Planeta nebyla dříve nalezena kvůli problému s kontrastem. Nachází se velmi blízko jasného záření mateřské hvězdy (Beta Pictoris A) a je také přezářena rozptýleným světlem z výrazného prachového disku systému. Kromě toho samotná Beta Pictoris b – mnohem jasnější obří planeta na těsnější dráze – vytvářela v dřívějších koronografických a diferenčních snímcích zbytkový jas, který maskoval slabý signál planety d. Až kombinace nebývalé citlivosti JWST v infračervené oblasti a nekoronografického zobrazování pomocí VLT/ERIS konečně odhalila její přítomnost .
Extrahovaná spektra z NIRSpec a MIRI ukazují u Beta Pictoris d zřetelnou sérii absorpčních pásů oxidu uhelnatého (CO) v rozsahu ~2,3 až 5,0 µm . Atmosféra rovněž vykazuje přítomnost vodní páry (H₂O), oxidu uhličitého (CO₂) a metanu (CH₄)
. Díky těmto molekulárním detekcím mohou astronomové začít určovat poměr uhlíku ke kyslíku v atmosféře planety a její metalicitu, což poskytuje vodítka o jejím vzniku.
Systém Beta Pictoris je mladý, jeho stáří se odhaduje na přibližně 23 milionů let . S potvrzením Beta Pictoris d nyní hostí tři přímo zobrazené planety (b, c a d). Díky tomu jde o teprve druhý známý systém s více než dvěma potvrzenými planetami přímo zobrazenými – po systému HR 8799
. Všechny tři planety jsou obří plynové planety detekované přímým zobrazováním, přičemž Beta Pictoris c byla nejprve identifikována metodou měření radiální rychlosti a teprve poté přímo zobrazena
. Uspořádání systému – s planetami sahajícími od vnitřních drah až po ~26 AU a ležícími ve stejné rovině jako prachový disk – představuje unikátní laboratoř pro studium vzniku obřích planet a vývoje celých planetárních soustav
.