Independent confirmation of β Pictoris b imaging with NICI
上下文β Picardia b是目前研究最多的天体之一，因为它被VLT/NaCo确定为真正的系外行星，质量约为木星的9倍，轨道距离为8 - 9 AU。行星和尘埃盘之间的联系是明确的证明，这个系统提供了一个机会，研究磁盘/行星的相互作用，并限制气体巨行星的形成和演化模型。尽管如此，到目前为止，β Picasso b从未被其他望远镜证实过。目标。我们的目标是使用不同的工具进行独立确认。方法.我们检索档案图像从南双子座获得的仪器NICI，这是专为高对比度成像。这些观测结合了日冕照相术和角微分成像，并在2008年11月，2009年12月和2010年12月的三个时期获得。结果我们报告了2010年12月NICI在404 \pm 10 mas和PA = 212.1 \pm 0.7 °的分离图像中发现的行星β Picasso b。这是第一次用不同于VLT的望远镜观察这颗行星。
2013-02-22 astro-ph.EP
First Astrometric Limits on Binary Planets and Exomoons orbiting $β$ Pictoris b
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Florida（佛罗里达大学）
本文通过天体测量方法对β Pictoris b绕行的双星系和系外卫星进行了首次限制研究，利用干涉仪和成像仪器的数据，确定了不同轨道周期下系外卫星的质量上限。
2026-02-03 astro-ph.EP
The mass of the young planet Pictoris b through the astrometric motion of its host star
通过高对比度成像发现的年轻大质量行星为研究气体巨行星的形成和早期演化提供了独特的机会。一个关键的问题是，来自吸积气体的引力能在多大程度上有助于新形成行星的内能。这导致了从“冷”到“热”启动模型的一系列形成场景。对于一个给定质量的行星，这些初始条件决定了它随后在光度和半径上的演化。除了径向速度研究的上限，磁盘模型和动力学不稳定性参数，还没有年轻行星的质量测量来区分这些不同的模型。在这里，我们报告的天体测量运动的Beta Picture的检测，21万年前的主机星的一个原型直接成像的气体巨行星，围绕系统的质量中心。从依巴谷内部3年的天体测量数据中减去依巴谷-盖亚自行，揭示了恒星的反射运动，给出了一个独立于模型的行星质量M=11+-2 MJup。这与热启动模型假设的行星形成于高熵状态的情景是一致的。盖亚正在进行的数据收集将在不久的将来导致对其他年轻气体巨星的质量测量，并形成进一步限制早期演化情景的巨大资产。
2018-08-19 astro-ph.EP
The First H-band Spectrum of the Massive Gas Giant Planet beta Pictoris b with the Gemini Planet Imager
使用最近安装的双子座行星成像仪（GPI），我们已经采取了第一个H波段光谱的行星伴侣附近的年轻恒星β风景如画。GPI的目的是成像和提供木星大小的低分辨率光谱，在年轻的附近恒星周围的自发光行星同伴。这些观察是在H波段（1.65微米）进行的。该光谱的分辨能力为$\sim$ 45，显示了一个表面重力较低的冷亚恒星物体的独特三角形形状。利用大气模式，我们发现一个有效的温度$1650 \pm 50$ K和表面重力$\log(g) = 4.0 \pm 0.25$（cgs单位）。这些值与行星演化模型的预测吻合得很好，该模型预测的气体巨星质量在10到12 $M_{\rm Jup}$之间，年龄在10到20百万年之间。
2014-07-16 astro-ph.EP
Interpreting the photometry and spectroscopy of directly imaged planets: a new atmospheric model applied to beta Pictoris b and SPHERE observations
我们的目标是解释未来的光度和光谱测量从这些仪器，在行星的物理参数方面，使用最少数量的假设和参数的大气模型。我们发展了系外行星辐射-对流平衡模型（Exo-REM）来分析直接成像的行星的光度和光谱数据。输入参数是行星的表面重力（g），有效温度（Teff）和元素组成。该模型预测了最重要的气体的平衡温度分布和混合比分布。不透明度来源包括H2-He碰撞诱导的吸收和来自八种化合物的分子谱线（包括用Exomol谱线列表更新的CH 4）。铁和硅酸盐云粒子的吸收被添加到预期的凝结水平之上，具有固定的标度高度和在某个参考波长处的给定光学深度。本阶段不包括散射。我们应用Exo-REM的光度和光谱观测的行星β Picasso b获得了一系列的近红外滤波器。我们推导出Teff = 1550 ± 150 K，log（g）= 3.5 ± 1，半径R = 1.76 ± 0.24 RJup（光度测量的2-σ误差条）。这些值与文献中发现的值相当，但误差条更保守，与模型准确度一致。我们能够重现，误差范围内，β Piclodib的J-和H-波段光谱。最后，我们研究了上述参数
2015-08-19 astro-ph.EP
Discovery of radio emission from the exoplanet $β$ Pictoris b
Department of Physics and Astronomy, University of Oregon（俄勒冈大学物理与天文系）
利用MeerKAT阵列首次直接探测到系外行星$\beta$ Pictoris b的极光射电辐射，识别为电子回旋脉泽辐射，测得磁场强度$\gtrsim 1.25$ kG。
2026-09-16 astro-ph.EP
Discovery of an Exterior Third Planet Orbiting $β$ Pictoris
University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；The University of Arizona（亚利桑那大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics（天体物理学跨学科探索与研究中心）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of California Observatories（加州大学天文台）
利用JWST/NIRSpec IFU和后续MIRI/MRS观测，通过光谱模板匹配发现β Pictoris d，这是一颗质量2-4 M_Jup的巨行星，其轨道半长轴>30 au，负责塑造β Pictoris碎片盘的内边缘。
2026-06-24 astro-ph.EP
A Search for Collisions and Planet-Disk Interactions in the Beta Pictoris Disk with 26 Years of High Precision HST/STIS Imaging
本研究利用1997至2023年的HST/STIS成像数据，对绘架座Beta星碎屑盘进行长基线时间分析，虽未发现微行星碰撞迹象，但探测到盘东南侧初步增亮，并基于耦合碰撞模型评估了探测灵敏度。
2024-08-22 astro-ph.EP
The near-infrared spectral energy distribution of β Pictoris b
