Mikroskopy AU

Mikroskopy AU

AU Microscopii, obraz w paśmie J, 2MASS .
Dane obserwacyjne Epoka J2000 Równonoc J2000
Konstelacja	Mikroskop
Rektascensja	20 godz. 45 m 09,53147 sek
Deklinacja	–31° 20′ 27,2425″
Pozorna wielkość (V)	8.73
Charakterystyka
Typ widmowy	M1Ve
Indeks koloru U-B	1.01
Indeks koloru B-V	1,45
Typ zmiennej	Gwiazda płomienia
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	–6,0 km/s
Ruch własny (μ)	RA: +279,96 mas / rok Grudzień: -360,61 mas / rok
Paralaksa (π)	102,9432 ± 0,0231 mas
Dystans	31,683 ± 0,007 ly (9,714 ± 0,002 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	8.61
Detale
Masa	0,50 ± 0,03 M ☉
Promień	0,75 ± 0,03 R ☉
Jasność	0,09 l ☉
Temperatura	3700 ± 100 K
Prędkość obrotowa ( v sin i )	9,3 km/s
Wiek	22 ± 3 mln
Inne oznaczenia
CD -31°17815, GCTP 4939.00, GJ 803, HD 197481, HIP 102409, LTT 8214, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A.
Odniesienia do baz danych
SIMBAD	dane
ARICNS	dane

AU Microscopii (AU Mic) to młoda, mała gwiazda znajdująca się w odległości około 32 lat świetlnych (9,8 parseków ) – około 8 razy dalej niż najbliższa gwiazda po Słońcu . Pozorna wielkość wizualna AU Microscopii wynosi 8,73, co jest zbyt słabe, aby można je było zobaczyć gołym okiem. Otrzymała to oznaczenie , ponieważ znajduje się w południowej konstelacji Microscopium i jest gwiazdą zmienną . Podobnie jak β Pictoris , AU Microscopii posiada okołogwiazdowy dysk pyłu znany jako a dysk szczątków i co najmniej dwie egzoplanety .

Gwiezdne właściwości

AU Mic to młoda gwiazda, która ma zaledwie 22 miliony lat; mniej niż 1% wieku Słońca. Z gwiazdową klasyfikacją M1 Ve, jest to czerwony karzeł o fizycznym promieniu 75% promienia Słońca . Pomimo tego, że ma połowę masy Słońca, promieniuje tylko 9% jasnością niż Słońce. zewnętrznej atmosfery gwiazdy przy efektywnej temperaturze 3700 K , nadając jej chłodną pomarańczowo-czerwoną poświatę charakterystyczną dla gwiazd typu M . AU Microscopii jest członkiem Grupa ruchoma β Pictoris . AU Microscopii może być grawitacyjnie związana z układem podwójnym gwiazd AT Microscopii . Nigdy nie weszła w główną sekwencję, ale wejdzie w nią stosunkowo szybko, a na MS będzie o około 100 K gorętsza i będzie miała prawie połowę swojej obecnej jasności.

Krzywa blasku dla AU Microscopii, wykreślona z danych TESS

AU Microscopii zaobserwowano w każdej części widma elektromagnetycznego , od radiowego do rentgenowskiego , i wiadomo, że ulega rozbłyskom na wszystkich tych długościach fal. Jej rozbłyski zostały po raz pierwszy zidentyfikowane w 1973 roku. U podłoża tych przypadkowych wybuchów leży niemal sinusoidalna zmiana jasności z okresem 4,865 dnia. Amplituda tej zmiany zmienia się powoli w czasie. pasma V wynosiła około 0,3 magnitudo w 1971 roku; do 1980 roku było to zaledwie 0,1 magnitudo.

Układ planetarny

Układ planetarny AU Microscopii

Towarzysz (w kolejności od gwiazdki)	Masa	Półoś wielka ( AU )	Okres orbitalny ( dni )	Ekscentryczność	Nachylenie	Promień
B	20,12 +1,72 −1,57 mln 🜨	0,066	8,46321 ± 0,00004	0,1	89,03 + 0,12-0,11 °	4,07 ± 0,17 R 🜨
D	1,013 ± 0,146 mln 🜨	—	12,73812 ± 0,00128	0,00097 ± 0,00042	88,09616 ± 0,43265 °	—
C	10,8 +2,3 -2,2 mln 🜨	0,1101 ± 0,0022	18,858991 ± 0,000010	—	88,62 +0,24 -0,18 °	3,24 ± 0,16 R 🜨
Dysk śmieci	<50–>150 j.a				—	—

Dysk gruzu AU Microscopii ma asymetryczną strukturę i wewnętrzną szczelinę lub otwór oczyszczony z gruzu, co skłoniło wielu astronomów do poszukiwania planet krążących wokół AU Microscopii. Do 2007 roku żadne poszukiwania nie doprowadziły do ​​wykrycia planet. Jednak w 2020 roku ogłoszono odkrycie planety wielkości Neptuna. Jego oś obrotu jest dobrze wyrównana z osią obrotu gwiazdy macierzystej, a przesunięcie wynosi 5
^{+ 16} ₋₁₅ °.

podejrzewano, że istnieje druga planeta AU Microscopii c . Zostało to potwierdzone w grudniu 2020 r., po udokumentowaniu dodatkowych zdarzeń tranzytowych przez obserwatorium TESS.

