Beta Pictoris - Beta Pictoris

β Pictoris
Mapa souhvězdí Pictor.svg
Červený kruh. Svg
Umístění β Pictoris (v kroužku)
Data pozorování Epocha J2000       Equinox J2000
Souhvězdí Pictor
Pravý vzestup 05 h 47 m 17,1 s
Deklinace −51 ° 03 ′ 59 ″
Zdánlivá velikost  (V) 3,861
Charakteristika
Spektrální typ A6V
Barevný index U -B 0,10
Index barev B - V 0,17
Variabilní typ Proměnná Delta Scuti
Astrometrie
Radiální rychlost (R v ) +20,0 ± 0,7 km/s
Správný pohyb (μ) RA:  +4,65  mas / rok
Prosinec:  +83,10  mas / rok
Paralaxa (π) 51,44 ± 0,12  mas
Vzdálenost 63,4 ± 0,1  ly
(19,44 ± 0,05  ks )
Absolutní velikost  (M V ) 2,42
Podrobnosti
Hmotnost 1,75  M
Poloměr 1,8  R
Svítivost (bolometrická) 8,7  L
Povrchová gravitace (log  g ) 4,15  kg
Teplota 8052  K.
Metallicita 112% sluneční energie
Rychlost otáčení ( v  sin  i ) 130 km/s
Stáří 23 ± 3  Myr
Další označení
GJ 219, HR 2020, CD −51 ° 1620, HD 39060 , GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321
Odkazy na databázi
SIMBAD data
ARICNS data
Tato videosekvence je založena na dojmu umělce z exocometů obíhajících kolem hvězdy Beta Pictoris.

Beta Pictoris (zkráceně β Pictoris nebo β Pic ) je druhá nejjasnější hvězda v souhvězdí Piktora . Nachází se 63,4 světelných let (19,4  ks ) od sluneční soustavy a je 1,75krát hmotnější a 8,7krát zářivější než Slunce . Systém Beta Pictoris je velmi mladý, jen 20 až 26 milionů let starý, přestože je již v hlavní sekvenční fázi svého vývoje . Beta Pictoris je titulním členem pohyblivé skupiny Beta Pictoris , sdružení mladých hvězd, které sdílejí stejný pohyb v prostoru a mají stejný věk.

Evropská jižní observatoř (ESO) potvrdila přítomnost dvou planet, Beta Pictoris b , a Beta Pictoris c , díky použití přímého snímků . Obě planety obíhají v rovině diskového disku obklopujícího hvězdu. Beta Pictoris c je v současné době nejblíže extrasolární planetě ke své hvězdě, která byla kdy vyfotografována: pozorovaná separace je zhruba stejná jako vzdálenost mezi pásem asteroidů a Sluncem.

Beta Pictoris ukazuje nadbytek infračervené emise ve srovnání s normálními hvězdami svého druhu, který je způsoben velkým množstvím prachu a plynu (včetně oxidu uhelnatého ) poblíž hvězdy. Podrobná pozorování odhalila velký disk prachu a plynu obíhající kolem hvězdy, což byl první disk s troskami , který byl zobrazen kolem jiné hvězdy. Kromě přítomnosti několika planetesimálních pásů a kometární aktivity existují náznaky, že se v tomto disku vytvořily planety a že procesy formování planet mohou probíhat. Materiál z disku s úlomky Beta Pictoris je považován za dominantní zdroj mezihvězdných meteoroidů ve sluneční soustavě.

Umístění a viditelnost

Beta Pictoris je hvězda v jižním souhvězdí Pictora, Easel , a nachází se na západ od jasné hvězdy Canopus . Před rozdělením souhvězdí tradičně označovalo znějící linii lodi Argo Navis . Hvězda má zjevnou vizuální velikost 3,861, takže je za dobrých podmínek viditelná pouhým okem , i když světelné znečištění může mít za následek, že hvězdy jsou slabší než velikost 3, aby byly příliš slabé na to, aby byly vidět. Je to druhý nejjasnější ve své souhvězdí, překonaný pouze Alpha Pictoris , který má zdánlivou velikost 3,30.