一颗气态巨行星之前曾被直接观测到，它在大约1200万年前的恒星β-Picasso的碎片盘内绕着8-10 AU的轨道运行。β Picture系统提供了一个难得的机会来研究放置在宽轨道上的系外行星的物理和大气特性，并建立其形成情景。在2011年和2012年期间，我们获得了该系统的J（1.265 μm），H（1.66 μm）和M'（4.78 μm）波段角微分成像。我们在四个历元的观测中发现了行星伴星。我们估计J = 14.0 +- 0.3，H = 13.5 +- 0.2，M' = 11.0 +- 0.3等。我们的新天体测量巩固了以前的半长轴（sma=8-10 AU）和偏心率（e <= 0.15）估计的行星。这些限制，以及从恒星径向速度导出的限制，提供了一个独立的上限，即对于半长轴为9和10天文单位的β-Picasso b，其质量分别为12和15.5兆焦耳。在色星等图中，β Picob的位置显示它具有类似于L0-L4矮星的光谱特性。这使得能够推导出伴侣的Log 10（L/Lsun）= -3.87 +-0.08。7个基于PHOENIX的大气模型的分析显示，该行星有一个尘埃大气层，Teff = 1700 +- 100 K，log g = 4.0+- 0.5。“热启动”演化模型给出了Teff的新质量为10+3-2 MJup，光度为9+3-2 MJup。“冷启动”模型的预测与行星质量的独立约束不一…
2013-02-05 astro-ph.EP
Exocomets size distribution in the $β$ Pictoris planetary system
恒星$β$ Pictuary拥有一个年轻的行星系，其特征是存在一个气体和尘埃碎片盘，至少两个大质量行星和许多小天体。30多年来，人们一直使用光谱学来探测经过恒星的系外彗星，探测彗星彗发和彗星尾的气体部分。可以通过对凌日的光度观测来探测尾部的尘埃成分。自2018年以来，凌日系外行星勘测卫星对$β$ Pic的观测时间共计156天。在这里，我们报告了一个分析的TESS光度数据集的识别共30个过境的外彗星。我们的统计分析表明，凌日外彗星事件（$N$）的数量作为光变曲线中的吸收深度（$AD$）的函数遵循$dN(AD) \propto AD^{-α}$形式的幂律，其中$α=2.3\pm 0.4$。这种吸收深度的分布导致一个微分彗星的大小分布成比例的$R^{-γ}$，其中$γ=3.6 \pm 0.8$，显示出惊人的相似性，在太阳系中的彗星的大小分布和分布的碰撞放松人口（$γ_{\rm D}= 3.5$）。
2022-04-28 astro-ph.EP
The beta Pictoris system: Setting constraints on the planet and the disk structures at mid-IR wavelengths with NEAR
本文利用NEAR/VISIR中红外高对比度成像研究绘架座β系统，虽未探测到行星b但排除了其周围存在土星-like环，并发现西南团块以56.1±0.4 au半长轴作开普勒运动，暗示可能存在未探测行星或涡旋。
2023-03-27 astro-ph.EP
The Hill sphere transits of Beta Pictoris c and the search for another 1981-like event
Leiden University（莱顿大学）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Southern Queensland（昆士兰南部大学）；Northwestern University（西北大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；PSL（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）
本研究针对绘架座β星c的希尔球凌日，搜寻1981年类似的光度波动事件，未发现有力证据，排除其与绘架座β星b、c希尔球相关的假设，为2028年观测提供方向。
2026-09-03 astro-ph.EP
ALMA resolves CI emission from the $β$ Pictoris debris disk
已知$β$ ~ Piccadilly周围的碎片盘含有气体。先前的ALMA观测显示，在$\sim$ 85 AU处有一个CO带，有一个明显的团块，被解释为天然气产量增加的位置。光解离在$\sim$ 50年内将CO转化为C和O。我们解决CI发射在492 GHz使用ALMA和研究其空间分布。CI显示出与CO相同的团块。这是令人惊讶的，因为C预计会在方位角上迅速扩散。我们得出一个低的C质量（$5\times10^{-4}$和$3.1\times10^{-3}$ M $_\oplus$之间），表明天然气生产只是最近才开始（在$\sim$ 5000年）。没有证据表明CO带内部存在原子吸积盘，可能是因为气体还没有时间径向扩散。C和CO具有相同的不对称性，这一事实与之前提出的一种假设相矛盾，即该团块是由于向外迁移的行星在共振中捕获了星子;也不能用行星长期强迫的偏心星子带来解释观测结果。相反，我们认为尘埃盘和气体盘应该是偏心的。我们进一步推测，这样的配置可能是由最近的潮汐破坏事件产生的。假设分裂体具有10%的CO质量分数，其总质量将为$\gtrsim$ 3 $M_\mathrm{Moon}$。
2018-06-29 astro-ph.EP
1 to 2.4 micron Near-IR spectrum of the Giant Planet $β$ Pictoris b obtained with the Gemini Planet Imager
使用位于双子座南部的双子座行星成像仪（GPI），我们测量了附近年轻恒星$β$ Picture的行星伴星的近红外（1.0-2.4微米）光谱。我们比较目前公布的模型网格和已知的亚恒星物体，并提出最佳匹配的模型，以及最佳匹配的观测对象所获得的光谱。比较辐射热光度的经验测量与演化模型，我们发现$12.9\pm0.2$ $\mathcal{M}_\mathrm{Jup}$的质量，$1724\pm15$ K的有效温度，$1.46\pm0.01$ $\mathcal{R}_\mathrm{Jup}$的半径和$\log g = 4.18\pm0.01$ [dex]（cgs）的表面重力。所述的不确定性仅为统计误差，不包括进化模型的任何不确定性。利用大气模式，我们发现一个有效的温度$1700-1800$ K和表面重力$\log g = 3.5$ - $4.0$ [dex]依赖于模型。这些值与其他出版物以及行星演化模型的“热启动”预测吻合得很好。此外，我们发现$β$ Pic b的光谱与低表面重力L2 $\pm$ 1棕矮星最匹配。最后，将光谱与野外棕矮星进行比较，我们发现光谱最佳匹配为2 MASS J 04062677 -381210和2 MASS J 03552337 +1133437。
2017-02-28 astro-ph.EP
Dynamics of the Beta Pictoris planetary system and its falling evaporating bodies
本研究通过辛N体模拟验证Beta Pictoris双行星系统稳定性，发现FEBs源于1.5天文单位内与Beta Pic c的高阶共振，而非先前认为的4-5天文单位区域。
2024-01-01 astro-ph.EP
A 5 Micron Image of beta Pictoris b at a Sub-Jupiter Projected Separation: Evidence for a Misalignment Between the Planet and the Inner, Warped Disk