Trzecia planeta w układzie była podejrzewana od 2022 r. I „potwierdzona” w 2023 r., Chociaż nie można jeszcze wykluczyć kilku możliwych okresów orbitalnych planety d.

Dysk śmieci

z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a przedstawiające dysk szczątków wokół AU Microscopii.

Ta krótka sekwencja poklatkowa pokazuje obrazy dysku szczątków.

AU Microscopii posiada własny dysk pyłu , po raz pierwszy rozdzielony na długości fal optycznych w 2003 roku przez Paula Kalasa i współpracowników przy użyciu 2,2-metrowego teleskopu Uniwersytetu Hawajskiego na Mauna Kea na Hawajach. Ten duży dysk szczątków jest skierowany w stronę Ziemi krawędzią i ma promień co najmniej 200 jednostek astronomicznych . W tak dużych odległościach od gwiazdy czas życia pyłu w dysku przekracza wiek AU Microscopii. Dysk ma stosunek masy gazu do pyłu nie większy niż 6:1, znacznie niższy niż zwykle zakładana pierwotna wartość 100:1. Dlatego dysk gruzu jest określany jako „ubogi w gaz”. Całkowita ilość pyłu widocznego w dysku jest szacowana na co najmniej masę księżycową, podczas gdy większa planetozymale , z których wytwarzany jest pył, mają co najmniej sześć mas księżycowych.

Widmowy rozkład energii dysku szczątków AU Microscopii na falach submilimetrowych wskazuje na obecność wewnętrznego otworu w dysku rozciągającego się na 17 jednostek astronomicznych, podczas gdy rozproszone obrazy świetlne szacują, że wewnętrzny otwór ma promień 12 jednostek astronomicznych. Połączenie widmowego rozkładu energii z profilem jasności powierzchni daje mniejsze oszacowanie promienia wewnętrznego otworu, 1 - 10 AU.

Wewnętrzna część dysku jest asymetryczna i pokazuje strukturę w wewnętrznej 40 AU. Wewnętrzna struktura została porównana z tą, której można się spodziewać, jeśli dysk jest pod wpływem większych ciał lub przeszedł niedawne formowanie się planet.

Jasność powierzchni ( $powierzchnię$ ) dysku w bliskiej $.$ jako funkcja przewidywanej odległości od gwiazdy ma charakterystyczny kształt Wewnętrzna $gęstość,$ niezmienna, mniej więcej płaska. Około ${\ Displaystyle \ scriptstyle r \, \ około \, 15AU}$ gęstość i jasność powierzchni zaczynają spadać: najpierw zmniejsza się powoli proporcjonalnie do odległości, gdy ${\ Displaystyle \ scriptstyle I \, \ propto \, r ^{-1.8}}$ ; następnie na zewnątrz $r$ i jasność spadają znacznie bardziej stromo, ponieważ $^{-4.7}}$$I \, \ propto$ . Ten kształt „złamanego prawa potęgowego” jest podobny do kształtu profilu dysku β Pic.

W październiku 2015 roku ogłoszono, że astronomowie korzystający z Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) wykryli w dysku bardzo niezwykłe cechy poruszające się na zewnątrz. Porównując zdjęcia z VLT z obrazami wykonanymi przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w 2010 i 2011 roku, odkryto, że podobne do fal struktury oddalają się od gwiazdy z prędkością do 10 kilometrów na sekundę (22 000 mil na godzinę). Wydaje się, że fale znajdujące się dalej od gwiazdy poruszają się szybciej niż fale znajdujące się blisko niej, a co najmniej trzy struktury poruszają się wystarczająco szybko, aby uciec przed przyciąganiem grawitacyjnym gwiazdy.

Metody obserwacji

Wrażenie artysty na temat AU Microscopii Źródło: NASA/ESA/G. Boczek (STScI)

Dysk AU Mic był obserwowany na różnych długościach fal , dostarczając ludziom różnego rodzaju informacji o systemie. Światło z dysku obserwowane na falach optycznych to światło gwiazdowe, które odbiło się (rozproszyło) od cząstek pyłu w kierunku Ziemi. Obserwacje na tych długościach fal wykorzystują plamkę koronograficzną aby zablokować jasne światło pochodzące bezpośrednio od gwiazdy. Takie obserwacje dostarczają obrazów dysku o wysokiej rozdzielczości. Ponieważ światło o długości fali większej niż rozmiar ziarna pyłu jest rozpraszane słabo, porównywanie obrazów o różnych długościach fal (na przykład w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni) dostarcza ludziom informacji o rozmiarach ziaren pyłu w dysku.

Obserwacje Hubble'a plam materii przechodzących przez gwiezdny dysk.

Obserwacje optyczne prowadzono za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a i Teleskopu Kecka . Układ obserwowano również w podczerwonych i submilimetrowych. Światło to jest emitowane bezpośrednio przez ziarna pyłu w wyniku ich wewnętrznego ciepła (zmodyfikowane ciała doskonale czarnego ). Dysk nie może być rozdzielony na tych długościach fal, więc takie obserwacje są pomiarami ilości światła docierającego z całego układu. Obserwacje na coraz dłuższych falach dostarczają informacji o cząstkach pyłu o większych rozmiarach iw większych odległościach od gwiazdy. Te obserwacje zostały poczynione z Teleskop Jamesa Clerka Maxwella i Kosmiczny Teleskop Spitzera .

Linki zewnętrzne

• „AU i AT Microscopii AB” . SolStation. 2004. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 11 listopada 2006 r . Źródło 2006-12-20 .