AU Microscopii

AU Microscopii (AU Mic) es una pequeña estrella joven ubicada a unos 32 años luz (9,8 parsecs ) de distancia, unas 8 veces más que la estrella más cercana después del Sol . [5] La magnitud visual aparente de AU Microscopii es 8,73, [2] que es demasiado tenue para ser visto a simple vista. Se le dio esta designación porque se encuentra en la constelación del sur Microscopium y es una estrella variable . Como β Pictoris , AU Microscopii tiene un disco de polvo circunestelar conocido como disco de escombros y al menos dos exoplanetas .

AU Microscopii
HD197481 2MASS JBAND.png
AU Microscopii, imagen de banda J, 2MASS .
Datos de observación Epoch J2000       Equinox J2000
Constelación Microscopio
Ascensión recta 20 h 45 m 09,53147 s [1]
Declinación –31 ° 20 ′ 27,2425 ″ [1]
Magnitud aparente  (V) 8.73 [2]
Caracteristicas
Tipo espectral M1Ve [2]
Índice de color U − B 1.01
Índice de color B − V 1,45
Tipo variable Estrella de llamarada
Astrometria
Velocidad radial (R v )–6,0 [2]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  +279,96 [1]  mas / año
Diciembre:  -360,61 [1]  mas / año
Paralaje (π)100,91 ± 1,06 [1]  mas
Distancia32,3 ± 0,3  ly
(9,9 ± 0,1  pc )
Magnitud absoluta  (M V )8,61
Detalles
Masa0.50 [3]  M ☉
Radio0,75 [3]  R ☉
Luminosidad0.09 [4]  L ☉
Temperatura3.700 ± 100 [3]  K
Velocidad de rotación ( v  sen  i )9,3 [2]  km / s
Edad22 ± 3 [3]  Myr
Otras designaciones
CD  -31 ° 17815, GCTP  4939.00, GJ  803, HD  197481, HIP  102409, LTT  8214, SAO  212402, Vys 824, LDS 720 A.
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos
ARICNSdatos

AU Mic es una estrella joven con solo 22 millones de años; menos del 1% de la edad del sol . [3] Con una clasificación estelar de M1 Ve, [2] es una estrella enana roja [6] con un radio físico del 75% del del Sol . A pesar de tener la mitad de la masa del Sol, [7] [8] está irradiando sólo el 9% [4] de la luminosidad del Sol. Esta energía está siendo emitida desde de la estrella atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 3700  K , lo que le da el fresco naranja-rojo hued resplandor de una estrella de tipo M . [9] AU Microscopii es miembro del grupo móvil β Pictoris . [10] [11] AU Microscopii puede estar unido gravitacionalmente al sistema estelar binario AT Microscopii . [12]

AU Microscopii se ha observado en todas las partes del espectro electromagnético, desde la radio hasta los rayos X, y se sabe que experimenta una actividad de llamarada en todas estas longitudes de onda. [13] [14] [15] [16] Su comportamiento de llamarada se identificó por primera vez en 1973. [17] [18] Detrás de estos brotes aleatorios se encuentra una variación casi sinusoidal en su brillo con un período de 4.865 días. La amplitud de esta variación cambia lentamente con el tiempo. La variación del brillo de la banda V fue de aproximadamente 0,3 magnitudes en 1971; en 1980 era simplemente de 0,1 magnitudes. [19]

El sistema planetario AU Microscopii [20] [21] [22]
Compañero
(en orden de estrella) 		Masa Semieje mayor
( AU ) 		Período orbital
( días ) 		Excentricidad Inclinación Radio
B 17.1+4,7
−4,5[23]  M ⊕ 		0.066 8.46321 ± 0.000040,1 89.03+0,12
−0,11° 		4.07 ± 0.17  R ⊕
C <25  M ⊕ 0,1101 ± 0,002218,858991 ± 0,000010- 88,62+0,24
−0,18° 		3,24 ± 0,16  R ⊕
Disco de polvo <50–> 150 AU - -

La presencia del agujero interior y la estructura asimétrica ha llevado a varios astrónomos a buscar planetas en órbita alrededor de AU Microscopii. En 2007, ninguna búsqueda había dado lugar a la detección de planetas. [24] [25] Sin embargo, en 2020 se anunció el descubrimiento de un planeta del tamaño de Neptuno. [3] Su eje de rotación está bien alineado con el eje de rotación de la estrella madre, siendo la desalineación igual a 5+
16-15°. [20]

Desde 2018, se sospechaba que existía el segundo planeta AU Microscopii c . Se confirmó en diciembre de 2020, después de que el observatorio TESS documentara eventos de tránsito adicionales. [22]

Disco de escombros

Imagen del Telescopio Espacial Hubble del disco de escombros alrededor de AU Microscopii.
"> Reproducir medios
Esta secuencia de lapso de tiempo corto muestra imágenes del disco de desechos.