我们提出并分析了一个新的M'检测年轻的系外行星β Picasso b从2008年VLT/NaCo数据在分离的~ 4 AU和高信号噪声再减少的L'数据在2009年12月。根据我们的轨道分析，这颗行星的轨道几乎是完美的边缘（i ~ 89度），并且有一个类似土星的半长轴9.50（+3.93，-1.7）AU。有趣的是，这颗行星的轨道与外盘的主轴（欧米茄~ 31度）对齐，但可能与80 AU的翘曲/倾斜盘不对齐，通常被认为是这颗行星存在的路标。我们的研究结果激发了新的研究，以澄清$β$ Pic b如何雕刻碎片盘结构，以及是否需要第二颗行星来解释翘曲/倾斜盘。
2011-06-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Physical and orbital properties of Beta Pictoris b
中质量恒星美如画座β被一个结构化的边缘碎片盘所包围，在其中发现了一颗气体巨行星，其轨道在8-10 AU。Beta Pic b的物理性质以前是从0.9-4.8微米的宽波段和窄波段光度法推断出来的。我们使用双子座行星成像仪（GPI）的调试数据来获得新的天体测量和低分辨率（R=35-39）的J波段（1.12-1.35微米）光谱。我们发现这颗行星已经通过了正交线。我们将其半长轴限制为$\leq$ 10 AU（90%概率）。在8.9 ± 0.4- 0.6AU处有峰。行星天体测量和最近的恒星径向速度测量的联合拟合产生了行星的动力学质量$\leq$ 20 MJup（大于96%概率）。β Pic b的光谱与年轻的L1-1.5+1矮星相似。我们使用光谱型估计来修正行星光度为log（L/Lsun）=-3.90+-0.07。在Teff=1650 ± 150 K和log g小于4.7dex的条件下，用PHOENIX和LESIA的12个网格的大气模式再现了0.9-4.8微米的光度和光谱。如果我们采用最新的系统年龄估计（21+-4Myr），则只有初始熵Si大于10.5kB/重子的热启动和热启动径迹才能再现β Pic b的热光度和动力学质量的约束。这样的初始条件可能是由于低效率的吸积激波和/或形成时的星子密度高于经典的核心吸积模型。考虑到系统的年龄较小或Beta Pic b的保守形成时间不会改变这些结论。
2014-07-15 astro-ph.EP
The Gemini NICI Planet-Finding Campaign: The Orbit of the Young Exoplanet beta Pictoris b
我们提出了新的天体测量的年轻（12- 21百万年）的系外行星β Picasso b采取的双子座/NICI和麦哲伦/MagAO仪器在2009年和2012年之间。我们观测的高动态范围使我们能够测量β Pic b相对于其主星的相对位置，其精度比以前的观测更高。基于马尔可夫链蒙特卡罗分析，我们发现这颗行星的轨道半长轴为9.1（+5.3，-0.5）AU，轨道偏心率<0.15，置信度为68%（半长轴和偏心率的95%置信区间分别为8.2--48 AU和0.00--0.82，由于两者之间有一个狭长的退化尾巴）。我们发现这颗行星已经达到了最大的预计伸长，使得轨道参数的精度比以前更高，而且行星的预计分离目前正在减少。由于NICI的半透明焦平面掩模获得了整个beta Pic系统（主星，行星和盘）的非饱和数据，我们能够严格限制拱星组件的相对方向。我们发现行星的轨道平面位于内外盘之间：行星轨道节点的位置角（PA）（211.8 +/- 0.3度）比外盘脊柱的PA大7.4 sigma，比扭曲的内盘PA小3.2 sigma，表明盘没有碰撞松弛。最后，我们第一次能够动态地将主星β Pic的质量限制在1.76（+0.18，-0.17）太阳质量。
2014-08-11 astro-ph.EP
Formation of the warped debris disc around $β$ Pictoris
本文通过流体动力学模拟和N体模拟研究β Pictoris系统中扭曲碎片盘的形成，发现行星激发的扭曲在气体盘消散后才显现，并揭示两个长期共振塑造了碎片盘内边缘。
2023-05-24 astro-ph.EP
MIRI MRS Observations of Beta Pictoris I. The Inner Dust, the Planet, and the Gas
本研究利用JWST MRS观测绘架座β系统，探测到内区尘埃与空间分辨的热尘埃族、[Ar II]发射线，以5σ置信度探测到行星β Pic b并获得其首条中红外光谱，发现其大气含水蒸气吸收且碳氧比为亚恒星水平。
2024-01-29 astro-ph.EP
Spin-orbit alignment of the $β$ Pictoris planetary system
可以告诉我们有关行星系的形成和动力学演化过程的一个关键诊断是恒星旋转轴与行星轨道角动量矢量之间的角度（“自旋-轨道”对齐或“平行度”）。在这里，我们提出了第一个自旋轨道对准测量的宽分离系外行星系统，即直接成像行星$β$风景如画的b。我们利用VLTI/GRAVITY光谱干涉测量技术，在Br $γ$光球吸收线上测量了与恒星自转有关的质心位移，其天体测量精度为1 $μ$ as（微弧秒）。考虑到来自天体地震学的倾斜约束，我们约束了恒星自旋轴的3维方向，发现$β$ Pic b绕其宿主星运行在一个椭圆轨道上。恒星光球层、行星和外部碎片盘的角动量矢量与相互倾角$<3\pm5^{\circ}$一致，这表明$β$ Pic b形成于一个没有明显原始错位的系统中。我们的研究结果表明，红外干涉测量的潜力，以测量宽分离行星系的自旋-轨道对齐，探测一个高度互补的制度的参数空间与罗西特-麦克劳克林效应。如果在更大样本的宽分离行星上进行测量，证实了低的木星性，那么它将支持用动力学散射和Kozai-Lidov机制解释热木星系统中的木星性的理论。
2020-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Inner Disk Structure, Disk-Planet Interactions, and Temporal Evolution in the Beta Pictoris System: A Two-Epoch HST/STIS Coronagraphic Study
我们提出了深HST/STIS日冕图像的β Pic碎片盘在两个时代相隔15年。新的图像和1997年数据的重新还原提供了在光学波长下最敏感和详细的圆盘视图，以及圆盘最小的内部工作角光学日冕图像。我们的观察特点的大规模和内部磁盘的不对称性，我们确定多个突破磁盘径向表面亮度分布。我们详细研究了径向和垂直磁盘结构，并表明，磁盘是翘曲的。我们探索了Beta Pic b超木星位置的圆盘，发现圆盘表面亮度斜率在0.5和2.0弧秒之间是连续的，认为Beta Pic b轨道的分离没有变化。这两个历元图像约束盘表面亮度的轨道和辐射压力吹出的时间尺度上的演变。我们把上限为3%的磁盘表面亮度变化之间的3-5 arcsec，包括磁盘扭曲的位置，和CO和尘埃团块。我们讨论了高分辨率多波长图像的背景下，新的意见，并划分为两组：轴对称和非轴对称的磁盘不对称。轴对称结构（翘曲、大型蝶形等）与包括微行星带和非共面巨行星相互作用的盘结构模型一致。然而，非轴对称特征需要不同的解释。
2015-01-13 astro-ph.EP
Seismic Oscillations Excited by Giant Impacts in Directly-Imaged Giant Planets
