AU Microscopii
|
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstellation | Mikroskopium |
| Rätt uppstigning | 20 h 45 m 09.53147 s |
| Deklination | –31° 20′ 27,2425″ |
| Skenbar magnitud (V) | 8,73 |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | M1Ve |
| U−B färgindex | 1.01 |
| B−V färgindex | 1,45 |
| Variabel typ | Flare stjärna |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet (R v ) | –6,0 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: +279,96 mas / år Dec.: -360,61 mas / år |
| Parallax (π) | 102,9432 ± 0,0231 mas |
| Distans | 31,683 ± 0,007 ly (9,714 ± 0,002 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) | 8,61 |
| Detaljer | |
| Massa | 0,50 ± 0,03 M ☉ |
| Radie | 0,75 ± 0,03 R ☉ |
| Ljusstyrka | 0,09 L ☉ |
| Temperatur | 3 700 ± 100 K |
| Rotationshastighet ( v sin i ) | 9,3 km/s |
| Ålder | 22 ± 3 Myr |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
| ARICNS | data |
AU Microscopii (AU Mic) är en ung liten stjärna som ligger cirka 32 ljusår (9,8 parsecs ) bort – cirka 8 gånger så långt som den närmaste stjärnan efter solen . Den skenbara visuella magnituden för AU Microscopii är 8,73, vilket är för svagt för att kunna ses med blotta ögat. Den fick denna beteckning eftersom den befinner sig i den södra stjärnbilden Microscopium och är en variabel stjärna . Liksom β Pictoris har AU Microscopii en cirkumstellär skiva av damm känd som en skräpskiva och minst två exoplaneter .
Stjärnegenskaper
AU Mic är en ung stjärna bara 22 miljoner år gammal; mindre än 1 % av solens ålder. Med en stjärnklassificering av M1 Ve är det en röd dvärgstjärna med en fysisk radie på 75 % av solens . Trots att den är hälften av solens massa strålar den bara ut 9 % så mycket ljusstyrka som solen. Denna energi sänds ut från stjärnans yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på 3 700 K , vilket ger den den svala orangeröda glöden som en stjärna av M-typ . AU Microscopii är medlem i β Pictoris rörlig grupp . AU Microscopii kan vara gravitationsmässigt bundna till det binära stjärnsystemet AT Microscopii . Den kom aldrig in i huvudsekvensen, men kommer in i den relativt snart, och på MS kommer den att vara ungefär 100 K varmare och ha nästan hälften av sin nuvarande ljusstyrka.
AU Microscopii har observerats i varje del av det elektromagnetiska spektrumet från radio till röntgenstrålning och är känt för att utsättas för flammande aktivitet vid alla dessa våglängder. Dess flammande beteende identifierades först 1973. Bakom dessa slumpmässiga utbrott ligger en nästan sinusformad variation i dess ljusstyrka med en period på 4,865 dagar. Amplituden för denna variation ändras långsamt med tiden. Variationen i V-bandets ljusstyrka var ungefär 0,3 magnituder 1971; 1980 var det bara 0,1 magnituder.
Planetsystemet
|
Följeslagare (i ordning från stjärnan) |
Massa |
Halvhuvudaxel ( AU ) |
Omloppsperiod ( dagar ) |
Excentricitet | Lutning | Radie |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | 20.12 +1.72 −1.57 M 🜨 |
0,066 | 8,46321 ± 0,00004 | 0,1 | 89,03 +0,12 −0,11 ° |
4,07 ± 0,17 R 🜨 |
| d | 1,013 ± 0,146 M 🜨 | — | 12,73812 ± 0,00128 | 0,00097 ± 0,00042 | 88,09616 ± 0,43265 ° | — |
| c | 10,8 +2,3 −2,2 M 🜨 |
0,1101 ± 0,0022 | 18,858991 ± 0,000010 | — | 88,62 +0,24 −0,18 ° |
3,24 ± 0,16 R 🜨 |
| Skräpskiva | <50–>150 AU | — | — | |||
AU Microscopiis skräpskiva har en asymmetrisk struktur och ett inre gap eller hål som är rensat från skräp, vilket har fått ett antal astronomer att leta efter planeter som kretsar kring AU Microscopii. År 2007 hade inga sökningar lett till några upptäckter av planeter. Men 2020 tillkännagavs upptäckten av en planet i storleken Neptunus. Dess rotationsaxel är väl inriktad med rotationsaxeln för moderstjärnan, varvid snedställningen är lika med 5
+16 −15 °.