Vzdálenost od Beta Pictoris a mnoho dalších hvězd byla měřena Hipparcos satelitu . Toho bylo dosaženo měřením jeho trigonometrické paralaxy : mírného posunu v její poloze pozorovaném při pohybu Země kolem Slunce. Bylo zjištěno, že Beta Pictoris vykazuje paralaxu 51,87 miliarcsekund , což je hodnota, která byla později revidována na 51,44 miliarcsekund, když byla data znovu analyzována s pečlivějším zohledněním systematických chyb . Vzdálenost k Beta Pictoris je tedy 63,4 světelných let s nejistotou 0,1 světelného roku.

Satelit Hipparcos také změřil správný pohyb Beta Pictoris: cestuje na východ rychlostí 4,65 miliarcsekund za rok a na sever rychlostí 83,10 miliarcsekund za rok. Měření Dopplerova posunu spektra hvězdy ukazuje, že se pohybuje od Země rychlostí 20 km/s. Několik dalších hvězd sdílí stejný pohyb v prostoru jako Beta Pictoris a pravděpodobně vznikly ze stejného oblaku plynu zhruba ve stejnou dobu: tyto obsahují pohybující se skupinu Beta Pictoris .

Fyzikální vlastnosti

Spektrum, svítivost a variabilita

Umělcův dojem z planety Beta Pictoris nar

Podle měření, provedených jako součást blízkých hvězd Project, Beta Pictoris má spektrální typ z A6V a má účinnou teplotu o 8,052  K (7,779  ° C ; 14034  ° F ), což je teplejší než sluneční 5,778 K (5,505 ° C (9 941 ° F). Analýza spektra ukazuje, že hvězda obsahuje o něco vyšší poměr těžkých prvků, kterým se v astronomii říká kovy , k vodíku než Slunce. Tato hodnota je vyjádřena jako množství [M/H], logaritmus báze-10 poměru kovové frakce hvězdy ke Slunci. V případě Beta Pictoris je hodnota [M/H] 0,05, což znamená, že kovový podíl hvězdy je o 12% větší než u Slunce.

Analýza spektra může také odhalit povrchovou gravitaci hvězdy. To je obvykle vyjádřeno jako log g , logaritmus 10 gravitačních zrychlení daný v jednotkách CGS , v tomto případě cm/s². Beta Pictoris má log  g = 4,15, což znamená povrchovou gravitaci 140 m/s² , což je asi polovina gravitačního zrychlení na povrchu Slunce (274 m/s²).

Jako hvězda hlavní sekvence typu A je Beta Pictoris jasnější než Slunce: kombinace zdánlivé velikosti 3,861 se vzdáleností 19,44 parseků dává absolutní velikost 2,42 ve srovnání se Sluncem, které má absolutní velikost 4,83 . To odpovídá 9,2krát větší vizuální svítivosti než Slunce. Když se vezme v úvahu celé spektrum záření z Beta Pictoris a Slunce, zjistí se, že Beta Pictoris je 8,7krát jasnější než Slunce.

Mnoho hvězd hlavní sekvence spektrálního typu A spadá do oblasti Hertzsprung -Russellova diagramu nazývaného pruh nestability , který je obsazen pulzujícími proměnnými hvězdami . V roce 2003 odhalilo fotometrické sledování hvězdy kolísání jasu kolem 1–2 milimagnitudů na frekvencích přibližně 30 až 40 minut. Studie radiální rychlosti Beta Pictoris také odhalují variabilitu: existují pulzace na dvou frekvencích , jedna při 30,4 minutách a jedna při 36,9 minutách. V důsledku toho je hvězda klasifikována jako proměnná Delta Scuti .

Hmotnost, poloměr a rotace

Hmotnost Beta Pictoris byla stanovena pomocí modelů hvězdné evoluce a jejich přizpůsobením pozorovaným vlastnostem hvězdy. Tato metoda poskytuje hvězdnou hmotnost mezi 1,7 a 1,8 sluneční hmotností . Úhlový průměr hvězdy byl změřen pomocí interferometrie pomocí dalekohledu Very Large Telescope a bylo zjištěno, že činí 0,84 miliasekund . Zkombinováním této hodnoty se vzdáleností 63,4 světelných let vznikne poloměr 1,8krát větší než u Slunce.