本研究通过模拟表明，巨行星形成过程中的巨大撞击可激发持续数百万年的地震振荡，其测光变化幅度超百分之一，并可通过JWST在绘架座β星b上探测到，为验证行星内部金属富集机制提供新途径。
2025-09-09 astro-ph.EP
The Birth of Minor-Body Populations in the $β$ Pictoris System I: The First 25 Myr
Universidad de La Laguna (ULL)（拉古纳大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），CSIC-INTA）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Lund University（隆德大学）
本研究通过N体模拟，发现Beta Pictoris系统中行星b、c、d主导了小天体族群的早期形成与分布，并解释了碎片盘截断及观测特征。
2026-09-21 astro-ph.EP
The $β$ Pictoris b Hill sphere transit campaign. Paper II: Searching for the signatures of the $β$ Pictoris exoplanets through time delay analysis of the $δ$ Scuti pulsations
本文通过多年测光数据与 maelstrom 分析 β Pictoris 的 δ Scuti 脉动时间延迟，试图间接探测其行星 b 和 c，但未探测到预期信号，并发现脉动模式本身年际漂移从根本上限制了该方法。
2024-06-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Argon in beta Pictoris -- entrapment and release of volatile in disks
本研究通过光电离模型解释绘架座β气体盘中ArII等观测，发现C、N、O、Ar相对其他金属富集约100倍，推断星子形成于20–35 K以下的寒冷环境。
2025-03-17 astro-ph.EP
Medium-resolution integral-field spectroscopy for high-contrast exoplanet imaging: Molecule maps of the $β$ Pictoris system with SINFONI
ADI和SDI是成熟的高对比度成像技术，但它们的应用对于小角度分离的同伴来说是具有挑战性的。本文的目的是调查在何种程度上自适应光学辅助，中等分辨率（R $\sim$ 5000）积分场摄谱仪（IFS）可以用来直接检测分子物种的吸收光谱的行星和亚恒星的同伴时，这些都不存在于恒星的光谱。我们分析了用SINFONI积分场摄谱仪（VLT）拍摄的$β$图像的存档数据，最初是使用ADI技术拍摄$β$图像b的。在现场的每个空间位置，恒星光谱的缩放实例从数据中减去，之后残差与模型光谱交叉相关。互相关共同增加了行星发射光谱的单个吸收线，但没有剩余的大地和恒星特征。与CO和H $_2$ O模型的交叉相关导致分别在14.5和17.0的SNR下显著检测到$β$ Pic b。与1700 K BT-Settl模型的相关性提供了SNR为25.0的信号。这与ADI形成鲜明对比，ADI几乎没有显示行星。虽然AO系统仅获得了19-27%的适度Strehl比率，导致行星位置的原始对比度为1：240，但在距离恒星2.5小时的数据集$0.36"$中，互相关达到了3 $σ$对比度极限$2.5\times10^{-5}$。AO辅助的中等分辨率IFS，如SINFONI（VLT）和OSIRIS（Keck），可用于高对比度成像，利用互相关技术对靠近恒星并嵌入斑点噪声的行星进行成像。我们将这种方法称为分子作图，并主张将其应用于未来中等分…
2018-02-27 astro-ph.EP
The mass of Beta Pictoris c from Beta Pictoris b orbital motion
我们的目标是证明一颗系外行星的存在和质量现在可以有效地从另一颗系外行星的天体测量中得出。我们结合了以前的天体测量$β$ Picturb与一组新的观测重力干涉仪。在雅可比坐标系下，用马尔可夫链蒙特卡罗模拟拟合了$β$的轨道运动.内行星$β$ Piccolc也在96 mas的距离上被重新观测到，证实了以前的轨道估计。仅从行星b的天体测量，我们可以（i）探测到$β$ Picardic的存在，（ii）将其质量限制为$10.04^{+4.53}_{-3.10}\,M_{\rm Jup}$。如果加上$β$ Piccolc的天体测量，质量就缩小到$9.15^{+1.08}_{-1.06}\,M_{\rm Jup}$。包括径向速度测量值不会对轨道参数产生显著影响，但会使质量估计值略微降低到$8.89^{+0.75}_{-0.75}\,M_{\rm Jup}$。由于半长轴为$2.68\pm0.02$ \，au，周期为$1221\pm15$天，偏心率为$0.32\pm0.02$，因此$β$ Picaic c的轨道参数现在和$β$ Picaic b的轨道参数一样精确。轨道配置与高阶平均运动共振（7：1）兼容。共振对行星动力学的影响相对于长期扰动而言可以忽略不计，长期扰动可能在外行星的偏心率激发中发挥了重要作用。
2021-09-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
The fast spin-rotation of a young extrasolar planet
行星的自转是由其形成过程中角动量的吸积引起的，但这个过程的细节仍然不清楚。在太阳系中，行星的赤道自转速度和自转角动量随质量的变化呈现出明显的趋势，除了水星和金星，它们自形成以来由于潮汐相互作用而显著地自转。在这里，我们报告了在R= 100，000的年轻太阳外气体巨星β Picasso b的近红外光谱观测。在这颗行星的热光谱中，一氧化碳的吸收信号相对于母星的速度蓝移了（-15+-1.7）km/sec，与圆形轨道一致。合并后的谱线轮廓显示出25+-3公里/秒的旋转加宽，这意味着毕宿二b的旋转速度比太阳系中的任何行星都要快得多，这与已知的旋转速度随行星质量变化的趋势一致。
2014-04-29 astro-ph.EP
Searching for companions down to 2 AU from beta Pictoris using the L'-band AGPM coronagraph on VLT/NACO
上下文在β Pic周围发现的巨行星的轨道相对于碎片盘的外部略微倾斜，这在内部碎片盘中产生了翘曲。这种倾斜可以用与其他行星的引力相互作用来解释。目标。我们的目标是寻找更多的巨行星位于较小的角距离的恒星。方法.我们在VLT/NACO上使用了新的L波段AGPM日冕仪，它提供了一个精致的内工作角。在光瞳跟踪模式下，在beta Pic上获得了长观测序列。为了获得灵敏度限制，使用专门针对角差分成像的主成分分析技术处理收集的图像。结果在角距小于0.2”的情况下，没有探测到额外的行星，灵敏度优于5兆焦耳。有意义的上限（< 10 MJup）推导到0.1”的角间距，这对应于β Pic距离处的2 AU。
2013-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Has the dust clump in the debris disk of Beta Pictoris moved?
