong sterre wat ewe oud is en en saam deur die ruimte beweeg.[9]

'n Kunstenaar se voorstelling van die planeet Beta Pictoris b.

Die Europese Suidelike Sterrewag (ESO) het die teenwoordigheid van twee planete, Beta Pictoris b[10] en Beta Pictoris c,[11] bevestig deur die gebruik van regstreekse waarneming. Albei beweeg in die vlak van die puinskyf om die ster. Beta Pictoris c is tans die naaste eksoplaneet aan sy ster wat ooit afgeneem is: Die waargenome afstand is rofweg dié tussen die Son en die Asteroïedgordel.[11]

Beta Pictoris toon 'n oormaat infrarooi emissie[12] in vergelyking met normale sterre van sy soort. Dit word veroorsaak deur groot hoeveelhede stof en gas (insluitende koolstofmonoksied)[13][14] naby die ster. Waarnemings het 'n groot skyf stof en gas om die ster onthul; dit was die eerste puinskyf om 'n ander ster wat afgeneem is.[15] Benewens die teenwoordigheid van verskeie gordels met planetesimale[16] en van komeetaktiwiteit,[17] is daar aanduidings dat planete in dié skyf gevorm het en dat die proses van planeetvorming voortduur.[18]

Ligging en sigbaarheid

[wysig | wysig bron]

Beta Pictoris lê wes van die helder ster Canopus in die Skilder.[19] Dit was tradisoneel deel van die skip Argo Navis voordat die sterrebeeld in twee gedeel is.[20]

Die ster het 'n visuele skynbare magnitude van 3,861[1] en is dus onder goeie sigomstandighede met die blote oog sigbaar. Dit is die tweede helderste ster in die sterrebeeld en word net deur Alpha Pictoris, met 'n skynbare magnitude van 3,3 oortref.[21]

Fisiese eienskappe

[wysig | wysig bron]

Volgens metings het Beta Pictoris 'n spektraaltipe van A6V[6] en 'n effektiewe temperatuur van 8 052 K (7 779 °C),[6] wat warmer as die Son se 5 778 K (5 505 °C) is.[22] 'n Ontleding van die ster se spektrum wys dit het 'n effens hoër metaalinhoud, dus swaarder elemente, as die Son.

As 'n tipe A-hoofreeksster is die ster se ligsterkte effens hoër as die Son s'n. Dit het 'n absolute magnitude van 2,4,[23] in vergelyking met die Son se 4,83.[22] As die volle stralingspektrum van Beta Pictoris en die Son in ag geneem word, is Beta Pictoris 8,7 keer so helder as die Son.[3][24]

Baie hoofreekssterre van spektraaltipe A val in die deel van die Hertzsprung-Russell-diagram bekend as die onstabiele strook, wat deur pulserende veranderlike sterre beslaan word. Beta Pictoris is 'n Delta Scuti-veranderlike.

Sirkumstellêre omgewing

[wysig | wysig bron]

Puinskywe

[wysig | wysig bron]
Die Hubble-ruimteteleskoop se foto van die hoof- en sekondêre puinskyf.

'n Oormaat infrarooi straling van Beta Pictoris is in 1983 deur IRAS bespeur.[25][26] Dit was een van die eerste vier sterre waarvandaan so 'n oormaat waargeneem is. Omdat tipe A-sterre soos Beta Pictoris geneig is om die meeste van hulle energie aan die blou kant van die spektrum uit te straal, het dit gedui op die teenwoordigheid van koel materie in 'n wentelbaan om die ster, wat teen infrarooi golflengtes uitstraal en die oormaat tot gevolg het.[26] Dié hipotese is in 1984 bevestig toe Beta Pictoris die eerste ster was waarvan die sirkumstellêre skyf opties afgeneem is.[15]

Die puinskyf om Beta Pictoris word van die Arade af van die kant gesien en lê in 'n noordoos-suidwestelike rigting. Die skyf is asimmetries: In die noordoostelike rigting strek dit tot 1 835 AE van die ster af, terwyl dit in 'n suidwestelike rigting sowat 1 450 AE ver strek.[27] Die skyf roteer: Die deel noordoos van die ster beweeg weg van die Aarde af, terwyl die suidwestelike deel na die Aarde beweeg.[28]

Verskeie planeetvormende prosesse, insluitende eksokomete en ander planetesimale, om Beta Pictoris.

Verskeie elliptiese ringe materiaal in in die buitenste streke van die puinskyf, op tussen 500 end 800 AE, waargeneem. Hulle is dalk gevorm toe 'n verbygaande ster die skyf versteur het.[29]

In 2006 het foto's deur die Hubble-ruimteteleskoop die teenwoordigheid van 'n tweede puinskyf teen 'n hoek van sowat 5° met die hoofskyf en tot minstens 130 AE van die ster af, onthul.[30]

Die sekondêre skyf is ook asimmetries. Hoewel die foto's nie duidelik genoeg is om dit te sien nie, word voorspel dat die noordoostelike deel daarvan die hoofskyf sowat 30 AE van die ster af kruis.[30] Die sekondêre skyf kan veroorsaak word deur 'n swaar planeet wat materie uit die hoofskyf verwyder.[31]

Studies deur Nasa het bevind die skyf om Beta Pictoris bevat 'n oormaat koolstofryke gas.[32] Dit help die skyf stabiliseer teen stralingsdruk wat die materiaal andersins in die interstellêre ruimte sou wegblaas.[32]

Planetesimale gordels

[wysig | wysig bron]
Die stof om Beta Pictoris kan deur die botsing van groot planetesimale veroorsaak word.