Rychlost otáčení Beta Pictoris byla naměřena nejméně 130 km/s. Jelikož je tato hodnota odvozena měřením radiálních rychlostí , jedná se o spodní hranici skutečné rychlosti otáčení: naměřená veličina je ve skutečnosti v sin ( i ), kde i představuje sklon osy otáčení hvězdy k přímce pohledu . Pokud se předpokládá, že je Beta Pictoris pozorována ze Země v její rovníkové rovině, což je rozumný předpoklad, protože okolní disk je vidět na hraně, lze dobu rotace vypočítat přibližně 16 hodin, což je výrazně kratší doba než u Slunce ( 609,12 hodin).

Věk a formace

Umělcův dojem z Beta Pictoris

Přítomnost významného množství prachu kolem hvězdy naznačuje mladý věk systému a vedla k diskusi o tom, zda se připojila k hlavní sekvenci nebo byla stále hvězdou před hlavní sekvencí . Když však vzdálenost hvězdy měřil Hipparcos, byla odhalil, že Beta Pictoris se nacházela dále, než se původně myslelo, a proto byla zářivější, než se původně předpokládalo. Jakmile byly vzaty v úvahu výsledky Hipparcos, bylo zjištěno, že Beta Pictoris se nacházela blízko hlavní sekvence nulového věku a nakonec nebyla hvězdou před hlavní sekvencí. Analýza Beta Pictoris a dalších hvězd v pohyblivé skupině Beta Pictoris naznačila, že jsou staré přibližně 12 milionů let. Novější studie však naznačují, že věk je ve věku 20 až 26 milionů let zhruba dvojnásobný.

Beta Pictoris mohla vzniknout poblíž asociace Scorpius – Centaurus . Zhroucení oblaku plynu, které vedlo ke vzniku Beta Pictoris, mohlo být vyvoláno rázovou vlnou z výbuchu supernovy : hvězda, která se dostala do supernovy, mohla být bývalým společníkem HIP 46950 , která je nyní hvězdou na útěku . Trasování cesty HIP 46950 zpět naznačuje, že by to bylo v blízkosti asociace Scorpius-Centaurus asi před 13 miliony let.

Okolí hvězdné prostředí

Erika Nesvold a Marc Kuchner diskutují o své superpočítačové simulaci toho, jak planeta Beta Pictoris b vytvaruje disk s nečistotami Beta Pictoris do zakřiveného spirálového tvaru.

Úlomky disků

Hubble Space Telescope snímek hlavních a sekundárních disků disků

Přebytečné infračervené záření z Beta Pictoris bylo kosmickou lodí IRAS detekováno v roce 1983. Spolu s hvězdami Vega , Fomalhaut a Epsilon Eridani to byla jedna z prvních čtyř hvězd, z nichž byl detekován takový přebytek: tyto hvězdy se po roce nazývají „podobné Vega“. objevena první taková hvězda. Protože hvězdy typu A jako Beta Pictoris mají tendenci vyzařovat většinu své energie na modrém konci spektra, znamenalo to přítomnost chladné hmoty na oběžné dráze kolem hvězdy, která by vyzařovala na infračervených vlnových délkách a produkovala přebytek. Tato hypotéza byla ověřena v roce 1984, kdy se Beta Pictoris stala první hvězdou, která opticky zobrazila svůj kolemhvězdný disk . Data IRAS jsou (na mikronových vlnových délkách): [12] = 2,68, [25] = 0,05, [60] = - 2,74 a [100] = - 3,41. Přebytky barev jsou: E12 = 0,69, E25 = 3,35, E60 = 6,17 a E100 = 6,90.

Disk s troskami kolem Beta Pictoris je pozorovatelem na Zemi viděn bokem a je orientován ve směru severovýchod-jihozápad. Disk je asymetrický: v severovýchodním směru bylo pozorováno až 1835 astronomických jednotek od hvězdy, zatímco jihozápadním směrem je rozsah 1450 AU. Disk se otáčí: část na severovýchod hvězdy se vzdaluje od Země, zatímco část na jihozápad disku se pohybuje směrem k Zemi.