附近的年轻恒星Beta Picture的边缘碎片盘显示出不寻常的亮度不对称性。在中红外和一氧化碳中都检测到了该团块，其来源迄今仍不确定。在这里，我们提出了新的中红外观测β Pic跟踪任何运动的尘埃团。加上以前的观察结果，数据跨度为12年。我们测量的尘埃团在12年期间的任何预计位移是$0.2^{+1.3}_{-1.4}$ au远离恒星的基础上的中位数和1 $σ$的不确定性，并限制这种位移为<11 au的3 $σ$水平。这意味着在2.8 $σ$水平上观察到的运动与开普勒运动不相容。人们认为，向外迁移的行星可能会将微行星捕获到2：1的共振中，导致在其轨道近心处观察到追随行星的团块。所观察到的运动也与2.6 $σ$水平的这种共振运动不相容。虽然开普勒运动和共振运动仍然是可能的，但数据表明尘埃团更可能是静止的。这样一个静止的尘埃团可能来自行星大小的天体的碰撞或潮汐破裂，或者来自行星造成的长期扰动，这些扰动在盘中产生了密度增加的区域。
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics of the Beta Pictoris planetary system and possibility of an additional planet
本研究通过动力学建模和N体模拟，探讨β Pictoris系统中额外行星的可能性，发现一颗低偏心率、质量0.15-1倍木星质量、半长轴30-36 au的行星可解释盘内缘50 au的观测位置。
2025-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Mass Estimates of the $β$ Pictoris Planetary System Through Gaussian Process Stellar Activity Modelling
近15年的径向速度（RV）监测和直接成像使两颗巨大的行星绕着年轻的附近恒星$β$ Picture被发现。恒星的$δ$盾牌脉动，压倒性的行星信号，需要小心抑制。在这项工作中，我们独立地重新审视RV数据的分析，采用与文献中不同的方法来模拟恒星的活动。我们发现，高斯过程（GP）与随机驱动的阻尼谐振子内核可以模拟$δ$盾牌脉动。它提供了与参数模型类似的结果，但具有更简单的框架，仅使用3个超参数。它还可以对之前分析中排除的采样较差的RV数据进行建模，从而将RV基线延长近五年。总而言之，两颗行星的轨道和质量只能从RV约束，这在参数建模中是不可能的。为了更准确地表征系统，我们还对所有可用的相对天体测量和RV数据进行了联合拟合。我们对$β$ Pic b的轨道解支持低离心率的$0.029^{+0.061}_{-0.024}$和相对短的周期$21.1^{+2.0}_{-0.8}$ yr。$β$ Pic c的轨道与$0.206^{+0.074}_{-0.063}$偏心，周期为$3.36\pm0.03$年。假设共面性，我们发现$β$ Pic b和c的$11.7\pm1.4$和$8.5\pm0.5$ M $_{Jup}$的模型独立质量。$β$ Pic b的质量与最热的开始进化模型一致，年龄为$25\pm3$ Myr。$β$ Pic c的直接方向将在同时期系统中提供第二次校准测量。
2020-09-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The $β$ Pictoris b Hill sphere transit campaign. Paper I: Photometric limits to dust and rings
在1981年，美如画β的光度监测显示，在几天内有高达4%的异常波动，与前景物质通过恒星盘一致。随后发现的气体巨行星β Picasso b和预测的希尔球凌日在0.1天文单位的投影距离内的行星提供了一个机会，以寻找凌日的环行星际盘在这个$21\pm 4$ Myr古老的行星系。对β Picasso进行连续的宽带光度监测需要多个地面观测站提供冗余，并为快速光谱跟踪提供触发。这些观测站包括位于萨瑟兰和赛丁斯普林斯的专门的Beta Picture监测观测站bRing，位于康科迪亚的ASTEP400望远镜，以及来自BRITE和哈勃空间望远镜的观测。我们搜索组合光变曲线的证据造成的短期瞬态事件的环和长期的光度变化，由于弥漫的环行物质。我们没有发现与1981年11月的事件相匹配的光度事件，也没有系统的光度变暗的恒星作为希尔球半径的函数。我们的结论是，1981年的事件不是由环绕行星盘在毕宿二周围的过境引起的。毕赤星长期变化的上限是希尔球内尘埃的$1.8\times 10^{22}$ g。环行星际物质要么凝聚成一个非凌日盘，要么凝聚成一个有小行星度卫星的盘，或者低于我们的探测阈值。这是第一次专门的国际运动已经绘制了10 au的气体巨型太阳系外行星的希尔球过境。
2021-02-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep high-resolution L band spectroscopy in the $β$ Pictoris planetary system
本研究利用CRIRES+对绘架座β系统开展高分辨率L波段光谱观测，开发相关光谱处理方法，证实行星b的水吸收并高精度测定其自转速度，发现合并不同光谱设置数据对提升信噪比更有效，为系外行星大气观测策略提供参考。
2025-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic Transit Search: a self-calibrating method for detecting planets around bright stars
我们使用高分辨率光谱学和多普勒成像，消除了对标准恒星观测的需要，寻找围绕恒星$β$风景如画的凌日系外行星。这些数据是在整个2017年的一次观测活动期间在VLT上获得的，该活动监测了系外行星$β$ Picardy b的希尔球过境。我们利用线轮廓断层扫描作为一种方法，发现凌日系外行星。通过测量恒星线轮廓的系外行星畸变，我们消除了对参考星测量的需要。我们演示了白噪声模拟的方法，然后看看的情况下，$β$风景如画的，这是一个$δ$ Scuti干扰。我们描述了一种方法，以消除恒星脉动，并执行搜索的任何过境系外行星在所得的数据集。我们注入假行星凌日与不同的轨道周期和行星半径的光谱，并确定恢复分数。在光子噪声有限的情况下，我们可以恢复行星的海王星半径与$\sim$ 80%的成功率，使用8米的望远镜与$R\sim 100,000$摄谱仪和20分钟的观测每晚。$β$ Picture的脉动限制了我们对木星大小行星的敏感性，但脉动消除算法将这一限制提高到了土星大小的行星。我们提出了两个行星候选者，但认为它们的信号最有可能是由其他现象引起的。我们已经证明了一种搜索凌日系外行星的方法，该方法（i）不需要辅助校准观测，（ii）可以对任何其旋转增宽可以用高光谱色散摄谱仪分辨的恒星进行工作，（iii）提供了迄今为止围绕$β$风景如画的轨道周期从15天到200天的凌日行星大小的系外行星半径的最低限度，覆盖
2019-03-19 astro-ph.EP astro-ph.IM
Revealing the Vertical Cloud Structure of a young low-mass Brown Dwarf, an analog to the beta-Pictoris b directly-imaged exoplanet, through Keck I/MOSFIRE spectro-photometric variability