Sedan 2018 misstänktes den andra planeten AU Microscopii c existera. Det bekräftades i december 2020, efter att ytterligare transithändelser dokumenterats av TESS-observatoriet.
En tredje planet i systemet misstänktes sedan 2022, och "validerades" 2023, även om flera möjliga omloppsperioder för planet d inte kan uteslutas ännu.
Skräpskiva
AU Microscopii hyser sin egen skiva av damm , som först löstes vid optiska våglängder 2003 av Paul Kalas och medarbetare med hjälp av University of Hawaii 2,2-m teleskop på Mauna Kea , Hawaii. Denna stora skräpskiva är vänd mot jordens kant och mäter minst 200 AU i radie. På dessa stora avstånd från stjärnan överstiger livslängden för damm i skivan åldern för AU Microscopii. Skivan har ett massförhållande mellan gas och damm på högst 6:1, mycket lägre än det vanligtvis antagna urvärdet på 100:1. Skräpskivan kallas därför för "gasfattig". Den totala mängden damm som syns i skivan uppskattas vara minst en månmassa, medan den större planetesimaler från vilka dammet produceras antas ha minst sex månmassor.
Den spektrala energifördelningen av AU Microscopiis skräpskiva vid submillimetervåglängder indikerar närvaron av ett inre hål i skivan som sträcker sig till 17 AU, medan spridda ljusbilder uppskattar det inre hålet till 12 AU i radie. Kombination av den spektrala energifördelningen med ytljushetsprofilen ger en mindre uppskattning av radien för det inre hålet, 1 - 10 AU.
Den inre delen av skivan är asymmetrisk och visar struktur i de inre 40 AU. Den inre strukturen har jämförts med den som förväntas ses om skivan påverkas av större kroppar eller nyligen har genomgått planetbildning.
Ytljusstyrkan ( ljusstyrkan per area) på skivan i det nära infraröda som en funktion av det projicerade avståndet från stjärnan följer en karakteristisk form. Den inre på skivan verkar ungefär konstant i densitet och ljusstyrkan är oföränderlig, mer eller mindre platt. Runt börjar densiteten och ytljusstyrkan att minska: först minskar den långsamt i proportion till avståndet när ; sedan utanför sjunker densiteten och ljusstyrkan mycket mer brant, eftersom . Denna "brutna kraftlag"-form liknar formen på profilen på β Pics skiva.
I oktober 2015 rapporterades det att astronomer som använde Very Large Telescope (VLT) hade upptäckt mycket ovanliga utåtgående särdrag i skivan. Genom att jämföra VLT-bilderna med de som togs av rymdteleskopet Hubble 2010 och 2011 fann man att de vågliknande strukturerna rör sig bort från stjärnan med hastigheter på upp till 10 kilometer per sekund (22 000 miles per timme). Vågorna längre bort från stjärnan verkar röra sig snabbare än de nära den, och åtminstone tre av funktionerna rör sig tillräckligt snabbt för att undkomma stjärnans gravitationskraft.
Metoder för observation
AU Mics skiva har observerats vid en mängd olika våglängder , vilket ger människor olika typer av information om systemet. Ljuset från skivan som observeras vid optiska våglängder är stjärnljus som har reflekterat (spritt) dammpartiklar in i jordens siktlinje. Observationer vid dessa våglängder använder en koronagrafisk fläck för att blockera det starka ljuset som kommer direkt från stjärnan. Sådana observationer ger högupplösta bilder av skivan. Eftersom ljus som har en våglängd som är längre än storleken på ett dammkorn endast sprids dåligt, ger en jämförelse av bilder vid olika våglängder (till exempel synligt och nära-infrarött) människor information om storleken på dammkornen i skivan.
Optiska observationer har gjorts med Hubble Space Telescope och Keck Telescopes . Systemet har också observerats vid infraröda och submillimetervåglängder. Detta ljus sänds ut direkt av dammkorn som ett resultat av deras inre värme (modifierad svartkroppsstrålning ). Skivan kan inte lösas upp vid dessa våglängder, så sådana observationer är mätningar av mängden ljus som kommer från hela systemet. Observationer vid allt längre våglängder ger information om stoftpartiklar av större storlekar och på större avstånd från stjärnan. Dessa observationer har gjorts med James Clerk Maxwell Telescope och Spitzer Space Telescope .
externa länkar
- "AU och AT Microscopii AB" . SolStation. 2004. Arkiverad från originalet den 11 november 2006 . Hämtad 2006-12-20 .