Několik eliptických prstenců materiálu bylo pozorováno ve vnějších oblastech disku s troskami mezi 500 a 800 AU: tyto mohly vzniknout v důsledku narušení systému procházející hvězdou. Astrometrická data z mise Hipparcos odhalují, že rudá obří hvězda Beta Columbae prošla do 2 světelných let od Beta Pictoris asi před 110 000 lety, ale větší poruchu by způsobila Zeta Doradus , která prošla ve vzdálenosti 3 světelné roky asi 350 000 před lety. Počítačové simulace však upřednostňují nižší rychlost střetnutí než kterýkoli z těchto dvou kandidátů, což naznačuje, že hvězda zodpovědná za prstence mohla být doprovodnou hvězdou Beta Pictoris na nestabilní oběžné dráze. Simulace naznačují, že za struktury pravděpodobně může rušící hvězda s hmotností 0,5 sluneční hmoty . Taková hvězda by byla červeným trpaslíkem spektrálního typu M0V.

Různé procesy formování planet , včetně exocometů a jiných planetesimálů , kolem Beta Pictoris , velmi mladé AV hvězdy ( koncepce umělce NASA )

V roce 2006, zobrazování v systému s Hubblova kosmického dalekohledu s Advanced Camera for Surveys odhalilo přítomnost sekundární prachového disku skloněna v úhlu asi 5 ° do hlavní disk a rozprostírající se alespoň 130 AU od hvězdy. Sekundární disk je asymetrický: jihozápadní rozšíření je více zakřivené a méně skloněné než severovýchod. Zobrazování nebylo dost dobré na to, aby rozlišovalo mezi hlavním a sekundárním diskem do 80 AU od Beta Pictoris, ale předpovídá se, že severovýchodní rozšíření prachového disku se protne s hlavním diskem asi 30 AU od hvězdy. Sekundární disk může být produkován masivní planetou na nakloněné oběžné dráze, která odstraní hmotu z primárního disku a způsobí její pohyb po oběžné dráze zarovnané s planetou.

Studie provedené pomocí NASA Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer zjistily, že disk kolem Beta Pictoris obsahuje extrémní nadbytek plynu bohatého na uhlík . To pomáhá stabilizovat disk proti radiačnímu tlaku, který by jinak materiál odfoukl do mezihvězdného prostoru. V současné době existují dvě navrhovaná vysvětlení původu nadbytku uhlíku. Beta Pictoris může být v procesu formování exotických planet bohatých na uhlík , na rozdíl od pozemských planet ve sluneční soustavě, které jsou bohaté na kyslík místo uhlíku. Alternativně může procházet neznámou fází, která se také mohla objevit na počátku vývoje sluneční soustavy: ve sluneční soustavě jsou meteority bohaté na uhlík známé jako enstatitové chondrity , které se mohly vytvořit v prostředí bohatém na uhlík. Rovněž bylo navrženo, že se Jupiter mohl vytvořit kolem jádra bohatého na uhlík.

V roce 2011 se disk kolem Beta Pictoris stal prvním dalším planetárním systémem, který byl vyfotografován amatérským astronomem . Rolf Olsen z Nového Zélandu zachytil disk pomocí 10palcového newtonovského reflektoru a upravené webové kamery .

Planetesimální pásy

Prach kolem Beta Pictoris může být produkován srážkami velkých planetesimálů .

V roce 2003 zobrazování vnitřní oblasti systému Beta Pictoris pomocí teleskopu Keck II odhalilo přítomnost několika prvků, které jsou interpretovány jako pásy nebo prstence materiálu. Byly detekovány pásy ve vzdálenosti přibližně 14, 28, 52 a 82 astronomických jednotek od hvězdy, které se střídají ve sklonu vzhledem k hlavnímu disku.

Pozorování v roce 2004 odhalila přítomnost vnitřního pásu obsahujícího silikátový materiál ve vzdálenosti 6,4 AU od hvězdy. Silikátový materiál byl také detekován při 16 a 30 AU od hvězdy, přičemž nedostatek prachu mezi 6,4 a 16 AU poskytoval důkaz, že v této oblasti může obíhat hmotná planeta. Byl také detekován olivín bohatý na hořčík , nápadně podobný tomu, který byl nalezen v kometách sluneční soustavy a odlišný od olivinu nalezeného v asteroidech sluneční soustavy. Krystaly olivínu se mohou od hvězdy tvořit pouze blíže než 10 AU; proto byly po vytvoření transportovány na pás, pravděpodobně radiálním mícháním .

Modelování prachového disku na 100 AU od hvězdy naznačuje, že prach v této oblasti mohl být způsoben sérií kolizí iniciovaných zničením planetesimálů s poloměry asi 180 kilometrů. Po počátečním nárazu úlomky procházejí dalšími srážkami v procesu zvaném kolizní kaskáda. Podobné procesy byly odvozeny z diskových odpadků kolem Fomalhaut a AU Microscopii .