年轻的褐矮星类似于巨大的系外行星，因为它们共享有效温度，近红外颜色和表面重力。因此，对年轻褐矮星的详细描述可能会为巨型系外行星的研究提供帮助，我们目前无法以足够的信噪比观察它们的大气层。2 MASS J22081363+2921215是一颗年轻的L3褐矮星，属于β-Pica-b年轻移动群（2300万年+/-300万年），与β-Pica-b巨型系外行星共享其有效温度和质量。我们用安装在凯克I望远镜上的MOSFIRE多目标摄谱仪对2 MASS J22081363+2921215进行了约2.5小时的J波段分光光度监测。我们测得其J波段光变曲线的最小变异幅度为3.22 +/-0.42%。2 MASS J22081363+2921215的最大和最小通量谱之间的比率显示出弱的波长依赖性和潜在的增强的变化幅度在碱性线。进一步分析表明，碱性线上的变异幅度高于整体变异幅度（4.5- 11%，取决于线）。如果我们将原始MOSFIRE光谱的分辨率降低到R~100，则这些谱线中的可变性幅度较低，这解释了为什么先前在HST/WFC 3光变曲线中没有发现这种潜在的碱性谱线增强的可变性。使用辐射传输模型，我们得到了不同的云层，可能会引入分光光度变化，我们观察到2 MASS J22081363+2921215，进一步支持测量增强的变化幅度在碱性线。我们提供了一个艺术的娱乐垂直云结构的β-Picadium b类似物…
2021-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Gemini Planet Imager Exoplanet Survey: Dynamical Mass of the Exoplanet beta Pictoris b from Combined Direct Imaging and Astrometry
我们从2018年开始使用GPI对行星beta Picasso b进行新的观测，这是合相后的第一次GPI观测。基于这些新的测量，我们执行一个联合轨道适合于从地面成像，依巴谷中间天体测量数据（IAD），和盖亚DR 2的位置，并演示如何将IAD到直接成像轨道拟合。我们发现一个质量与热启动演化模型的预测和以前的作品遵循类似的方法，虽然有更大的不确定性：12.8 [+5.3，-3.2] M_Jup。我们确定的偏心率为0.12 [+0.04，-0.03]，这不利于圆轨道。我们认为轨道适合几个不同的成像数据集，并发现一般类似的后验的质量为每一个组合的成像数据。我们的分析强调了执行联合适合的绝对和相对天体测量的重要性，同时考虑到轨道要素之间的强协方差。合相的时间被很好地限制在2017年9月13日的2.8天内，恒星在2017年4月11日至2018年2月16日（+/- 18天）之间位于行星的希尔球体后面。继最近的径向速度检测系统中的第二颗行星，β PIC C，我们执行额外的两颗行星相结合的相对天体测量，绝对天体测量，恒星径向速度。这些联合拟合发现，图像中的行星β Pic b的质量要小得多，为8.0 +/- 2.6 M_Jup，轨道更圆。我们预计未来的地面观测将在盖亚DR 4发布之前进一步限制行星的视觉轨道和质量。
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fe I in the Beta Pictoris circumstellar gas disk. II. The time variations in the iron circumstellar gas
毕宿二是一个年轻的行星系，被尘埃和气体的碎片盘所包围。这个圆盘的气体来源可能是外彗星（或“下落和蒸发体”，FEB），它通过几十个恒星半径的尘埃颗粒升华产生耐火元素（Mg，Ca，Fe）。从2003年到2017年，使用HARPS摄谱仪获得了近1700个高分辨率光谱。在第一篇论文中，我们证明了在很高的信噪比下，可以探测到十多个激发能级上的许多弱Fe I线，并导出了圆盘中铁气体的物理特性。测量的气体温度（~1300 K）表明，它是由来自恒星约0.3 au（38 Rstar）的颗粒蒸发产生的。在这里，我们描述了每年的变化列密度的所有Fe I组件（从地面和激发水平）。在2011年后的Fe I地面水平柱密度的下降与Fe I激发水平柱密度的下降相吻合，以及在同一时期的Ca II双峰和地面水平Ca I线。所有的下降是兼容的光电离复合平衡和β Pic一样的相对丰度，在介质中在1300 K和0.3 Au从β Piccados。有趣的是，这种温暖的介质与这颗年轻恒星周围众多的系外彗星无关。
2018-10-24 astro-ph.EP
Fe I in the β Pictoris circumstellar gas disk I. Physical properties of the neutral iron gas
年轻的行星系β Picture被一个由尘埃和气体组成的星周盘所包围。由于灰尘和气体的寿命都比系统寿命短，因此需要不断补充。气体成分部分已知，但其位置和起源仍然是一个谜。气体来源可能是外彗星（或所谓的下落和蒸发体，FEB），当它们在几十个恒星半径的恒星前面过境时，它们被观察为难熔元素（Mg，Ca和Fe）吸收线的瞬态特征。从2003年到2015年，使用HARPS摄谱仪获得了近1700个高分辨率的β Piccadine光谱。在这些光谱中，拱星盘总是被检测到过境外彗星的众多可变吸收签名之间的一个稳定的组件。将所有1700个光谱相加，使我们能够达到高于1000的信噪比，这对于β Piccadic光谱来说是前所未有的高数值。它揭示了星周气体在十多个激发态中的许多弱Fe I吸收线。这些微弱的谱线为星周盘中中性铁气体的物理性质提供了新的信息。第一激发能级的布居遵循玻尔兹曼分布，其斜率与大约1300 K的气体温度一致;这个温度对应于到恒星的~ 38 R星的距离，并意味着大约0.8 km/s的湍流。
2017-09-24 astro-ph.EP
A Combined VLT and Gemini Study of the Atmosphere of the Directly-Imaged Planet, beta Pictoris b
我们分析了新的/档案VLT/NaCo和双子座/NICI高对比度成像的年轻，自发光行星$β$ Picardia b在七个近中红外光度过滤器，使用先进的图像处理方法，以实现高信噪比，高精度测量。虽然$β$ Pic b的近红外颜色模仿了标准的多云早中期L型矮星，但与L/T型矮星序列相比，它在中红外区域过于明亮。很少有亚恒星/行星质量的天体--如$κ$ And b和1 RXJ 1609 B--能与$β$ Pic b的$JHK_{s}L^\prime$测光相匹配，而且它的3.1 $μm$和5 $μm$测光特别难以重现。采用云处方和大（$\sim$ 60 $μm$）尘埃颗粒的大气模型未能再现$β$ Pic b光谱。然而，包含与HR 8799 bcde相似的厚云但具有小（几微米）模态颗粒尺寸的模型在不确定性范围内与数据一致。假设太阳丰度模型、厚云和小尘埃粒子（$<a>$ = 4 $μm$），我们推导出大气参数log（g）= 3.8 $\pm$ 0.2和$T_{eff}$ = 1575- 1650 $K$，推断质量为7 $^{+4}_{-3}$ $M_{J}$，光度log（L/L $_{\odot}$）$\sim$ -3.80 $\pm$ 0.02。最佳估计的行星半径，$\approx$ 1.65 $\pm$ 0.06 $R_{J}$，接近热启动模型允许的行星半径上限，考虑到主星的年龄，可能反映了…
2013-08-13 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
$β$ Pictoris b through the eyes of the upgraded CRIRES+