AU Microscopii alberga su propio disco de polvo , resuelto por primera vez en longitudes de onda ópticas en 2003 por Paul Kalas y colaboradores utilizando el telescopio de 2,2 m de la Universidad de Hawaii en Mauna Kea , Hawaii. [5] Este gran disco de escombros mira hacia el borde de la tierra, [26] y mide al menos 200 AU de radio. A estas grandes distancias de la estrella, la vida útil del polvo en el disco supera la edad de AU Microscopii. [5] El disco tiene una relación de masa de gas a polvo de no más de 6: 1, mucho más baja que el valor primordial generalmente asumido de 100: 1. [27] Por lo tanto, el disco de escombros se denomina "pobre en gas". Se estima que la cantidad total de polvo visible en el disco es al menos una masa lunar, mientras que se infiere que los planetesimales más grandes a partir de los cuales se produce el polvo tienen al menos seis masas lunares. [28]

La distribución de energía espectral del disco de escombros de AU Microscopii en longitudes de onda submilimétricas indica la presencia de un orificio interno en el disco que se extiende hasta 17 AU, [29] mientras que las imágenes de luz dispersa estiman que el orificio interno tiene un radio de 12 AU. [30] La combinación de la distribución de energía espectral con el perfil de brillo de la superficie produce una estimación más pequeña del radio del agujero interior, 1 - 10 AU. [24]

La parte interna del disco es asimétrica y muestra estructura en las 40 UA internas. [31] La estructura interna se ha comparado con la que se espera ver si el disco está influenciado por cuerpos más grandes o ha sufrido una formación planetaria reciente. [31]

El brillo de la superficie (brillo por área) del disco en el infrarrojo cercano en función de la distancia proyectada de la estrella sigue una forma característica. El interiordel disco tienen una densidad aproximadamente constante y el brillo es invariable, más o menos plano. [30] Alrededor la densidad y el brillo de la superficie comienzan a disminuir: primero disminuye lentamente en proporción a la distancia a medida que ; luego afuera, la densidad y el brillo descienden mucho más abruptamente, ya que . [30] Esta forma de "ley de potencia rota" es similar a la forma del perfil del disco de β Pic.

En octubre de 2015 se informó que los astrónomos que usaban el Very Large Telescope (VLT) habían detectado características muy inusuales que se movían hacia afuera en el disco. Al comparar las imágenes del VLT con las tomadas por el Telescopio Espacial Hubble en 2010 y 2011, se descubrió que las estructuras onduladas se alejan de la estrella a velocidades de hasta 10 kilómetros por segundo (22.000 millas por hora). Las ondas más alejadas de la estrella parecen moverse más rápido que las cercanas, y al menos tres de las características se mueven lo suficientemente rápido como para escapar de la atracción gravitacional de la estrella. [32]

Impresión artística de AU Microscopii Crédito: NASA / ESA / G. Tocino (STScI)

El disco de AU Mic se ha observado en una variedad de longitudes de onda diferentes , lo que brinda a los humanos diferentes tipos de información sobre el sistema. La luz del disco observada en longitudes de onda ópticas es luz estelar que se ha reflejado (dispersado) de las partículas de polvo en la línea de visión de la Tierra. Las observaciones en estas longitudes de onda utilizan un punto coronario para bloquear la luz brillante que proviene directamente de la estrella. Estas observaciones proporcionan imágenes del disco de alta resolución. Debido a que la luz que tiene una longitud de onda más larga que el tamaño de un grano de polvo se dispersa solo de manera deficiente, la comparación de imágenes en diferentes longitudes de onda (visible e infrarrojo cercano, por ejemplo) brinda a los humanos información sobre el tamaño de los granos de polvo en el disco. [33]

Observaciones del Hubble de manchas de material que atraviesan el disco estelar. [34]

Se han realizado observaciones ópticas con el telescopio espacial Hubble y los telescopios Keck . El sistema también se ha observado en longitudes de onda infrarrojas y submilimétricas. Esta luz es emitida directamente por los granos de polvo como resultado de su calor interno ( radiación de cuerpo negro modificada ). El disco no se puede resolver en estas longitudes de onda, por lo que tales observaciones son medidas de la cantidad de luz que proviene de todo el sistema. Las observaciones en longitudes de onda cada vez más largas dan información sobre partículas de polvo de mayor tamaño y a mayores distancias de la estrella. Estas observaciones se han realizado con el telescopio James Clerk Maxwell y el telescopio espacial Spitzer .

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