Padající vypařující se těla

Spektrum Beta Pictoris má silnou krátkodobou variabilitu, který byl poprvé všiml v červené posunuté části různých absorpčních čar, která byla interpretována tak, aby v důsledku materiál spadající do hvězdy. Zdrojem tohoto materiálu byly údajně malé objekty podobné kometám na oběžných drahách, které je zavedou do blízkosti hvězdy, kde se začnou odpařovat, nazývané model „padající odpařující se tělesa“. Byly také detekovány přechodné modře posunuté absorpční události, i když méně často: mohou představovat druhou skupinu objektů na jiné sadě oběžných drah. Podrobné modelování naznačuje, že padající odpařující se tělesa pravděpodobně nebudou převážně ledová jako komety, ale místo toho jsou pravděpodobně složena ze smíšeného jádra prachu a ledu s kůrou ze žáruvzdorného materiálu. Tyto objekty mohly být narušeny na svých oběžných drahách spásáním hvězd gravitačním vlivem planety na mírně excentrické dráze kolem Beta Pictoris ve vzdálenosti zhruba 10 AU od hvězdy. Padající odpařující se tělesa mohou být také zodpovědná za přítomnost plynu umístěného vysoko nad rovinou disku hlavního odpadu. Studie z roku 2019 informovala o tranzitu exocometů pomocí TESS . Poklesy jsou svou povahou asymetrické a jsou v souladu s modely odpařujících se komet překračujících disk hvězdy. Komety jsou na vysoce excentrické oběžné dráze a jsou neperiodické.

Planetární systém

Pohyb Beta Pictoris b. Na orbitální rovinu se díváme bokem; planeta se nepohybuje směrem ke hvězdě.
Umělecké ztvárnění systému Beta Pictoris, zobrazující akreční disk a Beta Pictoris b a Beta Pictoris c .

21. listopadu 2008 bylo oznámeno, že infračervená pozorování provedená v roce 2003 dalekohledem Very Large Telescope odhalila kandidáta na planetárního společníka hvězdy. Na podzim roku 2009 byla planeta úspěšně pozorována na druhé straně mateřské hvězdy, což potvrdilo existenci samotné planety a dřívější pozorování. Věří se, že za 15 let bude možné zaznamenat celou oběžnou dráhu planety.

European Southern Observatory potvrdily přítomnost Beta Pictoris c, dne 6. října 2020 s využitím přímého snímků . Beta Pictoris c obíhá v rovině disku s úlomky obklopujícím hvězdu. Beta Pictoris c je v současné době nejblíže extrasolární planetě ke své hvězdě, která byla kdy vyfotografována: pozorovaná separace je zhruba stejná jako vzdálenost mezi pásem asteroidů a Sluncem.

Planetární systém Beta Pictoris
Společník
(v pořadí od hvězdy)
Hmotnost Osa semimajoru
( AU )
Oběžná doba
( dny )
Excentricita Sklon Poloměr
C 8,89 ± 0,75  M J 2,68 ± 0,02 1221 ± 15 0,24 - -
Vnitřní pás 6,4 AU ~ 89 ° -
b 12+4
−3
 M J
9.2+0,4
-1,5
7890 ± 1000 ~ 0,1 89,01 + 0,36 ° 1,65  R J
sekundární disk 130+ AU 89 ± 1 ° -
hlavní disk 16–1450/1835 AU 89 ± 1 ° -

Metoda radiální rychlosti není vhodná pro studium hvězd typu A, jako je Beta Pictoris. Velmi mladý věk hvězdy hluk ještě zhoršuje. Aktuální limity odvozené z této metody stačí k vyloučení horkých planet typu Jupiter hmotnějších než 2 hmoty Jupitera ve vzdálenosti menší než 0,05 AU od hvězdy. U planet obíhajících kolem 1 AU by se planety s méně než 9 hmotnostmi Jupitera vyhnuly detekci. Aby tedy astronomové našli planety v systému Beta Pictoris, hledají účinky, které má planeta na okolní prostředí.