本研究利用升级后的CRIRES+对$β$ Pictoris b进行观测，通过正向建模和大气反演探测到水和一氧化碳，更新了其自转速度约束，证明了该仪器在表征直接成像系外行星方面的卓越性能。
2023-11-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
$β$ Pictoris' inner disk in polarized light and new orbital parameters for $β$ Pictoris b
我们目前的$H$波段观测$β$ Pic与双子座行星成像仪（GPI的）偏振模式，揭示碎片盘之间的~0.3”（~6 AU）和~1.7”（~33 AU），同时检测$β$ Pic $b$。偏振盘图像与结合Henyey-Greenstein散射相函数的尘埃密度模型相拟合。最佳拟合模型表明，一个磁盘倾斜的视线（$ϕ=85.27°^{+0.26}_{-0.19}$）的位置角$θ_{PA}=30.35°^{+0.29}_{-0.28}$（从主外盘，$θ_{PA}\approx29°$略有偏移），从内部磁盘半径$23.6^{+0.9}_{-0.6}$ AU延伸到GPI的视野之外。此外，我们提出了一个更新的轨道$β$ PIC $b$的基础上采取的新的天体测量GPI的光谱模式跨越14个月。该行星的半长轴为$a=9.2^{+1.5}_{-0.4}$ AU，偏心率为$e\leq 0.26$。升交点的位置角是$Ω=31.75°\pm0.15$，从GPI图像中看到的外部主盘和内部盘偏移。轨道拟合将$β$ Pic的恒星质量限制为$1.60\pm0.05 M_{\odot}$。$β$ Pic $b$的动力学雕刻不能很容易地解释推断出的盘性质的以下三个方面：1）如果由$β$ Pic b引起，则模拟的盘的内半径比预期的更远; 2）内盘和$β$ Pic $b$的相互倾斜是$4°$，当它被预期为更接近于零时;以及3）盘的纵…
2015-08-19 astro-ph.EP
$^{13}$CO and potential variability in $β$ Pictoris b with GRAVITY+
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Laboratoire J.-L. Lagrange, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（拉格朗日实验室，蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔行星学与天体物理学研究所，格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；LESIA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CNRS（天体物理与星际介质研究实验室，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，法国国家科学研究中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
利用 GRAVITY+ 的高分辨率光谱观测，测量了直接成像行星 β Pictoris b 的 $^{12}$CO/$^{13}$CO 比值（91$^{+24}_{-17}$），并初步限制了其大气变异性幅度（约1.4%）。
2026-06-11 astro-ph.EP
Is Beta Pic b the transiting planet of November 1981?
1981年，美如画β星表现出强烈而快速的光度变化，这是由于一颗巨大的彗星或一颗在几个天文单位轨道上运行的行星的过境（Lecavelier des Etangs et al. 1994，1995，1997; Lamers et al. 1997）。最近，一颗候选行星已经通过风景如画的贝塔星周盘的图像被确定（拉格朗日等人，2009年）。这颗行星被命名为Beta Pic b，距离中心恒星的投影距离为8AU。因此，它是1981年观测到的光度事件的合理候选者。这颗行星在2003年11月的观测位置与假设1981年凌日是由于一颗在8天文单位轨道上运行的行星的计算位置的重合是耐人寻味的。假设图像上探测到的行星与1981年11月过境的物体相同，我们估计了可能的轨道距离和周期范围。在有利的情况下，这颗行星的轨道约为8天文单位，在2003年的图像中接近其正交位置。在这种情况下，大多数不确定性与2003年的位置误差线有关。还讨论了与恒星质量和轨道偏心率有关的不确定性。我们发现它的半长轴在[7.6-8.7]天文单位的范围内，轨道周期在[15.9-19.5]年的范围内。我们给出了未来几年（2011-2015年）在盘西南分支正交成像观测的预测。我们还估计了下一次凌日和反凌日的可能日期。
2009-03-05 astro-ph.EP
The mid-infrared spectrum of $β$ Pictoris b. First VLTI/MATISSE interferometric observations of an exoplanet
Univ. Côte d'Azur, Observatoire de la Côte d'Azur（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台）；Univ. Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；LESIA, Observatoire de Paris（天体物理与星际介质实验室，巴黎天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Institute of Astronomy, Univ. of Cambridge（剑桥大学天文研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Johns Hopkins Univ.（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Leiden Univ.（莱顿大学）；Univ. of Exeter（埃克塞特大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络地球与天文学研究中心）；Aix Marseille Univ.（艾克斯-马赛大学）；Northwestern Univ.（西北大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）
利用MATISSE首次获得β Pictoris b中红外光谱，发现其大气中H2O和CO的宽吸收特征，并确定其碳氧比。
2025-12-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Mineralogy and Structure of the Inner Debris Disk of β Pictoris