In 2003 het foto's van die binneste streek van die Beta Pictoris-stelsel die teenwoordigheid van verskeie strukture onthul wat vertolk word as gordels of ringe materiaal. Gordels sowat 14, 28, 52 en 82 AE van die ster af is waargeneem, teen verskillende hellings met betrekking tot die planeet.[16]

Waarnemings in 2004 het die teenwoordigheid van 'n binneste gordel met silikaatmateriaal op 'n afstand van 6,4 AE van die ster af onthul. Silikaatmateriaal is ook op 16 en 30 AE van ster af waargeneem, met 'n gebrek aan stof op tussen 6,4 en 16 AE wat daarop kan dui dat 'n enorme planeet daar om die ster kan wentel.[33][34]

Magnesiumryke olivien is ook waargeneem, baie dieselfde as dié in die Sonnestelsel se komete, maar baie anders as die olivien wat in die Sonnestelsel se asteroïede voorkom.[35] Olivienkristalle kan net nader as 10 AE van die ster af vorm. Dit word dus dalk na die gordel vervoer nadat dit gevorm het.[35]

Modelle van die stofskyf op 100 AE van die ster af dui daarop dat die stof in dié streek die resultaat van 'n reeks botsings kan wees deur planetesimale van sowat 180 km breed. Ná die aanvanklike botsings ondergaan die puin verdere botsings in 'n proses wat 'n botsingskaskade genoem word. Soortgelyke verskynsels is waargeneem in die puinskyf om onder meer Fomalhaut.[36]

Planetêre stelsel

[wysig | wysig bron]

Op 21 November 2008 is aangekondig daar is 'n moontlike planeet, Beta Pictoris b, om die ster na aanleiding van waarnemings in 2003 met die Baie Groot Teleskoop.[37] In 2009 is die planeet voldoende waargeneem om die bestaan daarvan te bevestig.[10]

Die ESO het op 6 Oktober 2020 die bestaan van die planeet Beta Pictoris c deur regstreekse waarneming aangekondig. Dit wentel in die vlak van die puinskyf om die ster. Dit die naaste eksoplaneet aan 'n ster wat nog afgeneem is; dit is omtrent so na aan sy ster as die Asteroïedgordel aan die Son.[11][38]

Die Beta Pictoris-stelsel
Planeet of skyf
(vanaf ster) 		Massa Halwe lengteas
(AE) 		Wentelperiode
(dae) 		Eksentrisiteit Baanhelling
(°) 		Radius
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 —
Binneste skyf 6,4 AE ~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
Sekondêre skyf 130+ AE 89 ± 1 —
Hoofskyf 16-1 450 / 1 835 AE 89 ± 1 —

Die radialesnelheidsmetode is nie 'n goeie manier om tipe A-sterre soos Beta Pictoris te bestudeer nie. Weens die huidige beperkings van dié metode kan planete kleiner as 9 Jupitermassas op 1 AE van die ster af onopgespoor bly.[18][39] Om planete in die Beta Pictoris-stelsel op te spoor kyk sterrekundiges dus eerder na die uitwerking wat 'n planeet dalk op die sirkumstellêre omgewing het.

'n ESO-beeld van 'n planeet naby Beta Pictoris.

Daar is verskeie bewyse van die teenwoordigheid van 'n enorme planeet sowat 10 AE van die ster af: Die stofvrye gaping tussen die planetesimale gordels op 6,4 en 16 AE dui daarop dat iets dié gebied skoonvee.[34]

'n Planeet op dié afstand sal ook die ringe in die binneste skyf verduidelik en daarop dui dat 'n groot planeet die skyf versteur.[31][40]

Die planetesimale gordels by 30 en 52 AE van die ster af kan dalk verduidelik word aan die hand van kleiner planete by 25 en 44 AE, met onderskeidelik sowat 0,5 en 0,1 Jupitermassas.[18] So 'n stelsel, as dit bestaan, sal na aan 'n baanresonansie van 1:3:7 wees. Dit kan ook wees dat die ringe in die buitenste skyf by 500-800 AE indirek deur die invloed van dié planete veroorsaak word.[18]

Die bevestiging van 'n tweede planeet in die Beta Pictoris-stelsel is op 6 Oktober 2020 aangekondig. Dit is sowat 18,5 miljoen jaar oud[11] en het 'n temperatuur van 1 250 K en 'n massa van 8,89 Jupitermassas.[41]

Stofstroom

[wysig | wysig bron]

In 2000 het waarnemings in Nieu-Seeland die teenwoordigheid van 'n stroom deeltjies uit die rigting van Beta Pictoris onthul wat 'n dominante bron van interstellêre meteoroïede in die Sonnestelsel kan wees.[42] Die deeltjies is relatief groot, met radiusse van meer as 20 mikrometer. Hulle snelhede dui daarop dat hulle die Beta Pictoris-stelsel teen rofweg 25 km/s kon verlaat het.