ESO snímek planety poblíž Beta Pictoris

Několik řádků důkazů naznačovalo existenci masivní planety obíhající v oblasti kolem 10 AU od hvězdy: bezprašná mezera mezi planetesimálními pásy o 6,4 AU a 16 AU naznačuje, že tato oblast je vyklizena; planeta v této vzdálenosti by vysvětlovala původ padajících odpařujících se těles a osnovy a šikmé prstence ve vnitřním disku naznačují, že disk narušuje mohutná planeta na nakloněné dráze.

Beta Pictoris b v obou prodlouženích

Pozorovaná planeta sama o sobě nedokáže vysvětlit strukturu planetesimálních pásů při 30 AU a 52 AU od hvězdy. Tyto pásy mohou být spojeny s menšími planetami o 25 a 44 AU, s hmotností přibližně 0,5 a 0,1 Jupitera. Takový systém planet, pokud existuje, by se blížil orbitální rezonanci 1: 3: 7 . Může se také stát, že prstence ve vnějším disku při 500–800 AU jsou nepřímo způsobeny vlivem těchto planet.

Objekt byl pozorován v úhlové vzdálenosti 411 miliarcsekund od Beta Pictoris, což odpovídá vzdálenosti v rovině oblohy 8 AU. Pro srovnání, orbitální poloměry planet Jupiter a Saturn jsou 5,2 AU, respektive 9,5 AU. Separace v radiálním směru není známa, takže se jedná o spodní hranici skutečné separace. Odhady jeho hmotnosti závisí na teoretických modelech planetárního vývoje a předpovídají, že objekt má asi 8 hmotností Jupitera a stále se ochlazuje, přičemž teplota se pohybuje od 1400 do 1600 K. Tyto údaje přicházejí s upozorněním, že modely ještě nebyly testovány proti skutečným údajům v pravděpodobných rozsazích hmotnosti a stáří planety.

Poloviční osa je 8–9 AU a její oběžná doba je 17–21 let. V listopadu 1981 byla pozorována „událost podobná tranzitu “; to je v souladu s těmito odhady. Pokud je to potvrzeno jako skutečný tranzit, odvozený poloměr tranzitujícího objektu je 2–4 poloměrů Jupitera, což je větší, než předpovídaly teoretické modely. To může naznačovat, že je obklopen velkým prstencovým systémem nebo kotoučem vytvářejícím měsíc.

Potvrzení druhé planety v systému Beta Pictoris bylo oznámeno 6. října 2020. Planeta má teplotu T = 1250 ± 50 K, dynamickou hmotnost M = 8,2 ± 0,8 MJup a věk 18,5 ± 2,5 Myr. Má oběžnou dobu asi 1200 dní (3,3 roku) a poloviční osu 2,7 AU, asi 3,5krát blíže své mateřské hvězdě než Beta Pictoris b. Dráha Beta Pictoris c je mírně excentrická , s excentricitou 0,24.

Tato planeta představuje data v rozporu s aktuálními modely planetární formace od roku 2020 . β Pic c je ve věku, kdy se předpokládá výskyt planetárních útvarů prostřednictvím nestability disku. Planeta však obíhá ve vzdálenosti 2,7 AU, což je podle předpovědi příliš blízko na to, aby mohlo dojít k nestabilitě disku. Nízká zdánlivá velikost, MK = 14,3 ± 0,1, naznačuje, že se vytvořila prostřednictvím jádrové akrece.

Proud prachu

V roce 2000 pozorování provedená pomocí zařízení Advanced Meteor Orbit Radar na Novém Zélandu odhalila přítomnost proudu částic pocházejících ze směru Beta Pictoris, což může být dominantní zdroj mezihvězdných meteoroidů ve sluneční soustavě. Částice v proudu prachu Beta Pictoris jsou poměrně velké, s poloměry přesahujícími 20 mikrometrů a jejich rychlosti naznačují, že museli opustit systém Beta Pictoris zhruba 25 km/s. Tyto částice mohly být vysunuty z disku s troskami Beta Pictoris v důsledku migrace plynných obřích planet uvnitř disku a může to být známkou toho, že systém Beta Pictoris vytváří Oortův mrak . Numerické modelování ejekce prachu naznačuje, že za to může také radiační tlak, a naznačuje, že planety vzdálenější než asi 1 AU od hvězdy nemohou přímo způsobovat proud prachu.

Viz také

Poznámky

Reference

externí odkazy