我们在双子座使用T-ReCS观察了β Picardiac的边缘，行星轴承盘，以澄清和扩展以前关于这个独特系统的观察和结论。我们的光谱学和光谱建模的10微米硅酸盐功能约束的空间分布的三个代表性的尘埃成分（0.1微米/2.0微米玻璃橄榄石和结晶镁橄榄石）在内部20 AU的磁盘。我们确认，2.0微米的玻璃橄榄石是强烈的磁盘中心达到峰值，而0.1微米的玻璃橄榄石没有显示这种浓度，而是双峰，与恒星的两侧的峰值。然而，我们没有看到先前研究中报告的这两个峰之间的亮度差异。虽然0.1微米尘埃的空间分布与嵌入盘中的尘埃补充星子带的情况一致，但我们注意到另一种解释，它可以同时解释0.1微米和2.0微米颗粒的空间分布，并且不需要星子带。除了光谱学，我们还获得了β Pic盘的新的11.7微米图像。通过与2003年获得的图像进行比较，我们确认了SW盘中52 AU处尘埃团的存在和整体形状。我们推测，在相隔7年的两个历元之间，该星团的投影空间位移约为2.0 AU（3.6-σ），这是由于该星团在$54.3^{+2.0}_{-1.2}$ AU轨道半径处的开普勒运动所致。
2012-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The far reaches of the beta Pictoris debris disk
附近的年轻恒星β-风景如画拥有一个丰富而复杂的行星系，至少有两颗巨行星和一个几乎边缘的碎片盘，其中包含几个动力学的微行星亚群。虽然对碎片盘的内部范围进行了广泛的研究，但对盘的外部较暗部分的信息知之甚少。在这里，我们提出了一个档案FORS V波段成像数据从2003-2004年，以前没有进行科学探索，因为明亮的恒星点扩散函数的晕子结构是复杂的分析。通过基于角度差分成像的高对比度方案，采用前向建模方法来减轻自减影，我们对β Pic盘的外部范围产生了最深的成像，并提取了其形态特征。边缘盘的两个臂之间的亮度不对称性，先前在内部盘中注意到，在更大的角间距处更加明显，在1000 AU左右达到约10倍。在接近2000天文单位时，可以看到较亮的旋臂，其表面亮度为27-28等/角秒^[2]。与亮度不对称性非常相似，两个臂之间存在倾斜角不对称性，其在大间距处变得越来越极端。7.2度的外倾角只能解释为如果外盘比内盘更远离边缘倾斜，或者如果它的尘埃具有更强的散射各向异性，或者（最有可能）两者兼而有之。强烈的不对称性意味着存在一个高度偏心的运动盘组件，这可能是由一个破坏性的事件被认为发生在一个更接近的位置在磁盘。
2021-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
MIRI MRS Observations of Beta Pictoris II. The Spectroscopic Case for a Recent Giant Collision
本文通过对比Spitzer和JWST对绘架座β碎屑盘的光谱观测，发现尘埃温度和结晶特征发生显著变化，提出近期一次巨型碰撞产生的尘埃云正被辐射压吹出系统，揭示了该行星系统星周环境的动态性。
2024-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exocometary gas structure, origin and physical properties around $β$ Pictoris through ALMA CO multi-transition observations
最近的ALMA观测揭示了2300万年前的$β$风景如画的行星系中CO气体的结构，这是在许多类似的年轻碎片盘中发现的一种成分。在这里，我们提出了ALMA CO J=2-1的观测，在一个改进的光谱空间分辨率和灵敏度相比，以前的CO J=3-2的观测。我们发现：1）CO团簇是径向宽，有利于共振迁移的巨碰撞的情况下，其动力学起源，2）CO盘是垂直倾斜的主尘埃盘相比，在一个角度一致的散射光弯曲。然后，我们使用位置-速度图跟踪开普勒半径在轨道平面的磁盘。假设一个完美的边缘上的几何形状，这表明一个CO标度的高度随着半径的增加为$R^{0.75}$，和电子密度（来自CO线比通过NLTE分析）与化学模型一致。此外，我们展示了如何观察光学细线比可以解决原始与次级起源二分法含气碎片磁盘。如所示的$β$ Picture，亚热（NLTE）CO激发是H $_2$密度的症状，这是不足以屏蔽CO从光解离在系统的寿命。这意味着来自彗星外挥发物的补充必须发生，证明了圆盘的第二起源。在这种情况下，假设稳态生产/销毁的CO气体，我们得出的CO+CO $_2$冰丰度的质量$β$皮克的外彗星是最多$\sim$ 6%，在我们自己的太阳系和在同时代的HD 181327系统的彗星一致。
2016-09-21 astro-ph.EP
Trends in Silicates in the $β$ Pictoris Disk
虽然已知β Pic以环状结构存在硅酸盐，但这些硅酸盐尘埃的性质是否随星心距离而变化仍然是一个悬而未决的问题。我们重新分析的β Picardian碎片盘光谱从斯皮策红外光谱仪（IRS）和一个新的IRTF/SpeX光谱研究趋势的Fe/Mg比，形状和结晶度的晶粒作为波长的函数，代理星心距离。通过分析一个重新校准和重新提取的光谱，我们确定了一个新的18微米镁橄榄石发射功能，并恢复了23微米镁橄榄石发射功能，具有比以前报道的大得多的线-连续比。我们发现这些突出的光谱特征主要是由亚微米尺寸的小颗粒产生的，这些颗粒是从盘面中的小行星碰撞中不断产生和补充的，可以阐明其母体的组成。我们发现这些小颗粒的三个趋势：随着星心距离的增加，（1）小硅酸盐颗粒变得更加结晶（无定形），（2）它们变得更加不规则的形状，（3）对于结晶硅酸盐颗粒，Fe/Mg比降低。将这些趋势应用于β Pic的行星结构，我们发现β Pic b和c轨道外部的尘埃种群在结晶度和形状上有很大不同。我们还发现了一个暂定的3-5微米的尘埃过剩，由于空间未解决的热尘埃排放接近恒星。从我们的研究结果中，我们推断，大型星子的表面更富铁和碰撞处理更接近恒星，但更多的铁贫和原始远离恒星。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Gemini Planet Imager: First Light
双子座行星成像仪（GPI）是一个专门用于直接成像和光谱表征太阳系外行星的设施。它结合了一个非常高阶的自适应光学系统，一个衍射抑制日冕，和一个积分场光谱仪具有低光谱分辨率，但高空间分辨率。GPI的每一个方面都经过了调整，以便对明亮恒星附近的微弱行星具有最大的灵敏度。在第一次光观测期间，我们获得了估计的H带Strehl比为0.89，并且在0.75弧秒处获得了$10^6$和在0.35弧秒处获得了$10^5$的5 σ对比度。对美如画β的观测清楚地发现了行星美如画β b，在一次60秒的曝光中，只有最少的后处理。在$434 \pm 6$毫角秒和位置角$211.8 \pm 0.5$度的间隔处观察到β Picaib。拟合开普勒轨道的β Pic b使用新的位置与以前的天体测量给出了一个因素的三个改善，在大多数参数比以前的解决方案。这颗行星的轨道半长轴为$9.0^{+0.8}_{-0.4}$ AU，与先前已知的6 AU小行星带的3：2共振，并与内部翘曲盘对齐。这些观测给出了2017年底行星过境的4%后验概率。
2014-03-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Upper limits on CN from exocomets transiting $β$ Pictoris
本研究利用HARPS光谱搜索年轻行星系统$\beta$ Pictoris中的CN分子，未检测到信号，并给出了5$\sigma$上限，表明系外彗星中CN丰度远低于太阳系彗星预期。
2025-04-19 astro-ph.EP
Exocomet orbital distribution around $β$ Pictoris
本研究利用 TESS 观测的系外彗星凌日持续时间，推断 $β$ Pictoris 周围彗星的轨道面密度，发现近平坦幂律及双曲线轨道模型更符合观测，表明彗星分布更延展且高度偏心。
2024-07-30 astro-ph.EP