Die deeltjies kon uit die Beta Pictoris-puinskyf gewerp gewees het deur die migrasie van reusegasplanete binne die skyf en kan daarop dui dat die Beta Pictoris-stelsel 'n Oortwolk aan die vorm is.[43]

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 "* bet Pic—Star". SIMBAD. Besoek op 6 September 2008.
  2. ↑ 2,0 2,1 Hoffleit D. & Warren Jr W.H. (1991). "HR 2020". Bright Star Catalogue (5th Revised uitg.). Besoek op 6 September 2008.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Crifo, F.; et al. (1997). "β Pictoris revisited by Hipparcos. Star properties". Astronomy and Astrophysics. 320: L29–L32. Bibcode:1997A&A...320L..29C.
  4. ↑ Kervella, P. (2003). "VINCI/VLTI Observations of Main Sequence Stars" in IAUS 219: Stars as Suns: Activity, Evolution and Planets.: 80, Sydney, Australia: Astronomical Society of the Pacific. 
  5. ↑ 5,0 5,1 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.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Gray, R. O.; et al. (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.
  7. ↑ Gáspár, András; et al. (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.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ Zuckerman, B.; et al. (2001). "The β Pictoris Moving Group". The Astrophysical Journal. 562 (1): L87–L90. Bibcode:2001ApJ...562L..87Z. doi:10.1086/337968. S2CID 120493760.
  10. ↑ 10,0 10,1 "Exoplanet Caught on the Move". 10 Junie 2010. Besoek op 10 Junie 2010.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 Lagrange, Anne-Marie (Oktober 2020). Forveille, Thierry (red.). "Unveiling the β Pictoris system, coupling high contrast imaging, interferometric, and radial velocity data". Astronomy & Astrophysics (in Engels). EDP Sciences. 642: A18. Bibcode:2020A&A...642A..18L. doi:10.1051/0004-6361/202038823. hdl:20.500.11850/447629. ISSN 0004-6361.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ Khan, Amina. "Did two planets around nearby star collide? Toxic gas holds hints". Los Angeles Times. Besoek op 9 Maart 2014.
  14. ↑ 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. (6 Maart 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.
  15. ↑ 15,0 15,1 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.
  16. ↑ 16,0 16,1 Wahhaj, Z.; et al. (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.
  17. ↑ 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.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 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.
  19. ↑ Kaler, Jim. "Beta Pictoris". STARS. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 Oktober 2008. Besoek op 8 September 2008.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ Darling, David "Pictor (abbr. Pic, gen. Pictoris)". The Internet Encyclopedia of Science.  
  22. ↑ 22,0 22,1 "Sun Fact Sheet". NASA. Besoek op 7 September 2008.
  23. ↑ Bell, Cameron P. M.; et al. (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.
  24. ↑ Strobel, Nick. "Magnitude System". Astronomy Notes. Besoek op 8 September 2008.
  25. ↑ Helou, George; Walker, D. W (1985). "IRAS Point Source Catalogue". Infrared Astronomical Satellite (Iras) Catalogs and Atlases. 7: 1. Bibcode:1988iras....7.....H.
  26. ↑ 26,0 26,1 Croswell, Ken (1999). Planet Quest. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-288083-3.
  27. ↑ 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.
  28. ↑ 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.
  29. ↑ 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.
  30. ↑ 30,0 30,1 Golimowski, D. A.; et al. (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.
  31. ↑ 31,0 31,1 NASA (2006-06-27). "Hubble Reveals Two Dust Disks Around Nearby Star Beta Pictoris". Persberig. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/25/full/. Besoek op 2008-09-02. 
  32. ↑ 32,0 32,1 Roberge, Aki; et al. (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.
  33. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza; et al. (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.
  34. ↑ 34,0 34,1 Burnham, Robert (2004). "Making planets at Beta Pictoris". Astronomy Magazine. Besoek op 2 September 2008.
  35. ↑ 35,0 35,1 De Vries, B. L.; Acke, B.; Blommaert, J. A. D. L.; Waelkens, C.; Waters, L. B. F. M.; Vandenbussche, 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. PMID 23038467. S2CID 205230613.
  36. ↑ 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.
  37. ↑ ESO (2008-11-21). "Beta Pictoris planet finally imaged?". Persberig. http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-42-08.html. Besoek op 2008-11-22. 
  38. ↑ 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.
  39. ↑ Galland, F.; et al. (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.
  40. ↑ 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.
  41. ↑ Lacour, S.; et al. (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.
  42. ↑ 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.
  43. ↑ 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.

Skakels

[wysig | wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Beta_Pictoris&oldid=2692985"